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VV Cephei A
Constelación Cepheus </br>
Ascensión recta α 21h 56min 39.14s
Declinación δ +63º 37’ 32.0’’
Distancia 3000 años-luz (aprox)
Magnitud visual +4,91
Magnitud absoluta -6,93
Luminosidad 163.000 - 535.000 soles
Temperatura 3300 - 3650 K
Masa 25 - 40 soles
Radio 1000 - 2200 soles
Tipo espectral M2 Iaep
Velocidad radial -18,7 km/s

VV Cephei (HD 208816) es una estrella localizada en la constelación de Cepheus de magnitud aparente +4,91. Es una estrella binaria compuesta por una supergigante roja, VV Cephei A, y una estrella blanco-azulada de la secuencia principal, VV Cephei B. El sistema se encuentra a unos 3000 años luz de la Tierra.

VV Cephei AEditar

Archivo:Sun and VV Cephei A.svg
Archivo:Sun and VV Cephei A.png

VV Cephei A es una supergigante roja brillante de tipo espectral M2 Iaep, una de las estrellas más grandes conocidas, con un radio comprendido entre 1000 y 2200 veces el radio solar. Traducido a unidades astronómicas (UA), su radio estaría entre 4,7 y 10,4 UA, lo que implica que si se encontrase en el lugar del Sol -considerando el valor máximo-, su superficie se extendería hasta más allá de la órbita de Saturno. Su temperatura superficial, no bien conocida, estaría en el rango de 3300-3650 K. Al estar muy alejada de la Tierra, su distancia es incierta, por lo que su luminosidad puede estar comprendida entre 163.000 y 535.000 veces la del Sol. Su masa se estima entre 25 y 40 masas solares.

Además, VV Cephei A no es esférica, sino que debido a la fuerza de marea producida por la atracción gravitatoria de su compañera, tiene forma de gota y cede materia a un disco que se forma en torno a VV Cephei B. Asimismo es una estrella pulsante variable semirregular con distintos períodos de oscilación. El final de una estrella de estas características no puede ser otro que en forma de supernova, cuya explosión puede expulsar a su compañera a gran velocidad convirtiéndola en una estrella fugitiva.

VV Cephei BEditar

VV Cephei B es mucho menos conocida que su enorme compañera. Catalogada como una estrella B8Ve, su masa puede ser varias veces la masa solar. La transferencia de masa entre las dos estrellas probablemente produce súbitos cambios en el período orbital del sistema. Actualmente se mueve en una órbita excéntrica a una distancia de VV Cephei A comprendida entre 17 y 34 UA, siendo el período orbital de 20,4 años. Cuando VV Cephei A pasa por delante de VV Cephei B se produce un eclipse de 250 días de duración que hace que su brillo disminuya en un 20%.

Véase también Editar

Enlaces externos Editar

Referencias Editar

fr:VV Cephei it:VV Cephei ko:세페우스자리 VV lb:VV Cephei (Stär)sk:VV Cephei tr:VV Cephei zh:仙王座VV

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