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仙王座VV

提示：此條目頁的主題不是仙王座 W。

仙王座VV，也稱為HD 208816，是在仙王座的一顆食聯星系統，距離地球大約5,000光年。它是B(e)星，也是殼層星。

仙王座VV（VV Cephei）

仙王座VV在仙王座中的位置。
觀測資料
曆元 J2000
星座 仙王座
星官
赤經 21h 56m 39.14385s[1]
赤緯 +63° 37′ 32.0174″[1]
視星等（V） 4.91[2] (4.80 - 5.36[3])
特性
U−B 色指數+0.43[4]
B−V 色指數+1.73[4]
變星類型EA + SRc[3]
特性
光譜分類M2 Iab[2]
U−B 色指數+2.07[4]
B−V 色指數+1.82[4]
特性
光譜分類B0-2 V[2]
U−B 色指數−0.52[4]
B−V 色指數+0.36[4]
天體測定
視差 (π)1.33 ± 0.20[1] mas
距離4.9k ly
(1.5k[5] pc)
絕對星等 (MV)−6.93[6]
軌道
繞行週期 (P)7,430.5天[7]
半長軸 (a)16.2 ± 3.7[2]"
(24.8[8] AU)
偏心率 (e)0.346 ± 0.01[7]
傾斜角 (i)84[9]°
半振幅 (K1)
(primary)		19.43 ± 0.33[7] km/s
半振幅 (K2)
(secondary)		19.14 ± 0.68[7] km/s
詳細資料
A
質量2.5[10] or 18.2[8] M☉
半徑516[11] or 1,000[12] R☉
表面重力 (log g)0.0[13]
亮度200,000[14] L☉
溫度3,480 ± 176.8[11] K
金屬量 [Fe/H]−0.06[13] dex
B
質量8[10] or 18.6[8] M☉
半徑13[7]-25[15] R☉
金屬量−0.14[16]
年齡25[17] Myr
其他命名
VV Cep、HR 838、HIP 108317、HD 208816、BD+62°2007、WDS J21567+6338、2MASS J21563917+6337319、IRAS 21552+6323、 AAVSO 2153+63
參考資料庫
SIMBAD資料
太陽系土星軌道與仙王座VV A大小的示意圖。土星軌道內側分別是木星、火星與地球軌道。

仙王座VV是已知週期第二長的食聯星。當一顆紅超巨星的伴星很靠近它的洛希瓣時，若後者是一顆藍色的主序星，就會有一些紅超巨星在軌道的物質流向藍色的伴星，使這顆炙熱的伴星被一個巨大的物質圓盤遮住。這顆主星被稱為仙王座VV A的超巨星，儘管其大小還不確定，但現在已被認為是銀河系中已知最大的恆星之一。目前最佳的估計大小是1,000 R☉，幾乎和木星軌道一樣大。

變異性

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美國天文學家Dean McLaughlin（英語：Dean McLaughlin）在1936年發現仙王座VV是一個食聯星的事實。在20.3年的軌道週期上，仙王座VV會經歷主星食和副星食[18]。主星食會完全遮住炙熱的伴星，持續的時間將近18個月。副星食因為只遮蔽了溫度較低的主星一小部分，光度降低得非常少，以至還測不出其光度的改變[9]。星食開始和持續的時間都會變化。只是它是漸進的，因此很難確定開始和結束的時間。在食聯星中，只有柱一（御夫座ε）的週期比它長[2]。

仙王座VV也顯示出十分之幾星等的半規則變化。可見光和紅外線的變化似乎與紫外線波長的變化無關。據報導在紫外線的變化週期是58天[19]，主要的長波變化週期是118.5天[20]。短波長的變化被認為是由圍繞著熱伴星的圓盤引起的，而主要的變化是紅超巨星的脈動引起的。據推測，伴星周圍的圓盤會產生這樣的亮度變化[21]。

光譜

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仙王座VV的光譜可以分解成兩個主要成分，一個來自冷的超巨星，另一個次被炙熱圓盤環繞的熱且小的伴星。圍繞在伴星周圍的物質產生發射線，包含[FeII]禁線帶，[[:B[e]現象|B[e]現象]]（英語：B(e) star）是由圍繞在恆星周圍的星周盤引起的。由於一個狹窄的中心吸收成分引起，使氫的發射線是雙峰的。這是由於看到的圓盤幾乎以側面朝向我們，攔截了來自恆星連續輻射的光譜。這是殼層星的特徵[18]。

禁線帶主要是[FeII]，但是也有[CuII]和[NiII]，在星食的時候，它們的逕向速度幾乎是恆定的，因此人們認為它們起源於聯星中距離較遠的環星物質[22]。

在主星食的期間，特別是在熱半星及其圓盤產生的紫外線波長最強烈的時候，光譜會劇烈的變化。當圓盤的一部分被來自恆星的連續體阻擋時，帶有某些發射線的典型B光譜，會被有數千條發射線所控制的光譜取代。當進入和離開的過程中，當靠近恆星的圓盤一側或另一側變得可見，而另一側仍然被食時，發射線的輪廓會發生變化[9]。整個系統的顏色，因為伴星發射的藍光部部分都被阻擋掉，在星食期間顏色也會發生[2]。

在星食中，某些譜線的強度和形狀，以及連續體都有強烈而不穩定的變化。連續體在短波（也就是熱）中的快速隨機變化，似乎是由B分量周圍的圓盤引起的。殼層吸收線顯示出不同的徑向速度，可能是由於盤面吸積的變化。來自FeII和MgII的發射，大約在拱點和副食附近增強；他們幾乎是同時發生，但發射線在整個軌道上也會隨機變化[18]。

在可見的光譜中，Hα譜線是唯一清晰的發射特徵。它的強度在星食期間外，會隨機且快速的變化，但在星食的主食期間，它會變得微弱但相對的穩定[23]。

距離

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仙王座VV A

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作為主星的仙王座VV A是一顆紅特超巨星，它的直徑為太陽的1600～1900多倍[24][25]，比土星軌道還要大，是人們迄今已知的恆星中，體積第三大的。其確實的質量不明，但從軌道的動態來推測，不超過100倍太陽質量；從光度推測，則不超過25~40倍太陽質量。它的光譜分類為M2，光度是太陽的275,000～575,000倍。物質正從仙王座VV A噴發而出，流向其伴星仙王座VV B。

仙王座VV B

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是仍處於主序階段的藍色伴星，與主星距離16～25天文單位，每20年繞主星公轉一週。仙王座VV B的光譜分類為B0，其直徑為太陽直徑的10倍，釋出的光度為太陽的10萬倍。

參見

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注釋

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參考資料

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