VV الملتهب

في في الملتهب في الفلك (بالإنجليزية: VV Cephei,أوHD 208816) هو نظام نجمي خسوفي ويقع في كوكبة الملتهب ، ويبعد عن الأرض نحو 2400 سنة ضوئية أي أنه ينتمي إلى مجرتنا مجرة درب التبانة (للمقارنة : يبلغ قطر المجرة نحو 100.000 سنة ضوئية). .[1][foot 1]

كوكبة الملتهب وفي وسطها ، معلما بدائرة حمراء نجد موقع في في الملتهب.

مقارنة بين حجمي الشمس و في في الملتهب إيه.

وهو عملاق عظيم أحمر ويقترن به نجم أزرق (في في الملتهب بي) يبدو أنه من نجوم النسق الأساسي . وتبعث من النجم العظيم الفائق جزء من مادتة منجذبة إلى قرينة الأزرق . لذلك يسمى العملاق العظيم الفائق في في الملتهب إيه وهو يعتبر ثالث نجم في السماء في ترتيب التألق طبقا لقائمة أشد النجوم المعروفة تألقا، حيث يبلغ نصف قطره بين 1600 إلى 1900 نصف قطر شمسي.[2][3]

وهو يشبه منكب الجوزاء من حيث ظاهرتهم الخاصة بصعوبة قياسهم بدقة من بين نجوم التصنيف عملاق عظيم. في في الملتهب ليس كرويا تماما وتحيطه طبقات عاتمة ضعيفة النفاذية للضوء وتمتد إلى مسافات بعيدة في جوه . وتقترن تلك الطبقات أيضا بمناطق غبارية داكنة، تتغير درجة تألقها اختلافا كبيرا مما يجعل من العسير تحديد حجمها الحقيقي بدقة .

الخصائص

في في الملتهب إيه

مقارنة بين أحجام بعض كواكب المجموعة الشمسية وبعض النجوم.
1. عطارد <المريخ <الزهراء <الأرض
2. الأرض <نبتون <أورانوس <زحل <المشتري
3. المشتري <وولف 359 <الشمس <الشعرى اليمانية
4. الشعرى اليمانية <رأس التوأم المؤخر <السماك الرامح <الدبران
5. الدبران <رجل الجبار <قلب العقرب <منكب الجوزاء
6. منكب الجوزاء <الراقص <في في الملتهب أ <في واي الكلب الأكبر.

ترتيب في في الملتهب إيه في قائمة أكثر النجوم تألقا هو المركز الثاني في درب التبانة ويصنف طيفه من فئة M2 ويبلغ قطره بين 1600 - 1900 قطر شمسي، ولوكان يبعد عنا بعد الشمس لوصلت حدود سطحه حتى مدار كوكب المشتري . ويبلغ ضياؤه نحو 275.000 - 575.000 مرة ضياء الشمس ، ولا تعرف كتلته بدقة . وباعتبار حركته في فلكه يمكن تقدير كتلته بأنها أكبر من كتلة الشمس 100 مرة، إلا أن تقدير كتلته بالاعتماد على تألقه فتقدر بين 25 و 40 كتلة شمسية. تبلغ درجة حرارة سطح في في الملتهب إيه بين 3.300 و 3.600 كلفن.

في في الملتهب بي

يعتبر في في الملتهب بي نجما أزرقا طبقا للنسق الأساسي ، وتصنيفه الطيفي من قئة B . يبلغ قطره 10 أضعاف قطر الشمس، وأما َضياءه فيبلغ 100.000 مرة أشد من الشمس . وهو يدور حول في في الملتهب إيه في دورة مقدارها 3و20 سنة . وخسوفه يستغرق 1300 يوم، وكان أخر خسوف له في يناير 1998. تبلغ درجة حرارة سطحه بين 10.000 - 28.000 كلفن.

خسوف النجوم المزدوجة

لا يبين المنحنى الضوئي للنظام في في الملتهب تغيير أثناء عبور النجم الأزرق أمام العملاق العظيم في في الملتهب إيه .

ولكن عند عبور النجم الأزرق خلف في في الملتهب إيه فإن تألقه ينخفض فجأة .

المراجع

Professor James B. (Jim) Kaler. "VV CEP (VV Cephei)". University of Illinois. مؤرشف من الأصل في 01 فبراير 2009. اطلع عليه بتاريخ 12 يوليو 2009. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); تحقق من التاريخ في: |تاريخ أرشيف= (مساعدة)
1. a b c Professor James B. (Jim) Kaler. "VV CEP (VV Cephei)". University of Illinois. . Retrieved 2010-03-15. نسخة محفوظة 1 فبراير 2009 على موقع واي باك مشين.
Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W. (November 1981). "Empirical bolometric corrections for the main-sequence". Astronomy and Astrophysics Supplement 46: 193–237. . Retrieved 2010-03-14. Page 225 "Table IV" #178 نسخة محفوظة 17 يوليو 2019 على موقع واي باك مشين.

Size, mass and luminosity estimates are all considerably uncertain due to insufficient knowledge of the Cephei star system: Professor Kaler writes "in truth we really do not know". Its distance cannot be measured from parallax, instead it is derived from its assumed membership in the Cepheus OB2 اتحاد نجمي, but this is also not certain. Other methods give a range of sizes between 1000 and 2200 that of the Sun, but these too are confounded by the fact that the star is not spherical, which leads to overestimates. (J. Kaler)

بوابة نجوم
بوابة علم الفلك

في كومنز صور وملفات عن: VV الملتهب

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.

[Kaler-1] Professor James B. (Jim) Kaler. "VV CEP (VV Cephei)". University of Illinois. مؤرشف من الأصل في 01 فبراير 2009. اطلع عليه بتاريخ 12 يوليو 2009. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); تحقق من التاريخ في: |تاريخ أرشيف= (مساعدة)

[3] 1. a b c Professor James B. (Jim) Kaler. "VV CEP (VV Cephei)". University of Illinois. . Retrieved 2010-03-15. نسخة محفوظة 1 فبراير 2009 على موقع واي باك مشين.

[4] Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W. (November 1981). "Empirical bolometric corrections for the main-sequence". Astronomy and Astrophysics Supplement 46: 193–237. . Retrieved 2010-03-14. Page 225 "Table IV" #178 نسخة محفوظة 17 يوليو 2019 على موقع واي باك مشين.

[uncertain-2] Size, mass and luminosity estimates are all considerably uncertain due to insufficient knowledge of the Cephei star system: Professor Kaler writes "in truth we really do not know". Its distance cannot be measured from parallax, instead it is derived from its assumed membership in the Cepheus OB2 اتحاد نجمي, but this is also not certain. Other methods give a range of sizes between 1000 and 2200 that of the Sun, but these too are confounded by the fact that the star is not spherical, which leads to overestimates. (J. Kaler)