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	세페우스자리 VV
	; 사진 가운데, 빨간색 원으로 표시된 별이 세페우스자리 VV이다.
명칭
다른 이름	HIP 108317
관측 정보 ; (역기점 J2000)
별자리	세페우스자리
적경(α)	21h 56m 39.144s
적위(δ)	+63° 37′ 32.01″
겉보기등급(m)	4.91 (맨눈)
절대등급(M)	-6
위치천문학
연주시차	1.33 ± 0.20 밀리초각
거리	4900 광년(1500 파섹)
성질
광도	200,000 ~ 320,000 / ~10,000 L☉
분광형	M2 Iab / B0-2V
추가 사항
질량	<25 / <20 M☉
표면온도	3,800 / ~25,000 켈빈
항성 목록 겉보기등급순 · 절대등급순; 거리순 · 질량순 · 반지름순

세페우스자리 VV(VV Cephei)는 지구에서 약 4,900광년 떨어진 세페우스자리에 있는 식쌍성(蝕雙星)(식변광성)이자 알골형 변광성이며, 극대거성 A와 청색 거성으로 추측되는 B로 구성된다.^[2]^{[주석 1]}

구성원

세페우스자리 VV는 적색 초거성 A와 청색 초거성 B로 이루어진 쌍성계이다. 세페우스자리 VV는 맨눈으로 희미하게 보일 수준이지만 사실 성간 구름이 별빛을 상당량 가리고 있기 때문에 어둡게 보이는 것이다. 만약 이 별과 우리 시야 사이를 가리는 것이 없었다면 VV의 밝기는 A가 1.97, B가 2.91로 밤하늘에서 밝게 빛날 것이며, 변광성 기호 대신 바이어 명명법에 따라 제 이름을 받았을 것이고, 사람들에게 애칭을 얻어 오래전부터 불려 왔을 것이다.

세페우스자리 VV A

세페우스자리 VV A는 지금까지 발견된 항성 중 큰개자리 VY와 적색 초거성 WOH G64에 이어 세 번째로 큰 항성이었으나, 측정결과가 달라져 예전보다 크기가 조금 줄어있는 상태이다.(큰개자리 VY역시 마찬가지이다.)(세페우스자리 VV A는 극대거성이다). 세페우스자리 VV A의 스펙트럼형은 M2이며, 지름은 태양의 약 1,600-1,900배 정도로 측정되었다. 이 항성이 현재 태양의 위치에 있다고 가정하면, 그 둘레는 목성의 공전궤도를 조금 넘을 정도의 크기가 된다. 세페우스자리 VV A는 태양보다 약 275,000-575,000배 밝다.

세페우스자리 VV A의 질량은 공전의 움직임에서 추정할 때 태양 질량의 약 100배정도이지만, 밝기에 근거해 계산해 보면 태양의 25배 정도의 질량을 갖는 것으로 추측된다. 하지만 많은 적색 극대거성에서 보듯, 성풍이 그 앞을 대략 초속 25킬로미터의 속도로 지나가기 때문에 정확한 질량을 알 수는 없다.

A가 B에 근접할 경우 A는 로슈 한계 내에 존재하게 되며 이는 A로부터 B로 질량이동이 일어나는 원인이 된다. 따라서 A의 모양은 구형(球形)이 아니라 B쪽으로 찌그러진 형태일 것으로 추측된다. 서로의 질량이 한 쪽은 줄어들고 다른 쪽은 늘어나는 만큼, 둘의 공전궤도도 시시각각 변하고 있다.

세페우스자리 VV A는 현재 탄소핵융합을 하고 있으며 그리 멀지 않은 미래 초신성 폭발로 생을 마감할 것이며 블랙홀이 될 것이다.

세페우스자리 VV B

차갑고 거대한 주성 A에 비해 B는 상대적으로 덩치가 작다. 그럼에도 B는 매우 밝고 뜨거운 별로, 지름은 태양의 10배 정도에 광도는 태양의 10만배에 이른다. B의 질량은 태양의 21배이며 수소핵융합을 마치고 헬륨핵융합을 막 시작한 거성이다. 분광형은 B0이며 주계열때는 O8의 분광형을 가진 항성이었을 것이다. A와는 질량 중심을 기준으로 17~34AU의 거리를 보이면서, 20.3년을 1주기로 공전한다. 식(蝕) 현상은 1,300일 정도 지속된다. 식 중에는 별의 전체 밝기가 20퍼센트 정도 줄어든다.

같이 보기

각주

↑ ^가 ^나 ^다 짐 케일러의 주장에 따르면 이 항성계에 대한 정보가 충분하지 않아 세페우스자리 VV 계 구성원의 질량, 크기, 광도 예측치 모두 매우 불확실하다.

참고 문헌

(영어) https://web.archive.org/web/20120322193329/http://www.hposoft.com/Astro/PEP/VVCephei.html
(영어) https://web.archive.org/web/20090201112518/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/vvcep.html
(영어) http://www.astrosurf.com/buil/us/peculiar2/vvcep.htm

↑ ^가 ^나 “Hipparchos catalogue: query form”. 《CASU Astronomical Data Centre》. Cambridge Astronomical Survey Unit. 2006. 2012년 7월 4일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 3월 10일에 확인함.
↑ ^가 ^나 ^다 ^라 ^마 Bennet, P. D. (2010). “Chromospheres and Winds of Red Supergiants: An Empirical Look at Outer Atmospheric Structure”. 《ASP Conference Series》 425: 181. arXiv:1004.1853. Bibcode:2010ASPC..425..181B.
↑ ^가 ^나 Bauer, W. H.; Gull, T. R.; Bennett, P. D. (2008). “Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei”. 《The Astronomical Journal》 136 (3): 1312. Bibcode:2008AJ....136.1312H. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1312.
↑ Bauer, W. H.; Bennett, P. D.; Brown, A. (2007). “An Ultraviolet Spectral Atlas of VV Cephei during Total Eclipse”. 《Astrophysical Journal Supplement Series》 171 (1): 249–259. Bibcode:2007ApJS..171..249B. doi:10.1086/514334.
↑ ^가 ^나 Hopkins, J. L.; Bennett, P. D. (2006). “Single Channel UBV Photometry of Long Period Eclipsing Binary VV Cephei” (PDF). 《Proceedings for the 25th Annual Conference of the Society for Astronomical Sciences》: 105. Bibcode:2006SASS...25..105H. 2018년 3월 25일에 원본 문서 (PDF)에서 보존된 문서. 2015년 3월 16일에 확인함.