Forum der Vereinigung der Sternfreunde

Obwohl dieses Forum so gut wie tot ist, versuche ich dennoch mit nachfolgendem Text beobachtende Spektroskopiker (die es sicher noch gibt) zu erreichen:
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VV Cephei ist ein helles Doppelsternsystem, dessen Hauptbestandteil einer der größten bekannten Sterne am nördlichen Himmel ist.
VV Cep A ist ein roter Überriese vom Typ M2 mit mindestens 1000 Sonnendurchmessern.
VV Cep B ist ein blauer Begleitstern vom Typ B0 mit etwa zehn Sonnendurchmessern.
Die beiden Komponenten sind durch 25 AE getrennt.
VV Cephei erlebt während einer Umlaufbahn von 20,4 Jahren primäre und sekundäre Bedeckungsprozesse.
Primäre Bedeckung verdunkeln den heißen Sekundärstern vollständig und dauern fast 18 Monate. Flache sekundäre Finsternisse treten auf, wenn der B-Stern einen kleinen Teil des großen, kühlen Primärsterns verdeckt.
Wenn der rote Überriese sein Roche-Volumen in der Nähe zum blauen Begleitstern (im Periastron) füllt, wird letzterer von der so gebildeten Materiescheibe verdeckt. Dies ist eine dritte Quelle der semiregulären Variabilität von VV CEP.
Das Spektrum der 2 Komponenten kann aufgelöst werden, und die heiße zirkumstellare Scheibe der B-Komponente erzeugt Emissionslinien (Be-Typ).

Die ersten Ergebnisse einer 2021 gestarteten spektroskopischen Messkampagne lassen die Frage aufkommen, inwieweit die Präzessionsschwingungen (Periode etwa 43 Tage) der Scheibe und ihrer Rotationsachse bei Annäherung an das Periastron im Jahr 2025 erhalten bleiben oder sich ändern werden.

Eine neue Kampagne soll diese Periodizität weiter verdeutlichen. Die äquivalente Breite (EW) der Halpha-Emissionslinie von der Scheibe und die Emissionsausstöße in beide Richtungen der Sternrotationsachse sollten ein geeigneter Parameter sein, um diese Periodizität klar darzustellen.

Vielleicht findet ja der Eine oder Andere Interesse daran mitzuwirken.

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Beste Grüße, Ernst Pollmann
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Active Spectroscopy in Astronomy
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