VW Cephei

Ej att förväxla med VV Cephei eller W Cephei .

VW Cephei

En visuell bandljuskurva för VW Cephei, anpassad från Kreiner och Winiarski (1981)
Observationsdata Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
Konstellation	Cepheus
Rätt uppstigning	20 h 37 m 21,5449 s
Deklination	+75° 36′ 01,456″
Skenbar magnitud (V)	7,38
Egenskaper
Spektral typ	G5V/G8V/?K3V/?M5V
Astrometri
Distans	90,95 ly (27,9 st )
Detaljer
Massa	1,21/0,22/0,75/0,19? M ☉
Radie	0,9/0,55/0,77/0,23? R ☉
Ljusstyrka	0,66/0,17/0,26/0,0038? L ☉
Temperatur	≈5500/5000/≈4700/≈3000 K
Bana
Period (P)	0,0007625 år
Halvstor axel (a)	0,0083 AUs ″
Excentricitet (e)	0 (fast)
Övriga beteckningar
VW Cep, LHS 3565, SAO 9828, LTT 16039, BD +75 752, GJ 9703, HD 197433, HIP 101750.
Databasreferenser
SIMBAD	data

VW Cephei ( VW Cep ) är en förmörkande kontaktbinär av W Ursae Majoris -typ belägen ungefär 90,6 ljusår från solen , vars två beståndsstjärnor delar ett gemensamt yttre lager. Eftersom de två komponenterna delar sina yttre lager, som komponenterna i W Ursae Majoris gör, har de samma stjärnklassificering och klassificeras som gula G-typ huvudsekvensdvärgar . Komponenterna tar 0,2783 dagar (ungefär 6,7 timmar) att kretsa kring ett gemensamt barycentrum . Variationer i omloppsperioden tyder på närvaron av ytterligare ett störande föremål av sannolikt stjärnnatur med låg massa .

Osynliga följeslagare

Variationer i omloppsperioden tyder på närvaron av ytterligare ett oroväckande osynligt objekt runt den förmörkande binären. Flera publikationer har försökt sätta begränsningar för förmodad omloppsperiod och minimimassa för osynlig komponent. Den senaste artikeln föreslår en omloppsperiod på 29,8 år för ett stjärnobjekt med ungefär tre fjärdedelar av solens massa och hög orbital excentricitet (e=0,66). Lutningen antas vara 33,6 grader . Ändå finns det fortfarande antydningar om ytterligare en kropp i systemet och författarna drar slutsatsen att en period på 77,46 år och excentricitet på 0,54 för den osynliga fjärde komponenten. Minimimassan är oklar, preliminärt antas vara så liten som 0,19 solmassor , enligt slutsatsen av Pribulla et al. år 2000. Hur som helst är orbitala lösningar fortfarande suddiga och ytterligare beräkningar behövs för att ge en mer robust modell.

Med lanseringen av Gaia DR2 uteslöts närvaron av några stjärnkompisar.