EE Cephei
| Doppelstern EE Cephei | |||||||||
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| AladinLite | |||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||
| Sternbild | Kepheus | ||||||||
| Rektaszension | 22h 09m 22,76s [1] | ||||||||
| Deklination | +55° 45′ 24,3″ [1] | ||||||||
| Helligkeiten | |||||||||
| Scheinbare Helligkeit | +10,9 mag [1][2] | ||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||
| Veränderlicher Sterntyp | ungewöhnlicher Bedeckungsveränderlicher | ||||||||
| B−V-Farbindex | +0,2 [1] | ||||||||
| U−B-Farbindex | −0,2 [1] | ||||||||
| Spektralklasse | B5:nev [1] | ||||||||
| Astrometrie | |||||||||
| Parallaxe | (0,50 ± 0,03) mas [1] | ||||||||
| Entfernung | 6500 Lj 2000 pc | ||||||||
| Eigenbewegung [1] | |||||||||
| Rek.-Anteil: | (−2,83 ± 0,05) mas/a | ||||||||
| Dekl.-Anteil: | (−2,50 ± 0,05) mas/a | ||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||
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EE Cephei (kurz EE Cep) ist ein ungewöhnliches Sternsystem, das vermutlich aus einem Be-Stern besteht, das von einem sehr leuchtschwachen Objekt umrundet wird, das wiederum von einer Staubscheibe umgeben ist. Letzteres ist die plausibelste Interpretation von charakteristischen, periodischen Helligkeitsabfällen, die zwischen etwa 0,5 und 2,0 mag variieren. Diese Konstellation eines bedeckungsveränderlichen Sterns ist sehr selten und ungewöhnlich.
Der Hauptstern hat eine sehr hohe Rotationsgeschwindigkeit, die nahe an der kritischen Obergrenze liegen dürfte. Die dadurch bedingte, stark eiförmige Form des Sterns führt zu einer ungleichmäßigen Verteilung der Strahlungsflussdichten über die Oberfläche (Von-Zeipel-Theorem / gravity darkening). Der dunklere Begleiter bedeckt von der Erde aus gesehen den Be-Stern mit einer Periode von 5,6 Jahren. Die Form der dabei zu beobachtenden Helligkeitsabfällen und die veränderliche, vom betrachteten Wellenlängenbereich annähernd unabhängige Abdunklung lassen sich am besten dadurch erklären, dass der Begleiter von einer gegen die Bahnachse präzessierenden Staubscheibe umgeben wird (ähnlich wie Epsilon Aurigae). Durch die Präzession werden jeweils andere Teile des Sterns durch die Scheibe bedeckt.[3]
Tabelle der Bedeckungen
| Bedeckung | Jahr | Dauer | Ref |
| −1 | 1947 | [4] | |
| 0 | 1952 | ≈ 40 Tage | [5] |
| 1 | 1958 | [5] | |
| 2 | 1964 | [4][5] | |
| 3 | 1969 | ≈ 60 Tage | [5] |
| 4 | 1975 | [6] | |
| 5 | 1980 | [4][7] | |
| 6 | 1986 | [4] | |
| 7 | 1992 | ≈ 1 Monat | [4] |
| 8 | 1997 | ≈ 1 Monat | [8] |
| 9 | 2003 | ≈ 44 Tage | [5] |
| 10 | 2009 | ≈ 90 Tage | [4][9] |
| 11 | 2014 |
Einzelnachweise
- ↑ a b c d e f g BD+55 2693. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 12. November 2018.
- ↑ EE Cep. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 12. November 2018.
- ↑ C.Gałan et al.: International observational campaigns of the last two eclipses in EE Cephei: 2003 and 2008/9. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1205.0028v1.
- ↑ a b c d e f C.Gałan et al.: The 2014 Eclipse Of EE Cep: Announcement for a third international observational campaign. 2014, arxiv:1407.1541.
- ↑ a b c d e The start of the 2003 eclipse of EE Cephei
- ↑ The next minimum of the long period eclipsing binary EE Cep
- ↑ 1980 ECLIPSE OF EE CEPHEI: LIGHT CURVES AND TIME OF MINIMUM
- ↑ Is the eclipsing variable EE Cep a cousin of ε Aur?
- ↑ The 2008/2009 eclipse of EE Cep - short guide for photometric observations.
