Suivi spectroscopique de VV Cephei

VV Cephei est une étoile binaire à éclipse largement suivie, sa composante principale étant l’une des plus grandes étoiles connues.
VV Cep A est une supergéante rouge de type M2, d’au moins 1000 diamètres solaires.
VV Cep B est une géante bleue de type B0 d’une dizaine de diamètres solaires.
Les deux composantes sont séparées de 25 UA.
VV Cephei connaît des éclipses primaires et secondaires au cours d’une orbite de 20,3 ans
Les éclipses primaires obscurcissent totalement l’étoile secondaire chaude et durent près de 18 mois. Les éclipses secondaires peu profondes surviennent lorsque l’étoile B obscurcit une petite proportion de la grande étoile primaire froide.
Lorsque la Supergéante rouge remplit son lobe de Roche au plus proche de l’étoile bleue compagne (au périastre), cette dernière est obscurcie par le disque de matière ainsi formé. C’est là une troisième source de variabilité semi régulière de VV CEP.
Le spectre des 2 composantes peut être résolu, et le disque circumstellaire chaud de la composante B produit des raies en émission (type Be).
Les premiers résultats de la campagne de suivi spectroscopique débutée en 2021 amènent à se demander dans quelle mesure les oscillations de précession (période environ 43 jours) du disque et de son axe de rotation resteront ou changeront à l’approche du périastre en 2025.
La campagne actuelle vise à clarifier cette périodicité. La largeur équivalente de la raie en émission Halpha (EW) du disque et les éjections en émission dans les deux sens de l’axe de rotation stellaire, devraient être un paramètre approprié pour représenter clairement cette périodicité.