Гама Касиопеја
Гама Касиопеја, латинизирано од γ Cassiopeiae — светла ѕвезда во центарот на карактеристичниот астеризам „W“ во северното кружно соѕвездие Касиопеја. Иако е прилично светла ѕвезда со привидна ѕвездена величина која варира од 1,6 до 3,0, таа нема традиционално арапско или латинско име. Понекогаш е позната под неформалното име Нави. Била забележана во 1866 година од Анџело Секи, првата ѕвезда што некогаш била забележана со емисиони спектри.[10][11] Денеска се смета за Be-ѕвезда.
  | |
| Податоци од набљудување Епоха J2000 Рамноденица J2000 | |
|---|---|
| Соѕвездие | Касиопеја |
| Ректасцензија | 00ч 56м 42,50108с[1] |
| Деклинација | +60° 43′ 00,2984″[1] |
| Прив. величина (V) | 2.47[2] (1.6 - 3.0[3]) |
| Особености | |
| Спектрален тип | B0.5IVe[4] |
| U−B Боен показател | −1.08[2] |
| B−V Боен показател | −0.15[2] |
| Променлив тип | γ Кас[3] |
| Астрометрија | |
| Радијална брзина (Rv) | −6.8[5] км/с |
| Сопствено движење (μ) | Рект: +25.17[1] млс/г Дек.: −3.92[1] млс/г |
| Паралакса (π) | 5.94 ± 0.12[1] млс |
| Оддалеченост | 550 ± 10 сг (168 ± 3 пс) |
| Апсолутна величина (MV) | −3.98 [6] |
| Орбита[4] | |
| Главна | Aa |
| Придружник | Ab |
| Период (P) | 203,523 ± 0,076 days |
| Занесеност (e) | 0 |
| Наклон (i) | 45° |
| Полузамав (K1) (главна) | 4,297 ± 0,090 км/с |
| Орбита[7] | |
| Главна | Aab |
| Придружник | Ac |
| Период (P) | 60.0 г. |
| Голема полуоска (a) | 0.15" |
| Податоци | |
| Aa | |
| Маса | 13[4] M☉ |
| Полупречник | 10[8] R☉ |
| Површ. грав. (log g) | 3.50[8] |
| Сјајност | 34,000[8] L☉ |
| Температура | 25,000[8] K |
| Вртежна брзина (v sin i) | 432[9] км/с |
| Ab | |
| Маса | 0.98[4] M☉ |
| Наводи во бази | |
| SIMBAD | — податоци |
Гама Касиопеја е исто така променлива ѕвезда и претставува систем со повеќе ѕвезди. Врз основа на мерењата на паралакса направени од сателитот Хипаркос, таа се наоѓа на оддалеченост од приближно 550 светлосни години од Земјата. Заедно со нејзиниот заеднички придружник, HD 5408, системот може да содржи вкупно осум ѕвезди. Тој е еден од најпознатите системи.
Физички својства
уреди
Гама Касиопеја е еруптивна променлива ѕвезда, чија привидна ѕвездена величина неправилно се менува од 1,6 кога е најсјајна до 3,0 кога е најмала. Тоа е прототип на класата на променливи ѕвезди од типот на Гама Касиопеја. Во доцните 1930-ти, таа била подложена на она што е опишано како слоевита епизода и осветленоста се зголемла на над светлинската величина 2,0, а потоа брзо паднала на 3,4 Оттогаш постепено се осветлува назад на околу 2,2. При максимален интензитет, γ Касиопеја ги надминува и Шедар (α Cas; величина 2,25) и Бета Касиопеја (β Cas; 2,3).
Гама Касиопеја е ѕвезда која брзо се врти со проектирана брзина на ротација од 472 км/сек −1, давајќи му изразено екваторијално испакнување. Кога се комбинира со високата сјајност на ѕвездата, резултатот е исфрлање на материја што формира жежок кружен ѕвезден гасовит диск. Емисиите и варијациите на осветленоста очигледно се предизвикани од овој „декрециски диск“.
Спектарот на оваа масивна ѕвезда се совпаѓа со ѕвездената класификација од B0.5 IVe. Класата на сјајност од IV ја идентификува како подџинова ѕвезда која достигнала фаза од својата еволуција каде што ги исцрпува резервите на водород во јадрото и се претвара во џиновска ѕвезда. Наставката „e“ се користи за ѕвезди кои покажуваат спектрални линии на водород, предизвикани во овој случај од кружниот ѕвезден диск. Ова го става меѓу категоријата позната како Be-ѕвезди; всушност, таа е првата таква ѕвезда некогаш назначена со тоа име. Има 17 пати поголема маса од Сонцето и зрачи енергија колку 34.000 Сонца. Со оваа стапка на емисија, ѕвездата го достигнала крајот на својот живот како доцна О-тип ѕвезда од главната низа по релативно кратки 8 милиони години. Надворешната атмосфера има интензивна делотворна температура од 25.000 К, што предизвикува таа да свети со синобела нијанса.
Емисија на Х-зраци
уредиГама Касиопеја е прототип на мала група ѕвездени извори на радијација на Х-зраци кои се околу 10 пати посилни отколку што се емитуваат од другите ѕвезди B или Be. Карактерот на спектарот на Х-зраци е Be thermal, веројатно емитиран од плазма на температури до најмалку десет милиони келвини и покажува многу краткорочни и долгорочни циклуси. Историски, се смета дека овие рендгенски зраци може да бидат возбудени од материја што потекнува од ѕвездата, од топол ветер или диск околу ѕвездата, акретирана на површината на дегенериран придружник, како што е бело џуџе или неутронска ѕвезда. Сепак, има потешкотии со која било од овие хипотези. На пример, не е јасно дека доволно материја може да се акредитира од бело џуџе, на растојанието од наводната секундарна ѕвезда што се подразбира од орбиталниот период, доволна за напојување на емисија на Х-зраци од речиси 10 33 ерг/с. или 100 вати. Неутронска ѕвезда може лесно да го напојува овој флукс на Х-зраци, но е познато дека емисиите на Х-зраци од неутронските ѕвезди се нетермички, а со тоа и во очигледна варијација со спектралните својства.
Доказите сугерираат дека рендгенските зраци може да се поврзани со самата Be-ѕвезда или предизвикани од некоја сложена интеракција помеѓу ѕвездата и околниот диск за декреција. Еден од доказите е дека производството на Х-зраци варира и на кратки и на долги временски размери во однос на различните промени на ултравиолетовата линија и континуумот поврзани со Б-ѕвезда или со околуѕвездената материја блиску до ѕвездата. Покрај тоа, емисиите на Х-зраци покажуваат долгорочни циклуси кои корелираат со кривите на светлината во видливите бранови должини.
Гама Касиопеја покажува карактеристики во согласност со силно нарушено магнетно поле. Ниту едно поле не може да се мери директно од Земановиот ефект поради спектралните линии на ѕвездата проширени со ротација. Наместо тоа, присуството на ова поле е заклучено од робустен периодичен сигнал од 1,21 ден што сугерира магнетно поле вкоренето на површината на ротирачката ѕвезда. Ултравиолетовите и оптичките спектрални линии на ѕвездата покажуваат бранови кои се движат од сино во црвено во текот на неколку часа, што покажува дека облаците од материја се држат замрзнати над површината на ѕвездата со силни магнетни полиња. Овој доказ сугерира дека магнетното поле од ѕвездата е во интеракција со дискот за декреција, што резултира со емисија на Х-зраци. Динамото на дискот е унапредено како механизам за објаснување на оваа модулација на рендгенските зраци. Сепак, остануваат тешкотии со овој механизам, меѓу кои е и тоа што нема динами на дискови за кои се знае дека постојат кај други ѕвезди, што го прави ова однесување потешко за анализа.
Придружници
уредиГама Касиопеја има три слаби придружници, наведени во каталозите со двојни ѕвезди како компоненти B, C и D. Ѕвездата B е оддалечена околу 2 лачни секунди и со светлинска величина 11 и има слична вселенска брзина со светлата примарна ѕвезда, што значи дека е веројатно физички поврзана. Компонентата C е со светлинска величина 13, оддалечена речиси лак-минута, и е наведена во Gaia Early Data Release 3 дека има многу различно правилно движење и е многу пооддалечена од Гама Касиопеја. Конечно, компонентата D, оддалечена околу 21 лак/минута, е ѕвездата со голо око HR 266 (HD 5408), која сама по себе е четирикратен систем.
Имиња
уредиγ Касиопеја (латинизирано во Gamma Cassiopeiae) претставува Бајерова ознака на објектот и има флемстидово означување 27 Касиопеја.
Кинеското име Цих, „камшик“, најчесто се поврзува со оваа ѕвезда. Сепак, името првично се однесувало на Капа Касиопеја, и Гама Касиопеја била само една од четирите коњи што ја влечеле колата на легендарната кочија Ванглијанг.
Ѕвездата се користела како лесно препознатлива навигациска наводна точка за време на вселенските мисии, а американскиот астронаут Вирџил Иван „Гус“ Грисом ја нарекол ѕвездата Нави по неговото средно име напишано наназад.
Наводи
уреди- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 van Leeuwen, F. (November 2007), „Validation of the new Hipparcos reduction“, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Nicolet, B. (1978), „Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System“, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 34: 1–49, Bibcode:1978A&AS...34....1N
- ↑ 3,0 3,1 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. 1: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 Nemravová, J.; Harmanec, P.; Koubský, P.; Miroshnichenko, A.; Yang, S.; Šlechta, M.; Buil, C.; Korčáková, D.; Votruba, V. (2012). „Properties and nature of Be stars. 29. Orbital and long-term spectral variations of γ Cassiopeiae“. Astronomy & Astrophysics. 537: A59. arXiv:1111.3761. Bibcode:2012A&A...537A..59N. doi:10.1051/0004-6361/201117922. S2CID 34272401.
- ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953). „General Catalogue of Stellar Radial Velocities“. Carnegie Institute Washington D.C. Publication. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
- ↑ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), „XHIP: An extended hipparcos compilation“, Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
- ↑ Tokovinin, Andrei (2018-03-01). „The Updated Multiple Star Catalog“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 235 (1): 6. arXiv:1712.04750. Bibcode:2018ApJS..235....6T. doi:10.3847/1538-4365/aaa1a5. ISSN 0067-0049. S2CID 119047709.
- ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 Sigut, T. A. A.; Jones, C. E. (October 2007), „The Thermal Structure of the Circumstellar Disk Surrounding the Classical Be Star γ Cassiopeiae“, Astrophysical Journal, 668 (1): 481–491, arXiv:0706.4036, Bibcode:2007ApJ...668..481S, doi:10.1086/521209, S2CID 14362961
- ↑ Zorec, J.; Frémat, Y.; Cidale, L. (2005). „On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun“. Astronomy and Astrophysics. 441 (1): 235–248. arXiv:astro-ph/0509119. Bibcode:2005A&A...441..235Z. doi:10.1051/0004-6361:20053051. S2CID 17592657.
- ↑ Secchi, A. (1867). „Schreiben des Herrn Prof.Secchi, Dir. Der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber“. Astronomische Nachrichten. 68 (4): 63–64. Bibcode:1866AN.....68...63S. doi:10.1002/asna.18670680405.
- ↑ Mamajek, Eric (April 2017). „Gamma Cassiopeiae and HR 266: A Massive Septuplet Illuminating the IC 59 and IC 63 Nebulae at d = 168 pc“. Journal of Double Star Observations. 13 (2): 264–267. Bibcode:2017JDSO...13..264M.
Надворешни врски
уреди- Почетна страница на Филип Сти: Истражување на жешки и активни ѕвезди
- Гама Касиопеја и Биди ѕвезди .
- Нова класа на рендгенски ѕвезди?
- Гама Кас и пријателите, астрономска слика на денот, 2009 24 декември