Gamma Cassiopeiae - Gamma Cassiopeiae

γ Cassiopeiae
Souhvězdí Cassiopeia map.svg
Červený kruh. Svg
Umístění γ Cassiopeiae (v kroužku)
Data pozorování Epocha J2000       Rovnodennost J2000
Souhvězdí Cassiopeia
Správný vzestup 00 h 56 m 42,50108 s
Deklinace + 60 ° 43 ′ 00.2984 ″
Zdánlivá velikost   (V) 2,47 (1,6 - 3,0)
Vlastnosti
Spektrální typ B0.5IVe
U-B barevný index –1,08
B-V barevný index –0,15
Variabilní typ γ Cas
Astrometrie
Radiální rychlost (R v ) –6,8 km / s
Správný pohyb (μ) RA:  +25,17  mas / rok
prosinec:  -3,92  mas / rok
Paralaxa (π) 5,94 ± 0,12  mas
Vzdálenost 550 ± 10  ly
(168 ± 3  ks )
Absolutní velikost   (M V ) -3,98
Detaily
Hmotnost 17  M ☉
Poloměr 10  R ☉
Zářivost 34 000  l ☉
Povrchová gravitace (log  g ) 3,50  centů
Teplota 25 000  K.
Rychlost otáčení ( v  sin  i ) 432 km / s
Stáří 8,0 ± 0,4   Myr
Jiná označení
Tsih, γ Cas, 27  Cassiopeiae, ADS  782, BD + 59 ° 144, FK5  32, HD  5394, HIP  4427, HR  264, SAO  11482, WDS  00567 + 6043, AAVSO  0050 + 60
Odkazy na databáze
SIMBAD data

Gama Cassiopeiae , Latinized z y Cassiopeiae , je hvězda v centru rozlišovací „W“ asterism v severním cirkumpolární souhvězdí z Cassiopeia . Přestože se jedná o poměrně jasnou hvězdu se zjevnou vizuální velikostí, která se pohybuje od 1,6 do 3,0, nemá žádný tradiční arabský nebo latinský název. Někdy se používá pod neformálním názvem Navi .

Gamma Cassiopeiae je hvězda Be , proměnná hvězda a soustava binárních hvězd. Na základě paralaxních měření provedených satelitem Hipparcos se nachází ve vzdálenosti zhruba 550 světelných let od Země.

Fyzikální vlastnosti

Amatérský snímek γ Cassiopeiae a souvisejících mlhovin IC63 a IC59 ( Neil Michael Wyatt )

Gamma Cassiopeiae je eruptivní proměnná hvězda , jejíž zdánlivá velikost se nepravidelně mění mezi +1,6 a +3,0. Je to prototyp třídy proměnných hvězd Gamma Cassiopeiae . Na konci 30. let podstoupil to, co je popsáno jako mušlová epizoda, a jas se zvýšil nad magnitudu +2,0, poté rychle poklesl na +3,4. Od té doby se postupně rozjasňuje zpět na přibližně +2,2. Při maximální intenzitě zastínil γ Cassiopeiae jak α Cassiopeiae (velikost +2,25), tak β Cassiopeiae (velikost +2,3).

Gamma Cassiopeiae je rychle se otáčející hvězda s projektovanou rotační rychlostí 472 km s -1 , což jí dává výraznou rovníkovou bouli . V kombinaci s vysokou svítivostí hvězdy je výsledkem vyhození hmoty, která tvoří horký cirkulární kotouč plynu. Emise a odchylky jasu jsou zjevně způsobeny tímto „ diskrečním diskem “.

Spektrum této hmotné hvězdy odpovídá spektrální klasifikace a B0.5 IVe. Svítivost třída IV identifikuje jako subgiant hvězdy , které ve stavu, kdy jeho vývoje , kde je vyčerpávající dodávky vodíku ve své oblasti jádra a transformuje do obra . Přípona „e“ se používá pro hvězdy, které vykazují emisní čáry vodíku ve spektru, způsobené v tomto případě cirkulárním diskem. Toto ji řadí mezi kategorii známou jako Be stars ; ve skutečnosti první taková hvězda, která kdy byla takto označena. Má 17násobek hmotnosti Slunce a vyzařuje tolik energie jako 34 000 Sluncí. Při této rychlosti emise dosáhla hvězda konce svého života jako hvězda hlavní sekvence typu B po relativně krátkých 8 milionech let. Vnější atmosféra má intenzivní účinnou teplotu 25,000 K, což způsobuje, že zářit modrobílým odstínu.

Rentgenová emise

Gamma Cassiopeiae je prototyp malé skupiny hvězdných zdrojů rentgenového záření, která je přibližně 10krát silnější než emise z jiných hvězd B nebo Be. Charakter rentgenového spektra je Be tepelný , pravděpodobně vyzařovaný plazmatem o teplotách do nejméně deseti milionů kelvinů, a vykazuje velmi krátkodobé a dlouhodobé cykly. Historicky se má za to, že tyto rentgenové paprsky mohou být vzrušeny hmotou pocházející z hvězdy, z horkého větru nebo disku kolem hvězdy, narůstajícího na povrch zdegenerovaného společníka, jako je bílý trpaslík nebo neutronová hvězda . S některou z těchto hypotéz však existují potíže. Například není jasné, že bílý trpaslík může nashromáždit dostatek hmoty na vzdálenost údajné sekundární hvězdy implikované oběžnou dobou, která je dostatečná k napájení rentgenové emise téměř 10 33 erg / s nebo 100 YW . Neutronová hvězda by mohla tento rentgenový tok snadno napájet, ale je známo, že rentgenová emise z neutronových hvězd je netepelná, a tedy ve zjevné odchylce od spektrálních vlastností.

Důkazy naznačují, že rentgenové záření může být spojeno se samotnou hvězdou Be nebo může být způsobeno nějakou složitou interakcí mezi hvězdou a okolním dekrečním diskem. Jedna řada důkazů je, že je známo, že produkce rentgenových paprsků se mění v krátkodobém i dlouhodobém měřítku s ohledem na různé UV linie a změny kontinua spojené s hvězdou B nebo s okolní hmotou v blízkosti hvězdy. Navíc rentgenové emise vykazují dlouhodobé cykly, které korelují se světelnými křivkami ve viditelných vlnových délkách.

Gamma Cassiopeiae vykazuje vlastnosti odpovídající silnému neuspořádanému magnetickému poli . Žádné přímé pole nelze měřit ze Zeemanova efektu díky rotaci hvězdy rozšířené spektrální čáry. Místo toho je přítomnost tohoto pole odvozena z robustního periodického signálu 1,21 dne, který naznačuje magnetické pole zakořeněné na povrchu rotující hvězdy. UV a optické spektrální čáry hvězdy ukazují vlnky pohybující se z modré na červenou po několik hodin, což naznačuje, že mraky hmoty jsou drženy zmrzlé na povrchu hvězdy silnými magnetickými poli. Tyto důkazy naznačují, že magnetické pole z hvězdy interaguje s dekrečním diskem, což vede k rentgenové emisi. Diskové dynamo bylo vyvinuto jako mechanismus vysvětlující tuto modulaci rentgenových paprsků. S tímto mechanismem však stále přetrvávají potíže, mezi nimiž je i to, že v jiných hvězdách nejsou známa žádná disková dynama, což ztěžuje analýzu tohoto chování.

Společníci

Gamma Cassiopeiae má dva slabé optické společníky , které jsou uvedeny v katalozích dvojhvězd jako komponenty B a C. Hvězda B je vzdálená asi 2 obloukové sekundy a velikost 11 a má podobnou vesmírnou rychlost jako jasná primární. Složka C má velikost 13, téměř o obloukovou sekundu daleko.

Gama Cassiopeiae A, jasná primární, je sama o sobě spektroskopická binární soustava s oběžnou dobou asi 203,5 dne a výstředností střídavě označovanou jako 0,26 a „blízko nuly“. Předpokládá se, že hmotnost společníka je přibližně hmota Slunce , ale jeho povaha je nejasná. Bylo navrženo, že se jedná o degenerovanou hvězdu nebo horkou heliovou hvězdu, ale zdá se nepravděpodobné, že by to byla normální hvězda. Je proto pravděpodobné, že bude více vyvinuté než primární a přenese na něj hmotu během dřívější fáze vývoje.

Jména

Čínské jméno Tsih , „bič“ ( Číňan : 策 ; pinyin : ce ), je obyčejně spojený s touto hvězdou. Název však původně odkazoval na Kappa Cassiopeiae a Gamma Cassiopeiae byl jen jedním ze čtyř koní, které táhly vůz legendárního vozataje Wangliang. Tato reprezentace byla později změněna, aby se Gamma stala bičem.

Hvězda byla používána jako snadno identifikovatelný navigační referenční bod během vesmírných misí a americký astronaut Virgil Ivan "Gus" Grissom přezdíval hvězdu Navi poté, co bylo jeho druhé jméno hláskováno dozadu.

Viz také

Reference

externí odkazy