stringtranslate.com

Гамма Кассиопеи

Гамма Кассиопеи , латинизированная от γ Кассиопеи , является яркой звездой в центре отличительного астеризма «W» в северном околополярном созвездии Кассиопеи . Хотя это довольно яркая звезда с видимой визуальной величиной , которая варьируется от 1,6 до 3,0, у нее нет традиционного арабского или латинского названия. Иногда ее неофициально называют Нави . Она была обнаружена в 1866 году Анджело Секки , первой звездой, когда-либо наблюдавшейся с эмиссионными линиями. [12] [13] В настоящее время она считается звездой типа Be .

Гамма Кассиопеи также является переменной звездой и кратной звездной системой. Согласно измерениям параллакса, проведенным спутником Hipparcos , она находится на расстоянии примерно 550 световых лет от Земли. Вместе со своим спутником с общим собственным движением, HD 5408, система может содержать в общей сложности восемь звезд. [14] Это одна из самых кратных известных систем. [13]

Физические свойства

Кривая блеска для Гаммы Кассиопеи, построенная на основе данных, опубликованных Лабади-Бартцем и др. (2021) [15]
Любительское изображение γ Кассиопеи и связанных с ней туманностей IC63 и IC59. Яркая звезда к югу от Гаммы Кассиопеи — это HD 5408, обычный спутник собственного движения . ( Нил Майкл Уайетт )

Гамма Кассиопеи — эруптивная переменная звезда , видимая величина которой нерегулярно меняется от 1,6 в самой яркой точке до 3,0 в самой тусклой. Это прототип класса переменных звезд Гамма Кассиопеи . В конце 1930-х годов она пережила то, что описывается как эпизод оболочки , и яркость увеличилась до величины выше 2,0, а затем быстро упала до 3,4. [16] С тех пор она постепенно ярче примерно до 2,2. [17] При максимальной интенсивности γ Кассиопеи затмевает как Шедара (α Cas; величина 2,25), так и Каф (β Cas; 2,3).

Гамма Кассиопеи — быстро вращающаяся звезда с прогнозируемой скоростью вращения 472 км с −1 , что дает ей выраженную экваториальную выпуклость . В сочетании с высокой светимостью звезды это приводит к выбросу вещества, которое образует горячий околозвездный газовый диск. Выбросы и изменения яркости, по-видимому, вызваны этим « диском декреции ».

Спектр этой массивной звезды соответствует звездной классификации B0.5 IVe. Класс светимости IV определяет ее как субгигантскую звезду , которая достигла стадии своей эволюции , на которой она исчерпывает запас водорода в своей центральной области и превращается в гигантскую звезду . Суффикс «e» используется для звезд, которые показывают линии излучения водорода в спектре, вызванные в этом случае околозвездным диском. Это помещает ее в категорию, известную как звезды Be ; по сути, это первая такая звезда, когда-либо обозначенная так. [18] Она имеет 17 масс Солнца и излучает столько же энергии, сколько 34 000 Солнц. При такой скорости излучения звезда достигла конца своей жизни как поздняя звезда главной последовательности O-типа [ требуется ссылка ] после относительно коротких 8 миллионов лет. Внешняя атмосфера имеет интенсивную эффективную температуру 25 000 К, что заставляет ее светиться сине-белым оттенком.

рентгеновское излучение

Гамма Кассиопеи является прототипом небольшой группы звездных источников рентгеновского излучения, которое примерно в 10 раз сильнее, чем испускаемое другими звездами B или Be. Характер рентгеновского спектра — Be-тепловой , возможно, испускаемый плазмой с температурой до десяти миллионов кельвинов, и показывает очень краткосрочные и долгосрочные циклы. Исторически считалось, что эти рентгеновские лучи могут возбуждаться веществом, исходящим от звезды, от горячего ветра или диска вокруг звезды, аккрецирующим на поверхность вырожденного компаньона, такого как белый карлик или нейтронная звезда . Однако существуют трудности с любой из этих гипотез. Например, неясно, может ли белый карлик аккрецировать достаточное количество вещества на расстоянии предполагаемой вторичной звезды, подразумеваемом орбитальным периодом, достаточном для питания рентгеновского излучения около 10 33 эрг/с или 100 YW . Нейтронная звезда могла бы легко обеспечить этот поток рентгеновского излучения, однако известно, что рентгеновское излучение нейтронных звезд нетепловое и, таким образом, явно противоречит спектральным свойствам.

Данные свидетельствуют о том, что рентгеновские лучи могут быть связаны с самой звездой Be или вызваны каким-то сложным взаимодействием между звездой и окружающим ее диском декреции. Одной из линий доказательств является то, что известно, что производство рентгеновских лучей меняется как в коротких, так и в длинных временных масштабах в зависимости от различных изменений линий УФ и континуума, связанных с звездой B или с околозвездным веществом вблизи звезды. [19] [20] Более того, рентгеновские излучения демонстрируют долгосрочные циклы, которые коррелируют с кривыми блеска в видимых длинах волн. [21]

Гамма Кассиопеи демонстрирует характеристики, соответствующие сильному неупорядоченному магнитному полю . Поле не может быть измерено напрямую из эффекта Зеемана из-за уширенных вращением спектральных линий звезды. Вместо этого присутствие этого поля выводится из надежного периодического сигнала в 1,21 дня, что предполагает наличие магнитного поля, укорененного на поверхности вращающейся звезды. УФ- и оптические спектральные линии звезды показывают рябь, перемещающуюся от синего к красному в течение нескольких часов, что указывает на облака материи, удерживаемые замороженными над поверхностью звезды сильными магнитными полями. Эти данные свидетельствуют о том, что магнитное поле звезды взаимодействует с декреционным диском, что приводит к рентгеновскому излучению. Дисковое динамо было выдвинуто в качестве механизма для объяснения этой модуляции рентгеновских лучей. Однако с этим механизмом остаются трудности, среди которых то, что нет известных дисковых динамо, существующих в других звездах, что делает это поведение более трудным для анализа. [22]

Компаньоны

У Гаммы Кассиопеи есть три слабых компаньона, перечисленных в каталогах двойных звезд как компоненты B, C и D. [23] [24] [14] Звезда B находится на расстоянии около 2 угловых секунд и имеет величину 11, и имеет схожую космическую скорость с яркой первичной звездой, что делает ее, вероятно, физически связанной. Компонент C имеет величину 13, находится на расстоянии почти в угловую минуту [25] [26] и указан в Gaia Early Data Release 3 как имеющий совсем другое собственное движение и намного более удаленный, чем Гамма Кассиопеи. [27] Наконец, компонент D, находящийся на расстоянии около 21 угловой минуты, является видимой невооруженным глазом звездой HR 266 (HD 5408), которая сама по себе является четверной системой. [14]

Гамма Кассиопеи А, яркая первичная звезда, сама содержит спектроскопическую двойную с орбитальным периодом около 203,5 дней и эксцентриситетом, который попеременно сообщается как 0,26 и «близкий к нулю». Считается, что масса компаньона примерно равна массе Солнца , но его природа неясна. Было высказано предположение, что это вырожденная звезда или горячая гелиевая звезда, но маловероятно, что это обычная звезда. Поэтому она, вероятно, более развита, чем первичная звезда, и передала ей массу на более ранней стадии эволюции. [4] [28] Кроме того, данные Hipparcos показывают « колебание » с амплитудой около 150 мс, что может соответствовать орбите третьей звезды. Эта звезда будет иметь орбитальный период не менее 60 лет. [29]

Имена

γ Cassiopeiae ( латинизировано как Gamma Cassiopeiae ) — это обозначение объекта по системе Байера , а по системе Флемстида он имеет обозначение 27 Cassiopeiae .

Китайское имя Tsih , «кнут» ( китайский :策; пиньинь : cè ), обычно ассоциируется с этой звездой. [30] [31] Однако изначально это имя относилось к Каппе Кассиопеи , [32] [33] а Гамма Кассиопеи была всего лишь одной из четырех лошадей, тянущих колесницу легендарного возничего Ванляна. [32] Позднее это представление было изменено, чтобы сделать Гамму кнутом. [32]

Звезда использовалась как легко идентифицируемый навигационный ориентир во время космических миссий, а американский астронавт Вирджил Иван «Гас» Гриссом прозвал звезду Нави в честь своего второго имени, написанного наоборот. [34] [35]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcde van Leeuwen, F. (ноябрь 2007 г.), «Проверка новой редукции Hipparcos», Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode : 2007A&A...474..653V, doi : 10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600
  2. ^ abc Николет, Б. (1978), «Фотоэлектрический фотометрический каталог однородных измерений в системе UBV», Серия приложений к астрономии и астрофизике , 34 : 1–49, Bibcode : 1978A&AS...34....1N
  3. ^ ab Самус, NN; Дурлевич, OV; 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. ^ abcde Nemravová, J.; Harmanec, P.; Koubský, P.; Miroshnichenko, A.; Yang, S.; Šlechta, M.; Buil, C.; Korčáková, D.; Votruba, V. (2012). "Свойства и природа звезд Be. 29. Орбитальные и долгосрочные спектральные вариации γ Cassiopeiae". Astronomy & Astrophysics . 537 : A59. arXiv : 1111.3761 . Bibcode :2012A&A...537A..59N. doi :10.1051/0004-6361/201117922. S2CID  34272401.
  5. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953). "Общий каталог звездных радиальных скоростей". Издание Института Карнеги, Вашингтон, округ Колумбия . Bibcode : 1953GCRV..C......0W.
  6. ^ Андерсон, Э.; Фрэнсис, Ч. (2012), «XHIP: Расширенная компиляция hipparcos», Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL...38..331A, doi : 10.1134/S1063773712050015, S2CID  119257644.
  7. ^ Токовинин, Андрей (2018-03-01). "Обновленный каталог множественных звезд". Серия приложений к астрофизическому журналу . 235 (1): 6. arXiv : 1712.04750 . Bibcode :2018ApJS..235....6T. doi : 10.3847/1538-4365/aaa1a5 . ISSN  0067-0049. S2CID  119047709.
  8. ^ abcd Сигут, ТАА; Джонс, CE (октябрь 2007 г.), «Термическая структура околозвездного диска, окружающего классическую Be-звезду γ Кассиопеи», Astrophysical Journal , 668 (1): 481–491, arXiv : 0706.4036 , Bibcode : 2007ApJ...668.. 481S, дои :10.1086/521209, S2CID  14362961
  9. ^ ab Zorec, J.; Frémat, Y.; Cidale, L. (2005). «Об эволюционном статусе звезд Be. I. Звезды поля Be вблизи Солнца». Астрономия и астрофизика . 441 (1): 235–248. arXiv : astro-ph/0509119 . Bibcode : 2005A&A...441..235Z. doi : 10.1051/0004-6361:20053051. S2CID  17592657.
  10. ^ Фолкнер, Дэвид Э. (2011). «Осенние созвездия». Мифология ночного неба . Серия «Практическая астрономия» Патрика Мура. стр. 139–162. doi :10.1007/978-1-4614-0137-7_8. ISBN 978-1-4614-0136-0. S2CID  127279699.
  11. ^ "CCDM J00567+6043AB - Двойная или множественная звезда", SIMBAD , Центр астрономических исследований Страсбурга , получено 13 апреля 2009 г.
  12. ^ Секки, А. (1867). «Шрайбен де Херрн Проф. Секки, реж. Der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber». Астрономические Нахрихтен . 68 (4): 63–64. Бибкод : 1866AN.....68...63S. дои : 10.1002/asna.18670680405.
  13. ^ ab Mamajek, Eric (апрель 2017 г.). «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.
  14. ^ abc Hutter, DJ; Tycner, C.; Zavala, RT; Benson, JA; Hummel, CA; Zirm, H. (2021). «Обследование ярких звезд с помощью оптической интерферометрии. III. Обзор множественности классических Be-звезд с ограниченной величиной». Серия приложений к Astrophysical Journal . 257 (2): 69. arXiv : 2109.06839 . Bibcode : 2021ApJS..257...69H. doi : 10.3847/1538-4365/ac23cb . S2CID  237503492.
  15. ^ Лабади-Бартц, Джонатан; Бааде, Дитрих; Карчиофи, Алекс К.; Рубио, Аманда; Ривиниус, Томас; Борре, Камилла К.; Мартаян, Кристоф; Сиверд, Роберт Дж. (март 2021 г.). «Краткосрочная изменчивость и потеря массы в звездах Be – VI. Группы частот в γ Cas, обнаруженные TESS». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 502 (1): 242–259. arXiv : 2012.06454 . doi : 10.1093/mnras/staa3913 .
  16. ^ Болдуин, Ральф Б.; Торп-Смит, Роберт (1941). «Кривые блеска Гаммы Кассиопеи». Popular Astronomy . 49 : 127. Bibcode : 1941PA.....49..127B.
  17. ^ Pollmann, E.; Vollmann, W.; Henry, GW (2014). "Долгосрочный мониторинг силы излучения Halpha и фотометрической величины V гамма-излучения Cas". Информационный бюллетень по переменным звездам . 6109 : 1. Bibcode : 2014IBVS.6109....1P.
  18. ^ Merrill, PW; Humason, ML; Burwell, CG (1925). "Открытие и наблюдения звезд класса Be". Astrophysical Journal . 61 : 389. Bibcode : 1925ApJ....61..389M. doi : 10.1086/142899 .
  19. ^ Смит, MA; Робинсон, RD (1999), «Многоволновая кампания по γ Кассиопеи. III. Дело в пользу магнитно-управляемой околозвездной кинематики», Astrophysical Journal , 517 (2): 866–882, Bibcode : 1999ApJ...517..866S, doi : 10.1086/307216, S2CID  122521231
  20. ^ Кранмер, С.; Смит, М.; Робинсон, Р. (2000), «Многоволновая кампания по γ Кассиопеи. IV. Дело в пользу освещенных дисковых ветровых потоков», Astrophysical Journal , 537 (1): 433–447, Bibcode : 2000ApJ...537..433C, doi : 10.1086/309008
  21. ^ Смит, Майрон А.; Коэн, Дэвид Х.; Гу, Мин Фэн; Робинсон, Ричард Д.; Эванс, Нэнси Ремаж; Шран, Пруденс Г. (2004), «Спектроскопия Чандра высокого разрешения γ Cassiopeiae (B0.5e)», Astrophysical Journal , 600 (2): 972–985, arXiv : astro-ph/0309293 , Bibcode : 2004ApJ...600..972S, doi : 10.1086/379873, S2CID  166002
  22. ^ Робинсон, RD; Смит, MA; Генри, GW (2002), «Рентгеновские и оптические вариации в классической звезде Be γ Кассиопеи: открытие возможного магнитного динамо», Astrophysical Journal , 575 (1): 435–448, arXiv : astro-ph/0205278 , Bibcode : 2002ApJ...575..435R, doi : 10.1086/341141, S2CID  119495841
  23. ^ Мейсон, Брайан Д.; Вайкофф, Гэри Л.; Харткопф, Уильям И.; Дугласс, Джеффри Г.; Уорли, Чарльз Э. (2001). "Компакт-диск с двойной звездой Военно-морской обсерватории США 2001 года. I. Вашингтонский каталог двойных звезд". The Astronomical Journal . 122 (6): 3466. Bibcode : 2001AJ....122.3466M. doi : 10.1086/323920 .
  24. ^ Эйткен, Роберт Грант; Дулиттл, Эрик (1932). Новый общий каталог двойных звезд в пределах 120° от Северного полюса . Институт Карнеги в Вашингтоне . Bibcode : 1932ngcd.book.....A.
  25. ^ "Запись каталога Hipparcos". VizieR . Получено 2009-04-13 .
  26. ^ Домманже, Дж.; Найс, О. (1994). «Каталог компонентов двойных и кратных звезд (CCDM), премьерное издание - Каталог компонентов двойных и кратных звезд (CCDM), первое издание». Ком. Де л'Обсерв. Роял де Бельжик . 115 : 1. Бибкод : 1994CoORB.115....1D.
  27. ^ Браун, AGA ; и др. (коллаборация Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode : 2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Исправление:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  28. ^ Мирошниченко, АС; Бьоркман, КС ; Кругов, ВД (2002), "Двойственная природа и долгосрочная природа Гаммы Кассиопеи", Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 114 (801): 1226, Bibcode : 2002PASP..114.1226M, doi : 10.1086/342766
  29. ^ Гончаров, Г. А. и др. (2000). «Новые астрометрические двойные звезды среди звезд HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика . 355 : 1164. Bibcode : 2000A&A...355.1164G.
  30. ^ 唐山 (Таншань) (1967). 天文學太空航空學辭典 [ Словарь по астрономии и космонавтике ] (на китайском языке). 廣文書局. ОСЛК  22797568.
  31. ^ Аллен, Ричард Хинкли (1963) [1899]. Названия звезд и их значения . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Dover Publications. стр. 146. ISBN 978-1-931559-44-7.
  32. ^ abc Ridpath, Ian (1988). "Кассиопея". Star Tales . James Clarke & Co. ISBN 9780718826956.
  33. ^ Сунь, Сяочунь; Кистемакер, Джейкоб (1997). Китайское небо в эпоху Хань: созвездия звезд и общество . Лейден, Нью-Йорк, Кельн: Koninklijke Brill. стр. 150, 168. ISBN. 9789004107373.
  34. ^ "Деятельность после посадки", Журнал лунной поверхности Apollo 15 , NASAкомментарий в 105:11:33
  35. ↑ Карта звездного неба, полученная с борта Apollo 10. Из личной коллекции пилота командного модуля миссии Джона Янга, Heritage Auction Galleries , получено 11 марта 2010 г.

Внешние ссылки