Gama Cassiopeiae: Porovnání verzí
→Systém: doplnění |
m →Systém: fix |
||
| Řádek 29: | Řádek 29: | ||
| periodikum = Astronomy & Astrophysics |
| periodikum = Astronomy & Astrophysics |
||
| číslo = 537 |
| číslo = 537 |
||
| datum = 2012 |
| datum = 2012-01-09 |
||
| jazyk = en |
| jazyk = en |
||
| doi = doi:10.1051/0004-6361/201117922 |
| doi = doi:10.1051/0004-6361/201117922 |
||
| Řádek 38: | Řádek 38: | ||
| titul = GAMMA CAS (Gamma Cassiopeiae |
| titul = GAMMA CAS (Gamma Cassiopeiae |
||
| vydavatel = University of Illinois |
| vydavatel = University of Illinois |
||
| datum_vydání = 1999 |
| datum_vydání = 1999-01-08 |
||
| datum_aktualizace = 2013/03/05 |
| datum_aktualizace = 2013/03/05 |
||
| datum_přístupu = 2015-12-12 |
| datum_přístupu = 2015-12-12 |
||
Verze z 12. 12. 2015, 02:53
Gama Cassiopeiae (γ Cas, γ Cassiopeiae) je hvězdná soustava v Souhvězdí Kasiopeji. Při pohledu ze Země se nachází uprostřed "W", které symbolizuje souhvězdí Kasiopeji.
Gama Cassiopeae A
Gama Cassiopeiae je vícenásobnou hvězdou. Hlavní složkou je eruptivní proměnná hvězda Gama Cassiopeiae A, což je hvězda spektrální klasifikace B0.5IVe, jejíž magnituda se nepravidelně mění v intervalu 1,6 až 3,0m. Jedná se o prototyp proměnných hvězd typu Gama Cassiopeiae. Koncem 30. let 20. století prodělala Gama Cassiopeiae explozivní epizodu, během níž její jasnost stoupla nad magnitudu +2,0, následně prudce klesla na 3,4m. Od té doby její jasnost pravidelně osciluje až k hodnotě 2,2m. Při maximální jasnosti je Gama Cassiopeiae jasnější než Schedir (Alfa Cassiopeae, jasnost +2,25m) i Caph (Beta Cassiopeae, jasnost +2,3m).
Gama Casiopeiae A má vysokou rychlost rotace kolem vlastní osy, přes 400 km/s. Důsledkem této rychlosti je, že hvězda je výrazně zploštělá. Spolu s vysokým zářivým výkonem to způsobuje rozsáhlé výrony hmoty. Uniklá hmota kolem hvězdy zformovala horký plynný disk. Rentgenové záření a změny jasnosti Gama Cassiopeae mohou mít původ právě v tomto disku.
Třída jasnosti IV identifikuje Gama Cassiopeiae A jako podobra, který dospěl do stadia, kdy přestává v jádře spalovat vodík a mění se na obra. Přípona "e" ve spektrální klasifikaci označuje hvězdy se spektrálními čarami voddíku v elektromagnetickém spektru. Tento jev je u Gama Cassiopeae A způsoben výše zmíněným plynným diskem.
Gama Cassiopeiae A je zhruba 17krát hmotnější než Slunce a vyzařuje energii jako 34 000 Sluncí. Při takovémto vyzařování lze odhadnout, že hvězda dospěla do konce své životnosti jako hvězda typu B hlavní posloupnosti za relativně krátkých 8 milionů let.
Rentgenové záření
Gama Cassiopeiae je prototypem malé skupiny hvězd, které emitují zhruba 10× více rentgenové radiace, než ostatní hvězdy typu B či Be. Původ tohoto záření je doposud předmětem diskusí.
Systém
Gama Cassiopeiae je optickou trojhvězdou. Průvodci září výrazně slaběji, než primární hvězda Gama Cassiopeae A. V hvězdných katalozích jsou označování jako Gama Cassiopeiae B a C. Gama Cassiopeiae B má magnitudu 11 a její vzdálenost od primární hvězdy je zhruba 2 úhlové vteřiny.[1] Gama Cassiopeiae C je magnitudy 13 a její vzdálenost od primární hvězdy činí 53 úhlových vteřin.[2] Není jasné, zda Gama Cassiopeae C má fyzické vazby na hlavní hvězdu, nebo zda je pouze opticky ve stejném hvězdném poli.
Podle spektroskopických měření je Gama Cassiopeae A spektroskopickou dvojhvězdou.[1][3] Společníkem je výrazně méně hmotná hvězda, která obíhá hlavní hvězdu s periodou 203,5 dne ve vzdálenosti cca 1,5 AU.[1]
Reference
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Gamma Cassiopeae na anglické Wikipedii.
- ↑ a b c KALER, Jim. GAMMA CAS (Gamma Cassiopeiae [online]. University of Illinois, 1999-01-08, rev. 2013/03/05 [cit. 2015-12-12]. Dostupné online.
- ↑ DOMMANGET, Jean; NYS, Omer. Catalogue of the Components of the Double and Multiple stars [online]. 2002 [cit. 2015-12-11]. Dostupné online.
- ↑ Nemravová, J.; Harmanec, P.; Koubský, P.; Miroshnichenko, A.; Yang, S.; Šlechta, M.; Buil, C.; Korčáková, D.; Votruba, V. Properties and nature of Be stars. 29. Orbital and long-term spectral variations of γ Cassiopeiae. Astronomy & Astrophysics. 2012-01-09, čís. 537. DOI doi:10.1051/0004-6361/201117922. (anglicky)