Gama Cassiopeiae: Porovnání verzí
m →Systém: fix |
+ infobox |
||
Řádek 1: | Řádek 1: | ||
{{Infobox - hvězda |
|||
⚫ | |||
| název = Gama Cassiopeiae A |
|||
| foto = |
|||
| foto_popis = |
|||
| mapa = {{LocMap |
|||
|100x100 |
|||
|AlternativeMap = Cassiopeia constellation map.svg |
|||
|caption = |
|||
|width = 250 |
|||
|lat = 50.6 |
|||
|long = 40.9 |
|||
|mark = Cercle rouge 100%.svg |
|||
|marksize = 14 |
|||
|float = center |
|||
}} |
|||
| mapa_popis = Poloha Gama Cassiopeiae v souhvězdí Kasiopeji (v červeném kroužku) |
|||
| ekvin = J2000,0 |
|||
| con_cz = [[Souhvězdí Kasiopeji|Kasiopeja]] |
|||
| con_lt = Cassiopeia |
|||
| ra = {{RA|00|56|42,50108}} |
|||
| dec = +60° 43′ 00.2984″ |
|||
| par = 5,94 ± 0.12 |
|||
| dist_ly = 550 ± 10 |
|||
| dist_pc = 168 ± 3 |
|||
| u-b = -1,08 |
|||
| b-v = -0,15 |
|||
| v-r = |
|||
| r-i = |
|||
| appmag_v = 2,47 (1,6 – 3,0) |
|||
| absmag_v = |
|||
| rad_r = -6,8 km/s |
|||
| poh_r = +25,17 mas/rok |
|||
| poh_d = -3,92 mas/rok |
|||
| var = Gama Cassiopeiae |
|||
| spektrum = B0.5IVe |
|||
| hmot_kg = |
|||
| hmot_msol = 17 |
|||
| rad_km = |
|||
| rad_rsol = 10 |
|||
| lum_v = 34 000 |
|||
| teplota = 25 000 |
|||
| stáří = 8,0 ± 0,4 × 10<sup>6</sup> let |
|||
| p_rot = |
|||
| v_rot = >400 km/s |
|||
| p_osc = |
|||
| HD = 5394 |
|||
| HR = 264 |
|||
| SAO = 11482 |
|||
| HIP = 4427 |
|||
| TYC = |
|||
| GC = |
|||
| BD = +59°144 |
|||
| Argeland = |
|||
| Gl = |
|||
| Flamst = 27 |
|||
| con_zkr = Cas |
|||
| Bayer = γ |
|||
| pismeno = |
|||
| synonyma = Tsih |
|||
| SIMBAD = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=gamma+Cas |
|||
}} |
|||
⚫ | |||
== Gama Cassiopeae A == |
== Gama Cassiopeae A == |
||
Řádek 6: | Řádek 68: | ||
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 [[zářivý výkon|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. |
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 [[zářivý výkon|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 [[podobr]]a, který dospěl do stadia, kdy přestává v jádře spalovat [[vodík]] a mění se na [[obr (hvězda)|obra]]. Přípona "e" ve spektrální klasifikaci označuje hvězdy se [[spektrální čára|spektrálními čarami]] |
Třída jasnosti IV identifikuje Gama Cassiopeiae A jako [[podobr]]a, který dospěl do stadia, kdy přestává v jádře spalovat [[vodík]] a mění se na [[obr (hvězda)|obra]]. Přípona "e" ve spektrální klasifikaci označuje hvězdy se [[spektrální čára|spektrálními čarami]] vodíku 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 posloupnost]]i za relativně krátkých 8 milionů let. |
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 posloupnost]]i za relativně krátkých 8 milionů let. |
Verze z 12. 12. 2015, 03:11
Gama Cassiopeiae A | |
---|---|
Astrometrická data (Ekvinokcium J2000,0) | |
Souhvězdí | Kasiopeja (Cassiopeia) |
Rektascenze | 00h 56m 42,50108s |
Deklinace | +60° 43′ 00.2984″ |
Paralaxa | 5,94 ± 0.12 |
Vzdálenost | 550 ± 10 ly (168 ± 3 pc) |
Barevný index (U-B) | -1,08 |
Barevný index (B-V) | -0,15 |
Zdánlivá hvězdná velikost | 2,47 (1,6 – 3,0) |
Radiální rychlost | -6,8 km/s |
Vlastní pohyb v rektascenzi | +25,17 mas/rok |
Vlastní pohyb v deklinaci | -3,92 mas/rok |
Fyzikální charakteristiky | |
Typ proměnnosti | Gama Cassiopeiae |
Spektrální typ | B0.5IVe |
Hmotnost | 17 M☉ |
Poloměr | 10 R☉ |
Zářivý výkon (V) | 34 000 L☉ |
Povrchová teplota | 25 000 K |
Stáří | 8,0 ± 0,4 × 106 let |
Rychlost rotace | >400 km/s |
Další označení | |
Henry Draper Catalogue | HD 5394 |
Bonner Durchmusterung | BD +59°144 |
Bright Star katalog | HR 264 |
2MASS | 2MASS J00564251+6043002 |
SAO katalog | SAO 11482 |
Katalog Hipparcos | HIP 4427 |
Tychův katalog | TYC 4017-2319-1 |
General Catalogue | GC 1117 |
Bayerovo označení | γ Cas |
Flamsteedovo označení | 27 Cas |
Synonyma | Tsih |
Databáze | |
SIMBAD | data |
(V) – měření provedena ve viditelném světle Některá data mohou pocházet z datové položky. |
Gama Cassiopeiae (γ Cas, γ Cassiopeiae) je hvězdná soustava v souhvězdí Kasiopeji. Při pohledu ze Země se nachází uprostřed "W", asterismu, který 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 vodíku 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)