Gamma Cassiopeiae-variabel

Idag går vi in ​​i den spännande världen av Gamma Cassiopeiae-variabel. Vi kommer att lära oss om dess betydelse, dess relation till olika studieområden och hur den har utvecklats över tiden. Dessutom kommer vi att analysera dess inverkan på det nuvarande samhället och dess möjliga framtida implikationer. Genom den här artikeln kommer vi att utforska de olika aspekterna som gör Gamma Cassiopeiae-variabel till ett relevant och intressant ämne för alla.

Gamma Cassiopeiae
Amatörfoto av Gamma Cassiopeiae och dess associerade nebulosor IC63 och IC59. Foto: Neil Michael Wyatt
  • Beskrivning: Eruptiv variabel av Be-typ (BE)
  • Prototypstjärna: Gamma Cassiopeiae
  • Förkortning: GCAS
  • Karaktäristika: Variabeltypen visar oregelbundna förändringar i magnitud över en tidsrymd av decennier och har typiskt amplituder i storleksordning en magnitud.
  • Närliggande variabeltyper: Be-stjärna (BE) och Lambda Eridani-variabel (LERI)
  • Antal: 422 stjärnor fanns registrerade i GCVS4 (2009) som Be-stjärnor (267 st) eller GCAS-variabler (155 st).

En Gamma Cassiopeiae-variabel (γ Cassiopeiae-variabel) är en typ av variabel stjärna, uppkallad efter prototypen Gamma Cassiopeiae.

Variabilitet

Gamma Cassiopeiae-variablerna visar oregelbundna förändringar i magnitud över en tidsrymd av decennier och har typiskt amplituder av storleksordning en magnitud. Till exempel är Gamma Cassiopeiae vanligtvis av omkring magnitud 2,5 och har varierat mellan magnitud 1,6 och 3,0. Variationerna är förknippade med förändringar i spektrumet mellan normala absorptionsspektra och spektrum av Be-stjärna, ofta även med skalstjärnegenskaper.

Pleione och Gamma Cassiopeiae är båda variabla stjärnor som har intermittenta skalepisoder där starka skaleffekter uppträder i spektrumet och magnituden ökar eller minskar signifikant. Vid andra tillfällen är skalet inte detekterbart i spektret, och även emissionslinjerna kan försvinna.

General Catalog of Variable Stars (GCVS) kategoriserar Gamma Cassiopeiae-stjärnor som eruptiva variabler och beskriver dem som snabbroterande jättar eller underjättar av spektralklass B, även om många av dem är stjärnor i huvudserien. Detta skiljer dem från de stjärnor som bara visar mindre magnitudvariationer. GCVS använder koden GCAS för att beteckna Gamma Cassiopeiae-variabler.

Mekanism

Gamma Cassiopeiae-variabler anses vara heta stjärnor som har ekvatoriella stoftskivor som periodiskt försvinner och ändrar form, eller eventuellt bara förändras dramatiskt i omfattning. De är förmodligen alla mycket snabbt roterande och de flesta kan klassificeras som Be-stjärnor. De är ofta också skalstjärnor åtminstone en del av tiden, där skivan ger mycket smala absorptionslinjer utöver de bredare fotosfäriska linjerna och möjliga emissionslinjer. Oavsett om de är skalstjärnor eller ej enligt den snävare definitionen, är perioderna när de har starka skivor och ökad magnitud kända som skalhändelser.

Exempel på Gamma Cassiopeiae-variabler

Benämning (namn) Stjärnbild Upptäckt Skenbar magnitud (Maximum) Skenbar magnitud (Minimum) Magnitudområde Period Spektralklass Kommentar
Gamma Cassiopeiae Cassiopeja   1m.6 3m.0 1,4 B0.5 IVe Prototyp-stjärna
Kappa Canis Majoris Stora hunden   3m.40 3m.97 0,57 B1.5IVne  
FW Canis Majoris Stora hunden   5m.00 5m.50 0,50  
Lambda Pavonis Påfågeln   4m.00 4m.26 0,26 B2II-IIIe  
Fi Persei Perseus   3m.96 4m.11 0,15 19,5 d B2Vpe  
Psi Persei Perseus   4m.17 4m.36 0,19 B5III-Vne  
X Persei Perseus   6m.03 7m.0 0,97 B0Ve Även en röntgendubbelstjärna
A  (skenbar magnitud, om inte markerad (B)(= blå) or (p)(= fotografisk))

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Gamma Cassiopeiae variable, 23 juni 2019.

Noter

  1. ^ Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P.. ”Variable Star Type Designations in the VSX” (på engelska). AAVSOs hemsida. American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes. Läst 12 mars 2020. 
  2. ^ ”Variability types, General Catalogue of Variable Stars” (på engelska). Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Ryssland. http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt. Läst 12 mars 2020. 
  3. ^ Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe (2013). ”Classical Be stars. Rapidly rotating B stars with viscous Keplerian decretion disks”. Astronomy and Astrophysics Review 21: sid. 69. doi:10.1007/s00159-013-0069-0. https://arxiv.org/abs/1310.3962. 
  4. ^ Tur, N. S. (april 1988). ”Scanner observations of shell stars Phi Persei and Psi Persei”. Astrophysics and Space Science 143 (1): sid. 99–105. doi:10.1007/BF00636758. 

Extra läsning

  • Bohlender, D. (2016). ”Searching for and Monitoring Ae and a Shell Stars at the DAO”. Bright Emissaries: Be Stars as Messengers of Star-Disk Physics 506: sid. 275. 
  • Slettebak, A. (1982). ”Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars”. Astrophysical Journal Supplement Series 50: sid. 55–83. doi:10.1086/190820.