Gamma Cassiopeiae - Gamma Cassiopeiae

γ Cassiopée
Carte de la constellation de Cassiopée.svg
Cercle rouge.svg
Localisation de γ Cassiopée (encerclé)
Données d'observation Epoch J2000       Equinox J2000
Constellation Cassiopée
Ascension droite 00 h 56 m 42.50108 s
Déclinaison + 60 ° 43 ′ 00.2984 ″
Magnitude apparente   (V) 2,47 (1,6 - 3,0)
Caractéristiques
Type spectral B0.5IVe
Indice de couleur U − B –1,08
Indice de couleur B − V –0,15
Type de variable γ Cas
Astrométrie
Vitesse radiale (R v ) –6,8 km / s
Mouvement correct (μ) RA:  +25,17  mas / an
Déc .:  –3,92  mas / an
Parallaxe (π) 5,94 ± 0,12  mas
Distance 550 ± 10  ly
(168 ± 3  pièces )
Magnitude absolue   (M V ) −3,98
Des détails
Masse 17  M ☉
Rayon 10  R ☉
Luminosité 34 000  L ☉
Gravité de surface (log  g ) 3,50  cgs
Température 25 000  K
Vitesse de rotation ( v  sin  i ) 432 km / s
Âge 8,0 ± 0,4   Myr
Autres désignations
Tsih, γ Cas, 27  Cassiopée, ADS  782, BD + 59 ° 144, FK5  32, HD  5394, HIP  4427, HR  264, SAO  11482, WDS 00567  + 6043, AAVSO  0050 + 60
Références de base de données
SIMBAD Les données

Gamma Cassiopeiae , latinisée à partir de γ Cassiopeiae , est une étoile au centre de l' astérisme distinctif "W" dans la constellation circumpolaire nord de Cassiopée . Bien que ce soit une étoile assez brillante avec une magnitude visuelle apparente qui varie de 1,6 à 3,0, elle n'a pas de nom traditionnel arabe ou latin. Il porte parfois le nom informel de Navi .

Gamma Cassiopeiae est une étoile Be , une étoile variable et un système d'étoiles binaires. Sur la base des mesures de parallaxe effectuées par le satellite Hipparcos , il est situé à une distance d'environ 550 années-lumière de la Terre.

Propriétés physiques

Image amateur de γ Cassiopeiae et des nébuleuses associées IC63 et IC59 ( Neil Michael Wyatt )

Gamma Cassiopeiae est une étoile variable éruptive , dont la magnitude apparente change irrégulièrement entre +1,6 et +3,0. C'est le prototype de la classe des étoiles variables Gamma Cassiopeiae . À la fin des années 1930, il a subi ce que l'on appelle un épisode d'obus et la luminosité a augmenté au-dessus de la magnitude +2,0, puis a chuté rapidement à +3,4. Depuis, il est remonté progressivement à environ +2,2. À l'intensité maximale, γ Cassiopée surpasse à la fois α Cassiopée (magnitude +2,25) et β Cassiopée (magnitude +2,3).

Gamma Cassiopeiae est une étoile à rotation rapide avec une vitesse de rotation projetée de 472 km s −1 , ce qui lui donne un renflement équatorial prononcé . Lorsqu'il est combiné avec la luminosité élevée de l'étoile, le résultat est l'éjection de matière qui forme un disque de gaz circumstellaire chaud. Les émissions et les variations de luminosité sont apparemment causées par ce " disque de décrétion ".

Le spectre de cette étoile massive correspond à une classification stellaire de B0.5 IVe. Une classe de luminosité IV l'identifie comme une étoile sous - géante qui a atteint un stade de son évolution où elle épuise l'approvisionnement en hydrogène dans sa région centrale et se transforme en une étoile géante . Le suffixe «e» est utilisé pour les étoiles qui montrent des raies d'émission d'hydrogène dans le spectre, provoquées dans ce cas par le disque circumstellaire. Cela le place parmi une catégorie connue sous le nom d' étoiles Be ; en fait, la première étoile de ce genre à avoir été désignée ainsi. Il a 17 fois la masse du Soleil et émet autant d'énergie que 34 000 soleils. À ce taux d'émission, l'étoile a atteint la fin de sa vie en tant qu'étoile de séquence principale de type B après 8 millions d'années relativement brèves. L' atmosphère extérieure a une température efficace intense de 25 000 K, ce qui la fait briller avec une teinte bleu-blanc.

Émission de rayons X

Gamma Cassiopeiae est le prototype d'un petit groupe de sources stellaires de rayonnement X qui est environ 10 fois plus puissant que celui émis par les autres étoiles B ou Be. Le spectre des rayons X a pour caractère Be thermique , éventuellement émis par des plasmas de températures allant jusqu'à au moins dix millions de kelvins, et présente des cycles à très court et long terme. Historiquement, il a été soutenu que ces rayons X pouvaient être excités par de la matière provenant de l'étoile, d'un vent chaud ou d'un disque autour de l'étoile, s'accrétant sur la surface d'un compagnon dégénéré, comme une naine blanche ou une étoile à neutrons . Cependant, l'une ou l'autre de ces hypothèses pose des difficultés. Par exemple, il n'est pas clair que suffisamment de matière puisse être accrétée par une naine blanche, à la distance de la prétendue étoile secondaire impliquée par la période orbitale, suffisante pour alimenter une émission de rayons X de près de 10 33 erg / s ou 100 YW . Une étoile à neutrons pourrait facilement alimenter ce flux de rayons X, mais l'émission de rayons X des étoiles à neutrons est connue pour être non thermique, et donc en variance apparente avec les propriétés spectrales.

Les preuves suggèrent que les rayons X peuvent être associés à l'étoile Be elle-même ou causés par une interaction complexe entre l'étoile et le disque de décrétion environnant. Une preuve est que la production de rayons X est connue pour varier à la fois sur des échelles de temps courtes et longues en ce qui concerne divers changements de ligne UV et de continuum associés à une étoile B ou à de la matière circumstellaire proche de l'étoile. De plus, les émissions de rayons X présentent des cycles à long terme qui sont en corrélation avec les courbes de lumière dans les longueurs d'onde visibles.

Gamma Cassiopeiae présente des caractéristiques compatibles avec un fort champ magnétique désordonné . Aucun champ ne peut être mesuré directement à partir de l' effet Zeeman en raison des raies spectrales élargies en rotation de l'étoile. Au lieu de cela, la présence de ce champ est déduite d'un signal périodique robuste de 1,21 jour qui suggère un champ magnétique enraciné sur la surface de l'étoile en rotation. Les lignes spectrales UV et optiques de l'étoile montrent des ondulations passant du bleu au rouge sur plusieurs heures, ce qui indique que des nuages ​​de matière sont maintenus gelés sur la surface de l'étoile par de puissants champs magnétiques. Cette preuve suggère qu'un champ magnétique de l'étoile interagit avec le disque de décrétion, entraînant l'émission de rayons X. Une dynamo à disque a été avancée comme mécanisme pour expliquer cette modulation des rayons X. Cependant, des difficultés subsistent avec ce mécanisme, parmi lesquelles il n'y a pas de dynamos de disque connu pour exister dans d'autres étoiles, ce qui rend ce comportement plus difficile à analyser.

Compagnons

Gamma Cassiopeiae a deux compagnons optiques faibles , répertoriés dans les catalogues d'étoiles doubles en tant que composants B et C. L'étoile B est distante d'environ 2 secondes d'arc et de magnitude 11, et a une vitesse spatiale similaire à celle du primaire brillant. La composante C est de magnitude 13, distante de près d'une seconde d'arc.

Gamma Cassiopeiae A, le primaire brillant, est lui-même un binaire spectroscopique avec une période orbitale d'environ 203,5 jours et une excentricité alternativement rapportée comme 0,26 et «proche de zéro». On pense que la masse du compagnon est à peu près celle du Soleil , mais sa nature n'est pas claire. Il a été proposé que ce soit une étoile dégénérée ou une étoile chaude à l'hélium, mais il semble peu probable que ce soit une étoile normale. Par conséquent, il est susceptible d'être plus évolué que le primaire et d'y avoir transféré de la masse à un stade antérieur de l'évolution.

Des noms

Le nom chinois Tsih , "le fouet" ( chinois : 策 ; pinyin : cè ), est communément associé à cette étoile. Cependant, le nom faisait à l'origine référence à Kappa Cassiopeiae , et Gamma Cassiopeiae n'était qu'un des quatre chevaux tirant le char du légendaire conducteur de char Wangliang. Cette représentation a ensuite été modifiée pour faire de Gamma le fouet.

L'étoile a été utilisée comme point de référence de navigation facilement identifiable lors des missions spatiales et l' astronaute américain Virgil Ivan "Gus" Grissom a surnommé l'étoile Navi d' après son deuxième prénom épelé à l'envers.

Voir également

Les références

Liens externes