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Gamma Casiopea

Gamma Cassiopeiae , latinizada de γ Cassiopeiae , es una estrella brillante en el centro del distintivo asterismo "W" en la constelación circumpolar norte de Casiopea . Aunque es una estrella bastante brillante con una magnitud visual aparente que varía de 1,6 a 3,0, no tiene un nombre árabe o latino tradicional. A veces se le conoce con el nombre informal Navi . Fue observada en 1866 por Angelo Secchi , la primera estrella jamás observada con líneas de emisión. [12] Ahora se considera una estrella Be .

Gamma Cassiopeiae es también una estrella variable y un sistema estelar múltiple. Según las mediciones de paralaje realizadas por el satélite Hipparcos , se encuentra a una distancia de aproximadamente 550 años luz de la Tierra. Junto con su compañero de movimiento propio común, HD 5408, el sistema podría contener un total de ocho estrellas. [13]

Propiedades físicas

Una curva de luz para Gamma Cassiopeiae, trazada a partir de datos publicados por Labadie-Bartz et al. (2021) [14]
Imagen amateur de γ Cassiopeiae y las nebulosas asociadas IC63 e IC59. La estrella brillante al sur de Gamma Cassiopeiae es HD 5408, una compañera común del movimiento propio . ( Neil Michael Wyatt )

Gamma Cassiopeiae es una estrella variable en erupción , cuya magnitud aparente cambia irregularmente desde 1,6 en su punto más brillante hasta 3,0 en su punto más tenue. Es el prototipo de la clase de estrellas variables Gamma Cassiopeiae . A finales de la década de 1930 sufrió lo que se describe como un episodio de proyectil y el brillo aumentó por encima de la magnitud 2,0, luego cayó rápidamente a 3,4. [15] Desde entonces se ha ido iluminando gradualmente hasta alrededor de 2,2. [16] En intensidad máxima, γ Cassiopeiae eclipsa tanto a Schedar (α Cas; magnitud 2,25) como a Caph (β Cas; 2,3).

Gamma Cassiopeiae es una estrella que gira rápidamente con una velocidad de rotación proyectada de 472 km s −1 , lo que le confiere un pronunciado abultamiento ecuatorial . Cuando se combina con la alta luminosidad de la estrella, el resultado es la eyección de materia que forma un disco circunestelar caliente de gas. Las emisiones y las variaciones de brillo aparentemente son causadas por este " disco de decreción ".

El espectro de esta estrella masiva coincide con una clasificación estelar de B0,5 IVe. Una clase de luminosidad IV la identifica como una estrella subgigante que ha alcanzado una etapa de su evolución en la que está agotando el suministro de hidrógeno en su región central y transformándose en una estrella gigante . El sufijo 'e' se utiliza para estrellas que muestran líneas de emisión de hidrógeno en el espectro, provocadas en este caso por el disco circunestelar. Esto la ubica dentro de una categoría conocida como Ser estrellas ; de hecho, es la primera estrella de este tipo en ser designada así. [17] Tiene 17 veces la masa del Sol y irradia tanta energía como 34.000 soles. A esta tasa de emisión, la estrella ha llegado al final de su vida como estrella tardía de secuencia principal de tipo O [ cita necesaria ] después de relativamente breves 8 millones de años. La atmósfera exterior tiene una intensa temperatura efectiva de 25.000 K, lo que hace que brille con un tono blanco azulado.

emisión de rayos x

Gamma Cassiopeiae es el prototipo de un pequeño grupo de fuentes estelares de radiación de rayos X que es aproximadamente 10 veces más fuerte que la emitida por otras estrellas B o Be. El carácter del espectro de rayos X es Be térmico , posiblemente emitido por plasmas de temperaturas de hasta al menos diez millones de Kelvin, y muestra ciclos de muy corto y largo plazo. Históricamente, se ha sostenido que estos rayos X podrían ser excitados por materia procedente de la estrella, de un viento caliente o de un disco alrededor de la estrella, que se acumula en la superficie de una compañera degenerada, como una enana blanca o una estrella de neutrones . Sin embargo, existen dificultades con cualquiera de estas hipótesis. Por ejemplo, no está claro que una enana blanca pueda acumular suficiente materia, a la distancia de la supuesta estrella secundaria implicada por el período orbital, suficiente para alimentar una emisión de rayos X de casi 10 33 erg/s o 100 YW. . Una estrella de neutrones podría fácilmente alimentar este flujo de rayos X, pero se sabe que la emisión de rayos X de las estrellas de neutrones no es térmica y, por lo tanto, presenta una variación aparente con las propiedades espectrales.

La evidencia sugiere que los rayos X pueden estar asociados con la propia estrella Be o ser causados ​​por alguna interacción compleja entre la estrella y el disco de decreción circundante. Una línea de evidencia es que se sabe que la producción de rayos X varía en escalas de tiempo tanto cortas como largas con respecto a varias líneas UV y cambios continuos asociados con una estrella B o con materia circunestelar cercana a la estrella. [18] [19] Además, las emisiones de rayos X exhiben ciclos a largo plazo que se correlacionan con las curvas de luz en las longitudes de onda visibles. [20]

Gamma Cassiopeiae exhibe características consistentes con un fuerte campo magnético desordenado . Ningún campo puede medirse directamente a partir del efecto Zeeman debido a las líneas espectrales ensanchadas por la rotación de la estrella. En cambio, la presencia de este campo se infiere a partir de una señal periódica robusta de 1,21 días que sugiere un campo magnético enraizado en la superficie de la estrella en rotación. Las líneas espectrales ópticas y ultravioleta de la estrella muestran ondas que se mueven del azul al rojo durante varias horas, lo que indica nubes de materia mantenidas congeladas sobre la superficie de la estrella por fuertes campos magnéticos. Esta evidencia sugiere que un campo magnético de la estrella interactúa con el disco de decreción, lo que resulta en la emisión de rayos X. Se ha propuesto una dinamo de disco como mecanismo para explicar esta modulación de los rayos X. Sin embargo, persisten dificultades con este mecanismo, entre ellas que no se sabe que existan dinamos de disco en otras estrellas, lo que hace que este comportamiento sea más difícil de analizar. [21]

Compañeros

Gamma Cassiopeiae tiene tres compañeras débiles, enumeradas en catálogos de estrellas dobles como componentes B, C y D. [22] [23 ] [13] La estrella B está a unos 2 segundos de arco de distancia y es de magnitud 11, y tiene una velocidad espacial similar a el primario brillante, por lo que es probable que esté asociado físicamente. El componente C tiene magnitud 13, a casi un minuto de arco de distancia, [24] [25] y figura en Gaia Early Data Release 3 como un movimiento propio muy diferente y mucho más distante que Gamma Cassiopeiae. [26] Finalmente, el componente D, a unos 21 minutos de arco de distancia, es la estrella a simple vista HR 266 (HD 5408), en sí misma un sistema cuádruple. [13]

Gamma Cassiopeiae A, la primaria brillante, contiene en sí misma una binaria espectroscópica con un período orbital de aproximadamente 203,5 días y una excentricidad reportada alternativamente como 0,26 y "cerca de cero". Se cree que la masa de su compañera es aproximadamente la del Sol , pero su naturaleza no está clara. Se ha propuesto que se trata de una estrella degenerada o de helio caliente, pero parece poco probable que sea una estrella normal. Por lo tanto, es probable que esté más evolucionado que el primario y que le haya transferido masa durante una etapa anterior de evolución. [4] [27] Además, los datos de Hipparcos muestran una " bamboleo " con una amplitud de aproximadamente 150 mas, que puede corresponder a la órbita de una tercera estrella. Esta estrella tendría un período orbital de al menos 60 años. [28]

Nombres

γ Cassiopeiae ( latinizado a Gamma Cassiopeiae ) es la designación Bayer del objeto , y tiene la designación Flamsteed 27 Cassiopeiae .

El nombre chino Tsih , "el látigo" ( chino :策; pinyin : cè ), se asocia comúnmente con esta estrella. [29] [30] Sin embargo, el nombre originalmente se refería a Kappa Cassiopeiae , [31] [32] y Gamma Cassiopeiae era solo uno de los cuatro caballos que tiraban del carro del legendario auriga Wangliang. [31] Esta representación se cambió más tarde para convertir a Gamma en el látigo. [31]

La estrella se utilizó como punto de referencia de navegación fácilmente identificable durante las misiones espaciales y el astronauta estadounidense Virgil Ivan "Gus" Grissom apodó a la estrella Navi por su propio segundo nombre escrito al revés. [33] [34]

Ver también

Referencias

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enlaces externos