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Gamma Casiopea

Gamma Cassiopeiae , latinizado de γ Cassiopeiae , es una estrella brillante en el centro del distintivo asterismo "W" en la constelación circumpolar norteña 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 la conoce con el nombre informal de Navi . Fue observada en 1866 por Angelo Secchi , la primera estrella jamás observada con líneas de emisión. [12] [13] 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 compañera de movimiento propio común, HD 5408, el sistema podría contener un total de ocho estrellas. [14] Es uno de los sistemas de mayor multiplicidad conocidos. [13]

Propiedades físicas

Curva de luz para Gamma Cassiopeiae, trazada a partir de datos publicados por Labadie-Bartz et al. (2021) [15]
Imagen amateur de γ Cassiopeiae y las nebulosas asociadas IC63 e IC59. La estrella brillante que se encuentra al sur de Gamma Cassiopeiae es HD 5408, una compañera común en movimiento propio . ( Neil Michael Wyatt )

Gamma Cassiopeiae es una estrella variable eruptiva , 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 envoltura y el brillo aumentó por encima de la magnitud 2,0, para luego caer rápidamente a 3,4. [16] Desde entonces ha ido volviendo a brillar gradualmente hasta alrededor de 2,2. [17] En su 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 y cuya velocidad de rotación estimada es de 472 km s −1 , lo que le confiere un abultamiento ecuatorial pronunciado. Cuando se combina con la alta luminosidad de la estrella, el resultado es la expulsión de materia que forma un disco circunestelar caliente de gas. Las emisiones y las variaciones de brillo son aparentemente causadas por este " disco de decrecimiento ".

El espectro de esta estrella masiva coincide con una clasificación estelar de B0.5 IVe. Una clase de luminosidad de 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 las estrellas que muestran líneas de emisión de hidrógeno en el espectro, causadas en este caso por el disco circunestelar. Esto la coloca dentro de una categoría conocida como estrellas Be ; de ​​hecho, la primera estrella de este tipo en ser designada así. [18] Tiene 17 veces la masa del Sol y está irradiando tanta energía como 34.000 Soles. A este ritmo de emisión, la estrella ha llegado al final de su vida como estrella de secuencia principal de tipo O tardío [ cita requerida ] después de unos 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 azul-blanco.

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 originada en la estrella, de un viento caliente o 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, como para impulsar 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, varía aparentemente 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 decrecimiento que la rodea. Una línea de evidencia es que se sabe que la producción de rayos X varía tanto en escalas de tiempo cortas como largas con respecto a varios cambios de línea UV y continuo asociados con una estrella B o con materia circunestelar cercana a la estrella. [19] [20] Además, las emisiones de rayos X exhiben ciclos de largo plazo que se correlacionan con las curvas de luz en las longitudes de onda visibles. [21]

Gamma Cassiopeiae exhibe características consistentes con un campo magnético desordenado fuerte . 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 de una señal periódica robusta de 1,21 días que sugiere un campo magnético arraigado en la superficie de la estrella rotatoria. Las líneas espectrales ultravioleta y ópticas de la estrella muestran ondulaciones que se mueven del azul al rojo durante varias horas, lo que indica nubes de materia que se mantienen congeladas sobre la superficie de la estrella por fuertes campos magnéticos. Esta evidencia sugiere que un campo magnético de la estrella está interactuando con el disco de decrecimiento, lo que resulta en la emisión de rayos X. Se ha propuesto un dinamo de disco como mecanismo para explicar esta modulación de los rayos X. Sin embargo, persisten dificultades con este mecanismo, entre las que se encuentra que no se sabe que existan dinamos de disco en otras estrellas, lo que hace que este comportamiento sea más difícil de analizar. [22]

Compañeros

Gamma Cassiopeiae tiene tres débiles compañeras, que figuran en los catálogos de estrellas dobles como componentes B, C y D. [23] [ 24] [14] La estrella B está a unos 2 segundos de arco de distancia y tiene una magnitud de 11, y tiene una velocidad espacial similar a la de la estrella primaria brillante, lo que hace probable que esté asociada físicamente. El componente C tiene una magnitud de 13, está a casi un minuto de arco de distancia, [25] [26] y aparece en Gaia Early Data Release 3 como una estrella con un movimiento propio muy diferente y mucho más distante que Gamma Cassiopeiae. [27] Por último, el componente D, a unos 21 minutos de arco de distancia, es la estrella visible a simple vista HR 266 (HD 5408), que en sí misma es un sistema cuádruple. [14]

Gamma Cassiopeiae A, la primaria brillante, contiene en sí misma un sistema binario espectroscópico con un período orbital de unos 203,5 días y una excentricidad que se informa alternativamente como 0,26 y "casi cero". Se cree que la masa de la compañera es aproximadamente la del Sol , pero su naturaleza no está clara. Se ha propuesto que es una estrella degenerada o una estrella de helio caliente, pero parece poco probable que sea una estrella normal. Por lo tanto, es probable que esté más evolucionada que la primaria y que le haya transferido masa durante una etapa anterior de evolución. [4] [28] Además, los datos de Hipparcos muestran un " bamboleo " con una amplitud de unos 150 mas, que puede corresponder a la órbita de una tercera estrella. Esta estrella tendría un período orbital de al menos 60 años. [29]

Nombres

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

El nombre chino Tsih , "el látigo" ( chino :策; pinyin : cè ), se asocia comúnmente con esta estrella. [30] [31] Sin embargo, el nombre originalmente se refería a Kappa Cassiopeiae , [32] [33] y Gamma Cassiopeiae era solo uno de los cuatro caballos que tiraban del carro del legendario auriga Wangliang. [32] Esta representación fue cambiada más tarde para hacer de Gamma el látigo. [32]

La estrella se utilizó como un punto de referencia de navegación fácilmente identificable durante las misiones espaciales y el astronauta estadounidense Virgil Ivan "Gus" Grissom apodó a la estrella Navi en honor a su propio segundo nombre escrito al revés. [34] [35]

Véase también

Referencias

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Enlaces externos