Gamma Cassiopeiae-variabel

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

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^[1]^[2]
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).^[2]

Variabilitet redigera

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.^[2]

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.^[3]

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.^[2]

Mekanism redigera

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.^[3]

Exempel på Gamma Cassiopeiae-variabler redigera

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

^A (skenbar magnitud, om inte markerad (B)(= blå) or (p)(= fotografisk))

Referenser redigera

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

Noter redigera

^ 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.
^ [a b c d] ”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.
^ [a b] 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.
^ [a b] 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 redigera

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.

[otero-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.

[GCVS-2] [a b c d] ”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.

[rivinius-3] [a b] 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.

[aass143_1_99-4] [a b] 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.

[1]

[2]

[3]

[A]

[4]