Variabila de tip Gamma Cassiopeia

Gamma Cassiopeiae variabilă ( ing.  Gamma Cassiopeiae variabilă, γ Cassiopeiae variabilă ) este un tip de stea variabilă numită după prototipul său γ Cassiopeiae .

Variabilitate

Variabile precum Gamma Cassiopeia prezintă variații neregulate ale luminozității de-a lungul deceniilor. Ele au de obicei amplitudini de ordinul unei marimi . De exemplu, Gamma Cassiopeiae are de obicei o magnitudine aparentă de aproximativ 2,5 m și fluctuează între 1,6 m și 3,0 m . Variabilitatea este asociată cu modificări ale spectrului dintre spectrele normale de absorbție și spectrele stelei Be și, de asemenea, depinde adesea de caracteristicile învelișului din jurul stelei [1] . Pleione și Gamma Cassiopeiae sunt stele variabile care se confruntă periodic cu probleme ale anvelopei atunci când în spectru apar linii puternice de emisie, iar luminozitatea crește sau scade semnificativ. În alte cazuri, prezența unei învelișuri în spectru nu este detectată deloc și chiar și liniile de emisie pot dispărea [2] .

Catalogul General al Stelelor Variabile (GCVS) clasifică variabilele de tip Gamma Cassiopeiae ca variabile eruptive și le descrie ca giganți cu rotație rapidă sau subgiganți de tip spectral B, deși multe dintre ele sunt stele de secvență principală . Acest lucru le diferențiază de acele stele Be care prezintă modificări mai mici ale amplitudinii luminozității. GCAS folosește codul GCAS pentru a desemna variabilele de tip Gamma Cassiopeia [1] .

Mecanism de variabilitate

Variabile precum Gamma Cassiopeiae sunt stele fierbinți care au discuri ecuatoriale care dispar și se transformă periodic, sau poate pur și simplu se extind foarte mult. Este posibil ca toate să se rotească foarte repede, iar cele mai multe dintre ele pot fi clasificate drept stele Be . Ele sunt, de asemenea, adesea stele coajă , cel puțin o parte a timpului în care discul este la margine și produce linii de absorbție foarte înguste, pe lângă liniile fotosferice mai largi și posibilele linii de emisie. Indiferent dacă sunt stele coajă sau nu, în sensul cel mai restrâns al cuvântului, în perioadele în care au discuri ecuatoriale și cresc în luminozitate, aceste stele vor fi în continuare numite stele coajă [2] .

Exemple

Note

1. ↑ 12 N.N .; Samus; Durlevich, O.V. și colab. Catalogul de date online VizieR: Catalogul general al stelelor variabile (Samus+ 2007-2013  )  // Catalogul de date online VizieR: B/gcvs. Publicat inițial în: 2009yCat....102025S : jurnal. - 2009. - Vol. 1 . —P.B /gcvs . - Cod biblic .
2. ↑ 1 2 Rivinius, Toma; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe. Clasic fie vedete. Stele B care se rotesc rapid cu discuri de decreție Kepleriane vâscoase (review) // Astronomie și Astrofizică . - 2013. - T. 21 . - S. 69 . - doi : 10.1007/s00159-013-0069-0 . - Cod biblic . - arXiv : 1310.3962 .
3. ↑ 12 Tur , NS; Goraya, PS Observații cu scanerul stelelor cochilii Phi Persei și Psi Persei  //  Astrofizică și știință spațială : jurnal. - 1988. - Aprilie ( vol. 143 , nr. 1 ). - P. 99-105 . - doi : 10.1007/BF00636758 . - .

Link -uri

• Bohlender, D. (2016). „Căutarea și monitorizarea stelelor Ae și a Shell la DAO.” Emisari strălucitori: fiți vedete ca mesageri ai fizicii discurilor stele . 506 : 275. Bibcode : 2016ASPC..506..275B .
• Slettebak, A. (1982). „Tipurile spectrale și vitezele de rotație ale stelelor Be mai strălucitoare și ale stelelor de tip shell AF.” Seria de suplimente pentru jurnalul astrofizic . 50 :55-83. Cod biblic : 1982ApJS ...50...55S . DOI : 10.1086/190820 .