Gamma Cassiopeiae

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Bước tới điều hướng Bước tới tìm kiếm


γ Cassiopeiae
Cassiopeia constellation map.svg
Red circle.svg

Vị trí của γ Cassiopeiae (vòng tròn)
Dữ liệu quan sát
Kỷ nguyên J2000      Xuân phân J2000
Chòm sao Tiên Hậu
Xích kinh 00h 56m 42,50108s[1]
Xích vĩ +60° 43′ 00,2984″[1]
Cấp sao biểu kiến (V)2,47[2] (1,6 – 3,0[3])
Các đặc trưng
Kiểu quang phổB0.5IVe[4]
Chỉ mục màu U-B–1,08[2]
Chỉ mục màu B-V–0,15[2]
Kiểu biến quangγ Cas[3]
Trắc lượng học thiên thể
Vận tốc xuyên tâm (Rv)–6,8[5] km/s
Chuyển động riêng (μ) RA: +25,17[1] mas/năm
Dec.: –3,92[1] mas/năm
Thị sai (π)5,94 ± 0,12[1] mas
Khoảng cách550 ± 10 ly
(168 ± 3 pc)
Cấp sao tuyệt đối (MV)−3,98[6]
Chi tiết [7]
Khối lượng17 M
Bán kính10 R
Hấp dẫn bề mặt (log g)3,50 cgs
Độ sáng34.000 L
Nhiệt độ25.000 K
Tốc độ tự quay (v sin i)432[8] km/s
Tuổi8,0 ± 0,4 triệu[8] năm
Tên gọi khác
Tsih,[9] γ Cas, 27 Cassiopeiae, ADS 782, BD+59°144, FK5 32, HD 5394, HIP 4427, HR 264, SAO 11482, WDS 00567+6043, AAVSO 0050+60[10]
CSDL tham chiếu
SIMBADdữ liệu

Gamma Cassiopeiae, được Latin hóa từ γ Cassiopeiae, là một ngôi sao ở trung tâm của khoảnh sao "W" khác biệt trong chòm sao vòng quanh cực phương bắc Tiên Hậu. Mặc dù nó là một ngôi sao khá sáng với cấp sao biểu kiến thay đổi từ 1,6 đến 3,0, nhưng nó không có tên truyền thống trong tiếng Ả Rập hay tiếng Latin. Nó đôi khi đi theo tên không chính thức là Navi.

Gamma Cassiopeiae là một sao Be, một sao biến quang và cũng là một hệ sao đôi. Dựa trên các đo đạc thị sai do vệ tinh Hipparcos thực hiện, nó nằm ở khoảng cách khoảng 550 năm ánh sáng tính từ Trái Đất.

Tính chất vật lý[sửa | sửa mã nguồn]

Hình ảnh nghiệp dư của γ Cassiopeiae và 2 tinh vân gắn liền IC63 và IC59 (Neil Michael Wyatt).

Gamma Cassiopeiae là một sao biến quang phun trào, có cấp sao biểu kiến thay đổi không đều giữa +1,6 và +3,0. Nó là nguyên mẫu của lớp sao biến quang Gamma Cassiopeiae. Vào cuối thập niên 1930, nó đã trải qua những gì được mô tả như là giai đoạn tách vỏ và độ sáng tăng lên trên cấp +2,0, sau đó giảm nhanh xuống +3,4.[11] Kể từ đó nó đã dần dần trở lại cấp khoảng +2,2.[12] Ở cấp tối đa, γ Cassiopeiae sáng hơn cả α Cassiopeiae (cấp +2,25) và β Cassiopeiae (cấp +2,3).

Gamma Cassiopeiae là một ngôi sao quay rất nhanh với vận tốc tự quay là 472 km s−1, làm cho nó có phần lồi xích đạo rõ nét. Khi kết hợp với độ sáng cao của ngôi sao, kết quả là sự phun trào vật chất tạo thành một đĩa khí nóng vòng quanh sao. Phát xạ và các thay đổi độ sáng dường như là do "đĩa suy giảm" này gây ra.

Quang phổ của ngôi sao đồ sộ này phù hợp với phân loại sao B0.5 IVe. Lớp độ sáng IV xác định nó là một sao gần mức khổng lồ đã đạt đến giai đoạn tiến hóa mà theo đó nó đang cạn kiệt nguồn cung cấp hydro trong vùng lõi của nó và biến thành một sao khổng lồ. Hậu tố 'e' được sử dụng cho các ngôi sao thể hiện các vạch phát xạ hydro trong phổ, trong trường hợp này do đĩa bụi vòng quanh sao gây ra. Điều này đặt nó trong thể loại được gọi là sao Be; trên thực tế, nó chính là ngôi sao đầu tiên được định danh như vậy.[13][14] Nó có khối lượng gấp 17 lần Mặt Trời và đang tỏa ra năng lượng nhiều gấp 34.000 lần Mặt Trời. Với tốc độ phát xạ này, ngôi sao đã đi đến hết tuổi thọ như một sao dãy chính loại B sau thời gian tương đối ngắn là 8 triệu năm. Bầu khí quyển bên ngoài có nhiệt độ hiệu dụng rất mãnh liệt là 25.000 K, khiến nó phát sáng với màu lam trắng.

Phát xạ tia X[sửa | sửa mã nguồn]

Gamma Cassiopeiae là nguyên mẫu của một nhóm nhỏ các nguồn sao bức xạ tia X mạnh hơn khoảng 10 lần so với phát ra từ các sao B hoặc sao Be khác. Đặc điểm của phổ tia X là nhiệt Be, có thể phát ra từ các plasma có nhiệt độ lên đến ít nhất là 10 triệu K, và thể hiện các chu kỳ rất ngắn và dài. Trong lịch sử, người ta cho rằng những tia X này có thể bị kích thích bởi vật chất có nguồn gốc từ ngôi sao, từ gió nóng hoặc đĩa vòng quanh sao, bồi tụ trên bề mặt của một đồng hành suy biến, chẳng hạn như sao lùn trắng hoặc sao neutron. Tuy nhiên, có những khó khăn với các giả thuyết này. Ví dụ, người ta không rõ rằng liệu có đủ vật chất được một sao lùn trắng ở khoảng cách của ngôi sao phụ suy ra theo chu kỳ quỹ đạo, bồi tụ đủ để phát ra tia X gần 1033 erg/s (100 YW). Một sao neutron có thể dễ dàng cung cấp năng lượng cho thông lượng tia X này, nhưng sự phát xạ tia X từ các sao neutron được biết là không nhiệt, và do đó có phương sai rõ ràng với các thuộc tính quang phổ.

Bằng chứng cho thấy tia X có thể liên quan đến chính sao Be hoặc gây ra bởi một số tương tác phức tạp giữa sao này và đĩa suy giảm xung quanh. Một bằng chứng là việc tạo ra tia X được biết là thay đổi trên cả thang thời gian ngắn và thời gian dài liên quan tới các vạch UV khác nhau và các thay đổi liên tục gắn với sao B hoặc với vật chất vòng quanh sao và gần với nó.[15][16] Ngoài ra, các phát xạ tia X thể hiện các chu kỳ dài hạn tương quan với các đường cong ánh sáng trong các bước sóng nhìn thấy.[17]

Gamma Cassiopeiae thể hiện các đặc điểm phù hợp với từ trường bị rối loạn mạnh. Không từ trường nào có thể được đo trực tiếp từ hiệu ứng Zeeman vì các vạch quang phổ rộng do tự quay của sao. Thay vào đó, sự hiện diện của từ trường này được suy ra từ một tín hiệu mạnh có chu kỳ là 1,21 ngày cho thấy từ trường bắt nguồn từ bề mặt của ngôi sao đang tự quay. Các vạch phổ quang học và cực tím của ngôi sao cho thấy các gợn sóng chuyển từ màu lam sang màu đỏ trong vài giờ, điều này cho thấy các đám mây vật chất bị đông cứng trên bề mặt ngôi sao do từ trường mạnh gây ra. Bằng chứng này cho thấy từ trường của ngôi sao đang tương tác với đĩa suy giảm, dẫn đến phát xạ tia X. Một dynamo hình đĩa đã được đề xuất như là cơ chế để giải thích sự điều biến tia X này. Tuy nhiên, cơ chế này vẫn tồn tại những khó khăn, trong đó có việc không dynamo hình đĩa nào được biết là tồn tại ở các ngôi sao khác, khiến cho hành vi này khó phân tích hơn.[18]

Đồng hành[sửa | sửa mã nguồn]

Gamma Cassiopeiae có hai sao đôi quang học hơi mờ, được liệt kê trong danh lục sao đôi là các thành phần B và C.[19][20] Sao B ở khoảng cách khoảng 2 giây cung, có cấp sao 10,9 và có vận tốc vũ trụ tương tự với ngôi sao chính. Thành phần C có cấp sao 13, ở khoảng cách gần 1 giây cung,[21] là một đồng hành quang học xa hơn, mờ nhạt hơn.[22]

Bản thân ngôi sao chính và sáng Gamma Cassiopeiae A cũng là một hệ sao đôi quang phổ với chu kỳ quỹ đạo khoảng 203,5 ngày và độ lệch tâm lần lượt được báo cáo là 0,26 và "gần bằng 0". Khối lượng của sao đồng hành được cho là bằng khối lượng của Mặt Trời, nhưng bản chất của nó vẫn chưa rõ ràng. Người ta đã đề xuất rằng nó là một sao suy biến hoặc một sao heli nóng, nhưng có vẻ như nó không phải là một sao thông thường. Do đó, có khả năng nó đã tiến hóa nhiều hơn so với ngôi sao chính và đã chuyển khối lượng của nó cho ngôi sao chính trong giai đoạn tiến hóa sớm hơn.[4][23]

Tên gọi[sửa | sửa mã nguồn]

Tên tiếng Trung 策 (cè, Sách, Tsih) nghĩa là "roi ngựa" thường gắn với ngôi sao này.[24][25] Tuy nhiên, tên gọi này ban đầu là nói tới Kappa Cassiopeiae[26][27] còn Gamma Cassiopeiae chỉ là một trong bốn con ngựa kéo chiến xa của người đánh xe huyền thoại Vương Lương (王良).[26] Tên gọi này sau đó đã được thay đổi để chuyển Gamma thành Sách,[26] còn Kappa Cassiopeiae hiện nay gọi là Vương Lương nhị (王良二). Xem thêm Sao Khuê để có thêm chi tiết.

Ngôi sao này được sử dụng như một điểm tham chiếu điều hướng dễ nhận biết trong các nhiệm vụ không gian và phi hành gia người Mỹ Virgil Ivan "Gus" Grissom đặt biệt danh cho ngôi sao là Navi theo cách viết lộn ngược tên đệm của ông.[28][29]

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ a b c d e van Leeuwen, F. (tháng 11 năm 2007), “Validation of the new Hipparcos reduction”, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ^ a b c Nicolet, B. (1978), “Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System”, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 34: 1–49, Bibcode:1978A&AS...34....1N
  3. ^ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; và đồng nghiệp (2009). “VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)”. VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. 1: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
  4. ^ a b Nemravová, J.; Harmanec, P.; Koubský, P.; Miroshnichenko, A.; Yang, S.; Šlechta, M.; Buil, C.; Korčáková, D.; Votruba, V. (2012). “Properties and nature of Be stars. 29. Orbital and long-term spectral variations of γ Cassiopeiae”. Astronomy & Astrophysics. 537: A59. arXiv:1111.3761. Bibcode:2012A&A...537A..59N. doi:10.1051/0004-6361/201117922.
  5. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). “General Catalogue of Stellar Radial Velocities”. Carnegie Institute Washington D.C. Publication. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
  6. ^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), “XHIP: An extended hipparcos compilation”, Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015.
  7. ^ Sigut, T. A. A.; Jones, C. E. (tháng 10 năm 2007), “The Thermal Structure of the Circumstellar Disk Surrounding the Classical Be Star γ Cassiopeiae”, Astrophysical Journal, 668 (1): 481–491, arXiv:0706.4036, Bibcode:2007ApJ...668..481S, doi:10.1086/521209
  8. ^ a b Zorec, J.; Frémat, Y.; Cidale, L. (2005). “On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun”. Astronomy and Astrophysics. 441 (1): 235–248. arXiv:astro-ph/0509119. Bibcode:2005A&A...441..235Z. doi:10.1051/0004-6361:20053051.
  9. ^ Falkner, David E. (2011). “The Autumn Constellations”. The Mythology of the Night Sky. Patrick Moore's Practical Astronomy Series. tr. 139–162. doi:10.1007/978-1-4614-0137-7_8. ISBN 9781461401360.
  10. ^ “CCDM J00567+6043AB -- Double or multiple star”, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, truy cập ngày 13 tháng 4 năm 2009
  11. ^ Baldwin, Ralph B.; Torp-Smith, Robert (1941). “Light Curves of Gamma Cassiopeiae”. Popular Astronomy. 49: 127. Bibcode:1941PA.....49..127B.
  12. ^ Pollmann, E.; Vollmann, W.; Henry, G. W. (2014). “Long-term monitoring of Halpha emission strength and photometric V magnitude of gamma Cas”. Information Bulletin on Variable Stars. 6109: 1. Bibcode:2014IBVS.6109....1P.
  13. ^ Merrill, P. W.; Humason, M. L.; Burwell, C. G. (1925). “Discovery and Observations of Stars of Class Be”. Astrophysical Journal. 61: 389. Bibcode:1925ApJ....61..389M. doi:10.1086/142899.
  14. ^ Secchi, A. (1867). “Schreiben des Herrn Prof.Secchi, Dir. Der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber”. Astronomische Nachrichten. 68 (4): 63–64. Bibcode:1866AN.....68...63S. doi:10.1002/asna.18670680405.
  15. ^ Smith, M. A.; Robinson, R. D. (1999), “A multiwavelength campaign on γ Cassiopeiae. III. The case for magnetically controlled circumstellar kinematics”, Astrophysical Journal, 517 (2): 866–882, Bibcode:1999ApJ...517..866S, doi:10.1086/307216
  16. ^ Cranmer, S.; Smith, M.; Robinson, R. (2000), “A Multiwavelength Campaign on γ Cassiopeiae. IV. The Case for Illuminated Disk-enhanced Wind Streams”, Astrophysical Journal, 537 (1): 433–447, Bibcode:2000ApJ...537..433C, doi:10.1086/309008
  17. ^ Smith, Myron A.; Cohen, David H.; Gu, Ming Feng; Robinson, Richard D.; Evans, Nancy Remage; Schran, Prudence G. (2004), “High-Resolution Chandra Spectroscopy of γ Cassiopeiae (B0.5e)”, Astrophysical Journal, 600 (2): 972–985, arXiv:astro-ph/0309293, Bibcode:2004ApJ...600..972S, doi:10.1086/379873
  18. ^ Robinson, R. D.; Smith, M. A.; Henry, G. W. (2002), “X-Ray and Optical Variations in the Classical Be Star γ Cassiopeia: The Discovery of a Possible Magnetic Dynamo”, Astrophysical Journal, 575 (1): 435–448, arXiv:astro-ph/0205278, Bibcode:2002ApJ...575..435R, doi:10.1086/341141
  19. ^ Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). “The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog”. The Astronomical Journal. 122 (6): 3466. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920.
  20. ^ Aitken, Robert Grant; Doolittle, Eric (1932). New general catalogue of double stars within 120° of the North pole. Carnegie Institution of Washington. Bibcode:1932ngcd.book.....A.
  21. ^ “VizieR Detailed Page”. VizieR. Truy cập ngày 13 tháng 4 năm 2009. Chú thích journal cần |journal= (trợ giúp)
  22. ^ Dommanget, J.; Nys, O. (1994). “Catalogue des composantes d'etoiles doubles et multiples (CCDM) premiere edition - Catalogue of the components of double and multiple stars (CCDM) first edition”. Com. De l'Observ. Royal de Belgique. 115: 1. Bibcode:1994CoORB.115....1D.
  23. ^ Miroschnichenko, A. S.; Bjorkman, K. S.; Krugov, V. D. (2002), “Binary nature and long term nature of Gamma Cassiopeiae”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 114 (801): 1226, Bibcode:2002PASP..114.1226M, doi:10.1086/342766
  24. ^ 唐山 (Đường Sơn) (1967). 天文學太空航空學辭典 (Từ điển thiên văn học và du hành vũ trụ học) (bằng tiếng Trung). 廣文書局 (Quảng văn thư cục). OCLC 22797568.
  25. ^ Allen, Richard Hinckley (1963) [1899]. Star-names and their meanings. New York, NY: Dover Publications. tr. 146. ISBN 978-1-931559-44-7.
  26. ^ a b c Ridpath, Ian (1988). “Cassiopeia”. Star Tales. James Clarke & Co. ISBN 9780718826956.
  27. ^ Sun, Xiaochun; Kistemaker, Jacob (1997). The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society. Leiden, New York, Köln: Koninklijke Brill. tr. 150, 168. ISBN 9789004107373.
  28. ^ “Post-landing Activities”, Apollo 15 Lunar Surface Journal, NASA bình luận tại 105:11:33
  29. ^ Apollo 10 Flown CSM Star Chart Directly from the Personal Collection of Mission Command Module Pilot John Young, Heritage Auction Galleries, truy cập ngày 11 tháng 3 năm 2010

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]