Очікує на перевірку

Наві

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Наві (значення).
γ Кассіопеї

Наві в сузір'ї Кассіопеї (обведено)
Наві
Зображення
Маса 3,38028E+31 кг
Каталожний код HD 5394[1], HR 264[1], IRAS 00536+6026[1], SAO 11482[1], 2MASS J00564251+6043002[1], γ Cas, 1ES 0053+60.4[1], 1RXS J005642.0+604300[1], BD+59 144[1], EUVE J0056+60.7[1], FK5 32[1], GC 1117[1], GCRV 526[1], HIC 4427[1], HIP 4427[1], IRC +60031[1], JP11 439[1], N30 187[1], PLX 185[1], PLX 185.00[1], PMC 90-93 23[1], PPM 12597[1], RAFGL 133[1], TD1 521[1], UBV 833[1], gam Cas[1], VDB 5[1], ADS 782 A[1], CCDM J00567+6043A[1], uvby98 100005394 A[1], WDS J00567+6043A[1], 27 Cas, PMSC 00507+6010A[1], Gaia DR2 426558460877467776[1], [JE82] 20[1], 1XRS 00537+604[1], 3A 0053+604[1], 4U 0054+60[1], AT 0037+611[1], INTREF 57[1], PBC J0056.5+6043[1], WEB 791[1], UCAC4 754-011026[1], Gaia DR3 426558460884582016[1], TIC 51962733[1], AAVSO 0050+60[1], AG+60 106[1], ALS 6407[1] і TYC 4017-2319-1[1]
Сузір'я Кассіопея
Відстань від Землі 117 ± 12 парсек[2]
Швидкість обертання зорі 295 км/с[3]
Паралакс 5,94 ± 0,12 кутова мілісекунда[4]
Власний рух за схиленням −3,92 ± 0,08 кутова мілісекунда на рік[4]
Власний рух за прямим піднесенням 25,17 ± 0,08 кутова мілісекунда на рік[4]
Радіальна швидкість −4,8 ± 1,9 км/с[5]
Тип змінної зорі Оболонкові зорі[d]
Спектральний клас B0.5IVpe[6][7]
Видима зоряна величина 2,39[8]
Абсолютна зоряна величина −3,98
Епоха J2000.0[9][1]
Пряме піднесення 0,247439044 радіан[4]
Схилення 1,059707025 радіан[4]
Ефективна температура 27 990 K[10]
Поверхнева гравітація 2100 сантиметр на секунду в квадраті[10]
CMNS: Наві у Вікісховищі

Наві[11] (γ Кассіопеї, лат. γ Cassiopeiae, скорочено — γ Cas) — яскрава зоря в північному приполярному сузір'ї Кассіопеї, розташована в центрі W-подібного астеризму. Це досить яскрава зоря з видимою зоряною величиною, яка змінюється від 1,6 до 3,0. Є прототипом класу оболонкових зір.

У 1866 році зорю спостерігав Анджело Секкі, і вона стала першою зорею, яку коли-небудь спостерігали з емісійними лініями[12]. Зараз її вважають Be-зорею.

γ Кассіопеї — змінна зоря і кратна зоряна система. Згідно з вимірюваннями паралакса, зробленими супутником «Гіппаркос», вона розташована на відстані приблизно 550 світлових років від Землі. Разом зі своїм супутником, зорею HD 5408 (інші мови) система може містити загалом вісім зір[13].

Фізичні властивості

[ред. | ред. код]
Крива блиску γ Кассіопеї, побудована за даними TESS[14].
Зняте аматором зображення γ Кассіопеї та пов'язаних із нею туманностей IC 63 і IC 59. Яскрава зоря на південь від γ Кассіопеї — це HD 5408, супутник із таким же власним рухом (Ніл Майкл Вайатт).

γ Кассіопеї — еруптивна змінна зоря, видима зоряна величина якої нерегулярно змінюється від 1,6 у найяскравішому стані до 3,0 у найтьмянішому. Яскравість зорі змінюється на 40 % протягом 50 років. Вона є прототипом класу змінних зір γ Кассіопеї[en]. Наприкінці 1930-х років вона пережила так званий «оболонковий епізод», і її блиск перевищив зоряну величину 2,0, а потім швидко впав до 3,4[15]. Відтоді вона поступово повертається до блиску близько 2,2[16]. У максимумі блиску Наві перевершує як Шедар (α Кассіопеї; 2,25m), так і Каф (β Кассіопеї; 2,3m).

γ Кассіопеї обертається досить швидко: проєкційна швидкість її обертання становить 472 км/с[джерело?], через що її екваторіальний розмір помітно більший, ніж полярний. Оскільки водночас світність зорі є високою, це призводить до викидання з її поверхні речовини, яка утворює гарячий навколозоряний газовий диск. Викиди речовини і варіації яскравості, вочевидь, спричинені цим «декреційним диском»[17] (як протилежність акреційному диску, речовина якого зазвичай, навпаки, падає на зорю).

Спектр цієї масивної зорі відповідає спектральному класу B0.5 IVe. Клас світності IV визначає її як зорю-субгігант. Суфіксом «е» позначають зорі, у спектрі яких наявні емісійні лінії водню, які належать, у цьому випадку, навколозоряному диску. Отже, зоря належить до категорії Be-зір; це, по суті, перша зоря, яку віднесли до цього типу[18]. Її маса в 17 разів перевищує сонячну, а світність — у 34 000 разів. З такою швидкістю випромінювання зоря досягла кінця свого життя як зоря пізнього спектрального класу О після відносно короткого проміжку у 8 мільйонів років. Її зовнішня атмосфера має ефективну температуру 25 000 К, через що вона світиться синьо-білим світлом.

Рентгенівське випромінювання

[ред. | ред. код]

γ Кассіопеї є прототипом невеликої групи зоряних джерел рентгенівського випромінювання, приблизно в 10 разів потужнішого, ніж випромінювання інших зір класів B та Be. Характер її рентгенівського спектра — Be-тепловий; імовірно, джерелом випромінення є плазма з температурою до 10 млн кельвінів. Випроміненню притаманні дуже короткочасні та довготривалі цикли.

Історично вважалося, що ці рентгенівські промені можуть бути збуджені речовиною, яка викидається із зорі, її гарячим вітром або навколозоряним диском, речовина якого накопичується на поверхні компаньйона, що перебуває у виродженому стані, як-от білий карлик або нейтронна зоря. Однак жодна з цих гіпотез не дає повного пояснення. Наприклад, незрозуміло, чи здатен білий карлик на відстані передбачуваної вторинної зорі, визначеній орбітальним періодом, накопичити достатню кількість речовини, щоб генерувати рентгенівське випромінювання потужністю майже 1033 ерг/с (100 іоттават). Нейтронна зоря легко забезпечила б такий потік, але рентгенівське випромінювання нейтронних зір, як відомо, не є тепловим, а отже, спостерігаються очевидні розбіжності зі спектральними властивостями зорі.

Є свідчення, що рентгенівське випромінювання може бути пов'язане із самою Be-зорею або спричинене складною взаємодією між зорею і декреційним диском, який її оточує. Зокрема, утворення рентгенівського випромінювання змінюється як на коротких, так і на довгих часових масштабах відповідно до змін УФ-ліній і континууму, пов'язаними із Be-зорею або з речовиною, близькою до неї[19][20]. Ба більше, рентгенівське випромінювання демонструє довготривалі цикли, які корелюють із кривими блиску у видимому діапазоні довжин хвиль[21].

Характеристики γ Кассіопеї свідчать про наявність потужного невпорядкованого магнітного поля. Ефект Зеемана не дає змоги виміряти поле безпосередньо через розширення спектральних ліній, спричинене обертанням зорі. Натомість про наявність цього поля свідчить потужний періодичний сигнал із періодом 1,21 доби, який вказує на те, що магнітне поле генерується на поверхні зорі, що обертається. В ультрафіолетових та оптичних спектральних лініях зорі спостерігаються пульсації, колір яких змінюється від синього до червоного протягом кількох годин, що свідчить на наявність «хмар» матерії, які утримуються над поверхнею зорі сильними магнітними полями. Це вказує на те, що магнітне поле зорі взаємодіє з декрементним диском, через що генерується рентгенівське випромінювання. Для пояснення такої модуляції рентгенівського випромінювання було висунуто теорію дискового динамо. Однак із цим механізмом залишаються труднощі — зокрема те, що в інших зорях дискових динамо не спостерігається, що робить цю поведінку складнішою для аналізу[22].

Супутники

[ред. | ред. код]

У γ Кассіопеї є три слабкі супутники; у каталогах подвійних зір вони позначені як компоненти B, C і D[23][24][25]. Зоря B розташована на відстані близько 2 кутових секунд від основного компонента A і має зоряну величину 11, а також порівнянну з ним космічну швидкість, а отже, є його імовірним фізичним супутником. Компонент C має зоряну величину 13, віддалений майже на одну кутову хвилину[26][27] і вказаний у Gaia Early Data Release 3 як такий, що має зовсім інший власний рух і значно віддалений від γ Кассіопеї[28]. Нарешті, компонент D, віддалений на 21 кутову хвилину, — це зоря HR 266 (HD 5408), яку видно неозброєним оком і яка сама по собі є чотирикратною системою[25].

Зоря γ Кассіопеї A, яскравий первинний компонент, сама має спектральну подвійну з орбітальним періодом близько 203,5 дня. Про ексцентриситет її орбіти повідомляють, що він дорівнює 0,26 або що він «близький до нуля». Вважається, що маса цього супутника приблизно дорівнює масі Сонця, але його природа поки неясна. Припускають, що це вироджена зоря або гаряча гелієва зоря, але малоймовірно, що це звичайна зоря. Тому, імовірно, вона є більш розвиненою, ніж первинна, і передала їй свою речовину, коли перебувала на більш ранній стадії своєї еволюції[29][30]. Крім того, дані телескопа Гіппаркос показують коливання з амплітудою близько 150 кутових мілісекунд, що може свідчити про наявність у системі ще однієї, третьої зорі. Ця зоря, якщо вона існує, має орбітальний період щонайменше 60 років[31].

Назва

[ред. | ред. код]

Позначення Баєра — γ Кассіопеї (Gamma Cassiopeiae), Флемстида — 27 Кассіопеї.

З цією зорею зазвичай асоціюється китайська назва[en] Ци (кит. 策; піньїнь: cè), «батіг»[32][33]. Спочатку ця назва стосувалася іншої зорі — Каппи Кассіопеї[en][34][35], а Гамма Кассіопеї була лише одним із чотирьох коней, що тягнули колісницю легендарного візника Вангляна[34]. Пізніше це уявлення було змінено, і Гамму «призначили» батогом[34].

γ Кассіопеї використовували як легко впізнаваний навігаційний орієнтир під час космічних місій, а американський астронавт Вірджил Айвен Гріссом назвав зорю Наві на честь свого власного по батькові, написаного задом наперед[36][37].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц ш щ ю я аа аб ав аг ад ае аж аи ак ал ам ан ап ар ас ат ау аф ах ац аш ащ аю ая SIMBAD Astronomical Database
  2. ↑ A. Megier, A. Strobel, Galazutdinov G. A. et al. The interstellar Ca II distance scale // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2009. — Vol. 507, Iss. 2. — P. 833–840. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/20079144
  3. ↑ Abt, Helmut A., Levato, Hugo, Grosso, Monica Rotational Velocities of B Stars // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2002. — Vol. 573, Iss. 1. — P. 359–365. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/340590
  4. ↑ а б в г д Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, Iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078357 — arXiv:0708.1752
  5. ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system // Ast. Lett. / R. Sunyaev — Nauka, Springer Science+Business Media, 2006. — Vol. 32, Iss. 11. — P. 759–771. — ISSN 1063-7737; 1562-6873; 0320-0108; 0360-0327 — doi:10.1134/S1063773706110065 — arXiv:1606.08053
  6. ↑ Shenavrin, V. I., Taranova, O. G., Nadzhip, A. E. Search for and study of hot circumstellar dust envelopes // Astronomy Reports / D. Bisikalo — MAIK Nauka/Interperiodica, Springer Science+Business Media, 2011. — Vol. 55, Iss. 1. — P. 31–81. — ISSN 1063-7729; 1562-6881; 0004-6299 — doi:10.1134/S1063772911010070
  7. ↑ Osterbrock D. E. Comet-tail structures in emission nebulae // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 1957. — Vol. 125. — P. 622–635. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/146336
  8. ↑ Ducati, J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system — 2002. — Vol. 2237.
  9. ↑ Arenou, F., Bastian, U. The HIPPARCOS Catalogue // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 1997. — Vol. 323. — P. L49–L52. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  10. ↑ а б J. Chauville, J. Zorec, D. Ballereau et al. High and intermediate-resolution spectroscopy of Be stars: An atlas of Hγ, He I 4471 and Mg II 4481 lines // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2001. — Vol. 378, Iss. 3. — P. 861–882. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20011202
  11. ↑ Кассіопея // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 208. — ISBN 966-613-263-X.
  12. ↑ Secchi, A. (1867-01). Schreiben des Herrn Prof. Secchi , Dir. der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber. Astronomische Nachrichten (англ.). Т. 68, № 4. с. 63—64. doi:10.1002/asna.18670680405. ISSN 0004-6337. Процитовано 6 травня 2024.
  13. ↑ Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. (1 грудня 2021). Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars. The Astrophysical Journal Supplement Series. Т. 257, № 2. с. 69. doi:10.3847/1538-4365/ac23cb. ISSN 0067-0049. Процитовано 6 травня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  14. ↑ Short-term variability and mass loss in Be stars – VI. Frequency groups in γ Cas detected by TESS. academic.oup.com. doi:10.1093/mnras/staa3913. Процитовано 7 травня 2024.{{cite web}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  15. ↑ Baldwin, Ralph B.; Torp-Smith, Robert (1 березня 1941). Light Curves of Gamma Cassiopeiae. Popular Astronomy. Т. 49. с. 127. ISSN 0197-7482. Процитовано 7 травня 2024.
  16. ↑ Pollmann, E.; Vollmann, W.; Henry, G. W. (1 червня 2014). Long-term monitoring of Halpha emission strength and photometric V magnitude of gamma Cas. Information Bulletin on Variable Stars. Т. 6109. с. 1. ISSN 0374-0676. Процитовано 7 травня 2024.
  17. ↑ https://www.eso.org/sci/meetings/santiago/abs06/Mar2006/okazaki.pdf
  18. ↑ Merrill, P. W.; Humason, M. L.; Burwell, C. G. (1 червня 1925). Discovery and Observations of Stars of Class Be. The Astrophysical Journal. Т. 61. с. 389—417. doi:10.1086/142899. ISSN 0004-637X. Процитовано 9 травня 2024.
  19. ↑ Smith, Myron A.; Robinson, Richard D. (1 червня 1999). A Multiwavelength Campaign on γ Cassiopeiae. III. The Case for Magnetically Controlled Circumstellar Kinematics. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 517, № 2. с. 866. doi:10.1086/307216. ISSN 0004-637X. Процитовано 11 травня 2024.
  20. ↑ Cranmer, Steven R.; Smith, Myron A.; Robinson, Richard D. (2000-07). A Multiwavelength Campaign on γ Cassiopeiae. IV. The Case for Illuminated Disk‐enhanced Wind Streams. The Astrophysical Journal. Т. 537, № 1. с. 433—447. doi:10.1086/309008. ISSN 0004-637X. Процитовано 11 травня 2024.
  21. ↑ Smith, Myron A.; Cohen, David H.; Gu, Ming Feng; Robinson, Richard D.; Evans, Nancy Remage; Schran, Prudence G. (10 січня 2004). High‐ResolutionChandraSpectroscopy of γ Cassiopeiae (B0.5e). The Astrophysical Journal. Т. 600, № 2. с. 972—985. doi:10.1086/379873. ISSN 0004-637X. Процитовано 11 травня 2024.
  22. ↑ Robinson, Richard D.; Smith, Myron A.; Henry, Gregory W. (10 серпня 2002). X‐Ray and Optical Variations in the Classical Be Star γ Cassiopeia: The Discovery of a Possible Magnetic Dynamo. The Astrophysical Journal. Т. 575, № 1. с. 435—448. doi:10.1086/341141. ISSN 0004-637X. Процитовано 12 травня 2024.
  23. ↑ Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001-12). The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog. The Astronomical Journal. Т. 122, № 6. с. 3466—3471. doi:10.1086/323920. ISSN 0004-6256. Процитовано 12 травня 2024.
  24. ↑ Aitken, Robert Grant; Doolittle, Eric (1 січня 1932). New General Catalogue of Double Stars within 120° of the North Pole.
  25. ↑ а б Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. (1 грудня 2021). Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry III: A Magnitude-Limited Multiplicity Survey of Classical Be-Stars. The Astrophysical Journal Supplement Series. Т. 257, № 2. с. 69. doi:10.3847/1538-4365/ac23cb. ISSN 0067-0049. Процитовано 12 травня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  26. ↑ VizieR. vizier.cds.unistra.fr. Процитовано 12 травня 2024.
  27. ↑ https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1994CoORB.115....1D/abstract
  28. ↑ Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; Babusiaux, C.; Biermann, M.; Creevey, O. L.; Evans, D. W. (2021-06). Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties. Astronomy & Astrophysics. Т. 650. с. C3. doi:10.1051/0004-6361/202039657e. ISSN 0004-6361. Процитовано 12 травня 2024.
  29. ↑ Nemravová, J.; Harmanec, P.; Koubský, P.; Miroshnichenko, A.; Yang, S.; Šlechta, M.; Buil, C.; Korčáková, D.; Votruba, V. (2012-01). Properties and nature of Be stars: 29. Orbital and long-term spectral variations of \gamma\ Cassiopei\ae. Astronomy & Astrophysics. Т. 537. с. A59. doi:10.1051/0004-6361/201117922. ISSN 0004-6361. Процитовано 13 травня 2024.
  30. ↑ Miroshnichenko, A. S.; Bjorkman, K. S.; Krugov, V. D. (2002-11). Binary Nature and Long‐Term Variations of γ Cassiopeiae. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Т. 114, № 801. с. 1226—1233. doi:10.1086/342766. ISSN 0004-6280. Процитовано 13 травня 2024.
  31. ↑ Gontcharov, G. A.; Andronova, A. A.; Titov, O. A. (1 березня 2000). New astrometric binaries among HIPPARCOS stars. Astronomy and Astrophysics. Т. 355. с. 1164—1167. ISSN 0004-6361. Процитовано 13 травня 2024.
  32. ↑ Catalog Record: Tian wen xue tai kong hang kong xue ci dian | HathiTrust Digital Library. catalog.hathitrust.org. Процитовано 14 травня 2024.
  33. ↑ Allen, Richard Hinckley (1963) [1899]. Star-names and their meanings. New York, NY: Dover Publications. p. 146. ISBN 978-1-931559-44-7.
  34. ↑ а б в Star Tales – Cassiopeia. www.ianridpath.com. Процитовано 14 травня 2024.
  35. ↑ Sun, Xiaochun; Kistemaker, Jacob (1997). The Chinese Sky During the Han: Constellating Stars and Society. Leiden, New York, Köln: Koninklijke Brill. pp. 150, 168. ISBN 9789004107373.
  36. ↑ Post-landing Activities. www.nasa.gov. Процитовано 14 травня 2024.
  37. ↑ Apollo 10 Flown CSM Star Chart Directly from the Personal | Lot #41082. Heritage Auctions (англ.). Процитовано 14 травня 2024.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Наві&oldid=43857564