NAVI, pierścień królowej Kasjopei

Gamma Cassiopeiae (zwyczajowo nazywana Navi lub Tsih) jest najjaśniejszą z gwiazd należących do konstelacji Kasjopei. Kasjopeja to gwiazdozbiór okołobiegunowy, co oznacza, że Navi (jak i reszta gwiazd konstelacji) jest widoczny z terenu Polski przez cały rok, nigdy nie zachodzi.

Odszukanie Gammy Cassiopeiae nie sprawia trudności, gdyż gwiazda ta cechuje się wysoką jasnością wizualną. I choć jest zmienna (1,60^m do 3,00^m), to fluktuacje jasności mają raczej łagodny przebieg. Obecnie jasność wizualna Navi utrzymuje się na poziomie 2,15^m, co sprawia, że gwiazda jest  bez problemu widoczna gołym okiem. Znajduje się ona w miejscu symbolicznej dłoni mitycznej królowej Kasjopei. Stanowi środek łatwo rozpoznawalnego asteryzmu, „litery W”.

Navi jest gwiazdą zmienną erupcyjną. Jednocześnie jest prototypem niewielkiej grupy gwiazd zmiennych typu Gamma Cassiopeiae (GCAS). Jej jasność oscyluje w zakresie 1,60^m do 3,00^m. Zmiany mają charakter nieregularny.

Grupa gwiazd zmiennych typu GCAS mają specyficzne krzywe jasności, które wskazują na obecność dodatkowego komponentu tworzącego z gwiazdą macierzystą system binarny. Do grupy GCAS należą gwiazdy, których typy widmowe mieszczą się w przedziale B0- F1,5e, klasa jasności: III- V. Moc  promieniowania rentgenowskiego pochodząca od tych gwiazd powinna zawierać się w zakresie 10³²– 10³³ [erg/s]. Promieniowanie rentgenowskie ma charakter termiczny.

Gwiazda jest oddalona od Ziemi o dystans około 600 l.ś. Należy do typu widmowego B0,5 IVpe. Jej wskaźnik barwy to -0,06, a więc jest wyraźnie błękitna, co jest zauważalne nawet bez użycia sprzętu optycznego.

Litera „e” w zapisie typu widmowego oznacza obecność linii wodoru w widmie spektroskopowym. Navi, choć jest gwiazdą typu B, wykazuje obecność wodoru (co jest cechą typową gwiazd typu widmowego A- tzw. seria wodorowa Balmera). W przypadku γ Cas linie wodorowe pochodzą z dysku materii wodorowej, uwalnianej przez gwiazdę na skutek jej szybkiej rotacji. Otoczka ta osiąga bardzo wysoką temperaturę, przez co uzyskujemy wyraźne widmo emisyjne w paśmie wodorowym.

Z kolei „p” (peculiar- szczególny) wskazuje na wyjątkowy, nietypowy charakter widma.

γ Cas jest podolbrzymem. Opuściła już ciąg główny, zwiększając swoje rozmiary, by w przyszłości osiągnąć jasność olbrzyma. Obecnie jest blisko 40.000 razy jaśniejsza od Słońca. Z uwagi na swą znaczną masę (ok. piętnastu mas naszej Dziennej Gwizady) ma spore szanse na zakończenie swojego życia jako supernowa. Jednak należy wspomnieć, że na skutek działania silnego wiatru gwiazdowego, Navi z każdą chwilą traci część swojej materii. Szacuje się, że rocznie ubywa mu w ten sposób 7 ^. 10^-9 mas słonecznych. Wiatr gwiazdowy koncentruje się w obszarze dysku materii otaczającym gwiazdę.

Gwiazdy typu widmowego Be uchodzą za jedne z bardziej tajemniczych zagadnień astrofizyki. J.M. ToTorrejon oraz Ch. Motch z Uniwersytetu w Alicante (Hiszpania) twierdzą, że nie są one jednak rzadko spotykane. Szacuje się, że gwiazdy Be stanowią aż 20% wszystkich gwiazd typu widmowego B.

Widmo spektroskopowe gwiazd Be, w tym także Gammy Cassiopeiae, podlega fluktuacjom. Ma to również odwzorowanie w przebiegu zmian jej widma na przestrzeni czasu. Siła linii emisyjnych była zmienna: od umiarkowanych do bardzo wyraźnych. A w latach 1932-1942 linie te uległy tak znacznej zmianie, że Navi była wówczas zwyczajną gwiazdą typu B, a nie jak zawsze Be.

Gwiazda zmienna:

Zmienność γ Cas jest spowodowana przez kilka czynników. Wiąże się m.in. z fluktuacjami gęstości dysku plazmowego znajdującego się wokół gwiazdy. Gęstość materii w obszarze dysku podlega cyklicznym zmianom. Istnieje teoria o spiralnej fali, która rozchodzi się w tym obszarze powodując wahania gęstości, a co za tym idzie, także zmiany jasności gwiazdy.

Istotny jest również czynnik związany z binarnym charakterem Navi. Wzajemna rotacja składników systemu γ Cas także ma znaczący wpływ na zmiany jasności gwiazdy.

Jasność Gammy Cassiopeiae waha się w dość szerokim zakresie (1,60^m do 3,00^m). Przebieg ten nie jest dynamiczny ani regularny. Obecnie jasność Navi utrzymuje się na poziomie około 2,2^m.

Rotacja:

Cechą charakterystyczną, która wyróżnia gwiazdy typu widmowego Be na tle innych gwiazd (również zwykłych typu B) jest ich wyjątkowo wysoka prędkość rotacji. W obszarze równika sięga ona nawet 450km/s. Tak ogromna prędkość powoduje spadek siły grawitacji na równiku oraz wypływ masy, która następnie gromadzie się wokół gwiazdy jako dysk lub otoczka. Tak szybko wirująca gwiazda znajduje się na pograniczu stabilności, po przekroczeniu której mogłaby zostać rozerwana.

Navi podczas ruchu obrotowego wyrzuca porcje materii, która następnie formuje dysk wokół gwiazdy. Materia uwalniana jest w nieregularnych odstępach czasu i, jak zostało już wspomniane powyżej, ma wpływ na fluktuacje jasności γ Cas. Oddawanie porcji plazmy przez gwiazdę spowodowane jest dużą prędkością liniową w obszarze równika szybko wirującej gwiazdy.

Promieniowanie rentgenowskie:

Gamma Cassiopeiae jest wyjątkowo silnym emiterem promieniowania rentgenowskiego. Naukowcy nie mają jednoznacznej odpowiedzi odnośnie przyczyny tego zjawiska. Jedna z hipotez głosi, że tak intensywny strumień promieni X mógłby pochodzić od gwiazdy neutronowej towarzyszącej γ Cas i tworzącej wraz z nią układ  binarny.

System wielokrotny:

Navi współtworzy układ binarny z dodatkowym składnikiem. Gwiazda towarzysząca  Gammie Cassiopeiae jest rozdzielna spektroskopowo. Rotuje wokół pierwotnej składowej z okresem 203,59 dnia. Ekscentryczność orbity tego układu podwójnego wynosi 0,26. Składowa wtórna ma masę zbliżoną do masy słonecznej. Nie posiadamy informacji odnośnie budowy bliskiego komponentu Navi. Może być ona zarówno zwykłą gwiazdą, jak i zbudowaną z materii zdegenerowanej, czyli gwiazdą neutronową lub białym karłem. Obecność gwiazdy neutronowej wyjaśniałaby przyczynę silnego promieniowania rentgenowskiego, emitowanego przez Gammę Cassiopeiae. Gaz (plazma) wyciekający z gwiazdy głównej mógłby wówczas być akreowany przez niezwykle gęsty składnik wtórny. Na skutek tej akrecji, energia grawitacyjna zamieniałaby się na energię cieplną inicjując emisję promieniowania X o charakterze termicznym.

Pobliskie obiekty głębokiego nieba:

Navi znajduje się w pobliżu mgławicy refleksyjnej IC 59 oraz mgławicy emisyjnej IC 63. γ Cas jest oddalona o dystans ok. 3-4 lat od obu obiektów. Jonizuje ich materię oraz podświetla je niebieskim blaskiem.

 

Źródło:

1. Informacje ze strony internetowej AAVSO.
2. L. Whitehorne, R.A.S.C. Halifax Centre.
3. Levy, “Guide to Variable Stars”, str. 223.
4. R. Percy, “Understanding Variable Stars”.
5. Internetowy katalog gwiazd podwójnych “Stelle Doppie”.
6. A. Smith, R. Lopes de Oliveiro, C. Motch, “The X-ray Emission of The Gamma Cassiopeiae Stars”, 2016.

54 views