カシオペヤ座ガンマ星
カシオペヤ座の星系
カシオペヤ座γ星
カシオペヤ座γ星の位置（丸で囲んだ部分）
観測データ
エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座 カシオペア[1]
赤経 00時56分42.50108秒[2]
赤緯 +60° 43′ 00.2984″ [2]
見かけの等級 （V） 2.39 [3] ( ± 0.01の変動) [4]
特徴
進化段階 主系列[5]
スペクトル型 B0.5IVe [6]
U−B色指数 −1.08 [7]
B−V色指数 −0.15 [7]
変数型 γCas [8]
天体測量
視線速度（R v）−6.8 [9] km/s
固有運動（μ） RA:  +25.17 mas /年[2] 12 月:  -3.92 mas /年[2]
視差（π）5.94 ± 0.12  mas [2]
距離550 ± 10 光年
(168 ± 3  pc )
絶対等級 （M V）−3.98 [1]
軌道[6]
主要なああ
仲間アブ
期間（P）203.523 ± 0.076 日
長半径（a）1.632+0.002
−0.001 AU [10]
離心率（e）0
傾斜（i）45°
半振幅（K 1）
（プライマリ）		4.297 ± 0.090  km/s
軌道[11]
主要なアブ
仲間アク
期間（P）60.0 年
長半径（a）0.233インチ
詳細
ああ
質量15 ± 2 [12] メートル☉
半径10.9+0.8
−0.6（赤道）
7.9 ± 0.4（極性）[12]  R ☉
明るさ19,000 ± 500 [13]  L ☉
表面重力（log  g）3.50 [14]  cgs
温度26,500（極地）
17,300（赤道）[12]  K
回転速度（v  sin  i）389 ± 20 [12]  km/s
年8.0 ± 0.4 [15] ミル
アブ
質量0.93+0.04
−0.01[10  ] M☉
半径6,000+65
−320[10] キロ
その他の指定
Tiansi、Tsih [16]、Navi、γ Cas、27 カシオペア、AAVSO 0050+60、BD +59°144、FK5 32、HD 5394、HIP 4427、HR 264、SAO 11482、ADS 782、WDS 00567+6043 [17]
データベース参照
シンバッドデータ

カシオペヤ座ガンマ星（正式名称は天星[ 18]）は、北半球のカシオペヤ座にある特徴的な「W」の星列の中心に位置する多重星系です。1866年にアンジェロ・セッキによって観測され、輝線が観測された最初の恒星となりました。[19] [20]現在ではBe型恒星と考えられています。

カシオペヤ座ガンマ星は変光星系です。ヒッパルコス衛星による視差測定によると、地球から約550光年の距離に位置しています。固有運動の伴星であるHD 5408と合わせると、この系には合計8つの恒星が含まれる可能性があります。[21]これは、知られている中で最も多重度の高い系の一つです。[20]

名前

γカシオペヤ座（ラテン語表記はGamma Cassiopeiae、略称はGamma Casまたはγ Cas）は、この天体のバイエル名であり、フラムスティード名では 27 Cassiopeiaeと表記されています。視等級は2.47と非常に明るい恒星ですが、伝統的なアラビア語やラテン語の名称は存在しません。

この恒星は、一般的に「鞭」を意味する中国語名「策」（中国語： 策、ピンイン： Cè ）に関連付けられている。 [22] [23]しかし、この名前はもともとカシオペヤ座κ星を指しており、[24] [25]カシオペヤ座γ星は、伝説の戦車御者王梁の戦車を引いていた4頭の馬（中国語：天駟、ピンイン：Tiān Sì、「天の四頭立て馬」）のうちの1頭に過ぎなかった（βカシオペヤ座を参照）。[24]この表現は後に、ガンマ星を鞭とする表現に変更された。[24] IAU星名作業部会は、2025年11月13日に、古い中国語名にちなんでカシオペヤ座γ星Aaに「天斯（ティアンシ）」という名前を承認し、現在、IAU星名カタログにその名前が記載されている。[18]

この星は宇宙ミッション中に識別しやすい航行基準点として使用され、アメリカの宇宙飛行士 ヴァージル・イヴァン・「ガス」・グリソムは自身のミドルネームを逆から読んでこの星に「ナビ」という愛称を付けた。[26] [27]

物理的特性

Labadie-Bartzら（2021）[4]が発表したデータからプロットしたガンマカシオペヤの光度曲線

カシオペヤ座γ星は、爆発変光星です。カシオペヤ座γ星型変光星の原型です。1930年代後半には、いわゆるシェルエピソードと呼ばれる現象が発生し、明るさは2.0等級以上にまで増加しましたが、その後急速に3.4等級まで低下しました。[28]最大輝度時には、カシオペヤ座γ星はカシオペヤ座α星（シェダール、2.25等級）とカシオペヤ座β星（カフ、2.3等級）の両方を上回りました。その後、徐々に明るさを増し、2.2等級程度まで戻っています。[29] 2019年11月のTESS衛星による観測では、振幅は2%以下でした。[4]

カシオペヤ座ガンマ星は、予測される自転速度が389 km/sで、顕著な赤道隆起を形成している。軸傾斜を考慮すると、真の値は450 ± 20 km/s。赤道半径は10.9  R ☉、極半径は7.9  R ☉である。[12]恒星の高い光度と相まって、結果として物質が放出され、高温の星周ガス円盤が形成される。放射と明るさの変動は、この「減衰円盤」によって引き起こされていると考えられる。

この大質量星のスペクトルは、恒星分類B0.5 IVeに一致する。「e」という接尾辞は、スペクトル中に水素の輝線を示す星に使用され、この場合は星周円盤によって生じたものである。これにより、この星はBe星として知られるカテゴリーに分類され、実際、このように分類された最初の星である。[30] 光度クラスIVは、この星が進化の段階に達し、中心核領域の水素を使い果たして巨星へと変貌を遂げつつある準巨星であることを示唆しているが、比較的短い800万年を経て、主系列寿命の約3分の1を過ぎたとモデル化されている[5] 。 [15]外大気の有効温度は25,000  Kの温度で、青白色に輝いています。質量は太陽の17倍で、19,000個の太陽に相当するエネルギーを放射しています。

X線放出

ガンマ・カシオペヤは、他の B 型星や Be 型星から放射されるものより約 10 倍強いX 線放射を発する少数の恒星源の原型である。X 線スペクトルの特性はBe 型熱放射で、おそらく少なくとも 1,000 万ケルビンの温度のプラズマから放射され、非常に短期および長期のサイクルを示す。歴史的に、これらの X 線は、恒星、恒星の周りの熱い風または円盤から発生する物質が、白色矮星や中性子星などの縮退した伴星の表面に降着することで励起されると考えられてきた。しかし、これらの仮説のどちらにも問題がある。たとえば、公転周期から推定される二次星とされる星の距離では、白色矮星によって十分な物質が降着し、約 10 33 erg/s または 100 YWの X 線放射を発生できるかどうかは明らかではない。中性子星は簡単にこのX線束を発生することができますが、中性子星からのX線放射は非熱的であることが知られており、そのためスペクトル特性とは明らかに異なります。

証拠は、X線がBe星自体に関連しているか、あるいはBe星と周囲の減光円盤との複雑な相互作用によって引き起こされている可能性を示唆している。一つの証拠として、X線発生は、B星やその近傍の星周物質に関連する様々な紫外線線および連続光の変化に応じて、短期および長期の両方のスケールで変動することが知られている。[31] [32]さらに、X線放射は可視波長の光度曲線と相関する長期周期を示している。[33]

カシオペヤ座ガンマ星は、強い不規則磁場と一致する特徴を示している。この星は自転によってスペクトル線が広がるため、ゼーマン効果から直接磁場を測定することはできない。その代わりに、この磁場の存在は、回転する星の表面に磁場が存在することを示唆する1.21日の強力な周期信号から推測される。この星の紫外線および可視光線のスペクトル線は、数時間かけて青から赤へと変化する波紋を示しており、これは強い磁場によって星の表面に物質の雲が凍結していることを示している。この証拠は、星からの磁場が減光円盤と相互作用し、その結果X線が放射されていることを示唆している。このX線の変調を説明するメカニズムとして、円盤ダイナモが提唱されている。しかし、このメカニズムには依然として難点が残っており、その一つとして、他の星には円盤ダイナモの存在が知られていないため、この挙動の解析がより困難になっている。[34]

仲間たち

カシオペヤ座γ星と​​それに伴う星雲IC63、IC59のアマチュア撮影。カシオペヤ座γ星の真南に位置する明るい星は、固有運動の伴星であるHD 5408です。(ニール・マイケル・ワイアット)

カシオペヤ座ガンマ星には、二重星カタログにB、C、Dとして記載されている3つの目に見える伴星があります。[35] [36] [21]恒星Bは約2秒角の距離にあり、等級は11で、明るい主星と空間速度が近いため、物理的に関連している可能性があります。軌道は1000年以上かかります。[11] 恒星Cは等級13で、約1分角の距離にあり、[37] [38] Gaia Data Release 3では固有運動が大きく異なり、カシオペヤ座ガンマ星よりもはるかに遠いと記載されています。[39] 最後に、約21分角の距離にある恒星Dは、肉眼で見える恒星HR 266（HD 5408）で、それ自体が四重連星系であり[21]、約1パーセク離れているものの、関連していると考えられています。[11]

明るい主星であるガンマ・カシオペヤAは、それ自体がスペクトル連星であり、公転周期は約203.5日、離心率は0.26と「ほぼゼロ」と交互に報告されています。伴星は白色矮星で、質量は太陽の0.93倍、大きさは地球よりわずかに小さいです。[10]伴星は主星よりも進化しており、進化の初期段階で主星に質量を移した可能性が高いと考えられます。[6] [40]ただし、主星は現在質量を失っており、白色矮星は降着円盤を通して質量を獲得しています。[10] さらに、ヒッパルコス衛星のデータは、振幅約150ミリ秒の「ふらつき」を示しており、これは3番目の恒星の軌道に相当する可能性があります。この恒星の公転周期は少なくとも60年です。[41]

参照

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  • Philippe Steeのホームページ: Hot and Active Stars Research
  • カシオペヤ座ガンマ星とBe星。
  • 新しい種類のX線星？
  • ガンマ・キャスとその仲間たち、 今日の天文写真、2009年12月24日
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