Гама Касиопеја

**Гама Касиопеја**, латинизирано од **γ Cassiopeiae** — светла ѕвезда во центарот на карактеристичниот астеризам „W“ во северното кружно соѕвездие Касиопеја. Иако е прилично светла ѕвезда со привидна ѕвездена величина која варира од 1,6 до 3,0, таа нема традиционално арапско или латинско име. Понекогаш е позната под неформалното име **Нави**. Била забележана во 1866 година од Анџело Секи, првата ѕвезда што некогаш била забележана со емисиони спектри. Денеска се смета за Be-ѕвезда.

Гама Касиопеја е исто така променлива ѕвезда и претставува систем со повеќе ѕвезди. Врз основа на мерењата на паралакса направени од сателитот Хипаркос, таа се наоѓа на оддалеченост од приближно 550 светлосни години од Земјата. Заедно со нејзиниот заеднички придружник, HD 5408, системот може да содржи вкупно осум ѕвезди. Тој е еден од најпознатите системи.

## Физички својства
[лево|мини| [Светлинска крива|Светлосна крива за Гама Касиопеја, нацртана од податоците објавени од Лабадие-Барц и соработниците (2021) ]]
[лево|мини| Аматерска слика на γ Касиопеја и придружните маглини IC63 и IC59. Светлата ѕвезда јужно од Гама Касиопеја е [HD 5408, вообичаен придружник. (Нил Мајкл Вајат)]]
Гама Касиопеја е еруптивна променлива ѕвезда, чија привидна ѕвездена величина неправилно се менува од 1,6 кога е најсјајна до 3,0 кога е најмала. Тоа е прототип на класата на променливи ѕвезди од типот на Гама Касиопеја. Во доцните 1930-ти, таа била подложена на она што е опишано како *слоевита епизода* и осветленоста се зголемла на над светлинската величина 2,0, а потоа брзо паднала на 3,4  Оттогаш постепено се осветлува назад на околу 2,2. При максимален интензитет, γ Касиопеја  ги надминува и Шедар (α Cas; величина 2,25) и Бета Касиопеја  (β Cas; 2,3).

Гама Касиопеја е ѕвезда која брзо се врти со проектирана брзина на ротација од 472 км/сек −1, давајќи му изразено екваторијално испакнување. Кога се комбинира со високата сјајност на ѕвездата, резултатот е исфрлање на материја што формира жежок кружен ѕвезден гасовит диск. Емисиите и варијациите на осветленоста очигледно се предизвикани од овој „декрециски диск“.

Спектарот на оваа масивна ѕвезда се совпаѓа со ѕвездената класификација од B0.5&nbsp;IVe. Класата на сјајност од IV ја идентификува како подџинова ѕвезда која достигнала фаза од својата еволуција каде што ги исцрпува резервите на водород во јадрото и се претвара во џиновска ѕвезда. Наставката „e“ се користи за ѕвезди кои покажуваат спектрални линии на водород, предизвикани во овој случај од кружниот ѕвезден диск. Ова го става меѓу категоријата позната како Be-ѕвезди; всушност, таа е првата таква ѕвезда некогаш назначена со тоа име. Има 17 пати поголема маса од Сонцето и зрачи енергија колку 34.000 Сонца. Со оваа стапка на емисија, ѕвездата го достигнала крајот на својот живот како доцна О-тип ѕвезда од главната низа по релативно кратки 8 милиони години. Надворешната атмосфера има интензивна делотворна температура од 25.000 К, што предизвикува таа да свети со синобела нијанса.

### Емисија на Х-зраци
Гама Касиопеја е прототип на мала група ѕвездени извори на радијација на Х-зраци кои се околу 10 пати посилни отколку што се емитуваат од другите ѕвезди B или Be. Карактерот на спектарот на Х-зраци е *Be thermal*, веројатно емитиран од плазма на температури до најмалку десет милиони келвини и покажува многу краткорочни и долгорочни циклуси. Историски, се смета дека овие рендгенски зраци може да бидат возбудени од материја што потекнува од ѕвездата, од топол ветер или диск околу ѕвездата, акретирана на површината на дегенериран придружник, како што е бело џуџе или неутронска ѕвезда. Сепак, има потешкотии со која било од овие хипотези. На пример, не е јасно дека доволно материја може да се акредитира од бело џуџе, на растојанието од наводната секундарна ѕвезда што се подразбира од орбиталниот период, доволна за напојување на емисија на Х-зраци од речиси 10 33 ерг/с. или 100 вати. Неутронска ѕвезда може лесно да го напојува овој флукс на Х-зраци, но е познато дека емисиите на Х-зраци од неутронските ѕвезди се нетермички, а со тоа и во очигледна варијација со спектралните својства.

Доказите сугерираат дека рендгенските зраци може да се поврзани со самата Be-ѕвезда или предизвикани од некоја сложена интеракција помеѓу ѕвездата и околниот диск за декреција. Еден од доказите е дека производството на Х-зраци варира и на кратки и на долги временски размери во однос на различните промени на ултравиолетовата линија и континуумот поврзани со Б-ѕвезда или со околуѕвездената материја блиску до ѕвездата. Покрај тоа, емисиите на Х-зраци покажуваат долгорочни циклуси кои корелираат со кривите на светлината во видливите бранови должини.

Гама Касиопеја покажува карактеристики во согласност со силно нарушено магнетно поле. Ниту едно поле не може да се мери директно од Земановиот ефект поради спектралните линии на ѕвездата проширени со ротација. Наместо тоа, присуството на ова поле е заклучено од робустен периодичен сигнал од 1,21 ден што сугерира магнетно поле вкоренето на површината на ротирачката ѕвезда. Ултравиолетовите и оптичките спектрални линии на ѕвездата покажуваат бранови кои се движат од сино во црвено во текот на неколку часа, што покажува дека облаците од материја се држат замрзнати над површината на ѕвездата со силни магнетни полиња. Овој доказ сугерира дека магнетното поле од ѕвездата е во интеракција со дискот за декреција, што резултира со емисија на Х-зраци. Динамото на дискот е унапредено како механизам за објаснување на оваа модулација на рендгенските зраци. Сепак, остануваат тешкотии со овој механизам, меѓу кои е и тоа што нема динами на дискови за кои се знае дека постојат кај други ѕвезди, што го прави ова однесување потешко за анализа.

## Придружници
Гама Касиопеја има три слаби придружници, наведени во каталозите со двојни ѕвезди како компоненти B, C и D.    Ѕвездата B е оддалечена околу 2 лачни секунди и со светлинска величина 11 и има слична вселенска брзина со светлата примарна ѕвезда, што значи дека е веројатно физички поврзана. Компонентата C е со светлинска величина 13, оддалечена речиси лак-минута, и е наведена во Gaia Early Data Release 3 дека има многу различно правилно движење и е многу пооддалечена од Гама Касиопеја.  Конечно, компонентата D, оддалечена околу 21 лак/минута, е ѕвездата со голо око HR 266 (HD 5408), која сама по себе е четирикратен систем.

## Имиња
*γ* Касиопеја (латинизирано во *Gamma Cassiopeiae*) претставува Бајерова ознака на објектот и има флемстидово означување *27* Касиопеја.

Кинеското име *Цих*, „камшик“, најчесто се поврзува со оваа ѕвезда. Сепак, името првично се однесувало на Капа Касиопеја, и Гама Касиопеја била само една од четирите коњи што ја влечеле колата на легендарната кочија Ванглијанг.

Ѕвездата се користела како лесно препознатлива навигациска наводна точка за време на вселенските мисии, а американскиот астронаут Вирџил Иван „Гус“ Грисом ја нарекол ѕвездата **Нави** по неговото средно име напишано наназад.

## Наводи

## Надворешни врски
* Почетна страница на Филип Сти: Истражување на жешки и активни ѕвезди
* Гама Касиопеја и Биди ѕвезди .
* Нова класа на рендгенски ѕвезди?
* Гама Кас и пријателите, астрономска слика на денот, 2009 24 декември

  

Категорија:Именувани ѕвезди
Категорија:Тела од Бонскиот преглед
Категорија:HIP-објекти
Категорија:HD-објекти
Категорија:HR-објекти
Категорија:Флемстидови објекти
Категорија:Be-ѕвезди
Категорија:Спектроскопски двојни ѕвезди
Категорија:Повеќекратни ѕвезди
Категорија:Променливи ѕвезди од типот на Гама Касиопеја
Категорија:Касиопеја (соѕвездие)
Категорија:Бело-сини подџинови
Категорија:Бајерови објекти
Категорија:Статии со извори на кинески (zh)
Категорија:Статии со текст на кинески