Gamma Cassiopeiae

γ Cassiopeiae
(γ Cas)
Description de cette image, également commentée ci-après
Image amateur de γ Cassiopeiae et des nébulosités qui lui sont associées, IC 63 et IC 59 (Neil Michael Wyatt).
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 00h 56m 42,531s[1]
Déclinaison +60° 43′ 00,26″[1]
Constellation Cassiopée
Magnitude apparente 1,6 à 3,0[2]

Localisation dans la constellation : Cassiopée

(Voir situation dans la constellation : Cassiopée)
Caractéristiques
Type spectral B0,5IVe[3]
Indice U-B −1,08[4]
Indice B-V −0,15[4]
Indice R-I −0,08[4]
Variabilité γ Cas (prototype)[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −6,8 ± 0,9 km/s[5]
Mouvement propre μα = +25,17 mas/a[1]
μδ = −3,92 mas/a[1]
Parallaxe 5,94 ± 0,12 mas[1]
Distance 550 ± 10 al
(168 ± 3 pc)
Magnitude absolue −4,22
Caractéristiques physiques
Masse 13 / 0,98 M☉[3]
Rayon 14 R☉
Luminosité 70 000 L☉
Température 25 000 K
Rotation >300 km/s
Orbite
Compagnon γ Cas Ab[3]
Excentricité (e) 0
Période (P) 203,523 ± 0,076 j
Inclinaison (i) 45°
Époque du périastre (τ) 2 452 081,89 ± 0,62 JJ

Désignations

Tsih, γ Cas, 27 Cas, HR 264, HD 5394, BD+59°144, HIP 4427, SAO 11482, FK5 32, ADS 782, CCDM J00567 +6043, WDS 00567 +6043[6]

Gamma Cassiopeiae (γ Cas / γ Cassiopeiae) est une étoile variable et multiple de la constellation boréale de Cassiopée. C'est le prototype des étoiles variables de type Gamma Cassiopeiae, dont la luminosité change irrégulièrement entre les magnitudes +1,6 et +3,0. Elle est située à environ ∼ 550 a.l. (∼ 169 pc) de la Terre[1]. Bien que ce soit une étoile assez brillante, elle ne possède pas de nom traditionnel arabe ou latin. En chinois, cependant, elle porte le nom Tsih, signifiant « le fouet ». Elle est située au centre du « W » caractéristique qui forme la constellation de Cassiopée. Le deuxième astronaute américain, Virgil Ivan « Gus » Grissom, surnomma l'étoile Navi d'après son deuxième prénom épelé à l'envers. L'étoile était utilisée comme un point de navigation facilement repérable lors des missions spatiales.

La magnitude apparente de cette étoile était de +2,2 en 1937, +3,4 en 1940, +2,9 en 1949, +2,7 en 1965 et actuellement de +2,15. À son éclat maximal, γ Cassiopeiae dépasse à la fois α Cassiopeiae (magnitude +2,25) et β Cassiopeiae (magnitude +2,3).

C'est une étoile en rotation rapide qui possède un renflement à l'équateur. Ceci combiné avec la forte luminosité, il en résulte une perte de matière qui forme un disque autour de l'étoile. Cela fait de Gamma Cassiopeiae une étoile à enveloppe. Les émissions et les variations de luminosité sont probablement créées par ce disque.

Gamma Cassiopeiae est également une binaire spectroscopique avec une période orbitale de 203,5 jours et une excentricité soit de 0,26, soit « voisine de zéro » selon les références. La masse de la compagne est supposée être de l'ordre de celle du Soleil, mais sa nature est incertaine. Il a été proposé qu'elle soit une étoile dégénérée ou une étoile à hélium chaude, mais il semble peu probable qu'il s'agisse d'une étoile normale. Les mesures les plus récentes[7] pointent vers une naine blanche. De ce fait, elle est probablement plus évoluée que la primaire et lui aurait transféré de la matière lors d'un stade plus précoce de son évolution[8],[3].

Gamma Cassiopeiae est aussi le prototype d'un petit groupe de sources stellaires de rayons X dont le flux est au moins 10 fois supérieur à celui émis par les étoiles B ou Be, qui montrent des variations à très court et à long terme. La particularité du spectre X est d'être « thermique » mais à très haute température, c'est-à-dire d'être émis par des plasmas ayant des températures dépassant soixante millions de kelvins. Historiquement, il avait été proposé que ces rayons X pourraient être émis par l'étoile, par le biais d'interactions magnétiques entre son équateur et son disque, par une collision entre le disque et le vent d'une compagne chaude à hélium, ou provenir de matière s'accrétant sur la surface d'une compagne dégénérée, telle qu'une naine blanche ou une étoile à neutrons. Il a d'abord été montré que la collision de vents[9] et l'accrétion sur l'étoile à neutrons[10],[11] ne pouvaient expliquer les observations. Enfin, en 2026, des mesures avec le télescope XRISM ont montré que les signatures du plasma chaud suivaient le mouvement du compagnon, validant le modèle d'accrétion sur la naine blanche[12],[13],[14].

C'est aussi une double visuelle, portant la désignation ADS782AB.

Notes et références

  1. (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  2. (en) N. N Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
  3. (en) J. Nemravová et al., « Properties and nature of Be stars. 29. Orbital and long-term spectral variations of γ Cassiopeiae », Astronomy & Astrophysics, vol. 537,‎ , A59 (DOI 10.1051/0004-6361/201117922, Bibcode 2012A&A...537A..59N, arXiv 1111.3761)
  4. (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
  5. ↑ (en) Ralph Elmer Wilson, General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Carnegie Institution of Washington, (Bibcode 1953GCRV..C......0W)
  6. ↑ (en) * gam Cas -- Be Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  7. ↑ (en) R. Klement et al., « The CHARA Array Interferometric Program on the Multiplicity of Classical Be Stars: New Detections and Orbits of Stripped Subdwarf Companions », The Astrophysical Journal, vol. 962,‎ , id 70 (DOI 10.3847/1538-4357/ad13ec, Bibcode 2024ApJ...962...70K)
  8. ↑ (en) A. S. Miroshnichenko, K. S. Bjorkman et V. D. Krugov, « Binary Nature and Long‐Term Variations of γ Cassiopeiae », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 114, no 801,‎ , p. 1226–1233 (DOI 10.1086/342766, Bibcode 2002PASP..114.1226M)
  9. ↑ (en) Y. Nazé et al., « The X-ray emission of Be+stripped star binaries », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 516,‎ , p. 3366-3380 (DOI 10.1093/mnras/stac2245, Bibcode 2022MNRAS.516.3366N)
  10. ↑ (en) M.A. Smith et al., « Is there a propeller neutron star in gamma Cas? », Astronomy & Astrophysics, vol. 469,‎ , p. 1502-1509 (DOI 10.1093/mnras/stx926, Bibcode 2017MNRAS.469.1502S)
  11. ↑ (en) G. Rauw et al., « Fluorescent Fe K line emission of gamma Cas stars. I. Do gamma Cas stars host propelling neutron stars? », Astronomy & Astrophysics, vol. 682,‎ , A179 (DOI 10.1051/0004-6361/202348076, Bibcode 2024A&A...682A.179R)
  12. ↑ (en) Y. Nazé et al., « Orbital motion detected in gamma Cas Fe K emission lines », Astronomy & Astrophysics, vol. 707,‎ , A334 (DOI 10.1051/0004-6361/202558284, Bibcode 2026A&A...707A.334N)
  13. ↑ (en) « XRISM solves famous star's 50-year mystery », sur The European Space Agency.
  14. ↑ « Après plus d’un demi‑siècle, les astronomes percent les secrets d’une étoile mystérieuse », sur The Conversation


Bibliographie

Liens externes

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