Переменная типа Гамма Кассиопеи (англ. Gamma Cassiopeiae variable, γ Cassiopeiae variable) — представляет собой тип переменной звезды, названный по имени своего прототипа γ Кассиопеи.
Переменные типа Гамма Кассиопеи показывают нерегулярные изменения яркости в течение десятилетий. Они обычно имеют амплитуды порядка одной звёздной величины. Например, Гамма Кассиопеи обычно имеет видимую звёздную величину около 2,5m, она колеблется между величинами 1,6m и 3,0m. Переменность связана с изменениями в спектре между нормальными спектрами поглощения и спектрами Be-звезды, а также часто зависит и от характеристики оболочки вокруг звезды[1]. Плейона и Гамма Кассиопеи являются переменными звездами, у которых периодически возникают проблемы с оболочками, когда в спектре появляются сильные эмиссионные линии, а яркость увеличивается или значительно уменьшается. В других случаях присутствие оболочки в спектре не обнаруживается вообще, и даже эмиссионные линии могут исчезать[2].
Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ) классифицирует переменные типа Гамма Кассиопеи как эруптивные переменные и описывает их как быстро вращающиеся гиганты или субгиганты спектрального класса B, хотя многие из них являются звездами главной последовательности. Это отличает их от тех Be-звёзд, которые показывают меньшие изменения амплитуды яркости. ОКПЗ использует код GCAS для обозначения переменных типа Гамма Кассиопеи[1].
Под переменными типа Гамма Кассиопеи понимаются горячие звезды, которые имеют экваториальные диски, которые периодически исчезают и преобразуются, или, возможно, просто сильно изменяются в масштабе. Все они, вероятно, очень быстро вращаются, и большинство из них можно отнести к категории Ве-звезд. Они также часто являются оболочечными звёздами, по крайней мере, часть времени, когда диск виден с ребра и образует очень узкие линии поглощения в дополнение к более широким фотосферным линиям и возможным эмиссионным линиям. Независимо от того, являются ли они оболочечными звёздами или нет, в самом узком смысле этого слова, в периоды, когда у них появляются экваториальные диски, и они увеличивают яркость, эти звёзды всё равно будут называться оболочечными звёздами[2].
Имя звезды | Созвездие | Видимая звёздная величина (макс)[A] | Видимая звёздная величина (мин)[A] | Диапазон изменения | Период | Спектральный класс | Комм. |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Гамма Кассиопеи | Кассиопея | &0000000000000001.6000001m.60 | &0000000000000003.0000003m.00 | &&&&&&&&&&&&&&01.4000001,4 | B0.5 IVe | Прототип | |
Бета Малого Пса | Малый Пёс | &0000000000000002.8400002m.84 | &0000000000000002.9200002m.92 | &&&&&&&&&&&&&&00.&800000,08 | B3IIIpe | ||
Каппа Большого Пса | Большой Пёс | &0000000000000003.4000003m.40 | &0000000000000003.9700003m.97 | &&&&&&&&&&&&&&00.5700000,57 | B1.5IVne | ||
FW Большого Пса | Большой Пёс | &0000000000000005.0000005m.00 | &0000000000000005.5000005m.50 | &&&&&&&&&&&&&&00.5000000,50 | B2Vne | ||
27 Большого Пса | Большой Пёс | &0000000000000004.9200004m.92 | &0000000000000005.3900005m.39 | &&&&&&&&&&&&&&00.4700000,47 | B3IIIpe | ||
Лямбда Павлина | Павлин | &0000000000000004.0000004m.00 | &0000000000000004.2600004m.26 | &&&&&&&&&&&&&&00.2600000,26 | B2II-IIIe | ||
Фи Персея[3] | Персей | &0000000000000003.9600003m.96 | &0000000000000004.1100004m.11 | &&&&&&&&&&&&&&00.1500000,15 | &&&&&&&&&&&&&019.50000019,5 дн. | B2Vpe | |
Пси Персея[3] | Персей | &0000000000000004.1700004m.17 | &0000000000000004.3600004m.36 | &&&&&&&&&&&&&&00.1900000,19 | B5III-Vne | ||
X Персея | Персей | &0000000000000006.0300006m.03 | &0000000000000007.0000007m.00 | &&&&&&&&&&&&&&00.9700000,97 | B0Ve | Также массивная рентгеновская двойная | |
Плейона | Телец | &0000000000000004.7600004m.76 | &0000000000000005.5000005m.50 | &&&&&&&&&&&&&&00.7400000,74 | B8Vne или B8nn | ||
A (видимая звёздная величина, если не отмечено (B) (=синий) или (p) (=фотографическая)) |
![]() | |
---|---|
Эруптивные | |
Пульсирующие | |
Вращающиеся | |
Катаклизмические | |
Затменно-двойные системы | |
Списки | |
Категория:Переменные звёзды |