Gama Cassiopeiae (γ Cas, γ Cassiopeiae) je vícenásobný hvězdný systém v souhvězdí Kasiopeji. Jeho nejjasnější složkou je rychle rotující Be hvězda γ Cas Aa, pro kterou Mezinárodní astronomická unie schválila vlastní jméno Tiansi. Systém leží přibližně 550 světelných let (168 parseků) od Slunce; tato vzdálenost vychází z paralaxy naměřené sondou Hipparcos.

Gama Cassiopeiae tvoří prostřední vrchol nápadného asterismu ve tvaru písmene W. V roce 1866 u ní Angelo Secchi jako u první hvězdy zaznamenal emisní čáry; tento objev se stal východiskem pro pozdější vymezení hvězd typu Be.

Pojmenování Označení γ Cassiopeiae tvoří písmeno gama (γ) z řecké abecedy a latinský genitiv názvu souhvězdí; jde o Bayerovo označení. Systém má také Flamsteedovo označení 27 Cassiopeiae.

Jméno Tiansi pochází z čínského 天駟 (Tiān Sì, „Nebeské čtyřspřeží“), které označovalo čtyři koně v tradičním čínském asterismu Wangliang. Pracovní skupina IAU pro jména hvězd přijala jméno v listopadu 2025 a přiřadila je výhradně hlavní složce γ Cas Aa, nikoli celému systému.

Systém Jasná složka Gama Cassiopeiae A je jednočárová spektroskopická dvojhvězda tvořená složkami Aa a Ab. Oběžná doba činí (203,523±0,076) dne a dráha je v mezích přesnosti měření kruhová. Model časově proměnného rentgenového spektra dává pro bílého trpaslíka poloosu jeho dráhy kolem těžiště soustavy (1,632) AU, hmotnost (0,93) M☉ a poloměr přibližně (6 000) km. Rentgenová spektroskopie observatoře XRISM v roce 2026 potvrdila, že Ab je bílý trpaslík, na který dopadá hmota z okolí Be hvězdy. Vývojově starší průvodce pravděpodobně předal hlavní hvězdě část své hmoty v dřívější fázi vývoje; nyní na bílého trpaslíka akreuje materiál pocházející z dekrečního disku Be hvězdy.

Katalogy dvojhvězd uvádějí v okolí složky A také vizuální složky B, C a D. Složka B má zdánlivou hvězdnou velikost přibližně 11m, od A ji dělí asi 2 ″ a podobný prostorový pohyb naznačuje fyzickou vazbu; případný oběh by trval déle než tisíc let. Složka C o jasnosti přibližně 13m leží téměř 1′ od A. Astrometrie Gaia DR3 pro ni udává odlišný vlastní pohyb a podstatně větší vzdálenost, takže jde o optického průvodce, který k systému fyzicky nepatří.

Jako složka D se uvádí přibližně 21′ vzdálená hvězda HD 5408 (HR 266). Sama je čtyřhvězdným systémem a její společný pohyb s Gama Cassiopeiae podporuje možnou fyzickou souvislost, ačkoli oba systémy dělí asi 1 pc. Pokud se započte i kandidátní astrometrická složka s oběžnou dobou nejméně 60 let, může širší soustava zahrnovat až osm hvězd; existence této kandidátní složky však není spolehlivě potvrzena.

Gama Cassiopeiae Aa Hlavní složka je hmotná hvězda s kombinovaným spektrálním typem B0,5 IVe. Písmeno e označuje emisní čáry, které v tomto případě vznikají převážně v horkém plynném dekrečním disku kolem hvězdy. Třída svítivosti IV odpovídá spektroskopickému označení podobra, avšak evoluční modely ji mohou stále klást přibližně do první třetiny života na hlavní posloupnosti.

Intenzitní interferometrie dává hvězdě hmotnost (15±2) M☉, rovníkový poloměr (10,9) R☉ a polární poloměr (7,9±0,4) R☉. Projekční rotační rychlost v sin i činí (389±20) km/s a po započtení sklonu osy vychází rovníková rychlost přibližně (450±20) km/s. Rychlá rotace proto způsobuje výrazné zploštění i rozdíl povrchové teploty mezi póly a rovníkem. Modely gravitačního ztemnění dávají polární teplotu přibližně 26 500–28 000 K a rovníkovou teplotu kolem 17 000 K. Svítivost se odhaduje na (19 000±500) L☉. Modelový odhad stáří činí (8,0±0,4) milionu let.

Proměnnost a disk Gama Cassiopeiae je eruptivní proměnná hvězda a prototyp proměnných hvězd typu Gama Cassiopeiae. Ve druhé polovině 30. let 20. století prodělala takzvanou obálkovou epizodu: nejprve zjasnila nad 2,0m a poté zeslábla přibližně na 3,4m. Dlouhodobé změny jasnosti souvisejí s vývojem dekrečního disku, který se může postupně vytvářet a rozptylovat. Pozorování sondou TESS v listopadu 2019 ukázala krátkodobé změny s amplitudou nejvýše přibližně 2 %.

Rentgenové záření Gama Cassiopeiae je prototypem malé skupiny Be hvězd s neobvykle silným a tvrdým rentgenovým zářením. Jejich rentgenová svítivost je nejméně o řád vyšší než u běžných hvězd tříd B a Be a spektrum obsahuje tepelnou složku z plazmatu o teplotě řádově 108 K. Záření se mění v časových škálách od sekund po roky.

Po několik desetiletí se uvažovalo zejména o magnetické interakci hvězdy s dekrečním diskem nebo o akreci na kompaktního průvodce. Vysokorozlišovací spektroskopie XRISM v roce 2026 ukázala, že emisní čáry železa z horkého plazmatu sledují oběžný pohyb průvodce. Výsledek přímo podporuje vznik rentgenového záření při akreci hmoty na bílého trpaslíka γ Cas Ab.

Reference

Externí odkazy

Záznam systému Gama Cassiopeiae v databázi SIMBAD Výsledky pozorování XRISM na stránkách Evropské kosmické agentury

Kategorie:Proměnné hvězdy Kategorie:Vícenásobné hvězdy Kategorie:Podobři třídy B Kategorie:Hvězdy v souhvězdí Kasiopeji Kategorie:Objekty v katalogu Henryho Drapera Kategorie:Objekty v katalogu 2MASS Kategorie:Objekty v katalogu Hipparcos Kategorie:Objekty v Bayerově katalogu Kategorie:Objekty ve Flamsteedově katalogu