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2025-06-09T14:11:44Z

Unbelegten Namen rausgenommen - siehe Diskussion

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{{Infobox Stern
| Name = γ Cassiopeiae
| MS = 1
| Bild = Gamma Cassiopeiae and its associated nebulosity.jpg
| Bildtext = Amateuraufnahme von γ Cassiopeiae. Das Bild zeigt einen Himmelsausschnitt von ca. 2,2° × 1,4°.
| KarteDir = or
| KarteX = 1100
| KarteY = 1200
| Sternbild = Cas
| Rek = 00/56/42.531
| Dek = +/60/43/00.26
| Size = 2
| Caption = γ Cassiopeiae
| Objekt = Gamma Cassiopeiae
| Visuell = 2,47<ref name="HR">Dorrit Hoffleit, Wayne H. Warren Jr.: ''Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed.'' [[VizieR]]-Datenkatalog V/50 (elektronisch veröffentlicht). 1995, {{bibcode|1995yCat.5050....0H}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=V/50&HR=264 VizieR-Katalogeintrag].</ref> (1,6 – 3,0)<ref name="GCVS">Nikolay N. Samus ''et al.'': ''General Catalogue of Variable Stars''. Vers. 5.1, März 2017. [[VizieR]]-Datenkatalog B/gcvs (elektronisch veröffentlicht). 2009, {{bibcode|2009yCat....102025S}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=B/gcvs/gcvs_cat&GCVS=gam%20Cas VizieR-Katalogeintrag].</ref>
| Gr = 2.47
| Spektralklasse = B0,5 IVe
| U-B-Index = −1,08
| B-V-Index = −0,15
| R-I-Index = −0,08
| Variabel = [[Be-Stern#Veränderlichkeit|γ-Cassiopeiae-Stern]]
| V-Radial = −6,8 ± 0,9
| Parallaxe = 5,94 ± 0,12
| LJ = 549 ± 11
| PC = 168 ± 3
| Absolut-vis = −4
| V-RA = 25,17 ± 0,08
| V-DE = −3,92 ± 0,08
| Masse = 16
| Radius = 10
| Leuchtkraft = 35 000
| Metallizität =
| Temperatur = 25 000
| Rotation = 1,2158 [[Tag|d]]
| Alter =
| Bayer = γ Cassiopeiae
| Flamsteed = 27 Cassiopeiae
| BD = +59° 144
| HD = 5394
| HIP = 4427
| HR = 264
| SAO = 11482
| 2MASS = J00564251+6043002
| Weitere = [[FK5]] 32

| RekDekRef = <ref name="HIP2">Floor van Leeuwen: ''Hipparcos, the New Reduction''. [[VizieR]]-Datenkatalog I/311 (elektronisch veröffentlicht). 2008, {{bibcode|2008yCat.1311....0V}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=I/311/hip2&HIP=4427 VizieR-Katalogeintrag].</ref>
| VisRef =
| SpekRef = <ref name="Stee_1995">Philippe Stee ''et al.'': ''γ Cassiopeiae revisited by spectrally resolved interferometry''. In: ''[[Astronomy and Astrophysics]]''. Bd. 300, 1995, S. 220, {{Bibcode|1995A&A...300..219S}}.</ref>
| UBRef = <ref name="HR" />
| BVRef = <ref name="HR" />
| RIRef = <ref name="HR" />
| VradRef = <ref>Ralph Elmer Wilson: ''General Catalogue of Stellar Radial Velocities''. [[VizieR]]-Datenkatalog III/21 (elektronisch veröffentlicht). 1953/2010, {{Bibcode|2010yCat.3021....0W}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=III/21/gcrv&GCRV=526 VizieR-Katalogeintrag].</ref>
| ParallaxeRef = <ref name="HIP2" />
| LJPCRef = <ref>Von der Parallaxe (''π'' = 5,94 ± 0,12 mas, van Leeuwen 2007) abgeleitet.</ref>
| AbsRef = <ref>Errechnet aus scheinbarer Helligkeit ''m''V und Parallaxe ''π'' (in Bogensekunden) gemäß ''mV − 5 ∙ lg(1/π) + 5''.</ref>
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| RotRef = <ref name="Smith_2006">Myron A. Smith, Gregory W. Henry, Ethan Vishniac: ''Rotational and Cyclical Variability in γ Cassiopeia''. In: ''[[The Astrophysical Journal]]''. Bd. 647, Ausg. 2, 2006, S. 1375, {{Bibcode|2006ApJ...647.1375S}}, [[doi:10.1086/505564]], {{arXiv|astro-ph/0603296}}.</ref>
| AlterRef =
| Anmerkung =
}}

'''γ Cassiopeiae''' (''Gamma Cassiopeiae'', kurz ''γ Cas'') ist ein [[veränderlicher Stern]] 2. bis 3. [[scheinbare Helligkeit|Größenklasse]] im [[Sternbild]] [[Kassiopeia (Sternbild)|Kassiopeia]]. Die Entfernung zur Sonne beträgt ca. 550 [[Lichtjahr]]e.

γ Cas ist der Namensgeber zweier Sternklassen: Zum einen der [[Be-Stern#Veränderlichkeit|γ-Cassiopeiae-Stern]]e, einer Gruppe von [[Veränderlicher Stern|veränderlichen Sterne]]n, zum anderen der [[Gamma-Cassiopeiae-Analog|γ-Cassiopeiae-Analogs]], einer sehr kleinen Unterklasse von Be- und Oe-Sternen (10 bis 12 bekannte Objekte), die sich durch besondere Eigenschaften im [[Röntgenlicht]] auszeichnen. γ Cas und seine Analogs sind daher interessante Objekte für die [[Röntgenastronomie]].

== Eigenschaften ==
=== Stern und Scheibe ===
γ Cas ist ein massereicher (16 [[Sonnenmasse|M⊙]]), heißer ([[Effektive Temperatur|''T''eff]] = 25 000 [[Kelvin|K]]) [[Unterriese]] vom [[Spektraltyp]] B0,5e.<ref name="Stee_1995" /> Der Stern benötigt für eine Umdrehung um die eigene Achse sehr wahrscheinlich 1,2158 Tage<ref name="Smith_2006" /> und rotiert somit bei einem Radius von 10 [[Sonnenradius|R⊙]] knapp unterhalb seiner kritischen Geschwindigkeit (jener Geschwindigkeit, bei der am Äquator die [[Fliehkraft]] die Schwerkraft übersteigen würde).<ref name="Stee_2012">Philippe Stee ''et al.'': ''The relationship between γ Cassiopeiae’s X-ray emission and its circumstellar environment. II. Geometry and kinematics of the disk from MIRC and VEGA instruments on the CHARA Array''. In: ''[[Astronomy & Astrophysics]]''. Bd. 545, 2012, Art.-ID A59, S. 1, 11, 13, {{Bibcode|2012A&A...545A..59S}}, [[doi:10.1051/0004-6361/201219234]].</ref> Um den Stern hat sich auf der Ebene des Äquators eine optisch dünne Materiescheibe (''[[decretion disk]]'') gebildet. Voraussetzung zur Bildung dieser Scheibe ist ebendiese nahezu kritische Rotation. Der Vorgang, durch den die Materie den letzten Rest Schwerkraft überwinden und in die Scheibe strömen kann, ist noch nicht vollständig verstanden; es werden Erklärungen wie stellare Pulsation, Magnetismus oder ein enger Begleitstern, der mit seiner Gravitation auf die Oberfläche des Stern einwirkt, angeführt. Die [[Rotationsachse]] des Sterns (so auch die Scheibe) ist gegenüber unserer Sichtlinie um 42° geneigt.<ref name="Stee_2012" />

=== Be-Phänomen ===
γ Cas gehört zu den „klassischen“ [[Be-Stern]]en und war auch der erste entdeckte Stern dieser Art ([[Angelo Secchi]] 1867). Be-Sterne sind Sterne vom Spektraltyp B (ausgenommen [[Überriese]]n), die zumindest zeitweise [[Balmerlinie]]n in [[Emissionslinie|Emission]] zeigen. Hierunter fallen rund 20 % aller B-Sterne.<ref>''[https://www.aavso.org/vsots_gammacas Gamma Cassiopeiae and the Be Stars]''. [[American Association of Variable Star Observers|AAVSO]], 13. April 2010.</ref> Bei γ Cas wurde auch der Wechsel zwischen den Phasen als B-, Be- und Hüllenstern (''shell star'') beobachtet:
* bis 1932: Be-Stern,
* 1932 – 1942: Be-Stern mit mehreren Hüllenphasen,
* 1942 – 1981: B-Stern mit Übergang zur Be-Phase,
* seit 1981: Be-Stern.<ref>M. L. Whitehorne: ''Gamma Cassiopeiae and Be stars''. In: ''Journal of the Royal Astronomical Society of Canada''. Bd. 83, 1989, S. 278–279, {{bibcode|1989JRASC..83..277W}}.</ref>

=== Veränderlichkeit ===
γ Cas ist der Prototyp der [[Be-Stern#Veränderlichkeit|γ-Cassiopeiae-Stern]]e, einer Untergruppe der [[Eruptiv veränderlicher Stern|eruptiv veränderlichen Sterne]]. Die [[scheinbare Helligkeit|scheinbare visuelle Helligkeit]] von γ Cas schwankt irregulär zwischen 1,6 mag und 3,0 mag.<ref name="GCVS" /> Der größte Ausbruch ereignete sich Mitte 1936<ref>Ralph B. Baldwin, Robert Torp-Smith: ''Light Curves of Gamma Cassiopeiae''. In: ''Popular Astronomy''. Bd. 49, 1941, S. 127–128, {{bibcode|1941PA.....49..127B}}.</ref>, als γ Cas die volle Helligkeit erreichte. Seitdem gab es keinen Ausbruch ähnlicher Größe mehr. Die Ausbrüche hängen mit der Bildung und Zerstörung der Scheibe zusammen.<ref>''[https://www.aavso.org/lcotw/gamma-cassiopeiae gamma Cassiopeiae]''. [[American Association of Variable Star Observers|AAVSO]], 22. Januar 2013.</ref>

=== Spektroskopischer Begleiter ===
γ Cas ist ein [[spektroskopischer Doppelstern]] mit einer [[Umlaufzeit]] von 203,53 Tagen. Der Begleiter (≈ 0,8 M⊙) umkreist den Hauptstern auf einer fast kreisförmigen Bahn (''[[Exzentrizität (Astronomie)|e]]'' < 0,03).<ref name="Smith_2012">Myron A. Smith ''et al.'': ''The relationship between γ Cassiopeiae’s X-ray emission and its circumstellar environment''. In: ''[[Astronomy & Astrophysics]]''. Bd. 540, 2012, Art.-ID A53, S. 1–4, 8, 11, {{Bibcode|2012A&A...540A..53S}}, [[doi:10.1051/0004-6361/201118342]], {{arXiv|1201.6415}}.</ref>

=== Röntgenemission ===
Das Unterscheidungsmerkmal von γ Cas und seiner Analogs zu normalen O- und B-Sternen ist die Röntgenleuchtkraft, die mit 1032 – 1033 [[Erg (Einheit)|erg]]/s (1025 – 1026 W) höher als bei diesen Sternen (typischerweise 1030 erg/s bzw. 1023 W) ist, aber unter der von [[Be-Stern#Be-Sterne in Röntgendoppelsternen|Be-Röntgendoppelsternen]] (1034 erg/s bzw. 1027 W, bei Ausbrüchen bis 1038 erg/s bzw. 1031 W) liegt.<ref name="Shrader_2015">Chris R. Shrader ''et al.'': ''High-energy Properties of the Enigmatic Be Star γ Cassiopeiae''. In: ''[[The Astrophysical Journal]]''. Bd. 799, Ausg. 1, 2015, Art.-ID 84, S. 1–2, 8, {{Bibcode|2015ApJ...799...84S}}, [[doi:10.1088/0004-637X/799/1/84]], {{arXiv|1410.4050}}.</ref> γ Cas emittiert ungewöhnlich harte thermische Röntgenstrahlung, wobei der Großteil (> 80 %) von einer heißen, optisch dünnen Plasmakomponente mit ''[[Thermische Energie|kT]]'' ≈ 12 – 14 [[Elektronenvolt|keV]] abgestrahlt wird.<ref name="Smith_2012" /><ref name="Oliveira_2010">Raimundo Lopes de Oliveira, Myron A. Smith, Christian Motch: ''γ Cassiopeiae: an X-ray Be star with personality''. In: ''[[Astronomy and Astrophysics]]''. Bd. 512, 2010, Art.-ID A22, S. 1, 6, {{Bibcode|2010A&A...512A..22L}}, [[doi:10.1051/0004-6361/200811319]], {{arXiv|0903.2600}}.</ref> Die Röntgenlichtkurve besteht aus einer Grundintensität (''„basaler“ Fluss''), zu der punktuelle kurzlebige Ausbrüche (''shots'', ''bursts'') von einigen Sekunden bis Minuten hinzukommen. Der basale Röntgenfluss schwankt ferner mit einer kurzen Periode von 30 Minuten bis ca. 10 Stunden und einer langen Periode von ca. 70 Tagen.<ref name="Robinson_2002">Richard D. Robinson, Myron A. Smith, Gregory W. Henry: ''X-Ray and Optical Variations in the Classical Be Star γ Cassiopeia: The Discovery of a Possible Magnetic Dynamo''. In: ''[[The Astrophysical Journal]]''. Bd. 575, Ausg. 1, 2002, S. 435, 437, 440, 444, 447, {{Bibcode|2002ApJ...575..435R}}, [[doi:10.1086/341141]], {{arXiv|astro-ph/0205278}}.</ref>

Ein Forschungsschwerpunkt ist die Entschlüsselung des Mechanismus zur Entstehung der besonderen Röntgeneigenschaften bei γ Cas und seiner Analogs. Hierzu gibt es zwei Modelle:
* Wechselwirkung zwischen Stern und Scheibe: In diesem Fall entsteht die Röntgenstrahlung durch komplexe Wechselwirkung zwischen dem [[Magnetfeld]] des Sterns und seiner Scheibe.
* enges [[Doppelsternsystem]]: Demnach wird der Hauptstern von einem entarteten Begleiter ([[weißer Zwerg]], [[Neutronenstern]]) umkreist, der Materie vom Hauptstern [[Akkretion (Astronomie)|akkretiert]]. Der Akkretionsvorgang wäre die Ursache der Röntgenstrahlung.

Von der Wissenschaft wird das Stern-Scheibe-Modell bevorzugt. Die magnetischen [[Feldlinie]]n des schnell rotierenden Be-Sterns und der langsamer rotierenden Scheibe verschränken sich, sodass sie sich dehnen und trennen und bei der Wiederverbindung Teilchen mit hoher Geschwindigkeit auf den Stern geschleudert werden. Hierbei erhitzt sich dessen Oberfläche lokal sprunghaft auf fast 108 K, was zur Röntgenemission führt.<ref name="Robinson_2002" />

Obwohl seit 2000 der spektroskopische Begleiter von γ Cas gesichert ist (dessen Natur aber noch immer ungeklärt ist), scheint die Doppelstern-Hypothese unwahrscheinlich, da sich die Röntgeneigenschaften zwischen bekannten [[Röntgendoppelstern]]en und γ Cas deutlich unterscheiden. So zeigen Be-Röntgendoppelsterne (Be-Stern + Neutronenstern) nicht-thermische Röntgenemissionen.<ref name="Oliveira_2010" /><ref name="Shrader_2015" /> Für das Modell Be-Stern + weißer Zwerg spricht, dass das Röntgenspektrum oberhalb von 10 keV eine grobe Ähnlichkeit zu gewissen [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen Veränderlichen]] (v. a. [[AM-Herculis-Stern]]en) besitzt, aber auch hier gibt es signifikante Unterschiede.<ref name="Smith_2012" /><ref name="Shrader_2015" /> Außerdem fehlt die Modulation des Röntgenflusses durch den Umlauf des Begleiters, welche man beim Zutreffen dieses Modells erwarten würde.<ref name="Robinson_2002" />

== Umgebung ==
γ Cas ist auch ein [[visueller Doppelstern]]. Im Abstand von 2,1″ liegt die Komponente γ Cas B (''V'' = 10,9 mag, Spektralklasse F6 V). Diese besitzt die gleiche [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]] wie γ Cas A und ist daher wahrscheinlich ein physischer Begleiter.<ref>Brian D. Mason ''et al.'': ''The Washington Visual Double Star Catalog''. Vers. 2020-09-21. [[VizieR]]-Datenkatalog B/wds (elektronisch veröffentlicht). 2020, {{Bibcode|2020yCat....102026M}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-source=B/wds&WDS=00567%2b6043 VizieR-Katalogeintrag].</ref> γ Cas wäre somit in Summe ein Dreifachsystem.

In der Umgebung des Sterns (drei bis vier Lichtjahre Entfernung) liegen die beiden [[Reflexionsnebel|Reflexions-]] und [[Emissionsnebel]] [[IC 59]] und [[IC 63]].

== Trivia ==
Der gelegentlich anzutreffende Name '''Navi''' für diesen Stern ist modernen Ursprungs und geht auf einen Scherz des [[Apollo-Programm|Apollo]]-Astronauten [[Virgil Grissom|Virgil „Gus“ Grissom]] zurück, der die Namen der [[Apollo 1|Apollo-1]]-Mannschaft als „Navi“ (für Virgil ''Ivan'' Grissom), „[[Iota Ursae Majoris|Dnoces]]“ (für [[Edward Higgins White|Edward H. White II]] (= the ''second'')) und „[[Gamma Velorum|Regor]]“ (für [[Roger B. Chaffee|''Roger'' Chaffee]]) auf eine Liste von Navigationssternen schmuggelte.<ref>Apollo 15 Lunar Surface Journal: Post-Landing Activities, {{Webarchiv|url=http://www.hq.nasa.gov/alsj/a15/a15.postland.html#1051133 |wayback=20070802025232 |text=Kommentar zu 105:11:33 }}</ref>

== Siehe auch ==
* [[Liste der hellsten Sterne]]

== Weblinks ==
{{Commonscat}}
* http://stars.astro.illinois.edu/sow/gammacas.html
* ''[https://www.aavso.org/vsots_gammacas Gamma Cassiopeiae and the Be Stars]'' (englisch). [[American Association of Variable Star Observers|AAVSO]], 13. April 2010.
* ''[[Spektrum.de]]'': Amateuraufnahmen [https://www.spektrum.de/alias/wunder-des-weltalls/gamma-cassiopeiae-region/1597272][https://www.spektrum.de/alias/wunder-des-weltalls/der-geist-der-cassiopeia/1596402][https://www.spektrum.de/alias/wunder-des-weltalls/ic63-ic59-gamma-cas/2118882]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Eruptiv veränderlicher Stern]]

Gamma Cassiopeiae - Versionsgeschichte

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