¶ 仙后座γ型变星（Gamma Cassiopeiae variable，GCAS）
作者：林子琨
主分类：Eruptive
¶ 历史背景
Gamma Cassiopeiae variable，简称GCAS[1]，是一种喷发变星。这种变星的特征是快速的、不规则的亮度变化的B型恒星。这种变星最早在距离地球大约550光年的仙后座γ上被发现，在二十世纪三30年代，该恒星出现了光谱和光度上的变化，并在1935年突然变亮了一个星等[2]。仙后座γ之后再也没有出现过类似的喷发，但仍然表现出较小但明显的变化。在此之后发现了其他几颗B型星也表现出类似的光变，因此他们都被统称为“仙后座γ型”变星。
¶ 物理图像
¶ 基本信息
GCAS变星通常是B型恒星，但其亮度变化超出了普通B型恒星的变化范围。GCAS的光度变化通常在几天到几周的时间尺度内发生，它们的亮度变化幅度在V波段可以达到1.5星等。当物质云层向内坍缩时，它们会向恒星的表面释放能量，导致恒星的光谱变化。Gamma Cassiopeiae变星的光谱特征与其快速自转和强烈的恒星风有关。
GCAS变星在赫罗图上的位置是在主序带以上、晚于O型星和早期B型星，比大多数Cepheid变星更靠近主序带。它们的光谱类型通常为B0-B3，绝对星等在-3到-6之间，是非常亮的恒星。
黑色正方形是GCAS变星在赫罗图上的区域[3]
¶ 脉动机制
GCAS的脉动机制与其周围的环状物质云层密切相关。快速旋转的B型星从赤道喷发出大量物质，形成一个围绕恒星赤道旋转的环或者盘[4]。当恒星旋转时，物质盘也随之旋转。这导致物质盘内的物质在向外运动时受到向心力的作用，逐渐沉积在盘的外缘，形成一种由尘埃和气体组成的环状物质云层。这些物质云层通常是不稳定的，因为它们受到内部和外部因素的扰动，例如恒星的引力和潮汐力。这个物质云的周期性旋转会导致GCAS光度的变化。当这些物质云层开始向恒星内部坍缩时，它们会在恒星的表面上形成一些亮斑。这些亮斑会在物质云层继续坍缩时变得更加强烈，导致恒星的光度增加。随着物质云层继续向内坍缩，这些亮斑也会逐渐消失，导致恒星的光度降低。
¶ 典型天体
Gamma Cassiopeiae (策)
Omicron Cassiopeiae (閣道六)
Phi Persei （天大将军二）
¶ 光变曲线
Omicron Cassiopeiae的TESS光变曲线（TIC240757326 sector17）
¶ 短时傅里叶变换
Omicron Cassiopeiae的TESS光变曲线的短时傅里叶变换
¶ 二维相位折叠图
Omicron Cassiopeiae的TESS光变曲线的折叠相位图，周期为2.52317天。
¶ 各类数据（多波段）
Omicron Cassiopeiae的红外波段测光[5]。
¶ 重要文献
¶ 参考文献
Cherrington, Ernest, Jr. (1938), On the Variable Magnitude of Gamma Cassiopeiae. Popular Astronomy. 46: 183. ↩︎
Huffer, C.~M. (1939), Photoelectric Measures of γ Cassiopeiae. Apj. 89: 139. ↩︎
Donald, W. Kurtz. (2022), Asteroseismology Across the Hertzsprung–Russell Diagram. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 60, 31 ↩︎
Hutchings, J.~B. (1970), Rotationally extended stellar envelopes: gamma Cas. MNRAS. 150: 55. ↩︎
Elias, J. ; Lanning, H. ; Neugebauer, G. (1978), Infrared and optical variations in omicron Cassiopeiae (HD 4180). Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 90, 697-702 ↩︎