אלפא במזבח

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה לניווט קפיצה לחיפוש
‏α במזבח
Ara constellation map.svg
Cercle rouge 100%.svg
מיקומו של α במזבח בקבוצת מזבח
נתוני תצפית
קבוצת כוכבים מזבח
שמות נוספים HD 158427
סוג כוכב הסדרה הראשית כחול
בהירות 2.95[1]
סיווג ספקטרלי B2 Vne[1]
עלייה ישרה 17ʰ 31ᵐ 50.49ˢ
נטייה ‏34.12″ ‏52′ ‏49°‏-
מאפיינים פיזיים
בהירות מוחלטת 1.62-
מרחק 267 שנות אור
81.86 פארסק[1]
רדיוס 4.8[2] רדיוסי שמש
מסה 9.6[2] מסות שמש
עוצמת הארה פי 380 מהשמש
טמפרטורה 18,000[2] K
מהירות סיבוב 300[2] ק"מ/שנייה
גיל 14.2[3] מיליון שנים
מהירות רדיאלית 0.00 קילומטר לשנייה
תנועה עצמית -39.162±1.869 milliarcsecond per year, -68.425±1.454 milliarcsecond per year
היסט 4.1865±1.2735 אלפיות של שניות קשת

α במזבח הוא הכוכב השני בבהירותו בקבוצת הכוכבים מזבח עם בהירות מדרגה 2.95 (בהיר מעט פחות מ-β במזבח למרות שציוני באייר שלהם מרמזים את ההפך), שנמצא במרחק של כ-267 שנות אור ממערכת השמש. כמו כל כוכבי הקבוצה, אין לכוכב שם משלו, למרות שהקבוצה הייתה ידועה בעת העתיקה והיא אחת מ-48 הקבוצות שהגדיר תלמי. הכוכבים α במזבח, σ במזבח שמצפון לו ו-β במזבח שמדרום לו, ייצגו במיתולוגיה הסינית עלי ונקראו בסינית "צ'וּ" ולפעמים השם צ'ו ניתן לכוכב α במזבח במקום לשלושת הכוכבים.

מאפיינים[עריכת קוד מקור | עריכה]

α במזבח הוא כוכב הסדרה הראשית מסוג ספקטרלי B2 Vne כאשר התוספת ne משמעותה שלכוכב ספקטרום פליטה וספקטרום בליעה כאשר הפסים רחבים כתוצאה מחומר שנע במהירות גבוהה סביב הכוכב. מסתו של α במזבח מוערכת בכ-9.6 מסות שמש ורדיוסו כ-4.8 רדיוסי שמש. טמפרטורת פניו היא כ-18,000 קלווין והוא קורן בעוצמה גדולה פי 380 מעוצמת ההארה של השמש באור נראה, אך בשל טמפרטורת פניו הגבוהה כמעט כל קרינתו היא בתחום העל-סגול, כך שעוצמת הארתו הכוללת היא למעשה פי 5,800 מזו של השמש.[2] בדומה לכוכבים אחרים מסוגו, α במזבח מסתובב על צירו במהירות גבוהה מאוד של כ-300 קילומטר בשנייה. כתוצאה מכך הוא מעיף חומר מאזור קו המשווה שלו שיוצר דיסקת חומר עם מסה של כחצי מיליארדית מסת שמש, המקיפה אותו ומגיעה למרחק של פי 33 מרדיוס הכוכב עצמו (כ-160 רדיוסי שמש) ואז נקטעת בפתאומיות.[4] ייתכן שהסיבה לחיתוך החד של הדיסקה היא קיומו של בן זוג עמום שמקיף את α במזבח במרחק זה וספח אליו את החומר, אך לא נמצאו ראיות ישירות לקיומו של בן זוג כזה. החומר שבדיסקה מיונן מהקרינה העל-סגולה שנפלטת מהכוכב ויוצר את ספקטרום הפליטה. החומר שבדיסקה גם יוצר ספקטרום בליעה ובשל המהירות הגבוהה שלו, נגרמת הרחבת דופלר של הפסים. בהירותו של הכוכב משתנה במספר עשיריות של דרגת בהירות בתדירות של כמעט יממה אחת (כ-23.5 שעות),[5] תדירות שתואמת את תדירות הסיבוב של הכוכב על צירו. השתנות דומה נצפתה בכוכבים נוספים מסוג זה, אך לא ברור מהו המנגנון שגורם לה.

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 SIMBAD: α Arae
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 A. Meilland, P. Stee, M. Vannier, F. Millour, A. Domiciano de Souza, F. Malbet, C. Martayan, F. Paresce, R. G. Petrov, A. Richichi & A. Span: First direct detection of a Keplerian rotating disk around the Be star α Arae using AMBER/VLTI, Astronomy & Astrophysics, Vol. 464, Iss. 1, p. 60 (2007)
  3. ^ N. Tetzlaff, R. Neuhäuser & M. M. Hohle: A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 410, Iss. 1, p. 190 (2011)
  4. ^ A. Meilland, P. Stee, M. Vannier, F. Millour, A. Domiciano de Souza, F. Malbet, C. Martayan, F. Paresce, R. G. Petrov, A. Richichi & A. Span: First direct detection of a Keplerian rotating disk around the Be star α Arae using AMBER/VLTI, Astronomy & Astrophysics, Vol. 464, Iss. 1, p. 66 (2007)
  5. ^ General Catalogue of Variable Stars: α Arae