תטא בשדרית
 | |
| הצביר הפתוח IC 2602 ובמרכזו θ בשדרית | |
 | |
| מיקומו של θ בשדרית בקבוצת שדרית | |
| נתוני תצפית | |
|---|---|
| קבוצת כוכבים | שדרית |
| שמות נוספים | HD 93030 |
| סוג | כוכב הסדרה הראשית כחול |
| בהירות נראית | 2.76[1] |
| סיווג ספקטרלי | B0 Vp[1] |
| עלייה ישרה | 10ʰ 42ᵐ 57.4ˢ מילי-שניות קשת בשנה |
| נטייה | 40.0″ 23′ 64°- מילי-שניות קשת בשנה |
| מאפיינים פיזיים | |
| בהירות מוחלטת | 2.96- |
| מרחק |
455 שנות אור 139.5 פארסק[1] |
| רדיוס | 5.1[2] רדיוסי שמש |
| מסה | 15.25[2] מסות שמש |
| עוצמת הארה | פי 1,300 מהשמש |
| טמפרטורה | 31,000[2] K |
| מהירות סיבוב | 113[2] ק"מ/שנייה |
| גיל | 1-5[2] מיליון שנים |
| מהירות רדיאלית | 20±1 קילומטר לשנייה |
| היסט | 7.16±0.21 אלפיות של שניות קשת |
| מתכתיות |
−0.12  |
| מערכת | |
| כוכבים נלווים | θ בשדרית B |
  | |
θ בשדרית הוא כוכב בולט בקבוצת הכוכבים שדרית עם בהירות נראית מדרגה 2.76, הנמצא במרחק של כ-455 שנות אור ממערכת השמש. למרות בהירותו לא קיבל הכוכב שם בתרבות המערבית, ככל הנראה בשל מיקומו הדרומי שלא מאפשר לצפות בו מאירופה.
תכונות
[עריכת קוד מקור | עריכה]θ בשדרית הוא כוכב הסדרה הראשית כחול מסוג ספקטרלי B0 Vp, כלומר הוא מראה ספקטרום חריג מזה הנפלט מכוכבים מסוגו. נראה שהכוכב עשיר בחנקן, צורן וזרחן, אך עני בפחמן.[2][3] מסתו מוערכת בקצת יותר מ-15 מסות שמש ורדיוסו בלמעלה מ-5 רדיוסי שמש. טמפרטורת פניו היא 31,000 קלווין והוא מאיר בעוצמה של פי 1,300 מעוצמת ההארה של השמש באור נראה, אך בשל טמפרטורת פניו הגבוהה כמעט כל קרינתו היא בתחום העל-סגול כך שעוצמת הארתו הכוללת היא פי 20,000 מעוצמת ההארה של השמש.[4]
θ בשדרית נמצא בתוך צביר פתוח בשם IC 2602 והוא הכוכב הבהיר ביותר בצביר. אף על פי שהמרחק, המהירות הרדיאלית והתנועה העצמית של θ בשדרית דומות לאלו של שאר כוכבי הצביר, גילו של θ בשדרית מוערך בפחות מ-5 מיליון שנים בעוד שהצביר הוא בן כ-30 מיליוני שנים.[2] ההסבר המקובל לכך ש-θ בשדרית צעיר בהרבה מהצביר שאליו הוא שייך וכן לשכיחות החריגה של יסודות שונים בשכבותיו החיצוניות, הוא של-θ בשדרית יש בן זוג קרוב, שבעבר היה המסיבי מבין השניים והתפתח במהירות גדולה יותר. כאשר אזל המימן בליבתו של בן הזוג, הוא החל להתנפח בדרך להפוך לענק אדום, אך בשל המרחק הקטן בין השניים, עבר החומר משכבותיו החיצוניות של בן הזוג המפותח אל בן הזוג הקטן יותר. כתוצאה מהמעבר הפך התחלפו השניים בתפקידים וכעת הכוכב שהיה הקטן יותר הוא המסיבי והבהיר מבין השניים. מעבר החומר גם העשיר את שכבותיו החיצוניות של θ בשדרית בתוצרי ההיתוך של בן הזוג ומכאן שכיחותם החריגה. בעתיד, כאשר יאזל המימן בליבתו של θ בשדרית, הוא יתנפח לרדיוס גדול מהמרחק בין בני הזוג וחלק מהחומר יחזור אל בן הזוג העמום. למעשה גילו האמיתי של θ בשדרית הוא גדול בהרבה ודומה לגילו של הצביר, אך רוב הזמן הוא היה כוכב פחות מסיבי ומסוג ספקטרלי שונה ורק לפני מספר מיליוני שנים הפך להיות מה שהוא כיום.
מדידות ספקטרוסקופיות של אור הכוכב מראות על שינויים מחזוריים במהירות הרדיאלית שלו ומכך ניתן להסיק על קיומו של אותו בן זוג. מהמדידות ידוע שלבן הזוג מסה סביב מסת שמש אחת, ושהוא מקיף את θ בשדרית במרחק קטן מאוד של כ-4 אלפיות של יחידה אסטרונומית (כ-19 רדיוסי שמש) ובזמן הקפה של 2 ימים, 4 שעות ו-52 דקות.[2] בשל הקרבה הרבה והבהירות הגדולה של θ בשדרית, לא ניתן לזהות את קרינתו של בן הזוג ולכן לא ידועים פרטים נוספים על תכונותיו.
קישורים חיצוניים
[עריכת קוד מקור | עריכה]- θ בשדרית באתר של ג'ים קלר
- תטא בשדרית, בבסיס הנתונים SIMBAD לגרמי שמיים אסטרונומיים
הערות שוליים
[עריכת קוד מקור | עריכה]- ^ 1 2 3 SIMBAD: θ Carinae
- ^ 1 2 3 4 5 6 7 8 S. Hubrig, M. Briquet, T. Morel, M. Schöller, J. F. González & P. De Cat: New insights into the nature of the peculiar star θ Carinae, Astronomy & Astrophysics, Vol. 488, Iss. 1, p. 287-296 (2008)
- ^ O. Kochukhov & S. Bagnulo: Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars, Astronomy & Astrophysics, Vol. 450, Iss. 2, Online Material p. 2 (2006)
- ^ M. S. Vardya: Stellar rotation and mass loss in O and B stars, Astrophysical Journal, Part 1, vol. 299, p. 256 (1985)
| הכוכבים הבהירים בקבוצת שדרית | ||
|---|---|---|
|
