אטא קארינה

אטא קארינה (η קארינה; η בשדרית) הוא כוכב בקבוצת הכוכבים שדרית הנראית בחצי הכדור הדרומי. אטא קארינה הוא אחד הכוכבים יוצאי הדופן בגלקסיית שביל החלב. זהו היפר-ענק כחול שמסתו גדולה פי 100 עד 150 לערך משל השמש, והבהירות המוחלטת שלו גדולה משלה פי חמישה מיליון. מרחקו מהארץ כ-7,500 שנות אור וטמפרטורת פני השטח שלו כ-40,000 קלווין. כוכב זה הוא אחד הכוכבים הכבדים ביותר הידועים לאנושות. בשל גילו, כשלושה מיליון שנים, ומסתו האדירה, הוא צפוי לעבור סופרנובה או היפרנובה בתוך מיליון השנים הקרובות. הכוכב מוקף בערפילית החזרה הנקראת "ערפילית הומונקולוס" (לטינית Homunculus, "אדם קטן").

אטא קארינה הוא הכוכב החמישי בשביל החלב מבחינת בהירותו המוחלטת.

מאפיינים
אטא קארינה הוא כוכב משתנה כחול ובהיר. כאשר הוא תועד לראשונה על ידי האסטרונום אדמונד האלי בשנת 1677, הבהירות הנראית שלו הייתה מדרגה 4; ב-1730 הוא היה אחד הכוכבים הבולטים בקבוצת קארינה, אבל עד 1782 אורו הועם וחזר לרמתו הקודמת. מאז 1820 בהירותו גברה והלכה, עד שבאפריל 1843 תועדה בהירות נראית של 0.8-, קרובה לזו של סיריוס, למרות מרחקו הרב מכדור הארץ (סיריוס קרוב פי אלף). בין 1900 ל-1940 צנחה הבהירות של אטא לדרגה 8, כך שהוא היה בלתי נראה בעין לא מזוינת. בשנים 1998–1999 עלתה בהירותו קמעה, ונכון לפברואר 2011 היא עמדה על 4.47 (לפי המקובל, התאריכים מתייחסים כולם לזמן שבו הם נצפו בכדור הארץ; ההתרחשויות עצמן מוקדמות בכ-7,500 שנים).

ההתפרצות הגדולה של אטא קארינה שארכה 20 שנים ושיא בהירותה נצפה ב-1843 העיפה לחלל שכבת חומר גדולה, שמסתה מוערכת בכ-12 עד 40 מסות שמש, המתרחקת מן הכוכב במהירות של כ-600 קילומטרים בשנייה. למרות האירוע שבו נפלטה כמות קרינה כשל סופרנובה, הכוכב הכבד שרד, והוא ממשיך לקרון. כוכבים מסיביים כמו אטא קארינה שורפים את הדלק הגרעיני שלהם מהר מאוד, ואורך החיים שלהם קצר בהתאם, כמה מיליוני שנים לכל היותר. לאחר מכן הם מתפוצצים בסופרנובה והופכים לחור שחור. זה יהיה גם גורלו של אטא קארינה בתוך מיליון השנים הקרובות. ב-2006 נצפו סופרנובות בשני כוכבים דומים מאוד, SN 2006jc ו-SN 2006gy ויש המסיקים מכך כי ייתכן ואטא קארינה יתפוצץ כבר בעשרות השנים הקרובות. התפוצצות כזו עלולה לגרום להתפרצות גמא אדירה. מחקר של אוניברסיטת הרווארד שפורסם באוקטובר 2014 מצביע על כך שבעשור האחרון נצפתה פעילות מאוד לא שגרתית בכוכב, דבר שכנראה מצביע על מותו הקרב.

לפי נתוני הטלסקופ NuSTAR שנמדדו בין מרץ 2014 ליוני 2016, יחד עם תצפיות האנרגיה הנמוכה מטלסקופ החלל ניוטון, מסתבר שרוח השמש של הכוכב הוא מקור קרינה חזק שחלקה מגיעה לכדור הארץ בצורה של קרינה קוסמית.

מערכת כפולה

מחזוריות קבועה ברמות הקרינה הנמדדות מן הכוכב (קרינת אור נראה, גלי X וגלי רדיו) מצביעות על האפשרות שמדובר בכוכב כפול, בעל זמן הקפה של 5.539 שנים במסלול אקסצנטרי מאוד עם אקסצנטריות 0.9 או יותר.
ההערכה היא שמסת הכוכב המשני היא כ-30 מסות שמש. הוא פחות בהיר מהכוכב הראשי וקורן בעיקר באור אולטרה-סגול. מהנתון האחרון מסיקים כי טמפרטורת הפנים שלו היא כ-36,000-40,000 קלווין - כפולה מטמפרטורת הכוכב הראשי.

קרינת ה-X מהמערכת נוצרת ככל הנראה מהתנגשות אנרגטית בין רוחות השמש של שני הכוכבים המסיביים. כל מחזור, כאשר הכוכבים מתקרבים זה לזה מתרחש "מאורע ספקטרוסקופי" בו קווים ספקטרליים רבים מגיעים למינימום עוצמה. המאורע הספקטרוסקופי איננו ליקוי, והתרחשותו קשורה להתנגשות רוחות שני הכוכבים ותהליכי ספיחה של רוח הכוכב הראשוני על הכוכב המשני כאשר הכוכבים מתקרבים. המאורע הספקטרוסקופי האחרון התרחש ביולי-אוגוסט 2014.

 ראו גם 
 קאנופוס

 קישורים חיצוניים 

 – כתבה על הכוכב
 סקירה של מאורע ספקטרוסקופי בכוכב- יוני 2003
 האתר של אוגוסטו דמינלי
 קובץ מאמרים מדעיים על הכוכב
 סקירה מקיפה ותמונות של הכוכב
 על הכוכב והתהליכים המתרחשים בליבו
 פרסום של ESA הכולל צילומים ואנימציה של התנגשות רוחות הכוכבים



הערות שוליים

קטגוריה:היפר-ענקים
קטגוריה:משתנים כחולים ובהירים
קטגוריה:קבוצת הכוכבים שדרית
קטגוריה:כוכבים כפולים
קטגוריה:כוכבי וולף-ראייה