אלפא במזבח – הבדלי גרסאות

α במזבח הוא כוכב [[הסדרה הראשית]] מ[[סיווג ספקטרלי|סוג ספקטרלי]] B2 Vne כאשר התוספת '''ne''' משמעותה שלכוכב [[ספקטרום פליטה]] ו[[ספקטרום בליעה]] כאשר הפסים [[הרחבות ספקטרליות|רחבים]] כתוצאה מחומר שנע במהירות גבוהה סביב הכוכב. מסתו של α במזבח מוערכת בכ-9.6 [[מסת שמש|מסות שמש]] ורדיוסו כ-4.8 [[רדיוס שמש|רדיוסי שמש]]. טמפרטורת פניו היא כ-18,000 [[קלווין]] והוא קורן בעוצמה גדולה פי 380 מעוצמתמ[[עוצמת הארה|עוצמת ההארה]] של [[השמש]] ב[[אור נראה]], אך בשל טמפרטורת פניו הגבוהה כמעט כל קרינתו היא בתחום ה[[על-סגול]], כך שעוצמת הארתו הכוללת היא למעשה פי 5,800 מזו של השמש.{{הערה|שם=First}} בדומה לכוכבים אחרים מסוגו, α במזבח [[סיבוב עצמי של כוכב|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.{{הערה|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: [https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/10/aa4848-06.pdf 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)}} 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 [[יינון|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 [[כוכב משתנה|משתנה]] במספר עשיריות של דרגת בהירות בתדירות של כמעט יממה אחת (כ-23.5 שעות),{{הערה|1=General Catalogue of Variable Stars: [http://www.sai.msu.su/gcvs/cgi-bin/ident.cgi?cat=BAY+&num=ara+alf α Arae]}} תדירות שתואמת את תדירות הסיבוב של הכוכב על צירו. השתנות דומה נצפתה בכוכבים נוספים מסוג זה, אך לא ברור מהו המנגנון שגורם לה.