גומייסה – הבדלי גרסאות

גומייסה הוא כוכב [[הסדרה הראשית]] כחול מ[[סיווג ספקטרלי|סוג ספקטרלי]] B8 Ve, עם מסה של כ-3.5 [[מסת שמש|מסות שמש]] ורדיוס של כ-2.8 [[רדיוס שמש|רדיוסי שמש]] בקטבים ולמעלה מ-4 רדיוסי שמש בקו המשווה, זאת בשל מהירות סיבוב גבוהה מאוד שעומדת על לפחות 270 קילומטר בשנייה, קרוב לגבול שמעליו הכוכב מתפרק.{{הערה|שם=Multitechnique}} בשל השוני ברדיוס גם טמפרטורת פני הכוכב אינה אחידה והיא גבוהה יותר בקטבים ומגיעה שם ל-13,700 [[קלווין]] לעומת כ-8,000 קלווין סביב קו המשווה. [[עוצמת הארה|עוצמת ההארה]] של הכוכב היא בערך פי 150 מעוצמת ההארה של [[השמש]] ב[[אור נראה]] ובערך פי 185 בצרוף הקרינה ה[[על-סגול]]ה. בשל מהירות הסיבוב הגבוהה הכוכב מעיף חומר מפניו ויוצר דיסקת אבק המקיפה אותו ומגיעה למרחק של פי 35 מרדיוס הכוכב (כ-140 רדיוסי שמש).{{הערה|שם=Multitechnique}} הקרינה העל-סגולה הנפלטת מהכוכב [[יינון|מייננת]] את החומר בדיסקה וגורמת ל[[ספקטרום פליטה]] של [[מימן]], ובשל כך התוספת '''e''' לסוג הספקטרלי. בעבר דווח שבהירותו של גומייסה משתנה{{הערה|1=W. M. Smart: [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1936MNRAS..96..258S&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf On a suspected variation in the light of β Canis Minoris], Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 96, p. 258 (1936)}} והוא סווג כ[[משתנה גמא בקסיופאה|משתנה γ בקסיופאה]],{{הערה|1=General Catalogue of Variable Stars: [http://www.sai.msu.su/gcvs/cgi-bin/search.cgi?search=bet+CMi β Canis Minoris]}} אך מדידות עדכניות יותר לא זיהו שינויים בבהירותו.{{הערה|H. Bozic, M. Muminovic, K. Pavlovski, M. Stupar, P. Harmanec, J. Horn & P. Koubsky: [http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVSpdf?2123 No Rapid Variability Observed for the Be Stars HD 58050 and β CMi], Information Bulletin on Variable Stars, No. 2123, #1 (1982)}} לעומת זה זוהו פעימות לא רדיאליות שגורמות לשינויים מזעריים של כאלפית דרגת בהירות בתדירות של 7-8 שעות, תופעה שמוכרת בכוכבים נוספים מסוג זה.{{הערה|H. Saio, C. Cameron, R. Kuschnig, G. A. H. Walker, J. M. Matthews, J. F. Rowe, U. Lee, D. Huber, W. W. Weiss, D. B. Guenther, A. F. J. Moffat, S. M. Rucinski & D. Sasselov: [http://iopscience.iop.org/article/10.1086/509315/pdf MOST Detects g-Modes in the Late-Type Be Star β Canis Minoris (B8 Ve)], The Astrophysical Journal, Vol. 654, Iss. 1, p. 544 (2007)}} בשנת [[2017]] דווח על שינויים מחזוריים קטנים ב[[מהירות רדיאלית|מהירות הרדיאלית]] של הכוכב שמצביעים על אפשרות לקיומו של בן זוג עמום עם מסה נמוכה של פחות מחצי מסת שמש, שמקיף את גומייסה בזמן מחזור של כ-170 ימים, אך לא נמצאו עדויות ישירות לקיומו של בן זוג כזה.{{הערה|N. Dulaney, N. D. Richardson, C. J. Gerhartz, J. E. Bjorkman, K. S. Bjorkman, A. C. Carciofi, R. Klement, L. Wang, N. D. Morrison, A. D. Bratcher, J. J. Greco, K. K. Hardegree-Ullman, L. Lembryk, W. L. Oswald & J. L. Trucks: [https://arxiv.org/pdf/1701.05201.pdf A Spectroscopic Orbit for the late-type Be star β CMi], The Astrophysical Journal, Vol. 836, Iss. 1, article id. 112 (2017)}} ייתכן שבן הזוג הוא [[ננס לבן]] עמום מכדי להראות וייתכן שמדובר בכוכב שהיה בעבר המסיבי מבין השניים וכאשר עזב את הסדרה הראשית, התנפח והפך ל[[ענק אדום]], איבד את רוב מסתו לטובת בן זוגו. עם זאת, ייתכן שהשינויים שנמדדו נובעים משינויים בכוכב עצמו ולמעשה אין לו כלל בן זוג.