צביר כדורי

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
הצביר הכדורי ω בקנטאור

צביר כדורי הוא צביר כוכבים המכיל מאות אלפי כוכבים המוחזקים יחד על ידי כוחות הכבידה ההדדיים. צבירים כדוריים מורכבים בדרך כלל מכוכבים זקנים בעלי מתכתיות נמוכה, שנוצרו בזמן יצירת הגלקסיה או זמן קצר לאחר מכן. מחוגו של צביר כדורי טיפוסי הוא בין מאה למאתיים שנות אור.

צבירים כדוריים התגלו בגלקסיות רבות.[1] הם נמצאים בהילת הגלקסיה (כלומר מחוץ למישור דיסקת הגלקסיה). ומקיפים את מרכז הגלקסיה. משערים כי בשביל החלב יש כ-180 צבירים כדוריים, מתוכם התגלו 150.[2] בגלקסיית אנדרומדה התגלו כ-450 צבירים כדוריים[3] ויש גם גלקסיות שלהן מעל ל-10,000 צבירים כדוריים.[1] תצפיות עדכניות הראו שצבירים כדוריים עשויים לעבור מגלקסיות לוויין לגלקסיית האם, למשל מהגלקסיה הננסית בקשת לשביל החלב.[4]

חקירת הצבירים הכדוריים חשובה להערכת גילן של הגלקסיות ותהליך יצירתן, משום שהם נמנים עם גרמי השמיים הוותיקים ביותר ביקום. שקלול גיל הכוכבים בצבירים הכדוריים של שביל החלב מצביע על סדר גודל של כ-13 מיליארד שנים, ומכאן שגלקסיית שביל החלב והצבירים הכדוריים שבה נוצרו זמן קצר יחסית לאחר המפץ הגדול. על אף שכוכבי הצבירים הכדוריים הם בין הראשונים שנוצרו בגלקסיה, עדיין לא ברור תהליך ההיווצרות של צבירים כדוריים וחלקו בתהליך היווצרות הגלקסיות. למשל, לא ברור לחלוטין האם צבירים כדוריים נוצרים באופן דומה להיווצרותן של גלקסיות ננסיות הנלוות לעתים לגלקסיות גדולות או שהם נוצרים כחלק מתהליך היווצרות הגלקסיות עצמן.

היסטוריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

צבירים כדוריים בהירים כמו ω בקנטאור נצפו כבר בעת העתיקה, אך זוהו ככוכבים רגילים. בשנת 1665 זיהה האסטרונום הגרמני החובב יוהאן אברהם איהל ש-M22 אינו כוכב אלא גרם שמים מעורפל ולא נקודתי. באופן דומה זוהו כערפיליות ω בקנטאור בשנת 1677 וצביר הרקולס בשנת 1714 על ידי אדמונד היילי ו-M5 בשנת 1702 על ידי האסטרונום הגרמני גוטפריד קירש. בשנת 1764 זיהה שארל מסיה את M4 (שזוהה כערפילית בשנת 1746 על ידי ז'אן פיליפ דה שסו) כצביר כוכבים וזו הייתה הפעם הראשונה שזוהה צביר כדורי ככזה. רק בשנות ה-80 של המאה ה-18 זיהה ויליאם הרשל את 28 הצבירים הכדוריים שבקטלוג מסיה ועוד 5 צבירים נוספים ככאלה. כמו כן גילה הרשל עוד 37 צבירים כדוריים חדשים, כולם נכללו בקטלוג גרמי השמיים העמוקים שפרסם בשנת 1789, ובו גם טבע הרשל את המונח "צביר כדורי" (Globular Cluster).‏[5] עם השנים המשיכו להתגלות צבירים כדוריים נוספים והיום ידועים כ-150 מהם בשביל החלב ועשרות אלפים בגלקסיות אחרות.[1]

בשנת 1914 החל האסטרונום האמריקני הארלו שייפלי בחקר של צבירים כדוריים. הוא זיהה בצבירים כוכבים משתנים מסוג משתני RR בנבל, אותם חשב בטעות למשתנים קפאידיים ועל פי הקשר בין זמן המחזור לבהירות המוחלטת של הכוכבים, העריך את המרחק לצבירים אלו. מאוחר יותר התברר שמכיוון שמשתני RR בנבל עמומים יותר מאשר משתנים קפאידיים רגילים, הערכת המרחק לצבירים הייתה גבוהה מדי. שייפלי גם הניח שהצבירים מפוזרים בכדור סביב מרכז הגלקסיה ועל סמך המרחק לצבירים העריך את מרחקה של השמש ממרכז הגלקסיה. למרות שגם הערכה זו הייתה גדולה מהמרחק האמיתי, היא הראתה שגלקסיית שביל החלב גדולה בהרבה מההערכות שהיו מקובלות עד אז ושהשמש רחוקה ממרכז הגלקסיה.

תכולה[עריכת קוד מקור | עריכה]

דיאגרמת HR של הצביר הכדורי M3
הכיפוף ימינה הוא המעבר מכוכבי הסדרה הראשית לתת-ענקים ולענקים ובצד שמאל למעלה כוכבים כחולים מתעכבים

צבירים כדוריים מורכבים ממאות אלפי כוכבים הנשארים קשורים כבידתית זה לזה לאורך חיי הצביר. כוכבים עוזבים את הצביר רק כאשר פועלים עליו כוחות גאות ושפל חזקים, למשל כתוצאה ממעבר קרוב למרכז הגלקסיה שאותו הוא מקיף. צבירים כדוריים לא מכילים חומר בין-כוכבי, שככל הנראה נלכד כולו בכוכבי הצביר, כך שלא מתרחשת בהם יצירת כוכבים חדשים. כמעט כל כוכבי הצביר הם זקנים והמתכתיות שלהם נמוכה - דבר שמעיד על היותם כוכבי אוכלוסייה II - הכוכבים העתיקים ביותר שעדיין קיימים.

צבירים כדוריים מסוימים כמו ω בקנטאור מכילים מיליוני כוכבים ומשערים שהם שרידי הליבה של גלקסיה ננסית שהסתפחה לשביל החלב ובתהליך ההסתפחות התפזרו הכוכבים שמחוץ לליבה ברחבי שביל החלב. לחלק מהצבירים, כמו צביר פגסוס, ליבה דחוסה ביותר שלא ניתן לראותה באופן ישיר בשל צפיפות הכוכבים שסביבה. בחלק מהמקרים ניתן להבחין בקרינת X היוצאת מהליבה ומשערים שבמרכז הצביר נמצא חור שחור. בשל הצפיפות הגבוהה מתרחשות בצבירים התנגשויות בין כוכבים שגורמות לתופעות מיוחדות. התנגשות של שני כוכבי הסדרה הראשית בעלי מסה בינונית עשויה ליצור כוכב חדש בעל מסה גבוהה וסיווג ספקטרלי B, שאורך חייו קצר - עשרות עד מאות מיליוני שנים בלבד, בעוד שכוכבי הצביר הם כוכבים זקנים בהרבה. כוכבים אלו נקראים "כוכבים כחולים מתעכבים". תופעה אחרת שנגרמת מהתנגשויות בליבת הצבירים, היא התמזגות של מערכת מרובת כוכבים לכוכב מסיבי יחיד. כתוצאה של שימור התנע הזוויתי לכוכב החדש שנוצר מהירות סיבוב עצמי גבוהה למדי ובשל מסתו הגדולה הוא מסיים את חייו בסופרנובה שלאחריה נשאר כוכב נייטרונים בעל מהירות סיבוב עצומה, שיוצרת פולסר בעל זמן מחזור של אלפיות השנייה.

בניגוד לכוכבי הגלקסיה שרובם נמצאים על הסדרה הראשית, הכוכבים של צבירים כדוריים יוצרים התפלגות שונה על דיאגרמת HR. כמעט כל כוכבי הסדרה הראשית הם כוכבים פחות חמים, עד סוג ספקטרלי F ולמעט כוכבים כחולים מתעכבים, אין כמעט בצבירים כוכבים מסוגים ספקטרלים B ו-O ורק מעט כוכבים מסוג ספקטרלי A. לעומת זאת יש בצבירים הרבה כוכבים בענף הענקים והתת-ענקים שיצאו כבר מהסדרה הראשית לשלבי התפתחות מתקדמים יותר.

מבנה וסיווג[עריכת קוד מקור | עריכה]

צפיפות הכוכבים בצבירים כדוריים היא גבוהה למדי - מאות אלפי ואפילו מיליוני כוכבים בכדור שרדיוסו פחות מ-200 שנות אור, ששקולים לצפיפות של כ-0.03 כוכבים לשנת אור מעוקבת. בליבת הצביר הצפיפות גבוהה בהרבה ועשויה להגיע ל-30 כוכבים בשנת אור מעוקבת.[6] הארלו שייפלי ביחד עם הלן סוייר סיווגו את הצבירים ב-12 מחלקות על פי צפיפותם. הצבירים הצפופים ביותר משויכים למחלקה I והמרווחים ביותר למחלקה XII.

הצבירים הכדוריים ניתנים לאפיון על פי מספר קריטריונים: רדיוס הליבה (rc), רדיוס מחצית המסה (rm - הרדיוס שבו מוכלת מחצית ממסת הצביר), רדיוס מחצית ההארה (rh - הרדיוס שממנו נפלטת מחצית מכמות האור של הצביר), הרדיוס הנראה של הצביר (r) ורדיוס הכבידה של הצביר (rt - הרדיוס שבו המשיכה של הצביר גוברת על משיכת הגלקסיה). ככל שהיחס בין רדיוס מחצית ההארה או רדיוס מחצית המסה ובין הרדיוס הנראה או רדיוס הכבידה של הצביר קטן יותר, כך הצביר דחוס וצפוף יותר. לדוגמה, רדיוס מחצית המסה של הצביר הכדורי M3 הוא 12% בלבד מהרדיוס הנראה שלו, כך שזהו צביר דחוס למדי.

בעוד שבמרבית הצבירים הבהירות עולה ככל שמתקרבים לליבה עד מרחק מסוים ממנה ואז נשארת קבועה עד למרכז הצביר, הרי שבכ-20% מהצבירים הבהירות ממשיכה לעלות ככל שמתקרבים למרכז הצביר. ההסבר לכך הוא תהליך של "קריסת הליבה" שגורם לכך שהכוכבים המסיביים יותר בצביר מתקרבים למרכז הצביר בעוד שהמסיביים פחות מתרחקים ונוצרת הפרדה מרחבית של הכוכבים על פי המסה שלהם. הכוכבים המסיביים יותר הם גם בעלי בהירות מוחלטת גדולה יותר ולכן מרכז הצביר פולט יותר קרינה באופן משמעותי מהאזורים שמסביבו.[7]

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 W. E. Harris: GLOBULAR CLUSTER SYSTEMS IN OTHER GALAXIES
  2. ^ Milky Way Globular Clusters באתר SEDS
  3. ^ A. Alves-Brito, D. A. Forbes, J. T. Mendel, G. K. T. Hau & M. T. Murphy: The Outer Halo Globular Clusters of M31 p. 1
  4. ^ D. I. Dinescu, S. R. Majewski, Terrence M. Girard & K. M. Cudworth: The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
  5. ^ Globular Star Clusters, באתר SEDS
  6. ^ J. Talpur: A guide to GLOBULAR CLUSTERS
  7. ^ B. W. Murphy: A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters