צביר כוכבים

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
צביר כוכבים M92 בקבוצת הרקולס

צביר כוכבים (Star cluster) הוא מצבור גדול של כוכבים, שגדלו יכול לנוע בין עשרות למיליוני כוכבים, כאשר הכוכבים בו קשורים זה לזה בהשפעת כוח כבידה הדדי. קיימים שני סוגים של צבירי כוכבים:

  • צבירי כוכבים כדוריים, המורכבים בדרך כלל מכוכבים ותיקים (Population II) הם צפופים הרבה יותר, וכוללים בדרך כלל בין מאות אלפים למיליוני כוכבים.

צבירים פתוחים מופרעים לאורך הזמן על ידי השפעה כבידתית של ענני ענק מולקולריים כשהם עוברים בגלקסיה, וחברי הצביר ימשיכו לנוע בערך באותו כיוון למרות שלא יהיו יותר כבולים על ידי הכבידה. במצב כזה הם יקראו התאגדות כוכבית או לפעמים פשוט "קבוצה נעה".

צבירים כדוריים[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – צביר כדורי

בצביר כדורי יכולים להיות בין עשרת אלפים כוכבים לכמה מיליונים המתפרשים לאורך של בין 10 ל-300 שנות אור. בדרך כלל צבירים אלה מורכבים מכוכבים ותיקים מאוד מסוג "Population II", צעירים מהיקום עצמו רק בכמה מאות מיליוני שנים. הרכב הצבירים נוטה להיות כוכבים צהובים ואדומים שמסתם היא לא יותר משתי מסות שמש. זה קורה משום שכוכבים חמים וגדולים יותר כבר התפוצצו בסופרנובות או שקרסו בתהליך של ערפילית פלנטרית והפכו לננסים לבנים. למרות זאת, ניתן למצוא מספר קטן של כוכבים כחולים שכנראה נוצרו כתוצאה של מיזוג בין כוכבים באזורים הפנימיים והצפופים מאוד בצביר.

בגלקסיה שלנו, שביל החלב, צבירים כדוריים נמצאים קרוב למרכז הגלקסיה, ומקיפים את המרכז במסלולים מאוד אליפטיים. ב-1917 האסטרונום הארלו שייפלי הגדיר את מרחקה של השמש ממרכז הגלקסיה בהתבסס על תפוצתם של הצבירים הכדוריים. עד אז לא היה מושג ברור לגבי מיקומה של מערכת השמש בגלקסיית שביל החלב.

עד לפני זמן קצר, צבירים כדוריים היו תעלומה גדולה בתחום האסטרונומיה, משום שהגילאים של החברים הוותיקים ביותר בצבירים עלו על גילו המשוער של היקום . אבל לאחרונה, שיפורים משמעותיים במדידות של מרחקים מצבירים כדוריים בעזרת לוויין היפרקוס ומדידות של קבוע האבל שדיוקן השתפר פתרו את הפרדוקס כשקבעו שהיקום מבוגר בכמה מאות מיליוני שנים מהכוכבים הוותיקים ביותר וגילו קרוב ל-13 מיליארד שנים.

בגלקסיה שלנו יש כ-150 צבירים כדוריים, שמשערים שחלקם נלכדו מתוך גלקסיות קטנות יותר שתנועתם הופרעה על ידי שביל החלב, כפי שכנראה קרה לצביר M79. ישנן גלקסיות עשירות יותר בצבירים כדוריים: גלקסיית הענק האליפטית כוללת אלפי צבירים כדוריים.

הצבירים הכדוריים הבהירים ביותר נראים לעין הבלתי מזוינת, כשהצביר הבהיר ביותר, ω בקנטאור, היה מוכר בעת העתיקה וקוטלג ככוכב עוד לפני המצאת הטלסקופ. הצביר המוכר ביותר בהמיספרה הצפונית הוא M13, שקיבל את השם צביר הרקולס.

צבירים פתוחים[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – צביר פתוח
הפלאידים - צביר פתוח בו יש דומיננטיות של כוכבים כחולים המוקפים בערפיליות

צבירים פתוחים מוגבלים כמעט תמיד לזרועות הספירליות של הגלקסיה והם רחוקים ממרכזה. לרוב הם גרמי שמיים צעירים מאוד שגילם נאמד בעשרות מיליוני שנים בלבד הנוצרים באזורי H II כגון ערפילית אוריון.

בהיותם מאוכלסים בצפיפות נמוכה יותר מאשר צבירים כדוריים, הם פחות כבולים כבידתית. צבירים פתוחים נשלטים לרוב על ידי כוכבים כחולים צעירים.

צורות ביניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

בשנת 2005 אסטרונומים גילו סוג חדש של צביר כוכבים בגלקסיית אנדרומדה, הדומה במאפייניו לצבירים כדוריים. הצביר החדש מכילים מאות אלפי כוכבים, מספר שניתן למצוא גם בצבירים כדוריים. צביר זה גם חולק מאפיינים נוספים עם הצבירים הכדוריים, כגון אוכלוסיית הכוכבים. ההבדל המשמעותי בין הסוג החדש לצבירים כדוריים הוא הגודל העצום שלהם, מאות שנות אור לאורכם, ומתוקף כך הם פחות צפופים באופן משמעותי. המרחקים בין הכוכבים בצבירים אלה הוא גדול הרבה יותר. פרמטרית, הם נמצאים בין צבירים כדוריים (מעט חומר אפל), וגלקסיה ננסית (החומר האפל דומיננטי).

עדיין לא ידוע איך צבירים אלה נוצרים, אך סביר להניח שיש דמיון בין היצירה שלהם לזו של הצבירים הכדוריים. לא ידוע למה צבירים כאלה נמצאו באנדרומדה ולא בגלקסיית שביל החלב. לא ידוע האם גלקסיית אנדרומדה היא היחידה עם צבירים מסוג זה, אך משערים שיימצאו גלקסיות נוספות המכילות צבירים כאלה.

התאגדות כוכבית[עריכת קוד מקור | עריכה]

צביר עץ חג המולד, העתיד להתפרק

ברגע שבצביר פתוח התנתקו הקשרים הכבידתיים, הכוכבים המרכיבים אותו ימשיכו לנוע במסלול דומה בחלל. מאותו רגע הם ייקראו "התאגדות כוכבית" או "קבוצה נעה". רוב הכוכבים בעגלה הגדולה הם מרכיבים לשעבר של צביר כוכבים, שהיום נקרא הקבוצה הנעה הגדולה אורסה (Ursa Major Moving Group) ונעים בדומה לתנועתם כשהיו חלק מצביר. כוכבים נוספים הנראים בשמיים כולל מנקלינן (β בעגלון), אלפֱכַּ‏‏ה (α בכתר צפוני) ו-ζ (זטא) במשולש דרומי, קשורים לקבוצה זו גם כן. השמש ממוקמת נכון להיום בקצה הזרם הזה, אך אינה שייכת לקבוצה, כך מסיקים מהמסלול הגלקטי השונה שלה, הרכבה הכימי וגילה.

התאגדות כוכבית אחרת המוכרת לאסטרונומים היא זו המקיפה את מירפק (α בפרסאוס), הבולטת מאוד כשמסתכלים על השמים דרך טלסקופ. צבירים רחוקים נעים אינם ידועים עדיין משום שעל מנת לזהותם יש לדעת את תנועתם המדויקת מראש.

חשיבות אסטרונומית של צבירי כוכבים[עריכת קוד מקור | עריכה]

מחקר על צבירי כוכבים חשוב מאוד בהרבה תחומים של אסטרונומיה. משום שכוכבים רבים נוצרו בערך באותו זמן ומשום שההבדלים בין מאפיינים של כוכבים הם רק פונקציה של מסה, תאוריות התפתחות הכוכבים העדכניות להיום מתבססות על תצפית על צבירי כוכבים פתוחים וכדוריים.

צבירים הם גם שלב חיוני בקביעת קנה המידה של היקום. כמה מהצבירים הקרובים ביותר הם קרובים מספיק כדי שאפשר יהיה למדוד את המרחקים שלהם מאיתנו בעזרת היסט. דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל יכולה להיבנות בשביל צבירים אלה להם כבר יש ערכים מוחלטים הידועים בתור ציר "רמת זוהר" (רמת זוהר בהקשר של כמות אנרגיה שגוף פולט חלקי יחידת זמן). כשיוצרים דיאגרמה דומה לצביר שמרחקו אינו ידוע, ניתן להשוות את המיקום של הרצף העיקרי לזה של הצביר הקודם ומכך להסיק ולהעריך את מרחקו. תהליך זה ידוע בשם "סינון רצף עיקרי".

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]