צביר פתוח

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
הפליאדות הם אחד מהצבירים הפתוחים הידועים ביותר

צביר פתוח הוא צביר כוכבים המכיל מעשרות ועד אלפי כוכבים הנמצאים בתחום מצומצם של עשרות שנות אור. כוכבי הצביר נוצרו בערך באותו הזמן מענן של גז ואבק בין כוכבי שנדחס תחת כבידתו העצמית. צבירים פתוחים הם לרוב חסרי צורה מוגדרת, בעלי צפיפות כוכבים נמוכה והם נמצאים במישור של דיסקת הגלקסיה, זאת לעומת צבירים כדוריים שצורתם כדורית, צפיפותם גבוהה בהרבה והם מפוזרים מחוץ למישור של דיסקת הגלקסיה. בשל צפיפותם הנמוכה ומיקומם במישור הגלקסיה, כוחות המשיכה בין כוכבי הצביר חלשים ביחס לכוחות המשיכה שמפעילים עליהם כלל כוכבי הגלקסיה ולכן צבירים פתוחים הולכים ומתפשטים עד להתפרקותם המוחלטת. אורך החיים של צבירים פתוחים הוא מעשרות ועד מאות מיליוני שנים בלבד ולכן הכוכבים הנמצאים בצביר הם כוכבים צעירים יחסית ובולטים בנוכחותם כוכבים מסיביים וחמים מסוג ספקטרלי B ו-O, שתוחלת חייהם קצרה.

היווצרות[עריכת קוד מקור | עריכה]

ערפילית אוריון באור נראה (משמאל) ובאור תת-אדום (מימין) בו ניתן להבחין בצביר הפתוח שנוצר בתוך הערפילית

כוכבים נוצרים מקריסה של חומר בין-כוכבי תחת כבידתו העצמית. בתוך עננים של גז ואבק נוצרים שינויים בצפיפות החומר כתוצאה מגלי הלם של סופרנובות או מהשפעות כוח הכבידה של גופים מחוץ לענן. אזורים בעלי צפיפות גדולה יותר המושכים אליהם חומר נוסף מהענן ומגדילים עוד את צפיפותם עד ליצירת אזורים דחוסים שבהם נוצרים כוכבים. הכוכבים הנוצרים באופן הזה הם מסיביים למדי, בעלי מסה של 10-20 מסות שמש. טמפרטורת פני השטח שלהם היא מעל ל-20,000 קלווין כך שרוב הקרינה הנפלטת מהם היא בתחום העל-סגול והיא גורמת ליינון מולקולות הגז הסובב את כוכבי הצביר וענן הגז הופך לאזור H II היוצר ערפילית פליטה. לחץ הקרינה של הכוכבים ורוח השמש החזקה שמאפיינת כוכבים מסיביים וחמים מפזרים את הגז והאבק ומונעים יצירה של כוכבים חדשים. הכוכבים המסיביים ביותר הופכים לסופרנובה בתוך עשרות מיליוני שנים ומאיצים את התפרקות הענן שיצר את הצביר. הפסקת יצירת הכוכבים גורמת לכך שכמעט כל כוכבי הצביר הם באותו הגיל.

לעתים נוצרים בענן אחד שני צבירים נפרדים המקיפים זה את זה. דוגמה ידועה לצביר כפול כזה הוא הצביר הכפול בקבוצת הכוכבים פרסאוס המורכב מהצבירים הפתוחים NGC 869 ו-NGC 884.

מבנה וסיווג[עריכת קוד מקור | עריכה]

צבירים פתוחים מורכבים לרוב מליבה בקוטר של שנות אור ספורות ושבה צפיפות הכוכבים גדולה יותר (כ-1.5 כוכבים לשנת אור מעוקבת, להשוואה בסביבת השמש צפיפות הכוכבים היא כ-0.003 כוכבים לשנת אור מעוקבת) המוקפת ב"הילה" של כוכבים פחות צפופים ושמשתרעת למרחק של עשרות שנות אור מהליבה. הצבירים מראים שונות גדולה במספר הכוכבים, צפיפותם והתפלגות הבהירות שלהם. האסטרונום רוברט טרמפלר יצר שיטת סיווג לצבירים פתוחים הבנויה משלושה פרמטרים:

  • צפיפות הכוכבים - מצוינת בספרות רומיות מ-I (צפיפות גבוהה ביותר) ל-IV (צפיפות נמוכה)
  • השונות בבהירות הכוכבים - מצוינת בספרות הודיות-ערביות מ-1 (שונות נמוכה) ל-3 (שונות גדולה)
  • מספר הכוכבים בצביר - מצוין באותיות הלטיניות p (צביר דל), m (צביר בינוני) ו-r (צביר עשיר)

בנוסף מציינים באות n את קיומה של ערפילית סביב הצביר.

לדוגמה, צביר הפליאדות מסווג כ-I,3,r,n וצביר הפרפר מסווג כ-III,2,p.

התפתחות[עריכת קוד מקור | עריכה]

צבירים צעירים מתאפיינים בכוכבים מסוג ספקטרלי B ו-O. אלו הכוכבים המסיבים והבהירים יותר בצביר ולכן ניתן להבחין בהם ממרחק רב, כך שמרבית הצבירים הפתוחים שמוכרים כיום נראים כמורכבים בעיקר מכוכבים אלו. בצבירים קרובים יותר ניתן להבחין גם בכוכבים פחות חמים ובהירים. לכוכבים המסיביים תוחלת חיים של עשרות עד מיליוני שנים בלבד שלאחריה הם הופכים לסופרנובות ומסיימים את חייהם. בעוד שצבירים דלילים עשויים להתפרק בתוך תקופה של עשרות מיליוני שנים בלבד עוד לפני שהכוכבים יסיימו את חייהם, צבירים עשירים וצפופים יותר מחזיקים מעמד זמן רב יותר ואוכלוסיית הכוכבים שלהם מורכבת מכוכבים לבנים וצהובים מסוגים ספקטרלים A ו-F. בצבירים צפופים במיוחד מתרחשות התנגשויות של כוכבים בעלי מסה בינונית וכן קריסות של מערכות מרובות כוכבים, שמהן נוצרים כוכבים מסיביים יותר המכונים "כחולים מתעכבים", שכן אלו כוכבים שלכאורה אורך חייהם קטן בהרבה מגילו של הצביר, ורק יצירתם המאוחרת מאפשרת את קיומם.

גם הצבירים הצפופים והעשירים יותר נוטים להתפרק בתוך מאות מיליוני שנים לכל היותר. להתפרקות מספר סיבות: התפזרות הגז והאבק של הענן המקורי מפחיתה את מסת הצביר ומקטינה את מהירות המילוט מהצביר ובכך מאפשרת לכוכבים המהירים שבצביר לעזוב אותו. מצבים של "כמעט התנגשות" בין כוכבי הצביר עשויים להעניק לאחד הכוכבים מהירות גבוהה ממהירות המילוט על חשבון הכוכב השני ובכך להביא ליציאתו. מעבר של הצביר בסמוך לענן של חומר בין כוכבי אחר עשויה לגרום לפרוק הצביר כתוצאה של כוחות גאות ושפל. לאחר התפרקות הצביר הכוכבים שיצאו ממנו אינם קשורים עוד גרוויטציונית זה לזה, אך חלק מהם שומרים על כיוון ומהירות התנועה המקוריים של הצביר ויוצרים קבוצת כוכבים שמתאפיינת בגיל דומה, מתכתיות דומה, מרחק דומה מכדור הארץ וכאמור, תנועה בכיוון ובמהירות דומים. דוגמה לקבוצה כזאת היא הקבוצה הנעה של הדובה הגדולה שכוללת כ-14 כוכבים שלכולם אותן התכונות האמורות.

תצפית ומחקר[עריכת קוד מקור | עריכה]

קיומם של צבירי הפליאדות וההיאדות היה ידוע עוד מימי קדם. צבירים פתוחים אחרים נראו לעין ככתמים מעורפלים ורק עם המצאת הטלסקופ התברר שמדובר בצבירי כוכבים. האסטרונום האיטלקי ג'ובאני בטיסטה אודיירנה היה ככל הנראה הראשון שזיהה צבירים באמצעות טלסקופ ותיאר את צביר הפרפר בשנת 1654. שארל מסיה כלל בקטלוג מסיה בשנת 1771 26 צבירים פתוחים. שיקולים הסתברותיים פשוטים הראו שאין זה סביר שכוכבי הצביר מסודרים כך באקראי ולכן כבר במאה ה-18 שיערו שכוכבי הצביר הם אכן קרובים זה לזה ונמצאים בערך באותו המרחק מכדור הארץ. שיטות התצפית המתקדמות של המאה ה-20 הראו שכוכבי הצבירים נעים יחד באותו הכיוון ובאותה המהירות והמחקר על התפתחות הכוכבים גילה שהם גם בני אותו הגיל. מדידות מדויקות של המרחק לכוכבי הצבירים הקרובים הוכיח באופן סופי שאכן מדובר בצבירי כוכבים.

נושא מחקר חשוב הוא מדידת המרחק אל צבירים פתוחים רחוקים. לשם כך ניתן להשוות את דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל של כוכבי הצביר לדיאגרמות של צבירים אחרים שמרחקם ידוע וממנה לחשב את הבהירות המוחלטת של הכוכבים וכך להעריך את המרחק אליהם. בצבירים המכילים כוכבים בשלבי התפתחות מתקדמים ניתן למצוא כוכבים משתנים כמו משתנים קפאידיים או משתני RR בנבל, שמקצב השתנותם ניתן לחשב את בהירותם המוחלטת וכך למצוא את מרחקם ולהעריך את המרחק אל הצביר המכיל אותם. באופן הזה ניתן גם למדוד מרחקים לצבירים הנמצאים בגלקסיות שכנות ובכך לגלות את מרחקן של הגלקסיות עצמן משביל החלב.

כיום ידועים מעל ל-1,000 צבירים פתוחים בשביל החלב, אך מכיוון שכמעט כולם נמצאים במישור דיסקת הגלקסיה, קיימים מן הסתם רבים נוספים שלא ניתן לראותם בשל ענני האבק והגז שמרכיבים את הדיסקה והערכות נעות עד 10,000 צבירים פתוחים. הצביר הרחוק ביותר שנצפה בשביל החלב נמצא במרחק של כ-50,000 שנות אור ממערכת השמש. צבירים פתוחים נצפו בגלקסיות שכנות ומתצפיות אלו נראה שבגלקסיות ספירליות הצבירים הפתוחים נמצאים בזרועות הגלקסיה ובגלקסיות לא סדורות הם יכולים להמצא בכל מקום, אך נפוצים באזורים שבהם צפיפות החומר גבוהה. בגלקסיות אליפטיות לא נצפים צבירים פתוחים, שכן בגלקסיות אלו כמעט שלא מתרחשת יצירת כוכבים חדשים והצבירים שהיו כבר התפזרו.

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]