דגם של סביבת השמש

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

דגם של סביבת השמש - בדף זה תוכלו למצוא הוראות לבנייה עצמית של דגם של "השכונה" של השמש. הדגם מציג את מיקום הכוכבים הקרובים ביותר לשמש. לבניית הדגם עיקבו אחר הוראות ההרכבה. זמן הרכבה משוער יכול לנוע בין שעה לשעתיים, בהתאם לגיל ולמיומנות. ההסברים המופיעים להלן מהווים תמצית של הרעיונות הקשורים בבניית הדגם, ומתאימים בהיקפם לליווי לימודי של הפעילות. להסברים מקיפים יותר, יש לקרוא את המאמרים המורחבים המקושרים מדף זה.

הקדמה

כשאנו מתבוננים בשמיים מאזור חשוך, נגלות לעינינו אלפי נקודות אור. רוב נקודות האור שניתן לראות בשמי הלילה, הן כוכבים: גופים כדוריים ענקיים, הדומים לשמש שלנו, ובליבותיהם מתחוללים תהליכים המפיקים אנרגיה רבה הגורמת להם להאיר. הסיבה לכך שהכוכבים נראים כנקודות אור חלשות, היא מרחקם העצום מאיתנו. לדוגמא, הכוכב הקרוב ביותר לכדור הארץ (מלבד השמש) נקרא פרוקסימה קנטאורי ומרחקו מכדור הארץ גדול פי 270,000 מאשר המרחק של השמש מכדור הארץ. בין הכוכבים, ניתן לעיתים לראות מספר קטן של עצמים הקרויים כוכבי לכת (פלנטות, בלעז). עצמים אלו, בדומה לכדור הארץ, מקיפים את השמש שלנו בפרקי זמן של בין מספר חודשים לעשרות שנים. בניגוד לכוכבים (שמשות), אין להם אור עצמי משלהם – הם מחזירים את אור השמש הנופל עליהם. הסיבה לכך שאנו יכולים להבחין בכוכבי הלכת היא שהם מספיק קרובים אלינו. מכיוון שכוכבי הלכת מקיפים את השמש, מיקומם הנראה על כיפת השמים (ביחס לכוכבים מרוחקים) אינו קבוע. מכאן נובע שמם - הם נראים כאילו הם "הולכים" בינות הכוכבים.

כוכב הוא למעשה כדור גז גדול שבמרכזו שוררות טמפרטורות גדולות מ- 8 מיליון מעלות צלסיוס. מעל טמפרטורה זו מתרחשות ראקציות היתוך גרעיניות, ההופכות יסודות קלים ליסודות כבדים (לדוגמא מימן להליום). כידוע, אנרגיה איננה יכולה להיווצר יש מאין וחייב להתקיים מאזן אנרגיה בכל תהליך פיזיקלי. במקרה של ההיתוך הגרעיני בליבת השמש, הרי שבכל שנייה היא מאבדת כ-4 מיליון טונות ממסתה. מסה זו הופכת לאנרגיה ש"מחלחלת" לעבר שפת הכוכב בקרינהובשטף חלקיקים, ומשם היא מגיעה אלינו בין היתר בצורה של אור. הטמפרטורה בליבת השמש הינה כ- 15 מיליון מעלות, והיא נמדדה באמצעות מספר שיטות בלתי תלויות זו בזו. לעומת זאת הטמפרטורה על שפת השמש היא "רק" כ-6000 מעלות. הכוכבים אינם זהים זה לזה בעוצמת הארה שלהם ובטמפרטורה שלהם. שתי הסיבות הפיזיקליות החשובות ביותר שגורמות להבדלים בין הכוכבים הן מסתם וגילם של הכוכבים.

גלקסית שביל החלב

תנועה עצמית של כוכבי העגלה הגדולה. העיגולים מסמנים את מיקומם היחסי של כוכבי העגלה הגדולה ואילו כיווני ואורכי החיצים מראים את תנועתם היחסית ב 100,000 שנה.

כמעט כל הכוכבים שניתן לראות בעין בלתי מצוידת, כולל השמש שלנו, נמצאים במערכת ענקית, שנקראת גלקסיית שביל החלב, ובה כ- 400 מיליארד שמשות. במרכז גלקסיית שביל החלב שוכן חור שחור ענקי שמסתו כ-4 מיליון מסות שמש. השמש שלנו מקיפה את מרכז הגלקסיה אחת לרבע מיליארד שנה והיא עושה זאת במהירות של כ-250 ק"מ לשנייה. התנועה של השמש ושל שאר הכוכבים בגלקסיה סביב מרכזה של גלקסיית שביל החלב, מלווה גם בתנועה אקראית, וגורמים אלה מביאים לכך שהכוכבים למעשה משנים את מיקומם זה ביחס לזה על פני כיפת השמיים. בפועל, כתוצאה מהמרחקים הגדולים בין הכוכבים, תנועה זו של הכוכבים על פני כיפת השמיים, הקרויה תנועה עצמית היא קטנה מאד ויש להמתין זמן רב על מנת להבחין בשינויים משמעותיים במיקומם של הכוכבים בשמיים. האיור משמאל מראה את מיקומם של הכוכבים בקבוצת העגלה הגדולה כיום, והחיצים מראים את כיוון תנועתם של הכוכבים על פני כיפת השמיים, כאשר קצה החץ מציין את מיקומם עוד כ- 100,000 שנה.

מדידת מרחק לכוכבים

כאשר אנו עומדים על כדור הארץ וצופים בכוכב, תנועת כדור הארץ סביב השמש מאפשרת לנו לצפות על הכוכב מנקודות שונות לאורך המסלול של כדור הארץ ועל כן מיקום הכוכב ביחס לכוכבים רחוקים יותר ישתנה.

השיטה הבסיסית ביותר שבאמצעותה אנו מודדים מרחקים לכוכבים נקראת פרלקסה. בשיטה זו, אנו מודדים את מיקום הכוכב על פני כיפת השמיים ביחס לכוכבים הנמצאים במרחק רב ברקע, במקומות שונים לאורך מסלולו של כדור הארץ סביב השמש (ראו איור). ככל שהכוכב קרוב אלינו יותר, יהיה השינוי הזוויתי הנמדד במיקומו גדול יותר. ניתן להדגים את השיטה על ידי פשיטת היד קדימה והתבוננות על האגודל פעם בעין שמאל ופעם בעין ימין: ניתן לראות מיקום האגודל משתנה ביחס לעצמים ברקע, וכל שנרחיק את האגודל מהעין שלנו כך יהיה השינוי קטן יותר. בהשאלה - עין ימין ועין שמאל משולות למיקומו של כדור הארץ בשתי נקודות שונות לאורך מסלולו סביב השמש, האגודל משול לכוכב שבמרחקו אנו מעוניינים, והעצמים ברקע לכוכבים רחוקים. בהתבסס על שיטה זו נהוג להגדיר יחידת מרחק אסטרונומית הקרויה פרסק. פרסק אחד הינו גובהו של משולש ישר זווית שאורך בסיסו הוא המרחק הממוצע בין כדור הארץ לשמש (מרחק זה קרוי יחידה אסטרונומית) וזווית הראש שלו שווה לשניית קשת אחת (שהיא 1 חלקי 3600 של המעלה).

יחידת מרחק נוספת שבה נהוג להשתמש היא שנת אור, ששווה למרחק שהאור עובר בשנה. פרסק אחד שווה ל- 3.26 שנות אור, או ל- 206,000 יחידות אסטרונומיות או לחילופין ל-3 ואחריו 18 אפסים ס"מ. שיטת הפרלקסה מוגבלת ע"י יכולתנו למדוד זוויות קטנות. כיום ניתן למדוד באמצעותה מרחקים לכוכבים המצויים עד כמה מאות פרסק מאיתנו. בעשור הקרוב, באמצעות לווינים חדשים, יהיה ניתן למדוד את הפרלקסה לכוכבים רחוקים פי 100 מאלו שניתן למדוד כיום. שיטת הפרלקסה משמשת לכיול של שיטות אחרות למדידת מרחק ועל כן היא הבסיס בכיול סולם המרחקים ביקום.


הכוכבים הקרובים לשמש

בקרבת השמש מצויים מספר כוכבים, חלקם בהירים וחלקם כה חלשים עד שיש צורך בטלסקופ על מנת להבחין בהם. בטבלה הבאה תוכלו למצוא רשימה של כל הכוכבים שנמצאים במרחק של עד 10 שנות אור מהשמש. בטבלה מופיע שמו של הכוכב, מרחקו מהשמש (בשנות אור), סוגו הספקטרלי שמייצג את הטמפרטורה השוררת על פני השטח של הכוכב וכן בהירותו הנראית והמוחלטת. בהירות הכוכב נמדדת ביחידות בהירות הנהוגות באסטרונומיה הקרויות "דרגת בהירות" או "מגניטוד". בסולם זה, ככל שהכוכב בהיר יותר אזי המגניטוד שלו נמוך יותר. למשל בהירותו הנראית של הירח במילאו הוא כ- -13 ואילו של הכוכב החיוור ביותר שבו ניתן להבחין בעין בלתי מצוידת באזור בו השמיים חשוכים מאד הוא 6 . בניגוד לבהירות נראית שמציינת את הבהירות של העצם שנמדדת ע"י הצופה, בהירות מוחלטת מציינת את בהירות הכוכב אילו הוא היה במרחק של 10 פרסק מהצופה. עוד מופיעים בטבלה נתוני עזר שיעזרו לכם לבנות את הדגם של ה"שכונה" של השמש. צבע – מציין את צבעו של החרוז שמייצג את צבעו (או טמפרטורת פני השטח) של הכוכב, כאשר צבע לבן מתייחס לכוכבים חמים שטמפרטורת פני השטח שלהם גדולה מ 10,000 מעלות, צהוב לכ 5000 עד 6000 מעלות ואדום לכ 4000 מעלות. גודל מציין את גודלו היחסי של הכוכב (ועל כן של החרוז). שלושת הטורים האחרונים מציינים את מיקום הכוכב Z Y X בס"מ במערכת צירים קרטזית (ביחס למישור גלקסיית שביל החלב) שבה מרכז הקרטון שעליו נתלים הכוכבים (ראו להלן) הוא בקאורדינאטות 0 על 0 על 0 ואילו השמש היא ב 0 על 0 על 20 ס"מ. שימו לב שרוב הכוכבים בטבלה הינם חלשים ולא ניתן לראותם בעין בלתי מצויידת. למעשה רוב הכוכבים בגלקסיה שלנו הינם כוכבים חלשים וקטנים מסוג זה. חלק מהכוכבים בטבלה חיים יחדיו בחלל ונקראים כוכבים כפולים. לדוגמא סיריוס A וסיריוס B הינם מערכת כפולה שבה בני הזוג מקיפים זה את זה אחת ל 50 שנה.

הכוכבים הקרובים לשמש
שם הכוכב סוג ספקטרלי מרחק [שנות אור] בהירות נראית בהירות מוחלטת צבע החרוז גודל החרוז X [ס"מ] Y [ס"מ] Z [ס"מ]
השמש G2V 0 -26.73 4.7 צהוב בינוני 20.000 0.000 0.000
פרוקסימה קנטאורי M5e 4.22 11.05 15.49 אדום קטן -5.939 -6.008 20.036
אלפא קנטאורי A G2V 4.35 0.01 4.38 צהוב בינוני 6.120 -6.191 20.037
אלפא קנטאורי B K0V 4.35 1.34 5.71 צהוב בינוני 6.120 -6.191 20.037

V2500 Oph

M5

5.98

9.55

13.23

אדום

קטן

9.957 5.955 17.110

CN Leo

M6

7.79

13.45

16.56

אדום קטן -3.794 -7.800 7.050
ׁHD95735

M2Ve

8.20

7.48

10.48

אדום

קטן

-6.799 -0.590 5.076

UV Cet

M5.5e

8.56

12.57

15.47

אדום

קטן

-4.205 0.339 36.599

BL Cet

M5.5e

8.56

12.70

15.60

אדום קטן -4.205 0.339 36.599

סיריוס A

A1V 8.57 -1.43 1.47

לבן

גדול

-11.502 -12.429 22.645

סיריוס B

DA2 8.57 8.44 11.34 לבן

קטן מאד

-11.502 -12.429 22.645

V1216 Sgr

M4.5e

9.55

10.46

13.12

אדום

קטן 18.443 3.688 23.411


הוראות לבניית הדגם

רכשו בחנות סדקית חרוזים בגדלים שונים ובצבעים שונים (רצוי לבן, צהוב ואדום). כמו כן יש צורך בחוט דייג או כל חוט שקוף, דבק פלסטיק, סרגל (או נייר מילמטרי), וכן בפיסת קרטון בגודל 40 על 40 ס"מ. בדגם, כל כוכב, מיוצג על ידי חרוז, משתלשל בחוט דיג מפיסת הקרטון. אורך חוט הדיג מצוין ע"י הטור " Z " בטבלה. ואילו המיקום ביחס למרכז הקרטון שממנו יוצא חוט הדיג מצויין בטבלה ב " X " ו " Y . לכל כוכב התאימו את צבע החרוז לצבעו של הכוכב ואת גודל החרוז לגודלו של הכוכב. על מנת לסמן את המיקום על הקרטון שממנו יש לתלות את הכוכב, מדדו ממרכז הקרטון (הנקודה שממנה משתלשלת השמש), את מיקומו של כל כוכב ( X ו Y בטבלה). לסירוגין, ניתן להשתמש בנייר מילמטרי ובכך לחסוך את המדידות... במידה ואתם מעוניינים לשנות את קנה המידה של הדגם, כל שיש לעשות או להכפיל את הטורים XYZ בפקטור שמגדיל או מקטין את קנה המידה. בקנה המידה המצוין בטבלה שנת אור אחת שווה ל 2 ס"מ.

חלק מהכוכבים בטבלה הינם כוכבים כפולים (לדוגמא סיריוס) או משלושים (לדוגמא אלפא קנטאורי). במקום לתלות את הכוכבים הללו על חוטים נפרדים, ניתן להדביקם זה לזה באמצעות דבק פלסטי ולתלותם על חוט בודד.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


ערן אופק