צביר כוכבים כדורי

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
הצביר הכדורי M92. צילום: מצפה הכוכבים ע"ש וייז.

צביר כוכבים כדורי או צביר כוכבים סגור (באנגלית: Globular Star Cluster) הינו אוסף של כ-10,000 עד מיליון כוכבים הקשורים כבידתית זה לזה וחיים באזורים שגודלם איננו עולה בדרך כלל על כ 200 שנות אור. בגלקסית שביל החלב כל הצבירים הכדוריים זקנים וגילם כגיל הגלקסיה. בגלקסיות אחרות קיימים צבירים כדוריים צעירים שנוצרו באזורי יצירת כוכבים גדולים במיוחד. בתמונה משמאל, הצביר הכדורי M92.

בגלקסיות מסוימות, כגון גלקסיות אליפטיות ענקיות המצויות במרכזי צבירי גלקסיות נצפים לעיתים אלפי צבירים כדוריים.

בגלקסיית שביל החלב ידועים קרוב ל-200 צבירים כדוריים, הגדול שבהם אומגה קנטאורוס, "זוהה" ככוכב עוד לפני המצאת הטלסקופ.

ככל הנראה הצביר הכדורי הראשון שזוהה כצביר הינו M22, בשנת 1655. קטלוג מסייה מכיל 29 צבירים כדוריים. בסוף המאה ה-18, וויליהם הרשל הכפיל את מספר הצבירים הכדוריים הידועים, לאחר שגילה 37 צבירים כדוריים חדשים.

התפלגות הצבירים בגלקסיה

התפלגות הצבירים הכדוריים בגלקסיית שביל החלב על פני כיפת השמיים. המפה מוצגת בקורדינאטות משווניות ובהיטל שווה שטח.

בשנים 1916-1917, צילם האסטרונום הרלו שייפלי (Harlow Shapley) צבירים כדוריים באמצעות הטלסקופ 60 אינצ' במצפה הר-וילסון. שייפלי הבחין כי רוב הצבירים מרוכזים באזור קבוצת הכוכבים קשת. תחת ההנחה שהצבירים מפולגים באופן אחיד סביב מרכז הגלקסיה, שייפלי הסיק כי השמש מצוייה הרחק ממרכז הגלקסיה וזאת בניגוד לדעה הרווחת באותו זמן שהתבססה על ספירת כוכבים בכיוונים מסוימיים בשמיים. שייפלי עשה שימוש בהתפלגות הצבירים על מנת לחשב את המרחק שלנו ממרכז הגלקסיה. המרחק שמצא היה גדול פי 2 מהמרחק האמיתי וזאת מאחר ולא היה מודע להכחדת האור על ידי האבק הבין כוכבי.

באיור משמאל – מפת השמיים בהיטל שווה שטח בקורדינטות משווניות שעליה מסומנים מיקומי הצבירים הכדוריים המוכרים בגלקסית שביל החלב. הצבע מייצג מרחק כאשר כחול מציין עצמים קרובים וכתום עצמים רחוקים. ניתן להבחין כי הצבירים נוטים להתרכז בכיוון מרכז הגלקסיה. קורדינטות גלקטיות מסומנות בקויים המקווקוים באדום.

הערכת הגיל של צבירי כוכבים כדוריים

את גילם של הצבירים הכדוריים ניתן להעריך על ידי שימוש בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל – בקרוב, ניתן לחשב את הגיל מהנקודה בדיאגרמה שבה אוכלוסיית הכוכבים עזבה את הסדרה הראשית (נקודה זו קרויה נקודת המפנה), בפועל ניתן להתאים קווים שווי גיל (איזוכרונות) לאוכלוסיית הכוכבים.

מתאבקים כחולים

צילום של חלקו המרכזי של הצביר הכדורי M15 כפי שצולם על ידי טלסקופ החלל ע"ש האבל של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב. בחלק המרכזי ניתן להבחין בכוכבים מתאבקים כחולים שנוצרו ככל הנראה כתוצאה של התנגשויות בין כוכבים נורמליים בסביבה הצפופה במרכז הצביר.

צפיפות הכוכבים בחלקים המרכזיים של צבירים כדוריים יכולה להיות גדולה ביותר, ולהגיע לכ 10,000 כוכבים לפרסק מעוקב. צבירים כדוריים (ומרכזי גלקסיות) הינם האזורים הצפופים ביותר בכוכבים עד כדי כך שכוכבים עשויים להתנגש. במרכזי צבירים כדוריים מתגלים לעיתים כוכבים כחולים, הקרויים מתאבקים כחולים (Blue Stragglers), שלהם מאפיינים שונים מהאוכלוסיה האופיינית בצביר והם נוצרו ככל הנראה ממיזוג של שני כוכבים נורמליים. התנגשויות תכופות כאלו יכולות לייצר גם חורים שחורים שמסתם עשרות ואפילו אלפי מסות שמש, ואכן קיימות עדויות לקיומם של חורים שחורים עם מסת בייניים כזאת במספר צבירים.

צילום של חלקו המרכזי של הצביר הכדורי M15 כפי שצולם על ידי טלסקופ החלל ע"ש האבל. בחלק המרכזי ניתן להבחין בכוכבים מתאבקים כחולים שנוצרו ככל הנראה כתוצאה של התנגשויות בין כוכבים נורמליים בסביבה הצפופה במרכז הצביר.


אבולוציה של צבירים כדוריים

צפיפות הכוכבים, על פני כיפת השמיים, השיכיים לצביר הכדורי פאלומר 5 (Palomar 5). צפיפות הכוכבים חושבה מתצפיות שנערכו באמצעות סקר השמיים של סלואן (Sloan Digital Sky Survey). כפי שניתן לראות, כוחות הגאות של גלקסיית שביל החלב קורעים כוכבים מהצביר ואלו עוזבים אותו כמו מים היוצאים ממטרה. אפקט הממטרה נגרם כתוצאה מתנועת הצביר ביחס לגלקסיה.

צבירי כוכבים נמצאים בגלקסיות ועל כן הם נחשפים לכוחות גאות שקורעים אותם אט אט. הדבר מודגם בתמונה משמאל שבה מסומנת צפיפות הכוכבים, על פני כיפת השמיים, השיכיים לצביר הכדורי פאלומר 5 (Palomar 5). צפיפות הכוכבים חושבה מתצפיות שנערכו באמצעות סקר השמיים של סלואן (Sloan Digital Sky Survey). כפי שניתן לראות, כוחות הגאות של גלקסיית שביל החלב קורעים כוכבים מהצביר ואלו עוזבים אותו כמו מים היוצאים ממטרה. אפקט הממטרה נגרם כתוצאה מתנועת הצביר ביחס לגלקסיה.

מדידת מרחק באמצעות צבירים כדוריים

ניתן להשתמש בצבירים כדוריים למדדית מרחקים לעבר גלקסיות. מדידת המרחק מתבצעת על ידי השוואת התפלגות הבהירות של הצבירים לזו בגלקסיות שמרחקן ידוע ומכאן מציאת שארית המרחק.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


ערן אופק