הבדלים בין גרסאות בדף "כוכב הבזק"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
(עריכה וסידור)
שורה 1: שורה 1:
'''כוכב הבזק''' או '''כוכב מתפרץ''' (באנגלית: '''Flare Star''') או '''כוכב מסוג UV לוויתן''' (באנגלית: '''UV Cet star''') הינו סוג של [[כוכב משתנה]] שלו ה"תפרצוית" דמויות אבוקות [[השמש|שמש]] תכופות.
+
'''כוכב הבזק''' או '''כוכב מתפרץ''' (באנגלית: '''Flare Star''') או '''כוכב מסוג UV לוויתן''' (באנגלית: '''UV Cet star''') הוא סוג של [[כוכב משתנה]] שמאופיין ב"התפרצוית" תכופות דמויות אבוקות [[השמש|שמש]].
התפרצויות כאלו הינן שכיחות בעיקר ב[[ננס אדום|ננסים אדומים]], [[ננס חום|ננסים חומים]] ובסוגים מסוימים של [[כוכב כפול|כוכבים כפולים]] כגון [[אלגול|כפולי אלגול]], RS CVn, FK Com ועוד.
 
  
ההתפרצויות הנ"ל שכיחות בכיקר ב[[כוכב|כוכבים]] בעלי שכבת הסעה חיצונית כגון כוכבי [[סדרה ראשית]] מ[[סוג ספקטרלי]] מאוחר שלהם שדות מגנטים חזקים במיוחד. לכוכבים הפעילים ביותר במחלקה זו שדות מגנטים על באטמוספרה בשיעור של כמה אלפי גאוס. ההתפרצויות הגדולות ביותר הידעות הינן בעלות אמפליטודה של 5 [[בהירות|דרגות בהירות]] (פי 100 בעוצמת האור) ב[[פילטר]] U.
+
ההתפרצויות אלה שכיחות בעיקר ב[[כוכב|כוכבים]] בעלי שכבת הסעה חיצונית כגון כוכבי [[סדרה ראשית]] מ[[סוג ספקטרלי]] מאוחר (כגון [[ננס אדום|ננסים אדומים]] ו[[ננס חום|חומים]]), בעלי שדות מגנטים חזקים במיוחד. לכוכבים הפעילים ביותר במחלקה זו שדות מגנטים באטמוספרה בעוצמה של אלפי גאוס.
  
שדות מגנטים חזקים בדר"כ קשורים למהירות סיבוב הכוכב סביב צירו, כאשר הכוכבים המהירים ביותר הם הפעילים ביותר מגנטית. מאחר וכוכבים מאבדים את ה[[תנע זוויתי|תנע הזוויתי]] שלהם באמצעות [[בלימה מגנטית]] אזי כוכבים צעירים הם לרוב פעילים יותר. מנגנון שעשוי לגרום לכוכב להסתובב במהירות סביב צירו הינו ספיחת תנע זוויתי מבן זוג (במערכת של [[כוכב כפול]]).
+
שדות מגנטים חזקים בד"כ קשורים למהירות סיבוב הכוכב סביב צירו, כאשר הכוכבים המהירים ביותר הם הפעילים ביותר מגנטית. מאחר וכוכבים מאבדים את ה[[תנע זוויתי|תנע הזוויתי]] שלהם באמצעות [[בלימה מגנטית]], כוכבים צעירים הם לרוב המהירים ופעילים יותר. מנגנון שעשוי לגרום לכוכב להאיץ את מהירות הסיבוב שלו במהלך חייו הוא ספיחת תנע זוויתי מבן זוג במערכת של [[כוכב כפול]]. לכן התפרצויות אלה נפוצות גם בסוגים מסוימים של [[כוכב כפול|כוכבים כפולים]] כגון [[אלגול|כפולי אלגול]], RS CVn, FK Com ועוד.
  
דוגמאות לכוכבי הבזק פעילים מיוחד הם UV ב[[קבוצות כוכבים|קבוצת הכוכבים]] [[לוויתן]] ו EV בקצת הכוכבים [[לטאה]].
+
דוגמאות לכוכבי הבזק פעילים מיוחד הם UV ב[[קבוצות כוכבים|קבוצת הכוכבים]] [[לוויתן]] ו EV בקבוצת הכוכבים [[לטאה]]. ההתפרצויות הגדולות ביותר שתועדו היו בעלות אמפליטודה של 5 [[בהירות|דרגות בהירות]] (ב[[פילטר]] U), כלומר גידול של פי 100 בעוצמת האור בתחום זה של הספקטרום בלבד.
  
 
==הסבר פיזיקלי==
 
==הסבר פיזיקלי==
  
המודל הבסיסי המסביר התפרצויות על גהי השמש וכן בכוכבי הבזק הינו '''חיבור וסידור מחדש של קווי השדה המגנטי''' ('''Magnetic Lines Reconnection''') - כאשר קוי השדה המגנטי מסתדרים מחדש כתוצאה מאי-יציבות אזי השדה המגנטי המשתנה גורם להאצת [[אלקטרון|אלקטרונים]] הפוגעים באטמוספרה של הכוכב וגורמים לפליטת [[קרינת עצר]] בתחום [[קרינה אלקטרומגנטית|קרינת האיקס]], הגברת קרינת הרצף בתחום האור הנראה והגברת עוצמת קווי הפליטה בכרומוספרה של הכוכב.   
+
המודל הבסיסי המסביר התפרצויות על גבי השמש וכן בכוכבי הבזק הינו '''חיבור וסידור מחדש של קווי השדה המגנטי''' (באנגלית: '''Magnetic Lines Reconnection''') - כאשר קוי השדה המגנטי מסתדרים מחדש כתוצאה מאי-יציבות אזי השדה המגנטי המשתנה גורם להאצת [[אלקטרון|אלקטרונים]] הפוגעים באטמוספרה של הכוכב וגורמים לפליטת [[קרינת עצר]] בתחום [[קרינה אלקטרומגנטית|קרינת הרנטגן]], הגברת קרינת הרצף בתחום האור הנראה והגברת עוצמת קווי הפליטה בכרומוספרה של הכוכב.   
  
בעת התפרצות מוגברת עוצמת הרצף בספקטרום של הכוכב וכן קוים ספקטרלים מסוימים כגון [[ספקטרום אטום המימן|קווי סדרת בלמר]] מופיעים כקוי פליטה חזקים ורחבים. במקרים רבים ההתפרצויות מלוות בקרינת  איקס משמעותית וקרינת רדיו.
+
==תכונות של התפרצויות==
בד"כ בעת התפרצות האנרגיה שנפלטת בקרינת איקס שווה בערך לאנרגיה שנפלטת בתחום האופטי, אך גדולה הרבה יותר מהאנרגיה בתחום הרדיו.
 
  
==תכונות של התפרצויות==
+
בעת ההתפרצות מוגברת עוצמת קרינת הרצף בספקטרום של הכוכב וכן קוים ספקטרליים מסוימים (כגון [[ספקטרום אטום המימן|קווי סדרת בלמר]]) מופיעים כקוי פליטה חזקים ורחבים. במקרים רבים ההתפרצויות מלוות בפליטה משמעותית של קרינת רנטגן ורדיו. בד"כ האנרגיה שנפלטת בעת התפרצות בקרינת רנטגן שווה בערך לאנרגיה שנפלטת בתחום הנראה, אך גדולה הרבה יותר מהאנרגיה בתחום הרדיו.
  
בתחום האור הנראה התפרצויות של כוכבי הבזק הן כחולות מאד. בעוד אמפליטודת ההתפרצויות עשויה להגיע לכ 5 דרגות בהירות בפילטר U היא בד"כ לא עולה על כמה עשיריות דרגת בהירות בפילטר I.
+
בתחום האור הנראה התפרצויות של כוכבי הבזק הן כחולות מאד. בעוד אמפליטודת ההתפרצויות עשויה להגיע לכ-5 דרגות בהירות בפילטר U, היא בד"כ לא עולה על כמה עשיריות דרגת בהירות בפילטר I.
  
 
שכיחות ההתפרצויות כתלות בעוצמה עוקבת אחר חוק חזקה עם אינדקס של בין 0.4 ל 1.4, כאשר אינדקס החזקה משתנה מכוכב לכוכב.
 
שכיחות ההתפרצויות כתלות בעוצמה עוקבת אחר חוק חזקה עם אינדקס של בין 0.4 ל 1.4, כאשר אינדקס החזקה משתנה מכוכב לכוכב.
שורה 23: שורה 21:
 
===פעילות כתלות בסוג הספקטרלי ובגיל===
 
===פעילות כתלות בסוג הספקטרלי ובגיל===
  
אחד האומדנים הפשוטים ביותר לפעילות של ננס אדום הינו עוצמת קוי (הפליטה) [[ספקטרום אטום המימן|סדרת בלמר]], על פי אומדן זה נראה כי כ 5% מהכוכבים מסוג ספקטרלי M0 הינם פעילים. הסיכוי לפעילות עולה לכדי 50% בסביבות סוג ספקטרלי M5 ולכ 90% במקרה של כוכבים שסוגם הספקטרלי מאוחר מ M7.
+
אחד האומדנים הפשוטים ביותר לפעילות של ננס אדום הינו עוצמת קוי (הפליטה) [[ספקטרום אטום המימן|סדרת בלמר]], על פי אומדן זה נראה כי כ-5% מהכוכבים מסוג ספקטרלי M0 הינם פעילים. הסיכוי לפעילות עולה לכדי 50% בסביבות סוג ספקטרלי M5 ולכ-90% במקרה של כוכבים שסוגם הספקטרלי מאוחר מ-M7.
  
ההסבר לכך הינו שכוכבים מסוג ספקטרלי מוקדם יותר מאבדים את התנע הזוויתי שלהם מהר יותר ועל כן מבלים פחות זמן כפעילים. בעוד כוכבים מסוג M0 הינם פעילים במשך כמיליארד [[שנה]], כוכבים מסוג ספקטרלי M7 הינם פעילים לפרקי זמן של כ 8 מיליארד שנה.
+
ההסבר לכך הוא שכוכבים מסוג ספקטרלי מוקדם יותר מאבדים את התנע הזוויתי שלהם מהר יותר ועל כן מבלים פחות זמן כפעילים. בעוד שכוכבים מסוג M0 פעילים במשך כמיליארד [[שנה]], כוכבים מסוג ספקטרלי M7 ממשיכים להיות פעילים לאורך פרקי זמן של כ-8 מיליארד שנה.
  
 
==ראו גם==
 
==ראו גם==

גרסה מ־18:52, 4 באפריל 2010

כוכב הבזק או כוכב מתפרץ (באנגלית: Flare Star) או כוכב מסוג UV לוויתן (באנגלית: UV Cet star) הוא סוג של כוכב משתנה שמאופיין ב"התפרצוית" תכופות דמויות אבוקות שמש.

ההתפרצויות אלה שכיחות בעיקר בכוכבים בעלי שכבת הסעה חיצונית כגון כוכבי סדרה ראשית מסוג ספקטרלי מאוחר (כגון ננסים אדומים וחומים), בעלי שדות מגנטים חזקים במיוחד. לכוכבים הפעילים ביותר במחלקה זו שדות מגנטים באטמוספרה בעוצמה של אלפי גאוס.

שדות מגנטים חזקים בד"כ קשורים למהירות סיבוב הכוכב סביב צירו, כאשר הכוכבים המהירים ביותר הם הפעילים ביותר מגנטית. מאחר וכוכבים מאבדים את התנע הזוויתי שלהם באמצעות בלימה מגנטית, כוכבים צעירים הם לרוב המהירים ופעילים יותר. מנגנון שעשוי לגרום לכוכב להאיץ את מהירות הסיבוב שלו במהלך חייו הוא ספיחת תנע זוויתי מבן זוג במערכת של כוכב כפול. לכן התפרצויות אלה נפוצות גם בסוגים מסוימים של כוכבים כפולים כגון כפולי אלגול, RS CVn, FK Com ועוד.

דוגמאות לכוכבי הבזק פעילים מיוחד הם UV בקבוצת הכוכבים לוויתן ו EV בקבוצת הכוכבים לטאה. ההתפרצויות הגדולות ביותר שתועדו היו בעלות אמפליטודה של 5 דרגות בהירותפילטר U), כלומר גידול של פי 100 בעוצמת האור בתחום זה של הספקטרום בלבד.

הסבר פיזיקלי

המודל הבסיסי המסביר התפרצויות על גבי השמש וכן בכוכבי הבזק הינו חיבור וסידור מחדש של קווי השדה המגנטי (באנגלית: Magnetic Lines Reconnection) - כאשר קוי השדה המגנטי מסתדרים מחדש כתוצאה מאי-יציבות אזי השדה המגנטי המשתנה גורם להאצת אלקטרונים הפוגעים באטמוספרה של הכוכב וגורמים לפליטת קרינת עצר בתחום קרינת הרנטגן, הגברת קרינת הרצף בתחום האור הנראה והגברת עוצמת קווי הפליטה בכרומוספרה של הכוכב.

תכונות של התפרצויות

בעת ההתפרצות מוגברת עוצמת קרינת הרצף בספקטרום של הכוכב וכן קוים ספקטרליים מסוימים (כגון קווי סדרת בלמר) מופיעים כקוי פליטה חזקים ורחבים. במקרים רבים ההתפרצויות מלוות בפליטה משמעותית של קרינת רנטגן ורדיו. בד"כ האנרגיה שנפלטת בעת התפרצות בקרינת רנטגן שווה בערך לאנרגיה שנפלטת בתחום הנראה, אך גדולה הרבה יותר מהאנרגיה בתחום הרדיו.

בתחום האור הנראה התפרצויות של כוכבי הבזק הן כחולות מאד. בעוד אמפליטודת ההתפרצויות עשויה להגיע לכ-5 דרגות בהירות בפילטר U, היא בד"כ לא עולה על כמה עשיריות דרגת בהירות בפילטר I.

שכיחות ההתפרצויות כתלות בעוצמה עוקבת אחר חוק חזקה עם אינדקס של בין 0.4 ל 1.4, כאשר אינדקס החזקה משתנה מכוכב לכוכב.

פעילות כתלות בסוג הספקטרלי ובגיל

אחד האומדנים הפשוטים ביותר לפעילות של ננס אדום הינו עוצמת קוי (הפליטה) סדרת בלמר, על פי אומדן זה נראה כי כ-5% מהכוכבים מסוג ספקטרלי M0 הינם פעילים. הסיכוי לפעילות עולה לכדי 50% בסביבות סוג ספקטרלי M5 ולכ-90% במקרה של כוכבים שסוגם הספקטרלי מאוחר מ-M7.

ההסבר לכך הוא שכוכבים מסוג ספקטרלי מוקדם יותר מאבדים את התנע הזוויתי שלהם מהר יותר ועל כן מבלים פחות זמן כפעילים. בעוד שכוכבים מסוג M0 פעילים במשך כמיליארד שנה, כוכבים מסוג ספקטרלי M7 ממשיכים להיות פעילים לאורך פרקי זמן של כ-8 מיליארד שנה.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


ערן אופק