https://www.yisraelpedia.com/index.php?action=history&feed=atom&title=%D7%A6%D7%91%D7%99%D7%A8_%D7%9B%D7%93%D7%95%D7%A8%D7%99צביר כדורי - היסטוריית גרסאות2026-09-14T09:55:47Zהיסטוריית הגרסאות של הדף הזה בוויקיMediaWiki 1.43.8https://www.yisraelpedia.com/index.php?title=%D7%A6%D7%91%D7%99%D7%A8_%D7%9B%D7%93%D7%95%D7%A8%D7%99&diff=75036&oldid=prev~2025-27730-90: קישור חיצוני, יישור הערות שוליים לשמאל2025-10-07T22:35:41Z<p>קישור חיצוני, יישור הערות שוליים לשמאל</p>
<p><b>דף חדש</b></p><div>[[קובץ:NGC 5139HST.jpg|שמאל|ממוזער|250px|הצביר הכדורי [[אומגה בקנטאור|ω בקנטאור]]]]<br />
'''צביר כדורי''' הוא [[צביר כוכבים]] המכיל מאות אלפי [[כוכב]]ים המוחזקים יחד על ידי כוחות ה[[כבידה]] ההדדיים. צבירים כדוריים מורכבים בדרך כלל מכוכבים זקנים בעלי [[מתכתיות]] נמוכה, שנוצרו בזמן יצירת ה[[גלקסיה]] או זמן קצר לאחר מכן. ה[[רדיוס]] של צביר כדורי טיפוסי הוא בין מאה למאתיים [[שנת אור|שנות אור]].<br />
<br />
צבירים כדוריים התגלו בגלקסיות רבות.{{הערה|שם=Harris|1=W. E. Harris: [http://seds.org/messier/xtra/data/oth_glob.txt GLOBULAR CLUSTER SYSTEMS IN OTHER GALAXIES]}} הם נמצאים בהילת הגלקסיה (כלומר מחוץ למישור דיסקת הגלקסיה). ומקיפים את מרכז הגלקסיה. משערים כי ב[[שביל החלב]] יש כ-180 צבירים כדוריים, מתוכם התגלו 150.{{הערה|1=[http://www.seds.org/~spider/spider/MWGC/mwgc.html Milky Way Globular Clusters] באתר SEDS}} ב[[גלקסיית אנדרומדה]] התגלו כ-450 צבירים כדוריים{{הערה|1=A. Alves-Brito, D. A. Forbes, J. T. Mendel, G. K. T. Hau<br />
& M. T. Murphy: [http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0902/0902.0639v1.pdf The Outer Halo Globular Clusters of M31] p. 1}} ויש גם גלקסיות שלהן מעל ל-10,000 צבירים כדוריים.{{הערה|שם=Harris|1=}} תצפיות עדכניות הראו שצבירים כדוריים עשויים לעבור מגלקסיות לוויין לגלקסיית האם, למשל מ[[הגלקסיה הננסית בקשת]] לשביל החלב.{{הערה|1=D. I. Dinescu, S. R. Majewski, Terrence M. Girard & K. M. Cudworth: [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0006/0006314v1.pdf The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy]}}<br />
<br />
חקירת הצבירים הכדוריים חשובה להערכת גילן של הגלקסיות ותהליך יצירתן, משום שהם נמנים עם גרמי השמיים הוותיקים ביותר ביקום. שקלול גיל הכוכבים בצבירים הכדוריים של שביל החלב מצביע על סדר גודל של כ-13 מיליארד שנים, ומכאן שגלקסיית שביל החלב והצבירים הכדוריים שבה נוצרו זמן קצר יחסית לאחר [[המפץ הגדול]]. על אף שכוכבי הצבירים הכדוריים הם בין הראשונים שנוצרו בגלקסיה, עדיין לא ברור תהליך ההיווצרות של צבירים כדוריים וחלקו בתהליך היווצרות הגלקסיות. למשל, לא ברור לחלוטין האם צבירים כדוריים נוצרים באופן דומה להיווצרותן של [[גלקסיה ננסית|גלקסיות ננסיות]] הנלוות לעיתים לגלקסיות גדולות או שהם נוצרים כחלק מתהליך היווצרות הגלקסיות עצמן.<br />
<br />
==היסטוריה==<br />
[[קובץ:Messier 13 Hubble WikiSky.jpg|שמאל|ממוזער|250px|[[צביר הרקולס]]]]<br />
צבירים כדוריים בהירים כמו [[אומגה בקנטאור|ω בקנטאור]] נצפו כבר בעת העתיקה, אך זוהו ככוכבים רגילים. בשנת [[1665]] זיהה ה[[אסטרונום]] ה[[גרמניה|גרמני]] החובב יוהאן אברהם איהל ש-[[M22]] אינו כוכב אלא גרם שמים מעורפל ולא נקודתי. באופן דומה זוהו כ[[ערפילית|ערפיליות]] ω בקנטאור בשנת [[1677]] ו[[צביר הרקולס]] בשנת [[1714]] על ידי [[אדמונד היילי]] ו-[[M5]] בשנת [[1702]] על ידי האסטרונום הגרמני גוטפריד קירש. בשנת [[1764]] זיהה [[שארל מסיה]] את [[M4 (צביר)|M4]] (שזוהה כערפילית בשנת [[1746]] על ידי [[ז'אן פיליפ דה שסו]]) כצביר כוכבים וזו הייתה הפעם הראשונה שזוהה צביר כדורי ככזה. רק בשנות ה-80 של [[המאה ה-18]] זיהה [[ויליאם הרשל]] את 28 הצבירים הכדוריים שב[[קטלוג מסיה]] ועוד 5 צבירים נוספים ככאלה. כמו כן גילה הרשל עוד 37 צבירים כדוריים חדשים, כולם נכללו בקטלוג [[גרם שמים עמוק|גרמי השמיים העמוקים]] שפרסם בשנת [[1789]], ובו גם טבע הרשל את המונח "צביר כדורי" (Globular Cluster).{{הערה|שם=SEDS|1=[http://seds.org/messier/glob.html Globular Star Clusters], באתר SEDS}} עם השנים המשיכו להתגלות צבירים כדוריים נוספים והיום ידועים כ-150 מהם בשביל החלב ועשרות אלפים בגלקסיות אחרות.{{הערה|שם=Harris|1=}}<br />
<br />
בשנת [[1914]] החל האסטרונום האמריקני [[הרלו שפלי]] בחקר של צבירים כדוריים. הוא זיהה בצבירים [[כוכב משתנה|כוכבים משתנים]] מסוג [[משתני RR בנבל]], אותם חשב בטעות ל[[משתנה קפאידי|משתנים קפאידיים]] ועל פי הקשר בין זמן המחזור ל[[בהירות מוחלטת|בהירות המוחלטת]] של הכוכבים, העריך את המרחק לצבירים אלו. מאוחר יותר התברר שמכיוון שמשתני RR בנבל עמומים יותר מאשר משתנים קפאידיים רגילים, הערכת המרחק לצבירים הייתה גבוהה מדי. שייפלי גם הניח שהצבירים מפוזרים בכדור סביב מרכז הגלקסיה ועל סמך המרחק לצבירים העריך את מרחקה של [[השמש]] ממרכז הגלקסיה. אף על פי שגם הערכה זו הייתה גדולה מהמרחק האמיתי, היא הראתה שגלקסיית שביל החלב גדולה בהרבה מההערכות שהיו מקובלות עד אז ושהשמש רחוקה ממרכז הגלקסיה.<br />
{{-}}<br />
<br />
==תכולה==<br />
[[קובץ:M3 color magnitude diagram.jpg|שמאל|ממוזער|250px|[[דיאגרמת HR]] של הצביר הכדורי [[M3]]{{ש}} הכיפוף ימינה הוא המעבר מכוכבי הסדרה הראשית ל[[תת-ענק]]ים ול[[ענק (כוכב)|ענק]]ים ובצד שמאל למעלה כוכבים כחולים מתעכבים]]<br />
צבירים כדוריים מורכבים ממאות אלפי כוכבים הנשארים קשורים כבידתית זה לזה לאורך חיי הצביר. כוכבים עוזבים את הצביר רק כאשר פועלים עליו [[כוחות גאות ושפל]] חזקים, למשל כתוצאה ממעבר קרוב למרכז הגלקסיה שאותו הוא מקיף. צבירים כדוריים לא מכילים [[חומר בין-כוכבי]], שככל הנראה נלכד כולו בכוכבי הצביר, כך שלא מתרחשת בהם יצירת כוכבים חדשים. כמעט כל כוכבי הצביר הם זקנים וה[[מתכתיות]] שלהם נמוכה - דבר שמעיד על היותם כוכבי אוכלוסייה II - הכוכבים העתיקים ביותר שעדיין קיימים.<br />
<br />
צבירים כדוריים מסוימים כמו ω בקנטאור מכילים מיליוני כוכבים ומשערים שהם שרידי הליבה של גלקסיה ננסית שהסתפחה לשביל החלב ובתהליך ההסתפחות התפזרו הכוכבים שמחוץ לליבה ברחבי שביל החלב. לחלק מהצבירים, כמו [[צביר פגסוס]], ליבה דחוסה ביותר שלא ניתן לראותה באופן ישיר בשל צפיפות הכוכבים שסביבה. בחלק מהמקרים ניתן להבחין ב[[קרינת X]] היוצאת מהליבה ומשערים שבמרכז הצביר נמצא [[חור שחור]]. בשל הצפיפות הגבוהה מתרחשות בצבירים התנגשויות בין כוכבים שגורמות לתופעות מיוחדות. התנגשות של שני כוכבי [[הסדרה הראשית]] בעלי מסה בינונית עשויה ליצור כוכב חדש בעל מסה גבוהה ו[[סיווג ספקטרלי]] B, שאורך חייו קצר - עשרות עד מאות מיליוני שנים בלבד, בעוד שכוכבי הצביר הם כוכבים זקנים בהרבה. כוכבים אלו נקראים "כוכבים כחולים מתעכבים". תופעה אחרת שנגרמת מהתנגשויות בליבת הצבירים, היא התמזגות של [[מערכת מרובת כוכבים]] לכוכב מסיבי יחיד. כתוצאה של שימור ה[[תנע זוויתי|תנע הזוויתי]] לכוכב החדש שנוצר מהירות [[סיבוב עצמי של כוכב|סיבוב עצמי]] גבוהה למדי ובשל מסתו הגדולה הוא מסיים את חייו ב[[סופרנובה]] שלאחריה נשאר [[כוכב נייטרונים]] בעל מהירות סיבוב עצומה, שיוצרת [[פולסר]] בעל זמן מחזור של אלפיות השנייה.<br />
<br />
בניגוד לכוכבי הגלקסיה שרובם נמצאים על [[הסדרה הראשית]], הכוכבים של צבירים כדוריים יוצרים התפלגות שונה על [[דיאגרמת HR]]. כמעט כל כוכבי הסדרה הראשית הם כוכבים פחות חמים, עד סוג ספקטרלי F ולמעט כוכבים כחולים מתעכבים, אין כמעט בצבירים כוכבים מסוגים ספקטרלים B ו-O ורק מעט כוכבים מסוג ספקטרלי A. לעומת זאת יש בצבירים הרבה כוכבים בענף ה[[ענק (כוכב)|ענק]]ים וה[[תת-ענק]]ים שיצאו כבר מהסדרה הראשית לשלבי התפתחות מתקדמים יותר.<br />
<br />
==מבנה וסיווג==<br />
צפיפות הכוכבים בצבירים כדוריים היא גבוהה למדי - מאות אלפי ואפילו מיליוני כוכבים בכדור שרדיוסו פחות מ-200 שנות אור, ששקולים לצפיפות של כ-0.03 כוכבים לשנת אור מעוקבת. בליבת הצביר הצפיפות גבוהה בהרבה ועשויה להגיע ל-30 כוכבים בשנת אור מעוקבת.{{הערה|1=J. Talpur: [http://www.astro.keele.ac.uk/workx/globulars/globulars.html A guide to GLOBULAR CLUSTERS]}} הרלו שפלי ביחד עם [[הלן סויר הוג|הלן סוייר]] סיווגו את הצבירים ב-12 מחלקות על פי צפיפותם. הצבירים הצפופים ביותר משויכים למחלקה I והמרווחים ביותר למחלקה XII.<br />
<br />
הצבירים הכדוריים ניתנים לאפיון על פי מספר קריטריונים: רדיוס הליבה (r<sub>c</sub>), רדיוס מחצית המסה <br />
(r<sub>m</sub> - הרדיוס שבו מוכלת מחצית ממסת הצביר), רדיוס מחצית ההארה (r<sub>h</sub> - הרדיוס שממנו נפלטת מחצית מכמות האור של הצביר), הרדיוס הנראה של הצביר (r) ורדיוס הכבידה של הצביר (r<sub>t</sub> - הרדיוס שבו המשיכה של הצביר גוברת על משיכת הגלקסיה). ככל שהיחס בין רדיוס מחצית ההארה או רדיוס מחצית המסה ובין הרדיוס הנראה או רדיוס הכבידה של הצביר קטן יותר, כך הצביר דחוס וצפוף יותר. לדוגמה, רדיוס מחצית המסה של הצביר הכדורי [[M3]] הוא 12% בלבד מהרדיוס הנראה שלו, כך שזהו צביר דחוס למדי.<br />
<br />
בעוד שבמרבית הצבירים הבהירות עולה ככל שמתקרבים לליבה עד מרחק מסוים ממנה ואז נשארת קבועה עד למרכז הצביר, הרי שבכ-20% מהצבירים הבהירות ממשיכה לעלות ככל שמתקרבים למרכז הצביר. ההסבר לכך הוא תהליך של "קריסת הליבה" שגורם לכך שהכוכבים המסיביים יותר בצביר מתקרבים למרכז הצביר בעוד שהמסיביים פחות מתרחקים ונוצרת הפרדה מרחבית של הכוכבים על פי המסה שלהם. הכוכבים המסיביים יותר הם גם בעלי בהירות מוחלטת גדולה יותר ולכן מרכז הצביר פולט יותר קרינה באופן משמעותי מהאזורים שמסביבו.{{הערה|1=B. W. Murphy: [http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9904/murphy.html A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters]}}<br />
<br />
==ראו גם==<br />
{{קישורי פורטל|מדעי החלל}}<br />
* [[צביר פתוח]]<br />
* [[גבול רוש]]<br />
<br />
==קישורים חיצוניים==<br />
{{ויקישיתוף בשורה}}<br />
* {{בריטניקה}}<br />
* {{הידען|אבי בליזובסקי|הדמיות חדשות חושפות: כך נולדים צבירים כדוריים – ואולי גם סוג חדש של מערכות כוכבים. פתרון תעלומה בת 400|globular-clusters-edge-simulations|25 בספטמבר 2025}}<br />
<br />
==הערות שוליים==<br />
{{הערות שוליים|יישור=שמאל}}<br />
<br />
{{בקרת זהויות}}<br />
<br />
[[קטגוריה:צבירים כדוריים|*]]<br />
[[קטגוריה:צבירי כוכבים]]</div>~2025-27730-90