Hebrew English

מצפה הכוכבים ברקת - קוד מצפה רשמי Bareket observatory IAU B35

 

 הגיע הלילה, אין ירח או עננים והשמיים נקיים. הכוכבים מנצנצים הטלסקופ מוכן וממורכז על המטרה (במקרה שלנו - צביר כוכבים), המצלמה נמצאת בפוקוס והפילטר במקום. החצובה מאופסת כראוי ביחס לצפון....

בהנחה שהכול עובד כשורה, הצופה נותן הוראה באמצעות המחשב לקופסת ה CPU ומשם למצלמה להתחיל לצלם. מה קורה עכשיו?

 

 

 ובכן, על-ידי כיוון הטלסקופ לכוכב, וכימות של עוצמת המטען הנצבר על הפיקסלים של השבב מוצאים 'רק' את ההארה הנראית.

כיצד נמדוד את ההארה המוחלטת ? 

 

הארה נראית- היא עוצמת ההארה של כוכב כפי שנראית מכדור הארץ. עוצמת ההארה הנראית תלויה במרחקו של הכוכב מאיתנו ובהארה העצמית שלו.

כוכבים בעלי בהירות נראית שווה, נראים, לכאורה, מרוחקים מאתנו מרחק שווה.

כוכב רחוק למדי ובעל בהירות גדולה, נראה בצפייה בלתי אמצעית כאילו מרחקו מאתנו שווה למרחקו של כוכב חיוור, יחסית, הקרוב בהרבה אל כדה"א.

כך אנו נמצאים על כדור הארץ, הסירה הקוסמית שלנו, בלי שאנו יודעים מהו המרחק לנורות על רצועת החוף (הכוכבים).

הנורות יכולות להיות בעלות הארה גבוהה אך רחוקים, או לחליפין קרובים אך בעלות הספק נמוך.

 horse_head_C4

הכיצד נוכל לחשב את המרחק לרצועת החוף ? מספיק שנדע מהי ההארה של נורה אחת (בהנחה שכולן זהות). אם יהיה ערפל בינינו לבין המנורות אז שפר מזלנו, שכן נוכל אף לדעת מאלו חומרים הוא מורכב,  ע"י ניתוח האור העובר דרכו.

* למידע נוסף בנושא - חפש באתר את הערך ספקרומטריה.

כאמור - המטרה הסופית היא למצוא את ההארה האבסולוטית של הכוכב - ההארה המוחלטת שלו.

הארה מוחלטת-

שטף הקרינה ליחידת שטח ממקור כלשהו. השטף הינו הפוך באופן מתכונתי לריבוע המרחק מן המקור (קטן עם המרחק בריבוע).

על-ידי מדידה בשיטת הפוטומטריה המוחלטת ניתן לקבוע מהו שטף הקרינה המגיע מכוכב מסוים אל כדה"א.

פוטומטריה מוחלטת היא מדידה שתוצאותיה מתבטאות ביחידות מוחלטות של אנרגיה ליחידת זמן.

היא נבדלת מהפוטומטריה היחסית (נראית) שבה מודדים 'רק' את היחס שבין עוצמת האור של כוכב אחד לבין עוצמת האור של כוכב שני.

ההארה המוחלטת מתבצעת תוך כדי ההנחה שהכוכב הנבדק נתון במרחק של 10 פרסק (1 פרסק=3.2~ שנות אור).

הגודל המוחלט של כוכב מראה על בהירותו העצמית, והוא מוגדר כגודל הנראה של הכוכב שהיה מתקבל אילו היה הכוכב קבוע במרחק של 10 פרסק מכדור-הארץ.

הקשר בין שטף הקרינה ליחידת שטח

 (F= erg • cm-2s-1) מפניו של כוכב לבין הבהירות המוחלטת L שלו הינו:

R=רדיוס הכוכב

L=4pR² F            

אם כן, הבהירות היא סך כל האנרגיה הנפלטת משטח פני הכוכב. היא מבוטאת ביחידות של הספק -   [erg(s-1)].

הקשר בין שטף הקרינה הנצפה בכדור-הארץ (f) לבין הבהירות המוחלטת:

D=המרחק מכדור- הארץ 

    L=4pd²˙f

 

 

השמש היא הכוכב הקרוב ביותר אלינו, מרחקה הממוצע מאיתנו הוא 149,598,000 מליון קילומטרים-יחידה אסטרונומית אחת.

 הכוכב השני במרחקו הוא פרוקסימה-קאונטאורי שמרחקו מאיתנו למעלה מ-40 מליון מליון קילומטרים (1.3 פרסק) .

קשה מאוד למדוד את המרחק לכוכבים, גם בגלל שמרחק זה גדול כל-כך וגם בגלל שגודלם הזוויתי של הכוכבים קטן ביותר מכדה"א. להרחבה: ראו מאמר בנושא אפקטיביות בצילום אסטרונומי

מדידת המרחק אל הכוכבים

 

למרות שלא ניתן למדוד את המחקרים בחלל בכלים מחיי היום יום כמו סרט מדידה או מד מרחק (לייזר) אסטרונומים יכולים למדוד את המרחק אל הכוכבים בדרכים יצירתיות למדי.

לשם כך עושים שימוש במספר שיטות, נדון בשתיים מהן:

 

1. לפי הפרלקסה של הכוכבים : מתאים רק לכ- 8000 כוכבים הקרובים אלינו ביותר (טריגונומטריה).

שיטת הפרלקסה מבוססת על כך שעצם קרוב יחסית נראה נע ביחס לרקע עם תזוזת הצופה- כדה"א.

באסטרונומיה, העצמים הקרובים הם הכוכבים הסמוכים שאליהם נמדד המרחק הנצפה על רקע הכוכבים המרוחקים מהם. תנועת הצופה מבוססת על תנועת כדה"א במסלולו.

תנועה זו יוצרת שינוי ידוע וגדול דיו במיקום הצופה. כאשר כדה"א נמצא בצד אחד של מסלולו, נמדדת הזווית כלפי הכוכב ביחס לכוכבי הרקע.

כאשר כדה"א נמצא בצד השני של המסלול חוזרים על המדידה שנית (בד"כ לאחר 6 חודשים). על סמך התצפיות מחשבים את המרחק בטריגונומטריה.

2. על-פי השוואת כוכב לא ידוע לכוכב שהמרחק אליו ידוע : פענוח קרני האור מהכוכבים מאפשר לסווג אותם לכמה סוגים שונים - הסוגים הספקטרלים OBAFGKM.

 הכוכב הלא ידוע מסווג תחילה עפ"י סוגו הספקטראלי ואז משווים אותו לכוכב שמרחקו ידוע משיטת הפרלקסה שזוהה קודם לכן.

אם מניחים שלכוכב בעל אותו סוג ספקטראלי יש בהירות עצמית שווה ניתן לקבוע את המרחק לכוכב עפ"י ההפרש שבין הבהירות העצמית והבהירות הנראית!.

בדרך זו נוכל לקבוע למשל את המרחק לצביר הפליאדות.

paralax 

איור : מדידות בשיטת הפרלקסה 

עד כה מדדנו את הבהירות הנראית  של הכוכב בעזרת הטלסקופ וה CCD.

עם זאת כפי שתכף נראה, הסקת המגניטודה (בהירות) המוחלטת; כמות האנרגיה המתקבלת בצורה של קרינה אלקטרו מגנטית- הנקראת FLUX מספירת המדידה האלקטרונית של עוצמת המטען הניצבר על הפיקסלים של השבב הפוטואלקטרי היא משימה קשה מאוד.

הסיבוך הראשון מתחיל בעובדה כי השבב הפוטואלקטרי אינו קולט את כל הפוטונים המגיעים אליו באופן אבסולוטי אז יש צורך לחזור על המדידות כמה פעמים.

בהנחה שמודדים את אותו הכוכב באותה השעה עם אותו התקן פוטומטרי אך עם טלסקופ בעל מפתח גדול יותר תתקבל קריאת פוטונים גדולה יותר על השבב ביחס ישר ליחידת זמן.

מן הסתם, אנו חייבים להתבסס על ההנחה כי ה Flux של כוכב איננו יכול בשום פנים ואופן להתבסס על סוג הטלסקופ איתו מבצעים את המדידות או על מפתחו.

מדידות פוטומטריות בהתבסס על סוגים שונים של טלסקופים נשמעות פשוטות- פשוט יש לחלק את הדגימה בשטח איסוף האור של הטלסקופ. אך מהו שטח האיסוף של הטלסקופ ?

בטלסקופ שובר האור, שטח זה הינו המפתח של העדשות שלו, פחות איבוד האור הנבלע או מוחזר מעדשותיו.

אבל לטלסקופ מראות כדוגמת ניוטוני,SCT וכד' אין הדבר כך.

יש לקחת בחשבון לא רק את מפתח המראה הראשית של הטלסקופ אלא גם את איבוד האור הנבלם ע"י גורמים נוספים כדוגמת המראה המשנית, מחזיק המראה, עדשות מתקנות ועוד.

כמו כן טלסקופים בעלי מראות ועדשות חשופים לאוויר הפתוח. הן מתכסות בלחות, אבק ומשקעים נוספים.

אחרי ההתחשבות בכל הגורמים הללו המשימה של מדידת בהירות מוחלטת הינה ברת ביצוע.

 

כיצד אפשר לקוות למדוד את כל הגורמים הללו אשר חוסמים את מעבר האור בדרכו למצלמת ה CCD ?

לשם כך- נוצר הצורך בגורם קבוע שבעזרתו יהיה ניתן לתקן את רוב סוגי ה'עיוותים' לגורם קבוע זה קוראים Standart stars- כוכבים סטנדרטיים.

נרות תקניים - Standart stars

הבעייה העיקרית היא למצוא מקור אור ידוע וקבוע לקליברציות של המכשירים. בדרך-כלל, מקור אור זה הוא לד (led) מעשה יד אדם או מתכת שחוממה עד לטמפ' ההתכה שלה, מידת קרינתה מחושבת ע"י חוק קרינת גוף שחור- פלנק (Plank blackbody radiation law).

 

אולם, תצפיות של פוטומטריה מוחלטת של כוכבים נעשית בד"כ ע"י השוואה לכוכב בעלי Flux ידוע שנבדק בקפידה כמה וכמה פעמים עם מכשירים שעברו קליברציה בשיטות המתוארות למעלה על חומרים ידועים על-פני כדה"א. לכוכבים אלה קוראים בשם כוכבים סטנדרטיים.
להרחבה: כוכבים קפאידים - משתנים

הכוכב Vega בקבוצת נבל הוא כוכב סטנדרטי מפורסם שנבדק עשרות פעמים אך הוא בהיר מדי להתקנים הפוטואלקטריים של היום. לכוכב ווגה יש בהירות של בדיוק 0.00 Mag.

בכל אורכי הגל ובכל הפילטרים. *

לכן, כשאנו מודדים כוכב בעל בהירות של 5.00 (Mag+5) כמו הכוכב ŋ שנמצא בדובה הקטנה  (Ursa-minor) אנו יכולים להסיק שה Flux שלו קטן פי 100 מווגה בעל עוצמת הארה של 0.00.

 * הכוכב Vega הוא למעשה בעל Mag. של 0.03 במכשירים הפוטואלקטריים של היום. נקודת האפס של הפילטרים UBVRI נקבעת ע"י 10 כוכבים סטנדרטים שדרגות בהירותם נעות בין 2mag. ל 5mag. לווגה אכן יש בהירות שווה בכל הפילטרים הפוטומטרים.

ursa_minor 

איור : דרגות בהירות של כוכבי הדובה הקטנה  

(עגלה קטנה)

 

הכוכב הסטנדרטי איננו יכול להיות כוכב משתנה, קפאידי או כפול מכיוון שאז עוצמת אורו והספקטרום אותו אנו רואים מכדה"א (באם הוא משתנה ספקטרוסקופי או לוקה)

ישתנו כתלות בזמן ואין לו כל ערך ככוכב סטנדרטי לקליברציות של מכשירים.

לאחר שמוצאים את ההארה המוחלטת - ניתן לחשב את המרחק

 כאשר :

m= בהירות נראית

M= בהירות מוחלטת

D= מרחק! (בפרסק)

D=10(m-M+5)/5

Log D

 r =distance in pc
            mv   =apparent visual magnitude
            Mv =absolute visual magnitude

 

 

הטבלה הבאה היא רשימה של כוכבים סטנדרטיים בשמי הצפון שנעשתה ע"י

A. U. Landolt 

ניתן לראות את קאורדינטות הכוכב, שמו וההארה שלו בפילטרים פוטומטרים UBVRI

m45_BV

m45_BV2

 Landolt Equatorial Standards טבלה 

 

או בעזרת הנוסחה הבאה:

 luminosity_eq

 

 

 

כמות המידע המושגת בפוטומטריה היא עצומה ולכן תופסת הפוטומטריה מקום מכובד באסטרונומיה הן התצפיתית וויזואלית והן האלקטרונית פוטואלקטרית:

בעזרת השימוש בפילטרים הפוטומטרים ניתן להסיק את הסוג הספקטרלי של הכוכבים ומכך לדעת את טמפרטורת השפה שלהם ואת הרכב השכבות החיצוניות מהן מורכב הכוכב.

ע"י הצבת הכוכבים בדיאגרמת H-R אפשר לדעת את גיל הצביר ואת מהלך ה'אבולוציה' שכוכביו עוברים בזמן הווה ואת עתידו של הצביר.

כמו-כן אפשר לחשב את מרחקו של הצביר ע"י פוטומטריה כפי שהוזכר כבר קודם לכן.

M45, זהו הצביר שעליו נבצע את העבודה של הפוטומטריה האלקטרונית במקרה זה, באמצעות הנתונים מטלסקופ האינטרנט הישראלי - ולאחר מכן הצבתו בדיאגראמת H-R.

M45 מכונה בעברית צביר כימה (פליאדות –Pleiadesבלועזית). זהו צביר כוכבים פתוח שממוקם בקבוצת שור.

 

צביר כוכבים

האדם שוכן באותו חלק של היקום בו הכוכבים מפוזרים באופן שווה פחות או יותר. הכוכב הקרוב ביותר לכדה"א - פרוקסימה קנטאורי מרוחק מאתנו כ-4 שנות אור.

לכן ניתן לומר כי באופן תיאורטי אנו נמצאים לבד בריק.

 rsz_m3

איור 3.5 הצביר הכדורי M3 

צולם עם ה CCD והפילטרים הפוטומטרים במצפה הכוכבים ברקת במכבים.

מסביב לנו בטווח של 10 שנות אור אין כוכבים רבים. לעומת זאת, במקומות אחדים בגלקסיה קיימות קבוצות כוכבים צפופות, היוצרות צבירי כוכבים כגון קבוצת הפליאדות- צביר כימה שבשור.

קיימים שני סוגי צבירים: כדוריים ופתוחים.

הצבירים הכדוריים הם צפופים מאוד עד כדי כך שאי אפשר להבחין בכוכבים הנמצאים במרכז, צורתם סימטרית ועגולה ומכילים מאות אלפי כוכבים.

הצבירים הפתוחים כדוגמת צביר כימה פחות צפופים וצורתם אינה סדירה או סימטרית כלל.

בד"כ הצבירים הפתוחים נמצאים בזרועות הלולייניות של הגלקסיה שלנו.

הצבירים הם תופעה אמיתית, כלומר- אין הם נראים לעיננו כתוצאה מאשליה אופטית של כוכבים במרחב ע"י אפקטים של קווי הראייה.

צבירים פתוחים אינם מערכות יציבות וסופם להתפזר עקב כוח המשיכה של שאר כוכבים בגלקסיה.

ההערכה היא כי משך החיים של צביר פתוח ממוצע הוא כ-1,000 מליון שנה, שלאחריהן ייקרע הצביר וכוכביו יתפזרו לכל עבר.

בצביר הפליאדות הכוכבים הבהירים הם חמים ולבנים וקיימת ערפילית החזרה המחזירה את אור הכוכבים שסובבים אותה. את הערפילית לא ניתן לראות בעין או עם טלסקופ אלא רק בחשיפות ארוכות.

m45

הצביר הפתוח כימה ושמות כוכביו הבהירים. SDSS

הפליאדות מהוות גוף מרהיב המוקף בחומר בין כוכבי רב היוצר את תכונות הצביר המושכות את העין על אף מספר הכוכבים הקטן ביחס לצבירים הכדוריים.

צביר הפליאדות נמצא בקבוצת שור הנמצאת בזניט בתקופת החורף.

taurus_starmap

קבוצת שור

הכוכב הראשי של קבוצת שור (אלדברן) הוא הקודקוד במשולש שווה שוקיים, הנוצר יחד עם קפלה בעגלון ו- a בפרסאוס. הכוכב ß משותף למערכת הכוכבים עגלון ושור.

המשולש המלא כוכבים חיוורים ליד אלדברן הוא צביר ההיאדות הנמצא במרכז התמונה.

הקבוצה הנהדרת הנראית כמעין מהדורה מוקטנת של העגלה הגדולה ולמעשה הן הסמל המסחרי של חברת המכוניות סובארו הן הפליאדות – צביר כימה.

גם בימים עברו - צביר הכוכבים כימה וקבוצת הכוכבים בה הוא ממוקם (שור) משכו תשומת לב נרחבת. 


סיפורי המיתולוגיה של קבוצת שור

לפני למעלה מ- 4,000 שנה נמצאה נקודת האביב הקבוצת שור, דבר שגרר אחריו חגיגות שנתיות באביב. האגדה היוונית מספרת שאירופה בת מלך פיניקיה שבתה את ליבו של האל יופיטר. ההוא התחפש לשור לבן וכך הופיע לצדה בזמן שהסתובבה בשדה.

אירופה התיישבה על גב השור והוא ברח איתה לאי כרתים, שם חזר יופיטר לצורתו המקורית וגילה עצמו בפני אירופה וזכה בהסכמתה להינשא לו.

לקבוצת הפליאדות גם כן סיפור משלה:

האגדה מספרת שהקבוצה מסמלת את 7 בנותיו של אטלס, שהוצבו בשמיים לאחר שכאב להן הסבל שהיה מנת חלקו של אביהן כשנשא את העולם על כתפיו.

קבוצת ההיאדות הסמוכה לאלדברן קרויה על שם 5 בנותיו של אטלס, שהיו למעשה אחיות למחצה של הפליאדות; לאחר מות אביהן הן התאבלו כל-כך עד שהוצבו בשמיים.

 

לפליאדות יש תפקיד אפילו בפולקלור ובתורה היהודית  משכבר הימים, שם מכונה בשם "מערכת כימה":

בצביר הכוכבים כימה המרוחק מאיתנו, העין מבחינה ב ששה כוכבים. העין החדה ביותר יכולה לראות בכוכב שביעי ושמיני בתנאים מעולים.

ואכן כך סברו האסטרונומים הקדומים כי "מערכת כימה" מכילה שמונה כוכבים. והנה, לאחר המצאת הטלסקופ בשנת 1609 ע"י גלילאו גלילי, ושיכלולו ושיפורו מאז ועד השגת לוויינים וטלסקופי מראות ורדיו, התברר כי מלבד שמונות הכוכבים הנ"ל, "מערכת כימה" מכילה למעלה ממאה כוכבים אשר עין רגילה איננה מסוגלת לראותם.

בתלמוד ברכות נח, ב- כתוב: "מאי כימה (כוכביה המרכזיים רבים ממאה) אמר שמואל כמאה כוכבי. אמרי לה' דמכנפי (הם מקובצים זה לצד זה) ואמרי לה' דמבדרן (הם פזורים)."

התלמוד נכתב לפני יותר מ 1,500 שנה. באותה תקופה לא הומצא עוד הטלסקופ והנראה לעין סתר בעליל את דברי התלמוד שנראו מוגזמים ביותר.

הרחבה :
- פוטומטריה של כוכב לכת הנמצא מחוץ למערכת השמש
- נרות סטנדרטיים, נרות תקניים
- מדידת המרחק לכוכבים
- המסע בחלל, גדלים ומרחקים ביקום 
- מהי שנת אור?
- עקומות אור של כוכבים
- כוכבים פועמים ומשתנים
 

הוספת תגובה

קוד אבטחה
רענון