ענק אדום

באסטרופיזיקה, ענקים אדומים הם כוכבים עצומי-ממדים מסיווג ספקטרלי M או K, שצבעם כתום או אדום. מסת הענק האדום יכולה לנוע בין 0.3 ל-8 מסות שמש והטמפרטורה על פניו נמוכה יחסית, כ-5000°K. שלב הענק האדום הוא שלב מאוחר בהתפתחות הכוכב. שינויים בפעילות הגרעינית בלב הכוכב מביאים לכך שהוא יתנפח ויגדל עד פי מאות או אלפים מן השמש שלנו.

RedgiantsHeb
השוואה בין ענקים אדומים לשמש

התפתחות

על כל כוכב פועלים שני כוחות מנוגדים: משיכת הכבידה הלוחצת אותו כלפי פנים, והפעילות הגרעינית המתנגדת לה. להבנת מחזור חייו של כוכב, די להבחין בעובדה אחת פשוטה: הפעילות הגרעינית ממירה חומרים מסוימים באחרים ודינה להחלש ולהפסק, בעוד שכוח הכבידה אינו נחלש. מכיוון שהיתוכם של ארבעה אטומי מימן לאטום הליום הוא התהליך האנרגטי ביותר ביחס למסה, תהליך היתוך כזה בליבת הכוכב הוא מקור האנרגיה הזמין הראשון של כל כוכב. גורלו של הכוכב כאשר מקור זה מתכלה תלוי במסתו ההתחלתית.

כוכבים קטנים

בכוכב קטן יחסית, שמסתו קטנה משל השמש שלנו, טמפרטורת הליבה אינה מגיעה ל-300 מיליון המעלות הנחוצות להתנעת היתוך ההליום. במקרה כזה, הכוכב יתקרר וידעך לאיטו. מסלול חיים זה מאפיין את הננסים האדומים (כוכבי הסדרה הראשית מסוג ספקטרלי M, ואולי גם הקרים מבין הכוכבים מסוג ספקטרלי K).

כוכבים בינוניים

בכוכב גדול יותר, בעל מסת שמש אחת לערך או יותר, טמפרטורת הליבה מספיקה להתנעת היתוך ההליום, שבו מתמזגים שלושה אטומי הליום לאטום פחמן אחד. כוכב כזה נמצא בתהליך היתוך מימן כ-90% ממשך חייו. במשך אותו זמן, ליבת הכוכב, שרדיוסה המקורי הוא כחמישית מרדיוס הכוכב, מתכווצת, בעוד שהכוכב עצמו גדל לאיטו. הכוכב מתחמם ונעשה בהיר יותר. השמש שלנו, לדוגמה, תימצא כ-10 מיליארד שנים בשריפת 12% מן המימן שלה. בתקופה זו הכוכב מצוי על הסדרה הראשית בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, והוא הולך ומטפס בה כלפי מעלה (הבהירות והטמפרטורה שלו עולים).

בשלב זה מגבירה הכבידה את אחיזתה. הליבה מתחממת מהר יותר, ובשולי הליבה מתחיל היתוך מימן. מקור האנרגיה החדש, הפועל קרוב לפני השטח, מעלה את הבהירות של הכוכב פי 1,000 עד 10,000 משהיה קודם לכן. מאידך, הפעילות הגרעינית במעטפת, שאינה מרוסנת על ידי כוח הכבידה השורר בליבה, לוחצת את מעטפת הכוכב כלפי חוץ, והוא מתנפח. בתחרות שבין שני כוחות אלו מנצח הכוח הגרעיני - למרות העלייה בפליטת האנרגיה, גדל הכוכב במידה כזו שפני השטח שלו מתקררים, וצבעו מאדים בהתאם לחוק וין. הכוכב הופך לענק אדום. התנהגות זו אופיינית לכוכבים החמים, מסיווג ספקטרלי A עד K (צבעים לבן, צהוב וכתום).

המשך התהליך תלוי במסת הכוכב. בכוכבים בינוניים, שמסתם קטנה מ-2.57 מסות שמש, הליבה תלך ותידחס, עד שהלחץ, קרוב לטון אחד לסמ"ק, ינוון את הגז המצוי בה: קליפות האלקטרונים הן המחסום האחרון בפני קריסה מוחלטת פנימה. כשמחממים גז רגיל, הוא יכול לשחרר אנרגיה על ידי התפשטות. לעומת זאת, התנהגותו של גז מנוון קרובה יותר לזה של מוצק - הוא אינו מתפשט, וכך יעבור הכוכב הבזק הליום. במשך רגע אסטרונומי, מספר שעות בודדות, הטמפרטורה בליבה הולכת ועולה, וגורמת להתכת כמויות הולכות וגדלות של הליום. ייצור האנרגיה בשלב זה הוא אדיר - הכוכב משחרר אנרגיה כגלקסיה שלמה - אלא שהאנרגיה הזו אינה מפרקת את הכוכב. היא נבלעת כולה באטומי ההליום, ומשחררת אותם מן המצב המנוון. ההליום חוזר למצב של גז טהור, והוא ממשיך את ההתכה בקצב מתון יותר. לחצו של היתוך ההליום עוצר את התכווצות הליבה, שרדיוסה בשלב זה כאלפית משל הכוכב. בתהליך זה לא ניתן לצפות ישירות - הבזק ההליום עטוף היטב בשכבות החיצוניות של הכוכב: מיליוני קילומטרים של גז מימן לוהט.

בכוכבים כבדים עוד יותר, הטמפרטורה בליבה גבוהה מספיק כדי להתחיל את היתוך ההליום עוד לפני שהליבה התנוונה, וכך נחסך מהם הבזק ההליום. בזמן היתוך ההליום מתכווץ הכוכב אט-אט לגודל הקרוב לגודלו לפני תחילת היתוך ההליום שמחוץ לליבה.

בכוכבים דלי-מתכות, היתוך ההליום הוא שלב שבו הכוכב נע שמאלה על דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, כאשר הטמפרטורה שלו הולכת ועולה וצבעו נע מאדום לכתום, אך רדיוסו קטן כך שהבהירות נשארת באותה רמה. כוכב כזה נקרא גם ענק כתום. כשההליום מתכלה, הכוכב מתקרר ומתנפח וחוזר, בקירוב, על עקבותיו לצבע אדום יותר. בכוכבים עתירי מתכות, הטמפרטורה נשארת קבועה למשך זמן ארוך, וכך גם הצבע הכתום-אדום שלהם. גם הבהירות (פי 10 עד 100 מזו של השמש) כמעט שאינה משתנה. תכונות אלה הופכות את הענקים האדומים עתירי המתכות ל"נרות סטנדרטיים" שאפשר למדוד בעזרתם מרחקים בגלקסיה שלנו וגם בגלקסיות מרוחקות.

כוכבים גדולים

אם הכוכב כבד ודחוס מספיק כדי להתיך יסודות כבדים מהליום (הכוכבים החמים עוד יותר מסוג ספקטרלי O או B שצבעם כחול), ליבת הכוכב תהפוך דחוסה יותר ויותר והרכבה ישתנה מהליום לפחמן, חמצן, ניאון, צורן וגופרית ולבסוף ברזל. הכוכב יגדל מאד ויהפוך לעל-ענק אדום.

סופו של הכוכב

כאשר ענק אדום מכלה את ההליום שבליבתו, הליבה, המורכבת כעת מפחמן וחמצן (ובמקרים נדירים גם מניאון) מתכווצת ומתחממת בעוד השכבות החיצוניות מתפשטות ומתקררות. בסוף התהליך השכבות החיצוניות הופכות לערפילית פלנטרית המקיפה את ליבת הכוכב שהופכת לננס לבן קטן וחם.

ראו גם

קישורים חיצוניים

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)
ננס שחורננס לבןכוכב נייטרוניםחור שחורענק אדוםננס צהובסופרנובהערפילית פלנטריתשארית סופרנובהעל־ענק אדוםענק כחולננס אדוםננס חוםקדם־כוכבענן מולקולריהיווצרות כוכבכוכב יציבשלבים אחרונים של היתוךקריסת כוכבStellar evolution Hebrew.png
= מסת שמש, כ־‎2 x 1030ק"ג

מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות 1.44 לערך)

הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר ( 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).

1965 במדע

ערך מורחב – 1965

M103 (צביר)

M103 (מ-Messier 103) או NGC 581 הוא צביר פתוח בקבוצת הכוכבים קסיופאה הנמצא במרחק של כ-9,500 שנות אור ממערכת השמש ומכיל כ-80 כוכבים. זהו העצם האחרון שהוכנס על ידי שארל מסיה עצמו לקטלוג מסיה (עצמים נוספים נוספו לקטלוג רק במאה ה-20 על ידי אסטרונומים אחרים) ובדומה ל-M102, הוא הכניס אותו על פי דיווח של פייר מאשן בלי שצפה בו בעצמו ובלי לציין את הקואורדינטות של העצם.

NML בברבור

NML בברבור (נקרא גם V1489 בברבור) הוא על-ענק אדום ואחד מהכוכבים הגדולים שאי פעם התגלו. הוא בעל רדיוס של 1,650 רדיוסי שמש (7.7 יחידות אסטרונומיות). מרחקו מכדור הארץ הוא 5,300 שנות אור (1.6 קילו פארסק) ונפחו גדול פי 4.5 מיליארד מהשמש. NML בברבור התגלה בשנת 1965 ושמו הוא ראשי תיבות של שמות מגליו (Neugebauer, Martz, and Leighton).

לו היה ממוקם במרכז מערכת השמש היה מגיע כמעט עד מסלולו של שבתאי. NML בברבור מאבד מסה של 2x10-4 מסת שמש בשנה, שיעור איבוד מסה מהגבוהים שידועים לנו כיום.

UY במגן

UY במגן הוא על-ענק אדום משתנה סדיר למחצה בקבוצת מגן הנמצא במרחק של 9,500 שנות אור מכדור הארץ. UY במגן התגלה בשנת 1860 על ידי אסטרונום גרמני מהעיר בון שבגרמניה וקוטלג בשם BD-12 5055.

נכון לשנת 2016, UY במגן הוא הכוכב בעל הרדיוס הגדול ביותר שהתגלה אי פעם. יש לו רדיוס של למעלה מ-1700 רדיוסי שמש (1.188 מיליארד קילומטר 7.92 יחידות אסטרונומיות) ונפח הגדול פי 5 מיליארד מנפח השמש. אילו היה UY במגן ממוקם במרכז מערכת השמש הוא היה מגיע כמעט עד מסלולו של שבתאי. בשל גודלו העצום, באופן תאורטי ייקח לאור 7 שעות להקיף את UY במגן בעוד שאת השמש יקח לאור להקיף 14.5 שניות בלבד.

אפשר לצפות ב-UY במגן בעזרת טלסקופ קטן ככוכב עמום על רקע שביל החלב.

VY בכלב גדול

VY בכלב גדול (באנגלית: VY canis majoris או VY CMA) הוא על-ענק אדום בקבוצת הכוכבים כלב גדול. הוא גם כוכב משתנה סדיר למחצה בעל זמן מחזור של 2,000 ימים. VY בכלב גדול הוא אחד מהכוכבים הגדולים והבהירים ביותר הידועים כיום. הרדיוס שלו הוא 120 ± 1,420 רדיוסי שמש והבהירות המוחלטת שלו היא 7.96- בממוצע. לשם המחשה, אילו הוא היה מוצב במרכז מערכת השמש שלנו, הוא היה משתרע עד מעבר למסלולו של צדק ואולי אף שבתאי, תלוי בהערכות השונות של רדיוסו. מרחקו מכדור הארץ הוא 3,840 שנות אור.

ארנבת (קבוצת כוכבים)

ארנבת היא קבוצת כוכבים בחצי הכדור הדרומי. בין השאר היא כוללת שני כוכבים בהירים: ארנב (α בארנבת) וניהל (β בארנבת).

ביטלג'וז

ביטלג'וז (באיות אחר: ביתלג'וז) או α באוריון הוא כוכב על-ענק אדום המרוחק כ-430 שנות אור ממערכת השמש. בעברית מקובלים גם השמות הבאים לכוכב זה: בית אל-ג'וז, בית אגוזה ובית אגוזי. כוכב זה הוא השני בבהירות בקבוצת הכוכבים אוריון, והתשיעי בבהירותו בשמי הלילה. הכוכב ממוקם בתוך משושה החורף ומהווה את אחד מקודקודיו של משולש החורף.

גרם שמיים

גרם שָמַיִם (ברבים: גַּרְמֵי־שָמַיִם) הוא עצם טבעי משמעותי אשר מצוי בחלל. גרמי השמים מחולקים על ידי הקהילה האסטרונומית למספר קטגוריות משנה.

תחום שמות גרמי השמיים וקטלוגם התפתח במהלך ההיסטוריה בד בבד עם התפתחות חקר האסטרונומיה.

בעת העתיקה נודעו שמות רק לשמש, לירח, לכמה מאות כוכבים ולכוכבי הלכת שנראו בקלות לעין אנושית. אך מספר העצמים שנצפו בחלל זינק במאות השנים האחרונות מכמה מאות למעל מיליארד. המספר הגבוה, שממשיך לגדול מדי שנה, יצר את הצורך במערכת שיום סיסטמטית, כדי שאפשר יהיה לזהות עצמים אלה באופן חד משמעי. לעצמים שההתעניינות בהם גדולה יותר, נועדו שמות מיוחדים וספציפיים.

כיום, האיגוד האסטרונומי הבינלאומי מוכר על ידי האסטרונומים והמדענים ברחבי העולם, כגוף בעל הסמכות הרשמית לשיום בפועל לגופים שמימיים. הצורך בשמות חד משמעיים נענה על ידי האיגוד ביצירת מספר מערכות נומנקלטורה סיסטמטיות עבור הגופים השמימיים השונים.

כוכב הסדרה הראשית מסוג G

כוכב הסדרה הראשית מסוג G, או ננס צהוב, הוא כוכב המשתייך לסדרה הראשית ובעל סיווג ספקטרלי G. מסתו של כוכב כזה נמצאת בתחום של 0.9 עד 1.44 מסת שמש, והוא מייצר קרינה באמצעות היתוך גרעיני של מימן להליום. מבחינת גודלו, ננס צהוב גדול עשרות מונים מננס לבן או מננס חום.

השמש שלנו היא כוכב סדרה ראשית מסוג G.

אורך חיים טיפוסי של כוכב הסדרה הראשית מסוג G הוא כ-10 מיליארד שנים, וכוכב כזה מתקיים עד שמלאי המימן בליבה שלו מתכלה. בזמן זה נמצא הכוכב על הסדרה הראשית. לאחר שהמימן בליבת הכוכב מתכלה, עוזב הכוכב את הסדרה הראשית. כתוצאה מהטמפרטורות הגבוהות ניצת המימן שבמעטפת הכוכב, קוטר הכוכב גדל עשרות מונים והוא הופך להיות ענק אדום. צבעו אדום משום שטמפרטורת פני השטח שלו נמוכה יותר.

לאחר שלב הענק האדום, כשמתכלה גם המימן במעטפת הכוכב, הוא מתחיל לקרוס לתוך עצמו, עד שהתנאים בליבה יהיו מתאימים להיתוך הליום לפחמן. הכוכב מתחמם יותר ויותר, מתנפח למה שקרוי הבזק ההליום (Helium Flash), ובסיום תהליך היתוך ההליום משיל את שכבותיו החיצוניות, שהופכות לערפילית פלנטרית. הליבה הפחמנית של הכוכב קורסת והכוכב הופך לננס לבן דחוס.

טמפרטורת פני השטח של ננס צהוב כמו השמש היא 5,200 עד 6,100 קלווין. השמש הופכת בכל שנייה 500 מיליון טונות של מימן להליום, מהם 5 מיליון טונות הופכים לאנרגיה.

לווייתן (קבוצת כוכבים)

קבוצת הכוכבים לוויתן היא קבוצה גדולה על קו המשווה השמימי באזור של קבוצות "מים" נוספות כמו הנהר, דגים ודלי.

נובה

נובה (בלטינית: Nova) היא התפרצות דרמטית המתרחשת במערכת כוכבים כפולה (בינארית) המורכבת מננס לבן וכוכב סדרה ראשית או ענק אדום. התפרצות זו מאופיינת בכמות קרינה גדולה שנפלטת באופן פתאומי ודועכת לאחר מכן. התפרצות נובה היא תהליך שכיח יחסית, וההערכות הן שיש כחמישים התפרצויות נובה בכל שנה בגלקסיית שביל החלב בלבד.

סופרנובה

סופרנובה (Supernova) היא תופעה שבה כוכב מסיבי מתפוצץ משום שהלחץ שההיתוך הגרעיני יוצר בו כלפי חוץ אינו מספיק כדי לאזן את כוח הכבידה העצמי החזק שלו כלפי פנים. הצופה בתופעה כזו ממרחק של שנות אור רבות, יבחין כי בהירות הכוכב גדלה במהירות ובחדות (היא יכולה לגדול פי מיליון ויותר, ואף לעלות על בהירותה של גלקסיה שלמה). ב־10 השניות הראשונות של התהליך, האנרגיה שמופקת גדולה יותר מהאנרגיה שמפיקים כל הכוכבים בכמה גלקסיות גדולות. פליטת הנייטרינו מאותו כוכב בזמן הסופרנובה מוגברת באותה מידה.

הסופרנובה היא שלב הסיום במחזור החיים של כוכב כבד. כאשר אוזל הדלק הגרעיני בכוכב (כלומר, כלים היסודות שיכולים להתמזג בהיתוך גרעיני ליסודות כבדים יותר תוך שחרור אנרגיה), אין כוח שיתנגד למשיכת הכבידה העצמית שלו, והכוכב קורס לתוך עצמו.

בשלב זה נדחסת ליבתו במהירות, מתחממת מאוד, והמעטפת החיצונית שלו נזרקת החוצה כתוצאה מהלחץ העצום שנוצר. החומר מתפשט במהירות עצומה כגז, בעוד מרכז הכוכב הופך להיות כוכב נייטרונים או חור שחור (אם מסתו גדולה דיה).

לשמש לא צפוי עתיד כסופרנובה, שכן כדי להגיע לשלב כזה, מסתה צריכה להיות גדולה לפחות פי 8 או 10 ממסתה הנוכחית.

על-ענק

על-ענקים הם מהכוכבים המסיביים ביותר, בעלי הרדיוס הגדול ביותר והמאירים ביותר. בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל הם נמצאים בקצה העליון של הדיאגרמה (בהירות מדרגה Ia או Ib) והם בעלי בהירות מוחלטת מדרגה 5- ועד ל 12-. הכוכבים הבהירים ביותר מביניהם נקראים לפעמים גם היפר-ענקים (דרגת בהירות 0).

לעל-ענקים יש מסה גדולה מ-10 מסות שמש שיכולה להגיע גם ל-70 מסות שמש. הרדיוס שלהם משתנה בין עשרות רדיוסי שמש ועד למעל 1,000 רדיוסי שמש ועוצמת ההארה שלהם נעה בין פי עשרות אלפים לפי מאות אלפים מעוצמת הארתה של השמש. ככל שרדיוסם של העל-ענקים גדל, טמפרטורת פני השטח שלהם יורדת, כך שעל-ענקים בעלי רדיוס גדול במיוחד הם תמיד על-ענקים אדומים או כתומים בעוד שאלו בעלי רדיוסים קטנים יותר עשויים להיות גם צהובים, לבנים או כחולים.

בשל המסה הגדולה, תוחלת החיים של על-ענקים היא קצרה יחסית - בין מאות-אלפי שנים לעשרות-מיליוני שנים בלבד. הם נצפים בעיקר במקומות בהם נוצרים כוכבים חדשים כמו הזרועות של גלקסיות ספירליות או בגלקסיות לא סדורות וכן בצבירים פתוחים ופחות מכך באזור המרכז של גלקסיות ספירליות. נדיר למצוא אותם באזורים של כוכבים זקנים כמו צבירים כדוריים או בגלקסיות אליפטיות. העל-ענקים בעלי מסה נמוכה יחסית (עד 12 מסות שמש) עשויים להפוך בסוף חייהם לננסים לבנים של חמצן וניאון, אך בדרך כלל על-ענקים מסיימים את חייהם בסופרנובה. בעבר שיערו שרק על-ענקים אדומים יכולים ליצור סופרנובות, אך סופרנובה 1987A נוצרה דווקא מעל-ענק כחול.

נראה שעל-ענקים אדומים הופכים לעיתים לעל-ענקים כחולים בשל האטה מסוימת בתהליכי ההיתוך הגרעיני שמביאה לכיווצם ולצמצום משמעותי בשטח הפנים שלהם תוך ירידה מתונה יותר בקצב פליטת האנרגיה, כך שטמפרטורת פני השטח עולה באופן משמעותי. אם תהליכי ההיתוך מואצים שוב בשל העלייה בצפיפות הגז, הכוכב חוזר להיות על-ענק אדום ותהליך זה עשוי לחזור מספר פעמים. בזמן המעבר בין על-ענק אדום ועל-ענק כחול, עובר הכוכב דרך הסוגים הספקטרליים שביניהם ולמשך פרק זמן של עשרות אלפי שנים או אף מאות אלפי שנים הכוכב יכול להיות על-ענק לבן או צהוב.

דוגמאות לעל-ענקים:

ביטלג'וז הוא על-ענק אדום

דלתא בקפאוס הוא על-ענק צהוב

דנב הוא על-ענק לבן

ריג'ל הוא על-ענק כחול

על-ענק אדום

על-ענק אדום הוא כוכב על-ענק הנמצא בחלקה העליון של דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. דרגת הבהירות של על-ענק אדום היא I והסיווג הספקטרלי שלו הוא K-M. כוכבים אלו הם הגדולים ביותר שנתגלו ביקום מבחינת נפח. הכוכב ביטלג'וז, מקבוצת הכוכבים אוריון, הוא דוגמה לעל-ענק אדום.

על-ענק כחול

על-ענק כחול הוא כוכב על-ענק הנמצא בחלקה העליון של דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, כלומר דרגת הבהירות של על-ענק כחול היא I והסיווג הספקטרלי שלו הוא O-B. כוכבים אלו הם בעלי טמפרטורת פני שטח חמה במיוחד בין 20,000 ל-50,000 קלווין והם הכוכבים החמים ביותר והבהירים ביותר שנתגלו עד כה. הכוכב ריג'ל מקבוצת הכוכבים אוריון, הוא דוגמה לעל-ענק כחול.

ענק (כוכב)

ענק הוא כוכב בעל רדיוס ובהירות גדולים משמעותית מכוכב בעל טמפרטורת פני שטח דומה השוכן על הסדרה הראשית. באופן טיפוסי, לענקים רדיוס בתחום של פי 10-100 מרדיוס השמש, ובהירות של פי 10-1000 ממנה. כוכב חם ובהיר במידה יוצאת דופן על הסדרה הראשית יכול גם להיות מסווג כענק.

בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, ענקים שוכנים בענפים III ו-II (ענקים בהירים), מעל ענף הסדרה הראשית.

כוכבים יותר בהירים מענקים מסווגים כעל-ענקים או אף היפר-ענקים.

ערפילית

עַרְפִילִית (האות פ"א רפה) היא ענן בין-כוכבי של גז ואבק המורכב מיסודות. המונח "ערפילית" (nebula - נֶבּיוּלָה) שימש במקורו שם לקבוצה של גרמי שמים, אשר כללה בין השאר גם גלקסיות, אך כיום אין שימוש זה מקובל. בערפיליות הגדולות נוצרים כוכבים חדשים.

כוכבים נוצרים בערפיליות אך הגדולים שבהם מסיימים את מהלך חייהם בתור ערפילית, ממנה יווצרו כוכבים חדשים.

רשת (קבוצת כוכבים)

רשת היא קבוצת כוכבים קטנה ועמומה בשמי הדרום שהוגדרה לראשונה במאה ה-17 על ידי אייזק האברכט שקראה לה "מעוין" (Rhombus). במאה ה-18 שונה שמה על ידי האסטרונום ניקולא לואי דה לאקאי ל-Reticulum - השם בלטינית של רשת או סריג שהיה מורכב על עינית הטלסקופ לשם מדידת מיקומם המדויק של הכוכבים.

שעון מטוטלת (קבוצת כוכבים)

שעון מטוּטלת (בלטינית: Horologium) היא קבוצת כוכבים קטנה וקשה למציאה בשמי הדרום, דרומית מזרחית לקבוצת ארידנוס. הקבוצה מורכבת מכוכבים עמומים במיוחד. שם הקבוצה ניתן לה על ידי האסטרונום הצרפתי ניקולא לואי דה לאקאי כמחווה לכריסטיאן הויגנס ממציא שעון המטוטלת.

מכיוון שהקבוצה הוגדרה רק במאה ה-18 אין סיפורים מיתולוגיים הקשורים אליה.

דף זה בשפות אחרות

This page is based on a Wikipedia article written by authors (here).
Text is available under the CC BY-SA 3.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.