תנועה עצמית

באסטרונומיה, תנועה עצמית של גרם שמים היא השינוי הנצפה במיקומו של גרם השמים על רקע העצמים הרחוקים יותר שנראים קבועים במקומם. מכיוון שתנועת כדור הארץ סביב השמש גורמת להיסט ומשנה את מיקומם של גרמי שמים קרובים ביחס לרחוקים, התנועה העצמית נמדדת ביחס לצופה דמיוני הנמצא במרכז המסה של מערכת השמש. היחידות המקובלות למדידת התנועה העצמית הן שניות קשת לשנה או אלפיות של שניות קשת לשנה ומסומנות באות היוונית μ. ניתן לפרק את התנועה העצמית לשני רכיבים במערכת הקואורדינטות המשוונית: השינוי בעלייה הישרה , שנמדד בשניות זמן, והשינוי בנטייה , שנמדד בשניות קשת. התנועה העצמית הכוללת היא . השם "תנועה עצמית" אינו מדויק, שכן התנועה העצמית של גרם שמים אינה תלויה רק בתנועתו של גרם השמים אלא גם בתנועת השמש סביב שביל החלב.

Proper Motion he
היחס בין התנועה העצמית של עצם שמימי ובין המהירות והמרחק שלו מהשמש

תכונות

התנועה העצמית של גרם שמים נובעת מתנועתו ביחס למערכת השמש. את מהירות התנועה של גרם השמיים ביחס למערכת השמש ניתן לפרק לשני רכיבים: המהירות הרדיאלית, שהיא ההטלה של וקטור המהירות על הקו המחבר את השמש עם גרם השמים, והמהירות המשיקה שהיא הרכיב הניצב למהירות הרדיאלית. התנועה העצמית היא למעשה המהירות הזוויתית של העצם, כלומר השינוי בזווית של הקו המחבר את השמש עם העצם ביחס לכיוון קבוע כלשהו. היחס בין המהירות המשיקה והמהירות הזוויתית הוא כאשר היא המהירות המשיקה ו- הוא המרחק של העצם. התוצאה היא ברדיאנים ליחידת הזמן שבה ניתנת המהירות המשיקה והקירוב נכון כי מדובר תמיד בזוויות קטנות מאוד מסדר הגודל של שניות קשת לכל היותר. אם רוצים להשתמש ביחידות המקובלות, קילומטר בשנייה למהירות המשיקה, פארסק למרחק ושניות קשת בשנה לתנועה העצמית, אז המשוואה המתקבלת היא . ממדידת המהירות העצמית ניתן לחשב את המהירות המשיקה, בתנאי שהמרחק אל העצם ידוע.

מדידת התנועה העצמית

Barnard2005
מיקומו של כוכב ברנרד ביו השנים 1985 ו-2005

בניגוד למהירות רדיאלית, אותה ניתן לחשב באופן ישיר באמצעות מדידת אפקט דופלר של קרינת העצם, את המהירות המשיקה לא ניתן למדוד באופן ישיר. על מנת למדוד את התנועה העצמית וממנה להסיק את המהירות המשיקה, מבצעים השוואה בין מיקום העצם בשתי נקודות זמן ומודדים את ההפרש בעלייה הישרה ובנטייה שלו ומהן מחשבים את התנועה העצמית שלו. לשם כך משתמשים לרוב בצילומים של השמים שנלקחו בהפרש של מספר שנים. במקרה של כוכבים בעלי תנועה עצמית גדולה במיוחד, ניתן לזהות את השינוי במיקומם גם ללא צורך בצילום. כך למשל בשנת 1792 גילה האסטרונום והמתמטיקאי האיטלקי ג'וזפה פיאצי ש-61 בברבור נע על רקע הכוכבים האחרים במהירות גבוהה של כמעט 5 שניות קשת בשנה ועל ידי שימוש בטלסקופ חובבים, ניתן לראות בקלות איך מיקומו של כוכב ברנרד משתנה משנה לשנה ביחס לכוכבים שמסביבו בכ-10 שניות קשת. כאשר משווים בין מפות כוכבים שנעשו בתקופות שונות, ניתן להבחין בתנועה העצמית של כוכבים אפילו אם התנועה העצמית שלהם קטנה. כך לדוגמה, זיהה אדמונד האלי בשנת 1718 שהכוכבים סיריוס, ארקטורוס ואלדברן שינו את מיקומם ביחס למפות הכוכבים שיצר תלמי.[1] בשנת 1942 הוציא האסטרונום ההולנדי - אמריקאי וילם יקוב לויטן קטלוג של כוכבים בעלי תנועה עצמית גדולה, שאותם זיהה באמצעות השוואה של צילומים מתקופות שונות של השמים. לויטן השווה את מיקומם של מאות אלפי כוכבים ואסף בקטלוג זה ובגרסאות נוספות שלו עשרות אלפי כוכבים עם תנועה עצמית של למעלה מ-0.2 שניות קשת בשנה.[2]

שימושים

כוכבים בעלי תנועה עצמית גדולה הם בדרך כלל כוכבים קרובים, שכן גודל התנועה העצמית הופכי למרחק עבור כוכבים בעלי מהירות משיקה דומה. זיהוי של כוכב כבעל תנועה עצמית גדולה הופכת אותו למועמד למחקר שכן כוכבים קרובים הם יותר קלים לחקירה מאשר כוכבים רחוקים. מדידת התנועה העצמית היא צעד הכרחי בחישוב המהירות המשיקה והמהירות הכוללת של גרם השמים. ממדידת המהירות הכוללת ניתן לזהות את כיוון התנועה של גרם השמים ומזה לחשב את מסלולו ואת יחסיו עם גרמי שמים נוספים, כך למשל, כוכבים שהיו בעבר חלק מצביר פתוח שהתפרק, נעים בקירוב באותו הכיוון וכוכבים שהיו חלק ממערכת מרובת כוכבים, שבעקבות סופרנובה הועפו מרכיביה לכיוונים שונים, נעים במסלולים שנראה שמקורם בנקודה משותפת. כמו כן ממדידת מהירויות התנועה של כוכבים בצביר ניתן לחשב את התפלגות המסה בתוכו ואת מסתו הכוללת.

כוכבים בעלי תנועה עצמית גדולה מאוד

אלו הם עשרת הכוכבים שתנועתם העצמית היא הגדולה ביותר שנמדדה עד כה (מודגשים הכוכבים שניתן לראות בעין ללא ציוד עזר):

# שם קבוצת כוכבים תנועה עצמית
מילישניות קשת בשנה)
מרחק
שנות אור)
מהירות משיקה
קילומטר לשנייה)
1 כוכב ברנרד נושא הנחש ‎-798.58 10328.12 10358.95 5.98 90.1
2 כוכב קפטיין כן ציור 6505.08 ‎-5730.84 8669.4 12.76 160.8
3 גרומברידג' 1830 הדובה הגדולה 4003.98 ‎-5813.62 7059.0 29.9 306.9
4 לאקאי 9352 דג דרומי 6768.2 1327.52 6897.16 10.7 107.30
5 גליזה 1 פסל 5634.68 ‎-2337.71 6100.37 14.15 125.51
6 HIP 67593 טלה 2118.73 5397.57 5798.52 17.36 146.36
7 61 בברבור ברבור 4133.05 3201.78 5228.14 11.41 86.73
8 כוכב טיגרדן נושא הנחש 3386.0 ‎-3747.0 5050.25 12.58 92.37
9 לאלנד 21185 הדובה הגדולה ‎-580.27 ‎-4765.85 4801.05 8.31 58.01
10 ε באינדיאני אינדיאני 3960.93 ‎-2539.23 4704.96 11.81 80.79

הערות שוליים

  1. ^ O. Neugebauer: A History of Ancient Mathematical Astronomy, p. 1084
  2. ^ Arthur Upgren: Willem Jacob Luyten - A Biographical Memoir, National Academy of Sciences (1999)
אלדברן

אַלְדֶּבַּרַן (בלועזית: Aldebaran) הוא הכוכב הבהיר ביותר בקבוצת הכוכבים שור והוא גם אחד מהכוכבים הבהירים ביותר בשמי הלילה. בשל מיקומו הבולט בראשו של השור, כונה הכוכב בעבר "עין השור". מקור שמו הנוכחי הוא מערבית "א-דַבַּראן" (الدبران) - "העוקב" מכיוון שהוא נראה כעוקב אחרי צביר הפליאדות. למרות שאלדברן נראה כאילו הוא נמצא בתוך צביר הכוכבים ההיאדות, הוא אינו חלק מהצביר ונמצא למעשה בפחות מחצי המרחק אליו. אלדברן מהווה את הקודקוד המערבי של משושה החורף.

אלניטק

אלניטק (בכתיב לועזי: Alnitak) או ζ באוריון הוא הכוכב החמישי בבהירותו בקבוצת הכוכבים אוריון והוא אחד הכוכבים הבהירים בשמים. אלניטק הוא הכוכב המזרחי ב"חגורת אוריון", ממזרח לאלנילם. פרוש שמו של הכוכב בערבית (النطاق אנ-ניטאק) הוא "החגורה" בהתאמה למיקומו בחגורה של אוריון. הכוכב נמצא בין שתי ערפיליות - מצפון מזרח לו נמצאת ערפילית הפליטה NGC 2024 (נקראת גם ערפילית הלהבה) ומדרום לו נמצאת ערפילית ראש הסוס (IC 434).

אנטארס

אנטארס או α בעקרב הוא הכוכב הבהיר ביותר בקבוצת עקרב, ואחד מהכוכבים הבהירים ביותר בשמי הלילה. יחד עם אלדברן, ספיקה ורגולוס הוא אחד מארבעת הכוכבים הבהירים במישור המילקה. אלדברן, הדומה לו בצבעו, שוכן כמעט בדיוק בכיוון ההפוך ממנו בגלגל המזלות. אנטארס נמצא בבועה המקומית על זרוע אוריון שבשביל החלב.

בשנת 2017 היה לכוכב הראשון (מלבד השמש) אשר הופקו אודותיו תמונות מפורטות.

ארקטורוס

ארקטורוס (בעברית מזוהה עם 'עש' המקראי) הוא הכוכב הבהיר ביותר בשמי הצפון והרביעי בבהירותו בשמים. למעשה הוא בהיר יותר מכל אחד מכוכבי המערכת α קנטאורי, אך בהירותם הכוללת של כוכבי המערכת כפי שהיא נראית לעין בלתי מצוידת גבוהה יותר. זהו גם הכוכב הבהיר ביותר בקבוצת הכוכבים שומר הדובים (Boötes) ופרוש שמו ביוונית הוא "שומר הדובים".

גליזה 65

גליזה 65 (מגרמנית: Gliese 65), נקרא גם לוּיטן 726-8 הוא כוכב כפול המורכב מזוג ננסים אדומים הנמצאים במרחק של 8.7 שנות אור ממערכת השמש בקבוצת הכוכבים לווייתן. זו אחת ממערכות הכוכבים הקרובות ביותר לכדור הארץ אך בהירותה הנמוכה לא מאפשרת להבחין בה ללא טלסקופ. המערכת התגלתה בשנת 1948 על ידי האסטרונום ההולנדי וילם יקוב לויטן שהכניס אותה תחת הציון Luyten 726-8 לקטלוג הכוכבים בעלי תנועה עצמית גדולה, שכן המערכת נעה ביחס לשאר הכוכבים במהירות זוויתית של 3.37 שניות קשת בשנה. לויטן עצמו גילה יותר מאוחר שמדובר בזוג כוכבים ולא בכוכב בודד.

הדר (כוכב)

הדר, אגנה או β (בטא) בקנטאור הוא הכוכב השני בבהירותו בקבוצת הכוכבים קנטאור והוא גם הכוכב האחד עשר בבהירותו בשמים. הכוכב נמצא בחלק הדרומי של קבוצת קנטאור, סמוך לכוכב אלפא קנטאורי והקו המחבר אותם מצביע אל קבוצת הצלב הדרומי (ליתר דיוק אל הכוכב גקרוקס).

וולף 359

וולף 359 (באנגלית: Wolf 359, נקרא גם CN באריה, LHS 36 או גליזה 406) הוא ננס אדום בקבוצת הכוכבים אריה הממוקם במרחק של 2.4 פארסק (7.7 שנות אור) מכדור הארץ. וולף 359 הוא אחד מהכוכבים הקרובים ביותר לארץ, כאשר רק מערכת אלפא קנטאורי וכוכב ברנרד קרובים אלינו יותר, ככל הידוע כרגע. למרות קרבתו ובשל בהירותו הקטנה יחסית לא ניתן לראותו בעין בלתי מזוינת. הכוכב התגלה בשנת 1918 על ידי האסטרונום מקס וולף בעזרת צילום אסטרונומי, ונקרא על שמו של המדען. לכוכב תנועה עצמית גדולה מאוד והוא נע על רקע הכוכבים הרחוקים יותר כ-4.7 שניות קשת בשנה. הכוכבים הקרובים ביותר אליו הם רוס 128 במרחק של 3.8 שנות אור ממנו ולאלנד 21185 במרחק של 4.1 שנות אור ממנו.

וינדמיאטריקס

וִינְדֵמִיָאטְרִיקְס (מלטינית: Vindemiatrix - הבוצרת), נקרא גם אַלְמוּרֵדִין (מערבית - הבוצרת) וכן ε בבתולה, הוא הכוכב השלישי בבהירותו בקבוצת הכוכבים בתולה עם בהירות מדרגה 2.79. מקור שמו מגיע מכך שהוא זורח לפנות בוקר, ממש לפני זריחת השמש, כשמגיעה עונת בציר הענבים. הכוכב נמצא במרחק של כ-110 שנות אור ממערכת השמש ומיקומו הסמוך לצביר הבתולה מסייע באיתור חלק מהגלקסיות החברות בצביר: M60 נמצאת כ-4.5 מעלות ממערב לווינדמיאטריקס, M59 נמצאת כ-5 מעלות ממערב לו ו-M58 כ-6 מעלות ממערב לו, כולן בערך על אותו הקו. כמו כן במרחק של פחות מ-8 מעלות מווינדמיאטריקס נמצאות גם הגלקסיות M87‏, M89 ו-M90 (ממערב-צפון-מערב) ובמרחק של פחות מ-10 מעלות ממנו נמצאות הגלקסיות M49 (ממערב-דרום-מערב), M84 (ממערב-צפון-מערב), M88 ו-M91 (מצפון מערב).

זואופלנקטון

זואופלנקטון הוא פלנקטון הטרוטרופי (לעיתים דטריטיבורי). פלנקטון (בעברית: צֶפֶת) הוא השם שניתן לצבר של אורגניזמים זעירים - השוחים ובעיקר נסחפים - השוכנים במימי האוקיינוסים והימים, כמו גם במאגרי מים מתוקים שונים. מקור המילה "זואופלנקטון" מיוונית עתיקה, "זון" (ζῴον) שפירושו בעל חיים, ו"פלנקטוס" (πλαγκτός) שפירושו "נודד" או "נע ונד". פרטים של זואופלנקטון הם בדרך כלל מיקרוסקופיים, אבל חלקם (דוגמת מדוזות) גדולים יותר וניתנים לצפייה בעין בלתי מזוינת.

זואופלנקטון היא קטגוריה הכוללת טווח גדול של גדלים של אורגניזמים, מחד-תאיים זעירים ועד בעלי חיים גדולים יחסית. היא כוללת אורגניזמים הולופלנקטוניים שמחזור החיים השלם שלהם מתרחש כפלנקטון, כמו גם אורגניזמים מרופלנקטוניים שמבלים חלק מחייהם כפלנקטון לפני שהם מתבגרים והופכים לנקטון (מסוגלים לנוע עצמאית) או שהופכים לבעלי חיים ישיבים על קרקעית האוקיינוס. אף שהאורגניזמים בזואופלנקטון תלויים בזרמי המים לתנועה, יש לרבים מהם יכולת תנועה עצמית, במטרה להתחמק מטורפים (כפי שמתרחש בנדידה היממתית האנכית), או כדי להגביר את הסיכוי למצוא טרף.

קבוצות חד-תאיים של זואופלנקטון חשובות מבחינה אקולוגית כוללות את החוריריות הקרנוניות (Radiolaria) והדינופלגלטים (Dinoflagellata) (האחרונים הם לעיתים קרובות מיקסוטרופיים). זואופלנקטון רב-תאיים חשובים כוללים בעלי חיים ממערכת הצורבים, כדוגמת מדוזות ושלפוחן מצוי, סרטנאים, דוגמת שטרגליים וקרילאים, תולעי חץ (Chaetognatha), רכיכות, דוגמת הפטרופודים (Pteropoda) ומיתרנים, דוגמת בעלי החיים ממשפחת ה-Salpidae ודגים צעירים. מגוון פילוגנטי נרחב זה כולל גם מגוון נרחב של צורות תזונה: סינון מזון, טריפה וסימביוזה עם פיטופלנקטון אוטוטרופי, כמו שמתרחש באלמוגים. זואופלנקטון ניזון מבקטריופלנקטון, פיטופלנקטון, וזואופלנקטון אחרים (לעיתים תוך כדי קניבליזם), שלג ימי (חלקיקים של חומר אורגני הצונחים משכבות המים העליונות למטה. מקורם באורגניזמים מתים והפרשות של אורגניזמים חיים) ואפילו אורגניזמים נקטוניים. עקב כך ניתן למצוא זואופלנקטון בעיקר קרוב לפני המים באזורים בהם מקורות המזון (פיטופלנקטון או זואופלנקטון אחר) מצויים בשפע.

כמו כל המינים האחרים, כך גם הזואופלנקטון מוגבל לאזור גאוגרפי. עם זאת, מינים של זואופלנקטון אינם מפוזרים בצורה אחידה או אקראית בתוך אזור באוקיינוס. במקום זאת "צברים" של מינים של זואופלנקטון (וזה נכון גם לגבי פיטופלנקטון) קיימים בכל רחבי האוקיינוס. אף שמעל לשכבה המזופלגאית (בין 200 מטרים ל-2,000 מטרים מתחת לפני המים) אין כמעט מחסומים פיזיים, מוגבלים מינים מסוימים של זואופלנקטון בהתאם לרמת המליחות ומפל הטמפרטורות, בעוד שמינים אחרים יכולים לעמוד בטווח רחב של מליחות וטמפרטורות. הפיזור של הזואופלנקטון מושפע מגורמים ביולוגיים, כמו גם גורמים פיזיים אחרים. גורמים ביולוגים כוללים: רבייה, טריפה, ריכוז של פיטופלנקטון, ונדידה אנכית. הגורם הפיזי המשפיע בצורה הרבה ביותר על תפוצת הזואופלנקטון הוא תנועת עמוד המים (עליית מי העומק ושקיעה של מי שטח לאורך החוף ובאוקיינוס הפתוח). שמשפיע על זמינות הנוטריאנטים ועקב כך על ייצור הפיטופלנקטון.

מיני הזואופלנקטון מהווים שלב חשוב בשרשרת המזון בכך שהם ניזונים מהפיטופלנקטון ומשמשים מקור מזון לצרכנים ברמת הזנה גבוהה יותר (כולל דגים) וכאמצעי הובלה לאריזת החומר האורגני במשאבה הביולוגית. מכיוון שהם בדרך כלל קטנים, יכולים מיני הזואופלנקטון להגיב במהירות לגידול בשפע הפיטופלנקטון, לדוגמה, בתקופת הפריחה באביב.

זואופלנקטון יכול גם לשמש כמאגר טבעי למחלות זיהומיות. נתגלה כי זואופלנקטון של סרטנאים מארח את החיידק Vibrio cholerae, הגורם למחלת הכולרה, בכך שהוא מאפשר לחיידקי הכולרה להיצמד לשלד החיצוני הכיטיני שלהם. יחסים סימביוטיים אלו משפרים את היכולת של החיידקים לשרוד בסביבה הימית, כיוון שהשלד החיצוני מספק להם פחמן וחנקן.

מהירות רדיאלית

מהירות רדיאלית של עצם ביחס לנקודת ייחוס היא קצב שינוי המרחק בין העצם ובין נקודת הייחוס. המהירות הרדיאלית היא למעשה הטלה של וקטור המהירות של העצם ביחס לנקודת הייחוס על הקו המחבר אותם. הרכיב של המהירות הניצב למהירות הרדיאלית נקרא מהירות משיקה. השימוש העיקרי במהירות רדיאלית הוא באסטרונומיה, שם העצמים הם גרמי שמים והמהירות הרדיאלית מתייחסת לשינוי במרחק שלהם אל נקודת הייחוס שהיא בדרך כלל כדור הארץ, השמש או שביל החלב.

מיזר

מיזר (בכתיב לועזי: Mizar מערבית مئزر - מיזַר "אבנט") או ζ בדובה הגדולה הוא הכוכב הרביעי בבהירותו בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה. הכוכב קיבל את ציון באייר ζ (זטא) שכן יוהאן באייר ציין את שבעת כוכבי הקבוצה הבהירים על פי מיקומם ממערב למזרח ולא על פי בהירותם. הכוכב נמצא באמצע ה"יצול" של העגלה הגדולה, בין אליות ובין אלקאיד.

במרחק של כחמישית מעלה לכיוון צפון-מזרח ממיזר, נמצא אלקור, שההבחנה בקיומו נחשבה בעת העתיקה למבחן תקינות הראייה. אלקור הוא אחד הכוכבים העמומים ביותר בעלי שם משלהם וכן אחד המקרים היחידים של כוכב עם שם וללא ציון באייר. זוג הכוכבים נקרא בעבר על ידי הערבים "סוס ופרש".

סחרחורת

סחרחורת היא תחושה של תנועה עצמית או סביבתית ללא שינוי ממשי בסביבה או במיקום האדם.

המונח אינו מוגדר היטב והוא יכול לכלול תופעות של ורטיגו, של הרגשות של אי שיווי המשקל, לפעמים עם בחילות והקאות, הרגשת טרום עלפון.

הורטיגו הוא הסחרחורת החמורה, שבה בדרך כלל יש הרגשה ברורה שהסביבה מסתובבת ונוטים ליפול.

הסחרחורות מסוג אחר מוכרות באנגלית כ-dizziness.

סיריוס

סיריוס הוא כוכב זוגי הידוע גם כ-α בכלב גדול, הכלב של אוריון וגליזה 244, ונקרא בעברית אברק או "כוכב הכלב". זהו הכוכב הבהיר ביותר בשמי כדור הארץ (מלבד השמש), מרחקו 8.6 שנות אור ממערכת השמש (המערכת החמישית במרחקה ממערכת השמש והשנייה מבין אלו שניתנות לצפייה ללא ציוד עזר אחרי מערכת אלפא קנטאורי) והוא שייך לקבוצת הכוכבים כלב גדול ומהווה את הקודקוד הדרום מזרחי של משושה החורף.

הכוכב הראשי במערכת הוא סיריוס-A, כוכב הסדרה הראשית מסוג ספקטרלי A1 V, צבעו לבן - כחלחל והוא מאיר בעוצמה של פי 25 מאשר עוצמת ההארה של השמש. לסיריוס מהירות רדיאלית של 7.6 ק"מ/שנייה ובתצפיות נתגלה סביבו ענן אבק.

הכוכב המשני במערכת הוא הננס לבן סיריוס-B. הוא מסתובב סביב נקודה משותפת בינו לבין סיריוס-A ב־50.1 שנות ארץ, במסלול אקסצנטרי מאוד, המשתנה בין 8.1 יחידות אסטרונומיות ל־31.5 יחידות אסטרונומיות. סיריוס-B חיוור פי 10,000 מסיריוס-A, קוטרו 12,000 ק"מ וצפיפותו גדולה פי 92,000 מצפיפות השמש.

פעפוע

פִּעְפּוּעַ (בלועזית: דִּיפוּזְיָה) הוא פיזור של חומר (עצם פיזיקלי, כמו מולקולות) במורד מפל ריכוזים, מריכוז גבוה שלו לריכוז נמוך שלו. הפעפוע הוא תנועה עצמית של חלקיקים, תהליך הנגרם בשל תנועתם המתמדת והאקראית של חלקיקי החומר, שנובעת מהאנרגיה הקינטית שיש להם. תוצאת הפעפוע היא ערבוב הדרגתי של החומר עד להגעה לריכוז אחיד על פני הנפח העומד לרשות החומר.

קצב הפעפוע תלוי בטמפרטורה, כלומר באנרגיה הקינטית של חלקיקי החומר, בצמיגות הזורם שבו מתרחש הפעפוע ובכמות החלקיקים של החומר. חוק הדיפוזיה של פיק מסביר בצורה מתמטית את תופעת הפעפוע. פעפוע מתרחש באופן בולט בגזים ובנוזלים, אולם גם במוצקים מתרחש פעפוע איטי. פעפוע של גזים הוא מהיר יותר מפעפוע של נוזל. פעפוע בנוזלים עשוי לגרום לפיזור של חלקיקים המומסים בנוזל או לחלופין לפעפוע של הנוזל עצמו (תהליך הנקרא אוסמוזה).

הפעפוע מתואר במספר דיסציפלינות בפיזיקה, בכימיה ובביולוגיה. להלן דוגמאות:

ערבוב מספר חומרים ובכך ליצור תערובות חדשות כגון אבקות למיניהן וכדומה.

שימוש בריאקטור.

יצירת קטליזטורים בתעשייה כימית.

יצירת נסכים על ידי עירוב של פלדה או מתכות אחרות עם חומרים אחרים.

פרוקסימה קנטאורי

פרוקסימה קנטאורי הוא הכוכב הקרוב ביותר למערכת השמש ומכאן שמו (לטינית: proximus = קרוב). מרחקו ממערכת השמש 4.22 שנות אור והוא נמצא בקבוצת הכוכבים קנטאורוס. פרוקסימה קנטאורי שייך למערכת הכוכבים אלפא קנטאורי, והוא הכוכב החיוור ביותר בה, על כן הוא גם מכונה לעיתים אלפא קנטאורי C. ניתן לראות את פרוקסימה קנטאורי רק דרומית מקו רוחב 25 מעלות צפון ורק באמצעות טלסקופ. הכוכב התגלה ב-1915 על ידי רוברט אינס.

פרוקסימה קנטאורי הוא כוכב מסוג ננס אדום והוא כוכב משתנה מסוג כוכב הבזק. ההתפרצות מתרחשת כמעט מדי שעה ויכולה להכפיל פי כמה את בהירותו הנורמלית. הכוכב נמצא על הגבול התחתון של היכולת לתמוך בבעירה תרמו-גרעינית. גילו של הכוכב 4.85 מיליארד שנים.

פרוקסימה מרוחק מהכוכב הכפול אלפא קנטאורי 13,000 יחידות אסטרונומיות ומקיף אותו בחצי מיליון שנים. לפרוקסימה תנועה עצמית גדולה במיוחד גבוהה של כ-3.8 שניות קשת בשנה.

לפרוקסימה יש כוכב לכת, פרוקסימה קנטאורי b המקיף אותו באזור ישיב. כמו כן, כוכב לכת נוסף פרוקסימה קנטאורי c נצפה בשנת 2019, אך טרם אושר.

קאפלה (כוכב)

קאפלה (בלועזית: Capella - או α בעגלון) הוא הכוכב הבהיר ביותר בקבוצת הכוכבים עגלון והשישי בבהירותו בשמים. כמו כן הוא הכוכב עם דרגת בהירות מתחת ל-1 הקרוב ביותר לקוטב השמימי הצפוני.

קאפלה הוא למעשה מערכת בת ארבעה כוכבים במרחק של כ-42 שנות אור, המורכבת מזוג ענקים צהובים וזוג ננסים אדומים הקשורים כבידתית זה לזה.

קטלוג לויטן

קטלוג לויטן הוא שם כולל לסדרת קטלוגים של כוכבים בעלי תנועה עצמית גדולה שערך האסטרונום ההולנדי - אמריקאי וילם יקוב לויטן. לויטן עסק בחלק ניכר מעבודתו במדידת התנועה העצמית של כוכבים באמצעות השוואת צילומים של השמים בתקופות שונות ועל ידי מעבר שיטתי על כל השמים יצר רשימות של כל הכוכבים שנראו בצילומים והיו בעלי תנועה עצמית גדולה מספיק כדי שמיקומם ישתנה באופן נראה לעין. הכוכבים שנכללו בקטלוגים היו בתחילה כוכבים מוכרים שהיו ידועים מימי קדם או שהתגלו על ידי אסטרונומים אחרים, אבל בהמשך חלק גדול מהכוכבים היו כאלה שרישומם בקטלוגים של לויטן היה התיעוד הראשון שלהם והציון שקיבלו בקטלוגים הפך לשמם המקובל.

ריג'ל

ריג'ל או β באוריון הוא הכוכב הבהיר ביותר בקבוצת הכוכבים אוריון והוא הכוכב השביעי בבהירותו בשמים. זהו למעשה כוכב זוגי שמרחקו ממערכת השמש הוא כ-860 שנות אור, מיקומו של הכוכב הוא בתחתית הצורה השמימית "אוריון" מתחת לערפילית אוריון.

תא זרע

תא זרע הוא תא רבייה (גמטה) המיוצר על ידי זכרים של יצורים רב-תאיים המתרבים ברבייה זוויגית (מינית).

תאי הזרע מתפתחים מתאי נבט דיפלואידיים, שעוברים בתהליך הבשלתם התחלקות מיוטית שתוצאתה היא ארבעה תאי זרע, שכל אחד מהם הוא הפלואידי - מכיל מחצית ממטענו הגנטי ההתחלתי של תא הנבט, או של תא סומטי (מספר הכרומוזומים הוא n במקום 2n). תכונה זו אופיינית לכל תאי הרבייה הבשלים, מכיוון שכך, בעת ההפריה, הזיגוטה שתיווצר תהיה דיפלואידית כמו הוריה.

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.