מצפה הכוכבים כנרת
  • ספר לימוד
    • פרק א' – כיצד פועל המדע?
    • פרק ב' – אסטרונומיה קדומה
    • פרק ג' – המהפכה הקופרניקנית
    • פרק ד' – אנרגיה וחומר ביקום
    • פרק ה' – מערכת ארץ-ירח
    • פרק ו' – פלנטות ארציות
    • פרק ז' – פלנטות ענקיות וירחיהן
    • פרק ח' – גופים במרחב הפלנטרי
    • פרק ט' – כיצד נוצרה המערכת הפלנטרית?
    • פרק י' – גלוי קרינה מהחלל
    • פרק י"א – השמש – הכוכב שלנו
    • פרק י"ב – תכונותיהם של כוכבים
    • פרק י"ג – הולדתם ומותם של כוכבים
    • פרק י"ד – שביל החלב
    • פרק ט"ו – גלקסיות
    • פרק ט"ז – היקום המתפשט
    • פרק י"ז – קוסמולוגיה
    • פרק י"ח – החיים בכדור הארץ
    • פרק י"ט – חיים ביקום
  • הדמיות
  • עבודות זעירות
    • מהם מטאוריטים?
    • מה הם כתמי שמש?
    • מה קורה לחלקי השמש כאשר הם מתפרצים מהשמש ומה תוצאת נפילתם?
    • מדוע כוכב הלכת אורנוס מסתחרר בשכיבה על הצד?
    • מדוע צבעו של מאדים אדום?
    • מדוע כוכב הלכת אורנוס מסתחרר בשכיבה על הצד?
    • למה נעלמו המים במאדים?
    • איך כוכב הלכת צדק נוצר, הגיע למערכת השמש והחל להסתובב סביבה במסלול הקבוע?
    • כיצד נוצרו טבעותיו של שבתאי (saturn)?
  • פעילויות תלמידים
    • בית ספר יסודי
    • חטיבת ביניים
    • בית ספר תיכון
  • מצפה כוכבים רובוטי
  • פרויקטים
    • מייזמים שמתקיימים כעת
    • מייזמים שהסתיימו
    • תערוכת טילאות
  • צור קשר
  • ראשי
  • ספר לימוד
  • הדמיות באסטרונומיה
  • עבודות זעירות
  • אסטרוטופ
  • פעילויות תלמידים
  • מצפה כוכבים רובוטי
  • פרויקטים
  • צור קשר
מצפה הכוכבים כנרת
  • ספר לימוד
    • פרק א' – כיצד פועל המדע?
    • פרק ב' – אסטרונומיה קדומה
    • פרק ג' – המהפכה הקופרניקנית
    • פרק ד' – אנרגיה וחומר ביקום
    • פרק ה' – מערכת ארץ-ירח
    • פרק ו' – פלנטות ארציות
    • פרק ז' – פלנטות ענקיות וירחיהן
    • פרק ח' – גופים במרחב הפלנטרי
    • פרק ט' – כיצד נוצרה המערכת הפלנטרית?
    • פרק י' – גלוי קרינה מהחלל
    • פרק י"א – השמש – הכוכב שלנו
    • פרק י"ב – תכונותיהם של כוכבים
    • פרק י"ג – הולדתם ומותם של כוכבים
    • פרק י"ד – שביל החלב
    • פרק ט"ו – גלקסיות
    • פרק ט"ז – היקום המתפשט
    • פרק י"ז – קוסמולוגיה
    • פרק י"ח – החיים בכדור הארץ
    • פרק י"ט – חיים ביקום
  • הדמיות
  • עבודות זעירות
    • מהם מטאוריטים?
    • מה הם כתמי שמש?
    • מה קורה לחלקי השמש כאשר הם מתפרצים מהשמש ומה תוצאת נפילתם?
    • מדוע כוכב הלכת אורנוס מסתחרר בשכיבה על הצד?
    • מדוע צבעו של מאדים אדום?
    • מדוע כוכב הלכת אורנוס מסתחרר בשכיבה על הצד?
    • למה נעלמו המים במאדים?
    • איך כוכב הלכת צדק נוצר, הגיע למערכת השמש והחל להסתובב סביבה במסלול הקבוע?
    • כיצד נוצרו טבעותיו של שבתאי (saturn)?
  • פעילויות תלמידים
    • בית ספר יסודי
    • חטיבת ביניים
    • בית ספר תיכון
  • מצפה כוכבים רובוטי
  • פרויקטים
    • מייזמים שמתקיימים כעת
    • מייזמים שהסתיימו
    • תערוכת טילאות
  • צור קשר
  • ראשי
  • ספר לימוד
  • הדמיות באסטרונומיה
  • עבודות זעירות
  • אסטרוטופ
  • פעילויות תלמידים
  • מצפה כוכבים רובוטי
  • פרויקטים
  • צור קשר

14.12. השפעת תווך בין-כוכבי על אור כוכבים

מרכיבי התווך הבין כוכבי – אטומים, מולקולות גרגרי אבק – משפיעים ישירות על האור הנפלט מכוכבים. כאשר האור מכוכב רחוק עובר דרך החומר בין הכוכבי, האינטראקציה משנה את תכונות האור, כגון עוצמתו בצבעים שונים. החוקים הפיזיים המתארים שינויים אלה מורכבים, אך ניתן לצמצם אותם למספר עקרונות בסיסיים.

כאשר קרינה אלקטרומגנטית מכל סוג שהוא (אור אולטרה סגול, אור נראה, אינפרא אדום, גלי רדיו וכדומה) מקיימת אינטראקציה עם אטומים או מולקולות בודדים, קרינה יכולה להיבלע או להיפלט רק בהתאם להפרש שבין רמות האנרגיה האופייניות לאטומים או למולקולות. התוצאה היא סדרה של קווים ספקטרליים חדים – בדרך זו אנחנו בוחנים את ספקטרום הכוכבים. כאשר קרינה אלקטרומגנטית פוגעת בחלקיקים גדולים הרבה יותר כמו גרגרי אבק, סוג של אינטראקציה ביניהם תלוי בהרכב הכימי של החלקיקים בגודלם ביחס לאורך הגל של האור הפוגע. כמו כן, הרכב האור הנקלט מכוכב, והרכב החלקיקים שהוא מאיר, עשויים להיות מושפעים מהכיוון שבו נמצא המשקיף.

הספקטרום של השמש מורכב מספקטרום רציף ומרצף של קווי בליעה. קווי הבליעה נוצרו על ידי גזים העוטפים את השמש ונמצאים בדרכה של הקרינה אל הצופים בכדור הארץ.
באדיבות וויקיפדיה.

 

התווך הבין כוכבי מורכב מחלקיקים המשתרעים על פני טווח גדלים רחב. לאטום מימן רדיוס של 5 × 10-11 m; גודלן של מולקולות בין כוכביות טיפוסיות נע בין 10 עד 20 פעמים רדיוס אטום המימן, היקפן  עד 10-9 מ 'או 1 ננומטר. גרגרי אבק בין כוכביים הם זעירים, אבל הם עשויים ממספר גדול מאוד של אטומים או מולקולות. גודל הגרגרים נע בין  5 × 10-9 מטר ועד ל- 10-6 מטר, או בטווח שבין 5 ועד 1000 ננומטר, בדומה לטווח הגדלים של החלקיקים הנמצאים עשן סיגריה. לשם השוואה, אורך הגל הממוצע של האור הנראה הוא 500 ננומטר.

לקרינה אינטראקציה שונה עם כל אחד משלושת הסוגים של חלקיקים בין כוכביים – אטומים, מולקולות, גרגרי אבק. במציאות, החומר הבין כוכבי הוא תמיד תערובת של גז ואבק, אבל קל יותר להבין את ההשפעות שלהם אם נתייחס אל אינטראקציות נפרדות של אור עם אטומים, עם מולקולות ועם גרגרי אבק. בדרך כלל, החומר הבין כוכבי מרוכז בענן. מחוק סטפן-בולצמן נובע שכוכבים חמים פולטים הרבה יותר פוטונים אנרגטיים (אורך גל קצר) מאשר כוכבים קרים. כוכבים זוהרים וחמים הם גם כוכבים צעירים, ולכן הם נוטים להתרחק פחות מאזור הגזים והאבק שבו נולדו. כתוצאה מכך, סביר הרבה יותר שערפילית תהיה מוארת ע"י כוכב חם מאשר ע"י כוכב קר.

כאשר אור עם מגוון רחב של אורכי גל פוגע בערפילית, רק פוטונים בעלי אורכי גל מסוימים ובעלי אנרגיה מתאימה יוכלו לעורר את הגז הבין כוכבי, או להעלות אלקטרונים מרמות אנרגיה נמוכות יותר. לפוטונים עם אורך גל קצר יש די אנרגיה כדי ליינן את הגז, או לסלק אלקטרונים מתוך האטומים. בכל פעם שפוטון נבלע הוא מעורר או מיונן אטום. כאשר האטום פולט מחדש פוטון, הוא עשוי לעשות זאת לכל כיוון. כך שרק פוטונים עם אורכי גל המתאימים למעברים האנרגיה יבלעו באטומים, בעוד שמרבית הפוטונים אינם תואמים את אנרגיות המעבר של האלקטרונים יוכלו לעבור דרך הגז ללא כל הפרעה. האפקט שנוצר בעבר קרינה דרך תווך בין כוכבים הוא חיסור קווי אנרגיה מקרן האור באורכי גל ספציפיים. לאור כוכב החולף דרך ערפילית נוספים קווי בליעה, שנוצרו על ידי החומר הבין כוכבי.

ספקטרום של ננס אדום מסוג V. בתצלום ניתן לראות את עוצמת המרכיב האדם בספקטרום, ואת קווי הבליעה, שחלקם נובעים מהחומר הבין כוכבי.
באדיבות וויקיפדיה

כאשר האלקטרונים יורדים מרמות אנרגיה גבוהות של האטומים, הם יוצרים קווי פליטה. הפוטונים בקווי הפליטה האלה משאירים את הערפילית לכל הכיוונים, כך שצופה בכיוון אחד יראה את הערפילית זוהרת בצבעים שונים המתאימים לקווים הספקטראליים החזקים ביותר. זוהי דוגמה אסטרונומית חשובה לחוקי הקרינה של קירכהוף. קשה לראות את הצבעים של ערפילית, אפילו בסיוע טלסקופים גדולים, כי עוצמת האור נמוכה ביותר ורגישות הצבע של העין יורדת ברמות אור נמוכות (זו הסיבה שנוף המואר  באור הירח נראית פחות צבעוני  מאשר באור יום). העין גם לא יכולה לסכם את כל הפוטונים שהיא קולטת במשך שניות רבות לתמונה אחת. עם זאת, סרטים רגישים וגלאים אלקטרוניים יכולים לקלוט צבעים במדויק. כמה קווים ספקטרליים הרבה יותר יעילים בסילוק האנרגיה מהערפילית מאשר קווים אחרים. מאחר שהמימן הוא הגז הנפוץ ביותר, ומאחר שקוו הפליטה האדום Hα הוא אחד המעברים החזקים ביותר שלו, ענני גז רבים פולטים זוהר בצבע אדום עמוק ויפה. מעבר חשוב נוסף של חמצן יכול ליצור ערפילית יפה בצבעי כחול ירוק גוון.

האור גורם לערפילית להאיר בשל קרינה תרמית. כאשר גז סופג פוטונים, הוא צובר אנרגיה. כאשר האלקטרונים משוחררים מהאטומים, הם מתנגשים עם אלקטרונים ואטומים אחרים. ההשפעה של התנגשויות אלה היא הגדלת המהירות הממוצעת של החלקיקים. משמעות הדבר היא שטמפרטורת הגז עולה. אור השמש יכול לפיכך לחמם ענן גז מרוחק. האיזון בין חימום על ידי קליטה וקירור על ידי פליטה מחדש מיצב את טמפרטורות של הגז והאבק. ענן קרוב מאוד לכוכב המחומם לטמפרטורה של כמה אלפי מעלות קלווין,  יפלוט קרינה תרמית עם שיא באורך גל נראה או קרוב לאינפרה אדום. ענן רחוק מכוכב הוא הרבה יותר קר – טמפרטורה של עשרות או מאות מעלות קלווין – ושיא הקרינה התרמית נמצא רחוק בתחום אינפרה אדום או בתחום הרדיו. קרינה תרמית נעה לכל הכיוונים ונראית על ידי משקיפים בכל כיוון מן הענן. נזכור שקרינה תרמית היא ספקטרום רציף, ולא קווי פליטה בודדים.

אור כוכבים יכול גם ליצור אינטראקציה עם המולקולות של הערפילית. המולקולות הן שני אטומים או יותר המחוברים יחדיו על ידי כוחות חשמליים חלשים. כמו אטומים, למולקולות יש ספקטרום אופייני הקשור למבנה של רמות האנרגיה הפנימיות שלהם. ספקטרום מולקולרית בדרך כלל מסובך יותר מאלו של אטומים בודדים, משום שהסיבובים והרטט של המולקולות מוסיפים מצבי אנרגיה רבים. קווי  הבליעה או הפליטה של מולקולות  ברזולוציה ספקטרלית נמוכה מופיעים כפס רחב ולא קו צר אחד. כמויות זעירות של אנרגיה יכולות לגרום סיבוב חזק במולקולה, כך מוסברת הופעתם של פסי קליטה ופליטה רבים באנרגיות נמוכות של אינפרה-אדום או בתחום תת-מילימטרי. תכונות מולקולריות נצפות באמצעות הספקטרום גם של סביבות בין כוכביות קרות מאוד, ובצפיפות נמוכה.

בתמונה מיוחדת זאת של טלסקופ החלל האבל (HST), נראית ערפילית האומגה (M17) מזכירה את זעם הים הזועף, המציג אוקיינוס ​​מבעבע של גז מימן זוהר וכמויות קטנות של יסודות אחרים כגון חמצן וגופרית. הערפילית, הידועה גם בשם ערפילית הברבור, היא חממה של כוכבים שזה עתה נולדו, הנמצאים במרחק של 5,500 שנות אור בקבוצת הכוכבים "קשת".
באדיבות NASA

לבסוף, אור הכוכבים יכול לפעול גם על גרגרי אבק בין כוכביים. גרגרי אבק מורכבים מאטומים ומולקולות וקיימות האינטראקציות שונות למדי ביניהם ובין הפוטונים. החלקיקים הגדולים משפיעים על טווח רחב מאד של אורכי גל בהשוואה לקווים או פסים ספקטרליים בודדים. ישנן שתי השפעות תצפיתיות חשובות. גרגרים סופגים את הקרינה הנראית והאולטרה סגולה הנכנסת ופולטים קרינה באינפרה אדום הרחוק, עם ספקטרום תרמי המשקף את הטמפרטורה הקרה של הגרגרים. התוצאה היא עמעום כללי של אור הכוכבים בכל אורכי הגל, הנקראים דעיכה בין כוכבית. גרגרי אבק מתנגשים כל הזמן עם אטומים בודדים ומולקולות, כל החלקיקים שונים נמצאים בשיווי משקל ולכולם אותה טמפרטורה.

גרעיני אבק בין כוכביים יכולים לפזר קרינה, כלומר לספוג פוטון הנכנס בכיוון אחד ולפלוט אותו בכיוון אחר. הפיזור יעיל יותר באורכי גל קצרים של האור הנראה. כתוצאה מכך, אור אדום (אורכי גל ארוכים יותר) עובר דרך ענני אבק כמעט ללא הפרעה, בעוד שאור כחול (אורכי גל קצרים יותר) מפוזר  אל שולי קרן האור. כך,ש משקיף המביט מבעד לענן האבק על כוכב מרוחק רואה את רוב אורו האדום, אך לא את אורו הכחול. משקיף אשר נמצא בצד הענן רואה אותו ישירות ללא אובדן של האור הכחול. בדרך זו, אבק בין כוכבי גורם לכוכבים רחוקים להראות אדומים יותר ממה שהם באמת. אפקט זה נקרא האדמה בין-כוכבית.

גרגרי אבק רבים, מפוזרים במרחבי הגז הבין כוכבי, מייצרים ערפל כללי או "ערפיח בין כוכבי". לעומת זאת, כאשר גרגרי אבק מרוכזים בעננים שונים, השפעתם יכולה להיות דרמטית הרבה יותר. לפעמים אבק יכול כמעט להעלים את אור הרקע. משקיף שמביט בענן האבק מהצד, יראה את האור הכחול מתפזר מהאלומה, כך שערפילית המוארת בדרך זו יהיה צבע כחלחל. האור המוחזר מערפילית נובע מפיזור באבק ולא ממפגש עם אטומים או מולקולות. הצבע הכחול של הערפילית נגרם בחלקו על ידי פיזור אבק ובחלקו מן העובדה שהאור המשתקף בא מכוכב חם וכחול.

אתה לא צריך לדמיין אזורים מרוחקים של שטח להבין את תופעות של דעיכה והאדמה. רק צא החוצה! למה השמיים כחולים? האטמוספרה של כדור הארץ מלאה במולקולות גז וחלקיקי אבק זעירים. המולקולות ורבים מחלקיקי האבק הקטנים בהרבה מאורך הגל של האור, כך שהפיזור יעיל יותר באורכי גל קצרים של אור. האור מן השמש חייב לעבור דרך החלקיקים האלה לפני שהוא מגיע לעינינו. האור הכחול הוסר לכן מקרן השמש המגיעה לעינינו. לאן סולק האור הכחול? מולקולות אוויר וחלקיקי אבק מפזרים את האור הכחול פעמים רבות עד שהוא מגיע לעינינו בעוצמה כמעט שווה מכל הכיוונים. אנו רואים את השמים כחולים. אנו יודעים שהצבע הכחול אינו תכונה של האוויר עצמו, שכן האוויר בצנצנת או בחדר שקוף וחסר צבע.

מדוע שקיעת השמש אדומה? כאשר השמש נמצאת גבוה בשמים, אנחנו מסתכלים עליה דרך כמות מינימלית של גז ואבק. לכן האדמה של האטמוספירה היא מינימלית, והשמש נתפסת כצהובה. בשקיעה, אור השמש עובר דרך הרבה יותר גז ואבק, מעביר את האור לקצה האדום של הספקטרום.

Author: Chris Impey

« הקודם
הבא »
חיפוש בספר לימוד:
תוכן העניינים:
פרק א' - כיצד פועל המדע?
  • 1.1 השיטה המדעית
  • 1.2 ראיות
  • 1.3 מדידות
  • 1.4  אומדן
  • 1.5  ממדים
  • 1.6 תצפיות ואי-וודאות
  • 1.7 סימון מדעי
  • 1.8 בדיקת השערות
  • 1.9 חקר מקרה – חיים על מאדים
  • 1.10 תיאוריות מדעיות
  • 1.11 מערכות ידע מדעיות
  • 1.12 מחקר מדעי מודרני
  • 1.13 האסטרונומיה כמדע
פרק ב' - אסטרונומיה תצפיתית
  • 2.1 שמי הלילה
  • 2.2 תנועות בשמים
  • 2.3 ניווט
  • 2.4 קבוצות כוכבים ועונות השנה
  • 2.5 עונות השנה
  • 2.6 בהירות כוכבים
  • 2.7 גודל קווי וגודל זוויתי
  • 2.8 מופעי ירח
  • 2.9 ליקויים
  • 2.10 זוהר הקוטב
  • 2.11 לוחות זמנים
  • 2.12 זמני השמש
  • 2.13 תקציר תולדות האסטרונומיה
  • 2.14 האסטרונומיה היוונית
  • 2.15 אסטרונומיה גיאוצנטרית
  • 2.16 אורך היממה
פרק ג' - המהפכה הקופרניקנית
  • 3.1 תלמי והמודל הגיאוצנטרי
  • 3.2 הרנסנס
  • 3.3 קופרניקוס והמודל ההליוצנטרי
  • 3.4 טיכו ברהיי
  • 3.5 יוהנס קפלר
  • 3.6 מסלולים אליפטיים
  • 3.7 חוקי קפלר
  • 3.8 גלילאו גליליי
  • 3.9 משפט גלילאו
  • 3.10 אייזק ניוטון
  • 3.11 חוק הכבידה העולמי של ניוטון
  • 3.12 תהליכים מחזוריים
  • 3.13 ריבוי עולמות
  • 3.14 הולדת המדע
  • 3.15 הסדר במערכת השמש
  • 3.16 קנה-המידה של מערכת השמש
  • 3.17 מסע בחלל
  • 3.18 קיצור תולדות מסעי החלל
  • 3.19 הנחיתה על הירח
  • 3.20 תחנת חלל בינלאומית
  • 3.21 משימות חלל מאוישות מול רובוטיות
  • 3.22 טיסות חלל מסחריות
  • 3.23 עתיד מחקר החלל
פרק ד' - אנרגיה וחומר ביקום
  • 4.1 חומר ואנרגיה
  • 4.2 ראת'רפורד ומבנה האטום
  • 4.3 פיזיקה יוונית
  • 4.4 דלטון והאטומים
  • 4.5 הטבלה המחזורית
  • 4.6 מבנה האטום
  • 4.7 אנרגיה
  • 4.8 חום וטמפרטורה
  • 4.9 אנרגיה קינטית ואנרגיה פוטנציאלית
  • 4.10 שימור אנרגיה
  • 4.11 מהירות חלקיקי גז
  • 4.12 מצבי צבירה בחומר
  • 4.13 תרמודינמיקה
  • 4.14 אנטרופיה
  • 4.15 חוקי התרמודינמיקה
  • 4.16 קרינת חום
  • 4.17 חוק ווין
  • 4.18 קרינה מפלנטות וכוכבים
  • 4.19 חום פנימי בפלנטות וכוכבים
פרק ה' - מערכת ארץ-ירח
  • 5.1 הארץ והירח
  • 5.2 ניסיונות בהערכת גיל הארץ
  • 5.3 התקררות כדור הארץ
  • 5.4 תיארוך רדיואקטיבי
  • 5.5 קביעת גיל הירח והארץ
  • 5.6 חום פנימי ופעילות גיאולוגית
  • 5.7 מבנה פנימי של הארץ והירח
  • 5.8 סוגי סלעים
  • 5.9 שכבות בארץ ובירח
  • 5.10 מים בכדור הארץ
  • 5.11 כדור הארץ המשתנה
  • 5.12 תנועת הלוחות
  • 5.13 הרי געש
  • 5.14 תהליכים גיאולוגיים
  • 5.15 מכתשי פגיעה
  • 5.16 זמן גיאולוגי
  • 5.17 הכחדות המוניות
  • 5.18 אבולוציה וסביבה קוסמית
פרק ו' - פלנטות ארציות
  • 6.1 מדוע ללמוד על פלנטות?
  • 6.2 הפלנטות
  • 6.3 פלנטות ארציות
  • 6.4 מרקיורי
  • 6.5 נוגה
  • 6.6 תופעות געשיות בנוגה
  • 6.7 אפקט חממה בנוגה
  • 6.8 פעילות טקטונית בנוגה
  • 6.9 אגדות מאדים
  • 6.10 מחקרים מוקדמים של מאדים
  • 6.11 מחקר מאדים
  • 6.12 הגיאולוגיה של מאדים
  • 6.13 מבט מקרוב על קרקע מאדים
  • 6.14 ירחי מאדים
  • 6.15 מסלולי מרקיורי
פרק ז' - פלנטות ענקיות וירחיהן
  • 7.1 פלנטות גז ענקיות
  • 7.2 האטמוספירות בענקיות הגז
  • 7.3 עננים בענקיות הגז
  • 7.4 המבנה הפנימי של ענקיות הגז
  • 7.5 קרינת חום מענקיות הגז
  • 7.6 היש חיים בענקיות הגז?
  • 7.7 מדוע הן כה ענקיות?
  • 7.8 חוקי הגזים
  • 7.9 הטבעות של ענקיות הגז
  • 7.10 כיצד נוצרו הטבעות?
  • 7.11 גבול רוש
  • 7.12 ירחים של הפלנטות הגדולות
  • 7.13 משימת וויאג'ר
  • 7.14 פלנטת צדק
  • 7.15 הירחים הגליליאניים
  • 7.16 תופעות געשיות באיו
  • 7.17 שבתאי
  • 7.18 מסע קאסיני לשבתאי
  • 7.19 טיטאן – גדול ירחי שבתאי
  • 7.20 גילוי אורנוס ונפטון
  • 7.21 אורנוס
  • 7.22 נפטון
פרק ח' - גופים במרחב הפלנטרי
  • 8.1 גופים במרחב הפלנטרי
  • 8.2 שביטים
  • 8.3 מבנה גרעין השביט
  • 8.4 הכימיה של השביט
  • 8.5 ענן אורט וחגורת קוויפר
  • 8.6 חגורת קוויפר
  • 8.7 מסלולי השביטים
  • 8.8 מהלך חיי שביט
  • 8.9 גופים מחוץ למערכת השמש
  • 8.10 מטאורים
  • 8.11 אסטרואידים
  • 8.12 צורת האסטרואידים
  • 8.13 אירוע טונגוסקה
  • 8.14 איומים מהחלל
  • 8.15 פגיעות בצדק
  • 8.16 הזדמנויות בחלל הבין-פלנטרי
פרק ט' - כיצד נוצרה המערכת הפלנטרית?
  • 9.1 כיצד נוצרה מערכת השמש?
  • 9.2 ראשית מערכת השמש
  • 9.3 שימור תנע זוויתי
  • 9.4 תנע זוויתי בענן קורס
  • 9.5 התכווצות הלמהולץ
  • 9.6 ויקטור ספרונוב ויצירת הפלנטות
  • 9.7 קריסת ערפילית כוכבנית
  • 9.8 מפלנטסימלים לפלנטות
  • 9.9 התפתחות גופים במערכת השמש
  • 9.10 הפרדה פלנטרית – דִּיפֶרֶנְצְיַאצְיָה
  • 9.11 כיצד נוצרה מערכת השמש?
  • 9.12 מעבר מגרגרים לפלנטות
  • 9.13 התלכדות והתפרקות של גופים במערכת השמש
  • 9.14 שדות מגנטיים בפלנטות
פרק י' - גלוי קרינה מהחלל
  • 10.1 תצפיות ביקום
  • 10.2 הקרינה והיקום
  • 10.3 טבע האור
  • 10.4 הספקטרום האלקטרומגנטי
  • 10.5 תכונות הגלים
  • 10.6 גלים וחלקיקים
  • 10.7 כיצד נעה הקרינה
  • 10.8 התכונות של הקרינה אלקטרומגנטית
  • 10.9 אפקט דופלר
  • 10.10 קרינה בלתי נראית
  • 10.11 קווים ספקטרליים
  • 10.12 קווים ופסי פליטה
  • 10.13 ספקטרום בליעה ופליטה
  • 10.14 חוקי קירכהוף
  • 10.15 חישה ופיענוח של מידע אסטרונומי
  • 10.16 הטלסקופ
  • 10.17 הטלסקופ האופטי
  • 10.18 גלאים אסטרונומיים
  • 10.19 אופטיקה מסתגלת
פרק י"א - השמש - הכוכב שלנו
  • 11.1 השמש
  • 11.2 הכוכב הקרוב ביותר
  • 11.3 תכונותיה של השמש
  • 11.4 קלווין וגיל השמש
  • 11.5 הרכב השמש
  • 11.6 אנרגיה גרעינית
  • 11.7 המרת מסה לאנרגיה
  • 11.8 דוגמאות להמרת מסה-אנרגיה
  • 11.9 אנרגיה מביקוע גרעיני
  • 11.10 אנרגיה מהיתוך גרעיני
  • 11.11 תהליכים גרעיניים בשמש
  • 11.12 פנים השמש
  • 11.13 זרימת האנרגיה בשמש
  • 11.14 הכרומוספירה והקורונה
  • 11.15 נייטרינים מהשמש
  • 11.16 תנודות השמש
  • 11.17 כתמי השמש
פרק י"ב - תכונותיהם של כוכבים
  • 12.1 כוכבים
  • 12.2 שמות כוכבים
  • 12.3 תכונות כוכבים
  • 12.4 המרחק לכוכבים
  • 12.5 בהירות נראית או גודל נראה
  • 12.6 בהירות מוחלטת או גודל מוחלט
  • 12.7 מדידת המרחק לכוכבים
  • 12.8 מדידת פארלקסה
  • 12.9 ספקטרום הכוכבים
  • 12.10 מיון ספקטראלי
  • 12.11 טמפרטורה ומיון ספקטראלי
  • 12.12 תנועת כוכבים בחלל
  • 12.13 נגיהות
  • 12.14 מדידת רדיוס כוכב
  • 12.15 חוק סטפאן-בולצמן
  • 12.16 מסת כוכבים
פרק י"ג - הולדתם ומותם של כוכבים
  • 13.1 הולדתו ומותו של כוכב
  • 13.2 הבנת מהלך חיי כוכבים
  • 13.3 כמות היסודות ביקום
  • 13.4 היווצרות כוכבים
  • 13.5 עננים מולקולריים
  • 13.6 כוכבים צעירים
  • 13.7 כוכבי T טאורי
  • 13.8 גבולות מסת הכוכבים
  • 13.9 ננסים חומים
  • 13.10 צבירי כוכבים צעירים
  • 13.11 קדירת היסודות
  • 13.12 כוכבי הסדרה הראשית
  • 13.13 תגובות גרעיניות בסדרה הראשית
  • 13.14 משך החיים בסדרה הראשית
  • 13.15 התפתחות כוכבים
  • 13.16 ענקים אדומים
  • 13.17 כוכבים בענף האופקי ובענף האסימפטוטי
  • 13.18 כוכבים משתנים
  • 13.19 מחזורים בחייהם ומותם של כוכבים
  • 13.20 כוכבים מגנטיים
  • 13.21 אובדן מסה בכוכבים
  • 13.22 ננסים לבנים
  • 13.23 סופרנובה
  • 13.24 לצפות במותו של כוכב
  • 13.25 כוכבי ניוטרונים ופולסרים
  • 13.26 תורת היחסות הפרטית
  • 13.27 תורת היחסות הכללית
  • 13.28 חורים שחורים
  • 13.29 תכונותיהם של חורים שחורים
  • 13.30 ערפיליות פלנטריות
פרק י"ד - שביל החלב
  • 14.1 פיזור כוכבים בחלל
  • 14.2 כוכבים שותפים
  • 14.3 כוכבים כפולים
  • 14.4 מערכות מרובות כוכבים
  • 14.5 העברת מסה במערכת כפולה
  • 14.6 מערכות כפולות ומסת כוכבים
  • 14.7 נובה וסופרנובה
  • 14.8 מערכות בינאריות אקסוטיות
  • 14.9 היווצרות מערכת רב-כוכבית
  • 14.10 סביבות הכוכבים
  • 14.11 התווך הבין כוכבי
  • 14.12. השפעת תווך בין-כוכבי על אור כוכבים
פרק ט"ו - גלקסיות
  • 15.1 גלקסיית שביל החלב
  • 15.2 מיפוי דסקת הגלקסיה
  • 15.3 מבנים הספירליים בגלקסיות
  • 15.4 המסה של גלקסיית שביל-החלב
  • 15.5 חומר אפל בגלקסיית שביל-החלב
  • 15.6 מסת הגלקסיה
  • 15.7 מרכז הגלקסיה
  • 15.8 אוכלוסיות כוכבים
  • 15.9 יצירת גלקסית שביל-החלב
  • 15.10 גלקסיות
  • 15.11 שאפלי, קורטיס והאבל
  • 15.12 מדידת מרחקים באמצעות קפאידים
פרק ט"ז - היקום המתפשט
  • 16.1 הסחה לאדום של גלקסיות
  • 16.2 היקום המתפשט
  • 16.3 היסט קוסמולוגי לאדום
  • 16.4 יחס האבל
  • 16.5 היחס בין היסט לאדום ומרחק
  • 16.6 סמנים להערכת מרחקי גלקסיות
  • 16.7 הגודל והגיל של היקום
  • 16.8 קבוע האבל
  • 16.9 מבנה היקום בקנה-מידה גדול
  • 16.10 חומר אפל בקנה-מידה גדול
  • 16.11 הגלקסיות הרחוקות ביותר
  • 16.12 גלקסיות פעילות
  • 16.13 גילוי קוואזרים
  • 16.14 קוואזרים
  • 16.15 חורים שחורים בגלקסיות קרובות
  • 16.16 קוואזרים כחיישני היקום
  • 16.17 מקור האנרגיה של קוואזרים
  • 16.18 יצירת כוכבים וההיסטוריה של היקום
פרק י"ז - קוסמולוגיה
  • 17.1 קוסמולוגיה
  • 17.2 קוסמולוגיות קודמות
  • 17.3 קוסמולוגיה ייחסותית
  • 17.4 מודל המפץ הגדול
  • 17.5 העקרון הקוסמולוגי
  • 17.6 התפשטות היקום
  • 17.7 יצירת יסודות קוסמית
  • 17.8 קרינת רקע קוסמית
  • 17.9 גילוי קרינת רקע קוסמית
  • 17.10 מדידת עקמומיות היקום
  • 17.11 התפתחות היקום
  • 17.12 התפתחות מבנה היקום
פרק י"ח - החיים בכדור הארץ
  • 18.1 טבע החיים
  • 18.2 הכימיה של החיים
  • 18.3 מולקולות החיים
  • 18.4 ראשית החיים בכדור הארץ
  • 18.5 ראשיתן של מולקולות מורכבות
  • 18.6 הניסוי של מילר-יורי
  • 18.7 טרום עידן ה- RNA
  • 18.8 עולם ה- RNA
  • 18.9 ממולקולות לתאים
  • 18.10 חילוף חומרים
  • 18.11 אורגניזמים אנאירוביים
  • 18.12 אקסטרמופילים
  • 18.13 פסיכרופילים
  • 18.14 חשיבות המים לחיים
  • 18.15 דנ"א ותורשה
  • 18.16 ברירה טבעית
  • 18.17 השערת גאיה
  • 18.18 החיים ואירועים קוסמיים
פרק י"ט - חיים ביקום
  • 19.1 החיים ביקום
  • 19.2 אסטרו-ביולוגיה
  • 19.3 החיים מחוץ לכדור הארץ
  • 19.4 אתרים אפשריים לקיום חיים
  • 19.5 מולקולות מורכבות בחלל
  • 19.6 חיים במערכת השמש
  • 19.7 השערת כדור הארץ הנדיר
  • 19.8 האם אנחנו לבד?
  • 19.9 היסטוריה של חיפוש חוצנים
  • 19.10 איפה הם?
  • 19.11 הדרך הטובה ביותר לתקשר
כל הזכויות שמורות ל-שיר-שירותי ידע ברשת, אשדות יעקב איחוד © 2022
Design by Visuali
גלילה לראש העמוד
דילוג לתוכן
פתח סרגל נגישות כלי נגישות

כלי נגישות

  • הגדל טקסטהגדל טקסט
  • הקטן טקסטהקטן טקסט
  • גווני אפורגווני אפור
  • ניגודיות גבוההניגודיות גבוהה
  • ניגודיות הפוכהניגודיות הפוכה
  • רקע בהיררקע בהיר
  • הדגשת קישוריםהדגשת קישורים
  • פונט קריאפונט קריא
  • איפוס איפוס