חור שחור כוכבי

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
תרשים אומנותי של מערכת בינארית שנתגלתה בגלקסיה הספירלית GC-300. ניתן לראות החור השחור הכוכבי שסופח אליו את המסה של הכוכב שקרוב אליו
איור המתאר חור שחור ודיסקת הספיחה שמסביבו

חור שחור כוכבי הוא חור שחור שנוצר כתוצאה מקריסה כבידתית של כוכב בודד. הכוכב צריך להיות בעל מסה של יותר מ-8-10 מסות שמש. הקריסה הכבידתית מתרחשת כאשר ההיתוך הגרעיני שמתרחש בליבת הכוכב נגמר, וכתוצאה מכך אין אנרגיה שתאזן את כוח הכבידה של הכוכב, ולכן כוח הכבידה של הכוכב גורם לקריסת הכוכב אל תוך עצמו. בשלב זה ליבתו נדחסת אל תוך עצמה וכתוצאה מהלחץ העצום והחום הרב, מעטפת הכוכב מתפוצצת ומשוחררת כגז שנע במהירות עצומה, בעוד ליבת הכוכב המסיבי תהפוך לחור שחור כוכבי.

מסת החורים השחורים הכוכביים נעה בין 3 לכמה עשרות מסות שמש. תהליך היווצרותם של חורים שחורים כוכביים ניתן לצפייה על ידי איתור התפוצצות של כוכבים מסיביים - סופרנובה, או על ידי איתור של התפרצות גמא.

מאפיינים[עריכת קוד מקור | עריכה]

ניתן לתאר כל חור שחור באמצעות שלושה מאפיינים בלבד שניתנים לצפייה מחוץ לאופק האירועים של החור השחור:

  1. מסה
  2. מטען חשמלי
  3. תנע זוויתי

ההנחה הרווחת בקרב האסטרופיזיקאים היא שלחורים שחורים יש תנע זוויתי, אף שלא נערכה תצפית שהוכיחה את העובדה הזאת. על פי ההנחה הזאת, כתוצאה משימור התנע הזוויתי, החור השחור קיבל את הסיבוב של הכוכב המסיבי שהתפוצץ ויצר אותו. רדיוס אופק האירועים (רדיוס שוורצשילד) של החור השחור הכוכבי תלוי במסת הכוכב שיצר אותו. ככל שמסת הכוכב המסיבי שקרס אל תוך עצמו והתפוצץ גדולה יותר, כך רדיוס אופק האירועים של החור השחור הכוכבי יהיה גדול יותר. לדוגמה, רדיוס אופק האירועים של חור שחור כוכבי שמסתו זהה לזו של השמש הוא 3 ק"מ. לפיכך, רדיוס אופק האירועים של חור שחור שמסתו היא 10 מסות שמש הוא 30 ק"מ.

החור השחור הגדול ביותר שנתגלה הוא בעל 15.65±1.45 מסות שמש. בנוסף, ישנן ראיות שמקור קרינת הרנטגן IC 10 X-1, הוא חור שחור כוכבי בעל מסה של 24-33 מסות שמש. החור השחור הכוכבי הקטן ביותר שידוע למדע הוא בעל 5-10 מסות שמש.

חוץ מהחור השחור הכוכבי, ידועים עוד שני סוגים של חורים שחורים שמסתם הרבה יותר גדולה מהחור השחור הכוכבי: חור שחור בינוני שנמצא במרכז צבירים כדוריים של כוכבים וחור שחור על-מסיבי שנמצא במרכזה של גלקסיית שביל החלב (ומניחים שנמצא במרכזה של כל גלקסיה ביקום), בגלקסיות אקטיביות וקוואזרים.

מערכות בינאריות[עריכת קוד מקור | עריכה]

חורים שחורים כוכביים שנמצאים במערכת כוכב כפול קרבה לכוכב, סופחים אליהם את מסתו של הכוכב הקרוב אליהם במערכת הבינארית. האנרגיה שמגיעה מהחור השחור הכוכבי לכוכב כ"כ גדולה, עד שהחומר שממנו עשוי הכוכב מגיע לטמפרטורה של כמה מאות מיליוני מעלות ומוקרן כקרני רנטגן לתוך החור השחור שסופח אותן.

קרני הרנטגן הללו ניתנות לצפייה על ידי טלסקופים אופטיים וכך ניתן לזהות מערכת בינארית של חור שחור כוכבי וכוכב שממנו החור השחור סופח מסה. האנרגיה שמשתחררת מחור שחור כוכבי וכוכב נייטרונים (בעל מסה של פחות מ-3-5 מסות שמש) היא זהה ולכן קשה להבחין בין השניים. לעומת זאת, סיבובו של כוכב נייטרונים שונה מתנועת הסיבוב של החור השחור הכוכבי, ובנוסף, לכוכב נייטרונים ישנו שדה מגנטי והתפרצויות תרמו גרעיניות, וכאשר מאפיינים אלה נצפים, העצם הדחוס במערכות בינאריות הוא כוכב נייטרונים ולא חור שחור כוכבי.

הוכחה לקיומם של חורים שחורים כוכביים במערכות בינאריות היא לא אמפירית לחלוטין, אלא נשענת על תאוריה. לא ניתן לחשוב על עצם אחר שמתאים למערכת המאוד דחוסה הזאת, בה עצם אחד סופח לתוכו מסה של עצם שקרוב אליו, חוץ מחור שחור כוכבי. הוכחה ישירה לקיומו של חור שחור כוכבי במערכת כזאת תהייה רק מצפייה של חלקיק חומר כלשהו שנשאב לתוך החור השחור הכוכבי.

בגלקסיית שביל החלב[עריכת קוד מקור | עריכה]

נכון ל-2012, בגלקסיית שביל החלב יש 14 מועמדים להיות חורים שחורים כוכביים, כולם נמצאים במערכות בינאריות שבהן הם סופחים אליהם מסה של כוכב שקרוב אליהם אל תוך דיסקת הספיחה שלהם, וכולם יותר קרובים לכדור הארץ מאשר החור השחור העל-מסיבי שנמצא במרכזה של הגלקסיה. החור השחור הכוכבי בעל המסה הקטנה ביותר בגלקסיית שביל החלב שידוע כיום, הוא בעל מסה של 3 מסות שמש והחור השחור הכוכבי בעל המסה הגדולה ביותר בגלקסיית שביל החלב שידוע כיום, הוא בעל מסה של יותר מ-12 מסות שמש.

החור השחור הכוכבי הקרוב ביותר אלינו שידוע כיום, נמצא בערך כ-3,500 שנות אור מכדור הארץ.

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]