כוכב

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
ענן הכוכבים סגיטריוס

כוכב הוא גרם שמיים דמוי-כדור המורכב מחומר במצב צבירה פלזמה וגז. כוכב, בניגוד לכוכב לכת, מפיק קרינה משל עצמו ופולט אותה לחלל החיצון. מקורה של האנרגיה המשתחררת מכוכבים הוא בהיתוך גרעיני, והיא נפלטת לחלל בצורת קרינה אלקטרומגנטית וחלקיקי נייטרינו.

לפי הערכות, ביקום הנראה יש בקירוב ‎7×1022‎ כוכבים. הכוכב הקרוב אלינו, מחוץ למערכת השמש, הוא פרוקסימה קנטאורי (לטינית: proximus - "קרוב"), הנמצא במרחק של 4.22 שנות אור מאיתנו.

הכוכבים יכולים להיות בגדלים שונים, מננסים אדומים שרדיוסם הוא רק כפליים הרדיוס של כוכב הלכת צדק, ועד ענקים אדומים, ענקים כחולים ועל-ענקים, אשר רדיוסם גדול פי 1000 מרדיוס השמש. את המסה של כוכבים נהוג למדוד ביחידה "מסת שמש". מסת שמש אחת היא המסה של השמש במערכת השמש (סול) - 1.989x1030 ק"ג. מסתו של כוכב סדרה ראשית נעה מ-0.08 מסות שמש (מתחת לגבול זה נמצאים ננסים חומים) ועד 100-150 מסות שמש. הכוכב המסיבי ביותר שנצפה עד כה (2014) הוא R136a1 ומסתו 265 מסות שמש.

חלק מהכוכבים נמצאים במערכת כפולה עם כוכבים אחרים. קיימות גם קבוצות גדולות יותר של כוכבים, אשר מכונים צבירי כוכבים. ישנם צבירי כוכבים מפוזרים, כמו הפליאדות (Pleiades) או ההיאדות (Hyades) שליד הקבוצה שור (Taurus), וישנם צבירים כדוריים, המורכבים בדרך כלל מכוכבים ותיקים (כוכבי דור שני, Population II). הכוכבים ביקום אינם מפולגים באופן אחיד, אלא נוטים להצטבר בקבוצות המכונות גלקסיות.

אטימולוגיה[עריכת קוד מקור | עריכה]

צורתה של המילה בפרוטו-שמית הייתה כנראה kabkabu*, הכפלה מבסיס -kab*. בעברית הפכה הבי"ת הראשונה לווי"ו כתוצאה מדיסימילציה: kawkabu*, ומצורה זו התפתחה מאוחר יותר הצורה כּוֹכָב.[1]

הולדתם, מהלך חייהם ומותם של הכוכבים[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערכים מורחבים – מחזור חייו של כוכב, התפתחות כוכב

הכוכבים נולדים בתוך עננים מולקולריים של מימן, כאשר התפרצות סופרנובה גורמת לפלוקטואציות בתוך הענן שסופן בקריסה כבידתית של חלקי ענן מסוימים, המכונים קדם-כוכבים. הקדם-כוכב מתכווץ בהדרגה תחת כבידה עצמית והטמפרטורה בו הולכת ועלה כתוצאה מהלחץ ההולך וגדל, עד שהיא תהיה מספיקה להתחלת תהליכי היתוך גרעיני בליבת הכוכב, שיאזנו את תהליך הקריסה הכבידתית לתוך עצמו, וכך נוצר כוכב יציב.

הכוכב מבלה את מרבית חייו על הסדרה הראשית, כאשר רדיוסו וטמפרטורת פניו אינם משתנים באופן ניכר ומתאימים לנקודה בודדת על דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. בזמן הזה המימן בליבת הכוכב הופך להליום בתהליכי היתוך תרמו-גרעיניים. משך זמן שהותו של הכוכב על הסדרה הראשית נקבע על-פי מסתו, כאשר כוכבים בעלי מסה קטנה, כגון הננסים האדומים, יכולים להישאר על הסדרה במשך עשרות או אף מאות מיליארדי שנים, ואילו כוכבים מאסיביים מאוד עוזבים את הסדרה אחרי מספר מיליוני שנים בלבד. כוכב ממוצע, הדומה לשמש שלנו יימצא על הסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנה.

אחרי שהמימן בליבת הכוכב אוזל, עוזב הכוכב את הסדרה הראשית. שכתוצאה מהטמפרטורות הגבוהות ניצת המימן שבמעטפת הכוכב, וכתוצאה מהתגובות במעטפת רדיוסו של הכוכב מתארך (הכוכב מתרחב) וטמפרטורת פני שטחו יורדת – הכוכב הופך לענק אדום (עפ"י חוק וין, צבע אדום מרמז על טמפרטורת פני שטח נמוכה יותר). לאחר שלב זה, חייו של הכוכב יכולים להסתיים במספר דרכים, והדבר תלוי במסתו של הכוכב או במצב התפתחות של בן זוגו, במקרה ומדובר בכוכבים זוגיים.

בכוכבים בעלי מסה קטנה, יתחיל בליבה היתוך הליום, אך תהליך זה יגרום לאי-יציבות הכוכב, ובסופו של דבר השכבות החיצוניות של הכוכב יתפזרו, כאשר הוא משאיר מאחוריו לא יותר מננס לבן. כוכבים קטנים במיוחד, בעלי מסה של פחות מחצי מסת שמש, לאחר סיום היתוך מימן יגוועו לאט. יש לציין כי גורלם של כוכבים אלה מעולם לא נצפה על ידי האסטרונומים, מכיוון שאורך החיים של כוכבים נמוכי מסה גדול מגיל היקום הנראה.

בכוכבים בינוניים, שמסתם כחצי מסת שמש ועד כ-1.4 מסות שמש (גבול צ'נדראסקאר), לאחר שלב הענק האדום, כשייגמר המימן במעטפת הכוכב, הם יתחילו לקרוס לתוך עצמם, עד שהתנאים בליבה יהיו מתאימים להיתוך הליום לפחמן. בשלב זה הכוכב יתחמם יותר ויותר, יתרחב במה שקרוי הבזק הליום, וכשייגמר ההליום, הכוכב ישיל את שכבותיו החיצוניות, שתהפוכנה לערפילית פלנטרית, ליבת הכוכב הפחמנית תקרוס ותהפוך לננס לבן.

בכוכבים מאסיביים, אשר מסתם עולה על גבול צ'נדראסקאר, לאחר סיום תהליכי היתוך ההליום שתוארו לעיל הכוכב יתכווץ בשנית והטמפרטורה בליבה שלו תגדל עוד יותר. עקב הטמפרטורה הגבוהה, יתחילו בליבה תהליכים גרעיניים נוספים, בהם יווצרו יסודות כמו חמצן, מגנזיום, צורן, עד לברזל. למעשה, הכוכב יהפוך להיות מורכב משכבות-שכבות של יסודות שונים, בדומה לקליפות בצל. מסתה של ליבת הברזל תלך ותגדל, וכאשר היא תעבור על גבול צ'נדראסקאר, תתכווץ הליבה במהירות והשכבות החיצוניות של הכוכב תועפנה לחלל בפיצוץ סופרנובה מסוג II. הכוכב עצמו יקרוס לכוכב נייטרונים, או, אם מסתו תעלה על שלוש מסות שמש (גבול אופנהיימר-וולקוף), הוא יקרוס מעבר לכך, ויהפוך לחור שחור.

מיון ומאפיינים של כוכבים[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל

מיון הכוכבים לסוגים ושנים עבר התקדמות מרשימה לאחר המצאת המצלמה ויצירת האפשרות לצלם את הספקטרום של כוכבים שונים. על ידי שימוש בחוק וין ועל סמך האור המתקבל מן הכוכבים ניתן לגלות מה טמפרטורת פני השטח (פוטוספרה) שלהם. מהשוואת הקווים הספקטרליים ניתן לגלות אילו חומרים אופפים את הכוכבים ומידע רב נוסף. בשנת 1910 האסטרונומים איינר הרצשפרונג והנרי נוריס ראסל הציעו ופיתחו בנפרד זה מזה את הדיאגרמה בה סיווגו לפי מאפייניהם הספקטרלים.

הטיפוסים הספקטרליים הם: O, B, A, F, G, K, M (ניתן לזכור את הסוגים בעזרת המנמוניקה האנגלית: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me", או בעברית: "עורב בהיר אכל פיסטוקים גדולים כמו מנגו"), כאשר הכוכבים מסוג O הם הכוכבים המאסיביים והחמים ביותר, והכוכבים מטיפוס M הם הכוכבים הקרים ביותר (כ-2,000 מעלות צלזיוס), ומכונים ננסים אדומים. בנוסף לכך כל טיפוס מחולק ל-10 תת-טיפוסים, כאשר כל תת-טיפוס מסומן בספרה מ-0 עד 9. כך, למשל, הטיפוס הספקטרלי של השמש הוא G2.

על מנת להבדיל בין כוכבים בעלי סיווג זהה אך בשלב שונה בהתפתחותם חולקה הדיאגרמה ל"ענפים מאוזנים". כך כוכב הנמצא בשלב היתוך המימן כמו השמש נמצא באזור שנקרא הסדרה הראשית - וזהו ענף V. בעוד כ-5 מיליארד שנים השמש תהפוך לענק אדום, ואז היא תעבור לענף III (ענקים).

נוסף על כך ישנם כוכבים המציגים שלבים קצרים בחיי הכוכב (מליוני שנים ספורות) או כוכבים שמציגים תכונות שלא מיוצגות בדיאגרמה ולכן קיבלו כינויים נוספים כמו כוכבי T-Tauri ומשתנים קפאידים

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]


מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)
ננס שחור ננס לבן כוכב נייטרונים חור שחור ענק אדום ננס צהוב סופרנובה ערפילית פלנטרית שארית סופרנובה על-ענק אדום ענק כחול ננס אדום ננס חום קדם-כוכב ענן מולקולרי היווצרות כוכב כוכב יציב שלבים אחרונים של היתוך קריסת כוכבStellar evolution Hebrew.png
_{\Mu_\bigodot} = מסת השמש, כ-‎2 x 1030ק"ג

מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ-_{\Mu_\bigodot} 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח _{\Mu_\bigodot} 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח _{\Mu_\bigodot} 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ-_{\Mu_\bigodot} 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות _{\Mu_\bigodot} 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות _{\Mu_\bigodot} 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 (_{\Mu_\bigodot} 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ Steiner, Richard C. (1987). Lulav vs. *lū/law: A Note on the Conditioning of *aw > ū in Hebrew and Aramaic. JAOS 107:121-22. [1]