כוכב משתנה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

כוכב משתנה הוא כוכב שבהירותו כפי שהיא נראית מכדור הארץ אינה קבועה ומשתנה עם הזמן. הסיבה לשינוי יכולה להיות שינויים בעוצמת ההארה של הכוכב או חסימה זמנית של אורו בכיוון כדור הארץ. למעשה כל הכוכבים משתנים ברמה זו או אחרת לאורך זמן חייהם, כך שהמונח מתייחס להשתנות על פני פרקי זמן קצרים ביחס לאורך חיי הכוכב, בדרך כלל בין דקות למאות שנים.

גרף של דרגת הבהירות המשתנה של δ בקפאוס

היסטוריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

על פי התורה האריסטוטלית, היו השמים קבועים ולא משתנים (למעט תנועת כוכבי הלכת והירח). תורה זו נחשבה כנכונה בתרבות האירופית עד למאה ה-16, למרות שסביר שהיו בעבר אירועים של הופעת כוכבים חדשים והיעלמותם (למשל אירועי סופרנובה 1054 וסופרנובה 1181), אך אלו לא תועדו בתרבות האירופית, למרות שזכו לתעוד בתרבויות אחרות.

בשנת 1572 הופיעה סופרנובה 1572, שהוכרזה על ידי טיכו ברהה ככוכב חדש (נובה), ובשנת 1604 אירעה סופרנובה נוספת. בנוסף לכך, בשנת 1596 זוהה הכוכב אומיקרון בלווייתן בטעות כנובה, אך לאחר שנעלם והופיע מספר פעמים באופן מחזורי הוא זוהה ככוכב המשתנה הראשון.

בשנת 1667 תועד הכוכב המשתנה השני - אלגול (אם כי סביר שדבר השתנותו היה ידוע עוד קודם לכן). מאז תועדו בשביל החלב למעלה מ-40,000 כוכבים משתנים‏‏‏‏[1] ועוד כ-10,000 בגלקסיות אחרות.

תצפיות ומדידות[עריכת קוד מקור | עריכה]

המאפיין הבולט של כוכבים משתנים הוא שינוי הבהירות, אך השינוי בעוצמת הקרינה אינו בהכרח אחיד על פני כל ספקטרום הפליטה של הכוכב. ייתכן, למשל, ששינוי בטמפרטורת הכוכב יביא לגידול בפליטה בתחום ספקטרלי אחד ולהקטנת הפליטה בתחום אחר. שינויים במאפייני הסעת החום בשכבות החיצוניות של הכוכב או שינויים בשקיפות של שכבות אלו יכולים להתאפיין בשינוי בפליטה של תחום ספקטרלי מסוים ולהשאיר תחום אחר כמעט ללא שינוי.

למרות שבאמצעות שימוש בטלסקופ בלבד (ואפילו טלסקופ חובבים) ניתן לזהות את השינויים באורם של כוכבים משתנים רבים ולהעריך את שינויי הבהירות על ידי השוואה לבהירות של כוכבים סמוכים, זיהוי מקצועי של השינויים בבהירותם של כוכבים משתנים נעשה באמצעות מדידת עוצמת האור בתחומים שונים באמצעות ספקטרופוטומטר ומכשירי מדידה נוספים. ביצוע מדידות עוקבות לאורך זמן ורישום הנתונים בגרף יוצר את עקומת הבהירות של הכוכב ומאפשר להבחין במאפייני ההשתנות:

  • סדירות - ההשתנות עשויה להיות מחזורית, מחזורית למחצה או לא סדירה
  • במקרה של מחזוריות סדירה - זמן המחזור
  • עוצמת השינוי - ההבדל בעוצמת ההארה בין ההארה המרבית והמזערית
  • אופי השינוי - שינוי חד או הדרגתי, סימטרי או א-סימטרי, בעל מחזורי משנה.

ניתוח ספקטרוסקופי של אור הכוכב מאפשר להבחין בשינויים בספקטרום הנפלט ולהסיק מהם על גורמי ההשתנות:

  • שינויי טמפרטורה
  • שינויים בשקיפות השכבות החיצוניות של הכוכב
  • קיום בן זוג עמום שעשוי להסתיר את אור הכוכב
  • התנפחות והתכווצות של הכוכב
  • שדות מגנטיים חזקים שעשויים להשפיע על הבהירות
  • קווי בליעה שמראים על ענני גז המקיפים את הכוכב.

מצירוף המדידות ניתן בדרך כלל לשער את המנגנון הגורם לשינויים הנצפים באורו של הכוכב וכך למיין את הכוכבים המשתנים על פי סוגם ועל פי מנגנון ההשתנות.

סוגי כוכבים משתנים[עריכת קוד מקור | עריכה]

ניתן לסווג את הכוכבים המשתנים על פי פרמטרים שונים:

  • הסוג הספקטרלי של הכוכב
  • מידת ההשתנות (מאיות דרגת בהירות, עשיריות דרגת בהירות, דרגות בהירות)
  • סדירות ההשתנות (סדירה, סדירה למחצה, לא סדירה)
  • זמן המחזור (דקות, שעות, ימים, שבועות, שנים, מאות שנים, חסר סדירות)
  • מנגנון ההשתנות.

מקובל לסווג על פי מנגנון ההשתנות: ההבחנה הראשונה היא בין השתנות כתוצאה משינויים בפליטת האור של הכוכב עצמו ובין השתנות כתוצאה מהסתרת האור על ידי גורם חיצוני. לאחר מכן מבחינים על פי מנגנון השינוי עצמו ולפעמים מחלקים חלוקות משנה על פי הפרטים המדויקים יותר של גורמי ההשתנות ועל פי מאפייני ההשתנות האחרים. שמות הסוגים נגזרים בדרך כלל משמם של הכוכבים המשתנים הראשונים שזוהו כשייכים לסוג זה.

כוכבים משתנים מסיבות חיצוניות[עריכת קוד מקור | עריכה]

השתנות הבהירות מסיבות חיצוניות נובעת בדרך כלל מהסתרה של אור הכוכב על ידי בן זוג עמום יותר - ליקוי מאורות. עם זאת, קיימים כוכבים שבהירותם אינה אחידה או שצורתם אינה כדורית ולכן בהירותם משתנה כאשר הם מסתובבים סביב צירם.

משתנים לוקים[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכבים אלו הם למעשה מערכת זוגית בה זוג כוכבים מקיפים זה את זה כך שקו הראיה אל כדור הארץ נמצא במישור הסיבוב. כאשר אחד הכוכבים עובר על פני הכוכב השני הוא מסתיר אותו וגורם לירידה בעוצמת ההארה הכוללת של זוג הכוכבים. גודל השינוי תלוי בהפרש הבהירויות של זוג הכוכבים, בגודלם ובזווית המדויקת בין מישור הסיבוב ובין קו הראייה אל כדור הארץ. השינוי הגדול ביותר בבהירות מתקבל כאשר אחד הכוכבים עמום בהרבה מהשני וגדול ממנו וכן הזווית קטנה מאוד כך שמתקבלת הסתרה מלאה של הכוכב הבהיר על ידי העמום.

סיווג משנה:

  • משתנים לוקים מסוג אלגול - עוצמת הבהירות קבועה רוב הזמן עם שתי ירידות ברורות בזמני המעבר של הכוכבים זה על פני זה.
  • משתנים לוקים מסוג β בנבל - שני הכוכבים קרובים מאוד זה לזה כך שעקומת הבהירות משתנה כל הזמן.
  • משתנים לוקים מסוג W בדובה הגדולה - הכוכבים צמודים זה לזה כך שעוצמת האור משתנה ברציפות בזמן מחזור של יום או פחות.
  • משתנים לוקים פלנטריים - כוכב לכת גדול עובר על פני הכוכב וגורם לירידה קטנה מאוד בבהירות.

משתנים מסתובבים[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכבים אלו מאירים בצורה לא אחידה. סיבובם העצמי סביב צירם מביא לשינוי בעוצמת האור כפי שהוא נצפה מכדור הארץ. חוסר האחידות של ההארה יכול לנבוע מסיבות שונות כמו צורה גאומטרית לא סימטרית ביחס לציר הסיבוב או כתוצאה מכך שהקרינה נפלטת בצורה לא אחידה מפני הכוכב.

סיווג משנה:

  • כוכבים לא כדוריים - כוכבים במערכת זוגית קרובה בה כוח המשיכה בין הכוכבים גורם לעיוות צורתם. כתוצאה מכך שטח פני הכוכב כפי שהוא נראה מכדור הארץ משתנה ואיתו גם הבהירות.
  • כוכבים עם בהירות לא אחידה - בדומה לכתמי השמש, בהירות פני השטח של הכוכבים אינה אחידה. אם הכתמים הם גדולים מאוד ביחס לשטח מעטפת הכוכב, בהירות הכוכב עשויה להשתנות מעט עם סיבובו.
  • פולסרים באור נראה - פולסרים פולטים קרינה באלומה צרה יחסית כך שפולסרים באור נראה מופיעים ונעלמים בזמן מחזור שנע מאלפיות שנייה ועד מספר שניות. הפולסר באור נראה הידוע ביותר הוא הפולסר שבערפילית הסרטן.

כוכבים משתנים מסיבות פנימיות[עריכת קוד מקור | עריכה]

השתנות הבהירות מסיבות פנימיות נובעת בדרך כלל משינוי במאפייני הכוכב כמו רדיוס, טמפרטורה, שדה מגנטי ואפילו שינוי מסה בעקבות אינטראקציה עם בן זוג. השינויים יכולים לנבוע ישירות משינוי בקצב ההיתוך הגרעיני בכוכב או ממעבר של הכוכב למצב של חוסר שיווי משקל הידרוסטטי.

משתנים פועמים[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכבים אלו מתנפחים ומתכווצים לסרוגין, חלקם במחזוריות סדירה וחלקם במחזוריות סדירה למחצה כאשר אורך המחזור משתנה מעט מפעם לפעם סביב אורך מחזור ממוצע. השינויים ברדיוס גורמים לשינויים גם בטמפרטורה ולכן יחד עם הבהירות משתנה גם הספקטרום של האור הנפלט מהכוכב.

משתנים קפאידיים[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – משתנה קפאידי

משתנים קפאידיים הם ענקים או על-ענקים צהובים שיצאו מהסדרה הראשית ושהשינוי ברדיוס ובבהירות נובע משינויים בשכבות ההליום שלהם. ההליום עובר יינון כתוצאה מהקרינה הנפלטת מליבת הכוכב והופך להיות אטום יחסית לקרינה. כתוצאה מכך שכבות ההליום מתנפחות והכוכב מגדיל את רדיוסו עד לנקודה שבה צפיפות הקרינה יורדת והיינון של ההליום פוחת, כך שההליום נהיה שוב שקוף, הקרינה חולפת דרכו ושכבות ההליום מתכווצות חזרה. זמן המחזור של השינוי תלוי ישירות בעוצמת ההארה של הכוכב ולכן ניתן לקבוע את בהירותו המוחלטת של הכוכב (ומכאן גם את מרחקו) על פי זמן המחזור שלו. קיימים סוגים שונים של משתנים קפאידיים (בעלי יחסים מעט שונים של זמן מחזור ובהירות מוחלטת) וההבחנה ביניהם מתבצעת על פי ההבדלים בעקומת הבהירות שלהם:

  • קפאידיים מאוכלוסייה I - אלו הקפאידיים הראשונים שהתגלו מהסוג של דלתא בקפאוס וכוכב הצפון.
  • קפאידיים מאוכלוסייה II - אלו קפאידיים בעלי אחוז נמוך (יחסית לאוכלוסייה I) של יסודות כבדים מהליום.
  • משתני RR בנבל - כוכבים אלו דומים לקפאידיים מאוכלוסייה II, אך הם זקנים יותר ובהירים פחות, הם נפוצים יחסית בצבירים כדוריים ומאפשרים להעריך את מרחקו של הצביר. ההשתנות שלהם נעה בין 0.2 ו-2 דרגות בהירות וזמן המחזור נע ממספר שעות ליומיים.
  • משתנים מסוג δ במגן ו-SX בעוף החול - כוכבים משתנים אלו חלשים בהרבה מהקפאידיים, בעלי זמני מחזור קצרים של שעות ספורות ואף פחות מכך ושינויי בהירות של פחות מדרגה אחת. לחלקם יש מספר מחזורי השתנות זה על גבי זה כך שעקומת הבהירות שלהם מסובכת למדי.

משתנים כחולים (מסוג B ו-O)[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכבים אלו הם בדרך כלל ענקים כחולים שמשתנים מעט בזמני מחזור קצרים. השינוי נובע מחוסר יציבות של השכבות החיצוניות שמתכווצות ומתנפחות מעט. הבהירות המקסימלית מושגת דווקא בזמן ההתכווצות של הכוכב.

סיווג משנה:

  • משתנים מסוג β בקפאוס (נקראים גם משתנים מסוג β בכלב גדול) - משתנים במספר מאיות או עשיריות של דרגת בהירות במחזוריות של מספר שעות.
  • משתנים מסוג PV בטלסקופ - כוכבים אלו הם על-ענקים כחולים שמשתנים בכעשירית של דרגת בהירות בזמן מחזור של מספר שעות עד יממה.

משתנים ארוכי מחזור וסדירים למחצה[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכבים אלו הם ענקים אדומים או על-ענקים אדומים שמתנפחים ומתכווצים באיטיות לאורך פרקי זמן ארוכים של שבועות, חודשים או שנים. זמני המחזור אינם תמיד קבועים כך שכל מחזור של התנפחות והתכווצות יכול להיות בעל אורך שונה.

סיווג משנה:

  • משתנים מסוג מירה - אלו ענקים אדומים קרים יחסית שמתנפחים ומתכווצים במנגנון דומה לשל המשתנים הקפאידיים, אך במקום ההליום, הגז שעובר מחזורי יינון המשפיעים על שקיפותו הוא מימן מולקולרי (H2), שלא יכול להתקיים בצורה זו בכוכבים חמים כמו המשתנים הקפאידיים. מכיוון שכמות המימן במעטפות החיצוניות של הכוכבים גדולה בהרבה מכמות ההליום, ההשפעה של השינוי בשקיפות המימן על הבהירות גדולה בהרבה כך שהבהירות משתנה ב-2.5-11 דרגות והמחזוריות היא מסדר הגודל של מספר חודשים עד שנה.
  • משתנים סדירים למחצה - אלו בדרך כלל על-ענקים אדומים שבהירותם משתנה ממספר עשיריות של דרגת בהירות ועד שתי דרגות. חלק מהזמן הם מראים מחזוריות סדירה בבהירות, אך מדי פעם מופיעים שינויים שאינם מחזוריים. עקומת הבהירות אינה קבועה ממחזור למחזור וזמני המחזור עצמם משתנים מעט. זמני המחזור נעים בין כחודש ועד למספר שנים. ביטלג'וז ואנטארס הם דוגמאות למשתנים מסוג זה.
  • משתנים איטיים לא סדירים - אלו ענקים ועל-ענקים אדומים שבהירותם משתנה עד לדרגת בהירות אחת באופן לא סדיר. משתנה לא סדיר אופייני הוא אלדברן.

משתנים מסוג RV בשור[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכבים אלו הם על-ענקים צהובים מסוג F או G שמתנפחים ומתכווצים באופן מחזורי ובהירותם יורדת פעמיים בכל מחזור, פעם אחת מעט ופעם שנייה הרבה ביחס לבהירות הממוצעת. כאשר הבהירות יורדת, משתנה גם הסיווג הספקטרלי של הכוכבים ל-K או ל-M, כלומר הסיבה העיקרית לשינוי הבהירות הוא ירידה ניכרת בטמפרטורה של פני הכוכב. זמן המחזור נע בין 30 ל-100 ימים וירידה בבהירות היא סביב 4 דרגות. בחלק מהכוכבים מסוג זה משתנה גם הבהירות הממוצעת במחזוריות איטית יותר של מספר שנים.

משתנים מסוג דנב (α בברבור)[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכבים אלו הם על-ענקים לבנים או כחולים שמשתנים בכעשירית דרגת בהירות במחזוריות של מספר ימים עד מספר שבועות. לעתים קיימים במקביל מספר מחזורי שינוי זה על גבי זה כך שההשתנות נראית חסרת סדירות.

ננסים לבנים פועמים[עריכת קוד מקור | עריכה]

אלו ננסים לבנים שבהירותם משתנה ממספר אלפיות ועד מספר עשיריות של דרגת בהירות במחזוריות של מספר דקות ועד שעות ספורות. השינויים נובעים מגלים סייסמיים בחומר של הננס הלבן. מבצעים סיווג משנה של הננסים על פי הרכב האטמוספירה שלהם.

משתנים דמויי השמש[עריכת קוד מקור | עריכה]

בהירות השמש משתנה מעט מאוד במחזוריות סביב 5 דקות כתוצאה מגלים סייסמיים המשפיעים על הסעת החום בשכבותיה החיצוניות. שינויים דומים הובחנו בכוכבים נוספים.

משתנים מתפרצים[עריכת קוד מקור | עריכה]

בכוכבים אלו הבהירות גדלה באופן פתאומי וחד. השינוי נובע מזריקת חומר החוצה או מהתנגשויות של ענני אבק וגז המקיפים את הכוכבים.

קדם-כוכבים[עריכת קוד מקור | עריכה]

אלו כוכבים בשלבי היווצרות מענן של אבק וגז. כוכבים אלו נמצאים בתוך ערפיליות ומוקפים בדרך כלל בדיסקת ספיחה בה מתרחשות התנגשויות של ענני גז הנעים במהירויות גבוהות וכתוצאה מההתנגשויות מתחמם הגז ופולט קרינה חזקה.

סיווג משנה:

  • כוכבי הרביג A / B - אלו כוכבים מסיביים (2-8 מסות שמש) בשלבי היווצרות. ההתפרצויות של בהירות גבוהה מיוחסות להתנגשויות של ענני גז בדיסקה המקיפה את הכוכב, ייתכן כחלק מתהליך יצירת כוכבי לכת מסביבו.
  • משתנים מסוג T בשור - אלו כוכבים פחות מסיביים בשלבי היווצרות. הצפיפות והטמפרטורה בליבתם אינה גדולה מספיק בשביל תהליכי היתוך גרעיני והם משחררים אנרגיה כבידתית כשהם מתכווצים. על פניהם יש כתמים גדולים (בדומה לכתמי השמש) שגורמים לפליטת קרינה לא אחידה. בדומה לכוכבי הרביג, גם הם מוקפים בדיסקת אבק וגז בה מתרחשות התנגשויות שגורמות להתפרצויות קרינה פתאומיות.
  • משתנים מסוג FU באוריון - כוכבים אלו עוברים עלייה פתאומית בבהירותם של עד 6 דרגות ולאחר מכן הבהירות יורדת מעט ומתייצבת למספר שנים או אפילו עשרות שנים עד שהיא דועכת בחזרה. ככל הנראה מדובר בכוכבים בשלבי היווצרות שסופחים אליהם חומר מדיסקת הספיחה המקיפה אותם. החומר מהדיסקה מאיץ ומתנגש בפני הכוכב תוך יצירת חום רב המביא לעלייה בבהירות.

כוכבי סדרה ראשית[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכבי הסדרה הראשית אינם מתפרצים בדרך כלל, אבל יש יוצאים מן הכלל, שכאשר הם מעיפים חומר לחלל בהירותם משתנה:

  • כוכבי וולף-ראייה - אלו כוכבים מסיביים במיוחד (יותר מ-20 מסות שמש) שמעיפים מדי פעם כמויות עצומות של חומר לחלל תוך עליה בבהירות של כעשירית דרגה.
  • כוכבי להבה - אלו ננסים אדומים בהם פליטה של להבות (בדומה ללהבות השמש) גורמת לשינוי גדול בבהירות שלהם למשך מספר דקות בלבד. בעוד שבכוכבים גדולים יותר פליטה של להבות כמעט שאינה משפיעה על הבהירות הכוללת, לננסים אדומים בהירות מוחלטת נמוכה מאוד כך שפליטת הלהבות מגדילה אותה בצורה ניכרת. פרוקסימה קנטאורי ווולף 359 הם כוכבי להבה וייתכן שגם כוכב ברנרד.

ענקים ועל-ענקים[עריכת קוד מקור | עריכה]

ענקים ועל-ענקים מאבדים כמויות גדולות של חומר לחלל וכאשר עננים גדולים של גז לוהט נפלטים במהירויות גבוהות מתקבלת עליה בבהירות.

סיווג משנה:

  • על-ענקים כחולים משתנים - כוכבים מסיביים ביותר אלו (עשרות מסות שמש ועד ל-150 מסות שמש) עשויים להעיף שכבות שלמות של גז ולגרום בכך לשינויים גדולים בבהירות. דוגמה לכוכב מסוג זה היא η בשדרית.
  • משתנים מסוג γ בקסיופאה - אלו תת-ענקים כחולים בעלי מהירות סיבוב גבוהה במיוחד (כ-300 ק"מ לשנייה) שכתוצאה מהסיבוב המהיר מועף גז לחלל מאזור קו המשווה שלהם. כתוצאה מכך עולה הבהירות שלהם בדרגת בהירות או שתיים.
  • משתנים מסוג R בכתר הצפוני - כוכבים אלו הם בעלי בהירות כמעט קבועה שצונחת באופן פתאומי ובלתי סדיר בין דרגה אחת ל-9 דרגות. לאחר מכן הם חוזרים בהדרגה לבהירותם המקורית. המנגנון שיוצר את השינוי הוא ככל הנראה הצטברות הדרגתית של גז הנפלט מהכוכב מסביבו והתקררותו ההדרגתית עד שצפיפותו והטמפרטורה שלו מגיעים לסף המאפשר התעבות לטיפות גדולות החוסמות את הקרינה וגורמות לירידה הדרמטית בבהירות. לחץ הקרינה של הכוכב מאדה בהדרגה את הטיפות בחזרה לגז ומפזר את המולקולות וכך הבהירות שוב עולה.
  • מתפרצים זוגיים - אלו כוכבים כפולים קרובים שכוחות הכבידה ביניהם משפיעים על פעילות הכרומוספירה ועל ההתפרצויות של להבות ממנה. השינויים בבהירות הם מסדר גודל של עשיריות דרגת בהירות וזמן המחזור קשור לזמן ההקפה של הזוג.

נובות[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – נובה

כוכבים אלו שייכים למערכות כפולות שבהן כוכב אחד הוא ננס לבן והשני הוא בשלבי מעבר לענק אדום. הננס סופח אליו מהענק חומר הנדחס ומתחמם על פניו של הננס וכאשר הלחץ והטמפרטורה חוצים סף מסוים מתרחשת תגובה גרעינית מהירה וחזקה במיוחד הנקראת "הבזק מימן" שמלווה בפליטת קרינה חזקה עד פי מיליון מעוצמת ההארה הרגילה. לאחר הפיצוץ צבירת החומר מתחילה מחדש. זמן המחזור הוא מ-1,000 שנים ועד ל-100,000 שנים, אבל קיימות מספר נובות בעלות זמן מחזור של עשרות שנים בלבד.

קיימות גם נובות ננסיות שבהן, כנראה, מקור האנרגיה הוא אנרגיה כבידתית של חומר המצטבר בדיסקת ספיחה סביב הננס הלבן וכאשר היא גודל הדיסקה חוצה סף מסוים הדיסקה קורסת על הננס הלבן תוך התחממות מהירה של הגז ועליה של הבהירות פי 10 עד פי 100 מהבהירות הרגילה.

אירועים דמויי נובה יכולים לקרות גם כאשר הכוכב הסופח הוא כוכב נייטרונים ואז רוב הקרינה הנפלטת תהיה קרינת X או כאשר הכוכב הסופח הוא כוכב כחול שסביבו נוצרת דיסקת ספיחה וקריסתה יוצרת עליה בבהירות של עד 4 דרגות.

סופרנובות[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – סופרנובה

סופרנובה היא ההשתנות הדרמטית ביותר בבהירות של כוכב. השינוי בבהירות יכול להגיע ל-20 דרגות והכוכב יכול למשך זמן קצר לפלוט קרינה כמו גלקסיה שלמה. סופרנובה נוצרת כאשר ננס לבן צובר חומר אל מעבר לגבול צ'נדראסקאר או כאשר ליבת כוכב מסיבי קורסת כאשר תהליכי ההיתוך הגרעיני והכוחות הבין-אטומיים לא יכולים לעצור את כח הכבידה העצמי של הכוכב. במצב כזה ליבת הכוכב קורסת תוך חלקיק שנייה וגורמת לפיצוץ שפולט כמויות עצומות של אנרגיה ומעיף את שכבותיו החיצוניות של הכוכב במהירויות של אלפי ק"מ לשנייה. הבהירות העצומה של הסופרנובה נמשכת מספר חודשים והיא יורדת בהדרגה עם התקררות והתפשטות ענני הגז שהועפו בפיצוץ עד להעלמותה.

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]