מחזור חייו של כוכב

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית

מחזור חייו של כוכב - התהליך שמתחיל בהווצרות הכוכב ונגמר בסיום חייו כננס לבן, כוכב נייטרונים או חור שחור.

תוכן עניינים 1 היווצרות הכוכב 2 הכוכב היציב 3 קריסת הכוכב 3.1 כוכבים דמויי-שמש 3.2 כוכבים כבדים

[עריכה] היווצרות הכוכב

שלב זה אורך זמן קצר יחסית, הנמשך כמה מיליוני שנים. כוכב נוצר מעננה של גז מימן הנמצאת בחלל, אשר תחת השפעת כוח הכבידה מתחילה להתכנס לתוך עצמה ויוצרת גוף פרוטו-כוכבי. מהירות דחיסתו של הגז גדלה כל הזמן כתוצאה מכוח הכבידה שעולה כל הזמן במרכז הדחיסה (ראו נגזרת שלישית), והעלייה בדחיסות בתורה מעלה את מספר ההתנגשויות בין חלקיק אחד למשנהו, וגורמת לעליה במהירות הממוצעת של חלקיקיו (התנועה התרמית שמתנגדת להמשך הדחיסה), כלומר - בעלייה בטמפרטורת הגז ועלייה בלחץ הגזים. גם התנועה הסיבובית של חלקיקי הגז, והשדות המגנטיים הנמצאים גם בענני החומר הבין-כוכבי הם חלק מהכוחות הפועלים על הכוכב. חלק חשוב בתהליך הקריסה תופס האבק הבין-כוכבי המקרר את הפרוטו-כוכב דרך פליטת קרינה בתחום התת אדום ומאפשר לו להמשיך לקרוס.

בסוף התהליך, שבו פועלים כוחות מרובים, עננת המימן הופכת למבנה כדורי. במרכז המבנה הכדורי מתחילים להיווצר תנאים, המתאימים לתגובות תרמו-גרעיניות - טמפרטורה ולחץ גבוהים. הלחץ הגבוה נוצר כתוצאה מהכבידה, הלוחצת את חומר הכוכב כלפי פנים, והלחץ הרב גורם לטמרפטורה גבוהה. כאשר הטמפרטורה מגיעה לכ-10 מיליון מעלות קלווין ניצתים התהליכים התרמו-גרעיניים שבמהלכם המימן עובר היתוך גרעיני והופך להליום. התהליכים יוצרים לחץ קרינה שמאזן את לחץ הכבידה, וכך נוצר כוכב יציב (ראו גם: שיווי משקל הידרוסטטי).

[עריכה] הכוכב היציב

זהו שלב הסדרה הראשית בחייו של הכוכב, הנמשך כ-90% ממשך חייו. שלב זה מאופיין בהתנהגות יציבה של הכוכב, ומסתיים בסוף התגובות התרמו-גרעיניות בליבת הכוכב.

בשלב זה מקור האנרגיה של הכוכב הוא התגובות התרמו-גרעיניות החלות בליבתו. לכוכבים של הסדרה הראשית יש ליבה דחוסה וצפופה מאוד, והטמפרטורה במרכזם גבוהה מאוד (כמה מיליוני מעלות קלווין). המעטפת החיצונית מסביב לליבה היא דלילה, קרה (יחסית) וגדולה. בשל התנאים בליבת הכוכב, מתרחש בו היתוך גרעיני של גז המימן, הנחשב ל"דלק" של הכוכב, היות שהוא מספק אנרגיה אדירה בצורת קרינה וחום לכוכב. היתוך זה הוא הגורם לכך שהכוכב אינו קורס: לחץ שכבותיו החיצוניות מתאזן על ידי לחץ הקרינה שנוצר כתוצאה מהיתוך המימן במנגנון של משוב שלילי.

זמן חייו של כוכב תלוי במסה התחלתית שלו - ככל שהכוכב כבד יותר, כך זמן חייו קטן יותר ולהיפך. עובדה זאת ניתן להסביר בכך שככל שהכוכב מסיבי יותר כך הוא צורך מימן בקצב מהיר יותר: הלחץ שמפעילות שכבותיו החיצוניות על הליבה רב יותר, והטמפרטורה בליבה עולה; כתוצאה מזה, מואץ קצב התגובות התרמו-גרעיניות.

[עריכה] קריסת הכוכב

שלב זה נמשך כ-10% מאורך חיי הכוכב, ובמהלכו עוזב הכוכב את הסדרה הראשית תוך כדי שהוא מתקדם לקראת סיום חייו.

שלב סופי זה של התפתחות הכוכב מתחיל כאשר כל המימן בליבתו הופך להליום, וההיתוך הגרעיני בליבתו נפסק. כתוצאה מכך, השכבות החיצוניות של הכוכב מתחילות ליפול אל תוך ליבתו ולהגביר את הלחץ והטמפרטורה בתוכה, עד אשר נוצרים תנאים שמתאימים להיתוך של הליום. בתהליך שקרוי "הבזק הליום" (Helium Flash) הכוכב מתנפח פי כמה וכמה והופך לענק אדום; הטמפרטורה בליבתו עולה פי כמה וכמה, ומתחיל היתוך של מימן בקליפתו, במקביל להיתוך ההליום בליבה. מנקודה זו גורל הכוכב תלוי במסה שלו, ורק בה. תהליך זה אינו קורה בננסים חומים ובננסים אדומים.

[עריכה] כוכבים דמויי-שמש

בכוכבים דמויי-שמש, שמסתם אינה עולה על גבול צ'נדרסקהר, לאחר שכל ההליום בליבה הופך לפחמן, היא מתחילה לקרוס שוב לתוך עצמה. אולם, בשל המסה הנמוכה של הכוכב, קריסה זו אינה יכולה ליצור די לחץ וטמפרטורה בתוך הליבה על-מנת לאפשר את היתוך הפחמן ליסודות כבדים יותר, ולכן הכוכב ממשיך לקרוס עד שכוח הכבידה מתאזן על ידי עקרון האיסור של פאולי והכוכב הופך לננס לבן.

[עריכה] כוכבים כבדים

בכוכבים, שמסתם מעל 1.4 מסות שמש, הליבה יכולה להמשיך לקרוס וליצור די טמפרטורה ולחץ על-מנת לאפשר את היתוך הפחמן לחמצן, ניאון, צורן, גופרית וברזל, בסדרה של קריסות והתנפחויות, כך שהכוכב מתנפח לענק-על ומבנהו הופך דומה לזה של בצל - בנוי קליפות-קליפות של יסודות שונים. הברזל אינו ניתן להיתוך גרעיני בשום צורה, שכן זהו תהליך שצורך יותר אנרגיה משהוא פולט, מה שגורם לכך שאין עוד דבר אשר יכול לעצור את קריסת הכוכב אל תוך עצמו. הכוכב קורס ויוצר גל הדף עצום-ממדים, אשר מעיף את השכבות החיצוניות של הכוכב בהתפוצצות סופרנובה, ואילו הליבה קורסת אל תוך עצמה עד ליצירת כוכב נייטרונים (אם מסת הכוכב אינה עולה על 3 מסות שמש) או חור שחור.

מחזור חייו של כוכב (לא בקנה מידה)

= מסת השמש, כ-‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ- 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ- 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות 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 ( 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).