מחזור החיים של כוכב

התפתחות כוכב הוא התהליך שבו כוכב עובר שלבים של שינויים משמעותיים ביותר במהלך חייו. משך התהליך תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב ויכול להמשך ממיליוני שנה, במקרה של כוכבים כבדים ביותר ועד טריליוני שנה, במקרה של כוכבים קטנים ביותר (זמן שהוא ארוך בהרבה מגיל היקום). במהלך כל החיים של הכוכב הוא "מפעיל" מנגנונים שונים על מנת לנסות לעכב את הקריסה העצמית שלו, הנובעת מהמשקל העצמי שלו.
רוב התהליכים הקשורים להתפתחות כוכבים איטיים מאד ולא ניתן ללמוד עליהם מתצפית בכוכב בודד. לכן אסטרו פיזיקאים לומדים על התפתחות כוכבים משילוב של תאוריות פיזיקאליות (בעיקר פיזיקה גרעינית ותורת הקוונטים), תצפיות בכמות עצומה של כוכבים הנמצאים בשלבי התפתחות שונים וסימולציות מחשב המנבאות את מבנה הכוכבים בשלבים השונים על פי מודלים ממוחשבים.

עצם הרביג –הארו HH47. צולם ע"י טלסקופ החלל האבל. קנה המידה מציין 1,000 יחידות אסטרונומיות (יחידה אסטרונומית = המרחק בין כדור הארץ והשמש) או 150 מיליארד קילומטר.

לידת כוכב

טרום כוכב

התפתחות כוכב מתחילה בקריסה של ענן מולקולרי. הקוטר הטיפוסי של ענן מולקולרי הוא 100 שנות אור והמסה הטיפוסית שלו היא 6,000,000 מסות שמש. מכאן ואילך, נקודת היחוס שלנו לצורך מדידת מסה תהיה המסה של השמש שלנו. מסת שמש אחת שווה ל 10³⁰ *2 ק"ג בקירוב. במהלך הקריסה, הענן המולקולארי נשבר לחלקים קטנים יותר. בכל חלק של הענן שקורס, אנרגיה פוטנציאלית משתחררת והופכת לחום. הקריסה ממשיכה, הלחץ והטמפרטורה עולים ומתקבל כדור גז מסתובב, חם ביותר, הקרוי טרום כוכב (protostar) מסלול ההתפתחות של הכוכב תלוי במסה הראשונית של טרום הכוכב.

ננס חום

טרום כוכב אשר המסה הראשונית שלו נמוכה מ- 0.08 מסות שמש, לעולם לא יצליח להגיע ללחץ ולטמפרטורה הדרושים להיתוך גרעיני של מימן להליום. טרום כוכב כזה יתפתח לננס חום. הננס החום ימשיך להתכווץ באיטיות, לפלוט אור עמום וחום קלוש במשך מאות מיליוני שנים, ללא שינוי מהותי במצבו ולמעשה לא ימשיך להתפתח יותר.

עצמי הרביג-הארו (Herbig-Haro Objects)

ליבת טרום כוכב שהמסה שלו מעל 0.08 מסות שמש תתלהט מספיק ובסופו של דבר יתחילו בה תגובות גרעיניות. בתחילה מימן מותך לדאוטוריום (מימן עם גרעין המכיל פרוטון ונייטרון) ובהמשך, כאשר הלחץ והטמפרטורה עולים, הדאוטוריום מותך להליום. כאשר מתחילה התכת דאוטוריום, טרום הכוכב מתחיל לדחות את החומר שמסתפח אליו. בהתחלה החומר המסתפח מתגבר על הדחיה אבל לאט לאט הדחיה מתגברת. בשלב מסוים נוצרים שני סילוני חומר הנפלטים בצורה סימטרית משני הקטבים של טרום הכוכב. טרום הכוכב ממשיך לספוח חומר באזור קו המשווה שלו ובו זמנית לפלוט חומר דרך הקטבים. דחית החומר הולכת ומתגברת עד שהיא מקיפה את פני כל טרום הכוכב, מפזרת את שאריות הענן המולקולארי ומפסיקה את ספיחת החומר לטרום הכוכב. סילוני חומר אלו התגלו בתצפיות בשנות החמישים, בנפרד, על ידי האסטרונומים הרביג (Herbig) והארו (Haro) והם מכונים על שמם - עצמי הרביג-הארו (Herbig-Haro Objects).

דיאגרמת הרצשפרונג-ראסלהכוללת 23,000 כוכבים. הכוכבים מתקבצים באזורים מסוימים של הדיאגראמה. האזור המאוכלס ביותר הוא האלכסון המכונה הסדרה הראשיתואשר מחבר את הפינה השמאלית העליונה (כוכבים חמים ובהירים) והפינה הימנית התחתונה (כוכבים קרים וחיוורים). בחלק התשמאלי תחתון נמצאים הננסים הלבנים ומעל הסדרה הראשית נמצאים הענקים.

כוכבי T Tauri

כוכבים צעירים ביותר שנמצאים למעשה בשלב המעבר בין טרום כוכב לכוכב סידרה ראשית. כוכבים אלו נמצאים תמיד בקרבת ענני גז ואבק שמהם הם נוצרו. עוצמת ההארה שלהם והספקטרום הנפלט מהם משתנים באורך בלתי סדיר. טמפרטורת הפנים של כוכבים אלו נמוכה יחסית והרדיוס שלהם גדול יחסית למסה שלהם. כמו כן, ניתן לזהות שרידים של דיסקת חומר המקיפה אותם. בכוכבים אלו מתקיים כבר היתוך גרעיני של מימן להליום אולם הם לא סיימו עדיין את ההתכווצות שלהם.

כוכב סידרה ראשית

המבנה הפנימי של כוכב סידרה ראשית. אזורי הולכה מסומנים בחיצים מעגליים. אזורי קרינה מסומנים בחיצים דמויי ברק. משמאל – ננס אדום, במרכז כוכב בינוני ומימין כוכב גדול.

לאחר תחילת ההיתוך הגרעיני בליבה של הכוכב, הכוכב מגיע לשיווי משקל הידרוסטטי. במצב זה ההיתוך הגרעיני יוצר לחץ קרינה המאזן את המשקל העצמי של מסת הכוכב ומונע את המשך הקריסה הכבידתית. בכוכבים קטנים, לרבות השמש שלנו, ההליום נוצר בעיקר בשרשרת פרוטון-פרוטון. בתגובות אלו מימן הופך לדאוטוריום ואחר כך להליום תוך כדי שחרור כמות אנרגיה עצומה. בכוכבים שמסתם קצת מעל מסת שמש אחת, מתקיימת שרשרת נוספת של היתוך מימן, שרשרת CNO. בכוכבים שמסתם מעל 1.3 מסות שמש שרשרת ה- CNO אחראית ליצירת רוב האנרגיה בכוכב.

הכוכב תופס את מקומו בסדרה הראשית של דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל בהתאם למסתו. כוכב קטן עם מסה נמוכה יהיה כוכב קר יחסית והוא מכונה ננס אדום. כוכב כזה שורף את המימן שבליבה שלו בקצב איטי ביותר והוא ישאר בסדרה הראשית למשך מאות מיליארדי שנים (למעשה יותר מגיל היקום). לעומת זאת כוכב מאד גדול, עם מסה עצומה, יהיה כוכב חם יחסית והוא מכונה על-ענק. כוכב כזה שורף את המימן שבליבה שלו בקצב רצחני והוא ישאר בסדרה הראשית מספר מיליוני שנים בלבד. כוכב עם מסה בינונית, כמו השמש שלנו, מכונה ננס צהוב וישאר בסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנים. בכל מקרה, זהו השלב הארוך ביותר בחייו של הכוכב, והוא ארוך משמעותית יותר מכל שלב אחר בחיי הכוכב. כאשר המימן שבליבה מתכלה, היתוך המימן בליבה נפסק והכוכב עוזב את הסדרה הראשית ועובר לשלבים המאוחרים של התפתחותו. המשך התפתחות הכוכב תלוי במסה הראשונית שלו.

שלבי התפתחות המאוחרים של כוכב

כוכב בעל מסה נמוכה

משך החיים של כוכבים קטנים ארוך יותר מגיל היקום (שמוערך היום ב 13.7 מיליארד שנים). כוכב בעל מסה של 0.1 מסות שמש עשוי להשאר בסדרה הראשית כ- 6 טריליון שנים (טריליון שווה ל-1,000 מיליארד). למעשה, מאז היווצרות היקום, כוכבים שמסתם קטנה מ- 0.5 מסות שמש טרם עזבו את הסדרה הראשית ולכן ההבנה של מדענים לגבי התפתחות כוכבים כאלו מבוססת על ניתוחים תאורטיים ועל מודלים ממוחשבים ולא על תצפיות.

ערפילית פלנטרית "עין החתול". נוצרה במהלך המוות של כוכב בעל מסה דומה למסת השמש שלנו.

כוכב בעל מסה בינונית

כוכבים אשר המסה הראשונית שלהם היא בתחום של 0.5 מסות שמש עד 8 מסות שמש יסיימו להתיך את המימן שבליבה שלהם. במצב הזה, מתפתחת ליבת הליום מנוונת, ללא תהליכים גרעינים בתוכה. הלחץ של האלקטרונים המנוונים מונע המשך קריסה של הליבה והכוכב מגיע לשיווי משקל הידרו-סטטי חדש. מעל הליבה מתפתחת שיכבה דקה שבה מימן מותך להליום. המעטפת החיצונית מתנפחת ובמקביל הטמפרטורה שלה יורדת. הכוכב הופך להיות ענק אדום (RGB) ומתחיל לאבד מסה באופן רציף ומשמעותי.

כתוצאה מהתכת המימן מחוץ לליבה, ליבת ההליום הולכת וגדלה ואיתה גדלים הלחץ והטמפרטורה בליבה. כאשר הלחץ והטמפרטורה מספיקים להצתת ההליום, מתחיל תהליך גרעיני של התכת הליום לפחמן ובשלב מאוחר יותר גם לחמצן. כתוצאה מכך, הליבה מתנפחת, הניוון של הליבה נעלם ונפסקת התכת המימן להליום מחוץ לליבה. מעטפת הכוכב מתכווצת וטמפרטורת הפנים של הכוכב עולה. הכוכב נכנס לשלב יציב נוסף בהתפתחות שלו, ותופס את מקומו על הענף המאוזן בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. הכוכב גדול יותר מגודלו בשלב הסדרה הראשית והבהירות שלו גבוהה יותר והופך להיות כוכב משתנה מסוג קפאיד. שלב זה מכונה לעתים הסדרה הראשית של ההליום והוא קצר בהרבה מהשלב בו הכוכב היה בסדרה הראשית.

כאשר ההליום בליבה כלה, הכוכב הופך שנית לענק אדום. בשלב זה לכוכב ליבה שמורכבת בעיקר מפחמן וחמצן ומעליה 2 קליפות בוערות, האחת של הליום (הפנימית) והשנייה של מימן (החיצונית יותר). שלב זה מכונה הענף האסימפטוטי של הענקים (AGB), במהלכו רדיוס הכוכב וכן ההארה שלו הולכים וגדלים, טמפרטורת הפנים יורדת והכוכב מאבד מסה מהמעטפת בקצב הולך וגדל. מסלול ההתפתחות במהלך ה AGB מקביל להתפתחות במהלך ה RGB אבל עוצמת ההארה וקצב יצור האנרגיה גבוהים יותר והכוכב נמצא בשלב זה למשך זמן קצר יותר. תהליכי ערבול שקיימים בשלב זה בכוכב, מעשירים את המעטפת ביסודות כבדים (בעיקר פחמן וחמצן).

המעטפת העשירה במימן (וכן ביסודות כבדים יותר) מתכלה והולכת. כאשר היא יורדת למספר מאיות מסות שמש, שארית הכוכב מתחילה להתכווץ וקצב איבוד המסה עולה. לתקופה קצרה נוצרת על-רוח ((super wind) במהלכה שארית המעטפת נפלטת מהכוכב במהירות מאד גבוהה. הכוכב נפרד לשני מרכיבים שמתפתחים בנפרד, המעטפת והליבה. ליבת הכוכב נחשפת ומתקבל ננס לבן, המורכב בעיקר מפחמן וחמצן. בננס הלבן לא מתרחשים תהליכים גרעיניים ואין לו מקורות אנרגיה. הטמפרטורה שלו בשלב זה היא 120,000-150,000 מעלות והוא הולך ומתקרר בתהליך שנמשך מאות אלפי שנים. המסה המקסימלית האפשרית לננס לבן היא 1.44 מסות שמש (מסת צ'נדראסקאר או גבול צ'נדראסקאר). תהליכי איבוד המסה שתוארו לעיל, גורמים לכך כי כוכבים בטווח מסות רחב (עד בערך 8 מסות שמש) מסיימים את חייהם עם מסה נמוכה מהמסה הגבולית. במקביל, שאריות המעטפת הולכות ומתפשטות. החומר שעזב את הכוכב במהלך רוח העל, מתנגש עם חומר שעזב את הכוכב בשלבים מוקדמים יותר וגורם לו לזהור ובכך הוא יוצר את המראות המרהיבים של ערפיליות פלנטריות. ערפילית פלנטרית מורכבת בעיקר ממימן אבל מכילה גם יסודות כבדים יותר, כגון הליום, פחמן וחמצן.

מבנה דמוי בצל של כוכב מסיבי בשלבי ההתפתחותו האחרונים, לפני קריסת הליבה שלו.

כוכב בעל מסה גבוהה

כוכבים בעלי מסה העולה על 8 מסות שמש מתפתחים במסלול שונה. לאחר שנוצרת ליבת פחמן וחמצן, הלחץ והטמפרטורה בליבה גובהים דיים על מנת להצית תגובות גרעיניות נוספות והכוכב מייצר ניאון, צורן ויסודות נוספים עד שהוא מגיע לליבת ברזל. כמו כוכבים בעלי מסה בינונית, גם כוכבים מסיביים מאבדים כמויות מסה עצומות במהלך השלבים המאוחרים של התפתחותם. כוכבים שמסתם ההתחלתית גבוהה מ- 40 מסות שמש יאבדו את כל מעטפת המימן שלהם במהלך התפתחותם. השלבים המאוחרים של התפתחות הכוכב הם קצרים מאד. קיימות לכך שתי סיבות. הראשונה היא שכמות האנרגיה שמופקת מיחידת מסה הולכת ופוחתת ככל שמתקדמים בשרשרת התגובות הגרעיניות ולכן הכוכב מבעיר את היסודות בקצב הולך וגובר על מנת לאזן את הכבידה העצומה שלו. הסיבה השנייה היא שהתהליכים הללו מתבצעים בטמפרטורות הולכות וגדלות. בטמפרטורות אלו נוצרים חלקיקי ניוטרינו רבים. הניוטרינו הוא חלקיק זעיר ביותר שיש לו תגובות חלשות מאד עם חלקיקים אחרים. ברגע שהוא נוצר, הכוכב כמעט "שקוף" לו ורוב רובם של הניוטרינים נפלטים אל מחוץ לכוכב וגורמים לאבדן אנרגיה גדול.
כאשר הכוכב מכיל ליבה עשויה מברזל, הוא לא יכול להמשיך להפיק אנרגיה מהיתוך גרעיני. הסיבה היא שהברזל הוא היסוד בעל הגרעין היציב ביותר מבחינת אנרגיה, כלומר הן היתוך של ברזל והן ביקועו צורכים יותר אנרגיה מאשר תתקבל על ידי התהליך. הלחץ והטמפרטורה בליבה הולכים וגדלים ולבסוף ליבת הכוכב קורסת. תהליך הקריסה המדויק תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב. בכל מקרה, מדובר על תהליך מהיר ביותר המתרחש בחלקיקי שנייה. החומר נופל פנימה לכיוון מרכז הכוכב הקורס ונדחס לצפיפויות האופייניות לגרעין. הצפיפות הגבוהה שנוצרת, עוצרת בפתאומיות את הקריסה ונוצר גל הלם שמפוצץ את החלקים החיצוניים של הכוכב בהתפוצצות סופר נובה. התהליך המדויק עדיין לא ברור, אבל מהתצפיות ברור כי מדובר בתהליך שפולט אנרגיה עצומה. מעטפת הכוכב מועפת בעוצמה רבה ביותר בעוד שבמרכז הכוכב נותר כוכב נויטרונים או חור שחור. לאחר ההתפוצצות, מעטפת הכוכב ממשיכה להתפשט וניתן להבחין בשרידים שלה למשך עשרות אלפי שנה לאחר ההתפוצצות.

ערפילית הסרטן. השרידים של כוכב שהתפוצץ כסופרנובה וניצפה בכדור הארץ בשנת 1054.

התהליך פולט כמויות עצומות של אנרגיה. רק כ- 1% מהאנרגיה הוא בצורת אור נראה, ובכל זאת למשך מספר ימים הכוכב הבודד מאיר כמו גלקסיה שלימה. בנוסף, חלק משמעותי מהאנרגיה נפלט כחלקיקי ניוטרינו. קיימים מספר סוגים של סופרנובה (SN type Ib, SN type Ic, SN type II), התלויים בגודל הכוכב שהתפוצץ. לדוגמה, כוכב שמסתו הראשונית הייתה מעל 40 מסות שמש מתפוצץ כאשר כל מעטפת המימן שלו כבר נפלטה לחלל ולכן בעקומת האור של הסופרנובה שנוצרת ממנו אין קווי מימן כלל. החום והלחץ הנוצרים במהלך הסופרנובה מאפשרים יצירת כל היסודות הכבדים יותר מברזל. זהו התהליך היחיד שמוכר ליצירת יסודות אלו ולכן מדענים משערים כי כל היסודות הכבדים מברזל נוצרו בכוכבים שהתפוצצו כסופרנובה.

ראו גם

• כוכב
• היתוך גרעיני

לקריאה נוספת

• עמוס הרפז, התפתחות כוכבים, ספריית פועלים, 1995
• מאיר מידב, נח ברוש, חגי נצר, היקום יסודות האסטרופיזיקה, הוצאת רמות - אוניברסיטת תל אביב, 1989
• טימותי פריס, מילדות לבגרות בשביל החלב, ספרית מעריב, 1991
• ארנון דר, השמש שלנו, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1988
• דניאל אשרי, פיזיקה גרעינית, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1989
• גיורא שביב, קוסמולוגיה, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1987
• אליה ליבוביץ, כוכבים כפולים, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1989

קישורים חיצוניים

מיזמי קרן ויקימדיה
ערך מילוני בוויקימילון: כוכב

• כוכבים, באתר הידען
• מאמרים שונים, באתר האסטרופדיה העברית
• הרצאות בנושא החלל, באתר האגודה האסטרונומית של אוניברסיטת תל אביב
• הרצאות בנושא חלל בסדרת 'שומו שמים', באתר של האוניברסיטה העברית ירושלים