סיבוב עצמי של כוכב

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
איור זה של הכוכב אכרנר, ממחיש את הפחיסות בקטבים כתוצאה מהסיבוב העצמי המהיר.

סיבוב עצמי (רוטציה) של כוכב היא התנועה הזוויתית של כוכב סביב צירו. קצב הסיבוב יכול להימדד על ידי בחינת ספקטרום הכוכב או מדידת תנועה של מאפיינים פעילים על פני השטח שלו.

הכוח הצנטריפוגלי שנובע מהסיבוב, יוצר בליטה סביב קו המשווה של הכוכב. כמו כן, מכיוון שכוכבים אינם גופים מוצקים, הם יכולים להיות בעלי רוטציה דיפרנציאלית. כלומר, קו המשווה יכול להסתובב במהירות זוויתית שונה מקווי רוחב גבוהים יותר. הפרשים אלה בקצב הסיבוב הם בעלי תפקיד חשוב ביצירת שדה מגנטי של כוכב שמוסברת בדרך כלל באמצעות תאוריית הדינמו.

תופעה נוספת קשורה לרוח הכוכב (חלקיקים טעונים שנזרקים מהפוטוספירה לחלל): ככל שהחומר הנפלט מתרחק, המהירות הזוויתית שלו קטנה (עקב שימור תנע זוויתי) וכשהשדה המגנטי של הכוכב מפעיל כוח על החומר, נוצר גרר ותנע זוויתי עובר מהכוכב אל החומר, תהליך שבהדרגתיות גורם להאטת קצב הסיבוב של הכוכב.

שיטות מדידה[עריכת קוד מקור | עריכה]

מלבד המקרה בו קו הראייה של כוכב מתלכד בדיוק עם ציר הסיבוב שלו, לפני השטח של כוכב מסתובב יש רכיב מהירות בכיוון הצופה: מהירות רדיאלית, הניתנת למדידה בעזרת אפקט דופלר. כשמתבוננים בקווי בליעה בספקטרום הכוכב, הקצה המתקרב מסיט את הקווים לכחול והקצה המתרחק – לאדום. התוצאה הכוללת היא שכל קו 'נמרח', ולפי מידת ההתרחבות ניתן למדוד את מהירות סיבוב הכוכב. עם זאת, בשיטה זו יש להתחשב גם בגורמים אחרים שיכולים להרחיב את קווי הבליעה.

לכוכב זה יש נטייה i ביחס לקו הראייה של צופה מכדור הארץ ומהירות סיבוב ve בקו המשווה.

רכיב המהירות הרדיאלית שנמדד בשיטה זו תלוי בזווית בין קו הראייה של הצופה לבין ציר הסיבוב של הכוכב. תוצאת המדידה היא הביטוי v_e \cdot \sin i, כאשר ve היא מהירות הסיבוב בקו המשווה ו-i היא הזווית. זווית זו לא תמיד ידועה ולכן מדידה בשיטה זו מסוגלת לספק רק ערך מינימלי למהירות הסיבוב. כלומר, אם הזווית בין קו הראיה לציר הסיבוב לא ישרה, המהירות בפועל תהיה גבוהה יותר מהגודל הנמדד. לתוצאת המדידה מתייחסים גם כהיטל מהירות הסיבוב.

עבור כוכבים ענקים, מיקרו-מערבולות במעטפת הכוכב יכולות לגרום להרחבת קווי ספקטרום גדולה משמעותית מזו שנגרמת על ידי סיבוב הכוכב, ולכן לא מתאפשרת מדידה בשיטה זו. ניתן להשתמש בשיטה שונה, שמנצלת אירועים של מיקרו-עידוש כבידתי, אשר מתרחשים כשעצם מסיבי עובר בין הצופה לכוכב הנצפה. העצם המסיבי גורם לאפקט דמוי עדשה, כלומר הוא מגביר את עוצמת האור שמגיעה מהכוכב למשך זמן קצר. המידע המפורט שנאסף בזמן זה מאפשר להפריד בין השפעת המערבולות לבין השפעת סיבוב הכוכב על ספקטרום הבליעה.

אם לכוכב יש פעילות מגנטית בקרבת פני השטח, בדמות כתמי כוכב, ניתן לעקוב אחר תופעות אלה כדי להעריך את מהירות הסיבוב. בעיה שנוצרת היא האפשרות שכתמי כוכב יווצרו לא רק בקו המשווה ואף יכולים לנדוד בין קווי רוחב לאורך זמן, כך שרוטציה דיפרנציאלית (פירוט בהמשך) של הכוכב תיתן תוצאות קשות לעיבוד. פעילות מגנטית של הכוכב בדרך כלל מתאימה לסיבוב מהיר, ואז נדידת הכתמים קטנה מספיק או שהשפעתה ניתנת לחישוב, כך שניתן להשתמש בטכניקה זו על כוכבים אלה. תצפיות הראו שכתמי כוכב יכולים לשנות את קצב הסיבוב של הכוכב, מכיוון ששדות מגנטיים משפיעים על זרימת הגזים בתוך הכוכב.

אפקטיים פיזיים[עריכת קוד מקור | עריכה]

הבליטה בקו המשווה[עריכת קוד מקור | עריכה]

הסיבוב העצמי של הכוכב יוצר כוח צנטריפוגלי, בכיוון המאונך לציר הסיבוב. בקוטב כוח זה מתאפס, וכוח הכבידה של הכוכב פועל לבדו. לעומת זאת, סביב קו המשווה הכוח הצנטריפוגלי מתנגד לכוח הכבידה. כתוצאה מכך, לחץ הקרינה דוחף את המסה באזור זה החוצה והכוכב מקבל צורת אליפסואיד (כדור פחוס בקטבים).

דוגמה קיצונית של שינוי צורה זה ניתן למצוא בכוכב רגולוס (אלפא בקבוצת אריה): קו המשווה של הכוכב נע במהירות של כ-317 ק"מ לשנייה (מחזור סיבוב של 15.9 שעות), כ-86% מהמהירות בה הכוכב היה מתפרק כתוצאה מהכוח הצנטריפוגלי. רדיוס הכוכב בקו המשווה גדול ב-32% מהרדיוס בקוטב. כוכבים אחרים בעלי מהירות סיבוב גבוהה הם אלפא במזבח, וגה ואכרנר.

בהקשר זה, "מהירות ההתפרקות" של כוכב היא מהירות הסיבוב בה הכוח הצנטריפוגלי בקו המשווה שווה לכוח הכבידה. כדי שכוכב יהיה יציב, מהירות הסיבוב שלו צריכה להיות קטנה מערך זה.

מהירות סיבוב משתנה[עריכת קוד מקור | עריכה]

מהירות סיבוב משתנה (או "רוטציה דיפרנציאלית") של פני השטח היא תופעה שנצפתה בכוכבים דוגמת השמש, ובה המהירות הזוויתית משתנה עם קו הרוחב. בדרך כלל המהירות הזוויתית קטנה ככל שקו הרוחב עולה. עם זאת, נצפה גם מצב הפוך, לדוגמה, בכוכב HD-31993. הכוכב הראשון בעל רוטציה דיפרנציאלית שמופתה בפירוט גבוה הוא AB בקבוצת "דג זהב" (AB Doradus) – הרכיב הראשי במערכת משולשת זו הוא כוכב צעיר בעל מהירות סיבוב גבוהה מאוד (פי 50 מהשמש) וכמות גדולה של כתמי כוכב.

המנגנון שגורם לרוטציה דיפרנציאלית הוא הסעת אנרגיה טורבולנטית (מאופיינת במערבולות) בתוך הכוכב. מנגנון ההסעה אחראי להעברת אנרגיה מתוך ליבת השמש, שם מתרחש ההיתוך, אל פני השטח, באמצעות תנועת הפלזמה. מסת הפלזמה נושאת חלק מהתנע הזוויתי של הכוכב ולכן כאשר מתרחשות מערבולות, התנע הזוויתי יכול להתחלק לקווי רוחב שונים.

אתרי המפגש בין אזורים עם הפרש גדול במהירות הסיבוב הם, ככל כנראה, המקומות בהם מתרחשים תהליכי דינמו שיוצרים את השדה המגנטי של הכוכב. קיימת גם אינטראקציה מורכבת בין התפלגות הסיבוב של הכוכב והשדה המגנטי שלו, כאשר תהליך המרת שדה מגנטי לאנרגיה קינטית משפיע על התפלגות מהירות הסיבוב.

האטת הסיבוב[עריכת קוד מקור | עריכה]

מהירויות
סיבוב ממוצעות
טיפוס
ספקטרלי
ק"מ/שנייה
O5 190
B0 200
B5 210
A0 190
A5 160
F0 95
F5 25
G0 12

על פי התאוריה הקיימת, כוכבים נוצרים כתוצאה מקריסה כבידתית של ענני גז ואבק. עם קריסת הענן, שימור התנע הזוויתי גורם לכך שהתנע ההתחלתי (קטן ככל שהיה) גדל, וגורם לסיבוב של דיסקת החומר. במרכז הדחוס של הדיסקה נוצר קדם-כוכב, אשר צובר חום מאנרגיית הכבידה של הקריסה.

עם המשך הקריסה, קצב הסיבוב יכול לגדול עד כדי שהקדם-כוכב שנוצר יתפרק, בגלל הכוח הצנטריפטלי בקו המשווה. כדי למנוע תרחיש זה, מהירות הסיבוב חייבת לקטון במהלך 100,000 השנים הראשונות. ייתכן שהדבר מתאפשר על ידי אובדן תנע זוויתי לרוח הכוכב (הסבר בהמשך).

תצפיות הראו כי מרבית כוכבי הסדרה הראשית, מטיפוס ספקטרלי בתחום O5-F5, הם בעלי מהירויות סיבוב גבוהות. לכוכבים בתחום זה, מהירות הסיבוב גדלה עם המסה. שיא המהירות נרשם בכוכבים צעירים ומסיביים מטיפוס B. מכך ניתן להסיק, כי מהירות הסיבוב יורדת עם הזדקנות הכוכב ומוערכת על ידי הקשר המתמטי v_e \propto t^{-\frac{1}{2}} שבו ve היא המהירות הזוויתית בקו המשווה ו-t הוא גיל הכוכב. קשר זה מוכר כחוק סקומניש, על שם אנדרו סקומניש שגילה אותו ב-1972. גירוכרונולוגיה היא קביעת גיל הכוכב בהתבסס על מהירות הסיבוב שלו.

כוכבים מאבדים מסה עקב פליטה של חומר מהפוטוספירה, תופעה שנקראת "רוח כוכב". השדה המגנטי של הכוכב יוצר מומנט על החומר הנפלט, וגורם לאיבוד תנע זוויתי על ידי הכוכב. כוכבים עם מהירות סיבוב גדולה מ-15 ק"מ לשנייה נוטים לקצב גבוה יותר של פליטת מסה ולכן גם דעיכת הסיבוב בהם מהירה יותר. ככל שקצב הסיבוב קטן, יש גם ירידה בקצב אובדן התנע הזוויתי. התוצאה היא שמהירות סיבוב של כוכבים קטנה ומתקרבת לאפס, אך לעולם לא תגיע לאפס מוחלט.

מערכות בינאריות קרובות[עריכת קוד מקור | עריכה]

מערכת בינארית קרובה היא מקרה פרטי של כוכב זוגי (בינארי), בו המרחק בין שני הכוכבים הוא מאותו סדר גודל של הקטרים שלהם. במצב כזה, מתפתחות אינטראקציות מורכבות, כגון תופעות גאות, העברת מסה ואף התנגשויות. תופעות של גאות במערכת בינארית קרובה יכולות לגרום לשינוי בפרמטרי מסלול וסיבוב: התנע הזוויתי הכולל של המערכת אמנם נשמר, אך הוא יכול לעבור בין הסיבוב העצמי של כוכב לבין התנועה שלו במסלול.

כל אחד מכוכבי המערכת הבינארית הקרובה גורם לגאות על פניו של הכוכב השני, באמצעות השפעה כבידתית. אך גלי הגאות על כל כוכב יכולים להיווצר בכיוון שונה מעט מכיוון כוח הכבידה בין הגופים. במקרה כזה, כוח הכבידה יוצר מומנט על גל הגאות וגורם להעברת תנע זוויתי בין הכוכבים, מה שגורם למערכת להתפתח (למרות שהיא יכולה להתקרב לשיווי משקל יציב). האפקט עלול להיות מורכב יותר במקרים בהם ציר הסיבוב אינו מאונך למישור המסלול.

במקרה בו מתקיימת העברה של מסה בין בני הזוג במערכת, מתרחשת גם העברת תנע זוויתי. בן הזוג הסופח יכול לצבור מהירות עד לנקודה בה הוא מגיע למהירות סיבוב קריטית ("מהירות ההתפרקות") ומתחיל לאבד מסה לאורך קו המשווה.

כוכבים מנוונים[עריכת קוד מקור | עריכה]

לאחר שכוכב מסיים לייצר אנרגיה בתהליך של היתוך גרעיני, הוא מתפתח למצב קומפקטי ודחוס יותר. בתהליך זה, ממדי הכוכב קטנים משמעותית, מה שעלול לגרום להגדלה במהירות הזוויתית.

ננס לבן[עריכת קוד מקור | עריכה]

ננס לבן הוא כוכב שמורכב מהיסודות הכבדים הנוצרים בהיתוך גרעיני בשלב מוקדם יותר של חייו, אך אין לו מספיק מסה כדי להתיך יסודות אלה. זהו גוף דחוס שנתמך על ידי האפקט המכני-קוונטי של לחץ ניוון אלקטרונים, אשר לא מאפשר קריסה נוספת של הגוף לתוך עצמו.

ככלל, רוב הננסים הלבנים הם בעלי מהירות סיבוב נמוכה, ככל הנראה עקב האטה לאורך זמן או אובדן תנע זוויתי שנגרם כאשר כוכב האב איבד את המעטפת החיצונית שלו. (ראו גם ערפילית פלנטרית)

ננס לבן בעל מהירות סיבוב נמוכה לא יכול לעבור את גבול צ'נדראסקאר, של 1.44 מסות שמש, מבלי לקרוס לכוכב נייטרונים או להתפוצץ כסופרנובה מסוג Ia. מאידך, בננס לבן בעל מהירות סיבוב גבוהה, הכוח הצנטריפוגלי בקו המשווה יאזן את כוח הכבידה ויאפשר לו לעבור את גבול צ'נדראסקאר. סיבוב מהיר יכול להיגרם, לדוגמה, על ידי ספיחת מסה שתגרום לתוספת תנע זוויתי.

כוכב נייטרונים[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכב הנייטרונים (במרכז) פולט קרן צרה של קרינה מהקטבים המגנטיים שלו. בזמן סיבוב הכוכב על צירו, הקרניים יוצרות משטח קוני

כוכב נייטרונים הוא שארית דחוסה מאוד של כוכב, המורכבת בעיקר מנייטרונים ובעלת מסה שנעה בתחום של 1.35 עד 2.1 מסות שמש. כתוצאה מהקריסה (ושימור תנע זוויתי), כוכבי נייטרונים צעירים נוטים להיות בעלי מהירויות סיבוב גבוהות מאוד, בסדר גודל של אלפי סיבובים לשנייה.

פולסרים הם כוכבי נייטרונים מסתובבים בעלי שדה מגנטי. מקטביו של פולסר נפלטת קרן צרה של קרינה אלקטרו-מגנטית, וכאשר היא עוברת על פני צופה מרוחק (הנמצא על כדור הארץ, לדוגמה), הדבר נראה כמתקף מחזורי (או פולס, ומכאן שמם). האנרגיה המוקרנת על ידי השדה המגנטי מקטינה בהדרגתיות את קצב הסיבוב, ולכן מחזור סיבוב של פולסרים מבוגרים יותר יכול להיות בסדר גודל של שניות.

חור שחור[עריכת קוד מקור | עריכה]

חור שחור הוא עצם בעל שדה כבידה כה חזק עד שדבר אינו יכול לברוח ממנו. לפי משפט האין-שיער תנע זוויתי הוא אחד משלושת הגדלים המאפיינים חורים שחורים. חורים שחורים שיש להם תנע זוויתי קרויים "חורים שחורים מטיפוס קר" (Kerr). כאשר חור שחור נוצר, בתהליך של קריסת כוכב מסיבי, הוא שומר על התנע הזוויתי והסיבוב שלו גורם למרחב בנפח שנקרא 'ארגוספירה', להיגרר אחריו. מסה שנופלת לתוך מרחב זה מקבלת אנרגיה ויכולה להיפלט מהארגוספירה מבלי ליפול לחור השחור. בריחת המסה גורמת לחור השחור לאבד תנע זוויתי. אפקט זה נקרא תהליך פנרוז.

תצפיות הראו שמהירות הסיבוב של חור שחור יכולה להיות גבוהה מאוד. במקרה מסוים נצפתה מהירות סיבוב שגודלה 98.7% ממהירות האור.

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]