ענק (כוכב)

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל המציגה את הבהירות המוחלטת של כוכב מול מפתח הצבעים שלו (מיוצג כ-B-V).ענפי הענקים הם II ו-III, מעל הסדרה הראשית.

ענק הוא כוכב בעל רדיוס ובהירות גדולים משמעותית מכוכב בעל טמפרטורת פני שטח דומה השוכן על הסדרה הראשית. באופן טיפוסי, לענקים רדיוס בתחום של פי 10-100 מרדיוס השמש, ובהירות של פי 10-1000 ממנה. כוכב חם ובהיר במידה יוצאת דופן על הסדרה הראשית יכול גם להיות מסווג כענק.

בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, ענקים שוכנים בענפים III ו-II (ענקים בהירים), מעל ענף הסדרה הראשית.

כוכבים יותר בהירים מענקים מסווגים כעל-ענקים או אף היפר-ענקים.

היווצרות[עריכת קוד מקור | עריכה]

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

כוכב הופך להיות ענק לאחר שכל המימן הזמין להיתוך גרעיני בליבה אוזל וכתוצאה מכך הוא עוזב את הסדרה הראשית. כוכב שמסתו ההתחלתית היא פחות מ-0.4 מסות שמש לא יהפוך לענק. זאת מכיוון שהחומר בכוכבים קטנים אלה עובר ערבול יסודי בתהליך הסעת חום והם יכולים להמשיך להתיך מימן עד שהוא אוזל לחלוטין, ואז הכוכב מורכב ברובו מהליום. עם זאת, התהליך של היתוך מלא של מימן, אפילו בכוכב קטן, צפוי לקחת זמן ארוך משמעותית מגיל היקום, כפי שהוא מוערך נכון להיום.

אם הכוכב יותר מסיבי מהגבול התחתון הנ"ל, אז עם סיום היתוך המימן בליבתו, תתחיל זו להתכווץ. מימן ימשיך לעבור היתוך בקליפה מסביב לליבה העשירה בהליום וחלקו של הכוכב מחוץ לקליפה יתחיל להתפשט ולהתקרר. במהלך שלב זה במחזור חייו של הכוכב, המסווג כענף התת-ענקים בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, בהירות הכוכב נשארת כמעט קבועה וטמפרטורת פני השטח שלו יורדת. בסופו של דבר הכוכב מתחיל לעלות בענף הענקים בדיאגרמה. בשלב זה, בו הכוכב כבר מסווג כענק אדום טיפוסי, טמפרטורת פני השטח שלו תישאר קבועה והבהירות והרדיוס שלו יעלו דרסטית. הליבה תמשיך להתכווץ, והטמפרטורה בה תעלה.

מבנה פנימי של כוכב דמוי-שמש לעומת ענק אדום (ESO)

אם מסת הכוכב, בעודו על הסדרה הראשית, הייתה מתחת לכ-0.5 מסות שמש, סבורים כי הוא לא יגיע לטמפרטורה הדרושה כדי להתחיל להתיך הליום וימשיך להתיך מימן כענק אדום, עד שיפוך לננס לבן המורכב מהליום. אחרת, כאשר טמפרטורת הליבה תגיע לכ-108 מעלות קלווין, יתחיל היתוך ההליום לפחמן וחמצן, באמצעות תהליך אלפא משולש. האנרגיה שתשתחרר בתהליך תגרום לליבה להתפשט, מה שיגרום לירידת בלחץ במעטפת היתוך המימן, וזו בתורה - לירידה בקצב יצירת אנרגיה. בהירות הכוכב תקטן, המעטפת החיצונית שלו תתכווץ והכוכב יעזוב את ענף הענקים.

המשך התפתחות[עריכת קוד מקור | עריכה]

המשך ההתפתחות של הכוכב תלוי במסה שלו. במקרה של כוכב לא מאוד מסיבי, הוא יוכל להימצא בענף האופקי בדיאגרמה, או שמיקומו בדיאגרמה ינוע בלולאות. אם מסת הכוכב בינונית אך קטנה מ-8 מסות שמש, הוא יסיים את מלאי ההליום בליבתו ויתחיל להתיך הליום במעטפת סביב הליבה. הדבר יגרום שוב לעלייה בבהירותו, עתה ככוכב בענף הענקים האסימפטוטי. לאחר שיזרוק את מרבית המסה שלו, ליבתו תיוותר כננס לבן המורכב מפחמן וחמצן.

כוכבים מסיביים[עריכת קוד מקור | עריכה]

עבור כוכבים מספיק מסיביים להיתוך פחמן (מעל 8 מסות שמש, בקירוב) התהליך המתואר שונה משמעותית. בהירות הכוכב לא גדלה בהרבה לאחר עזיבתו את הסדרה הראשית, אך הוא הופך להיות אדום יותר. הוא יכול להפוך לעל-ענק אדום או שאובדן המסה יגרום לו להפוך לעל-ענק כחול. בסופו של דבר הכוכב יהפוך לננס לבן המורכב מחמצן ונאון, או יעבור ‏סופרנובה ויותיר כוכב נייטרונים או חור שחור.

ראו גם[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).