קדם-כוכב

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
סרטון קצר (אנגלית) מאת נאסא על קדם-כוכב "V1647 Orionis " ופליטת קרינת X ממנו ב-2004.

קדם-כוכב (אנגלית: Protostar) הוא גרם שמים המהווה שלב מקדים בהיווצרות כוכב, הנמשך עד לרגע תחילת התגובות התרמו-גרעיניות בליבתו - שלב בו הוא הופך למעשה לכוכב. קדם-כוכב הוא אחד השלבים הראשונים במחזור החיים של כוכב, שבו הוא מהווה ענן גז מסתחרר וחם מאוד, ההולך ומתכווץ עם הזמן. בסיום שלב זה, הקדם-כוכב מפסיק את התכווצותו והופך להיות כוכב סדרה ראשית.

הרכבו הכימי של הכוכב העתיד להיווצר מקדם-כוכב מושפע בצורה ניכרת מן הצפיפות והטמפרטורה של ענן הגז הקורס לקדם-כוכב‏[1] ומסלול התפתחותו תלוי במסה הראשונית של הקדם-כוכב ממנו הוא נוצר.

תיאור כללי[עריכת קוד מקור | עריכה]

עבודת צייר המתארת קדם-כוכב. העיגול הבוהק במרכז המבנה הוא גרעין הקדם-כוכב. הדיסקה המסתובבת המקיפה אותו היא דיסקה קדם-פלנטרית. הקונוסים הבהירים הפורצים מהקטבים הם "סילונים קדם כוכביים". הענן השחור המקיף את כל המבנה הוא "גלובולת בוק"

קדם-כוכב הוא מסה גדולה (מסדר גודל של מספר מסות שמש) הנוצרת מכיווץ ענן מולקולרי של גז ואבק בתווך הבין-כוכבי.

את תהליך היווצרותו של כוכב מענן גז ואבק ניתן לחלק לשלושה שלבים מרכזיים:

  1. התכווצות איזותרמית (כלומר, בטמפרטורה קבועה) והיווצרות של גרעין צפוף.
  2. ספיחה של מעטפת רחבה על פני הגרעין.
  3. התכווצות אטית של הגרעין לאחר סיום הספיחה - שלב זה מאפיין רק קדם-כוכבים המתפתחים לכוכבים שמסתם נמוכה מ-3 מסות שמש. השלב מכונה "התכווצות קלווין-הלמהולץ", על שמם של הלורד קלווין והרמן פון הלמהולץ[2].

לאחר סיום השלב השני (או השלישי בכוכבים קלים), בליבת הקדם-כוכב מתחילות תגובות היתוך גרעיני, שהן המנגנון האחראי על מרבית האנרגיה שמפיק הכוכב. החל משלב זה, קדם-כוכב למעשה הופך לכוכב. המונח "קדם-כוכב" משמש לתאור גרם שמים הנמצא בכל אחד מן שלושת השלבים המתוארים, אך מתייחס לרוב לשלב השני.

קדם-כוכבים מוקפים בדרך כלל גם בענן אבק, ולכן נצפים בתצלומי אינפרה-אדום ולא באור נראה. ענן האבק המקיף את קדם הכוכב עשוי להפוך במשך הזמן לדיסקה קדם-פלנטרית (Protoplanetary disc) והוא בזמנו ישמש כחומר ממנו תיווצר מערכת כוכבי לכת. משך הזמן להתפתחותו של קדם-כוכב לכוכב תלוי במסתו. לדוגמה, עבור כוכב עם מסה הקרובה למסת שמש אחת, שלב קדם-כוכב נמשך כ-100,000 שנים.

רקע היסטורי[עריכת קוד מקור | עריכה]

צביר צעיר של כוכבים נוצרים, מתוך 50 הכוכבים המצולמים 35 הם למעשה קדם-כוכבים. צילום מטלסקופ החלל שפיצר מ-2006. הצילום נעשה בתחום האינפרה-אדום, הצבעים בתמונה הם תוספת מלאכותית

המונח "קדם-כוכב" (במקור ברוסית: Протозвезда, ובאנגלית: Protostar) נהגה לראשונה על ידי האסטרופיזיקאי הסובייטי ויקטור אמברצומיאן[3] והוכנס על ידו לשימוש בסוף שנות ה-40 ותחילת שנות ה-50 של המאה ה-20. במקור, תיאר המונח אובייקטים מסיביים היפותטיים שהתפרקותם מולידה כוכבים‏[4]. עם התפתחות המדע התברר כי כוכבים נוצרים בתהליך שונה לגמרי, אך השם נשמר.

השימוש במונח "קדם-כוכב", במובנו הנוכחי, נעשה לראשונה במאמרם של הפיזיקאים היפניים צ'ושירו הייאשי (Chushiro Hayashi) וטקאנורי נאקנו (Takenori Nakano) ב-1965[5].

על אף שמונח זה יכול לתאר כל שלב התפתחות בין ענן גז ואבק לבין כוכב, לרוב הוא מתאר את שלב ספיחת המעטפת לפני הגרעין. אובייקטים בשלבי ההתפתחות הבאים, לרבות שלב התכווצות הגרעין, נקראים בספרות "אובייקטים כוכביים צעירים" (Young stellar object) או "כוכבים טרום-סדרה ראשית" (Pre-main-sequence star). בספרות הפופולרית והסמי-פופולררית משמש השם "קדם-כוכב" גם לשלבים אלו ולפעמים גם לשלב הקריסה האיזותרמית.

הבסיס התאורטי למנגנון יצירת הכוכבים הונח על ידי צ'ושירו הייאשי ושותפיו שקבעו את תכונות של כוכבים טרום-סדרה ראשית שמאירים תוך כדי התכווצות קוואזי-סטטית‏[6] השומרת על מסה קבועה. כוכב טרום-סדרה ראשית במסה נמוכה יחסית ואוריות מעל ערך מסוים תואר לראשונה בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל על ידי לואיס הניי, רוברט לה-לווייר (Robert Le Levier) ור.ד לווי ( R. D. Levée) ב-1955. המשך המחקר הראה את חשיבותם של תהליכים תרמו-גרעיניים המוקדמים לשלב בו הכוכב הצעיר מגיע לסדרה הראשית‏[7].

חישוביו של הייאשי לא פסלו את האפשרות של צפיפות וטמפרטורה נמוכות מאוד לחומר ממנו בסופו של דבר הכוכב נוצר. עד מהירה נפסלה האפשרות לכך שקדם-כוכב בשלביו הראשונים יכול להיות בשיווי משקל הידרוסטטי. ב-1963 ג'ון גאוסטד( John E. Gaustad) הראה שבתווך רחב של צפיפויות וטמפרטורות הענן הקורס יאבד אנרגיה תרמית מהר מכדי לשמור על שיווי משקל מכני. מכאן הושגה ההבנה השלבים הראשונים של קדם כוכב יכולים להיות מתוארים אך ורק על ידי תהליכים דינמיים ולא סטטיים.

חישובים הידרודימניים משנות ה-60 הראו שהקריסה הכבידתית של ענן עם תנאי התחלה הנתונים על ידי קריטריון ג'ינס תהיה מאוד לא אחידה. בשנות ה-70, ריצ'רד לארסון (Richard B. Larson) וחוקרים נוספים הגיעו להסכמה כוללת על מבנה של קדם-כוכב הכולל גרעין ומעטפת, אך פרטים אחרים נותרו שנויים במחלוקת. בשנות ה-80 נושא התפתחות הכוכבים היה נושא מחקר מאוד פעיל‏[8] והמנגנון העכשווי של הקריסה פותח בתקופה זו.

במקביל למחקר התאורטי, תצפיות אסטרונומיות בתחומי האינפרה-אדום (Infrared astronomy) והרדיו (Radio astronomy) התקדמו בצעדי ענק וסייעו בקביעת המבנה של עננים מולקולריים מהם נוצרים כוכבים- הן בסקלות של ענן מולקולרי כולו והן בסקלות של אזור מבודד הקורס לכוכב יחיד‏[9]. בשנות ה-90 פותחה שיטה לצפות בדיסקות קדם-פלנטריות ולמדוד את המהירות הזוויתית של הקדם כוכב. טלסקופ החלל האבל ששוגר ב-1990 סיפק מידע רחב מאוד על היווצרות הכוכבים וצילומיו שימשו את המדע גם בתחילת המאה ה-21. ב-2003 שוגר טלסקופ החלל שפיצר המצלם בתחום האינפרה-אדום. טלסקופ זה סיפק תצפיות נדירות של קדם-כוכבים שהיו מוסתרים על ידי עננים בלתי חדירים באור נראה ובכך איששו מנגנונים תאורטיים רבים‏[10].

שלבי התפתחות[עריכת קוד מקור | עריכה]

עמוד ראשיPostscript-viewer-shaded.png
ראו גם – אי יציבות ג'ינס
ערפילית "ראש מכשפה" הוא ענן מולקולרי בו נוצרים כוכבים. הנקודות הוורודות בצילום הן הקדם-כוכבים. צילום מטלסקופ החלל שפיצר באינפרה אדום, הצבעים הן תוספת מלאכותית.

לידתו של כוכב מתחילה מענן מולקולרי גדול, מסדר גדול של מספר פרסקים. עננים אלו הם הצטברות דלילה של מימן אטומרי (כלומר מולקולות חד-אטומיות), מימן מולקולרי (כלומר מולקולות H_2), הליום ואחזור קטן של מתכות. כתוצאה מאינטראקציה כבידתית של הענן עם עצמים שכנים נוצרות בענן הפרעות הגורמות לעלית הצפיפות המקומית של הגז באזורים שונים. גורמים נוספים להפרעות בצפיפות הענן הם גלי הלם של נובות וסופרנובות קרובות, רוח כוכבית של כוכב שכן, התנגשות בין גלקסיות או אינטראקציה כבידתית בין הענן לגל צפיפות בזרוע לוליינית של הגלקסיה.

בשלב הבא מתחיל תהליך הקרוי קריסה כבידתית. עבור הפרעות חזקות מספיק, הכבידה העצמית של האזור בעל הצפיפות המוגברת תגרום לעליה נוספת בצפיפות כתוצאה מן המשיכה הכבידתית שבין חלקיקי הגז. עליה זו בצפיפות תגרום לעליית הטמפרטורה ועל כן לעליה בלחץ. במידה והגידול בצפיפות מהיר מספיק, הענן אינו יוכל להגיע למצב של שיווי משקל הידרוסטטי בין לחץ הגז לבין הכבידה העצמית. העלייה בצפיפות לא נבלמת והענן למעשה מצוי בשלב של קריסה כוללת. הימצאותו של אבק בגז עוזרת לתהליך ההתגבשות בכך שמשמש כזרז לתהליך היווצרות המולקולות (וגז מולקולרי יותר צפוף מגז אטומרי). בנוסף, האבק בולע חלק מהקרינה האולטרה-סגולה שמסוגל לפרק מולקולות בעננים מולקולריים ובכך משמר אותם‏[11].

כאשר הצפיפות מגיעה לערך קריטי מסוים, הענן נעשה בלתי יציב כבידתית ומתפרק לחלקים קטנים יותר, הניתקים זה מזה. חלקי ענן אלו, מתהווים סביב אזורי הצפיפות הגבוהה של הענן המקורי וממשיכים להתכווץ בלא תלות זה בזה. תהליך הִתְעַבּוּת זה יכול להתרחש במספר שלבים, בהם עננים קטנים יותר מתאחדים חזרה לעננים גדולים יותר או מתחילים לנוע סביב מרכז כובד משותף, מצב העשוי להביא בהמשך להתפתחות צביר כוכבים, מערכת מרובת כוכבים או כוכבים זוגיים. מספר הכוכבים בצביר מושפע מגודלו של חלק הענן הקורס. תצפיות מראות שרק 1-2 אחוז מחומר המרכיב את הענן המולקולרי המקורי קורס לכוכבים. שארית החומר מצטברת סביב הכוכב המתהווה בתצורה של מעטפת אטימה אופטית.

בשלב הבא ענני המשנה עצמם עוברים תהליך נוסף של התעבות וקריסה. בשלב זה לא ניכרים עדיין מאפיינים של כוכב והענן מופיע בעיקר כמקור של קרינה בתחום התת-אדום עם אורך גל של מעל 1000 ננומטר (1 מיקרון). קריסה נוספת זו של ענני המשנה מתרחשת רק כאשר צפיפות החלקיקים מגיעה לסדר גודל של 10^4-10^6 חלקיקים לסמ"ק בטמפרטורה של כ-10 מעלות קלווין. חושב לציין שהרכב ענן המשנה מכיל עתה גם אבק המפזר את קרינת האור הנראה והופך אותו לאפל בתחום זה.

התכווצות איזותרמית[עריכת קוד מקור | עריכה]

אזור יצירת כוכבים בענן מגלן הגדול. ענן הגז אינו אחיד ומכיל אזורים בעלי צפיפות שונה. צילום מטלסקופ החלל האבל

בתנאים רגילים, התכווצותו של ענן גורמת לעלייה בטמפרטורה ובלחץ הפנימי שלו‏[12], כאשר הלחץ הפנימי הנוצר מפעיל כוח בכיוון מנוגד לזה של הכבידה ובכך מאזן אותה ובולם את הכיווץ. בענן מולקולרי, לעומת זאת, קיים מנגנון קירור קוונטי: ההתנגשויות בין מולקולות המימן גורמות לעלייה בברמות האנרגיה וכתוצאה מכך לפליטה של פוטונים באורך גל של 28 מיקרון. קרינה זו נפלטת אל מחוץ לענן ומורידה בצורה אפקטיבית את הטמפרטורה שלו. במילים אחרות, האנרגיה המשתחררת כתוצאה מכיווץ הענן לא הופכת לאנרגיה תרמית, כבמקרה של גז אידאלי, ואינה מחממת את הענן, וההתכווצות מתרחשת בתהליך איזותרמי - השומר על טמפרטורה קבועה. פליטת הקרינה במהלך התכווצות ענן לקדם-כוכב מאפשרות לצפות בשלב זה, באמצעות גלאי אור הרגישים לקרינה בעלת אורך גל של מעל 1 מיקרון.

מכיוון שהתכווצות היא איזותרמית, הלחץ בענן עולה בקצב איטי משמעותית ביחס לכוחות הכבידה, ובסופו של דבר, תקופה קצרה אחר תחילת הקריסה, הכוח שמפעיל לחץ הגז הופך לזניח ביחס לכבידה. משמעות הדבר היא שהכיווץ המתרחש מהווה בקירוב נפילה חופשית למרכז המסה של הענן.

עבור ענן במסת שמש אחת ובקוטר של 0.02 פרסק, זמן כיווץ אופייני t_{ff} הוא כ-200,000 שנים‏[13].

היווצרותו של גרעין צפוף[עריכת קוד מקור | עריכה]

שלבים בהיווצרות קדם כוכב (משמאל לימין): קריסה כבידתית עד ליצירת גרעין אטום ותחילת שלב ההקרנה בהמשך

עם המשכת תהליך התכווצות הענן, צפיפותו הופכת פחות ופחות אחידה, כאשר צפיפות המסה עולה יותר ויותר ככל שמתקרבים למרכז הגאומטרי של הענן. כתוצאה מהצפיפות הגבוהה במכרז הענן, אזור זה מפסיק להיות שקוף לקרינה אינפרה אדומה והפוטונים של קרינה זו אינם יכולים לצאת מחוץ לענן ולקרר אותו, כפי שהיה קודם. הטמפרטורה בו מתחילה לעלות בקצב דרמטי, עד ליצירת שיווי משקל הידרוסטטי, בו לחץ הנוצר בגלל התחממות מצליח להתגבר על הכבידה העצמית.

שימור תנע זוויתי גורם לכך ששאריות הענן החג סביב הגרעין תיתכווץ לצורה דמוית דיסקה שטוחה. דיסקה זו קרויה דיסקה קדם-פלנטרית או "proplyd".

עבור ענן במסת שמש אחת, צפויה בשלב זה התעבות של גרעין בעל מסה של כ0.05M_{sun}, רדיוס של כ100R_{sun}[14] וטמפרטורה של כ200K . כלומר, בשלב זה הגרעין עצמו הוא רחב, דליל מאוד וקר מאוד יחסית לגרעיני גרמי שמיים.

ספיחה של מעטפת רחבה על פני הגרעין[עריכת קוד מקור | עריכה]

מבנה קדם כוכב:
1. קליפה שקופה אופטית הנמצאת בנפילה חופשית
2. פוטוספירה המקרינה אור אינפרה אדום
3. קליפת אבק אטומה
4. חזית גל ההדף
5. ליבה המצויה בשיווי משקל הידרוסטטי

אחר היווצרות הגרעין, המעטפת החיצונית של קדם-הכוכב ממשיכה בנפילתה החופשית אל כיוון מרכז הכובד ומתנגשת בגרעין במהירות של כ-1\frac{km}{sec}. כתוצאה מהתנגשות זו נוצר גל הדף וטמפרטורת הגרעין עולה.

בהמשך, הכיווץ האיטי של קדם-הכוכב ממשיך לחמם אותו, מכיוון שמנגנון הקירור הקוונטי כבר אינו יעיל. כיווץ הגרעין נמשך עד להגעה לטמפרטורה של 2000K - טמפרטורה בה מתחיל פירוק קשרי המימן המולקולרי ובעקבותיו היינון של האטומים. תהליכים אלו, הדורשים אנרגיה רבה וצורכים אנרגיה תרמית, עוצרים את עליית טמפרטורת הגרעין. כתוצאה משינויים אלו, גרעין הקדם-כוכב יוצא משיווי משקל ומתחיל להתכווץ במהירות ולהתחמם. הליך זה נמשך עד להגעה לשיווי משקל חדש, ותוצאתו הוא גרעין חדש - פלזמטי ולא גזי כשהיה לפני כן.

עבור הפרמטרים שצוינו קודם - ענן בעל מסת שמש אחת - מתקבל גרעין בעל מסה של 0.015M_{sun} , רדיוס של כ-R=1.3R_{sun} וטמפרטורה של 20,000K, כלומר גרעין צפוף וחם. התחממות הקדם-כוכב בשלב זה מאטה בצורה ניכרת את מהירות התכווצות המעטפת, אך מהירות הנפילה של החומר אל הגרעין עולה אף היא ומוערכת בסדרי גדול של 15 \frac{km}{sec}. הטמפרטורה בליבת הקדם-כוכב ממשיכה לעלות והקרנתה לא מספיקה לסלק את האנרגיה החוצה מן הליבה. בשלב זה הסעת חום (קונבקציה) הופכת למשמעותית, והחומר בליבת הקדם-כוכב מתחיל לנוע מאזור המרכז החם יותר לעבר פני הקדם-כוכב, בהם הלחץ נמוך משמעותית. מאחר שמהירות התנועה של האזורים החמים גבוהה בהרבה ממהירות הולכת החום, אזורים אלו מתרחבים בעת העלייה בתהליך אדיאבטי[15] למדי - כלומר, כמעט בלא העברת חום לסביבה. במנגנון זה, הליכי התפלגות הטמפרטורה, הלחץ והצפיפות כולם אדיאבטיים בקירוב.

שלב ספיחת המעטפת בקדם-כוכב מתאפיין בין היתר בירידת צפיפות הענן עם ההתרחקות מן המרכז. הכבידה משחקת תפקיד מרכזי התרחשות זו, מאחר שהכיווץ נעשה בנפילה חופשית בקירוב. הזמן האופייני לנפילה חופשית, t_{ff}, עולה עם הירידה בצפיפות, ולכן האזורים הפנימיים מתכווצים מהר יותר מהאזורים החיצוניים. כתוצאה מכך, פילוג הצפיפות הולך ונהיה פחות ופחות אחיד עם הזמן.

תהליך זה נמשך עד שכל המעטפת מסופחת לגרעין.

עבור ענן במסת שמש אחת, וצפיפות התחלתית של כ- 10^{-19} \frac{gr}{cm^3} (כלומר, צפיפות המתאימה לאי יציבות ג'ינס), משך התהליך מוערך בכמיליון שנים‏[16] - כלומר, פי 3 עד 5 מזמן הנפילה החופשית -, ורדיוס הכוכב הצעיר שייווצר הוא כ-2 רדיוסי שמש. במקרה בו הצפיפות ההתחלתית גבוהה יותר, זמן הקריסה יתקצר ורדיוס הכוכב הצעיר יגדל.

גרם שמיים בשלב זה מקרין אור נראה בעוצמה גבוהה ונראה לצופה מכדור הארץ כמו כוכב. ההבדל המרכזי בין קדם-כוכב בשלב זה לכוכב סדרה ראשית הוא שבליבת הקדם-כוכב לא מתרחשים תהליכי היתוך גרעיניים (כדוגמת שרשרת פרוטון-פרוטון), כי הטמפרטורה בו נמוכה מדי ועומדת על כ- 2\times 10 ^5 K.

שלב זה של בהתפתחות הכוכב מתואר בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. כוכבי T-Tauri וכוכבי הרביג Ae/Be הם דוגמה לגרמי שמיים הנמצאים בשלב זה.

תחשיבי נתונים מצביעים על כך‏[17] שבשלב הקונבקציה הטמפרטורה של הקדם-כוכב תלויה באופן מועט במסה, וכמעט שאינה תלויה באוֹרִיּוּת(Luminosity): T_{eff} \sim M^{\frac{7}{31}}L^{\frac{1}{62}}. משמעות הדבר היא שעם ירידת הרדיוס, יורדת האוריות של הכוכב. בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל כוכבים צעירים כאלה מופיעים "מעל" הסדרה הראשית ו"יורדים" אליה עם הזמן. מסלול התפתחות זה מכונה "מסלול הייאשי".

כוכבים בעלי מסה קטנה מ-0.3 מסות שמש ממשיכים להיות קונבקטיביים בשלמות - כלומר, הסעת החום בהם מתרחשת לאורך כל הכוכב, גם כשמגיעים לסדרה הראשית. בכוכבים קלים, אך בעלי מסה הגדולה מ-0.3, נוצרת ליבה בה האנרגיה מועברת על ידי פליטת קרינה, דבר המעלה את טמפרטורת פני השטח. מסלול התפתחות זה מכונה "מסלול הניי"(אנגלית: Henyey track).

עבור מסת ליבה העולה על 3 מסות שמש, תגובות גרעיניות יחלו לפני ספיחת הקליפה האטומה כולה. גופים כאלה נצפו בגלאי אור אינפרה אדום ונראים כאזורי מימן מיונן המוקפים בענן קר.

לא כל הקדם-כוכבים עתידים להפוך לכוכבים. אם מסת קדם-כוכב קטנה מ-0.075 מסות שמש, הכיווץ שלו ייבלם על ידי לחץ הניוון של אלקטרוני הגז (לחץ הנובע מעקרון האיסור של פאולי) ולא ייווצרו התנאים הנדרשים להיתוך מימן. קדם-כוכב כזה יהפוך לננס חום.

התכווצות קלווין-הלמהולץ[עריכת קוד מקור | עריכה]

5 כוכבים צעירים בערפילית אוריון, 4 מתוכם מוקפים באבק, שייתכן וייצור דיסקה קדם-פלנטרית שעם הזמן תתגבש לכוכבי לכת. צילום של טלסקופ החלל האבל

בקדם-כוכב בעל מסה הקטנה מ-3 מסות שמש, תהליך ההתכווצות ימשך עד שהטמפרטורה בליבה תעלה לטמפרטורה המספיקה להתרחשות תגובות תרמו-גרעיניות (בסביבות 3 מיליון מעלות קלווין). התכווצות זו איטית בהרבה מזו המאפיינת את השלבים קודמים: עבור כוכב במסת שמש אחת הליך זה מוערך בכ-3\times 10^7 שנים. עבור ננסים אדומים בעלי מסה נמוכה יותר, שלב זה יכול לקחת מיליארדי שנים - כלומר, משך זמן מסדר גיל היקום.

כוכבים בשלב זה נראים באור נראה מכדור הארץ ולכן נצפו הרבה לפני פיתוח המודל המודרני של קדם-כוכב. מחלקה זו של גרמי שמיים נקראת כוכבי T-Tauri, על שם הכוכב הראשון מסוג זה שהתגלה - T בקבוצת שור (Taurus). כוכבים אלו הם קרים, ובהירותם משתנה באופן מהיר. שינויים אלו נובעים מתהליכי קונבקציה סוערים בתוך הכוכב. אחד המאפיינים הבולטים של כוכב כזה הוא קו בליעה של ליתיום, שריכוזו גבוה בהרבה מריכוז הליתיום בשמש, דבר המעיד על כך שתהליכי ההיתוך בהם "נשרפים" יסודות קלים (כלומר תהליכי נוקליאוסינתזה של פחמן ויסודות כבדים יותר) טרם החלו. מקור האנרגיה העיקרי שלהם הוא קריסה כבידתית, ולא היתוך גרעיני כמו בכוכבי סדרה ראשית.

בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל כוכבים צעירים אלו ממוקמים מעל הסדרה הראשית. הם נצפים בקבוצות הנקראות "T-associations" החופפות לעתים את קבוצות "O Associations"‏[18]. בקבוצות מסוג זה נראים לעתים קרובות גם ענני אבק וכוכבים צעירים מסוגים A ו-B (בשלב כוכבי הרביג Ae/Be).

סילון קדם-כוכבי[עריכת קוד מקור | עריכה]

אובייקט HH-30. הקוים האדומים היוצאים מהקטבים הם סילונים. הפס השחור החוצה את האזור המואר הוא דיסקת גז קדם-פלנטרית המקיפה את הקדם-כוכב ובולעת את האור היוצא ממנו. צילום מטלסקופ החלל האבל

כאשר קדם-כוכב צעיר חג סביב עצמו, אחת התוצאות היא פליטה של סילוני גז מולקולרי מיונן מקוטבי הקדם-כוכב, המושלכים למרחקים גדולים. סילונים אלו נקראים סילונים קדם-כוכביים (Protostellar Jets). פליטות אלו, הנצפות בקלות יחסית בשל גודלם, מעידות על צעירותו של גרם שמים. המנגנון המדויק של סילונים אלו, של האצתם וכוונתם, טרם פוענח.

סילונים כאלו, היכולים להגיע למרחקים של שנות אור, נצפו רבות באובייקטי הרביג-הרו (אנגלית:Herbig–Haro object). נצפו גם מקרים בהם חומר עזב את הכוכב הצעיר במהירויות של מאות קילומטרים בשנייה. בעשרה מקרים שונים, בנוסף לחומר היוצא, נצפתה גם קרינת רנטגן, דבר המצביע על כך שמהירות הסילונים היא מעל 500 קילומטרים לשנייה: על מנת להגיע למהירויות כאלה, החומר צריך לעזוב את פני הכוכב במהירות העולה על 1000 קילומטרים לשנייה, מהירות הגדולה בהרבה ממהירויות שנצפו במקרים דומים אחרים‏[19].

תצפיות[עריכת קוד מקור | עריכה]

העננים המולקולריים הצפופים, המורכבים ממימן מולקולרי, הליום ופחמן נראים כמו צליליות על רקע יותר בהיר. עננים כאלה נקראים "גלובולות בוק". צילום מטלסקופ החלל האבל

הצפייה באור נראה, בקדם-כוכב במרבית השלבים, אינה אפשרית לצופה מכדור הארץ[20]. גרם שמיים זה מוסתר מרבית הזמן על ידי ענן צפוף של אבק וגז, שאריות הענן המולקולרי ממנו התהווה. לעתים ניתן להבחין בצללית של קדם כוכב על רקע אור חזק הנפלט מגז הקרוב אליו - אובייקטים המכונים "גלובולות" (Bok globules)[21]. עם זאת, שלבים מוקדמים בחיי כוכב ניתנים לצפייה באור אינפרה-אדום בלבד, החודר אבק. מסיבה זו, תצפיות מטלסקופ החלל WISE, המסוגל לצלם בתחום האינפרה-אדום, היוו חלק משמעותי במיוחד בגילוי של קדם-כוכבים וצבירי הכוכבים הנוצרים מהם‏[22].

המבנה של ענן מולקולרי והאפקטים האופייניים לתהליכי היווצרות קדם-כוכבים מאפשרים זיהוי של קדם-כוכבים באמצעות מפות הכחדה (בליעה ופיזור) (Extinction (astronomy)) של אור אינפרה-אדום קרוב (מפות המשורטטות מתוך השוואת אומדן כמות הכוכבים ליחידת שטח, הנצפים באינפרה-אדום קרוב, לתמונת השמיים המתקבלת בצפייה באור נראה בה הללו נבלעים), ולפי ספקטרום הפליטה הרציף של אבק וקווי הספקטרום האופייניים למעברי אנרגיה קינטית זוויתית במולקולות פחמן חד-חמצני ומולקולות אחרות, הנצפים בתחום התת-מילימטרי. מאחר שלרוב, שארית הענן העוטפת קדם-כוכבים וכוכבים צעירים חוסמת את מעבר מרבית האור הנראה, הצפייה בקדם-כוכבים ובכוכבים צעירים נעשית בטווחי האינפרה-אדום. בשל כך תצפיות בקדם-כוכבים וכוכבים צעירים מכדור הארץ הן בעייתיות - אטמוספירת כדור הארץ אטומה כמעט לחלוטין לקרינה באורכי גל בין 20 ל-850 מיקרון, ולכן התצפית בקדם-כוכבים יעילה רק מטלסקופים הנמצאים מחוץ לאטמוספירה.

ניתן לצפות בצורה ישירה בהיווצרות כוכבים בודדים בגלקסיה שלנו, אך לא בגלקסיות אחרות - באלו ניתן להבחין רק לפי החותמת הספקטרלית שהם מותירים.

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

ויקישיתוף מדיה וקבצים בנושא קדם-כוכב בוויקישיתוף

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).

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ Chemical evolution during the process of proto-star formation by considering a two dimensional hydrodynamic model באתר אוניברסיטת קורנל
  2. ^ שלב זה תואר על ידי האסטורפיזיקאי היפני צ'ושירו הייאשי (Chushiro Hayashi) ב-1961 ויש מקומות בהם הוא קרוי על שמו
  3. ^ Abstract. SpringerLink. אוחזר ב־2011-01-12.
  4. ^ לפי БСЭ- 1969-1978
  5. ^ המאמר המקורי באתר אוניברסיטת הרווארד
  6. ^ תהליך קאווזי-סטטי(Quasistatic process) הוא תהליך איטי במידה אינפיניטסימלית
  7. ^ Ezer and Cameron 1962, Iben 1965, Gaboske and Grossman 1971
  8. ^ Evolution of protostars, October 1980
  9. ^ Early stelar evolution
  10. ^ מבט אל חדר הלידה של כוכבים, אתר הידען
  11. ^ אתר BestThinking
  12. ^ לפי משוואת הגז האידאלי, ירידה בנפח מגדילה את הטמפרטורה. בנוסף, אנרגיה פוטנציאלית כובדית הופכת לחום
  13. ^ זהו זמן הנפילה החופשית, כלומר הזמן שלוקח לחלקיק היפותטי להגיע מקצה הענן למרכז המסה כאשר הכוח היחיד הפועל עליו הוא הכבידה. משך זמן זה מהווה הערכה טובה מאוד לאומדן סדרי גודל זמן הכיווץ האופייני.
  14. ^ M_{sun} זו מסת שמש וR_{sun} הוא רדיוס שמש
  15. ^ תהליך אדיאבטי הוא תהליך שבו לא מתרחש מעבר חום מהמערכת לסביבה או להפך.
  16. ^ Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star באתר אוניברסיטת הרווארד
  17. ^ ראו, למשל במאמרו של הייאשי, באתר אוניברסיטת הארווארד
  18. ^ ראו, אינציקלופדיית בריטניקה
  19. ^ The X-Ray Puzzle of Protostellar Jets, אתר Smithsonian Astrophysical Observatory
  20. ^ פרט לשלבים האחרונים שהוזכרו, כדגומת כוכבי T טוארי
  21. ^ Star formation in small globule
  22. ^ Discovering protostars and their hostclusters via WISE