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 |
[עריכה] הווצרות 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 (ראה 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 הבינכוכבי הם חלק מהכוחות הפועלים על הכוכב. חלק חשוב בתהליך הקריסה תופס האבק הבינכוכבי 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 (ראה 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 והוא 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.
[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.
