ענק אדום
מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
באסטרופיזיקה, ענקים אדומים הם כוכבים עצומי-ממדים שצבעם כתום או אדום. שינויים בפעילות הגרעינית בלב הכוכב מביאים לכך שהוא יתנפח ויגדל עד פי מאות או אלפים מן השמש שלנו. הכוכב בית אל-ג'וז מקבוצת הכוכבים אוריון הוא דוגמה מובהקת לענק אדום.
על כל כוכב פועלים שני כוחות מנוגדים: משיכת הכבידה הלוחצת אותו כלפי פנים, והפעילות הגרעינית המתנגדת לה. כדי להבין את מסלול החיים של הכוכבים די להבחין בעובדה אחת פשוטה: הפעילות הגרעינית ממירה חומרים כאלו באחרים ודינה להסתיים, בעוד שהכבידה אינה מתעייפת לעולם.
מכיוון שההתכה של שני אטומי מימן לאטום הליום הוא התהליך האנרגטי ביותר ביחס למסה, תהליך היתוך כזה בליבת הכוכב הוא מקור האנרגיה הזמין הראשון של כל כוכב. גורלו של הכוכב כאשר מקור זה מתכלה תלוי במסתו ההתחלתית. בכוכב קטן יחסית, שמסתו קטנה מזו של השמש שלנו, טמפרטורת הליבה אינה מגיעה ל- 300 מליון המעלות הנחוצות כדי להתניע את היתוך ההליום. במקרה כזה הכוכב יתקרר וידעך לאיטו. מסלול חיים זה מאפיין את הננסים האדומים (טיפוס ספקטרלי M, ואולי גם הקרים שבין כוכבי הקבוצה K).
בכוכב גדול יותר, בעל מסת שמש אחת לערך, או יותר, טמפרטורת הליבה תספיק כדי להתחיל את היתוך ההליום, שבו מתאחים שלושה אטומים לאטום אחד של פחמן. כוכב כזה מבלה בהיתוך מימן כ- 90% ממשך החיים שלו. במשך אותו זמן, ליבת הכוכב, שרדיוסה המקורי כחמישית מרדיוס הכוכב, מתכווצת, בעוד שהכוכב עצמו גדל לאיטו. הכוכב מתחמם ונעשה בהיר יותר. השמש שלנו, לדוגמה, תבלה כעשרה מליארד שנים בשריפת 12% מן המימן שלה. בתקופה זו הכוכב מצוי על הסדרה הראשית בדיאגרמה של הרצשפרונג-ראסל, והוא הולך ומטפס בה כלפי מעלה (הבהירות והטמפרטורה עולים).
כעת מגבירה הכבידה את אחיזתה. הליבה מתחממת מהר יותר, ובשולי הליבה מתחיל היתוך הליום. מקור האנרגיה החדש, הפועל קרוב לפני השטח, מעלה את הבהירות של הכוכב פי 1000 עד 10000 משהיה קודם לכן. מצד שני, הפעילות הגרעינית במעטפת, שאינה מרוסנת על-ידי כח הכבידה השורר בליבה, לוחצת את מעטפת הכוכב כלפי חוץ, והוא מתנפח. בתחרות שבין שני הגורמים האלה מנצח השני - למרות העלייה בפליטת האנרגיה, הכוכב גדל במידה כזו שפני השטח שלו מתקררים, וצבעו מאדים בהתאם לחוק וין. הכוכב נעשה ענק אדום. התנהגות זו אופיינית לכוכבים החמים, בעלי טיפוס ספקטרלי A עד K (צבעים לבן, צהוב וכתום). הכוכבים החמים עוד יותר, מטיפוס O או B (וצבע כחול) יהפכו להיות על ענקים.
המשך התהליך תלוי במסת הכוכב. בכוכבים בינוניים, שמסתם קטנה מ- 2.57 מסות שמש, הליבה תלך ותידחס, עד שהלחץ, קרוב לטונה אחת לסנטימטר מעוקב, ינוון את הגז המצוי בה: קליפות האלקטרונים הן המחסום האחרון בפני המשך הקריסה פנימה. כשמחממים גז רגיל, הוא יכול לשחרר אנרגיה על-ידי התפשטות. לעומת זאת, התנהגותו של גז מנוון קרובה יותר לזה של מוצק - הוא אינו מתפשט, וכך יעבור הכוכב "הבזק הליום": במשך רגע אסטרונומי, כמה שעות בודדות, הטמפרטורה בליבה הולכת ועולה, וגורמת להתכת כמויות הולכות וגדלות של הליום. ייצור האנרגיה בשלב זה הוא אדיר - הכוכב משחרר אנרגיה כמו גלקסיה שלמה - אלא שהאנרגיה הזו אינה מפרקת את הכוכב. היא נספגת כולה באטומי ההליום, ומשחררת אותם מן המצב המנוון. ההליום חוזר למצב של גז טהור, והוא ממשיך את ההתכה בקצב מתון יותר. לחצו של היתוך ההליום עוצר התכווצות הליבה, שרדיוסה בשלב זה כאלפית משל הכוכב. בתהליך זה לא ניתן לצפות ישירות - הבזק ההליום עטוף היטב בשכבות החיצוניות של הכוכב: מליוני קילומטרים של גז מימן לוהט.
בכוכבים כבדים עוד יותר, הטמפרטורה בליבה גבוהה מספיק כדי להתחיל את היתוך ההליום עוד לפני שהליבה התנוונה, וכך נחסך מהם הבזק ההליום. בזמן היתוך ההליום הכוכב מתכווץ אט-אט לגודל קרוב לזה שהיה לו לפני תחילת היתוך ההליום שמחוץ לליבה.
בכוכבים דלי-מתכות, היתוך ההליום הוא שלב שבו הכוכב נע שמאלה על דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, כאשר הטמפרטורה שלו הולכת ועולה, אבל הבהירות נשארת באותה רמה. כשההליום מתכלה, הכוכב מתקרר וחוזר, בקירוב, על עקבותיו. בכוכבים עתירי מתכות, הטמפרטורה קבועה למשך זמן ארוך, וכך גם הצבע הכתום-אדום שלהם. גם הבהירות (פי 10 עד 100 משל השמש) כמעט שאינה משתנה. תכונות אלה הופכות את הענקים האדומים עתירי המתכות ל'נרות סטנדרטיים' שאפשר למדוד בעזרתם מרחקים בגלקסיה שלנו וגם בגלקסיות מרוחקות.
אם הכוכב כבד ודחוס מספיק כדי להתיך יסודות כבדים מהליום, שלב הענק האדום יחזור על עצמו. ליבת הכוכב תהפוך דחוסה יותר ויותר, וההרכב הכימי שלה יציג שכבות כבצל. בעת ובעונה אחת, בכל שכבה תתקיים פעילות גרעינית אחרת: החל מהיתוך צורן במרכז, דרך נאון, חמצן, פחמן והליום, עד למימן המותך בשכבה הפנימית של המעטפת. הכוכב יהיה גדול מאד, בהיר ובעל צבע אדום או כחול, תלוי במסה שלו. ניצולת האנרגיה בתהליך תרמו-גרעיני הולכת ויורדת עם המסה של האטומים המעורבים, וכך הולך ויורד מספר שנות החיים שיכולים תהליכי היתוך כבדים להקנות לכוכב. לדוגמה, כוכב בעל 25 מסות שמש יבלה קרוב ל- 10 מליוני שנים בהיתוך מימן, מליון אחד בהיתוך הליום, אלף שנים בהיתוך פחמן, שנה אחת בהיתוך חמצן, ואז רק יום אחד בהיתוך סיליקון - שבסיומו לא יוותר כח שיכול לעצור את הכבידה, והכוכב יקרוס לחור שחור.
