מאמר  38 הולדת כוכבים, כוכבי ניטרון וסופרנובות

מאמר  38 הולדת כוכבים, כוכבי ניטרון וסופרנובות

כתב עמי אור

 החומרים בששת המאמרים הבאים, עוסקים בכוכבים, לידתם ומותם. המידע הכלול בפוסטים נוגע לפיזיקה, אבל השתדלתי להביא אותו בצורה הפשוטה ביותר, ללא נוסחאות.

ביקום הנצפה, יש כ – 2 כפול 10 בחזקת 22 כוכבים. מספר זה גדול יותר ממספר גרגרי החול בכל כדור הארץ, ולכן יש מגוון רב של תופעות הקשורות לכוכבים.

בעיני, מחזור החיים של כוכבים, הוא כמו סיפור מתח.  גורלו של כוכב ומהלך חייו וכמובן שאורכם, תלוי בראש ובראשונה במסה ההתחלתית שלו. התהליכים שקורים בליבות של כוכבים ותהליכי "הבערה" שלהם, שייכים לתחומים בפיזיקה  כמו תרמודינמיקה, פיזיקה גרעינית, קוסמולוגיה, אסטרופיזיקה, תורת הקוונטים ועוד.

המסה של הכוכב, נתמכת אך ורק ע"י התהליכים הקורים בתוכו בזמן ה"בערה" הגרעינית. באופן תיאורטי אם לא הייתה מתקיימת תגובה גרעינית, לכאורה, הכוכב היה קורס בגלל משקלו העצמי. התהליכים של היתוך גרעיני בכוכב, מספקים את הלחץ הנגדי לקריסה ומחזיקים את הכוכב יציב כאשר כוחות הגרביטציה, מתאזנים ע"י תפוקת האנרגיה של הכוכב בצורת קרינה, חום ותוצרים אחרים.

ניוון של גז, הוא מצב בו הלחץ הגרביטציוני, גורם לקריסה, הנבלמת ע"י ניוון הגז (כפי שיתואר להלן). קיימים שני מצבי ניוון האחד בננסים לבנים שם הניוון – כלומר עצירת הקריסה, נגרמת ע"י אלקטרונים אשר לפי חוק האיסור של פאולי, אינם מאפשרים למסה להידחס יותר והניוון השני הוא ניוון של ניטרונים. במסה מסוימת ומעלה, אפילו הניוון של האלקטרונים אינו יכול לעמוד בפני הקריסה והכוכב קורס לכוכב ניטרונים, שם הניטרונים עצמם עוצרים את הקריסה.

 תהליך כללי של מחזור החיים של כוכב: במחזור החיים של כוכב, הוא עובר שינויים משמעותיים ביותר. משך התהליך תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב, ויכול להמשך ממיליוני שנים ספורות, במקרה של כוכבים בעל מסה גבוה ביותר, ועד טריליוני שנים, במקרה של כוכבים קטנים ביותר (זמן שהוא ארוך בהרבה מגיל היקום הנוכחי). במשך כל חייו של הכוכב, מופעלים מנגנונים שונים המעכבים את הקריסה העצמית, הנובעת מהמשקל העצמי שלו.

רוב התהליכים הקשורים להתפתחות כוכבים הם איטיים מאוד ולא ניתן ללמוד עליהם מתצפית בכוכב בודד. לכן אסטרופיזיקאים לומדים על התפתחות כוכבים משילוב של תאוריות פיזיקליות (בעיקר פיזיקה גרעינית ותורת הקוונטים), תצפיות על כוכבים הנמצאים בשלבי התפתחות שונים וסימולציות מחשב המנבאות את מבנה הכוכבים בשלבים השונים, על פי מודלים ממוחשבים.

התפתחות כוכב מתחילה בקריסה של ענן גז בין-כוכבי. הקוטר הטיפוסי של ענן כזה הוא כ - 100 שנות אור והמסה הטיפוסית שלו היא כ - 6,000,000 מסות שמש שהיא כ – 1.99 כפול 10 בחזקת 30 קילוגרם.

במהלך הקריסה, הענן המולקולארי מתפרק לחלקים קטנים יותר שכל אחד מהם יכול לקרוס בנפרד וליצור כוכב אחר. באופן תאורטי, ענן כזה ישאף להתפשט ולא להתכווץ, אבל הפרעה מקומית כל שהיא כמו גוף מוצק שחולף בתוך הענן, או הסתברות סטטיסטית של אוסף של חלקיקי גז מקומית, או הפרעה חיצונית כמו גל הלם מסופרנובה קרובה, יכול לגרום להתחלת התהליך של קריסת הענן או חלקו.

במהלך הקריסה, עולים הלחץ והטמפרטורות ובסיומה, מתקבל כדור גז מסתחרר, הקרוי קדם-כוכב (protostar). כאמור, מסלול ההתפתחות של הכוכב תלוי במסה הראשונית של הקדם-כוכב. חלק מהעננים הבין-כוכביים,  (קוסמולוגים משערים שלפחות 50 אחוז מהם) קורסים ליצירת מערכת זוגית, (מערכת בינרית) בה שני הכוכבים הנוצרים, סובבים אחד את השני.

קדם-כוכב אשר המסה הראשונית שלו נמוכה מ - 0.08 מסות שמש, לעולם לא יצליח להגיע ללחץ ולטמפרטורה הדרושים להיתוך גרעיני של מימן להליום. (כוכב הלכת צדק הוא בעל מסה של 0.0009546 מסות שמש לפחות פי 13 פחות מהמסה הנדרשת להיתוך דאוטריום ופי 70 עד 80 פחות מהמסה הנדרשת להיתוך מימן). כוכב כזה יתפתח לננס חום. הננס החום ימשיך להתכווץ באיטיות, ואם יגיע בכלל לטמפרטורת הסף להיתוך, יתיך דאוטוריום (מימן עם גרעין המכיל פרוטון ונייטרון) ולפלוט אור עמום וקלוש במשך עשרות מיליארדי שנים, ללא שינוי מהותי במצבו ולמעשה לא ימשיך להתפתח יותר.

ליבת קדם-כוכב שהמסה שלו מעל 0.08 מסות שמש תתלהט מספיק ובסופו של דבר יתחילו בה תגובות גרעיניות. בתחילה מימן מותך לדאוטריום ובהמשך, כאשר הלחץ והטמפרטורה עולים, הדאוטריום מותך להליום. כאשר מתחילה התכת דאוטריום, הקדם-כוכב מתחיל לדחות את החומר המסתפח אליו. בתחילה, החומר המסתפח גובר על הדחיה, אך אט אט הדחיה מתגברת. בשלב מסוים נוצרים שני סילוני חומר הנפלטים בצורה סימטרית משני הקטבים של הקדם-כוכב. הקדם-כוכב ממשיך לספוח חומר באזור קו המשווה שלו ובו זמנית לפלוט חומר דרך הקטבים. דחית החומר הולכת ומתגברת עד אשר מקיפה את פני כל קדם הכוכב, מפזרת את שאריות הענן המולקולרי ומפסיקה את ספיחת החומר לקדם-כוכב. סילוני חומר אלו התגלו בתצפיות בשנות החמישים, בנפרד, על ידי האסטרונומים ג'ורג' הרביג (George Herbig) וגילרמו הארו (Guillermo Haro) והם מכונים על שמם - עצמי הרביג-הארו (Herbig-Haro Objects). (ראה תמונה).

כוכבים צעירים ביותר שנמצאים בשלב המעבר בין טרום כוכב לכוכב הסדרה הראשית, נמצאים תמיד בקרבת ענני גז ואבק שמהם הם נוצרו. עוצמת ההארה שלהם והספקטרום הנפלט מהם משתנים באורח בלתי סדיר. טמפרטורת הפנים של כוכבים אלו נמוכה יחסית והרדיוס שלהם גדול יחסית למסה שלהם. כמו כן, ניתן לזהות שרידים של דיסקת חומר המקיפה אותם. בכוכבים אלו מתקיים כבר היתוך גרעיני של מימן להליום אולם הם לא סיימו עדיין את ההתכווצות שלהם.

לאחר תחילת ההיתוך הגרעיני בליבה של הכוכב, הכוכב מגיע לשיווי משקל הידרוסטטי. במצב זה ההיתוך הגרעיני יוצר לחץ קרינה המאזן את הכבידה העצמית של מסת הכוכב ומונע את המשך הקריסה הכבידתית. בכוכבים קטנים, לרבות השמש שלנו, ההליום נוצר בעיקר בשרשרת פרוטון-פרוטון (ראה להלן). בתגובות אלו מימן הופך לדאוטוריום ואחר כך להליום תוך כדי שחרור כמות אנרגיה עצומה. (כהערת אגב, כמות המימן המותכת להליום, בליבת השמש שלנו, היא כ – 600 מיליוני טונות בשנייה!)

קיימים שלושה סוגי ריאקציית פרוטון – פרוטון. סוג הראקציה שתפעל בכוכב תלויה בראש ובראשונה בטמפרטורות בליבת הכוכב, שם מתבצעים התהליכים התרמו-גרעיניים: ריאקציית פרוטון-פרוטון או שרשרת פרוטון פרוטון (באנגלית: Proton-Proton Chain) הינו תהליך המיזוג העיקרי המתרחש בכוכבי סדרה ראשית, ובו הופכים מימן להליום. קיימים שלושה סוגים של שרשרת פרוטון-פרוטון. שרשרת פרוטון-פרוטון מסוג I - אנרגית הקשר, בתהליך הנ"ל, משתחררת ע"י נויטרינו, פוטונים (החלקיקים הנושאים את הקרינה האלקטרומגנטית) בתחום קרינת הגמא, וע"י פוזיטרונים (האנטי-חלקיק של האלקטרון בעל מטען חיובי) שכעבור פרק זמן קצר מתאיינים (עוברים אנהילציה) עם אלקטרון וישתחררו פוטונים של קרינת גמא. שרשרת פרוטון-פרוטון מסוג I מתרחשת בכוכבים, החל מטמפרטורת הסף לבעירת מימן (כ- 8 מיליון מעלות). בטמפרטורות של מעל 15 מיליון מעלות הסיכוי לתגובה מסוג זה קטן, ושרשרת פרוטון-פרוטון מסוג שתיים מתחילה להיות דומיננטיות. בטמפרטורות גבוהות מכ- 25 מיליון מעלות מתחילה להיות דומיננטית שרשרת פרוטון-פרוטון מסוג III

בכוכבים שמסתם קצת מעל מסת שמש אחת, מתקיימת מעגל היתוך נוסף על היתוך מימן, הנקרא מעגל CNO (מעגל היתוך בו מעורבים בשלבים פחמן, חנקן וחמצן). בכוכבים שמסתם מעל 1.3 מסות שמש מעגל ה - CNO  אחראי ליצירת רוב האנרגיה בכוכב. בטמפרטורות גבוהות מ 25 מיליון מעלות, מתחילה להיות דומיננטית תגובת ה CNO  ולעיתים נקראת שרשרת פרוטון-פרוטון מסוג ארבע. בתגובה זאת אטומים של פחמן, חנקן וחמצן משמשים זרזים (קטליזטורים) לתהליך.

על מנת ליצור יסודות כבדים מהליום בכוכבים, יש צורך בטמפרטורות אופייניות של כ - 100 מיליון מעלות ומעלה. התגובה הראשונה החשובה שמתרחשת בטמפרטורות אלו נקראת תגובת טריפל אלפא והיא מערבת התנגשות כמעט בו-זמנית, בין שלושה גרעיני הליום המתמזגים לגרעין של פחמן. התחברות גרעיני ההליום צריכה להיות סימולטנית ואיננה יכולה להתבצע בשלבים מאחר ומיזוג של שני גרעיני הליום מייצר אטום בריליום 8 שאורך החיים שלו קצר מאד. במיזוג זה משתחרר פוטון בעל אנרגיה של 7.274MeV .

עד שנות ה - 50 של המאה הקודמת, ההשערה הייתה כי תהליך כזה איננו אפשרי בטבע מאחר ובתהליך נוצרת אנרגיה עודפת רבה מדי שלא ניתן להיפטר ממנה מבלי להרוס את הגרעין החדש שנוצר. ב - 1952 הציע האסטרופיזיקאי פרד הויל, (הוא זה שהמציא את המונח "המפץ הגדול". פרד הויל האמין בתאוריית המצב היציב של היקום והכינוי המפץ הגדול היה כינוי מלגלג שלו על תאוריית ההתפשטות של היקום) כי לגרעין הפחמן קיים מצב מעורר עם האנרגיה העודפת הנ"ל. למרות שספקטרום גרעין הפחמן היה ידוע באופן סביר באותה תקופה, פרד הויל הציע לוויליאם פאולר לחפש שנית את רמת האנרגיה הנ"ל ואכן זו נמצאה ע"י פאולר. על תגלית זו פאולר קיבל את פרס נובל לפיזיקה לשנת 1983  (יחד עם צ'נדראסקאר וראה להלן).

בטמפרטורות של מעל 700 מיליון מעלות, מתחילות להתרחש תגובות שבהן מתמזגים שני אטומי פחמן. בטמפרטורות הגבוהות ממיליארד מעלות, מתחיל להתרחש מיזוג אטומי חמצן. בטמפרטורות של כ - 1.3 מיליארד מעלות, מתחיל להתרחש מיזוג אטומי ניאון. בטמפרטורות של כ - 5 מיליארד מעלות, מגיעות התגובות האחרונות של יצירת ברזל וניקל. יצירת טמפרטורות כאלה בליבת הכוכב מתאפשרת כתוצאה מהמסה שלו וכתוצאה מקריסת החומר. ברגע ששלב כל שהוא בהיתוך יסוד מסתיים, הכוחות שמאזנים את ההתכווצות נעלמים והליבה מתחממת יותר ויותר עד שהיא מגיעה לסף הטמפרטורה שבו "ניצת" היסוד הבא. לכן טמפרטורות של מיליארד מעלות ומעלה, בליבות כוכבים אפשריות.

 עם התחלת היתוך רציף של מימן, תופס הכוכב את מקומו בסדרה הראשית של דיאגרמה הנקראת דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל בהתאם למסתו. כוכב קטן עם מסה נמוכה יהיה כוכב קר יחסית והוא מכונה ננס אדום. כוכב כזה שורף את המימן שבליבה שלו בקצב איטי ביותר והוא יישאר בסדרה הראשית למשך מאות מיליארדי שנים (למעשה יותר מגיל היקום). לעומת זאת כוכב מאוד גדול, עם מסה עצומה, יהיה כוכב חם יחסית והוא מכונה על-ענק. כוכב כזה שורף את המימן שבליבה שלו בקצב גדול מאוד והוא יישאר בסדרה הראשית מספר מיליוני שנים בלבד. כוכב עם מסה בינונית, כמו השמש שלנו, מכונה ננס צהוב ויישאר בסדרה הראשית  כ - 10 מיליארד שנים. בכל מקרה, זהו השלב הארוך ביותר בחייו של הכוכב, והוא ארוך משמעותית יותר מכל שלב אחר.

כאשר המימן שבליבה כלה, היתוך המימן בליבה נפסק והכוכב עוזב את הסדרה הראשית ועובר לשלבים המאוחרים של התפתחותו. המשך התפתחות הכוכב תלוי במסה הראשונית שלו. שרפת ההליום באותם כוכבים בהם הוא יוצת, תהיה מהירה פי מאה משלב היתוך המימן ותימשך כמיליון שנים בלבד. כל אחד מהיסודות הבאים בתהליך ההיתוך, יוצת בטמפרטורות הולכות וגדלות וכל שלב היתוך כזה יהיה קצר מקודמו, פחמן כמה שנים בלבד, חמצן – כשנה, ועד להתכת סיליקון, שתוצריה הם ברזל , קובלט וניקל, שתימשך בסביבות יום אחד בלבד!

המאמר הבא – 39 סוגי כוכבים