מאמר 39 הולדת כוכבים, כוכבי ניטרון וסופרנובות - המשך
כתב עמי אור
תהליך ההתפתחות של כוכב תלוי במסתו ההתחלתית:
כוכב בעל מסה נמוכה - בכוכב שמסתו קטנה מתחת ל ־ 0.08 ממסת השמש, היתוך גרעיני לא מתחיל כלל, מאחר שכוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחוס את ליבת הכוכב ולהתקרב לחום הנדרש לתחילת היתוך המימן. במקרה כזה, הכוכב מוגדר כננס חום. אך בכוכב גדול יותר, התהליך מתחיל כך: היתוך ארבעה אטומי מימן לאטום אחד של הליום. היתוך זה מייצר אנרגיה גבוהה מאוד יחסית להיתוך אטומים אחרים, ולכן שלב זה הוא הארוך והיציב ביותר במחזור החיים של הכוכב. מקור האנרגיה היא איבוד קטן יחסית של מסה - מסתו של אטום הליום קטנה בכ ־ 0.71% מזו של ארבעת אטומי המימן, וזו המסה שמומרת לאנרגיה (על פי משוואות איינשטיין). ככל שמסת הכוכב גדלה, כמות המימן המתכלה - והאנרגיה המופקת - גדלות באופן לא ליניארי. לדוגמה, אם מסת הכוכב היא פי 20 ממסת השמש, הוא יכלה את המימן שבליבה בתוך 9 מיליון שנים "בלבד", לעומת תהליך היתוך ליבת המימן של השמש שמוערך בכ ־ 10 מיליארד שנים. יודגש השימוש במונח "ליבה". רדיוס ליבת השמש הוא 20% בלבד מרדיוס השמש כולה, אולם במצב "רגיל" של שלב היתוך המימן, רק אזור זה מגיע ללחץ ולטמפרטורה הנחוצים להתכת מימן, ולכן רק הוא מהווה את מקור האנרגיה של הכוכב. המימן שנותר ב"מעטפת" הכוכב (כ־78%) אינו מותך בשלב זה, והוא ממתין לתורו בשלבים הבאים.
משך החיים של כוכבים קטנים ארוך יותר מגיל היקום (שמוערך היום ב - 13.8 מיליארד שנים). כוכב בעל מסה של 0.1 מסות שמש עשוי להישאר בסדרה הראשית כ - 6 טריליון! שנים (טריליון שווה ל - 1,000 מיליארד). למעשה, מאז היווצרות היקום, כוכבים שמסתם קטנה מ - 0.5 מסות שמש טרם עזבו את הסדרה הראשית ולכן ההבנה של מדענים לגבי התפתחות כוכבים כאלו מבוססת על ניתוחים תאורטיים ועל מודלים ממוחשבים ולא רק על תצפיות. בכוכב שמסתו קטנה מתחת לשליש מסת השמש, כוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחיסת ליבת הכוכב עד לחום של 300 מיליון מעלות צלזיוס בקירוב, הנדרש לשלב הבא: היתוך ההליום. במקרה כזה, הכוכב יתקרר וידעך לאיטו, ויהפוך לננס לבן.
כוכב בעל מסה בינונית - כוכבים אשר המסה הראשונית שלהם היא בתחום של 0.5 מסות שמש עד 8 מסות שמש יסיימו להתיך את המימן שבליבה שלהם. במצב הזה, מתפתחת ליבת הליום מנוונת, ללא תהליכים גרעינים בתוכה. הלחץ של האלקטרונים המנוונים מונע המשך קריסה של הליבה והכוכב מגיע לשיווי משקל הידרוסטטי חדש. מעל הליבה מתפתחת שכבה דקה שבה מימן מותך להליום. המעטפת החיצונית מתנפחת ובמקביל הטמפרטורה שלה יורדת. הכוכב הופך להיות ענק אדום (RGB) ומתחיל לאבד מסה לחלל הבינכוכבי, באופן רציף ומשמעותי.
הפסקת היתוך המימן בליבת הכוכב גורמת ל"ניצחון" זמני לכוח הכבידה: התכווצות וקריסת ליבת הכוכב לתוך עצמו, משום שאין יותר אנרגיה גרעינית שתפעל בכיוון הפוך. כתוצאה מהתכת המימן מחוץ לליבה, ליבת ההליום הולכת וגדלה ואיתה גדלים הלחץ והטמפרטורה בליבה. כאשר הלחץ והטמפרטורה מספיקים להצתת ההליום, מתחיל תהליך גרעיני של התכת הליום (לעיתים מתרחש גם הבזק הליום שבו כל הליבה נכנסת לתהליך היתוך בבת אחת ומשחררת כמויות גדולות מאוד של אנרגיה) לפחמן ובשלב מאוחר יותר גם לחמצן. כתוצאה מכך, הליבה מתנפחת, הניוון של הליבה נעלם ונפסקת התכת המימן להליום מחוץ לליבה. מעטפת הכוכב מתכווצת וטמפרטורת פני הכוכב עולה. הכוכב נכנס לשלב יציב נוסף בהתפתחות שלו, ותופס את מקומו על הענף המאוזן בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. הכוכב גדול יותר מגודלו בשלב הסדרה הראשית והבהירות שלו גבוהה יותר ולעיתים, הופך להיות כוכב משתנה מסוג קפאיד. שלב זה מכונה לעיתים הסדרה הראשית של ההליום והוא קצר בהרבה מהשלב בו הכוכב היה בסדרה הראשית.
כאשר ההליום בליבה כלה, הכוכב הופך שנית לענק אדום. בשלב זה לכוכב ליבה שמורכבת בעיקר מפחמן וחמצן ומעליה 2 קליפות בוערות, כמו בבצל, האחת של הליום (הפנימית) והשנייה של מימן (החיצונית יותר). שלב זה מכונה הענף האסימפטוטי של הענקים (AGB), במהלכו רדיוס הכוכב וכן ההארה שלו הולכים וגדלים, טמפרטורת הפנים יורדת והכוכב מאבד מסה מהמעטפת בקצב הולך וגדל. מסלול ההתפתחות במהלך ה-AGB מקביל להתפתחות במהלך ה-RGB אבל עוצמת ההארה וקצב יצור האנרגיה גבוהים יותר והכוכב נמצא בשלב זה למשך זמן קצר יותר. תהליכי ערבול שקיימים בשלב זה בכוכב, מעשירים את המעטפת ביסודות כבדים (בעיקר פחמן וחמצן).
המעטפת העשירה במימן (וכן ביסודות כבדים יותר) מתכלה והולכת. כאשר היא יורדת למספר מאיות מסות שמש, שארית הכוכב מתחילה להתכווץ וקצב איבוד המסה עולה. לתקופה קצרה נוצרת על-רוח (super wind) במהלכה שארית המעטפת נפלטת מהכוכב במהירות מאוד גבוהה (מאות קילומטרים לשנייה). הכוכב נפרד לשני מרכיבים שמתפתחים בנפרד, המעטפת והליבה. ליבת הכוכב נחשפת ומתקבל ננס לבן, המורכב בעיקר מפחמן וחמצן. בננס הלבן לא מתרחשים תהליכים גרעיניים ואין לו מקורות אנרגיה. הטמפרטורה שלו בשלב זה היא 120,000 עד 150,000 מעלות והוא הולך ומתקרר בתהליך שנמשך מאות אלפי שנים. המסה המקסימלית האפשרית לננס לבן היא 1.44 מסות שמש (מסת צ'נדראסקאר או גבול צ'נדראסקאר). תהליכי איבוד המסה שתוארו לעיל, גורמים לכך כי כוכבים בטווח מסות רחב (עד בערך 8 מסות שמש) מסיימים את חייהם עם מסה נמוכה מהמסה הגבולית. במקביל, שאריות המעטפת הולכות ומתפשטות. החומר שעזב את הכוכב במהלך רוח העל, מתנגש עם חומר שעזב את הכוכב בשלבים מוקדמים יותר וגורם לו לזהור ובכך הוא יוצר את המראות המרהיבים של ערפיליות פלנטריות. ערפילית פלנטרית מורכבת בעיקר ממימן אבל מכילה גם יסודות כבדים יותר, כגון הליום, פחמן וחמצן.
כל עוד נמשך ההיתוך הגרעיני, הכוכב אינו קורס לתוך עצמו, למרות כוח הכבידה החזק הפועל בין חלקיקים המרכיבים אותו, משום שלחץ האנרגיה הנוצרת בהיתוך הגרעיני מאזן את הכבידה אך זהו תהליך בעל שלבים ברורים, וסוף בלתי נמנע.
קרוב יותר למסת השמש, כוח הכבידה ממשיך ודוחס את אטומי ההליום שבליבה עוד ועוד, עד שמתחיל שלב ההיתוך השני - שלושה אטומי הליום מתמזגים והופכים לאטום אחד של פחמן תוך שחרור אנרגיה. מאחר שהאנרגיה המופקת בתהליך זה קטנה משמעותית מהיתוך המימן, שלב זה קצר משמעותית מהשלב הראשון ונאמד במספר עשרות עד מאות אלפי שנים (תלוי במסת הכוכב). תוך כדי דחיסת אטומי ההליום והיתוכם לפחמן - תהליך המתרחש כזכור בליבת הכוכב - מגבירה הכבידה את אחיזתה. הליבה מתחממת מהר יותר, ובשולי הליבה מתחיל לכן היתוך המימן שנותר במעטפת הכוכב. מקור האנרגיה החדש פועל קרוב לפני השטח, רחוק יחסית ממוקד הכבידה שבליבת הכוכב. הוא מעלה את הבהירות של הכוכב פי 1,000 עד 10,000 מהשלב הקודם ומנפח את מעטפת הכוכב כלפי חוץ, עד פי מאות ואף אלפים מגודלו הקודם.
זה השלב שבו כוכב שמסתו בערך כמסת השמש, יהפוך לענק אדום. הכוכב הוא בעל שכבות בדומה לבצל ענק - בפנים פחמן, בשכבת מעטפת פנימית הליום, ובשכבה החיצונית מימן. (כאשר השמש תהפוך לעל ענק אדום בעוד יותר מ - 5 מיליארד שנים, היא תהיה בקוטר גדול מאוד וכדור הארץ יבלע במעטפת שלה).
כוכב שמסתו גדולה מעשר מסות שמש לערך, ייהפך בשלב זה לעל־ענק אדום במהלך תקופת התכת ההליום שלו. לכוכבים אלו רדיוסים גדולים מאוד, בדרך כלל בטווח של פי 200–800 מרדיוס השמש שלנו. גודלו של על־הענק הגדול ביותר הידוע הוא בערך פי 1,500 מרדיוס השמש.
בכוכב שמסתו קטנה מגבול צ'נדראסקאר (בערך 1.44 ממסת השמש), התהליך נעצר כאן. כוח הכבידה אינו מסוגל לדחוס את אטומי הפחמן ולהתיך אותם לשלב הבא, ולכן השמש שלנו עתידה להתקרר ולהצטמק בהדרגה, לננס לבן.
כוכב בעל מסה גבוהה - כוכבים בעלי מסה העולה על 8 מסות שמש מתפתחים במסלול שונה. מעל גבול צ'נדראסקאר, מתחיל השלב הבא בליבת הענק (או על־ענק) האדום - דחיסת אטומי הפחמן והיתוכם, בעיקר לחמצן. החום האדיר בליבה גורם ל"בצל" ליצור שכבה נוספת, והתהליך ממשיך. הענק - או על־הענק - ממשיך לגדול, אך ככל שגדלה המסה האטומית האנרגיה המשתחררת בהיתוך הולכת ויורדת. שלב היתוך הפחמן, לכן, מפיק הרבה פחות אנרגיה מקודמו, והוא אורך מאות עד אלף שנים בלבד.
כעת כח הכבידה העצום בליבה דוחס את אטומי החמצן ומתיכם בעיקר לצורן (סיליקון). שלב זה כבר מוערך בחודשים עד שנים ספורות בלבד, בהתאם למסת הכוכב. כך ממשיך הכוכב ומייצר שכבות מימן, הליום, פחמן, חמצן, ניאון, צורן, גופרית ולבסוף - ברזל.
לדוגמה: כוכב בעל 20 מסות שמש יימצא קרוב ל ־ 9 מיליוני שנים בהיתוך מימן להליום ואז יהפוך לעל־ענק אדום, בו ימצא קרוב למיליון שנים בהיתוך הליום לפחמן, קרוב לאלף שנים בהיתוך פחמן לחמצן (וגם לניאון), כ ־ 4 שנים בהיתוך חמצן לצורן (וגם לגופרית), ואז שבועות עד חודשים בודדים בהיתוך צורן לברזל.
לאחר שנוצרת ליבת פחמן וחמצן, הלחץ והטמפרטורה בליבה גבוהים דיים על מנת להצית תגובות גרעיניות נוספות והכוכב מייצר ניאון, צורן ויסודות נוספים עד שהוא מגיע לליבת ברזל. בכל אחד מהשלבים, משך הבערה של היסוד הולך ומתקצר כמו כוכבים בעלי מסה בינונית, גם כוכבים מסיביים מאבדים כמויות מסה עצומות במהלך השלבים המאוחרים של התפתחותם לתווך הבין-כוכבי. כוכבים שמסתם ההתחלתית גבוהה מ - 40 מסות שמש, יאבדו את כל מעטפת המימן שלהם במהלך התפתחותם.
השלבים המאוחרים של התפתחות הכוכב הם קצרים מאוד. קיימות לכך שתי סיבות. הראשונה היא שכמות האנרגיה שמופקת מיחידת מסה הולכת ופוחתת ככל שמתקדמים בשרשרת התגובות הגרעיניות, ולכן הכוכב מתיך את היסודות בקצב הולך וגובר על מנת לאזן את הכבידה העצומה שלו. הסיבה השנייה היא שהתהליכים הללו מתבצעים בטמפרטורות הולכות וגדלות. בטמפרטורות אלו נוצרים חלקיקי ניוטרינו רבים. הניוטרינו הוא חלקיק זעיר שיש לו תגובות חלשות מאוד עם חלקיקים אחרים. ברגע שהוא נוצר, הכוכב כמעט "שקוף" לו ורוב רובם של הניוטרינים נפלטים אל מחוץ לכוכב וגורמים לאבדן אנרגיה גדול כלומר לקירור הכוכב.
כאשר הכוכב מכיל ליבה עשויה מברזל, הוא לא יכול להמשיך להפיק אנרגיה מהיתוך גרעיני. הסיבה היא שהברזל הוא היסוד בעל הגרעין היציב ביותר מבחינת אנרגיה, כלומר הן היתוך של ברזל והן ביקועו צורכים יותר אנרגיה מאשר תתקבל על ידי התהליך. הלחץ והטמפרטורה בליבה הולכים וגדלים ולבסוף ליבת הכוכב קורסת בבת אחת.
תהליך הקריסה המדויק תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב. בכל מקרה, מדובר על תהליך מהיר ביותר המתרחש בתוך אלפיות שנייה. החומר נופל פנימה לכיוון מרכז הכוכב הקורס ונדחס לצפיפות האופייניות לגרעין. הצפיפות הגבוהה שנוצרת, עוצרת בפתאומיות את הקריסה ונוצר גל הלם שמפוצץ את החלקים החיצוניים של הכוכב בהתפוצצות סופרנובה (וראה להלן). התהליך המדויק עדיין לא ברור, אבל מהתצפיות ברור כי מדובר בתהליך שפולט אנרגיה עצומה. מעטפת הכוכב מועפת בעוצמה רבה ביותר בעוד שבמרכז הכוכב נותר כוכב נייטרונים או חור שחור. (תלוי במסת ליבת הברזל). לאחר ההתפוצצות, מעטפת הכוכב ממשיכה להתפשט וניתן להבחין בשרידים שלה למשך עשרות אלפי שנה לאחר ההתפוצצות.
כאמור, התהליך פולט כמויות עצומות של אנרגיה. רק כ - 1% מהאנרגיה הוא בצורת אור נראה, ובכל זאת למשך מספר ימים סופרנובה בודדה יכולה להאיר כמו גלקסיה שלמה. בנוסף, חלק משמעותי מהאנרגיה נפלט כחלקיקי ניוטרינו. קיימים מספר סוגים של סופרנובה (SN type Ib, SN type Ic, SN type II), התלויים בגודל הכוכב שהתפוצץ. לדוגמה, כוכב שמסתו הראשונית הייתה מעל 40 מסות שמש מתפוצץ כאשר כל מעטפת המימן שלו כבר נפלטה לחלל ולכן בעקומת האור של הסופרנובה שנוצרת ממנו אין קווי מימן כלל. החום והלחץ הנוצרים במהלך הסופרנובה מאפשרים יצירת יסודות כבדים יותר מברזל. קיימת השערה כי לסופרנובות אלו תרומה משמעותית לאחד התהליכים האחראיים להיווצרות היסודות הכבדים מברזל (תהליך-R), אולם בשנים האחרונות מתחזקת הסברה כי התרומה של סופרנובות לתהליך זה זניחה.
ממאמר הבא – מאמר 40 - המשך
תגובה מומלצת
עדיין לא נוספו תגובות.
הצטרף לשיחה
אתה יכול לכתוב עכשיו ולהרשם אחר כך אם יש לכם חשבון הכנס עכשיו בשביל לכתוב מהחשבון שלך