מאמר 40 הולדת כוכבים, כוכבי ניטרון וסופרנובות המשך
כתב עמי אור
ננסים לבנים: על אף שקיימים ננסים לבנים בתחום מסות רחב של 0.17 עד 1.33 מסות שמש, למרבית הננסים הלבנים מסה של בין 0.5 ל - 0.7 מסות שמש. לפי הערכות המבוססות על תצפיות, הרדיוס של ננסים לבנים נע בין 0.008 ל - 0.02 רדיוסי שמש (לשם השוואה, רדיוס כדור הארץ הוא כ - 0.009 רדיוסי שמש – כלומר קוטרם הוא בסדר הגודל של כדור הארץ). לכן, מסת ננס לבן היא בקירוב כמסת השמש ונפח הקטן פי מיליון מנפח השמש. מכאן, שצפיפות הננס הלבן גבוהה פי מיליון מצפיפות השמש – כ – 10 בחזקת 6 גרם לסנטימטר מעוקב. כלומר קובייה שצלעה 1 ס"מ מחומר זה, תשקול כ – 1000 ק"ג! ננס לבן הוא אחד הגופים הדחוסים ביותר ביקום - אחרי חורים שחורים וכוכבי נייטרונים. ההרכב של ננסים לבנים הוא פלזמה של גרעיני אטומים ואלקטרונים. לכן, משום שהחומר בננס הלבן אינו ארוז באטומים, הפרוטונים והנייטרונים יכולים לשכון בסמיכות, ללא הגבלה של רדיוס האורביטלים האטומיים.
דחיסת החומר בננס לבן תוביל לעלייה במספר האלקטרונים ליחידת נפח. לפי עקרון האיסור של פאולי, האנרגיה הקינטית הממוצעת של האלקטרונים תעלה, וכך גם הלחץ. לחץ זה, הקרוי "לחץ ניוון של האלקטרונים" מונע את הקריסה הגרביטציונית של הננס הלבן. לחץ זה תלוי בצפיפות האלקטרונים, ולא בטמפרטורה שלהם. לחץ הניוון של האלקטרונים הוביל למסקנה כי קיים חסם עליון למסתו של ננס לבן. רעיונות אלו הוצגו על ידי וילהלם אנדרסון (1929) ועל ידי אדמונד סטונר (1930). הערך הידוע כיום לגבול זה נמצא על ידי סוברהמניאן צ'נדראסקאר בשנת 1931 במאמרו "המסה המרבית של ננס לבן אידיאלי". צ'נדראסקאר מצא כי מסתו המרבית של ננס לבן לא מסתובב של פחמן-חמצן מורכב כמעט בלעדית מפחמן-12 ומחמצן-16. המסה המרבית היא 1.44 מסות שמש. גבול זה קרוי כיום גבול צ'נדראסקאר. על תגליות אלה זכה צ'נדראסקאר בשנת 1983, יחד עם ויליאם אלפרד פוֹלֶר, בפרס נובל לפיזיקה.
אם מסת ננס לבן תעבור את גבול צ'נדראסקאר בו לא חלות ריאקציות מיזוג גרעיניות, אזי הלחץ שמפעילים האלקטרונים לא יאזן את כוח הכבידה, והננס יקרוס לכדי כוכב נייטרונים או לחור שחור. לעומת זאת, בננס לבן של פחמן-חמצן שאליו עוברת מסה מכוכב שכן, תחול ראקציית מיזוג גרעינית, ותתרחש סופרנובה מסוג Ia במהלכה הננס הלבן יושמד לחלוטין, לפני הגעתו לגבול המסה. (וראה להלן).
כוכב נֵיטְרוֹנִים, פולסרים ומגנטרים – כוכב ניטרונים, הוא כוכב דחוס, שעשוי ברובו מנייטרונים. הוא נוצר כתוצאה מקריסה כבידתית של כוכב שבו הסתיימה שרשרת ההיתוך הגרעיני.
במהלך הקריסה הכבידתית מתמזגים אלקטרונים ופרוטונים לנייטרונים. כוכב הנייטרונים אינו ממשיך בקריסתו, מכיוון שכנגד כוח הכבידה פועל לחץ ניוון, כלומר לחץ הנובע מעקרון האיסור של פאולי בין הנייטרונים שמרכיבים אותו (מכיוון שניטרונים הם פרמיונים). לחץ דומה פועל בננס לבן, שם הדחייה נובעת מאותו עיקרון, אלא ששם הוא פועל בין האלקטרונים.
צפיפותם של כוכבי נייטרונים עצומה, והיא מסדר-גודל של עשרות מיליוני טון לסמ"ק, מה גם שבין הנייטרונים לא מפריד ואקום, בשונה בחומרים רגילים: בחומר רגיל גרעין האטום תופס 1 חלקי 10,000 עד 1 חלקי 100,000 מנפח האטום כולו. בשל צפיפותם הרבה, לכוכבי הנייטרונים כבידה משטחית גבוהה, ומהירות הבריחה מהם היא עד חצי ממהירות האור. בגלל חוק שימור התנע הזוויתי, כוכבי הנויטרונים, שמומנט ההתמד שלהם קטן באופן ניכר כתוצאה מהקריסה, מסתובבים במהירויות זוויתיות גבוהות ביותר, עד כדי מאות סיבובים בשנייה. בשל שימור המומנט המגנטי שלהם, הם הופכים לרוב להיות פולסרים (מלשון pulse - "פעימה" באנגלית). כוכבי נויטרונים נוהגים להימצא במצב די שכיח של קשר כבידתי עם עוד כוכב ניטרוניים עד אשר הם מתנגשים ומתפוצצים באירוע הדומה לסופרנובה הנקרא קילונובה. (וראה להלן)
קיומם של כוכבי נויטרונים נחזה ב-1933 שנה לאחר גילוי הניטרון עצמו, על ידי האסטרופיזיקאים ולטר באדה ופריץ צוויקי על-סמך עבודותיו של הפיזיקאי ההודי סוברהמניאן צ'נדראסקאר. אולם, כוכבי הנויטרונים היו בגדר רעיון תאורטי גרידא עד לשנת 1967 שבה קבוצת אסטרונומים בריטיים גילתה את הפולסר הראשון.
ב-16 באוקטובר 2017 פורסם כי צוות מחקר בינלאומי הצליח לתעד לראשונה התנגשות ומיזוג של שני כוכבי נייטרונים. המיזוג, אשר אירע לפני כ - 100 מיליון שנה, תועד באמצעות גלאי פרויקט LIGO המשמש לצפייה בגלי כבידה, שעל בנייתו זכו האמריקאים ריינר וייס, בארי בריש וקיפ תורן בפרס נובל לפיזיקה.
כוכב נויטרונים נוצר במהלך סופרנובה מסוג 2 של כוכב בעל מסה של 8 עד 20 מסות שמש, או כתוצאה מסופרנובה מסוג 1, לאחר שתהליך ההיתוך הגרעיני מגיע ליסוד ברזל הוא מפסיק לבצע את שרשרת ההיתוך, שכן אין יותר רווח באנרגיה לאחר היתוך גרעיני ברזל, ובעצם ממשיך רק להגדיל את מסת הליבה, כאשר הליבה מגיעה למסה קריטית, לחץ ניוון האלקטרונים שמחזיק את אטומי הברזל קורס ובעצם כל הליבה מתכווצת בבת אחת לכוכב ניטרונים. עתה מוחזקת הליבה על ידי לחץ ניוון ניטרונים. עקב הכיווץ נוצר גל הלם אדיר שיוצא החוצה ומשליך מעליו את כל מעטפת הכוכב מעל הליבה של כוכב הניטרונים. מסתו של כוכב נייטרונים לאחר הקריסה היא 1.44 פעמים מסת השמש (גבול צ'נדרסקהר) עד 3 מסות שמש (גבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף), כאשר קוטרו הוא קילומטרים ספורים בלבד.
קליפתו החיצונית של הכוכב מורכבת מברזל, שנדחס בלחץ גבוה. לאחר שכבת מעבר שכנראה עשויה מאטומים דחוסים ביותר עד שהם התגבשו לצורת צינורות ושכבות המכונה פסטה גרעינית, מגיעה השכבה העיקרית של הכוכב, שברובו עשוי מניטרונים, כאשר ביניהם מצויים היפרונים (באריונים המכילים קווארק מוזר). ההרכב המדויק של ליבת הכוכב אינו ידוע, כאשר ההשערות נעות בין ליבה העשויה נויטרונים דחוסים יותר, להיפרונים, ועד השערת וויטן הגורסת שהליבה עשויה מחומר מוזר שיציב מבחינה תרמודינמית גם ללא כבידה (השערה אשר אינה נתמכת בתצפיות או חישובים מדויקים).
הפולסר קורן קרינה אלקטרומגנטית לחלל בשתי אלומות צרות בכיווני הקטבים המגנטיים שלו, שיכולים להיות שונים מכיוון ציר סיבובו. כאשר צופה נמצא קרוב מספיק לחרוט הדמיוני שיוצר ציר הקטבים המגנטיים של הפולסר במרחב, הוא יכול למדוד פולסים של קרינה, שמחזוריותם היא מחזוריות הסיבוב של הכוכב. פולסים אלו נתנו לפולסר את שמו.
הפולסר הקרוב ביותר למערכת השמש נמצא כמאה שנות אור, ומחזור סיבובו 0.2530646 שנייה.
הפולסר הראשון התגלה ב-28 בנובמבר 1967 על ידי ג'וסלין בל ברנל ואנתוני היואיש מאוניברסיטת קיימברידג', ובתחילה חשבו האסטרונומים שמדובר בשידור של חוצנים אינטֶליגנטיים, בשל המחזוריות המדויקת שלו. הם אף כינו את המקור "LGM-1" כראשי תיבות של - Little green men אנשים ירוקים קטנים.
מגנטר: Magnetar הוא סוג ייחודי של כוכב נייטרונים, הדומה במאפיינים רבים לפולסר. זהו עצם דחוס בעל שדה מגנטי חזק במיוחד, אשר דעיכתו גורמת להיווצרות כמות גדולה מאוד של קרינה אלקטרומגנטית בעלת אנרגיה גבוהה, במיוחד קרינת גמא ורנטגן.
התפרצות הגמא המתועדת הראשונה שמיוחסת למגנטר נצפתה ב- 5 במרץ 1979 אך ההסבר התאורטי פותח על ידי רוברט דנקן וכריסטופר תומפסון רק ב 1992. במהלך העשור שלאחר מכן, התקבלה התאוריה המסבירה את המגנטרים כהסבר הסביר ביותר לפולסרים חריגים בתחום הרנטגן ועצמים פולטי קרינת גמא רכה.
עד כה, ידוע יחסית מעט אודות המבנה הפיזי של המגנטר. מכיוון שזהו סוג של כוכב נויטרונים, מגנטרים הם ככל הנראה בעלי קוטר של כ - 20 ק"מ ובעלי מסה גדולה מהשמש, כלומר צפיפות החומר בהם גדולה מאוד, כ – 10 בחזקת 14 גרם לסמ"ק (100 מיליון טון לסמ"ק). ניתן לומר שכפית אחת של חומר ממגנטר ממוצע שווה במסתה למסת כל המשאיות והמכוניות על פני כדור הארץ. בדומה לפולסרים, מגנטרים סובבים על צירם במהירות רבה, אך בגלל השדה המגנטי רב העוצמה שלהם, קצב הסיבוב הולך ויורד. מרבית המגנטרים הנצפים היום הם בעלי זמן מחזור סיבוב של מספר שניות.
התפתלות קווי השדה המגנטי ותנועתם דרך הקרום החיצוני של המגנטר מעוותות את הקרום וגורמות לרעידות על פני השטח, אשר מובילות להתפרצויות חומר, בצורת אלקטרונים ופוזיטרונים, וקרינה, בתחום הרנטגן או קרינת גמא רכה. לעיתים רחוקות יותר, השדה המגנטי עובר ארגון מחדש בקנה מידה גדול, ואז עלולות להתרחש התפרצויות קרינת גמא עוצמתיות שתועדו. אורך חייו הפעילים של מגנטר הוא ככל הנראה קצר יחסית. כאמור, השדות המגנטיים רבי העוצמה גורמים להאטה מהירה של קצב הסיבוב בתהליך של בלימה. כמו כן, הגוף פולט כמויות גדולות של אנרגיה הן בהתפרצויות רגעיות והן בפליטה תמידית של אנרגיה בתחום הרנטגן וחומר חלקיקי. ההאטה בקצב הסיבוב גורמת להיחלשות השדות המגנטיים, כך שאלה דועכים לאחר כ - 10,000 שנים, ואז פליטת קרינת הרנטגן והגמא מפסיקה, והמגנטר הופך להיות כוכב נייטרונים רגיל. הערכה מקורבת של גילם של חלק מהמגנטרים שנצפו עד היום, על פי עוצמת שדה מגנטי ומשך זמן סיבוב, היא כ - 5,000 שנה. המאפיין העיקרי של המגנטר הוא שדה מגנטי רב-עוצמה. הערכות של שדות בסדר גודל של 10 בחזקת 10 טסלה הופכות את המגנטרים לעצמים המגנטיים החזקים ביותר שנצפו ביקום. שדות אלה חזקים פי מיליונים משדה של כל מגנט שיוצר באופן מלאכותי על ידי בני אדם. השדה המגנטי של כדור הארץ, לצורך השוואה, הוא 30-60 כפול 10 בחזקת מינוס 6 טסלה, ושל השמש 10 בחזקת מינוס 4 עד 5 כפול 10 בחזקת מינוס 4 טסלה. שדה מגנטי של 10 בחזקת 10 טסלה יהיה קטלני ליצור חי גם במרחק של אלף ק"מ, מכיוון שהדיאמגנטיות של המים תקרע את הרקמות החיות.
בשדה מגנטי בעוצמה כזו מתרחשות תופעות מרתקות. פוטונים של קרינת רנטגן מתמזגים או מתפצלים, הריק עצמו עובר קיטוב ומופיעה בו תופעה של שבירה כפולה, בדומה למתרחש בגביש קלציט. אטומים עוברים עיוות ומקבלים צורה של גלילים ארוכים, בעלי קוטר קטן מאורך הגל הקוונטי-יחסותי של אלקטרון.
כאשר באירוע סופרנובה מסוג II כוכב בעל שדה מגנטי משמעותי קורס לכוכב נייטרונים, השדה המגנטי שלו גדל משמעותית. זאת מכיוון שעל פי משוואות מקסוול, שינוי של רדיוס הכוכב למחצית מרדיוסו המקורי, מכפיל את השדה המגנטי פי ארבעה. השדה המגנטי של כוכב נויטרונים שהופך לפולסר הוא בעל עוצמה לא מבוטלת של כ – 10 בחזקת 8 טסלה, אך עדיין מותיר אותו רחוק מעוצמת השדה של מגנטר בכשניים עד שלושה סדרי גודל.
על פי התאוריה של דנקן ותומפסון, התוצאה הסופית של התהליך - האם הכוכב הקורס יהפוך לפולסר או מגנטר - תלויה בקצב הסיבוב של הגוף סביב צירו. אם קצב הסיבוב של כוכב הנויטרונים שנוצר לאחר קריסת הכוכב המקורי עובר גבול מסוים, שקשור לקצב סיבוב הליבה שלו ומוליכות השדות המגנטיים בתוכה, תהליך הדינמו נכנס לפעולה ומגביר את השדה המגנטי של הכוכב. התהליך כולו אורך כעשר שניות מרגע היווצרות כוכב הנויטרונים, אך התוצאה היא מגנטר - עצם דחוס בעל שדה מגנטי של 10 בחזקת 10 טסלה ויותר. ההערכה לגבול זה היא מחזור סיבוב של כעשר מילישניות, או כמאה סיבובים בשנייה. לשם השוואה, הפולסר שבלב ערפילית הסרטן, שבזמן היווצרותו ביצע כ - 50 סיבובים בשנייה, עדיין היה איטי משמעותית מהדרוש להפוך למגנטר.
בפברואר 2008 פרסמו חוקרים מנאס"א ואוניברסיטת מק'גיל כי גילו כוכב נויטרונים שהופך מפולסר למגנטר, מה שמרמז על אפשרות כי מגנטר הוא לא רק סוג נדיר של פולסר אלא שלב, וייתכן שהפיך, בחיי פולסרים, בתנאים מסוימים. כלומר, כנראה שישנם גורמים או תהליכים נוספים, מלבד קריסת הכוכב המקורי, שיכולים להתחיל את תהליך הדינמו בכוכב נייטרונים.
ראה הסרטון הבא על כוכבי ניטרונים:
המאמר הבא מאמר 41
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