מחזור החיים של כוכב

מחזור החיים של כוכב הוא תאוריה מדעית המסבירה את התהליך שבו כוכב עובר שלבים של שינויים משמעותיים ביותר במהלך חייו. משך התהליך תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב ויכול להמשך ממיליוני שנה, במקרה של כוכבים כבדים ביותר ועד טריליוני שנה, במקרה של כוכבים קטנים ביותר (זמן שהוא ארוך בהרבה מגיל היקום). במשך כל חייו של הכוכב מופעלים מנגנונים שונים המעכבים את הקריסה העצמית שלו, 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 בכמות עצומה של כוכבים הנמצאים בשלבי התפתחות שונים וסימולציות מחשב המנבאות את מבנה הכוכבים בשלבים השונים על פי מודלים ממוחשבים.

שמאל|ממוזער|125px|עצם הרביג-הארו HH47. צולם על ידי טלסקופ החלל האבל. קנה המידה מציין 1,000 יחידות אסטרונומיות- 150 מיליארד קילומטר

 לידת כוכב 
 קדם-כוכב 

התפתחות כוכב מתחילה בקריסה של ענן מולקולרי. הקוטר הטיפוסי של ענן מולקולרי הוא 100 שנות אור והמסה הטיפוסית שלו היא 6,000,000 מסות שמש (שהיא 1.9891x1030 קילוגרם).

במהלך הקריסה, הענן המולקולארי מתפרק לחלקים קטנים יותר, ומכל חלק המתפרק מהענן הקורס, משתחררת אנרגיה פוטנציאלית והופכת לחום. הקריסה נמשכת, הלחץ והטמפרטורה עולים, ומתקבל כדור גז מסתחרר, חם מאוד, הקרוי קדם-כוכב (protostar). מסלול ההתפתחות של הכוכב תלוי במסה הראשונית של הקדם-כוכב.

 ננס חום 

קדם-כוכב אשר המסה הראשונית שלו נמוכה מכ-0.08 מסות שמש, לעולם לא יצליח להגיע ללחץ ולטמפרטורה הדרושים להיתוך גרעיני של מימן להליום. טרום כוכב כזה יתפתח לננס חום. הננס החום ימשיך להתכווץ באיטיות, להתיך דאוטוריום (מימן עם גרעין המכיל פרוטון ונייטרון) ולפלוט אור עמום וקלוש במשך עשרות מיליארדי שנים, ללא שינוי מהותי במצבו ולמעשה לא ימשיך להתפתח יותר.

עצמי הרביג-הארו (Herbig-Haro Objects)
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. דחיית 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).

ממוזער|300px|שמאל|דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל הכוללת 23,000 כוכבים. הכוכבים מתקבצים באזורים מסוימים של הדיאגרמה. האזור המאוכלס ביותר הוא האלכסון המכונה הסדרה הראשית ואשר מחבר את הפינה השמאלית העליונה (כוכבים חמים ובהירים) והפינה הימנית התחתונה (כוכבים קרים וחיוורים). בחלק השמאלי התחתון נמצאים הננסים הלבנים ומעל הסדרה הראשית נמצאים הענקים.

כוכבי T בשור

כוכבים צעירים ביותר שנמצאים בשלב המעבר בין טרום כוכב לכוכב הסדרה הראשית. כוכבים אלו 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.

 כוכב הסדרה הראשית 

שמאל|ממוזער|300px|המבנה הפנימי של כוכב סדרה ראשית. אזורי הולכה מסומנים בחצים מעגליים. אזורי קרינה מסומנים בחצים דמויי ברק. משמאל – ננס אדום, במרכז כוכב בינוני ומימין כוכב גדול.
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. בתגובות אלו מימן הופך לדאוטוריום ואחר כך להליום תוך כדי שחרור כמות אנרגיה עצומה. בכוכבים שמסתם קצת מעל מסת שמש אחת, מתקיימת שרשרת נוספת של היתוך מימן, שרשרת CNO. בכוכבים שמסתם מעל 1.3 מסות שמש שרשרת ה-CNO אחראית ליצירת רוב האנרגיה בכוכב.

הכוכב תופס את מקומו בסדרה הראשית של 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 בחיי הכוכב.

כאשר המימן שבליבה מתכלה, היתוך המימן בליבה נפסק והכוכב עוזב את הסדרה הראשית ועובר לשלבים המאוחרים של התפתחותו. המשך התפתחות הכוכב תלוי במסה הראשונית שלו.

 שלבי ההתפתחות המאוחרים של כוכב 
 כוכב בעל מסה נמוכה 
משך החיים של כוכבים קטנים ארוך יותר מגיל היקום (שמוערך היום ב-13.7 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 על תצפיות.

שמאל|ממוזער|200px|ערפילית פלנטרית "עין החתול". נוצרה במהלך המוות של כוכב בעל מסה דומה למסת השמש שלנו.

 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 באופן רציף ומשמעותי.

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 לפחמן ובשלב מאוחר יותר גם לחמצן. כתוצאה מכך, הליבה מתנפחת, הניוון של הליבה נעלם ונפסקת התכת המימן להליום מחוץ לליבה. מעטפת הכוכב מתכווצת וטמפרטורת הפנים של 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 והופך 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, 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. 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 120,000-150,000 מעלות קלווין 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.
שמאל|ממוזער|200px|מבנה דמוי בצל של כוכב מסיבי בשלבי התפתחותו האחרונים, לפני קריסת הליבה שלו.

 כוכב בעל מסה גבוהה 
כוכבים בעלי מסה העולה על 8 מסות שמש מתפתחים במסלול שונה. 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. כמו כוכבים בעלי מסה בינונית, גם כוכבים מסיביים מאבדים כמויות מסה עצומות במהלך השלבים המאוחרים של התפתחותם. 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.

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.

תהליך הקריסה המדויק תלוי במסה ההתחלתית של הכוכב. בכל מקרה, מדובר על תהליך מהיר ביותר המתרחש בחלקיקי שנייה. החומר נופל פנימה לכיוון מרכז הכוכב הקורס ונדחס לצפיפויות האופייניות לגרעין. הצפיפות הגבוהה שנוצרת, עוצרת בפתאומיות את הקריסה ונוצר גל הלם שמפוצץ את החלקים החיצוניים של הכוכב בהתפוצצות סופר נובה. 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. לאחר ההתפוצצות, מעטפת הכוכב ממשיכה להתפשט וניתן להבחין בשרידים שלה למשך עשרות אלפי שנה לאחר ההתפוצצות.
ממוזער|200px|שמאל|ערפילית הסרטן. השרידים של כוכב שהתפוצץ כסופרנובה וניצפה בכדור הארץ בשנת 1054.

כאמור, התהליך פולט כמויות עצומות של אנרגיה. רק כ-1% מהאנרגיה הוא בצורת אור נראה, ובכל זאת למשך מספר ימים סופר נובה 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 זה תרומה משמעותית לאחד התהליכים האחראיים להיווצרות היסודות הכבדים מברזל (תהליך-R), אולם בשנים האחרונות מתחזקת הסברה כי התרומה של סופרנובות לתהליך זה זניחה.

 לקריאה נוספת 
 עמוס הרפז, התפתחות כוכבים, ספריית פועלים, 1995
 מאיר מידב, נח ברוש, חגי נצר, היקום יסודות האסטרופיזיקה, הוצאת רמות - אוניברסיטת תל אביב, 1989
 טימותי פריס, מילדות לבגרות בשביל החלב, ספרית מעריב, 1991
 ארנון דר, השמש שלנו, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1988
 דניאל אשרי, פיזיקה גרעינית, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1989
 גיורא שביב, קוסמולוגיה, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1987
 אליה ליבוביץ, כוכבים כפולים, ספריית האוניברסיטה המשודרת, 1989

 קישורים חיצוניים 


 מאמרים שונים, באתר האסטרופדיה העברית
 הרצאות בנושא החלל, באתר האגודה האסטרונומית של אוניברסיטת תל אביב
 הרצאות בנושא חלל בסדרת 'שומו שמים', באתר של האוניברסיטה העברית ירושלים


 אסטרונומים מצאו 'כוכב שובר שיא': עתיק כמעט כמו היקום עצמו


*
קטגוריה:ערכים שבהם תבנית בריטניקה אינה מתאימה
קטגוריה:אסטרופיזיקה
מחזור חיים של כוכב
קטגוריה:מושגים באסטרונומיה