מחזור חיים של כוכב קטן

כוכבים באמת נולדים מאבק כוכבים, ומכיוון שכוכבים הם המפעלים שמייצרים את כל האלמנטים הכבדים, העולם שלנו וכל מה שיש בו גם מגיע מאבק כוכבים.

עננים שלו, המורכבים בעיקר ממולקולות גז מימן, צפים בקור הבלתי נתפס של החלל עד שכוח המשיכה מכריח אותם להתמוטט על עצמם וליצור כוכבים.

כל הכוכבים נוצרים שווים, אך כמו אנשים, הם מגיעים בווריאציות רבות. הקובע העיקרי למאפייני הכוכב הוא כמות אבק הכוכבים המעורבת בהיווצרותו.

יש כוכבים גדולים מאוד, ויש להם חיים קצרים ומרהיבים, בעוד שאחרים כל כך קטנים שבקושי היה להם מספיק מסה כדי להפוך לכוכב מלכתחילה, ולאלה חיים ארוכים במיוחד. מחזור החיים של כוכב, כפי שמסבירים נאס"א ורשויות חלל אחרות, תלוי מאוד במסה.

כוכבים בגודל השמש בערך נחשבים לכוכבים קטנים, אך הם אינם קטנים כמו אדומים גמדים, שמסתם כמחצית מזו של השמש והם קרובים להיות נצחיים מכוכב לקבל.

מחזור החיים של כוכב בעל מסה נמוכה כמו השמש, המסווג ככוכב רצף ראשי מסוג G (או גמד צהוב), נמשך כ -10 מיליארד שנים. למרות שכוכבים בסדר גודל כזה אינם הופכים לסופרנובות, הם מסיימים את חייהם בצורה דרמטית.

כוח הכבידה, אותו כוח מסתורי ששומר על רגלינו דבוקות לקרקע וכוכבי הלכת מסתובבים במסלולם, אחראי להיווצרות הכוכבים. בתוך ענני הגז והאבק הבין-כוכבי שצפים סביב היקום, כוח המשיכה מכנס מולקולות לגושים קטנים, הנשברים מענני האם שלהם והופכים לפרוטסטארים. לפעמים ההתמוטטות מתרחשת על ידי אירוע קוסמי, כמו סופרנובה.

מכוח המסה המוגברת שלהם, פרוטו-כוכבים מסוגלים למשוך יותר אבק כוכבים. שמירה על המומנטום גורמת לחומר המתמוטט ליצור דיסק מסתובב, ואת הטמפרטורה עולה בגלל הלחץ הגובר והאנרגיה הקינטית שמשחררת מולקולות גז הנמשכות ל מֶרְכָּז.

ההערכה היא כי כמה פרוטו-כוכבים קיימים בערפילית אוריון, בין היתר. צעירים מאוד מפוזרים מכדי שהם נראים לעין, אך בסופו של דבר הם הופכים אטומים ככל שהם מתאחדים. כשזה קורה, הצטברות החומר לוכדת את קרינת האינפרא אדום בליבה, מה שמגדיל עוד יותר את הטמפרטורה והלחץ, ובסופו של דבר מונע חומר נוסף ליפול לליבה.

מעטפת הכוכב ממשיכה למשוך חומר ולצמוח, אולם עד שמתרחש משהו מדהים.

קשה להאמין שכוח המשיכה, שהוא כוח חלש יחסית, יכול להאיץ שרשרת אירועים שמובילה לתגובה תרמו-גרעינית, אבל זה מה שקורה. כשהפרוטו-כוכב ממשיך להצר חומר, הלחץ בליבה הופך להיות כה חזק עד שהמימן מתחיל להתמזג להליום, והפרוטו-כוכב הופך לכוכב.

הופעתה של פעילות תרמו גרעינית יוצרת רוח עזה הדופקת מהכוכב לאורך ציר הסיבוב. חומר שמסתובב סביב היקף הכוכב נפלט על ידי רוח זו. זהו שלב ה- T-Tauri של היווצרות הכוכב, המאופיין בפעילות עזה נמרצת, כולל התלקחויות והתפרצויות. הכוכב יכול לאבד עד 50 אחוז ממסתו בשלב זה, אשר עבור כוכב בגודל השמש נמשך כמה מיליוני שנים.

בסופו של דבר, החומר סביב היקף הכוכב מתחיל להתפזר, ומה שנשאר מתלכד לכוכבי לכת. רוח השמש שוככת, והכוכב מתיישב לתקופת יציבות ברצף הראשי. במהלך תקופה זו, הכוח החיצוני שנוצר על ידי תגובת היתוך של מימן להליום המתרחש בליבה מאזן את משיכת הכבידה פנימה, והכוכב לא מאבד ולא צובר חומר.

רוב הכוכבים בשמי הלילה הם כוכבי רצף ראשי, מכיוון שתקופה זו היא הארוכה ביותר לאורך כל תקופת חייו של כוכב כלשהו. בעוד הוא נמצא ברצף הראשי, כוכב ממיס מימן להליום, והוא ממשיך לעשות זאת עד שנגמר דלק המימן שלו.

תגובת ההיתוך מתרחשת במהירות רבה יותר בכוכבים מסיביים מאשר בכוכבים קטנים יותר, כך שכוכבים מסיביים נשרפים חמים יותר, עם אור לבן או כחול, והם נשרפים לזמן קצר יותר. בעוד שכוכב בגודל השמש יימשך 10 מיליארד שנים, ענק כחול סופר מסיבי עשוי להחזיק מעמד רק 20 מיליון.

באופן כללי, שני סוגים של תגובות תרמו-גרעיניות מתרחשים בכוכבים ברצף הראשי, אך בכוכבים קטנים יותר, כמו השמש, מתרחש רק סוג אחד: שרשרת הפרוטון-פרוטון.

פרוטונים הם גרעיני מימן, ובליבת הכוכב הם נוסעים מספיק מהר כדי להתגבר על דחייה אלקטרוסטטית ולהתנגש כדי ליצור גרעיני הליום -2, ומשחררים v-נוטרינו ופוזיטרון בתהליך. כאשר פרוטון אחר מתנגש בגרעין החדש של הליום -2, הם מתמזגים להליום -3 ומשחררים פוטון גמא. לבסוף, שני גרעיני הליום -3 מתנגשים כדי ליצור גרעין אחד של הליום -4 ושני פרוטונים נוספים, הממשיכים להמשיך בתגובת השרשרת, ולכן בסך הכל תגובת הפרוטון-פרוטון צורכת ארבעה פרוטונים.

תת-שרשרת אחת המתרחשת בתוך התגובה העיקרית מייצרת בריליום -7 וליתיום -7, אך אלו הם אלמנטים מעבר המשלבים, לאחר התנגשות עם פוזיטרון, ליצירת שני גרעיני הליום -4. תת-שרשרת אחרת מייצרת בריליום -8, שאינו יציב ומתפצל באופן ספונטני לשני גרעיני הליום -4. תהליכי משנה אלה מהווים כ -15 אחוזים מכלל ייצור האנרגיה.

שנות הזהב במעגל החיים של בן אנוש הן אלה בהן האנרגיה מתחילה לדעוך, וזה נכון גם לגבי כוכב. שנות הזהב לכוכב בעל מסה נמוכה מתרחשות כאשר הכוכב צרך את כל דלק המימן שבליבתו, ותקופה זו מכונה גם רצף פוסט-ראשי. תגובת ההיתוך בליבה נפסקת, ומעטפת ההליום החיצונית קורסת, ויוצרת אנרגיה תרמית כשאנרגיה פוטנציאלית בקליפה המתמוטטת מומרת לאנרגיה קינטית.

החום הנוסף גורם למימן בקליפה להתחיל להתמזג שוב, אך הפעם, התגובה מייצרת יותר חום ממה שהתרחש כשהתרחש רק בליבה.

איחוי שכבת מעטפת המימן דוחף את קצוות הכוכב החוצה, והאווירה החיצונית מתרחבת ומתקררת והופכת את הכוכב לענק אדום. כשזה יקרה לשמש בעוד כחמישה מיליארד שנים, זה יתרחב חצי מהמרחק לכדור הארץ.

ההתרחבות מלווה בטמפרטורות גבוהות יותר בליבה כאשר יותר הליום נזרק לתגובות היתוך מימן המתרחשות בקליפה. הוא נהיה כל כך חם עד שהתמזגות הליום מתחילה בליבה, מייצרת בריליום, פחמן וחמצן, וברגע שתגובה זו (הנקראת פלאש הליום) מתחילה, היא מתפשטת במהירות.

לאחר מיצוי ההליום בקליפה, ליבתו של כוכב קטן אינה יכולה לייצר מספיק חום כדי להתיך את האלמנטים הכבדים שנוצרו, והקליפה המקיפה את הליבה שוב מתמוטטת. קריסה זו מייצרת כמות משמעותית של חום - מספיק בכדי להתחיל איחוי הליום בקליפה - ואת החדש התגובה מתחילה תקופת התפשטות חדשה במהלכה רדיוס הכוכב גדל פי 100 ממקורו רַדִיוּס.

כאשר השמש שלנו תגיע לשלב זה, היא תתרחב מעבר למסלולו של מאדים.

כל סיפור על מחזור החיים של כוכב לילדים צריך לכלול הסבר לערפיליות פלנטריות, מכיוון שהן מהתופעות הבולטות ביותר ביקום. המונח ערפילית פלנטרית הוא שם שגוי, משום שאין לו שום קשר לכוכבי לכת.

זו התופעה האחראית לתמונות הדרמטיות של עין האל (ערפילית הסליל) ותמונות כאלה אחרות המאכלסות את האינטרנט. רחוק מלהיות פלנטרי בטבע, ערפילית פלנטרית היא החתימה על מותו של כוכב קטן.

כשהכוכב מתרחב לשלב הענק האדום השני שלו, הליבה מתמוטטת בו זמנית ללבן חם במיוחד גמד, שהוא שריד צפוף שרוב המסה של הכוכב המקורי ארוזה בגודל כדור הארץ כַּדוּר. הגמד הלבן פולט קרינה אולטרה סגולה המייננת את הגז בקליפה המתרחבת, ומייצרת צבעים וצורות דרמטיים.

הערפיליות הפלנטריות אינן ארוכות טווח ומתפוגגות תוך כ -20,000 שנה. כוכב הגמד הלבן שנותר לאחר שהתפוגג ערפילית פלנטרית, לעומת זאת, נמשך לאורך זמן. זה בעצם גוש של פחמן וחמצן מעורבב עם אלקטרונים שארוזים כל כך בחוזקה, שאומרים שהם מנווונים. על פי חוקי מכניקת הקוונטים, לא ניתן לדחוס אותם רחוק יותר. הכוכב צפוף פי מיליון ממים.

לא מתרחשות תגובות היתוך בתוך ננס לבן, אך הוא נשאר חם בזכות שטח הפנים הקטן שלו, המגביל את כמות האנרגיה שהוא מקרין. בסופו של דבר הוא יתקרר ויהפוך לגוש שחור ואינרטי של פחמן ואלקטרונים מנווונים, אך זה ייקח 10 עד 100 מיליארד שנים. היקום עדיין לא ישן מספיק כדי שזה יתרחש.

כוכב בגודל השמש יהפוך לגמד לבן כאשר הוא צורך את דלק המימן שלו, אך כוכב בעל ליבתו המסה פי 1.4 מגודל השמש חווה גורל אחר.

כוכבים עם מסה זו, הידועה כגבול Chandrasekhar, ממשיכים להתמוטט, מכיוון שכוח הכבידה מספיק בכדי להתגבר על ההתנגדות החיצונית של ניוון אלקטרונים. במקום להפוך לגמדים לבנים הם הופכים לכוכבי נויטרונים.

מכיוון שמגבלת המסה של צ'אנדרסכר חלה על הליבה לאחר שהכוכב הקרין הרבה ממסתו, ומכיוון שהמסה האבודה היא במידה ניכרת, הכוכב חייב להיות בערך פי שמונה ממסת השמש לפני שהוא נכנס לשלב הענק האדום כדי להפוך לכוכב נויטרונים.

כוכבים ננסיים אדומים הם אלה שמסתם היא בין חצי לשלושה רבעים ממסת השמש. הם הכי מגניבים מבין כל הכוכבים ולא צוברים הליום כל כך הרבה בליבות שלהם. כתוצאה מכך, הם לא מתרחבים להיות ענקים אדומים כאשר הם מיצו את הדלק הגרעיני שלהם. במקום זאת הם מתכווצים ישירות לגמדים לבנים ללא ייצור ערפילית פלנטרית. מכיוון שכוכבים אלה נשרפים לאט כל כך, יעבור זמן רב - אולי עד 100 מיליארד שנים - עד שאחד מהם יעבור את התהליך הזה.

כוכבים עם מסה של פחות מ 0.5 מסות שמש מכונים גמדים חומים. הם בכלל לא כוכבים, מכיוון שכאשר הם נוצרו, לא היה להם מספיק מסה ליזום מיזוג מימן. כוחות הכבידה הדוחסים אכן מייצרים מספיק אנרגיה בכדי שכוכבים כאלה יקרינו, אך זה נמצא עם אור בקושי מורגש בקצה האדום הרחוק של הספקטרום.

מכיוון שאין צריכת דלק, אין שום דבר שמונע מכוכב כזה להישאר בדיוק כמו שהוא כל עוד היקום נמשך. יכול להיות שיש אחד או רבים מהם בסביבה הקרובה של מערכת השמש, ומכיוון שהם זורחים בצורה כה עמומה, לעולם לא נדע שהם שם.