כוכב נולד, כוכב מת
מענני גז עצומים, דרך שמשות חיות ויצרניות ועד לענקים, ננסים וסופרנובות. כל התהליכים שעוברים על כוכבים מלידתם ועד לקריסתם בדממה דקה או בפיצוץ אדיר
הכוכבים שאנחנו רואים בשמי הלילה כולם שמשות הדומות לשמש שלנו. הם עשויים גז (בעיקר מימן והליום), פולטים אור וחום ואפשר לראות אותם אפילו במרחק של אלפי שנות אור. במהלך חייהם הם מתיכים אטומים של גז ליסודות כבדים יותר. בלב רובם עובר מימן היתוך להליום, בתהליך שפולט אנרגיה אדירה המחממת אותם ומאפשרת להם לקרון במשך מיליארדי שנים.
עוד כתבות באתר מכון דוידסון, הזרוע החינוכית של מכון ויצמן:
מקור החיים? חומר אורגני התגלה בשמש צעירה
האם לחם מחמצת מלא בריא יותר מלחם לבן?
הכל על מדע באפליקציה של מכון דוידסון - להורדה באייפון ובאנדרואיד
אבל כוכבים חיים רק עד שהדלק הגרעיני שלהם נגמר. כוכבים חדשים נולדים בגלקסיה ואחרים מתים וכבים. מחזור החיים שלהם מזכיר קצת את חייהם של בני אדם - מילדות ועד זיקנה.
כי מענן באת ולערפילית תשוב
הכוכבים מתחילים את חייהם כענני גז של מימן והליום שמרחפים בגלקסיה. העננים הללו יכולים להתפרש על פני מאות שנות אור ולהכיל גז שהמסה שלו מספיקה למיליוני שמשות, אך בצפיפות נמוכה של מאות עד כמה מיליוני חלקיקים לסמ"ק - שבריר זעום מצפיפות האוויר באטמוספרה של כדור הארץ.
גם כמות מזערית כזאת של גז יכולה לקרוס תחת המשקל של עצמה אם הטמפרטורה והלחץ שלה נמוכים מספיק. העננים הללו נשארים יציבים לזמן מה, אבל כל עלייה בלחץ יכולה לגרום לכוח המשיכה העצמי שלהם לנצח את לחץ הגז. שינויים בסביבה, התנגשות בין גלקסיות, פיצוץ סופרנובה ואפילו התנגשות עם ענן גז אחר יכולים לגרום לענן לקרוס ולהתפרק לחתיכות קטנות יותר. כל חלק של הענן קורס לערפילית צפופה שתהפוך לבסוף לכוכב. מכל ענן כזה יכול להיווצר צביר של מיליוני כוכבים בגדלים שונים, חלקם במסה של עשירית מהשמש שלנו וחלקם כבדים ממנה פי 150.
פרוטו-כוכב נולד
כל ערפילית חסרת צורה שכזאת קורסת לכדור הנקרא "פרוטו-כוכב". בשלב זה הכוכב מתחיל להידחס תחת כוח המשיכה של עצמו, וכשהדחיסות שלו עולה הוא מתחמם ומתחיל לפלוט קרינה. בהתחלה הגז של הפרוטו-כוכב דליל מאוד והקרינה שנוצרת בליבה שלו נפלטת ללא קושי ולא עוזרת לעצור את קריסת הגז פנימה. אך תוך זמן קצר הכוכב נהיה צפוף מדי ואטום ואינו מאפשר לקרינה לצאת מהליבה שלו, שמתחילה להתחמם יותר ויותר.
תוך כמה מיליוני שנים ליבת הכוכב מתחממת מספיק כדי להתיך מימן להליום. האנרגיה שמשתחררת בליבה מחזיקה את הכוכב מול המשקל העצמי שלו, ואילו החום שבליבה מבעבע דרך המעטפת של הכוכב ומחמם את חלקו החיצוני של הכוכב, שפולט את האנרגיה הזאת כאור וחום. הכוכב מבלה כך את רוב חייו בשיווי משקל בין ייצור אנרגיה גרעינית בליבה לבין פליטה של אנרגיה לחלל בצורת אור וחום.
השלב הזה נמשך בין כמה מיליוני שנים בכוכבים כבדים מאוד, ששורפים את הדלק הגרעיני שלהם במהירות, לבין מיליארדי שנים בכוכבים קטנים יותר. השמש שלנו, שהיא כוכב די קטן, מסוגלת לדוגמה להמשיך להפיץ חום וקרינה במשך כעשרה מיליארד שנים.
ייסורי הגסיסה של הענק האדום
במהלך חייהם כוכבים ממירים בליבתם מימן להליום. כשהמימן בליבה נגמר (כעשרה אחוזים מהמימן בכוכב כולו) והופך כולו להליום, הליבה אינה מסוגלת יותר לייצר אנרגיה שתפעיל לחץ נגד משקל הכוכב, והיא מתחילה לקרוס לתוך עצמה.
ההליום עצמו לא עובר היתוך ליסודות כבדים יותר בטמפרטורה נמוכה ממאה מיליון מעלות צלזיוס, אלא נותר בלבו של הכוכב ואט-אט נדחס ומתחמם. החום שהוא פולט אינו מספיק בשביל למנוע את הקריסה, אבל הוא מחמם את המימן שנותר מחוץ לליבה. כך מתחיל היתוך גרעיני באזור שמזכיר מעין קליפה עבה מסביב לליבה.
כיוון שהליבה עצמה מתחממת ומחממת גם את הקליפה שעוטפת אותה, ההיתוך בקליפה מאיץ ומתחיל לפלוט עודפי אנרגיה שמנפחים את הכוכב. השכבות החיצוניות של הכוכב מתנפחות ופני השטח מתקררים. למשך כמה מיליוני שנים הכוכב הופך לענק אדום. גודלו של ענק אדום יכול להגיע לפי 200 מגודל הכוכב ממנו נוצר. במקרה של מערכת השמש שלנו, יגיעו פני השמש עד המסלול של כדור הארץ.
כשהטמפרטורה בליבה מגיעה למאה מיליון מעלות מתחיל תהליך של היתוך הליום, שהופך אותו לפחמן ולחמצן. בשלב הזה הליבה חוזרת לאיזון בין ההיתוך הגרעיני לכבידה, והכוכב מתכווץ מחדש חזרה לזמן קצר.
אבל ההליום הוא דלק גרעיני מאוד לא יעיל, והכוכב שורף אותו בקצב מהיר פי מאה מהמימן. כשנגמר הדלק החדש, הליבה (שעשויה עכשיו מפחמן וחמצן) קורסת שוב ומתחממת. הכוכב מתחיל כעת להתיך הליום בקליפה שמקיפה את הליבה, כשסביבה יש עוד מעטפת שבה מימן מותך להליום. הכוכב הופך שוב לענק אדום, שנקרא הפעם ענק אדום אסימפטוטי.
היתוך הליום רגיש מאוד לטמפרטורה, ושינויים קלים ביותר בטמפרטורת הליבה גורמים לפליטה של גלי חום אדירים בקליפת ההליום. הגלים האלה מפזרים חלק ניכר מהמסה של הכוכב, שגם ככה התנפח ומתקשה להחזיק את הגז בקצותיו הרחוקים.
ננס לבן וקר
כאן גורלו של הכוכב יכול להמשיך לשני כיוונים מנוגדים: אם הכוכב קל יחסית (פחות מארבע מסות שמש) הוא מגיע לקצה הדרך של ההיתוך הגרעיני והופך לננס לבן. אם הוא כבד יותר, הוא יכול להיכנס למועדון האקסלוסיבי של הכוכבים שמבצעים היתוך של פחמן ואולי גם יסודות כבדים יותר, וגורלו יהיה תלוי מאוד בתהליכים האלה.
כוכבים קלים יחסית לא מגיעים לעולם לשלב היתוך הפחמן. הליבה שלהם, שעשויה מפחמן וחמצן, אינה יכולה להשתנות יותר, אלא רק מתכווצת ומתחממת וגורמת לניפוח השכבות החיצוניות של הכוכב. הוא פולט גלי חום שבסופו של דבר מעיפים כמעט את כל המימן וההליום ומשאירים ליבה דחוסה מאוד של פחמן וחמצן. הגז הנפלט יוצר סביב הכוכב ערפילית פלנטרית שמוארת במשך כמה אלפי שנים באור שפולטת הליבה הלוהטת.
בסופו של דבר הליבה מתקררת והגז מתפזר, וכל מה שנותר מהכוכב הוא ננס לבן - גוף דחוס בגודל של כדור הארץ אבל בעל מסה של שמש. הננס הלבן מוחזק על ידי לחץ של אלקטרונים שנצמדים זה לזה' אבל לא מסוגלים להתקרב בגלל אפקטים קוונטיים. במשך מאות מיליוני שנים הוא מתקרר בהדרגה, בלי שיתרחשו בו תהליכי היתוך או התכווצות. בסופו של דבר הננס הלבן יתקרר ויתעמעם עד שלא ניתן יהיה לראות אותו, כמו גחל שכבה.
על ענקים וכוכבים
כוכבים כבדים יותר, שמסתם המקורית עולה על ארבע מסות שמש, עוברים אותם שלבים של היתוך מימן וקריסה של ליבת ההליום כמו הכוכבים הקלים מהם. הליבה מוקפת במעטפת של היתוך מימן שמנפחת את הכוכב עד שהוא מגיע להיות "על-ענק אדום" - גדול עוד יותר מהענקים האדומים הפחות מסיביים.
בשלב הזה הכוכב מגיע לטמפרטורה מספיק גבוהה בשביל להתיך הליום בליבה, ובמשך כמיליון שנה הוא שומר על איזון בין האנרגיה שנוצרת בליבה לזו שנפלטת ממנו, והוא מתכווץ מעט והופך ל"על-ענק כחול" בעל טמפרטורה גבוהה יותר. בסוף תהליך היתוך ההליום, הליבה עשויה פחמן וחמצן ומוקפת בקליפה של היתוך הליום, ושוב הכוכב מתנפח ומתקרר כמו כוכבים קטנים יותר בסוף חייהם.
אבל הליבות של כוכבים מסיביים מסוגלות להגיע לטמפרטורה של 600 מיליון מעלות. בשלב הזה מתחיל בהן תהליך נוסף של היתוך, הפעם של פחמן. הפחמן הוא דלק עוד יותר גרוע מהליום, ותוך כמה אלפי שנים בלבד הפחמן בליבה נגמר ושוב נוצרת קליפה סביב הליבה, הפעם מפחמן שעובר היתוך סביב ליבה של ניאון, מגנזיום וחמצן.
כעת הליבה קורסת ומתחממת והקליפה מתחילה לשרוף פחמן בקצב גבוה, כשהיא מוקפת במעטפת של היתוך הליום וסביבה היתוך מימן. כל התהליכים האלה בליבה מהירים עד כדי כך שכלפי חוץ אין שום סימן לשינויים הדרמטיים שמתרחשים בתוך הכוכב.
ניצול משאבים
כוכב שאינו מסיבי מספיק (פחות משמונה מסות שמש) אינו יכול לשרוף את הניאון שבליבה שלו ובסופו יהיה ננס לבן, כשאי-היציבות בקליפות ההיתוך תגרום לו להשיל את המעטפת החיצונית. לעומת זאת, אם הכוכב גדול יותר יתחיל שוב היתוך בליבה - הפעם היתוך ניאון בטמפרטורה של 1.5 מיליארד מעלות. תוצרי ההיתוך הם חמצן ומגנזיום ותהליך ההיתוך נמשך שנים ספורות בלבד, עד ששוב נגמר הדלק בליבה. הליבה קורסת ומתחממת עד לטמפרטורה של 2.1 מיליארד מעלות, אז מתחיל תהליך של היתוך חמצן.
התוצרים של ההיתוך הזה רבים ומגוונים, ביניהם סיליקון, זרחן וגופרית. תוך שנה אחת בלבד נגמר החמצן בליבה והיא מתחילה לקרוס ולהתחמם. הטמפרטורה מגיעה ל-3.5 מיליארד מעלות והסיליקון עובר מגוון של תהליכי היתוך ויוצר בין השאר קבוצה של יסודות כבדים: ברזל, קובלט וניקל. התהליך הזה כל כך לא יעיל שהכוכב מחסל את המלאי של הדלק הגרעיני האחרון שלו תוך יום אחד. למעשה רוב האנרגיה שמשתחררת בתהליכים האלה נפלטת כחלקיקי ניטרינו - חלקיקים תת-אטומיים זעירים במיוחד, שאינם מושפעים מרוב הכוחות המוכרים לנו. לכן הם עוברים ישירות דרך המעטפת ולא עוזרים לכוכב במאמץ האחרון שלו להתנגד לכוח המשיכה העצמי שלו.
התהליכים האלו דומים מאוד זה לזה. בכל פעם כשנגמר דלק מסוג אחד בליבה, מתחילה התכווצות וחימום והיתוך של הדלק הקודם בקליפה סביב הליבה. כך יכול כוכב מסיבי לעבור שלב אחרי שלב, קליפה בתוך קליפה, עד שכל הדלקים הגרעיניים נגמרים. אבל התהליך הזה אינו יכול להמשיך אחרי ברזל, כיוון שברזל אינו נוטה לעבור תהליכי היתוך או ביקוע גרעיניים שאפשר להפיק מהם אנרגיה, כך שהכוכב נותר ללא כל דרך להתנגד לכבידה של עצמו.
סופרנובה: הקריסה הגדולה
בשלב זה מסת הליבה היא 2-1.2 מסות שמש והיא מורכבת מברזל וניקל ומגיעה לטמפרטורה של 4-3 מיליארד מעלות. לכוכב שהגיע לשלב הזה לא נותרו עוד מקורות אנרגיה שיתנגדו לכוח המשיכה והוא קורס לתוך עצמו.
תהליך ההתכווצות של הליבה מביא אותה תוך שניות ספורות לקריסה מוחלטת. הדחייה בין האלקטרונים אינה מסוגלת יותר להחזיק את משקל הליבה, והאלקטרונים מתאחדים עם הפרוטונים, דבר שיוצר ניטרונים ושטף של חלקיקי ניטרינו שנפלטים מהכוכב. היסודות הכבדים שנוצרו בתהליכי ההיתוך השונים מושמדים בטמפרטורות הגבוהות של הליבה וכל מה שנשאר זה מרק של ניטרונים ופוטונים (חלקיקי אור) באנרגיה גבוהה.
ברגע הזה תהליך הקריסה עובר תפנית חדה. עד כה הדחיסה וההתחממות של הליבה עוררו תהליכים גרעיניים חדשים שייצרו אנרגיה ועזרו לעצור את הקריסה. התהליכים שמתרחשים כעת עושים את ההפך – הם לוקחים אנרגיה מהכוכב ומאיצים עוד יותר את הקריסה. דבר לא עומד בפני הלחץ והליבה נופלת פנימה במהירות של כרבע ממהירות האור, עד שבתוך חלקיק שנייה היא מתכנסת בגודל של כשלושים קילומטר.
מרכז הליבה הופך לכוכב ניטרונים, שהוא מעין גרעין של אטום ענקי בעל מסה דומה למסת של השמש שלנו, דחוסה ברדיוס של כמה קילומטרים בלבד. חומר שמגיע מחוץ לליבה מתרסק אל המרכז הזה ופוגע בו בעוצמה אדירה. חלק מהחומר נהדף אחורה, ונוצר גל הלם שחוצה את הכוכב מבפנים החוצה. על פי המודלים המקובלים, שטף עצום של חלקיקי ניטרינו דוחפים את גל ההלם ומספקים לו דיי אנרגיה כדי לפוצץ את המעטפת החיצונית של הכוכב. התוצאה היא פיצוץ אדיר שנקרא סופרנובה. תוך כמה דקות הכוכב הופך בהיר יותר מהגלקסיה כולה. לאחר מכן הוא דועך במשך מספר חודשים ומשאיר אחריו כוכב ניטרונים או חור שחור.
מעגל החיים של הכוכבים
עדיין לא ברור איך האנרגיה בליבה מצליחה להרים את השכבות העליונות של הכוכב. לא כל הסימולציות מגיעות לתוצאות הרצויות של פיצוץ סופרנובה ולא ברור אם שטף הניטרינו לבדו מסוגל לדחוף את החומר ולגרום לפיצוץ.
במודלים חדשים שהציעו מדענים ממכון ויצמן למדע, הדחיסה של שכבות הגז מעל הליבה מציתה היתוך גרעיני ברגעי הקריסה, והקליפה הקורסת פנימה מגיעה לטמפרטורה גבוהה ולמעשה עוברת פיצוץ גרעיני. על פי המודלים האלה, ההיתוך הגרעיני הפתאומי הוא שאחראי להדיפה של החומר, ולא שטף הניטרינו.
מודל כזה יכול להסביר בצורה טובה יותר איך כוכבים מצליחים להדוף את המעטפת שלהם ולהתפוצץ, במיוחד כוכבים מסיביים במיוחד שמגיעים לעשרות עד מאות מסות שמש. אנו יודעים על קיומם של כוכבים מסיביים כאלה כי הם משאירים אחריהם חורים שחורים בעלי 30-20 מסות שמש, שכיום אנו יודעים על קיומם על פי גלי הכבידה שהם פולטים.
הסופרנובות חשובות להבנת ההיסטוריה של היקום, והן המקור של יסודות כבדים יותר מברזל שנוצרים בגל ההדף הסופי. הן מעשירות את היקום ביסודות כבדים, שולחות גלי הדף דרך ענני הגז הענקיים ויכולות להתחיל את תהליך הקריסה שלהם ליצירת כוכבים חדשים. היסודות הכבדים שהן מייצרות חיוניים לקיום חיים על כדור הארץ והם משחקים תפקיד חשוב בתהליכים הגרעיניים המתרחשים בכוכבים. כך נסגר מעגל החיים של הכוכבים.
גיא ניר, דוקטורנט במכון ויצמן למדע וכתב באתר מכון דוידסון לחינוך מדעי
לפנייה לכתב/ת 
