כוכב

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית

ערך זה עוסק באסטרונומיה; לערך העוסק בפירושים נוספים של "כוכב", ראו כוכב (פירושונים).
הגדל

כוכב הוא כדור גז ענקי, אשר, בניגוד לכוכב לכת, מפיק קרינה משל עצמו ופולט אותה לחלל. מקורה של האנרגיה הנוצרת בכוכבים הוא בהיתוך גרעיני, והיא נפלטת לחלל בצורת קרינה אלקטרומגנטית וחלקיקי נייטרינו.

לפי הערכות המדענים ביקום הנראה יש בקירוב 000 000 000 000 000 000 000 70, או 70\cdot10^{21} כוכבים. הכוכב הקרוב אלינו, מלבד השמש, הוא פרוקסימה קנטאורי (proximus בלאטינית פירושו "קרוב"), אשר נמצא במרחק של 4.2 שנות אור מאיתנו.

הכוכבים יכולים להיות בגדלים שונים, מננסים אדומים שרדיוסם הוא "רק" כפליים הרדיוס של צדק, ועד ענקים אדומים, ענקים כחולים ועל-ענקים, אשר רדיוסם גדול פי 1000 מרדיוס השמש שלנו. את המסה של כוכבים נהוג למדוד ביחידה "מסת שמש". מסת שמש אחת היא המסה של השמש במערכת השמש (סול) - 1.989x1030 ק"ג. מסתו של כוכב נעה מ-0.08 מסות שמש (מתחת לגבול זה נמצאים ננסים חומים) ועד 100-150 מסות שמש.

חלק מהכוכבים יוצרים מערכת כפולה עם כוכבים אחרים. קיימות גם קבוצות גדולות יותר של כוכבים, אשר מכונים צבירי כוכבים. ישנם צבירי כוכבים מפוזרים, כמו הפליאדות (Pleyades) או הגיאדות (Gyades) שליד הקבוצה שור (Taurus), וישנם צבירים כדוריים, שהם מורכבים בדרך כלל מכוכבים ותיקים (בלשון המקצועית - Population II). צפיפות הכוכבים ביקום אינה אחידה, אלא הם נוטים להצטבר בקבוצות המכונות גלקסיות.

[עריכה] הולדתם, מהלך חייהם ומותם של הכוכבים

ערך מורחב – מחזור חייו של כוכב

הכוכבים נולדים בתוך עננים מולקולריים של מימן, כאשר התפרצות סופרנובה גורמת לפלוקטואציות בתוך הענן שסופן בקריסה גרוויטציונית של חלקי ענן מסוימים, המכונים אבות כוכבים. האב-כוכב יקטן בהדרגה בהשפעת הכבידה של עצמו והטמפרטורה בתוכו תעלה כתוצאה מהלחץ ההולך וגדל, עד שהיא תהיה מספיקה להתחלת תהליכי היתוך גרעיני בליבת הכוכב, שיאזנו את תהליך ההתכנסות שלו לתוך עצמו, וכך נוצר כוכב יציב.

הכוכב מבלה את מרבית חייו על הסדרה הראשית, כאשר רדיוסו וטמפרטורת פניו אינם משתנים באופן ניכר ומתאימים לנקודה בודדת על דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. בזמן הזה המימן בליבת הכוכב הופך להליום בתהליכי היתוך תרמו-גרעיניים. משך זמן שהותו של הכוכב על הסדרה הראשית נקבע על-פי מסתו, כאשר כוכבים בעלי מסה קטנה, כגון הננסים האדומים, יכולים להישאר על הסידרה במשך עשרות או אף מאות מיליארדי שנים, ואילו כוכבים מאסיביים מאוד עוזבים את הסדרה אחרי מספר מיליוני שנים בלבד. כוכב ממוצע, הדומה לשמש שלנו יימצא על הסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנה.

אחרי שהמימן בליבת הכוכב אוזל, עוזב הכוכב את הסדרה הראשית. מה שקורה הוא שכתוצאה מהטמפרטורות הגבוהות ניצת המימן שבמעטפת הכוכב, וכתוצאה מהתגובות במעטפת רדיוסו של הכוכב גדל (הכוכב "מתנפח") וטמפרטורת פניו יורדת – הכוכב הופך לענק אדום (עפ"י חוק וין, צבע אדום מרמז על טמרפטורת פני שטח נמוכה יותר). לאחר שלב זה, חייו של הכוכב יכולים להסתיים במספר דרכים, והדבר תלוי במסתו של הכוכב בלבד.

בכוכבים בעלי מסה קטנה, יתחיל בליבה היתוך הליום, אך תהליך זה יגרום לאי-יציבות הכוכב, ובסופו של דבר השכבות החיצוניות של הכוכב יתפזרו, כאשר הוא משאיר מאחוריו לא יותר מננס חום. כוכבים קטנים במיוחד, בעלי מסה של פחות מחצי מסת שמש, לאחר סיום היתוך מימן יגוועו לאט. יש לציין כי גורלם של כוכבים אלה מעולם לא נצפה על ידי האסטרונומים, כיוון שאורך החיים של כוכבים נמוכי מסה גדול מגיל היקום הנראה.

בכוכבים בינוניים, שמסתן מכחצי מסת שמש ועד כ-1.4 מסות שמש (גבול צ'נדרסקהר), לאחר שלב הענק האדום, כשייגמר המימן במעטפת הכוכב, הם יתחילו לקרוס לתוך עצמם, עד שהתנאים בליבה יהיו מתאימים להיתוך הליום לפחמן. בשלב זה הכוכב יתחמם יותר ויותר, יתנפח במה שקרוי הבזק ההליום (Helium Flash), וכשייגמר ההליום, הכוכב ישיל את שכבותיו החיצוניות, שתהפוכנה לערפילית פלנטרית, ליבת הכוכב הפחמנית תקרוס ותהפוך לננס לבן.

בכוכבים מאסיביים, אשר מסתם עולה על גבול צ'נדראסקאר, לאחר סיום תהליכי היתוך ההליום שתוארו לעיל הכוכב יתכווץ בשנית והטמפרטורה בליבה שלו תגדל עוד יותר. עקב הטמפרטורה הגבוהה, יתחילו בליבה תהליכים גרעיניים נוספים, בהם יווצרו יסודות כמו חמצן, מגנזיום, צורן, עד לברזל. למעשה, הכוכב יהפוך להיות מורכב משכבות-שכבות של יסודות שונים, כמו בצל. מסתה של ליבת הברזל תלך ותגדל, וכאשר היא תעבור על גבול צ'נדראסקאר, תתכווץ הליבה במהירות והשכבות החיצוניות של הכוכב תועפנה לחלל בפיצוץ סופרנובה מסוג II. הכוכב עצמו יקרוס לכוכב נייטרונים, או, אם מסתו תעלה על שלוש מסות שמש (גבול אופנהיימר-וולקוף), הוא יקרוס מעבר לכך, ויהפוך לחור שחור.

[עריכה] מיון ומאפיינים של כוכבים

אחת הדרכים לסווג כוכבים היא למיינם לפי טיפוס ספקטרלי, המבוסס על ספקטרום הכוכב. הטיפוסים הספקטרליים הנפוצים הם O, B, A, F, G, K, M (ניתן לזכור את הסוגים בעזרת המנמוניקה האנגלית "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me", או בעברית: "עורב בהיר אכל פיסטוקים גדולים כמו מנגו"), כאשר הכוכבים מסוג O הם הכוכבים המאסיביים והחמים ביותר, והכוכבים מטיפוס M ו-K הם הכוכבים הקרים ביותר, ננסים אדומים. בנוסף לכך כל טיפוס מחולק ל-10 תת-טיפוסים, כאשר כל תת-טיפוס מסומן בספרה מ-0 עד 9. כך, למשל, הטיפוס הספקטרלי של השמש הוא G2.

מיון אחר של כוכבים הוא לפי גודל (מגניטודה), כאשר מבדילים בין גודל נראה לגודל מוחלט. החלוקה לפי גודל נראה נעשתה במקור על ידי האסטרונום היווני היפרכוס (המאה ה-2 לפנה"ס). היפרכוס חילק את הכוכבים שהיו ידועים לו לשישה גדלים, כאשר ככל שעולים בגודל, כך הכוכב עמום יותר. עם השתכללות המכשירים למדידת עוצמת האור שמגיעה מהכוכבים, חולקו הגדלים לעשיריות, נוספו גדלים שליליים לכוכבים בהירים במיוחד, וכן נוספו גדלים גבוהים עד לסדר של כ-25 (המציין כוכבים עמומים ביותר). כיום, מעבר בין גודל אחד להבא אחריו פירושו, שהכוכב בגודל הגדול יותר מאיר פי 2.5 יותר חלש.

הגודל הנראה הוא מאפיין מאוד שימושי כשמדובר בסיווג פשוט של כוכבים. אך ידוע, שהכוכבים נמצאים מאיתנו במרחקים שונים, ולכן מאירים באופן שונה לא רק כתוצאה מהבהירות האמיתית שלהם, אלא גם כתוצאה מהמרחק שלהם. לכן הוכנס מאפיין של גודל מוחלט, במוגדר בתור גודלו הנראה של הכוכב לו הוצב במרחק של עשרה פארסק מאיתנו. היחס בין הגודל הנראה (m) למוחלט (M) ניתן לפי הנוסחה M = m + 5 − 5logd, כאשר d הוא המרחק מהכוכב לצופה.

אדם רגיל יכול לראות כוכבים עד לגודל נראה 5 או 6. בטלסקופ ניתן לראות כוכבים עד לגודל 21, וגדלים גבוהים יותר ניתן לראות רק על סרט צילום לאחר חשיפה ממושכת מאוד.


[עריכה] קישורים חיצוניים