מאת: Ethan Siegel
מקור: bigthink
בהינתן מספיק זמן, כל כוכב ימות בסופו של דבר
איור אמן (משמאל) של פנים כוכב מסיבי בשלבים האחרונים, טרום-סופרנובה, של שריפת סיליקון. (שריפת סיליקון היא המקום שבו נוצרים ברזל, ניקל וקובלט בליבה) תמונה מטלסקופ החלל צ'נדרה (מימין) של שארית הסופרנובה קסיופאה A המציגה יסודות כמו ברזל (כחול), גופרית (ירוק) ומגנזיום (אדום). חומר כוכבי שנפלט עשוי לזהור בגלל חום באינפרא אדום במשך עשרות אלפי שנים, והפליטה מסופרנובות יכולה להיות א-סימטרית ויכולה להכיל בתוכה יסודות נפרדים, כפי שמוצג כאן. בסביבה הנכונה, החומר הא-סימטרי הזה יכול להשתלב בצורה לא אחידה בדורות הבאים של כוכבים.
כוכבים נולדים בכל פעם שחומר גזי מצטבר, מתפרק וקורס
כאן, כדורי גז מתאדים (EEG) נראים בקצה אזור יצירת כוכבים בתוך ערפילית אוריון, עם כוכבים שזה עתה נולדו, עצמי הרביג-הארו (Herbig-Haro objects) ומקורות אור רבים חלשים יותר, כולל קדם-כוכבים, ננסים חומים ואפילו עצמים בעלי מסה פלנטרית (PMO). ככל שהגז ממשיך לרתוח, יותר ויותר מהעצמים בעלי המסה הנמוכה יותר צריכים להתגלות.
התחלה של היתוך מימן בליבות שלהם מפעילה באופן רשמי את לידתו של כוכב
תצפית ALMA זו של צביר קדם-כוכבים בעל מסה גבוהה, G351.77-0.54, ירד לרזולוציה ספטיאלית (Spatial resolution) של בערך 120 AU, המקבילה ל-0.06 שניות מעלה במרחק של קדם-כוכבים אלה. החומר הגזי מתפצל לפחות לארבע ליבות נפרדות, רמז (עכשיו עם ראיות נוספות) לכך שפיצול הליבה, ולא כל מה שקשור לדיסקה, הוא שחקן מרכזי בקביעת כמה כוכבים נוצרים באזורי יצירת כוכבים בעלי מסה גבוהה אלה. כאשר תגובות היתוך גרעיני מתחילות בתוך ליבות קדם-כוכבים אלה, הם יהפכו רשמית לכוכבים מן המניין.
הלחץ החיצוני מתגובות גרעיניות מחזיק את הכוכב מפני קריסה כבידתית
חתך זה מציג את האזורים השונים של פני השטח והפנים של השמש, כולל הליבה, שהיא המקום היחיד שבו מתרחש היתוך גרעיני. ככל שעובר הזמן והמימן נצרך, האזור המכיל הליום בליבה מתרחב והטמפרטורה המקסימלית עולה, מה שגורם להגדלת תפוקת האנרגיה של השמש. האיזון בין כוח המשיכה המושך פנימה ולחץ הקרינה הדוחף החוצה הוא הקובע את גודלו ויציבותו של כוכב.
כאשר לא נוצר לחץ מספיק, הכוכב קורס ישירות לחור שחור
תמונות התת-אדום מטלסקופ האבל מציגות כוכב מסיבי, בערך פי 25 מהמסה של השמש, שחדל מקיום, ללא סופרנובה או הסבר אחר. קריסה ישירה הוא המועמד להסבר הסביר היחיד, וזו אחת הדרכים המוכרות, בנוסף לסופרנובות או התמזגויות כוכבי נייטרונים, ליצור חור שחור בפעם הראשונה.
הכוכבים המסיביים ביותר שורפים במהירות את הדלק שלהם, ומתקדמים להתכה של יסודות כבדים יותר
האנטומיה של כוכב מאסיבי מאד לאורך חייו, שמגיעה לשיאה בסופרנובה מסוג II (קריסת ליבה) כאשר הליבה מתרוקנת מהדלק הגרעיני. השלב האחרון של ההיתוך הוא בדרך כלל שריפת סיליקון, יצירת ברזל ואלמנטים דמויי ברזל בליבה למשך זמן קצר בלבד לפני שסופרנובה מתרחשת. סופרנובות קריסת ליבה המסיביות ביותר יוצרות בדרך כלל חורים שחורים, בעוד שסופרנובות פחות מסיביות יוצרות רק כוכבי נייטרונים.
בסופו של דבר, הם יהפכו לסופרנובה, וישאירו חור שחור או כוכב נייטרונים.
באזורים הפנימיים של כוכב שעובר סופרנובה של קריסת ליבה, כוכב נייטרונים מתחיל להיווצר בליבה, בעוד השכבות החיצוניות לוחצות נגדו ועוברות תגובות היתוך משלהן. נוצרים נייטרונים, נייטרינו, קרינה וכמויות יוצאות דופן של אנרגיה, כאשר נייטרינו ואנטי-נייטרינו נושאים את רוב האנרגיה של סופרנובה קריסת ליבה. האם השריד הופך לכוכב נייטרונים או לחור שחור, בסופו של דבר, תלוי בכמות המסה שנותרה בליבה במהלך תהליך זה.
כוכבים פחות מסיביים, כמו השמש, אינם יכולים להתיך יסודות מעבר להליום
כשהשמש תהפוך לענק אדום אמיתי, ותתרחב עד פי 100 מגודלה הנוכחי ככל שחלק הפנימי שלה יתכווץ ויתחמם כדי להתיך הליום, כדור הארץ עצמו עלול להיבלע, ובוודאות יצלה כפי שלא היה מעולם. השכבות החיצוניות של השמש יתנפחו, אך הפרטים המדויקים של האבולוציה, וכיצד השינויים הללו ישפיעו על מסלולי כוכבי הלכת, עדיין נמצאים באי ודאות גדולה. מרקורי ונוגה בהחלט ייבלעו על ידי השמש, אבל כדור הארץ יהיה קרוב מאד לגבול ההישרדות/בליעה.
נגזר עליהם למות בערפילית פלנטרית, ולהשאיר מאחור ננסים לבנים
כשיאזל הדלק של השמש שלנו, היא תהפוך לענק אדום, ואחריו לערפילית פלנטרית שבמרכזה ננס לבן. ערפילית עין החתול היא דוגמה מרהיבה מבחינה ויזואלית לגורל פוטנציאלי זה, כאשר הצורה המורכבת, השכבתית והא-סימטרית של זו הספציפית מרמזת על בן לוויה בינארי. במרכזה, ננס לבן צעיר מתחמם בשעה שהוא מתכווץ, ומגיע לטמפרטורות של עשרות אלפי קלווין חם יותר מפני הענק האדום שהוליד אותו. השכבות החיצוניות של הגז הן בעיקר מימן, אשר מוחזר למדיום הבין-כוכבי בסוף חייו של כוכב דמוי שמש.
הכוכבים הכי פחות מסיביים מתיכים רק מימן בליבותיהם
הגרסה הפשוטה והאנרגיה הנמוכה ביותר של שרשרת פרוטון-פרוטון, המייצרת הליום-4 מדלק מימן ראשוני. שימו לב שרק היתוך של דאוטריום ופרוטון מייצר הליום ממימן; כל התגובות האחרות מייצרות מימן או מייצרות הליום מאיזוטופים אחרים של הליום. מערכת תגובות זו מתרחשת בתוך כל הכוכבים הצעירים, העשירים במימן, ללא קשר למסה.
הם חיים הכי הרבה זמן, והופכים לננסי הליום לבנים טהורים: ללא ערפילית פלנטרית מקבילה
אנרגיה המיוצרת בליבת כוכב חייבת לעבור דרך כמויות גדולות של חומר מיונן לפני שהיא מגיעה לפוטוספירה, שם היא מוקרנת החוצה. בתוך השמש, ישנו אזור קרינה לא קונבקטיבי גדול המקיף את הליבה, אך בכוכבים בעלי מסה נמוכה יותר, הכוכב כולו יכול לעבור קונבקציה בטווחי זמן של עשרות או מאות מיליארדי שנים, מה שמאפשר לננסים אדומים להתיך 100% מהמימן בתוכם. ננסים אדומים אינם יכולים להתיך יסודות כבדים יותר ממימן, ולכן כאשר כל המימן שלהם הותך, הם פשוט מתכווצים לננס הליום לבן.
התמזגויות של כוכבים וננסים חומים מקפיצים אותם למסות גדולות יותר, ומשנים את גורלם
כאשר גוף מקיף נכנס לפוטוספירה של כוכב מסיבי, הכוכב יתנפח בגודלו ויתבהר באופן משמעותי, אך גם יפסיק לפלוט חומר אבק; זה היה רק חלק מהשלב שלפני ההתמזגות של המערכת האסטרונומית המדוברת. כוכבים גדלים לעתים קרובות על ידי התמזגויות לכוכבים מסיביים יותר, בעלי חיים קצרים יותר.
מפגשים עם חורים שחורים הורסים כוכבים באמצעות הפרעה כבדתית (tidal disruption): קורעים אותם כבדתית
איור זה של אירוע הפרעה כבדתית מראה את גורלו של גוף אסטרונומי עצום, שהתקרב מדי לחור שחור. הוא יימתח וידחס במימד אחד, הוא יגרוס אותו, יאיץ את החומר שלו, ולסירוגין יטרוף ויפלוט את השברים הנובעים ממנו. חורים שחורים עם דיסקות ספיחה הם לרוב מאד א-סימטריים בתכונותיהם, אבל הרבה יותר זוהרים מחורים שחורים לא פעילים שחסרים אותן.
חורים שחורים מתכלים בסופו של דבר לקרינה באמצעות תהליך הוקינג
אופק האירועים של חור שחור הוא אזור כדור ששום דבר, אפילו לא אור, לא יכול לברוח ממנו. אבל מחוץ לאופק האירועים, החור השחור צפוי לפלוט קרינה. עבודתו של הוקינג משנת 1974 הייתה הראשונה שהדגימה זאת, וללא ספק היה זה ההישג המדעי הגדול ביותר שלו. חורים שחורים במסת השמש יתכלו לאחר 67 בחזקת 10 שנים, כאשר חורים שחורים מסיביים יותר ישרדו לאורך זמן ארוך יותר.
התמזגויות של ננסים לבנים יוצרים סופרנובות Type Ia : משמידות אותם
שתי הדרכים העיקריות להיווצרות סופרנובה מסוג Ia: תרחיש הספיחה (משמאל) ותרחיש ההתמזגות (מימין). רוב הננסים הלבנים שעוברים סופרנובה נמצאים מתחת לגבול צ'נדראסקאר, מה שמעדיף מאד את תרחיש ההתמזגות של רוב הסופרנובות מסוג Ia.
בינתיים, ננסים לבנים בודדים וכוכבי נייטרונים פשוט דועכים לשחור: קרים, לא זורחים, אבל ממשיכים לנצח
השוואת גודל/צבע מדויקת של ננס לבן (משמאל), כדור הארץ המשקף את אור השמש שלנו (באמצע), וננס שחור (מימין). כאשר ננסים לבנים לבסוף מקרינים את האנרגיה האחרונה שלהם, הם כולם יהפכו בסופו של דבר לננסים שחורים. לחץ הניוון (degeneracy pressure) בין האלקטרונים בתוך הננס הלבן/שחור, לעומת זאת, תמיד יהיה גדול מספיק, כל עוד הוא לא צובר יותר מדי מסה, כדי למנוע ממנו לקרוס עוד יותר. תהליך דומה, אם כי בטווחי זמן ארוכים יותר, אמור להתרחש עבור כוכבי נייטרונים.
רק גופות כוכבים מבודדות בעלות מסה נמוכה מתמידות לנצח.
לאחר שהשמש תמות, שארית הליבה שלה תתכווץ ותהפוך לננס לבן. לאורך טווחי זמן של 100 טריליון שנה, הוא יתפוגג, ובסופו של דבר יהפוך לננס שחור. כל כוכבי לכת ששרדו במסלול סביבו חייבים לשרוד מפגשי כבידה כדי להישאר, שם קרינת כבידה תגרום להם בסופו של דבר להיטרף על ידי הננס השחור. ננסים שחורים צריכים להיות שרידי הכוכבים האחרונים מכולם.
Comments