החיים ברצף העיקרי: איך כוכבים מתפתחים

כוכבים הם כמה מאבני הבניין הבסיסיות של היקום. הם לא רק מרכיבים גלקסיות, אלא רבות גם מכילות מערכות פלנטאריות. אז הבנת היווצרותם והתפתחותם נותנת רמזים חשובים להבנת הגלקסיות והכוכבי הלכת.

השמש נותנת לנו דוגמא מהשורה הראשונה ללמוד, ממש כאן במערכת השמש שלנו. מרחק שמונה דקות נסיעה בלבד, כך שאיננו צריכים לחכות זמן רב כדי לראות תכונות על פני השטח שלו. לאסטרונומים מספר לוויינים החוקרים את השמש, והם ידעו מזה זמן רב על יסודות חייו. ראשית, זה בגיל העמידה, ובאמצע תקופת חייו המכונה "הרצף הראשי". במהלך אותה תקופה הוא ממזג במימן שבבסיסו לייצור הליום.

לאורך ההיסטוריה שלה, השמש נראתה כמעט זהה. עבורנו, זה תמיד היה החפץ הזוהר-לבן-צהוב הזה בשמיים. נראה שזה לא ישתנה, לפחות עבורנו. הסיבה לכך היא שהיא חיה על טווח זמנים שונה מאוד מזה של בני האדם. עם זאת, זה משתנה, אך בצורה איטית מאוד לעומת המהירות שבה אנו חיים את חיינו הקצרים והמהירים. אם אנו מסתכלים על חיי כוכב בסדר גודל של היקום (בערך 13.7 מיליארד שנה), השמש וכוכבים אחרים כולם חיים די נורמליים. כלומר, הם נולדים, חיים, מתפתחים ואז מתים לאורך עשרות מיליונים או מיליארדי שנים.

כדי להבין כיצד כוכבים מתפתחים, אסטרונומים צריכים לדעת אילו סוגי כוכבים ישנם ומדוע הם נבדלים זה מזה בדרכים חשובות. שלב אחד הוא "למיין" כוכבים לפחים שונים, ממש כמו שאנשים עשויים למיין מטבעות או גולות. זה נקרא "סיווג כוכבים" וזה ממלא תפקיד עצום בהבנת אופן הפעולה של הכוכבים.

אסטרונומים ממיינים כוכבים בסדרה של "פחים" בעזרת מאפיינים אלה: טמפרטורה, מסה, הרכב כימי וכן הלאה. על סמך הטמפרטורה, הבהירות (בהירות), המסה והכימיה שלה, השמש מסווגת כגיל העמידה כוכב כלומר בתקופה בחייו המכונה "הרצף הראשי".

כמעט כל הכוכבים מבלים את רוב חייהם ברצף הראשי הזה עד שהם מתים; לפעמים בעדינות, לפעמים באלימות.

ההגדרה הבסיסית של מה שעושה כוכב ברצף הראשי היא זו: זהו כוכב הממזג מימן להליום בליבו. מימן הוא אבן הבניין הבסיסית של הכוכבים. לאחר מכן הם משתמשים בזה כדי ליצור אלמנטים אחרים.

כשכוכב נוצר הוא עושה זאת מכיוון שענן של גז מימן מתחיל להתכווץ (להתגבש יחד) תחת כוח הכובד. זה יוצר פרוטוסטאר צפוף וחם במרכז הענן. זה הופך לליבת הכוכב.

הצפיפות בליבה מגיעה לנקודה בה הטמפרטורה היא לפחות 8 עד 10 מיליון מעלות צלזיוס. השכבות החיצוניות של הפרוטוסטאר לוחצות פנימה על הליבה. שילוב זה של טמפרטורה ולחץ מתחיל תהליך שנקרא היתוך גרעיני. זו הנקודה כשכוכב נולד. הכוכב מתייצב ומגיע למצב שנקרא "שיווי משקל הידרוסטטי", וזה כאשר הקרינה כלפי חוץ הלחץ מהליבה מאוזן על ידי כוחות הכבידה העצומים של הכוכב שמנסים לקרוס פנימה עצמה. כאשר מתקיימים כל התנאים הללו, הכוכב הוא "ברצף הראשי" והוא עובר על חייו באופן עמוס והופך מימן להליום בליבתו.

המיסה ממלאת תפקיד חשוב בקביעת המאפיינים הפיזיים של כוכב נתון. זה גם נותן רמזים לכמה זמן הכוכב יחיה ואיך הוא ימות. ככל שמסת הכוכב גדולה יותר, כך לחץ הכבידה המנסה לקרוס את הכוכב גדול יותר. על מנת להילחם בלחץ גדול יותר זה, הכוכב זקוק לשיעור היתוך גבוה. ככל שמסת הכוכב גדולה יותר, כך הלחץ בליבה גדול יותר, כך הטמפרטורה גבוהה יותר ולכן קצב האיחוי גדול יותר. זה קובע כמה מהר כוכב ישתמש בדלק שלו.

כוכב מסיבי יתמזג את מאגרי המימן שלו במהירות רבה יותר. זה מוריד את הרצף הראשי מהר יותר מכוכב בעל המסה הנמוכה, שמשתמש בדלק שלו לאט יותר.

כאשר הכוכבים נגמרים במימן, הם מתחילים למזג הליום בליבות שלהם. זה כאשר הם עוזבים את הרצף הראשי. כוכבים בעלי מסה גבוהה הופכים ענקיות אדומותואז להתפתח להיות ענקי כחול. זה ממזג הליום לפחמן ולחמצן. ואז, זה מתחיל למזג את אלה לנאון וכן הלאה. בעיקרון, הכוכב הופך למפעל ליצירה כימית, כאשר היתוך מתרחש לא רק בליבה, אלא בשכבות המקיפות את הליבה.

בסופו של דבר, כוכב עתיר-מסות מנסה להמזג ברזל. זו נשיקת המוות לאותו כוכב. למה? כי פיוזינג ברזל לוקח יותר אנרגיה ממה שיש לכוכב. זה עוצר את מפעל ההיתוך מת אחר עקבותיו. כשזה קורה, שכבות הכוכב החיצוניות קורסות על הליבה. זה קורה די מהר. הקצוות החיצוניים של הגלעין נופלים ראשונים, במהירות מדהימה של כ- 70,000 מטר לשנייה. כאשר זה פוגע בגרעין הברזל, הכל מתחיל להקפיץ החוצה, וזה יוצר גל הלם שמתלושש בכוכב תוך מספר שעות. בתהליך נוצרים אלמנטים חדשים וכבדים יותר כאשר חזית ההלם עוברת בחומר הכוכב.
זה מה שנקרא סופרנובה "התמוטטות ליבה". בסופו של דבר, השכבות החיצוניות מתפוצצות לחלל, ומה שנותר הוא הגרעין המתמוטט, שהופך להיות כוכב ניטרונים או חור שחור.

כוכבים עם מסות בין חצי מסת שמש (כלומר מחצית מסת מסת השמש) וכשמונה מסות שמש ישתלבו מימן להליום עד לצריכת הדלק. בשלב זה הכוכב הופך לענק אדום. הכוכב מתחיל למזג הליום לפחמן, והשכבות החיצוניות מתרחבות והופכות את הכוכב לענק צהוב פועם.

כאשר מרבית הליום מתמזג, הכוכב הופך לענק אדום שוב, גדול אפילו יותר מבעבר. השכבות החיצוניות של הכוכב מתרחבות אל החלל ויוצרות ערפילית פלנטרית. ליבת הפחמן והחמצן תישאר מאחור בצורה של ננס לבן.

כוכבים קטנים מ- 0.5 מסות שמש יוצרים גם גמדים לבנים, אך הם לא יוכלו להתמזג הליום בגלל חוסר הלחץ בגרעין מגודלם הקטן. לכן כוכבים אלו ידועים כגמדים לבנים הליום. כמו כוכבי נויטרונים, חורים שחורים, וענקי-על, אלה כבר לא שייכים ברצף הראשי.