כוכב

שדה הכוכבים של קשת

כוכב הוא גרם שמים דמוי-כדור המורכב מחומר במצב צבירה פלזמה וגז. כוכב, בניגוד לכוכב לכת, מפיק קרינה משל עצמו על ידי היתוך גרעיני ופולט אותה לחלל החיצון. מקורה של האנרגיה המשתחררת מכוכבים הוא בהיתוך גרעיני, והיא נפלטת לחלל בצורת קרינה אלקטרומגנטית וחלקיקי נייטרינו.

לפי הערכות, ביקום הנראה יש בקירוב ‎7×10²²‎ כוכבים. הכוכב הקרוב אלינו, מחוץ למערכת השמש, הוא פרוקסימה קנטאורי (לטינית: proximus - "קרוב"), הנמצא במרחק של 4.22 שנות אור מאיתנו.

הכוכבים יכולים להיות בגדלים שונים, מננסים אדומים שרדיוסם הוא רק כפליים הרדיוס של כוכב הלכת צדק, ועד ענקים אדומים, ענקים כחולים ועל-ענקים, אשר רדיוסם גדול פי 1000 מרדיוס השמש. 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 סדרה ראשית נעה מ-0.08 מסות שמש (מתחת לגבול זה נמצאים ננסים חומים) ועד 100–150 מסות שמש. הכוכב המסיבי ביותר שנצפה עד כה (2016) הוא R136a1 ומסתו 265 מסות שמש.

חלק מהכוכבים נמצאים במערכת כפולה עם כוכבים אחרים. קיימות גם קבוצות גדולות יותר של כוכבים, אשר מכונים צבירי כוכבים. ישנם צבירי כוכבים מפוזרים, כמו הפליאדות (Pleiades) או ההיאדות (Hyades) שליד הקבוצה שור (Taurus), וישנם צבירים כדוריים, המורכבים בדרך כלל מכוכבים ותיקים (כוכבי דור שני, Population II). הכוכבים ביקום אינם מפולגים באופן אחיד, אלא נוטים להצטבר בקבוצות המכונות גלקסיות, צבירי גלקסיות וצבירי על.

הולדתם, מהלך חייהם ומותם של הכוכבים

ערכים מורחבים – מחזור חייו של כוכב, התפתחות כוכב

השוואת גודלם של כוכבים. באדום ננס אדום בעל 0.1 מסות שמש, בצהוב השמש, בתכלת ענק כחול בעל 8 מסות שמש ובכחול עמוק חלק מ-R136a1

הכוכבים נולדים בתוך עננים מולקולריים של מימן, כאשר התפרצות סופרנובה גורמת לפלוקטואציות בתוך הענן שסופן בקריסה כבידתית של חלקי ענן מסוימים, המכונים קדם-כוכבים. הקדם-כוכב מתכווץ בהדרגה תחת כבידה עצמית והטמפרטורה בו הולכת ועלה כתוצאה מהלחץ ההולך וגדל, עד שהיא תהיה מספיקה להתחלת תהליכי היתוך גרעיני בליבת הכוכב, שיאזנו את תהליך הקריסה הכבידתית 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 הסדרה במשך זמן רב מאוד, ואילו כוכבים מאסיביים מאד עוזבים את הסדרה אחרי זמן קצר.

אחרי שהמימן בליבת הכוכב אוזל, עוזב הכוכב את הסדרה הראשית. שכתוצאה מהטמפרטורות הגבוהות ניצת המימן שבמעטפת הכוכב, וכתוצאה מהתגובות במעטפת רדיוסו של הכוכב מתארך (הכוכב מתרחב) וטמפרטורת פני שטחו יורדת – הכוכב הופך לענק אדום (על פי חוק וין, צבע אדום מרמז על טמפרטורת פני שטח נמוכה יותר). לאחר שלב זה, חייו של הכוכב יכולים להסתיים במספר דרכים, והדבר תלוי במסתו של הכוכב או במצב התפתחות של בן זוגו, במקרה ומדובר בכוכבים זוגיים.

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 לבן. כוכבים קטנים במיוחד, בעלי מסה של פחות מחצי מסת שמש, לאחר סיום היתוך מימן יגוועו לאט. גורלם של כוכבים אלה מעולם לא נצפה על ידי האסטרונומים, מכיוון שאורך החיים של כוכבים נמוכי מסה גדול מגיל היקום הנראה.

בכוכבים בינוניים, שמסתם כחצי מסת שמש ועד כ-1.4 מסות שמש (גבול צ'נדראסקאר), 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, יתרחב במה שקרוי הבזק הליום, 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 למורכב משכבות-שכבות של יסודות שונים, בדומה לקליפות 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.

מיון ומאפיינים של כוכבים

ערך מורחב – דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל

מיון הכוכבים לסוגים ושנים עבר התקדמות מרשימה לאחר המצאת המצלמה ויצירת האפשרות לצלם את הספקטרום של כוכבים שונים. על ידי שימוש בחוק וין ועל סמך האור המתקבל מן הכוכבים ניתן לגלות מה טמפרטורת פני השטח (פוטוספרה) שלהם. מהשוואת הקווים הספקטרליים ניתן לגלות אילו חומרים אופפים את הכוכבים ומידע רב נוסף. בשנת 1910 האסטרונומים איינר הרצשפרונג והנרי נוריס ראסל הציעו ופיתחו בנפרד זה מזה את הדיאגרמה בה סיווגו לפי מאפייניהם הספקטרלים.

הטיפוסים הספקטרליים 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 הם הכוכבים הקרים ביותר (כ-2,000 מעלות צלזיוס), ומכונים 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.

נוסף על כך ישנם כוכבים המציגים שלבים קצרים בחיי הכוכב או כוכבים שמציגים תכונות שלא מיוצגות בדיאגרמה ולכן קיבלו כינויים נוספים כמו כוכבי T בשור ומשתנים קפאידים

שיום

ערכים מורחבים – שמות כוכבים

על פי האיגוד האסטרונומי הבינלאומי, אין מעניקים שמות ממשיים לכוכבים, למעט מספר מוגבל של כוכבים בהירים במידה כזו שהיסטוריה העניקה להם שמות זה מכבר.

ראו גם

• נצנוץ

קישורים חיצוניים

• כוכבים, באתר "הידען"
• הערך תגובות גרעיניות והיווצרות היסודות הכבדים באתר אסטרופדיה
• תמונת היום באסטרונומיה
• שנת האסטרונומיה הבינלאומית 2009
• מאיר ברק, מהו הכוכב הגדול ביותר?, במדור "שאל את המומחה" באתר של מכון דוידסון לחינוך מדעי, 31 אוגוסט 2009
• אבק כוכבים

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ = מסת שמש, כ־‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך) הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר ($_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).

הערך באדיבות ויקיפדיה העברית, קרדיט,
רשימת התורמים
רישיון cc-by-sa 3.0