בפוסט הקודם בסדרה, סיפרנו לכם על כוכבים – אותם כדורי גז ענקיים המייצרים אנרגיה בתהליך היתוך גרעיני. דיברנו על סוגי כוכבים, על הקשר בין צבעם לטמפרטורה שלהם ועל מערכות וקבוצות כוכבים. היום נדבר על אחד השלבים המרתקים ביותר בחייו של כוכב, שלב המוות, ונברר מתי בדיוק השמש שלנו צפויה למות ומה זה אומר עליה (ועלינו).
כוכב הוא כדור של גז המייצר אנרגיה בתהליך של היתוך או מיזוג גרעיני, עליו סיפרנו לכם בפוסט הראשון בסדרה. בתהליך זה, כבידתו העצמית האדירה של הכוכב דוחסת את הגז בליבתו ומעלה את הטמפרטורה והלחץ שלו למיליוני מעלות. במצב זה, מתמזגים גרעיני אטומים לגרעיני אטומים כבדים מהם (למשל, גרעיני מימן מתמזגים להליום) ומשתחררת אנרגיה המתבטאת בלחץ וטמפרטורה גבוהים אף יותר. במשך חייו, שומר הכוכב על צורתו הכדורית בשל שוויון-כוחות; כוח הכבידה פועל לדחסו פנימה, בעוד שהאנרגיה הנפלטת ממיזוג גרעיני היסודות בליבתו יוצרת הפרש לחצים בכיוון המנוגד.
מיזוג גרעיני מימן הוא תהליך יעיל מאוד יחסית לתהליכים המוכרים לנו מכדור הארץ, כמו בעירה או אפילו ביקוע גרעיני. ההפרש בין האנרגיה הנפלטת בתהליך המיזוג לאנרגיה המושקעת בו הוא עצום. בהיתוך גרעיני מימן, "מרוויח" הכוכב אנרגיה רבה שמתבטאת בקרינה חזקה (אור וחום), טמפרטורה ולחץ גבוהים. כדי למזג גרעינים כבדים יותר, יש להשקיע אנרגיה רבה יותר מאחר וצריך להתגבר על הכוחות המושכים בין החלקיקים בגרעין (האנרגיה הדרושה להחזקת החלקיקים בגרעין, הקרויה גם אנרגיית הקשר). לכן, היתוך של גרעינים כבדים יותר כמו הליום הוא יעיל פחות, על אף שהאנרגיה הנפלטת במהלכו היא רבה יותר, אנרגיית הקשר המתנגדת לתהליך גבוהה יותר אף היא.
כאשר מכלה הכוכב את מאגרי המימן שלו, הוא ינסה למזג גרעינים כבדים יותר. אם מסתו גדולה מספיק והטמפרטורה בליבתו גבוהה מספיק, יוכל הכוכב למזג גם הליום, ליתיום, פחמן וסיליקון בתהליכים דומים. בכל תהליכי מיזוג אלו "ירוויח" הכוכב אנרגיה שתאפשר לו להמשיך למזג יסודות נוספים. אולם, כשינסה הכוכב למזג גרעיני ברזל (הכבדים מסיליקון) הוא ייתקל בבעיה. בתהליך זה, "יפסיד" הכוכב אנרגיה בשל אנרגיית הקשר הגרעינית הגבוהה של גרעין הברזל. כשמשרטטים [1] את אנרגיית הקשר של כל יסוד כתלות במספר החלקיקים בגרעינו, מגלים שברזל נמצא בנקודת מקסימום מקומית, המכונה גם "פסגת הברזל" (Iron Peak). במיזוג יסודות קלים מברזל ליסודות כבדים יותר או בביקוע יסודות כבדים מברזל ליסודות קלים יותר, משתחררת אנרגיה (עולים במעלה הגבעה). כאשר מנסים למזג אטומים כבדים מברזל או לבקע אטומים קלים מברזל, תהיה סך האנרגיה המושקעת בתהליך גדולה יותר מהאנרגיה המתקבלת ממנו (יורדים במורד הגבעה). כלומר, אפילו אם הכוכב היה מסיבי מאוד והיה מצליח למזג גם גרעיני ברזל, סך האנרגיה שהייתה מתקבלת בכל תהליך של מיזוג, הייתה קטנה יותר מהאנרגיה המושקעת. לפיכך, בשלב מסוים, יסיים הכוכב את חייו בשל הפרת שיווי המשקל השומר עליו. כאשר יאזול הדלק הגרעיני שלו, לא יוכל הכוכב להמשיך ולהתיך גרעיני יסודות וכתוצאה מכך כוח המשיכה יגבר על הלחץ בליבתו. כעת, גורלו של הכוכב יהיה תלוי במסתו.
כוכבים פחות מסיביים מהשמש שלנו או דומים לה (כוכבים מטיפוס G, K או M, עליהם דיברנו בפוסט הקודם) יסיימו את חייהם בצורה עדינה יחסית. הטמפרטורות הנמוכות בליבתם (אלפי מעלות צלסיוס) לא מאפשרות להם להתיך גרעינים כבדים יותר מפחמן. לפיכך, בסוף חייהם יידחסו כוכבים קטנים ובינוניים לכדי כדור פחמני ולוהט הנקרא "ננס לבן" בשל צבע האור (טווח תדירויות הקרינה) הנפלט ממנו. הננס הלבן ימשיך לקרוס לכדור שנפחו קטן בהרבה מנפח הכוכב המקורי. לדוגמה, בסוף חייה של השמש שלנו, שנפחה כמיליון כדורי-ארץ, היא תקרוס לננס לבן שנפחו כנפח כדור-ארץ אחד. הננס הלבן יגיע לגודלו הסופי בשל איזון בין כבידתו העצמית ללחץ הניוון האלקטרוני שנובע מעיקרון קוונטי בסיסי בשם "עיקרון האיסור של פאולי" (עליו לא נוכל לפרט כאן מפאת קוצר היריעה). לא כל החומר שבכוכב יסיים את חייו בתוך הננס הלבן. מעטפתו החיצונית ביותר של הכוכב, שלא תיתפס בכוח הכבידה, תתנפח ותתקרר ולפיכך גם תהפוך לאדומה יותר. צבעו וגודלו של הכוכב, מעניקים לו בשלב זה את הכינוי "ענק אדום". לאחר שתתקרר מעטפת זו, היא תהפוך לערפילית פלנטרית – ענן כדורי של גז ואבק הזוהר בצבעים מרהיבים [לדוגמה, ערפילית הטבעת].
לעומת כוכבים קטנים, כוכבים שמסתם גדולה ממסת השמש פי כמה (כוכבים מטיפוסים O, B, N), יסיימו את חייהם בתהליך אלים המכונה "סופרנובה". בשל מסתם הגדולה, מכלים כוכבים אלה את הדלק הגרעיני שלהם בתוך מיליוני עד עשרות מיליוני שנים – חיים קצרים, לוהטים ובהירים. מאחר ואינם יכולים למזג גרעיני ברזל, צוברים כוכבים אלה ליבת ברזל הולכת וגדלה. אם מסת הליבה שלהם תמשיך ותגדל עד שתגיע לכ-כפליים ממסת השמש [2], [3], לא יוכל כוח הניוון האלקטרוני להחזיק אותה בשיווי משקל והיא תמשיך לקרוס במהירות. שחרור האנרגיה המהיר ייצור גל הלם (פיצוץ) שיתפשט במהירויות של אלפי קילומטרים בשנייה. בזמן הפיצוץ תעלה מאוד בהירות הכוכב והוא יפלוט קרינה רבה בכל אורכי הגל; מוות אלים וקצר הנקרא "סופרנובה מסוג II". סופרנובות מסוגים אחרים יכולות להיווצר בתנאים אחרים, כמו ספיחה נוספת של חומר לאחר היווצרות הננס הלבן [4]. הכוכבים המסיביים ביותר ימשיכו לקרוס גם לאחר הפיצוץ בשל כבידתם העצמית האדירה. אולם, מאחר והדלק הגרעיני שלהם אזל, לא ייווצר כוח מנוגד לקריסה זו. שאריות הכוכב יידחסו עוד ועוד, צפיפות החומר תלך ותעלה והכוכב יהפוך לגוף מסוג חדש. אם גם לאחר התהליך האלים שעבר הכוכב, תהיה מסתו של הגוף החדש גדולה פי שלושה ממסת השמש, ימשיך הכוכב ויקרוס לחור שחור או לכוכב נייטרונים, עליהם סיפרנו לכם בעבר [5].
מותם של כוכבים הוא מתופעות הטבע הפיזיקליות המרתקות ביקום. תהליך המיזוג הגרעיני בתוך סופרנובות אחראי במידה רבה לקיומנו כאן על כדור הארץ. יש הסוברים שמקורה של מערכת השמש הוא בסדרה של פיצוצי סופרנובה קרובים [6]. ללא סופרנובות, לא היינו יכולים (בין השאר) להציע נישואין בטבעות זהב וכסף [7] או לייצר חשמל בכורים גרעיניים מאורניום. בחייהם ובמותם יוצרים הכוכבים חיים.
בסדרה זו, המסתיימת כעת, ניסינו להציג לכם בקצרה נושא מורכב באסטרופיזיקה, בו מספר השאלות עולה עשרות מונים על מספר התשובות. כוכבים הם אבני הבניין של היקום. הם אלה שיוצרים בקרבם את היסודות הכבדים ממימן והליום ומפיצים בו אור וחום. כעת, לפני שנסיים, מה דעתכם שננסה לענות בעזרת הידע שרכשנו על שאלה אחת ואחרונה: מה יהיה גורלו של הכוכב הקרוב והיקר לנו מכל, השמש?
השמש היא כוכב מטיפוס G; כוכב קטן וקר המכונה לעיתים גם "ננס צהוב". בעוד כחמישה מיליארד שנים, צפויה השמש שלנו לכלות את מאגרי המימן וההליום שלה ולסיים את חייה. ראשית, תתנפח השמש לענק אדום שיבלע כמעט את כל מערכת השמש הפנימית (מרקורי, נגה, וכדור הארץ). לאחר זמן מה, יתקרר הענק האדום וישאיר מאחוריו ענן של גז המכונה "ערפילית פלנטרית". בליבה של הערפילית, זמן רב לאחר שהגז יתקרר והאבק ישקע, ייוותר ננס לבן לוהט ובוהק. לאחר זמן רב אף יותר, יתקרר גם הננס הלבן, יפסיק לפלוט אור וחום ויהפוך לננס שחור. בסוף חייה של השמש שלנו, כל שיוותר ממנה הוא גוף קטן, קר ושחור, ואילו מערכת השמש תחזור לעריסתה הקדומה; ענן של אבק וגז שירחף לנצח ביקום אינסופי וריק ברובו. כבד, הא?
בתמונה: ערפילית הסרטן – שאריותיו של כוכב גדול בהרבה מהשמש שלנו, שסיים את חייו בפיצוץ אדיר (סופרנובה).

<< לפוסט הקודם בסדרה

עריכה לשונית: לנה קלמיקוב