יום שני, 17 בדצמבר 2012

אבק כוכבים - חלק ראשון.



הכוכב הכפול אלביראו בברבור. החבר הצהוב הוא כפול בפני עצמו
מרחקו מאיתנו כ-380 שנות אור. קרדיט: Bob Franke.

כוכבים הם גופים שמימיים המפיקים אנרגיה באמצעות תהליכים תרמו-גרעיניים המתרחשים בליבתם. בתהליכים אלו מסה הופכת לאנרגיה המוקרנת מן הכוכב בעיקר באמצעות קרינה אלקטרומגנטית ובאמצעות חלקיקי ניטרנו. כוכבים נוצרים מתוך משיכה כבידתית של חומר לחומר. לכשמתקבל גוף דחוס במידה מספקת, נוצרים תנאים להיתוך תרמו-גרעיני, והליבה ניצתת. מהי מידה מספקת? ככל הנראה כשישה אחוז ממסת השמש שלנו. מספקת באיזה מובן? במובן זה שהאנרגיה הקינטית של הפרוטונים הכלואים בליבת הכוכב מביאה אותם מספיק קרוב זה לזה כך שהסיכוי למינהור קוונטי גדול די הצורך לייצירת מיזוגים. ומרגע שאלו נוצרים, גדלה הטמפרטורה של הסביבה ועימה הסיכוי למיזוגים נוספים; הבערה מזינה את עצמה. 


כמה מילים על המנגנון הזה: ברגיל פרוטונים דוחים זה את זה דחייה חשמלית. מבלי להיכנס לדקויות, עצמת הדחייה גדלה כמו אחד חלקי המרחק בריבוע. יוצא איפה שכוח הדחייה בין פרוטונים מאוד קרובים הוא עצום. הכוח הזה הוא כל כך גדול עד כי גם טמפרטורת סביבה של מאות מליוני מעלות לא תצליח לגרום להם לגעת זה בזה. ומדוע חשוב שיתקיים מגע או סף-מגע? היות ובטווח זה - ורק בטווח הזה - נכנס לפעולה כוח משיכה חזק ביותר, חזק בהרבה מהדחייה החשמלית ומעתה הוא לוקח פיקוד ומייצר מצב קשור של פרוטונים. זהו כמובן הכוח הגרעיני חזק. המצב הקשור שהתקבל הוא גרעין אטום מסוג חדש, ולמרבה הפליאה (לכאורה) קל ממסת סך המרכיבים שיצרו אותו.

בטמפרטורות המתקיימות בליבת הכוכב אין שום סיכוי ליצירת מגע פיזי בין שני פרוטונים. אלא שבסקלות אלו (פרמי, \(\sim10^{-15}\) מטר) נכנסת מכניקת הקוונטים לפעולה, ותהליך שלא קיים מבחינה קלאסית מתרחש: הפרוטונים "חופרים מנהרה" מתחת למחסום הפוטנציאל של הדחיה החשמלית ולפתע "מוצאים עצמם" בקירבה מספיקה זה לזה. כיצד זה קורה? ובכן, לכל חלקיק קוונטי (ופרוטונים בכלל זה) משוייכת פונקציית גל מרחבית המכילה מידע על ההסתברות למציאת החלקיק בכל נקודה ונקודה במרחב. פונקציית הגל מרוכזת במקום שבו הכי סביר למצוא את החלקיק; אבל לפונקציה הזו יש גם זנבות רחוקים היכן שהיא מקבלת ערכים נמוכים מאוד. הסיכוי למצוא את הפרוטון באיזורים אלו אמנם נמוך מאוד אבל עדיין עשוי להתממש.

וכך קורה שבתנאים של טמפרטורטות ולחצים גבוהים מאוד, כמו אלו השוררים בליבתם של כוכבים, הזנבות של פונקציות הגל של הפרוטונים חופפים זה לזה, והנה קיבלנו סיכוי גבוה מאפס להתממשותה של קירבה אינטימית. כאמור, הסיכוי אמנם גבוה מאפס אבל קטן ביותר. עם זאת, בצבר עצום של פרוטונים גם סיכוי קטן מתממש באופן מאוד לא נדיר. והראיה: רק בשמש שלנו, שבפירוש איננה כוכב מסיבי באופן יוצא דופן, מומרים בכל שנייה ושנייה שש-מאות מליון טון של פרוטונים לחמש מאות תשעים וששה מליון טון של גרעיני הליום וארבעת מיליון הטון הנותרים אויינו לאנרגיה טהורה עליה אנו חיים... (כמה זה בג'אול? מהו ההספק למטר רבוע במרחק יחידה אסטרונומית אחת? חשבון פשוט ואתם עשויים להיות מופתעים מאוד מהתוצאה).

אנרגית הקשר היא גודל שלילי ומרגע שהקשר נוצר היא משתחררת מהמערכת. כמות האנרגיה המשתחררת במהלך כל התהליך שבו מימן מותך להליום היא כ-17.6 מיליון אלקטרון-וולט, יותר מפי מיליון מזו המתקבלת ע"י לכידת אלקטרון סביב פרוטון באטום המימן, 13.6 אלקטרון וולט בסה"כ. הווה אומר, האנרגיה המשתחררת במיזוג גרעיני של מימן להליום גבוהה בשישה סידרי גודל(!) מהאנרגיה המשתחררת במיזוג אלקטרומגנטי בתהליכים כימיים. ברשומה קודמת הבאתי דיאגרמה המתארת את ההיתוך הגרעיני הנפוץ בשמש שלנו. בפועל יש כמה וכמה מסלולי היתוך גרעיני ועל כך תוכלו לקרוא בויקפדיה כאן. לטובת הקוראים שמעוניינים רק בשורה התחתונה אני מביא כאן את טבלת השכיחויות של התהליכם השונים אותה שלפתי מויקיפדה:




כוכבים נוצרים בתוך ענני מימן והליום מעורבים בכמויות קטנות של "אבק" שמקורו בכוכבים קדומים יותר. מימדיהם של העננים הללו עצומים ועשויים להגיע לעשרות רבות של שנות אור. באיזורים "קרירים" בענן, היכן שחום איננו משמש גורם של דחיה הגובר על המשיכה הכבידתית הרפה, מתרחשת קריסה כבידתית לעבר מרכז כובד מקומי. וככל שאזור מרכז הכובד סופח יותר ויותר חומר, מתעצמת כבידתו והוא משמש אבן שואבת רבת עצמה בליבו של הענן העוטף אותו. בסופו של דבר נדחסת כמות כל כך גדולה של חומר עד כי נוצרים תנאים מתאימים להיתוך תרמו-גרעיני. ואז, באחת, ניצתת הליבה וכוכב חדש נולד...

הכוכב שזה עתה ניצת טרם השיג שיווי משקל תרמודינמי. הוא עדיין מוקף בכמויות עצומות של חומר הנספחות אליו עוד ועוד. המערכת כולה נושאת תנע זווית גדול ומסתחררת סביב עצמה. בענן המקיף עשויים להיווצר מוקדי משנה של משיכה כבידתית והם עצמם משמשים גלעינים ליצירת פלנטות ואולי אף לכוכבים אמיתיים שיהיו בני לוויה לכוכב הראשי. הללו נושאים עימם חלק מהתנע הזוויתי של המערכת כולה בין אם באמצעות סיחרור עצמי ובין אם בהקפת הכוכב המרכזי. אם מדובר במערכת מסיבית מאוד (עשרות מסות שמש שלנו) יחלפו רק כמה מאות אלפי שנים בטרם תתקבל מערכת שמש בוגרת, או אוסף של שמשות החגות סביב מרכז כובד משותף, ואליהן עשויות להילוות פלנטות, ירחים ומה לא... אם מדובר בכוכבים בעלי מסה נמוכה במיוחד (שבר של מסת שמש) יארך התהליך עשרות ואף מאות מליוני שנה.

כך או כך, סופו של התהליך מייצר "כוכב סדרה ראשית" (או מערכת רב כוכבית של כוכבי סדרה ראשית) היינו כוכב הנמצא בשיווי משקל תרמודינמי כך שלחץ הקרינה שמקורה בתהליכים התרמו-גרעיניים בליבתו מאזן את המשיכה הכבידתית ומתקבל גוף בעל גיאומטריה יציבה אשר החומר שבו נמצא במצב פלזמתי, היינו כמרק דחוס ולוהט של גרעינים (בעיקר פרוטונים או חלקיקי אלפא) ואלקטרונים, אלה בנפרד מאלה. עבור אותם כוכבים שמלכתחילה קרסו מתוך סביבה עם תנע זוויתי נמוך, תתקבל צורה פחות או יותר כדורית, בדומה לשמש שלנו. אלו שמלכתחילה נשאו עימם תנע זוויתי גדול יהיו עתה פחוסים מאוד וצורתם סגלגלה (כוכב רגולוס-A - היינו "מלך קטן" או "מלכילון" - הוא דוגמא).

בדומה לשמש שלנו, כל כוכבי סדרה ראשית עטופים בפוטוספירה הקורנת בהתאם לטמפרטורה שלה. טמפרטורה זו נגזרת כמובן ממסת הכוכב; ככל שמסתו גדולה יותר יהיה תהליך המזיוג הגרעיני בליבתו יעיל יותר, ובהתאם לכך הסעת החום לעבר השכבות החיצוניות תהיה חזקה ויעילה יותר. כוכבים מסיבים יהיו איפה בעלי פוטוספירה חמה ויפלטו קרינה בעיקר בתחום הצבעים הסגול-כחול, הקרים ביותר יפלטו קרינה בעיקר בתחום האדום. הקרינה הנפלטת איננה כמובן חד צבעית אלא מתפלגת בהתאם לחוקי קרינת גוף שחור (כינוי לגוף הנמצא בשיווי משקל תרמודינמי עם סביבתו). להתפלגות הזו יש "פיק" והוא זה אשר מכתיב בסופו של דבר את הצבע הדומיננטי.

עוצמת הקרינה האלקטרומגנטית כפונקציה של אורך הגל
עבור טמפרטורות פוטוספירה שונות. מקור: ויקיפדיה.

מקובל לסווג כוכבים באופן גס על פי טמפרטורת המעטפת שלהם
(יש סיווגים עדינים יותר). את הטבלא מעלה הורדתי מכאן.

ענני הגז מהם נוצרים הכוכבים הם כה אדירי-מימדים עד כי עשויים להיווצר עשרות, מאות, ואף אלפי מוקדי קריסה שונים פחות או יותר בו-זמנית. במקרה כזה נישאר בסופו של יום עם צביר כוכבים ענק ובו עשרות, מאות, ואף עד אלפי כוכבים, כולם קשורים זה בזה בקשר כבידתי רופף שמקורו בעובדה שהורתם בענן בודד. לכל חבר במערכת יש מאפיינים שונים, כלומר מסה משלו, תנע זוויתי משלו, מהירות משיקית משלו. בד"כ האנרגיה הקינטית הגלומה במהירות המשיקית גדולה יותר מהאנרגיה השלילית הגלומה "בבור הפוטנציאל" הכבידתי המשותף, והחברים בצביר צפויים עם הזמן להיפרד זה מזה; משום כך מכונים צבירים אלו "פתוחים".

הצביר הפתוח M-52 בקסיופאה. גיל הכוכבים: כחמישים מליון
שנים. מקור: APOD. זכויות יוצרים: Fenyes Lorand

הפליאדות (משמאל) וההיאדות (מימין) בקבוצת שור.
מקור: APOD. זכויות יוצרים:  Rogelio Bernal Andreo

הצביר הכפול בפרסאוס כבר כיכב כאן (תרתי משמע)...
מקור: APOD.

משמאל: M35 על 2500 כוכביו בני 150 מליון שנים, ממוקם 2800 ש"א
מאיתנו בתאומים; מימין, במרחק גדול פי ארבעה, NGC 2158,
כוכביו זקנים פי עשר ומניינם גדול בהרבה. מקור: APOD.

כוכבי סדרה ראשית הם איפה כוכבים יציבים המפיקים אנרגיה באמצעות התכת מימן להליום בליבתם. האם בזה מתמצא כל הסיפור? התשובה לכך היא בהחלט לא. היות וההליום דחוס יותר מהמימן (כלומר צפיפותו גבוהה יותר), המסה של הליבה הולכת וגדלה ככל שכמות ההליום גדלה, ועימה גדלים הלחצים ועולה הטמפרטורה. באיזשהו שלב מגיע הרגע שבו מתקיימים תנאים למיזוגים של הליום ופרוטונים לליתיום, והלאה ליצירת גרעיני פחמן המכילים שישה פרוטונים ושישה ניטרונים. וכך קורה שמרכז הכוכב החם יותר מסביבתו מסנתז הליום לפחמן, והוא עטוף במעטפת קרירה יותר אשר עדיין מסנתזת מימן להליום. בבוא העת תתלהט ליבת הפחמן לטמפרטורות שתאפשרנה יצירת נאון, חמצן, סיליקון והלאה עד ברזל וכאן יעצר התהליך. על כל זאת ברשומה הבאה בנושא...




4 תגובות:

  1. אני חושב שזה עתה קראתי את אחד התקצירים הטובים ביותר לנושא.
    פשוט, ברור, ועם זאת לא "מתיילד" ברמתו.

    זה עומד להיות בסיס לכמה וכמה שיחות עם הנוער.
    תודה

    השבמחק