מחזור חייו של כוכב ניתן לתיאור על פי דיאגראמת הרצספרונג-ראסל ("Hertzsprung-Russell Diagram").
הדיאגראמה נותנת בצורה גראפית את מאפייני הכוכב (בהירות מוחלטת ויחסית, טמפרטורה וקבוצה ספקטראלית, ראה תמונה למטה.). במהלך חייו הכוכב נע לאורך הדיאגראמה מימין (טמפרטורות יותר נמוכות) לשמאל (טמפרטורות גבוהות יותר).
.jpg)
כוכב מתחיל את חייו כענן קר של גז בצד הימני של הדיאגראמה.
הגז הרב (מבחינת מסה) מתחיל לקרוס לתוך עצמו בגלל כוחות המשיכה ותוך כדי כך הוא פולט קרינה; לכן כוכב צעיר הוא יחסית קר אך בהיר מאוד. למרות הבהירות הרבה כוכבים צעירים לרוב נסתרים מהעין בגלל שהם ממוסכים בעננים אדירים של גז ואבק, אך ניתן לזהות אותם באורכי גל תת-אדומים. ככל שהכוכב מתבגר כך הוא ממשיך לקרוס לתוך עצמו ותוך כדי כך הוא מתחמם יותר ויותר ונע שמאלה לאורך הדיאגראמה.
אם הכוכב אינו גדול מספיק (הגבול הוא בערך 1% ממסת השמש) - בשלב מסוים לחץ הגז מתנגד לכוחות המשיכה והכוכב מפסיק לקרוס לתוך עצמו. כוכב כזה "כשל" במשימתו להפוך לשמש (לא נוצר תהליך היתוך גרעיני) והוא מוגדר כננס חום או ככוכב-לכת ענק. כוכב הלכת צדק במערכת השמש שלנו הוא דוגמא לכוכב-לכת כזה.
במידה ומסת הכוכב היא לפחות 5-7% ממסת השמש הכוכב ממשיך לקרוס לתוך עצמו והטמפרטורה שלו לעלות עד אשר המימן שבליבתו מוצת ומתחיל תהליך היתוך גרעיני.
בשלב זה הכוכב נכנס למה שמכונה "הסדרה הראשית" (main sequence). למעשה על פי ההגדרה המדויקת- רק משלב זה הוא מוגדר ככוכב אמיתי ,עד לשלב ההיתוך הגרעיני הוא רק "מועמד" להיות כוכב.
"הסדרה הראשית" מתארת כוכבים שמבצעים היתוך גרעיני של מימן להליום תוך כדי שחרור חום ואור. אנרגיית ההיתוך הגרעיני מונעת מהכוכב להמשיך ולקרוס (בגלל כוחות המשיכה).
רוב חייו של הכוכב עוברים עליו ב"סדרה הראשית". כוכבים ענקיים ומסיביים נמצאים בקצה השמאלי של ה"סדרה הראשית", הם חמים מאוד ואורם כחלחל בוהק. הם בוערים מהר ומכלים את הדלק הגרעיני שלהם תוך מספר מיליוני שנים.
בקצה השני של "הסדרה הראשית" מצויים כוכבים בעלי מסה נמוכה, הם קרים יחסית ומאירים באור אדום עמום אך אורך חייהם נמדד במיליארדי שנים. השמש שלנו נמצאת במקום טוב באמצע.
לבסוף (במוקדם או במאוחר) מאגר הדלק הגרעיני (מימן) של הכוכב מתחיל להיגמר וליבת הכוכב עשויה ברובה מהליום. המימן הבוער נדחף החוצה מליבת הכוכב ויוצר מעטפת סביב ליבת הכוכב. בשלב זה הליבה מתחילה שוב לקרוס לתוך עצמה (מכיוון שאין כוחות היתוך גרעיניים שיתנגדו לכוחות המשיכה האדירים) בעוד המעטפת הבוערת של המימן נדחפת החוצה. כתוצאה מכך הכוכב מתנפח ומוגדר כ"ענק אדום".
השמש שלנו צפויה להגיע למצב "ענק אדום" בעוד כ 5 מיליארד שנה. במצב זה היא תהיה כל-כך גדולה שהיקפה יהיה במסלול כדור הארץ (כלומר חמה, נוגה וכדור הארץ יבלעו ע"י השמש).
כעת הכוכב מגיעה שוב לצומת דרכים:
(1). אם מסתו יחסית נמוכה (פחות ממחצית ממסת השמש), המעטפת החיצונית תתפזר כלפי חוץ ותיצור ערפילית (nebula) בעוד הליבה החמה והדחוסה תיצור ננס לבן. הננס הלבן ימשיך לפלוט אנרגיה אך ימשיך להתקרר עד שכל מה שיישאר ממנו הוא "גחל" כבוי הקרוי "ננס שחור"
(2). אם מסת הכוכב מעל ממחצית מסת השמש ועד בערך למסת השמש הוא ימשיך לקרוס לתוך עצמו והטמפרטורה תעלה עד שגם ההליום יתחיל לבעור (תהליך היתוך גרעיני שיהפוך את ההליום ליסוד כבד יותר- פחמן). הכוכב יקטן בנפחו ו"יחזור לחיים" ככוכב שמאיר תודות לבערת הליום בליבה ומימן במעטפת. כאשר ההליום בליבת הכוכב ייגמר המעטפת החיצונית תתפזר כלפי חוץ ותיצור ערפילית (nebula) בעוד הליבה החמה והדחוסה תיצור ננס לבן (כמו מקודם).
(3). בכוכבים כבדים יותר הפחמן שנוצר בליבת הכוכב מתחיל לבעור ולעבור היתוך ונוצרים יסודות כבדים יותר וחוזר חלילה. ככול שכוכב הוא בעל מסה גדולה יותר כך הוא ימשיך לשרוף יסודות כבדים יותר ובתהליך של היתוך גרעיני להפוך אותם ליסודות כבדים יותר. כל שלב כזה מהיר יותר מקודמו- אם כוכב מסוים יכול לשהות מיליארדי שנים בשריפת מימן הרי כשיגיע לשלב שרפת סיליקון לדוגמא התהליך ייקח מספר ימים בודדים בלבד! בשלב שבו לכוכב אין מספיק אנרגיה לשרוף את היסוד הכבד הבא, המעטפת החיצונית שלו תתפזר כלפי חוץ ותיצור ערפילית (nebula) בעוד הליבה החמה והדחוסה תיצור ננס לבן (כלומר לא כל הננסים הלבנים עשויים מאותם היסודות).
(4). כוכבים כבדים ברמה של לפחות 5-10 מסות של השמש שלנו יגיעו לשלב שהכוכב כולו עשוי ברזל. בשלב זה, כאשר הכוכב מוכן לשרוף ברזל הוא "נתקל בבעיה". היתוך הברזל לא גורם לשחרור אנרגיה ולכן אין כוח שימנע את המשך קריסתו וזה בדיוק מה שקורה. הכוכב קורס לתוך עצמו ומתחמם עד לשלב שבו מתרחשת התפוצצות כלפי פנים (implode). הריבאונד של התפוצצות פנימית זאת נצפה כסופר-נובה. בשלב זה, בתלות במסת הכוכב- מה שנותר מהסופר-נובה יכול להפוך לננס לבן, כוכב נויטרונים או חור שחור.
הכוכבים מסווגים בסיווג ספקטראלי על פי צבעם באותיות O, B, A, F, G, K, M. כוכב מסוג O בוהק מאוד בור כחלחל ולעומתו כוכב מסוג M מאיר עמומות באור אדמדם. השמש מצויה באמצע (G).
כדי להקל על הזכירה של האותיות המדענים הגו את המשפט הבא: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me".
התמונות עובדו מויקיפדיה ו NASA.
מאת: ד"ר מאיר ברק
המחלקה לביולוגיה מבנית
מכון ויצמן למדע
הערה לגולשים
אם אתם חושבים שההסברים אינם ברורים מספיק או אם יש לכם שאלות הקשורות לנושא, אתם מוזמנים לכתוב על כך בפורום. אנו נתייחס להערותיכם. הצעות לשיפור וביקורת בונה תמיד מתקבלות בברכה.
