כיצד כוכבים נוצרים ומתפתחים: המדע של מחזור חיי כוכבים

כל כוכב הנראה כעת בשמי הלילה החל באותו אופן: כגז קר סחוף בתוך ענן מולקולרי. על פי NASA Science, ענני אלה מורכבים בעיקר מימן וחול, קרים מספיק כדי שגז יתכנס ביחד, ויוצרים כיסי צפופים איפה שהטורבולנציה יוצרת קשרים לא יציבים מבחינת כוח הכבידה.

לידה בענן מולקולרי

כאשר קשר צפוף בתוך ענן מולקולרי נעשה ضخم מספיק, הוא קורס תחת כוח הכבידה שלו. פורטל החינוך של סוכנות החלל האירופית מתאר nebulae — ענני ענקיים של גז הנמצאים בזרועות הספירלה של כוכבי לכת — כחומר גולמי לתהליך זה, וציין שניתן להניע nebula לקריסה על ידי טריגר חיצוני כגון התפוצצות supernova סמוך או התנגשות בין ענני.

קבוצת הרכים Las Cumbres Observatory מדגימה את קנה המידה המעורב עם מודלו של ענן מולקולרי בקוטר של כ-1.2 שנות אור וכ-10 קלווין (-263 מעלות צלזיוס) — קרוב לאפס המוחלט. כאשר ענן כזה קורס, הוא מתחיל להסתובב, משתטח לדיסק עם ליבה צפופה וחמה יותר במרכז.

מכוכב דור ראשון לכוכב אמיתי

הליבה המתחממת הזו נקראת כוכב דור ראשון. על פי Las Cumbres Observatory, כוכב דור ראשון זוהר מהחום של התכווצות כוח הכבידה בלבד — זה עדיין לא כוכב במובן היתוך. חומרי החינוך של ESA מוסיפים כי דיסק dor ראשוני סביבון ממשיך להנמיץ מסה על הליבה דרך הצטברות, בעוד ששדה מגנטי מסתובב של האובייקט הצעיר מונע רוחות יוצאות וסילונים המנקים בהדרגה גז וחול שנותר.

כוכב דור ראשון ממשיך התכנסות והתחממות עד שטמפרטורת הליבה שלו עוברת בערך 10 מיליון קלווין. בנקודה זו, גרעינות מימן יכולים להתמזג להליום, משחררים אנרגיה ועוצרים התמוטטות נוספת. NASA Science ו- ESA שניהם זיהו רגע זה — הדלקת היתוך מימן ממושך — כנקודה שבה כוכב דור ראשון הופך לכוכב בסדר ראשי. על פי Las Cumbres Observatory, אורך של שלב ההתכנסות לפני סדר ראשי זה תלוי בחדות על המסה: כוכב דור ראשון בעל מסה גבוהה יכול להתמוטט לכוכב בתוך כ-מיליון שנה, כוכב דור ראשון דומה לשמש לוקח בערך 50 מיליון שנה, וכוכבי דור ראשוני בעלי מסה נמוכה יכולים להיקח יותר מ-100 מיליון שנה.

הסדר הראשי: גיל בינוני ארוך וتابע למסה

ברגע שהיתוך מתחיל, כוכב נכנס לסדר הראשי, שלב יציב בו הוא מבלה רוב חייו בהמרת מימן להליום בליבה שלו. NASA Science קובעת כי כל הכוכבים חיים את רוב קיומם בצורה זו, אך כמה זמן שלב זה נמשך תלוי כמעט לחלוטין בהמסה: כוכבים מאסיביים יותר שורפים את המימן שלהם הרבה יותר מהר מאלה קטנים יותר, למרות שהם מתחילים עם מאגרי דלק גדולים יותר.

נתונים אלה, הנלקחים מחומרי חינוך להתפתחות כוכבים של ESA, מראים מדוע הכוכבים המאסיביים ביותר, החמים ביותר הם גם בעלי חיים הקצרים ביותר: כוכב מסוג O בעל כ-40 מסות שמש שורף בתוך כ-מיליון שנה, בעוד שננס אדום בעל כ-חצי מסת השמש יכול תיאורטית להמשיך להתמזג מימן למשך עשרות מיליארדים של שנים, יותר מזה שקיים היקום.

מוות: שלוש קצוות שונים

NASA Science ו- ESA מסכימות כי המסה של כוכב גם קובעת כיצד הוא מת. כוכבים דומים לשמש וכוכבים בעלי מסה נמוכה התנפחות לענקים אדומים כאשר מימן בליבה מתמעט, ואז זורקים את שכבותיהם החיצוניות כקליפה זוהרת של גז — ערפילית פלנטרית — משאירים אחריהם ליבה חמה וצפופה מאוד הנקראת ננס לבן. ESA מתאר ננסים לבנים כהגעה לצפיפות של יותר מ-1000 קילוגרם לסנטימטר מעוקב, המתקרר לאט על פני פרקי זמן עצומים.

כוכבים עם בערך שמונה או יותר מסות שמש נתקלים בקצה הרבה יותר אלים. חומרי ESA מתארים כוכבים בעלי מסה בינונית (בערך 8 עד 20 מסות שמש) מתקדמים דרך שלבי היתוך עוקבים של פחמן, חמצן, ניאון, סיליקון וברזל לפני התמוטטות קטסטרופלית ב- Supernova Type II, משאירים כוכב נוטרונים מאחור. NASA Science גם מציינת כי כוכבים הרבה יותר מאסיביים מהשמש מסתיימים בהתפוצצויות Supernova המפיצות את האלמנטים שנוצרו בתוכם בחזרה לחלל.

לכוכבים המאסיביים ביותר, ESA קובעת כי אם שאריות הליבה המתמוטטת עולות על בערך שלוש מסות שמש, אפילו הלחץ הקיצוני התומך בכוכב נוטרונים לא יכול להחזיק אותו, והוא קורס יותר לתוך חור שחור — אובייקט ש- NASA Science מתאר כבעל כוח כבידה "כל כך אינטנסיבי עד שאפילו אור לא יכול לברוח".

מחזורי לכוכבים חדשים

החומר שכוכב מת משחרר לא נעלם. NASA Science מציינת כי חומר שנזרק ב- Supernova או שנשפך על ידי כוכב דומה לשמש מת חוזר לתווך הבין-כוכבי, מעשיר אותו בעיקרים שיוצרו על ידי היתוך ומאפשר לכוכבים חדשים — וכנראה למערכות כוכבים חדשות — להיווצר משאריות. מחזור זה של קריסה, היתוך והפצה הוא מה שאסטרונומים מכנים בהתאם למחזור חיי כוכבים.