פתיחת התפריט הראשי

שינויים

נוספו 59 בתים ,  לפני שנתיים
קו מפריד בטווח מספרים, הסרת קישורים עודפים
[[קובץ:SN1994D.jpg|שמאל|ממוזער|250px|סופרנובה SN1994D בגלקסיה NGC 4526 כפי שצולמה על ידי [[טלסקופ החלל האבל]]. הסופרנובה היא הנקודה הבוהקת משמאל למטה]]
'''סופרנובה''' (Supernova) היא תופעה שבה [[כוכב]] מסיבי מתפוצץ משום שהלחץ שה[[היתוך גרעיני|היתוך הגרעיני]] יוצר בו כלפי חוץ אינו מספיק כדי לאזן את כוח ה[[כבידה]] העצמי החזק שלו כלפי פנים. הצופה בתופעה כזו ממרחק של [[שנת אור|שנות אור]] רבות, יבחין כי [[בהירות]] הכוכב גדלה במהירות ובחדות (היא יכולה לגדול פי מיליון ויותר, ואף לעלות על בהירותה של [[גלקסיה]] שלמה). ב-10ב־10 השניות הראשונות של התהליך, ה[[אנרגיה]] שמופקת גדולה יותר מהאנרגיה שמפיקים כל הכוכבים בכמה גלקסיות גדולות. פליטת ה[[נייטרינו]] מאותו כוכב בזמן הסופרנובה מוגברת באותה מידה.
 
הסופרנובה היא שלב הסיום ב[[מחזור החיים של כוכב]] כבד. כאשר אוזל ה[[דלק גרעיני|דלק הגרעיני]] בכוכב (כלומר, כלים ה[[יסוד כימי|יסודות]] שיכולים להתמזג ב[[היתוך גרעיני]] ליסודות כבדים יותר תוך שחרור אנרגיה), אין כוח שיתנגד למשיכת הכבידה העצמית שלו, והכוכב קורס לתוך עצמו.
 
==סוגי סופרנובה==
 
=== סוג I ===
סופרנובה המתרחשת כאשר [[ננס לבן]] סופח אליו [[חומר]] מ[[כוכב]] סמוך. עקב כך [[מסה|מסתו]] גדלה, עד שהיא עוברת את הסף הקריטי לסופרנובה - [[גבול צ'נדראסקאר]] (כ-1כ־1.44 [[מסת שמש|מסות שמש]]). בעקבות זאת, קורס הכוכב כתוצאה מכוח הכבידה שלו עצמו. אנרגיית הכבידה שלו הופכת לחום עצום ומתחילות בתוכו תגובות גרעיניות אך בשל מסתו הקטנה (ולכן מעט אנרגיה גרביטציונית) אין להן ויסות והכוכב מתפוצץ. במהלך הפיצוץ נפלט שטף של [[נייטרינו]] ו[[יסוד כימי|יסודות]] חדשים שנוצרו בתהליך ה[[היתוך גרעיני|היתוך הגרעיני]] מתפזרים בחלל.
 
בסופו של דבר, השלבים השונים של התגובות הגרעיניות דומים לסופר נובה "רגילה" (המכונה II) ולכן הם מובאים בפירוט בהמשך.
 
=== סוג II ===
סופרנובה המתרחשת בכוכב מסיבי (שמסתו פי 8 או יותר ממסת השמש) לאחר מספר שלבים של [[היתוך גרעיני]], לאחר שאוזל ה"דלק" ל[[היתוך גרעיני|היתוךלהיתוך הגרעיני]] של הכוכב.
 
כל עוד נמשך ההיתוך הגרעיני, הכוכב אינו קורס לתוך עצמו, למרות [[כוח הכבידה]] החזק הפועל בין חלקיקים המרכיבים אותו, משום שלחץ ה[[אנרגיה]] הנוצרת בהיתוך הגרעיני מאזן את הכבידה אך זהו תהליך בעל שלבים ברורים, וסוף בלתי נמנע.
 
==== היתוך המימן להליום====
בכוכב שמסתו קטנה מתחת ל-0ל־0.08 ממסת השמש, היתוך גרעיני לא מתחיל כלל, מאחר שכוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחוס את ליבת הכוכב ולהתקרב לחום הנדרש לתחילת היתוך המימן. במקרה כזה, הכוכב מוגדר כ[[ננס חום]]. אך בכוכב גדול יותר, התהליך מתחיל כך: היתוך ארבעה אטומי [[מימן]] לאטום אחד של [[הליום]]{{הערה|בארבעה אטומי המימן יש ארבעה [[פרוטון|פרוטונים]], ואילו בגרעין אטום ההליום יש רק שני פרוטונים, ועוד שני [[נייטרון|נייטרונים]] שנוצרו משני הפרוטונים הנותרים. המטען החשמלי נשמר בכך שבתהליך ההיתוך נוצרים גם שני [[פוזיטרון|פוזיטרונים]], בעלי מטען שווה לזה של הפרוטונים המקוריים (ועוד שני [[נייטרינו]]). התהליך המלא מורכב מעט יותר ומתואר בערך [[היתוך גרעיני]].}}. היתוך זה מייצר [[אנרגיה]] גבוהה מאוד יחסית להיתוך אטומים אחרים, ולכן שלב זה הוא הארוך והיציב ביותר במחזור החיים של הכוכב. מקור האנרגיה היא איבוד קטן יחסית של מסה - מסתו של אטום הליום קטנה בכ-0בכ־0.71% מזו של ארבעת אטומי המימן, וזו המסה שמומרת לאנרגיה. ככל שמסת הכוכב גדלה, כמות המימן המתכלה - והאנרגיה המופקת - גדלות באופן לא לינארי. לדוגמה, אם מסת הכוכב היא פי 20 ממסת השמש, הוא יכלה את המימן שבליבה בתוך 9 מיליון שנים "בלבד", לעומת תהליך היתוך ליבת המימן של השמש שמוערך בכ-10בכ־10 מיליארד שנים. יודגש השימוש במונח '''"ליבה"'''. רדיוס ליבת השמש הוא 20% בלבד מרדיוס השמש כולה, אולם במצב "רגיל" של שלב היתוך המימן, רק אזור זה מגיע ללחץ ולטמפרטורה הנחוצה להתכת מימן, ולכן רק הוא מהווה את מקור האנרגיה של הכוכב. המימן שנותר ב"מעטפת" הכוכב (כ-78כ־78%) אינו מותך בשלב זה, והוא ממתין לתורו בשלבים הבאים.
 
הפסקת היתוך המימן בליבת הכוכב גורמת ל"ניצחון" זמני לכוח הכבידה: התכווצות וקריסת ליבת הכוכב לתוך עצמו, משום שאין יותר [[אנרגיה גרעינית]] שתפעל בכיוון הפוך.
בכוכב שמסתו קטנה מתחת לשליש מסת השמש, כוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחיסת ליבת הכוכב עד לחום של 300 מיליון מעלות צלזיוס בקירוב, הנדרש לשלב הבא: היתוך ההליום. במקרה כזה, הכוכב יתקרר וידעך לאיטו, ויהפוך ל[[ננס לבן]].
 
==== היתוך ההליום לפחמן והפיכה לענק או על-ענקעל־ענק אדום====
קרוב יותר למסת השמש, כוח הכבידה ממשיך ודוחס את אטומי ההליום שבליבה עוד ועוד, עד שמתחיל שלב ההיתוך השני - שלושה אטומי הליום מתמזגים והופכים לאטום אחד של [[פחמן]] תוך שחרור אנרגיה. מאחר שהאנרגיה המופקת בתהליך זה קטנה משמעותית מהיתוך המימן, שלב זה קצר משמעותית מהשלב הראשון ונאמד במספר עשרות עד מאות אלפי שנים (תלוי במסת הכוכב).
 
זה השלב שבו כוכב שמסתו בערך כמסת השמש, יהפוך ל'''[[ענק אדום]]'''. הכוכב הוא בעל שכבות בדומה לבצל ענק - בפנים פחמן, בשכבת מעטפת פנימית הליום, ובשכבה החיצונית מימן.
 
כוכב שמסתו גדולה מעשר מסות שמש לערך, יהפך בשלב זה ל'''[[על-ענק אדום|על־ענק אדום]]''' במהלך תקופת התכת ההליום שלו. לכוכבים אלו רדיוסים גדולים מאוד, בדרך כלל בטווח של 200-800200–800 מרדיוס השמש שלנו. גודלו של על-הענקעל־הענק הגדול ביותר הידוע הוא בערך פי 1,500 מרדיוס השמש.
 
בכוכב שמסתו קטנה מ[[גבול צ'נדראסקאר]] (בערך 1.44 ממסת השמש), התהליך נעצר כאן. כוח הכבידה אינו מסוגל לדחוס את אטומי הפחמן ולהתיך אותם לשלב הבא, ולכן השמש שלנו עתידה להתקרר ולהצטמק בהדרגה, ל[[ננס לבן]].
 
==== היתוך הפחמן לחמצן====
מעל גבול צ'נדראסקאר, מתחיל השלב הבא בליבת הענק (או על-ענקעל־ענק) האדום - דחיסת אטומי הפחמן והיתוכם, בעיקר ל'''[[חמצן]]'''. החום האדיר בליבה גורם ל"בצל" ליצור שכבה נוספת, והתהליך ממשיך. הענק - או על-הענקעל־הענק - ממשיך לגדול, אך ככל שגדלה המסה האטומית האנרגיה המשתחררת בהיתוך הולכת ויורדת. שלב היתוך הפחמן, לכן, מפיק הרבה פחות אנרגיה מקודמו, והוא אורך מאות עד אלף שנים בלבד.
 
==== שלבי ההיתוך הבאים - עד לברזל====
כעת כח הכבידה העצום בליבה דוחס את אטומי החמצן ומתיכם בעיקר ל[[צורן]] (סיליקון). שלב זה כבר מוערך בחודשים עד שנים ספורות בלבד, בהתאם למסת הכוכב. כך ממשיך הכוכב ומייצר שכבות מימן, הליום, פחמן, חמצן, [[נאון]], צורן, [[גופרית]] ולבסוף - [[ברזל]]. תהליך זה הוא למעשה המקור של כל מרבצי המתכות המוכר לנו.
 
לדוגמה: כוכב בעל 20 מסות שמש יימצא קרוב ל-9ל־9 מיליוני שנים בהיתוך מימן להליום ואז יהפוך לעל-ענקלעל־ענק אדום, בו ימצא קרוב למיליון שנים בהיתוך הליום לפחמן, קרוב לאלף שנים בהיתוך פחמן לחמצן (וגם ל[[נאון]]), כ-4כ־4 שנים בהיתוך חמצן ל[[צורן]] (וגם ל[[גופרית]]), ואז שבועות עד חודשים בודדים בהיתוך צורן ל[[ברזל]].
 
====סופר נובה====
הברזל הוא השלב האחרון במחזור ההיתוך שבו יסוד אחד הופך ליסוד שני. במידהאם ומסתמסת הכוכב המקורי עלתה על 8 מסות שמש, לאחר שהליבה הפנימית הפכה לברזל, בחום של קרוב למאה מיליארד מעלות, ובתוך כשנייה אחת בודדת, משתנה הרכב אטום הברזל עצמו - הליבה קורסת באחת לשבריר מנפחה המקורי, דחוס עד מאוד, תוך שהאלקטרונים והפרוטונים נדחסים זה לתוך זה והופכים ל[[נייטרון|נייטרונים]], ואגב כך גם מפזרים אנרגיה אדירה - וחלקיקי [[נייטרינו]] - לחלל. זוהי סופר נובה מסוג II.
 
האנרגיה האדירה שמשוחררת מעיפה מהליבה הדחוסה את המעטפת, ומה שנשאר - במידהאם ומסתמסת הכוכב '''המקורי''' הייתה עד 20 מסות שמש - הוא [[כוכב נייטרונים]] שקוטרו קילומטרים ספורים בלבד. מסתו של כוכב נייטרונים '''לאחר הקריסה והשלת המעטפת''' היא בין 1.44 פעמים מסת השמש (גבול צ'נדראסקאר) עד 3 מסות שמש ([[גבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף|גבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף]]).
צפיפותם של כוכבי נייטרונים עצומה, בסדר-גודלבסדר־גודל של עשרות מיליוני טון לסמ"ק. בשונה מחומרים רגילים שבהם גרעין האטום תופס 1 חלקי 10,000 עד 1 חלקי 100,000 ושאר נפח האטום הוא [[ואקום]], בין הנייטרונים לא מפריד ואקום כלל.
 
כוכב הנייטרונים אינו ממשיך בקריסתו, מכיוון שכנגד כוח הכבידה פועל לחץ הנובע מ[[עקרון האיסור של פאולי]] בין הנייטרונים שמרכיבים אותו.
 
==תיעוד וחקר סופרנובות==
הסופרנובה הראשונה שתועדה על ידי בני אדם היא [[סופרנובה 185]] שתועדה על ידי [[אסטרונום|אסטרונומים]] [[סין|סינים]] בשנת 185 לספירה. מהמאה ה-11ה־11 קיים תיעוד של שתי סופרנובות: [[סופרנובה 1006]], שהייתה כנראה האירוע השמימי הבהיר ביותר שנצפה{{הערה|שם=NOAO1|1={{cite news| title = Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star | publisher = National Optical Astronomy Observatory | date = 2003-03-05 | url = http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html | accessdate = 2009-01-12 }}}} (בבהירות נראית), ו[[סופרנובה 1054]], ששרידיה יצרו את [[ערפילית הסרטן]]. שתי סופרנובות אלה תועדו בהרחבה על ידי אסטרונומים סינים וערבים ומוזכרות גם בתרבויות נוספות. סופרנובות נוספות שאירעו בגלקסית [[שביל החלב]] הן [[סופרנובה 1572]] שתועדה ונחקרה על ידי האסטרונום [[טיכו בראהה]] ב-ב־[[11 בנובמבר]] [[1572]], ו[[סופרנובה 1604]], שהייתה הסופרנובה הנצפית האחרונה בשביל החלב. סופרנובה זו המזוהה כ-SN1604כ־SN1604{{הערה|1=על פי צילומי רנטגן שעשתה הגשושית CHANDRA מקורה של הסופרנובה הוא התפוצצות [[ננס לבן]]}}, תועדה ונחקרה על ידי האסטרונום [[יוהנס קפלר]] ב-ב־[[9 באוקטובר]] [[1604]]. הסופרנובה הקרובה ביותר שנצפתה בעידן המודרני היא [[סופרנובה 1987A]] שהתרחשה באחד מ[[ענני מגלן]] ([[גלקסיה]] לווינית של [[שביל החלב]]), ונצפתה ב-ב־[[23 בפברואר]] [[1987]].
 
סופרנובה יוצרת [[קרינת גמא]] המשפיעה על האטמוספירה של כדור הארץ לרעה - נוצרת תגובה בין מולקולות [[חנקן]] ל[[שכבת האוזון]] שגורמות לצמצומה ולהופעת [[תחמוצות חנקן]]. באמצעות תחמוצות אלו ניתן לחקור השפעת סופרנובות על כדור הארץ בשכבות ה[[קרח]] של ה[[קוטב|קטבים]] המשמרות מידע על העבר האקלימי של הכדור. ב-1979ב־1979 וב-2001וב־2001 נערכו קידוחים ב[[אנטארקטיקה]] ונמצאו עקבות (בעיקר תחמוצת ניטראט) למספר סופרנובות מהעבר{{הערה|1={{cite news
| title= Ancient supernovae found written into the Antarctic ice |
url=http://www.newscientist.com/article/mg20126984.800-ancient-supernovae-found-written-into-the-antarctic-ice.html
 
==תוצרי הסופרנובה==
התפוצצות סופרנובה יוצרת שינויים בסביבתה. ה[[גז]] הבין-כוכביהבין־כוכבי הוא הגז שממנו מתפתחות [[מערכת השמש|מערכות שמש]] ושמשות בכלל, כתוצאה מההדף שיצרה התפוצצות הסופרנובה. הסחרור שנוצר מגל ההדף יצר כך, בין היתר, את [[השמש]]. חומר שלא הספיק להתאחד לכוכב מתגבש לכוכבי לכת, ירחים, שביטים וגופים קטנים אחרים.
 
[[יסוד כימי|יסודות כימיים]] כבדים יותר מ[[ברזל]], שיצירה שלהם על ידי [[היתוך גרעיני]] דורשת השקעת אנרגיה, מופצים בחלל אך ורק על ידי סופרנובה; רק בסופרנובה ניתן גם לספק את האנרגיה הדרושה לשם יצירתם, וגם להפיץ אותם בחלל לאחר מכן.
{{מיזמים|ויקימילון=סופרנובה}}
{{קישורי פורטל|מדעי החלל}}
* [[ענני מגלן]]
* [[סופרנובה 1987A]]
* [[ננס לבן]]
* [[כוכב נייטרונים]]
* [[חור שחור]]
* [[נובה]]
* [[היפרנובה]]
 
== קישורים חיצוניים ==
* [http://www.cfa.harvard.edu/supernova/RecentSN.html רשימת סופרנובות עדכנית] באתר [[אוניברסיטת הרווארד]]
* [http://astroclub.tau.ac.il/video_h.html#stars הרצאת וידאו בנושא סופרנובות]
* {{nrg|nrg מעריב|אחרי 2,000 שנה: סוד הסופר-נובההסופר־נובה נחשף|298/746|25 באוקטובר 2011||1|2}}
 
{{מחזור חייו של כוכב}}