ענק אדום

באסטרופיזיקה, ענקים אדומים הם כוכבים עצומי-ממדים מסיווג ספקטרלי M או K, שצבעם כתום או אדום. מסת הענק האדום יכולה לנוע בין 0.3 ל-8 מסות שמש והטמפרטורה על פניו נמוכה יחסית, כ-5000°K. שלב הענק האדום הוא שלב מאוחר בהתפתחות הכוכב. שינויים בפעילות הגרעינית בלב הכוכב מביאים לכך שהוא יתנפח ויגדל עד פי מאות או אלפים מן השמש שלנו.

השוואה בין ענקים אדומים לשמש

התפתחות

ערך מורחב – מחזור החיים של כוכב

על כל כוכב פועלים שני כוחות מנוגדים: משיכת הכבידה הלוחצת אותו כלפי פנים, והפעילות הגרעינית המתנגדת לה. להבנת מחזור חייו של כוכב, די להבחין בעובדה אחת פשוטה: הפעילות הגרעינית ממירה חומרים מסוימים באחרים ודינה להחלש ולהפסק, בעוד שכוח הכבידה אינו נחלש. מכיוון שהיתוכם של ארבעה אטומי מימן לאטום הליום הוא התהליך האנרגטי ביותר ביחס למסה, תהליך היתוך כזה בליבת הכוכב הוא מקור האנרגיה הזמין הראשון של כל כוכב. גורלו של הכוכב כאשר מקור זה מתכלה תלוי במסתו ההתחלתית.

כוכבים קטנים

בכוכב קטן יחסית, שמסתו קטנה משל השמש שלנו, טמפרטורת הליבה אינה מגיעה ל-300 מיליון המעלות הנחוצות להתנעת היתוך ההליום. במקרה כזה, הכוכב יתקרר וידעך לאיטו. מסלול חיים זה מאפיין את הננסים האדומים (כוכבי הסדרה הראשית מסוג ספקטרלי M, ואולי גם הקרים מבין הכוכבים מסוג ספקטרלי K).

כוכבים בינוניים

בכוכב גדול יותר, בעל מסת שמש אחת לערך או יותר, טמפרטורת הליבה מספיקה להתנעת היתוך ההליום, שבו מתמזגים שלושה אטומי הליום לאטום פחמן אחד. כוכב כזה נמצא בתהליך היתוך מימן כ-90% ממשך חייו. במשך אותו זמן, ליבת הכוכב, שרדיוסה המקורי הוא כחמישית מרדיוס הכוכב, מתכווצת, בעוד שהכוכב עצמו גדל לאיטו. הכוכב מתחמם ונעשה בהיר יותר. השמש שלנו, לדוגמה, תימצא כ-10 מיליארד שנים בשריפת 12% מן המימן שלה. בתקופה זו הכוכב מצוי על הסדרה הראשית בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, והוא הולך ומטפס בה כלפי מעלה (הבהירות והטמפרטורה שלו עולים).

בשלב זה מגבירה הכבידה את אחיזתה. הליבה מתחממת מהר יותר, ובשולי הליבה מתחיל היתוך מימן. מקור האנרגיה החדש, הפועל קרוב לפני השטח, מעלה את הבהירות של הכוכב פי 1,000 עד 10,000 משהיה קודם לכן. מאידך, הפעילות הגרעינית במעטפת, שאינה מרוסנת על ידי כוח הכבידה השורר בליבה, לוחצת את מעטפת הכוכב כלפי חוץ, והוא מתנפח. בתחרות שבין שני כוחות אלו מנצח הכוח הגרעיני - למרות העלייה בפליטת האנרגיה, גדל הכוכב במידה כזו שפני השטח שלו מתקררים, וצבעו מאדים בהתאם לחוק וין. הכוכב הופך לענק אדום. התנהגות זו אופיינית לכוכבים החמים, מסיווג ספקטרלי A עד K (צבעים לבן, צהוב וכתום).

המשך התהליך תלוי במסת הכוכב. בכוכבים בינוניים, שמסתם קטנה מ-2.57 מסות שמש, הליבה תלך ותידחס, עד שהלחץ, קרוב לטון אחד לסמ"ק, ינוון את הגז המצוי בה: קליפות האלקטרונים הן המחסום האחרון בפני קריסה מוחלטת פנימה. כשמחממים גז רגיל, הוא יכול לשחרר אנרגיה על ידי התפשטות. לעומת זאת, התנהגותו של גז מנוון קרובה יותר לזה של מוצק - הוא אינו מתפשט, וכך יעבור הכוכב הבזק הליום. במשך רגע אסטרונומי, מספר שעות בודדות, הטמפרטורה בליבה הולכת ועולה, וגורמת להתכת כמויות הולכות וגדלות של הליום. ייצור האנרגיה בשלב זה הוא אדיר - הכוכב משחרר אנרגיה כגלקסיה שלמה - אלא שהאנרגיה הזו אינה מפרקת את הכוכב. היא נבלעת כולה באטומי ההליום, ומשחררת אותם מן המצב המנוון. ההליום חוזר למצב של גז טהור, והוא ממשיך את ההתכה בקצב מתון יותר. לחצו של היתוך ההליום עוצר את התכווצות הליבה, שרדיוסה בשלב זה כאלפית משל הכוכב. בתהליך זה לא ניתן לצפות ישירות - הבזק ההליום עטוף היטב בשכבות החיצוניות של הכוכב: מיליוני קילומטרים של גז מימן לוהט.

בכוכבים כבדים עוד יותר, הטמפרטורה בליבה גבוהה מספיק כדי להתחיל את היתוך ההליום עוד לפני שהליבה התנוונה, וכך נחסך מהם הבזק ההליום. בזמן היתוך ההליום מתכווץ הכוכב אט-אט לגודל הקרוב לגודלו לפני תחילת היתוך ההליום שמחוץ לליבה.

בכוכבים דלי-מתכות, היתוך ההליום הוא שלב שבו הכוכב נע שמאלה על דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, כאשר הטמפרטורה שלו הולכת ועולה וצבעו נע מאדום לכתום, אך רדיוסו קטן כך שהבהירות נשארת באותה רמה. כוכב כזה נקרא גם ענק כתום. כשההליום מתכלה, הכוכב מתקרר ומתנפח וחוזר, בקירוב, על עקבותיו לצבע אדום יותר. בכוכבים עתירי מתכות, הטמפרטורה נשארת קבועה למשך זמן ארוך, וכך גם הצבע הכתום-אדום שלהם. גם הבהירות (פי 10 עד 100 מזו של השמש) כמעט שאינה משתנה. תכונות אלה הופכות את הענקים האדומים עתירי המתכות ל"נרות סטנדרטיים" שאפשר למדוד בעזרתם מרחקים בגלקסיה שלנו וגם בגלקסיות מרוחקות.

כוכבים גדולים

אם הכוכב כבד ודחוס מספיק כדי להתיך יסודות כבדים מהליום (הכוכבים החמים עוד יותר מסוג ספקטרלי O או B שצבעם כחול), ליבת הכוכב תהפוך דחוסה יותר ויותר והרכבה ישתנה מהליום לפחמן, חמצן, ניאון, צורן וגופרית ולבסוף ברזל. הכוכב יגדל מאוד ויהפוך לעל-ענק אדום.

סופו של הכוכב

כאשר ענק אדום מכלה את ההליום שבליבתו, הליבה, המורכבת כעת מפחמן וחמצן (ובמקרים נדירים גם מניאון) מתכווצת ומתחממת בעוד השכבות החיצוניות מתפשטות ומתקררות. בסוף התהליך השכבות החיצוניות הופכות לערפילית פלנטרית המקיפה את ליבת הכוכב שהופכת לננס לבן קטן וחם.

קישורים חיצוניים

מדיה וקבצים בנושא ענק אדום בוויקישיתוף

• כוכב לכת שרד את הפיכת השמש שלו לענק אדום, באתר "הידען"
• מאיר ברק, מהו הכוכב הגדול ביותר?, במדור "שאל את המומחה" באתר של מכון דוידסון לחינוך מדעי, 31 אוגוסט 2009

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ = מסת שמש, כ־‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך) הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר ($_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).