סופרנובה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית

סופרנובה SN1994D בגלקסיה NGC 4526 כפי שצולמה על ידי טלסקופ החלל האבל. הסופרנובה היא הנקודה הבוהקת משמאל למטה

סופרנובה - תופעה בה כוכב מאסיבי מתפוצץ משום שהלחץ שיוצר בו ההיתוך הגרעיני החוצה אינו מספיק כדי לאזן את משיכתה האדירה של הכבידה העצמית שלו פנימה. באירוע כזה עולה בהירות הכוכב בחדות ויכולה לגדול פי מיליון ויותר, ואף לעלות על בהירותה של גלקסיה שלמה, ב-10 השניות הראשונות של התהליך האנרגיה שמופקת גדולה יותר מהאנרגיה של כל השמשות בכמה גלקסיות גדולות וגם פליטת הנייטרינו מהכוכב מוגברת באותה מידה.

הסופרנובה היא שלב הסיום באבולוציית אותו כוכב. כאשר אוזל הדלק הגרעיני בכוכב (כלומר יסודות שיכולים להתמזג ליסודות כבדים יותר תוך שחרור אנרגיה), אין כוח שיתנגד למשיכת הכבידה העצמית שלו והכוכב קורס לתוך עצמו. אזי ליבתו נדחסת במהירות, מתחממת ביותר ומתפוצצת מהלחץ העצום שנוצר. החומר מתפשט במהירות עצומה כגז בעוד מרכז הכוכב הופך להיות כוכב נייטרונים או אם מסתו גדולה, לחור שחור.

לשמש שלנו לא צפוי עתיד כסופרנובה, שכן מסתה נמוכה מגבול צ'נדראסקאר.

[עריכה] סוגי סופרנובה

ישנם כמה סוגים של סופרנובות. שני הסוגים העיקריים אותם נהוג לסמן בספרות הלטיניות I ו II הם:

[עריכה] סוג I

מתרחשת כאשר ננס לבן סופח אליו חומר מכוכב סמוך. עקב כך מסתו גדלה , עד שהיא עוברת את הסף הקריטי לסופרנובה - גבול צ'נדראסקאר. בשל כך קורס הכוכב תחת משקל עצמו. אנרגיית הכבידה שלו הופכת לחום עצום, והכוכב מתפוצץ. במהלך ההתפוצצות מתרחשות בתוכו תגובות גרעיניות, נפלט שטף של נייטרינו ונוצרים יסודות חדשים בתהליך ההיתוך הגרעיני אשר מתפזרים בחלל.

שרידי הסופרנובה "קפלר" (1604) (צולם באמצעות קרני רנטגן)

[עריכה] סוג II

מתרחשת בכוכב מסיבי (שמסתו פי 3 או יותר ממסת השמש).

סוג זה של סופרנובה מתרחשת כשאוזל הדלק הגרעיני של הכוכב. כל עוד נמשך ההיתוך הגרעיני , אין הכוכב קורס תחתיו למרות כוח הכבידה החזק הפועל בין מרכיביו, משום שלחץ האנרגיה הנוצרת בהיתוך גרעיני מאזן את הכבידה. למרות זאת, כוכב מסיבי מאוד מכלה את המימן המשמש כדלק בתהליך ההיתוך שלו במהירות רבה (אם מסתו היא פי 20 ממסת השמש - הוא יכלה את המימן בתוך 9 מיליון שנים בלבד). הפסקת ההיתוך הגרעיני גורמת להתכווצות ליבת הכוכב, משום שהאנרגיה הנפלטת בהיתוך ייצבה אותה עד כה, והכוכב קורס אל תוך עצמו. ההתכווצות יוצרת חום עז עוד יותר ועתה מתחיל היתוך ההליום שנוצר קודם לכן בתהליך היתוך המימן. תוצרי היתוך ההליום ניתכים שוב ושוב בעצמם בתגובות נוספות ההולכות ומתקצרות. אם המסה הקורסת מכילה ברזל , קורסות בעקבותיה השכבות העוטפות אותה ותהליכים עתירי אנרגיה גורמים להעפת השכבות החיצוניות כלפי חוץ. גוש הברזל הפנימי נשאר ככוכב נייטרונים (או כחור שחור , כאשר המסה גדולה מספיק).

שרידי הסופרנובה 1987A צולם באמצעות קרני רנטגן

[עריכה] תיעוד סופרנובה בהיסטוריה

הסופרנובה המתועדת הראשונה נצפתה ב-4 ביולי 1054 ותועדה על ידי אסטרונומים סינים (ישנו מקור המצטט את שנת 185 לספירה). שרידיה מופעים היום בצורת ערפילית הסרטן. סופרנובות נוספות שאירעו בגלקסית שביל החלב מונות את "טיכו" - שתועדה ונחקרה על ידי האסטרונום טיכו בראהה ב-11 בנובמבר 1572, ואת "קפלר"- הסופרנובה האחרונה בשביל החלב שתועדה ונחקרה על ידי האסטרונום יוהנס קפלר ב-9 באוקטובר 1604. הסופרנובה הקרובה ביותר שנצפתה בעידן המודרני היא סופרנובה 1987A שהתרחשה באחד מענני מגלן (גלקסיה לווינית של שביל החלב), ונצפתה ב-23 בפברואר 1987.

[עריכה] תוצרי הסופרנובה

התפוצצות כוכב סופרנובה יוצרת שינויים בסביבתו. הגז הבין-כוכבי הוא הגז שממנו מתפתחות מערכות שמש ושמשות בכלל, כתוצאה מההדף שיצרה התפוצצות כוכב סופרנובה בקרבתו. הסחרור שנוצר מגל ההדף יצר כך, בין היתר, את השמש "שלנו". חומר שלא הספיק להתאחד לכוכב מתגבש לכוכבי לכת, ירחים, שביטים וגופים קטנים אחרים. יסודות כימיים כבדים יותר מברזל יכולים להווצר רק בסופרנובות, משום שבברזל אנרגיית הקשר לנוקליאון היא מקסימלית, כלומר ההיתוך של יסודות הכבדים מברזל הוא תהליך שהשקעת האנרגיה הנדרשת לו גדולה מהתפוקה ממנו. רק סופרנובה יכולה לספק כמות מספקת של אנרגיה לשם כך.

[עריכה] ראו גם

[עריכה] קישורים חיצוניים

תעלומת הסופרנובה, באתר "הידען" (קישור חוטפני - עדיף לפתוח בחלון נפרד)
מבט מעמיק בשאריות סופרנובה מאפשר להבין את המתרחש בעת מותו של כוכב, באתר "הידען" (קישור חוטפני - עדיף לפתוח בחלון נפרד)
סופרנובה נלכדה "בשעת מעשה", באתר "הידען" (קישור חוטפני - עדיף לפתוח בחלון נפרד)
רשימת סופרנובות עדכנית באתר אוניברסיטת הרוארד
הרצאת וידאו בנושא סופרנובות

הערה: שימו לב כי תאריך התצפית של הסופרנובה אינו תאריך התרחשותה, שכן לגלי האור לוקח זמן להגיע לעין הצופה, וסדרי הגודל בהם מדובר הם אלפי ואפילו עשרות אלפי שנות אור.

מחזור חייו של כוכב (לא בקנה מידה)

$_{\Mu_\bigodot}$ = מסת השמש, כ-‎2 x 10³⁰ ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד = פחות מ- $_{\Mu_\bigodot}$ 0.08 לערך מסה קטנה = בטווח $_{\Mu_\bigodot}$ 0.08 - 0.4 לערך מסה בינונית = בטווח $_{\Mu_\bigodot}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ- $_{\Mu_\bigodot}$ 1.44 לערך) מסה גדולה = לפחות $_{\Mu_\bigodot}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות $_{\Mu_\bigodot}$ 1.44 לערך) הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן סופח אליו מסה, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר ( $_{\Mu_\bigodot}$ 1.44) - הוא יהפוך לכוכב נייטרונים (במקום לננס שחור).