מחקרים של כוכב הסדרה הראשית שלנו, השמש, מגלים כי האנרגיה שלה נובעת משורה של תגובות גרעיניות הנקראות שרשרת פרוטון-פרוטון. לתגובה זו חשיבות רבה לאבולוציה הכוכבית:
1H + 1H → 2H + e+ + neutrino
2H + 1H → 3He + photon
3He + 3He → 4He + 1H + 1H + photon
לוקח לפרוטון טיפוסי עשרות מיליוני שנים כדי לבצע את הצעד הראשון בשרשרת זו. השלב השני מתרחש במהירות רבה. השלב האחרון נמשך שוב כמה מיליוני שנים. לוח הזמנים של כל שרשרת תגובה גרעינית נקבע על ידי הצעד האיטי ביותר שלה. נתבונן בתהליך של גידול ירקות: זריעת הזרעים נמשכת כמה דקות, זמן גידול הירקות נמשך לעיתים כמה שבועות או חודשים, ואיסוף הירקות נמשך דקות. למרות שכמה צעדים בתהליך זה הם מהירים, בסופו של דבר ניתן לומר שלוקח שבועות או חודשים כדי לגדל ירקות. כל המעבר בשרשרת הפרוטון-פרוטון המשחרר כמות זעירה של אנרגיה בשל אובן המסה, שכן גרעין הליום שוקל קצת פחות מסכום ארבעת הפרוטונים. אנרגיה עולה בשלוש דרכים: נייטרינים הנמלטים מליבת השמש במהירות האור, הפרוטונים המשתתפים בסבב היתוך חדש ופוטונים הנעים דרך השמש (עדיין במהירות האור) עד שהם עוזבים את פני השמש כאור בתחום הנראה.
שרשרת פרוטון-פרוטון היא תהליך ייצור האנרגיה העיקרי לא רק בתוך השמש אלא גם בתוך כל הכוכבים סדרה הראשית. תגובה זו שולטת כאשר הטמפרטורות המרכזיות הן פחות מ- 15 מיליון מעלות קלווין. מאחר שלרוב הכוכבים סדרה הראשית יש מסה נמוכה, אנו רואים כי הרוב המכריע של הכוכבים משתמשים ביסוד הקל ביותר לבנות את היסוד השני הקל ביותר. תהליך זה מהווה את קבוע את השיא בכמות הקוסמית של היסודות.
בכוכבים הנמצאים במרכז דיאגרמת HR שמסתם כ- 1.5 מסות שמש, שבהן הטמפרטורות הפנימיות גבוהות מ -15 מיליון קלווין, סדרת תגובות נוספת שולטת בהפקת אנרגיה. זהו מחזור הפחמן, המכונה גם מחזור CNO. נתאר את התגובות הגרעיניות של מעורבות פחמן, חנקן, חמצן ביצור ההליום. התגובות הן כדלקמן:
באדיבות וויקיפדיה
12C + 1H → 13N + photon
13N → 13C + e+ + neutrino
13C + 1H → 14N + photon
14N + 1H → 15O + photon
15O → 15N + e+ + neutrino
15N + 1H → 12C + 4He
למרות שזה נראה הרבה יותר מסובך, התוצאה הסופית היא שאטומי המימן מצליחים לייצר אטומי הליום 4 תוך שחרור אנרגיה. במובן מסוים, הפחמן פועל כזרז (ממריץ של שינוי), משום שפחמן -12 חוזר בסוף המחזור כדי לשמש שוב כיסוד המשתתף בתגובה הראשונה של מחזור חדש. מאחר ולפחמן יש שישה פרוטונים, הוא יוצר התנגדות חשמלית עזה לתהליך ההיתוך עם פרוטון אחר. כתוצאה מכך, מחזור הפחמן דורש טמפרטורה גבוהה לשם הפעלתו, אותה ניתן למצוא רק בליבה של כוכב מסיבי יותר. עבור כוכבים הדומים לשמש, מחזור הפחמן מספק פחות מ -10% מהאנרגיה המשוחררת.
בתחילת הסדרה הראשית כוכבים מתיכים פרוטון ופרוטון באופן ישיר או בסיוע מחזור CNO, בהתאם לטמפרטורת הליבה תגובה אחת או התגובה השניה צורכת את רוב המימן בליבה. שינויים מבניים גדולים מתרחשים במימן הנצרך. כמה זמן חיים הכוכבים? אם אנחנו חושבים על מימן כדלק, אז האומדן הפשוט ביותר של חיי הכוכבים הוא להסתכל על גודל מיכל הדלק. אנו עשויים להתחיל בהנחה שכוכבים משתמשים בדלק שלהם באותו קצב. הכוכבים מסיבי ביותר שמסתם פי 100 מסת השמש כך שהם אמורים לשהות בסדרה הראשית פי 100 מהשמש. לעומתם הכוכבים הפחות מאסיביים יש רק 1/10 ממסת השמש, כך שהם צריכים לשהות רק 1/10 מזמן השמש בסדרה הראשית.
הכוכב הענק Zeta Ophiuchi, כוכב צעיר, גדול וחם, הנמצא במרחק של 370 שנות אור מאיתנו, משפיע על ענני האבק הסובבים בתמונה האינפרה-אדומה הזו מטלסקופ החלל שפיצר של נאס"א. למרות גילו הצעיר כוכב זה יכלה את חייו עוד לפני השמש.
באדיבות NASA
אך כוכבים אינם משתמשים בדלק שלהם באותו קצב. מכיוון שהאנרגיה נובעת מהפיכת המסה לאנרגיה, נגיהות הכוכב מהווה מדד לכמה דלק משתמשים הכוכבים. לכן אומדן טוב יותר של אורך החיים הוא כמות הדלק (M) מחולקת בשיעור שבו הוא נצרך (L). אנו מניחים רק כי הדלק נצרך בקצב קבוע כמעט. התוצאות מפתיעות. כוכב בחלק העליון של סדרה הראשית (חם ובעל נגיהות גבוהה) יש מסה של כ- 100 מסות השמש ונגיהות של כ 106 נגיהות השמש. יש לו כמות דלק הגדולה פי 100 מזו של השמש אבל משתמש בו בקצב גדול פי מיליון מזה של השמש. לכן, אורך החיים המשוער העיקרי הוא M / L = 100/106 = 10-4 פעמים מזה של השמש, או רק מיליון שנים. זהו למעשה הערכת חסר קלה בגלל שכוכבים מסיביים נותים להשתמש בחלק גדול יותר של הדלק מימנית הכולל שלהם בהשווה לכוכבים בעלי מסה קטנה. כוכב על סדרה הראשית בקצה התחתון (נגיהות ומסה ונמוכות) יש מסת שגודלה 0.1 מסת השמש ונגיהות שגודלה 10-3 פעמים נגיהות השמש. אורך החיים המשוער של הכוכב במקרה זה הוא M / L = 0.1 / 10-3 = פי 100 מזה של השמש, או 1012 שנים. כלומר זמן השהיה של כובים אלה גדול פי 100 מחיי השמש. אסטרונומים חיפשו דוגמאות טובות של ננסים חומים, אשר יעזור לנו להבין את היחסים בין מספר כוכבי לכת וכוכבים. כמובן, קשה לזהות ננסים חומים בשל חיוורונם,. דווח על מספר מועמדים לננסים חומים, כולל אחד עם נגיהות שגודלה רק 0.0004 מזו של השמש – את הגוף בעל הנגיהות הנמוכה ביותר שנמצא מחוץ למערכת השמש. היו הרבה אזעקות שווא ביחס לגילוי ננסים חומים, וקשה להוכיח שגופים אלה אכן נמצאים בטווח המסות שבין 13 ועד 80 MJupiter, כך שראוי לקרוא להם ננסים חומים אמיתיים. הננס החום הראשון שהתגלה היה טייד 1 בצביר הפתוח של הפליאדות ב -1995. הדוגמה הטובה ביותר לננס חום הוא גוף בשם Gliese 229B, הספקטרום שלו מראה על קיום מתאן ואדי מים, ונמצאה חתימה של קווי הליתיום. הטמפרטורה של האטמוספירה של Gliese 229B היא כ- 1000 K חמה מדי מכדי להיות כוכב לכת אבל קרה מדי מכדי להיות כוכב. לאחרונה, באמצעות גלאי אינפרה אדום רגיש לגופים קרים, אסטרונומים החלו לגלות ננסים חומים במספר הולך וגדל. כיום ידועים כבר כמה אלפי ננסים חומים. חרף המראה העמום שלהם, ננסים חומים חשובים במפקד הכוכבים – כ -10% מהמסה בסביבה הקרובה לשמש נמצאת בצורה של גופים קרירים למדי מכדי שיתיכו מימן להליום.
מהן ההשלכות של חישוב גילאי הכוכביים בשל שיעור צריכת הדלק? מכיוון שחיי הכוכבים בעלי מסה נמוכה נמשכים זמן רב כל כך, אף מהם עדיין לא עזב את הסדרה הראשית. לעומת זאת, כוכבים בעלי מסה גבוהה מתפתחים במהירות ומתים. כמות רבה של דלק גורמת לקצב צריכה מהיר. תארו לעצמכם לימוזינה ארוכה מצופה שריון כבד עם מיכל של 30 גלון, היא יכולה לנסוע רק 5 מייל לגלון – קצב הצריכה הוא 0.2 גלונים לכל מייל. הלימוזינה תיסע 150= 30/0.2 מייל לפני עצירה לתדלוק. מכונית קטנה בעלת מיכל של 10 גלון עשוי לנסוע 50 מייל לגלון – קצב הצריכה שלה הוא 0.02 גלונים לכל קילומטר. המכונית הקטנה תיסע לכן 500= 10/0.02 מייל לפני עצירה. אם קבוצה של כוכבים נוצרת באותה עת, הכוכבים בעלי המסה הנמוכה יוסיפו להאיר זמן רב אחרי שהכוכבים המסיביים ידעכו.
Author: Chris Impey