אסטרונומים שהשתמשו במכשירים שונים בטלסקופ הגדול מאוד של המצפה האירופי הדרומי (ESO), הצליחו לגלות את הכוכבים הכבדים ביותר עד כה, כשאחד מהם כבד פי 300 מהשמש, או כפליים מהגבול שחשבו שהוא עליון – 150 מסות שמש
צוות של אסטרונומים בראשותו של פול קרוטר (Crowther), פרופ’ לאסטרופיסיקה באוניברסיטת שפילד בבריטניה השתמשו בטלסקופ הגדול מאוד (VLT), כמו גם נתוני ארכיון של טלסקופ החלל האבל, חקר שני צבירי כוכבים צעירים NGC 3603 ו- RMC 136a בפירוט רב. NGC 3603 היא מפעל קוסמי שבו נוצרים כוכבים מהעננים העצומים של גז ואבק המרכיבים את הערפילית הממוקמת 22 אלף שנות אור מאיתנו.
RMC 136a או בפשטות R136 היא ערפילית צעירה אחרת המכילה כוכבים מאסיביים וחמים הממוקמים בתוך ערפילית הטרנטולה באחת הגלקסיות השכנות של שביל החלב – בענן המגלני הגדול במרחק 165 אלף שנות אור.
הצוות גילה כמה כוכבים שמידת החום של פני השטח שלהם גבוהה מ-40 אלף מעלות צלזיוס – או פי 7 יותר חם מהשמש, שהם גם מאסיביים פי כמה עשרות ובהירים פי כמה מיליונים מהשמש. המודל עד כה דיבר על כך שהמקסימום שכוכב יכול להגיע אליו הוא 150 מסות שמש. הכוכב, R136a1, שהתגלה בצביר R136 הוא הכוכב המאסיבי ביותר שהתגלה עד כה, כאשר המסה שלו בלידה היתה 320 מסות שמש והיום הוא שוקל רק 265 מסות שמש.
ב-NGC 3603 האסטרונומים יכלו גם למדוד ישירות את המסות של שני כוכבים השייכים למערכת כוכב כפול, לצורך תיקוף המודל. הכוכבים A1, B ו-C בצביר זה מוערכים במסת לידה של כ-150 מסות שמש.
“כוכבים מאוד מאסיביים מייצרים רוח חזקה. שלא כמו בני אדם, כוכבים נולדים כבדים ומאבדים משקל עם הגיל” אמר קרותר. “למרות שהוא בן מיליון שנה בסך הכל R136a1 הוא כבר בגיל העמידה והוא נמצא בתוכנית הרזיה מאסיבית. הוא כבר השיל חמישית מהמסה המקורית שלו במהלך הזמן – מסה השקולה לחמישים מסות שמש.”
“אם R136a1 היה מחליף את השמש במערכת השמש הוא היה מאפיל על השמש באותה מידה שהשמש מאפילה על הירח המלא. “המסה הגבוהה שלו תפחית את שנת כדור הארץ לשלושה שבועות, והיתה טובלת את כדור הארץ בקרינה אולטרה-סגולה חזקה, והופכת את החיים על כדור הארץ לבלתי אפשריים” אמר רפאל הירשי מאוניברסיטת קיל החבר בצוות.
כוכבים סופר מאסיביים אלה נדירים, הם נוצרים אך חרק בתוך צבירים דחוסים. הפרדת הכוכבים הפרטניים – דבר שהושג כעת לראשונה – דורש את כושר ההפרדה העדין של מכשירי האינפרה –אדום של ה-VLT.
הצוות גם העריך את המסה האפשרית המרבית של כוכבים בתוך צבירים אלה ומספר יחסית מצומצם של צבירים מאסיביים אחרים. “הכוכבים הקטנים ביותר מוגבלים לגודל של פי 80 מצדק. מתחת לזה מדובר בכוכבים כושלים או ננסים חומים” אומר חבר הצוות אוליבר שנור מהמכון לאסטרופיסיקה בפוטסדם, גרמניה. “הממצאים החדשים תומכים במודל עד כה שישנו גבול עליון למסתם של כוכבים, אף כי המספר גדל בפקטור של שניים לכ-300 מסות שמש.
בתוך R136 רק ארבעה כוכבים היו כבדים יותר מ-150 מסות שמש בלידה אך הם אחראים למחצית מרוח השמש ועוצמת הקרינה של הצביר כולו המונה כמאה אלף כוכבים. R136a1 מקרין אנרגיה לסביבתו פי 60 מאשר עוצמת האנרגיה בערפילית אוריון, איזור יצירת הכוכבים הקרוב ביותר לכדור הארץ.
“הבנת השאלה כיצד כוכבים מאסיביים כאלה נוצרים היא חידה בפני עצמה, בשל אורך החיים הקצר שהם והרוח החזקה שהם יוצרים, לפיכך זיהוי מקרים קיצוניים כדוגמת R136a1 מעלים את התגר של התיאוריות שלב נוסף. “או שהם נולדים כה גדולים או שכוכבים קטנים מתמזגים ביחד ויוצרים אותם.” מסביר קרותר.
18 תגובות
http://en.wikipedia.org/wiki/Eddington_limit
אשמח אם מישהו יתרגם את זה
זה מרתק… כוכב כל כך גדול… האם זה אומר שאם נמצא כוכב עוד יותר גדול יש מצב שנוכל לראות תהליך סופרנובה רציף ושלם בזמן חיים של בן אדם?…נוכל לראות את כל החיים של הכוכב אולי?
מיכ*אל
יש בנושא השבשבת (Crookes radiometer) ערך די מקיף בוויקיפידה.
התופעה בהחלט מעניינת ויש לה גם השלכות על סיבוב של אסטרואידים. מסתבר
כי קרינת השמש גורמת לאסטרואידים להסתובב על צירם ולעתים גורמת לפירוק
האסטרואיד לחלקים קטנים יותר בעקבות הסיבוב. ישנו דוקטורנט בשם דוד
פולישוק באוניברסיטת ת”א החוקר את התחום.
אהוד:
תודה על ההסבר ביחס לשבשבת.
אני זוכר שבילדותי הביא אבי הביתה כזאת שבשבת ונתן את ההסבר של קרוקס.
אני זוכר שכבר אז זה לא נראה לי הגיוני – בדיוק בגלל הארת הצד השחור – אבל לא היה לי עם מי לדבר ובמשך השנים שכחתי את הסיפור ולא ביררתי אותו מחדש.
צבי
בקשר לתגובה 11
גם אני שמעתי את הטענות שכוכבים מסוג זה קורסים לחורים שחורים, ואני מסכים אם הטענות האלה.
קיימת גם טענה שיש צביליזציה שיודעת לשלוט בכל סוגי האנרגיה של היקום.
אם נניח שזה נכון אז אפשר להניח את הטענה שכנראה זאת הצביליזציה שיוצרת את הכוכבים המאסיביים האלה ואחרי כן מפוצצת אותם (או מחכה שיתפוצצו לבד) ובדרך זו יוצרת חורים שחורים על מנת לעבור ליקומים מקבילים.
לא סתם הצביליזציה נמצאת במרחק (או בגבול) שבו היא נמצאת.
🙂
מעניין, האמת היא שאפשר לעשות חישוב כמותי ולנסות להעריך עד כמה הוא חזק, על כל פנים תודה
צבי
תודה על הערותיך המחכימות המשפרות בהרבה את חווית קריאת המאמרים באתר. רק רציתי לציין תיקון קטן. הניסויים הקטנים שלפעמים רואים במוזויאונים או בYouTube אינם מדגימים לחץ קרינה. השבשבת הסובבת כתוצאה מהארה נקראת רדיומטר קרוקס (Crookes radiometer). השבשבת סובבת לא בלחץ הקרינה אלא כתוצאה מהתחממות פני השטח והיווצרות של זרמי אויר כתוצאה מכך המובילים לסיבוב. ניתן ללמוד זאת מהתלות של סיבוב השבשבת באיכות הואקום, כאשר הואקום “טוב” מדי השבשבת לא סובבת כי אין זרמי אויר חזקים מספיק, כאשר אין “מספיק” ואקום היא גם לא סובבת כי החיכוך גבוה מדי. עדות נוספת לכך שלא מדובר בלחץ קרינה הינה כיוון הסיבוב “ההפוך”. השבשבת מסתובבת כאשר הדחיפה לסיבוב מגיעה מהצד השחור ולא מהצד הנוצץ. לו היה מדובר בלחץ קרינה הצד הנוצץ היה מקבל יותר תנע שכן הוא מחזיר את הפוטונים ולא בולע אותם.
אגב ההסבר של קרוקס לתופעה היה כי מוטעה הוא טען כי השבשבת סובבת כתוצאה מלחץ הקרינה. בהסבר הזה גם תמך מקסוול שחזה תופעה מעין זו. רק בתחילת המאה העשרים נעשה ניסויים המדגימים כי הסיבה לסיבוב היא שונה.
עמי ואיתן,
כוכב שמסתו למעלה מ-8 מסות שמש אכן לעיתים גומר את חייו בסופרנובה, אבל לא תמיד – לפעמים קורים דברים מעניינים יותר (אולי?)
אינני יודע לומר מה יעלה בגורלו של כוכב מפלצתי כזה כי הוא באמת מאד מיוחד, על כל פנים, כוכבים נורמליים מכל הגדלים מתנפחים והופכים לענקים לאחר שכילו את המימן שבהם.
או אז מתחיל תהליך בעירת ההליום לפחמן ולחמצן ואח”כ ממשיכה (אם הכוכבים מאסיביים מספיק) לחומרים אחרים כבדים יותר ויותר עד לשיא בברזל או בניקל (תלוי בלחצים).
בשלב מסויים, קורסת ליבת הכוכב ואז נוצרת סופרנובה והסיפור מוכר. ואולם, כוכבים שעברו סופרנובה נותרים ככובי ניוטרונים בעוד שכוכבים כל כך מאסיביים אינם מסיימים את חייהם ככוכבי ניוטרונים אלא כחורים שחורים.
ישנן טענות כנראה מקובלות למדי, לפיהם חלק מן ה-Gamma Ray Bursts מקורם בכוכב מאסיבי שקורס לחור שחור – אם כך הדבר הרי שהכוכב שלפנינו לא יסיים את חייו בסופרנובה ואז כוכב ניוטרונים אלא ב-GRB ואז חור שחור
לאיתן, למיטב זכרוני כוכב שגדלו מעל לשמונה מסות שמש יגיע בסוף חייו לסופרנובה והיסודות שבו (ממימן עד ברזל) יתעופפו לכל כוון.
מה יעלה בגורלו של הכוכב הזה בסוף ימיו?
הוא יגדל עוד?
עוד הערה לגבי דבריו של בלוג,
כל כוכב מוחזק בשיווי משקל בין הכבידה המושכת פנימה ללחץ, הדוחף החוצה.
הלחץ מורכב משני רכיבים, לחץ הקרינה ולחץ הגז (לחץ תרמי כמו בבלון).
בכוכבים גדולים, לחץ הקרינה הוא הדומיננטי
בכוכבים קטנים (דוגמת השמש) – לחץ הגז הוא הדומיננטי
הארת אדינגטון עבור מסת השמש למשל גבוהה פי 30,000~ מהארת השמש ולולא לחץ הגז היא היתה קורסת
יאיר,
ביטלגו’ס אינו כוכב סדרה ראשית אלא ענק בסוף ימיו ולכן ההשואה אליו אינה נכונה
הסברו של בלוג לגבול המקסימלי של קרינת כוכב הוא נכון (למעט אמירתו כי הגבול התיאורטי זקוק לניסוח מחדש) והוא אף ניתן להסבר פשוט יחסית:
ע”פ התורה האלקטרומגנטית, לשדה האלקטרומגנטי יש אנרגיה ולפיכך לאור (קרינה אלקטרומגנטית) יש תנע.
ישנם ניסויים פשוטים מאד המוצגים לעיתים במוזיאוני מדע (ואני די בטוח שגם ב-YouTube) ובהם מראים שבשבת קטנה המסתובבת כאשר מקרינים עליה עם פרוז’קטור.
לאור זאת, נסתכל על גוש חומר אינפינטיסמלי על שפת כוכב. גוש החומר נמשך (ע”י הגרוויטציה) בעוצמה הפרופורציונלית למסת הכוכב, מאידך, הוא “נדחף” ע”י התנע של האור בעוצמה הפרופורציונלית להארת הכוכב. כך, נוכל להסיק כי ההארה המקסימלית שלא תתחיל לפרק את הכוכב, מתקבלת ע”י השוואת שני הכוחות וכך נקבל את הארת אדינגטון – הפרופורציונלית למסת הכוכב. מכאן, אם הארת הכוכב גדלה מסיבות כלשהן ביחס גבוה מיחס ישר למסה (וכך הדבר), הרי מתקבל גבול מקסימלי מסויים למסת כוכב.
בפועל, קיימים גופים רבים המאירים בעוצמת הארה הגבוהה מהארת אדינגטון וקיימים גם לא מעט כוכבים העושים כן (אם אני לא טועה המסה המקסימלית לכוכב ע”פ חישוב פשוט כזה היא כ-18 מסות שמש, הרבה מתחת לגבול העליון לכוכב) – איך זה קורה?
בחישוב הזה הנחנו שהגוף בעל סימטריה ספרית – כלומר, אם לוקחים קליפה במרחק R מן המרכז, כל הקליפה זהה, בפועל – ישנן סיבות טובות לכך שזה לא יתקיים, ואם מניחים תווך לא הומוגני (הפרעות קטנות בצפיפות) אפשר לקבל עוצמת הארה הגבוהה מעוצמת ההארה של אדינגטון. המחיר של זה, הוא ביצירתה של “רוח”, אשר בפועל מפרקת אט אט את הכוכב כפי שתואר בכתבה.
לכאורה, אפשר להעביר בטריק כזה של אי הומגניות הארה גבוהה עד אינסוף (עבור אי הומוגניות מאד חזקה), אך צריך להסביר כיצד יווצר מצב בו התווך לא הומגני. המנגנונים המתארים את יצירת אי ההומוגניות מסובכים מאד וקשים לחישוב ונראה כי עד כה המודל חזה יצירת אי הומוגניות שתאפשר העברה של עד פי X מהארת אדינגטון (המתאימה ל-150 מסות שמש) וכעת נמצא כי אפשר להעביר עד פי Y מהארת אדינגטון (מתאים ל-300 מסות שמש).
אין כאן אם כן שינוי משמעותי בתיאוריה החוזה גבול מקסימלי להארה, אלא רק שינוי בערך הכמותי של מידת אי ההמוגניות המאפשרת להעביר יותר.
זה נחמד ומעניין, אבל לא שבר בכל מה שידענו.
דוקא לי המספרים האילו נשמעים נמוכים באופן מפתיע.
מבחינת הנפח הרי ישנם כוכבים עצומים – הקוטר של ביטלגוס הוא בערך 700 פעמים קוטר השמש (כלמר שיחסי הנפח הם בערך 700 בחזקת שלש כלמר 343,000,000 אף פעם לא הבנתי שלכוכבים האילו יש צפיפות כל כך נמוכה יחסית לשמש.
השמש הזאת פשוט בלתי נתפשת בדימיון.. היקום מפליא אותי כל פעם מחדש
פשוט מדהים
תשובה לעמי:
כל כוכב מאוזן על ידי 2 כוחות – הכבידה, שמושכת פנימה, והקרינה שהוא מפיק, שדוחפת החוצה. ככל שכוכב מאסיבי יותר, כך הוא מפיק קרינה חזקה יותר. יש גבול תיאורטי לקרינה שכוכב יכול להפיק, בלי לפרק את עצמו לגורמים (“קרינת אדינגטון” זה נקרא).
כנראה שיש כמה כוכבים שמפרים את הגבול של אדינגטון, ובכל זאת לא מתפרקים. אולי שווה לנסח את הגבול התיאורטי הזה מחדש.
נראה לי שבאיזשהו שלב הכבידה מפסיקה להשפיע, זהו ה”גבול” של הכוכב. אם כי אינני בטוח.
למה צריך להיות גבול עליון לגודל של כוכב? מה מונע מגז להדחס לכדי כוכב?