קריסה כבידתית

קריסה כבידתית (אנגלית Gravitational collapse) הוא תהליך בו גרם שמיים מסיבי מתכווץ תחת השפעת הכבידה של עצמו. לתהליך זה חשיבות רבה בהיווצרותם ומותם של כוכבים.

בכל גוף יציב, כוחות הכבידה מאוזנים על ידי הלחץ הפנימי של הגוף. הלחץ הפועל בכיוון המנוגד לכבידה, הפועלת לכיוון מרכז המסה של הגוף. כך נוצר מצב של שיווי משקל בו הכוחות השואפים לכווץ את הגוף שווים בגודלם ומנוגדים בכיוונים לכוחות הפנימיים. אם כוחות הכבידה אל תוך מרכז הגוף גדולים מסך כל הכוחות הפנימיים הפועלים החוצה מהגוף, הגוף אינו בשיווי משקל והוא ילך ויתכווץ עד להשגת שיווי משקל.

מכיוון שכוח הכבידה הוא הכוח החלש מבין כוחות היסוד, קריסה כבידתית יכולה להתרחש אך ורק בגופים מאוד מאסיבים, כדוגמת כוכבים או בגרמי שמיים בעלי צפיפות מאוד נמוכה, כדוגמת ענן מולקולרי ובקבוצות גדולות של כוכבים (כדוגמת צביר כדורי).

ערך מורחב – קדם-כוכב

לתהליך של קריסה כבידתית יש חשיבות גבוהה ביצירת גרמי השמיים. לדוגמה קדם-כוכב נולד מקריסה כבידתית של ענן מולקולרי וכוכב בזמנו נולד מקריסת המשך של קדם-כוכב. הדחיסה הנוצרת כתוצאה מהקריסה מעלה את הטמפרטורה עד לרגע בו התגובות היתוך גרעיני מתחילות בליבת הכוכב ובכך יוצרות לחץ הבולם את הקריסה.

ככל שכוכב חי יותר זמן, יותר הליום מצטבר בליבתו מכיוון שהתהליך העיקרי של הפקת אנרגיה גרעינית הוא מיזוג של אטומי מימן להליום. כאשר רוב המימן נשרף, כלומר הופך להליום, ליבת ההליום מתחילה להתכווץ תחת הכבידה העצמית שלה ולכן מתחממת. תהליך ההיתוך מתקדם החוצה מן המרכז לקליפה המקיפה את הליבה בה יש אזור עשיר במימן. במהלך שלב זה הכוכב מגדיל את רדיוסו פי עשרות מגודלו המקורי. פני השטח שלו מתרחקים מן המרכז ולכן הכוכב מתקרר. שלב זה נקרא ענק אדום.

בסופו של חייו נגמר הדלק הגרעיני של הכוכב, כלומר רוב המימן וההליום כבר הפכו ליסודות כבדים יותר ואין כוח שיכול לאזן את כבידה של הכוכב. עקב כך, הכוכב מאבד את היציבות ומתחיל להתכווץ במהירות כלפי מרכזו. תוצאת התהליך מכונה "כוכב דחוס" (Compact star). תיתכנה 3 אפשרויות לכוכב דחוס:

1. ננס לבן - כוכב קטן וצפוף מאוד בו כוח הכבידה מאוזן על ידי לחץ ניוון של אלקטרונים, כלומר לחץ הנובע מעקרון האיסור של פאולי.
2. כוכב נייטרונים -במהלך הקריסה הכבידתית אלקטרונים ופרוטונים מתמזגים לנייטרונים. הקריסה נבלמת על ידי לחץ ניוון של הנייטרונים הנוצרים.
3. חור שחור כוכבי -גרם שמים בו מהירות המילוט גבוהה ממהירות האור. אם מסת הכוכב מעל גבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף הוא יקרוס לחור שחור.

חייו של כוכב מסיבי מספיק יכולים להסתיים בסופרנובה שתשאיר אחריה את אחד הכוכבים הדחוסים הנ"ל.

הקריסה לננס לבן יכולה לקחת עשרות אלפי שנים, כשכוכב הקורס זורק החוצה את המעטפת שלו, שיוצרת בזמנה ערפילית פלנטרית. במקרה וננס לבן הוא כוכב במערכת של כוכבים כפולים, הוא יכול לספוח אל עצמו חומר מבן-זוגו עד להשגת גבול צ'נדראסקאר, בו הקריסה הכבידתית מתחילה בשנית. תוצאת השלב הוא סופרנובה מסוג Ia.

במידה והכוכב הקורס הוא מסיבי מאוד (מעל 3 מסות שמש), לחץ הניוון של הנייטרונים לא יצליח להתגבר על הכבידה העצמית. במקרה כזה, הכוכב ילך ויתכווץ עד לרדיוס שוורצשילד ולכן יהפוך חור שחור.

• ערפילית פלנטרית
• הבזק הליום
• אי יציבות ג'ינס

• Breakdown of predictability in gravitational collapse , מאת סטיבן הוקינג

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ = מסת שמש, כ־‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח ${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח ${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות ${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות ${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 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 (${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).