ננס חום

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
הכוכב Gl229 ולידו הננס החום הראשון שהתגלה בשנת 1995 ע"י אופניהמר, קולקרני ושותפים. התמונה משמאל נלקחב באמצעות הטלסקופ במפתח 5 מטר בהר פאלומר ואילו התמונה מימין צולמה באמצעות טלסקופ החלל ע"ש האבל.

ננס חום (באנגלית: Brown Dwarf) הוא סוג של כוכב שמסתו אינה גבוהה מספיק כדי ליצור, על ידי לחץ הגז, טמפרטורה הדרושה להיתוך מימן, של כ-8 מיליון קלווין, אך כן מספיקה על מנת לאפשר מיזוג גרעיני של דאוטוריום (מימן כבד - איזוטופ של מימן שגרעינו בנוי מפרוטון ונויטרון). מסתם של ננסים חומים היא בין כ 12 מסות צדק ל 0.084 מסות שמש (או 84 מסות צדק). מתחת לסף של כ 12 מסות צדק גוף לא יכול לקיים בליבתו את הטמפרטורה הדרושה על מנת לבצע בעירה גרעינית של דאוטוריום.

הגדרה חלופית שהייתה מקובלת עבור ננסים חומים הייתה מבוססת על אופן היווצרותם: עצמים שהטמפרטורה בליבתם לא מספיקה להיתוך מימן ונוצרו באופן דומה לזה שבו נוצרים כוכבים רגילים, אך שונה מאופן היצירה של כוכבי לכת.

בשנת 2006 האיחוד האסטרונומי הבינלאומי (International Astronomical Union IAU) קבע כי ננס חום הוא אובייקט שמסתו גבוהה ממסת ההיתוך התרמו-גרעיני של דאוטריום. עבור אובייקט עם מתכתיות דומה לזו השמש משמעות הדבר היא כ 12 מסות צדק.

בתמונה משמאל, הכוכב Gl229 ולידו הננס החום הראשון שהתגלה בשנת 1995 ע"י אופניהמר, קולקרני ושותפים.

סיווג ספקטרלי

מפאת הטמפרטורות הנמוכות על פני השטח של ננסים חומים, הספקטרום שלהם עשיר בקווים מולקולריים כגון קווי בליעה של מולקולות מים. קווי אלו מסבכים מאד את מראה הספקטרום וגורמים לאזורי בליעה רחבים.

ננסים חומים מסווגים על פי התכונות הספקטרליות שלהם :

  • סוג ספקטרלי L (באנגלית: L Spectral ‎Type) – כוכבים עם טמפרטורת פני שטח של 1300 עד 2200 קלווין. כוכבים מסוג זה אינם בהכרח ננסים חומים. למעשה רוב הכוכבים מסוג ספקטרלי L הם כוכבים בעלי מסה נמוכה של כעשירית מסת שמש.
  • סוג ספקטרלי T (באנגלית: T Spectral Type) - כוכבים בעלי טמפרטורה אפקטיבית בין כ-1200 קלווין ל 750 קלווין.
  • סוג ספקטרלי Y (באנגלית: Y Spectral Type) הם כוכבים בעלי טמפרטורת פני שטח של כמה מאות קלווין בלבד. עצמים כאלו עדין לא התגלו, אך הצפי הוא כי הם קיימים במספרים גדולים.

היווצרות

כוכבים נוצרים ע"י קריסה כבידתית של ענן קר המורכב מגז ואבק. ענן כזה נקרא לעיתים פרוטו-כוכב (או אב-כוכב). בזמן הקריסה הענן מתחמם ואם הגז חם מספיק, הלחץ התרמי עלול להאט ואף לעצור את הקריסה. אך הגז החם פולט קרינה וכך מתקרר ומאפשר לענן להמשיך לקרוס. אם מדובר ביצירה של כוכב רגיל, בשלב מסויים הצפיפות והטמפרטורה במרכז הענן הופכים להיות גבוהים מאוד ובליבת הכוכב מתחילות תגובות תרמו-גרעיניות. הלחץ שנוצר ע"י הגז החם וכן לחץ הקרינה שנוצרת בתהליך המיזוג הגרעיני מאזנים את כח הכבידה - ומתקיים שיווי משקל הידרוסטטי (ראו גם: כוכב). כוכב כזה מכלה את המימן שיש לו במרכז, הופכו להליום ומבלה את ימיו ככוכב בסדרה הראשית.

אם לענן ההתחלתי יש מסה הקטנה מ- 0.08 מאסות שמש, אזי הקריסה הכבידתית לא תספיק כדי לחמם את הגז במרכז הפרוטו-כוכב לטמפרטורות הדרושות להצתת היתוך מימן. עם זאת הצפיפות ממשיכה לעלות והקריסה נבלמת ע"י לחץ הניוון של האלקטרונים (בדומה למתרחש בננס לבן). במצב כזה כל רמות האנרגיה הקוונטיות של האלקטרונים מאוכלסות. מאחר והאלקטרונים הם פרמיונים המקיימים את עקרון האיסור של פאולי, הקובע כי פרמיונים לא יכולים להתקיים באותו מצב קוונטי באותו זמן, האכלוס המלא של המצבים הקוונטים גורם להפעלת לחץ המונע את המשך קריסת הכוכב.

גודלם של ננסים חומים דומה לזה של כוכב הלכת צדק, אך מסתם קצת גדולה יותר. על כן אחד הסממנים המבדילים בין ננס חום לבין כוכב לכת גדול הוא הצפיפות. צפיפותם הממוצעת של ננסים חומים היא מסדר גודל של כ 10 גרם לס"מ מעוקב, זאת לעומת שצפיפותם של כוכבי הלכת הגדולים, של כגרם לסמ"ק.

ע"פ המודלים הטמפרטורה בליבתו של ננס חום יכולה להגיע עד 3\times10^6 קלווין, הלחץ עד כ- 10^5 מגה בר והצפיפות עד אלף גרם לסמ"ק.

בננסים חומים נמדדת לעיתים קרובות שכיחות גבוהה של ליתיום, כיוון שלא החלו בהם תגובות גרעיניות אשר מכלות את הליתיום. נוכחותו של ליתיום בתצפיות מרמזת על קיומו של ננס חום, אך זה לא מבחן ודאי מכיוון שליתיום קיים גם בכוכבים צעירים. ליתיום גם קיים בכוכבים כבדים כמו השמש שלנו, אבל במקרה זה ניתן להבדיל בין ננס חום לכוכב רגיל ע"פ המסה.

אבולוציה תרמית של ננסים חומים

ננס חום בעל מסה של כ-75 מסות צדק מתחיל את חייו ככוכב קר עם טמפרטורה אפקטיבית של כ 2800 קלווין. לאחר כ-10 מיליון שנה הטמפרטורה האפקטיבית עולה לכ-2900 קלווין ולאחר מכן היא מתחילה לרדת באיטיות. בגיל 100 מיליון שנה 2800 קלווין, בגיל מיליארד שנה כ-2200 קלווין ולאחר כ-10 מיליארד שנה כ-2000 קלווין.

לעומת זאת ננס חום בעל 12 מסות צדק מתחיל את חייו עם טמפרטורה אפקטיבית של כ-2300 קלווין, לאחר כ-10 מיליון שנה הטמפרטורה יורדת לכ-2000 קלווין, ולאחר כמיליארד שנה ל-600 קלווין.

גופים כה "קרים" (יחסית לכוכבים רגילים, לדוגמה) הם מאד קשים לגילוי ועל כן ננסים חומים זקנים וקרים לא מוכרים לנו מתצפיות, אם כי ע"פ התאוריה הם קיימים במספרים גדולים.

ננסים חומים במערכות זוגיות

כאמור, ננסים חומים צפויים להיות שכיחים ביותר ביקום, אך במערכות של כוכבים כפולים הם נדירים מאד (ביחס לבני זוג מאסיבים יותר). החוסר של ננסים חומים במערכות זוגיות ידוע בתור "המדבר של הננסים החומים" (באנגלית: The Brown Dwarfs Desert).

החיפושים הראשונים אחר ננסים חומים התבצעו סביב כוכבים, במטרה לחפש בני זוג קלים המקיפים כוכבים קרובים. הננס החום הראשון שהתגלה, הוא בן זוג של הכוכב Gl229 (ראו תמונה בראש המאמר).

פונקצית המסה

פונקצית המסה של כוכבים בעלי מסה נמוכה וננסים חומים איננה ידועה היטב בגבול של מסות נמוכות אך היא מוערכת ע"י הפונקציה הבאה :

\xi(\log_{10}{m})=\,0.093\exp{\Big[-\frac{(\log_{10}{m}-\log_{10}{0.2})^{2}}{0.605}\Big]},~m<1\,{\rm M}_{\odot}

\xi(\log_{10}{m})=\,0.041m^{-1.35\pm0.3}~m\ge1\,{\rm M}_{\odot}

הנתונה ביחידות של (\log_{10}{\rm M}_{\odot})^{-1}\,{\rm pc}^{-3} (לפי Chabrier et al. 2005)

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


סמדר נאוז, ערן אופק