שתף קטע נבחר
הכי מטוקבקות
    כבד זה יפה
    אטה-קרינה הוא זוג כוכבים כבד ומסיבי ביותר, וגם אחד מגרמי השמיים היפים והמעניינים מכולם. הזוג מתאפיין בהתפרצויות מרהיבות של קרינת X, הנחלשות בפתאומיות למשך עשרה שבועות. לאחרונה פותח בטכניון מודל המסביר את התופעה

    בימים אלה נושאים האסטרונומים עיניים אל עבר זוג הכוכבים העל-כבדים, במערכת המכונה אטה-קרינה. קרינה (Carina) הוא השם הלטיני של קבוצת הכוכבים "שדרית האוניה", שהיא אחת מארבעת חלקי האוניה מהן הייתה בנויה קבוצת הכוכבים "אניית ארגו". חלקה הצפוני של הקבוצה נראה מישראל בעוד שגרם השמים המעניין בקבוצה הוא ערפילית חור המנעול ובה מצוי אחד הכוכבים המעניינים ביותר בשמים.

     

    למרבה הצער, הכוכב אינו נראה מישראל; מי שמשתוקק לראותו יכול לצפות בו מדרום סיני כשהוא זורח מעל האופק עם השקיעה בתחילת חודש אפריל. הכוכב עצמו הוא כוכב משתנה מיוחד במינו וגילה זאת האסטרונום הבריטי האלי בשנת 1677, עת לא היה כוכב בולט במיוחד (אגב, יש עדויות מימי הבבלים על כוכב מוזר שמדי פעם הייתה בהירותו דועכת, וייתכן שמדובר באותו כוכב).

     

    בתחילת המאה ה-18 החל הכוכב להתבהר והפך לאחד הכוכבים הבהירים בשמים. בשנת 1730 החלה בהירותו לרדת והגיעה שוב לבהירות שבה נתגלה בידי האלי, בשנת 1782. לאחר 20 שנה החל הכוכב להתבהר שוב וחוזר חלילה. משנת 1811 החלה בהירות הכוכב לעלות אט-אט והגיעה לשיא של באפריל 1843, עת האפיל אטא קארינה על בהירותו של קאנופוס, הכוכב הראשי בקבוצת קרינה והכוכב השני בבהירותו בשמים אחר הכוכב סיריוס בקבוצת כלב גדול, והוא נראה בימים אלה של תחילת חודש מרס נמוך מעל האופק הדרומי מיד בתום הדמדומים. (מתוך האנציקלופדיה של קבוצות הכוכבים).

     

    תקופת המינימום

     

    הכוכב מצוי כעת בעונת התגובה החזקה בין הכוכבים: עונה המכונה 'תקופת המינימום'. תגובה חזקה זו הנמשכת 10 שבועות והחוזרת על עצמה במחזוריות של 5.54 שנים, עושה את זוג הכוכבים לאחד מזוגות הכוכבים המעניינים ביותר בגלקסיה שלנו (שביל החלב), בנוסף על היותו זוג הכוכבים הכבד ביותר המוכר לנו.

     

    הכוכב הכבד בזוג משתייך לקבוצה מצומצמת של כוכבים הנקראים "ענקים כחולים בהירים", ומסתו לפחות פי 120 ממסת השמש שלנו. הכוכב כה גדול שרדיוסו שקול כמעט למרחק שבין השמש לכדור הארץ (יחידה אסטרונומית). גם ההארה שלו עצומה – פי חמישה מיליון מההארה של השמש, קרוב מאד לערך התיאורטי המקסימלי שכוכב יכול להאיר.

     

    לכוכב הראשוני בן זוג (כוכב משני) במסה של כשלושים פעמים מסת שמש. מחזוריות הכוכב המשני סביב הראשוני היא 5.54 שנים, והמסלול שלו אליפטי מאד כך שהמרחק בנקודה הרחוקה ביותר גדול פי שלושים מהמרחק בנקודה הקרובה ביותר.

     

    "ענקים כחולים בהירים" נוטים להתפרץ התפרצויות אדירות בהן ההארה של הכוכב גדלה וכמויות גדולות של מסה נזרקות החוצה מהכוכב. התפרצות שכזו חווה אטה קרינה בין השנים 1837-1856, בה ההארה עלתה ל- 20 מיליון פעמים הארת השמש וכמות של כתריסר מסות שמש נזרקה לתווך שמסביב לכוכב. למעשה במהלך ההתפרצות הכוכב ההארה הייתה כה גבוהה, עד כדי כך שהוא היה הכוכב השני הכי בהיר בשמי הלילה של החצי הכדור הדרומי למרות ריחוקו הרב מכדור הארץ.

     

    התפרצות זו זכתה לשם "ההתפרצות האדירה", כנראה מכיוון שלאחריה, בשנות התשעים של המאה התשע-עשרה התרחשה התפרצות נוספת, חלשה יותר שמכונית "ההתפרצות הקטנה". חישובים מראים שהכוכב הכבד החל חייו עם מסה של בערך 200 פעמים מסת השמש. במהלך חייו הוא איבד בערך 80 מסות שמש בהתפרצויות וברוח.

     

    המסה שנזרקה בהתפרצות האדירה יצרה ערפילית דמוית שעון חול הנקראת ה-"הומונקולוס" (איש קטן) שמסתירה חלקית את הכוכב עד עצם היום הזה (ראה תמונה 1), וממשיכה להתפשט במהירות של 600 ק"מ לשנייה. במודל שפותח ע"י פרופ' נועם סוקר מהפקולטה לפיסיקה בטכניון מיוחסת הצורה המיוחדת, הדו קוטבית, של הערפילית לשני סילונים מנוגדים ששוגרו מהכוכב המשני, שספח את רוח הכוכב הראשוני במהלך ההתפרצות האדירה.

     


    תמונה 1 – אטה קרינה וההומונקולוס בתחום הנראה של הקרינה האלקטרומגנטית (צילום ע"י טלסקופ החלל על שם האבל). הצבעים לא אמיתיים, ונועדו רק להדגיש את המבנה והצורה של החלקים השונים. החומר המרכיב את המבנה שניראה כמו שעון חול, נזרק בהתפרצות שהתרחשה לפני 170 שנים ונמשכה 20 שנים. החומר בחלק הימיני התחתון נזרק מזוג הכוכבים בזמנים קדומים יותר. (צילום: נאס"א)

     

    השקט שאחרי הסערה

     

    לאחר ששכחה ההתפרצות האדירה, נרגעו שני הכוכבים, וכמעט חזרו למצבם קודם ההתפרצות. שני הכוכבים פולטים רוחות חזקות מאוד (כלומר, פולטים גז לחלל). הכוכב הראשוני פולט רוח צפופה מאד במהירות איטית יחסית של כ- 500 ק"מ לשנייה (מהירות דומה למהירות רוח השמש), ובן זוגו פולט רוח דלילה פי 30, אולם מהירה פי 6 בערך. שתי הרוחות מתנגשות ומתחממות. הגז החם של רוח הכוכב המשני המהירה היותר, מגיע לטמפרטורות של כמאה מליון מעלות ופולט קרינת-X (דומה לקרינת רנטגן). קרינת-X נבלעת באטמוספרה של כדור הארץ (למזלנו הטוב), ולכן ניתנת לגילוי רק מטלסקופים בחלל.

     

    בכל מחזור, בסמוך להגעת שני הכוכבים למרחק הקטן ביותר במסלול המחזורי, העוצמה של קרינת ה- X עולה ולאחר מכן יורדת ירידה חדה לערך של אחוזים בודדים מערכה הרגיל. תקופת מינימום זו נמשכת 10 שבועות. לא רק בקרינת-X, אלא גם בתחומי קרינה אחרים, כמו אינפרא-אדום, אור נראה, ואולטרא-סגול, נצפים שינוים גדולים למשך שבועות בתקופה זו.

     


    תמונה 2- תמונה של אטה קרינה וההומונקולוס באורכי גל שונים. הצבעים לא אמיתיים. תמונה זו מורכבת משני צילומים שונים שבוצעו ע"י שני טלסקופים שונים. הצבעים כחול-לבן מציגים את הצילום בתחום הנראה של הקרינה האלקטרומגנטית, כפי שמופיעים התמונה הקודמת. החלק הכתום-לבן החיצוני צולם ע"י טלסקופ בתחום קרינת ה-X של הקרינה האלקטרומגנטית (הטלסקופ נמצא בחלל). החומר המרכיב את המבנה שניראה כמו שעון חול, נזרק בהתפרצות שהתרחשה לפני 170 שנים ונמשכה 20 שני, ואילו החלק החיצוני הנראה בקרינת-X נזרק ע"י זוג הכוכבים לפני מאות שנים. (צילום: נאס"א)

     

    תקופות מינימום נצפו באטה קרינה החל משנות ה- 40 של המאה העשרים, עוד לפני שהיה ידוע על היותו של אטה קרינה כוכב כפול. ב- 11 לינואר 2009 החלה תקופת המינימום השנים-עשר המתועדת של הכוכב. תקופת המינימום ארוכה מכדי שניתן יהיה להסביר אותה כליקוי, כלומר כהסתרת כוכב אחד על ידי משנהו.

     

    במודל ייחודיי שפותח על ידי הסטודנט עמית קאשי במסגרת עבודת הדוקטורט שלו בפקולטה לפיסיקה בטכניון ובהנחיית פרופ' נועם סוקר, תקופת המינימום מוסברת על ידי העברת מסה מהכוכב הראשוני למשני. ההתקרבות המשמעותית של שני הכוכבים כל 5.54 שנים גורמת להעברת מסה זו, שלמעשה "מכבה" את רוח הכוכב המשני למשך 10 שבועות. מכיוון שרוח הכוכב המשני חדלה להתקיים, גם התנגשות הרוחות מפסיקה למשך 10 שבועות. הגז לא מתחמם, וקרינת ה-X חדלה כמעט לגמרי למשך 10 שבועות.

     

    המודל מצליח להסביר את התנהגות המערכת הזוגית בתקופת המינימום כפי שנצפית גם בתחומים אחרים של הקרינה: קרינת הרדיו והקרינה האינפרא-אדומה, השינוי בעוצמות של הקרינה הנפלטת על ידי יסודות שונים כמו הליום ומימן, ואת קצב ההתאוששות של המערכת לאחר המינימום.

     

    העניין הרב באטה-קרינה יביא עשרות אסטרופיסיקאים להתכנס ולדון בזוג כוכבים זה באוגוסט השנה. הכנס יערך כחלק מהכנס הגדול של התאחדות האסטרונומיה העולמית, שיתקיים בריו דה ז'נרו באוגוסט 2009.

     

    אטה קרינה - הסוף

     

    סופו של אטה קרינה קרוב מאד במונחים אסטרופיסיקליים. כוכבים כבדים מכלים את הדלק הגרעיני שלהם מהר מאד ובעוד כ-10 מיליון שנים יעבור כל כוכב תהליך של התפוצצות סופרנובה. הכוכב הכבד יותר (הראשוני) צפוי ליצור חור שחור שמסתו בערך 10 פעמים מסת שמש, בעוד שהכוכב הקל מצופה ליצור כוכב ניוטרונים שמסתו פעם וחצי מסת שמש.

     

    בעבר הועלה חשש כי הסופרנובה של הכוכב הראשוני תהייה כה חזקה, שהקרינה שתיפלט תגרום להכחדת כל החיים בכדור הארץ. חישובים שנעשו בשנים האחרונות הניבו חדשות מרגיעות, שכן ככל הנראה הקרינה שתיפלט לא תכוון במרביתה לעברנו, ובכל מקרה מרחק הכוכבים מאיתנו הוא 7500 שנות אור.

     

     תגובה חדשה
    הצג:
    אזהרה:
    פעולה זו תמחק את התגובה שהתחלת להקליד
    פרופ' נועם סוקר
    צילום: באדיבות הטכניון
    עמית קאשי
    צילום: באדיבות הטכניון
    מומלצים