המסה היא תכונה יסודית של כוכב, שקובעת את קצב ההתפתחות שלו. מתברר שהיא גם אחת התכונות שהכי קשה למדוד. אסטרונומים מעריכים את המסה של רוב הכוכבים בעזרת מודל של האופן שבו כוכבים מתפתחים ומקרינים את האנרגיה שלהם. נקודת המוצא היא הידע שלנו על ההיתוך הגרעיני שמפעיל את הכוכב. אנחנו גם יודעים שמימן והליום הם שני המרכיבים העיקריים בתהליך ההיתוך. מודל של מקור האנרגיה מאפשר לחזות איך הטמפרטורה משתנה בתוך הכוכב, מליבת ההיתוך ועד הפוטוספירה הקרה יותר. התחזית הזו מאפשרת בתורה לשער איך הצפיפות משתנה עם המרחק מהמרכז, והשלב האחרון הוא להמיר מתמטית את השינוי בצפיפות למסה הכוללת. זה נשמע עקיף – וזה אכן עקיף! אבל כל שלב בשרשרת ההיגיון מבוסס על חוקי פיזיקה מובנים היטב.
באדיבות NASA
הרבה יותר פשוט לחשב את המסה של כוכבים שמקיפים זה את זה: אז אפשר לחשב את המסות בעזרת חוקי קפלר. כוכבים כפולים נפוצים למדי, ואסטרונומים משתמשים הרבה בדרך החשובה הזו למדידת מסה. אחרי מאות מדידות שונות הגיעו האסטרונומים למסקנה שמסות הכוכבים משתנות בטווח רחב: מכעשירית ממסת השמש (ליתר דיוק, 0.08) ועד יותר ממאה מסות שמש (הכבדים ביותר המוכרים – כ-200). השימוש בכוכבים כפולים למדידת מסה הוא חיוני: גם אם לא כל הכוכבים שאנחנו רוצים להבין נמצאים במערכות כפולות, המערכות הכפולות מאפשרות לבדוק את החישוב העקיף.
מה קובע את טווח המסות האפשריות של כוכבים? כוח הכבידה יכול לגרום לקריסה של ענני גז בטווח עצום של מסות. אז למה אין כוכבים עצומים, שמסתם גדולה פי אלף או יותר ממסת השמש? ולמה אין כוכבים זעירים, שמסתם מאית ממסת השמש או פחות? מתברר שהפיזיקה מגבילה את טווח המסות של כוכבים.
באדיבות ויקיפדיה
יש סיבות פיזיקליות לגבולות של מסות הכוכבים. אם ענן צפוף וקר מספיק כדי להתכווץ, אבל מסתו קטנה מכ-8% ממסת השמש, הוא יתכווץ, אבל לעולם לא יגיע ללחץ ולטמפרטורה במרכזו שדרושים כדי להגיע לשלב הסדרה הראשית (כלומר, לא יהיה בו היתוך נרחב של מימן). פרוטו-כוכבים במסה של כ-0.01 עד 0.08 מסות שמש יכולים להתחמם זמנית בגלל ההתכווצות הכבידתית שלהם, ואפילו לקיים כמה תגובות גרעיניות חלשות (היתוך של דאוטריום – המימן הכבד – שהוא השלב השני בשרשרת פרוטון-פרוטון), אבל בסופו של דבר הם דועכים, בלי להתייצב על הסדרה הראשית לזמן משמעותי. אלה הננסים החומים (ראו 12.11). גופים קטנים עוד יותר, כולל פלנטות בגודל של צדק, גם הם מתחממים זמנית בגלל ההתכווצות הכבידתית; הם יכולים לזהור זמן מה באינפרא-אדום, אבל דועכים לפני שמתחילה תגובה גרעינית כלשהי.
אם הענן צפוף מספיק כדי להתכווץ, אבל מסתו גדולה מכ-200 או 250 מסות שמש, ההתכווצות אלימה ויוצרת טמפרטורה ולחץ גבוהים מאוד במרכז. בתנאים כאלה, כמות האנרגיה שנוצרת בכוכב החדש גדולה כל כך, שהוא בעל נגיהות עצומה, ועלול לפרק את עצמו כמעט מיד, בלי לבלות זמן רב בסדרה הראשית. ההרס המהיר הזה מוביל לכמה מהאירועים המרשימים ביותר בשמי הלילה. במילים אחרות, ענני גז גדולים מאוד אכן קורסים בכוח הכבידה, אבל הקריסה אלימה כל כך, שהם מתפרקים לפני שנוצר כוכב יציב.
→ הסעיף הקודם: 12.16 חוק סטפן-בולצמן | הסעיף הבא: 12.18 שיווי משקל הידרוסטטי ←