שנה טובה

כאשר עץ האשוח מקושט ומוּאר

וחודש דצמבר ובחוץ קר

אנו רוצים לאחל לכם חג מולד שמח

שאהבה ענקית תעטוף אתכם

ואת כל בני ביתכם

שיהיה לכם חג מולד מהנה ומדהים

עם הרבה חיוכים וצחוקים

חג שיהדהד לאורך השנה כולה

ושהרוח הטובה שלו תישרה עליכם

זמן רב לאחר שכבר יסתיים

שתיהנו מבריאות טובה,

ותשגשגו בכל התחומים

הימים עכשיו קרים אבל מאושרים

שחסדו של האל תמיד ילווה אתכם

ויעניק לכם בשפע מטוּבו.
מאחלים לכם צוות הניהול אתר
עולם מדע טכנולוגיה ורפואה

כוכב - חור שחור - חורים שחורים במדע בדיוני

רעיון של חורים שחורים שמעוותים את הזמן והמרחב סביבם מופיע לעתים בספרי וסרטי מדע בדיוני. לדוגמה, בספר הפנטזיה של רוג'ר זילאזני "יצורי אור וחושך" (Creatures of Light and Darkness) מופיעה דמות המכילה בתוכה חור שחור.

 

הסרט בין כוכבים מכיל סימולציית מחשב המדמה חור שחור. בנוסף, הסרט מתמקד בעיוות זמן.

כוכב - חור שחור - גילוי חורים שחורים בגדלים שונים

כיום, קיימת כמות גדולה של עדויות לכך שחורים שחורים אכן קיימים, בשני טווחים עיקריים:

חור שחור כוכבי - בעל מסה של כוכב מהסדרה הראשית, וליתר דיוק: 3 עד עשרות מסות שמש.

חור שחור על-מסיבי - נמצאים במרכזי גלקסיות, ומסתם שווה ל־0.1% ממסת החלק הכדורי של הגלקסיה.

 

בנוסף, קיימות מספר עדויות לקיומם של חורים שחורים בינוניים (IMBH), שלהם מסה של כמה מאות מסות שמש. חורים שחורים אלה עשויים להיות שלב מוקדם בהיווצרות חורים שחורים על מסיביים.

 

חורים שחורים כוכביים מאותרים בדרך כלל כאשר סביב גופים בלתי נראים בעלי מסה גדולה מ-3 מסות שמש נמצאת דיסקת ספיחה הפולטת קרינת רנטגן בקצב משתנה. חורים שחורים כוכביים בודדים, שלא כחלק ממערכת כוכבים כפולה, יכולים להתגלות על ידי אפקט העידוש הכבידתי שרואים כאשר הם נמצאים בקו אחד עם כדור הארץ ועם כוכב מרוחק, המצוי מאחוריהם יחסית לכדור הארץ.

 

ההשערה בדבר קיומם של חורים שחורים על-מסיביים הופיעה לראשונה עם גילוי קוואזרים וגלקסיות אקטיביות בשנות ה-60 של המאה ה-20. המרת מסה לאנרגיה בעקבות התנגשויות בדיסקת הספיחה של חור שחור היא ככל הנראה ההסבר לכמויות האנרגיה העצומות הנוצרות בעצמים כאלו. כיום מקובל לראות בקוואזרים חורים שחורים על-מסיביים שנמצאים במרכזן של גלקסיות רחוקות. עצמת הקרינה מקוואזר יכולה להיות חזקה יותר מעצמת הקרינה של הגלקסיה שמקיפה אותו. מקובל כיום להניח, בעקבות תצפיות רבות, שחורים שחורים על-מסיביים נמצאים במרכזיהן של כל הגלקסיות, או לפחות ברובן.

 

חורים שחורים קדמונים הם חורים שחורים היפותטיים בעלי מסה של מספר טונות, שייתכן כי נוצרו זמן קצר לאחר המפץ הגדול, כאשר צפיפות המסה ביקום הייתה גדולה. בגיל הנוכחי של היקום הם צפויים לסיים את חייהם כתוצאה מקרינת הוקינג שהקטינה את מסתם במשך מיליארדי שנה.

 

חורים שחורים זעירים הם חורים שחורים היפותטיים בעלי גודל תת-פרוטוני, שעל פי התאוריה הדנה בממדי מרחב נוספים יכולים להיווצר במאיצי חלקיקים‏, משוער שחורים שחורים אלו נוצרים באופן ספונטני גם בתהליכים טבעיים, אך לא נמצאו עדויות לקיומם‏.

 

*Sagittarius A

מדענים ערכו תצפיות על תנועת כוכבים סביב מרכז גלקסיית שביל החלב, שמהווה מקור של קרינת רדיו וקרינת רנטגן, הקרוי *Sgr A, והתמקדו בקבוצה של 28 כוכבים‏.

 

כאשר נעזרו בטלסקופ בתחום התת-אדום המסוגל לצפות דרך האבק הבין-כוכבי, גילו כי הכוכבים האלו מקיפים עצם בלתי נראה.על פי חישובים שערכו, הכוכבים, שאחד מהם הספיק לסיים הקפה מלאה, מקיפים עצם דחוס במרכז הגלקסיה. על פי הערכה זו, מסתו קרובה ל-4 מיליון מסות השמש, והוא מהווה דוגמה לחור שחור על-מסיבי.

כוכב - חור שחור - היווצרות חורים שחורים

כוכבים צפויים לעבור קריסה כבידתית לאחר שאוזל מלאי הדלק הגרעיני שלהם והם מפסיקים להפיק אנרגיה באמצעות היתוך גרעיני. במהלך הקריסה, הכוכב משיל מעליו את המעטפת החיצונית, שהופכת במקרים רבים לערפילית פלנטרית, והגלעין שלו הופך לגוף קטן ודחוס. כוכב שמסתו המקורית קטנה מ-8 מסות שמש צפוי להפוך לננס לבן, ולאחר השלת המעטפת החיצונית, מסתו לא תעלה על גבול צ'נדראסקאר, שגודלו 1.44 מסות שמש. כוכב מסיבי יותר, בעל מסה גדולה מ-8 מסות שמש וקטנה מ-20 מסות שמש יקרוס לכוכב נייטרונים תוך כדי פיצוץ סופרנובה. מסתו הסופית תהיה קטנה מגבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף, שגודלו כ-3 מסות שמש.

 

לעומת זאת, כוכב מסיבי מאוד, בעל מסה של 20 מסות שמש ומעלה, יקרוס בסוף חייו באירוע סופרנובה לחור שחור. גם קריסה זו תתרחש תוך כדי השלת המעטפת החיצונית ויצירת ערפילית פלנטרית. מסתו הסופית של חור שחור כזה, הקרוי חור שחור כוכבי, צפויה להיות גדולה מ-3 מסות שמש. באופן מעשי, הוא הופך לחור שחור רק כאשר המסה שלו מתרכזת בתוך כדור שרדיוסו קטן מרדיוס שוורצשילד המתאים לה, והדבר צפוי להתרחש במהלך הקריסה. במילים אחרות, החור השחור נוצר יחד עם היווצרות אופק אירועים סביבו. מרגע זה, אור שעוזב את פני הכוכב לא יכול לצאת מחוץ לאופק האירועים. משפט מתמטי קובע שפנימה לאופק האירועים החומר חייב, בסופו של התהליך, להתרכז בנקודה אחת, וליצור סינגולריות.

 

קריסה שכזו צפויה ליצור רק חורים שחורים שמסתם 3 מסות שמש או יותר. חורים שחורים הקטנים מגבול זה יכולים להיווצר רק באזור בעל צפיפות חומר גבוהה מאוד. כיום, תנאים כאלה קרוב לוודאי לא קיימים, אבל ייתכן שהתנאים ביקום הצעיר מאוד, רגעים ספורים לאחר המפץ הגדול, איפשרו את היווצרותם של חורים שחורים קטנים. חורים שחורים היפותטיים אלו מכונים חורים שחורים קדמונים.

 

התהליך שמתאר היווצרות של חורים שחורים על-מסיביים אינו ברור די צרכו. על פי אחת ההשערות חורים שחורים אלו, שמסתם גדולה פי מיליונים עד מיליארדים ממסת השמש, נוצרו תוך כדי קריסה כבידתית של כוכבי ענק היפותטיים קדומים. אפשרויות אחרות הן קריסה של חומר רב שנמצא באזור קטן יחסית, נפילת כמויות גדולות של חומר לתוך חור שחור קיים, או התמזגות של חורים שחורים קיימים. כיום, חורים שחורים אלו, שמצויים במרכזי הגלקסיות המהווים אזור צפוף בדרך כלל, מספחים אליהם באופן קבוע חומר שנמצא שם.תהליך נוסף שייתכן ומתרחש הוא מיזוג חורים שחורים.

כוכב - חור שחור - אנטרופיה וקרינת הוקינג

בשנת 1971, הוכיח סטיבן הוקינג שהשטח הכולל של אופק האירועים של כל חור שחור קלאסי (בלי לקחת בחשבון את תורת הקוונטים) לעולם לא יכול לקטון. הדבר נשמע דומה למדי לחוק השני של התרמודינמיקה ומכיוון שכך, הציע יעקב בקנשטיין את האפשרות ולפיה האנטרופיה של החור השחור תלויה בשטח אופק האירועים. בשנת 1974 מצא הוקינג שחישובי תורת השדות הקוונטית באזור של מרחב-זמן מעוקם מאוד, כלומר בקרבת חורים שחורים, צופים קרינת גוף שחור, הידועה כיום בשם קרינת הוקינג. קרינה זו נפלטת מהאזור הסמוך לאופק האירועים והיא מובילה להפחתת מסת החור השחור. הניתוח של חור שחור כגוף בעל טמפרטורה הפולט קרינה אפשר לו לחשב את האנטרופיה ולמצוא את היחס בינה ובין שטח אופק האירועים, ובכך הוא חיזק את השערתו של בקנשטיין. מאוחר יותר, נתגלה כי חורים שחורים הם בעלי אנטרופיה מקסימלית, כלומר האנטרופיה המקסימלית לאזור בחלל היא האנטרופיה של החור השחור הגדול ביותר שהוא יכול להכיל. קביעה זו הובילה להצעת העיקרון ההולוגרפי.

 

קרינת הוקינג מורכבת משלל החלקיקים היסודיים, ומשום שהיא מכילה גם פוטונים, ניתן להסיק כי חורים שחורים אינם שחורים לחלוטין. מעבר לכך, התופעה מראה שהמסה של החור השחור קטנה ככל שעובר הזמן. על אף שתופעות אלו הינן זניחות בעצמים בקנה מידה אסטרונומי, הן נעשות משמעותיות עבור חורים שחורים זעירים, מפני שטמפרטורת החור השחור (טמפרטורת הוקינג) גדולה יותר ככל שמסת החור השחור קטנה יותר. חורים שחורים זעירים צפויים "להתאדות", ולבסוף להיעלם בפרץ של אנרגיה. מכיוון שכך, כל חור שחור שאינו מגדיל את מסתו צפוי להיעלם תוך זמן סופי. בהקשר זה ראוי להזכיר גם את פרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שקרינת הוקינג הנוצרת על יד אופק האירועים, אינה מכילה מידע על תוכנו של החור השחור, ככל הנראה. פיזיקאים מסוימים טוענים שקרינה זו מכילה בסופו של דבר מידע, אך אין ראיות פיזיקליות ספציפיות לכך מלבד העיקרון ההולוגרפי - עיקרון על פיו המידע שאותו נושא גוף מסוים מרוכז על-פני המעטפת החיצונית שלו; היות שמקורה של קרינת הוקינג באופק האירועים (המעטפת החיצונית של החור השחור), ייתכן שקרינת הוקינג בכל-זאת נושאת מידע כלשהו.

כוכב - חור שחור - סוגי חורים שחורים - חורים שחורים מסתובבים

חורים שחורים מסתובבים

אם לחור השחור יש תנע זוויתי, הנרכש בדרך כלל מהכוכב המקורי ממנו נוצר החור השחור, אז הוא מתחיל "לסחוב" איתו את המרחב-זמן שנמצא סביב אופק האירועים. חור שחור מסתובב נקרא חור שחור מטיפוס קר (Kerr). האזור המסתובב שנמצא סביב אופק האירועים נקרא בשם ארגוספירה. כיוון שהארגוספירה נמצאת מחוץ לאופק האירועים, עצמים יכולים לשרוד בה בלי ליפול לחור השחור, אולם תנועתו של המרחב-זמן בתוך הארגוספירה מונעת מעצמים המצויים בה להישאר במקום.

חללית שנכנסת לתוך הארגוספירה מבחוץ מסוגלת לצאת ממנה עם אנרגיה גדולה מהאנרגיה ההתחלתית שלה, בעזרת תהליך הקרוי תהליך פנרוז. בתהליך זה, החללית, בעודה נמצאת בארגוספירה, משליכה קפסולה אל עבר החור השחור, והיא עצמה בורחת אל מחוץ לארגוספירה. אמנם מסת החור השחור גדלה, אבל האנרגיה הסיבובית שלו פוחתת ומכאן המקור לעודף האנרגיה של החללית.

הבדל נוסף בין חור שחור נייח לחור שחור מסתובב הוא צורת הסינגולריות. בחור שחור מסתובב צורתה טבעת, לעומת נקודה בחור שחור נייח. כמו כן, בחור שחור מסתובב ניתן להגדיר שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים. בתוך אופק האירועים הפנימי אין היפוך של זמן ומרחב, ועל-כן גוף שנמצא שם לא בהכרח יגיע לסינגולריות.

חורים שחורים טעונים

חור שחור טעון, הקרוי גם חור שחור מטיפוס רייסנר-נורדסטרום (Reissner-Nordström) מכיל שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים (בדומה לחור שחור מסתובב), אולם אין מסביבו ארגוספירה, והסינגולריות שלו נקודתית. חורים שחורים שהם גם טעונים וגם מסתובבים קרויים חורים שחורים מטיפוס קר-ניומן (Kerr-Newman).

 

כוכב - חור שחור - נפילה לחור שחור

בגלל אפקט התארכות הזמן, אסטרונאוט שנופל לעבר החור השחור ייראה בעיני צופה מרוחק כאילו הוא מאט את תנועתו, והסחה כבידתית לאדום תגרום לפנס שנמצא בידיו להראות אדום יותר בעיני אותו צופה מרוחק. למעשה, צופה חיצוני לעולם לא יראה את האסטרונאוט חוצה את אופק האירועים, ובשלב מסוים לא ניתן יהיה להבדיל בין האור שעוזב את הפנס ובין קרינת הוקינג של החור השחור. אולם, במערכת הייחוס שלו, יחצה האסטרונאוט את אופק האירועים ויגיע לסינגולריות בזמן סופי. מרגע שחצה את אופק האירועים, בלתי אפשרי לצפות באסטרונאוט מן החוץ.

 

ככל שהוא יתקרב לסינגולריות, כך הפרשי הכבידה בין חלק גופו הקרוב לסינגולריות ובין חלק הגוף הרחוק יותר (כוחות גאות ושפל) יהפכו למוחשיים יותר, והוא יימתח ולבסוף ייקרע, בתהליך הידוע בשם ספגטיפיקציה. בקרבת הסינגולריות, הפרשי הכוחות נעשים חזקים מספיק כדי שהגוף יתפרק לאטומים, ואחר-כך אפילו לחלקיקים יסודיים. הנקודה בה הפרשי הכוחות הללו הופכים משמעותיים תלויה בגודלו של החור השחור. בחורים שחורים על-מסיביים, אשר נמצאים במרכזי גלקסיות, נקודה זו נמצאת הרחק בתוך אופק האירועים, כך שהאסטרונאוט עשוי לחצות את אופק האירועים ללא פגע. לעומת זאת, בחור שחור כוכבי, הפרשים אלו הופכים למשמעותיים עוד לפני ההגעה לאופק האירועים.

כוכב - חור שחור - סינגולריות

במרכזו של אופק האירועים נמצאת "סינגולריות", שם צופה תורת היחסות הכללית את עיקומו האינסופי של המרחב. המרחב-זמן בתוך אופק האירועים הוא יוצא דופן בכך שהסינגולריות היא העתיד האפשרי היחיד, כך שכל החלקיקים בתוך אופק האירועים חייבים לנוע לעברה. במילים אחרות, עצם שנמצא פנימה לאופק האירועים - נגזר גורלו לא רק להישאר בתוך החור השחור, אלא אף להגיע אל הסינגולריות עצמה, שבה הזמן עבורו ייעצר.

 

הרחבות או חלופות עתידיות לתורת היחסות הכללית (ובמיוחד הכבידה קוונטית) יצטרכו להתמודד עם סוגיות כדוגמת השערת הצנזורה הקוסמית ולהגדיר את אשר מתרחש בסינגולריות ובסביבתה. ישנם פיזיקאים שמפרשים את קיומה של סינגולריות מתמטית בתוך חור שחור כראייה לכך שהתאוריה הנוכחית אינה שלמה.

כוכב - חור שחור - גודלו של חור שחור

גודלו של חור שחור נחשב לגודל של אופק האירועים, מכיוון שלא ניתן לקבל מידע מאזורים הנמצאים בתוך האופק. על פי פתרון שוורצשילד:

עבור עצם עם מסה הדומה לזו של כדור הארץ (‎5.9742×10²⁴‎ ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 9 מילימטרים. עבור עצם עם מסה כמו של השמש (‎1.988435×10³⁰‎ ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 3 קילומטרים (הרדיוס הנוכחי של השמש הוא בערך 700,000 קילומטרים).

 

הצפיפות הממוצעת בתוך רדיוס שוורצשילד קטנה ככל שמסת החור השחור גדלה. לחור שחור שמסתו שווה למסת כדור הארץ תהיה צפיפות של ‎2×10³⁰‎ kg/m³, ואילו לחור שחור על־מסיבי עם מסה של ‎10⁹‎ מסות שמש תהיה צפיפות של בערך ‎20 kg/m³. ניתן לחשב את הצפיפות הממוצעת על-פי:

כוכב - חור שחור - מבנה חורים שחורים

"שטח הפנים" של חור שחור נקרא "אופק אירועים". זהו משטח דמיוני המקיף את המסה של החור השחור. כל מה שנמצא בתוך אופק האירועים, ובכלל זה גם פוטונים, אינו יכול להגיע לאופק האירועים. חלקיקים הנמצאים מחוץ לאזור זה יכולים ליפול פנימה ולחצות את אופק האירועים, אך הם לעולם לא יוכלו לחזור החוצה.

 

על פי תורת היחסות הכללית, אופק האירועים הוא אזור שבו המרחב-זמן נמתח לאינסוף, כלומר ביחס לצופה מן החוץ תנועה באזור הזה היא איטית עד אינסוף, ולכן לא ניתן לעבור אותו לעולם (גם פנימה וגם החוצה).

בניסוח מתמטי, ביחס לקואורדינטות מרחב-זמן של צופה מן החוץ, המטריקה של המרחב נמתחת לאינסוף, וכל עצם (בפרט פוטון) סביב אופק האירועים נראה איטי ומוסח לאדום עד אינסוף.

 

מכיוון שאין חלקיקים היכולים לצאת מתוך חור שחור, אין דרך בה צופה מן החוץ יוכל לקבל מידע מחלקו הפנימי של החור השחור. לחורים שחורים אין מאפיינים חיצוניים שבהם ניתן להשתמש כדי להעריך את תוכנם. משפט האין-שיער קובע כי על פי תורת היחסות הכללית, מחוץ לאופק האירועים ניתן למדוד רק שלושה פרמטרים של חורים שחורים: מסה, תנע זוויתי ומטען חשמלי.

 

עצמים בשדה כבידה יחושו התארכות זמן. תופעה זו נבדקה בניסויים בלוויינים ועל-פני כדור הארץ . קרוב לחור שחור, התארכות הזמן היא משמעותית מאוד. מנקודת ראותו של צופה נייח מן החוץ, נראה שנדרש לגוף זמן אינסופי כדי להגיע אל אופק האירועים, שממנו ואילך האור מוסח לאדום בצורה אינסופית. לצופה מרחוק נדמה שהעצם, הנופל יותר ויותר לאט, מתקרב, אך לעולם לא מגיע לאופק האירועים (כלומר, לוקח לו זמן אינסופי כדי להגיע אליו). מנקודת ראותו של הגוף הנופל עצמו, הזמן הנדרש כדי לחצות את אופק האירועים ולהגיע לסינגולריות יהיה סופי.

כוכב - חור שחור - הסבר מודרני לקיומם של חורים שחורים

בשנת 1915 פיתח אלברט איינשטיין את תורת היחסות הכללית. עוד לפני כן הוא חזה שהכבידה משפיעה על מסלול האור. מספר חודשים מאוחר יותר מצא קרל שוורצשילד, על מיטת חוליו, את הפתרונות הראשונים למשוואת איינשטיין, ושלח את מאמריו לאיינשטיין. הפתרונות שלו תיארו את שדה הכבידה הנובע ממסה נקודתית ומכוכב כדורי, ותוך כדי כך הוא הראה שהגוף אותו מכנים כיום חור שחור אכן יכול להתקיים. שוורצשילד עצמו, וגם איינשטיין ששלח את מאמריו לפרסום, לא האמינו בקיומם של חורים שחורים ביקום, והתייחסו לחור שחור כאל מושג "לא פיזיקלי". על פי רדיוס שוורצשילד כוכב בעל מסה של השמש יצטרך להתכווץ לרדיוס של שלושה קילומטרים על מנת להפוך לחור שחור. כיווץ שכזה אינו אפשרי כיוון שכוכבים, על פי הידוע בעת ההיא, מסיימים את חייהם כננסים לבנים, שהם גופים שאינם מגיעים לצפיפות כזאת (צפיפות ננס לבן היא בערך 10^9 קילוגרם למטר בשלישית, פי מליון מצפיפותם של מים).

 

ב-1930, מצא סוברהמניאן צ'נדראסקאר כי תורת היחסות הפרטית מדגימה למעשה שגוף מעל מסה מסוימת, הנקראת כיום גבול צ'נדראסקאר, לא יסיים את חייו כננס לבן, אלא יקרוס לכוכב נייטרונים. כך, כוכבים שמסתם לאחר הקריסה היא פי 1.44 ממסת השמש קורסים לכוכב נייטרונים - גוף שבו הפרוטונים מאוחים לאלקטרונים והופכים לנייטרונים. צפיפות כוכב הנייטרונים היא בערך 10^{18} קילוגרם למטר מעוקב. לכוכב נייטרונים בעל מסה גדולה מפי 3 ממסת השמש יש רדיוס קטן מרדיוס שוורצשילד, ולכן הוא חור שחור. מאחר שכוכבים מאבדים מסה במשך מחזור החיים שלהם, כוכב בעל מסה גדולה פי 30 מן השמש יסיים את חייו ככוכב נייטרונים בעל מסה גדולה פי 3 ממסת השמש, ויהפוך לחור שחור.

 

את טיעוניו של צ'נדראסקאר ניסה לסתור ארתור אדינגטון, המנחה שלו בלימודי הדוקטורט. היום ידוע שצ'נדראסקאר צדק, ומוכר גם גבול נוסף (גבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף), שגוף בעל מסה גדולה ממנו יקרוס באופן מלא, ולא יהיה דבר שיעצור את הפיכתו לחור שחור. את מנגנון הקריסה המלאה הבינו בשנת 1939 רוברט אופנהיימר והארטלנד סניידר‏[11]. תוצאה, שקמו לה מסתייגים רבים בזמנו, ועל אף שהיא התייחסה רק לכוכב שהוא כדור מושלם, הראתה לראשונה את מנגנון ההיווצרות של חורים שחורים. עצמים שכאלה נקראו למשך תקופה מסוימת כוכבים שעברו קריסה כבידתית מלאה או כוכבים קפואים‏[12], מכיוון שצופה חיצוני לא יראה את המשך הקריסה מעבר לרדיוס שוורצשילד ולגביו הכוכב "יקפא" במצב זה. עצמים אלו לא היוו מרכז התעניינות גדול במיוחד בפיזיקה התאורטית עד לשנות ה־60 המאוחרות.

 

העניין בכוכבים קורסים עלה שוב בשנת 1967 עם גילוים של הפולסרים, שאז עדיין לא ידעו כי אלו כוכבי נייטרונים, והיו השערות שונות באשר לזהותם. ג'ון ארצ'יבלד וילר טבע בשנה זו את המונח "חור שחור", כאופציה לא מקובלת לזהותם של הפולסרים, והחל להשתמש בשם זה מבלי להסביר את כוונתו. השם הקליט התפשט בקרב הפיזיקאים תוך זמן קצר ותורגם לרוב השפות. אפילו בצרפתית וברוסית, בהן הייתה לביטוי זה משמעות אחרת קודם לכן, הצירוף מוכר כיום רק במשמעותו האסטרונומית. ניתן גם להזכיר כי בינואר 1967, עת רווחו עדיין שמות אחרים לחורים שחורים, המונח כוכב שחור הופיע בפרק "מחר הוא אתמול" בעונה הראשונה של מסע בין כוכבים.

כוכב - חור שחור - הסבר ניוטוני לתופעת החור השחור

לפי הפיזיקה הניוטונית יכולתו של גוף חסר כוח הנעה עצמית להשתחרר משדה הכבידה של אחר מותנית בכך שמהירותו תהיה גבוהה ממהירות המילוט. מהירות המילוט היא פונקציה של המסה והרדיוס של הגוף ממנו מנסים להימלט ואינה תלויה במסתו של הגוף הנמלט:

 

כאשר היא מהירות המילוט; הוא מרחק הגוף הנמלט ממרכז הגרם השמימי; היא מסת הגרם השמימי; ו- הוא קבוע הכבידה העולמי.

לפי הנחתו של ג'ון מישל חור שחור הוא גוף שאינו מאפשר הימלטות של אור, כלומר מהירות המילוט ממנו גבוהה ממהירות האור ולכן האור לא יכול להימלט ממנו, לפיכך כאשר מהירות המילוט היא מהירות האור כאשר היא מהירות האור- מטר לשנייה, בחור שחור

כאשר הוא רדיוס שורצשילד- הרדיוס המקסימלי לקיומו של חור שחור. מן המשוואה ניתן להסיק שגוף יהפוך לחור שחור רק אם מסתו תהא גדולה מספיק ורדיוסו קטן מספיק על מנת לעמוד ברדיוס שורצשילד.

כוכב - חור שחור - היסטוריה

הרעיון כי עשוי להתקיים ביקום גוף כה מסיבי עד שאפילו אור לא יוכל לברוח ממנו הועלה לראשונה על ידי הגאולוג הבריטי ג'ון מישל, ששימש בתקופה זו ככומר. הוא רשם את הרעיון במכתב‏ שנשלח בשנת 1783 לידידו הנרי קוונדיש, והלה פרסם אותו בכתבי החברה המלכותית של לונדון. באותו זמן התאוריה הניוטונית של הכבידה והמושג של מהירות מילוט היו כבר ידועים היטב, וכמו כן מהירות האור הייתה ידועה בקירוב. מישל שהאמין בהיפותזה נוספת של אייזק ניוטון, לפיה האור עשוי מחלקיקים, הסיק ששדה הכבידה של כוכב מאט את האור שעוזב את פניו, ועל פי חישוביו, בגוף בעל רדיוס הגדול פי 500 מזה של השמש וצפיפות השווה לזו של השמש תהיה מהירות המילוט מפני השטח גדולה ממהירות האור. אף על פי שלא ייחס לכך סבירות גבוהה, מישל הביא בחשבון את האפשרות שישנם עצמים רבים כאלה ברחבי היקום ללא ידיעתנו. הוא גם הציע דרך למצוא אותם במערכת כוכבים זוגית - שיטה שמשמשת גם כיום.

 

בשנת 1796 הגיע המתמטיקאי הצרפתי פייר סימון לפלס למסקנות דומות, כנראה מבלי להכיר את עבודתו של מישל, והוא פרסם את חישוביו בשתי המהדורות הראשונות של ספרו "Exposition du Système du Monde".

 

הפרק הושמט מהמהדורות הבאות. למעשה, עד שנות ה-70 של המאה ה-20 הוענקה זכות הבכורה על גילוי החורים השחורים ללפלס, ורק אז התגלה מחדש מכתבו של מישל בין פרסומי החברה המלכותית. במאה ה־19 הרעיון זכה לתשומת לב מעטה מאוד כיוון שבאותה התקופה הפרדיגמה השולטת הייתה שהאור הוא גל חסר מסה, ולפיכך הכבידה אינה משפיעה עליו. גם ההכרה בתכונות החלקיקיות של האור (פוטונים) בתחילת המאה ה-20 לא שינתה את הגישה, היות שהפוטון הוא חלקיק חסר מסה ולא היה מצופה ממנו להיות מושפע מכבידה.

כוכב - חור שחור

חור שחור (באנגלית: Black Hole) הוא גרם שמים בעל שדה כבידה כה חזק עד שמהירות המילוט שלו גדולה ממהירות האור. משמעות הדבר היא ששום חומר ואף אור, אינו יכול להתנתק ממנו. כל מסה הנדחסת לכדור בעל רדיוס קטן או שווה לרדיוס שוורצשילד מהווה למעשה חור שחור‏. חור שחור יכול להיווצר כתוצאה מקריסה כבידתית בשלבים אחרונים של התפתחות כוכב כבד מאוד.

 

אף על פי שהחור השחור עצמו אינו מקרין (ומכאן מגיע שמו), תהליך קוונטי המכונה קרינת הוקינג גורם לפליטת קרינה וחלקיקים מסיביים מהגבול החיצוני של החור השחור, הקרוי אופק אירועים. מסתו של החור השחור גדלה כאשר גוף חוצה את אופק האירועים מבחוץ פנימה, ומאידך, מסתו קטנה בעקבות קרינת הוקינג‏.

 

קיימות שתי שאלות פתוחות מפורסמות הקשורות לחורים שחורים. ידוע כי מאחורי כל אופק אירועים נמצאת סינגולריות כבידתית - נקודה במרחב בה הצפיפות כביכול אינסופית. השאלה הראשונה היא שאלת נכונותה של השערת הצנזורה הקוסמית, לפיה כל סינגולריות מוסתרת מאיתנו על ידי אופק אירועים. השאלה השנייה קשורה למציאת פתרון לפרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שחורים שחורים "מתאדים" מבלי לאבד מידע‏.

 

את החורים השחורים ניתן לסווג לחמש קבוצות על-פי גודלם (מהקטן לגדול): חור שחור זעיר, חור שחור קדמון (שנוצר בתקופת המפץ הגדול), חור שחור כוכבי, חור שחור בינוני וחור שחור על-מסיבי. כיום יש ראיות אסטרונומיות לקיומם של שלושת הסוגים האחרונים, ואילו השניים הראשונים עדיין היפותטיים. אך למרות ראיות לקיומם של שלושה סוגי חורים שחורים, קיים מיעוט בקרב הפיזיקאים, שלא מסכימים כי חורים שחורים מסוג כל שהוא קיימים.‏

כוכב - כוכב נייטרונים - מבנה

קליפתו החיצונית של הכוכב מורכבת מברזל, במצב הדומה לברזל מוצק בכדור הארץ, אך בלחץ עצום. לאחר שכבת מעבר מגיעה השכבה העיקרית של הכוכב, שברובו עשוי מנייטרונים, כאשר ביניהם מצויים היפרונים (באריונים המכילים קווארק מוזר). ההרכב המדויק של ליבת הכוכב אינו ידוע, כאשר ההשערות נעות בין ליבה העשויה נייטרונים דחוסים יותר, להיפרונים, ועד השערת וויטן הגורסת שהליבה עשויה מחומר מוזר שיציב מבחינה תרמודינמית גם ללא כבידה (השערה אשר אינה נתמכת בתצפיות או חישובים מדויקים).

כוכב - כוכב נייטרונים - היווצרות

כוכב נייטרונים נוצר במהלך סופרנובה מסוג 2 של כוכב בעל מסה של 8 עד 20 מסות שמש, או כתוצאה מסופרנובה מסוג 1, לאחר שתהליך ההיתוך הגרעיני מגיע ליסוד ברזל הוא מפסיק לבצע את שרשרת ההיתוך שכן אין יותר רווח באנרגיה לאחר היתוך גרעיני ברזל, ובעצם ממשיך רק להגדיל את מסת הליבה, כאשר הליבה מגיעה למסה קריטית, לחץ ניוון האלקטרונים שמחזיק את אטומי הברזל קורס ובעצם כל הליבה מתכווצת בבת אחת לכוכב ניטרונים. עתה מוחזקת הליבה על ידי לחץ ניוון ניטרונים. עקב הכיווץ נוצר גל הלם אדיר שיוצא החוצה ומשליך מעליו את כל מעטפת הכוכב מעל הליבה של כוכב הניטרונים. מסתו של כוכב נייטרונים לאחר הקריסה היא 1.44 פעמים מסת השמש (גבול צ'נדרסקהר) עד 3 מסות שמש (גבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף), כאשר קוטרו מונה קילומטרים ספורים בלבד.

כוכב - כוכב נייטרונים

כוכב נייטרונים הוא כוכב דחוס שעשוי ברובו מנייטרונים. הוא נוצר כתוצאה מקריסה כבידתית של כוכב שבו הסתיימה שרשרת ההיתוך הגרעיני.

השוואה מקורבת בין גודלם של חור שחור (בשחור), כוכב נייטרונים (בסגול) וננס שחור או ננס לבן (באפור)

השוואה מקורבת בין גודלם של ננס שחור או ננס לבן (בשחור), ננס חום (בחום), ננס אדום (באדום) והשמש (בצהוב)
במהלך הקריסה הכבידתית אלקטרונים ופרוטונים מתמזגים לנייטרונים. כוכב הנייטרונים אינו ממשיך בקריסתו, מכיוון שכנגד כוח הכבידה פועל לחץ ניוון, כלומר לחץ הנובע מעקרון האיסור של פאולי בין הנייטרונים שמרכיבים אותו (מכיוון שניטרונים הם פרמיונים). לחץ דומה פועל בננס לבן, שם הדחייה נובעת מאותו עיקרון, אלא ששם הוא פועל בין האלקטרונים.

 

צפיפותם של כוכבי נייטרונים עצומה, והיא מסדר-גודל של עשרות מיליוני טון לסמ"ק, מה גם שבין הנייטרונים לא מפריד ואקום, בשונה בחומרים רגילים: בחומר רגיל גרעין האטום תופס 1 חלקי 10,000 עד 1 חלקי 100,000 מנפח האטום כולו. בשל צפיפותם הרבה, לכוכבי הנייטרונים כבידה משטחית גבוהה, ומהירות הבריחה מהם היא עד חצי ממהירות האור. בגלל חוק שימור התנע הזוויתי, כוכבי הנייטרונים, שמומנט ההתמד שלהם קטן באופן ניכר כתוצאה מהקריסה, מסתובבים במהירויות זוויתיות גבוהות ביותר, עד כדי מאות סיבובים בשנייה. בשל שימור המומנט המגנטי שלהם, הם הופכים לרוב להיות פולסרים (מלשון pulse - "פעימה" באנגלית).

 

קיומם של כוכבי נייטרונים נחזה ב-1933, שנה לאחר גילוי הנייטרון עצמו, על ידי האסטרופיזיקאים ולטר באדה ופריץ צוויקי על-סמך עבודותיו של הפיזיקאי ההודי סוברהמניאן צ'נדראסקאר. אולם, כוכבי הנייטרונים היו בגדר רעיון תאורטי גרידא עד לשנת 1967, שבה קבוצת אסטרונומים בריטיים גילתה את הפולסר הראשון.

כוכב - היווצרות ערפילית פלנטרית

במשך רוב זמן קיומו של כוכב טיפוסי, אשר מסתו עד כ-8 מסות שמש, הוא מאיר כתוצאה מהיתוך גרעיני של מימן להליום בליבתו. האנרגיה הנפלטת בתהליך זה מונעת את קריסת הכוכב תחת הכבידה שלו עצמו.

 

לאחר מספר מיליוני עד מיליארדי שנים (תלוי במסת הכוכב) כמות המימן הזמינה להיתוך קטנה מדי ושיווי המשקל ההידרוסטטי מופר. עם התגברות כוח הכבידה של הכוכב על לחץ הקרינה הבוקע מההיתוך הגרעיני שבליבתו, השכבות החיצוניות מתחילות לקרוס לכיוון מרכזו של הכוכב והליבה נדחסת ומתחממת מאוד כתוצאה מכך. בעקבות ההתחממות, מעטפת הכוכב מתנפחת למה שקרוי בעגה האסטרונומית "ענק אדום". הצבע האדום נובע מכך שהשכבות החיצוניות מתקררות משמעותית בשלב זה. בליבה ממשיך היתוך של הליום לפחמן וחמצן, היוצרים גלעין אדיש (שאינו מייצר אנרגיה), עם שכבת הליום הניתכות סביבו.

 

תגובת היתוך ההליום רגישה ביותר לשינויי טמפרטורה, וכל שינוי בה מאיץ או מאט את היתוך ההליום משמעותית ומשפיע על דחיסותו. תנועות פעימה אלו גורמות לבסוף להשלכת השכבות החיצוניות לחלל ויצירת ערפילית פלנטרית של גז הזוהר בשל הקרינה הנפלטת מהליבה ומייננת אותו.

 

הגז נסחף מהליבה במהירות של כמה קילומטרים בשנייה, מתפשט ומתקרר. הליבה אינה מסיבית מספיק כדי להתיך פחמן וחמצן ובשלב מסוים כבר לא תפיק מספיק אנרגיה כדי ליינן את ענן הגז ההולך ומתפשט. הכוכב הופך לננס לבן ויוני הגז של הערפילית חוזרים למצב אטומי בלתי מיונן.

כוכב - ערפילית פלנטרית

ערפילית פלנטרית היא ענן גז ופלזמה זוהר בין-כוכבי אשר נוצר בשלבי החיים המאוחרים של כוכב.

 

כאשר ויליאם הרשל צפה בערפיליות הפלנטריות הן הזכירו לו את מראה כוכב הלכת (פלנטה) אורנוס מבעד לטלסקופ ולכן כונו בשם זה, אף על פי שאין שום קשר בינן לבין כוכבי לכת.

 

משך קיומן של הערפיליות הפלנטריות קצר למדי, ועומד על כמה עשרות אלפי שנים בלבד בהשוואה למיליארדי שנות חייו של כוכב כדוגמת השמש. בגלקסיית שביל החלב נספרו כ-1,500 ערפיליות פלנטריות.

 

ערפיליות אלו הן עצמים חשובים לאסטרונומיה, משום שהן ממלאות תפקיד משמעותי באבולוציה הכימית של הגלקסיה בהחזירן חומר שהועשר ביסודות כבדים (פחמן, חמצן, סידן וחנקן) לתווך הבין כוכבי.

 

בשנות ה-2000 גילה טלסקופ החלל האבל כי לערפיליות פלנטריות רבות ישנן צורות מורכבות ביותר. כחמישית הן כדוריות בקירוב, אך רובן מעוצבות בצורות שונות ומשונות בהשפעת כוח הכבידה, שדות מגנטיים ורוחות כוכביות.

 

הערפיליות הפלנטריות הן עצמים חיוורים, ולא ניתן לצפות אף באחת מהן בעין בלתי מזוינת.

כוכב - אבק בין-כוכבי

האבק הבין כוכבי מורכב בעיקר מהיסודות צורן ופחמן. יסודות אלה נוצרים בענקים אדומים, נובות וסופר-נובות, ונפלטים לתווך הבין-כוכבי. בתווך הבין-כוכבי האבק לא נמצא בשיווי משקל תרמי עם הגז. בדרך כלל הטמפרטורה של האבק נמוכה מזו של הגז סביבו, בשל יכולתו של האבק לפלוט קרינה באורכי גל ארוכים וכך להתקרר. בתנאים מסוימים, פני השטח של האבק סופחים אליהם גז ומתרחשות עליהם תגובות כימיות של פני שטח. התהליך הבולט ביותר שמתרחש על פני גרגרי האבק הוא היווצרותו של מימן מולקולרי מאטומי מימן ספוחים. למולקולה זו תפקיד חשוב בתהליכים אסטרופיזיקליים רבים, ביניהם היווצרות כוכבים חדשים.

כוכב - תווך בין כוכבי

תווך בין-כוכבי (באנגלית: Interstellar medium) הוא גז ואבק שנמצא בחלל הבין-כוכבי בתוך הגלקסיות. הכוונה לחומר מפוזר שאינו מרכיב את הכוכבים, כוכבי הלכת, הירחים ושאר הגופים שגודלם אינו מיקרוסקופי.

 

החומר הבין-כוכבי מצוי במעין עננים שגודלם פרסקים ספורים, ומכילים תערובת דלילה של אטומים, יונים, מולקולות, גרגירי אבק וקרינה קוסמית. החומר מורכב מ-99% גז ומ-1% אבק, לפי התפלגות מסה. צפיפותו היא בתחום שבין אלפים מעטים למאות בודדות של מיליוני חלקיקים למטר מעוקב. מכיוון שמקורו של רוב הגז בנוקליאוסינתזה שהתרחשה מעט לאחר המפץ הגדול, הגז מורכב מכ-90% מימן ומכ-10% הליום, ומכמויות שיוריות של יסודות כבדים יותר (במינוח המקובל באסטרונומיה - מתכות).

 

לעתים שוררים באזור בו נמצא החומר הבין-כוכבי שדות מגנטיים חזקים כתוצאה מתהליכים המתרחשים שם או מחלקיקים העוברים דרכו. קרינה אלקטרומגנטית שמצויה שם קרויה שדה הקרינה הבין-כוכבי (interstellar radiation field).

 

לחומר הבין-כוכבי חשיבות רבה באסטרופיזיקה, בעיקר בגלל פיזורו הרחב בגלקסיה. כוכבים נוצרים בתוך האזורים הצפופים ביותר של החומר הבין-כוכבי, בעננים מולקולרים, ומשנוצרים הם מזינים מחדש את החומר הבין-כוכבי בחומר ואנרגיה שמקורם בערפיליות פלנטריות, ברוחות סולריות מכוכבים ובסופרנובות. מדידת נתונים על משחק-גומלין זה בין כוכבים ובין החומר הבין-כוכבי עוזרת לקבוע את הקצב בו גלקסיה מכלה את תכולתה הגזית, ובכך לקבוע גם את משך הזמן בו נוצרים עדיין כוכבים בתחומה.

כוכב - קדם כוכב - תצפיות

הצפייה באור נראה, בקדם-כוכב במרבית השלבים, אינה אפשרית לצופה מכדור הארץ‏[20]. גרם שמיים זה מוסתר מרבית הזמן על ידי ענן צפוף של אבק וגז, שאריות הענן המולקולרי ממנו התהווה. לעתים ניתן להבחין בצללית של קדם כוכב על רקע אור חזק הנפלט מגז הקרוב אליו - אובייקטים המכונים "גלובולות בוק" (Bok globules)‏. עם זאת, שלבים מוקדמים בחיי כוכב ניתנים לצפייה באור אינפרה-אדום בלבד, החודר אבק. מסיבה זו, תצפיות מטלסקופ החלל WISE, המסוגל לצלם בתחום האינפרה-אדום, היוו חלק משמעותי במיוחד בגילוי של קדם-כוכבים וצבירי הכוכבים הנוצרים מהם.

 

המבנה של ענן מולקולרי והאפקטים האופייניים לתהליכי היווצרות קדם-כוכבים מאפשרים זיהוי של קדם-כוכבים באמצעות מפות הכחדה (בליעה ופיזור) (Extinction (astronomy)) של אור אינפרה-אדום קרוב (מפות המשורטטות מתוך השוואת אומדן כמות הכוכבים ליחידת שטח, הנצפים באינפרה-אדום קרוב, לתמונת השמיים המתקבלת בצפייה באור נראה בה הללו נבלעים), ולפי ספקטרום הפליטה הרציף של אבק וקווי הספקטרום האופייניים למעברי אנרגיה קינטית זוויתית במולקולות פחמן חד-חמצני ומולקולות אחרות, הנצפים בתחום התת-מילימטרי. מאחר שלרוב, שארית הענן העוטפת קדם-כוכבים וכוכבים צעירים חוסמת את מעבר מרבית האור הנראה, הצפייה בקדם-כוכבים ובכוכבים צעירים נעשית בטווחי האינפרה-אדום. בשל כך תצפיות בקדם-כוכבים וכוכבים צעירים מכדור הארץ הן בעייתיות - אטמוספירת כדור הארץ אטומה כמעט לחלוטין לקרינה באורכי גל בין 20 ל-850 מיקרון, ולכן התצפית בקדם-כוכבים יעילה רק מטלסקופים הנמצאים מחוץ לאטמוספירה.

 

ניתן לצפות בצורה ישירה בהיווצרות כוכבים בודדים בגלקסיה שלנו, אך לא בגלקסיות אחרות - באלו ניתן להבחין רק לפי החותמת הספקטרלית שהם מותירים.

כוכב - קדם כוכב - סילון קדם כוכבי

כאשר קדם-כוכב צעיר חג סביב עצמו, אחת התוצאות היא פליטה של סילוני גז מולקולרי מיונן מקוטבי הקדם-כוכב, המושלכים למרחקים גדולים. סילונים אלו נקראים סילונים קדם-כוכביים (Protostellar Jets). פליטות אלו, הנצפות בקלות יחסית בשל גודלם, מעידות על צעירותו של גרם שמים. המנגנון המדויק של סילונים אלו, של האצתם וכוונתם, טרם פוענח.

 

סילונים כאלו, היכולים להגיע למרחקים של שנות אור, נצפו רבות באובייקטי הרביג-הרו (אנגלית:Herbig–Haro object). נצפו גם מקרים בהם חומר עזב את הכוכב הצעיר במהירויות של מאות קילומטרים בשנייה. בעשרה מקרים שונים, בנוסף לחומר היוצא, נצפתה גם קרינת רנטגן, דבר המצביע על כך שמהירות הסילונים היא מעל 500 קילומטרים לשנייה: על מנת להגיע למהירויות כאלה, החומר צריך לעזוב את פני הכוכב במהירות העולה על 1000 קילומטרים לשנייה, מהירות הגדולה בהרבה ממהירויות שנצפו במקרים דומים אחרים‏.

כוכב - קדם כוכב - התכווצות קלווין-הלמהולץ

בקדם-כוכב בעל מסה הקטנה מ-3 מסות שמש, תהליך ההתכווצות יימשך עד שהטמפרטורה בליבה תעלה לטמפרטורה המספיקה להתרחשות תגובות תרמו-גרעיניות (בסביבות 3 מיליון מעלות קלווין). התכווצות זו אטית בהרבה מזו המאפיינת את השלבים קודמים: עבור כוכב במסת שמש אחת הליך זה מוערך בכ- שנים. עבור ננסים אדומים בעלי מסה נמוכה יותר, שלב זה יכול לקחת מיליארדי שנים - כלומר, משך זמן מסדר גיל יקום.

 

כוכבים בשלב זה נראים באור נראה מכדור הארץ ולכן נצפו הרבה לפני פיתוח המודל המודרני של קדם-כוכב. מחלקה זו של גרמי שמיים נקראת כוכבי T-Tauri, על שם הכוכב הראשון מסוג זה שהתגלה - T בקבוצת שור (Taurus). כוכבים אלו הם קרים, ובהירותם משתנה באופן מהיר. שינויים אלו נובעים מתהליכי קונבקציה סוערים בתוך הכוכב. אחד המאפיינים הבולטים של כוכב כזה הוא קו בליעה של ליתיום, שריכוזו גבוה בהרבה מריכוז הליתיום בשמש, דבר המעיד על כך שתהליכי ההיתוך בהם "נשרפים" יסודות קלים (כלומר תהליכי נוקליאוסינתזה של פחמן ויסודות כבדים יותר) טרם החלו. מקור האנרגיה העיקרי שלהם הוא קריסה כבידתית, ולא היתוך גרעיני כמו בכוכבי סדרה ראשית.

 

בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל כוכבים צעירים אלו ממוקמים מעל הסדרה הראשית. הם נצפים בקבוצות הנקראות "T-associations" החופפות לעתים את קבוצות "O Associations"‏[18]. בקבוצות מסוג זה נראים לעתים קרובות גם ענני אבק וכוכבים צעירים מסוגים A ו-B (בשלב כוכבי הרביג Ae/Be).

כוכב - קדם כוכב - ספיחה של מעטפת רחבה על פני הגרעין

אחר היווצרות הגרעין, המעטפת החיצונית של קדם-הכוכב ממשיכה בנפילתה החופשית אל כיוון מרכז הכובד ומתנגשת בגרעין במהירות של כ-. כתוצאה מהתנגשות זו נוצר גל הדף וטמפרטורת הגרעין עולה.

בהמשך, הכיווץ האיטי של קדם-הכוכב ממשיך לחמם אותו, מכיוון שמנגנון הקירור הקוונטי כבר אינו יעיל. כיווץ הגרעין נמשך עד להגעה לטמפרטורה של 2000K - טמפרטורה בה מתחיל פירוק קשרי המימן המולקולרי ובעקבותיו היינן של האטומים. תהליכים אלו, הדורשים אנרגיה רבה וצורכים אנרגיה תרמית, עוצרים את עליית טמפרטורת הגרעין. כתוצאה משינויים אלו, גרעין הקדם-כוכב יוצא משיווי משקל ומתחיל להתכווץ במהירות ולהתחמם. הליך זה נמשך עד להגעה לשיווי משקל חדש, ותוצאתו הוא גרעין חדש - פלזמטי ולא גזי כשהיה לפני כן.

עבור הפרמטרים שצוינו קודם - ענן בעל מסת שמש אחת - מתקבל גרעין בעל מסה של , רדיוס של כ- וטמפרטורה של , כלומר גרעין צפוף וחם. התחממות הקדם-כוכב בשלב זה מאטה בצורה ניכרת את מהירות התכווצות המעטפת, אך מהירות הנפילה של החומר אל הגרעין עולה אף היא ומוערכת בסדרי גדול של . הטמפרטורה בליבת הקדם-כוכב ממשיכה לעלות והקרנתה לא מספיקה לסלק את האנרגיה החוצה מן הליבה. בשלב זה הסעת חום (קונבקציה) הופכת למשמעותית, והחומר בליבת הקדם-כוכב מתחיל לנוע מאזור המרכז החם יותר לעבר פני הקדם-כוכב, בהם הלחץ נמוך משמעותית. מאחר שמהירות התנועה של האזורים החמים גבוהה בהרבה ממהירות הולכת החום, אזורים אלו מתרחבים בעת העלייה בתהליך אביאבטי למדי - כלומר, כמעט בלא העברת חום לסביבה. במנגנון זה, הליכי התפלגות הטמפרטורה, הלחץ והצפיפות כולם אדיאבטיים בקירוב.

 

שלב ספיחת המעטפת בקדם-כוכב מתאפיין בין היתר בירידת צפיפות הענן עם ההתרחקות מן המרכז. הכבידה משחקת תפקיד מרכזי בהתרחשות זו, מאחר שהכיווץ נעשה בנפילה חופשית בקירוב. הזמן האופייני לנפילה חופשית, , עולה עם הירידה בצפיפות, ולכן האזורים הפנימיים מתכווצים מהר יותר מהאזורים החיצוניים. כתוצאה מכך, פילוג הצפיפות הולך ונהיה פחות ופחות אחיד עם הזמן.

 

תהליך זה נמשך עד שכל המעטפת מסופחת לגרעין.

 

עבור ענן במסת שמש אחת, וצפיפות התחלתית של כ- (כלומר, צפיפות המתאימה לאי יציבות ג,ינס), משך התהליך מוערך בכמיליון שנים‏^] - כלומר, פי 3 עד 5 מזמן הנפילה החופשית -, ורדיוס הכוכב הצעיר שייווצר הוא כ-2 רדיוסי שמש. במקרה בו הצפיפות ההתחלתית גבוהה יותר, זמן הקריסה יתקצר ורדיוס הכוכב הצעיר יגדל.

 

גרם שמיים בשלב זה מקרין אור נראה בעצמה גבוהה ונראה לצופה מכדור הארץ כמו כוכב. ההבדל המרכזי בין קדם-כוכב בשלב זה לכוכב סידרה ראשית  הוא שבליבת הקדם-כוכב לא מתרחשים תהליכי היתוך גרעיניים (כדוגמת שרשרת פרוטון - פרוטון), כי הטמפרטורה בו נמוכה מדי ועומדת על כ- .

 

שלב זה של בהתפתחות הכוכב מתואר בדיאגרמת הרצשפרונג ראסל. כוכבי T-Tauri  וכוכבי הרביג Ae/Be הם דוגמאות לגרמי שמיים הנמצאים בשלב זה.

 

תחשיבי נתונים מצביעים על כך‏  שבשלב הקונבקציה הטמפרטורה של הקדם-כוכב תלויה באופן מועט במסה, וכמעט שאינה תלויה באוֹרִיּוּת ( Luminosity): . משמעות הדבר היא שעם ירידת הרדיוס, יורדת האוריות של הכוכב. בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל כוכבים צעירים כאלה מופיעים "מעל" הסדרה הראשית ו"יורדים" אליה עם הזמן. מסלול התפתחות זה מכונה "מסלול הייאשי ".

 

כוכבים בעלי מסה קטנה מ-0.3 מסות שמש ממשיכים להיות קונבקטיביים בשלמות - כלומר, הסעת החום בהם מתרחשת לאורך כל הכוכב, גם כשמגיעים לסדרה הראשית. בכוכבים קלים, אך בעלי מסה הגדולה מ-0.3, נוצרת ליבה בה האנרגיה מועברת על ידי פליטת קרינה, דבר המעלה את טמפרטורת פני השטח. מסלול התפתחות זה מכונה "מסלול הניי" (אנגלית: Henyey track).

 

עבור מסת ליבה העולה על 3 מסות שמש, תגובות גרעיניות יחלו לפני ספיחת הקליפה האטומה כולה. גופים כאלה נצפו בגלאי אור אינפרה אדום ונראים כאזורי מימן מיונן המוקפים בענן קר.

 

לא כל הקדם-כוכבים עתידים להפוך לכוכבים. אם מסת קדם-כוכב קטנה מ-0.075 מסות שמש, הכיווץ שלו ייבלם על ידי לחץ הניוון של אלקטרוני הגז (לחץ הנובע מעקרון האיסור של פאולי) ולא ייווצרו התנאים הנדרשים להיתוך מימן. קדם-כוכב כזה יהפוך לננס חום

כוכב - קדם כוכב - היווצרותו של גרעין צפוף

עם המשכת תהליך התכווצות הענן, צפיפותו הופכת פחות ופחות אחידה, כאשר צפיפות המסה עולה יותר ויותר ככל שמתקרבים למרכז הגאומטרי של הענן. כתוצאה מהצפיפות הגבוהה במרכז הענן, אזור זה מפסיק להיות שקוף לקרינה אינפרה אדומה והפוטונים של קרינה זו אינם יכולים לצאת מחוץ לענן ולקרר אותו, כפי שהיה קודם. הטמפרטורה בו מתחילה לעלות בקצב דרמטי, עד ליצירת שיווי משקל הידרוסטטי, בו לחץ הנוצר בגלל התחממות מצליח להתגבר על הכבידה העצמית.

 

שימור תנע זוויתי גורם לכך ששאריות הענן החג סביב הגרעין תתכווץ לצורה דמוית דיסקה שטוחה. דיסקה זו קרויה דיסקה קדם-פלנטרית או "proplyd".

 

עבור ענן במסת שמש אחת, צפויה בשלב זה התעבות של גרעין בעל מסה של כ0.05M_{sun}, רדיוס של כ100R_{sun}‏ וטמפרטורה של כ200K . כלומר, בשלב זה הגרעין עצמו הוא רחב, דליל מאוד וקר מאוד יחסית לגרעיני גרמי שמיים.

כוכב - קדם כוכב - התכווצות איזותרמית

בתנאים רגילים, התכווצותו של ענן גורמת לעלייה בטמפרטורה ובלחץ הפנימי שלו‏, כאשר הלחץ הפנימי הנוצר מפעיל כוח בכיוון מנוגד לזה של הכבידה ובכך מאזן אותה ובולם את הכיווץ. בענן מולקולרי, לעומת זאת, קיים מנגנון קירור קוונטי: ההתנגשויות בין מולקולות המימן גורמות לעלייה בברמות האנרגיה וכתוצאה מכך לפליטה של פוטונים באורך גל של 28 מיקרון. קרינה זו נפלטת אל מחוץ לענן ומורידה בצורה אפקטיבית את הטמפרטורה שלו. במילים אחרות, האנרגיה המשתחררת כתוצאה מכיווץ הענן לא הופכת לאנרגיה תרמית, כבמקרה של גז אידאלי, ואינה מחממת את הענן, וההתכווצות מתרחשת בתהליך איזותרמי - השומר על טמפרטורה קבועה. פליטת הקרינה במהלך התכווצות ענן לקדם-כוכב מאפשרות לצפות בשלב זה, באמצעות גלאי אור הרגישים לקרינה בעלת אורך גל של מעל 1 מיקרון.

 

מכיוון שהתכווצות היא איזותרמית, הלחץ בענן עולה בקצב איטי משמעותית ביחס לכוחות הכבידה, ובסופו של דבר, תקופה קצרה אחר תחילת הקריסה, הכוח שמפעיל לחץ הגז הופך לזניח ביחס לכבידה. משמעות הדבר היא שהכיווץ המתרחש מהווה בקירוב נפילה חופשית למרכז המסה של הענן.

 

עבור ענן במסת שמש אחת ובקוטר של 0.02 פרסק, זמן כיווץ אופייני t_{ff} הוא כ-200,000 שנים.