בכוכב שמסתו קטנה מתחת ל-0.08 ממסת השמש, היתוך גרעיני לא מתחיל כלל, מאחר שכוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחוס את ליבת הכוכב ולהתקרב לחום הנדרש לתחילת היתוך המימן. במקרה כזה, הכוכב מוגדר כננס חום. אך בכוכב גדול יותר, התהליך מתחיל כך: היתוך ארבעה אטומי מימן לאטום אחד של הליום. היתוך זה מייצר אנרגיה גבוהה מאוד יחסית להיתוך אטומים אחרים, ולכן שלב זה הוא הארוך והיציב ביותר במחזור החיים של הכוכב. מקור האנרגיה היא איבוד קטן יחסית של מסה - מסתו של אטום הליום קטנה בכ-0.71% מזו של ארבעת אטומי המימן, וזו המסה שמומרת לאנרגיה. ככל שמסת הכוכב גדלה, כמות ההליום המתכלה - והאנרגיה המופקת - גדלות באופן לא לינארי. לדוגמה, אם מסת הכוכב היא פי 20 ממסת השמש, הוא יכלה את המימן שבליבה בתוך 9 מיליון שנים "בלבד", לעומת תהליך היתוך ליבת המימן של השמש שמוערך בכ-10 מיליארד שנים. יודגש השימוש במונח "ליבה". רדיוס ליבת השמש הינו 20% בלבד מרדיוס השמש כולה, אולם במצב "רגיל" של שלב היתוך המימן, רק אזור זה מגיע ללחץ ולטמפרטורה הנחוצה להתכת מימן, ולכן רק הוא מהווה את מקור האנרגיה של הכוכב. המימן שנותר ב"מעטפת" הכוכב (כ-78%) אינו מותך בשלב זה, והוא ממתין לתורו בשלבים הבאים.
הפסקת היתוך המימן בליבת הכוכב גורמת ניצחון זמני לכוח הכבידה: התכווצות וקריסת ליבת הכוכב לתוך עצמו, משום שאין יותר אנרגיה גרעינית שתפעל בכיוון הפוך.
בכוכב שמסתו קטנה מתחת לשליש מסת השמש, כוח הכבידה אינו מספיק חזק לדחיסת ליבת הכוכב עד לחום של 300 מליון מעלות צלזיוס בקירוב, הנדרש לשלב הבא: היתוך ההליום. במקרה כזה, הכוכב יתקרר וידעך לאיטו, ויהפוך לננס לבן.
אין תגובות:
הוסף רשומת תגובה