הצגת המקור של הדף "כוכב"

{{פירוש נוסף|נוכחי=[[גרם שמיים]]}}
[[קובץ:Sagittarius_Star_Cloud.jpg|שמאל|ממוזער|250px|[[M24|שדה הכוכבים של קשת]]]]
'''כוכב''' (או שֶׁמֶשׁ{{הערה|כל כוכב הוא שֶׁמֶשׁ. [[השמש|'''הַ'''שֶּׁמֶשׁ]] (עם ה"א היידוע) היא הכוכב שבמרכז [[מערכת השמש]] שלנו.|כיוון=ימין}}) הוא [[גרם שמיים]] דמוי-כדור המורכב מחומר במצב צבירה [[פלזמה (מצב צבירה)|פלזמה]] ו[[גז]]. כוכב, בניגוד ל[[כוכב לכת]], מפיק [[קרינה]] משל עצמו על ידי [[היתוך גרעיני]] ופולט אותה ל[[החלל החיצון|חלל החיצון]]. מקורה של האנרגיה המשתחררת מכוכבים הוא בהיתוך גרעיני, והיא נפלטת לחלל בצורת [[קרינה אלקטרומגנטית]] וחלקיקי [[נייטרינו]].

לפי הערכות, ב[[היקום|יקום]] הנראה יש בקירוב {{תמ|7|22}} כוכבים. הערכות אחרות מדברות על לפחות <math>10^{24}</math> כוכבים.<ref>{{קישור כללי|כתובת=https://www.space.com/26078-how-many-stars-are-there.html|כותרת=How many stars are in the universe?|אתר=Space.Com|תאריך=11.2.2022}}</ref> הכוכב הקרוב אלינו, מחוץ ל[[מערכת השמש]], הוא [[פרוקסימה קנטאורי]] ([[לטינית]]: proximus – "קרוב"), הנמצא במרחק של 4.22 [[שנת אור|שנות אור]] מאיתנו. למעשה כמעט כל [[גרם שמיים|גרמי השמיים]] שמסוגלים לראות בלילה ב[[כיפת השמיים]] הם שמשות, מלבד כוכבי לכת הנמצאים במערכת השמש שלנו.

הכוכבים יכולים להיות בגדלים שונים, מ[[ננס אדום|ננסים אדומים]] שרדיוסם הוא רק כפליים הרדיוס של כוכב הלכת [[צדק (כוכב לכת)|צדק]], ועד [[ענק אדום|ענקים אדומים]], [[ענק כחול|ענקים כחולים]] ו[[על-ענק]]ים, אשר רדיוסם גדול פי 1,000 [[רדיוס שמש|מרדיוס השמש]]. את ה[[מסה]] של כוכבים נהוג למדוד ביחידה "[[מסת שמש]]". מסת שמש אחת היא המסה של [[השמש]] במערכת השמש (סול) – 1.989x10<sup>30</sup> ק"ג. מסתו של כוכב [[סדרה ראשית]] נעה מ-0.08 מסות שמש (מתחת לגבול זה נמצאים [[ננס חום|ננסים חומים]]) ועד 100–150 מסות שמש. הכוכב המסיבי ביותר שנצפה עד ל-[[2016]] הוא [[R136a1]] ומסתו 265 מסות שמש.

חלק מהכוכבים נמצאים ב[[כוכבים זוגיים|מערכת כפולה]] עם כוכבים אחרים. קיימות גם קבוצות גדולות יותר של כוכבים, אשר מכונים [[צביר כוכבים|צבירי כוכבים]]. ישנם צבירי כוכבים מפוזרים, כמו ה[[פליאדות (צביר כוכבים)|פליאדות]] (Pleiades) או ההיאדות (Hyades) שליד הקבוצה [[שור (קבוצת כוכבים)|שור]] (Taurus), וישנם [[צביר כדורי|צבירים כדוריים]], המורכבים בדרך כלל מכוכבים ותיקים (כוכבי דור שני, Population II). הכוכבים ביקום אינם מפולגים באופן אחיד, אלא נוטים להצטבר במבנים הנקראים [[גלקסיה|גלקסיות]], שבתורן מאורגנות במבנים של [[צביר גלקסיות|צבירי גלקסיות]] ו[[צביר על|צבירי על]].

==הולדתם, מהלך חייהם ומותם של הכוכבים==
{{הפניה לערך מורחב|ערכים=[[מחזור חייו של כוכב]], [[התפתחות כוכב]]}}

[[קובץ:Comparison of the sizes of a red dwarf, the Sun, a B-type main sequence star, and R136a1.jpg|שמאל|ממוזער|350px|השוואת גודלם של כוכבים. באדום [[ננס אדום]] בעל 0.1 מסות שמש, בצהוב [[השמש]], בתכלת [[ענק כחול]] בעל 8 מסות שמש ובכחול עמוק חלק מ-[[R136a1]]]]
הכוכבים נולדים בתוך [[תווך בין-כוכבי#ענן מולקולרי|עננים מולקולריים]] של [[מימן]], כאשר התפרצות [[סופרנובה]] או התנגשות בין שני עננים מולקולריים גורמת לדחיסת חלקים בתוך הענן ומתחיל תהליך בו כל אחד מאזורים אלו נמשך אל מרכז המסה של עצמו ומתכווץ, ובשל [[חוק בויל|הדחיסה מתחממת]] ליבתו של האזור. שלב זה מכונה [[קדם-כוכב]]. הקדם-כוכב ממשיך להתכווץ בהדרגה תחת [[כבידה עצמית]], והטמפרטורה בליבתו ממשיכה לעלות, עד שהיא גבוהה דיה להתחלת תהליכי [[היתוך גרעיני]] בליבת הכוכב המפיקים אנרגיה רבה ופועלים כנגד ההתכווצות, וכך נוצר כוכב יציב, ובמקרה של [[ענק כחול|כוכבים גדולים במיוחד]] – כוכב פועם.<ref>{{קישור כללי|כתובת=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp|כותרת=Dating Egypt's oldest star map|אתר=www.moses-egypt.net|תאריך_וידוא=2021-02-24}}</ref>

הכוכב מבלה את מרבית חייו כשבליבתו מותך מימן להליום. שלב זה מכונה השלב בו הכוכב נמצא ב[[הסדרה הראשית|סדרה הראשית]], ויהיה יציב במידה רבה. משך זמן שהותו של הכוכב על הסדרה הראשית נקבע על-פי מסתו, כאשר כוכבים בעלי מסה קטנה, כגון [[ננס אדום|הננסים האדומים]], יכולים להישאר על הסדרה במשך עשרות או אף מאות מיליארדי שנים, ואילו כוכבים מאסיביים מאוד מגיעים תוך מיליוני שנים בלבד למצב בו הצטברות ה[[הליום]] בליבה מגיעה להיתוך ומתחילה את השלב הבא. כוכב ממוצע, [[כוכב דמוי שמש|הדומה לשמש]] שלנו יימצא על הסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנה.

אחרי שהמימן בליבת הכוכב אוזל, מתחיל היתוך של הליום בליבה. היתוך ההליום מחמם את מעטפת המימן הסמוכה לליבה ומתחיל היתוך מימן מסביב לליבה. ההיתוך במעטפת מנפח מאוד את הכוכב, אך טמפרטורת פני שטחו יורדת – הכוכב הופך ל[[ענק אדום]] שטמפרטורת פני השטח שלו נמוכה. לאחר שלב זה, המשך חייו של הכוכב תלוי במסתו של הכוכב, ובמקרה של מערכת של כוכב כפול – גם במצב התפתחות של בן זוגו. הכוכב, שחדל מהיתוך של מימן בליבה, כבר מוגדר מחוץ לסדרה הראשית.

ב'''כוכבים בעלי מסה קטנה''', יתחיל בליבה היתוך הליום, אך תהליך זה יגרום לאי-יציבות הכוכב, ובסופו של דבר השכבות החיצוניות של הכוכב יתפזרו, כאשר הוא משאיר מאחוריו לא יותר מ[[ננס לבן]]. כוכבים קטנים במיוחד, בעלי מסה של פחות מחצי מסת שמש, לאחר סיום היתוך מימן יגוועו לאט. גורלם של כוכבים אלה מעולם לא נצפה על ידי האסטרונומים, מכיוון שאורך החיים של כוכבים נמוכי מסה גדול מגיל היקום הנראה.

ב'''כוכבים בינוניים''', שמסתם כחצי מסת שמש ועד כ-1.4 מסות שמש ([[גבול צ'נדראסקאר]]), לאחר שלב הענק האדום, כשיגמר המימן במעטפת הכוכב, הם יתחילו לקרוס לתוך עצמם, עד שהתנאים בליבה יהיו מתאימים להיתוך הליום ל[[פחמן]]. בשלב זה הכוכב יתחמם יותר ויותר, יתרחב במה שקרוי [[הבזק הליום]], וכשיגמר ההליום, הכוכב ישיל את שכבותיו החיצוניות, שתהפוכנה ל[[ערפילית פלנטרית]], ליבת הכוכב הפחמנית תקרוס ותהפוך ל[[ננס לבן]], העשוי ברובו מ[[חומר מנוון|חומר דחוס ביותר]] – קובייה בגודל סנטימטר אחד שוקלת כמה טונות.

ב'''כוכבים מאסיביים''', אשר מסתם עולה על [[גבול צ'נדראסקאר]], לאחר סיום תהליכי היתוך ההליום שתוארו לעיל הכוכב יתכווץ בשנית והטמפרטורה בליבה שלו תגדל עוד יותר. עקב הטמפרטורה הגבוהה, יתחילו בליבה תהליכים גרעיניים נוספים, בהם ייווצרו יסודות כמו [[חמצן]], [[מגנזיום]], [[צורן (יסוד)|צורן]], עד ל[[ברזל]]. למעשה, הכוכב יהפוך למורכב משכבות-שכבות של יסודות שונים, בדומה לקליפות בצל. מסתה של ליבת הברזל תלך ותגדל, וכאשר היא תעבור על גבול צ'נדראסקאר, תתכווץ הליבה במהירות והשכבות החיצוניות של הכוכב תועפנה לחלל בפיצוץ [[סופרנובה]] מסוג II. הכוכב עצמו יקרוס ל[[כוכב נייטרונים]], או, אם מסתו תעלה על שלוש מסות שמש ([[גבול אופנהיימר-וולקוף]]), הוא יקרוס מעבר לכך, ויהפוך ל[[חור שחור]].<ref>{{קישור כללי|כתובת=http://www.messier.seds.org/more/m001_sn.html|כותרת=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula|אתר=www.messier.seds.org|תאריך_וידוא=2021-02-24}}</ref>

==מיון ומאפיינים של כוכבים==
מדידת מרחקם, מסתם, בהירותם והרכבם הכימי של כוכבים הייתה תהליך רב שלבי. במסגרת התהליך נאספו קודם לכן נתונים עבור כוכבים סמוכים וההרכב הכימי של המעטפת החיצונית. נתונים אלו איפשרו את סיווג הכוכבים על פי ה[[ספקטרום]] שלהם והסקת מסקנות לגבי בהירות ומסה של כוכבים רחוקים יותר.
===מדידת מרחק===
[[קובץ:מדידת מרחק לכוכב בשיטת הפרלקסה.png|600px|טקסט=מדידת מרחק לכוכב בשיטת הפרלקסה.png|ממוזער|על מנת למצוא את המרחק d בין השמש לכוכב יש לדעת את אורך קו הבסיס c ואת הזוויות אלפא וביתא.|מדידת מרחק לכוכב בשיטת הפרלקסה.png|ממוזער|על מנת למצוא את המרחק d בין השמש לכוכב יש לדעת את אורך קו הבסיס c ואת הזוויות אלפא וביתא.]]
מרחק אל כוכבים סמוכים ניתן לחישוב ישיר ומדויק בשיטת ה[[פרלקסה]]. מדידה מדויקת עד כדי 1% אפשרית לכ-100 מיליון כוכבים, ועבור 200 מיליון נוספים בדיוק העולה על 10%.

את מרחקם של כוכבים רחוקים יותר ניתן להעריך על ידי השוואת עוצמת האור הנצפית לעומת העוצמה המקורית שצפויה עבור הסוג הספקטרלי (השיטה מבוארת בערך [[נר תקני]]) של הכוכב. עם זאת שיטה זו אינה חסינת טעויות, מאחר שענני אבק בין מערכת השמש לכוכב מפחיתים את עוצמת ההארה שנצפית וגורמים לחישוב מרחק גדול יותר מאשר המרחק בפועל.

===מדידת מסה===
עבור [[כוכב כפול|כוכבים כפולים]], ידיעת שלושה פרמטרים די בה על מנת לדעת את המסה הכוללת של שניהם (<math>M_1+M_2</math>) בהשוואה למסת השמש<math>M_s</math>. יש לדעת את זמן ההקפה (t), ממוצע המרחק ביניהם (d) והמרחק אליהם (D). שלושה גדלים אלו קלים למדידה עבור מערכות כוכבים כפולים קרובים די הצורך. ישנם כ-50 מיליון מערכות כפולות קרובות די הצורך.

חישוב מסת המערכת – שני הכוכבים – נעשה לפי הנוסחה <math>M_1+M_2 = \frac{M_s\times d^3}{D^3\times t^2}</math>

בתוספת מדידת מיקום מרכז המסה של המערכת ניתן לחשב מה יחס המסות בין כוכבי הזוג, וכתוצאה את מסת כל אחד מהכוכבים בצמד.

כעת ביכולתנו למצוא מה הקשר בין סוגי כוכבים למסה שלהם, וכך להעריך מהי המסה של כוכב שאינו חלק ממערכת כוכב כפול.

===סוגים ספקטרליים של כוכבים===
{{הפניה לערך מורחב|דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל}}
מיון הכוכבים לסוגים ושנים עבר התקדמות מרשימה לאחר המצאת המצלמה ויצירת האפשרות לצלם את ה[[ספקטרום]] של כוכבים שונים. על ידי שימוש ב[[חוק וין]] ועל סמך האור המתקבל מן הכוכבים ניתן לגלות מה [[טמפרטורה|טמפרטורת]] פני השטח ([[פוטוספרה]]) שלהם. מהשוואת ה[[קו ספקטרלי|קווים הספקטרליים]] ניתן לגלות אילו חומרים אופפים את הכוכבים ומידע רב נוסף. בשנת [[1910]] האסטרונומים איינר הרצשפרונג והנרי נוריס ראסל הציעו ופיתחו בנפרד זה מזה את הדיאגרמה בה סיווגו לפי מאפייניהם הספקטרליים.

הטיפוסים הספקטרליים הם: O, B, A, F, G, K, M (ניתן לזכור את הסוגים בעזרת ה[[מנמוניקה]] Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me). בנוסף לכך כל טיפוס מחולק ל-10 תת-טיפוסים, כאשר כל תת-טיפוס מסומן בספרה מ-0 עד 9. כך, למשל, הטיפוס הספקטרלי של השמש הוא G2.
הסיבה לכך שהכוכבים נראים אדומים או כחולים אך לא ירוקים היא משום שכוכבים אדומים פולטים אנרגיה בתחום [[תת אדום]] וחלקה בתחום הצבע האדום הנראה לעין, כוכבים כחולים פולטים אנרגיה בטווח [[על סגול|uv]] וחלקה בתחום הצבע הכחול הנראה לעין, אולם כוכבים אשר פולטים אנרגיה בכל הטווח הנראה, לא יראו ירוקים שזה אורך הגל במרכז הספקטרום כי אם לבנים שמכילים את כל אורכי האור הנראה.

על מנת להבדיל בין כוכבים בעלי סיווג זהה אך בשלב שונה בהתפתחותם חולקה הדיאגרמה ל"ענפים מאוזנים". כך כוכב הנמצא בשלב היתוך המימן כמו [[השמש]] נמצא באזור שנקרא [[הסדרה הראשית]] – וזהו ענף '''V'''. בעוד כ-5 מיליארד שנים השמש תהפוך ל[[ענק אדום]], ואז היא תעבור לענף III (ענקים).

נוסף על כך ישנם כוכבים המציגים שלבים קצרים בחיי הכוכב (מיליוני שנים ספורות) או כוכבים שמציגים תכונות שלא מיוצגות בדיאגרמה ולכן קיבלו כינויים נוספים כמו [[כוכבי T בשור]] ו[[משתנה קפאידי|משתנים קפאידים]].<ref>{{קישור כללי|כתובת=https://www.space.com/40171-cosmic-alignment-reveals-most-distant-star-yet.html|הכותב=Elizabeth Howell 02 April 2018|כותרת=Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen|אתר=Space.com|שפה=en|תאריך_וידוא=2021-02-24}}</ref>

== אמונות עתיקות בכוכבים ==
{{ערך מורחב|כוכבים במסורות העולם העתיק}}

=== בהלכה היהודית ===
{{ערך מורחב|לא תעשון אתי}}
הפסוק "לא תעשון אִתי" פורש על ידי [[חז"ל]] כמקור לאיסור ליצור [[תבליט]] של כוכבים. ישנה מחלוקת האם גם [[ציור]] או [[תחריט]] של כוכבים בכלל האיסור, או רק תבליט.

==שיום==
{{ערך מורחב|ערכים=[[שמות גרמי שמים#כוכבים|שמות כוכבים]]}}
להבדיל מכוכבי לכת של מערכת השמש שמתגלים עם שיפור ה[[טלסקופ]]ים, [[האיגוד האסטרונומי הבין-לאומי]] לא מעניק שמות לכוכבים. שם בעל משמעות, לרוב ב[[ערבית]] קיים רק למספר מוגבל של כוכבים בהירים במידה כזו שהוענקו להם שמות זה מכבר (בדר"כ אלו הכוכבים הראשיים – α של הקבוצה, למשל [[ביטלג'וז]]).

==ראו גם==
{{קישורי פורטל|מדעי החלל}}
*[[נצנוץ]]
*[[קבוצת כוכבים]]
{{-}}

==קישורים חיצוניים==
{{מיזמים|ויקימילון=כוכב|ויקיציטוט=כוכב|ויקימילון 2=כוכב שבת}}
* {{הידען||כוכבים|topic/כוכבים/}}
* {{אסטרופדיה|תגובות גרעיניות והיווצרות היסודות הכבדים}}
* {{דוידסון|מאיר ברק|מהו הכוכב הגדול ביותר?|askexpert/astrophysics/מהו-הכוכב-הגדול-ביותר-יותם|31 אוגוסט 2009}}
*{{וואלה!|ניב ליליאן|לקראת סופו: טלסקופ האבל גילה את הכוכב הרחוק ביותר|3497895|31 במרץ 2022}}
* {{בריטניקה}}
* {{דף שער בספרייה הלאומית|987007531592405171|כוכבים}}

{{מחזור חייו של כוכב}}

==הערות שוליים==
{{הערות שוליים|יישור=שמאל}}
{{בקרת זהויות}}

[[קטגוריה:כוכבים|*]]
[[קטגוריה:גרמי שמיים]]
[[קטגוריה:מקורות אור]]