השמש שלנו לאן?

היא הבסיס לחיים שלנו, נמצאת שם כל יום וכולנו כל כך רגילים אליה שאנחנו כמעט לא חושבים על כך: השמש היא אחד האלמנטים המרכזיים ביותר לקיום חיים על כדור הארץ. אבל מה אנחנו באמת יודעים עליה? כמה זמן היא כבר קיימת? עד מתי היא תלווה אותנו בעתיד? ומה יהיה סוף חייה?

רק עוד חמישה מיליארד שנים

השמש היא כוכב (star), כלומר, היא מפיקה אנרגיה משל עצמה ופולטת אור. זאת בניגוד לכוכבי לכת – פלנטות (planets), כמו כדור הארץ – אשר אינם פולטים אור משל עצמם, אלא רק מחזירים את האור שמגיע אליהם מכוכבים. למעשה, אם נביט בשמי הלילה בעין בלתי מזוינת, כל הנקודות הזוהרות שנראה יהיו כוכבים (stars), חוץ ממאדים, נוגה, צדק, שבתאי וכוכב חמה, שהם כוכבי לכת (פלנטות). כמו כל כוכב, השמש מורכבת בעיקר ממימן (כ-73.5 אחוז) ומהליום (24.5), והשאר הוא יסודות אחרים, כבדים יותר (בעיקר חמצן ופחמן). בשל המסה האדירה של השמש (בערך פי 300 אלף מכדור הארץ), פועלים על החומר שבליבתה כוחות כבידה אדירים, הדוחסים ומחממים אותו לטמפרטורות של כ-15 מיליון מעלות.

בתנאים אלו מתרחשים בליבה תהליכי היתוך גרעיני, שבהם ארבעה גרעיני מימן, שהם למעשה פרוטונים, הופכים לגרעין אחד של הליום. תוך כדי כך משתחררת אנרגיה רבה. כיום השמש הופכת בכל שנייה כ-618 מיליון טונות של מימן לכ-614 מיליון טונות הליום, כאשר ההפרש במסה, כארבעה מיליון טונות, הופך לאנרגיה. האנרגיה המתקבלת, לפי הנוסחה המפורסמת של איינשטיין E=MC², היא בערך פי מיליון מצריכת האנרגיה השנתית של כלל האנושות בימינו. לכאורה מדובר בקצב עצום, אך מסת השמש גדולה פי מיליארדי מיליארדים מהכמות שהופכת להליום בכל שנייה. לכאורה, ניתן לצפות שהשמש תתקיים עד שכל המימן שבה יעבור היתוך גרעיני, כלומר, שהשמש תתקיים כמיליארד מיליארדי שניות, שהם בערך מאה מיליארד שנים. בפועל, השמש תחיה הרבה פחות מכך: היא בת כ-4.6 מיליארד שנה, ותחיה עוד כ-5 מיליארד שנים נוספות. בזמן הזה, תספיק השמש להפוך רק אחוז קטן מהמימן שבה להליום.

הסיבה לכך היא שהחומר הנמצא קרוב לפני השטח של השמש אינו חם מספיק כדי לעבור היתוך גרעיני, ולכן כל המימן שאינו בליבה לא יהפוך להליום. קצב הפקת האנרגיה בשמש יציב מאוד, ופליטת האנרגיה כמעט אינה משתנה, מכיוון שהיא נמצאת בשיווי משקל כל הזמן: השמש מגדילה את ההספק שלה רק באחוז אחד במשך מאה מיליון שנה. מעניין לציין כי בניגוד לאינטואיציה, ככל שכוכב הוא גדול ומסיבי יותר כך אורך חייו דווקא קצר יותר. הסיבה לכך היא שכוכב גדול יותר שורף את הדלק שלו בקצב מהיר בהרבה מכוכב קטן, וזהו גורם משמעותי יותר מהעובדה שיש בו יותר דלק גרעיני. הכוכבים הגדולים ביותר חיים כמה מיליוני שנים בלבד, בניגוד למיליארדי השנים של השמש. מאותה סיבה, ננסים אדומים, שהם כוכבים קטנים מאוד, צפויים לחיות מאות מיליארדי שנים ויותר, הרבה יותר מגיל היקום כיום.

ככל שהשמש הופכת עוד מימן להליום, ריכוז ההליום בליבתה הולך ועולה. בעוד כחמישה מיליארדי שנים, השמש תכלה את רוב המימן שבליבתה ויישאר בה בעיקר הליום. בשלב הזה תתחיל השמש לאבד את יציבותה, ותעבור סדרת תהליכים שישנו אותה לבלי הכר. אז תעבור השמש לשלב הבא במחזור החיים שלה.

היתוך גרעיני: ארבעה אטומי מימן יוצרים בסופו של דבר אטום הליום אחד, והרבה אנרגיה | איור: Science Photo Library

בועת הנדל"ן של השמש

ראשית, השמש תתנפח, ותבלע לתוכה את כוכב חמה ואת נוגה. גם אם לא תגיע עד למסלול כדור הארץ, סביר להניח שהוא ייפול לתוכה בסופו של דבר, בשל קרבתו הרבה אליה והכוחות שיפעלו עליו. השמש תפלוט אנרגיה רבה בהרבה מאשר כיום, משום שממדיה יגדלו ועימם פני השטח שלה, שיפלטו קרינה לחלל. כל האוקיינוסים שעל פני כדור הארץ ירתחו בשלב הזה; לא סביר שצורת חיים כלשהי המוכרת לנו תוכל לשרוד. עם זאת, אין סיבה לבהלה: מדובר בעתיד רחוק כל כך, שגורמים אחרים ישפיעו כנראה על גורל החיים בכדור הארץ הרבה קודם לכן.

בעקבות ההתנפחות, שתימשך מיליארדי שנים, תקטן השפעת כוח הכבידה על השכבות החיצוניות ביותר של השמש, וחלק ניכר מהחומר שבהן ייפלט מהשמש לחלל. בשלב זה, לאחר שכמעט כל המימן בליבתה כבר הפך להליום, ייוותר בליבת השמש הליום דחוס וחם מאוד. הטמפרטורה תעלה עוד ועוד, עד שההליום יעבור היתוך גרעיני ויהפוך לפחמן ולחמצן. תהליך זה פולט אנרגיה ורגיש מאוד לשינויי טמפרטורה. כתוצאה מכך, לאחר שחלק מההליום יהפוך לפחמן, הטמפרטורה תעלה בשל האנרגיה שנוצרת בתהליך. עליית הטמפרטורה תגביר את קצב ההיתוך הגרעיני, הטמפרטורה תעלה עוד יותר וכן הלאה, במשוב חיובי. התוצאה היא שבפרק זמן קצר ביותר, דקות ספורות (!), תהפוך כמות עצומה של הליום לפחמן, במסה כוללת של כמה אלפי מסות כדור הארץ.

תהליך זה אמנם יפלוט אנרגיה עצומה בתוך זמן קצר מאוד – בערך פי מיליון מיליארדים יותר מקצב הפקת האנרגיה של השמש כיום – אך הוא לא ייראה דרמטי במיוחד מחוץ לשמש: כל האנרגיה תיספג בליבת השמש ותחמם אותה. זאת בניגוד לאירוע כמו סופרנובה – פיצוץ אנרגטי ביותר, שבו מסתיימים חייהם של כוכבים כבדים יותר. לאחר שתספוג את האנרגיה הזאת, ליבת השמש תהיה חמה יותר, והשמש תתחיל להפוך הליום לפחמן באופן קבוע במשך כמיליארד שנים נוספות, אך תהיה קטנה יותר. זהו סוף הדרך הצפוי מבחינת השמש: הליבה שלה כבר לא תמשיך להתחמם מעבר לכך, ולעולם לא תהיה חמה מספיק בשביל שלבי היתוך נוספים, שבהם פחמן הופך לחמצן וליסודות כבדים יותר. לאחר שיאזל ההליום, השמש תשוב ותתרחב, כפי שכבר יקרה קודם לכן כשיאזל המימן, ותאבד עוד חומר מהשכבות החיצוניות שלה. בסופו של דבר, תהליכי ההיתוך הגרעיני בליבה ייפסקו, כשלא ייוותר די חומר שניתן להתיך – לא מימן ולא הליום – והליבה העשויה בעיקר פחמן וחמצן תיוותר דחוסה ביותר, ובמסה של כמחצית ממסת השמש כיום.

שארית המסה תעזוב את השמש, כפי שציינו קודם לכן, אך לא תשתחרר לחופשי בחלל: במשך כמה עשרות אלפי שנים, היא עדיין תהיה קרובה יחסית לשמש, ולכן תקיף אותה, תתחמם מאוד עקב פליטת האנרגיה של השמש, ותפלוט אור. לאחר מכן היא תתרחק מהשמש, תתקרר ותפסיק לפלוט אור. התוצאה תהיה עצם הנקרא ערפילית פלנטרית.

ננס לבן: סוף הדרך

בסופו של דבר, הליבה הדחוסה העשויה בעיקר פחמן וחמצן תיוותר כננס לבן. זה יהיה מצבה הסופי של השמש, ובו תימצא במשך זמן רב ביותר בעתיד. במצב זה החומר דחוס לצפיפות עצומה, של כפי מיליון מצפיפותם של מים. זה אומר שקופסת גפרורים מהחומר הזה תשקול כמו פיל ממוצע על כדור הארץ! בדרך כלל, כוחות הדחייה החשמליים בין האטומים מתנגדים לדחיסה של חומרים מעבר לגבול מסוים. אולם במקרה של ננסים לבנים, כוח הכבידה שלהם חזק מספיק ומתגבר על הדחייה הזאת. הננסים הלבנים אינם קורסים לתוך עצמם בשל אפקט הנקרא "לחץ ניוון האלקטרונים". זהו אפקט הנובע ממכניקת הקוונטים, ופירושו שהאלקטרונים שבחומר אינם יכולים להידחס מעבר למידה מסוימת. התוצאה היא חומר דחוס מאוד וחם מאוד, אשר אינו עובר היתוך גרעיני ואינו מפיק אנרגיה, אך הוא פולט קרינה ומתקרר באיטיות רבה. טמפרטורת פני השטח של ננס לבן בעת היווצרותו מגיעה לכ-100,000 מעלות; ואילו בננסים הלבנים הקרים והזקנים ביותר הידועים לנו, טמפרטורת פני השטח היא כמה אלפי מעלות – כלומר, הם חמים כמעט כמו פני השטח של השמש שלנו. למסה של ננס לבן יש גבול עליון, שהוא בערך פי אחד וחצי ממסת השמש – גודל הנקרא גבול צ'נדראסקאר. מעל למסה זו, כוחות הכבידה גוברים גם על לחץ ניוון האלקטרונים שהוזכר, והכוכב הופך למשהו אקזוטי עוד יותר – כוכב ניטרונים. זהו גורלם הסופי של כוכבים הכבדים יותר מפי שמונה מהשמש, אשר יגיעו אליו לאחר שיעברו סופרנובה. אך השמש שלנו, כזכור, לא תעבור את התהליך הזה.

אפילו ננס (לבן) יכול לייצר ערפילית של טריליוני קילומטרים. ערפילית הטבעת בצילום של טלסקופ החלל האבל | מקור: נאס"א

בתמונה שצילם טלסקופ החלל האבל רואים את ערפילית הטבעת, ערפילית פלנטרית הנמצאת במרחק של כ-2,000 שנות אור מכדור הארץ, ובמרכזה ננס לבן. קוטר הערפילית הוא כשנת אור אחת – פי כמה מאות מקוטר מערכת השמש. בעבר חשבו שרק כוכבים מסיביים בהרבה מהשמש יכולים ליצור ערפילית כזו, אבל צוות חוקרים בינלאומי הראה לאחרונה כי גם השמש צפויה ליצור ערפילית פלנטרית, אם כי לא מאירה במיוחד. שלב הערפילית הפלנטרית, הנמשך רק כמה עשרות אלפי שנים, הוא קצר ביותר בסקאלות זמן אסטרונומיות, שהרי אורך חייו של כוכב נמדד במיליארדי שנים ואף בעשרות מיליארדים. גם שאר השלבים שתעבור השמש לאחר הפיכתה לענק אדום יהיו קצרים יחסית לשלב הנוכחי שבו היא נמצאת, של שריפת מימן: שריפת המימן תימשך כ-10-9 מיליארד שנה, ואילו רוב השלבים האחרים יימשכו כמה מאות מיליוני שנים עד מיליארד שנה, לכל היותר.

אבני הדרך של חיי השמש

לסיכום, השמש שלנו תעבור עוד שלבים רבים עד למותה, אך בסופו של דבר, התחזית המקובלת על העולם המדעי היא שהשמש תותיר אחריה ננס לבן קטן, בקושי מאיר, לאחר שתבלע לתוכה את כוכב חמה, את נוגה וכנראה גם את כדור הארץ. יש לציין כי תחזיות אלו מבוססות לא רק על מודלים, אלא גם על תצפיות: מכיוון שישנם כוכבים רבים מאוד שאפשר לראות כיום בטלסקופים, ניתן לגלות בשמיים כוכבים מכל מסה ומכל גיל, וכך לראות כוכבים דומים מאוד לשמש במסתם, אך זקנים יותר. על סמך מצבם של כוכבים אלו, חוקרים יכולים למצוא תמיכה תצפיתית למודלים, וכך לנסח השערות מבוססות יותר באשר לגורלה של השמש.