ערפילית פלנטרית

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
ערפילית הביצה הטבעות המקיפות אותה נוצרו ככל הנראה בעת הבזק ההליום, CRL2688

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.

היווצרות ערפילית פלנטרית[עריכת קוד מקור | עריכה]

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. בלי לחץ הקרינה כח הכבידה של שכבות הכוכב החיצוניות מתחילות לקרוס לכיוון מרכז הכוכב, הליבה נדחסת ומתחממת מאוד כתוצאה מכך. 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.

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]


מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)
ננס שחור ננס לבן כוכב נייטרונים חור שחור ענק אדום ננס צהוב סופרנובה ערפילית פלנטרית שארית סופרנובה על-ענק אדום ענק כחול ננס אדום ננס חום קדם-כוכב ענן מולקולרי היווצרות כוכב כוכב יציב שלבים אחרונים של היתוך קריסת כוכבStellar evolution Hebrew.png
_{\Mu_\bigodot} = מסת השמש, כ-‎2 x 1030ק"ג

מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ-_{\Mu_\bigodot} 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח _{\Mu_\bigodot} 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח _{\Mu_\bigodot} 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ-_{\Mu_\bigodot} 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות _{\Mu_\bigodot} 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות _{\Mu_\bigodot} 1.44 לערך)

הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר (_{\Mu_\bigodot} 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).