ערפילית פליטה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
שלושת סוגי הספקטרום, ספקטרום רציף, ספקטרום בליעה וספקטרום פליטה הפסים הבולטים אותם ניתן לראות בספקטרום הבליעה והפליטה בעלי אנרגיה התואמת למעברי אלקטרונים ברמות האטום

ערפילית פליטה היא סוג של ערפילית המורכבת מענן גז הקורן כספקטרום פליטה. מקור האור של ערפיליות הפליטה הוא באטום מעורר או מיונן אשר אלקטרונים מסוימים חוזרים בו למסלול אנרגטי נמוך ותוך כדי כך פולטים אור. על ידי ניתוח ספקטרום הפליטה ניתן לגלות את הרכב החומרים שבערפילית וכן לקבל מידע רב על הכוכבים אשר גורמים לה להאיר.

סוגי ערפיליות פליטה[עריכת קוד מקור | עריכה]

ניתן לחלק את רוב ערפיליות הפליטה לשני סוגים:

  • אזורי H II: אזורי יצירת כוכבים. באזורים אלו, הגז (המורכב מכ-70% מימן ו-30% הליום) עובר קריסה כבידתית עד שמתחיל היתוך גרעיני ומושג שיווי משקל הידרוסטטי ועל ידי כך נוצרים כוכבים חדשים. באזורים כערפילית אוריון ישנה כמות חומר המספיקה ליצירת מאות אלפי כוכבים. חלק מהכוכבים הנוצרים הם מסיביים מאוד וליבתם צפופה ביותר כך שקצב ההיתוך הגרעיני שלהם גבוה וגורם לטמפרטורה גבוהה שמגיעה למעל 30,000 קלווין. בטמפרטורות כאלה למעלה מ-90% מהקרינה הנפלטת מהכוכב היא בתחום העל-סגול וקרינה זו מייננת ומעוררת את הגז המקיף את הכוכב וגורמת לו לקרון באור נראה.
  • ערפיליות פלנטריות וערפיליות סופרנובה: אלו השרידים של מעטפת כוכבים שהתיכו את מלאי המימן עמו נוצרו וסיימו את חייהם. בשלבים האחרונים של חיי הכוכב מתרחשים תהליכי היתוך בשכבותיו חיצוניות יותר וכן מתבצע היתוך של יסודות כבדים יותר כהליום לפחמן. תהליכים אלו פחות יציבים מאשר היתוך המימן בליבת הכוכב וגורמים למעטפת החיצונית של הכוכב להתפשט ולהתכווץ ולחלקים ממנה להתרחק מהכוכב עד ליצירת ערפילית מסביבו. בסוף התהליך כאשר תהליכי ההיתוך דועכים, קורסת ליבת הכוכב. בכוכבים בעלי מסה בינונית, הופך הכוכב לננס לבן הקריסה מלווה בשחרור אנרגיה כבידתית גדולה ובהתחממות של הננס הלבן לטמפרטורה של עשרות אלפי קלווין. כתוצאה מכך נפלטת קרינה חזקה בתחום העל-סגול שמחממת ומייננת את הערפילית הפלנטרית שנוצרה מסביב לכוכב. במקרה של כוכבים מסיביים קריסת הליבה גורמת לסופרנובה שיוצרת גלי הלם חזקים שמפזרים את שרידי המעטפת ומחממים אותה לטמפרטורות של מיליוני קלווין. בתהליך ההתקררות של שרידי המעטפת היא פולטת את הקרינה שמאפשרת לראות אותה.

נוסף על שני הסוגים העיקריים הללו, ישנם יוצאים מן הכלל דוגמת ערפילית הנמצאת בקרבת החור השחור שבמרכז גלקסיית שביל החלב: ערפילית זו קורנת מכיוון שחומר רב שמגיע אל דיסקת הספיחה המקיפה את החור השחור נדחס, מתחמם ופולט קרינה חזקה שמעוררת את הערפילית.

לקריאה נוספת[עריכת קוד מקור | עריכה]

  • ד"ר מאיר מידב, ד"ר נח ברוש, פרופ' חגי נצר - היקום, יסודות האסטרופיזיקה. הוצאת האוניברסיטה הפתוחה (2000)

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 שמש, 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).