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. השם השתמר היסטורית, אף על פי שאין שום קשר בין ערפיליות פלנטריות לבין כוכבי לכת.

משך קיומן של הערפיליות הפלנטריות קצר למדי, ועומד על כמה עשרות אלפי שנים בלבד, בהשוואה למיליארדי שנות חייו של כוכב סדרה ראשית 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 למדי. 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 באף אחת 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. עם התגברות כוח הכבידה של הכוכב על לחץ הקרינה הבוקע מההיתוך הגרעיני שבליבתו, השכבות החיצוניות מתחילות לקרוס לכיוון מרכזו של הכוכב והליבה נדחסת ומתחממת מאוד כתוצאה מהכיווץ. בעקבות ההתחממות, מעטפת הכוכב מתנפחת לענק 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]

ויקישיתוף מדיה וקבצים בנושא ערפילית פלנטרית בוויקישיתוף


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).