ערפילית פלנטרית

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
ערפילית האסקימואי (NGC 2392) בקבוצת הכוכבים תאומים. ערפילית פלנטרית זו התגלתה ע"י וויליהם הרשל בשנת 1787. צילום: טלסקופ החלל ע"ש האבל.

ערפילית פלנטרית (באנגלית: Planetary Nebula) היא ערפילית הנוצרת בשלבים האחרונים של התפתחות כוכבים קלים (שמסתם ההתחלתית קטנה מכ-8 מסות שמש). הערפילית נוצרת כאשר הכוכב עובר פאזה של רוח כוכבית חזקה במיוחד שבו תוך פרק זמן של כ 10,000 עד 50,000 שנה הכוכב משיל מעליו חלק נכבד מהמעטפת שלו. העפת המעטפת חושפת את החלקים הפנימיים של הכוכב שהם חמים יותר וקורנים קרינה חזקה בתחום העל-סגול. קרינה זו מייננת את האטומים ברוח של הכוכב (המעטפת שהכוכב השיל מעליו) וגורמים לה לפלוט קרינה הנובעת משיחבור של האלקטרונים לאטומים שלהם.

בתמונה משמאל ערפילית האסקימואי כפי שצולמה ע"י טלסקופ החלל ע"ש האבל.

הקדמה

ערפילית עין החתול (NGC6543) התמונה צולמה ע"י הטלסקופ האופטי הנורדי (NOT).
ערפילית הטבעת (M57). צילום: מצפה הכוכבים ע"ש וייז.
ערפילית שעון החול (MyCn18). צילום: טלסקופ החלל ע"ש האבל.

כוכבים שמסתם ההתחלתית גדולה מכ-8 מסות שמש מסיימים את חייהם בפיצוץ (ראו סופרנובה). לעומת זאת כוכבים שמסתם קטנה יותר הופכים בערוב ימיהם לננסים לבנים. בשלבים האחרונים בחייו של כוכב "קל", הכוכב הופך לענק אדום. כוכבים שמסתם ההתחלתית בין 1-8 מסות שמש לערך עוברים בסוף חייהם שלב בו הם ענקים אדומים לתקופה קצרה, שנמשכת כ-10,000 עד 50,000 שנה, שבה הכוכב מפתח רוח כוכבית חזקה במיוחד, שלעיתים נקראת על-רוח כוכבית (באנגלית: Superwind). באמצעות רוח זו עשוי הכוכב לאבד כמחצית ממסתו. המהירות האופיינית של רוח כוכבית בשלב זה הינו כ-10 ק"מ לשנייה (דומה למהירות הבריחה מענק אדום). לאחר שהכוכב משיל מעליו חלק ניכר מהמעטפת שלו, האזוריים הפנימיים החמים שלו נחשפים ומאירים את הגז שנפלט מהכוכב בקרינה על סגולה. כתוצאה מכך, הגז הנפלט מהכוכב מיונן - האלקטרונים באטומים של הגז "נתלשים" מהאטום ע"י הקרינה האולטרא סגולה ובתהליך החזרה שלהם לאטום (הנקרא שיחבור) נפלטת קרינה באורכי גל מסוימים (קרינת קוים). צפיפותו האופיינית של הגז בערפילית הפלנטרית נמוכה מאד (כ-100 עד 10,000 חלקיקים לסמ"ק). בסוף התהליך, נשארת במרכז הערפילית ליבתו של הכוכב שהשיל את חלקיו החיצוניים וליבה זו תהפוך לבסוף לננס לבן.

הגורם שעומד מאחורי העל-רוח הכוכבית האחראית להיווצרות הערפילית הפלנטרית הינו בעירת הליום לפחמן בתהליך טריפל אלפא במעטפת הכוכב.

לערפיליות פלנטריות תפקיד חשוב בהעשרת התווך הבין כוכבי ביסודות כבדים הנוצרים בכוכבים (ראו: תגובות גרעיניות ויצירת היסודות הכבדים בכוכבים). לאחר שמעטפת הכוכב העשירה במימן נחשפת, הרוח הכוכבית מתחילה לשאת איתה יסודות כבדים יותר שנוצרו ע"י מיזוג גרעיני בכוכב.

הערפיליות הפלנטריות קיבלו את שמם ע"י האסטרונום ויליאם הרשל (William Herschel). הרשל טבע את השם מאחר וצורתן של הערפיליות הללו, כפי שנראות דרך טלסקופ, הזכירו לו את דיסקת כוכב הלכת אורנוס.

משמאל מספר תמונות של ערפיליות פלנטריות.

שימושים אסטרופיסיקליים

הערכת מרחקים לגלסקיות באמצעות ערפיליות פלנטריות

ערפיליות פלנטריות משמשות לעיתים להערכת המרחק לגלקסיות קרובות שבהן ניתן לראות ערפיליות פלנטריות. השיטה מבוססת על ההנחה שפונקצית הארה של ערפיליות פלנטריות, המתארת את המספר היחסי של ערפיליות פלנטריות בבהירות נתונה, היא פונקציה הנכונה בקירוב לאוכלוסיית הערפיליות הפלנטריות בכל גלקסיה.

מתצפיות בגלקסיות קרובות עולה כי פונקצית הבהירות, N(M), של ערפיליות פלנטריות ניתנת ע"י:

N(M)\propto e^{0.307M}[1-e^{3(M^{*}-M)}]

כאשר M היא הבהירות ו M^{*}=-4.47\pm0.03 דרגות בהירות.

על ידי תצפית בערפיליות פלנטריות בגלקסיות אחרות וע"י השוואת פונקצית הבהירות שלהן לפונקציה הנ"ל, ניתן למצוא את מודולוס המרחק ועל כן את המרחק לגלקסיה.

מדידת התכונות הקינמטיות של גלקסיות

ערפיליות פלנטריות הינן בהירות יחסית וניתן להבחין בערפיליות פלנטריות בודודת בגלקסיות קרובות. מדידת המהירות הרדיאלית (ראו גם: הסט דופלר) של הערפיליות מאשפר לנו למדוד באופן סטטיסטי את המהירות שבה מקיפים גופים את הגלקסיות הללו. מהירות ההקפה הנ"ל קשורה למסת הגלקסיה שאותה מקיפה הערפילית הפלנטרית. על כן ניתן לעשות שימוש בערפיליות פלנטריות לאמוד את מסת הגלקסיה (ראו גם: חומר אפל ועקומת סיבוב של גלקסיה).

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


ערן אופק