הבדלים בין גרסאות בדף "ערפילית"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
(ערפילית פלנטרית: עריכה)
(רשימת ערפיליות נבחרות)
 
(30 גרסאות ביניים של 2 משתמשים אינן מוצגות)
שורה 1: שורה 1:
[[תמונה:M16_HST.jpg|שמאל|250px|ממוזער|ערפילית הנשר (M16) ב[[קבוצות כוכבים|קבוצת הכוכבים]] [[נחש]]. דוגמא לערפילית יצירת כוכבים. צילום: [[טלסקופ החלל ע"ש האבל]].]]
+
[[תמונה:M16_HST.jpg|שמאל|250px|ממוזער|ערפילית הנשר (M16) ב[[קבוצות כוכבים|קבוצת הכוכבים]] [[נחש]] היא דוגמא מפורסמת לערפילית יצירת כוכבים. צילום: [[טלסקופ החלל ע"ש האבל]].]]
  
'''ערפילית''' (באנגלית: '''Nebula''') הינו באופן כללי עצם שמיימי שיש בו גז או/ו אבק המחזירים או פולטים [[קרינה אלקטרומגנטית]].
+
'''ערפילית''' (באנגלית: '''Nebula''') היא שם כללי עבור עצם [[כיפת השמיים|שמיימי]] שיש בו גז או/ו אבק המחזירים או פולטים [[קרינה אלקטרומגנטית]]. קיימים מספר סוגים שונים של ערפיליות, שנבדלות בתכונותיהן הפיזיקליות (כגון: גודל, צפיפות ועוד) וגם במקורות הקרינה שמגיעה מהן. ערפיליות הן לעיתים עצמים אסתטיים לצפייה באמצעות [[טלסקופ|טלסקופים]] ויש להן מראה "ערפילי" מרוח.
קיימים מספר סוגים של ערפיליות ולערפיליות מסוגים שונים יש תכונות פיזיקליות שונות (כגון: גודל, צפיפות) והן מאירות מסיבות שונות.
 
 
 
ערפיליות הן לעיתים עצמים אסטטים לצפייה באמצעות [[טלסקופ|טלסקופים]] ויש להן מראה "ערפילי" מרוח.
 
  
 
==סוגי ערפיליות==
 
==סוגי ערפיליות==
שורה 14: שורה 11:
 
'''ערפילית יצירת כוכבים''' הינה ענן גז ואבק שבו נוצרים [[כוכב|כוכבים]]. הגז והאבק מהווים את אבני הבניין שמהם נוצרים כוכבים. לאחר שגז חם ב[[גלקסיה]] מתקרר, בדרך כלל ע"י [[קרינת עצר]] וקרינה בקווים ספקטרליים של מתכות (ומאוחר יותר מולקולות), האנרגיה הקינטית של הגז לא מספיקה כדי לאזן את כוח המשיכה והוא קורס תחת כובדו העצמי לענני גז דחוסים יותר ויותר (ראו: [[מסת ג'ינס]]).
 
'''ערפילית יצירת כוכבים''' הינה ענן גז ואבק שבו נוצרים [[כוכב|כוכבים]]. הגז והאבק מהווים את אבני הבניין שמהם נוצרים כוכבים. לאחר שגז חם ב[[גלקסיה]] מתקרר, בדרך כלל ע"י [[קרינת עצר]] וקרינה בקווים ספקטרליים של מתכות (ומאוחר יותר מולקולות), האנרגיה הקינטית של הגז לא מספיקה כדי לאזן את כוח המשיכה והוא קורס תחת כובדו העצמי לענני גז דחוסים יותר ויותר (ראו: [[מסת ג'ינס]]).
  
ערפיליות יצירת כוכבים קשורות לעיתים עם [[ערפילית כהה|ערפיליות כהות]], שהן למעשה עננים קרים של גז מולקולרי ואבק. סוג נוסף של ערפיליות הקשורות ליצירת כוכבים הינם [[עצמי הרביג-הארו]]: אלו הן ערפיליות קומפקטיות שנמצאו בסביבותיהן של ערפיליות כהות בגלקסית [[שביל החלב]]. כשנצפו לראשונה, הראו עצמי הארביג-הארו ספקטרום פליטה מורכב הנובע מגלי הלם. כיום ידוע שהגז המרכיב אותם מעורר על ידי התנגשות של סילונים הנפלטים במהירות של כ-100 עד 1000 ק"מ לשנייה מ[[דיסקת ספיחה]] שבה נוצר כוכב, עם התווך הבין-כוכבי. מקור הערפיליות והסילונים הוא בתהליך הספיחה של של חומר בעת יצירת כוכב. הסילונים בעצמי הרביג-הארו עשויים מחומר בריוני והצפיפויות האופייניות בהם נעות בין 10<sup>2</sup> ל- 10<sup>5</sup> חלקיקים לס"מ מעוקב. בחלק מהמקרים ניתן גם להבחין ב[[תנועה עצמית|תנועה העצמית]] של הערפילית כתוצאה מהמהירות שבה היא נעה.
+
ערפיליות יצירת כוכבים קשורות לעיתים עם [[ערפילית כהה|ערפיליות כהות]], שהן למעשה עננים קרים של גז מולקולרי ואבק. סוג נוסף של ערפיליות הקשורות ליצירת כוכבים הינם [[עצמי הרביג-הארו]]: אלו הן ערפיליות קומפקטיות שנמצאו בסביבותיהן של ערפיליות כהות בגלקסית [[שביל החלב]]. כשנצפו לראשונה, הראו עצמי הארביג-הארו ספקטרום פליטה מורכב הנובע מגלי הלם. כיום ידוע שהגז המרכיב אותם מעורר על ידי התנגשות של סילונים הנפלטים במהירות של כ-100 עד 1000 ק"מ לשנייה עם ה[[תווך בין כוכבי|תווך הבין הכוכבי]]. מקור הערפיליות והסילונים הוא בתהליך ה[[דיסקת ספיחה|ספיחה]] של של חומר בעת יצירת כוכב. הסילונים בעצמי הרביג-הארו עשויים מחומר בריוני והצפיפויות האופייניות בהם נעות בין 10<sup>2</sup> ל- 10<sup>5</sup> חלקיקים לס"מ מעוקב. בחלק מהמקרים ניתן גם להבחין ב[[תנועה עצמית|תנועה העצמית]] של הערפילית כתוצאה מהמהירות שבה היא נעה.
  
 
===ערפילית פלנטרית===
 
===ערפילית פלנטרית===
  
[[תמונה:PN_NGC6543_HST_ACS.jpg|שמאל|250px|ממוזער|ערפילית עין החתול (NGC6543) התמונה צולמה ע"י הטלסקופ האופטי הנורדי (NOT).]]
+
[[תמונה:PN_NGC6543_HST_ACS.jpg|שמאל|250px|ממוזער|ה[[ערפילית פלנטרית|ערפילית הפלנטרית]] - ערפילית עין החתול (NGC6543) התמונה צולמה ע"י הטלסקופ האופטי הנורדי (NOT).]]
  
 
ראו מאמר מורחב בנושא: [[ערפילית פלנטרית]].
 
ראו מאמר מורחב בנושא: [[ערפילית פלנטרית]].
  
'''ערפילית פלנטרית''' (באנגלית: '''Planetary Nebula''') היא [[ערפילית]] הנוצרת בשלבים האחרונים של התפתחות [[כוכב|כוכבים]] קלים (שמסתם ההתחלתית קטנה מכ-8 מסות [[השמש|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 ו[[קרינה אלקטרומגנטית|קורנים]] בעוצמה גבוהה בתחום העל-סגול.  קרינה זו מייננת את האטומים ברוח הכוכב (המעטפת שהכוכב השיל מעליו) וגורמים לה לפלוט קרינה הנובעת משיחבור של האלקטרונים לאטומים שלהם (ראו לדוגמא: [[ספקטרום אטום המימן]]).
+
'''ערפילית פלנטרית''' (באנגלית: '''Planetary Nebula''') היא [[ערפילית]] הנוצרת בשלבים האחרונים של התפתחות [[כוכב|כוכבים]] קלים (שמסתם ההתחלתית קטנה מכ-8 מסות [[השמש|שמש]]). הערפילית נוצרת כאשר הכוכב עובר שלב 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 ו[[קרינה אלקטרומגנטית|קורנים]] בעוצמה גבוהה בתחום העל-סגול.  קרינה זו מייננת את האטומים ברוח הכוכב (המעטפת שהכוכב השיל מעליו) וגורמים לה לפלוט קרינה הנובעת משיחבור של האלקטרונים לאטומים שלהם (ראו לדוגמא: [[ספקטרום אטום המימן]]).
  
 
===ערפילית שארית סופרנובה===
 
===ערפילית שארית סופרנובה===
שורה 28: שורה 25:
 
ראו מאמר מורחב בנושא: [[ערפילית שארית סופרנובה]].
 
ראו מאמר מורחב בנושא: [[ערפילית שארית סופרנובה]].
  
'''ערפילית שארית סופרנובה''' (באנגלית: '''Supernova Remnant''') הינה שריד נראה של פיצוץ [[סופרנובה]]. ערפיליות אלו מאירות בד"כ בתחום רחב מאד של ה[[קרינה אלקטרומגנטית|ספקטרום האלקטרומגנטי]] החל מקרינת גאמא ועד קרינת רדיו. ערפיליות אלו "קלות" יחסית למציאה בעיקר בתחום קרינת האיקס והרדיו.
+
'''ערפילית שארית סופרנובה''' (באנגלית: '''Supernova Remnant''') הינה שריד נראה של פיצוץ [[סופרנובה]]. ערפיליות אלו מאירות בד"כ בתחום רחב מאד של ה[[קרינה אלקטרומגנטית|ספקטרום האלקטרומגנטי]], החל מקרינת גאמא ועד קרינת רדיו. ערפיליות אלו "קלות" יחסית למציאה בעיקר בתחום קרינת הרנטגן והרדיו.
  
 
שתי הסיבות העיקריות שבגינן ערפיליות אלו מאירות הינן:
 
שתי הסיבות העיקריות שבגינן ערפיליות אלו מאירות הינן:
  
1. פליטת [[קרינת סינכרוטרון]] כתוצאה מהזרמת האנרגיה הסיבובית של [[פולסאר]] המצוי בתוך הערפילית לגז בערפילית.
+
1. פליטת [[קרינת סינכרוטרון]] כתוצאה ממעבר אנרגיה סיבובית מה[[פולסאר]] (המצוי בתוך הערפילית) אל הגז בערפילית.
  
2. אינטראקציה של החומר שהועף מהסופרנובה עם ה[[תווך בין כוכבי|תווך הבין כוכבי]]. אינטראקציה זו גורמת להפיכת האנרגיה הקינטית של הפיצוץ לקרינה באמצעות יצירת הלמים (שוקים).
+
2. אינטראקציה של החומר שהועף מהסופרנובה עם [[תווך בין כוכבי|התווך הבין כוכבי]]. אינטראקציה זו גורמת להפיכת האנרגיה הקינטית של הפיצוץ לקרינה באמצעות יצירת גלי הלם (שוקים בלועזית - Shocks).
  
דוגמא מפורסמת לערפילית שארית סופרנובה היא [[ערפילית הסרטן]].
+
דוגמא מפורסמת לערפילית שארית סופרנובה היא [[ערפילית הסרטן]], שמקורה בסופרנובה שנצפתה על כדור הארץ בשנת 1054.
  
 
===ערפילית כהה===
 
===ערפילית כהה===
שורה 44: שורה 41:
 
ראו מאמר מורחב בנושא: [[ערפילית כהה]].
 
ראו מאמר מורחב בנושא: [[ערפילית כהה]].
  
'''ערפילית כהה''' (באנגלית: '''Dark Nebula'''), לעיתים נקראת גם '''ערפילית הסתרה''' הינן ענני גז ואבק המכילים כמות גדולה יחסית של אבק. האבק בענני גז אלו הינו אטום ל[[קרינה אלקטרומגנטית|אור נראה]] (ראו גם: [[הכחדת אור]]) ועל כן ערפיליות כאלו מסתירות את אור ה[[כוכב|כוכבים]] שמגיע מאחוריהן. ערפיליות אלו מכילות גז מולקולרי בטמפרטורה נמוכה של כ 10 [[יחידות פיזיקליות#קלווין|קלווין]] וצפיפות האבק האופיינית בהן הינה כמה מאות מולקולות אבק לס"מ מעוקב. עננים אלו נקאים גם עננים מולקולריים ויש להם תפקיד חשוב ביצירת כוכבים. ה[[עומק אופטי|אטימות]] הגבוהה של ענני האבק מאפשרת קירור של הענן וקירור הענן מוביל לקריסתו. הקריסה אפשרית כאשר [[גז אידאלי|לחץ הגז]] (הנשלט ע"י הטמפרטורה שלו) קטן מספיק ולא יכול למנוע עוד מכח הכבידה העצמי של הענן את הקריסה. [[רדיו טלסקופ|תצפיות בתחום הרדיו]] מגלות בעננים אלו מולקולות מורכבות ובינהן מולקולות של מים.
+
'''ערפילית כהה''' (באנגלית: '''Dark Nebula'''), שלעיתים נקראת גם '''ערפילית הסתרה''', היא ענן המורכב מגז קר (בטמפרטורה של כ-10 [[יחידות פיזיקליות#קלווין|קלווין]]) וכמות גדולה של אבק (בצפיפות אופיינית של כמה מאות מולקולות אבק לס"מ מעוקב). האבק הוא אטום ל[[קרינה אלקטרומגנטית|אור נראה]] (ראו גם: [[הכחדת אור]]) ועל כן ערפיליות כהות מסתירות את אור ה[[כוכב|כוכבים]] שמצויים מאחוריהן.
 +
 
 +
ערפיליות אלו נקראות גם עננים מולקולריים ויש להם תפקיד חשוב ביצירת כוכבים: ה[[עומק אופטי|אטימות]] הגבוהה של ענני האבק מאפשרת קירור של הענן, אשר מוביל בהמשך לקריסתו. זו מתאפשרת כאשר [[גז אידאלי|לחץ הגז]] (הנשלט ע"י הטמפרטורה שלו) קטן מספיק ולא יכול לאזן יותר את כח הכבידה העצמי של הענן.
  
בתמונה משמאל הערפילית הכהה ברנרד 86.
+
[[רדיו טלסקופ|תצפיות בתחום הרדיו]] מגלות בעננים אלו מולקולות מורכבות, בינהן מולקולות של מים.
  
 
===ערפילית החזרה===
 
===ערפילית החזרה===
  
[[תמונה:V838Mon_HST.jpg|שמאל|250px|ממוזער|ערפילית [[הדי אור]] מסביב לכוכב המתפרץ V838 בקבוצת הכוכבים [[חד קרן]]. צילום: [[טלסקופ החלל ע"ש האבל]].]]
+
[[תמונה:V838Mon_HST.jpg|שמאל|250px|ממוזער|ערפילית [[הדי אור]] מסביב לכוכב [[כוכב משתנה|המתפרץ]] V838 בקבוצת הכוכבים [[חד קרן]]. צילום: [[טלסקופ החלל ע"ש האבל]].]]
  
 
'''ערפילית החזרה''' (באנגלית: '''Reflection Nebula''') הינה ענן גז או אבק המחזיר אור מ[[כוכב|כוכבים]] ואין לו אור עצמי משלו.
 
'''ערפילית החזרה''' (באנגלית: '''Reflection Nebula''') הינה ענן גז או אבק המחזיר אור מ[[כוכב|כוכבים]] ואין לו אור עצמי משלו.
על כו ערפיליות החזרה מצויות בד"כ בקרבת כוכבים [[בהירות|בהירים]]. מקרה פרטי של ערפיליות החזרה הינם [[הדי אור]] - אלו ערפיליות של אור מוחזר כתוצאה מאירעים חולפים כגון פיצוץ [[סופרנובה]], [[נובה]] ו[[מתפרצי קרינת גאמא]].
+
על כן ערפיליות החזרה מצויות בד"כ בקרבת כוכבים [[בהירות|בהירים]]. מקרה פרטי של ערפיליות החזרה הינם [[הדי אור]] - אלו ערפיליות של אור מוחזר כתוצאה מאירעים חולפים כגון פיצוץ [[סופרנובה]], [[נובה]] ו[[מתפרצי קרינת גאמא]].
  
לעיתים התהליך הדומיננטי בהחזרת האור הינו [[פיזור ריילי]] (Rayleigh Scattering) - פיזור ריילי הינו פיזור של [[קרינה אלקטרומגנטית]] ע"י חלקיקים שהם קטנים הרבה יותר מאורך הגל של הקרינה. בפיזור ריילי, עבור חלקיק מסוג מסוים, עוצמת הקרינה הנראית, I, מתכונתית ל:
+
לעיתים התהליך הדומיננטי בהחזרת האור הינו [[פיזור ריילי]] (Rayleigh Scattering) - פיזור של [[קרינה אלקטרומגנטית]] ע"י חלקיקים שקטנים בהרבה מאורך הגל של הקרינה. בפיזור ריילי, עבור חלקיק מסוג מסוים, עוצמת הקרינה הנראית, I, מתכונתית ל:
  
 
<math>I\propto\,I_{0}\frac{1}{R^{2}}(1+\cos^{2}{\theta})\lambda^{-4}a^{6}</math>
 
<math>I\propto\,I_{0}\frac{1}{R^{2}}(1+\cos^{2}{\theta})\lambda^{-4}a^{6}</math>
שורה 61: שורה 60:
 
כאשר I<sub>0</sub> הינה עוצמת הקרינה הפוגעת בחלקיק המפזר, R הינו המרחק בין הצופה לחלקיק המפזר, &theta; הינה זווית הפיזור, &lambda; אורך הגל ו a הינו גודל החלקיק המפזר.
 
כאשר I<sub>0</sub> הינה עוצמת הקרינה הפוגעת בחלקיק המפזר, R הינו המרחק בין הצופה לחלקיק המפזר, &theta; הינה זווית הפיזור, &lambda; אורך הגל ו a הינו גודל החלקיק המפזר.
  
על כן פיזור ריילי בתחום האור הנראה הינו יעיל הרבה יותר עבור אור כחול ועל כן ערפיליות החזרה שבהן פיזור ריילי הינו דומיננטי הינן כחולות. עוד נציין כי השמיים הינם כחולים מאחר ומולקולות האוויר מפזרות את אור השמש ע"י פיזור ריילי.
+
על כן פיזור ריילי בתחום האור הנראה הינו יעיל הרבה יותר עבור אור כחול ועל כן ערפיליות החזרה בהן פיזור ריילי הוא התהליך הדומיננטי הן כחולות. עוד נציין כי השמיים הינם כחולים מאחר ומולקולות האוויר מפזרות את אור השמש ע"י פיזור ריילי.
 
 
בתמונה משמאל ערפילית [[הדי אור]] מסביב ל[[כוכב משתנה|כוכב המשתנה]] V838 בקבוצת הכוכבים [[חד קרן]].
 
  
 
===ערפילית לולינית===
 
===ערפילית לולינית===
  
'''ערפילית לולינית''' או '''ערפילית ספירלית''' הינם למעשה שם נוסף עבור [[גלקסיה|גלקסיות]].
+
'''ערפילית לוליינית''' או '''ערפילית ספירלית''' הם למעשה שמות נוספים עבור [[גלקסיה|גלקסיות]].
  
 
==תצפית בערפיליות==
 
==תצפית בערפיליות==
  
ערפיליות הינן בין עצמי השמיים העמוקים היפים ביותר לצפייה באמצעות [[טלסקופ|טלסקופים]].
+
ערפיליות הינן בין גרמי השמיים העמוקים היפים ביותר לצפייה באמצעות [[טלסקופ|טלסקופים]]. בד"כ תצפית בערפיליות דורשת [[משקפת]] או טלסקופ ו[[זיהום אור|שמיים חשוכים]]. מספר ערפיליות הינן בהירות מספיק על מנת שיהיה ניתן לראותן ב[[העין האנושית וראיית לילה|עין]] בלתי מצוידת.
בד"כ תצפית בערפיליות דורשת [[משקפת]] או טלסקופ ו[[זיהום אור|שמיים חשוכים]]. מספר ערפיליות הינן בהירות מספיק על מנת שיהיה ניתן לראותם ב[[העין האנושית וראיית לילה|עין]] בלתי מצוידת.
 
  
הערפילית הקלה ביותר לצפייה הינה [[ערפילית אוריון]] שהיא ערפילית יצירת כוכבים המצויה בתחומי [[קבוצות כוכבים|קבוצת הכוכבים]] [[אוריון]]. ניתן לצפות בה באמצעות טלסקופים קטנים ותצפית באמצעות טלסקופי חובבים גדולים משמיים חשוכים עשויה לגלות שלל פרטים מרהיב.
+
הערפילית הקלה ביותר לצפייה הינה [[ערפילית אוריון]] שהיא ערפילית יצירת כוכבים המצויה בתחומי [[קבוצות כוכבים|קבוצת הכוכבים]] [[אוריון]]. ניתן לצפות בה באמצעות טלסקופים קטנים ותצפית באמצעות טלסקופי חובבים גדולים משמיים חשוכים עשויה לגלות שלל מרהיב של פרטים.
  
 
תצפית בערפיליות לעיתים דורשת מעט ניסיון ושימוש בטכניקת ה[[העין האנושית וראיית לילה|ראייה המוסבת]]. הסיבה לכל היא שערפיליות עשויות להיות בעלות [[בהירות|בהירות שטח]] נמוכה ולעיתים הן קשות לצפייה. הערפיליות הקלות ביותר לצפייה הינן כאלו שבהירות השטח שלהם גבוהה.
 
תצפית בערפיליות לעיתים דורשת מעט ניסיון ושימוש בטכניקת ה[[העין האנושית וראיית לילה|ראייה המוסבת]]. הסיבה לכל היא שערפיליות עשויות להיות בעלות [[בהירות|בהירות שטח]] נמוכה ולעיתים הן קשות לצפייה. הערפיליות הקלות ביותר לצפייה הינן כאלו שבהירות השטח שלהם גבוהה.
 +
 +
 +
===רשימת ערפיליות נבחרות===
 +
 +
בטבלה הבאה תוכלו למצוא מספר ערפיליות נבחרות שעשויות להיות קלות לצפייה באמצעות [[טלסקופ|טלסקופי]] חובבים קטנים או [[משקפת|משקפת שדה]] מ[[זיהום אור|אזורים חשוכים]] ואף מפרברי ערים. הערפיליות נבחרו עבור צופה מישראל.
 +
 +
הערות:
 +
 +
# קיימות מספר [[ערפילית פלנטרית|ערפיליות פלנטריות]] בהירות יחסית, שאינן מופיעות בטבלה, אך לרוב הינן בעלות גודל זוויתי קטן (או גדול מאד) ודורשות מעט ניסיון על מנת לאתרן.
 +
# הגדלים הזוויתים המופיעים בטבלה הינם מקורבים.
 +
# הטבלה איננה כוללת [[גלקסיה|גלקסיות]].
 +
 +
{{פתח טבלה|שם= רשימת ערפיליות נבחרות |רוחב טבלה=900 |מספר טורים=7  }}
 +
|-
 +
! שם
 +
! [[קורדינאטות שמימיות|עליה ישרה]]
 +
! [[קורדינאטות שמימיות|נטייה]]
 +
! [[קבוצות כוכבים|קבוצת כוכבים]]
 +
! [[מרחק זוויתי|גודל זוויתי]]
 +
! [[בהירות]]
 +
! סוג הערפילית
 +
|-
 +
| [[ערפילית אוריון|M42]]
 +
|| {{משמאל לימין|05:35:17.3}}
 +
|| {{משמאל לימין|-05:23:28}}
 +
|| [[אוריון]]
 +
|| 1 מעלה
 +
|| 4
 +
|| [[ערפילית יצירת כוכבים|יצירת כוכבים]]
 +
|-
 +
| [[ערפילית הלגונה|M8]]
 +
|| {{משמאל לימין|18:03:37}}
 +
|| {{משמאל לימין|-24:23:12}}
 +
|| [[קשת]]
 +
|| 1 מעלה
 +
|| 6
 +
|| [[ערפילית יצירת כוכבים|יצירת כוכבים]]
 +
|-
 +
| [[ערפילית הנשר|M16]]
 +
|| {{משמאל לימין|18:18:48}}
 +
|| {{משמאל לימין|-13:49:00}}
 +
|| [[נחש]]
 +
|| 400 שניות קשת
 +
|| 6
 +
|| [[ערפילית יצירת כוכבים|יצירת כוכבים]]
 +
|-
 +
| [[ערפילית האומגה|M17]]
 +
|| {{משמאל לימין|18:20:26}}
 +
|| {{משמאל לימין|-16:10:36}}
 +
|| [[קשת]]
 +
|| 700 שניות קשת
 +
|| 6
 +
|| [[ערפילית יצירת כוכבים|יצירת כוכבים]]
 +
|-
 +
| [[ערפילית הטבעת|M57]]
 +
|| {{משמאל לימין|18:53:35.1}}
 +
|| {{משמאל לימין|+33:01:45}}
 +
|| [[נבל]]
 +
|| 230 שניות קשת
 +
|| 8.8
 +
|| [[ערפילית פלנטרית|פלנטרית]]
 +
|-
 +
| [[ערפילית המשקולת|M27]]
 +
|| {{משמאל לימין|19:59:36.3}}
 +
|| {{משמאל לימין|+22:43:16}}
 +
|| [[שועלון]]
 +
|| 450 שניות קשת
 +
|| 7.5
 +
|| [[ערפילית פלנטרית|פלנטרית]]
 +
{{סגור טבלה}}
  
 
==ראו גם==
 
==ראו גם==
  
 
* [[ערפילית פלנטרית]]
 
* [[ערפילית פלנטרית]]
 +
* [[ערפילית יצירת כוכבים]]
 
* [[ערפילית שארית סופרנובה]]
 
* [[ערפילית שארית סופרנובה]]
 +
* [[הדי אור]]
 +
* [[עצמי הרביג-הארו]]
 
* [[ערפילית כהה]]
 
* [[ערפילית כהה]]
 
+
* [[גלקסיה]]
* [[ערפילית הסרטן]]
 
  
 
==הרצאות וידאו==
 
==הרצאות וידאו==
שורה 97: שורה 165:
  
 
==ספרות מקצועית==
 
==ספרות מקצועית==
 
 
 
  
 
'''מחברים'''
 
'''מחברים'''
שורה 106: שורה 171:
  
 
[[קטגוריה:ערפיליות]]
 
[[קטגוריה:ערפיליות]]
 +
[[קטגוריה:השמיים]]
 +
[[קטגוריה:חובבי אסטרונומיה]]

גרסה אחרונה מ־02:26, 8 באפריל 2010

ערפילית הנשר (M16) בקבוצת הכוכבים נחש היא דוגמא מפורסמת לערפילית יצירת כוכבים. צילום: טלסקופ החלל ע"ש האבל.

ערפילית (באנגלית: Nebula) היא שם כללי עבור עצם שמיימי שיש בו גז או/ו אבק המחזירים או פולטים קרינה אלקטרומגנטית. קיימים מספר סוגים שונים של ערפיליות, שנבדלות בתכונותיהן הפיזיקליות (כגון: גודל, צפיפות ועוד) וגם במקורות הקרינה שמגיעה מהן. ערפיליות הן לעיתים עצמים אסתטיים לצפייה באמצעות טלסקופים ויש להן מראה "ערפילי" מרוח.

סוגי ערפיליות

ערפילית יצירת כוכבים

ראו מאמר מורחב בנושא: ערפילית יצירת כוכבים.

ערפילית יצירת כוכבים הינה ענן גז ואבק שבו נוצרים כוכבים. הגז והאבק מהווים את אבני הבניין שמהם נוצרים כוכבים. לאחר שגז חם בגלקסיה מתקרר, בדרך כלל ע"י קרינת עצר וקרינה בקווים ספקטרליים של מתכות (ומאוחר יותר מולקולות), האנרגיה הקינטית של הגז לא מספיקה כדי לאזן את כוח המשיכה והוא קורס תחת כובדו העצמי לענני גז דחוסים יותר ויותר (ראו: מסת ג'ינס).

ערפיליות יצירת כוכבים קשורות לעיתים עם ערפיליות כהות, שהן למעשה עננים קרים של גז מולקולרי ואבק. סוג נוסף של ערפיליות הקשורות ליצירת כוכבים הינם עצמי הרביג-הארו: אלו הן ערפיליות קומפקטיות שנמצאו בסביבותיהן של ערפיליות כהות בגלקסית שביל החלב. כשנצפו לראשונה, הראו עצמי הארביג-הארו ספקטרום פליטה מורכב הנובע מגלי הלם. כיום ידוע שהגז המרכיב אותם מעורר על ידי התנגשות של סילונים הנפלטים במהירות של כ-100 עד 1000 ק"מ לשנייה עם התווך הבין הכוכבי. מקור הערפיליות והסילונים הוא בתהליך הספיחה של של חומר בעת יצירת כוכב. הסילונים בעצמי הרביג-הארו עשויים מחומר בריוני והצפיפויות האופייניות בהם נעות בין 102 ל- 105 חלקיקים לס"מ מעוקב. בחלק מהמקרים ניתן גם להבחין בתנועה העצמית של הערפילית כתוצאה מהמהירות שבה היא נעה.

ערפילית פלנטרית

הערפילית הפלנטרית - ערפילית עין החתול (NGC6543) התמונה צולמה ע"י הטלסקופ האופטי הנורדי (NOT).

ראו מאמר מורחב בנושא: ערפילית פלנטרית.

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 שלב 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 בעוצמה גבוהה בתחום העל-סגול. קרינה זו מייננת את האטומים ברוח הכוכב (המעטפת שהכוכב השיל מעליו) וגורמים לה לפלוט קרינה הנובעת משיחבור של האלקטרונים לאטומים שלהם (ראו לדוגמא: ספקטרום אטום המימן).

ערפילית שארית סופרנובה

ראו מאמר מורחב בנושא: ערפילית שארית סופרנובה.

ערפילית שארית סופרנובה (באנגלית: Supernova Remnant) הינה שריד נראה של פיצוץ סופרנובה. ערפיליות אלו מאירות בד"כ בתחום רחב מאד של הספקטרום האלקטרומגנטי, החל מקרינת גאמא ועד קרינת רדיו. ערפיליות אלו "קלות" יחסית למציאה בעיקר בתחום קרינת הרנטגן והרדיו.

שתי הסיבות העיקריות שבגינן ערפיליות אלו מאירות הינן:

1. פליטת קרינת סינכרוטרון כתוצאה ממעבר אנרגיה סיבובית מהפולסאר (המצוי בתוך הערפילית) אל הגז בערפילית.

2. אינטראקציה של החומר שהועף מהסופרנובה עם התווך הבין כוכבי. אינטראקציה זו גורמת להפיכת האנרגיה הקינטית של הפיצוץ לקרינה באמצעות יצירת גלי הלם (שוקים בלועזית - Shocks).

דוגמא מפורסמת לערפילית שארית סופרנובה היא ערפילית הסרטן, שמקורה בסופרנובה שנצפתה על כדור הארץ בשנת 1054.

ערפילית כהה

הערפילית הכהה ברנרד 86 - ערפילית כהה זו הינה קלה יחסית לצפייה וניתן לראותה באמצעות טלסקופים של כ 6 אינצ' מאתרים עם שמיים חשוכים. צילום: מצפי הכוכבים הדרומיים של אירופה.

ראו מאמר מורחב בנושא: ערפילית כהה.

ערפילית כהה (באנגלית: Dark Nebula), שלעיתים נקראת גם ערפילית הסתרה, היא ענן המורכב מגז קר (בטמפרטורה של כ-10 קלווין) וכמות גדולה של אבק (בצפיפות אופיינית של כמה מאות מולקולות אבק לס"מ מעוקב). האבק הוא אטום לאור נראה (ראו גם: הכחדת אור) ועל כן ערפיליות כהות מסתירות את אור הכוכבים שמצויים מאחוריהן.

ערפיליות אלו נקראות גם עננים מולקולריים ויש להם תפקיד חשוב ביצירת כוכבים: האטימות הגבוהה של ענני האבק מאפשרת קירור של הענן, אשר מוביל בהמשך לקריסתו. זו מתאפשרת כאשר לחץ הגז (הנשלט ע"י הטמפרטורה שלו) קטן מספיק ולא יכול לאזן יותר את כח הכבידה העצמי של הענן.

תצפיות בתחום הרדיו מגלות בעננים אלו מולקולות מורכבות, בינהן מולקולות של מים.

ערפילית החזרה

ערפילית הדי אור מסביב לכוכב המתפרץ V838 בקבוצת הכוכבים חד קרן. צילום: טלסקופ החלל ע"ש האבל.

ערפילית החזרה (באנגלית: Reflection Nebula) הינה ענן גז או אבק המחזיר אור מכוכבים ואין לו אור עצמי משלו. על כן ערפיליות החזרה מצויות בד"כ בקרבת כוכבים בהירים. מקרה פרטי של ערפיליות החזרה הינם הדי אור - אלו ערפיליות של אור מוחזר כתוצאה מאירעים חולפים כגון פיצוץ סופרנובה, נובה ומתפרצי קרינת גאמא.

לעיתים התהליך הדומיננטי בהחזרת האור הינו פיזור ריילי (Rayleigh Scattering) - פיזור של קרינה אלקטרומגנטית ע"י חלקיקים שקטנים בהרבה מאורך הגל של הקרינה. בפיזור ריילי, עבור חלקיק מסוג מסוים, עוצמת הקרינה הנראית, I, מתכונתית ל:

I\propto\,I_{0}\frac{1}{R^{2}}(1+\cos^{2}{\theta})\lambda^{-4}a^{6}

כאשר I0 הינה עוצמת הקרינה הפוגעת בחלקיק המפזר, R הינו המרחק בין הצופה לחלקיק המפזר, θ הינה זווית הפיזור, λ אורך הגל ו a הינו גודל החלקיק המפזר.

על כן פיזור ריילי בתחום האור הנראה הינו יעיל הרבה יותר עבור אור כחול ועל כן ערפיליות החזרה בהן פיזור ריילי הוא התהליך הדומיננטי הן כחולות. עוד נציין כי השמיים הינם כחולים מאחר ומולקולות האוויר מפזרות את אור השמש ע"י פיזור ריילי.

ערפילית לולינית

ערפילית לוליינית או ערפילית ספירלית הם למעשה שמות נוספים עבור גלקסיות.

תצפית בערפיליות

ערפיליות הינן בין גרמי השמיים העמוקים היפים ביותר לצפייה באמצעות טלסקופים. בד"כ תצפית בערפיליות דורשת משקפת או טלסקופ ושמיים חשוכים. מספר ערפיליות הינן בהירות מספיק על מנת שיהיה ניתן לראותן בעין בלתי מצוידת.

הערפילית הקלה ביותר לצפייה הינה ערפילית אוריון שהיא ערפילית יצירת כוכבים המצויה בתחומי קבוצת הכוכבים אוריון. ניתן לצפות בה באמצעות טלסקופים קטנים ותצפית באמצעות טלסקופי חובבים גדולים משמיים חשוכים עשויה לגלות שלל מרהיב של פרטים.

תצפית בערפיליות לעיתים דורשת מעט ניסיון ושימוש בטכניקת הראייה המוסבת. הסיבה לכל היא שערפיליות עשויות להיות בעלות בהירות שטח נמוכה ולעיתים הן קשות לצפייה. הערפיליות הקלות ביותר לצפייה הינן כאלו שבהירות השטח שלהם גבוהה.


רשימת ערפיליות נבחרות

בטבלה הבאה תוכלו למצוא מספר ערפיליות נבחרות שעשויות להיות קלות לצפייה באמצעות טלסקופי חובבים קטנים או משקפת שדה מאזורים חשוכים ואף מפרברי ערים. הערפיליות נבחרו עבור צופה מישראל.

הערות:

  1. קיימות מספר ערפיליות פלנטריות בהירות יחסית, שאינן מופיעות בטבלה, אך לרוב הינן בעלות גודל זוויתי קטן (או גדול מאד) ודורשות מעט ניסיון על מנת לאתרן.
  2. הגדלים הזוויתים המופיעים בטבלה הינם מקורבים.
  3. הטבלה איננה כוללת גלקסיות.
רשימת ערפיליות נבחרות
שם עליה ישרה נטייה קבוצת כוכבים גודל זוויתי בהירות סוג הערפילית
M42 05:35:17.3 -05:23:28 אוריון 1 מעלה 4 יצירת כוכבים
M8 18:03:37 -24:23:12 קשת 1 מעלה 6 יצירת כוכבים
M16 18:18:48 -13:49:00 נחש 400 שניות קשת 6 יצירת כוכבים
M17 18:20:26 -16:10:36 קשת 700 שניות קשת 6 יצירת כוכבים
M57 18:53:35.1 +33:01:45 נבל 230 שניות קשת 8.8 פלנטרית
M27 19:59:36.3 +22:43:16 שועלון 450 שניות קשת 7.5 פלנטרית

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


ערן אופק