הבדלים בין גרסאות בדף "ערפילית"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
מ (הפעיל הגנה על ערפילית [edit=autoconfirmed:move=autoconfirmed:read=autoconfirmed])
(סוגי ערפיליות)
שורה 8: שורה 8:
 
===ערפילית יצירת כוכבים===
 
===ערפילית יצירת כוכבים===
  
[[עצמי הרביג-הרו]]
+
ראו מאמר מורחב בנושא: [[ערפילית יצירת כוכבים]].
 +
 
 +
'''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 בד"כ ע"י [[קרינת עצר]] וקרינה בקווים ספקטרלים של מתכות (ומאוחר יותר מולקולות) האנרגיה הקינטית של הגז לא יכולה למנוע את קריסתו והוא קורס תחת כובדו העצמי לענני גז דחוסים יותר ויותר (ראו: [[מסת ג'ינס]]). הגז ממשיך להתקרר...
 +
 
 +
ערפיליות יצירת כוכבים קשורות לעיתים עם [[ערפילית כהה|ערפיליות כהות]] (ראו להלן) שהם למעשה עננים קרים של גז מולקולרי ואבק.
 +
 
 +
עצמי הרביג-הארו
 +
 
 +
ערפיליות קומפקטיות שנמצאו בסביבותיהן של ערפיליות כהות, הקשורות באזורי יצירת כוכבים בגלקסית שביל החלב (ראה [[ערפילית כהה]]). הערפיליות הללו הראו ספקטרום פליטה מורכב הנובע מגלי הלם. כיום ידוע שהערפיליות הללו מעוררות 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.
  
 
===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).]]
 +
 +
''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 וקורנים [[קרינה אלקטרומגנטית|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.
 +
 +
 +
  
 
===ערפילית שארית סופרנובה===
 
===ערפילית שארית סופרנובה===
  
 
===ערפילית כהה===
 
===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. תצפיות בתחום הרדיו מגלות בעננים אלו מולקולות מורכבות ובינהן מולקולות של מים.
 +
 +
בתמונה משמאל [[קבוצות כוכבים|קבוצת הכוכבים]] [[ברבור]] על רקע [[שביל החלב]], ניתן להבחין באזורים כהים שהם למעשה ענני גז מולקולרי ואבק המסתירים את אור הכוכבים מאחוריהם.
 +
  
 
===ערפילית החזרה===
 
===ערפילית החזרה===

גרסה מ־08:25, 1 בפברואר 2010

ערפילית (באנגלית: Nebula) הינו באופן כללי עצם שמיימי שיש בו גז או/ו אבק המחזירים או פולטים קרינה אלקטרומגנטית. 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 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 בד"כ ע"י קרינת עצר וקרינה בקווים ספקטרלים של מתכות (ומאוחר יותר מולקולות) האנרגיה הקינטית של הגז לא יכולה למנוע את קריסתו והוא קורס תחת כובדו העצמי לענני גז דחוסים יותר ויותר (ראו: מסת ג'ינס). הגז ממשיך להתקרר...

ערפיליות יצירת כוכבים קשורות לעיתים עם ערפיליות כהות (ראו להלן) שהם למעשה עננים קרים של גז מולקולרי ואבק.

עצמי הרביג-הארו

ערפיליות קומפקטיות שנמצאו בסביבותיהן של ערפיליות כהות, הקשורות באזורי יצירת כוכבים בגלקסית שביל החלב (ראה ערפילית כהה). הערפיליות הללו הראו ספקטרום פליטה מורכב הנובע מגלי הלם. כיום ידוע שהערפיליות הללו מעוררות על ידי התנגשות של סילונים הנפלטים במהירות של כ-100 עד 1000 ק"מ לשנייה מדיסקת 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 102 ל- 105 חלקיקים לס"מ מעוקב. בחלק מהמקרים ניתן גם להבחין בתנועה העצמית של הערפילית כתוצאה מהמהירות שבה היא נעה.

ערפילית פלנטרית

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

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.



ערפילית שארית סופרנובה

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 לאור נראה (ראו גם: הכחדת אור) ועל כן ערפיליות כאלו מסתירות את אור הכוכבים שמגיע מאחוריהן. ערפיליות אלו מכילות גז מולקולרי בטמפרטורה נמוכה של כ 10 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. האטימות הגבוהה של ענני האבק מאפשרת קירור של הענן וקירור הענן מוביל לקריסתו. הקריסה אפשרית כאשר לחץ הגז (הנשלט ע"י הטמפרטורה שלו) קטן מספיק ולא יכול למנוע עוד מכח הכבידה העצמי של הענן את הקריסה. תצפיות בתחום הרדיו מגלות בעננים אלו מולקולות מורכבות ובינהן מולקולות של מים.

בתמונה משמאל קבוצת הכוכבים ברבור על רקע שביל החלב, ניתן להבחין באזורים כהים שהם למעשה ענני גז מולקולרי ואבק המסתירים את אור הכוכבים מאחוריהם.


ערפילית החזרה

ערפילית לולינית

תצפית בערפיליות

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית