הבדלים בין גרסאות בדף "ערפילית"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
(ערפילית יצירת כוכבים)
(ערפילית כהה)
שורה 39: שורה 39:
  
 
===ערפילית כהה===
 
===ערפילית כהה===
 +
 +
[[תמונה:B86.jpg|שמאל|250px|ממוזער|הערפילית הכהה ברנרד 86 - ערפילית כהה זו הינה קלה יחסית לצפייה וניתן לראותה באמצעות [[טלסקופ|טלסקופים]] של כ 6 אינצ' מאתרים עם [[זיהום אור|שמיים חשוכים]]. צילום: מצפי הכוכבים הדרומיים של אירופה.]]
  
 
ראו מאמר מורחב בנושא: [[ערפילית כהה]].
 
ראו מאמר מורחב בנושא: [[ערפילית כהה]].
שורה 45: שורה 47:
  
 
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.
 
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־08:57, 21 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).

ערפיליות יצירת כוכבים קשורות לעיתים עם ערפיליות כהות (ראו להלן) שהם למעשה עננים קרים של גז מולקולרי ואבק. סוג נוסף של ערפיליות הקשורות ליצירת כוכבים הינם עצמי הרביג-הארו הקשורים לסילונים הנוצרים בשלבים מתקדמים יותר של יצירת כוכבים. אלו הן 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

ראו מאמר מורחב בנושא: ערפילית שארית סופרנובה.

'ערפילית שארית סופרנובה (באנגלית: ') 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 האיקס והרדיו.

שתי הסיבות העיקריות שבגינן ערפיליות אלו מאירות הינן: 1. פליטת קרינת סינכרוטרון כתוצאה מהזרמת האנרגיה הסיבובית של פולסאר המצוי בתוך הערפילית לגז בערפילית. 2. אינטראקציה של החומר שהועף מהסופרנובה עם התווך הבין כוכבי. אינטראקציה זו גורמת להפיכת האנרגיה הקינטית של הפיצוץ לקרינה באמצעות יצירת הלמים (שוקים).

דוגמא מפורסמת לערפילית שארית סופרנובה היא ערפילית הסרטן.

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), 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

קטלוגים של ערפיליות

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית