ערפילית פלנטרית

על מנת להתאים דף זה למכלול דרוש לבצע בו תיקון כבד. הדף הועבר לטיפולם של עורכי אספקלריה.
אנחנו כאן בשבילך! אם הערך נחוץ לך, תוכל להגיש בקשת טיפול לעורכי אספקלריה, גש ללשונית שמימין לתיבת החיפוש, מתחת "רענון" מופיע "בקש טיפול". יש למלא את הסיווג המתאים. אם אין כזה, בחרו: שונות.

ערך זה דורש שכתוב מפני אי התאמת אופיו או תכניו למדיניות המכלול. הסיבה לכך: צריך לראות איך לטפל בתיארוכים (לא מהדורות בלבד).
ניתן להיעזר בשכתוב ערך זה בדף ההנחיות בנושא גיל העולם. אנא אל תורידו את ההודעה כל עוד לא תוקן הדף. אם אתם סבורים כי אין בדף בעיה, ניתן לציין זאת בדף השיחה.

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.[1]

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.[1]

הערפיליות הפלנטריות הן עצמים חיוורים, ולא ניתן לצפות באף אחת מהן בעין בלתי מזוינת.

היווצרות ערפילית פלנטרית

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.[2]

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 מאד 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.

מורפולוגיה של ערפילית פלנטרית

במקרים מסוימים, ייתכן כי יש כוכב זוגי במערכת, והם מקיפים זה את זה (מערכת בינארית).[2] במקרה כזה, בעת הגעת הכוכב המזדקן לגודל מסוים, מסה מקליפתו החיצונית עשויה לחצות את הנקודה הראשונה של לגרנז' – הנקודה שבה החומר מושפע באופן שווה על ידי שני הכוכבים. מכיוון שיש לחומר תנע זוויתי, זרם החומר מסתדר סביב הכוכב המשני הקל יותר בצורה של דיסקת ספיחה.[3] במקרה כזה, סילוני גז נפלטים בניצב לדיסקה. סילוני גז אלו יוצרים מבנים מרהיבים ומורכבים כאשר הם פוגשים בשאר הגז שנפלט לחלל.[2]

תהליך זה נחקר גם בשאריות סופרנובה, ומכיוון שאין דבר המגביל את התאוריה לשאריות סופרנובה, התאוריה מתאימה גם לערפיליות פלנטריות.[4]

קישורים חיצוניים

ראו מדיה וקבצים בנושא זה בוויקישיתוף.

הערות שוליים

  1. 1 2 Boffin H. & Jones D., Binary stars as the key to understanding planetary nebulae, Nature Astronomy, 2017
  2. 1 2 3 Soker N., Planetary nebulae, Scientific American, 1992
  3. מידב, מ., ברוש, נ., נצר, ח., היקום, סודות האסטרופיזיקה, תל אביב: האוניברסיטה הפתוחה, 2000
  4. Grichener A & Soker N., Core collapse supernova remnants with ears, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2017
מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)
= מסת שמש, כ־2 x 1030 ק"ג

מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות 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 ( 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).

This article is issued from Hamichlol. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.