ערפילית פליטה – הבדלי גרסאות

[[תמונה:Spectrumsandgas.jpg|שמאל|ממוזער|250px|שלושת סוגי הספקטרום, [[ספקטרום רציף]], [[ספקטרום בליעה]] ו[[ספקטרום פליטה]] הפסים הבולטים אותם ניתן לראות בספקטרום הבליעה והפליטה בעלי [[אנרגיה]] התואמת למעברי [[אלקטרונים]] ברמות ה[[אטום]]]]

'''ערפילית פליטה''' היא סוג של [[ערפילית]] המורכבת מענן גז הקורן כ[[ספקטרום פליטה]]. מקור האור של ערפיליות הפליטה הוא ב[[עירור|אטום מעורר]] או [[יינון|מיונן]] אשר אלקטרונים מסוימים חוזרים בו למסלול אנרגטי נמוך ותוך כדי כך פולטים אור. על ידי ניתוח ספקטרום הפליטה ניתן לגלות את הרכב החומרים שבערפילית וכן לקבל מידע רב על ה[[כוכב]]ים אשר גורמים לה להאיר.

 

* [[ערפילית פלנטרית|ערפיליות פלנטריות]] ו[[ערפילית סופרנובה|ערפיליות סופרנובה]]: אלו השרידים של [[מעטפת כוכב]]ים שהתיכו את מלאי המימן עמו נוצרו וסיימו את חייהם. ב[[מחזור החיים של כוכב|שלבים האחרונים של חיי הכוכב]] מתרחשים תהליכי היתוך בשכבותיו חיצוניות יותר וכן מתבצע היתוך של [[יסוד כימי|יסודות]] כבדים יותר כ[[הליום]] ל[[פחמן]]. תהליכים אלו פחות יציבים מאשר היתוך המימן בליבת הכוכב וגורמים למעטפת החיצונית של הכוכב להתפשט ולהתכווץ ולחלקים ממנה להתרחק מהכוכב עד ליצירת ערפילית מסביבו. בסוף התהליך כאשר תהליכי ההיתוך דועכים, קורסת ליבת הכוכב. בכוכבים בעלי מסה בינונית, הופך הכוכב ל[[ננס לבן]] הקריסה מלווה בשחרור אנרגיה כבידתית גדולה ובהתחממות של הננס הלבן לטמפרטורה של עשרות אלפי קלווין. כתוצאה מכך נפלטת קרינה חזקה בתחום העל-סגול שמחממת ומייננת את הערפילית הפלנטרית שנוצרה מסביב לכוכב. במקרה של כוכבים מסיביים קריסת הליבה גורמת ל[[סופרנובה]] שיוצרת [[גל הלם|גלי הלם]] חזקים שמפזרים את שרידי המעטפת ומחממים אותה לטמפרטורות של מיליוני קלווין. בתהליך ההתקררות של שרידי המעטפת היא פולטת את הקרינה שמאפשרת לראות אותה.

 

 

==לקריאה נוספת==

* {{אסטרופדיה|ערפילית פלנטרית}}

* [http://astroclub.tau.ac.il/video_h.html#stars הרצאת וידאו על ערפיליות פלנטריות], באתר [http://astroclub.tau.ac.il/ המועדון האסטרונומי]

 

{{מחזור חייו של כוכב}}