ערפילית

עַרְפִילִית היא ענן בין-כוכבי של גז ואבק המורכב מיסודות. המונח "ערפילית" (nebula - נֶבּיוּלָה) שימש במקורו שם לקבוצה של גרמי שמים, אשר כללה בין השאר גם גלקסיות, אך כיום אין שימוש זה מקובל. בערפיליות הגדולות נוצרים כוכבים חדשים.

ערפילית

כוכבים נוצרים בערפיליות אך הגדולים שבהם מסיימים את מהלך חייהם בתור ערפילית, ממנה ייווצרו כוכבים חדשים.

סוגי ערפיליות

מבחינים במספר סוגי ערפיליות:

• ערפיליות פליטה - ענני גז מיונן, אשר פולטות קרינה כתוצאה ממעברי האלקטרונים בין רמות האנרגיה (תהליך בשם עירור אלקטרונים). לקבוצה זו שייכים אזורי H II, ערפיליות פלנטריות וערפיליות סופרנובה.
• ערפיליות החזרה - ערפיליות אשר מפזרות ומחזירות את אור הכוכבים הנמצאים סביבן, לפניהן ובתוכן.
• ערפיליות בליעה או ערפיליות כהות - ערפיליות אשר אינן מוארות על ידי הכוכבים בסמוך להן, אך בכל זאת מהוות מסך אשר מסתיר מאיתנו את אור הכוכבים אשר נמצאים מאחוריהן. ערפיליות כאלה מצטיירות ככתמים אפלים על רקע שדות הכוכבים. ניתן לראות ערפיליות אלו רק אם יש מאחוריהם גרם שמים גדול יותר ובהיר יותר מהם ובעזרת ציוד מיוחד. הנפוצים מבין הערפיליות האפלות הם עננים מולקולריים.

אזור H II - אזור יצירת כוכבים

אזור H II הוא אזור אשר בו נוצרים כוכבים. זהו אזור חם וצפוף, אשר מורכב ברובו (כ-90%) ממימן מיונן, הליום (כ-10%) ושאריות יסודות כבדים יותר. גודלו של אזור זה יכול להיות משנות אור בודדות ועד מאות שנות אור, והוא מהווה חלק קטן בלבד מענן מולקולרי. חלק מגז זה עובר עם הזמן קריסה כבידתית והופך לקדם-כוכבים. אזורים אלה פולטים קרינה כתוצאה מכך שכוכבים צעירים ומאסיביים פולטים קרינה בתחום העל-סגול ומייננים את ענני המימן אשר נמצאים בסמוך להם.

ערפילית פלנטרית

ערך מורחב – ערפילית פלנטרית

ערפילית פלנטרית היא מעטפת גז אשר משיל אחריו ענק אדום לאחר הפיכתו לננס לבן. קרינתה של הערפילית נובעת מיינון הגז על ידי הננס הלבן. משך חייה של הערפילית הוא מספר אלפי שנים בלבד. בגלקסיה שלנו נצפו כ-1,500 ערפיליות פלנטריות.

ערפילית סופרנובה

ערך מורחב – ערפילית סופרנובה

ערפילית סופרנובה היא תוצאה של התפוצצות סופרנובה - קריסה כבידתית של כוכב מאסיבי, כאשר השכבות החיצוניות של הכוכב מועפות לכל כיוון במהירות אדירה. בתוך הערפילית יימצא כוכב נייטרונים או חור שחור, לפי מסת הכוכב. ייחודה של ערפילית זו היא בכך, שקרינתה נובעת לא מיינון הגז על ידי קרינת הכוכב שבתוך הערפילית, אלא מחימום הגז על ידי גלי ההלם הגרוויטציוניים.

ראו גם

• הוויכוח הגדול

קישורים חיצוניים

• עוברי כוכבים נתגלו בערפילית הטריפיד, באתר "הידען"
• חיים ברק, מהי ערפילית וכיצד היא נוצרת?, במדור "שאל את המומחה" באתר של מכון דוידסון לחינוך מדעי, 9 בנובמבר 2009
• אלה אוריון-לכמן, מדוע ערפיליות אינן מתפזרות בחלל?, במדור "שאל את המומחה" באתר של מכון דוידסון לחינוך מדעי, 2 ביוני 2016
• קסם הערפיליות בבלוג "דבר דבור על אפניו"
• ערפילית, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית)
• ערפיליות, דף שער בספרייה הלאומית

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ = מסת שמש, כ־‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 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 ($_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).