ערפילית פלנטרית

ערפילית פלנטרית היא ענן גז ופלזמה בין-כוכבי זוהר שנוצר בשלבי חייו המאוחרים של כוכב.

כאשר ויליאם הרשל צפה בערפיליות פלנטריות הן הזכירו לו את מראה כוכב הלכת (פלנטה) אורנוס מבעד לטלסקופ, ולכן הן כונו בשם זה. השם השתמר היסטורית, אף על פי שאין 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 פלנטריות ממלאות תפקיד חשוב 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 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, וליבתו נדחסת ומתחממת מאוד 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 ולחמצן, היוצרים גלעין אדיש (שאינו מייצר אנרגיה) עם שכבות ההליום 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 וליצירת 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, כשהכוכב המזדקן מגיע לגודל מסוים, מסה מקליפתו החיצונית עשויה לחצות את הנקודה הראשונה של לגרנז', שהיא 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 מורכבים 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

מדיה וקבצים בנושא ערפילית פלנטרית בוויקישיתוף

הערך "ערפילית פלנטרית", באתר אסטרופדיה
הרצאת וידאו על ערפיליות פלנטריות, באתר המועדון האסטרונומי
מבט של טלסקופ החלל האבל על ערפילת הביצה
The Formation of Very Narrow Waist Bipolar Planetary Nebulae , נועם סוקר ושאול רפפורט
ערפילית פלנטרית, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית)

הערות שוליים

^ ¹ ² Boffin H. & Jones D., Binary stars as the key to understanding planetary nebulae, Nature Astronomy, 2017
^ ¹ ² ³ Soker N., Planetary nebulae, Scientific American, 1992
^ מידב, מ., ברוש, נ., נצר, ח., היקום, סודות האסטרופיזיקה, תל אביב: האוניברסיטה הפתוחה, 2000
^ 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)

_{\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).

[הערה_מספר_20170705053028:1-1] ¹ ² Boffin H. & Jones D., Binary stars as the key to understanding planetary nebulae, Nature Astronomy, 2017

[הערה_מספר_20170705053028:0-2] 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

[1]

[2]

[3]

[4]