ערפילית היא דבר מופלא באמת לראות. הנקראות על שם המילה הלטינית "ענן", ערפיליות אינן רק עננים מאסיביים של אבק, מימן וגז הליום, ופלזמה; הם גם לעתים קרובות "משתלות כוכבים" - כלומר המקום בו נולדים כוכבים. ובמשך מאות שנים טועים לעתים קרובות גלקסיות רחוקות בעננים המסיביים הללו.
למרבה הצער, תיאורים כאלה בקושי מגרדים את פני השטח של ערפיליות ומהי המשמעות שלה. בין תהליך היווצרותם, תפקידם בהתהוות כוכבים ופלנטריים, ובמגווןם, הערפיליות סיפקו לאנושות תככים וגילוי אינסופיים.
מזה זמן רב מדענים ואסטרונומים מודעים לכך שהחלל החיצון אינו באמת ואקום מוחלט. למעשה, זה מורכב מחלקיקי גז ואבק הידועים באופן קולקטיבי כבינוני הבין-כוכבי (ISM). כ- 99% מה- ISM מורכב מגז, בעוד שכ- 75% מהמסה שלו הם בעלי צורה של מימן והשאר 25% הם הליום.
הגז הבין-כוכבי מורכב בחלקו מאטומים ומולקולות ניטרליות, כמו גם חלקיקים טעונים (המכילים פלזמה), כמו יונים ואלקטרונים. גז זה מדולל ביותר, עם צפיפות ממוצעת של אטום אחד לסנטימטר מעוקב. לעומת זאת, האטמוספרה של כדור הארץ היא בעלת צפיפות של כ- 30 מולקולות של חמישה מיליארד סנטימטר מעוקב (3.0 על 1019 לקוטר 3) בגובה פני הים.
למרות שהגז הבין-כוכבי מפוזר מאוד, כמות החומר מסתכמת על המרחקים העצומים בין הכוכבים. ובסופו של דבר, ועם מספיק משיכה כבידתית בין עננים, חומר זה יכול להתגבש ולהתמוטט לצורות כוכבים ומערכות פלנטאריות.
תצורה של ערפילית:
בעיקרו של דבר נוצרת ערפילית כאשר חלקים מהתווך הבין-כוכבי עוברים התמוטטות כבידה. משיכה כבדית הדדית גורמת לחומר להתגבש יחד, ויוצרים אזורים בעלי צפיפות גדולה יותר וגדולה. מכאן, כוכבים עשויים להיווצר במרכז החומר המתמוטט, אשר הקרינה המינונת האולטרה-סגולה גורמת לגז שמסביב להופיע באורכי גל אופטי.
מרבית הערפיליות הן עצומות בגודלן, נמדדות עד מאות שנות אור בקוטר. למרות הצפיפות מהחלל הסובב אותם, מרבית הערפיליות צפופות הרבה פחות מכל ואקום שנוצר בסביבה ארצית. למעשה, ענן ערפילי שדומה בגודלו לכדור הארץ היה רק כל כך הרבה חומר שמסתו תהיה רק כמה קילוגרמים.
סיווג ערפילית:
חפצים מהממים שניתן לכנותם ערפילית מגיעים בארבע כיתות עיקריות. רובם נופלים בקטגוריה של מפוזר ערפיליות, מה שאומר שאין להם גבולות מוגדרים היטב. ניתן לחלק אותם לשתי קטגוריות נוספות על סמך התנהגותם באור גלוי - "ערפילי פליטה" ו"ערפילי השתקפות ".
ערפיליות פליטה הן אלה הפולטות קרינת קו ספקטרלית מגז מיונן, והן נקראות לרוב אזורי HII מכיוון שהן מורכבות ברובן ממימן מיונן. לעומת זאת ערפילי השתקפות אינם פולטים כמויות משמעותיות של אור גלוי, אך הם עדיין זוהרים מכיוון שהם משקפים את האור מכוכבים סמוכים.
יש גם מה שמכונה ערפילית אפלה, עננים אטומים שאינם פולטים קרינה גלויה ואינם מוארים על ידי כוכבים, אך חוסמים אור מאובייקטים זוהרים מאחוריהם. בדומה לערפיליות פליטה ושיקוף, הערפיליות הכהות הן מקורות לפליטות אינפרא אדום, בעיקר בגלל נוכחות האבק בתוכם.
חלק מהערפיליות נוצרות כתוצאה מפיצוצים של סופרנובה, ומכאן שמוגדרות כ- שרידי סופרנובה. במקרה זה, כוכבים קצרי מועד חווים השתלשלות בליבותיהם ומפוצצים את שכבותיהם החיצוניות. פיצוץ זה משאיר אחריו "שריד" בצורה של חפץ קומפקטי - כלומר כוכב נויטרונים - וענן גז ואבק המוננים על ידי אנרגיית הפיצוץ.
ערפיליות אחרות עשויות להיווצר כמו ערפיליות פלנטריות, הכרוכה בכוכב בעל מסה נמוכה שנכנס לשלב האחרון בחייו. בתרחיש זה, הכוכבים נכנסים לשלב הענק האדום שלהם, מאבדים אט אט את השכבות החיצוניות שלהם בגלל הבזקי הליום בפנים שלהם. כאשר הכוכב איבד מספיק חומר, הטמפרטורה שלו עולה וקרינת ה- UV שהוא פולט מייננת את החומר שמסביב שזרק.
מחלקה זו כוללת גם את תת-המחלקה המכונה ערפיליות פרוטופלאנריות (PPN), החלה על עצמים אסטרונומיים שחווים פרק קצר-חיים בהתפתחות של כוכב. זהו השלב המהיר שמתרחש בין סניף הענק המאוחר אסימפטוטי (LAGB) לשלב הערפילית הפלנטרית הבאה (PN).
בשלב סניף הענק האסימפטוטי (AGB), הכוכב עובר אובדן המוני, ופולט מעטפת סביבתי של גז מימן. כאשר שלב זה מגיע לסיומו, הכוכב נכנס לשלב ה- PPN, שם הוא מופעל על ידי כוכב מרכזי, גורם לו לפלוט קרינת אינפרא אדום חזקה ולהפוך לערפילית השתקפות. שלב ה- PPN נמשך עד שהכוכב המרכזי מגיע לטמפרטורה של 30,000 K, לאחר מכן הוא חם מספיק כדי ליינן את הגז שמסביב.
היסטוריה של תצפית הערפילית:
חפצים ערפיליים רבים הבחינו בשמי הלילה על ידי אסטרונומים במהלך העת העתיקה הקלאסית ובימי הביניים. התצפית הראשונה שהוקלטה התקיימה בשנת 150 לספירה, כאשר תלמי ציין את נוכחותם של חמישה כוכבים באזור אלמגסט שנראה ערפילי בספרו. הוא ציין גם אזור של בהירות בין קבוצות הכוכבים אורסה מז'ור וליאו שלא היה קשור לאף כוכב נצפה.
בו ספר הכוכבים הקבועיםהאסטרונום הפרסי עבד אל-רחמן אל-סופי, שנכתב בשנת 964 לספירה, עשה את התצפית הראשונה על ערפילית ממש. על פי תצפיותיו של אל-סופי, "ענן קטן" ניכר בחלק של שמי הלילה, שם ידוע כיום גלקסיית אנדרומדה. הוא גם קטלג חפצים ערפיליים אחרים, כמו Omicron Velorum ו- Cluster Brocchi.
ב- 4 ביולי 1054, הסופרנובה שיצרה את ערפילית הסרטן (SN 1054,) הייתה גלויה לאסטרונומים בכדור הארץ, וזוהו תצפיות שנעשו על ידי אסטרונומים ערבים וסינים כאחד. אמנם קיימות עדויות אנקדוטיות לכך שציביליזציות אחרות ראו את הסופרנובה, אולם לא נחשפו רשומות.
עד המאה ה -17 השיפורים בטלסקופים הובילו לתצפיות המאושרות הראשונות על הערפיליות. זה החל בשנת 1610, כאשר האסטרונום הצרפתי ניקולא-קלוד פאברי דה פיירסק ערך את התצפית הראשונה שהוקלטה בערפילית אוריון. בשנת 1618, האסטרונום השוויצרי יוהן בפטיסט ציסט צפה גם בערפילית; ועד שנת 1659, כריסטיאן הויגנס ערך את המחקר המפורט הראשון בו.
עד המאה ה -18 מספר הערפיליות שנצפו החל לגדול והאסטרונומים החלו להרכיב רשימות. בשנת 1715 פרסם אדמונד האלי רשימה של שישה ערפיליות - M11, M13, M22, M31, M42 ואשכול הכדוריות Omega Centauri (NGC 5139) - בספרו "תיאור של כמה ערפיליות או כתמים צלולים כמו עננים, שהתגלו לאחרונה בקרב כוכבי השמש בעזרת הטלסקופ. "
בשנת 1746, ריכז האסטרונום הצרפתי ז'אן-פיליפ דה צ'סו רשימה של 20 ערפיליות, שכללו שמונה שלא היו מוכרים עד כה. בין 1751 ל- 53 קטלגה ניקולה לואי דה לאקיל 42 ערפיליות מכף התקווה הטובה, שרובן לא היו ידועות בעבר. ובשנת 1781, צ'ארלס מסייר חיבר את הקטלוג שלו על 103 "ערפיליות" (שנקראו כיום אובייקטים של מסייר), אם כי חלקן היו גלקסיות ושביטים.
מספר הערפיליות הנצפות והקטלוגיות התרחב מאוד בזכות מאמצי ויליאם הרשל ואחותו קרוליין. בשנת 1786 פרסמו השניים קטלוג של אלף ערפיליות חדשות ואשכולות כוכביםאשר הוחלף בשנת 1786 ו- 1802 על ידי קטלוג שני ושלישי. באותה תקופה הרשל האמין שהערפיליות הללו היו בסך הכל אשכולות כוכבים לא פתורות, אמונה שהוא יתקן בשנת 1790 כשצפה בערפילית אמיתית סביב כוכב רחוק.
החל משנת 1864 החל האסטרונום האנגלי וויליאם האגינס להבדיל ערפיליות על סמך הספקטרום שלהם. בערך שליש מהם היה עם ספקטרום הפליטה של גז (כלומר ערפיליות פליטה) בעוד שהשאר הראו ספקטרום רציף, התואם למסת כוכבים (כלומר ערפיליות פלנטריות).
בשנת 1912 הוסיף האסטרונום האמריקני וסטו סליפר את תת-הקטגוריה של ערפילי השתקפות לאחר שהתבונן כיצד ערפילית סביב כוכב התאימה לספקטרום האשכול הפתוח של הפליאדות. עד שנת 1922, וכחלק מ"הוויכוח הגדול "על טבע ערפיליות הספירלה וגודל היקום, התברר שרבים מהערפיליות שנצפו בעבר היו למעשה גלקסיות ספירליות רחוקות.
באותה שנה הודיע אדווין האבל שכמעט כל הערפיליות קשורות לכוכבים וכי תאורתם מגיעה מאור הכוכבים. מאז אותו זמן מספר הערפיליות האמיתיות (בניגוד לאשכולות כוכבים וגלקסיות רחוקות) גדל במידה ניכרת, והסיווג שלהן שופץ בזכות שיפורים בציוד התצפית והספקטרוסקופיה.
בקצרה, הערפיליות אינן רק נקודות המוצא של ההתפתחות הכוכבית, אלא גם יכולות להיות נקודת הסיום. ובין כל מערכות הכוכבים הממלאות את הגלקסיה שלנו ואת היקום שלנו, עננים והמונים ערומים בטוחים להימצא, רק מחכים להוליד את דור הכוכבים נטו!
כתבנו מאמרים רבים ומעניינים על ערפיליות כאן במגזין החלל. לפניכם ערפילית סרטן, ערפילית הנשר, ערפילית אוריון, ערפילית שקנאי, ערפילית הטבעת וערפילית שושנת.
למידע על איך נולדים כוכבים ופלנטות מהערפיליות, הנה תיאוריית הערפילית, איפה נולדים כוכבים? וכיצד נוצרה מערכת השמש?
יש לנו קטלוג מקיף של אובייקטים מסייר גם כאן במגזין החלל. ולמידע נוסף, עיין בדפים אלה של נאס"א - אסטרונומיה תמונה של היום והטבעת מחזיקה פרח עדין
עיניים עייפות? תן לאוזניים שלך לעזור לך ללמוד לשם שינוי. להלן כמה פרקים מתוך אסטרונומיה קאסט שעשויים להתאים לטעמכם: השמש, הכתמים והכל והירחים ומשוואת דרייק, הכוכבים בחלל הטבעות והטבעות מסביב לכוכבים.
