אסטרונומיה ערפילית פלנטרית

ערפילית פלנטרית, כל סוג של ערפיליות בהירות המרחיבות פגזים של גז זוהר המגורש על ידי כוכבים גוססים. במבט טלסקופי יש להם מראה קומפקטי עגול יחסית ולא על צורותיהם הכאוטיות של הערפיליות האחרות - ומכאן שמם, שנמסר בגלל דמיונם לדיסקים פלנטריים כשהם נצפים במכשירים של סוף 1700, אז היו הערפיליות הראשונות גילה.

על פי ההערכה, ישנם כ- 20,000 עצמים המכונים ערפיליות פלנטריות בגלקסיית שביל החלב, כאשר כל אחד מהם מייצג גז שגורש לאחרונה יחסית מכוכב מרכזי מאוחר מאוד בהתפתחותו. בגלל טשטוש האבק בגלקסיה, רק כ -1,800 ערפיליות פלנטריות תויגו. ערפיליות פלנטריות הן מקורות חשובים לגז במדיום הבין-כוכבי.

טפסים ומבנה

בהשוואה לערפיליות מפוזרות (ראו אזור H II), ערפיליות פלנטאריות הן עצמים קטנים, בעלי רדיוס בדרך כלל של שנת אור ואשר מכילות מסה של גז של בערך 0.3 מסת שמש. אחד הערפיליות הפלנטאריות הגדולות והידועות ביותר, ערפילית הליקס (NGC 7293) בקונסטלציה מזל דלי, מעניק זווית של כ 20 דקות של קשת - שני שלישים מגודל הזווית של הירח. ערפיליות פלנטריות צפופות במידה ניכרת מרוב אזורי H II, בדרך כלל מכילות 1,000-10,000 אטומים לק"ק באזורים הצפופים שלהן. יש בהירות פני שטח גדולה פי אלף. רבים כל כך רחוקים עד שהם נראים מהממים כשמצלמים אותם ישירות, אך בדוגמאות הבולטות יש גודל זוויתי של עד 20 דקות של קשת לרוחב, כאשר מקובל בין 10-30 שניות לקשת. לאלה המציגים דיסק בהיר יש צורות רגילות הרבה יותר מאשר אזורי ה- H II הכאוטי, אך עדיין יש בדרך כלל תנודות בהירות על הדיסק. לכוכבי הלכת בדרך כלל יש גבולות חיצוניים קבועים וחדים; לעתים קרובות יש להם גם גבול פנימי רגיל יחסית, מה שמקנה להם מראה של טבעת. לרבים יש שתי אונות של חומר בהיר, הדומות לקשתות מעגל, המחוברות על ידי גשר, הדומות במידה מסוימת לאות Z.

מרבית הפלנטאנים מראים כוכב מרכזי, המכונה הגרעין, המספק את הקרינה האולטרה-סגולה הנדרשת ליינון הגז בטבעת או בקליפה הסובבת אותו. הכוכבים הללו הם החמים ביותר הידועים ונמצאים במצב של התפתחות מהירה יחסית.

בדומה לאזורי H II, הרגילות המבנית הכוללת מסתירה תנודות בקנה מידה גדול בצפיפות, בטמפרטורה ובהרכב הכימי. תמונות ברזולוציה גבוהה של ערפילית פלנטרית בדרך כלל חושפות קשרים וחוטים זעירים עד גבול הרזולוציה. הקשת של הערפילית הפלנטרית זהה בעצם לזה של אזור H II; הוא מכיל קווים בהירים משילובי המימן והליום, וקווים אסורים וקולומבינציה קלושה של יונים אחרים. (שילוב מחדש הוא התהליך בו אטום בשלב גבוה של עירור לוכד אלקטרון אנרגטי נמוך יותר ואז צונח לשלב נמוך יותר של עירור.) הכוכבים המרכזיים מראים טווח טמפרטורות גדול בהרבה מאלו באזורי H II, החל מ יחסית קריר (25,000 K) לכמה מה hottest הידוע (200,000 K). בערפיליות עם כוכבים חמים, רוב ההליום מיונן כפול, וכמויות ניכרות של חמצן מיונן פי חמש וארגון וניאון מיונן פי ארבע. באזורי H II הליום מיונן בעיקר פעם וניאון וארגון רק פעם או פעמיים. הבדל זה במצבי האטומים נובע מהטמפרטורה של הגרעין הפלנטרי (עד כ -150,000 K), שהוא הרבה יותר גבוה מזה של הכוכב המלהיב של אזורי H II (פחות מ- 60,000 K עבור כוכב O, החם ביותר). שלבים גדולים של יינון נמצאים בסמוך לכוכב המרכזי. היונים הכבדים הנדירים, ולא מימן, סופגים את הפוטונים של כמה מאות אנרגיות וולט אלקטרונים. מעבר למרחק מסוים מהכוכב המרכזי, נקלטו כל פוטוני האנרגיה המספגים ליינון מין מסוים של יון, ולכן המינים אינם יכולים להתקיים רחוק יותר. חישובים תיאורטיים מפורטים ניבאו בהצלחה רבה את הספקטרום של הערפיליות הנצפות ביותר.

ספקטרום הערפיליות הפלנטריות חושף עובדה מעניינת נוספת: הם מתרחבים מהכוכב המרכזי במהירות של 24-56 ק"מ בשנייה. משיכת הכבידה של הכוכב קטנה למדי במרחק הקליפה מהכוכב, כך שהקליפה תמשיך בהתפשטותה עד שהיא תתמזג לבסוף עם הגז הבין-כוכבי סביבו. ההתפשטות פרופורציונלית למרחק מהכוכב המרכזי, עולה בקנה אחד עם כל מסת הגז שנפלטה בתקופה קצרה אחת מהכוכב באיזושהי יציבות.

המרחקים של ערפיליות פלנטריות

הערכת המרחק לערפילית פלנטרית מסוימת היא מאתגרת בגלל מגוון הצורות והמוני הגז המוננן. קיימת אי וודאות לגבי כמות הקרינה המייננת מהכוכב המרכזי הנמלט מהערפילית וכמות החומר בצפיפות נמוכה לוהט הממלא חלק מהנפח אך אינו פולט קרינה ניכרת. לפיכך, ערפיליות פלנטריות אינן מעמד הומוגני של עצמים.

המרחקים מוערכים על ידי קבלת מדידות של כ- 40 עצמים שבמקרה יש להם תכונות חיוביות במיוחד. המאפיינים החיוביים כוללים שיוך לחפצים אחרים שאפשר להעריך את המרחק שלהם באופן עצמאי, כמו חברות באשכול כוכבים או אסוציאציה עם כוכב של נכסים ידועים. שיטות סטטיסטיות, מכויל על ידי אובייקטים אלה, מספקות הערכות גסות (כ- 30 אחוז טעויות) של המרחקים עבור כל האחרים. השיטה הסטטיסטית כוללת הנחה שלכל הפגזים יש מסות דומות כאשר כל הקליפה מיוננת ומתקנת עבור השבר שהוא ניטרלי לשאר.

מתוך קביעת המרחק הזמינה הטובה ביותר, ניתן למצוא את הגודל האמיתי של ערפילית כלשהי מהגודל הזוויתי שלה. בדרך כלל ערפיליות פלנטריות הן כמה עשיריות משנת האור ברדיוס. אם המרחק הזה מחולק במהירות ההתרחבות, גיל הערפילית מאז מתקבלת פליטה. ערכים נעים עד בערך 30,000 שנה, שלאחריה הערפילית כה רזה עד שלא ניתן להבחין בה בגז הבין-כוכבי שמסביב. אורך חיים זה קצר בהרבה מתקופות חייהם של כוכבי האב, כך שהשלב הערפילי הוא קצר יחסית.