מבוא
ערפילית פלנטרית היא ענן גז ופלזמה בין-כוכבי זוהר שנוצר בשלבי החיים המאוחרים של כוכב. כאשר ויליאם הרשל צפה בערפיליות פלנטריות בסוף המאה ה- 18, הן הזכירו לו את מראה כוכב הלכת (פלנטה) אורנוס (שאותו גילה הרשל) מבעד לטלסקופ, ולכן הן כונו בשם זה. השם השתמר היסטורית, אף על פי שאין קשר בין ערפיליות פלנטריות לבין פלנטות.
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. הערפיליות הפלנטריות הן עצמים חיוורים, ולא ניתן לצפות באף אחת מהן בעין בלתי מזוינת.
התפתחות ערפילי פלנטרית
במשך רוב זמן קיומו של כוכב טיפוסי, אשר מסתו עד כ-8 מסות שמש, בהיותו בסדרה הראשית הוא מאיר כתוצאה מהיתוך גרעיני של מימן להליום בליבתו. האנרגיה הנפלטת בתהליך זה מונעת את קריסת הכוכב תחת הכבידה שלו עצמו. לאחר מספר מיליוני עד מיליארדי שנים (תלוי במסת הכוכב), כמות המימן הזמינה להיתוך קטנה מדי ושיווי המשקל ההידרוסטטי מופר.
בשלב זה כוח הכבידה של הכוכב גובר על לחץ הקרינה הבוקע מההיתוך הגרעיני שבליבתו. השכבות החיצוניות מתחילות לקרוס לכיוון מרכזו של הכוכב, וליבתו נדחסת ומתחממת מאוד כתוצאה מההתכווצות. סביב גרעין מימן אדיש מתחילה קליפת מימן תהילך היתוך הפולט קרינה לעבר השכבות החיצוניות. בעקבות לחץ הקרינה וההתחממות, מעטפת הכוכב מתנפחת לענק אדום. הצבע האדום נובע מכך שהשכבות החיצוניות מתקררות משמעותית בשלב זה. עם עליית לחץ בליבה מתחיל 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. ליבת הכוכב הופכת לננס לבן, ויוני הגז של הערפילית חוזרים למצב אטומי בלתי מיונן.
המבנה של ערפיליות פלנטריות
רק כ-20% מהערפיליות הפלנטריות הן בעלות סימטריות כדוריות (לדוגמה, ערפילית אבל 39). לערפילות פלנטריות מגוון רחב של צורות, שחלקן מורכבות מאוד . ערפיליות פלנטריות מסווגות על ידי מחברים שונים ל: כוכבניות, צורת דיסק, טבעתיות, בלתי סדיריות, סליליות, דו-קוטביות, מרובעות ועוד. מרביתן שייכות לשלושה סוגים בלבד: כדוריות, אליפטיות ודו-קוטבי. ערפיליות דו-קוטביות מרוכזות במישור הגלקטי, כנראה נוצרו על ידי כוכב מסיביים צעירים יחסית; נראה שהדו-קוטביות מרוכזות בבליטה הגלקטית עם עדיפון לכוון שבו צירי המסלול שלהם במקבילים למישור הגלקטי. מצד שני, ערפיליות כדוריות נוצרות כנראה על ידי כוכבים הדומים לשמש.
המגוון העצום של הצורות נובע בחלקו מאפקט ההקרנה – אותה ערפילית אך במבט מזוויות שונות תיראה שונה. אף על פי כן, הסיבה למגוון העצום של צורות פיזיות אינה מובנת במלואה. קיימות השפעות נוספות על מבנה הערפילית כמו: אינטראקציות הכבידה עם כוכבים נלווים, מספר הכוכבים המרכזיים עשויים להשפיע על מבנה הערפילית. אפשרות נוספת היא שכוכבי לכת הנעים סביב הכוכב המרכזי משבשים את זרימת החומר הרחק מהכוכב עם היווצרות הערפילית. מתברר כי הכוכבים המסיביים יותר מייצרים ערפיליות בעלות צורה לא סדירה. בינואר 2005, אסטרונומים הכריזו על זיהוי ראשון של שדות מגנטיים סביב הכוכבים המרכזיים של שתי ערפיליות פלנטריות, והעלו השערה שהשדות המגנטיים עשויים להיות אחראים חלקית או באופן מלא לצורות המהירות של הערפיליות הפלנטריות.
חברות בצבירי כוכבים
ערפיליות פלנטריות זוהו כחברות בארבעה צבירים כדוריים גלקטיים בגלקסיית שביל החלב: Messier 15, Messier 22, NGC 6441 ו-Palomar 6. עדויות מצביעות גם על פוטנציאל הגילוי של ערפיליות פלנטריות בצבירים כדוריים בגלקסיה M31. עד כה זוהה רק מקרה אחד של ערפילית פלנטרית שהתגלתה בצביר פתוח. מקרה זה נוגע לערפילית הפלנטרית PHR 1315-6555 ולצביר הפתוח Andrews-Lindsay 1.
מודלים תיאורטיים חוזים שערפיליות פלנטריות יכולות להיווצר מכוכבים בסדרה הראשית שמסתם בין אחת לשמונה מסות שמש. לכן פרק הזמן המירבי שבו יכול להימצא כוכב בשלב של ערפילית פלנטריות יכול להגיע ל- 40 מיליון שנה. למרות שידועים כמה מאות צבירים פתוחים בטווח גילאים זה עד כה נמצאה רק דוגמא אחת לערפילית פלנטרית בצביר פתוח. מגוון סיבות מגבילות את הסיכוי למצוא ערפילית פלנטרית בצבירים פתוחים. הסיבה העיקירית היא ששלב הערפילית הפלנטרית עבור כוכבים מסיביים יותר הוא בסדר גודל של אלפי שנים, שהוא הרף עין במונחים אסטרונומיים. כמו כן, בין היתר בגלל המסה הכוללת הקטנה שלהם, לצבירים פתוחים יש לכידות כבידה גרועה יחסית והם נוטים להתפזר לאחר זמן קצר יחסית, בדרך כלל בין 100 ל-600 מיליון שנים.
נושאים בחקר ערפיליות פלנטריות
המרחקים לערפיליות פלנטריות בדרך כלל נקבעים בצורה גרועה. במשימה של חללית גאיה נמדדים המרחקים בין הכוכבים המרכזיים בערפיליות לבין שלהם לכוכבים השכנים. ניתן לקבוע מרחקים לערפילית פלנטרית קרובות על ידי מדידת קצב ההתפשטות שלהן. תצפיות ברזולוציה גבוהה שנלקחו בהפרש של מספר שנים הראו את התפשטות הערפילית הנמצאת בניצב לקו הראייה. בנוסף תצפיות ספקטרוסקופיות של הסחת דופלר יחשפו את מהירות ההתפשטות בקו הראייה. השוואת ההתפשטות הזוויתית עם מהירות ההתפשטות הנגזרת מאפשרת את מדידת המרחק לערפילית.
הסוגיה כיצד ניתן לייצר מגוון כה רחב של צורות ערפיליות היא נושא שנוי במחלוקת. התיאוריה היא שאינטראקציות בין חומר המתרחק מהכוכב במהירויות שונות מולידה את רוב הצורות הנצפות.עם זאת, מספר אסטרונומים מניחים שכוכבים מרכזיים בינאריים קרובים עשויים להיות אחראים לערפיליות הפלנטריות המורכבות והקיצוניות יותר. לכמה מכוכבים אלה שדות מגנטיים חזקים, והאינטראקציות שלהם עם גז מיונן יכולות להסביר כמה צורות של ערפיליות פלנטריות.
קיימות שתי שיטות עיקריות לקביעת כמות היסודות הנחשבים למתכות בערפיליות פלנטריות. בראשונה מסתמכים על קווי ריקומבינציה, השניה נשענת על קווי בליעה הרגישים להתנגשות. לעיתים מתגלים פערים גדולים בין התוצאות המתקבלות משתי השיטות. ניתן להסביר פערים אלה על ידי קיומן של תנודות טמפרטורה נמוכות בתוך ערפיליות פלנטריות. ייתכן שהפערים גדולים יותר אינם יוכלים להיגרם על ידי השפעות טמפרטורה, ויש המשערים את קיומם של קשרים חלשים באיזורים המכילים מעט מימן, כדי להסביר את התצפיות. עם זאת, קשרים כאלה טרם נצפו.