בפוסטים קודמים סיפרנו על ערפיליות שהן שאריות של כוכבים עצומים שסיימו את חייהם בסופרנובה. הפעם נתמקד בערפילית שבתוכה נוצרים כוכבים: ערפילית הרוזטה, או בשמה הקטלוגי NGC2237.

כוכבים אינם נוצרים יש מאין; הם נוצרים בתוך ערפיליות – ענני גז עצומים המרחפים בחלל. רוב החומר בערפיליות כאלה הוא מימן, שהוא האטום הפשוט ביותר והנפוץ ביותר ביקום – פרוטון אחד ואלקטרון אחד. היקום אינו עומד במקום: גלקסיות סובבות סביב ציריהן וכוכבים מתפוצצים בסופרנובה. אירועים מעין אלה עשויים להפר את שלוותו של הגז בערפילית ולגרום לתנועת חלקיקיו. במקרים כאלה חלקיקי גז עשויים להתקרב זה לזה וליצור גוש בעל מסה הולכת וגדלה. כוח המשיכה של גוש זה מושך עוד ועוד גז. כאשר המסה גדולה מספיק והלחץ במרכזה יוצר חום של 15 מיליון מעלות צלזיוס לפחות, מתחיל תהליך של היתוך גרעיני, שבו אטומים של מימן מתמזגים ליצירת הליום: אטום המכיל שני פרוטונים, שני נויטרונים ושני אלקטרונים. תהליך זה מסמן את לידתו של כוכב (כתבנו על תהליך זה בעבר, [1]).

נחזור לרוזטה. הרוזטה היא ערפילית פליטה, אשר נמצאת בקבוצת הכוכבים חד קרן (Monoceros). ערפילית פליטה היא ערפילית המכילה גזים מיוננים הפולטים אור משל עצמם. יינון הגזים נגרם מקרינה ומרוחות סולאריות מכוכבים סמוכים. (רוחות סולאריות הן זרם של חלקיקים טעונים הנפלטים מכוכבים.) הרוזטה, כמו ערפיליות אחרות רבות, מכילה גם יסודות כבדים מהליום – חמצן, גופרית ועוד.

במרכז הרוזטה ניתן לראות אזור כהה יותר שבו מרוכזים כוכבים בהירים במיוחד. כוכבים אלה שייכים לצביר פתוח (קבוצת כוכבים סמוכים שכוחות הכבידה שלהם משפיעים זה על זה). הצביר מכיל כ-2500 כוכבים צעירים, שחלקם מסוג O-Type – כוכבים כחולים עצומים וחמים מאוד, אשר פולטים כמויות עצומות של קרינה ורוחות סולאריות. צבעו של כוכב מעיד על הטמפרטורה שלו: כוכבים אדמדמים הם קרים יותר, ואילו כוכבים כחולים הם גדולים וחמים יותר. שניים מהכוכבים בצביר בהירים פי 400,000 ויותר מהשמש שלנו, ומסיביים ממנה פי 50 לפחות! הרוח הסולארית מכוכבים אלה היא הגורם ליינון הגז בערפילית ולפיזורו מהמרכז כלפי חוץ. גילו של הצביר מוערך בכ-5 מיליון שנים, והוא התגלה בשנת 1690 על ידי האסטרונום ג'ון פלמסטיד. את הערפילית עצמה הוא לא ראה, בהיותה חיוורת במיוחד, והכבוד נפל בחלקו של ג'ון הרשל, בשנת 1830.

מיקומו של הצביר הפתוח אינו מקרי. הכוכבים שבו נוצרו מן החומר שבערפילית בתהליך שתואר למעלה, ועם הזמן הם מתרחקים זה מזה ומתפזרים בחלל. לכוכבים מסיביים כאלה משך חיים קצר במונחים אסטרונומיים – עשרות מיליוני שנים בלבד. זאת מכיוון שהם מכלים מימן בקצב גבוה יותר, משום שהמסה הגבוהה שלהם יוצרת לחץ וחום גבוהים יותר, שמאיצים את קצב ההיתוך הגרעיני. לשם השוואה, אורך החיים הצפוי של השמש שלנו, הנחשבת כוכב ממוצע, הוא כ-10 עד 11 מיליארד שנים [2].

קצת פרטים עבור חובבי הצילום שביניכם: בפוסט קודם הצגנו את ערפילית הצעיף המזרחית כפי שצולמה דרך פילטרים של מימן וחמצן. הרוזטה צולמה דרך פילטרים של מימן, חמצן וגופרית. הבעיה העיקרית היא שהאור הנפלט ממימן והאור הנפלט מגופרית דומים מאוד זה לזה: גופרית פולטת אור באורך גל של 672 ננומטר, ומימן – 656 ננומטר. שניהם אדומים. כדי לבודד את האור שנפלט מכל אחד מן היסודות, נעשה שימוש בפילטרים צרים, בין 7 ל-3 ננומטר.

כדי ליצור תמונה המציגה את שלושת הגזים אך מאפשרת להבחין בין החומרים השונים, משתמשים בפלטת צבעים שנקראת SHO, כאשר S = גופרית, H = מימן ו-O = חמצן. הסדר אינו מקרי: היסודות ממופים לפי סדר RGB – אדום, ירוק וכחול. מכיוון שגופרית נמצאת עמוק יותר בתחום האדום, היא ממופה באדום. מימן ממופה בירוק, וחמצן בכחול. שיטת מיפוי זו, שהומצאה בשנת 1995, נועדה להציג תמונות מאוחדות של שלושת הגזים, אשר מאפשרות גם להבחין ביניהם.

על טכניקות צילום אסטרונומי נרחיב בפוסטים הבאים.

עריכה: סמדר רבן

מקורות והרחבות

[1] פוסט על תהליך לידתו של כוכב

[2] על משך חייה של השמש שלנו