ערפיליות.

עננים בין הכוכבים

החלל שבין הכוכבים אינו ריק לגמרי. בממוצע יש בו כאטום אחד בכל סנטימטר מעוקב, רובם מימן, ומעט אבק: גרגירים של פחמן ושל סלע סיליקטי שקוטרם עשירית מיקרומטר, כחלק אחד ממאה ממסת הגז. במקומות מסוימים הגז הזה מתקבץ לעננים צפופים פי מאה או פי אלף, שקוטרם עשרות שנות אור. אלה הן ערפיליות; גם השם הלטיני שלהן פירושו ערפלים.

ערפילית עדיין דלילה יותר כמעט מכל ריק שיוצר על כדור הארץ, אבל היא גדולה כל כך שקו ראייה שחוצה אותה עובר דרך כמות עצומה של גז ואבק. אם נראה אותה בכלל, ובאיזה צבע, תלוי כמעט רק בכוכבים שבתוכה או בקרבתה. הסצנה מציבה כוכב אחד במרכזו של ענן שקוטרו 33 שנות אור, ומאפשרת לכם לבחור את הכוכב.

ערפיליות כהות: אבק מול הכוכבים

התחילו בכוכב קר ועמום, ננס אדום או כוכב כמו השמש. הוא כמעט אינו מאיר דבר, והאור שלו לעולם אינו מגיע רחוק בתוך הענן. מה שרואים במקום זאת הוא הצל של הענן: האבק שלו בולע את האור של הכוכבים שמאחוריו, ולכן הוא נראה ככתם שחור על הפס הבהיר של שביל החלב. זו ערפילית כהה. ערפילית ראש הסוס שבקבוצת אוריון וערפילית שק הפחם שליד הצלב הדרומי הן ערפיליות כהות.

כמה היא כהה תלוי בכמות האבק שהאור צריך לחצות. אסטרונומים מודדים עמעום במגניטודות, וכל 2.5 מגניטודות הן עמעום פי עשרה. כאלפיים מיליארד מיליארד אטומי מימן בעמודה שחתכה סנטימטר רבוע אחד נושאים מספיק אבק כדי לעמעם את אור הכוכבים במגניטודה אחת. ב־100 אטומים בסנטימטר מעוקב, מרכז הענן מעמעם את הכוכבים שמאחוריו בכמגניטודה אחת, לשתי חמישיות מהאור שלהם; ב־1,000 אטומים הוא מעמעם אותם ביותר מ־10 מגניטודות, פי יותר מעשרת אלפים, והם נעלמים.

נסו: בחרו ננס אדום תחת טמפרטורת הכוכב, ואז הזיזו את צפיפות הגז מ־20 אל 1,000 אטומים בסנטימטר מעוקב. הענן הופך מכמעט בלתי נראה לפער שחור בשדה הכוכבים, והכוכבים שבשוליו מאדימים.

חזרה לניסוי ↑

אבק מעמעם אור כחול יותר מאדום, כי הגרגירים שלו קטנים מאורך הגל של אור נראה, וגרגירים קטנים כאלה לוכדים גלים קצרים יותר מגלים ארוכים. כוכבים שנראים דרך שולי ענן אפל נראים אדומים יותר ממה שהם באמת. הספקטרום שליד הסצנה מראה זאת: האור האפור מהכוכבים שמאחור נחתך יותר מכול בקצה הכחול.

ערפיליות החזרה: אבק מואר בכחול

בחרו כוכב B כחול־לבן. כוכב של כ־14,000 קלווין רחב פי שלושה מהשמש ובהיר ממנה פי שלוש מאות בערך. האור שלו חזק מספיק כדי להאיר את האבק שסביבו, כי כל גרגיר מפזר חלק מהאור שפוגע בו, כמו עשן בקרן שמש. מכדור הארץ הענן נראה זוהר באורו של הכוכב עצמו: ערפילית החזרה.

הענן זוהר בכחול, כחול יותר מהכוכב עצמו, מאותה סיבה שהאבק מאדים את מה שעובר דרכו. הגרגירים מפזרים גלים קצרים יותר מגלים ארוכים, ולכן האור שמוחזר אלינו עשיר בכחול, והאור שממשיך הלאה נשאר אדום יותר. קווצות הערפל שסביב הכוכבים הבהירים ביותר של הפליאדות הן ערפילית החזרה; הצביר נסחף דרך ענן מאובק שאינו שלו.

ערפיליות פליטה: מימן שמתפרק ומתחבר מחדש

כוכב חם עושה משהו שאף כוכב קר יותר אינו יכול לעשות. בחרו כוכב O חם: ב־39,000 קלווין, רחב פי עשרה מהשמש ובהיר ממנה פי כמעט מאתיים אלף, הוא שופך קרינה על־סגולה. פוטון שהאנרגיה שלו גדולה מ־13.6 אלקטרון וולט, קרינה על־סגולה שאורך הגל שלה קצר מ־91 ננומטר, יכול להעיף את האלקטרון מאטום מימן: הוא מיינן אותו, ומשאיר פרוטון חשוף ואלקטרון חופשי. הכוכב הזה שולח כ־$10^{49}$⁠ פוטונים כאלה בכל שנייה, אחד ואחריו 49 אפסים.

פרוטונים ואלקטרונים מוצאים זה את זה שוב. כשאלקטרון נלכד, הוא בדרך כלל נוחת גבוה באטום ויורד ברמות האנרגיה שלו במדרגות, ופולט פוטון בכל מדרגה. המדרגה מהרמה השלישית לשנייה מפיקה אור אדום ב־656 ננומטר, שנקרא מימן־אלפא, ויחד עם מעט כחול־ירקרק מהמדרגה שיורדת מהרמה הרביעית, הגז זוהר בוורוד־אדום. זו ערפילית פליטה. ערפילית אוריון, ערפילית הלגונה וערפילית הנשר הן ערפיליות פליטה שמאירים כוכבים צעירים וחמים. סביב הכוכבים החמים ביותר, אטומי חמצן שאיבדו שני אלקטרונים מוסיפים זוהר ירוק ב־501 ננומטר, כמו בלב הבהיר של ערפילית אוריון.

הבועה שהקרינה העל־סגולה יכולה להחזיק

הכוכב אינו מיינן את כל הענן. בכל פעם שאלקטרון ופרוטון מתחברים מחדש, האטום מוכן להתפרק שוב, וצורך עוד פוטון על־סגול. הכוכב יכול להחזיק מפורקים רק מספר מוגבל של אטומים בבת אחת: מספר שבו הרקומבינציות בכל שנייה שוות למספר הפוטונים המייננים שהוא שולח. כך נקבעת סביב הכוכב בועה של מימן מפורק עם שפה חדה, חזית היינון, שבה הקרינה העל־סגולה אוזלת. בנגט סטרמגרן חישב את גודלה ב־1939, והיא נקראת כדור סטרמגרן.

מספר הרקומבינציות בכל סנטימטר מעוקב גדל כריבוע הצפיפות, כי כל אחת מהן דורשת מפגש של פרוטון ואלקטרון. עבור כוכב ששולח $Q$⁠ פוטונים מייננים בכל שנייה לתוך גז של $n$⁠ אטומים בסנטימטר מעוקב, האיזון הוא

$Q = \tfrac{4}{3}\pi R^{3} n^{2} \alpha$$Q =$$\tfrac{4}{3}\pi R^{3} n^{2} \alpha$⁠

כאשר $\alpha$⁠ מתאר כמה מהר המימן מתחבר מחדש, ולכן הרדיוס $R$⁠ קטן כמו $n^{-2/3}$⁠. הכפלת הצפיפות מכווצת את הבועה לכשני שלישים מגודלה.

נסו: עם כוכב O חם, גררו את צפיפות הגז מ־20 אל 1,000. בגז דליל כל הענן זוהר. ב־100 אטומים בסנטימטר מעוקב הבועה מגיעה לכעשר שנות אור מהכוכב; ב־1,000 רק לשתיים. הבועה הקטנה הזאת זוהרת חזק הרבה יותר, כי בכל חלק שלה יש יותר אטומים שמתחברים מחדש, אבל האבק העבה שסביבה מסתיר את רוב האור שלה. אחר כך העבירו את פיצול האור שלו אל האטומים שלו כדי לראות את החזית.

חזרה לניסוי ↑

לכן את ערפיליות הפליטה הצעירות ביותר, שעדיין קבורות בעננים הצפופים שמהם נוצרו הכוכבים שלהן, מוצאים בטלסקופי רדיו ותת־אדום: הגלים האלה עוברים דרך האבק.

בתוך הענן

העבירו את פיצול האור שלו אל האטומים שלו. החצי הקרוב של הענן נחתך והוסר, ופני החתך מראים ממה הוא עשוי. בתוך החזית כל אטומי המימן התפרקו: פרוטונים, מצוירים בוורוד, ואלקטרונים חופשיים, מצוירים בתכלת, שמזנקים ביניהם, בכ־10,000 קלווין. מחוץ לה האטומים שלמים, מצוירים בלבן, קרים, בעשרות קלווין בלבד, וגרגירי אבק בצבע ענבר פזורים בכל מקום. סביב כוכב קר אין חזית בכלל, רק אטומים ניטרליים ואבק.

המשיכו אל האור שלו. פוטונים על־סגולים, מצוירים בסגול, יוצאים מהכוכב, וכל אחד מהם נצרך במקום שבו הוא מפרק אטום בחזית; פוטוני מימן־אלפא אדומים נולדים בתוך הבועה וזורמים החוצה, כי הגז שקוף להם. האור הנראה של הכוכב יוצא דרך הענן, וחלקו ניתז מגרגירי אבק ויוצא מהם כחול.

מה המודל משאיר בחוץ

הענן הוא כדור של גושים אקראיים ובמרכזו כוכב יחיד. ערפיליות אמיתיות גבשושיות, קרועות ונעות; הכוכבים שלהן באים בצבירים שנולדו מאותו ענן, והרוחות והקרינה שלהם נושפות את הגז החוצה וחוצבות בו חללים, עמודים ושוליים בהירים כמו אלה של ערפילית הנשר. ערפיליות רבות הן תערובת של שלושת הסוגים בבת אחת, כמו ערפילית הטריפיד, שיש בה אזור פליטה אדום, אזור החזרה כחול ונתיבי אבק אפלים שחוצים את שניהם.

הכוכב הוא גוף שחור אידיאלי על הסדרה הראשית. כוכב חם אמיתי פולט מעט פחות פוטונים מייננים מגוף שחור בטמפרטורה שלו, ולכן הבועות כאן גדולות מעט מדי. קצב הרקומבינציה נלקח ב־10,000 קלווין, כמות האבק לפי הממוצע של שביל החלב, ועמעום האור בידי האבק נגזר מצפיפות הגז בלבד. הסצנה דוחסת מאוד את הבהירות: ערפיליות פליטה אמיתיות חלשות, ורוב הצבע שלהן נראה רק בצילומים בחשיפה ארוכה, לא לעין שמביטה בטלסקופ.

שני סוגים נוספים של ערפיליות באים ממות הכוכבים ולא מלידתם: ערפיליות פלנטריות, הקליפות שכוכב דמוי שמש משיל בסוף חייו, ושאריות סופרנובה כמו ערפילית הסרטן. הן זוהרות מאותה סיבה שערפילית פליטה זוהרת: גז שקרינה או גלי הלם מפרקים, ושמתחבר מחדש. הן חלק ממחזור החיים של כוכב.