שלב סוף החיים הזה של כוכבי ענקים אדומים קצר יחסית, והמבנים השמיימיים שנוצרים סביבם נדירים, ולכן הערפילית קנקן טובי היא דוגמה מצוינת של חקר מקרה בהתפתחות של כוכב * יתכן שהמסה החריגה של ה”ערפילית הפלנטרית” מקורה בבליעה של כוכב מלווה לכוכב שהפך ענק אדום
הערפילית הזוהרת IC 2220, המכונה קנקן טובי (Toby Jug) בגלל הדמיון לכלי שתייה אנגלי, היא תגלית אסטרונומית נדירה. ערפילית ההחזרה הזאת, הנמצאת במרחק של בערך 1,200 שנות אור בכיוון של קבוצת שדרית (קָארינה), היא ענן דו-קוטבי של גז ואבק שנוצר ומואר על ידי הכוכב הענק האדום שבמרכזה. שלב סוף החיים של ענקים אדומים קצר יחסית, והמבנים שנוצרים סביבם נדירים, ולכן הערפילית קנקן טובי היא דוגמה מצוינת של חקר מקרה בהתפתחות של כוכב.
התמונה הזאת, שצילם הטלסקופ ג’מיני דרום, מציגה לראווה את המבנה הדו-קוטבי המרשים, הכמעט סימטרי, של ערפילית קנקן טובי ואת הלב הכוכבי הזוהר. התכונות האלה ייחודיות לענקים אדומים שמשתנים מכוכבים מזדקנים לערפיליות פלנטריות[1] ולכן מספקים לאסטרונומים תובנות רבות ערך על ההתפתחות של כוכבים בעלי מסה קטנה עד בינונית הקרובים לסוף חייהם וגם על המבנים הקוסמיים שהם יוצרים.
הכוכב מתנפח פי 400 מגודלו המקורי
בליבה של הערפילית קנקן טובי נמצא היוצר שלה, הכוכב הענק האדום HR3126. ענקים אדומים נוצרים כשכוכב מכלה את אספקת המימן שבליבה שלו. ללא כוח ההיתוך שפועל כלפי חוץ, הכוכב מתחיל להתכווץ. זה מעלה את טמפרטורת הליבה וגורם לכוכב להתנפח עד פי 400 מגודלו המקורי. ש-HR3126 צעיר בהרבה מהשמש שלנו – גילו 50 מיליון שנים בלבד בהשוואה לגיל השמש שהוא 4.6 מיליארד שנים. ואולם המסה שלו גדולה פי חמישה. מסתו איפשר לכוכב לכלות את אספקת המימן שלו ולהפוך לענק אדום הרבה יותר מהר מהשמש.
כש-HR 3126 התנפח, האטמוספרה שלו התרחבה והוא התחיל להשיל את השכבות החיצוניות שלו. החומר הכוכבי שנפלט זרם לאזור שמסביב, ויצר מבנה מרשים של גז ואבק שמחזיר את האור מהכוכב המרכזי. מחקרים מפורטים של הערפילית קנקן טובי באור א”א גילו שצורן דו-חמצני (סיליקה) הוא קרוב לוודאי התרכובת שמחזירה את האור של HR3126.
האסטרונומים משערים שמבנים דו-קוטביים דומים שאלה שרואים בערפילית קנקן טובי הם תוצאה של אינטראקציה בין הענק האדום המרכזי וכוכב נלווה בינרי. בתצפיות קודמות, עם זאת, לא נמצא נלווה כזה ל-HR3126. במקום זאת, האסטרונומים הבחינו בדיסקה מאוד קומפקטית של חומר סביב הכוכב המרכזי. מהממצא הזה עולה שייתכן שמלווה בלנטרי (הכוכב השני במערכת כוכב כפול) שהיה בעבר נקרע לגזרים לתוך הדיסקה, וזה אולי גרם להתהוות של הערפילית הסובבת.
גם השמש תהפוך לענק אדום
בעוד כחמישה מיליארד שנים, כשהשמש שלנו תכלה את אספקת המימן שלה, גם היא תהפוך לענק אדום ובסופו של דבר תתפתח לערפילית פלנטרית. בעתיד המאוד רחוק, כל מה שיישאר ממערכת השמש שלנו יהיה ערפילית נמרצת כמו ערפילית קנקן טובי עם השמש המתקררת לאיטה במרכזה.
הערות
- המונח “ערפילית פלנטרית” מטעה: הן לא קשורות לפלנטות. הראשון שהשתמש בשם היה כנראה האסטרונום וויליאם הרשל בשנות השבעים של המאה ה-19, שציין את צורתן המעוגלת והדומה לפלנטה כפי שנראתה בתצפיות מבעד לטלסקופים המוקדמים.
ענקים אדומים – תקציר
- ענקים אדומים הם כוכבים שמסתם היא בין כ-0.3 לבין כ-8 מסות שמש בלבד. כוכבים מאסיביים יותר הופכים לסוגים אחרים של כוכבים בסוף חייהם.
- במהלך התפתחותם, ענקים אדומים מאזנים את תהליך ההיתוך הגרעיני על ידי התנפחות החוצה. זה גורם לקרור פני השטח שלהם.
- ענקים אדומים מבלים זמן רב (מאות מיליוני עד מספר מיליארדי שנים) ב”ענף הענקים האדומים”.
- כוכבים מסיביים יותר עוברים התכה גרעינית מהירה יותר ומתפתחים במהירות רבה יותר, ולכן לא מגיעים לשלב של ענק אדום.כוכבים עם מסה של 8-10 מסות שמש הופכים לסופרנובה בסוף חייהם במקום לענקים אדומים. כוכבים מעל 10 מסות שמש הופכים ישר לסוגים אחרים כמו כוכבי וולף-ראייה.
עוד בנושא באתר הידען:
