سديم كوكبي
من ويكيبيديا، الموسوعة encyclopedia
السديم الكوكبي هو نوع من السديم الإشعاعي يتكون من طبقة متوهجة من الغاز المتأين المقذوف من النجوم العملاقة الحمراء في وقت متأخر من حياتها.[1]
مصطلح «السديم الكوكبي» هو تسمية خاطئة في الواقع إذ لا علاقة له بالكواكب. نشأ المصطلح من الشكل الدائري لهذه السدم الذي يشبه الكواكب الذي رصده علماء الفلك باستخدام التلسكوبات القديمة. ربما استُخدم الاسم لأول مرة خلال ثمانينات القرن الثامن عشر من قِبل عالم الفلك الإنجليزي ويليام هيرشل الذي وصف هذه السدم بأنها تشبه الكواكب. مع ذلك، في يناير 1779، وصف عالم الفلك الفرنسي أنطوان داركييه دي بيليبوا رصده لسديم الحلقة بأنه «خافت جدًا، ولكنه محدد تمامًا؛ إنه كبير بحجم كوكب المشتري ويشبه كوكبًا متلاشيًا». على الرغم من اختلاف التفسير الحديث للسديم الكوكبي، ما زال المصطلح القديم مُستخدمًا.[2][3][4]
تتشكل جميع السدم الكوكبية في نهاية حياة نجم ذي كتلة متوسطة، بكتلة تتراوح بين 1 و8 كتلة شمسية. من المتوقع أن تشكل الشمس سديمًا كوكبيًا في نهاية دورة حياتها. يُعتبر السديم الكوكبي ظاهرةً قصيرة العمر نسبيًا، إذ تستمر لعشرات الآلاف السنين فقط، مقارنةً بمراحل أطول بكثير في تطور النجمي. بمجرد أن يتبدد كل الغلاف الجوي للنجوم الحمراء العملاقة، تقوم الأشعة فوق البنفسجية النشطة من اللب المتوهج الساخن المكشوف، الذي يُسمى نواة السديم الكوكبي، بتأيين المادة المقذوفة. ينشط الضوء فوق البنفسجي الممتص بعد ذلك غاز السديم حول النجم المركزي، ما يجعله يظهر كسديم كوكبي ذي ألوان زاهية.[5][6]
على الأرجح، تلعب السدم الكوكبية دورًا مهمًا في التطور الكيميائي لمجرة درب التبانة عن طريق طرد العناصر من النجوم حيث تكونت إلى الوسط بين النجمي. تُرصد السدم الكوكبية في المجرات البعيدة، ما يوفر معلومات مفيدة عن وفرتها الكيميائية.
بدءًا من تسعينات القرن العشرين، كشفت صور تلسكوب هابل الفضائي أن العديد من السدم الكوكبية لها أشكال معقدة للغاية ومتنوعة. خمسها تقريبًا كروية، لكن الغالبية ليست متماثلة كرويًا. ما زالت الطرق التي تنتج هذا التنوع الواسع من الأشكال والميزات غير مفهومة جيدًا، لكن النجوم المركزية الثنائية والرياح النجمية والمجالات المغناطيسية قد تلعب دورًا.