הסוד של אלפא: רדיו ואסטרונומיה
במחצית השנייה של המאה ה-20 פוענח תהליך היווצרות הכוכבים, אך מסתורי היקום רחוקים מלהיות מובנים במלאם. כיצד משתמשים האסטרונומים בטכנולוגיות רדיו יצירתיות לגילוי תהליכי היצירה של היקום? כתבה שניה ואחרונה
במחצית השנייה של המאה ה-20 פוענח תהליך היווצרות הכוכבים. אלה נולדים בתוך עננות גז ענקיות, המכילות הרבה יותר חומר מהדרוש ליצירת כוכב בודד. הגז בערפיליות אלו הוא לרוב מימן, כרבע ממנו הליום, וכמות קטנה הרבה יותר של חומרים אחרים. עננות הגז יכולות להידחס עקב כוחות חיצוניים או כוח פנימי בתוכן. הדרבון החיצוני לדחיסת העננה יכול להיות גל הלם מכוכב סמוך שהתפוצץ. דרבון חיצוני אחר יכול להיות רוח כוכבית חזקה – כוכבים מסוגים שונים פולטים כמויות אדירות של חומר, שנע במהירות גבוהה.
רוחות כוכביות אלו מסוגלות לדחוס חומר בינכוכבי. הדרבון הפנימי של ערפילית קדם-כוכבית להתכווץ יכול לנבוע מכוח המשיכה העצמי של חומר הערפילית. כל חלק של הערפילית מושך כל חלק אחר ועקב כך העננה של חומר בינכוכבי שואפת להתכווץ ולהידחס. כנגד שאיפה זו פועל הלחץ הפנימי, שנגרם בגלל הטמפרטורה של חומר העננה.
בדרך כלל עננות החומר נמצאות בשיווי משקל, אך פליטת אנרגיה לחלל יכולה להפר איזון זה. האנרגיה נפלטת בצורת קרינה בתחום התת-אדום הרחוק, המתאימה לגוף שהטמפרטורה שלו כמה עשרות מעלות קלווין. עם ההידחסות יכולה העננה להפוך לכוכבים, כלומר שהצפיפות והטמפרטורה במרכזה יגיעו לרמות המאפשרות היתוך גרעיני של המימן להליום. במצב זה ייוולד במרכז העננה, המקום הצפוף והחם ביותר, כוכב חדש.
התנאי הראשוני שתהליך זה יתרחש הוא שבמקום המסוים ביקום תימצא כמות מספקת של מימן, חומר הגלם לכל התהליך. הפרמטר הנמדד שקובע אם התנאי מתמלא הוא כמות המימן הכוללת בגלקסיה מסוימת, אשר היא תוצאה של קליטת אותות הרדיו של המימן הנייטרלי בקו הספקטראלי של 21 ס"מ.
רוב תצפיות המימן הנייטרלי ביקום בוצעו עד עכשיו בטלסקופי רדיו שמודדים את האות המגיע ממיקום אחד בלבד. זאת משום שבמוקד הצלחת הפרבולית שמרכזת את אותות הרדיו הוצב מקלט רדיו יחיד, כפי שעשה גרוטה רבר כבר ב-1937. היוצאים מן הכלל כאן הם טלסקופי הסינתזה בתחום הרדיו, שמסוגלים לערוך מיפוי של אזור שלם, אלא שרגישותם נמוכה יחסית.
צעד אחר צעד
צעד ראשון לפיתוח טלסקופ רדיו שמבוסס על צלחת בודדת אך מאפשר הצבת מספר מקלטים במוקד האנטנה נעשה באוסטרליה. אוסטרליה השקיעה ממון רב בפיתוח תחום הרדיו-אסטרונומיה, וזה הביא את מדעניה לעמדת הובלה עולמית. פריצת הדרך היתה במכשיר שנבנה לפני יותר מ-40 שנים, טלסקופ הרדיו של פארקס (Parkes) הנמצא באזור ניו-סאות'-ויילס וקוטרו 64 מטרים.
האסטרונומים שחוקרים את היקום בעזרת כלי תצפית זה החליטו לפתח מכשיר שמשלב מספר מקלטי רדיו במתקן אחד. כל מקלט הוא רגיש ביותר ואוסף את הקרינה מהשמיים לתוך הגלאי שמיוחד שלו. החידוש הוא שכל מקלט במתקן החדש מכוון לעבר קטע שמיים שונה במקצת משאר המקלטים, כך שחיבור המידע השיג תוצאה של "צילום תמונה" בתחום קרינת הרדיו.
עקב המגבלות הטכניות של גודל "מובילי הגל", שמעבירים את קרינת הרדיו מהמוקד של אנטנת הצלחת אל הגלאי עצמו, ניתן היה להתקין רק 13 מקלטים שכל אחד מהם ניזון בקרינה דרך צינור ארוך, הפונה לעבר צלחת הטלסקופ. צינור זה, המוביל את הגלים ממקום למקום, מכונה "גַלבּו" (waveguide).
כל צינור המוביל את קרינת הרדיו לעבר גלאי "מואר" על ידי קטע שמיים שרוחבו כ-14 דקות-קשת, כלומר כרבע מעלה. מכאן, שמצלמת הרדיו של טלסקופ פארקס מסוגלת ל"צלם" בו-זמנית שטח שמיים שקוטרו מעלה אחת, כאשר 13 פיקסלים (יחידות תמונה) בלבד יוצרים את המידע. תמונת היקום שמתקבלת בצורה זו היא בהכרח מטושטשת, וגם הרגישות לאותות רדיו חלשים אינה גבוהה במיוחד, בגלל הקוטר המצומצם יחסית של אנטנת הצלחת, רק 64 מטרים.
האסטרונומים של מצפה הרדיו של ארסיבו פעלו כדי לשפר את המצב בצורה משמעותית. המגבלה שם, בהשוואה לרדיו-טלסקופ של פארקס, היא שצלחת הקליטה קבועה בקרקע, כיוון שהיא בנויה בתוך מכתש טבעי. מערך המקלטים תלוי מעל הצלחת בגובה של כ-170 מטרים, שוקל כמו אוניה קטנה (!), ומוחזק באמצעות כבלי פלדה חזקים במיוחד. גשר תלוי צר-ממדים מביא את באי חוות המקלטים שבמוקד הצלחת מרמה גבוהה הנמצאת על שפת הצלחת. יש גם רכבל, שמיועד להעברת ציוד וטכנאים שמתחזקים את המקלטים.
מתקן לחקר היונוספרה
הצלחת של ארסיבו נבנתה במקור, בשנת 1963, כמתקן לחקר היונוספרה. המחקר בוצע עבור חיל האוויר האמריקאי על ידי אוניברסיטת קורנל (Cornell), אך כבר מראשית ההפעלה היה ברור שהצלחת תשמש לאסטרונומיה בתחום הרדיו. בשנת 1970 עברה השליטה במתקן מחיל האוויר לאקדמיה האמריקאית למדעים. המשטח המקורי של הצלחת לא היה כלל מוצק אלא היה רשת מתכתית, שנמתחה מעל למכתש הטבעי ונתמכה ע"י כבלי פלדה.
באמצע שנות ה-70 עברה הצלחת שדרוג ומשטח הרשת הוחלף במשטח הבנוי מ-38,788 לוחות אלומיניום מחוררים. המעבר מרשת בעלת "נקבים" רחבים ללוחות מתכת בעלי נקבים קטנים יחסית אפשר פעולה באורכי גל קטנים יחסית, עד ל-3 ס"מ. קוטר הצלחת עומד על 305 מטרים, החלק הנמוך ביותר שלה נמצא 51 מטרים מתחת לשפת הצלחת, ומערכות המקלטים מותקנים כאמור בגובה של כמעט 170 מטרים מעל תחתית הצלחת.
בשדרוג השני של ארסיבו, בין השנים 1992 ל-1997, הוחלף אחד ה"בתים" שהוצבו במרכז הצלחת והכילו אנטנות ומקלטים בכיפה המכונה "ההתקן הגרגוריאני" והותקנה חומת רשת גבוהה מחוץ לצלחת הקליטה. שני ההתקנים נועדו לצמצם את רעש הרקע שנקלט על ידי טלסקופ הרדיו. חומת הרשת מצמצמת את הקרקע ש"רואים" המקלטים המותקנים במרכז האנטנה, כיוון שהיא מחזירה אל המקלטים רק את השמיים (הקרים).
ההתקן הגרגוריאני בנוי כמערכת של שתי מראות נוספות, שקוטרן כ-23 מטרים האחת וכשבעה מטרים השנייה. המראות מותקנות יחד עם המקלטים בתוך המבנה הכיפתי: גובהו של מבנה זה הוא כשל בניין בן שש קומות ומשקלו כ-90 טון. החזרת הקרינה האלקטרומגנטית משתי מראות נוספות אלה מבטיחה שרק השידורים המגיעים מפיסת השמיים הנחקרת יגיעו אל המקלטים. על אף זאת, יש השפעה לשידורים אנושיים בתדרי המחקר, כפי שיתברר בהמשך.
בשנת 2004 נעשה שדרוג נוסף למצפה הרדיו של ארסיבו על ידי התקנת מערכת מקלטים דומה לזו שפועלת בפארקס, אוסטרליה. המערכת נבנתה באותה מעבדה אוסטרלית שבנתה את "מצלמת הרדיו" בעלת 13 הפיקסלים. בגלל המגבלות של הצלחת בארסיבו, ניתן היה להתקין במקרה זה רק שבעה מקלטים.
רגישות גבוהה
היתרון, לעומת טלסקופ הרדיו של פארקס, הוא רגישות הרבה יותר גדולה בגלל כושר איסוף האור הגדול פי 25 של הצלחת הענקית של ארסיבו יחסית לזו של פארקס. יחד עם זאת, גודל זה של הצלחת גורם לכך שכל מקלט יראה חלק קטן יותר של השמים, כלומר כושר הפרדה זוויתית טוב הרבה יותר, של כשלוש דקות-קשת, פי ארבעה מזה של פארקס. המערכת החדשה זכתה לשם "אלפא", ראשי התיבות של "מערך מקלטי ארסיבו לפס L " (Arecibo L-band Feed Array), כאשר השם "פס L" שמור לתחום הרדיו שם התדירויות מסדר גודל של מיליארד תנודות לשנייה (כ-1000 מגה-הרץ) של הגל האלקטרומגנטי, ושם מופיעה הקרינה הטבעית של קו ה-21 ס"מ של המימן הנייטרלי.
האסטרונומים המעוניינים בתצפיות רדיו באורך גל של 21 ס"מ לעבר החלל העמוק התכנסו בארסיבו בקיץ 2004 כדי לקבוע את דרכי המחקר בכלי החדש (כותב המאמר השתתף בדיונים אלה). הוחלט להציע מספר מחקרים שימצו את היכולות הגלומות במערכת החדשה בחקר היקום החוץ-גלקטי. השאלה העיקרית שעמדה לפניהם היא "מה היא כמות המימן ביקום?". לכאורה, שאלה זו היתה צריכה להיות מוכרעת כבר לפני שנים רבות, מאז שהחלו התצפיות בקו ה-21 ס"מ. ואולם מסתבר שזו בעיה קשה, כיוון שכאשר המימן אינו "מחובר" לגלקסיה ומהווה חלק ממנה, הוא הופך מיונן בהשפעת קרינות הרקע, שמקורן בכוכבים חמים, בקרינה הנפלטת מהסביבה של חורים שחורים ענקיים הסופחים אליהם חומר (קוואזרים), ומגלי הלם בתווך הבין-גלקטי.
גורמים אלה "מחממים" את המימן וקורעים את האלקטרון הבודד מעל כל אחד מהאטומים. בהיעדר אלקטרון זה, אטום המימן אינו אלא פרוטון לחוד ואלקטרון חופשי לחוד, לכן קרינת הרדיו האופיינית, בעלת אורך הגל של 21 ס"מ, אינה יכולה להיפלט.
בדרך כלל ניתן למצוא ענני מימן נייטרלי בתוך גלקסיות שקורנות אור, כלומר גרמי שמיים בהם כבר קיימים כוכבים. המימן נמצא בתוך אוסף הכוכבים או בסביבתו הקרובה, כמעטפת של ענני גז סביב גלקסיה מאירה. על אף זאת, בעשור האחרון נמצאו עדויות לקיומם של אזורים בהם יש מימן נייטרלי רב, אך משם לא בוקע אור כוכבים רב. ייתכן שמקומות אלה הם אתרים של "גלקסיות עצלות", שלא מייצרות כוכבים באותו קצב כמו שאר הגלקסיות ולכן הן לא בהירות דיין. הגלקסיה הראשונה מסוג זה נמצאה במקרה ב-1987 והתברר כי היא ענקית, אך בעלת בהירות נמוכה ביותר אף שיש לה כמות גדולה של מימן. מאז נמצאו דוגמאות נוספות ואף הועלתה השערה כי קיימות גלקסיות אפלות רבות, שנראות כמו כתמים חלשלושים בצילומי שמיים, אך תכולת המימן שלהן גדולה במיוחד. אם דבר זה אמנם נכון, כי אז ניתן יהיה למצוא חלק גדול מהחומר הבַּריוני של היקום.
מחקר עצמים מחוץ לשביל החלב
המטרה העיקרית של התצפיות החוץ-גלקטיות באמצעות אלפא היא מדידה באיכות גבוהה של "פונקציית התפלגות המאסה" של המימן הנייטרלי בקרב הגלקסיות. פירוש הדבר הוא מדידה של שכיחות הכמויות השונות של המימן באוכלוסיית הגלקסיות: כך וכך אחוזים מענני מימן נייטרלי המכילים פחות ממיליון מאסות-שמש, כך וכך עם מאסה בין מיליון לעשרה מיליוני מאסות-שמש, וכו'. כיום פונקציה זו מוגדרת בצורה סבירה רק עבור המאסות הגדולות, של יותר ממאה מיליוני מסות-שמש מימן נייטרלי, אך ייתכן שקיימת אוכלוסייה נכבדה של גלקסיות מעוטות-מימן יחסית שלהן בהירות אור נמוכה, לכן אין חוקרים אותן. הרגישות הגבוהה של מערך המקלטים של אלפא, בצירוף שטח הקליטה הגדול של הצלחת בארסיבו, חוברים כדי לאפשר גילוי כמויות קטנות, יחסית, של מימן, שמתאימות לגלקסיות ננסיות.
החלק העיקרי של המחקר החוץ-גלקטי עם אלפא יתמקד בסריקת שמיים. הטלסקופ יועמד בעמדה קבועה והשמיים יחלפו מולו בקצב הסיבוב של כדור הארץ. על-פי התכנון יבוצעו שני מעברים על אותה רצועת שמים בהפרש של מספר חודשים זה מזה. בכל מעבר ייראה מקור שמימי משך כ-12 שניות ע"י מערכת אלפא; הדבר מאפשר הגעה לעומק הדגימה הנדרש תוך מתן אפשרות של ביטול הפרעות. התצפיות בתחום הרדיו סובלות מהפרעות ע"י שידורי רדיו קרקעיים וחלליים.
מחקרים נלווים, אף הם בתחום החוץ-גלקטי, מכוונים להעמקת מיפוי המימן באזורים מסוימים. לדוגמה, אחד האזורים המעניינים הוא צביר הגלקסיות העשיר הקרוב ביותר אלינו, שנראה לכיוון מזל בתולה. בצביר זה זוהו אלפי גלקסיות, לרוב ננסיות, וברבות מהן אף נמדדה כמות המימן. הסריקה של צביר הבתולה עם מערכת אלפא תעמיק את הדגימה למאסות נמוכות של מימן, המתאימות לגלקסיות זעירות. מבין הגלקסיות הננסיות, סוג מיוחד הן אלו המכונות "בלתי סדורות" (irregular), כיוון שאין להן צורה מוגדרת. הגלקסיות הסדורות הגדולות הן מסוג "אליפטיות", שצורתן כשל כדור פחוס, או "ספיראליות", להן צורה לוליינית של זרועות. הבלתי סדורות מהוות חלק קטן מאוכלוסיית הגלקסיות כולה, אך המאפיין המיוחד שלהן הוא כמויות מימן גדולות ו/או כוכבים צעירים יחסית.
בשני העשורים האחרונים נעשו מחקרים במצפה הכוכבים ע"ש וייז של אוניברסיטת תל אביב, הפועל במצפה רמון, כדי לאפיין את תהליכי היווצרות הכוכבים בגלקסיות הננסיות מהסוג "בלתי סדור". התברר כי גם בננסיות החיוורות וגם בבהירות היווצרות הכוכבים אינה תהליך רציף, אלא מתרחש בפרצי היווצרות חזקים. פרץ יצירת כוכבים יכול להימשך מיליוני שנים בלבד, או עשרות מיליוני שנים, ובין פרץ אחד לבא אחריו יכולים לחלוף מיליארדי שנים.
קבוצות ננסיות בלתי סדורות
המחקר במצפה וייז התמקד בארבע קבוצות של גלקסיות ננסיות בלתי סדורות: כאלו עם בהירות גבוהה וכאלה חיוורות, וגם כאלה עם הרבה מימן וכאלה בהן כמעט ואין מימן. החלק הראשון של המחקר בוצע עם גלקסיות בצביר הבתולה. המשכו, המתקיים כעת, חוקר גלקסיות שאינן חברות בצביר גלקסיות אלא מרוחקות מאוד מכל גלקסיה אחרת.
בעוד שלגבי גלקסיות בצביר אפשר להסתמך, בקירוב ראשון, על מיקום דומה בין גלקסיה אחת לשנייה, לגבי גלקסיה מרוחקת מכל גלקסיה אחרת אין ברירה אלא למדוד את מהירותה (כדי לקבוע את מרחקה מאיתנו, עקב התפשטות היקום). הדבר אפשרי עבור גלקסיות רבות רק אם הן בהירות, לכן המדגם נוטה להכיל רק גלקסיות מסוג זה וחסרות בו גלקסיות חיוורות. כדי להשלים את המדגם עם גלקסיות חיוורות, עם הרבה מימן נייטרלי או עם מעט, יעדיפו החוקרים להשתמש באוסף הגלקסיות שיתגלו באמצעות אלפא עם טלסקופ הרדיו של ארסיבו.
מלבד מחקר זה, התוצאות הצפויות מהמחקר המעמיק יותר של צביר הגלקסיות במזל בתולה, של חבורות גלקסיות, ועוד, יסייעו בהבנת תהליכי היווצרות הכוכבים בגלקסיות. ההתמקדות בגלקסיות ננסיות אמורה לספק מידע חשוב לגבי אופן היווצרות הגלקסיות הראשונות ביקום, בהן התרחש בפעם הראשונה תהליך יצירת הכוכבים. גלקסיות ננסיות לפני מיליארדי שנים התחברו יחד כדי לייצור גלקסיות גדולות, כמו שביל החלב שלנו. בעצם, תהליך זה ממשיך להתרחש כעת.
הגלקסיה שלנו "בולעת" גלקסיה ננסית שכוכביה הובחנו כאוכלוסיה נפרדת בקרב שאר הכוכבים לכיוון מזל קשת. עדויות נוספות של "קניבליזם גלקטי" נמצאות למכביר בקרב גלקסיות אחרות. גם במרחקים גדולים מאיתנו ניתן להבחין ברסיסי גלקסיות, שאמורים בעתיד ליצור גלקסיה גדולה אחת; זאת רואים בתמונות של טלסקופ החלל. שילוב נתוני המימן הנייטרלי עם מידע בתחום האור הנראה (למשל, כאלה הנאספים במצפה הכוכבים ע"ש וייז), יהווה בסיס נתונים להשוואה עם מודלים חישוביים של התפתחות אוכלוסיות כוכבים. כך ניתן יהיה ללמוד האם גם בגלקסיות החיוורות תהליך יצירת הכוכבים מתרחש בצורה מתפרצת, קצרה, ואחריו תקופה ארוכה של שקט. נתונים אלה יסייעו להבנת התפתחות היקום, מקום קרינת הכוכבים בהמשך תהליך היווצרות הגלקסיות, ועוד.
לפנייה לכתב/ת 
