לכאורה, ההבדל ברור כמו שמש. כוכבים, כלומר שמשות, הם גופים שפולטים אור וחום שנוצרים בהיתוך גרעיני, בעוד כוכבי לכת, או פלנטות, הם גופים קטנים בהרבה שאינם פולטים אור וחום. אבל מה קורה בקו הגבול? איך מבחינים בין כוכב לכת עצום לכוכב זעיר כשהם כמעט באותו גודל ועל סף תגובה גרעינית?
3 צפייה בגלריה
הדמיה בעיני אמן של כוכב הלכת 29 סיגנוס בי
(איור: NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (STScI))
במשך עשורים נשען עולם האסטרונומיה על קטגוריות ברורות יחסית. כוכבים נוצרים בתהליך top-down (מלמעלה למטה), שבו ענני גז אדירים קורסים תחת כוח הכבידה של עצמם. כוכבי לכת, לפי התפיסה המקובלת, נוצרים מתוך דיסקת אבק וגז שנשארת מהחומר שהפך לכוכב, וממשיכה להקיף כוכב צעיר. בתהליך הזה, המכונה bottom-up (מלמטה למעלה), חלקיקי אבק זעירים מתנגשים ומתלכדים בהדרגה, עד שמתפתח גרם שמיים מסיבי. במשך שנים נקבע הגבול בין שני סוגי העצמים בעיקר לפי המסה: עצם שמסתו גדולה פי 13 מזו של צדק סווג כ"ננס חום" – מעין כוכב שכשל בהצתת היתוך גרעיני מלא, אך נוצר במנגנון דומה לזה של כוכב. אלא שתצפית פורצת דרך של חוקרים מארצות הברית בעזרת טלסקופ החלל ג'יימס וב על העצם 29 Cygni b מערערת את החלוקה הזו, ומזכירה שהטבע לא תמיד מציית לתבניות האנושיות.
עוד כתבות באתר מכון דוידסון לחינוך מדעי:
סדר אינטרנטי חדש
כן, אבל… מה לא בהכרח מדויק באזהרות ממזון תעשייתי?
הקור שמדליק את האור
כדי להבין את חשיבות התגלית, צריך להתחיל במקורו של "גבול 13 המסות". הגבול הזה נולד מהצטלבות בין שני מודלים פיזיקליים. מצד אחד, חישובים תרמודינמיים מראים כי בלחץ השורר במרכזו של עצם שמסתו עולה על 13 מסות צדק, עשוי להתרחש היתוך גרעיני של דאוטריום (מימן כבד). דאוטריום הוא יסוד קדמון שנוצר במפץ הגדול, לצד המימן וההליום המרכיבים את רוב החומר ביקום. היתוך הדאוטריום מספקת לננסים חומים אנרגיה, גורמת להם להתחמם ולפלוט אור חלש – תהליך שאינו אמור להתרחש בכוכבי לכת "קלאסיים". לכן נחשבה הבעירה הגרעינית לסימן מובהק של עצם כוכבי, גם אם קטן במיוחד.
3 צפייה בגלריה
שאלות של זהות מתחדדות על קו התפר של הגדלים. השוואת גודל בין צדק (מימין), ננס חום, כוכב זעיר והשמש שלנו ברקע
(צילום: NASA’s Goddard Space Flight Center)
מן הצד השני, כוכב צעיר פולט קרינה עזה ורוחות חלקיקים שמפזרות את הדיסק הפרוטופלנטרי, אותו מאגר אבק וגז שממנו נבנים כוכבי לכת. לפי החישובים, כוכב לכת יתקשה לצבור מסה גדולה פי 13 מזו של צדק לפני שהחומר סביבו ייעלם. כך התקבעה בקרב אסטרופיזיקאים ההנחה שכוכבי לכת אינם יכולים להיות כבדים יותר מהרף הזה: גם משום שמעליו עשוי להתחיל היתוך של דאוטריום, וגם משום שתהליך הצבירה בדיסקה אמור להיעצר מוקדם יותר.
כאן נכנס לתמונה 29 Cygni b. זהו ענק גזי שמסתו לפי האומדן היא פי 15 ממסת צדק, וחג סביב שמש השוכנת כ-130 שנות אור מאיתנו. לפי ההגדרות היבשות, הוא היה אמור להיחשב ננס חום שנוצר מקריסה ישירה. אבל צוות חוקרים בינלאומי, שהשתמש במצלמת התת-אדום בטווח הקרוב (NIRCam) של טלסקופ ג’יימס וב, מצא ראיות חזקות לכך שהעצם נוצר דווקא בספיחה הדרגתית "מלמטה למעלה" – ממש כמו כוכבי הלכת במערכת השמש שלנו.
רמזים כימיים ופיזיקליים
איך אפשר לפענח את נסיבות היווצרותו של עצם כה מרוחק? החוקרים התמקדו בשני פרמטרים מרכזיים: ההרכב הכימי ומאפייני המסלול. את ההרכב הכימי אפשר לגלות בעזרת ספקטרוסקופיה – ניתוח הרכב אורכי הגל באור שעצם מסוים פולט או בולע, ויכול להסגיר את סוגי החומרים שהוא מכיל. ניתוח ספקטרוסקופי של האטמוספרה של 29 Cygni b חשף ריכוזים גבוהים של פחמן דו-חמצני (CO2) ופחמן חד-חמצני (CO). הנתונים האלה אפשרו למדוד את ה”מתכתיות” של העצם – אסטרונומים מכנים "מתכת" כל יסוד כבד ממימן ומהליום. הממצאים הראו כי 29 Cygni b עשיר ב”מתכות” בשיעור גבוה משמעותית מזה של הכוכב שהוא מקיף.
העושר הכימי הזה הוא מעין "טביעת אצבע" של התפתחות בתוך הדיסקה שכוכב הלכת נוצר ממנה. כדי לצבור כמות כה גדולה של יסודות כבדים – בערך פי 150 ממסת כדור הארץ – העצם היה צריך להתחיל כליבה מוצקה שספחה אליה סלעים ואבק מהסביבה. אילו היה נוצר מקריסה ישירה של ענן גז, ההרכב הכימי שלו היה אמור להיות כמעט זהה לזה של הכוכב המארח, שכן שניהם היו נוצרים מאותו מאגר ראשוני של חומר, המורכב בעיקר ממימן ומהליום.
3 צפייה בגלריה
הצילום של כוכב הלכת במצלמת התת-אדום של טלסקופ החלל ג'יימס וב. הצילום והמדידות התאפשרו באמצעות שימוש במעין תריס שמסתיר את האור של הכוכב עצמו (מסומן באות A)
(צילום: NASA, ESA, CSA, William Balmer (JHU, STScI), Laurent Pueyo (STScI); Image Processing: Alyssa Pagan (STScI))
הראיה השנייה הגיעה מ-CHARA, מערך טלסקופים קרקעיים בקליפורניה שהשלים את התמונה הדינמית. המדידות שלו הראו כי מסלולו של 29 Cygni b מיושר כמעט לחלוטין עם קו המשווה של הכוכב שלו. זהו מאפיין דינמי מובהק של מערכות פלנטריות שנוצרו בתוך דיסקה שטוחה ומסתובבת. במערכות של כוכבים כפולים, הנוצרים בקריסה משותפת, המסלולים נוטים להיות מוטים בזוויות אקראיות ולעיתים חריגות.
משמעות התגלית היא שההבחנה בין כוכב לכוכב לכת אינה יכולה להישען על מסה בלבד, אלא חייבת להביא בחשבון גם את דרך ההיווצרות. מתברר שגם עצם שהמסה שלו גדולה מספיק כדי להצית היתוך דאוטריום יכול להיחשב כוכב לכת, אם צמח מתוך דיסקה פלנטרית כמו כוכב לכת "רגיל". גם באסטרופיזיקה, מתברר, הגודל לא תמיד קובע.
בן שנהר, מכון דוידסון לחינוך מדעי, הזרוע החינוכית של מכון ויצמן למדע
