יום ראשון, 28 בדצמבר 2014

לפעמים, פיצוץ גרעיני זה בדיוק מה שצריך

סיכום של הרצאה מעניינת שהועברה בשבוע שעבר אצלנו במכון, ועוסקת בסופרנובות ובמה שגורם להן. מדובר בתוצאות ראשוניות, שאפילו עוד לא פורסמו, אבל הרעיון מסקרן מאוד.
ישנה בעיה עם סופרנובות, או יותר נכון, עם ההבנה שלנו של סופר נובות. ניתן לחלק את הסופרנובות המוכרות לנו בכל מיני דרכים, אחת מהן היא על פי הגורם להעפת המעטפת שלהן - פיצוץ גרעיני (שדומה מאוד למה שקורה בפצצה גרעינית), או פיצוץ שנובע מקריסת הליבה לאחר מיצוי הדלק הגרעיני שבהן. במקרה הראשון די ברור כיצד יכול להיווצר הפיצוץ ומה קורה לאחריו, אך לא לגמרי ברור אילו תהליכים מובילים למצב שכזה (התאוריות המובילות הן ננס לבן שסופח מסה מכוכב שכן, או שני ננסים לבנים שמתנגשים). במקרה השני, התהליך שמוביל לכך מובן, פחות או יותר, אך לא ברור כיצד הוא יוצר את הפיצוץ.

משמאל: איור שמדגים את אחד מהרעיונות ליצירת סופרנובה מפיצוץ גרעיני - ננס לבן שסופח חומר מכוכב שותף
מימין: איור אמן שמראה כיצד יכולה להראות הסופר נובה כ20 יום לאחר הפיצוץ. ניתן לראות עד כמה היא התרחבה ביחס למרחק בין הכוכבים לפני הפיצוץ.
בהרצאה ששמענו הועלה הרעיון שאולי בסופרנובות של קריסת ליבה יכול להיווצר פיצוץ גרעיני בשכבות החיצוניות, וזה מה שגורם להעפת המעטפת. מדובר ברעיון חדש לחלוטין (למיטב ידיעתי), ומעניין מאוד. הבעיה ביצירה של פיצוץ גרעיני הוא שצריך לתת לאטומים מהירות גבוהה מאוד כדי שיתנגשו מספיק חזק בשביל לפצל אותם, דבר לא פשוט כשמדובר באטומים יחסית יציבים כמו אלו עליהם אנו מדברים בכוכבים. בפירוש לא אמורות להיות לאטומים מהירויות כאלו במקרה של קריסת ליבה, שם מה שקורה הוא שבליבת הכוכב הבעירה הגרעינית מתחילה לכבות היות והדלק הגרעיני הגיע לשלב המתקדם ביותר שלו (ברזל). מכיוון שכך, הלחץ שהקרינה יוצרת על המעטפת יורד, והכל מתחיל לקרוס.
איור סכמטי של מבנה כוכב לפני שהוא עובר קריסת ליבה. המרכז מורכב מברזל, ומעליו ישנן קליפות של חומרים שנעשים קלים יותר ככל שמתרחקים מהמרכז, עד שהשכבה החיצונית היא מימן. במציאות השכבות אינן מופרדות בצורה כל כך חלקה, וישנו ערבוב של חומרים; זה חלק ממה שמאפשר את הפיצוץ הגרעיני אותו מציעים החוקרים.

הרעיון של קבוצת החוקרים הזו הוא שאם הכוכב מסתובב בטווח של מהירויות (החל ממהירות לא גבוהה, אבל לא מהירות גבוהה מדי), זה אמור לתת לשכבות החיצוניות מהירות מספיק גבוהה כדי לגרום לפיצוץ גרעיני. יש המון פרטים שנכנסים לכאן, היות וזה צריך לקרות מספיק רחוק מהמרכז כדי שהפיצוץ יוכל להעיף את המעטפת, אך לא רחוק מדי (גם מכיוון שאז הוא יקרה באזור דליל מכדי להעיף כמות משמעותית של חומר, וגם מכיוון שאז החומרים שבסביבה יהיו יציבים מדי), אבל מהחישובים של החוקרים נראה שהדברים מסתדרים. הדבר הזה לא יכול להסביר את כל הסופרנובות של קריסת ליבה, אך כן אחוז ניכר מהן, וזו התקדמות משמעותית.

יום רביעי, 10 בדצמבר 2014

התמונה הגדולה. התמונה ה*ממש* גדולה.

את הרשומה הזו אני מתכנן לכתוב כבר כשבועיים, ודוחה אותה כל הזמן מחוסר זמן כדי שאוכל להקדיש לה את תשומת הלב הראוייה לה. יתכן וחלקכם כבר נחשפתם לעניין, שכן ישנו סרטון מאוד ויראלי, אבל אני לא חושב שזה אמור למנוע ממני לכתוב על כך.

אני מקווה שכולם כאן יודעים שאנחנו נמצאים על כדור הארץ, שבתורו הוא חלק ממערכת השמש. אני מניח שהרוב גם יודעים שמערכת השמש היא רק אחת מתוך מליארדי מערכות כוכבים בגלקסיית שביל החלב. לא רבים יודעים ששביל החלב היא בתורה רק חלק ממערכת שנקראת "הקבוצה המקומית", ושכוללת את שביל החלב, אנדרומדה, ועוד מספר גלקסיות קרובות, ושהקבוצה המקומית היא בתנועה לכיוון הצביר וירגו, שבמונחים קוסמולוגיים די קרוב אלינו. עוד פחות יודעים שוירגו והקבוצה המקומית הם כולם חלק מצביר גלקסיות עצום, צביר על, שעד לא מזמן כונה "צביר העל המקומי". ובכן, עכשיו קבוצה של חוקרים, בהם ברנט טאלי מהוואי ויהודה הופמן מהאוניברסיטה העברית (גילוי נאות - הוא המנחה שלי לדוקטורט. גילוי נאות נוסף - הייתי כותב על העניין בכל מקרה, זה פשוט מגניב!), שגם שם זה לא מסתיים, ושצביר העל המקומי (שעכשיו מכונה צביר העל וירגו) הוא בעצמו רק חלק מצביר על גדול עוד יותר, שקיבל את השם "לניאקאה" ("גן עדן עצום" בשפה של בני הוואי).
צביר העל וירגו מכיל את מרבית הגלקסיות שרואים בתמונה מהמרכז וימינה.



אז מה בעצם קרה שם? הרי לא קמים יום אחד בבוקר ומחליטים פתאום שבעצם המבנה העצום שאנחנו חלק ממנו הוא חלק ממבנה עצום עוד יותר... ובכן, לא פשוט לקבוע בדיוק האם שני מבנים שונים הם למעשה חלק ממבנה גדול יותר. כל מה שיש לנו להסתמך עליו הן התצפיות של גלקסיות, שמהוות את אבני הבסיס של המבנים הגדולים יותר (כמו צבירים וצבירי על), ובתצפיות האלו ניתן להשתמש כדי להסיק את המבנה בשתי דרכים - על ידי שימוש במיקום שלהן, או על ידי שימוש במיקום ובמהירות שלהן. הדרך השנייה היא בעייתית, כיוון שמדידת המהירות תלויה בידיעת המיקום בצורה טובה (כיוון שבמרחקים עליהם מדובר התרחבות היקום כבר מוסיפה לגלקסיות מהירות בכיוון הרחק מאיתנו שדומה למהירות שלהן ביחס לגלקסיות בסביבתן), מה שהרבה פעמים אין לנו, ולכן לרוב משתמשים בשיטה הראשונה על מנת למצוא את המבנים. בשיטה הזו מודדים את המרחק אל הגלקסיות ומציירים אותן במודל תלת ממדי. לאחר מכן בודקים אילו גלקסיות נמצאות קרוב אחת לשנייה, ואוספים אותן ביחד, מעין "חבר את הנקודות" קוסמי.
תמונה של צביר העל החדש מתוך המאמר בנייצ'ר.


 אך לשיטה הזו גם יש בעיות; במרחקים שבהם מדובר אנחנו כבר לא מסוגלים לראות גלקסיות חיוורות, שמהוות את מרבית הגלקסיות ביקום, כך שהנקודות שנותר לנו להשתמש בהן הן רק מספר קטן יחסית של גלקסיות בהירות מאוד. זה אומר שישנם אזורים שבהם אנחנו לא רואים גלקסיות, אך שיתכן שיש בהם המוני גלקסיות חיוורות שמקשרות בין אזורים מלאי גלקסיות אחרים, ולכן יתכן שאנו מפספסים חקים במבנים. כאן נכנסת השיטה השנייה, שמשתמשת גם במהירויות. אמנם יש לנו הרבה פחות גלקסיות שאנו יודעים בצורה טובה גם את המיקום וגם את המהירות שלהן, אך ברגע שאנו משתמשים בנתונים האלו אנחנו צריכים גם הרבה פחות גלקסיות, כי באמצעות המהירות אנחנו יכולים לשרטט קווי זרימה - קווים שמראים כיצד נעות הגלקסיות, ושיכולים לתת מושג טוב לגבי המבנה הגדול. זה מה שעשתה הקבוצה, ולאחר שבדקה את המהירויות של גלקסיות בסביבתנו גילתה שלמעשה המבנה שהכרנו עד היום הוא חלק ממבנה גדול יותר.
התגלית הזו התפרסמה במאמר במגזין נייצ'ר, שהוא היום מגזין המדע הגדול והחשוב ביותר, ויחד עם המאמר יצא גם סרטון יפהפה שמתאר את התגלית וששבר את שיאי הצפייה לסרטון של המגזין (כבר קרוב ל3 מליון צפיות בזמן כתיבת הרשומה!). הדברים מוסברים בצורה טובה בסרטון, ואין כמו לראות את הדברים האלו בעיניים בשביל להבין על מה מדובר, אז אני ממליץ מאוד לגשת ולצפות בו. תהנו!


יום שישי, 21 בנובמבר 2014

It's coming right for us!

בימים האחרונים גיליתי שמשהו שלמדתי כעובדה מוכרת למעשה היה השערה עד לפני זמן לא רב.
כמעט כל חובב חלל שמע שאנדרומדה ושביל החלב נמצאות במסלול התנגשות, ושהן אמורות להתחיל להתמזג בעוד כ5 מליארד שנה. זה לא מגיע משום מקום, זו עובדה שמועברת גם לסטודנטים באוניברסיטה, והיא מתבססת על כך שלאנדרומדה נמדדה הסחה לכחול, דבר שהיה ידוע כבר כמעט מאה. למי שלא מכיר, הסחה לאדום והסחה לכחול הן שני קצוות של מה שנקרא אפקט דופלר - כאשר גוף נע ומשדר גל בעל תדירות מסויימת, הגל הזה נקלט שונה עבור צופים שהגוף המשדר נע אליהם ומהם. הדוגמה המוכרת ביותר לעניין היא כאשר אנו עומדים ליד כביש ומכונית נוסעת לכיווננו ואז חולפת על פנינו ומתרחקת מאיתנו; כל זמן שהיא מתקרבת אלינו, הרעש שלה נשמע לנו בתדירות גבוהה יותר, וכשהיא מתרחקת התדירות פתאום נשמעת נמוכה יותר. זה בדיוק אפקט דופלר, והוא עובד גם על גלים אלקטרומגנטיים כמו אור, רק שעבור אור נוח לנו לחשוב על אורכי גל שאנו מכירים - האור הנראה. האור הנראה, זה שאנו רואים מהשמש, הוא בעיקרו צהוב. אם הוא מוסח לתדירויות נמוכות יותר, הוא נעשה אדום. אם הוא מוסח לתדירויות גבוהות יותר, הוא עובר להיות כחול יותר. על כן נהוג להשתמש ב"הסחה לאדום" ו"הסחה לכחול" כדי לתאר גוף שנע הרחק מאיתנו או לעברנו, בהתאמה. באסטרופיזיקה זה דבר שימושי ביותר, כיוון שזה מאפשר לנו לגלות את המהירות של גלקסיות גם מבלי שנוכל למדוד את התנועה שלהן - צריכים לעבור אלפי שנים, לפחות, לפני שנוכל לזהות את התנועה של גלקסיה מרוחקת על רקע הגלקסיות המרוחקות אף יותר.

שביל החלב, כפי שהוא נראה בשמי כדור הארץ.

אולם אפקט דופלר נותן לנו רק את המהירות הרדיאלית - כלומר, את המהירות של העצם הנע לכיווננו או הרחק מאיתנו, ולא נותן לנו את המהירות בכיוונים אחרים. במקרה של אנדרומדה, זה אומר שידענו שהיא נעה לכיווננו, אבל לא ידענו מה המהירות שלה בכיוון הניצב לכך. למעשה, מספיקה מהירות לא גדולה (יחסית) בכיוון הניצב על מנת ששתי הגלקסיות יחלפו אחת על פני השניה או רק יגעו אחת בשנייה בקצוות. הבעיה היא שלמדוד את המהירות הניצבת זה מסובך מאוד, כפי שהסברתי לפני כן, ולכן למעשה עד לא מזמן לא באמת ידענו שהגלקסיות הולכות להתנגש. אבל זה השתנה, היות וקבוצת מדענים הצליחה (ב2012; זה לא מחקר חדש, אך הוא היה חדש לי), בעבודה מאוד מרשימה, למדוד את המהירות של אנדרומדה על פני כיפת השמיים ולהראות שאם יש כזו, היא קטנה בהרבה מהמהירות שלה לכיווננו, ועל כן הגלקסיות אכן הולכות להתנגש חזיתית. הצורה שבה הם מדדו את המהירות הניצבת של אנדרומדה היא על ידי שימוש בתמונות מטלסקופ החלל האבל, שכבר כעשור ויותר מצלם כוכבים באנדרומדה. על ידי השוואת תמונות מזמנים שונים ניתן היה להסיק את המהירות של כל כוכב על פני כיפת השמיים, ומתוך איסוף המהירויות של מספיק כוכבים ניתן היה להסיק את המהירות של הגלקסיה כולה ולראות שהיא אכן מתקדמת להתנגשות חזיתית איתנו.



גלקסיית אנדרומדה, בתמונה מ1899 (!)

אך קבוצת המדענים לא הסתפקו באישוש של רעיון בן עשרות שנים, מרשים ככל שזה יהיה; הם גם עשו סימולציה שמדגימה כיצד יראו השמיים של כדור הארץ במהלך ההתנגשות הזו (כלומר, איך הם יראו אם כדור הארץ ישאר פחות או יותר במיקומו הנוכחי, מה שלא מובטח כלל בפרקי זמן באורך שכזה). תמונות נבחרות מתוך הסימולציה ניתן לראות בתמונה שלמטה, והן מאוד מרהיבות. מספרתי את התמונות, והנה ההסבר שלהם למה מתרחש בכל תמונה:
1. השמיים כפי שהם נראים היום; ניתן לראות את הפס של שביל החלב, ואנדרומדה נראית כנקודה בהירה בחלק השמאלי העליון.
2-3. השמיים בעוד שני מליארד שנה ובעוד 3.75 מליארד שנה; אנדרומדה מתקרבת וגדלה עד שהיא ממלאת את השמיים.
4-5. ההתנגשות מתחילה לתת את אותותיה, כשהמוני כוכבים נוצרים וממלאים את השמיים יחד עם הכוכבים של אנדרומדה שנוספו.
6. ארבעה מליארד שנה; אחרי שחלפו אחת דרך השנייה, שתי הגלקסיות מעוותות.
7. 5.1 מליארד שנה; שתי הגלקסיות נופלות שוב אחת אל עבר השנייה. יש הרבה פחות יצירת כוכבים היות והגז מוצה במעבר הקודם. הליבות של שתי הגלקסיות נראות כשני אזורים בהירים במיוחד בתמונה.
8. 7 מליארד שנה; הגלקסיות התמזגו לגלקסיה אליפטית גדולה, שהליבה שלה בוהקת בשמי הלילה (שהם הרבה יותר בהירים).



אז עכשיו אתם יכולים לחזור ולספר לחברים שלכם שאנחנו עומדים להתנגש ולהתמזג עם אנדרומדה, הפעם בידיעה שזה מגובה על ידי מחקר אסטרונומי.




להרחבה בנושא, אתם מוזמנים להיכנס אל עמוד הפרוייקט.

יום רביעי, 15 באוקטובר 2014

שימושית היא הלבנה

קרניים קוסמיות הן משהו שמאוד מסקרן אסטרופיזיקאים. מדובר בחלקיקים בעוצמה אדירה, שהמקורות שלהם לא לגמרי ברורים, ושלא ברור איך הם מקבלים מהירויות כל כך גדולות. ובתוך הקרניים הקוסמיות קיימת תת קבוצה, שנקראת UHECR (ראשי תיבות של Ultra High Energy Cosmic Rays, קרניים קוסמיות בעוצמה אולטרה גבוהה), שהמקור שלה כלל לא ידוע ועוצמות החלקיקים בה הן באמת פנטסטיות - עד פי עשרות מליונים מהעוצמה הגבוהה ביותר שאנחנו מסוגלים להאיץ אליה חלקיקים כיום במאיץ החלקיקים החזק ביותר שלנו!

חלקיקים בעוצמות כאלו כמעט בלתי אפשרי לגלות ישירות באמצעות הגלאים שיש לנו כיום. אם זה לא מספיק, החלקיקים ברובם מתנגשים בחלקיקים באטמוספירה ומתפרקים; אך זה דווקא הדבר שמאפשר לנו לגלות אותם. כאשר החלקיקים מתפרקים, הם מתפרקים לחלקיקים שהם עדיין בעלי עוצמה גבוהה, וממשיכים לנוע בכיוון דומה לזה של החלקיק המקורי, ולכן גם הם פוגעים בחלקיקים באטמוספירה ומתפרקים; בצורה שכזו נוצר "מפל חלקיקים" שבסופו של דבר מגיע לקרקע. מפלי חלקיקים שכאלה יכולים להיות רחבים מאוד בשלב שבו הם מגיעים לקרקע, ברוחב של כמה קילומטרים, אבל על ידי פיזור הרבה גלאים קטנים (מה שנקרא מערך גלאים) בטווח של כמה קילומטרים ניתן לגלות שמפל שכזה התרחש ולהסיק לאחור איזה חלקיק התחיל את השרשרת, ומה הייתה האנרגיה של אותו חלקיק.


הדמיה של מפלי חלקיקים מקרניים קוסמיות

אך UHECR הן די נדירות, והסיכוי שמפל חלקיקים יתרחש בדיוק מעל מערך הגלאים הוא קטן, ולכן מספר הגילויים כרגע הוא לא גבוה, כ15 לשנה. הקהילה המדעית בחיפוש מתמיד אחר שיטות נוספות לגלות UHECR, וכעת הוצעה שיטה כזו, שמתוכננת להשתמש במערך הקילומטר הרבוע (Square Kilometer Array; SKA) ובירח. הSKA הוא מערך טלסקופים שבשלבי תכנון כרגע, ושאמור להבנות ב2018-2020 (שמו מגיע מכך שכאשר תסתיים בנייתו, שטח הפנים של כל הטלסקופים הקטנים שבו אמור לעלות על קילומטר רבוע). מדובר באוסף של טלסקופי רדיו שימוקמו במקומות שונים על פני כדה"א שבהם זיהום הרדיו הוא נמוך (בעיקר באיזורים באפריקה ואוסטרליה, בהם כמעט ואין בני אדם שמשדרים את מרבית גלי הרדיו שמפריעים לקליטה), וביחד ישמשו כאנטנת רדיו ענקית (הגדולה ביותר שנבנתה אי פעם), מה שנותן לטלסקופ רגישות שלא נראתה כמוה - רגישות שאמורה להספיק כדי לגלות הבזקים קצרצרים וחלשים של קרינת רדיו שנפלטים כUHECR פוגעת במשטח הירח. מכיוון שלירח יש שטח פנים די גדול, זה אמור להגדיל משמעותית את הקצב שבו אנו מגלים UHECR, מכ15 בשנה כיום לכ150 בשנה, מה שיאפשר לנו ללמוד רבות על החלקיקים האנרגטיים האלו, ואולי אפילו להבין משהו על מקורם.

הדמיית אמן של האזור המרכזי של מערך הקילומטר הרבוע

יום רביעי, 1 באוקטובר 2014

מחשבים עומדים להחליף את האנושות!

לפחות, זו התכנית בכל מה שנוגע לזיהוי הצורות של גלקסיות.
אני מניח שרוב מי שקורא את הבלוג יודע שאסטרופיזיקאים נוטים להבדיל בין גלקסיות ספירליות לגלקסיות אליפטיות. ובכן, מסתבר שלא כל כך פשוט להבחין ביניהן. כלומר, לעין האנושית דווקא די קל, במרבית המקרים, אבל קשה מאוד לתרגם את האבחנה האנושית לקוד מחשב שמסוגל לבצע את האבחנה באותה רמה או יותר. וזה רק כשמדובר על האבחנה של קוסמולוגים, בין שני סוגים של גלקסיות; אסטרונומים מבחינים בין עשרות תת סוגים... מכיוון שכך, אסטרונומים נאלצים להסתמך על עיניים אנושיות כדי לסווג גלקסיות שנקלטות בטלסקופים, אך הזמן שזה לוקח הוא הרבה מעבר למה שצוות קטן של אסטרונומים יכול להתמודד איתו. בשביל להתמודד עם הבעיה הזו, והיות ובשביל לסווג גלקסיה על פי מראית עין לא צריך הכשרה מדעית ארוכה, החלו אסטרונומים בפרוייקטים של "מדע אזרחי" - פרוייקטים שבהם אנשים מן השורה מבצעים מלאכות מדעיות שאינן דורשות הרבה ידע או הכשרה, אך דורשות הרבה זמן - על מנת לסווג את הגלקסיות. כמובן שהסיווג של אדם בודד ללא ההכשרה והנסיון של אסטרונומים אינו אמין באותה מידה, אך ההגיון והנסיון מראים שכאשר מספר אנשים מסתכלים על אותה תמונה של גלקסיה וכולם מסכימים על הסיווג, ההסכמה של הסיווג עם סיווג של אסטרונומים מנוסה היא לרוב גבוהה מאוד, ובשיטה הזו עובדים ה"אזרחים המדענים". דוגמה אחת של פרויקט שכזה היא "גן החיות של הגלקסיות" (Galaxy Zoo), פרוייקט שהחל לפני כמה שנים, ובו סווגו כ300 אלף גלקסיות בשלוש השנים האחרונות (גם אתם יכולים להירשם ולסווג!).

אסטרונומים אוהבים לסווג...
(לחצו על התמונה בשביל לראות אותה בגודלה המקורי)




אך הקצב שבו טלסקופים מגלים גלקסיות חדשות גבוה בהרבה ממה שכל קבוצה של "מדענים אזרחים" יכולה להתמודד איתו, ולכן יש צורך למצוא חלופות. החלופה המתבקשת היא כמובן למצוא אלגוריתם פשוט שידע להבחין בין כל סוגי הגלקסיות, אך אנחנו לא שם. חלופה אחרת שמנסים בשנים האחרונות לפתח היא זו של למידת מכונה (machine learning). זהו תחום במדעי המחשב שמתמקד בכתיבת תוכנות שיודעות ללמוד בעצמן. לא מדובר בבינה מלאכותית של ממש, אבל התחום בהחלט מתקדם בשנים האחרונות, וישנם כל מיני הישגים מעניינים מאוד שיוצאים ממנו. הבעיה היא שעל מנת שמכונה תוכל ללמוד בצורה היעילה ביותר, היא זקוקה למדגם גדול ומדויק ככל האפשר של מהם "זיהויים חיוביים" ומהם "זיהויים שליליים"; כלומר, מה מתאים להיכנס לרשימה ומה לא. מספר הגלקסיות שסווג על ידי אסטרונומים הוא לא עד כדי כך גדול, וזה מגביל את ההתקדמות של הכיוון הזה.
ובכן, לפני מספר ימים התפרסם טקסט באתר arXiv.org שבו מספר כותבים מציגים תוצאות של מחקר שערכו ושבו לקחו מידע מסיווגים של "מדענים אזרחים" והעבירו אותו דרך קוד "מכונה לומדת" שכתבו, כך שהקוד יוכל להגיע למצב שהוא מסווג בעצמו. לטענתם, רמת הדיוק של הסיווג של הקוד שלהם גבוהה מאוד, לפחות בסוגים מסויימים של גלקסיות. אם הדברים הם אכן כפי שהם מוצגים, זה יכול לסמן נקודת מהפך, כך שבעתיד הנראה לעין כבר נוכל לסווג את כל הגלקסיות שנצפות. בעידן שבו סקרי הגלקסיות הבאים אמורים לצפות במליארדים רבים של גלקסיות, זה דבר חשוב מאוד.



דוגמה לאיך סוגים שונים של גלקסיות נראים בזמנים שונים בהתפתחות היקום. כאילו היה חסר סיבוך בסיווג הגלקסיות.

דבר נוסף שמעניין בעיני הוא שהכותבים פרסמו את הטקסט בפורמט מאוד פשוט, שלא מתאים לאף זו'רנל, ויתכן שזה רומז שהם לא מתכוונים לשלוח את המאמר לאף ז'ורנל אלא להשאיר את הבדיקה שלו לכל הקהילה שמתעניינת בנושא ושנחשפת למאמר דרך האתר arXiv.org. וזו הזדמנות מצוינת בעיני להסביר מה זה האתר הזה - מדובר באתר שאוסף טקסטים מדעיים שנשלחים אליו (בעיקר בפיזיקה, אך גם בתחומים נוספים, כמו מדעי המחשב) ומפרסם אותם לאחר מעבר בסיסי ביותר, מבלי להעביר אותם ביקורת עמיתים. עם זאת, כיום מדובר באתר שדרכו כנראה נחשפים מרבית הפיזיקאים למרבית המידע החדש בתחום, וזאת מכיוון שהאתר מרכז אליו את כל המאמרים (כולל מספר מצומצם של מאמרים ישנים, שנסרקים או מוקלדים על ידי מתנדבים, וטקסטים נוספים שאינם נשלחים לז'ורנלים) שיוצאים בפיזיקה, פחות או יותר, פעמים רבות חודשים לפני שהמאמר מתפרסם, והאתר פתוח לכל אדם מכל מקום (ז'ורנלים מדעיים מחייבים תשלום על מנת לצפות במאמרים, ועל כן לרוב מדענים יכולים לצפות בהם רק מהאוניברסיטאות, שלהן הסכמים עם הז'ורנלים). כמובן שהמידע פעמים רבות צריך להילקח בעירבון מוגבל, מכיוון שלא בהכרח כבר עבר ביקורת עמיתים רצינית, אך מכיוון שנחשפים אליו הרבה מאוד אנשים שמתעסקים בתחום קורים מקרים בהם מדען אחר שעוסק בתחום רואה בעיה במאמר ומעיר, או מנהל דיון עם כותבי המאמר, כך שעד שהמאמר מגיע לפרסום בז'ורנל הוא כבר יכול היה לעבור כל מיני תיקונים שלא בהכרח היה עובר בתהליך הפרסום בז'ורנל (שם המאמר נחשף רק לבוחן אחד או שניים, לרוב). מדובר בתופעה שחדשה יחסית במדע, ובעיני היא מרתקת. כמובן שזה לא מחליף לחלוטין את הז'ורנלים המבוססים, אבל אלו בהחלט צעדים לקראת עתיד מעניין במדע.

יום שישי, 26 בספטמבר 2014

איפה הן, הצעירות ההן?

חלק חשוב במחקר בתחום הקוסמולוגיה הוא ללמוד על התפתחות הגלקסיות. מכיוון שאיננו יכולים ליצור לנו יקום קטן במעבדה ולראות מה באמת קורה, ומצד שני איננו יכולים גם לשבת ולצפות בגלקסיה מסוימת ולחכות ולראות מה קורה לה (מכיוון שמדובר בתהליך של מליארדי שנים), אין לנו ברירה אלא להסיק את ההתפתחות הזו מתוך צפייה בכמות גדולה של גלקסיות - אם נצפה במספיק גלקסיות, כל אחת בשלב אחר של ההתפתחות, אנחנו מקווים שזה יוכל ללמד אותנו על שלבים ותהליכים בהתפתחות. אך בשביל לעשות את זה, עלינו לצפות בכמה שיותר גלקסיות, וסכמה שיותר שלבי התפתחות, כולל המוקדמים ביותר - וזו בעיה.
זו בעיה מכיוון שככל שהיקום מזדקן, הוא גם מתרחב, והתנאים משתנים, ובנוסף החומר הבראשיתי ממנו נוצרות הגלקסיות (מימן והליום) הולך ונבלע לתוך גלקסיות אחרות, כך שככל שהיקום זקן יותר הסיכוי שתיווצר גלקסיה חדשה הולך וקטן. פועל יוצא מזה הוא שבשביל לצפות בגלקסיות צעירות מאוד, עלינו להסתכל ליקום המוקדם מאוד, וזה אומר להסתכל רחוק מאוד; דבר לא קל, במיוחד בהתחשב בעובדה שגלקסיות צעירות הן לרוב קטנות יותר.

DDO 68 - אפשר לשאול בת כמה את?





בהינתן כל ההקדמה הזו, לא פלא שיש התרגשות קלה סביב הגלקסיה DDO 68 (או UGC 5340, היא עונה לשני השמות). הגלקסיה, שמסתה המשוערת היא כ400 מליון מסות שמש (בערך פי 1000 פחות משביל החלב), נראית על פי כל הסימנים שיש לנו כרגע כצעירה מאוד - ההרכב הכימי שלה, על פי מה שראינו עד עכשיו, מורכב ממעט מאוד מתכות, מה שאומר שלא הרבה כוכבים הספיקו להבשיל ולמות ולהפיץ את המתכות שנוצרות בהם ברחבי הגלקסיה. זה כבר הופך אותה למועמדת מעניינת, אבל מה שבאמת מעניין בה הוא המרחק שלה - כ39 מליון שנות אור. זה אולי נשמע כמו הרבה, אבל ביחס למרחקים אליהם אנחנו נאלצים לצפות כדי לראות גלקסיות צעירות כל כך (כמה מליארדי שנות אור, בד"כ), זה ממש כלום.

טלסקופ החלל האבל
כפי שציינתי, זה כמובן גורם להתלהבות, אך גם לסקפטיות, כפי שניתן לצפות מקהילה מדעית סביב תגלית חדשה. ישנם מדענים שחושבים שהגלקסיה אינה צעירה כפי שהיא נראית, ושתצפיות מעמיקות יותר יאפשרו לנו לראות אור מכוכבים זקנים יותר או להיווכח שבגלקסיה יש יותר מתכות ממה שאנו חושבים כרגע. לשם כך הוקצו שעות תצפית של טלסקופ החלל האבל, שצפה בגלקסיה ואסף אליו את האור שמגיע ממנה. כרגע המידע שנאסף נמצא בניתוח, וכאשר יסיימו למצוא את המודל המתאים לגלקסיה, נוכל לדעת האם אכן מדובר בגלקסיה צעירה בחצר האחורית שלנו, או בגלקסיה מבוגרת שמסתירה את גילה היטב.

למעוניינים - קישור לסרטון קצר ויפה שמראה את הגלקסיה החדשה בתמונה של האבל.

יום שני, 1 בספטמבר 2014

הבטחות יש לקיים! או - ספארקי, התינוקת העצומה

שלשום בתכנית החללית חרגנו מהזמן, ולכן לא הספקתי להעביר את אחד האייטמים שהכנתי, והבטחתי לכתוב עליו כאן. ובכן, אני לרוב אני מקיים הבטחות, גם אם זה לוקח לי זמן! (כן, יש עוד שאלה שהבטחתי לענות עליה, ואגיע אליה. באמת!)
ובכן, לעניין. האייטם שהכנתי לתכנית עוסק בגילוי של גלקסיה שנמצאת בשלב מאוד מוקדם בתהליך ההווצרות שלה. הגלקסיה, שמכונה ספארקי (Sparky), התגלתה ביקום המוקדם (לפני כ11 מליארד שנה), והיא מאוד מסיבית וצפופה ביחס לזמן המוקדם הזה - יש בה פי שניים כוכבים מאשר בשביל החלב, וכל זה באיזור שקוטרו קטן משמעותית מזה של שביל החלב (כ6000 שנות אור בספארקי לעומת כ100,000 שנות אור בשביל החלב). בנוסף לזה, היא מייצרת כוכבים בקצב מטורף, גבוה עד פי שלושים מזה של שביל החלב (ולכן הכינוי Sparky, מלשון ניצוצות). גלקסיה צפופה כל כך לא יכולה להווצר ביקום היום, מכיוון שהוא הרבה פחות צפוף ממה שהיה אז. אם זה לא מספיק, ככל הנראה היא יצרה כוכבים בקצב גבוה לפחות מליארד שנה לפני הזמן שבו אנו רואים אותה, ובחלק מהזמן אף בקצב גבוה משמעותית ממה שאנו רואים כיום.

אילוסטרציית אמן שמציגה את שמי הלילה בספארקי


למרות כמות הכוכבים שבה, ספארקי מאוד חיוורת, והיה צורך להיעזר בתצפיות ממגוון של טלסקופים, כולל טלסקופי החלל האבל ושפיצר, ועוד כמה מהטלסקופים הגדולים והמשוכללים ביותר, על מנת לזהות אותה ולאבחן את התכונות שלה בצורה מדוייקת. שימוש בכל כך הרבה מקורות הוא כלל לא פשוט, וזה מרשים. גלקסיות שיוצרות הרבה כוכבים יוצרות גם הרבה אבק, ולכן היה קשה מאוד למצוא את הגלקסיה הזו; עצם זה שמצאו אותה זו תגלית, מכיוון שלא ראו גלקסיה כזו בעבר, ויתכן ויש עוד הרבה גלקסיות כאלו שמוסתרות יותר על ידי האבק ולכן אנחנו לא יכולים לראות אותן. זה משמעותי מכיוון שגלקסיה שכבר בשלב צעיר כל כך יש לה כל כך הרבה כוכבים, מרבית הסיכויים שתגדל להיות גלקסיה אליפטית ענקית, שביקום של היום תהיה כמעט ללא יצירת כוכבים. ההנחה הבסיסית עד היום הייתה שבגלקסיות כאלה תמיד יהיה גרעין גלקטי פעיל (AGN, חור שחור סופר מסיבי שנופל אליו המון גז ובעקבות כך פולט המון קרינה) שיחמם את הגז וימנע קצב יצירת כוכבים גבוה לאורך זמן, אולם כאן לא נצפה AGN וכמו כן יש עדויות ליצירת כוכבים בקצב גבוה ולאורך זמן, מה שאומר שככל הנראה יש דרך נוספת שבה הגלקסיות הענקיות האלה יכולות להתפתח.
זה שלא רואים בגלקסיה AGN זה מסקרן מאוד. בשביל שגלקסיה תוכל ליצור כוכבים בקצב כל כך גבוה לאורך זמן חייבת להיות לה אספקת גז שוטפת, כלומר שיש גז שנופל אליה כל הזמן. עם כמות כזו של גז, הציפייה הסטנדרטית היא שחלק ממנו יפול למרכז הגלקסיה, היכן שנמצא החור השחור, וזה אמור להצית את המצב הפעיל של גרעין הגלקסיה ולשחרר קרינה. משהו מונע מהגז ליפול אל החור שחור; יתכן שהכמות הגדולה של הכוכבים הצעירים משחקת כאן תפקיד, ושהקרינה מהם מונעת מהגז ליפול ממש עד למרכז. בכל מקרה, מדובר בתגלית שמשנה את החשיבה שלנו על הווצרות גלקסיות מאסיביות, ואין ספק שכעת יהיה מאמץ למצוא גלקסיות נוספות כמו ספארקי.

יום חמישי, 14 באוגוסט 2014

שאלה מהקהל - הסחה לאדום בגלקסיות


במהלך שהותי במילואים הגיעה לעמוד שאלה מאת רוני קובלסקי (ואני מקווה שאייתתי את זה נכון), שלטעמי היא שאלה חשובה ושניתן ללמוד ממנה הרבה. רוני היה נחמד מאוד והסכים שאפרסם את השאלה שלו ואענה עליה בפומבי. תודה רוני!

השאלה:
איך משפיעים החומר האפל או/ו האנרגיה האפלה על היסט הדופלר של הגלקסיות? אם החומר האפל מספיק מסיבי בכדי להוסיף מהירות זוויתית, האם אותו חומר אפל לא מוסיף גם כמות נכבדה להיסט לאדום? האם יכול להיות שגלקסיות רחוקות יותר ועתיקות יותר מכילות יותר חומר אפל?

התשובה:
לפני שאוכל להתייחס לשאלה עצמה, כדאי שאסביר את המושגים בהם אשתמש במהלך הרשומה הזו (והם יכנסו לאחר מכן למילון המושגים).
ראשית מעט על מה זה בכלל הסחה לאדום - כשמדברים על קרינה אלקטרומגנטית כמו אור נראה, יש לה תדירות מסוימת. ישנם אפקטים מסוימים שיכולים לגרום לתדירות של הקרינה להשתנות, לזוז במעלה או במורד הספקטרום. כאשר הקרינה מוזזת לתדירות נמוכה יותר, זה מכונה הסחה לאדום (כיוון שאור אדום הוא בתדירויות הנמוכות של הספקטרום הנראה; כך שאם מזיזים אור נראה כלפי מטה מקבלים אור אדום יותר). בצורה דומה, הסטה לתדירות גבוהה יותר מכונה הסחה לכחול.


הסחה לאדום של ספקטרום. משמאל - הספקטרום המקורי. מימין - הספקטרום לאחר ההסחה. כפי שניתן לראות, הקווים נעו לכיוון האדום.


כפי שציינתי, יש מספר אפקטים שיכולים לגרום להסחה לאדום/כחול. המוכר שבהם הוא אפקט דופלר - כאשר מקור הקרינה נע ביחס לצופה, הדבר גורם ל"כיווץ" של הגלים, ועל כן הצופה מקבל את הקרינה בתדירות גבוהה יותר  - כלומר שיש הסחה לכחול. בצורה דומה, כאשר המקור נע הרחק מהצופה, הקרינה מוסחת לאדום. אפקט זה לא מוגבל לקרינה, כמובן, אלא תופס לכל מקור של גלים. אחת הדוגמאות המפורסמות ביותר היא של גלי קול - כאשר מכונית מתקרבת לעברכם תדירות הקול שאתם שומעים גדלה, בעוד שכשהיא מתרחקת התדירות יורדת. על כן המכונית נשמעת שונה כאשר היא נעה לעברכם מאשר כאשר היא נעה אתכם או הרחק מכם.
אפקט נוסף שיכול לגרום להסחה לאדום הוא הסחה לאדום כבידתית, וזה האפקט שרוני התייחס אליו. מדובר באפקט שנובע מיחסות כללית, שקובע שאור מושפע מכבידה, וכאשר אור יוצא מבאר כבידה התדירות שלו צריכה לקטון - כלומר שיש הסחה לאדום. בצורה דומה, כאשר האור יורד במורד באר כבידה, התדירות שלו מוסחת לכחול.


http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6d/Gravitational_red-shifting2.png
הסחה לאדום כבידתית - ככל שהאור מתרחק ממרכז באר הכבידה (כוכב, במקרה הזה), הוא מוסח לאדום, אם כי האפקט מוגזם בתמונה על מנת שניתן יהיה לראות את ההבדל.

כעת ניתן לחשוב בצורה מסודרת על השאלה של רוני, וגם לענות עליה. אנו יודעים שלפי תאוריית המפץ הגדול והתרחבות היקום, ככל שגלקסיה רחוקה יותר, היא גם נעה במהירות גדולה יותר מאיתנו. זה אומר שככל שגלקסיה רחוקה יותר, ההיסט שלה לאדום יהיה גדול יותר, ולכן אם נוכל למדוד קרינה שמקורה בגלקסיה שאנו בוחנים ושאנחנו יודעים מה אמורה להיות התדירות שלה במקור, נוכל לגלות את מרחק הגלקסיה על פי ההסחה לאדום שלה. זה אכן מה שעושים, באמצעות מה שנקרא "נרות סטנדרטיים" (מקורות קרינה שהם כל כך אחידים שאנחנו מכירים את הספקטרום שלהם מצוין, ולכן יכולים לדעת בדיוק טוב מה ההסחה לאדום שלהם). אבל גלקסיות יושבות בתוך הילות של חומר אפל, שמסיביות הרבה יותר מהגלקסיות עצמן. רוני שואל האם לא יתכן שההסחה לאדום שאנו מודדים היא למעשה אפקט של האור שנחלץ מבור הכבידה של הילת החומר האפל?
ובכן, האפקט הזה קיים, אבל הוא לא גדול ביחס להסחה לאדום שנובעת מאפקט דופלר (כלומר מהמהירות של הגלקסיות ביחס אלינו), ונלקח בחשבון כאשר מחשבים את המרחקים של הגלקסיות. יש לזכור שגם אנחנו יושבים קרוב למרכז של הילת חומר אפל, ולכן האור עובר הסחה לכחול כשהוא מגיע אלינו, אפקט שמבטל חלק מההסחה לאדום שנוצרת בזמן הבריחה שלו מההילה ממנה יצא. בנוסף, כאשר יש מספר דרכים לחשב את ההסחה לאדום (למשל, אם יש מספר מקורות קרינה מאותה גלקסיה), ניתן לכייל טוב יותר את האפקט שיוצרת ההסחה לאדום הכבידתית, כך שבסופו של דבר אנו די בטוחים במדידות המרחקים שלנו, בוודאי שמספיק בשביל שלא יהיה סביר שכל מה שאנחנו חושבים על היקום שגוי ולמעשה הגלקסיות שנראות לנו רחוקות יותר הן פשוט מסיביות יותר. :)



אני רוצה לחזור לנקודה האחרונה של רוני, אך מכיוון אחר. את השאלה הזו ניתן לשאול מבלי קשר להסחה לאדום הכבידתית, ולמעשה היא נשאלת כל הזמן- הקשר בין גיל הגלקסיה למסה שלה הוא קשר בסיסי שאנחנו מנסים להבין בצורה טובה יותר כל הזמן, והוא לא פשוט. יש כאן מספר דברים מעט מבלבלים שצריך לשים אליהם לב - גלקסיות שאנחנו רואים רחוקות מאוד הן אמנם גלקסיות שהיום הן גלקסיות זקנות, אבל אנחנו רואים אותן בזמן מוקדם, ולכן צריך לשפוט את הגיל שלהן ביחס לגיל של הגלקסיות שמסביבן. באופן כללי, לא נהוג לדבר על הגיל של גלקסיות היום אלא על הגיל שלהן בזמן שרואים אותן, מכיוון שאין אפשרות לראות איך הן נראות כיום. גלקסיות שרואים אותן בזמן מוקדם הן ככל הנראה צעירות בהרבה מגלקסיות שרואים כיום, אך יתכן שביחס לסביבה שלהן הן זקנות.
אם כן, ההבנה הנוכחית שלנו בנושא קובעת שגלקסיות צוברות עוד מסה ככל שהן מזדקנות, אולם שבממוצע, גלקסיות ביקום המוקדם הן בעלות פחות מסה מגלקסיות היום. האם גלקסיות בגיל זהה אז והיום הן בעלות מסה זהה? ובכן, זה נושא פתוח שנמצא בויכוח תמידי. יתכן ואמצא עדכונים בנושא בעתיד ואביא אותם כאן (או בעמוד הפייסבוק). הישארו בהאזנה!

יום שני, 30 ביוני 2014

חייהם ומותם של הכוכבים הראשונים

לפני כמה שבועות הרצה בסמינר המחלקתי ד"ר דן וויילן הרצאה שהוא נתן לה את הכותרת "למצוא את הפיצוצים הגדולים ביקום". ההרצאה התמקדה בכוכבים ראשוניים והפיצוצים שלהם. כוכבים ראשוניים (אוכלוסייה III) הם כוכבים ענקיים שנוצרו מוקדם מאוד וחיו זמן קצר מאוד. הם הכוכבים הראשונים שנוצרו ביקום, ולכן חומרי הבנייה היחידים שהיו להם הם מימן והליום (ואלקטרונים חופשיים), מה שחייב אותם להיות מאוד גדולים (25-500 מסות שמש, ואולי אף יותר!) בשביל להתחיל היתוך גרעיני, דבר שבתורו דן אותם לחיים קצרים (2-3 מליון שנים, הרף עין ביחס לחיי כוכבים של היום) לפני שהתפוצצו כסופרנובות. מכיוון שהם מורכבים רק ממימן והליום, הסיכוי שיש כאלו ביקום של היום הוא קלוש עד אפסי, מה שאומר שצריך לחפש אותם ביקום המוקדם - אבל זה רחוק מאוד, ולכן לא ניתן יהיה לזהות כוכבים בודדים באף טלסקופ שמתוכנן כרגע (כולל אלו שמתוכננים לעוד יותר מעשור). מה שכן ניתן לזהות זה את הסופרנובות כשהם מתפוצצים, ומהן אולי ללמוד על הכוכבים עצמם.

ערפילית הסרטן, שהיא שארית מסופרנובה

למרות שיש רק מימן, הליום, ואלקטרונים חופשיים, יש מעל 400 אינטראקציות חופשיות, דבר שהופך כל נסיון לעשות סימולציות של הכוכבים הראשונים למסובך מאוד. זה קצת פחות נורא מאיך שזה נראה על פניו, כי לא כל האינטראקציות משמעותיות באותה מידה בכל מצב, ולכן ניתן להסתפק בכ90-100 אינטראקציות, שמהן רק חלק מופעל בכל מצב, אבל זה עדיין מסובך מכדי שניתן יהיה למדל את זה בדיוק מלא. בנוסף, מכיוון שהם חיו ביקום המוקדם, אנחנו לא יכולים לראות אותם ישירות ככוכבים בודדים, מה שאומר שאנחנו לא יכולים ללמוד עליהם מתצפיות ישירות. כל זה מוביל לכך שההבנה שלנו להווצרות ומהלך החיים שלהם עדיין לוקה מאוד בחסר. עם זאת יש דברים שאנחנו מצפים להם.
נקודה אחת שקשורה לכך היא שאף תהליך איבוד מסה בכוכבים שמוכר לנו (כמו רוח סולרית) לא צפוי לפעול במקרה של כוכבים ראשוניים, ולכן כאשר הם מתפוצצים הם מכילים את כל המסה שספחו במהלך חייהם הקצרים. העובדה הזו אומרת שכשכוכב כזה מסיים את חייו ומתפוצץ, המידע שמתקבל מהסופרנובה יכול לשפוך אור על מהלך ההתפתחות שלו.

הכוכבים הראשונים לפי דמיונו של אמן

דבר נוסף שאנו מצפים לו הוא שבכל גלקסיה נוצר כוכב אחד כזה, או לכל היותר כמה כוכבים בודדים. הסיבה לכך היא שבשלב כל כך מוקדם של היקום הגלקסיות (אם ניתן לקרוא להן כאלה, שכן עוד אין להן כוכבים) קטנות מאוד, ולכן רק במרכזן יש סביבה דחוסה מספיק בשביל שבעירה גרעינית תוצת. מצד שני, הכוכבים האלה חיים כל כך מעט זמן, ומתפוצצים בכזו עוצמה, שהרבה לפני שחלקים אחרים בגלקסיה מספיקים להתכווץ וליצור כוכבים ראשוניים נוספים, הם כבר מועשרים במתכות מהסופרנובה של הכוכב הראשון. הסיבה שיתכנו כמה כוכבים כאלה היא שישנם תהליכים שגורמים לדסקה הראשונית של הגלקסיה להתפרק למספר גושים שיכולים להיות צפופים מספיק כדי להתחיל היתוך, אבל גם אז מדובר לכל היותר במספר כוכבים קטן.
בכוכבים הראשונים יש כל מיני תופעות מאוד מעניינות, שלא קיימות בכוכבים אחרים. למשל, יש תחום מסות שבו הכוכבים האלו מתפוצצים לחלוטין, ולא משאירים מאחוריהם חור שחור או כוכב ניוטרונים. זה דבר שאנחנו לא מכירים בכוכבים אחרים, שלא יכולים להגיע למסות כאלה. דבר נוסף שייחודי לכוכבים כאלה הוא שיש מצבים בהם אלמנטים כבדים נלכדים בחור השחור או כוכב הניוטרונים במרכז הסופרנובה ולכן לא משתחררים לגז הבין כוכבי (כמובן, זה לא קורה בתחום המסות שבו אין כוכב ניוטרונים או חור שחור). עוד דבר אחד קשור להיווצרות הדור הבא של הכוכבים - יתכן וישנם גושים של מימן מסביב לכוכבים הראשונים, וזה עלול להוביל למצבים בהם חלק מהמתכות שעפות מהסופרנובה נלכדות בעננים האלה, מה שבתורו יכול לגרום להם להתקרר וליצור כוכבים חדשים מדור ב' מהר מאוד אחרי מות הכוכב הראשוני.

מודל ממוחשב של טלסקופ החלל ג'ימס ווב (JWST)

כפי שצויין למעלה, את הכוכבים הראשונים עצמם אנחנו לא מצפים לראות, אבל הסופרנובות שלהן בהחלט אמורות להיות נראות, ויכולות ללמד אותנו לגבי הכוכבים עצמם. לקראת סוף ההרצאה ד"ר ויילן דיבר מעט על משימות עתידיות שבזכותן נוכל בתקווה לחקור את הסופרנובות האלה - JWST ו-WFIRST. הראשון הוא טלסקופ החלל ג'יימס ווב, הטלסקופ העצום שנאס"א מתכננת לשלוח בעוד כמה שנים ושאמור להחליף את טלסקופ האבל (ושהזכרתי אותו כאן). השני הוא טלסקופ שמיועד להיות משוגר כמה שנים מאוחר יותר ולהיות הפרוייקט הגדול של נאס"א אחרי JWST. הסיבה שאנו מדברים על שני טלסקופים שונים הוא שיש איזון בין גודל האזור בשמיים שעליו מסתכלים לרזולוציה שאליה ניתן להגיע. JWST אמור להתמקד באזורים קטנים אך ברזולוציה חסרת תקדים, בעוד שWFIRST יסתכל על כל השמיים. ביחד הם יכולים לתת לנו נתונים משלימים.

בעוד שמרבית המדענים מדברים על כוכבים ראשונים במסות של עד 500 מסות שמש, אין מניעה תאורטית לכוכבים במסות גדולות יותר, ויש אנשים שעושים מחקרים תאורטיים לגבי כוכבים שכאלה. בין השאר, יש מדען שביצע סימולציות והראה שאם יווצר כוכב במסה של 55,000 מסות שמש (!) הוא יתפוצץ לחלוטין (ולא ישאיר חור שחור), והפיצוץ שלו יהיה כל כך חזק שהוא יקרע את הגלקסיה שלו לגזרים. כל פיצוץ שכזה ביקום אמור להיות נראה ע"י WFIRST, כך שיש למה לחכות... בנוסף, ד"ר וויילן טען שכל החורים השחורים במסות של עד 1000 מסות שמש מגיעים מכוכבים שהתפוצצו, אבל לא ברור לגבי חורים שחורים מסיביים יותר. זו שאלה חשובה, כי היא מתקשרת למקור של החורים השחורים הסופר מסיביים שקיימים במרכז כל גלקסיה ולא ברור איך נוצרו, כמו גם לרעיון שהחומר האפל הוא למעשה חורים שחורים קדומים (כלומר כאלה שנוצרו הרבה לפני הכוכבים הראשונים).

מדובר בנושא שיכול ללמד אותנו הרבה מאוד, ולכן נותר רק לקוות שהטלסקופים המדוברים ישוגרו לפי התכנית ויספקו את התצפיות שמצפים להן.

יום שבת, 14 ביוני 2014

ובצד השני של הזירה...

ביום חמישי התארח אצלנו פרופ' פיל לובין, אסטרונום ותיק, שעבד בזמנו על טלסקופ החלל COBE (הטלסקופ הראשון שהראה שיש תנודות בקרינת הרקע הקוסמית) וכיום הוא חלק מהצוות של טלסקופ החלל פלנק, שחוקר גם הוא את קרינת הרקע הקוסמית (ושעל פי הדובר, רגיש פי מליון מCOBE!). באופן לא מפתיע, הוא התמקד בהכרזה של צוות BICEP2 מלפני כחודש וחצי על גילוי ראיות לאינפלציה בקיטוב של קרינת הרקע הקוסמית. כתבתי על ההכרזה והמשמעויות שלה כאן. מאז ההכרזה, התפרסמו הרבה מאוד מאמרים בנושא, חלקם מאששים את התגלית וחלקם טוענים שהיא אינה נכונה מסיבות כאלה ואחרות. החלק הטכני של ההרצאה היה מסובך ולא מאוד מעניין, אבל הוא סיפר מספר אנקדוטות מאוד מעניינות ושיש הרבה מה ללמוד מהן, ובין השאר מעמידות בספק את ההכרזה של צוות BICEP2.

כחלק מצוות של פרוייקט ענקי, הוא הקפיד להיזהר מאוד בדבריו - בתחילת ההרצאה הוא שם שקופית שלמה של הסתייגות שהבהירה שכל המידע שמוצג בהרצאה הוא מידע שזמין באופן פומבי, ושכל דעה שמוצגת בהרצאה היא דעה אישית שלו ולא התייחסות רשמית של צוות פלנק. בהמשך התברר מדוע היה לו כל כך חשוב להדגיש את זה. אבל ביחס למישהו ששם שקופית הסתייגות שכזו, הוא סיפר כמה אנקדוטות די עסיסיות מתוך הפרוייקט... כמו למשל שהוא ואדם נוסף מהפרוייקט שיחקו עם כל מיני מפות של המידע שמגיע מפלנק, ויום אחד האדם השני הפנה את תשומת ליבו לכך שצוות הפרסום של הESA (סוכנות החלל האירופאית, שאחראית על פרוייקט פלנק) פרסמו את אחת מהמפות האלה מבלי להודיע או להתייעץ בהם.
הוא הראה מפה שכזו, והסביר שיש בה חלק ריק, ושיש חלק ריק מכמה סיבות, בין השאר סיבות פוליטיות. אם הבנתי נכון, הסיבה הפוליטית נוגעת לBICEP2, ומתקשרת לסיפור הבא:
מישהו מהפרוייקט של פלנק הרצה פעם בכנס והראה בו שקופית שהכילה גרף שלא היה אמור להתפרסם עדיין, שהכיל מידע לגבי הקיטוב של קרינת הרקע הקוסמית שמדד פלנק. מישהו אחר ככל הנראה צילם את השקופית הזו במכשיר נייד, ולאחר מכן עשה חישוב לאחור (reverse engineering) מהגרף כדי לקבל מספר כלשהו ששימש לחישוב הגרף. הדבר הזה נפוץ דרך האינטרנט, ומישהו פרסם מאמר שמתבסס על החישוב הזה. הבעיה היא שמכיוון שכל החישוב נעשה מתוך גרף שצולם בטלפון, ושלא באמת היה אמור להיות מופץ מראש, היה חסר למי שעשה את החישוב ידע שהיה לצוות של פלנק כשהכינו את הגרף, ולכן החישוב לא מדוייק. הוא סיכם את הסיפור באמירה ש"זה מצב מוזר במדע שלא נתקלתי בו לפני כן".
הקשר לBICEP2 ולהכרזה שלהם הוא שככל הנראה גם הם השתמשו בחישוב הזה, כנראה דרך המאמר שהזכרתי. אמנם לא בשביל התוצאה הראשית שלהם, אבל בהכרזה הם טענו גם שהתוצאות שלהם מתיישבות עם אלו של פלנק, ולשם כך הם השתמשו בחישוב הזה. פרופ' לובין דיבר בטון די מריר על כך שהצוות של BICEP2 הכריז הכרזה מאוד יומרנית, בלי "אבל" ו"אולי", ולא השאירו לעצמם מקום לתמרן במקרה של טעות; וכמובן גם על כך שהם השתמשו במידע של פלנק שכלל לא פורסם ולשם כך נעזרו בחישוב שנעשה מתוך תמונה שצולמה בפלאפון. הוא הוסיף ודיבר על כך שהיום הרבה מדענים מחליטים לפרסם בגדול אפילו אם המידע שלהם לא בטוח מספיק, כי הגישה בעיתונות מעודדת את זה - אנשים זוכרים את ההודעות הגדולות, ולא יזכרו את ההודעות על טעויות שיבואו אח"כ.
הוא ציין שחוקרים אחרים לקחו את אותה תמונה ועשו ניתוח טוב יותר (אם כי עדיין לא מושלם, כמובן, כי זה לא ישירות מתוך המידע) עם הנחות מלאות יותר, ואם משתמשים בניתוח הזה ההסכמה של BICEP2 עם פלנק פתאום כבר לא משמעותית כל כך, בטח לא ברמה שניתן להכריז עליה בלי שמץ של ספק, ושלמעשה יתכן והמדידות של BICEP2 יכולות לנבוע מאבק בין כוכבי ובין גלקטי, ולאו דווקא מהאינפלציה, דבר שמעמיד את הכל בסימן שאלה. הוא הדגיש שהוא לא טוען שהתוצאות של BICEP2 אינן נכונות, רק שצריך להיזהר מאוד עם הפירוש. אני מוסיף שצריך עכשיו לחכות לפרסום התוצאות של פלנק בנושא, כדי שניתן יהיה לראות היכן באמת דברים עומדים; זה כנראה ייקח עוד זמן מה, מכיוון ש, כפי שהסביר פרופ' לובין עצמו, מבחינת צוות פלנק האפשרות למשוך תוצאה משמעותית היא לא אופציה, ולכן הם עובדים קשה מאוד לוודא שהם יכולים לעמוד מאחורי התוצאות העיקריות שהם מפרסמים.

בין אם יתברר שההכרזה של BICEP2 נכונה ובין אם לא, אני חושב שיש כאן כמה לקחים לא נעימים לגבי איך שהמדע עובד היום, אבל גם את ההבנה שבסופו של דבר הוא עובד. זה נכון שהיום אנשים מפרסמים במטרה ליצור כמה שיותר באזז, ומוכנים להקריב לשם כך מהדיוק והאמינות של הדברים שהם אומרים (וזאת מכיוון שלמי שמפורסם יותר קל יותר לקבל תקציבים למחקר שלו), אבל בו זמנית יש לשים לב גם לכך שהיום, בעידן האינטרנט, המהירות בה דברים כאלה מתגלים ומתנהל סביבם דיון משמעותי היא גבוהה מאוד, דבר שמבטיח שבמרבית המקרים גם אם הציבור הרחב יזכור משהו לא נכון בסופו של דבר, בקרב הקהילה המדעית הדברים מתוקנים מהר. אני מקווה שפלנק יפרסמו את התוצאות שלהם בקרוב, ושלא נצטרך לחכות יותר מדי להכרעה.


לקריאה נוספת:
ערך הוויקיפדיה (באנגלית) על טלסקופ החלל COBE
האתר של נאס"א על טלסקופ החלל COBE
ערך הוויקיפדיה (באנגלית) על טלסקופ החלל פלנק
האתר של סוכנות החלל הארופאית על פלנק


יום חמישי, 29 במאי 2014

פרץ קרני הגאמא שלא היה

אתמול התפרסם שיתכן והתגלה פרץ קרני גאמא (Gamma Ray Burst; GRB) מגלקסיית אנדרומדה, דבר שעורר התלהבות רבה בקרב קהילת האסטרופיזיקאים שעוסקים בתחום, היות ואנדרומדה היא אחת הגלקסיות הקרובות ביותר אלינו, ולכן לתפוס GRB משם יכול לאפשר לנו לחקור את התופעה מקרוב (יחסית).
היום התפרסם שמדובר בטעות.
דיברתי עם אנשים מהתחום אצלנו במכון, ואנסה לסכם את הסיפור כאן בקצרה, למיטב הבנתי.
אתמול זיהה צוות טלסקופ החלל SWIFT, שמחפש אחר GRBs, קפיצה בשטף קרני הגאמא שמגיע מאיזור מסויים בגלקסיית אנדרומדה. באיזור הזה ישנו מקור ידוע של קרני רנטגן, אבל לא נצפו שם בעבר קרני גאמא, והקפיצה נראתה חזקה מאוד, ולכן כמובן שעלתה ההשערה שמדובר בGRB. בטלסקופ ישנו מכשיר המזהה קרני גאמא ומכשיר המזהה קרני רנטגן, וצוות הטלסקופ סובב אותו על מנת לצפות באיזור בתחום הרנטגן; בתחום הזה נצפתה עליה, אך לא משמעותית. הצוות פרסם הודעה זהירה מאוד על הממצאים, אך הם בפירוש לא טענו שמדובר בGRB. הזהירות שלהם לא עזרה, והשמועה נפוצה במרחבי המרשתת, ובעיקר בטוויטר, שהתגלה GRB בגלקסיית אנדרומדה. לא מדובר רק באתרי חדשות שהכותבים שלהם לאו דווקא מומחים בתחום, אלא גם באנשים שזה לב לבו של תחום המחקר שלהם; יתכן ומשאלת הלב שלהם גרמה להם לקרוא דברים שלא נכתבו, או לתת חשיבות יתרה לזיהוי. לא עזרה גם העובדה שסערה הפילה את שרתי האינטרנט של נאס"א שקשורים לטלסקופ, ולכן אף אחד אחר לא יכול היה להסתכל על המידע.
היום כל אותם אנשים התבדו, כשהתברר שהייתה טעות בפענוח של התצפית, ושהקפיצה בשטף קרני הגאמא הוערכה להיות פי 300 יותר חזקה ממה שהייתה באמת. ככל הנראה מדובר בקרני גאמא קוסמיות.

הסיפור הזה, בעיני (וככל הנראה בעיני רבים אחרים), מהווה דוגמה מצויינת לכך שבעידן כמו היום שבו מידע מתפשט כמעט מיידית, צריך להמתין ולהיזהר אפילו יותר כשמקבלים מידע חלקי. כשמדובר במדע, כל תגלית צריכה אישוש, ובדיקה של מדענים עמיתים, וכמובן - מדענים לרוב זהירים מאוד במה שהם אומרים, ויש להם סיבה לכך; עדיף שלא לנפח את מה שהם אומרים.
 

סקירה מצויינת של הנושא ניתן למצוא כאן:
http://www.universetoday.com/112197/update-possible-nearby-gamma-ray-burst-alert-was-false-alarm/


ותודה ליואב לנדסמן מהבלוג "מסה קריטית" שבזכותו נחשפתי לסיפור מלכתחילה.

יום רביעי, 14 במאי 2014

לפעמים שלישיות מסתיימות בפיצוץ...

סיכום של הרצאה שהועברה אצלנו לפני פסח על ידי ד"ר דורון קושניר, שדיברה על רעיון חדש למקור להיווצרות סופרנובות מסוג 1A.
 
סופרנובות הן פיצוצים של כוכבים, אך רואים סוגים שונים שממויינים על פי היסודות שרואים בפיצוץ. סופרנובות מסוג 1A הן פיצוץ של ננס לבן שאינן מכילות מימן, אך מכילות סיליקון וקובלט. הן הסופרנובות הנצפות ביותר, ומסיבה לא ברורה אנחנו רואים חלק ניכר מהן בגלקסיות אליפטיות. בעיקרון, כלל לא היינו אמורים להיות מסוגלים לראות את הפיצוץ עצמו פרט למקרים בודדים בהם במקרה טלסקופ היה מכוון ישירות למקום בו הסופרנובה מתרחשת, מכיוון שהאנרגיה מתפזרת מהר מאוד, אך למזלנו האנרגיה שמשתחררת יוצרת איזוטופים של ניקל שלוקח להם זמן להתפרק, ואת ההתפרקות הזו אנו מסוגלים לראות. זה לא אומר שהן נעלמות לחלוטין - השאריות שלהן ממשיכות להתרחב ולאסוף אלין אבק במשך עשרות אלפי שנים, וזה דווקא בהחלט ניתן לצפייה, אבל החלק המוקדם ביותר, שקרוב מאוד לפיצוץ עצמו, היה חולף מטווח הראייה שלנו מהר מאוד אם לא אותם יוני ניקל.

ישנן מספר בעיות בהבנה שלנו של סופרנובות מסוג 1A:

  •  אין לנו הסבר טוב לשאלה מדוע שננס לבן יתפוצץ סתם כך. ננסים לבנים הם כוכבים במסות ביניים (בסביבות מסת השמש שלנו), שאינם מסיביים מספיק כדי ליצור חור שחור, ושסיימו את שלב הבערה הגרעינית שלהם וקרסו כך שמה שמחזיק אותם הוא לחץ ניוון האלקטרונים (אפקט קוונטי מעניין שארחיב עליו אם מישהו יהיה מעוניין). אלה כוכבים מאוד יציבים, ואין סיבה פרקטית שכוכב כזה יתפוצץ ללא השפעה מבחוץ. 
  • ההתפלגות של הניקל שרואים לאחר הסופרנובה אינה ברורה - אם מדובר בכוכב בודד צריך ננסים לבנים מאוד נדירים כדי להסביר את ההתפלגות, דבר שלא מסתדר עם קצב הסופרנובות שרואים. בנוסף, נראה שמסת הניקל בפיצוץ קשורה לסוג הגלקסיה, דבר שלא ברור מדוע הוא קורה.
  • על מנת להסביר את קצב הסופרנובות 1A שאנחנו רואים, כאחוז מכלל הננסים הלבנים צריך לסיים את חייו בסופרנובה, מספר שאין לנו הסבר אליו.

לבעיות הללו יש מספר פתרונות אפשריים, אך אף אחד מהפתרונות לא פותר את כל הבעיות. ספציפית לבעיה הראשונה, והחמורה ביותר, ישנם מספר פתרונות שהועלו:

  • במערכת בינארית, בה ננס לבן וכוכב נוסף חגים זה סביב זה, יתכן והננס הלבן יהיה קרוב מספיק על מנת להתחיל "לגנוב" מסה מהכוכב הנוסף ולספוח אותה על עצמו. במצב כזה החומר מתיישב על הקליפה של הננס הלבן, ואם מספיק חומר עובר, זה יכול לגרום לננס הלבן לקרוס ובעקבות זאת להתפוצץ. 
  • אם הכוכב השני במערכת גם הוא ננס לבן, לא תהיה ספיחה, אך בסופו של דבר הננסים הלבנים יפלו אחד אל השני וההתנגשות תגרום לסופרנובה; הפתרון הזה בעייתי, כיוון שהזמן שיקח לכוכבים ליפול אחד אל השני אמור להיות ארוך מאוד במרבית המצבים, ולכן לא ברור כיצד יתכן קצב של סופרנובות כפי שאנו רואים.
  • הבעיה של הזמן בפתרון הקודם יכולה להפתר אם אחד מהננסים הלבנים מסיבי יותר ואז זה הקל יותר יתפרק במהלך הנפילה, דבר שיכול לגרום לסופרנובה; אך זה מצריך שהננס המסיבי יותר יהיה במשקל של פחות 0.9 מסות שמש, ולא ראינו צמד ננסים לבנים שאחד מהם כל כך מסיבי, ולכן גם אם קיימים כאלה הם בוודאי מועטים.

היות ואנחנו לא יכולים רק לשבת ולחכות שתתפוצץ סופרנובה שכזו במרחק קטן מספיק כדי שנוכל לדעת היטב מה קורה שם (דבר שיכול לקחת עשרות ומאות אלפי שנים), קבוצות רבות של חוקרים מבצעות סימולציות מחשב של הנושא, בתקווה לשחזר את התצפיות ולהסביר את העניין. אך בסימולציות של יש בעיה גדולה לייצר פיצוץ, כי המקום שבו מתרחשת התחלת הפיצוץ הוא זעיר ביחס לגודל הכוכב. זה יוצר שתי בעיות - המיקום עצמו לא ידוע, ובנוסף גודל האיזור שבו מתרחשת התחלת הפיצוץ הוא הרבה מתחת לרזולוציה של הסימולציות. על כן פשוט שמים את ההתנעה, תחילת הפיצוץ, ביד, מה שמוסיף פרמטרים חופשיים לבעיה. הוספת פרמטרים חופשיים היא בעייתית כי היא מוסיפה אי ודאות.

קבוצת החוקרים שד"ר קושניר משתייך אליה מציעה פתרון אחר - מערכת כוכבית משולשת בה שניים מהכוכבים הם ננסים לבנים, ולא אכפת לנו מה השלישי כל זמן שהוא מסיבי מספיק. אנו יודעים שמערכות כאלו קיימות. על פי טענתם, במערכת כזו הכוכב השלישי יכול לשמש כמעין "משדך", לגרום לשני הננסים הלבנים ליפול אחד אל השני מהר יותר על ידי זה שהוא עצמו נפלט מהמערכת. על פי החישובים של הקבוצה, הפתרון הזה מסביר את קצב הסופרנובות מסוג 1A (כלומר שיש מספיק מערכות משולשות שכאלה). הם טוענים שזה מסביר גם את התפלגות הניקל, אם כי לצערי אני כבר לא זוכר כיצד הם טוענים שזה מסביר את זה. בנוסף, מכיוון שמדובר בהתנגשות, איזור התחלת הפיצוץ הוא גדול מאוד (בערך כ50 ק"מ), דבר שכבר כן ברזולוציה של הסימולציות המתקדמות ביותר, וזה מאפשר להם לקבל תחזיות למספר נקודות שבתקווה יהיה בקרוב לבחון מבלי להגרר לפרמטרים חופשיים נוספים.

העיסוק בסופרנובות הוא מורכב מאוד, אך גם מעניין מאוד, ואני מקווה שהתצפיות הרלוונטיות יגיעו בקרוב ויאפשרו להבדיל בין המודלים השונים!

אני מודה מאוד גם ליעל הילמן, שזה תחום העיסוק שלה והסכימה ברוב נחמדות לעבור על הטקסט כדי לוודא שאני לא אומר שטויות!

על התגלית של BICEP2 - אינפלצייה וגלים כבידתיים

אני רואה שהפקרתי את תפקידי כקוסמולוג האחראי... בתכנית של "החללית" (בה לצערי לא יכולתי להשתתף) היה אייטם על התגלית של BICEP2, שעליה כתב כאן אופק בירנהולץ. מטבע הדברים האייטם היה קצר ולא יכל להקיף את הכל, אז אנסה להרחיב ולהבהיר כאן את הדברים, ובאותה הזדמנות אוסיף כמה תובנות שהגעתי אליהן בעקבות הרצאה שהעביר אצלנו פרופ' מרק קמיונקובסקי, שהיה מצוות החוקרים הראשון שחקר את האפשרות (התיאורטית, דאז) שהאינפלציה יכולה לגרום לקיטוב בקרינת הרקע הקוסמית. אחזור על חלק מהדברים שנאמרו בתכנית לטובת אלו שלא ראו אותה ורק קוראים את הפוסט הזה. אני מתנצל מראש - זו הולכת להיות רשומה ארוכה, אבל היא מסבירה לא מעט דברים, אז אני מקווה שזה מתאזן.

נתחיל עם קרינת הרקע הקוסמית: בראשית, היקום היה צפוף מאוד. מאוד מאוד. כמה צפוף? כל כך צפוף שאפילו קרינה אלקטרומגנטית (כמו אור) לא יכלה לעבור, ונבלעה בתווך שמסביב. אבל היקום החל להתרחב, ולכן נעשה דליל יותר, ובסופו של דבר הקרינה תצליח לחמוק מבעד לחומר ולהתחיל את הטיול הגדול שלה ביקום. הקרינה הזו, שיצאה מכל מקום ביקום פחות או יותר בו זמנית, היא קרינת הרקע הקוסמית. בניגוד למה שנאמר בתכנית, היא השתחררה כ400,000 שנה לאחר המפץ הגדול, ולא שברירי שניה. את קרינת הרקע הקוסמית גילו במקרה לפני 50 שנה, ומאז היא משמשת אותנו לחקור את היקום, הרבה מעבר למה ששיערו אלו שגילו אותה.
הסיבה לכך שהיא כל כך שימושית היא שבעוד שהיא השתחררה רק כ400,000 שנה לאחר המפץ הגדול, ההתפלגות שלה ופרמטרים נוספים מושפעים מדברים שקרו קודם. כאשר מסתכלים על קרינת הרקע הקוסמית היא נראית אחידה לחלוטין מכל כיוון. כל כך אחידה, שהיה צריך לפתח מכשירים שיהיו מסוגלים למדוד אותה ברמת דיוק של אחד חלקי מאה אלף מהטמפרטורה של הקרינה הזו כדי להבחין בשוני בין אזורים שונים בשמיים! הלוויין הראשון שעשה את זה היה COBE, ומאז המדידות רק השתפרו, והן הראו שהקרינה לא השתחררה *בדיוק* אותו דבר מכל מקום, אלא שהיו אזורים בהם השתחררה יותר קרינה ואיזורים בהם השתחררה פחות. זה נובע מכך שאזורים מסויימים היו צפופים יותר ואזורים מסויימים צפופים פחות (אם כי בהבדלים מאוד מאוד קטנים). ההשערה הייתה שההבדלים בין האזורים הצפופים לדלילים נבעו מתנודות קוונטיות זעירות בתקופה מאוד מאוד מוקדמת של היקום. אולם מדוע תנודות זעירות שכאלה כשהיקום היה בגיל של שברירי שנייה משפיעות על הצפיפות שלו כמעט 400,000 שנה אחרי? כאן נכנסת האינפלציה.

האינפלציה הקוסמית היא תאורייה שנוגעת להתפשטות היקום ושפותרת בצורה פשוטה מספר בעיות שעולות מהמידע שאנו מקבלים מתצפיות (אסביר כאן רק אחת, אחרת נהיה כאן כל הלילה). אנו יודעים שהיקום מתפשט מאז שאדווין האבל פרסם את העובדה שככל שגלקסיות רחוקות יותר, הן מתרחקות מאיתנו במהירות גדולה יותר. אולם התפשטות היקום, בשילוב עם קרינת הרקע הקוסמית, יוצרות בעיה הידועה כ"בעיית האופק". בצורה פשוטה, בעיית האופק אומרת שאין סיבה ששני איזורים רחוקים ביקום (לצורך העניין, אזורים שאנו רואים בשני קצוות של השמיים) יהיו באותה טמפרטורה, מכיוון שלמידע לא היה זמן לעבור בין השניים ולתאם ביניהם עמדות, ולכן העובדה שקרינת הרקע הקוסמית שמגיעה מכל הכיוונים היא בדיוק באותה טמפרטורה לא ברורה. האינפלציה היא תאוריה שטוענת שמוקדם מאוד בתחילת היקום, בין 36-^10 ל32-^10 שניות מהמפץ הגדול (שזה זמן קצר כל כך שקשה מאוד לתפוס את זה), היקום התרחב במהירות עצומה, הרבה יותר גדולה ממה שאנו רואים כיום - בזמן הקצרצר הזה האופק הקוסמולוגי התרחב ביותר מ-30 סדרי גודל! זה אומר שהיקום היה הרבה יותר קטן וצפוף בזמן המוקדם הזה ממה שחשבנו ואז התנפח מהר. במצב כזה, איזורים שנראים לנו היום רחוקים ולא קשורים התחילו למעשה קרובים מספיק בשביל שהטמפרטורה שלהם תשתווה.

"רגע, אבל הבטחת לנו תנודות קוונטיות!" אני שומע אתכם אומרים. נכון, וכאן בדיוק הן נכנסות. תנודות קוונטיות הן, בהגדרה, תנודות מאוד מאוד קטנות, ובמצב רגיל יהיו זניחות ביחס להבדלים בין אזורים שונים ביקום. בנוסף, מכיוון שהתנודות האלה פועלות בצורה מקרית, הן לרוב נוהגות לבטל את את השנייה. אבל המהירות העצומה בה היקום התרחב בזמן האינפלציה החליקה את ההבדלים בין איזורים שונים, בדומה למפה מקומטת שמותחים אותה; מצד שני, תנודות קוונטיות בגלים כבידתיים נמתחו והפכו להיות תנודות בסקלות קוסמולוגיות (להסבר על הגלים הכבידתיים אפנה אתכם לרשומה של אופק מלפני כשבוע). לאחר שהסתיימה האינפלציה הגלים הכבידתיים האלה יצרו אזורים צפופים יותר ופחות בכל היקום, שהיו מספיק גדולים כדי שתנודות קוונטיות כבר לא יוכלו להעלים אותם. לאחר שהסתיימה האינפלציה, האזורים הצפופים יותר החלו למשוך אליהם חומר ולהפוך יותר ויותר צפופים, כך שכשהגיע השלב בו קרינת הרקע הקוסמית השתחררה, כבר הייתה במקום מפת הצפיפות אותה ראו COBE ושאר הלוויינים שמדדו אותה.
אולם בזה לא הסתיים תפקידה של האינפלציה. קבוצת החוקרים שפרופ' קמיונקובסקי היה חלק ממנה העלתה את ההשערה שהגלים הכבידתיים שיצרו את שדה הצפיפות שממנו נפלטה קרינת הרקע הקוסמית יגרמו גם לקיטוב ספציפי בקרינה הנפלטת; הקיטוב הזה הוא מה שנמדד בBICEP2, ולכן ההתרגשות הגדולה - המדידה מהווה אישוש מאוד רציני לתאוריית האינפלציה.

ענן גז שיחלוף על פני החור השחור במרכז הגלקסיה

לפני כשבועיים שמענו בסמינר המחלקתי הרצאה מפי פרופ' אנדי בורקהרט, שמוכר בקהילת האסטרופיזיקה בעיקר בזכות עבודתו על סימולציות קוסמולוגיות, אך דיבר איתנו דווקא על ענן גז שעומד לחלוף בסמוך לחור השחור הענקי שבמרכז הגלקסיה שלנו. מסתבר שבנוסף להישגיו המדעיים, יש גם כוכב לכת ננסי שקרוי על שמו - מכיוון שבתו נשואה למי שגילה אותו. ההרצאה הזו הייתה מרתקת, ופרופ' בורקהרט הוא מרצה מעולה, כך שזו הייתה חווייה מצויינת. למדתי המון הרצאה, ואנסה להעביר את כל מה שלמדתי כאן. אני מבקש להבהיר שזה המון חומר ששמעתי תוך כדי ההרצאה, ולכן יתכן וההבנה שלי אינה מושלמת, או שנפלו טעויות מסויימות בפירוש שלי לדברים מסויימים; במידה ואתם יודעים יותר על אחד הנושאים שמוזכרים כאן אשמח מאוד לשמוע בתגובות או בהודעה פרטית!

ראשית, פרופ' בורקהרט נתן סקירה קצרה של מרכז הגלקסיה מהחוץ פנימה, אך אני אהפוך את הסדר ואדבר מבפנים החוצה:

  • במרכז הגלקסיה ישנו החור השחור המכונה סגיטריוס A, ושהתצפיות מראות שהוא במסה של כארבעה מליון מסות שמש. 
  • סביב החור השחור יש צביר כוכבים צפוף מאוד של כוכבים מסיביים המכונים כוכבים מסוג B, ושמלא בגז חם מאוד. הכוכבים הפנימיים ביותר נעים במסלולים אליפטיים או מעגליים סביב החור השחור, כמו פלנטות שנעות סביב כוכב, ואסטרונומים משתמשים במסלולים האלה כדי לחשב בצורה מדוייקת מאוד את מסת החור השחור והמרחק אליו.
  • מחוץ לצביר יש שתי טבעות שרדיוסן הפנימי הוא ממש בגבול עם הצביר, והן מורכבות מכוכבים מסיביים עוד יותר המכונים כוכבים מסוג O. אחת הטבעות מקבילה ומסתובבת בכיוון הפוך לדיסק של הגלקסיה, והשנייה טיפה בשיפוע, ומסתובבת בכיוון הפוך לטבעת הראשונה
  • שתי הטבעות האלה נמצאות בתוך ענן שמורכב משארית של סופרנובה שהתפוצצה ככל הנראה לפני כ10,000-100,000 שנה
  • עוד יותר החוצה ישנה דיסקת גז שמקבילה בערך לדסקת הגלקסיה ומסתובבת יחד איתה

עכשיו שעשינו קצת סדר במבנה של מרכז הגלקסיה אפשר להתחיל לדבר על הדברים האחרים שלמדנו בהרצאה, שאמנם כותרתה הייתה על ענן הגז שהולך לעבור סביב החור השחור, אבל היא דיברה על הרבה מאוד על מה אנחנו יודעים ועל בעיות שעוד קיימות בהבנה שלנו את מרכז הגלקסיה.

בעיה אחת נוגעת לכוכבי הB שבאיזור הפנימי - לא לגמרי ברור מה הם עושים שם. היות והגז חם, מאוד לא סביר שהם נוצרו שם, שכן לגז חם קשה מאוד להתכווץ מספיק כדי שהלחץ במרכז יוכל להצית בערה גרעינית. ההשערה הנוכחית היא שהם נפלו ממקומות אחרים, אך היות ותוחלת החיים שלהם קצרה יחסית (מכיוון שהם מסיביים), צריך להיות קצת נפילה לא קטן של כוכבים כאלה אל המכרז. עם זאת, האיזור שמיד מסביבם, איזור הערפילית והטבעות, פחות או יותר נקי מכוכבים שכאלה, ולכן זו תעלומה רצינית.

בעיות נוספות נוגעות לטבעות הללו - ראשית, הן מורכבות אך ורק מכוכבי O, שהם מסיביים מאוד ולכן גם קצרי חיים מאוד, ולא ברור כיצד זה יתכן. בנוסף, לא לגמרי ברור כיצד הן נוצרו - ההשערה היא שעני גז שנפלו יצרו אותן, אך אז לא ברור כיצד הנפילה של הענן שיצר את הטבעת השנייה לא השמידה את הטבעת הראשונה, במיוחד שהן מסתובבות בכיוונים הפוכים.

נקודה מעניינת נוספת בנוגע למרכז הגלקסיה היא שרואים שככל שמתקרבים אל החור השחור, הספיחה אליו הולכת ויורדת; זו דווקא נקודה שיש לנו הסבר בשבילה - האיזור הקרוב לחור השחור מלא בגז החם שציינו, והגז הזה קורן ומונע מגז נוסף ליפול, וככל שמתקרבים לחור השחור הקרינה הזו מפוזרת על שטח קטן יותר ולכן גם כמות הגז שתיפול תהיה קטנה יותר.


הענן עצמו הוא אובייקט די מסתורי, למרות שאנחנו יודעים עליו לא מעט. הוא נצפה לראשונה כבר לפני כמה שנים, ובתחילה היו חוקרים שחשבו שמדובר בכוכב חיוור, אך הספקטרום לא התאים לזה של כוכב - אך כן התאים לזה של ענן גז מימן מולקולרי, כלומר שהמימן נמצא בתצורה של מולקולות (H2), מה שאומר שהגז חייב להיות קר מספיק (אחרת המולקולות מתפרקות לאטומים). הענן קורן מכיוון שהכוכבים שסביבו מיננים אותו, וכאשר הגז מתרכב חזרה הוא פולט קרינה.
וכאן כבר נכנסת התעלומה הראשונה - הענן נמצא באיזור של כוכבי ה-B, שכפי שציינתי בפעם שעברה, מלא בגז חם - הרבה יותר חם מהגז שבענן. זה אומר שבשביל שהענן יוכל לשרוד כענן קר לאורך הנפילה מבחוץ הוא חייב להיות מאוד מסיבי, אבל חישובים של מסת הענן העלו שהוא בסה"כ במסה של שלושה כדורי ארץ, שזה ממש כלום! יתכן שהענן נפל מסיבי יותר וחלקו הגדול הופשט בשל החיכוך עם הגז החם, אבל קשה מאוד לדעת כי לא יודעים בצורה טובה את צפיפות הגז שמסביבו.

ב2011 כבר זיהו את הענן מתחיל להתארך בגלל המשיכה של החור השחור. היה צריך למצוא לו שם, מכיוון שלא ניתן לקרוא לו "ענן הגז הקטן שנופל אל החור השחור שבמרכז הגלקסיה" כל הזמן, זה היה הופך את המאמרים לבלתי קריאים. פרופ' בורקהרט אהב את השם G2, אבל בשביל זה היה צריך לוודא שיש G1, אז הוא נבר קצת בתצפיות ומצא ענן גז קטן שנצפה כמה שנים והיה מרוצה.

מהמסלול, נראה שהענן מגיע מעט מחוץ לאיזור החם, מקצה אחת הטבעות של כוכבי ה-O, ואם כך הוא כנראה נוצר לפני כ200 שנה. זה מעלה מסתורין אחר - אם הענן אכן הגיע מאיזור הטבעות, כיצד הוא נוצר? רעיון אחד שעלה, אבל לא בטוח אם הוא יכול לעבוד, זה שרוחות מהכוכבים בטבעות מתנגשות ויוצרות ענני גז. רעיון אחר שעלה, וגם הוא לא מאוד סביר, הוא שלא מדובר בענן אלא בכוכב לא בהיר, ומה שרואים זה את הגז שנפלט ממנו. אחת הסיבות העיקריות שהפתרון הזה לא סביר הוא שבתצפיות מאוחרות יותר נצפה, בנוסף לענן עצמו, מעין זנב. ככל שהתצפיות התקדמו, התברר שהזנב למעשה יותר מסיבי מהענן! לא לגמרי ברור מה הקשר ביניהם, אבל נראה שהם נעים ביחד, ולכן כנראה שהקשר קיים. השערה אחת בנוגע לענן ולזנב היא שהם למעשה חלק ממבנה אחד, מעין טבעת, ואנחנו רואים רק את החיתוך של הטבעת עם מישור כלשהו; לא ממש ברור מה המישור הזה, למה שתיווצר טבעת כזו, ואיך היא שרדה, ולכן ההשערה הזו לא סבירה במיוחד.

בורקהרט וחבורתו עשו סימולציות של נפילת הענן אל החור השחור, דבר שהלהיב את נאס"א ונייצ'ר, שרצו לעשות מזה שער. הבעיה הייתה שלפי הסימולציות, לא יתכן שהענן נוצר באיזור הטבעות למרות המסלול שלו - אם הוא היה נוצר שם הוא היה נמתח ונראה היום כמו ספגטי, ולא כמו שרואים בתצפיות. אבל נאס"א ונייצ'ר רצו שער, אז הם שיחקו עם הפרמטרים והגיעו למסקנה שהם יכולים לשחזר בצורה לא רעה את התצפיות אם הענן נוצר במרכז האיזור החם. נייצ'ר קיבלו את השער שלהם, ואף אחד לא חשב לשאול את החוקרים איך יכול להיות שענן קר נוצר במרכז האיזור החם...
אופצייה נוספת שעלתה בנוגע לענן קשורה לזנב שלו - סימולציות נוספות הראו שיתכן ומדובר שגוף שכבר עשה מעבר אחד ליד החור השחור, וכעת נופל אליו חזרה; במקרה כזה, הזנב שאנו רואים הוא למעשה הגוף המרכזי והענן הוא למעשה הזנב שנמשך מאחוריו וכעת נופל לפניו. אולם גם באופצייה הזו כלל לא ברור כיצד ואיפה נוצר הענן...

הענן אמור לעבור בנקודה הקרובה ביותר לחור השחור ממש בחודשיים הקרובים. זה מצויין, מכיוון שזה יאפשר לבצע תצפיות שיראו איזה מהמודלים הוא הנכון, ואולי גם יאפשרו לנו ללמוד עוד על הענן, וכל זה ממש עוד מעט, ולא בעוד אלפי שנים (שזה בד"כ הזמן המינימלי לחכות להתרחשות אסטרונומית). נחכה ונראה, ואשתדל לדווח על הנושא ברגע שיהיו חדשות.

לקראת סיום, אנקדוטה משעשעת ופריט מידע מעניין מההרצאה - פרופ' בורקהרט ציין שתיאורטיקנים יכולים להריץ את הסימולציות שלהם בכל שלב, אבל התצפיתנים צריכים לחכות שאפשר יהיה לראות את החור השחור - כלומר חצי שנה בין תצפית לתצפית, ולכן הוא חשש תמיד ששותפו התצפיתן יחזור מתצפית ויגיד לו שהענן נעלם...

פריט המידע המעניין (ולא ממש קשור לשאר ההרצאה) שלמדתי הוא שבכדור הארץ ישנה שכבה רדיואקטיבית שמעידה שסופרנובה התפוצצה לא רחוק מאיתנו לפני כמליון שנה!

פוסט אורח - אופק בירנהולץ על גלים כבידתיים

חלקכם בוודאי שמע שמועות על כך שהייתה מסיבת עיתונאים ובה הכריזו הכרזה מרעישה בנוגע לגלים כבידתיים. היות וזה לא ממש התחום שלי, אני שמח לארח כאן את אופק בירנהולץ, דוקטורנט אצלנו במכון שעוסק ביחסות כללית, ושכתב פוסט בסגנון שאלות ותשובות כדי להסביר את הנושא ואת התגלית:

א. רגע, אז מה זה בכלל גלים כבידתיים?
זה בסה"כ די פשוט. קודם כל, נתחיל מזה שאור הוא בעצם גלים אלקטרומגנטיים: בגדול כל מטען חשמלי סטטי (שלא זז) מושך (או דוחה, בהתאם לסימן) כל מטען אחר - במילים אחרות יוצר שדה חשמלי בכל היקום שמצביע לכיוון שלו. אם מזיזים את המטען, מעכשיו כל שאר המטענים צריכים להימשך לנקודה חדשה, כלומר השדה בכל היקום משתנה, צריך להצביע למיקום החדש. אבל האינפורמציה על השינוי לא יכולה לנוע יותר מהר ממהירות האור, כלומר השינוי בשדה מתקדם במהירות האור, וזה נקרא גל (חשמלי-מגנטי, נעזוב רגע את המשמעות המגנטית שלו).
אז גלים כבידתיים זה ב-ד-י-ו-ק אותו דבר: כל מסה גדולה נייחת מושכת אליה כל מסה אחרת ביקום, כלומר יש לה שדה כבידתי בכל היקום, שמצביע בכל נקודה אליה. אם פתאום תאיץ אותה, השדה בכל היקום צריך להשתנות כדי להצביע למיקום החדש - אבל זה לא יקרה מיד בכל היקום, כי האינפורמציה מוגבלת לנוע במהירות האור, והתפשטות השינוי בשדה - זה גל כבידתי.

ב. אז סוף סוף גילו שיש גלים כבידתיים?
לא, יש תצפיות על ההשפעה של גלים כבידתיים כבר 30-40 שנה, במערכות של פולסארים בינאריים שהמסלול שלהם משתנה בגלל פליטת גלים כבידתיים. הפולסארים האלה פעילים ומסלולם משתנה כל הזמן, וזה באמת מקרה בו חישבו איך הוא אמור להשתנות בגלל פליטת קרינת כבידה, ואז מדדו לאורך עשרות שנים וראו התאמה (וקיבלו על זה נובל ב1993). אז עדות לקיומם של גלים כבידתיים יש, מקובלת, תצפיתית, אבל עקיפה: שינוי מסלול, בתצפית לייב, לא מדידת הגלים עצמם.

ג. אז עכשיו מדדו באופן ישיר?
לא, גם המדידה הנוכחית היא לא ישירה; לא מדדו את הגלים הכבידתיים בגלאי כבידה אלא ראו את ה"חותמת" שלהם על קרינת הרקע הקוסמית, בצורת קיטוב שלה.

ד. אז מה קטע?
מה שכן חדש הוא המקור - בפולסארים המקור הוא מאקרוסקופי (כוכבים מסתובבים) - וכאן מדובר במקור קוונטי.

ה. ו....
והמשמעות העיקרית היא עדויות תומכות באינפלציה קוסמית. הטיעון הוא שהמקור של הגלים האלה הוא פלוקטואציות קוונטיות קצת אחרי המפץ הגדול - פלוקטואציות מאד קטנות. אבל, טוענים שלגלים האלה - אז - היתה השפעה על קרינת הרקע הקוסמית (CMB), ושאם אנחנו מסוגלים למדוד את ההשפעה הזו כחתימה על קרינת הרקע הקוסמית היום (שימו לב - לפני מדידות של גלים כבידתיים ממקורות מקרוסקופיים אסטרונומיים שפעילים היום!), שזה מה שהודיעו אתמול שמדדו בוודאות גבוהה - אז בהכרח היו גלים כאלה אז, ומה שיותר משמעותי, אם אז הם היו חלשים והיום ההשפעה כ"כ גדולה שאפשר למדוד אותה, אז בהכרח היתה "מתיחה", או מה שנקרא "אינפלציה".

ו. וזה טוב או רע?
אין טוב או רע, זה מדע. זה מעניין, וזה מגניב, וזה אומר שיהיה עוד כסף לתחום (אז לי זה בכלל אחלה); אבל אין מודלים "יפים" לאינפלציה עדיין, אז זה גם קצת מבאס. מצד שני, אולי זה אומר שיש מודל יפה שרק עוד לא מצאנו, ועכשיו ינסו יותר

**עדכון בעקבות דיון פופוליסטי משהו בין כמה פיגורות מובילות בעולם הדתי בפייסבוק על המשמעות התיאולוגית של התגלית:
ז. האם זו העדות המכריעה למפץ הגדול? או למה גרם לו?
לא, כבר עשרות שנים שאין (כמעט) אף אחד בעולם המדעי שעוד מפקפק או מחפש "עדות מכריעה" למפץ הגדול, זו סוגיה שהוכרעה מזמן מזמן (למעשה, עוד כשאיינשטיין והאבל (על שמו הטלסקופ עם התמונות הכי יפות שראיתם) היו בחיים) - מנסים להבין רק מה בדיוק היה האופי שלו. כמו-כן, במודל המקובל של המפץ הגדול אין משמעות לשאלות כמו "מה קרה לפניו" או "מה גרם לו", כי אלה שאלות תיאולוגיות ופילוספיות ולא מדעיות; כן יש בתגלית מידע חדש על מה קרה קצת אחרי המפץ הגדול, שזה מעניין. יש גם מי שמחפשים מודלים אלטרנטיביים למפץ הגדול (תכל'ס, עדיין היה מפץ גדול, אבל לא ממש-ממש מנקודה סינגולרית אלא רק מכמה חלקיקי שניה אחרי), אבל בתגלית הזו אין ממש בשורה בעניין.

הכוכב הזקן ביותר

בחיפושי אחר נושאים לדון בהם ב"חללית" נתקלתי בכתבה במגזין האינטרנטי Science Daily שכותרתה "אסטרונומים מצאו את הכוכב הזקן ביותר: נוצר מעט אחרי המפץ הגדול לפני 13.7 מליארד שנה". ההבנה שלי מהכותרת היתה שהכוכב עצמו הוא בן 13.7 מליארד שנה, דבר שהוא בלתי אפשרי לפי כל הידוע לנו כרגע. לא היה לי זמן לעבור על הכתבה במלואה, ולכן השארתי את העניין למועד מאוחר יותר. בזמן שהתדיינו לפני התכנית, יעל הילמן ציינה שקראה מאמר בנייצ'ר שכנראה דיבר על אותו כוכב, אבל שם לא צויין גיל. בשלב הזה כבר באמת הסתקרנתי. ניגשתי למאמר המקורי בנייצ'ר וגיליתי שאכן, הגיל כלל לא מופיע. מעבר חוזר על הכתבה הבהיר לי שהכותרת מבלבלת מאוד, ושלמעשה אין בה טענה על גיל הכוכב, אלא רק על כך שנוצר מעט אחרי המפץ הגדול.
וזה היה יכול להיות רק עוד סיפור על כמה חשוב לדייק בכותרות (מצד העורכים) ולהקפיד לקרוא בעיון (מצד הקוראים), אבל לשמחתי זה לא מסתיים בזה. כי עכשיו שכבר קראתי את המאמר לעומק, התחוור לי שגיל הכוכב הוא כלל לא העניין המרכזי, אלא נושא אחר לגמרי הקשור ביינון מחדש (reionization) של היקום על ידי הכוכבים הראשונים, וברגע שמתעלמים מהכותרת הכתבה דווקא עושה עבודה טובה בלהסביר את המאמר המקורי.

אז קודם כל רקע שנחוץ כדי להבין על מה מדבר המאמר. זה מעט סבוך, אז השתדלו לעקוב, ואשמח לענות על כל שאלה בנושא.
בראשית, היקום היה כל כך דחוס שפוטונים לא יכלו להתקדם יותר ממרחק זעיר לפני שהתנגשו בחלקיק כלשהו (אלקטרון או פרוטון). דבר זה מנע מהאלקטרונים והפרוטונים להצמד ולהפוך לאטום מימן, כך שלמעשה היקום כולו היה מיונן (יון הינו אטום עם מספר לא שווה של אלקטרונים ופרוטונים; במקרה הזה אנו מדברים על יונים של מימן, שהם פשוט הפרוטונים). עם הזמן, היקום התרחב, הצפיפות ירדה, ולבסוף הגיע מצב שבו החלקיקים האלמנטריים יכלו סופסוף להצמד וליצור את אטומי המימן הראשונים. זמן זה נקרא זמן הרקומבינציה (recombination, הרכבה מחדש), ועל פי מיטב ההערכות הוא קרה כשהיקום היה בן בערך 400,000 שנה.
אולם שם דברים לא הסתיימו. היות ואנו יודעים שהיום מרבית הגז הבין כוכבי הוא מיונן, היה צריך לקרות תהליך כלשהו שיינן מחדש את הגז ביקום. תהליך זה של יינון מחדש (reionization) לא יכל לקרות מעצמו, אלא היה צריך מקורות אנרגטיים מספיק על מנת ליינן את הגז. מהם בדיוק אותם מקורות היא שאלה שעליה מנסים לענות חוקרים רבים, ושמספר תיאוריות מנסות לענות עליה. אחת התיאוריות גורסת שהכוכבים הראשונים (המכונים כוכבים מאוכלוסיה III, ושהורכבו כמעט לחלוטין ממימן והליום) הם אלו שייננו מחדש את הגז, אך עם התיאוריה הזו הייתה בעיה עד היום. כוכבים מאוכלוסיה III צריכים היו להיות מסיביים מאוד (בין עשרות למאות מסות שמש, תלוי במודל; כוכבים כאלו לא נצפו עד היום באופן ישיר) ולכן גם קצרי חיים ביותר, ואת חייהם לסיים בסופר נובה. מרבית המודלים הניחו שהסופרנובות האלו היו מאוד אנרגטיות, וכאן הבעיה - סופרנובות כל כך אנרגטיות היו מפזרות יסודות כבדים מסביב מהר מאוד ומונעות יצירה נוספת של כוכבי אוכלוסיה III, ולכן לכוכבים אלה לא יכול היה להיות מספיק זמן כדי ליינן את הגז ביקום.

וכאן נכנס המאמר. קבוצת החוקרים זיהתה כוכב שלו שילוב של מאפיינים יחודיים, שביחד יכולים להצביע על פיתרון לבעיה. ראשית, התצפיות בשילוב עם מודלים מעידות שהגז שממנו נוצר הכוכב הועשר על ידי סופרנובה בודדת מכוכב במסה של כ60 מסות שמש; זה אומר שהכוכב נוצר בשלב מוקדם מאוד, שכן ככל שעובר הזמן הגז היה מועשר מעוד ועוד סופרנובות. שנית, הכוכב אינו מכיל כלל ברזל, דבר שמעיד שהסופרנובה הייתה באנרגיה נמוכה יחסית, בניגוד לציפיות של התיאוריה. הגילוי הזה יכול לרמוז על כך שהכוכבים הראשונים סיימו את חייהם בסופרנובות אנרגטיות פחות ממה שחשבו, ולכן היה להם יותר זמן ליינן את היקום. אם יתגלו עוד כוכבים כאלו, זה בהחלט יכול לשנות את הדרך בה אנו חושבים כרגע על הכוכבים הראשונים, ולהוות צעד חשוב בדרך להבנת היקום המוקדם.

עוד על הילות כוכביות של גלקסיות

בהקשר לפוסט הקודם, לגבי המאמר שטען שלהילות מסיביות יש הילה כוכבית עצומה, קבוצה אחרת של חוקרים טוענת שלגלקסיית השבשבת (Pinwheel Galaxy; M101) אין כמעט בכלל הילה כוכבית (http://www.newscientist.com/article/dn24993-dark-halo-around-spiral-galaxy-poses-stellar-mystery.html).
המאמר הזה הוא תוצאה ראשונה של מערך תצפיתי חדש שנקרא "מערך הטלפוטו שפירית". המערך נמצא בניו מקסיקו, ומשלב שמונה עדשות (!) שמסתכלות על אותה נקודה על מנת להשיג רמת תצפיות שלא הייתה קיימת לפני כן, בוודאי שלא מפני כדור הארץ. עם תוצאה כזו העתיד של המערך הזה נראה מעניין מאוד.



גלקסיית השבשבת, כפי שצולמה על ידי מערך השפירית. התמונה השמאלית העליונה היא התמונה המקורית, שמאלית התחתונה היא אותה תמונה לאחר ניכוי הרקע, והתמונה הגדולה מימין היא זום לאיזור של הגלקסיה עצמה. הצבעים במרכז הגלקסיה אינם צבעים אמיתיים, אבל הם מסמלים את פרופיל הצפיפות של הגלקסיה כפי שנצפה.

כפי שציינתי בפוסט הקודם, ההנחה הרווחת עד היום הייתה שכמעט לכל גלקסיה יש הילה כוכבית שמכילה לפחות כמה אחוזים ממסת הכוכבים בגלקסיה עצמה (וכפי שראינו בפוסט הקודם - עבור הילות מסיביות זה יכול להגיע גם להרבה יותר ממסת הכוכבים בגלקסיה). לגלקסיית שביל החלב, למשל, הילה כוכבית במסה של כ2% ממסת הכוכבים בגלקסייה, וזו של אנדרומדה מכילה כ4%. גלקסיות גדלות על ידי ספיחת גז וכוכבים שנופלים אליהן, בין אם במנותק מגלקסיות אחרות או כחלק מגלקסיות אחרות. ספיחה שבמנותק מגלקסיות אחרות היא יחסית איטית, ולכן לרוב יש צורך גם בבליעה של גלקסיות שלמות אחרות. עם זאת, אם הגלקסיה הנבלעת היא גדולה מדי, זה לרוב יערער את הגלקסיה הבולעת והיא תפסיק להיות שטוחה וספירלית ותהפוך להיות גלקסיה אליפטית. על כן התהליך שצפוי להיות המשמעותי ביותר בגידול גלקסיות הוא בליעת גלקסיות ננסיות, אבל בתהליך שכזה הגלקסיות הננסיות ישאירו מאחוריהן שובל של כוכבים שייצור את ההילה הכוכבית, כפי שתיארתי בשבוע שעבר. תוצאה שמראה שלגלקסיה כמו גלקסיית השבשבת, שלא נחשבת גלקסייה מאוד יוצאת דופן, כמעט ואין הילה כוכבית (המדידות במאמר מדברות על כ0.3% מהמסה הכוכבית בגלקסיה) עלולה להעמיד בספק חלק מהתיאוריה הנוכחית של היווצרות גלקסיות. עם זאת, כרגע מדובר רק בגלקסיה בודדת, ונצטרך לאמוד את ההילה הכוכבית של גלקסיות רבות נוספות על מנת לדעת האם מדובר בגלקסייה אחת ששוכנת בקצוות ההסתברות, או בתופעה שסותרת את ההבנה הנוכחית שלנו.

על הילות כוכביות של גלקסיות

בסמינר שהתקיים אצלנו דנו במאמר שכותרתו "היחס בין מסה כוכבית למסת הילה, ויעילות יצירת הכוכבים בהילות בעלות מסה גבוהה" (http://arxiv.org/pdf/1401.7329v1.pdf). המאמר דן בתצפיות מהעת האחרונה של צבירי גלקסיות, ומשתמש בהן כדי לבחון את התפלגות המסה הכוכבית בהילות חומר אפל מסיביות.
תצפיות של גלקסיות מראות תופעה שכונתה "הילה כוכבית" - ישנם לא מעט כוכבים שנמצאים מחוץ לגבול המקובל של הגלקסיה, לפעמים עד מרחק רב מהגבול, אבל בצפיפות נמוכה בהרבה מאשר בתוך הגלקסיה. עבור הילות קטנות, שמכילות גלקסיה בודדת, המסה הכוללת של הכוכבים האלו קטנה ביחס למסת הכוכבים בגלקסיה עצמה, אבל ההילה הכוכבית הזו נצפית כמעט בכל הגלקסיות. הנה מה שלמדתי מהמאמר הזה:

  • החוקרים טוענים שמחוץ לגבול המקובל של הגלקסיה בהילות במסות גבוהות מאוד (10^14 מסות שמש ומעלה) יש המון כוכבים - עד פי שלוש או ארבע (!) ממסת הכוכבים בתוך הגלקסיה. לטענתם, חוקרים קודמים השתמשו במודלים של פרופיל צפיפות שלא היו מפורטים מספיק, ושכאשר משתמשים במודל אותו הם מציעים ולא חותכים אותם ברדיוס קבוע מראש ממרכז הגלקסיה, מסת הגלקסייה גדלה משמעותית. 
  • ככל הנראה, הכוכבים בהילה הכוכבית מגיעים מגלקסיות שנפלו אל הגלקסיה המרכזית ופיזרו כוכבים תוך כדי הנפילה. זה אומר שיש הבדל בין הכוכבים בהילה הכוכבית לאלו שנוצרו בתוך הגלקסיה, וזה משמעותי כשבאים לפרש תצפיות על מנת להסיק כיצד נוצרה ההילה.

בעקבות התוצאות שלהם, החוקרים הגיעו לשתי מסקנות מעניינות מאוד:

  • יש צורך בשינוי ההגדרה של גבול הגלקסיה, כך שתכלול גם את ההילה הכובית הענקית הזו. 
  • בסימולציות של יצירת גלקסיות, שבהן בשנים האחרונות הייתה נטייה להשתמש במשוב חזק מהגרעין הפעיל של הגלקסיה מפני שחשבו שהסימולציות יוצרות יותר מדי כוכבים, יתכן ולא צריך להפעיל משוב חזק כל כך, היות ובעצם יש יותר מסה ממה שחשבנו קודם, ולכן הסימולציות קרובות יותר למציאות ממה שחשבנו.

שביט בעל שישה זנבות

התגלית מופיעה במאמר הבא:
http://arxiv.org/abs/1311.1483

החוקרים צילמו את השביט פעמיים בהפרש של שבועיים באמצעות טלסקופ החלל האבל, ובשני המקרים נראים שובלים מטושטשים שלטענתם הם זנבות (ראו תמונה מצורפת), והשובלים האלה משנים מעט את כיוונם בין תמונה אחת לשניה.
לפני שאכנס לפרטים של השביט הנוכחי, אני רוצה לציין שלמדתי הרבה על שביטים בזכות הסמינר המחלקתי שהועבר על המחקר הזה, ורוצה להודות לאלעד שטיינברג על שסיכם בצורה כל כך ברורה את הדברים.




התמונה מהמאמר. החיצים עם האותיות מסמנים את הזנבות השונים.


מסתבר שההבדל בין שביטים לאסטרואידים הוא לא מובן מאליו. כלומר, יש הגדרה שקשורה במסלול, כך ששביטים הם במסלול מאורך שעובר קרוב לשמש, בעוד שאסטרואידים הם במסלול מעגלי מרוחק (רוב אלה שאנחנו מסוגלים לראות מגיעים מהחגורה הראשית, שהיא באיזור צדק). על פי ההגדרות האלה, העצם שעליו אנחנו מדברים הוא בכלל אסטרואיד, אבל יש לו זנבות! זה מעורר תהיה כיצד נוצרו הזנבות, מכיוון שבמרבית השביטים שאנחנו מכירים, הזנבות נוצרים מכך שקרח (שממנו מורכב מרבית השביט) נמס בעקבות המעבר סמוך לשמש ומשתחרר, ובעקבות לחץ הקרינה שמגיע מהשמש האדים מתרחקים מהשביט. זה גם אומר שבמרבית השביטים, הזנב שאנו רואים אינו פונה מאחוריהם כי אם בכיוון הרחק מהשמש, מה שיכול להיות גם ממש בניצב לכיוון ההתקדמות שלהם! אם המים שמשתחררים מכילים גם חלקיקי אבל גדולים, קרינת השמש פחות מצליחה להעיף אותם, ואז יתכן ויווצר זנב נוסף שינוע מאחורי השביט, כמו שאנחנו רגילים. השביט הנוכחי, לעומת זאת, לא עבר קרוב לשמש מעולם, ולכן לא ברור מה גרם לו להתחיל לשחרר פתאום חומר לחלל.
הסברה הרגילה כשמדובר על שביטים של החגורה הראשית (קרי, אסטרואידים בחגורה הראשית שיש להם שובל) היא שהם התנגשו במשהו, והמכה גרמה לכיס גז באסטרואיד להתחיל להפלט. אבל במקרה הזה החוקרים ביצעו חישובים שהראו שששת הזנבות החלו להפלט כל אחד בזמן אחר, ולכן צריך היה שש פגיעות, דבר לא סביר. בנוסף, מכיוון שהזנבות פונים בכיוונים שונים ומשנים את כיוונם בצורה שונה עם הזמן, ההשערה היא שמדובר בחומרים שונים שמשתחררים. החוקרים עדיין עומלים בנושא, והשערות עולות ומופרכות, אבל אין ספק שזה שביט מעניין מאוד, ובתקווה גם ילמד אותנו לא מעט.

תחזית חודשית לגילוי חומר אפל

בעבר התפרסמו מספר כתבות לגבי כך שקבוצת חוקרים טוענת שניסויים שמטרתם לחפש חומר אפל צריכים לשנות את הציפיות שלהם לימים הטובים ביותר לעשות את זה. אסכם כאן בקצרה את העניין.

אנחנו לא יודעים מהו החומר האפל, אבל ההשערה המקובלת ביותר היא שהוא למעשה חלקיקים קטנים שמגיבים כמעט אך ורק לכבידה (או באנגלית Weakly Interacting Massive articles - WIMPs). גם בהנחה הזו, יש הרבה דברים שאנחנו לא יודעים על החומר האפל, כמו למשל מה הגודל של החלקיקים הבסיסיים, ומה המהירות הממוצעת שלהם, או האם הם מגיבים עם חלקיקי חומר אפל אחרים ומתחסלים תוך כדי יציר אנרגיה. אנחנו כן יודעים שנראה שגלקסיות מוקפות ב"הילה" של חומר אפל, שמשתרעת ממרכז הגלקסיה ועד הרבה מעבר לקצה שלה. אם החומר האפל אכן מורכב מחלקיקים קטנים שכאלה, אז סביר להניח שהרבה מאוד מהם חולפים דרכנו וסביבנו כל הזמן ולכן חלק קטן מהם יפגע ישירות בחלקיקים רגילים, וזה מעלה את האפשרות לגילוי שלהם.
אבל כמובן שדברים הם אף פעם לא פשוטים, ולכל ההשערות האלה יש להוסיף עוד מרכיבים. היות והשמש מסתובבת סביב מרכז הגלקסיה, זה אומר שהיא נעה ביחס להילת החומר האפל, ומהכיוון שאליו היא נעה אמור להגיע יותר חומר אפל. אבל גם כדה"א מסתובב סביב השמש, ולכן בתקופות שונות בשנה הוא זז במהירות שונה ביחס לחומר האפל; בתקופה בה כיוון התנועה שלו מקביל לכיוון התנועה של השמש (שיוצאת בקיץ) הוא יזוז מהר יותר ביחס לחומר האפל (ולכן יחלוף על פני יותר חלקיקי חומר אפל ויגדיל את הסיכוי לניסויים שמנסים לאתר חומר אפל לעשות זאת). כמה ניסויים למציאת חומר אפל מתבססים על ההנחה הזו, ושניים מהם אף דיווחו שהתוצאות שלהם מתאימות למה שמצפים.
אולם כעת ישנה קבוצה של חוקרים שטוענת שהמשיכה של השמש, שהוזנחה עד כה, יכולה לשנות את התוצאות, ובעיקר לשנות את הזמנים בהם אנחנו צריכים לצפות לשיא ושפל במעבר החומר האפל, ולהזיז את השיא מהראשון ביוני לכוון הראשון במרץ, כאשר עד כמה משיכת השמש תשפיע על התוצאות תלוי במסה במהירות של החלקיקים (דבר שכלל אינו ידוע). המשמעות העיקרית של המחקר הזה היא לאפשר לתחום בצורה טובה יותר את המהירויות והמסות האפשריות של חלקיקי חומר אפל, אבל גם זו התקדמות (ובמדע נדיר שדברים מתקדמים בקפיצות גדולות - בד"כ זה תהליך ארוך וכולל הרבה גישושים ותהיות).

החומר החסר עדיין חסר...

מתוך המאמר  http://arxiv.org/pdf/1312.6769v1.pdf.

המאמר נראה לי בתחילה כמאמר פשוט, שיש בו מעט מאוד להסביר, אבל ברגע שהתחלתי לנסות ולכתוב את זה גיליתי עד כמה הנושא הזה דורש ידע מוקדם. אני מתנצל מראש אם הפוסט הזה יוצא ארוך; אני מקווה שלפחות מי שיקרא אותו יצא עם הבנה טובה יותר של הילות חמר אפל ועוד כמה נושאים.

על פי התיאוריה השלטת, כל גלקסיה שוכנת בתוך הילה של חומר אפל, שמתפרשת עד למרחק גדול מקצה הגלקסיה. אך הילות חומר אפל הן מבנים יותר מסובכים משהתיאור הפשטני הזה מעביר; לא פשוט לקבוע היכן בדיוק הקצה שלהן. ההגדרה הסטנדרטית מתבססת על תיאוריה שנקראה התיאוריה הויריאלית, וקובעת את קצה ההילה במרחק בו הצפיפות הממוצעת של ההילה היא כפולה מסויימת של הצפיפות הממוצעת ביקום. בהתאמה, הרדיוס הזה נקרא הרדיוס הויריאלי. ההנחה הרווחת היא שהרוב הגדול של החומר שמשוייך להילה נמצא בתוך הרדיוס הזה. אבל הרדיוס הויריאלי הוא לא הרדיוס היחידי שאפשר להתייחס אליו בהקשר של הילות. בין השאר, יש מרחק מההילה בו המשיכה הכבידתית שלה מתנגדת בדיוק להתפשטות היקום, וגלקסיות (והילות) שימצאו מעבר לרדיוס הזה כבר לא יפלו אל עבר ההילה. הרדיוס הזה מכונה משטח מהירות האפס, והוא גדול פי כמה מהרדיוס הויריאלי.

ספירה של כלל החומר שנמצא בגלקסיות והילות שאנחנו רואים סביבנו נותנת צפיפות חומר באיזור שלנו שקטנה פי שלושה מצפיפות החומר הממוצעת ביקום, דבר שדורש הסבר. הסבר אפשרי אחד שכזה הוא שיש הרבה מאוד מסה שאינה בתוך התחום שבו מוגדרות בד"כ ההילות, כלומר בתוך הרדיוס הויריאלי שלהן. אם כך הדבר, מרבית הסיכויים שהחומר החסר הזה ימצא בנפח שבין הרדיוס הויריאלי לרדיוס מהירות האפס. בזה עוסק המאמר, והוא מנסה לבדוק האם ההסבר שתיארתי מעל נכון ע"י שימוש במהירויות נפילה של גלקסיות אל עבר הצביר וירגו (הצביר הקרוב ביותר אלינו). היות ומדידת מהירות הנפילה היא דבר לא טריוויאלי (מכיוון שמה שאסטרונומים מסוגלים למדוד הוא למעשה המהירות של הגלקסיות בקו שבינינו לבינן, ואז ישנם כל מיני מודלים וחישובים שמאפשרים להוציא את המהירות שלהן בכיוון הצביר), החוקרים (שכוללים, בין השאר, את האסטרונום המפורסם ברנט טלי) מדדו באמצעות טלסקופ החלל האבל את המרחקים והמהירויות של תשע גלקסיות שנמצאות בינינו לבין וירגו, כך שאין יותר מדי מהירויות נוספות שצריך להתחשב בהן בחישוב מהירות הנפילה של הגלקסיות לצביר. תשע הגלקסיות האלה נמצאות כולן בתוך משטח מהירות האפס של וירגו, ושתיים מהן בתוך הרדיוס הויריאלי שלו. זה מאפשר לחשב את המסה שבתוך הכדור שמוגדר על ידי משטח מהירות האפס, והמסה שהתקבלה מהחישוב הזה קרובה מאוד למסה שנהוג לייחס לוירגו בתוך הרדיוס הויריאלי שלו, מה שמצביע על כך שככל הנראה *אין* כמות גדולה של מסה שסובבת את וירגו, וכנראה שיש לחפש הסבר אחר לצפיפות החומר הנמוכה באזורינו.

פרוייקט אגורה

פרוייקט אגורה פרסם את המאמר המרכזי לאחר הסדנה שהתקיימה באוגוסט באוניברסיטת סנטה קרוז בקליפורניה (אחד מהקמפוסים היפים בעולם; הם ללא ספק נהנו בסדנה!). לא מדובר בפרוייקט מסירת החפצים הישראלי (agora.co.il, שאני ממליץ עליו ביותר, אך אינו קשור לעמוד הזה), אלא בפרוייקט שנועד להשוות בין קודים שונים של סימולציות יצירת גלקסיות. השוואה שכזו היא דבר חשוב, מכיוון שבקוסמולוגיה כמעט כל המחקר מתבסס על סימולציות, ולא כולם מתבססים על אותו קוד - יש הבדלים ביישום הנומרי ובתהליכים הפיזיקליים שמכניסים פנימה. למשל, יש קודים שמייחסים עוצמות שונות למשוב האנרגטי של החור השחור במרכז הגלקסיה, כמו גם איך האנרגיה שנפלטת ממנו מועברת לשאר הגלקסיה.
מצד אחד זה דבר טוב, כי זה אומר שיש ביקורת על התוצאות; מצד שני, קשה מאוד להשוות בין התוצאות כדי לתת את הביקורת הזו, כי אנחנו עדיין לא בטוחים מה עושה כל תוספת לקוד וכמה זה תלוי באפקטים נומריים. זו המטרה העיקרית של הפרוייקט - ליישר קו, כך שיהיה ברור מה עושה כל קוד ביחס לאחרים. זה נעשה על ידי קריאה לכותבי הקודים להשתתף בפרוייקט, ואז מחלקים לכל מי שמשתתף תנאי התחלה זהים ובודקים איך הסימולציות מתפתחות בקודים השונים. זה מאפשר לזהות איזה קודים גורמים ליותר יצירת כוכבים או פחות רוח גלקטית, וכולי. יתכן ועל הדרך יהיה ניתן גם לזהות איזה תהליכים תלויים מאוד בפרמטרים הנומריים של הסימולציה (כמו רזולוציה) וכיצד תהליכים שונים משפיעים על התפתחות הגלקסיה.
זו לא הפעם הראשונה שפרוייקט כזה נעשה, אבל בעבר הפרוייקטים התמקדו בסימולציות של חומר אפל בלבד או בקודים של מציאת הילות וגלקסיות בתוך הסימולציה; זו הפעם הראשונה שנעשה נסיון להשוות בצורה מסודרת בין סימולציות הידרודינמיות, שמכילות גם גז ותהליכים של הווצרות כוכבים וקרינה. אלה סימולציות מסובכות ויקרות חישובית בהרבה, ומספר התהליכים שניתן להוסיף (ולכן גם מספר הוריאציות בין קודים) הוא גדול מאוד. פרוייקט השוואה שכזה הוא דבר חשוב מאוד על מנת שנוכל להתקדם הלאה ושמדענים יוכלו להבין כמו שצריך מה סימולציות של אחרים אומרות לגבי המחקר שלהם עצמם.