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.

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!

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!

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.

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.