אסטרופיזיקה: לגעת בכוכבים

מה שרואים מכאן

כבר אלפי שנים בני אדם מביטים מעלה, אל השמיים, ומנסים להבין האם הכוכבים רחוקים מאתנו, וכמה רחוקים הם מאתנו. הניסיון הזה הוליד את אחד המדעים העתיקים ביותר בעולם – האסטרונומיה – שנתנה לכוכבים שמות וסידרה אותם בקבוצות. רק כאשר החלו המדענים להבין שהכוכבים רחוקים מאתנו מיליוני ומיליארדי מונים מהשמש, נולדו האסטרופיזיקה והקוסמולוגיה המודרניות.

פרלקסה: חישוב המרחק לכוכבים

אז איך יכולים האסטרופיזיקאים לדעת משהו בכלל על עצמים שנמצאים כל כך רחוק? הרי אי אפשר להגיע לשם ולבצע מדידות. השלב הראשון, כפי שציינתי, היה כרוך בהבנת מרחקם של הכוכבים מאתנו. ניתן לחשב את מרחקו של כוכב על ידי פרלקסה (Parallax) – שיטה גיאומטרית פשוטה לחישוב מרחקים באמצעות תזוזת המקור הנמדד כנגד רקע כלשהו.

כדי לדמות תנועת פרלקסה, הסתכלו בעצם הנמצא מולכם פעם בעין אחת ואז בעין השנייה – העצם "יזוז" ימינה ושמאלה בהתאם לעין הרואה אותו. מתוך שיטת המדידה הזו, נוצרה יחידת מרחק חדשה הנקראת "פארסק" (Parsec), שגודלה הוא 3.26 שנות אור.

הפרלקסה הראשונה נמדדה בשנת 1838 על ידי האסטרונום פרידריך בסל (Bessel). מרחקו של הכוכב שהוא מדד, 61 בקבוצת ברבור, הוא כ-11 שנות אור. יש גבול לרמת הדיוק של מדידת פרלקסה המבוצעת על פני כדור הארץ, עקב תנועת המולקולות באטמוספירה והעובדה שקו הבסיס המרבי של המדידה לא יכול לעלות על רוחב מסילת כדור הארץ סביב השמש.

לפיכך, פרלקסה מאפשרת לחשב את מרחקם של כוכבים הנמצאים בקו שאורכו לא עולה על כמה עשרות או מאות שנות אור. ברדיוס כזה נמצאים אלפי כוכבים, וניתן להסיק אודותיהם מסקנות סטטיסטיות. עכשיו אפשר להתחיל לומר משהו על כוכבים ולא רק לצפות בהם.

רוב הכוכבים מאירים, ואור מאבד מעוצמתו ביחס הפוך לריבוע מרחקו של המקור. ניתן לדמיין אור ככדור המתפשט החוצה עד שהוא מגיע אלינו. האור מתפרש על פני כל הכדור, ולכן עוצמתו (L) במרחק מסוים תהיה L / 4πR². לפיכך, הבהירות הנראית של כוכב היא זו שאנו רואים על פני כדור הארץ, ואילו הבהירות המוחלטת שלו היא ההארה האמתית שלו – כאילו אנו עומדים לידו.

ברגע שידועים המרחק (D) של כוכב ובהירותו הנראית (m), ניתן לחשב את בהירותו המוחלטת (M):
(M = (m + 5) – (5 log D

מכאן אפשר לדעת גם מהו מרחקו של הכוכב, ברגע שאנו יודעים את בהירותו הנראית ואת בהירותו המוחלטת.

שיטה נוספת לחישוב מרחקם של כוכבים ועצמים רחוקים וגדולים יותר, היא שימוש בכוכבים משתנים הנקראים "קֶפֶאידים" (Cepheids). הכוכבים הללו משנים את בהירותם בקצב קבוע, במחזור של יום אחד עד כמה עשרות ימים. האסטרונומית הנרייטה לוויט (Leavitt) חקרה בשנת 1912 את הכוכבים הללו, בגלקסיית ענן מגלן הקטן, במרחק 150,000 שנות אור.

היא ראתה שככל שזמן המחזור של הכוכב (P) ארוך יותר, כך הוא הופך להיות בהיר יותר (M):
M = -2.81 log(P) – 1.43

משוואת הבהירות ומשוואת הקפאידים מאפשרות לחשב את מרחקם של עצמים רחוקים מאוד. פרלקסה מאפשרת לחשב מרחקים של עשרות ומאות שנות אור, ואילו שיטת הקפאידים מגדילה את המרחק למיליוני שנות אור. כך אפשר לחשב את מרחקם ובהירותם של כוכבים, של גלקסיות ושל עצמים אחרים.

שיטה נוספת לחישוב מרחקים קוסמולוגיים תלויה בסוג מסוים של סופרנובות (כוכבים מתפוצצים). כמו כן – אם אנו צופים בכוכב כפול, אפשר להסיק באופן ישיר גם את מאסות הכוכבים באמצעות משוואות ניוטון. ידיעת מאסות, מרחקים ובהירויות של כוכבים כבר נותנת לנו מידע משמעותי אודות החלל שסביבנו.

צבעו של כוכב נקבע על ידי טמפרטורת פני השטח שלו: כוכב בטמפרטורות נמוכות זורח בצבע אדום, כוכב בטמפרטורות ממוצעות יותר זורח בצבע צהוב, ואילו כוכב בטמפרטורות גבוהות זורח בצבעי לבן וכחול. האסטרונומים של תחילת המאה העשרים סיווגו את הכוכבים לפי צבע וטמפרטורת פני-שטח, וחילקו אותם ל-7 קטגוריות ספקטרליות:

O – כחול, 30,000 – 60,000 מעלות.
B – כחול-לבן, 10,000 – 30,000 מעלות.
A – לבן, 7,500 – 10,000 מעלות.
F – צהבהב-לבן, 6,000 – 7,500 מעלות.
G – צהוב, 5,000 – 6,000 מעלות.
K – כתום, 3,500 – 5,000 מעלות.
M – אדום, 2,000 – 3,500 מעלות.

השמש שלנו, למשל, היא כוכב מסוג G עם טמפרטורת פני שטח של כ-6,000 מעלות. בנוסף, האסטרופיזיקאים מחלקים את 7 הקטגוריות לתתי-קטגוריות, על מנת להבחין בין כוכבים עם הרכב כימי מסוים. אגב, יש להם טריק נחמד לשינון 7 סוגי הכוכבים: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me.

ניתן לחשב את בהירותו האמיתית של כוכב באמצעות שטף האנרגיה שלו, העובר בשטחו דמוי הכדור: L ~ 4π(R²)σT. המשוואה הפשוטה הזו קושרת בין 3 נתונים חיוניים אודות כל כוכב: בהירות מוחלטת (L), רדיוס (R) וטמפרטורת פני שטח (T). אם נחלק את הכוכבים בגרף לפי בהירות (L) וטמפרטורה (T), נקבל קו כמעט ישר. קו זה נקרא "הסדרה הראשית" בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, או HR בקיצור.

תרשים HR

אם נתונים טמפרטורת פני שטח ובהירות, ניתן לחשב גם את רדיוס הכוכב לפי תרשים HR: בהירות גבוהה וטמפרטורת פני שטח נמוכה מעידים על רדיוס גדול מאוד וצבע אדום – לכן הכוכב נקרא "ענק אדום" (גדול פי כמה מאות מהשמש). לעומת זאת, בהירות נמוכה וטמפרטורת פני שטח גבוהה מעידים על רדיוס קטן וצבע לבן – לכן הכוכב נקרא "ננס לבן" (בגודל כדור הארץ, בערך).

כל אטום של יסוד מסוים יכול לפלוט או לבלוע אור בתדירויות ספציפיות בלבד. כאשר אור הכוכבים עובר דרך מנסרה, הוא מתפצל לגוני הקשת וניתן לראות את הרכבו הכימי של הכוכב באמצעות ניתוח ספקטרוסקופי. נוכחות או היעדרות של אור מסוים בספקטרום של הכוכב, מעידות על יסוד מסוים הקיים או לא קיים בכוכב.

בנוסף, אפקט דופלר באור הכוכבים מגלה האם הכוכב מתקרב אלינו או מתרחק מאתנו: אם אור הכוכב נוטה לעבר הקצה הכחול של הספקטרום, הכוכב מתקרב אלינו; אם האור נוטה לקצה האדום של הספקטרום, הכוכב מתרחק. אותו דבר תקף גם לגבי גלקסיות, קוואזרים וכו', אבל בשיטה קצת אחרת – כי ביקום מדובר במרחב עצמו שמתפשט, ולא באור.

השיטה הזו אפשרה לאסטרונום האבל (Hubble) לגלות שהיקום מתפשט ותופח: האור של כל הגלקסיות סביבנו מוסט לכיוון האדום (Red Shift), מה שאומר שהן מתרחקות מאתנו. בצורה זו ניתן לחשב את מהירות הכוכבים, את כיוון תנועתם וכן גם את המאסות שלהם (אם מדובר בכוכבים כפולים). אפקט דופלר באור הכוכבים מאפשר גם לחשב את מהירות סיבובו של כוכב על צירו.

מתחת לפני השטח

התפתחות מדע התרמודינמיקה הובילה להבנה שכוכב הוא כדור פלזמה רותחת, הנמצא בשיווי משקל דינמי בין כוח הכבידה שלו (המושך פנימה) והלחץ התרמודינמי (הפועל החוצה, בעקבות יצירת אנרגיה במרכז). הפיזיקאי האנס בתה (Bethe), שידוע יותר בשל תרומתו לפיתוח הפצצה הגרעינית, חישב בשנות ה-30 כיצד יכול כוכב להפיק אנרגיה כה רבה.

הוא מצא שכוכב כמו השמש "מתיך" מימן להליום, ויתרת המאסה לאחר ההיתוך משתחררת כאנרגיה – אותה אנרגיה הפורצת החוצה מפני השטח של הכוכב ומאזנת את כוח הכבידה. בתה גילה שכוכבים המתיכים מימן להליום נמצאים על קו הסדרה הראשית בדיאגרמת HR. כוכבים אחרים, שסיימו את השלב הזה, הופכים את ההליום שלהם לפחמן, חמצן ויסודות אחרים.

הכוכבים בשלב היתוך ההליום עוברים להיות "ענקים אדומים". לאחר שיסיימו את ההליום, השכבות העליונות שלהם יעלמו במהירות של כמה עשרות ק"מ/שנייה, ורק ליבתם הקטנה תישאר חשופה. הכוכב עבר לשלב ההתקררות הסופי, הנקרא "ננס לבן". כוכבים מאסיביים יותר הופכים להיות "על-ענקים" והם ממשיכים להתיך הליום לפחמן, פחמן לצורן ולניקל ובסוף יוצרים ברזל. תהליך ההיתוך נעצר בברזל, ואז הכוכב מתפוצץ כסופרנובה ומשאיר אחריו כוכב נייטרונים או חור שחור – תלוי במאסתו ההתחלתית ובמאסת הליבה שנותרה מאחור.

בשלב הסדרה הראשית של המימן, השלב שבו נמצאת השמש שלנו כרגע, ניתן לחשב את בהירותו האמתית של כוכב (L) גם מתוך ידיעת המאסה שלו (M):
(log(L) ~ 3.45 log(M

למשל: לכוכב בעל מאסה גדולה פי 5 מהשמש, יש תפוקת-אנרגיה גדולה פי 280 מהשמש. יחד עם המשוואה של תרשים HR, ניתן לחשב מהי מאסתו של כוכב בעל בהירות, רדיוס וטמפרטורת פני שטח נתונים. כמו כן קיימים קשרים נוספים, כגון יחס מאסה-רדיוס ויחס מאסה-גיל.

ככל שכוכב מאסיבי יותר כך הוא שורף יותר אנרגיה ומאיר חזק יותר; לפיכך חייו קצרים יותר. כוכבים בעלי 0.4 מאסות-שמש חיים 100 מיליארד שנה – יותר מזמן קיום היקום; כוכבים מסוג השמש שלנו חיים בסביבות 10 מיליארד שנה, ואילו כוכבים בעלי עשרות מאסות-שמש חיים כמה מיליונים בודדים או מאות אלפים של שנים. רוב הכוכבים מתים בשקט יחסי, בלי רעש וצלצולים, אך כמה מהם נקרעים לגזרים בהתפוצצויות אדירות בעלות אנרגיה של מיליוני כוכבים.

כוכב הוא כדור ענק של גז מיונן (פלזמה), שבו פועלים שני כוחות מנוגדים השומרים על שיווי משקל: כוח הכבידה המושך פנימה, והלחץ התרמי הפועל החוצה בגלל יצירת אנרגיה במרכז הכוכב. כל עוד הכוכב מייצר מספיק אנרגיה במרכז, הלחץ הזה ישמור שלא תהיה קריסה פנימה. שיווי המשקל הזה קיים בכוכב מרבית חייו, ויוצר עוצמת אור של מיליוני ומיליארדי נרות לכל סמ"ר. השמש שלנו, למשל, הופכת 600 מיליון טון של מימן להליום בכל שנייה, כאשר 4 מיליון טון מהם הופכים לאנרגיה בכל שנייה.

הענק האדום והננס הלבן

כ-90% מהכוכבים הופכים מימן להליום במרכזם, כאשר יתרת המאסה הופכת לאנרגיה, המתפרצת החוצה מהמרכז ומונעת קריסה כבידתית (לחץ קרינה). כוכבים אלה נמצאים במה שנקרא "הסדרה הראשית של המימן". אבל מה קורה כאשר נגמר המימן בליבת הכוכב? מה ימנע מכוח הכבידה לרסק את הכוכב אל תוך עצמו?

הגורם הכי חשוב בחייו ובמותו של כוכב הוא המאסה שלו. ככל שהמאסה גדולה יותר, הלחץ של כוח הכבידה יוצר טמפרטורה גבוהה יותר במרכז – והכוכב מתיך מימן להליום במהירות גדולה יותר. כל עוד מדובר בכוכב שהמאסה שלו אינה עולה על 8 מאסות-שמש, הכוכב יגמור את המימן שלו וישאיר ליבת הליום במרכז.

בשלב כלשהו ההליום מתחיל להפוך לפחמן, לצורן ולחמצן והמעטפת החיצונית של הכוכב מתפשטת החוצה. המצב הזה נקרא "הסדרה הראשית של ההליום" והכוכב נקרא "ענק אדום". כאשר השמש שלנו תגיע לכך – בעוד כ-5 מיליארד שנים – המעטפת שלה תתנפח, והיא עלולה אף לבלוע את כדור הארץ.

ערפילית פלנטרית

כאשר כל ההליום בליבת הענק האדום הפך לפחמן ולחמצן, הליבה שוב מתחילה להתכווץ. מעטפת הכוכב כבר התרחקה מהליבה, שנשארה חשופה בטמפרטורה של יותר מ-100,000 מעלות. הליבה כעת קטנה וזוהרת בצבע לבן – "ננס לבן". אומנם הוא בגודל כדור הארץ, אך כיוון שהמאסה המרבית של ננס לבן היא 1.44 מאסות-שמש, צפיפותו הממוצעת היא 1 טון/סמ"ק.

לשם השוואה: צפיפות של מים היא 1 גרם/סמ"ק ואילו צפיפותו הממוצעת של כדור הארץ היא 5.5 גרם/סמ"ק. הננס הלבן ימשיך להתקרר במשך אלפי השנים הבאות, מוקף בערפילית פלנטרית של גזים מתפשטים – שריד לשכבות החיצוניות של הענק האדום (ראו תמונה משמאל). בסופו של דבר הננס הלבן יתקרר לגמרי עד שלא ייראה כלל, ויהיה גוש אפר שחור.

סופרנובה

כאשר מדובר בכוכב בעל מאסה גדולה מ-8 מאסות-שמש, התהליך לא נעצר בהפיכת ההליום לפחמן ולחמצן. כגודל המאסה של הכוכב, כן הוא יוצר יסודות כבדים יותר ממימן ומהליום: פחמן, חמצן, ניאון, צורן (סיליקון), ועד ליסוד האפשרי האחרון – ברזל.

למה התהליך נעצר דווקא בברזל? כי כדי ליצור יסודות כבדים יותר מברזל, הכוכב צריך להשקיע הרבה מאוד אנרגיה – שלא קיימת אצלו. כוכבים מאסיביים מאוד בשלב זה נקראים "על-ענקים", והם נראים כמו בצל: כל שכבה עשויה מיסוד כבד יותר, עד שמגיעים לליבה העשויה ברזל. בשלב כלשהו הליבה הופכת להיות כל כך גדולה עד שאינה יכולה לתמוך בעצמה – וקורסת פנימה.

היתוך יסודות בכוכב על-ענק

ברגע הקריסה, החלק הפנימי של הליבה נעצר בבת אחת, כי הגיע לצפיפות מרבית מותרת, והחלק החיצוני ממשיך לקרוס במהירות של עשרות אלפי ק"מ/שנייה. ברגע זה הטמפרטורה עומדת על מאה מיליארד מעלות. אם מאסתו ההתחלתית של הכוכב הייתה 20 מאסות-שמש ומעלה, הלחץ כל כך גדול עד שהאלקטרונים נבלעים בתוך הפרוטונים – ויוצרים מאסה נוזלית של נייטרונים. למרות הצפיפות המחרידה, הנייטרונים מתנהגים כמו נוזל-על והליבה הופכת לכוכב נייטרונים (מאסות נמוכות מ-20 מאסות-שמש מובילות ליצירת ננס לבן).

ברגע שהחלק החיצוני של הליבה מתנגש בחלק הפנימי, נוצר גל הלם שנע החוצה ובעצם מפוצץ את הכוכב. כיוון שגל ההלם רותח במיליארדי מעלות, הוא הופך את הברזל לניקל, לקובלט, לזהב ולשאר יסודות כבדים – וממשיך בדרכו החוצה. אחרי דקה בערך הוא מגיע לשכבות החיצוניות של הכוכב ומעיף אותן במהירויות של אלפי עד עשרות אלפי ק"מ/שנייה.

התפרצות כזו מכונה סופרנובה, והיא זו שיוצרת יסודות כבדים יותר מברזל. התפרצויות סופרנובה בכוכבים מאסיביים מאוד – פי 100 ויותר מהשמש – נקראות "היפרנובה", והן כנראה משחררות סילונים של קרני גאמה מהקטבים, הנקלטות בכדור הארץ כהתפרצות מסוכנת של קרינה.

בשנים האחרונות התגלה שכוכבים מתפוצצים שכאלה עלולים להזיק לכדור הארץ, אם יתרחשו קרוב מדי אלינו (במרחק מאה שנות אור ומטה, ככל הנראה). אחד הכוכבים שעתיד להתפוצץ "בקרוב" – בין כמה שנים בודדות למיליוני שנים, לא ברור מתי – הוא אֵטָה קארינה, במרחק של כ-7,500 שנות אור. הכוכב הזה כל כך מאסיבי, טוען אסטרונום אחד, עד שכאשר הוא יתפוצץ ניתן יהיה לראות אותו אפילו בשעות היום, ולקרוא ספר לאורו בשעות הלילה.

אסטרונומים אחרים אומרים שאפילו ממרחק של 7,500 שנות אור, הקרינה של הסופרנובה הזו עלולה להזיק לאטמוספרה העליונה של כדור הארץ. כוכב נוסף שעתיד להתפוצץ בקרוב (במיליון השנים הקרובות) הוא העל-ענק האדום ביתלג'וז, בקבוצת אוריון. מכיוון שמרחקו הוא 600 שנות אור, גם הוא יזרח כמו הירח במילואו בשעות הלילה, וכמעט כמו מיני-שמש בשעות היום.

כוכבי נייטרונים

אחרי שכוכב בעל 20 מאסות-שמש לפחות מתפוצץ כסופרנובה, ומשחרר אנרגיה של 10 מיליארד כוכבים כמו השמש, נשארת מאחור ליבת הכוכב – שריד מהפיצוץ שנקרא כוכב נייטרונים. הקליפות החיצוניות של הסופרנובה מתפשטות החוצה והופכות לערפילית מלאת יסודות מכל הסוגים. ערפילית כזו תוכל להפוך בעתיד לחומר ממנו יווצרו כוכבים נוספים, ואף פלנטות עם יצורים חיים. לכוכב נייטרונים יש רדיוס ממוצע של כ-10 או 15 ק"מ, אך כמות החומר בו מגיעה עד כדי 3 מאסות-שמש. לפיכך, הצפיפות הממוצעת שלו גדולה אף יותר מזו של ננס לבן – 100 מיליון טון/סמ"ק.

כאשר נוצר כוכב נייטרונים בפיצוץ סופרנובה, השדה המגנטי שלו נדחס ומתחזק מיליארדי מונים לעומת זה של כדור הארץ, ומהירות סיבובו מואצת גם היא. עקב גודלו הקטן וצפיפותו הרבה, כוכב נייטרונים סובב סביב צירו בין פעם בשנייה לכמה עשרות פעמים בשנייה.

בתוך השדה המגנטי המפלצתי שלו נמצאים חלקיקים תת-אטומיים טעונים, היוצרים קרינה אלקטרומגנטית חזקה – רנטגן, רדיו וגם אור נראה (בדומה לזוהר הקוטב בכדור הארץ, אבל בעוצמה גדולה פי מיליארדים). הקרינה הזו מרוכזת בשני סילונים דקים הפורצים החוצה מהקטבים המגנטיים של הכוכב. אם אחד הסילונים מכוון במקרה אל עבר כדור הארץ, אנו רואים פולס מהבהב כל אימת שהכוכב מסתובב – כמו מגדלור. לכן כוכבי נייטרונים נקראים גם פולסארים (Pulsar).

פולסאר / מגנטר

לפולסארים יש גם גרסה קיצונית יותר: אם נוצר פולסאר שמהירות סיבובו ועוצמת השדה המגנטי שלו עוברים גבול מסוים, הוא הופך להיות מגנטאר (Magnetar). מגנטאר מסתובב מהר יותר מפולסאר רגיל (שמסתובב מאות פעמים בשנייה), והשדה המגנטי שלו חזק פי עשרות עד אלפים. השדה המגנטי של מגנטאר כל כך חזק, עד שהוא מעוות את הקרום החיצוני של הכוכב וגורם ל"רעידות אדמה", המשחררות התפרצויות רנטגן, גאמה וחלקיקים טעונים. כל התפרצות כזו נקלטת בכדור הארץ כהבזק של קרני גאמה.

בשנים האחרונות התחילו מדענים לחקור את האפשרות לקיומו של כוכב קטן ודחוס יותר מכוכב נייטרונים – כוכב קווארקים. אם המאסה של ליבת הסופרנובה גדולה מדי ליצירת כוכב נייטרון, אך קטנה מכדי להפוך לחור שחור – הלחץ ירסק את הפרוטונים והנייטרונים ויהפוך אותם ל"מרק" של קווארקים חופשיים. בכוכב נייטרונים הקווארקים עדיין מזווגים בשלשות – כמו בטבע – אך במצבים קיצונים של לחץ וצפיפות הם משתחררים. סופרנובות היוצרות כוכבי קווארק הן גם קיצוניות יותר בעוצמתן ומשחררות יותר אנרגיה, וייתכן שהתפרצויות היפרנובה קשורות ליצירת כוכבי קווארקים.

חורים שחורים

חור שחור (תרשים סכמטי)

כאשר ליבת הסופרנובה היא בעלת מאסה העולה על 3 מאסות-שמש, גם הלחץ של הנייטרונים או הקווארקים לא מספיק כדי לתמוך בה – והיא קורסת אל תוך עצמה ויוצרת חור שחור. כשמו כן הוא – חור שחור אינו עשוי מחומר או מאנרגיה, הוא פשוט "חור" בתוך המרחב-זמן.

זה דומה לכדור באולינג המונח על טרמפולינה ויוצר בה שקע: אם נגלגל כדורים קטנים אל עבר השקע, חלקם יסתובבו סביב השקע ויצאו חזרה החוצה, וחלקם יפלו פנימה בלי אפשרות לחזור. סביב החור השחור יש גבול כדורי שממנו אפילו אור אינו יכול לברוח – והוא נקרא "אופק האירועים".

רדיוסו של אופק האירועים תלוי ישירות במאסה של החור השחור (R = 2GM/C²): חורים שחורים בעלי מאסה קטנה (של כוכב) יהיו בעלי רדיוס של כמה קילומטרים, ואילו חורים שחורים על-מאסיביים הם בעלי רדיוס של מיליוני קילומטרים. כאשר חומר נופל לתוך חור שחור, הוא מתחמם ומהירות הסיבוב שלו סביב החור גדלה והולכת. בשלב כלשהו, כאשר החומר התרסק לחלקיקים ולאנרגיה והוא עומד להיבלע על ידי החור, הוא משחרר "צעקת אנרגיה" אחרונה בצורת חלקיקים וגלי רדיו, רנטגן וגאמה.

חורים שחורים הם יצורים מוזרים שחוזה תורת היחסות הכללית. אי אפשר לצפות בהם באופן ישיר, אלא רק לפי השפעתם על הסביבה. לחור שחור יש כמה תכונות "קלאסיות" – כגון רדיוס, תנע זוויתי (סיבוב), טמפרטורה ועוד – וכן כמה תכונות חריגות יותר. כיוון שחור שחור מעקם את המרחב-זמן (כמו כדור על טרמפולינה), הוא יכול להתנהג כמו "עדשה" ולפצל את אורם של עצמים הנמצאים מאחוריו.

ומה קורה בתוך החור השחור, מעבר לאופק האירועים – היכן שאי אפשר לראות את השפעתו על העולם החיצון? שם, לפי משוואות תורת היחסות הכללית, המרחב והזמן מתכווצים לנקודה חסרת ממדים הנקראת "ייחודיות" (סינגולריות). אם משלבים בחישובים גם את משוואות תורת הקוואנטים, מקבלים כל מיני תוצאות מוזרות נוספות (למשל "אפקט הוקינג", החוזה שחור שחור פולט אנרגיה ומאבד מאסה עד שהוא נעלם בפיצוץ).

תורת היחסות חוזה אפשרויות של מסע בזמן באמצעות חורים שחורים, וכן את קיומם של מעברים על-ממדיים בין חורים שחורים – מה שנקרא "חורי תולעת" (Wormhole). בעוד שברור שכוח הכבידה מאט את מהלך הזמן, עד היום אי אפשר לדעת אם חורי תולעת הם תוצאה מתמטית בלבד או שהם קיימים גם בעולם המציאות.

אפקטים קוואנטיים יכולים להשאיר את חורי התולעת פתוחים למעבר, אבל כרגע מדובר רק בחישובים תיאורטיים – ללא ביסוס במציאות. האפשרויות התיאורטיות של מסע בזמן ובמרחב באמצעות חורים שחורים, מתוארות בספרו המצוין של האסטרופיזיקאי דר' ג'ון גריבין – "בחיפוש אחר גבולות הזמן" (John Gribbin, In Search of the Edge of Time).

מסעות במרחב ובזמן

קצת אודות קוסמולוגיה

 

2 תגובות

כתיבת תגובה

האימייל לא יוצג באתר. שדות החובה מסומנים *

*