כיצד כוכבים זוהרים

ההתפתחויות החשובות ביותר במדע מושגות לעתים כאשר אנשים מגיעים להכרה שאפשר לשאול שאלה. קחו לדוגמה שאלה פשוטה כמו "מדוע הכוכבים זוהרים". במהלך מרבית ימי ההיסטוריה האנושית, היא פשוט לא עמדה על הפרק. השאלה מעולם לא נענתה, הואיל ומעולם לא נשאלה. כוכבים זהרו בגלל עצם היותם כוכבים, וזה היה סופו של עניין, פחות או יותר.

רק במהלך המאה ה-19 הבינו מדענים שצפו בכוכבים, שהעובדה שאנו יכולים לראותם כבר מעוררת שאלות יסודיות. באותה תקופה התפתח בפיזיקה ענף התרמודינמיקה - המדע העוסק בטמפרטורה, בחום ובאנרגיה. אנשים החלו להבין, שהחום והאור המגיעים אלינו מהשמש אינם נוצרים יש מאין. האנרגיה שניגרת עלינו מהכוכב שלנו בשפע כה רב, צריכה לנבוע מאיזה שהוא מקור. רק ב-1938 הבינו המדענים, לבסוף, מהו מקור האנרגיה הבלתי נדלית כביכול.

החוק הראשון של התרמודינמיקה קובע, שאנרגיה (שחום הוא אחת מצורותיה) לעולם אינה נוצרת ולעולם אינה אוזלת. היא פשוט מומרת (מתגלגלת) מצורה אחת לצורה אחרת. כיום, כל מדען משתמש בעיקרון מאחד זה על מנת להבין את ההיגיון שביקום. הרמז הראשון לחוק זה, חוק שימור האנרגיה, הגיע ממקור לא צפוי: סטודנט גרמני צעיר שאת ההישגים האקדמיים שלו אפשר לתאר במקרה הטוב כבינוניים, ואשר באחד משלבי הקריירה שלו אף נעצר והודח מהאוניברסיטה של טיבינגן (כנראה עקב השתייכות לאגודה סודית ופעילות בה).

למרות כל זאת יוליוס מאייר (Mayer) הצעיר קיבל תואר דוקטור לרפואה, ובשנת 1840 השיג משרת רופא על ספינה שפניה יועדו למושבה ההולנדית במזרח, הידועה היום כאינדונזיה, ושם ערך תצפית שגרמה לו לעסוק בעניין זה לאורך שארית ימיו.

כדי להבין את תצפיתו של מאייר, צריך לזכור שבתקופה ההיא טופלו רוב המחלות באמצעים רפואיים שכללו הקזת דם מוורידי המטופלים. מאייר שם לב, שהדם שהוקז מוורידי מלחים שזה עתה הגיעו מאירופה היה אדום יותר מהדם של מלחים ששהו באזור הטרופי זמן רב. משמעות הדבר היא, שבדם שהוקז מוורידיהם של אלה שהגיעו לא מכבר, נותר יותר חמצן.

הוא הסיק מכך, שנדרש פחות חמצן כדי לשמור על טמפרטורת הגוף באקלים חם יותר, וטען שכאשר טמפרטורת האוויר גבוהה יותר, הגוף משתמש בפחות "כוח כימי" מהמזון, ולכן צורך פחות חמצן מהאוויר. הוא הבין שהאנרגיה הכימית מהמזון הומרה לחום, והכליל את ההבנה הזאת לרעיון, שכל הצורות של האנרגיה הן בנות המרה.

זכרו את הבנתו של מאייר בפעם הבאה שאתם יוצאים החוצה ביום קיצי. חושו בחמימות השמש. מגיעה אליכם אנרגיה, ואנרגיה זאת הומרה לחום. איזו צורה של אנרגיה הומרה לחום?

לקראת סוף המאה ה-19 החלו אסטרונומים לשאול את השאלה הזאת. ספרים מהתקופה כוללים לעתים קרובות דיונים רציניים סביב השאלה מתי החלה השמש לזהור, ומה מקור האנרגיה שלה. ב-1898 למשל, ציין האסטרונום סר רוברט בול (Ball) מקיימבריג', שלמאובני דגים יש עיניים מפותחות היטב - סימן שהשמש זרחה הרבה לפני שחר ההיסטוריה האנושית. הוא המשיך ובחן, ואף ביטל, היפותזות נוספות לא שגרתיות שריחפו באוויר באותה עת. האם השמש נמצאת כעת בתהליך התקררות שהחל מאז היווצרותה, בעת שהייתה חמה יותר? לא, היא הייתה מתקררת זה מכבר, ולא הייתה פולטת עוד אור נראה. האם היא מוסקת בדלק רגיל?

אם בוחנים את האפשרות שמדובר בפחם (הדלק הנפוץ ביותר באותה תקופה), ומניחים שאפשר לספק את כל החמצן שדרוש לבעירה מושלמת, אפשר לחשב כמה פחם צריך לשרוף בכל שנייה על מנת לייצר את כמות האנרגיה שמפיקה השמש. נשאלת השאלה כמה זמן תימשך שרפת גוש פחם בגודלה של השמש בקצב כזה של צריכה. התשובה בנוגע לפחם (או נפט, ואפילו מימן טהור): זמן קצר מאוד – כ-6,000 עד 10,000 שנים. שמש שמקור האנרגיה שלה הוא שרפת פחם לא תשרוד יותר מאשר ההיסטוריה האנושית הכתובה. ברור אפוא כי השמש אינה שורפת דלק רגיל.

אם כן, מה מתרחש בשמש? לזמן מה הסתמכה ההיפותזה המובילה על הגרוויטציה. אחת התאוריות טענה, שהשמש זורחת כי נופלים לתוכה באופן תדיר מטאורים, כוכבי שביט ואבק. כל קליע כזה יכול להוסיף אנרגיה לשמש ולתרום לחימומה. עיקרו של דבר, הנפילה הופכת את האנרגיה הגרוויטציונית של המטאורים לחום, וכך מאזנת את האנרגיה הנפלטת מהשמש כאור. ואולם, האסטרונומים כשלו בגילוי החומר שהיה אמור לזרום אל השמש.

תאוריה משופרת, הידועה בשם "היפותזת הכיווץ", מילאה תפקיד ראשי באסטרונומיה של המאה הקודמת ותרמה לאחד הפולמוסים הגדולים של התקופה. תאוריה זו הציעה שהמקור לאנרגיית הכבידה אשר מזינה את השמש איננו חומר שנופל אליה מהחלל, אלא כיווץ אטי של השמש עצמה. בגרסה זאת של התאוריה, "נפילת" השכבות החיצוניות של השמש לכיוון מרכז השמש מחליפה את נפילת המטאוריטים, כמנגנון אשר באמצעותו הופכת אנרגיית הכובד לחום.

התאוריה הייתה פופולרית מכמה טעמים. קודם כול, היא לא דרשה מקור אנרגיה חדש ואקזוטי - כל אחד בזמנו הרגיש נוח עם הגרוויטציה. כמו כן, מידת הכיווץ הנדרשת כדי שהשמש תמשיך לזהור הייתה קטנה מכדי שתימדד באופן ישיר. התאוריה היתה מובטחת מפני תצפיות סותרות.

חישובים שהסתמכו על תאוריה זו הם אשר אפשרו לפיזיקאי התאורטי הבריטי הדגול, לורד קלווין (Kelvin), האיש שניסח את מדע התרמודינמיקה בצורתו הנוכחית, להעריך את גילה של השמש ובכך לעורר מחלוקת מדעית חשובה. כוכב שמבזבז את האנרגיה הגרוויטציונית שלו כדי ליצור את קרינתו, יכול להתכווץ רק לפרק זמן מוגבל. כאשר קלווין חישב את המספרים, הוא מצא שגיל השמש נע בין 20 ל-100 מיליון שנה - בלא ספק גיל סביר יותר מאשר הגיל שחושב בהיפותזת הפחם, אך אפילו הוא לא מתקרב לגיל שנדרש בהתחשב בנתונים של הגאולוגים של כדור הארץ והתאורטיקנים של האבולוציה. בשחצנות מוזרה הכריז קלווין בשלווה ש"חוקי הטבע" מכתיבים שהדיסציפלינות של הגאולוגיה והביולוגיה האבולוציונית מוטעות וזקוקות לניסוח מחודש.

מכל מקום, תאוריית הכיווץ לא החזיקה מעמד זמן רב, עד 1920 הגיעה הבנתנו את פעולות הכוכבים עד לנקודה שבה היה אפשר לבדוק את ההיפותזה, אם לא ממש על השמש הרי בעקיפין על כוכבים אחרים. בספרו המונומנטלי "על המבנה הפנימי של כוכבים", סקר האסטרונום הבריטי ארתור אדינגטון (Eddington) את כל אשר היה ידוע על אודות מבנה הכוכבים, והניח את היסודות לתורת הכוכבים המודרנית. הוא תרם לנו את התמונה העכשווית שלפיה נמצא מקור אנרגיה בליבת הכוכב, והוא מייצר לחץ אשר מנטרל את הקריסה פנימה עקב הגרוויטציה העצמית של הכוכב, ובכך מאזן אותו לאורך תקופה של מיליארדי שנים. ככל שמדובר בהיפותזת הכיווץ, הוא התמקד בכוכבים בעלי זוהר משתנה, "המשתנים הקפאידים", העוברים תהליך של התבהרות והתעממות על פני תקופת מחזור של שבועות או חודשים. זמן מחזור ההשתנות בכוכבים אלו תלוי באופן קריטי ברדיוס הכוכב. בהתבסס על כמות האור שפולט כוכב אחד כזה, קפאי דלתא, הכיווץ היה גורם לו לקיצור מחזור ההשתנות ב-17 שניות בכל שנה. הכוכב נצפה משנת 1758, ואדינגטון טען שלא היה אפשר להחמיץ שינוי כה גדול אילו קרה. אין זה משנה מה אפשר לומר על מקור האנרגיה של דלתא קפאי, ברור שאין הוא גרוויטציה.

אדינגטון כבר היה מפורסם, לאחר שארגן ב-1919 את משלחת האסטרונומים שאימתה את תורת היחסות הכללית של איינשטיין (מדובר במדידה שאימתה את החיזוי שלפיו קרני אור שמקורן בכוכב, העוברות בדרכן אלינו סמוך לשמש, יתעקלו בעת שהן עוברות ליד השמש; הדבר אפשרי לצפייה בעת ליקוי חמה). אחרי שחיסל את היפותזת הכיווץ היה אדינגטון צריך להציע מנגנון אחר שמספק אנרגיה לשמש. כדי להבין את הצעתו נציץ לרגע בעולם המדע של שנות ה-20. אנשים הכירו את משוואתו הידועה של איינשטיין E=mc2 (אנרגיה שווה למסה כפול מהירות האור בריבוע) ואת המשתמע ממנה - שמסה יכולה להפוך לאנרגיה. בקושי חלף עשור מאז התגלית שלאטום יש גרעין, והחלקיקים היחידים שאנשים הכירו היו הפרוטון והאלקטרון. גילוי הניטרון עתיד להתרחש רק בעוד כמה שנים, וכל מי שרצה לדבר על אודות מה שאדינגטון כינה "אנרגיה תת-אטומית" בכוכבים, היה צריך לעסוק בעיקר בספקולציה. אף על פי כן, נראה היה שהכיוון היחיד שאליו יש לפנות הוא החזית החדשה של הפיזיקה.

באופן מפורש יותר אדינגטון בחן את האפשרות שמיזוג גרעיני (כפי שזה מכונה היום) - הצטרפות ארבעה פרוטונים ליצירת גרעין הליום - הוא שיכול להיות המקור העלום של אנרגיית הכוכבים. מסתו של גרעין ההליום קטנה מעט מן המסה הכוללת של ארבעת הפרוטונים, וההבדל הזה, המסה שנעלמה, מומר לאנרגיה לפי משוואת איינשטיין. אדינגטון אמנם לא שלל אפשרות זאת, אך ברור שהרעיון לא מצא חן בעיניו, מפני שתהליך המיזוג הגרעיני מגדיל את משך החיים של הכוכבים לכמה עשרות מיליארדי שנים בלבד (משך החיים הצפוי של השמש היה בסביבות 11 מיליארד שנה). ההסבר שהעדיף (והתברר לאחר מכן שתהליך זה אינו מתקיים) היה, שאלקטרונים מתנגשים בפרוטונים, משמידים זה את זה, וממירים את כל המסה שלהם לאנרגיה, וכך מבטיחים חיים של אלפי מיליארדי שנים לכוכב. הידע בזמן ההוא על הפיזיקה הגרעינית לא הספיק כדי לאפשר לאדינגטון לתת תיאור כמותי ומשמעותי לתגובה שהציע, אבל היה לו רק זמן מועט לביקורת. "אנו איננו מתווכחים עם הספקן שמנסה לשכנע שהכוכבים אינם חמים דיים [כדי שתתרחש תגובה של מיזוג גרעיני]", הוא כתב, "אנו אומרים לו ללכת ולמצוא מקום חם יותר".

וכאן, פחות או יותר, נעמדה המחשבה על מקורות האנרגיה של הכוכבים במשך עשור. במהלך שאר שנות ה-20 וברוב שנות ה-30 בוצעו מחקרים בשני ערוצים מקבילים. אסטרונומים ליקטו בסבלנות מידע על כוכבים, מיינו את תכונותיהם ה"זואולוגיות" המפליאות, וניסו ליישב את הנתונים החדשים עם הרעיונות התאורטיים הכלליים שסיכם אדינגטון. ובמקביל, פיזיקאים של הגרעין הרכיבו תמונה מפורטת של מבנהו ופעולתו של הגרעין. ב-1932 גילה הפיזיקאי הבריטי ג'יימס צ'דוויק (Chadwick) את הניטרון, ונולדה תמונה פשוטה של הגרעין, כאוסף של פרוטונים וניטרונים. בשנים הבאות ביקעו הפיזיקאים את גרעין האטום, והחלו לחשוף את התגובות השונות שמתרחשות כאשר גרעין אחד מתנגש במשנהו. אבל בכל אותה תקופה, האסטרונומים לא נהגו לשוחח עם פיזיקאים, ולהיפך. ואז, במארס 1938 כינס מוסד קרנגי בוושינגטון ועידה צנועה, ובה נפגשו פיזיקאים גרעיניים ואסטרונומים (או אולי מוטב לומר אסטרופיזיקאים) כדי לשוחח אלה עם אלה. אחד הנוכחים היה מהגר גרמני, פיזיקאי ושמו הנס בתה (Bethe). שנים לאחר מכן, בהרצאתו בעת קבלת פרס נובל, תיאר בתה את שהתרחש:

בכינוס זה סיפרו האסטרופיזיקאים לפיזיקאים מה הם יודעים על המבנה הפנימי של הכוכבים. התוצאות שלהם התקבלו בלי שידעו על מקור אנרגיה מסוים לכוכב. כל שנחוץ להם היה להניח, שרוב האנרגיה נוצרת קרוב למרכזו.

בתה היה חבר בקבוצה של מדענים גרמנים צעירים שהגיעו לפרקם בתקופה שהאוניברסיטאות הגרמניות והפיזיקאים הגרמנים היו בלא ספק המובילים בעולם, ומדענים צעירים מכל העולם חלמו לנסוע ללמוד במדינה זו. לאחר עלייתם של הנאצים לשלטון, בשנות ה-30 המוקדמות, אולץ בתה לברוח מגרמניה, כמו רבים מעמיתיו.

הפולקלור של הפיזיקאים מספר, שבתה הקשיב לדברי האסטרופיזיקאים בפגישה הזאת בוושינגטון, ואז ברכבת, בדרכו חזרה לביתו שבקורנל, פיתח את התאוריה המלאה הראשונה, שמתארת כיצד מיזוג גרעיני יכול ליצור את האנרגיה שגורמת לכוכבים לזהור. נסיעת הרכבת הזאת הייתה לדעתי אחד הרגעים הגדולים של האסטרונומיה. התוצאות פורסמו ב-1939 במאמר מונומנטלי ושמו "יצירת אנרגיה בכוכבים", ובסופו של דבר זיכו את בתה בפרס נובל ב-1967. הוא השתמש במידע הטוב ביותר שהיה זמין בשעתו על תגובות גרעיניות, והראה בפירוט כיצד יכולים ארבעה פרוטונים להתמזג לגרעין הליום ולשחרר אנרגיה כפי שאדינגטון הציע. התהליך שבתה הציע באותו מאמר, תהליך הידוע כיום בשם "מחזור הפחמן", כולל שרשרת מורכבת של שש תגובות גרעיניות, שבהן גרעיני הפחמן והחנקן פועלים כזרזים לתהליך המיזוג. בזמנו, אסטרופיזיקאים העריכו שהטמפרטורה במרכז השמש היא כ-19 מיליון מעלות, ובתה הראה שבטמפרטורה זאת מחזור הפחמן יהיה התהליך הדומיננטי של יצירת האנרגיה.

הערך המקובל היום לטמפרטורה של ליבת של השמש הוא כ-8 מיליון מעלות, ובטמפרטורה זו (כפי שבתה ציין במאמרו) שולטת קבוצה שונה לחלוטין של תגובות גרעיניות - המכונות שרשרת פרוטון פרוטון. אנו מאמינים כיום שמחזור הפחמן פועל רק בכוכבים גדולים יותר. אבל הנקודה החשובה היא, שב-1939 התאחדו בפעם הראשונה שני ענפים של המדע כדי להסביר מדוע כוכבים זוהרים.

מאז נסיעת הרכבת הגורלית ההיא נעשה תיאור מחזור החיים של כוכבים מתוך שימוש בתאוריית מבנה הכוכבים ובידע על תגובות גרעיניות, מעשה של שגרה בחוגי האסטרופיזיקאים. אסטרופיזיקאים מדברים היום בביטחון על מותה של השמש שלנו (בטווח בטוח של שישה מיליארד וחצי שנים מעכשיו) ועל התפוצצויות של כוכבי ענק בסופרנובות. אם יש משהו שהכול יודעים הרי זה שהשמש פועלת באמצעות מיזוג גרעיני מימן להליום, ולכן מתקיימים החיים על פני האדמה.

ברם, האם אנו באמת יודעים זאת? בשנות ה-60 החלה סדרה של ניסויים לעורר שאלות טורדניות על טיב הבנתנו את התגובות הגרעיניות בכוכב שלנו - השמש. הרעיון שעומד מאחורי הניסויים הללו הוא, שחלק מתוצרי הלוואי של התגובות שבשרשרת המיזוג הם חלקיקים הקרויים ניטרינו. לחלקיקי ניטרינו אין מסה (או שמסתם זעירה מאוד), אין מטען חשמלי, והם יוצרים אינטראקציה חלשה ביותר עם חומר: ניטרינו יכול לעבור דרך עופרת מוצקה שעוביה שנת אור (כלומר המרחק שאור עובר בשנה אחת) מבלי לדחוק אף לא אטום אחד ממקומו. חלקיקי ניטרינו שנוצרים בליבת השמש יצאו לחלל, אל מחוץ לשמש, כמעט בלא כל אינטראקציה, יחצו את המרווח שבין השמש לכדור הארץ, וברוב המקרים יעברו דרך כדור הארץ וימשיכו הלאה. מיליונים של חלקיקי ניטרינו אלו עוברים כעת דרך גופינו בעודנו קוראים את המאמר, אך במהלך חיינו, רק נציגים בודדים של מבול חלקיקים זה יבצעו אינטראקציה עם אטומי גופינו. הנקודה המרכזית היא שהניטרינו נושא עמו מידע על המקום שבו האנרגיה נוצרת - ליבת השמש.

ריי דייוויס (Davis) מהמעבדה הלאומית בברוקהיבן נערך לגילוי חלקיקי הניטרינו באמצעות התקנת מכל בגודל קרון רכבת מלא בנוזל ניקוי בתוך מכרה זהב, 1,600 מטר מתחת לפני הקרקע, בלד שבדרום דקוטה. הוא צפה שחלקיקי הניטרינו מהשמש שעוברים במכל יבצעו מדי פעם אינטראקציה עם גרעין כלור שבנוזל, וישנו אותו לארגון. מספר אטומי הארגון שבמכל יימדד מדי פעם, והמדידה תאפשר לקבוע את שטף חלקיקי הניטרינו.

כשניסוי זה בוצע בפעם הראשונה, לא נתגלו כמעט חלקיקי ניטרינו. לפי ההערכות התאורטיות המעודכנות ביותר, היו צריכים להתרחש מאות אירועים כאלה ביום, ולכן אחת משתיים: או שהבנתנו את השמש אינה שלמה כפי שחשבנו, או שמשהו שגוי באופן חמור בניסוי עצמו. הסתירה בין החיזוי התאורטי לבין התוצאות הניסוייות התפרסמה כ"בעיית הניטרינו מהשמש". במהלך השנים, עמלו מדענים קשה כדי לסתום את הפרצות בתחזיות שלהם בנוגע למספר חלקיקי הניטרינו שצריכים היו להתגלות במכשור של דייוויס. קצב האינטראקציות נמדד בצורה מעט מדויקת יותר, המודל המחושב של פנים השמש אף הוא שופץ, וכמובן הניסוי עצמו נבחן באופן קפדני ביותר. כיום פועלים כמה גלאי ניטרינו נוספים מסביב לעולם. הפסיקה בכולם היא אחת – אנו רואים בערך שליש עד מחצית מכמות חלקיקי הניטרינו שהייתה צריכה להיות נצפית אם אנרגיית השמש אכן נוצרת באמצעות מיזוג גרעיני.

כיום ההסבר לתופעה זו קשור יותר בתכונות חלקיקי הניטרינו עצמם מאשר בתכונות השמש. בעיקרו של דבר, המדענים מציעים שבין זמן יצירת חלקיקי הניטרינו בשמש ועד הזמן שהם מגיעים למטרותיהם הארציות, יש מהם שעוברים תהליכים שמשנים את זהותם, ומונעים מהם מלהשפיע על הגרעינים המחכים להם במתקן הניסוי. אם תכונה זאת של חלקיקי הניטרינו תאומת באופן בלתי תלוי בניסויי מעבדה, נוכל כולנו לנשום לרווחה ולהירגע, בטוחים בכך שאכן מבינים אנו את תהליך יצירת האנרגיה בכוכבים. ואולם אם יתברר שלא כך הדבר, יהיה צורך לשוב למחברות ולמחשבים, ולדון מחדש בכל העניין הזה.

מישהו רוצה שוב להמר על פחם?...