עמוד הבית > מדעי כדור-הארץ והיקום > אסטרונומיה [מדעי החלל]עמוד הבית > טכנולוגיה ומוצרים > מערכות הדמייה
גליליאו : כתב עת למדע ומחשבה


תקציר
הדרך העיקרית לקבלת המידע הרב על העצמים האסטרונומיים היא השימוש בטכניקת הספקטרוסקופיה (Spectroscopy) – פירוק האור למרכיביו. יישום טכניקה זאת לתחום האינפרה-אדום הוא שימושי במיוחד בשל תכונותיה המיוחדות של קרינת האינפרה-אדום. המאמר מתאר בפרוטרוט את הרקע, הטכנולוגיה והייחוד של הספקטרוסקופיה באינפרה-אדום, ענף חשוב כל-כך באסטרונומיה של ימינו.



על קווים וכוכבים: ספקטרוסקופיה ואינפרה-אדום
מחבר: אוריאל גבעון


זה עתה שוגר לחלל הטלסקופ SIRTF, שיצפה בקרינה אינפרה-אדומה המגיעה ממקורות אסטרונומים שונים ברמה חסרת תקדים של דיוק ורגישות. זו ההזדמנות לתאר בפרוטרוט את הרקע, הטכנולוגיה והייחוד של הספקטרוסקופיה באינפרה-אדום, ענף חשוב כל-כך באסטרונומיה של ימינו

טלסקופ החלל SIRTF, ששוגר על-ידי נאס"א ב-25 באוגוסט השנה, יצפה בקרינת אינפרה-אדום המגיעה ממקורות אסטרונומיים בחלל באמצעות מכשירים שונים. שתי מצלמות ומכשיר הקרוי ספקטרומטר יספקו תמונות ומדידות ספקטרליות אינפרה-אדומות של היקום ברמת רגישות בלתי רגילה בהשוואה לתצפיות קודמות, כלומר הן יוכלו לאתר גופים הפולטים קרינה קלושה ביותר. למצלמות אלה גם יכולת הבחנה בפרטים שהיא חסרת תקדים. מכשירים אלה מהווים את שיא הטכנולוגיה למדידת אור אינפרה-אדום, תולדת מאמצים שהחלו כבר לפני כ-200 שנה בניסויו של סר פרדריק ויליאם הרשל (Herschel, 1738–1822; וראו גיליון 58). כאן נפרט את התפתחות הטכנולוגיה לגילוי קרינה אינפרא-אדומה, את השיטות המודרניות למדידתה, ואת ההשלכות שיש לכך על תצפיות אסטרונומיות ועל הבנתנו את היקום הסובב אותנו. ננסה לתת תשובה, חלקית אמנם, לשאלה, "איך לעזאזל יודעים האסטרונומים כל כך הרבה רק בעזרת תצפיות על האור המגיע מן הכוכבים?". הדרך העיקרית לקבלת המידע הרב על העצמים האסטרונומיים היא השימוש בטכניקת הספקטרוסקופיה (Spectroscopy) – פירוק האור למרכיביו. יישום טכניקה זאת לתחום האינפרה-אדום הוא שימושי במיוחד בשל תכונותיה המיוחדות של קרינת האינפרה-אדום.

התפתחות גלאי האינפרה-אדום

בעקבות תגליתו של הרשל בדבר פליטת קרינה אינפרה-אדומה מן השמש ניסו אסטרונומים לאתר גופים אסטרונומיים נוספים הפולטים קרינה שכזאת. המכשירים הראשונים היו פרימיטיביים ובמקרה הטוב היו מקבילים ליכולת של אבחנה בין אור וצל באור הנראה. בין היתר נעשה שימוש במכשיר הקרוי "צמד חומני" – שתי מתכות צמודות שתגובתן לחום שונה זו מזו. כאשר קצה אחד של הצמד נתון במגע עם חומר בטמפרטורה אחת (למשל, מי קרח, המהווים נקודת ייחוס) והקצה השני מצוי במגע עם חומר בטמפרטורה אחרת (למשל, האוויר בחדר), מגיבה כל מתכת באופן שונה. התגובה השונה יוצרת מתח חשמלי בין קצות הצמד. בתחום טמפרטורות מסוים מתח חשמלי זה תלוי באופן ישר בהפרש הטמפרטורות בין הקצוות. על-ידי מדידת הפרש המתחים, ניתן, אם כן, למדוד הפרשי טמפרטורות. בשנת 1856 נעשה שימוש במכשיר הזה כדי לזהות קרינה אינפרה-אדומה המגיעה מן הירח.

בראשית המאה העשרים נמצא שגם כוכבי הלכת צדק ושבתאי, וכן הכוכבים הבהירים וגה (Vega) וארקטורוס (Arcturus) פולטים קרינת אינפרה-אדום. רק בשנות השישים של המאה העשרים, לאחר מספר תגליות בתחום של גלאי מצב מוצק, חלה פריצת דרך בתחום אסטרונומיית האינפרה-אדום, מבחינת רגישות המכשירים ויכולתם להבחין בפרטים.

לשם פיתוח גלאי אינפרה-אדום יש למצוא חומר שיהיה רגיש לקרינה זו. בתחום האופטי נפוץ השימוש במשטחי צילום גדולים העשויות חומר רגיש לאור נראה. אך האנרגיה של הקרינה האינפרה-אדומה חלשה מזו של קרינת אור נראה, ולפיכך לא נוצרת תגובה על משטחי הצילום. תגובה זאת, שהיא כימית ביסודה, אינה יעילה לצורך מדידת קרינה אינפרה-אדומה. לשם כך יש לפנות לגלאים מסוג אחר – גלאים אלקטרוניים. כפי שנוכחנו כבר (גיליון 58), את הגלאים יש לקרר לטמפרטורות נמוכות יחסית, משום שבטמפרטורות גבוהות (אפילו בטמפרטורת החדר), מפיץ הגלאי עצמו קרינת אינפרה-אדום הממסכת את האות הנמדד. על כן היה צורך בפיתוח שיטות לקירור הגלאים. הגלאים הראשונים קוררו לטמפרטורת חנקן נוזלי (בערך מינוס 200 מעלות צלזיוס, 77 מעלות קלווין). החל משנות השישים של המאה העשרים, כאשר החלו המדענים להשתמש בגלאי גרמניום (Germanium), היה צורך לקררם לטמפרטורה של הליום נוזלי (מינוס 270 מעלות צלזיוס, 4 מעלות קלווין). ועוד: הגלאים עצמם, וכן אטמוספירת כדור-הארץ, מגבילים את טווח אורכי הגל שניתן למדוד. האתגר הטכנולוגי היה לפתח גלאים שיאפשרו טווח אורכי גל אופטימלי בתנאי תצפית נתונים. הגלאים של שנות החמישים של המאה העשרים סיפקו טווח מדידה של 1–4 מיקרון בלבד, בעוד שכבר בשנות השישים, באמצעות הטכנולוגיה החדשה, היה ניתן כבר למדוד קרינה בכל תחום האינפרה-אדום.

בשנות השמונים של המאה העשרים חלה התפתחות נוספת בתחום גלאי האינפרה-אדום, בעיקר כתוצאה מפיתוחים צבאיים ורפואיים. החידושים העיקריים כללו גילוי חומרים כימיים שרגישותם לקרינת אינפרה-אדום עולה בהרבה על החומרים מהם בנו גלאים עד העת ההיא, וכן שילוב של מספר רב של גלאים בודדים למערכים מורכבים – מה שאיפשר שיפור ניכר ביכולת ההפרדה של המכשירים – היכולת להבחין בפרטים. הלוויין IRAS ששוגר בשנת 1983 לחלל, היה מצויד בלוח צילום המורכב מ-62 גלאים. כיום כבר משתמשים האסטרונומים בלוחות צילום אלקטרוניים המורכבים ממספר גלאים גדול פי 1000.

מצפי אינפרה-אדום: מהקרקע לחלל

האתגר הבא היה להתגבר על מגבלת האטמוספירה לבלוע את הקרינה האינפרה-אדומה בטווח רחב של אורכי גל. טלסקופים קרקעיים, גם אלה המצוידים בגלאים המשוכללים ביותר כיום, יכולים לבצע תצפיות רק דרך "חלונות" צרים בהם האטמוספירה "שקופה" יחסית. רוב חלונות התצפית הם בתחום האינפרה-אדום הקרוב (אורכי גל קצרים מ-5 מיקרון), אך יש גם מספר קטן של חלונות תצפית בתחום האינפרה-אדום הבינוני (למשל, 10.5, 19.5 ו-35 מיקרון). אפילו חלונות תצפית צרים יחסית אלה מאפשרים לקבל מידע רב על היקום, ופרוייקטים רבים השתמשו בהם כדי ללמוד על סוגים מסוימים של מקורות אסטרונומיים. דוגמה לכך הוא פרוייקט סקירת כל השמיים ב-2 מיקרון (2MASS – The 2 Micron All Sky Survey), שעשה שימוש, החל ב-1997, בטלסקופ בצ'ילה ואיתר כ-300 מיליון עצמים אסטרונומיים באורכי גל של 1.25, 1.65 ו-2.17 מיקרון. דוגמה אחרת היא מצפה האינפרה-אדום Keck בהוואי, שהחל בפעילות ב-2001 ואיפשר לצפות בדרגת רגישות גבוהה באורכי גל אחדים בתחום 1.6–10 מיקרון. אולם, היה ברור שכדי לקבל תמונה שלימה ומלאה יותר על היקום, יש לצפות בו בכל אורכי הגל של הקרינה האינפרה-אדומה. הדרך הטובה ביותר להתגבר על בעיית האטמוספירה היא להתרומם מעליה.

המצפה האסטרונומי הראשון שהוצב בחלל היה IRAS שכבר הוזכר. יכולותיו השונות – הרגישות שלו לעצמים חלשים ויכולת ההפרדה שלו – היו די מוגבלות, אך הוא היווה תקדים חשוב בתחום מחקר זה. הלוויין IRAS צפה ב-1983 במספר אורכי גל שאינם ניתנים לתצפית מן הקרקע (12, 25, 60 ו-100 מיקרון). כזכור, ככל שאורך הגל הנצפה גדול יותר, אנו צופים במקורות אור קרים יותר. לכן היה IRAS בעצם הראשון באמצעותו צפו החוקרים במקורות אסטרונומיים כה קרים (עשרות מעלות בודדות מעל האפס המוחלט) – בעיקר אבק קר בצורות שונות – בדיסקות סביב כוכבים, בגלקסיות רחוקות, וכן כמעט בכל מקום בתווך הבין כוכבי בשביל החלב. לצורך משימתו היה על IRAS לשאת עימו מלאי גדול של הליום נוזלי לצורכי קירור הגלאים. אילוץ זה מהווה קושי גדול. כמו כן יש לפתח טכנולוגיות לשם בידוד מירבי של ההליום הנוזלי ולשם הגנתו מפני קרינת השמש. נפח ההליום שנשא עימו IRAS לצורך משימתו בת העשרה חודשים היה כ-500 ליטר. לוויינים אחדים המשיכו את דרכו של IRAS, כאשר כל אחד מוסיף נדבך על היסודות הקיימים.

שניים מן הבולטים שבהם היו (ISO (Infrared Space Observatory ששוגר בשנת 1995 והיה פעיל כשנתיים וחצי, ו-(MSX (Midcourse Space Experiment ששוגר ב-1996 והיה פעיל במשך 10 חודשים. הלוויין ISO איפשר בפעם הראשונה לבצע תצפיות ספקטרוסקופיות בכל תחום האינפרה-אדום, באורכי גל של 2.5 עד 240 מיקרון. תצפיות אלה מספקות מידע רב מאד על אותם מקורות קרינה, ש-IRAS היה יכול רק לזהות. בנוסף, רמת הרגישות של גלאי ISO היתה גבוהה אלפי מונים מזו של IRAS ואיפשרה לזהות מקורות חדשים רבים. הלוויין MSX סקר את השמים בתחום אורכי גל צר יותר – 4 עד 21 מיקרון. השיפור שהביא MSX ביחס ל-IRAS היה יכולת הפרדה גבוהה יותר וכיסוי אזורים שלא נצפו על-ידי IRAS.

משימות אינפרה-אדום חדשות, שיעשו שימוש בטכנולוגיות חדישות מצויות בשלבים שונים של ביצוע. מצפה SIRTF, שכאמור שוגר למסלולו ב-25.8.2003, יהיה חלק מתוכנית נאס"א של "המצפים הגדולים", והוא יהווה את המקבילה האינפרה-אדומה לטלסקופ החלל על שם האבל (HST). ל-SIRTF, כמו ל-ISO, יש יכולות ספקטרוסקופיות, והוא יראה שיפור ניכר מבחינת רמת הרגישות שלו – עד כדי כך שיהיו מקורות קרינה ש-SIRTF לא יוכל לצפות בהם משום שהם חזקים מדי והם יציפו את הגלאים שעל פניו בקרינה שתחסום אפשרות לצפות במקורות חלשים יותר. SIRTF יצפה בכוכבי-לכת מחוץ למערכת השמש, בננסים חומים, בגלקסיות בתהליך מיזוג, ובגלקסיות פעילות. בין הפרוייקטים שבשלבי בנייה מצוי SOFIA – טלסקופ אינפרה-אדום המורכב על גבי מטוס בואינג, שישייט מעל לעיקר האטמוספירה החל מ-2004. מצפים אחדים מצויים בשלב התכנון. ביניהם, Herschel, שיהווה שלב חדש מבחינת הרגישות ויכולת ההפרדה. מצפה זה מתוכנן לצפות ולבצע ספקטרוסקופיה באורכי גל של עד 700 מיקרון (!) – כלומר איתור מקורות בטמפרטורות של כ-4 מעלות בלבד מעל האפס המוחלט. שני מצפים מעניינים במיוחד, המצויים בשלבי תכנון מוקדמים, הם (TPF (Terrestrial Planet Finder ו-Darwin, ששיגורם מתוכנן לעשור הבא. מצפים אלה ישתמשו בטכניקה מיוחדת הקרויה אינטרפרומטריה (Interferometery) כדי לאתר כוכבי לכת "ארציים" – כוכבי לכת קטנים וסלעיים כמו כדור-הארץ – ויוכלו אף לבצע מדידות של ספקטרום האטמוספירות שלהם לאיתור חומרים האופייניים לחיים, כמו אוזון.

ספקטרום הקרינה – מה רואים?

כאמור, טכניקת הספקטרוסקופיה מהווה נקודת מפתח ליכולתם של האסטרונומים לחקור את תכונותיהם של מקורות קרינה. ספקטרוסקופיה היא למעשה פירוק הקרינה למרכיביה. הקרינה הנפלטת ממקור אור מסוים, בין אם טבעי כמו השמש או כוכב אחר, ובין אם מלאכותי, כמו מנורת שולחן, מורכבת מאור באורך גל בודד או במספר אורכי גל, או ברצף של אורכי גל. באמצעות מנסרה מזכוכית, למשל, ניתן לפרק את האור המגיע מן השמש למרכיביו שאנו רואים כקשת הצבעים. כפי שלמד הרשל, לאור השמש יש גם מרכיבים בלתי נראים כמו האינפרה-אדום, שאף הם ניתנים להפרדה בדיוק באותה צורה. כפי שהתגלה מאוחר יותר, קרינת השמש נפרסת על תחומים רבים בספקטרום הקרינה האלקטרומגנטית כמו גם אולטרה-סגול וקרינת X. כאשר מנסים להפריד את הקרינה האינפרה-אדומה באורכי גל הולכים וגדלים למרכיביה, יש להשתמש במכשירים שונים מאשר מנסרת זכוכית ושולחן כדי למדוד כל זאת. כאן נכנסים לתמונה הגלאים האלקטרוניים שפותחו במאה העשרים.

באופן כללי, מכשיר המפריד קרינה למרכיביה קרוי ספקטרומטר. במצפים השונים, מחובר הספקטרומטר במקום שבו מתמקד האור מן הטלסקופ. תוצאת פירוק האור למרכיביו קרויה ספקטרום (וברבים – ספקטרה) והיא נרשמת בגלאי האלקטרוני ונשמרת לצורך ביצוע המדידות. בצורתו הגולמית נראה ספקטרום אופייני של אור ממקור כלשהו כרצף של קווים בצבעים שונים. למעשה, הספקטרום הנוצר מתאר את עוצמת הקרינה מן המקור כפונקציה של אורך הגל, התדירות או האנרגיה. מושג נוסף הקשור לנושא זה הוא מושג הצבע. צבעו של גוף מוגדר כיחס בין עוצמות הקרינה בשני אורכי גל. גוף הוא "אדום" אם עוצמת הקרינה שלו באור האדום (אורך גל של כ-7000 אנגסטרם) גדולה מזאת של האור הכחול (אורך גל של כ-4000 אנגסטרם).

ניתן להבחין בשלושה סוגי ספקטרה, ללא קשר לתחום הספקטרלי של הקרינה – ספקטרום רציף, ספקטרום פליטה וספקטרום בליעה. ספקטרום רציף מורכב מקרינה בתחום רחב יחסית של אורכי גל, כאשר לכל אורך גל בתחום זה יש עוצמת קרינה כלשהי. ספקטרום כזה אופייני לגוף מוצק הפולט קרינת חוֹם ("גוף שחור"). ספקטרום גוף שחור תלוי אך ורק בטמפרטורת הגוף, והוא תמיד בעל אותה צורה – מעין פעמון לא סימטרי הפרוס על טווח רחב של אורכי גל (תיאורטית, אינסוף אורכי גל) בעל מקסימום יחיד. עבור טמפרטורה נתונה, מקסימום הקרינה מצוי באורך גל הניתן לחישוב. לכן, גופים שחורים בטמפרטורות שונות ייראו כבעלי צבעים שונים. לכוכבים, שהטמפרטורה האופיינית שלהם היא אלפי עד עשרות אלפי מעלות, יש צבעים אופייניים בתחום האור הנראה – אדום, כתום, צהוב וכחול. לכוכבי-לכת יש צבע אופייני בתחום האינפרה-אדום הקרוב והבינוני, בעוד שלענני אבק בין כוכבי, צבע אופייני בתחום האינפרה-אדום הרחוק. יש לציין שגם לתהליכים נוספים, כמו קרינת אלקטרונים בהשפעת שדה מגנטי, או קרינה עקב תהליכי התנגשויות מסוימים – תהליכים שאינם קשורים לטמפרטורת המקור – יש ספקטרה רציפים.

במקרים מסוימים, מתרחשים במקור הקרינה תהליכים שאינם רציפים, אשר גורמים לפליטת עודף קרינה באורך גל מסוים. כאשר משרטטים את גרף העוצמה כפונקציה של אורך הגל, ייראה הדבר כבליטה בספקטרום, הקרויה קו פליטה. כוכבים ומקורות אסטרונומיים אחרים, מורכבים בעיקר מגז, בין אם בצורתו המולקולרית, האטומית או היונית. תהליכי התנגשויות ויינון על-ידי קרינה מתרחשים בגז ללא הרף וגורמים לשינוי במצבי האנרגיה הקוונטיים של חלקיקיו. במקרים מסוימים, המעברים בין מצבי האנרגיה הם רציפים, כמו במקרה של גוף שחור. במקרים אחרים – למשל בליעה או פליטה של פוטון תוך מעבר של אלקטרונים בין רמות אנרגיה אטומיות – מתרחשים מעברים בדידים. אם פוטון שנפלט במעבר כזה לא נבלע באטום אחר, ייתכן שהוא יצליח להימלט מן האזור ויגיע עד לספקטרומטר על פני כדור-הארץ, בנוסף לפוטונים נוספים מסוגו, ובנוסף לשאר הקרינה מאותו אזור, שיש לו טמפרטורה כלשהי. אותם הפוטונים שנפלטו במעבר המסוים שתואר, ייראו כעודף של קרינה ביחס לקרינת הגוף השחור של אותו מקור קרינה, כלומר כקו פליטה.

לעיתים קורה שעל קו הראייה בין מקור קרינה חם והצופה נמצא גוף כלשהו שהטמפרטורה שלו נמוכה מזו של המקור המרוחק. בתנאים מסוימים, ייתכן שגוף זה יבלע חלק מן הקרינה הנפלטת מן המקור המרוחק יותר באורך גל מסוים (תלוי בתהליך הספציפי), מה שייראה כחוסר בקרינה, לעומת הספקטרום הרציף, או כקו בליעה. לעיתים נוצר קו בליעה באותו גוף הפולט את הקרינה הרציפה, כאשר חלק מאותו הגוף שהוא קר יחסית, מסתיר חלק חם יותר. דוגמה לכך ניתן למצוא בשמש או בכוכבים רגילים אחרים. הקרינה הרציפה של השמש נפלטת מליבתה ומחלחלת כלפי חוץ. האטמוספירה של השמש היא קרה יותר ותהליכים אטומיים מסוימים המתרחשים בה גורמים לבליעת קרינה באורכי גל מסוימים, דבר המתגלה כקווי בליעה בספקטרום הכולל של השמש.

מה ניתן ללמוד מכך?

מכאן ניתן להיווכח בעושר המידע הקיים בספקטרום של מקורות הקרינה. אם למקור ספקטרום של גוף שחור, ניתן לחשב את הטמפרטורה שלו. לכוכבים רבים יש ספקטרום שהוא בקירוב טוב ספקטרום של גוף שחור. למרות שקיימות סטיות מסוימות מן הצורה האידיאלית בשל קווי פליטה ובליעה (בליעה מן האטמוספירה), אפשר לחשב את טמפרטורת פני השטח של כוכב, לפחות בקירוב מצורת הספקטרום הרציף שלו.

מדידת אורכי הגל בהם רואים קווי פליטה ובליעה מספקת מידע על התהליכים האטומיים והמולקולריים המתרחשים במקור הקרינה. אורכי גל מסוימים של קרינה נוצרים כאמור רק ממעברים של החלקיקים הפולטים בין רמות האנרגיה שלהם. מעברים מסוימים אפשריים רק לחלקיק מסוים ולא לחלקיק אחר. למשל, לאטום המימן, המורכב מפרוטון ומאלקטרון, יש מספר סדרות ידועות של קווים הממוקמים בספקטרום באורכי גל ידועים. סדרה אחת שכזאת, המורכבת ממעברים מכל רמות האנרגיה של האטום לרמת היסוד, קרויה סדרת ליימן (Lyman). אורכי הגל של הקווים בסדרה זאת מצויים בתחום האולטרה-סגול (כלומר באורכי גל הקצרים מזה של צבע סגול). סדרה אחרת של קווי מימן, הנוצרת ממעברים אל הרמה הרביעית מכל הרמות שמעליה, קרויה סדרת בראקט (Bracket), ואורכי הגל של הקווים שלה מצויים כבר בתחום האינפרה-אדום. ליסודות אחרים יש מעברים באורכי גל אופייניים אחרים. המסקנה, אם כן, היא שניתן, על סמך ספקטרום קווי הפליטה והבליעה, לדעת איזה יסודות מרכיבים את מקור הקרינה. יותר מכך, ניתן לדעת באיזה מצב הם נמצאים – מולקולרי, אטומי, או מיונן. ביסודות יותר מורכבים מאשר מימן, ניתן לדעת אף מהי רמת היינון של הגז. הליום, למשל מורכב משני אלקטרונים ומגרעין של שני פרוטונים ושני ניוטרונים. הקווים האופייניים לענן המכיל רק הליום המיונן פעם אחת (כלומר, כאשר אלקטרון אחד מוצא מן האטום) שונים מאלה של ענן המכיל הליום המיונן פעמיים (רק גרעין ללא אלקטרונים).

מכאן מידע חשוב נוסף שניתן למצות מן הספקטרום – הגיאומטריה של המקור הנצפה. מקורות מסוימים מראים למשל קווי פליטה עם טווח רחב של רמות יינון. ההסבר הפשוט ביותר לכך הוא שבעצם אנו צופים במקור קרינה מרכזי, כמו כוכב או צביר כוכבים, המיינן את הגז שמסביבו. לעיתים קרובות אין אפשרות להפריד באמצעי התצפית הקיימים את מקור הקרינה עצמו מן הענן הסובב אותו: אנו רואים בעצם ספקטרום אחד, המורכב מספקטרום הכוכב והענן גם יחד. הגז המצוי בקרבת הכוכב הוא מיונן לחלוטין בשל קרבתו, אך ככל שמתרחקים מן הכוכב, מידלדלת הקרינה, ורמת היינון פוחתת (למשל, הליום לא יהיה מיונן פעמיים אלא רק פעם אחת), עד שבשלב מסוים, הגז כבר אינו מיונן כלל, אלא במצב אטומי ניטרלי. כאשר הקרינה פוגעת בגז במצב ניטרלי, יש לעיתים קרובות בליעה של הקרינה, מה שגורם למרכיב זה של הגז להיראות כקווי בליעה בספקטרום. התצפית הספקטרוסקופית תיתן רק ספקטרום אחד ובו שלל קווים במגוון רמות יינון. בעזרת הנחות שכאלה על הגיאומטריה, ניתן לשחזר את "מבנה היינון" של הגז. מבנה יינון זה יהיה שונה עבור מקור מיינן של כוכב בודד לעומת צביר כוכבים שבו אלף כוכבים. כך, מהתבוננות בספקטרום של מקור קרינה, יכולים האסטרונומים לדעת אם מדובר בכוכב קר יחסית (כ-6000 מעלות, כמו השמש) או בכוכב חם מאוד (עשרות אלפי מעלות). כוכבים ממוינים למספר קבוצות, הקרויות טיפוסים ספקטרליים, לפי הספקטרום שלהם.

כאשר מקור קרינה מתרחק מאתנו במהירות רבה, הקרינה ממנו תוסח לאורכי גל ארוכים יותר, מה שקרוי "הסחה לאדום", ביטוי לתוצא דוֹפְּלֶר המפורסם. כאשר המקור מתקרב אלינו, הקרינה ממנו תוסח לאורכי גל קצרים יותר, מה שקרוי "הסחה לכחול". מדידות ספקטרוסקופיות בשילוב עם תוצא דופלר מאפשרות לאסטרונומים ללמוד רבות על הדינמיקה של מקור הקרינה – הן התנועה הכוללת שלו ביחס אלינו, והן תנועתם של חלקים ממנו ביחס למרכז הכובד שלו. תנועתו הכוללת של מקור קרינה ביחס לכדור-הארץ תשפיע על כל הספקטרום שלו באופן אחיד – כל הספקטרום יוסח לאדום או לכחול בהתאם לכיוון התנועה. קשה להשתמש בספקטרום הרציף כדי למדוד את מידת ההסחה, בשל העובדה שהוא משתרע על טווח רחב של אורכי גל ואין בו צורה בולטת שניתן לזהותה. ספקטרום קווי הפליטה והבליעה, לעומת זאת, הוא כלי מצוין לשם כך. קווים ספקטרליים רבים כבר ידועים לאסטרונומים (למשל, סדרות הקווים של אטום המימן). כאשר מזהים שסדרה כזאת אינה מצויה במקומה, אלא מוסחת כולה באותה מידה, ניתן לקבוע את הסחת דופלר ומכאן את מהירותו של מקור הקרינה ביחס אלינו. עבור רוב מקורות הקרינה בגלקסיה שלנו, ניתן בעזרת מודל לעקום הסיבוב הגלקטי לקבוע את מרחקם. במקרה של גלקסיות אחרות, נקבע המרחק על סמך המודל הקוסמולוגי.

בחלק מן הספקטרה אין לקווי הפליטה והבליעה אורך גל מוגדר יחיד, אלא לכל קו ספקטרלי יש רוחב מסוים. ההסבר הניתן להרחבה הזאת הוא בדרך כלל הסבר דינמי – הגז הפולט את הקו מצוי בתנועה. מודל פשוט הוא מודל של ערפילית גז מסתובבת, כאשר חלקה נע כלפי הצופה וחלקה נע הלאה מן הצופה. אם הערפילית פולטת קו ספקטרלי, אזי חלק הערפילית הנע כלפי הצופה יוסח לכחול, והחלק הנע הלאה ממנו יוסח לאדום. התפלגות אורכי הגל של קו הפליטה תשחזר את התפלגות המהירויות של גז הערפילית. תופעה פשוטה זאת מאפשרת לאסטרונומים ללמוד את הדינמיקה של הגז בתוך מקורות קרינה שונים.

מה מיוחד באינפרה-אדום?

מה מיוחד בתחום האינפרה-אדום, הגורם לאסטרונומים לתכנן שילוח מצפים לחלל? מספר סיבות לכך, וניתן לרכזן בארבע עיקריות: אבק בינכוכבי; מקורות קרינה קרים; קווים ספקטרליים של מולקולות; והסחה לאדום קוסמולוגית.

הסיבה הראשונה לחשיבות המחקר האסטרונומי בתחום האינפרה-אדום היא השפעתו המעוותת של אבק בינכוכבי על הקרינה הנפלטת ממקורות שונים בתחומי ספקטרום אחרים. אבק בינכוכבי מורכב מגרגרים זעירים שגודלם הוא מסדר גודל של מיקרומטרים ופחות. אבק זה מצוי בתווך הבינכוכבי, ומרוכז יותר בערפיליות מסביב לכוכבים. הוא מצוי במעטפת החיצונית של הערפיליות הללו, היכן שקרינת הכוכבים חלשה יחסית ואינה מפרקת את האבק. קרינה מכוכבים רחוקים עוברת בדרך כלל דרך ענני האבק הבינכוכבי המצויים בינם לבינינו. קרינה מכוכבים השוכנים בתוך מעטפות עבות של אבק, גם היא חייבת לעבור דרכו כדי להגיע אל הצופה. השפעת האבק על קרינה היא כפולה – בליעה ופיזור. בליעת הקרינה מנמיכה את עוצמת הקרינה המגיעה אל הצופה, כך שלעיתים לא ניתן לגלותה כלל. פיזור הקרינה גורם לכך שחלק מן הקרינה יוסט מן הצופה בעוד חלק אחר ייכנס לתחום הראייה שלו. תופעות אלה תלויות באורך הגל של הקרינה, כאשר הבליעה והפיזור משמעותיים יותר עבור אורכי גל קצרים, כלומר אור כחול. ככל שאורך הגל של הקרינה גדול יותר, השפעות אלו של האבק קטנות. לפיכך ההשפעה על קרינה אינפרה-אדומה קטנה בהרבה מאשר על קרינה בתחום האור הנראה או האולטרה-סגול. בתחום האינפרה-אדום הרחוק, האבק הוא למעשה "שקוף". תופעה זאת חשובה במיוחד כאשר מעוניינים לחקור סביבות כמו מרחביה המרוחקים של גלקסיית שביל החלב, מכיוון שככל שמתרחקים מן השמש שלנו, כמות האבק הבינכוכבי המצטברת על קו הראייה גדלה. אזורי יצירת כוכבים הם סביבה חשובה נוספת, בה מן ההכרח לצפות בתחום האינפרה-אדום אם רוצים לקבל מידע. אזורים אלה עדיין עטופים בשכבות עבות וקרות של גז מולקולרי ואבק – חומרי הבניין של הכוכבים. לאחר זמן רב, כאשר נוצרים מספיק כוכבים, אזי הקרינה העזה הבוקעת מהם מפרקת את שכבות הגז המולקולרי והאבק, הן בשל הלחץ שהיא מפעילה עליהם, והן מפני שהיא מייננת אותן. אולם בשלבים ההתחלתיים עדיין מוסתרים הכוכבים בתוך העננים. אחת הדרכים ללמוד על הדינמיקה שלהם, על הרכב היסודות שבגז מסביבם ובהם ועל הטיפוס הספקטרלי שלהם היא, אם כן, באמצעות ספקטרוסקופיה בתחום האינפרה-אדום. סביבות דומות אחרות קיימות גם באזור מרכז גלקסיית שביל החלב, ובגלקסיות המראות פרץ של יצירת כוכבים. גם כאן מדובר במקורות צעירים יחסית שעדיין עטופים בגז ובאבק בינכוכבי קרים.

נוכחנו כבר (גיליון 58) כי תחום האינפרה-אדום מתאים לתצפיות על מקורות קרינה קרים יחסית. הדבר קשור לעובדה שככל שגוף קר יותר, כך מרוכזת הקרינה הנפלטת ממנו באורכי גל ארוכים יותר. לכן תחום האינפרה-אדום הקרוב מתאים לתצפיות בגופים בטמפרטורות המקבילות לטמפרטורת החדר (כ-300 מעלות קלווין); תחום האינפרה-אדום הבינוני מתאים לתצפיות בגופים בטמפרטורות של עשרות עד מאות בודדות של מעלות קלווין; ותחום האינפרה-אדום הרחוק מתאים לתצפיות בגופים בטמפרטורות של עשרות בודדות של מעלות קלווין. תכונה זאת של תחום האינפרה-אדום עושה אותו מתאים לתצפית על סביבות קרות יחסית, שלא ניתן או שקשה יחסית לצפות בהן בתחומי ספקטרום אחרים. ביניהם: עננים מולקולריים קרים, דיסקות אבק סביב כוכבים, ננסים חומים, וכוכבי-לכת מחוץ למערכת השמש.

ננסים חומים – גופים שאינם מאסיביים וחמים מספיק כדי להאיר ככוכבים, הם קרים יחסית (וראו מדור החדשות בגיליון זה). הם בלתי נראים בתחום האופטי, אך ניתן לצפות בהם בתחום האינפרה-אדום, וללמוד מכך כיצד נוצרים כוכבים, ועל תחום הביניים שבין כוכבים מאירים ("שמשות") לבין כוכבי-לכת. גם כוכבי-לכת שמחוץ למערכת השמש, כמו כוכבי-הלכת בתוך מערכת השמש שלנו, הם קרים מכדי לפלוט אור נראה. הם אמנם מחזירים את אור כוכב-האֵם שלהם אך קרבתם הרבה אליו ביחס למרחקם מאתנו, גורמת לאור זה להיבלע באור הכוכב. בתחום האינפרה-אדום, הניגוד בין עוצמות האור של הכוכב וכוכב-הלכת קטן יותר, משום שהכוכב עצמו פולט פחות אור אינפרה-אדום, בעוד כוכב-הלכת פולט יותר קרינה אינפרה-אדומה בשל הטמפרטורה הנמוכה שלו. פרוייקטים לזיהוי כוכבי-לכת מחוץ למערכת השמש משתמשים בדיוק בכך כדי לגלותם. התקווה היא שבעתיד ניתן יהיה לערוך תצפיות ספקטרוסקופיות של כוכבי-לכת כאלה. מדידות שכאלה יאפשרו קודם כל לזהות שמדובר בכוכב-לכת, מכיוון שהספקטרום שלו ישתנה באופן מחזורי – במשך זמן מה כוכב-הלכת נע כלפינו ואז נע הלאה מאתנו. כמו כן התקווה היא שיהיה אפשר לזהות חומרים האופייניים לחיים בספקטרום של כוכב-לכת "ארצי", כמו למשל אוזון. כנראה שהחיים על פני כדור-הארץ לא היו אפשריים ללא הגנת האוזון, ולכן חתימתו הספקטרלית תרמז על סביבה אוהדת יחסית לחיים "ארציים".

מולקולות מורכבות מאטומים, אך למולקולות יש רמות אנרגיה רבות נוספות מלבד אלו הנובעות מסך כל הרמות האטומיות של האטומים המרכיבים אותן. סידורים מרחביים שונים של אותה מולקולה הם בעלי אנרגיות שונות. רמות אנרגיה אלו הן בדרך כלל מאוד קרובות זו לזו, ואורכי הגל המתאימים של הקרינה הנפלטת במעברים כאלה מצויה לרוב בתחום האינפרה-אדום. תצפיות בתחום האינפרה-אדום יכולות, לפיכך, לסייע בזיהוי חומרים ותהליכים מולקולריים שלא ניתן לצפות בהם בתחום ספקטרלי אחר. תצפיות בעננים מולקולריים הובילו לגילוי מולקולות רבות, ביניהן מולקולות אורגניות, המצויות בתווך הבינכוכבי. מולקולות אלה מצויות הן בשביטים – שרידים מזמן יצירתה של מערכת השמש שלנו, והן על פני כדור-הארץ. תצפיות אלה מספקות מידע רב על תפקידן של המולקולות הללו ביצירת כוכבים, והאופן בו הן קשורות בסופו של דבר לתהליכי יצירת כוכבי-הלכת, ואף לתהליכי יצירת חיים. למשל, ספקטרוסקופיית אינפרה-אדום הראתה שֶמים שכיחים באזורים רבים בחלל, ושייתכן כי מקורם של המים שבכדור-הארץ בכוכבים שמתו זמן רב לפני יצירת מערכת השמש.

ספקטרוסקופיה בתחום האינפרה-אדום יכולה לסייע רבות גם בהבנת היקום המוקדם. כידוע, ספקטרום של גלקסיות מרוחקות מראה הסחה לאדום. ההסחה לאדום גדולה יותר ככל שהגלקסיה רחוקה מאתנו (חוק האבּל). ההסחות לאדום הן לעיתים כה גדולות עד כי הספקטרום הנצפה בתחום האינפרה-אדום בעצם הוסט לשם מן התחום האולטרה-סגול או האופטי. תחום האולטרה-סגול הוא מעניין במיוחד, מכיוון שכמעט לא ניתן לצפות בו בגלקסיות קרובות או בשביל החלב בשל הבליעה על-ידי האבק והגז הניטרלי הבינכוכביים. אך כאשר הוא מוסט לתחום האינפרה-אדום ניתן ללמוד עליו רבות. מצפה האינפרה-אדום SIRTF יהיה בעל יכולת ספקטרוסקופית ברמת רגישות שתאפשר זאת. מחקר ספקטרוסקופי של גלקסיות אלו יאפשר ללמוד על יצירת והתפתחות היקום המוקדם, ועל ההבדלים באוכלוסיית הגלקסיות והכוכבים ביקום המוקדם לעומת ימינו.

מדידות ספקטרוסקופיות

ספקטרוסקופיית אינפרה-אדום תרמה מידע רב על הרכבם של כוכבי-הלכת במערכת השמש שלנו, כמו גם של הירחים, השביטים והאסטרואידים. למשל, מים התגלו בכוכבי-הלכת הגזיים הענקים ובטיטאן, ירחו של שבתאי, וזאת באמצעות קווי בליעה אופייניים בתחום האינפרה-אדום. שביטים העשויים קרח, אבק וחומרים אורגניים מוצקים, מכילים על-פי הסברה את החומרים מהם נוצרה מערכת השמש שלנו. לימוד הרכבם יכול ללמדנו רבות על יצירת מערכת השמש שלנו כמו גם מערכות שמש אחרות. הספקטרום האינפרה-אדום של שביטים מורכב מספקטרום רציף של אבק התלוי בטמפרטורה שלו, ספקטרום אור השמש המוחזר מהם מתחת ל-3 מיקרון, וספקטרום קווים (פליטה ובליעה) האופייני לסיליקטים, מים, פחמן חד-חמצני, פחמן דו-חמצני ועוד.

האזורים הנרחבים שבין הכוכבים – התווך הבינכוכבי – אינם ריקים מחומר, אלא מאוכלסים, בדלילות אמנם, בענני גז ואבק בינכוכביים. נתונים לגבי חומר זה מאפשרים לאסטרונומים ללמוד על היווצרות כוכבים ושלבי ההתפתחות של הגלקסיה שלנו, כמו גם של גלקסיות אחרות. חלק ניכר מהמידע הזה מגיע מקרינה מהמולקולות המצויות בתווך הבינכוכבי. מן הקווים הספקטרליים שלהן ניתן ללמוד על הדינמיקה של העננים הללו, על הטמפרטורה והצפיפות שלהם, וכמובן – על הרכב החומרים שלהם. התווך הבינכוכבי מכיל מים, מתאן, פחמן חד-חמצני ודו-חמצני, אמוניה ומולקולות אורגניות.

בסיום מחזור החיים שלהם, לאחר שכלה מלאי הדלק הגרעיני שלהם, פולטים כוכבים זקנים כמויות עצומות של חומר אל התווך הבינכוכבי, בין אם על-ידי רוחות כוכב המעיפות את החומר בלחץ הקרינה, ובין אם בהתפוצצות סופרנובה. חומר זה עשיר ביסודות כבדים שנוצרו בליבותיהם של הכוכבים במהלך שלבי הבעירה הגרעינית. ספקטרה שנתקבלו בעזרת הלוויין ISO הראו שמולקולות אורגניות מסובכות יכולות להיווצר במהירות (כמה אלפי שנים) בסביבתם של כוכבים זקנים, הודות לשפע היסודות הכבדים. יסודות כבדים אלה והמולקולות הנוצרות מהם ימצאו את דרכם כפי הנראה ליצירת דורות חדשים של כוכבים וכוכבי-לכת, לאחר שייצרו עננים מולקולריים שיקרסו מחדש. השוואה בין ספקטרום של כוכב זקן לזה של שביט ממערכת השמש שלנו מראה דמיון גדול מאוד בקווים ספקטרליים מולקולריים. הספקטרום הרציף של כוכב ושל שביט יכולים להיות שונים מאוד, מכיוון שהטמפרטורה שלהם שונה, אולם הדמיון בספקטרום הקווי מצביע על תהליכים והרכב חומרים דומים. השביטים, הנותרים יחסית בלא שינוי, מהווים מעין מאובנים המראים את מצבה המקורי של מערכת השמש מבחינת הרכב החומרים.

תחום האינפרה-אדום הבינוני אידיאלי לחיפוש חיים מחוץ למערכת השמש. בהנחה שהחיים במקומות אחרים דומים לחיים על-פני כדור-הארץ מבחינת הבסיס הכימי שלהם – מים, וכימיה של היסודות פחמן וחמצן, אזי איתורם של חומרים אלה בספקטרה של כוכבי-לכת מחוץ למערכת השמש, יהווה סימן לקיום חיים. למשל, במערכת השמש שלנו, רק לכדור-הארץ יש סימנים לשלושת החומרים מים, פחמן דו-חמצני ואוזון גם יחד. חיזוק מסוים להנחה זאת מגיע משכיחותן הרבה של מולקולות אורגניות (מבוססות על כימיית הפחמן) בתווך הבינכוכבי.

ספקטרוסקופיית האינפרה-אדום מסייעת רבות בחקר הגלקסיה שלנו. מרכז גלקסיית שביל החלב הוא אזור מורכב ביותר. באזור זה צפיפות כוכבים גבוהה, עם סיכוי גדול יותר להתנגשויות בין כוכבים, ענני גז בעלי מהירויות גבוהות, ועל סמך עדויות ההולכות ומצטברות – חור שחור שמאסתו היא כמה מיליוני שמשות. מרכז הגלקסיה מוסתר מתצפיות בתחום האור הנראה על-ידי שכבות עבות של אבק בינכוכבי. אור אינפרה-אדום חודר את מרבית האבק ומאפשר לנו לצפות אל ליבה של הגלקסיה. ספקטרה אינפרה-אדומים של אזור זה מלמדים את האסטרונומים, למשל, כי תהליך נמרץ של יצירת כוכבים אירע שם לפני כעשרה מיליוני שנה. באזור זה ניתן לצפות במגוון קווים ספקטרליים של גז מיונן וניטרלי – מידע המאפשר לקבוע את תכונות הכוכבים שם – למשל, טמפרטורה וטיפוס ספקטרלי. תצפיות בקווים ספקטרליים של גז מיונן מאפשרות גם ללמוד על הדינמיקה של האזור, כלומר על הדרך בה נעים ענני הגז זה ביחס לזה, וביחס למרכז המשוער של הגלקסיה. המסקנות ממחקר שכזה מצביעות על גוף אפל, קומפקטי ומאסיבי ביותר שחייב להיות ממוקם במרכז הגלקסיה כדי להסביר את התנועות הנמדדות – כפי הנראה חור שחור מאסיבי.

רוב החומר בגלקסיות אחרות אינו נראה בטלסקופים אופטיים. חומר זה הוא פשוט קר מכדי להקרין מספיק אור בתחום הנראה, או שהוא מוסתר על-ידי אבק בינכוכבי. תצפיות באינפרה-אדום פותרות את שתי הבעיות גם יחד. תצפיות שכאלה נעשות למשל על קווים מולקולריים של מולקולת מימן (2H). קווים אלה מאפשרים ללמוד בצורה מעמיקה יותר את הדינמיקה, כאשר מודדים את מבנה ועוצמת הקווים הללו לאורכה של הגלקסיה. כמו כן הם מספקים בחלק מן המקרים הסבר לגבי מאסה שהיה נראה כי היא "חסרה" בהתבסס על תצפיות אופטיות בלבד. לימוד הדינמיקה של הגלקסיה והקשר שלה להרכב החומרים ולמבנה הפיזי (כמו זרועות ספירליות, הילה או גרעין הגלקסיה), מאפשרים ללמוד על הקשר שבין המבנה הגלקטי ליצירת כוכבים. ספקטרוסקופיית אינפרה-אדום סייעה להראות שבסוג מסוים של גלקסיות – גלקסיות אולטרה-בהירות באינפרה-אדום – מתקיימת יצירת כוכבים נמרצת ביותר. גלקסיות אלו פולטות את מרבית הקרינה שלהם, ומדובר בגלקסיות בהירות במיוחד, בתחום האינפרה-אדום. זאת כתוצאה מריכוזים עצומים של אבק המכסים את "המנוע" המפיק כמויות אנרגיה עצומות אלו. האסטרונומים, בבקשם ללמוד על טיבו של "המנוע" הזה, השתמשו בספקטרום האינפרה-אדום, ובעזרתו מדדו קווים ספקטרליים של גז מיונן הנפלטים מגלקסיות אלו. קווים אלה מלמדים על יצירת הכוכבים הנמרצת המתרחשת שם. בחלק מן הגלקסיות האולטרה-בהירות קיימים קווים מיונים ברמת יינון כה גבוהה (למשל ניאון המיונן ארבע פעמים), שיצירת כוכבים בלבד אינה יכולה להסביר, והדבר מצביע על קיומו של חור שחור מאסיבי מרכזי.

גם המחקר הקוסמולוגי – חקר מקורו והתפתחותו של היקום – מסתייע בספקטרוסקופיית האינפרה-אדום. כדי שאפשר יהיה לקבוע אם היקום יתפשט לנצח או יאט ויחל לקרוס, היא למדוד במדויק את כמות החומר ביקום. מדידה שכזאת יכולה לצמצם את מספר המודלים האפשריים ליצירת היסודות במפץ הגדול וברגעים שאחריו, וכך לצמצם את מספר התרחישים האפשריים לעתידו של היקום. אחד המדדים הטובים לכך הוא שכיחותו ביקום של דאוטריום – איזוטופ של מימן, הקרוי גם "מימן כבד", ולו גרעין המורכב מפרוטון ומנויטרון, במקום מפרוטון בלבד, כמו למימן רגיל. על-פי הסברה, רוב הדאוטריום ביקום נוצר במפץ הגדול, ובמרבית הסביבות האסטרונומיות הקיימות כיוס הוא אינו נוצר, אלא רק נהרס (למשל בליבות כוכבים). לכן, דאוטריום קשור ישירות לכמות החומר ביקום, ומדידתו תסייע בקביעת גורל היקום. מדידות ספקטרוסקופיות מדגמיות מ-ISO הראו שאין מספיק דאוטריום (שלו קו ספקטרלי באורך גל של 112 מיקרון) בחלל כדי לרמז על כך שיש מספיק חומר ביקום כדי שהוא יאט ויקרוס תחת כובדו העצמי.

כפי שראינו, לתחום האינפרה-אדום יתרונות חשובים המאפשרים לאסטרונומים ללמוד רבות על תחומים שהם בלתי נגישים בחלקים אחרים של הספקטרום, או תחומים בהם הוא נותן תרומה נכבדת להשלמת ההבנה הפיזיקלית. ההתפתחות הטכנולוגית בתחום האינפרה-אדום, הן מבחינת חומרים לבניית גלאים, והן מבחינת פיתוח של התקנים אופטיים ושל שילוב גלאים במערכים גדולים, הופכת אט אט את התחום הספקטרלי הזה לשווה ערך לתחום האופטי מבחינת יכולת התצפית. טלסקופ החלל SIRTF, חלק מתוכנית "מקורות" (Origins) של נאס"א, ימשיך במחקר מעניין זה של המקורות – מקורו של המבנה ביקום, מקורם של כוכבים, כוכבי-לכת, ולשאלת מקורם של החיים.

ביבליוגרפיה:
כותר: על קווים וכוכבים: ספקטרוסקופיה ואינפרה-אדום
מחבר: גבעון, אוריאל
תאריך: ספטמבר 2003 , גליון 61
שם כתב העת: גליליאו : כתב עת למדע ומחשבה
הוצאה לאור: SBC לבית מוטו תקשורת ולאתר IFEEL
הערות לפריט זה: 1. אוריאל גבעון הוא דוקטורנט לאסטרונומיה באוניברסיטת קליפורניה בדייוויס.
הספרייה הוירטואלית מטח - המרכז לטכנולוגיה חינוכית