לדלג לתוכן

הכחדה (אסטרונומיה)

מתוך המכלול, האנציקלופדיה היהודית
דוגמה קיצונית של בליעה (הכחדה) של אור נראה, הנגרמת על ידי ערפילית בליעה (Dark Nebula) מוצגת על ידי האזור נטול הכוכבים שבתמונה.

הכחדה (באנגלית: Extinction; באקדמיה נהוג לכנות זאת בליעה בין-כוכבית) היא מונח באסטרופיזיקה המתאר את הניחות (dimming) של קרינה אלקטרומגנטית הנפלטת מעצמים שמימיים כתוצאה מבליעה ופיזור של הפוטונים על ידי חומר (גז ואבק) הנמצא בין העצם הנצפה לבין הצופה.[1] ההכחדה האסטרונומית מתרחשת הן באטמוספירה של כדור הארץ (הכחדה אטמוספירית) והן בתווך הבין-כוכבי (הכחדה בין-כוכבית).[2]

עבור הצופה מכדור הארץ, ההכחדה נובעת משני מקורות עיקריים: האחד הוא התווך הבין-כוכבי (Interstellar Medium - ISM), המכיל אבק וגז המפזרים ובולעים את אור הכוכבים; והשני הוא האטמוספירה של כדור הארץ, שדרכה חייב האור לעבור לפני הגעתו לטלסקופ.[1] תופעת הלוואי הבולטת ביותר של ההכחדה היא ההאדמה בין-כוכבית (Interstellar Reddening), הנובעת מכך שחלקיקי אבק בולעים ומפזרים אור באורכי גל קצרים (כחול ועל-סגול) ביעילות גבוהה הרבה יותר מאשר אור באורכי גל ארוכים (אדום ותת-אדום).[3]

רקע היסטורי לחקר ההכחדה האסטרונומית

תצפיות מוקדמות ומערכות בהירות

שורשי המחקר על ניחות אור הכוכבים נעוצים כבר בראשית האסטרונומיה המדעית. במאה ה-2 לפנה"ס, האסטרונום היווני היפרכוס יצר את קטלוג הכוכבים הראשון וסיווג אותם לשש דרגות בהירות, כאשר הכוכבים הבהירים ביותר הוגדרו כבעלי "מגניטודה ראשונה" והעמומים ביותר שנראו לעין הבלתי מזוינת כבעלי "מגניטודה שישית".[4][5] מערכת זו, אף שהייתה איכותית במקורה, הניחה את היסודות למדידה כמותית של עוצמת האור המגיעה לכדור הארץ, נתון שהתברר מאוחר יותר כחיוני להבנת התווך שדרכו עובר האור.[6]

במאה ה-18, האסטרונום ויליאם הרשל ואחותו קרוליין הרשל ניסו למפות את צורת הגלקסיה באמצעות "ספירות כוכבים" (Star Counts) בטלאי שמיים שונים.[7] הרשל הגיע למסקנה כי שביל החלב מעוצב כ"אבן משחזת" (Grindstone) וכי השמש נמצאת סמוך למרכזו.[7] אולם, הרשל לא היה מודע לקיומו של אבק בין-כוכבי והניח כי החלל ריק לחלוטין וכי הראות בו אינסופית; עקב כך, הוא פירש בטעות "חורים" שחורים בשביל החלב כהיעדר כוכבים פיזי, בעוד שלמעשה היו אלו ענני אבק שבלעו את האור.[7]

גילוי התווך הבין-כוכבי וההכחדה

ההבנה כי המרחב שבין הכוכבים אינו ריק החלה להתגבש בראשית המאה ה-20. האסטרונום אדוארד ברנרד היה מהראשונים להציע, בשנים 1907 ו-1910, כי כוכבים מסוימים נראים עמומים בשל קיומו של "חומר בולע" (Absorbing medium) בדרכם של הפוטונים.[8]

בשנת 1930 סיפק האסטרונום רוברט טראמפלר (Robert J. Trumpler) את ההוכחה המוחצת לקיומה של הכחדה בין-כוכבית.[8] טראמפלר חקר צבירי כוכבים פתוחים מרוחקים והבחין כי הבהירות הנצפית שלהם דועכת עם המרחק בקצב מהיר הרבה יותר מזה הנחזה על ידי חוק הריבוע ההפוך.[8] הוא הסיק כי במרחב הגלקטי חייב להימצא "אבק קוסמי עדין" המפזר ובולע את האור באופן סלקטיבי.[8]

תצפיות אלו הובילו לשינוי פרדיגמטי במדידת מרחקים אסטרונומיים. אדווין האבל, שגילה את התפשטות היקום ב-1929, העריך תחילה את המרחק לגלקסיית אנדרומדה כ-275 קילופארסק.[9] רק ב-1949, בעקבות תצפיותיו של ואלטר באדה בטלסקופ 200 האינץ' בהר פאלומר, התברר כי האבל טעה בזיהוי סוגי המשתנים הקפאידיים ובחוסר התחשבות בהכחדה, מה שהוביל להכפלת המרחק המוערך לאנדרומדה (כיום כ-780 קילופארסק).[10]

מחקרי ספקטרוסקופיה וגילוי "האדמה"

עם התפתחות הספקטרוסקופיה, גילו החוקרים כי ההכחדה אינה אחידה בכל אורכי הגל. נמצא כי אבק בין-כוכבי גורם ל"האדמה" (Reddening), שכן הוא בולע ומפזר אור כחול ועל-סגול ביעילות רבה יותר מאור אדום.[3]

בשנות ה-50 וה-60 של המאה ה-20, חוקרים כמו ליימן שפיצר החלו לפתח מודלים פיזיקליים של התווך הבין-כוכבי (ISM).[11] שפיצר הראה כי ההכחדה היא תוצאה של פיזור ושל בליעה על ידי חלקיקים שגודלם דומה לאורך הגל של האור הנראה (כ-0.1 מיקרון).[12] באותה תקופה, מדידות של קיטוב אור הכוכבים על ידי אבק (גילוי של הילטנר והול ב-1949) הוכיחו כי גרגירי האבק אינם כדוריים וכי הם מסתדרים בהתאם לשדות מגנטיים גלקטיים.[13]

בשנת 1965, החוקרים Stecher ו-Donn גילו באמצעות מדידות רקטות מאפיין בליעה בולט בתחום העל-סגול באורך גל של 2175 אנגסטרום (המכונה "הבליטה ב-2175").[14] גילוי זה הציב אתגר תאורטי כבד, וההשערה המובילה עד היום היא שמקורו בחלקיקי פחמן בצורת גרפיט או בפחמימנים ארומטיים פוליציקליים (PAHs).[15][16]

עידן הלוויינים ומיפוי מודרני

המחקר המודרני של ההכחדה עבר קפיצת מדרגה עם שיגור לוויינים בתחומי העל-סגול והתת-אדום. לוויין ה-IUE (International Ultraviolet Explorer) איפשר מדידות מדויקות של עקומות הכחדה בעל-סגול עבור אלפי כוכבים.[17]

בשנת 1989 פרסמו קרדלי, קלייטון ומאתיס (Cardelli, Clayton, & Mathis - CCM) חוק הכחדה ממוצע התלוי בפרמטר יחיד, RV (היחס בין הכחדה כוללת לעודף צבע).[18] עבודה זו הראתה כי ניתן לתאר את ההכחדה מהתחום התת-אדום ועד העל-סגול הקיצוני באמצעות נוסחה אנליטית אחת, מה שהעיד על תהליכים סטוכסטיים ויעילים המשנים את גודל הגרגירים בכל רחבי הגלקסיה בו-זמנית.[19]

בתחום המיפוי, פרויקטים כמו לוויין ה-IRAS ולוויין ה-COBE (במיוחד מכשיר ה-DIRBE) איפשרו מדידה של פליטת האור התרמית של האבק עצמו בתחום התת-אדום הרחוק.[20] בשנת 1998, שלגל, פינקביינר ודייוויס (SFD) יצרו מפת הכחדה מלאה של כל השמיים המבוססת על פליטה תרמית זו, מפה המשמשת אסטרונומים עד היום לתיקון מדידות של גלקסיות מרוחקות.[21]

סיכום התפתחות המודלים

מראשית שנות ה-2000, המודלים של האבק הפכו למורכבים יותר ומשלבים תערובת של סיליקטים, גרפיט ו-PAHs במידות גודל משתנות.[22] מחקרים עדכניים בוחנים את תפקיד האבק בחימום הגז הבין-כוכבי באמצעות אפקט פוטואלקטרי, תהליך ששפיצר ודומיו החלו לחקור כבר באמצע המאה ה-20.[23][24]

עקרונות פיזיקליים

ההכחדה מוגדרת כסכום של שני תהליכים פיזיקליים:

  • בליעה (Absorption): תהליך שבו אנרגיית הפוטון נספגת על ידי חלקיק אבק או אטום גז והופכת לצורות אנרגיה אחרות, לרוב לחום (אנרגיה ויברציונית של סריג החלקיק), הנפלט לאחר מכן כקרינה בתחום התת-אדום הרחוק.[25][26]
  • פיזור (Scattering): תהליך שבו הפוטון משנה את כיוון התקדמותו כתוצאה מאינטראקציה עם החלקיק, מבלי להיבלע בו. כמות הפיזור תלויה ביחס בין גודל החלקיק לבין אורך הגל של הקרינה.[27]

הקשר בין העוצמה הנצפית (Fλ) לבין העוצמה המקורית (Fλ,0) של גרם שמיים מיוצג באמצעות העומק אופטי (τλ): Fλ=Fλ,0e−τλ באסטרונומיה, מקובל לבטא את ההכחדה ביחידות של מגניטודה (Aλ), כאשר הקשר בין המגניטודה לעומק האופטי הוא: Aλ=1.086τλ כאשר Aλ מייצגת את כמות הניחות במגניטודות באורך גל ספציפי.[3][26]

הכחדה אטמוספירית

כאשר אור מכוכב מרוחק חודר לאטמוספירה של כדור הארץ, הוא עובר אינטראקציה עם מולקולות גז (כגון חנקן וחמצן) וחלקיקים תלויים (ארוסולים). הכחדה זו תלויה באופן ישיר במרחק שהאור עובר בתוך האטמוספירה, המכונה "מסה אטמוספירית" (Air mass).[1]

ההכחדה האטמוספירית גורמת לניחות של כ-0.2 מגניטודות בתחום הוויזואלי (V-band) עבור כוכב הנמצא בזנית (ישירות מעל הצופה).[1] ככל שהעצם קרוב יותר לאופק, המרחק שהאור עובר באטמוספירה גדל, וההכחדה מתעצמת. קירוב מקובל עבור הכחדה בבהירות ויזואלית (mV) מעל האטמוספירה הוא:

mV(above atmosphere)≈mV(observed)−0.2sec⁡(Z)

כאשר Z היא זווית הזנית (הזווית בין הנקודה שמעל ראשו של הצופה לבין גרם השמים), והביטוי sec⁡(Z) מייצג את הפונקציה הטריגונומטרית סקאנס (המחושבת כ-sec⁡(Z)=1cos⁡(Z)).[1]

הכחדה בין-כוכבית והאדמה

ההכחדה הבין-כוכבית נגרמת בעיקר על ידי גרגרי אבק מיקרוסקופיים הנמצאים בתווך שבין הכוכבים. גודלם של גרגרים אלו נע לרוב בין 0.01 ל-0.2 מיקרון.[28]

תופעת ההאדמה (Reddening)

היות שפיזור האור חזק יותר באורכי גל קצרים, הכוכבים נראים לצופה אדומים יותר מכפי שהם באמת. תופעה זו נמדדת באמצעות "עודף צבע" (Color Excess), המסומן ב-E(B−V). עודף הצבע מוגדר כהפרש בין מדד הצבע הנצפה לבין מדד הצבע האינטרינזי (המקורי) של הכוכב:

E(B−V)=(B−V)observed−(B−V)intrinsic

מדד הצבע מחושב כהפרש בין הבהירות הנמדדת בשני פילטרים שונים: פילטר B (כחול - Blue) ופילטר V (ויזואלי/צהוב - Visual). ככל שהערך גבוה יותר, הכוכב נראה אדום יותר.

באופן כללי, קיימת התאמה חזקה בין עודף הצבע לבין כמות החומר בקו הראייה. עבור התווך הבין-כוכבי הממוצע בגלקסיה, היחס בין צפיפות עמוד המימן (NH) לבין עודף הצבע הוא:[13]

NH/E(B−V)≈5.8×1021 atoms cm−2 mag−1

חוק ההכחדה ופרמטר RV

הכחדה בין-כוכבית בתחום מסוים מיוצגת על ידי הפרמטר A (מלשון Absorption), המודד במגניטודות את הניחות הכולל בעוצמת האור באותו אורך גל. בתחום הוויזואלי, ההכחדה הכוללת מסומנת ב-AV.

הקשר בין ההכחדה הכוללת לבין עודף הצבע (E(B−V)) מיוצג על ידי הפרמטר RV: RV=AVE(B−V), בעוד הפרמטר AV מוגדר כהפרש בין המגניטודה הנצפית של הכוכב (Vobserved) לבין המגניטודה שהייתה נמדדת לולא היה אבק בין-כוכבי בקו הראייה (Vintrinsic): AV=Vobserved−Vintrinsic

בערכים ממוצעים בתווך הבין-כוכבי המפוזר (Diffuse ISM), ערכו של RV הוא בערך 3.1.[18] עם זאת, בענני גז צפופים, גרגרי האבק נוטים להיצמד זה לזה (Coagulation), מה שמוביל להיווצרות חלקיקים גדולים יותר ולערכי RV גבוהים יותר (למשל, RV≈5.5 בענן אוריון). ערכים גבוהים אלו מעידים על הכחדה שהיא פחות "ברירנית" (Selective) וקרובה יותר להכחדה "אפורה", שאינה תלויה באורך הגל.

מאפיינים ספקטרליים של ההכחדה

עקומת ההכחדה הבין-כוכבית מציגה מספר תכונות ספקטרליות ייחודיות המעידות על הרכב האבק:

  1. הבליטה ב-2175 אנגסטרום (The 2175 Å Bump): זהו מאפיין הבליעה הבולט ביותר בתחום העל-סגול. מקובל להניח כי מקורה בגרגירי פחמן בצורת גרפיט או בפחמימנים ארומטיים פוליציקליים (PAHs).[29][17]
  2. פסי בליעה של סיליקטים (Silicate Features): בליעה משמעותית נצפית באורכי גל של 9.7 מיקרון ו-18 מיקרון. אלו נובעים מתנודות מתיחה וכיפוף של קשרי סיליקון-חמצן (Si−O) בגרגירי אבק סיליקטי אמורפי.[30][31]
  3. פסי בליעה בין-כוכביים מפוזרים (Diffuse Interstellar Bands - DIBs): מאות פסי בליעה חלשים בתחום הנראה והעל-סגול הקרוב, שזהותם המדויקת נותרה אחת התעלומות הגדולות באסטרופיזיקה, אם כי כיום סבורים כי חלקם נובעים ממולקולות פחמניות גדולות הנמצאות במצב גזי.[32]

הרכב וגודל גרגירי האבק

ההכחדה מספקת מידע קריטי על טיב החומר הבין-כוכבי. על פי ניתוח של חוסרים כימיים בגז (Depletion), מרבית היסודות "הכבדים" (כגון מגנזיום, סיליקון וברזל) אינם נמצאים בגז אלא כלואים בתוך גרגירי האבק.[33][34]

המודלים המובילים מתארים את האבק כשילוב של שתי אוכלוסיות עיקריות:

  • גרגירים סיליקטיים: מורכבים מחומרים דמויי סלע (כגון אוליבין או פירוקסן).[35]
  • גרגירים פחמניים: כוללים גרפיט, פחמן אמורפי ומולקולות PAHs גדולות.[36]

בעננים קרים וכהים, הגרגירים יכולים לצבור "מעטפות" (Mantles) של קרח (מים, פחמן דו-חמצני ומתאן). מעטפות קרח אלו מגדילות את גודל הגרגרים ומשנות את תכונות ההכחדה שלהם בתחום התת-אדום.[35][37]

חשיבות המחקר ומיפוי

הבנת ההכחדה חיונית לכל מדידה אסטרונומית המבוססת על עוצמת אור. ללא תיקון להכחדה, לא ניתן לקבוע מרחקים מדויקים לכוכבים וגלקסיות, שכן הם ייראו עמומים ורחוקים יותר מכפי שהם באמת (Extinction-corrected distance modulus).[38]

מאמצים מודרניים למיפוי ההכחדה בכל השמיים התבססו על נתונים מלווייני IRAS ו-COBE (בפרט מכשיר ה-DIRBE). מפות אלו משתמשות בפליטה התרמית של האבק בתחום התת-אדום הרחוק (100–240 מיקרון) כאינדיקטור לכמות האבק בקו הראייה.[20] הטמפרטורה הממוצעת של האבק בגלקסיה נעה בין 17 ל-21 קלווין, ושינויים קטנים בטמפרטורה זו משפיעים משמעותית על עוצמת הקרינה הנפלטת ממנו.[39]

ראו גם

הערות שוליים

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Ryden, Barbara Sue & Peterson, Bradley M. (2010). "Foundations of Astrophysics". Pearson Education, p. 318.
  2. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 235.
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 237.
  4. ↑ Ryden, Barbara Sue & Peterson, Bradley M. (2010). "Foundations of Astrophysics". Pearson Education, p. 103.
  5. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 310.
  6. ↑ Ryden, Barbara Sue & Peterson, Bradley M. (2010). "Foundations of Astrophysics". Pearson Education, p. 311.
  7. ^ 7.0 7.1 7.2 Ryden, Barbara Sue & Peterson, Bradley M. (2010). "Foundations of Astrophysics". Pearson Education, p. 458.
  8. ^ 8.0 8.1 8.2 8.3 Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 236.
  9. ↑ Ryden, Barbara Sue & Peterson, Bradley M. (2010). "Foundations of Astrophysics". Pearson Education, p. 467.
  10. ↑ Ryden, Barbara Sue & Peterson, Bradley M. (2010). "Foundations of Astrophysics". Pearson Education, p. 467-468.
  11. ↑ Spitzer, Lyman S. Jr. (1978). "Physical Processes in the Interstellar Medium". Wiley-Interscience, p. vii.
  12. ↑ Spitzer, Lyman S. Jr. (1978). "Physical Processes in the Interstellar Medium". Wiley-Interscience, p. 149-150.
  13. ^ 13.0 13.1 Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 240.
  14. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 267-268.
  15. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 268.
  16. ↑ Cardelli, Jason A., Clayton, Geoffrey C., & Mathis, John S. (1989). "The Relationship between Infrared, Optical, and Ultraviolet Extinction". The Astrophysical Journal, p. 255.
  17. ^ 17.0 17.1 Cardelli, Jason A., Clayton, Geoffrey C., & Mathis, John S. (1989). "The Relationship between Infrared, Optical, and Ultraviolet Extinction". The Astrophysical Journal, p. 246.
  18. ^ 18.0 18.1 Cardelli, Jason A., Clayton, Geoffrey C., & Mathis, John S. (1989). "The Relationship between Infrared, Optical, and Ultraviolet Extinction". The Astrophysical Journal, p. 245.
  19. ↑ Cardelli, Jason A., Clayton, Geoffrey C., & Mathis, John S. (1989). "The Relationship between Infrared, Optical, and Ultraviolet Extinction". The Astrophysical Journal, p. 245-246.
  20. ^ 20.0 20.1 Schlegel, David J., Finkbeiner, Douglas P., & Davis, Marc. (1998). "Maps of Dust Infrared Emission". The Astrophysical Journal, p. 525-526.
  21. ↑ Schlegel, David J., Finkbeiner, Douglas P., & Davis, Marc. (1998). "Maps of Dust Infrared Emission". The Astrophysical Journal, p. 525-527.
  22. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 279-281.
  23. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 317-318.
  24. ↑ Klessen, Ralf S. & Glover, Simon C. O. (2014). "Physical Processes in the Interstellar Medium". Universität Heidelberg, p. 47-49.
  25. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 285.
  26. ^ 26.0 26.1 Spitzer, Lyman S. Jr. (1978). "Physical Processes in the Interstellar Medium". Wiley-Interscience, p. 149.
  27. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 248.
  28. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 243.
  29. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 267.
  30. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 268-271.
  31. ↑ Spitzer, Lyman S. Jr. (1978). "Physical Processes in the Interstellar Medium". Wiley-Interscience, p. 159.
  32. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 269-270.
  33. ↑ Klessen, Ralf S. & Glover, Simon C. O. (2014). "Physical Processes in the Interstellar Medium". Universität Heidelberg, p. 11.
  34. ↑ Spitzer, Lyman S. Jr. (1978). "Physical Processes in the Interstellar Medium". Wiley-Interscience, p. 4.
  35. ^ 35.0 35.1 Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 271.
  36. ↑ Draine, Bruce T. (2011). "Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium". Princeton University Press, p. 274-277.
  37. ↑ Spitzer, Lyman S. Jr. (1978). "Physical Processes in the Interstellar Medium". Wiley-Interscience, p. 160.
  38. ↑ Spitzer, Lyman S. Jr. (1978). "Physical Processes in the Interstellar Medium". Wiley-Interscience, p. 157.
  39. ↑ Schlegel, David J., Finkbeiner, Douglas P., & Davis, Marc. (1998). "Maps of Dust Infrared Emission". The Astrophysical Journal, p. 525.

הכחדה (אסטרונומיה)42829985Q943247

אוחזר מתוך "https://he.hamichlol.org.il/w/index.php?title=הכחדה_(אסטרונומיה)&oldid=3764687"