תצפיות בליבה הקדם־כוכבית L1544 גילו הפרש זעיר במהירותם של יונים ושל מולקולות ניטרליות. החוקרים מפרשים אותו כחתימה ראשונה של פעפוע אמביפולרי – תהליך שבו החומר הניטרלי מתחיל להשתחרר מאחיזתו של השדה המגנטי ולקרוס בהשפעת הכבידה
לפני שכוכב דומה לשמש יכול להיוולד, עליו להתגבר על אחד הבלמים החשובים ביותר בתוך הענן שממנו הוא נוצר: השדה המגנטי. ענני גז ואבק בין־כוכביים מוחזקים יחד בכוח הכבידה, אך השדות המגנטיים החודרים דרכם יכולים להתנגד לקריסה ולעכב אותה.
כעת מדווח צוות חוקרים מאוניברסיטת קיושו ביפן וממכון מקס פלנק לפיזיקה חוץ־ארצית בגרמניה על זיהוי תצפיתי של תהליך שעשוי לשחרר את הבלם הזה. החוקרים מדדו הפרש קטן אך עקבי בין מהירותן של מולקולות טעונות חשמלית לבין מהירותן של מולקולות ניטרליות בליבה הקדם־כוכבית L1544. הם מפרשים את ההבדל כחתימה של פעפוע אמביפולרי – תהליך שנחזה בתיאוריה במשך שנים, אך היה קשה מאוד לזהותו ישירות בשלב שלפני לידת כוכב. ([arXiv][1])
המחקר פורסם בכתב העת Astronomy & Astrophysics. לטענת החוקרים, זו הפעם הראשונה שבה נצפתה בליבה קדם־כוכבית חתימה לתחילת הקריסה הכבידתית הנגרמת מהיפרדות בתנועתם של יונים ושל חלקיקים ניטרליים. ([arXiv][1])
ליבה שעדיין אין בה כוכב
L1544 נמצאת בענן המולקולרי שור, אחד מאזורי יצירת הכוכבים הקרובים יחסית לכדור הארץ. היא מוגדרת ליבה קדם־כוכבית: ריכוז קר וצפוף של גז ואבק שכבר התכווץ במידה ניכרת, אך במרכזו עדיין לא נוצר קדם־כוכב הפולט אנרגיה משלו. ([kyushu-u.ac.jp][2])
ליבות כאלה הן מעבדות טבעיות לחקר השלבים המוקדמים ביותר של יצירת כוכבים. הטמפרטורות הנמוכות מאפשרות גם התפתחות של כימיה מורכבת, לרבות היווצרות מולקולות שיכולות לשמש חומרי מוצא לתרכובות אורגניות קדם־ביולוגיות. ([kyushu-u.ac.jp][2])
בתוך ענן מולקולרי רוב החומר ניטרלי מבחינה חשמלית, אך חלק קטן ממנו מיונן בשל קרינה קוסמית ותהליכים אחרים. היונים הטעונים קשורים בחוזקה לקווי השדה המגנטי. המולקולות הניטרליות אינן קשורות אליו ישירות, אך כל עוד הן מתנגשות לעיתים קרובות ביונים, גם הן נגררות יחד עם השדה.
כאשר צפיפות הליבה גדלה, היא נעשית מוגנת יותר מפני קרינה ושיעור היינון יורד. מספר ההתנגשויות המקשרות בין היונים לחומר הניטרלי פוחת, והמולקולות הניטרליות יכולות להתחיל להחליק פנימה בהשפעת הכבידה, בעוד היונים נותרים קשורים יותר לשדה המגנטי. להפרדת התנועה הזאת קוראים פעפוע אמביפולרי.
שתי מולקולות המשמשות כסמני מהירות
כדי לזהות את התהליך נזקקו החוקרים לשני סמנים מולקולריים: אחד טעון ואחד ניטרלי. שניהם היו צריכים להימצא באותו אזור צפוף של הליבה, כדי שהבדל במהירותם לא ינבע מכך שהם מודדים שכבות שונות של הענן.
המשימה מורכבת מפני שבליבות הקרות רבות מן המולקולות הנפוצות קופאות ונצמדות לגרגרי האבק. כתוצאה מכך הן נעלמות כמעט לחלוטין מן הגז ואינן יכולות לשמש למעקב באמצעות טלסקופי רדיו.
החוקרים בחרו ב־N₂D⁺ – יון המכונה דיאזניליום מותמר בדאוטריום – וב־para-NH₂D, גרסה ניטרלית של אמוניה שבה אחד מאטומי המימן הוחלף בדאוטריום. שתי המולקולות נוצרות בגז הצפוף ונחשבות מתאימות למעקב אחר אזורים פנימיים דומים בליבה. ([arXiv][1])
הצוות צפה ב־L1544 באמצעות טלסקופ הרדיו IRAM בקוטר 30 מטר, המותקן בספרד. החוקרים מדדו את קווי הפליטה הספקטרליים של שתי המולקולות ויצרו מפות של מהירות מרכז הקו ושל רוחבו. הזזה זעירה בתדירות הקו, הנגרמת מאפקט דופלר, מאפשרת לחשב אם הגז נע לכיוון כדור הארץ או ממנו והיכן הוא זורם בתוך הליבה. ([kyushu-u.ac.jp][2])
הבדל של 50 מטר בשנייה
המדידות גילו הפרש מהירות ממוצע של כ־0.05 קילומטר בשנייה – כ־50 מטר בשנייה – בין המולקולות הניטרליות לבין היונים. המולקולות הניטרליות נעו פנימה מהר יותר, בהתאם לתרחיש שבו הן מתחילות להשתחרר מן השדה המגנטי וליפול לעבר מרכז הליבה בהשפעת הכבידה. ([arXiv][1])
זהו הבדל קטן ביחס למהירויות המוכרות מתופעות אסטרונומיות רבות, אך הוא משמעותי בסביבה הקרה והשקטה יחסית של L1544, שבה תנועות הקריסה הן תת־קוליות.
החוקרים לא מצאו הבדל מובהק ברוחב קווי הפליטה של שתי המולקולות. לדבריהם, הדבר עשוי לנבוע מן המהירויות הנמוכות של זרימת הגז ומזווית הצפייה בליבה. לכן הממצא המרכזי הוא השינוי במהירות הממוצעת, ולא הבדל ברמת הערבול או בפיזור המהירויות. ([arXiv][1])
לא די למדוד – צריך גם מודל
הפרש מהירות בין שתי מולקולות אינו מוכיח לבדו שמדובר בפעפוע אמביפולרי. הוא עלול להיווצר, למשל, אם המולקולות אינן נמצאות בדיוק באותו מקום או אם תגובות כימיות שונות מעניקות לכל אחת מהן פיזור מעט אחר.
כדי להתמודד עם האפשרויות האלה השוו החוקרים את התצפיות לחישובים פיזיקליים של התנגדות אמביפולרית – המדד המתאר באיזו קלות החומר הניטרלי יכול לנוע ביחס לשדה המגנטי וליונים הקשורים אליו. המודלים כללו גם את השפעת גדילתם של גרגרי האבק בתוך הליבה.
ההשוואה הראתה שהפרש של כ־50 מטר בשנייה מתאים לתרחיש שבו גרגרי האבק עברו גדילה והשדה המגנטי באזור הוא בעוצמה המתאימה למדידות קודמות. לפי החוקרים, גדילת גרגרי האבק משנה את האיזון החשמלי ואת מספר החלקיקים הטעונים, ולכן משפיעה על יעילות הקישור בין הגז לשדה המגנטי. ([arXiv][1])
הממצא מעניק לגרגרי האבק תפקיד שאינו רק כימי או אופטי. גודלם והתפלגותם עשויים להשפיע על הקצב שבו ליבה צפופה משתחררת מן התמיכה המגנטית ומתחילה לקרוס.
כיצד נולד כוכב?
בתחילת התהליך הכבידה מושכת את הגז פנימה, אך לחץ הגז, תנועות מערבולת והשדה המגנטי מתנגדים לקריסה. כל עוד היונים והחלקיקים הניטרליים נעים יחד, השדה המגנטי יכול להעניק תמיכה משמעותית לענן.
כאשר החומר הניטרלי מחליק בהדרגה דרך אוכלוסיית היונים, השטף המגנטי אינו מתרכז באותו קצב כמו המסה. התמיכה המגנטית נחלשת ביחס לכוח הכבידה. אם התהליך נמשך והליבה צוברת מספיק מסה במרכזה, הכבידה נעשית הכוח הדומיננטי והחומר קורס ליצירת קדם־כוכב.
הקדם־כוכב ממשיך לצבור חומר מן המעטפת שסביבו. בהמשך נוצרת סביבו דסקה, וממנה עשויה להתפתח מערכת פלנטרית. באופן זה, תהליך זעיר של הפרדת מהירויות בין יונים למולקולות ניטרליות עשוי להשתתף בשרשרת שמובילה בסופו של דבר להיווצרות מערכת כוכבים דומה למערכת השמש.
נדרשות תצפיות נוספות
החוקרים מדגישים כי מדובר בליבה אחת וכי פרשנות המדידה נשענת על שילוב בין תצפיות למודלים. הם מתכננים לצפות בליבות קדם־כוכביות נוספות ולהשתמש ברזולוציה זוויתית גבוהה יותר, כדי למפות במדויק היכן מופיע הפרש המהירויות וכיצד הוא משתנה מן השוליים אל המרכז. ([kyushu-u.ac.jp][2])
מדידות כאלה עשויות להפוך את מהירות ההחלקה בין יונים לניטרלים לכלי חדש להערכת עוצמתו הכוללת של השדה המגנטי וללימוד התפלגות גודלם של גרגרי האבק בתוך ליבות קדם־כוכביות. ([arXiv][1])
“הבנת היווצרותם של כוכבים נוגעת בשאלה יסודית על מקור החיים במערכות פלנטריות”, אמרה מובילת המחקר, דוריס ארזומניאן מאוניברסיטת קיושו. המחקר משלב תצפיות רדיו, דינמיקה של גזים, אסטרוכימיה ופיזיקה של אבק – תחומים הנדרשים יחד כדי לתפוס את הרגע שבו ענן קר מתחיל להפוך לכוכב. ([kyushu-u.ac.jp][2])
שאלות ותשובות
מהי ליבה קדם־כוכבית?
זהו אזור קר וצפוף בתוך ענן מולקולרי, שבו הגז והאבק מתרכזים בהשפעת הכבידה. הליבה עדיין אינה מכילה קדם־כוכב פעיל, אך היא עשויה להיות בשלב שקודם לקריסה שתיצור אותו.
מהו פעפוע אמביפולרי?
זהו תהליך שבו החלקיקים הניטרליים בגז נעים ביחס ליונים הקשורים לשדה המגנטי. ההחלקה מאפשרת למסה להתרכז בלי לגרור עמה את מלוא השטף המגנטי, וכך נחלשת התמיכה המגנטית נגד הקריסה.
כיצד אפשר למדוד הבדל של 50 מטר בשנייה בחלל?
המולקולות פולטות קרינה בתדירויות מוגדרות. כאשר הן נעות, קווי הפליטה שלהן מוסטים מעט בשל אפקט דופלר. ספקטרומטרים רגישים בטלסקופי רדיו יכולים למדוד את ההסטה ולחשב ממנה את המהירות.
האם התצפית מוכיחה שכוכב עומד להיוולד ב־L1544?
היא מצביעה על תהליך הנחשב חיוני למעבר לקריסה כבידתית, אך אינה מאפשרת לקבוע מתי בדיוק ייווצר קדם־כוכב. נדרשות תצפיות נוספות כדי לוודא שהתהליך מופיע גם בליבות אחרות ולמפות אותו ברזולוציה גבוהה יותר.
למאמר המדעי: פתיחת המאמר המדעי
עוד בנושא באתר הידען
- הראיות החזקות ביותר עד כה לשדה מגנטי בכוכב לכת מחוץ למערכת השמש
- שדות מגנטיים עשויים להסביר כיצד נוצרות מערכות כוכבים בינאריות
- האבל מצלם “עריסה” מסנוורת של כוכבים צעירים בענן המגלני הגדול
- אסטרונומים תיעדו "סעודה קוסמית": כוכב מסיבי זולל גז במהירות שיא
- ההצצה המדהימה של האבל לתוך ערפילית אוריון חושפת פעוטון פעלתני של כוכבים צעירים
