הסוד של אלפא

מתקן חדש בפוארטו ריקו – מערכת “אלפא” המשדרגת טלסקופ רדיו קיים – עשוי להביא לפריצת דרך באסטרונומיה. מטרתו העיקרית היא מדידה באיכות גבוהה של “פונקציית התפלגות המאסה” של המימן הנייטרלי בקרב הגלקסיות, נתון שלא נמדד עדיין כל צורכו בכל הנוגע לגלקסיות דלות במימן

במכתש טבעי באי פּוּאֵרטוׁריקו החל בחודש פברואר 2005 מחקר ארוך-שנים שמטרתו לגלות את גורל המימן ביקום. המחקר מנצל יכולות חדשות של טלסקופ לגלי רדיו הגדול בעולם כדי לבסס את פונקציית התפלגות מאסות המימן בגלקסיות מסוגים שונים. תוצאות אחרות שצפויות ממחקר זה נוגעות גם להתפלגות הגלקסיות ביקום, מהסביבה הקרובה לנו ביותר ועד למרחקים של 800 מיליוני שנות-אור מאתנו, לטבע הגלקסיות ה”אפֵלות” שמכילות מעט כוכבים, ועוד.
על אף שבסיס המחקר הוא המידע שנקלט מהיקום בתחום קרינת הרדיו, קיימת חשיבות מכרעת לצירוף נתונים שנאספים בתחומי ספקטרום שונים: החל מתצלומי אור-נראה, דרך מידע בתת-אדום ובעל-סגול, וכלה בצירוף מפות רדיו בתחומים אחרים ומדידות בקרינת X. במאמר זה נתאר את המתקן החדש שמאפשר את פריצת הדרך בביצוע המחקר, ונעמוד על ההשלכות הצפויות למדע האסטרונומיה מן התוצאות הסופיות.
המידע האסטרונומי נאסף בימינו בדרכים שונות. רוב הקוראים מכירים ודאי את התמונות הנפלאות של טלסקופ החלל “האבל”; תמונות אלו צולמו מהחלל, מהסביבה הקרובה לכדור הארץ, כמה מאות ק”מ מעל פניו. הצילומים הם בעלי חדות מעולה, ובחלקם אף מראים תחומי קרינה שלא ניתן לצלם דרך האטמוספרה של כדור הארץ. אך לא כל המידע האסטרונומי הוא בתחום האור הנראה. בימינו נעזרים המדענים במידע מסוגים שונים, החל מקרינות X וגאמא בעלות האנרגיה הגבוהה וכלה בקרינת רדיו בעלת אורך גל גדול, שם האנרגיה של כל פוטון נמוכה ביותר. פה נעסוק במידע מהסוג האחרון. האפשרות לקלוט קרינה מהחלל בתחום הרדיו התבררה רק לאחר המצאת הרדיו, ולאמיתו של דבר כשלושים שנים לאחר מכן – כאשר החל השימוש בגלי רדיו בעלי אורך גל קצר לצורכי תקשורת. מסתבר שגלי רדיו בעלי אורכי גל שונים מתנהגים בצורה שונה כאשר הם משודרים מפני כדור הארץ, משום שסביב כדור הארץ, כחלק מהאטמוספירה הגבוהה, נמצאת שכבה של אטומים מיוננים המכונה “יונוספרה”. מפני כדור הארץ אפשר לחקור רק קרינה שמסוגלת לחדור בעד היונוספרה.

יסודות האסטרונומיה בתחום הרדיו
בעוד שהאטמוספירה שאנו מכירים בנויה בעיקר מולקולות ואטומים נייטרליים, היונוספרה מורכבת מפלזמה – חומר מיונן, שמורכב ממטענים חשמליים שליליים וחיוביים ומוליך חשמל, לכן מתנהג במובנים רבים כאילו היה מתכתי. כידוע, משטחים מתכתיים מחזירים גלים אלקטרומגנטיים, ביניהם גם קרינת רדיו. ההתנהגות ה”מתכתית” של שכבת היונוספרה גורמת לגלי רדיו להיות מוחזרים ממנה מבלי יכולת לצאת לחלל.
ואולם כושר ההחזרה של היונוספרה תלוי באורך הגל של הקרינה: גלי רדיו בעלי גלים ארוכים מוחזרים, בעוד שקרינה קצרת גלים מצליחים לעבור דרך היונוספרה אל החלל. הגבול המבדיל בין גל “קצר” ל”ארוך” עומד על מטרים אחדים; קרינה בעלת אורך גל קטן יותר זולגת לחלל בעוד שהקרינה שאורך גל שלה עולה על מטרים אחדים מוחזרת לעבר כדור הארץ. מאחר שכדור הארץ עצמו מוליך חשמל, גלי רדיו קצרי גל מוחזרים מהקרקע כפי שהם מוחזרים מהיונוספרה. לכן גלי רדיו ארוכי גל נקלטים מתחנות שידור הממוקמות בחלקו האחר של הכדור, בעוד שלא ניתן לקלוט שידורי טלוויזיה של תחנות מרוחקות אלא אם נעזרים בכבלים או בלווייני תקשורת.
גלי הרדיו שיצרו ממציאי השיטה בתחילת עידן הרדיו היו בעלי אורך-גל גדול של עשרות מטרים. גלים אלה מוחזרים היטב מהיונוספרה ומפני הארץ, לכן ממציאי הרדיו הצליחו בעזרתם להעביר מידע אל תחנות קליטה מרוחקות ביותר. בסוף העשור השני של המאה ה-20 הצליחו מהנדסי הרדיו ליצור גם גלי רדיו קצרים. לגלי רדיו בעלי אורך גל קצר יש תדירות גבוהה, לכן ניתן להעביר באמצעותם מידע רב יותר (בפרק זמן נתון) מאשר בגלים ארוכים.
בין השימושים הראשונים של גלים קצרים היו ניסיונות להפעיל שידורי תקשורת, ולצורך זה נבנו אנטנות משוכללות. אחד המהנדסים שעסק בכך היה האמריקאי קארל יאנסקי (Jansky), שעבד במעבדות בל. יאנסקי חקר מקורות רדיו טבעיים שהיו עלולים לשבש את איכות הקליטה. האנטנה והמקלט בהם השתמש יאנסקי היו רגישים לקרינה בעלת אורך גל של 14.5 מטרים. יאנסקי מצא שמקור חלק מההפרעות הוא אותות מהחלל, ולא מכדור הארץ. הוא זיהה את אזור שביל החלב כמקור קרינת הרדיו שהפריעה לתקשורת האלחוטית. גילוי זה, שגרמי שמיים משדרים אלינו מידע בתחום גלי הרדיו, היה מפתיע ופתח תחום מחקר חדש, שהלך והתעצם לאחר מלחמת העולם השנייה.
אמריקאי נוסף, גְרוטֶה רֵבֵּר (Grote Reber), שהיה חובב רדיו, שמע על תגליתו של יאנסקי ששביל החלב משדר גלי רדיו. הוא בנה בחצרו אנטנה בצורת צלחת ענקית לאותם ימים, שקוטרה היה 10 מטרים, ומדד בעזרתה את עוצמת הקרינה באורך גל של 1.9 מטרים, המגיעה מכיוונים שונים של השמיים. חלק מהקרינה ניתן היה לייחס לפליטה מחומר חם (קרינה תרמית), אך לחלק אחר של הקרינה נמצא פירוש רק באמצע המאה ה-20, כאשר המדען היהודי-רוסי גינזבורג הראה שחלקיקים מהירים הנעים בשדה מגנטי פולטים קרינת רדיו (קרינת סינכרוטרון).

סיפורו של ספין
בשנות מלחמת העולם השנייה חקר הדוקטורנט ההולנדי הצעיר הנריק וַאן דֶר הוּלסט (van der Hulst) במצפה הכוכבים של העיר ליידן בהולנד תחת הנחייתו של הפרופ' יאן אורט (Oort) היבטים תיאורטיים של אטומי מימן שנובעים מתורת הקוונטים. אטום המימן הוא הפשוט מבין האטומים: הוא מורכב מחלקיק כבד טעון במטען חשמלי חיובי (פרוטון) בגרעין ומאלקטרון קל וטעון מטען חשמלי שלילי שחג סביבו. האלקטרון יכול להימצא במצבי אנרגיה שונים כשהוא מחובר לגרעין – במובן מסוים ניתן לדמות זאת למרחקים שונים בין האלקטרון לגרעין.
במצב היסוד, שם האנרגיה נמוכה ביותר מכל המצבים, האלקטרון נמצא “הכי קרוב” לגרעין. התרחקות למצבי אנרגיה אחרים דורשת אנרגיה, שיש להשקיע ע”י בליעת פוטון (חלקיק של קרינה אלקטרומגנטית). כאשר אלקטרון באטום מדלג מרמת אנרגיה גבוהה יותר לאחת נמוכה יותר, נפלט פוטון. ואן דר הולסט הראה שגם כאשר האלקטרון היחיד של אטום המימן נמצא במצב היסוד, כלומר כשהוא במצב הקרוב ביותר לגרעין, עדיין יכולים להיות לו שני מצבי אנרגיה שונים.
מצבי האנרגיה שוואן דר הולסט מצא קשורים לתכונה המכונה ספין (spin), כאילו היו האלקטרון והפרוטון סביבונים המסתובבים כל הזמן סביב עצמם ללא הפסקה. מבחינה קוונטית, כך הראה ואן דר הולסט, ציר הסיבוב של האלקטרון יכול להיות בכיוון זהה לזה של הפרוטון, או יכול להיות בדיוק הפוך לו. ואן דר הולסט הראה שכאשר מגמות הסיבוב של הפרוטון בגרעין והאלקטרון סביבו הפוכות, המצב האנרגטי של האטום נמוך יותר מאשר אם מגמות הסיבוב זהות. הפרש האנרגיה בין שני המצבים, של ספינים מקבילים או אנטי-מקבילים, הוא זעום.

פוטונים חלשלושים
באטום מימן, אלקטרון הנופל מרמת האנרגיה השלישית לשנייה גורם לפליטת פוטון בתחום האור הנראה, שצבעו אדום ואורך הגל שלו 656.3 ננו-מטר. פוטון זה הוא חלק מקו ספקטראלי שהאסטרונומים מכנים H-אלפא. האנרגיה שנושא פוטון זה היא 1.88 אלקטרון-וולט. האנרגיה של פוטון H-אלפא אחד אמנם נמוכה, אך היא גדולה לאין שיעור מזו של הפוטון המשתחרר כאשר האלקטרון באטום המימן הופך את כיוון הספין שלו ממקביל לאנטי-מקביל לספין הפרוטון בגרעין. מעבר אנרגיה זה גורם לפליטת פוטון שאורך הגל שלו 21 ס”מ, אורך גל ארוך פי 320,000 מזה של פוטון H-אלפא.
מדובר, אם כן, בפוטונים “חלשלושים” ביותר מבחינת אנרגיה. האסטרונומים מתעניינים בפוטונים אלה מפני שהם מלמדים על המימן, היסוד הנפוץ ביותר בטבע, וגם משום שאורכי גל כה גדולים אינם מושפעים מהאבק הבינכוכבי, הנפוץ מאוד בין הכוכבים. אורך הגל הקצר, יחסית לקרינות אחרות בתחום הרדיו, מבטיח גם שהיונוספרה לא תשפיע לרעה על מעבר האותות עד למקלטי החוקרים.
שידורי הרדיו של אטומי המימן הנייטרליים בחלל משולים לשריקה שגובה הצליל שלה ועוצמתו ניתנים למדידה. גובה הצליל הוא תדר השידור (או אורך הגל). נזכור שמדובר בקו ספקטראלי, כלומר בשידור שהתדר שלו נקבע במדויק ע”י פרמטרים אטומיים. סטייה מתדר זה יכולה להיגרם רק אם קיימת מהירות יחסית בין מקור השידור למקלט, בגלל אפקט דופלר.
באמצעות מיפוי זהיר של עוצמת האותות והמיקום ממנו הם באים, ובפרט בתחום קרינת ה-21 ס”מ של המימן, ניתן ללמוד רבות על היקום. בעזרת המדידות הללו הצליחו האסטרונומים להראות כי חלק מהחומר שמרכיב את הגלקסיות הוא “חומר אפל”: הוא תורם לכוח המשיכה אך אין לו חתימה בתחום האור הנראה. המידע החשוב שהתקבל ממדידות קו ה-21 ס”מ הוא לגבי כמות המימן הכוללת שבגלקסיה מסוימת. מדידה זו, שתלויה בעוצמת האות המגיע מגלקסיה מסוימת ובטווח המהירויות שבינינו בין הגלקסיות בהן נמדדת פליטת המימן, מראה כמה חומר גלם ליצירת כוכבים יש בגלקסיה.

במחצית השנייה של המאה ה-20 פוענח תהליך היווצרות הכוכבים. אלה נולדים בתוך עננות גז ענקיות, המכילות הרבה יותר חומר מהדרוש ליצירת כוכב בודד. הגז בערפיליות אלו הוא לרוב מימן, כרבע ממנו הליום, וכמות קטנה הרבה יותר של חומרים אחרים. עננות הגז יכולות להידחס עקב כוחות חיצוניים או כוח פנימי בתוכן. הדרבון החיצוני לדחיסת העננה יכול להיות גל הלם מכוכב סמוך שהתפוצץ. דרבון חיצוני אחר יכול להיות רוח כוכבית חזקה – כוכבים מסוגים שונים פולטים כמויות אדירות של חומר, שנע במהירות גבוהה.
רוחות כוכביות אלו מסוגלות לדחוס חומר בינכוכבי. הדרבון הפנימי של ערפילית קדם-כוכבית להתכווץ יכול לנבוע מכוח המשיכה העצמי של חומר הערפילית. כל חלק של הערפילית מושך כל חלק אחר ועקב כך העננה של חומר בינכוכבי שואפת להתכווץ ולהידחס. כנגד שאיפה זו פועל הלחץ הפנימי, שנגרם בגלל הטמפרטורה של חומר העננה.
בדרך כלל עננות החומר נמצאות בשיווי משקל, אך פליטת אנרגיה לחלל יכולה להפר איזון זה. האנרגיה נפלטת בצורת קרינה בתחום התת-אדום הרחוק, המתאימה לגוף שהטמפרטורה שלו כמה עשרות מעלות קלווין. עם ההידחסות יכולה העננה להפוך לכוכבים, כלומר שהצפיפות והטמפרטורה במרכזה יגיעו לרמות המאפשרות היתוך גרעיני של המימן להליום. במצב זה ייוולד במרכז העננה, המקום הצפוף והחם ביותר, כוכב חדש.
התנאי הראשוני שתהליך זה יתרחש הוא שבמקום המסוים ביקום תימצא כמות מספקת של מימן, חומר הגלם לכל התהליך. הפרמטר הנמדד שקובע אם התנאי מתמלא הוא כמות המימן הכוללת בגלקסיה מסוימת, אשר היא תוצאה של קליטת אותות הרדיו של המימן הנייטרלי בקו הספקטראלי של 21 ס”מ.
רוב תצפיות המימן הנייטרלי ביקום בוצעו עד עכשיו בטלסקופי רדיו שמודדים את האות המגיע ממיקום אחד בלבד. זאת משום שבמוקד הצלחת הפרבולית שמרכזת את אותות הרדיו הוצב מקלט רדיו יחיד, כפי שעשה גרוטה רבר כבר ב-1937. היוצאים מן הכלל כאן הם טלסקופי הסינתזה בתחום הרדיו, שמסוגלים לערוך מיפוי של אזור שלם, אלא שרגישותם נמוכה יחסית.

צעד אחר צעד
צעד ראשון לפיתוח טלסקופ רדיו שמבוסס על צלחת בודדת אך מאפשר הצבת מספר מקלטים במוקד האנטנה נעשה באוסטרליה. אוסטרליה השקיעה ממון רב בפיתוח תחום הרדיו-אסטרונומיה, וזה הביא את מדעניה לעמדת הובלה עולמית. פריצת הדרך היתה במכשיר שנבנה לפני יותר מ-40 שנים, טלסקופ הרדיו של פארקס (Parkes) הנמצא באזור ניו-סאות'-ויילס וקוטרו 64 מטרים.
האסטרונומים שחוקרים את היקום בעזרת כלי תצפית זה החליטו לפתח מכשיר שמשלב מספר מקלטי רדיו במתקן אחד. כל מקלט הוא רגיש ביותר ואוסף את הקרינה מהשמיים לתוך הגלאי שמיוחד שלו. החידוש הוא שכל מקלט במתקן החדש מכוון לעבר קטע שמיים שונה במקצת משאר המקלטים, כך שחיבור המידע השיג תוצאה של “צילום תמונה” בתחום קרינת הרדיו.
עקב המגבלות הטכניות של גודל “מובילי הגל”, שמעבירים את קרינת הרדיו מהמוקד של אנטנת הצלחת אל הגלאי עצמו, ניתן היה להתקין רק 13 מקלטים שכל אחד מהם ניזון בקרינה דרך צינור ארוך, הפונה לעבר צלחת הטלסקופ. צינור זה, המוביל את הגלים ממקום למקום, מכונה “גַלבּו” (waveguide).
כל צינור המוביל את קרינת הרדיו לעבר גלאי “מואר” על ידי קטע שמיים שרוחבו כ-14 דקות-קשת, כלומר כרבע מעלה. מכאן, שמצלמת הרדיו של טלסקופ פארקס מסוגלת ל”צלם” בו-זמנית שטח שמיים שקוטרו מעלה אחת, כאשר 13 פיקסלים (יחידות תמונה) בלבד יוצרים את המידע. תמונת היקום שמתקבלת בצורה זו היא בהכרח מטושטשת, וגם הרגישות לאותות רדיו חלשים אינה גבוהה במיוחד, בגלל הקוטר המצומצם יחסית של אנטנת הצלחת, רק 64 מטרים.
האסטרונומים של מצפה הרדיו של ארסיבו פעלו כדי לשפר את המצב בצורה משמעותית. המגבלה שם, בהשוואה לרדיו-טלסקופ של פארקס, היא שצלחת הקליטה קבועה בקרקע, כיוון שהיא בנויה בתוך מכתש טבעי. מערך המקלטים תלוי מעל הצלחת בגובה של כ-170 מטרים, שוקל כמו אוניה קטנה (!), ומוחזק באמצעות כבלי פלדה חזקים במיוחד. גשר תלוי צר-ממדים מביא את באי חוות המקלטים שבמוקד הצלחת מרמה גבוהה הנמצאת על שפת הצלחת. יש גם רכבל, שמיועד להעברת ציוד וטכנאים שמתחזקים את המקלטים.

מתקן לחקר היונוספרה
הצלחת של ארסיבו נבנתה במקור, בשנת 1963, כמתקן לחקר היונוספרה. המחקר בוצע עבור חיל האוויר האמריקאי על ידי אוניברסיטת קורנל (Cornell), אך כבר מראשית ההפעלה היה ברור שהצלחת תשמש לאסטרונומיה בתחום הרדיו. בשנת 1970 עברה השליטה במתקן מחיל האוויר לאקדמיה האמריקאית למדעים. המשטח המקורי של הצלחת לא היה כלל מוצק אלא היה רשת מתכתית, שנמתחה מעל למכתש הטבעי ונתמכה ע”י כבלי פלדה.
באמצע שנות ה-70 עברה הצלחת שדרוג ומשטח הרשת הוחלף במשטח הבנוי מ-38,788 לוחות אלומיניום מחוררים. המעבר מרשת בעלת “נקבים” רחבים ללוחות מתכת בעלי נקבים קטנים יחסית אפשר פעולה באורכי גל קטנים יחסית, עד ל-3 ס”מ. קוטר הצלחת עומד על 305 מטרים, החלק הנמוך ביותר שלה נמצא 51 מטרים מתחת לשפת הצלחת, ומערכות המקלטים מותקנים כאמור בגובה של כמעט 170 מטרים מעל תחתית הצלחת.
בשדרוג השני של ארסיבו, בין השנים 1992 ל-1997, הוחלף אחד ה”בתים” שהוצבו במרכז הצלחת והכילו אנטנות ומקלטים בכיפה המכונה “ההתקן הגרגוריאני” והותקנה חומת רשת גבוהה מחוץ לצלחת הקליטה. שני ההתקנים נועדו לצמצם את רעש הרקע שנקלט על ידי טלסקופ הרדיו. חומת הרשת מצמצמת את הקרקע ש”רואים” המקלטים המותקנים במרכז האנטנה, כיוון שהיא מחזירה אל המקלטים רק את השמיים (הקרים).

היקום ממהר
ההתקן הגרגוריאני בנוי כמערכת של שתי מראות נוספות, שקוטרן כ-23 מטרים האחת וכשבעה מטרים השנייה. המראות מותקנות יחד עם המקלטים בתוך המבנה הכיפתי: גובהו של מבנה זה הוא כשל בניין בן שש קומות ומשקלו כ-90 טון. החזרת הקרינה האלקטרומגנטית משתי מראות נוספות אלה מבטיחה שרק השידורים המגיעים מפיסת השמיים הנחקרת יגיעו אל המקלטים. על אף זאת, יש השפעה לשידורים אנושיים בתדרי המחקר, כפי שיתברר בהמשך.
בשנת 2004 נעשה שדרוג נוסף למצפה הרדיו של ארסיבו על ידי התקנת מערכת מקלטים דומה לזו שפועלת בפארקס, אוסטרליה. המערכת נבנתה באותה מעבדה אוסטרלית שבנתה את “מצלמת הרדיו” בעלת 13 הפיקסלים. בגלל המגבלות של הצלחת בארסיבו, ניתן היה להתקין במקרה זה רק שבעה מקלטים.

רגישות גבוהה
היתרון, לעומת טלסקופ הרדיו של פארקס, הוא רגישות הרבה יותר גדולה בגלל כושר איסוף האור הגדול פי 25 של הצלחת הענקית של ארסיבו יחסית לזו של פארקס. יחד עם זאת, גודל זה של הצלחת גורם לכך שכל מקלט יראה חלק קטן יותר של השמים, כלומר כושר הפרדה זוויתית טוב הרבה יותר, של כשלוש דקות-קשת, פי ארבעה מזה של פארקס. המערכת החדשה זכתה לשם “אלפא”, ראשי התיבות של “מערך מקלטי ארסיבו לפס L ” (Arecibo L-band Feed Array), כאשר השם “פס L” שמור לתחום הרדיו שם התדירויות מסדר גודל של מיליארד תנודות לשנייה (כ-1000 מגה-הרץ) של הגל האלקטרומגנטי, ושם מופיעה הקרינה הטבעית של קו ה-21 ס”מ של המימן הנייטרלי.
האסטרונומים המעוניינים בתצפיות רדיו באורך גל של 21 ס”מ לעבר החלל העמוק התכנסו בארסיבו בקיץ 2004 כדי לקבוע את דרכי המחקר בכלי החדש (כותב המאמר השתתף בדיונים אלה). הוחלט להציע מספר מחקרים שימצו את היכולות הגלומות במערכת החדשה בחקר היקום החוץ-גלקטי. השאלה העיקרית שעמדה לפניהם היא “מה היא כמות המימן ביקום?”. לכאורה, שאלה זו היתה צריכה להיות מוכרעת כבר לפני שנים רבות, מאז שהחלו התצפיות בקו ה-21 ס”מ. ואולם מסתבר שזו בעיה קשה, כיוון שכאשר המימן אינו “מחובר” לגלקסיה ומהווה חלק ממנה, הוא הופך מיונן בהשפעת קרינות הרקע, שמקורן בכוכבים חמים, בקרינה הנפלטת מהסביבה של חורים שחורים ענקיים הסופחים אליהם חומר (קוואזרים), ומגלי הלם בתווך הבין-גלקטי.
גורמים אלה “מחממים” את המימן וקורעים את האלקטרון הבודד מעל כל אחד מהאטומים. בהיעדר אלקטרון זה, אטום המימן אינו אלא פרוטון לחוד ואלקטרון חופשי לחוד, לכן קרינת הרדיו האופיינית, בעלת אורך הגל של 21 ס”מ, אינה יכולה להיפלט.
בדרך כלל ניתן למצוא ענני מימן נייטרלי בתוך גלקסיות שקורנות אור, כלומר גרמי שמיים בהם כבר קיימים כוכבים. המימן נמצא בתוך אוסף הכוכבים או בסביבתו הקרובה, כמעטפת של ענני גז סביב גלקסיה מאירה. על אף זאת, בעשור האחרון נמצאו עדויות לקיומם של אזורים בהם יש מימן נייטרלי רב, אך משם לא בוקע אור כוכבים רב. ייתכן שמקומות אלה הם אתרים של “גלקסיות עצלות”, שלא מייצרות כוכבים באותו קצב כמו שאר הגלקסיות ולכן הן לא בהירות דיין. הגלקסיה הראשונה מסוג זה נמצאה במקרה ב-1987 והתברר כי היא ענקית, אך בעלת בהירות נמוכה ביותר אף שיש לה כמות גדולה של מימן. מאז נמצאו דוגמאות נוספות ואף הועלתה השערה כי קיימות גלקסיות אפלות רבות, שנראות כמו כתמים חלשלושים בצילומי שמיים, אך תכולת המימן שלהן גדולה במיוחד. אם דבר זה אמנם נכון, כי אז ניתן יהיה למצוא חלק גדול מהחומר הבַּריוני של היקום.

מחקר עצמים מחוץ לשביל החלב
המטרה העיקרית של התצפיות החוץ-גלקטיות באמצעות אלפא היא מדידה באיכות גבוהה של “פונקציית התפלגות המאסה” של המימן הנייטרלי בקרב הגלקסיות. פירוש הדבר הוא מדידה של שכיחות הכמויות השונות של המימן באוכלוסיית הגלקסיות: כך וכך אחוזים מענני מימן נייטרלי המכילים פחות ממיליון מאסות-שמש, כך וכך עם מאסה בין מיליון לעשרה מיליוני מאסות-שמש, וכו'. כיום פונקציה זו מוגדרת בצורה סבירה רק עבור המאסות הגדולות, של יותר ממאה מיליוני מסות-שמש מימן נייטרלי, אך ייתכן שקיימת אוכלוסייה נכבדה של גלקסיות מעוטות-מימן יחסית שלהן בהירות אור נמוכה, לכן אין חוקרים אותן. הרגישות הגבוהה של מערך המקלטים של אלפא, בצירוף שטח הקליטה הגדול של הצלחת בארסיבו, חוברים כדי לאפשר גילוי כמויות קטנות, יחסית, של מימן, שמתאימות לגלקסיות ננסיות.
החלק העיקרי של המחקר החוץ-גלקטי עם אלפא יתמקד בסריקת שמיים. הטלסקופ יועמד בעמדה קבועה והשמיים יחלפו מולו בקצב הסיבוב של כדור הארץ. על-פי התכנון יבוצעו שני מעברים על אותה רצועת שמים בהפרש של מספר חודשים זה מזה. בכל מעבר ייראה מקור שמימי משך כ-12 שניות ע”י מערכת אלפא; הדבר מאפשר הגעה לעומק הדגימה הנדרש תוך מתן אפשרות של ביטול הפרעות. התצפיות בתחום הרדיו סובלות מהפרעות ע”י שידורי רדיו קרקעיים וחלליים.
מחקרים נלווים, אף הם בתחום החוץ-גלקטי, מכוונים להעמקת מיפוי המימן באזורים מסוימים. לדוגמה, אחד האזורים המעניינים הוא צביר הגלקסיות העשיר הקרוב ביותר אלינו, שנראה לכיוון מזל בתולה. בצביר זה זוהו אלפי גלקסיות, לרוב ננסיות, וברבות מהן אף נמדדה כמות המימן. הסריקה של צביר הבתולה עם מערכת אלפא תעמיק את הדגימה למאסות נמוכות של מימן, המתאימות לגלקסיות זעירות. מבין הגלקסיות הננסיות, סוג מיוחד הן אלו המכונות “בלתי סדורות” (irregular), כיוון שאין להן צורה מוגדרת. הגלקסיות הסדורות הגדולות הן מסוג “אליפטיות”, שצורתן כשל כדור פחוס, או “ספיראליות”, להן צורה לוליינית של זרועות. הבלתי סדורות מהוות חלק קטן מאוכלוסיית הגלקסיות כולה, אך המאפיין המיוחד שלהן הוא כמויות מימן גדולות ו/או כוכבים צעירים יחסית.
בשני העשורים האחרונים נעשו מחקרים במצפה הכוכבים ע”ש וייז של אוניברסיטת תל אביב, הפועל במצפה רמון, כדי לאפיין את תהליכי היווצרות הכוכבים בגלקסיות הננסיות מהסוג “בלתי סדור”. התברר כי גם בננסיות החיוורות וגם בבהירות היווצרות הכוכבים אינה תהליך רציף, אלא מתרחש בפרצי היווצרות חזקים. פרץ יצירת כוכבים יכול להימשך מיליוני שנים בלבד, או עשרות מיליוני שנים, ובין פרץ אחד לבא אחריו יכולים לחלוף מיליארדי שנים.

קבוצות ננסיות בלתי סדורות
המחקר במצפה וייז התמקד בארבע קבוצות של גלקסיות ננסיות בלתי סדורות: כאלו עם בהירות גבוהה וכאלה חיוורות, וגם כאלה עם הרבה מימן וכאלה בהן כמעט ואין מימן. החלק הראשון של המחקר בוצע עם גלקסיות בצביר הבתולה. המשכו, המתקיים כעת, חוקר גלקסיות שאינן חברות בצביר גלקסיות אלא מרוחקות מאוד מכל גלקסיה אחרת.
בעוד שלגבי גלקסיות בצביר אפשר להסתמך, בקירוב ראשון, על מיקום דומה בין גלקסיה אחת לשנייה, לגבי גלקסיה מרוחקת מכל גלקסיה אחרת אין ברירה אלא למדוד את מהירותה (כדי לקבוע את מרחקה מאיתנו, עקב התפשטות היקום). הדבר אפשרי עבור גלקסיות רבות רק אם הן בהירות, לכן המדגם נוטה להכיל רק גלקסיות מסוג זה וחסרות בו גלקסיות חיוורות. כדי להשלים את המדגם עם גלקסיות חיוורות, עם הרבה מימן נייטרלי או עם מעט, יעדיפו החוקרים להשתמש באוסף הגלקסיות שיתגלו באמצעות אלפא עם טלסקופ הרדיו של ארסיבו.
מלבד מחקר זה, התוצאות הצפויות מהמחקר המעמיק יותר של צביר הגלקסיות במזל בתולה, של חבורות גלקסיות, ועוד, יסייעו בהבנת תהליכי היווצרות הכוכבים בגלקסיות. ההתמקדות בגלקסיות ננסיות אמורה לספק מידע חשוב לגבי אופן היווצרות הגלקסיות הראשונות ביקום, בהן התרחש בפעם הראשונה תהליך יצירת הכוכבים. גלקסיות ננסיות לפני מיליארדי שנים התחברו יחד כדי לייצור גלקסיות גדולות, כמו שביל החלב שלנו. בעצם, תהליך זה ממשיך להתרחש כעת.

הגלקסיה שלנו “בולעת” גלקסיה ננסית שכוכביה הובחנו כאוכלוסיה נפרדת בקרב שאר הכוכבים לכיוון מזל קשת. עדויות נוספות של “קניבליזם גלקטי” נמצאות למכביר בקרב גלקסיות אחרות. גם במרחקים גדולים מאיתנו ניתן להבחין ברסיסי גלקסיות, שאמורים בעתיד ליצור גלקסיה גדולה אחת; זאת רואים בתמונות של טלסקופ החלל. שילוב נתוני המימן הנייטרלי עם מידע בתחום האור הנראה (למשל, כאלה הנאספים במצפה הכוכבים ע”ש וייז), יהווה בסיס נתונים להשוואה עם מודלים חישוביים של התפתחות אוכלוסיות כוכבים. כך ניתן יהיה ללמוד האם גם בגלקסיות החיוורות תהליך יצירת הכוכבים מתרחש בצורה מתפרצת, קצרה, ואחריו תקופה ארוכה של שקט. נתונים אלה יסייעו להבנת התפתחות היקום, מקום קרינת הכוכבים בהמשך תהליך היווצרות הגלקסיות, ועוד.