מדידה ראשונה בליבת ערפילית גלקטית בעזרת טלסקופ החלל ג'יימס ווב חושפת כיצד קרינה קוסמית מחממת ומייננת ענני גז קרים, ומשפיעה על הכימיה ועל קצב הקריסה שמוליד כוכבים
ערפיליות קרות הן “חדרי לידה” של כוכבים: עננים צפופים של גז ואבק, בטמפרטורות של עשרות קלווין בודדים, שבהם הכבידה מנסה לכווץ חומר עד שנדלק כוכב. אבל דווקא הקור והצפיפות יוצרים בעיה למדידה ולהבנה: קרינת על־סגול רגילה כמעט שאינה חודרת פנימה, ולכן קשה לדעת אילו תהליכים מחממים, מייננים ומשנים כימית את החומר בליבה. כאן נכנסת לתמונה הקרינה הקוסמית: זרם של חלקיקים עתירי אנרגיה (בעיקר פרוטונים, וגם אלקטרונים וגרעיני אטומים) שמסוגל לחדור עמוק לתוך עננים כאלה, ולהפוך לגורם “שקט” אך מכריע ביצירת כוכבים.
צוות בין־לאומי בהובלת חוקרים מהפקולטה לפיזיקה ב־הטכניון מדד לראשונה באופן ישיר את פעילות הקרינה הקוסמית בליבה של Barnard 68 – ערפילית גלקטית צפופה וקרה במרחק של כ־400 שנות אור (כ־123 פארסק) מכדור הארץ. המדידה התבססה על תצפיות של טלסקופ החלל ג'יימס ווב, ופורסמה ב־3-2-2026 ב־Nature Astronomy, לצד אנליזה משלימה שהתפרסמה באותו יום ב־The Astrophysical Journal בשיתוף אוניברסיטת ג'ונס הופקינס.
למה דווקא בערפיליות קרות הקרינה הקוסמית “שולטת”
בערפיליות יוצרות כוכבים יש שני מאפיינים מרכזיים: צפיפות גבוהה והסתרה חזקה של אור. האבק שבתוך הערפילית בולע ומפזר קרינה על־סגולה וקרינת רנטגן חלשה, כך שהליבה הפנימית הופכת למקום חשוך מאוד מבחינה אלקטרומגנטית. בלי פוטונים שמייננים את הגז, היה אפשר לצפות שהחומר יהיה “נייטרלי” ושקט יחסית. בפועל, גם בלב הענן מתרחשים תהליכי יינון וכימיה פעילה. המקור הראשי לכך הוא הקרינה הקוסמית, שמצליחה לחדור פנימה גם כשהאור נחסם.
הקשר בין ערפיליות קרות לקרינה קוסמית מתבטא בשלושה מנגנונים עיקריים:
- חימום עדין שמאט קריסה כבידתית
קריסה כבידתית מתקדמת מהר יותר כשהגז קר יותר, כי לחץ הגז נמוך יותר. הקרינה הקוסמית מוסיפה אנרגיה לגז כאשר היא מתנגשת בחלקיקים ומעבירה להם אנרגיה. החימום הזה אינו “מבעיר” את הענן, אבל הוא יכול לשנות איזונים עדינים: כמה מהר הענן מאבד אנרגיה, מה טמפרטורת הליבה, ומה התנאים שבהם יתחיל תהליך יצירת כוכב. במילים פשוטות: הקרינה הקוסמית היא כמו תרמוסטט חלש, אבל כזה שעובד בדיוק במקום שבו אין תרמוסטטים אחרים. - יינון שמפעיל כימיה של מולקולות
כאשר חלקיק קוסמי מיינן מולקולה או אטום, נוצרות יונים ואלקטרונים חופשיים. גם אם שיעור היינון קטן, הוא מספיק כדי להניע שרשרת תגובות כימיות. בתוך ענן קר נוצרים כך, לאורך זמן, מולקולות מורכבות יותר, ותהליכים שמובילים גם ליצירה של מולקולות נפוצות כמו מים, אמוניה ומתנול. במובן הזה, הקרינה הקוסמית אינה רק “מחממת”; היא מפעילה מעבדה כימית שלמה בתוך ענן שמבחוץ נראה שקט וקפוא. - קישור בין הגז לשדות מגנטיים
בעננים כאלה השדה המגנטי יכול לבלום או לעכב קריסה, אבל כדי ששדה מגנטי “ישפיע” על הגז, הגז צריך להיות מעט מיונן, אחרת הוא מחליק דרכו. היינון שנוצר בקרינה הקוסמית מספק את הקישור הזה. לכן הקרינה הקוסמית משתתפת בעיצוב השאלה הגדולה: האם הענן יקרוס מהר וייצור כוכב, או יתעכב בגלל שילוב של לחץ, מגנטיות ותנועה פנימית.
מה חדש במדידה, ולמה זה נחשב “בלתי אפשרי”
עד היום אפשר היה למדוד קרינה קוסמית בעיקר בסביבת מערכת השמש, באמצעות מכשירים בחלל (כמו חלליות וויאג׳ר) ובתחנות מסלוליות. הבעיה היא שענן יוצר כוכבים נמצא רחוק, והאותות שמקשרים ישירות בין קרינה קוסמית לבין מה שקורה בתוך הענן נחשבו חלשים מדי לזיהוי.
הצוות בהובלת ד"ר שמואל ביאלי מהטכניון השתמש בעקרון פיזיקלי ממוקד: כאשר קרינה קוסמית חודרת לענן ומתנגשת במימן מולקולרי, היא יכולה לגרום למולקולות המימן לרטוט. כתוצאה מכך נפלטת קרינה בתחום האינפרא־אדום בתדר אופייני סביב כ־100 טרה־הרץ. הקרינה הזו היא “חותמת” ישירה של אינטראקציה בין קרינה קוסמית לבין מימן בתוך ענן קר.
כאן נכנס היתרון של טלסקופ החלל ג'יימס ווב: רגישות חסרת תקדים באינפרא־אדום, שמאפשרת לחפש חתימות חלשות מאוד על רקע קרינה אחרת. התצפיות התמקדו בערפילית צפופה וקרה מאוד, בטמפרטורה של כ־10–20 קלווין. לפי התיאור, הצוות בנה מודל תיאורטי שמנבא איזה אות אמור להופיע אם אכן מדובר בקרינה קוסמית, ואז בדק האם האות הנמדד מתאים. עמית צ'מקה, סטודנט לתואר שני בקבוצה, מתאר שההתאמה הייתה מצוינת, ושנבדקו גם מודלים חלופיים שלא הצליחו לשחזר את התצפית.
פרופ' דיוויד נויפלד מאוניברסיטת ג'ונס הופקינס, שהשתתף במחקר, ציין כי אלו הם הפוטונים הראשונים שזוהו אי פעם שמקורם במימן מולקולרי הפולט כתוצאה מפגיעת קרינה קוסמית, וכי טלסקופ החלל ג'יימס ווב פתח בכך “חלון חדש” לאסטרופיזיקה של הקרינה הקוסמית.
למה זה משנה להבנת יצירת כוכבים בגלקסיה
מדידה ישירה בליבה של ענן קר עושה שני דברים חשובים בו־זמנית:
האחד, היא מאפשרת לכייל מודלים: במקום להניח מה שטף הקרינה הקוסמית בעננים כאלה, אפשר להתחיל למדוד. השני, היא פותחת דלת למיפוי שיטתי: אם אפשר למדוד בענן אחד, אפשר להשוות בין עננים שונים, בין אזורי יצירת כוכבים שונים, ואולי אפילו בין חלקים שונים בגלקסיה.
הקבוצה מדווחת כי בעקבות ההצלחה הוקצו להם 50 שעות תצפית נוספות מטעם נאס"א. המטרה היא להרחיב את המדידות לסביבות גלקטיות נוספות ולבנות את מה שהחוקרים מתארים כמחקר שיטתי ראשון של הדרך שבה קרינה קוסמית מתפשטת בגלקסיות ומווסתת את יצירת הכוכבים. במטפורה יפה, ערפיליות יכולות להפוך ל”גלאי חלקיקים טבעיים” בקנה מידה עצום: לא מכשיר בגודל חדר, אלא ענן בקנה מידה של מערכות שמש רבות, שמגיב ישירות למעבר של חלקיקים עתירי אנרגיה.
למחקר יש גם ערך מעשי להבנת העתיד של הערפילית עצמה. Barnard 68 היא ענן שקוטרו כשליש שנת אור (כ־0.1 פארסק) ומסתו בערך כפולה ממסת השמש. לפי ההערכות שהוצגו, הוא עשוי לקרוס בתוך כ־200 אלף שנים ולהצמיח כוכב חדש. כדי להבין מתי וכיצד זה יקרה, צריך להבין את מאזן האנרגיה והכימיה בפנים, והקרינה הקוסמית היא חלק משמעותי במשוואה הזאת.
עוד בנושא באתר הידען:
