פרופסור מִישֶׁל מָיוֹר זכה בפרס נוֹבֶּל לפיזיקה לשנת 2019, במשותף עם פרופסור דִּידְיֶיה קוּוֶלוֹז, עבור התגלית של אקזופלנטה המקיפה כוכב דמוי-שמש, ועבור תרומתו להבנתנו את האבוֹלוּציה של היקום ומקומו של כדור הארץ בקוֹסְמוֹס.

האם אתם מסוגלים לדמיין את האפשרות של קיום צורות חיים אחרות בְּמָקום כלשהו ביקום? בתחילה, מחשבה זו עשויה להיראות מעט דמיונית או קשה לתפיסה. אולם, כאַסְטְרוֹפִיזִיקַאי, אני יכול לומר לכם שהיא דַּי סבירה. מדוע? מאחר שישנם כל כך הרבה כוכבי לכת ביקום – מספר אדיר שלא ניתן לתפוס – וחלקם עשויים להיות מועמדים טובים לתמיכה בהתפתחותם של חיים. לפני שנצלול לאפשרות של קיוּם חיים אחרים ביקום, ראשית נתבונן באופן שבו גילינו כוכבי לכת מחוץ למערכת השמש שלנו.

כיצד לגלות כוכבי לכת רחוקים

כשאנו מחפשים כוכבי לכת יְשִׁיבִים שיכולים לאכלס חיים כפי שאנחנו מכירים אותם, חיפושנו הוא אַחַר כוכבי לכת שדומים לכדור הארץ. אחד התנאים ההכרחיים הוא שכוכב לכת כזה יקיף כוכב אשר פולט חום ואור. הכוכב צריך לְסַפֵּק את הטמפרטורה ואת תנאי ייצור האנרגיה המתאימים שנחוצים עבור התפתחות חיים, כמו אלה שכדור הארץ מקבל מהשמש. אולם, נוכחותו של כוכב בהיר (כמו השמש) ליד כוכב עָמוּם (כמו כדור הארץ) אינה מאפשרת למדענים לְאַתֵּר את כוכב הַלֶּכֶת ישירוֹת, מאחר שהאור המשתקף מכוכב הלכת נבלע באור המגיע מהכוכב הבוהק. לדוגמה, השמש בהירה פי כמיליארד מהאור שמשתקף מכל כוכב לכת שסובב אותה. לכן, עָלֵינוּ לְפַתֵּחַ שיטות עקיפוֹת לאיתור נוכחותו של כוכב לכת. אחת מהשיטות הללו מְעָרֶבֶת את איתור השינויים שכוכב לכת זה גורם למהירוּת של הכוכב הקרוב. כדי להבין את השיטה הזו, נכיר שני מושגים – קווים סְפֶּקְטְרָלִיים ואֶפֶקְט דּוֹפְּלֶר.

קווים סְפֶּקְטְרָלִיים

כפי שאתם אולי יודעים, לכל אָטוֹם יש רמות אנרגיה שקשורות לתנועה של אלקטרונים מסביב לגרעין שלו. כאשר אור עובר דרך אָטוֹם, חֵלֶק מאורכי הגל של האור, הקשורים לרמות האנרגיה של האטום, נספגים על ידי האטום. אז, האור נפלט בצורה ספונטנית על ידי האטום, אך בתדירוּת שונה מעט מזו של האור הנספג (תופעה זו מכונה הֶסֵּט). לכל סוג אטום (ברזל, מימן, סידן וכדומה) יש היסט ספציפי. כלומר, אם אנו מְאַתְּרִים את האור שנפלט לאחר שעבר אינטראקציה עם אטום, אנו מקבלים 'טביעת אצבע' מסוימת של אותו האטום מתוך אורכי הגל המסוימים שאנו צופים בהם. הַסְּפֶּּּקְטְרוּם הנמדד של האור, שקודם לכן היה רציף, מורכב כעת מקווים של אור מופחת (כהה), או מועצם (בהיר), באורכי גל מסוימים. קווים אלה מכונים קווים סְפֶּקְטְרָלִיים¹.

קווים ספקטרליים מכוכבי לכת רחוקים

לכל כוכב יש שילוב ייחודי של אטוֹמים באטמוספרה שמקיפה אותו. אם כן, כשאנו מְאַתְּרִים את אורו של כוכב לאחר שהוא עובר דרך האטמוספרה של הכוכב, אנו מקבלים את 'טביעת האצבע' הייחודית של הקווים הספקטרליים שלו, אשר נובעת ממכלול האטומים השונים באטמוספרת הכוכב. ביכולתנו להשתמש בהיסטים קטנים בקווים הספקטרליים האלה כדי להסיק לגבי נוכחותו של כוכב לכת שמקיף את אותו הכוכב. ההיסטים הקטנים הללו נובעים מתופעה המכונה אפקט דּוֹפְּלֶר.

אֶפֶקְט דּוֹפְּלֶר

האם אי פעם הבחנתם בכך שכאשר אמבולנס נע לקראתכם עם סִירֶנָה פעילה, גובה הצליל של הסירנה משתנה? הוא נעשה מהיר יותר וגבוה יותר כשהאמבולנס מתקרב אליכם, ואז גובה הצליל יורד ונעשה איטי יותר כשהאמבולנס עובר אתכם. למעשה, הצליל שבוקע מהסירנה אינו משתנה. מה שמשתנה הוא שכאשר האמבולנס מתקרב אליכם, לכל גל קול לוקח פחות זמן להגיע לאוזניכם מאשר לגל הקודם, מה שמוביל לעלייה בַּתֶּדֶר של הגלים. זה גורם לסירנה להישמע מהירה יותר כשהאמבולנס מתקרב אליכם, ואיטית יותר כשהוא מתרחק מכם² (איור 1). ההיסט הזה בתדר הנצפה מכונה אֶפֶקְט דּוֹפְּלֶר.

אותו הדבר נכון גם עבור כל סוג של גל, לרבּוֹת גל אור. כאשר אובייקט מאיר כמו כוכב נע לקראתכם, תמונת הקווים הספקטרליים שלו תוסט לאורכי גל קצרים יותר ולתדר גבוה יותר (מה שמכונה 'הַסָּחָה לכחול'), וכשהוא נע הרחק מכם הספקטרום יוסט לאורכי גל ארוכים יותר ולתדר נמוך יותר (מה שמכונה 'הַסָּחָה לאדום'). כעת, כאשר כוכב הלכת מקיף את הכוכב, הוא משפיע על תנועת הכוכב כתוצאה מהכּבידה של כוכב הלכת. הכוכב נע לאורך מסלול אֶלִיפְּטִי שנגרם על ידי ההקפה של כוכב הלכת, ולכן בנקודות מסוימות בזמן הכוכב ינוע אל עֵבֶר כדור הארץ, ובזמנים אחרים הוא ינוע הרחק מכדור הארץ. שינוי זה במהירוּת של הכוכב באופן יחסי לכדור הארץ יגרום לשינוי בקווים הספקטרליים של הכוכב³. לסיכום, המשמעות היא שאנו יכולים להסיק בעקיפין שישנו כוכב לכת שמקיף את הכוכב על ידי מדידת אפקט דופלר בקווים הספקטרליים של הכוכב (איור 2).

שיטת הַקְּרוֹס-קוֹרֶלַצְיָה

ישנוֹ אתגר גדול בשימוש בשיטת דופלר לאיתור נוכחותו של כוכב לכת שלא ניתן לראותו ישירות. ההיסטים במהירוּת הכוכב שנגרמים כתוצאה מהאקזופלנטה הם בטווח של כמה מטרים בשנייה בלבד, או אפילו פחות. במונחים של היסטי דופלר של הקווים הספקטרליים של הכוכב, משמעות ההיסט הקטן הזה במהירות הכוכב היא היסטים של פחות ממיליארדית (1/1,000,000,000) מאורך הגל הנפלט שלו [1]. זהו אחוז קטן כל כך עד שבלתי אפשרי למדוד אותו באמצעות שינויים בקווים ספקטרליים בודדים שנובעים מאפקט דופלר.

אם כן, מה עשינו כדי להגדיל את הדיוק של מדידה זו? השתמשנו בתכסיס מתוחכם אחר, שנקרא שיטת הַקְּרוֹס-קוֹרֶלַצְיָה. שיטה זו שופרה בשנות ה-80 וה-90 של המאה הקודמת, ומילאה תפקיד חשוב ביכולתנו לְאַתֵּר כוכבי לכת מחוץ למערכת השמש שלנו.

הרעיון המרכזי כאן הוא שבִּמקום למדוד את ההיסט רק בקו ספקטרלי בודד הנפלט מכוכב שמעניין אותנו, אנו מודדים את ההיסט הקולקטיבי כתוצאה מהשפעתו של אפקט דופלר על כל הקווים הספקטרליים שנפלטים מהכוכב. עשינו זאת באמצעות מכשיר שנקרא סְפֶּקְטְרוֹמֶטֶר קוֹרָבֶל (CORAVEL; איור 3A) [2, 1]. ספקטרומטר זה מכיל צלחת עם סֶט של חורים (איור 3B), אשר ממוקמים בדיוק במיקומים שבהם אנו מצפים לקבל קווים ספקטרליים כהים באור שמגיע מכוכב מסוים. כל האור שעובר דרך החורים האלה נשלח לגַּלַּאי יחיד. כאשר הקווים הספקטרליים הכהים של הכוכב נמצאים בדיוק מול החורים בצלחת, אנו מְאַתְּרִים מינימום מהאור שעובר (איור 3C, משמאל). אולם, אם יש לנו היסט דופלר כתוצאה מאקזופלנטה שמשפיעה על תנועת הכוכב, אז המיקום של אלפים רבים של קווים ספקטרליים יוסט בו בזמן ביחס למיקום החורים בצלחת, וכמות האור שתעבור דרך החורים תִּגדל (איור 3C, מימין). לאחר היסט דופלר זה, עָלֵינוּ להזיז את הצלחת כך שהחורים יהיו ממוקמים שוב מול הקווים הספקטרליים השחורים. באופן זה נקבל שוב כמות אור מינימלית בגלאי שלנו.

כשאנו מודדים את קווי הבליעה הספקטרליים של הכוכב בשני מיקומים על גבי מסלול תנועתו, ומזיזים את הצלחת כך שבכל פעם מאותרת כמות האור המינימלית, אנו יודעים כמה הצלחת זזה בין המינימום הראשון (המיקום הראשון של הכוכב) למינימום השני (המיקום השני של הכוכב). היסט זה במיקום הצלחת בין שתי נקודות מינימום הוא תוצאה ישירה של היסט דופלר של הקווים הספקטרליים של הכוכב, כתוצאה מנוכחותה של אקזופלנטה. על ידי חישוב היסט הדופלר בקווים הספקטרליים של הכוכב, בשילוב מדידה אחרת, ביכולתנו ללמוד על המאפיינים של האקזופלנטה שאיתרנו.

שיטת הקרוס-קורלציה אִפשרה לנו לְרַכֵּז את המידע מאפקט דופלר מכל הקווים הספקטרליים הבודדים לכדי כמות אחת. כמות זו מכונה מהירוּת דּוֹפְּלֶר, מאחר שהיא מלמדת אותנו מהו השינוי במהירותו של כוכב כתוצאה מנוכחות כוכב לכת קרוב שמקיף אותו. באמצעות מהירות דופלר, בשילוב כמה מדידות אחרות, אנו יכולים להסיק לא רק לגבי הנוֹכחוּת של כוכב הלכת, אלא גם ללמוד על אודות הַמָּסָה שלו, גודלו והזמן שלוקח לאותו כוכב לכת להשלים הַקָּפָה אחת סביב הכוכב. שיטה זו אפשרה לנו לְאַתֵּר את 51 פֵּגָאסִי בִּי – האקזופלנטה הראשונה שעמיתי, דידייה קוולוז, ואני גילינו ב-1995 [3]. עם ספקטוגרפים עכשוויים, הספקטרומים של כוכבים מתקבלים בדרך מעט שונה. במקום לסרוק את הספקטרום על גבי צלחת פיזית, הספקטרום נרשם על חיישנים מיוחדים שנקראים גלאי CCD (כמו אלה שיש לנו במצלמות דיגיטליות). לאחר מכן, הוא מנותח על ידי מחשב, על בסיס אותו עקרון קרוס-קורלציה שראינו קודם.

51 פֵּגָאסִי בִּי: גילוי האקזופלנטה הראשונה שנמדדה מקיפה כוכב דמוי-שמש

51 פגאסי בי (51 Pegasi b, איור 4A) הוא כוכב לכת הממוקם כ-50 שנות אור (בערך 4.7 מאות-אלפי-מיליארדי קילומטרים!) מכדור הארץ, בקבוצת הכוכבים 'פֶּגָסוּס' בשביל החלב⁴. הטמפרטורה שלו חמה, כ-1,000 מעלות צלזיוס. הוא מקיף כוכב דמוי-שמש שנקרא 51 פֵּגָאסִי, ומשלים הַקָּפָה אחת מִדֵּי כ-4.2 ימים. 51 פגאסי בי מורכב בעיקר מִגָּזִים, ומסווג בתור ענק גזי, כמו כוכב צדק. מאחר שהוא מקיף את הכוכב שלו ממרחק קרוב כל כך, לעיתים הוא מכונה 'כוכב צדק חם'. הַמָּסָה של 51 פגאסי בי קלה בכ-47% מהמסה של כוכב צדק, והוא גדול בכ-50% מגודלו של צדק. כוכב 51 פגאסי כבד יותר בכ-11% מהשמש שלנו, וגדול ממנה בכ-23%.

כפי שציינו לעיל, 51 פגאסי בי היה האקזופלנטה הראשונה שהתגלתה כסובבת סביב כוכב. בעוד שהכוכב והאקזופלנטה האלה הם מושאי מחקר מרתקים בפני עצמם, גילוים הוביל אף לפריצת דרך בתחום איתור כוכבי לכת, בשתי דרכים משמעוּתיוֹת. ראשית, התגלית של 51 פגאסי בי הוכיחה כי כוכבי לכת שמקיפים כוכבים מתקיימים במקומות אחרים ביקום נוסף על מערכת השמש שלנו – דבר שלא היה וַדָּאִי לפני כן – וכי ניתן לְאַתֵּר את כוכבי הלכת האלה באמצעות שימוש בשיטת הקרוס-קורלציה. שנית, תגלית זו הוכיחה תיאוריה המכונה 'הֲגִירַת כוכבי לכת' (planetary migration). תיאוריה זו מבוססת על הרעיון שלפיו עם הזמן כוכבי לכת יכולים לְהַגֵּר, או לנוע, קרוב יותר לכוכבים שאותם הם מקיפים⁵. כוכבים ענקיים, אשר קרובים מאוד לכוכבים שאותם הם מקיפים, אטרקטיביים מאוד עבור אסטרופיזיקאים מאחר שכוכבי לכת כאלה ניתן לגלות בתוך פרק זמן קצר יותר, באמצעות שיטת הקרוס-קורלציה. לפני גילויו של 51 פגאסי בי, מדענים האמינו כי זמן המחזור של הַקָּפָה אחת של כוכב ענק לא יכול להיות פחות מ-10 שנים, כלומר היה לוקח כעשׂור לְאַתֵּר כוכב לכת אחד באמצעות אפקט דופלר! אולם, התגלית שלנו הראתה כי זמן המחזור של הקפה אחת יכול להיות קצר עד כדי כמה ימים בלבד – כלומר קצר יותר פי אלף מהמצופה! המשמעות היא שניתן לְאַתֵּר אקזופלנטות מסוימות בתוך כמה ימים בלבד.

שתי פריצות הדרך האלה תרמו משמעותית לאיתורן של אקזופלנטות נוספות המקיפות כוכבים. נכון להיום, התגלו יותר מ-5,000 אקזופלנטות כאלה! זהו צעד חשוב לקראת איתור של חיים אפשריים ביקום.

חיים ביקום

ההגדרה הנוכחית שלנו של חיים, כפי שאנו מכירים אותם, כוללת שלושה מאפיינים עיקריים: מערכת חיה צריכה להיות מסוגלת – להגן על עצמה מפני הסביבה, לתקשר עם הסביבה ולהעביר מידע לדור הבא. הַעֲבָרַת מידע זו מבוצעת באמצעות שרשראות ארוכות של אטוֹמים ומולקולות (מכונות החומר הַגֶּנֶטִי, או דנ''א), שהן שבריריות מאוד. מולקולות דנ''א דורשות טמפרטורות מסוימות ונוכחוּת של מים. המשמעות היא שאם קיימת אקזופלנטה שמכילה חיים, היא צריכה לקיים את הדרישות הללו⁶. כעת, עד כמה סביר למצוא כוכב לכת שכזה? מאחר שישנם כל כך הרבה כוכבי לכת ביקום, אנו משוכנעים לחלוטין כי ברבים מהם ישנהּ אפשרות להתפתחות חיים. אולם, בתור מדענים, איננו מסתפקים בתשובה 'כן, זה סביר מאוד', אלא מעוניינים להוכיח זאת.

ייתכן שנדמה כי הדרך הפשוטה ביותר לגלות חיים על כוכבי לכת אחרים היא לשלוח אליהם חלליות שיִסְקְרוּ את השטח ויצלמו תמונות. אולם, זה בלתי אפשרי באמצעות הטכנולוגיה העכשווית שלנו, והבנתנו הנוכחית את חוקי הפיזיקה. הסיבה היא שהיה לוקח זמן רב מדי לחללית להגיע לכוכבי הלכת הרחוקים מאוד הללו, והייתה נדרשת לצורך כך כמות בלתי סבירה של אנרגיה⁷. מכאן, עָלֵינוּ להשתמש בשיטות של איתור מרחוק, שהן מדידות ותצפיות בלתי ישירות, שיכולות להעיד על קיוּם אפשרי של חיים על פני כוכבי לכת מסוימים. לדוגמה, ביכולתנו לנתח את ההרכּבים הכימיים של האטמוספרות של אקזופלנטות באמצעות שימוש בקווים ספקטרליים. מאחר שאנו מכירים היטב את הקווים הספקטרליים של היסודות הכימיים באטמוספרת כדור הארץ, כמו למשל חמצן (אוֹזוֹן), חנקן, מֵתָאן ופחמן דו-חמצני, אנו יכולים לנסות למצוא תבניות דומות באטמוספרות של כוכבי לכת אחרים⁸. על אף שכיווני מחקר אלה ונוספים הינם מבטיחים, הם מורכבים מאוד ומצריכים פיתוחים נוספים לפני שיהפכו שימושיים. אם כן, השאלות הגדולות של אם וכיצד באפשרותנו לְאַתֵּר חיים על אקזופלנטות, נותרות כאתגר מרתק עבור הדורות הבאים של מדענים צעירים – כמוכם!

המלצות למוחות צעירים

כדי להיות מדענים, אני מאמין שעליכם להיות בעלי סקרנות רבה. מדע אינו עבודה 'נורמלית', הוא אינו מתבצע רק במטרה להרוויח כסף. אך אם אתם סקרנים לגבי נושא כלשהו במדע, אני מאמין שתהיו מאושרים בתור מדענים – זה עד כדי כך פשוט. מעולם לא התחרטתי על כך שבחרתי להיות מדען. עבורי, אחד התענוגות הגדולים של היותי מדען הוא שנָפְלָה בחלקִי הזכות לעבוד עם אנשים מכל רחבי העולם. נחמד להרגיש שיש לי חברים במקומות רבים ברחבי הגלובוס.

אני מאמין גם שחשוב מאוד שמדענים יהיו מסוגלים לעבוד היטב בצוותים. בַּעֲבָרִי הובלתי כמה צוותי מחקר במשך שנים רבות, והבחנתי בכך שמספיק שאדם אחד אינו משתלב טוב בצוות, כדי שכל חברי הצוות יושפעו מכך לרעה. כחלק מצוות, אתם צריכים לחוש בנוח עם העמיתים שלכם, ולאהוב לפגוש אותם בעבודה ולעבוד עימם. אם כן, ודאו שאתם מתחברים עם האנשים הנכונים, ונהנים מהאינטראקציות היומיומיות שלכם.

חומרים נוספים

• מישל מיור, זוכה פרס נובל לפיזיקה לשנת :2019 ריאיון רשמי (ועדת פרס נובל).
• פרס נובל לפיזיקה לשנת 2019 - גילוי האקזופלנטה הראשונה (ועדת פרס נובל).

מילון מונחים

כוכב לכת ישיב (Habitable Planet): ↑ זהו כוכב לכת בעל תנאים הכרחיים המאפשרים קיום חיים.

קו ספקטרלי (Spectral Line): ↑ קו אור באורך גל מסוים, אשר נספג באטוֹמים או נפלט מהם.

אפקט דופלר (Doppler Effect): ↑ אפקט פיזיקלי שבו אורך הגל הנמדד (התדירוּת) משתנה כאשר מקור הגל נע לכיוון הצופה או הרחק ממנו.

אקזופלנטה (Exoplanet): ↑ כוכב לכת שממוקם מחוץ למערכת השמש שלנו, ומקיף כוכב דמוי-שמש.

שיטת הקרוס-קורלציה (Cross-Correlation Technique): ↑ שיטה שמשתמשת באפקט דופלר על קווים ספקטרליים מאור של כוכב רחוק, במטרה לְאַתֵּר כוכבי לכת מחוץ למערכת השמש שלנו.

ספקטרומטר (Spectrometer): ↑ מכשיר המשמש לאיתור ספקטרום האור ולניתוחו, ובמקרה שלנו אור המגיע מכוכבים ומכוכבי לכת.

מהירות דופלר (Doppler velocity): ↑ השינוי במהירות של כוכב, שנובע מנוֹכחוּת כוכב לכת קרוב המקיף אותו.

הצהרת ניגוד אינטרסים

המחבר מצהיר כי המחקר נערך בהעדר כל קשר מסחרי או פיננסי שיכול להתפרש כניגוד אינטרסים פוטנציאלי.

תודות

ברצוני להודות לנועה שגב על עריכת הריאיון שהיווה את הבסיס למאמר זה, ועל כתיבה משותפת של המאמר. תודה לשרון עמלני עבור איורים 1, 2 ו-3C במאמר זה.

הערות שוליים

1. ↑ לקריאה נוספת על אודות קווים ספקטרליים, לחצו כאן.

2. ↑ ראו הסבר מילולי לגבי התופעה באיור 1. לחצו כאן לצפייה בסרטון הדגמה.

3. ↑ לחצו כאן לצפייה בהדגמת וידיאו.

4. ↑ מידע על אודות קבוצת הכוכבים ''פגסוס'' תוכלו לקרוא כאן.

5. ↑ מידע נוסף בעניין הגירת כוכבי לכת, ראו כאן.

6. ↑ אם אקזופלנטה אכן מקיימת את הדרישות האלה, אין זה מעיד בהכרח כי מתקיימים עליה חיים, אלא רק שיש לה פוטנציאל לקיום חיים. באפשרותנו גם לחלום על צורות חיים שונות לגמרי שיכולות להתפתח תחת תנאים שונים מאלה שאנו מכירים. אולם, אנו בוחרים להתחיל עם האפשרויות הפשוטות ביותר, המבוססות על המדע העדכני שמוכר לנו.

7. ↑ המשמעות היא גם שאפילו אם נמצא כוכב לכת ישיב מחוץ למערכת השמש שלנו, הוא לא יהיה מתאים להגירה אנושית בהתאם להבנתנו הנוכחית את חוקי הפיזיקה. לכן, עלינו להשקיע מאמצים גדולים בהגנה על כדור הארץ, כדי שיישאר בעל תנאים הכרחיים לקיום חיים אנושיים במשך דורות רבים נוספים.

8. ↑ לקריאת מידע נוסף על אודות שיטה זו, לחצו כאן [4].

---

מקורות

[1] ↑ Mayor, M. 2020. Nobel lecture: plurality of worlds in the cosmos: a dream of antiquity, a modern reality of astrophysics. Rev. Mod. Phys. 92:030502. Available online at: https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.92.030502

[2] ↑ Baranne, A., Mayor, M., and Poncet J. L. 1979. Coravel-a new tool for radial velocity measurement. Vist. Astron. 23:279–316. doi: 10.1016/0083-6656(79)90016-3

[3] ↑ Mayor, M., and Queloz, D. 1995. A Jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature 378:355–9.

[4] ↑ Schwieterman, E. W., Kiang, N. Y., Parenteau, M. N., Harman, C. E., DasSarma, S., Fisher, T. M., et al. 2018. Exoplanet biosignatures: a review of remotely detectable signs of life. Astrobiology. 18:663–708. doi: 10.1089/ast.2017.1729