ארי לאור לקח חלק בצוות מחקר בינלאומי

אשר גילה באמצעות טלסקופ החלל האבל דסקת ספיחה מסביב לחור השחור בגלקסיה NGC 3417 שלא היתה אמורה להתקיים שם. המחקר פורסם בכתב העת .Monthly Notices of the Royal Society

 

קישור למאמר בכתב העת Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

ידיעה לעיתונות NASA/STScI and ESA press release

קישור לתמונה (בידיעה לעיתונות)

 


 

ארי לאור

 

הקדמה - מהן גלקסיות פעילות?

הכוכבים ביקום (כמו השמש שלנו) לא מפוזרים באופן אחיד במרחב, וכמו שאנשים מתקבצים בישובים, הכוכבים ביקום מתקבצים בישובים הנקראים גלקסיות. כמו שישובים נעים בגודלם בין עשרות בודדות לעשרות מיליונים, גלקסיות נעות בגודלן בין כמה מיליוני כוכבים למאות מיליארדי כוכבים (בגלקסיה שלנו, גלקסיית שביל החלב, כעשרה מיליארד כוכבים). וכמו שלישוב שאינו ממש זעיר יש תמיד מרכז, שבו גרים אנשים בצפיפות גבוהה יותר, גם בגלקסיות שאינן זעירות צפיפות הכוכבים תמיד עולה במרכז.

אבל מעבר ליותר כוכבים, במרכזי הגלקסיות יש משהו נוסף ושונה לחלוטין, כפי שהתגלה לפני כ 20 שנה, חור שחור ענק שמסתו כאלפית ממסת כל הכוכבים בגלקסיה. מסתו האופיינית היא פי מיליון עד פי מיליארד ממסת כוכב רגיל. בגלקסיה הכוכבים מתפרשים על פני מרחק של כמה עשרות אלפי שנות אור (שנת אור הינה המרחק שאור עובר בשנה בריק), ואילו גודלו של חור שחור (האזור ממנו דבר לא יוצא) הוא בין שניות אור לשעות אור בלבד. קיומו של החור השחור מתגלה באמצעות השפעתו על תאוצת הכוכבים, כבר ממרחק של כמה עשרות שנות אור מהמרכז בו הוא נמצא. אבל חוץ מהאצת הכוכבים שתועים לכיוונו, ושוב בורחים, החור השחור לרוב פשוט יושב לו בחושך. לעיתים נדירות (פעם בכעשרת אלפים שנה) כוכב תועה קרוב מדי לחור השחור, והתאוצה האדירה קורעת את הכוכב, שנבלע ברובו ע”י החור השחור. התהליך מלווה בהבזק קרינה שניתן לגלות ממרחק רב.

בחלק קטן מהגלקסיות, המכונות גלקסיות פעילות (Active Galaxies), נופל גז לכיוון החור השחור. הגז מסתחרר ויוצר דיסקת ספיחה סביב החור השחור, בה הגז נע במהירות של עד כמאה אלף ק”מ בשניה (כשליש ממהירות האור). כתוצאה מחיכוך הגז עם עצמו בדיסקה, כלומר צמיגות הגז, הגז מתחמם ופולט קרינה שיכולה להשתוות בעוצמתה לקרינת כל הכוכבים בגלקסיה, ואף לעלות עליה פי מאה ולעיתים פי אלף. הקרינה החזקה מאירה את הגלקסיה ומיננת ענני גז המפוזרים בגלקסיה, שכתוצאה מכך פולטים קרינה באורכי גל מסוימים, כלומר קווי פליטה. קווים אלה בעלי רוחב מסוים (תחום של אורכי גל) אשר מעיד על מהירות החומר, ככל שהקו רחב יותר כך מהירות הגז גבוהה יותר. קרוב מאוד למרכז, במרחק אופיני של כמה עשרות ימי אור בלבד מהחור השחור, הנמצא בשולי דיסקת הספיחה קיימת טבעת גז רחבה שגם היא מוארת ע”י דיסקת הספיחה ופולטת קרינה בקווים. עקב המהירויות הגבוהות סמוך כל כך לחור השחור, הקווים רחבים ומעידים על מהירויות של אלפי ק”מ בשניה, והאזור נקרא לכן אזור הקווים הרחבים.

 

הבעיה - האם תורת האיחוד נכונה תמיד?

הגלקסיות הפעילות מופיעות בשני סוגים; בסוג 1 רואים את כל המאפיינים הבאים (לפי המרחק מהחור השחור), קרינת רצף עוצמתית מדיסקת הספיחה שנפלטת ברובה בתחום האופטי, האולטרא סגול וקרינת-X, קווי פליטה רחבים מאזור הקווים הרחבים, וקווי פליטה צרים מגז בגלקסיה (הקווים צרים עקב המהירויות הנמוכות יחסית האופיניות בגלקסיה, של כמה מאות ק”מ בשניה). בגלקסיות פעילות מסוג 2 רואים קווים צרים בלבד. הקווים הרחבים וקרינת הרצף מהדיסקה חסרים. עם השנים התגבשה התמונה שסוג 2 למעשה זהה לסוג 1, והשוני הוא פשוט עניין של זווית ראייה. קרוב למרכז ישנו ריכוז גבוה של גז ואבק, הפזורים במבנה של טורוס. בגלקסיה הנצפת בזווית ראיה הקרובה למישור הטורוס (כלומר התבוננות מהצד ולא מלמעלה), הטורוס מסתיר את האזורים הפנימיים, כולל את דסקת הספיחה ואת אזור הקווים הרחבים. אותה גלקסיה תראה במבט צד כגלקסיה פעילה מסוג 2. גלקסיה אשר נצפת מלמעלה תראה כגלקסיה פעילה מסוג 1, מכיוון שניתן לראות את כל האזורים ללא הסתרה.

אולם בשנים האחרונות נראה שתמונת האיחוד הנ”ל נסדקת. התגלו גלקסיות פעילות ללא קווים רחבים, אבל בעלות קרינת-X המגיעה מסמוך מאוד לחור השחור, ומעידה שאין הסתרה של האזורים הפנימיים. כלומר, יש כנראה באמת שני סוגים שונים של גלקסיות פעילות. אם כך, האם טבעת הגז באזור הקווים הרחבים יכולה להעלם? ואם כן, מדוע? אם אנחנו חושבים שאנחנו מבינים את מנגנון יצירת אזור הקווים הרחבים, בהכרח נוכל להבין מתי האזור מפסיק להתקיים.

 

המחקר בטכניון

במחקר הדוקטוראט של ד”ר יונתן שטרן בהנחייתי שהתמקד בחלקו בתכונות של גלקסיות פעילות קרובות בבהירות נמוכה, מצאנו בין היתר שיש מתאם גבוה בין עוצמת קרינת ה-X ועוצמת הקרינה בקווים הרחבים. במאמר מ 2012 בדקנו את העוצמה הצפויה במספר גלקסיות שזוהו כסוג 2 ללא הסתרה, וציינו שהעדר הקווים הרחבים יכול לנבוע מהעוצמה הנמוכה של הקרינה בקווים ומהקושי הנובע מכך בגילוי הקו.

במאמר מ 2017 של פרופ’ סטפאנו ביאנקי (Stefano Bianchi) מאוניברסיטת רומא ושותפיו, על הגלקסיה NGC 3417, החוקרים ציינו שזהו המקרה הוודאי ביותר של גלקסיה מסוג 2 ללא הסתרה, על סמך תצפיות חדשות בתחום ה-X שהראו באופן וודאי שאין שום סימן לחומר מסתיר לאורך קו הראיה. פרופ’ רוברט (סקי) אנטונוצ’י (Robert (Ski) Antonucci) מאוניברסיטת קליפורניה בסנטה ברברה, שהוכיח בצורה חד משמעית (לפני כ 30 שנה) שגלקסיות סוג 1 וסוג 2 הן אכן זהות, הטיל ספק בטענתם, ושלח לקבוצתו של סטפנו ולנו אימייל ושאל מה דעתם על הטענה שלנו שיתכן קו רחב שמסתתר בספקטרום אך קשה לגלותו.

בדיון שהתפתח העלתי את הנקודה שמרחק אזור הקווים הרחבים תלוי בעוצמת קרינת הרצף מדיסקת הספיחה, ומכיוון שבגלקסיה זו העוצמה נמוכה במיוחד, אזור הקווים הרחבים צפוי להיות קרוב במיוחד לחור השחור (מרחק של כיום אור אחד, לעומת עשרות ימי אור בד”כ). כתוצאה מכך מהירות הסיבוב גבוהה יותר, עשרות אלפי ק”מ לשניה, במקום אלפי ק”מ לשניה בודדים כפי שסטפנו העריך. מכאן שקווי הפליטה צפויים להתפרס על תחום גדול של אורכי גל, ויהיה קשה יותר לזהות אותם. מצד שני, יתכן שסטפנו צודק ואזור הקווים הרחבים אכן לא קיים. מקור טבעת הגז באזור הקווים הרחבים הוא ככל הנראה בדיסקת הספיחה, ובהסתמך על עבודות תיאורטיות היא צפויה להפסיק להתקיים בבהירויות נמוכות מאוד, ואיתה יעלמו הקווים הרחבים. בעבודתי עם שטרן ב 2012 לא טענו שאזור הקווים הרחבים קיים, אלא שהתצפיות הקיימות לא מאפשרות לפסול את קיומו.

מניסיוני, עימות מדעי מסתיים בד”כ כך שכל צד נשאר בדעתו, ולכן חילופי אימיילים כנ”ל הם לא פוריים במיוחד. הפעם סטפנו הפתיע ואמר, כיצד אוכל לבדוק שההסבר האפשרי שהעלתם נכון? עבורי ועבור סקי (Antonucci) התשובה הייתה ברורה, באמצעות טלסקופ החלל של האבל (Hubble Space Telescope). לטלסקופ זה רזולוציה גבוהה (הפרדה זוויתית של עשירית שניית קשת) לעומת טלסקופים על פני כדור הארץ המסתכלים דרך האטמוספירה (הפרדה מוגבלת ל 1-2 שניות קשת), ולכן יוכל לצמצם בפקטור של קרוב ל 100 את תרומת הגלקסיה, להתמקד על האור החלש מהגרעין הפעיל, ואז לזהות בברור אם יש או אין קו רחב.

סטפנו ביקש שנשתף פעולה איתו ונגיש הצעה לתצפית על טלסקופ החלל, יחד עם שותפים נוספים שלו, בעלי ניסיון בעיבוד נתונים מהטלסקופ. מניסיוני האישי בקשות לתצפית על טלסקופ החלל הן בד”כ בזבוז זמן, בגלל אחוז ההצלחה הנמוך מאוד בקבלתן, ולכן הפסקתי להגיש הצעות לפני שנים רבות. סטפנו מתמחה בטלסקופים בתחום ה-X, ושמח לנסות גם להגיש הצעה לטלסקופ החלל. להפתעתנו ההצעה התקבלה.

 

התוצאות - שלוש הפתעות

התצפית בטלסקופ האבל התמקדה בספקטרום של הגלקסיה. לשם כך השתמשנו בסדק הצר ביותר בספקטרוגרף של הטלסקופ אשר ניקה כליל את תרומת הגלקסיה, והראה ספקטרום נקי של הגרעין הפעיל בגלקסיה. קו עצום ורחב מאוד קפץ מיד לעין. מכאן שאזור הקווים הרחבים קיים. תורת האיחוד עדיין תקפה, כאשר רואים את מקור הרצף רואים גם את אזור הקווים הרחבים. רק צריך להבין שהקווים נעשים מאוד רחבים, ולכן קשים יותר לגילוי.

תוצאה מפתיעה נוספת היתה פרופיל הקו, כלומר פרופיל המהירויות של הגז. בסיס הקו העיד על מהירויות של כ 30,000 קמ”ש (עשירית ממהירות האור), והתאים להערכות מקדימות של 20-40,000 קמ”ש. אבל פרופיל הקו היה מאוד לא סימטרי, עם כתף תלולה באורכי הגל הקצרים (הסטה לכחול), וכתף מתונה מאוד באורכי הגל הארוכים (הסטה לאדום). פרופיל דומה מאוד קיבלתי בחישובים לפני כ 30 שנה (1991) של פרופיל הקו מגז הנע בדיסקה דקה קרוב מאוד לחור שחור, כתוצאה של צירוף של אפקט דופלר (יחסות פרטית) והסחה כבידתית (יחסות כללית). האפקט הכולל נותן חתימה יחסותית ברורה של פרופיל אסימטרי עם צורה מסוימת.

כעקרון פרופיל לא סימטרי אפשר לקבל גם כשהתפלגות הגז במרחב לא אחידה, או כאשר הקרינה מתפזרת בדרכה אלינו ע”י אלקטרונים חופשיים. למרבה ההפתעה, התאמה של מודלים יחסותיים של גז בדיסקה דקה לפרופיל שנמדד באמצעות טלסקופ האבל נתנה התאמה מושלמת. הקווים הרחבים מגיעים ללא כל ספק מדיסקה דקה יחסותית קרוב לחור השחור.

ההפתעה השלישית התקבלה ממדידת מרחק אזור הפליטה מהחור השחור. הקשר הידוע בין בהירות הגרעין הפעיל וגודל אזור הקווים הרחבים נתן שהגודל הצפוי בגרעין הפעיל החלש בגלקסיה זו הוא יום אור אחד. בהינתן שמסת החור השחור כ 300 מיליון מסות שמש, מרחק זה מתאים ל 77±15 פעמים רדיוס החור השחור. בנוסף, התאמת פרופיל הקו מאפשרת מדידה ישירה של המרחק ביחידות של רדיוס החור השחור, ללא ידיעת מסת החור השחור ובהירות הגרעין הפעיל. המרחק שהתקבל בשיטה בלתי תלויה זאת הוא 62±16 פעמים. כלומר התקבלה התאמה מלאה בין שתי המדידות. תוצאה זאת מפתיעה במיוחד מכיוון שהקשר בין בהירות הגרעין הפעיל וגודל אזור הקווים הרחבים, נמדד בגלקסיות פעילות בהירות בהרבה, ובהן גודל האזור הוא בד”כ כ-10,000 פעמים רדיוס החור השחור. למרות שרדיוס אזור הקווים הרחבים בגלקסיה NGC 3147 הוא פחות מ 100 רדיוסי החור השחור, והאזור למעשה נמצא עמוק באזור דיסקת הספיחה, הקשר בין הבהירות לגודל האזור עדיין מתקיים.

עוצמת הקרינה מהגרעין הפעיל בגלקסיה זו היא כאלפית בלבד מהעוצמה הרגילה בגלקסיה פעילה אופיינית, עם חור שחור במסה דומה (כ 300 מיליון מסות שמש). בעוצמות נמוכות כאלו ההנחה התיאורטית המקובלת היתה שהגז הנספח הוא דליל וחם מאוד, שיעילות הקירור שלו נמוכה, ולכן הוא יוצר מעין ענן כדורי שנספח לחור השחור כמעט בלי לקרון, במקום ליצור דיסקת ספיחה. מכיוון שמקור הגז באזור הקווים הרחבים הוא דיסקת הספיחה, אם הדיסקה נעלמת, גם הקווים הרחבים צפויים להעלם. התצפיות הראו שהקווים הרחבים נמצאים, ומעבר לכך, שהם מגיעים מדיסקה דקה, כלומר מדיסקת הספיחה עצמה. הגז הנספח הוא לכן צפוף וקר יחסית ויוצר דיסקת ספיחה דקה שסביר להניח נמשכת פנימה עד לשפת החור השחור.

קווים מגז יחסותי בדיסקה קרוב מאוד לחור השחור (כמה פעמים רדיוס החור השחור) נצפו בטלסקופים בקרינת ה-X. היתרון העצום של מדידת קווים יחסותיים באמצעות טלסקופ האבל בתחום האופטי הוא כמות הפוטונים העצומה, הגדולה לפחות פי 100,000 מבתחום ה-X. הניסיון המוצלח עם NGC 3147 פותח פתח לנסות לצפות בגלקסיות דומות אחרות, ובמיוחד גלקסיות בהם הניבוי הוא לרדיוס קטן עוד יותר, קרוב יותר לחור השחור. פרופיל הקו יאפשר לקבל את מבנה הדיסקה באזור הפנימי ביותר, ואולי אף יאפשר למדוד את הסיבוב ("ספין") של החור השחור. תוכנית תצפית נוספת שלנו בטלסקופ החלל האבל על גלקסיה זאת אושרה לאחרונה. STAY TUNED!