קו ה-21 ס"מ של מימן ניטרלי

מתוך Astropedia

קפיצה אל: ניווט, חיפוש

קו ה-21 ס"מ של מימן ניטרלי (באנגלית: Neutral Hydrogen 21cm Line) הינו קו ספקטרלי בתחום קרינת הרדיו המופיע כתוצאה ממעבר של אלקטרון בין שתי תת-רמות ברמת היסוד של אטום מימן ניטרלי. פיצול זה של רמת היסוד נקרא פיצול היפר עדין (באנגלית: Hyper Fine Split) והוא נוצר כתוצאה מאינטראקציה בין הספין של האלקטרון לספין של הפרוטון. כאשר האטום דועך מרמה אחת לשניה בפיצול זה הוא משחרר פוטון בעל אנרגיה המתאימה לאורך גל של 21 ס"מ.

קו ה-21 ס"מ הינו הקו הספקטרלי המפורסם ביותר בתחום הרדיו. קיומו מאפשר, בין היתר: איתור של מימן ניטרלי בגלקסית שביל החלב ובגלקסיות אחרות; מדידת הטמפרטורה של המימן הניטרלי באותן גלקסיות; וכן מדידת מהירות הסיבוב של גלקסיות ספירליות. בעתיד הקרוב ייבנו מערכי רדיו גדולים ברחבי העולם שתפקידם יהיה לגלות אותות של קו ה- 21 ס"מ המוסח לאדום הן מהעידן בו נוצרו הגלקסיות הראשונות והן מעידן הרי-יוניזציה, קרי הינון מחדש.

קיומו של קו ה-21 ס"מ נחזה ע"י האסטרונום ההולנדי יאן אורט (Jan Oort) והסטודנט שלו פָאן דה-הולסט (H.C. Van de Hulst) בזמן מלחמת העולם השנייה, לאחר ששמעו על התצפיות החלוציות של גרוט רבר (Grote Reber) בתחום קרינת הרדיו.

תוכן עניינים

פליטת הקו ממימן ניטרלי

סירטוט סכמטי - לא בסקאלה הנכונה- של שתי רמות האנרגיה של אטום המימן. ניתן לראות את הפיצול ההיפר עדין של רמת היסוד. ההפרש בין רמות הטריפלט והסינגלט מתאים לאורך גל של 21 ס"מ. ניתן גם לראות את הפרש הרמות בין הרמה n=1 לבין n=2 המתאים לקו ליימן אלפא.
סירטוט סכמטי - לא בסקאלה הנכונה- של שתי רמות האנרגיה של אטום המימן. ניתן לראות את הפיצול ההיפר עדין של רמת היסוד. ההפרש בין רמות הטריפלט והסינגלט מתאים לאורך גל של 21 ס"מ. ניתן גם לראות את הפרש הרמות בין הרמה n=1 לבין n=2 המתאים לקו ליימן אלפא.

כתוצאה מאינטראקציה קוונטית בין הספין של האלקטרון והספין של גרעין אטום המימן (פרוטון), מתחלקת רמת האנרגיה היסודית של אטום המימן לשתי תת-רמות הקרויות גם המבנה ההיפר העדין (באנגלית Hyperfine structure ). הרמה העליונה נקראת טריפלט (באנגלית triplet ) והתחתונה סינגלט (באנגלית singlet ). רמות האנרגיה הנ"ל מוצגות באיור משמאל. הפרש האנרגיה בין שני המצבים בתת הרמה הנ"ל שווה ערך לתדירות של: 1.420405752\times10^{9} הרץ, או אורך גל של 21.1061 ס"מ. כאשר אלקטרון פוגש בפוטון בעל אנרגיה מתאימה (קרי, פוטון באורך גל של 21 ס"מ) הוא יכול לעבור מתת הרמה הנמוכה לתת-הרמה הגבוהה (במצב זה הפוטון ייבלע ויופיע קו בליעה). אורך מחצית החיים של תת-הרמה הנ"ל הינו כ-10 מיליון שנה. זאת אומרת שבממוצע, לאחר כ- 10 מיליון שנה האלקטרון ידעך חזרה לרמת היסוד תוך כדי פליטת פוטון באורך גל של 21 ס"מ (ואז ייראה קו פליטה באורך גל של 21 ס"מ).

למרות השכיחות הנמוכה שבה מתבצע המעבר, מימן הינו היסוד הנפוץ ביותר בטבע (ראו: היווצרות היסודות הכימיים במפץ הגדול) ומצוי בכמויות גדולות ברחבי הגלקסיה. מסיבה זו קו ה- 21 ס"מ נצפה בקלות באמצעות טלסקופי רדיו.

מדידת סיבוב הגלקסיה באמצעות קו 21 ס"מ של מימן ניטרלי

גלקסיה M83 כפי שצולמה במצפה הכוכבים ע"ש וייז ועליה מודגם כיצד נעשה שימוש בקו ה-21 ס"מ למדידת מהירות סיבוב גלקסית שביל החלב כתלות במרחק ממרכז הגלקסיה.
גלקסיה M83 כפי שצולמה במצפה הכוכבים ע"ש וייז ועליה מודגם כיצד נעשה שימוש בקו ה-21 ס"מ למדידת מהירות סיבוב גלקסית שביל החלב כתלות במרחק ממרכז הגלקסיה.

גלקסית שביל החלב שבה אנו מצויים הינה אוסף של כ 400 מיליארד שמשות הנעות סביב מרכז הגלקסיה. לדוגמא, השמש נמצאת במרחק של כ 7.6 קילו-פרסק ממרכז הגלקסיה ומשלימה הקפה סביבו פעם בכ-200 מיליון שנה.

האיור הבא מראה את הגלקסיה M83 כפי שצולמה במצפה הכוכבים ע"ש וייז ועליה מודגם כיצד נעשה שימוש בקו ה-21 ס"מ למדידת מהירות הסיבוב של גלקסית שביל החלב כתלות במרחק ממרכז הגלקסיה. באיור, הצופה נמצא בנקודה O, ומרכז הגלקסיה בנקודה G. כמו כן, מצוירים שלושה מעגלים המתארים מסלולים של ענני גז במרחקים שונים ממרכז הגלקסיה. הצופה מתבונן בזוית GOA (זווית זו קרויה גם קו אורך גלקטי ומסומנת l) לעבר ענני מימן ניטרלי שמפוזרים לאורך הקו CAB. ענני הגז הנ"ל נעים סביב מרכז הגלקסיה (בתנועה מעגלית בקירוב). מהציור ניתן לראות שמאחר ורכיב התנועה של העננים המצויים בנקודה A הינו על הקו OA, מהירותם תהיה מקסימלית (או מינימלית) ביחס לעננים בנקודה B או C – רכיב המהירות הנמדד לאורך הקו CAB ניתן על ידי אורך החיצים הירוקים. על כן, מדידת המהירות המקסימלית (או המינימלית) של ענני הגז כתלות בקו האורך הגלקטי נותנת את מהירות הענן בנקודה A. מאחר והקו OA משיק למעגל שעליו נע הענן בנקודה A, ומאחר שהמרחק למרכז הגלקסיה (OG) ידוע, אזי המרחק GA ניתן ע"י: {\rm GO}\times\sin(l)

כך למעשה אנו מודדים את מהירות הסיבוב של ענני הגז כתלות במרחק ממרכז הגלקסיה, ומסיקים על מהירות הסיבוב של הגלקסיה עצמה, כיוון שמן הסתם מהירות הסיבוב של אוביקטים בתוך הגלקסיה מעידים על מהירותה.

תצפיות רדיו בקו ה-21 ס"מ בגלקסיות אחרות מאפשר למדוד את מהירות סיבובן כתלות במרחק ממרכז הגלקסיה (ראו: חומר אפל).

רי-יוניזציה וקו ה- 21 ס"מ

סירטוט סכמטי של המבנה המרחבי של תהליך הינון מחדש הלקוח מתוך מאמר הסקירה של פרופסור אבי לב מהרווראד, ברשותו. מאמר זה הופיע באנציקלופדית  UNESCO EOLSS  קוד ארכיב: arXiv0804.2258L. בסירטוט המימן הניטרלי מסומן באפור, ואילו מימן מיונן מסומן בצהוב.
סירטוט סכמטי של המבנה המרחבי של תהליך הינון מחדש הלקוח מתוך מאמר הסקירה של פרופסור אבי לב מהרווראד, ברשותו. מאמר זה הופיע באנציקלופדית UNESCO EOLSS קוד ארכיב: arXiv0804.2258L. בסירטוט המימן הניטרלי מסומן באפור, ואילו מימן מיונן מסומן בצהוב.

ראו מאמר מורחב בנושא: ריוניזציה.

בשנים הקרובות תצפיות חדשות של קרינת קו ה-21 ס"מ מעצמים מרוחקים יעזרו לגולל את סיפור יצירת הגלקסיות הראשונות ביקום. מערכי רדיו כמו Murchison Widefield Array ) MWA ) ו- (Low Frequency Array ) LOFAR ישתמשו בקרינת ה - 21 ס"מ על-מנת למפות את המימן הניטרלי ביקום. עידן השחבור מחדש (ריקומבינציה, שהתרחש כ- 400,000 שנה לאחר המפץ הגדול), ציין את מעבר היקום משלב של קרינה מיוננת ליקום המלא במימן ניטרלי (בסירטוט משמאל זה הוא האיזור האפור). מקורות האור הראשונים ביקום (שהופיעו כשלושים מליון שנה לאחר המפץ הגדול) החלו לינן (כלומר, להפריד אלקטרונים מאטומים) את המימן הניטרלי בסביבתם, כך שנוצרה מעין בועה מיוננת סביב כל מקור קרינה (האזורים הצהובים באיור משמאל). ככל שנוצרו עוד ועוד מקורות אור, כך התהליך צבר תאוצה, עד שכ - 200 מיליון שנה לאחר המפץ הגדול כל היקום היה מיונן (באומרנו "כל היקום" אנו מתכוונים בעצם לגז הבין גלקטי - באנגלית the intergalactic medium). משמאל, סירטוט סכמטי של המבנה המרחבי של תהליך הינון מחדש הלקוח מתוך מאמר הסקירה של פרופסור אבי לב מהרווראד, ברשותו. בסירטוט המימן הניטרלי מסומן באפור, ואילו מימן מיונן מסומן בצהוב.

התצפיות באמצעות מערכי הרדיו החדשים הללו יתנו לנו תמונה תלת-מימדית של היקום. אמנם מיפוי המיקום על פני כיפת השמיים מספק תמונה דו-מימדית בלבד, אך כיוון שקרינה הנעה במהירות האור המגיעה אלינו מאיזורים מרוחקים מוסחת לאדום נוכל לקבל מימד נוסף - זמן. התמונה שתתקבל צפויה להיראות כגבינה שוויצרית (מחוררת): אזורים מלאים במימן ניטרלי ייראו כפולטים באורך גל של 21 ס"מ, ואילו מאזורים שבהם המימן מיונן לא תיראה פליטה.

עוצמת הקרינה המצופה היא חלשה ביותר וההערכות הן שהיא חלשה בערך פי כמיליון מהאות המצופה מקרינת הרקע הקוסמית. אבל מאחר וקרינה זו תופיע כקו ספקטרלי ניתן יהיה, באמצעות טכניקות סטטיסטיות, להפריד אותה ממקורות הרעש.

מערכי הרדיו הללו לא יוכלו להתמקד על מקור אור מסויים, אלה יוכלו לתת מידע סטטיסטי על המקורות. תצפיות אלו מושפעות מהתפלגות המקורות, טמפרטורת הגז, התפלגות המימן הקוסמי (כלומר המיהן בתווך הבין גלקטים) ביקום ושטף קרינת האולטרא סגול(UV) ממקורות האור הראשונים.

טמפרטורת ההארה ועוצמת הקרינה ב- 21 ס"מ

בדרך כלל במדידות של קווים ספקטרליים (לעומת מדידה של מערכת תרמית, כמו השמש) נעזרים בהגדרה של טמפרטורת הארה (באנגלית Brightness temperature ). טמפרטורת ההארה היא הטמפרטורה שהיתה יכולה להיות לגוף ששטף הקרינה הסגולי הנצפה שלו הינו Iν (ביחידות של ארג לס"מ מרובע) אילו הוא היה גוף שחור ובהנחה כי שטף הקרינה הסגולי נצפה בתחום ריילי-ג'ינס של הספקטרום.

סוג זה של הגדרה מאוד יעיל כאשר עובדים עם תצפיות ברדיו, שם התדירויות נמוכות ביחס לאנרגיה הכוללת של המערכת וניתן להשתמש בחוק ריילי ג'ינס (כלומר hν < < kBT ) ואז טמפרטורת ההארה, עבור מקור בעל עוצמה Iν נירשמת כ-

T_{btight}\sim\frac{c^2I_\nu}{2\nu^2k_B}.

בתצפיות של 21 ס"מ מרבים להשתמש בהגדרה זו.

טמפרטורת הספין ועוצמת הפליטה ב-21 ס"מ

את פילוג אוכלוסית הטריפלט והסינגלט של תת-הרמה המפוצלת במבנה העדין מבטאים ע"י טמפרטורה אפקטיבית הנקראת טמפרטורת הספין (באנגלית Spin temperature). אם נסמן ב- n0 את הצפיפות המספרית של אטומי המימן הניטרלי שנמצאים ברמת הסינגלט וב- n1 את הצפיפות המספרית של אטומי המימן הניטרלי שנמצאים ברמת הטריפלט, נוכל להגדיר את טמפרטורת הספין כ-

\frac{n_1}{n_0}=e^{-T_\star/T_s},

כאשר T_\star=0.0682 קלווין, הינה הטמפרטורה המתאימה להפרש האנרגיה בין הרמות המפוצלות של הפיצול ההיפר עדין. כיוון שטמפרטורת הספין מתארת את השינוי באוכלוסיית רמות אלו, היא בעצם נותנת ביטוי לעוצמת הקרינה באורך גל של 21 ס"מ. עתה, מערכי הרדיו המוזכרים לעיל ימדדו סיגנל של 21 ס"מ באופן יחסי לקרינת הרקע הקוסמית. עוצמת הסיגנל ב-21 ס"מ בפרט ובתצפיות רדיו בכלל מוצגות ביחידות של טמפרטורה הניקראת טמפרטורת ההארה. על כן, לפי ההסבר לעיל, אם טמפרטורת הספין גדולה מטמפרטורת ההארה הסיגנל ייראה בפליטה של 21 ס"מ יחסית לקרינת הרקע הקוסמית. אם טמפרטורת הספין קטנה מטמפרטורת ההארה הסיגנל ייראה בבליעה של קרינת הרקע הקוסמית.

אפקטים פיזיקלים המשפיעים על טמפרטורת הספין

ישנם שלושה אפקטים המשפיעים על טמפרטורת הספין ובכך משפיעים על התפלגות רמות הטריפלט והסינגלט, ועל כן על עוצמת הקרינה מקו ה 21- ס"מ.

  • בליעה של קרינת הרקע הקוסמית - פוטון באורך גל המתאים להפרש הרמות ההיפר-מפוצלות נבלע ע"י מימן ניטרלי, ובכך מעלה את רמת האנרגיה של האטום מסינגלט לטריפלט (ראו סירטוט של רמות האנרגיה).
  • התנגשויות בין אטומי מימן שכנים: בהתנגשיות כאלו אטומים הנמצאים ברמת הטריפלט (או הסינגלט) יכולים להחליף אנרגיה ובכך לדעוך לתת-רמת הסינגלט (או לקפוץ לתת-רמת הטריפלט).
  • אינטראקציה עם פוטוני ליימן אלפא, נקרא גם אפקט ווטהוזן-פילד ( Wouthuysen Field) - כוכבים חמים פולטים קרינת אולטרא סגול, ובאופן ספציפי קרינה באורך גל המתאימה לקו הספקטרלי ליימן אלפא (121.6 ננומטר, או 2.47\times10^{15} הרץ) שמתאימה להפרש הרמות של n = 2 ו-n = 1 באטום המימן (ראו סירטוט סכמטי של רמות האנרגיה באטום המימן). פקטור נוסף חשוב באפקט זה הוא המימן הניטרלי ביקום לפני הריוניזציה. קרינת אולטרא סגול נבלעת ע"י אטומי המימן מסביב למקור האור, כאשר הסיכוי לבליעה הוא מאוד גבוה והאטום עולה לרמת האנרגיה (n = 2). האטום חוזר לרמה n = 1 תוך כ- 2.47\times10^{-15} שניות בממוצע, והוא יכול לחזור או למצב הטריפלט או לסינגלט ובכך לשנות את פילוג האוכלוסיה של מצבי הטריפלט והסינגלט. קרי, לשנות את טמפרטורת הספין.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


סמדר נאוז, ערן אופק, ירון רדאי

כלים אישיים