רואים כוכבים

בני האדם התעניינו בגרמי השמיים משחר ימי ההיסטוריה, ואכן מצפי כוכבים נמצאו כבר באתרים ארכיאולוגיים בני 4,000 שנה. במשך אלפי שנים התצפיות האסטרונומיות היו מוגבלות למדי, עד שבתחילת המאה ה-17 הופיע הטלסקופ והפך לכלי העיקרי המשמש אותנו לחקר היקום.

הראשון שהשתמש בטלסקופ לאסטרונומיה היה גלילאו גליליי, שהשתמש בטלסקופ אופטי שבנה במו ידיו. התצפיות פורצות הדרך שלו גם סיפקו ראיות לתחזיות של קופרניקוס וקפלר, שהארץ וכוכבי הלכת האחרים סובבים סביב השמש. למרות השיפור האדיר שהביא איתו הטלסקופ, המחקר האסטרונומי נותר מוגבל עד המאה ה-20, משום שתצפיות השמיים הוגבלו לתחום האור הנראה בלבד. כיום אנו מסוגלים לצפות ביקום בכל אורכי הגל הידועים לנו, מקרינת רדיו ועד קרינת הגמא בעלת האנרגיה הגבוהה במיוחד. יתר על כן, אנחנו יודעים לצפות ביקום גם באמצעים שאינם מבוססים כלל על קרינה אלקטרומגנטית, באמצעות טלסקופים ומצפים המיועדים לגילוי חלקיקים כמו נייטרינו או פרוטונים בעלי אנרגיה גבוהה.

גלילאו מדגים את את הטלסקופ שלו לנכבדי ונציה ב-1609 | מקור: SCIENCE PHOTO LIBRARY

טלסקופים מבוססי קרינה אלקטרומגנטית

לכל טלסקופ יש מאפיינים המייחדים אותו וקובעים את סוג הקרינה שהוא מסוגל לקלוט, וגם את רמת ההפרדה (רזולוציה) והרגישות שלו. המאפיינים החשובים ביותר הם גודל הטלסקופ, הדרך שבה הוא ממקד את הקרינה שהוא אוסף ומיקומו. את כל אלה צריך לקבוע בהתאם לסוג הקרינה שאנו רוצים לקלוט.

נוהגים למיין את הקרינה האלקטרומגנטית לסוגים בהתאם לתדר שלה, כלומר משך הזמן שנדרש לגל להשלים תנועת "נדנוד" שלמה של עלייה וירידה, ולפי אורך הגל שלה: הגלים הארוכים ביותר ובעלי התדר הנמוך ביותר הם של קרינת הרדיו, ואחריה קרינת מיקרוגל, תת-אדום, האור הנראה, על-סגול, רנטגן (קרני X) ולבסוף קרינת גמא. בטלסקופים, לעומת זאת, החלוקה שונה במקצת ומבוססת על השינויים שצריך לעשות במכשיר כדי לצפות בקרינה מסוימת.

זוג טלסקופים שכל אחד מהם מורכב מ-36 מראות בצורת משושה. מבט אווירי על טלסקופ Keck בהוואי | צילום: NASA

טלסקופים אופטיים

מה הם קולטים: אור נראה, על-סגול קרוב ותת-אדום קרוב

הטלסקופ האופטי הראשון ששימש לתצפיות אסטרונומיות היה כאמור זה שבנה גלילאו. הוא היה מורכב מעדשות שמיקדו את האור העובר בהן. טלסקופי עדשות משתמשים בתכונה של האור שנקראת שבירה. כשאור שנע בתוך תווך אחד – למשל אוויר, עובר לתווך אחר – למשל זכוכית, כיוון התנועה של קרני האור משתנה עקב ההבדל במהירות האור בתוך החומרים. עדשות מנצלות את שינוי הכיוון הזה כדי למקד את האור לנקודה אחת וכך לגרום לעצמים רחוקים להיראות גדולים יותר. טלסקופים מבוססי עדשות נפוצים גם כיום, בעיקר בשימוש של אסטרונומים חובבים.

טלסקופים מדעיים מודרניים לא משתמשים בדרך כלל בעדשות, עקב הקושי הטכני ללטש עדשה גדולה ועבה ללא פגמים שיהרסו את התמונה. גודל העדשה הוא אחד החלקים המשמעותיים ביותר בטלסקופ אסטרונומי, כיוון שהוא מה שקובע את כמות האור שאפשר לאסוף בו. טלסקופ עם עדשה גדולה יכול לאסוף יותר אור ולכן יקלוט גרמי שמיים חיוורים יותר לעומת טלסקופ בעל עדשה קטנה יותר.

טלסקופ העדשות הגדול ביותר בעולם הוא טלסקופ ירקס (Yerkes Observatory), בוויסקונסין שבארצות הברית, שקוטר העדשה שלו הוא כמטר אחד. בניית טלסקופי עדשות גדולים יותר כבר מציבה אתגר הנדסי גדול מדי, כך שמשתלם יותר לפנות לחלופה אחרת: טלסקופי מראות.

טלסקופ העדשות הגדול בעולם. הטלסקופ במצפה הכוכבים ירקס בארצות הברית | צילום: Kb9vrg, ויקיפדיה, נחלת הכלל

טלסקופי מראות משתמשים במראה קעורה במקום עדשה, כדי למקד את האור לנקודה אחת. את טלסקופ המראות הראשון בנה אייזק ניוטון בשנת 1668, אף שלא הוא הגה את הרעיון. טלסקופי מראות מנצלים את העובדה שאור חוזר ממשטח באותה זווית שבה פגע בו. לכן מראות קעורות, כלומר שקועות פנימה כמו קערה, ממקדות את האור המגיע אליהן וכך מגדילות עצמים רחוקים.

כיוון שבניגוד לעדשות, קל יחסית ליצור מראות דקות מאוד, הרבה יותר נוח לבנות טלסקופי מראות גדולים. יתר על כן, אפשר גם להרכיב מראה גדולה מאוד מהרבה מראות קטנות. למעשה, זו הדרך המקובלת כיום לבניית טלסקופים גדולים. לדוגמה טלסקופי Keck בהוואי הם זוג טלסקופי מראות בקוטר של 10 מטרים, שכל אחד מהם מורכב מ-36 מראות קטנות.

טלסקופי עדשות ומראות נקראים יחד טלסקופים אופטיים. עד המאה ה-19, סוג הקרינה האלקטרומגנטית היחיד שהיה מוכר למדענים היה האור הנראה, כלומר טווח אורכי הגל של הקרינה האלקטרומגנטית שהקולטנים בעין האדם מסוגלים לזהות, כך שהטלסקופים האופטיים שימשו רק לתצפיות באור נראה. אולם במהלך המאה ה-19 התגלו סוגי קרינה נוספים והתברר כי הטלסקופים האופטיים מתאימים לצפייה בטווח רחב יותר של גלים.

אופטיקה מבוססת מראות או עדשות מסוגלת למקד גם חלק מהקרינה התת-אדומה והעל-סגולה. ההבדל בין סוגי הקרינה האלקטרומגנטית מתבטא כאמור בתדר שלה. לקרינה התת-אדומה יש תדר נמוך יותר מאשר לאור האדום – שהתדר שלו הוא הנמוך ביותר בטווח האור הנראה. הקרינה העל-סגולה היא בתדר גבוה יותר מהצבע הסגול, שנמצא בקצה השני של טווח התדרים שאנחנו מסוגלים לראות בעינינו. תת-אדום שהתדר שלו עדיין קרוב יחסית לתדר האור האדום נקרא אור תת-אדום קרוב. בדומה לכך, קרינה על-סגולה שהתדר שלה קרוב יחסית לתדר האור הסגול נקראת על-סגול קרוב.

תת-אדום קרוב ועל-סגול קרוב מתנהגים בצורה דומה מאוד לאור נראה, גם מבחינה אופטית וגם מבחינת הקליטה שלהם בגלאים של מצלמת הטלסקופ. על כן טלסקופים אופטיים קולטים לרוב טווח קרינה רחב יותר מהאור הנראה בלבד. טלסקופי Keck למשל מצלמים גם באור תת-אדום קרוב. טלסקופ החלל האבל מצלם בתחום רחב במיוחד, הכולל קרינה תת-אדומה קרובה, אור נראה וקרינה על-סגולה קרובה. לכן הוא מספק תמונות כל כך מרהיבות – הוא רואה את השמיים בצבעים שבני האדם אינם קולטים בעיניהם.

מתגבר על ההפרעות של האטמוספרה משום שהוא מצלם ישירות מהחלל. טלסקופ החלל האבל | צילום: NASA

למרות יתרונותיהם, לטלסקופים אופטיים יש מגבלה שקשה מאוד להתגבר עליה – האטמוספרה של כדור הארץ. שכבת הגזים העוטפת את עולמנו בולעת את רוב הקרינה העל-סגולה ומפריעה לתצפיות גם באור הנראה. נוכחות האטמוספרה אחראית בין השאר לנצנוץ הכוכבים כשאנו מסתכלים עליהם – מחזה מרהיב עין, שיוצר בעיה חמורה מאוד לטלסקופים אופטיים. בנוסף, עננים שמסתירים את השמיים עלולים לא לאפשר כלל תצפיות אסטרונומיות במשך לילות שלמים. לכן רוב הטלסקופים האופטיים המדעיים נבנים על פסגות הרים גבוהים ומבודדים ובמקומות יבשים שאין בהם הרבה ימים מעוננים בשנה.

טלסקופ החלל האבל מסוגל לצלם באור על-סגול מכיוון שהוא נמצא בחלל והאטמוספרה לא מפריעה לו. זו אחת הסיבות להיותו בין הטלסקופים הטובים והשימושיים ביותר בעולם, אף שקוטר המראה שלו הוא 2.4 מטר בלבד – הרבה פחות מרוב הטלסקופים הקרקעיים.

צבעים מרהיבים. צילומים של גלקסיית M100 שנעשו בטלסקופ החלל האבל, עפ המצלמה המקורית (משמאל), לאחר שדרוג הטלסקופ (במרכז) ולאחר שדרוג נוסף (מימין)

טלסקופי רדיו וקרוביהם

מה הם קולטים: קרינת רדיו, מיקרוגל ותת-אדום רחוק

הגילוי של סוגי קרינה נוספים במהלך המאה ה-19 ובתחילת המאה ה-20 פתח את הדלת לדרכים חדשות לחקור את השמיים. הרבה מתחת לטווח התדרים של האור הנראה ואף מאלו של הקרינה התת-אדומה נמצאים גלי המיקרו והרדיו. למשל קרינת מיקרוגל בתדר של 2.45 גיגה-הרץ (מיליארדי חזרות בשנייה) מחממת עבורנו את האוכל בתנורי מיקרוגל, טלפונים סלולריים משתמשים בקרינת מיקרוגל בתדרים שבין מאות מגה-הרץ (מיליוני מחזורים בשנייה) לכמה עשרות גיגה-הרץ, ושידורי רדיו נעשים בתדרים של כ-100 מגה-הרץ.

ביקום קיימים מקורות רבים של קרינת מיקרו ורדיו, למשל קרינת הרקע הקוסמית שמתעדת תהליכים שהתרחשו קרוב מאוד לראשית ימי היקום. גם גלקסיות רבות הן מקורות חזקים של גלי רדיו בשמיים, בעיקר בגלל החורים השחורים המסיביים במרכזן. עקב העושר הזה קרינת הרדיו וקרינת המיקרו הן כלים שימושיים מאוד לאסטרונומים ואסטרופיזיקאים. בהתאם לכך גם מגוון טלסקופי הרדיו והמיקרו גדול במיוחד.

טלסקופי רדיו ומיקרו מתחלקים לשני סוגים עיקריים. טלסקופים בתדר גבוה משתמשים בצלחות קעורות כדי למקד את הקרינה, בדומה למראות בטלסקופי מראות. טלסקופים בתדר נמוך משתמשים במקום זה במערך של אנטנות הפרוסות על פני שטחים גדולים ומסודרות כך שהן מגבירות את האות המתקבל מכיוון מסוים בלבד. האנטנות נבנות בדרך כלל כך שאפשר בקלות יחסית לשנות את הכיוון שאליו מערך האנטנות צופה.

אפשר לנצל את עקרון ההתאבכות ולהשתמש במערך של אנטנות כטלסקופ רדיו אחד. חלק ממערך הטלסקופים הגדול בניו מקסיקו | צילום: Sean Lema, Shutterstock

טלסקופי רדיו ומיקרו נהנים מיתרון ייחודי הנובע מכך שהם יכולים לנצל די בקלות את עקרון ההתאבכות של גלים. אם מציבים בצורה הנכונה מספר רב של טלסקופי רדיו ומיקרו קטנים ומחברים את האותות שהם קולטים, מקבלים נתונים ברזולוציה גבוהה מאוד, כאילו מדובר בטלסקופ הרבה יותר גדול. השיטה הזאת נקראת אינטרפרומטריה והיא זאת שאפשרה בין השאר לצלם לפני שנתיים לראשונה חור שחור.

יתרון נוסף של טלסקופי רדיו ומיקרו הוא שהם כמעט לא מושפעים מהפרעות אטמוספריות. בתדרי הרדיו, האטמוספרה לא מפריעה כלל, כך שאפשר לבנות טלסקופי רדיו בכל מקום מבודד יחסית מהפרעות אנושיות. בתדרי המיקרו והתת-אדום הנמוכים, האטמוספרה אטומה לתדרים מסוימים ושקופה לאחרים, לסירוגין, בצורה שמשאירה מעין חלונות תצפית שמבעד להם אנו מסתכלים על היקום.

ביקום יש שפע מקורות של גלי רדיו. טלסקופ הרדיו המתכוונן באפלסברג, גרמניה, עם צלחת בקוטר מאה מטרים | צילום: Alexander Kholodov, Shutterstock

טלסקופי קרינת רנטגן

מה הם קולטים: קרינת רנטגן (קרני X)

בצד השני של הספקטרום האלקטרומגנטי, בתדרים גבוהים יותר מאלה של הקרינה העל-סגולה, נמצאת קרינת רנטגן, או בשמה המדעי המקובל יותר: קרינת X. זוהי אותה קרינה שמשמשת בין השאר לצילום עצמות ורקמות פנימיות אחרות במכשירי רנטגן ו-CT במוסדות רפואיים.

הקרינה הזאת זו התגלתה בראשית המאה ה-20, אך השימוש בה לתצפיות אסטרונומיות החל רק כעבור כחמישים שנה. מדובר בקרינה בעלת אנרגיה גבוהה, הנפלטת בעיקר ממקורות המכילים גז חם מאוד (מעל מיליון מעלות) או מאלקטרונים המואצים עד קרוב למהירות האור. ביקום קיימים מקורות רבים לקרינת רנטגן, למשל כוכבים כמו השמש שלנו המוקפים הילה של גז בטמפרטורה של מיליוני מעלות. מקורות נוספים הם חורים שחורים, שחומר הנופל לתוכם מתחמם לטמפרטורות אדירות ופולט קרינה.

עקב האנרגיה הגבוהה שלה, אי אפשר למקד קרינת רנטגן באמצעות מראות רגילות או עדשות כמו בטלסקופים אופטיים. למעשה, היא פשוט תבלע בהן. כדי למקד אותה בכל זאת משתמשים במראות המוצבות כמעט במקביל לכיוון שממנו היא מגיעה. המראות מוצבות כך שהקרינה פוגעת בהן בזוית קהה מאוד, כמעט במקביל, ומשנה את כיוונה מעט. בזוויות פגיעה כאלה, קרינת הרנטגן עדיין מתנהגת דומה לאור הנראה ואפשר לשנות את כיוונה. המראות בנויות בצורה דמויית משפך ומפנות את הקרינה בהדרגה אל המוקד. על מנת להגביר את איסוף האור, מציבים את המראות כמו גלילים המכילים זה את זה במעין שכבות בצל של מראות המתכנסות לנקודה אחת.

האטסמוספרה של כדור הארץ אטומה לחלוטין לקרינת רנטגן למזלנו הרב. מדובר בקרינה מייננת, כלומר קרינה שהאנרגיה שלה גבוהה מספיק כדי לנתק אלקטרונים מאטומים – דבר שיכול לשבור קשרים בין אטומים במולקולות מסוימות, למשל DNA, וכך לחולל סרטן ומחלות אחרות. לכן כל טלסקופי הרנטגן חייבים להימצא בחלל.

בתחילת השימוש בהם נהגו לחבר טלסקופי רנטגן לטילים ולשגר אותם לחלל, שם הם צילמו תמונות אחדות בטרם אבדו לנצח. כיום יש לוויינים שנושאים באופן קבוע טלסקופי רנטגן המיועדים לצפות במגוון רב של תופעות אסטרונומיות ופיזיקליות.

 
המראות בטלסקפ רנטגן מסודרות כגליל בתוך גליל, כדי לקלוט את הקרינה בזווית קהה ולהפנות אותה בהדרגה אל המוקד. המראות של טלסקופ החלל האירופי XMM-newton | מקור: D. de Chambure, XMM-Newton Project, ESA/ESTEC

טלסקופי גמא

מה הם קולטים: קרינת גמא (γ)

הקרינה האלקטרומגנטית בעלת התדר הגבוה ביותר, ולכן גם האנרגטית ביותר, היא קרינת גמא. היא התגלתה בשנת 1900 כשנפלטה בתהליכים רדיואקטיביים מיסודות כמו רדיום. בהיותה הקרינה בעלת האנרגיה הגבוהה ביותר, קרינת גמא נוצרת ביקום רק סביב עצמים או אירועים עשירים במיוחד באנרגיה, כגון התפרצויות של סופרנובה שמתרחשות כשכוכב גדול במיוחד קורס בסוף חייו ומתפוצץ.

חורים שחורים, ובמיוחד החורים השחורים העצומים שבלב הגלקסיות, עשויים גם הם לפלוט קרינת גמא, בעיקר בדמות סילוני קרינה רבי עוצמה שנפלטים מקרבת החור השחור. יש ביקום תופעות נוספות הגורמות לפליטת קרינת גמא, וכמעט כולן מערבות חלקיקים בעלי אנרגיה גבוהה במיוחד הנעים במהירויות קרובות מאוד למהירות האור.

האנרגיה של קרינת גמא גבוהה עד כדי כך שאפילו האמצעים העדינים המשמשים למיקוד קרינת רנטגן לא מסוגלים להחזיר אותה. כשקרינת גמא פוגעת בחומר היא יכולה לעבור דרכו או להתנגש בעוצמה באלקטרונים שבחומר ולשחרר אותם מהאטומים שאליהם הם קשורים – כלומר ליינן אותם.

אם כן, אי אפשר להשתמש באופטיקה כדי למקד קרינת גמא. במקום זה, טלסקופי קרינת גמא צריכים גלאים גדולים במיוחד, כדי להגדיל את כמות הקרינה שהם נחשפים אליה.

הגלאים מנצלים את היכולת שיש לקרינת הגמא לעקור אלקטרונים מאטומים כדי לגלות את קיומה ולפעמים גם את הכיוון שממנו היא מגיעה. קיימים סוגים רבים ומגוונים של גלאי קרינת גמא, למשל נצנצים – גבישים שפולטים אור כשהם נחשפים לקרינה. יש גם גלאים המבוססים על חומרים מוליכים למחצה ומודדים את הזרם הנגרם מעקירת האלקטרון. האנרגיה של האלקטרון הנעקר גבוהה עד כדי כך שהוא עצמו גורם לעוד אלקטרונים להשתחרר, וכשמפעילים על הגלאי מתח חשמלי מקבלים זרם שאפשר למדוד.

כמו הרנטגן, גם קרינת הגמא לא מסוגלת לחדור מבעד לאטמוספרה של כדור הארץ. לכן אפשר לצפות בקרינת גמא המגיעה מחוץ לכדור הארץ רק באמצעות לוויינים, טילים או כדורים פורחים העולם לגובה של עשרות קילומטרים לפחות.

לחקור תופעות בעלות אנרגיה רבה במיוחד. טלסקופ קרני הגמא "פרמי" ששוגר לחלל ב-2008 | הדמיה: NASA

מצפים מבוססי חלקיקים

מה הם קולטים: ראיות לנוכחותם של נייטרינו וחלקיקים תת-אטומיים אחרים

קרינה אלקטרומגנטית איננה האמצעי היחיד שמאפשר לאסטרונומים מודרנים ללמוד על צפונות היקום. המצפים שמסוגלים לקלוט את הגורמים הנוספים הללו אינם טלסקופים במובן הקלאסי, ומובן שלא נצפה למצוא בהם אופטיקה למיקוד הקרינה, אך גם הם משמשים לתצפיות ומלמדים אותנו הרבה מאוד על המתרחש ביקום הסובב אותנו.

דוגמה למצפה כזה הוא הגלאי IceCube, שנבנה לגלות חלקיקי נייטרינו חמקמקים, שנפלטים בין השאר בהתפרצויות סופרנובה. הבעיה היא שאף על פי שהמודלים הקיימים מנבאים את קיומם, קשה מאוד לגלות נייטרינו, מכיוון שהם מסוגלים לעבור דרך כל חומר, וכמעט אף פעם לא מתנגשים בו או מקיימים איתו כל אינטראקציה שהיא. למעשה, מאות טריליוני נייטרינו עוברים בגופנו בכל שנייה בלי להפגין את קיומם בשום צורה.

IceCube, אחד המצפים שנועדו לגלות נייטרינים, הוא מערך של 86 שרשראות, שלאורך כל אחת מהן תלויים שישים גלאי אור נראה רגישים במיוחד. הכבלים האלה קבורים במעמקי קרח העד של אנטארקטיקה, בעומק של כ-1,500 מטר מתחת לפני הים ובשטח של קילומטר רבוע. לעיתים רחוקות מאוד נייטרינו הפוגע באטומי המים הקפואים מחולל תגובה גרעינית שמשחררת חלקיק טעון מהיר במיוחד. החלקיק הטעון נע בתוך הקרח ופולט אור בתהליך שנקרא קרינת צ'רנקוב. את האור הזה מזהים הגלאים הרגישים הקבורים בקרח.

כמובן, הנייטרינו אינו החלקיק היחיד שפותחו עבורו גלאי חלקיקים. כמעט לכל חלקיק שהמדע משער את קיומו, או שלגילויו יש חשיבות להבנת היקום והטבע, פותחו גלאים בשלב זה או אחר. לדוגמה המצפה על שם פייר אוז'ה (Auger) בארגנטינה משמש לגילוי חלקיקים של קרינה קוסמית – פרוטונים וגרעיני אטומים המגיעים ממגוון מקומות ביקום, כולל השמש שלנו. בחינת ההתנגשויות של החלקיקים הללו עם האטסמוספרה של כדור הארץ מלמדת אותנו רבות על מקורם.

רק אחד מכל מיליארדי חלקיקים מחולל תגובה שאפשר לקלוט. הדמיה של מערך גלאי IceCube בעומק הקרח באנטארקטיקה | מקור: STEVE YUNCK / LOOK AT SCIENCES / SCIENCE PHOTO LIBRARY

גלאי גלי כבידה

מה הם קולטים: השפעות של גלי כבידה על המרחב-זמן

קיימים גם גלאים לסוג שונה לחלוטין של גלים – גלי כבידה. גלים כאלה מתקדמים דרך המרחב-זמן עצמו, כפי שקרינה אלקטרומגנטית מתקדמת דרך שדות חשמליים ומגנטיים. גלים חזקים מספיק נוצרים כששני גופים כבדים במיוחד, למשל חורים שחורים, מסתובבים זה סביב זה. הסיבוב המשותף שלהם מעוות את המרחב-זמן סביבם והעיוות מתפשט סביב כגל.

פליטת הגלים הזאת גורמת לאובדן אנרגיה במערכת הכוללת את שני הגופים, ולכן המרחק ביניהם מתכווץ בהדרגה. כשהמרחק בין הגופים קטן דיו, גלי הכבידה נהיים חזקים במיוחד ואפשר למדוד אותם גם במרחק רב ממקורם, אפילו על פני כדור הארץ. הגלים נהיים מדידים בשניות האחרונות של חיי המערכת, והמדידה נגמרת כששני הגופים מתנגשים זה בזה.

מדידת גלי כבידה נעשית באמצעות התאבכות לייזר, כלומר על בסיס אותו עיקרון של התאבכות גלים שהזכרנו את השימוש שנעשה בו לשיפור הקליטה של טלסקופי רדיו. לשם כך מפצלים קרן לייזר לשתי אלומות ניצבות זו לזו, ובאמצעות מראות מביאים אותן בסוף המסלול לאותה נקודה.

בגלאי גלי הכבידה המפורסם ביותר, LIGO, אורך המסלולים זהה ובסופם יש גלאי אור שבדרך כלל לא מודדים שום אור מאחר ששתי אלומות הלייזר מבטלות זו את זה, בתופעה שמכונה "התאבכות הורסת". אולם כשעובר במקום גל כבידה, הוא משנה את המרחב לאורך מסלול ולכן גם את המרחק שאחת האלומות הניצבות עוברת. כך תמונת ההתאבכות משתנה וגלאי האור של LIGO מופעלים.

על הרגישות העצומה הנדרשת מגלאי גלי כבידה מעידה העובדה שכל אחת מהקרניים המפוצלות עוברת 1,200 קילומטר עד שהיא חוזרת לגלאי. המסע הארוך הזה דרוש כדי להבחין בשינוי באורך המסלול של כמיליארדית הננומטר, כלומר מיליארדית של מיליארדית המטר.

מדידת גלי כבידה באמצעות שינוי מזערי במסלול שעוברת אחת מקרני הלייזר המפוצלות. גלאי LIGO בלואיזיאנה, ארה"ב | צילום: CALTECH / MIT / LIGO LAB / SCIENCE PHOTO LIBRARY

מהגלאים שיש לאלה שיהיו

בעולם המודרני יש דרכים רבות ומגוונות להתבונן ביקום. במהלך 400 השנים שעברו מאז המצאת הטלסקופ עשתה האנושות כברת דרך אדירה ביכולותיה לחקור את היקום, ועוד היד נטויה. בכל אחד מסוגי הטלסקופים שצוינו בכתבה זו יש מה לשפור, וגם תוכניות כיצד לעשות זאת. טלסקופים אופטיים נבנים בטכניקות חדישות שמאפשרות לגלות כוכבי לכת מחוץ למערכת השמש. גם טלסקופי קרינת רנטגן הרגישים לאנרגיות גבוהות יותר מקודמיהם, או שמסוגלים לסרוק שטח שמיים גדול יותר, נמצאים בימים אלה בשלבי תכנון או בנייה. גלאי גלי הכבידה נמצאים בשיפור מתמיד שנועד להגדיל את טווח התצפית שלהם, ואפילו ישראל משתתפת במאמץ להגדיל את יכולות התצפית האנושיות באמצעות הלוויין Ultrasat שמתוכנן במכון ויצמן למדע.

יכולות התצפית שלנו היו נראות לאבות אבותינו דמיוניות, בשעה שצפו בלילות החשוכים בכוכבים וניסו לפענח את צפונות היקום בכוח עיניהם ותבונתם בלבד. בהתחשב בקצב התפתחות הטכנולוגיה האנושית, סביר להניח שגם הטלסקופים והגלאים שישמשו את הדורות הבאים ייראו גם לנו כפלאים בלתי נתפסים.