סופר-סופרנובות

באמצע 2005, הושלם שדרוגו של אחד מצמד הטלסקופים הענקיים במצפה על שם ו' מ' קֶק שעל הר מַאוּנָה קִיאה בהוואי. באמצעות מערכת לתיקון העיוותים שנגרמים על ידי מעבר קרני האור באטמוספרה, אפשר כעת לצלם מהקרקע תמונות חדות כמו אלו שצילם טלסקופ החלל האבל. שְריניוַואס קוּלְקַרני מן המכון הטכנולוגי של קליפורניה (קלטק) עודד כמה חוקרים צעירים מן המכון הזה – ואני ביניהם – להגיש בקשה לזמן תצפית. הוא התרה בנו שברגע ששאר קהילת האסטרונומים יבינו כמה נפלאים הטלסקופים האלה, תהיה תחרות גדולה מאוד על כל פלח זמן שיהיה אפשר להשיג.

בעקבות עצתו, אני ועמיתיי לפוסט-דוקטורט באותה עת, דֶרֶק פוֹקס ודאג לאונרד, החלטנו לנסות לבצע מחקר שלפני כן בוצע כמעט אך ורק באמצעות טלסקופ החלל האבל: מצוד אחר כוכבים שהתפוצצו כסופרנובה. במילים אחרות, רצינו לדעת איך נראים כוכבים שעומדים להתפוצץ.

כבר עשרות שנים אסטרופיזיקאים מסוגלים לחזות אילו גופים שמימיים עומדים להפוך לסופרנובה. לדוגמה, אנו יודעים שכוכבים כחולים וזוהרים צפויים להתפוצץ בקרוב. אבל המשמעות של המילה "בקרוב" בקרב האסטרונומים היא תוך מיליון שנה, פחות או יותר. לכן, אף על פי שתצפית בתהליך כולו כשהוא נפרס לעינינו תאפשר לנו להיטיב להבין אותו, איננו יכולים להרשות לעצמנו פשוט לשבת ולהתבונן בסבלנות בכוכב אחד ויחיד.

חשבנו שמצפה קק יוכל לעזור לנו, וקיבלנו ליל תצפית יחיד בנובמבר 2005. כשטסתי להוואי הייתי מודאג למדי, וקיוויתי שמזג האוויר יהיה נאה, מכיוון שהייתה זו ההזדמנות האחת והיחידה לנסות את הגישה החדשה הזאת. למרבה המזל, מזג האוויר שיתף פעולה. ערב התצפית ההוא העלה אותי על מסלול מחקר שבסופו של דבר סייע להפוך על פיהן השקפות ותיקות לגבי היווצרותם של כוכבים גדולים וכיצד מתים הענקים האלה.

הדעה המקובלת באותו זמן הייתה שכוכבים גדולים מאוד אינם מתפוצצים. במקום זאת, הם מאבדים מסה בהדרגתיות כרוח כוכבית. למעשה, מרבית האסטרופיזיקאים התיאורטיקנים טענו שהרוחות העזות האלה אינן מאפשרות מלכתחילה לכוכבים ביקום של ימינו להגיע לגדלים עצומים, כלומר, הם אינם יכולים להיות הרבה יותר כבדים מאשר, נאמר, 100 פעמים מסת השמש שלנו לערך.

ואולם, כתוצאה מן ההרפתקה שלנו בהוואי, התחלנו אט-אט להבין שכוכבים שמסתם היא לפחות 200 מסות-שמש קיימים גם קיימים ביקום בן זמננו, ושהם מסיימים את חייהם בהתפוצצויות האנרגטיות ביותר ביקום. באותה מידה הופתענו לגלות שכמה מן הכוכבים האלה מתפוצצים בדרך שונה מאוד מכל מה שהאסטרונומים ראו מעולם, בתהליך שכולל ייצור של אנטי-חומר במרכזו של הכוכב.

כוכבים עצומים כאלה, וייתכן שאפילו גדולים יותר, עשויים היו להיות הגופים השמימיים הראשונים שנוצרו מתוך הגז הבראשיתי שמילא את היקום בתחילת ההיסטוריה שלו. אופן ההתפוצצות שלהם מספר לנו אפוא כיצד היסודות שיצרו הכוכבים ההם יכלו להתפשט במרחבי הקוסמוס ובסופו של דבר לטמון את הזרעים של השמשות, כוכבי הלכת ובני האדם של ימינו.

התחלה בלתי סבירה

באותו ליל תצפית יחיד, קיווינו פוקס, לאונרד ואני לצפות בסופרנובה פעילה ואז למצוא תמונה של הכוכב, לפני שהתפוצץ, בארכיון התמונות שצולמו על ידי האבל. היינו צריכים אפוא לחפש באותו ערב סופרנובה באחת מן הגלקסיות הרבות שצילם טלסקופ החלל האבל בעבר. החלק הקשה בניתוח התמונות של האבל יהיה לקבוע איזה כוכב, מבין מיליארדי הכוכבים שמאכלסים כל גלקסיה, היה הכוכב שהתפוצץ. כדי לעשות זאת היה עלינו למדוד את המיקום של הסופרנובה בדיוק גבוה מאוד. לפני הגעתן של מערכות אופטיקה מסתגלת (AO) כמו זו שבמצפה קק, מבצע כזה היה אפשרי אך ורק באמצעות האבל עצמו. ואפילו אז, המשימה הייתה קשה כל כך, עד שאסטרונומים הצליחו לזהות בוודאות רק שלושה כוכבים כאלה.

מבין הסופרנובות שהיו פעילות באותו זמן, בחרנו אחת ששמה SN 2005gl. קבוצות אחרות היו יכולות לחשוב שזו בחירה אומללה, ומסיבה טובה: חוקרים שרוצים לחקור כוכבים שהתפוצצו כסופרנובות נוהגים לחקור אירועים ברדיוס של כ-60 מיליון שנות אור מכדור הארץ, ואילו הסופרנובה הזאת הייתה במרחק גדול יותר מפי שלושה מכך: בערך 200 מיליון שנות אור מאתנו. כדי שנוכל למצוא את כוכב המקור של SN 2005gl בתמונות של האבל, היה על הכוכב הזה להיות אחד הכוכבים הזוהרים ביותר שנצפו מעולם. הסבירות להצלחה הייתה נמוכה, אבל אנחנו הרגשנו שלפעמים רק הימורים מסוכנים יכולים להניב פירות גדולים.

וההימור שלנו השתלם. לאחר שמדדנו את מיקומה של SN 2005gl בעזרת הנתונים של קק, הסתכלנו בתמונה של האבל וראינו שם משהו שנראה כמו כוכב, אבל לא היינו בטוחים בכך. אם מדובר בכוכב יחיד, אז הבהירות שלו (גדולה בערך פי מיליון מן הבהירות של השמש) הראתה שהוא עצום: פי 100 ממסת השמש. אבל לנוכח העמדה השלטת, שכוכב כבד כל כך לא יתפוצץ כלל, מרבית האסטרונומים היו משערים שיותר מתקבל על הדעת שנקודת האור בתמונה של האבל מגיעה מצביר של כוכבים קטנים יותר ופחות בהירים, שיוצרים יחדיו את הבהירות שראינו. בעזרת הנתונים בידינו לא יכולנו לשלול את האפשרות הזאת, לפי שעה.

עוד פיצוץ מוזר

אף על פי שהתוצאות שלנו לא היו חד-משמעיות, התחלתי להתעניין יותר ויותר במציאת ראיות תצפיתיות המרמזות על גורלם של הכוכבים המסיביים ביותר. אבל המדע כמעט לעולם אינו צועד בקו ישר מרגע שאילת שאלה אל מציאת התשובה. באותה עת עברתי לעסוק זמן מה בהתפוצצויות כוכביות מסוג אחר לגמרי, המכונות התפרצויות קרני גמא, כשאירוע אקראי ב-2006 הוביל לממצא מפתיע אחר, שהעלה את האפשרות שלא זו בלבד שכוכבים ענקיים עשויים להפוך לסופרנובה, אלא אף ייתכן שהם עושים זאת בדרך מדהימה.

הפרק החדש הזה בסיפור התחיל בלילה אחר במצפה קק ב-2006. הפעם היה נראה שהאלים נטו לנו פחות חסד ומזג האוויר היה נורא. ישבתי ליד מחשב הבקרה והמתנתי בעוד הזמן חולף שעה אחר שעה. ממש כשהתחלתי לחשוב שאולי הנסיעה הארוכה לכאן הייתה לשווא, החלו העננים להתפזר. השמים לא התבהרו ממש, אבל היה אפשר לראות כמה כוכבים. החלטתי לצפות בהתפוצצות הסופרנובה הבהירה ביותר שהיה אפשר לראות באותה שעה, אירוע זוהר במידה בלתי רגילה המכונה SN 2006gy. רוברט קווימבי, אז תלמיד מחקר באוניברסיטת טקסס, גילה אותה שמונה ימים לפני כן בעזרת טלסקופ קטן יותר מפי 20 מן הטלסקופים מחזירי האור הענקיים של קק. הצלחתי לצפות באירוע במשך 15 דקות עד שהעננים התעבו מחדש, והפעם באופן סופי. היה נראה שכל מאמצינו בלילה הזה היו לחינם.

אבל לאחר מכן, קבוצה בראשותו של עמיתי מקלטק, ערן אופק [אסטרופיזיקאי ישראלי שלמד באוניברסיטת תל אביב והיום עמיתי במכון ויצמן], ניתחה את הנתונים שאספתי ומצאה ש- SN 2006gyהיא התפוצצות הסופרנובה הזוהרת ביותר שהתגלתה מעולם (נכון לאותה עת). מחקר מקביל בראשותו של נייתן סמית, שעבד אז באוניברסיטת קליפורניה בברקלי, הגיע למסקנה דומה. זה לא היה הגיוני כלל. לא הכרנו שום סוג של סופרנובה שיכול לייצר כל כך הרבה אור. הסופרנובה SN 2006gy הייתה בגלקסיה שלא צולמה לפני כן על ידי האבל, כך שגם לא הייתה לנו שום דרך לחקור בפרוטרוט את הכוכב שממנו היא נוצרה. ועם זאת, העוצמה האדירה של התפוצצות הכוכב העידה שמסתו הייתה ככל הנראה לפחות פי 100 ממסת השמש.

חשבנו על כמה וכמה הסברים אפשריים לרמת הבהירות הזאת, ושניים מתוכם נראו הכי פחות בלתי מתקבלים על הדעת. על פי ההסבר הראשון, עוצמת האור הגדולה הייתה תוצאה של קרינה שנפלטה מגל הלם שנוצר כששרידי הפיצוץ של הסופרנובה הדביקו את הרוח הכוכבית האטית יותר שהכוכב עצמו פלט לפני שהתפוצץ וסחפו משם את הרוח הכוכבית הזאת. האפשרות השנייה שחשבנו עליה הייתה רדיואקטיביות. סופרנובות מסנתזות יסודות חדשים, ובכללם איזוטופים רדיואקטיביים, שמתפרקים לאחר מכן ליסודות אחרים, יציבים יותר. אולי הפיצוץ הענק הזה סנתז כמות עצומה של חומר רדיואקטיבי, וההתפרקות האטית שלו הזריקה אנרגיה לענן המתפשט של שרידי הכוכב וגרמה לענן לזהור באור פלואורסצנטי. אבל מה היה יכול להפיק חומר רדיואקטיבי בכמות שתוכל להסביר עוצמת קרינה שערורייתית כזאת?

השאלה האחרונה לכדה את סקרנותנו. כדי לנסות לענות עליה, התחלנו לסקור את העבודה התיאורטית שנעשתה בעבר. נתקלנו במאמרים תיאורטיים ישנים ומאובקים מסוף שנות ה-60, שחיברו שלושה אסטרופיזיקאים ישראלים צעירים בזמנו: גדעון רכבי [פרופסור לפיזיקה מן האוניברסיטה העברית בירושלים], גיורא שביב [פרופסור לפיזיקה בטכניון] וזלמן ברקת [פרופסור לפיזיקה באוניברסיטה העברית בירושלים, אביו של ניר ברקת, ראש עיריית ירושלים]. הם הציעו דרך חדשה שבה כוכב עשוי להתפוצץ.

כוכבים מאירים מפני שהליבות שלהם צפופות וחמות במידה המאפשרת לאטומי מימן להתמזג (כלומר, לעבור היתוך גרעיני) ולהפוך להליום וליסודות כבדים יותר בתהליך שמשחרר אנרגיה. שני המשתנים האלה, צפיפות וטמפרטורה, הם האחראים העיקריים לתהליכים הפיזיקליים המתרחשים בליבתו של כוכב מסיבי ולתהליך התפתחותו. באופן כללי, לאורך זמן הליבה נעשית צפופה יותר וחמה יותר. לאחר מכן הליבה חוצה סף אחר סף בתהליכי מיזוג שיוצרים יסודות כבדים יותר ויותר. מהליום לפחמן בהתחלה, אחר כך מפחמן לחמצן וכן הלאה. בין חציית סף אחד לזה שאחריו עשויים לחלוף אלפי שנים עד מיליארדי שנים, תלוי במהירות ההשפעה של הבעירה הגרעינית בכוכב על הטמפרטורה והלחץ שבליבתו.

רכבי ועמיתיו חישבו מה יקרה כשכוכב מסיבי מאוד, אולי מאות מונים כבד יותר מן השמש, מגיע לשלב שבו הליבה שלו מורכבת בעיקר מחמצן. אנחנו יודעים מה קורה בכוכבים קטנים יותר: הכוכב מתכווץ, והליבה שלו מתחממת עד שהתנאים מאפשרים מיזוג של גרעיני חמצן ליצירת צורן (סיליקון). אבל בכוכב ענק-על, גרסה התיאוריה, הליבה תתכווץ בשל כוח הכבידה ותתחמם בלי להפוך לצפופה מאוד. ולכן במקום מיזוג חמצן, יתרחש משהו אחר: הפיזיקאים קוראים לכך יצירת זוגות.

בחומר חם דיו, חלקיקים בעלי אנרגיה גבוהה, כמו למשל גרעינים ואלקטרונים, פולטים אור בעוצמה רבה מאוד. אנרגיית הפוטונים (חלקיקי האור) גבוהה כל כך עד שהאור מצוי בתחום קרני הגמא של הספקטרום. על פי הנוסחה המפורסמת של אלברט איינשטיין הקושרת בין מסה לאנרגיה, E = mc2, אם שני פוטונים אנרגטיים מאוד מתנגשים, הם יכולים להפוך באופן ספונטני לזוגות של חלקיקים אחרים; בפרט, הם יכולים להפוך לזוג המורכב מאלקטרון ומהאנטי-חלקיק שלו, הפוזיטרון. מרבית האנרגיה של הפוטונים מומרת בצורה זו לחומר. כתוצאה מכך, אלקטרונים ופוזיטרונים מפעילים לחץ נמוך בהרבה ממה שהפעילו הפוטונים שמהם הם נוצרו: הם סתם משקל עודף. אם הליבה של כוכב מסיבי מאוד מגיעה לתנאים כאלה, הלחץ בתוכה צולל בבת אחת, כמעט כאילו היה לכוכב שסתום שחרור לחץ. לפני כן, הלחץ הוא ששמר על הכוכב מפני קריסה תחת משקלו העצמי; כעת הליבה נעשית בלתי יציבה ומתחילה להתכווץ במהירות.

בשעה שהצפיפות מזנקת אל על, ניצת, סוף סוף, תהליך מיזוג החמצן. מכיוון שהסף למיזוג חמצן נחצה בתוך ליבה קורסת ולא בליבה יציבה, ההצתה הופכת להתפוצצות: המיזוג משחרר אנרגיה גרעינית שמחממת את החומר עוד יותר, ואז תהליך המיזוג מואץ, בתגובה שרשרת בלתי מרוסנת. הכוכב יכול "לשרוף" כל כך הרבה חמצן בפרק זמן קצר כל כך – דקות ספורות – עד שהאנרגיה שהכוכב משחרר גדולה יותר מכל אנרגיית הקשר הכבידתית שלו. לפיכך, בעוד שסופרנובות רגילות מותירות מאחוריהן שרידים חרוכים כמו כוכב נויטרונים או חור שחור, בסוג הפיצוץ הזה הגוף מתפרק לגמרי ומתפזר לכל עבר. כל מה שנותר הוא ענן המתפשט במהירות, שעשוי רובו מיסודות שסונתזו בסערת ההתלקחות.

אירוע כזה מכונה סופרנובה של אי-יציבות זוגות מכיוון שיציבות הכוכב מתערערת עקב יצירת זוגות של אלקטרון-פוזיטרון. התיאורטיקנים חזו שסופרנובה כזאת תייצר כמות עצומה של ניקל 56 ועוד יסודות כבדים יחסית. אף על פי שהקשרים בגרעין של ניקל 56 חזקים, הוא איזוטופ רדיואקטיבי המתפרק בתהליך שבסופו נוצר ברזל 56 שאינו רדיואקטיבי. חשבנו אפוא לעצמנו שאם התרחיש הזה קרה בכוכב המקור של SN 2006gy, ההתפרקות של ניקל 56 עשויה להסביר את הבהירות העזה של הסופרנובה.

אף על פי שהתיאוריה של שלושת האסטרופיזיקאים הייתה נכונה, במשך עשרות שנים הדעה המקובלת גרסה שהתהליך המשוער שלהם לא יתרחש בפועל בטבע. תיאורטיקנים שחוקרים היווצרות והתפתחות של גופים שמימיים חשבו שכוכבים מסיביים כאלה לא יכולים להיווצר מלכתחילה, לפחות לא ביקום בן-ימינו. ואפילו אם הם אכן נוצרו, הם יפלטו רוחות כוכביות כל כך חזקות עד שהם יאבדו מהר מאוד את מרבית המסה שלהם ויישארו ללא יכולת ליצור ליבות מסיביות במידה מספקת כדי להגיע לאי-יציבות זוגות. המצב היה שונה בתקופה של קצת פחות ממיליארד שנה לאחר המפץ הגדול. אז ייתכן שהכוכבים הראשונים היו מסיביים דיים כדי להתפוצץ בסופרנובות אי-יציבות זוגות. אולי.

בינתיים, הסופרנובה מנפצת השיאים, SN 2006gy, נעשתה להיט בקרב האסטרונומים, ודרבנה חוקרים לערוך עוד מחקרים תיאורטיים ותצפיות. למרבה האירוניה, אף על פי ש- SN 2006gy עוררה אותנו ואחרים בקהילת הסופרנובות לשקול מחדש את המודל של אי-יציבות זוגות, לא נראה שהמאורע המסוים הזה נשא בסופו של דבר את החתימה הנכונה של ניקל רדיואקטיבי, כלומר, האור לא התעמעם עם הזמן באופן החזוי. בהתפוצצות אי-יציבות זוגות, רוב האור לא יגיע מן הפיצוץ עצמו אלא מניקל 56 ומאיזוטופים רדיואקטיביים אחרים שהוא מחשל. רדיואקטיביות היא תהליך שנחקר לפני ולפנים, וההתפרקות בתהליך כזה מתנהלת בקצב הדרגתי וניתן לחיזוי. אבל אחרי ש-SN 2006gy זהרה במשך חודשים רבים היא נעלמה כמעט בבת אחת, מהר מכדי שנוכל להניח שהיא הונעה בכוח רדיואקטיבי. סביר אפוא להניח שככלות הכול היא לא הייתה סופרנובה מסוג אי-יציבות זוגות. האפשרות השנייה שחשבנו עליה, שהבהירות החריגה של האירוע נבעה מגל הלם, נעשתה ההסבר המקובל. ועם זאת, מכיוון שזה היה קרוב כל כך, התחלתי לפקוח עין בחיפוש אחר אירועי אי-יציבות זוגות.

הדבר האמיתי?

כמה חודשים אחרי הפרצה בת המזל בין העננים מעל הוואי, יצאתי לחופשה בקולורדו. אבל עד מהרה היא הופרעה בעקבות הודעת דוא"ל מפיטר נוגנט מן המעבדה הלאומית האמריקנית ע"ש לורנס ברקלי. נוגנט ואני בדיוק התחלנו ב"הרצת ניסיון" של מיזם גדול שתכננו לחיפוש סופרנובות. בהודעתו הוא שלח לי פרטים על סופרנובה בעלת ספקטרום מוזר, שמעולם לא ראיתי כמוהו.

מכיוון שהאטומים של כל יסוד בטבע בולעים ופולטים אור באורכי גל ייחודיים להם, הספקטרום של מקור אסטרונומי מספק מידע על ההרכב הכימי של החומר הפולט את האור. הספקטרום שפלט העצם של נוגנט, SN 2007bi, הראה שיחסי הכמויות בין היסודות שהרכיבו אותו היו בלתי רגילים ושהוא היה חם להפליא.

אחרי שחזרתי לקלטק, המשכתי לעקוב אחר התפתחות האירוע הזה. הוא פלט בערך פי 10 יותר אור מסופרנובה טיפוסית. וכמות האור דעכה לאט מאוד: המקור פשוט סירב להתפוגג, גם כשהימים הפכו לשבועות והשבועות לחודשים. נעשיתי משוכנע יותר ויותר שזוהי סוף-סוף דוגמה לסופרנובת אי-יציבות זוגות. אבל הייתי זקוק ליותר נתונים כדי להיות באמת בטוח בפרשנות שלי.

במרוצת השנים 2007 ו-2008 המשכנו אני ועוד כמה עמיתים לצפות ב- SN 2007bi בעזרת טלסקופים במצפה הכוכבים פאלומר שבקליפורניה. כשהאור מן ההתפוצצות הזאת התחיל סוף-סוף להתעמעם, כשנה אחרי שגילינו אותה, ביקשתי מעמיתיי בקלטק, ריצ'רד אליס וקולקרני לצפות בה בעזרת הטלסקופים הגדולים של קק והבטחתי בהודעות הדוא"ל ששלחתי אליהם שמדובר פה "בדבר האמיתי."

בזמן שחלף בינתיים עברתי לישראל עם משפחתי לאחר שקיבלתי את משרתי הנוכחית במכון ויצמן למדע שברחובות. באוגוסט 2008 שלחו לי קולקרני ותלמידת המחקר שלו מַנסי קַסְליוַול את הספקטרום העדכני ביותר של SN 2007bi. כשערכתי ניתוח ראשוני וגס, לא יכולתי להאמין למראה עיני. ניתחתי את הספקטרום שוב ושוב, אבל התשובה תמיד הייתה זהה: ההתפוצצות הזאת סינתזה כמות מטורפת של ניקל 56, פי חמישה עד פי שבעה מכל המסה של השמש שלנו. זה היה פי עשרה יותר ממה שאנחנו או כל אחד אחר ראה מעולם ובדיוק מה שהייתם מצפים מהתפוצצות סופרנובת אי-יציבות זוגות. באותו לילה צעדתי הלוך ושוב בדירתי וחשבתי על הממצא הזה ועל השלכותיו. כשאשתי נעצה בי מבט מוזר ושאלה מה קורה, אמרתי "אני חושב שגילינו תגלית אדירה."

בשלהי 2008 נסעתי לעיר גרכינג שבגרמניה כדי לעבוד עם פאולו מַצַלי במכון מקס פלנק לאסטרופיזיקה. מצלי הוא מומחה עולמי בניתוח כמותי של נתונים ספקטרליים של סופרנובות, ולכן הוא היה יכול לבחון את תוצאות הניתוח הגס שלי. היו לו גם נתונים שימושיים נוספים שהשיג ממכשיר גדול אחר, "הטלסקופ הגדול מאוד" (VLT) שבמצפה האירופי הדרומי בצ'ילה. ישבנו יחדיו במשרדו של מצלי כשהריץ את התוכנה שלו. יש! התוצאות עלו בקנה אחד עם הניתוחים הקודמים שלי: מסות שמש רבות של ניקל 56, והימצאות יסודות בשיעורים יחסיים התואמים לתחזיות המודלים של אי-יציבות זוגות.

הצתה מאוחרת

אף על פי שהייתי די בטוח שזיהינו סופרנובת אי-יציבות זוגות, כששבתי לישראל הנחתי את הנתונים בצד למשך כמה חודשים מכיוון שהייתי עסוק בפרויקט אחר שהיה קשור לסופרנובה שגרמה לי לצאת למסע הזה מלכתחילה: SN 2005gl. כשפוקס, לאונרד ואני מצאנו את כוכב המקור המשוער שלה ב-2005, לא יכולנו לומר בוודאות שאכן מדובר בישות יחידה ולא בצביר כוכבים. כעת, שלוש שנים לאחר מכן, הסופרנובה נעלמה והתחוור לי שאנחנו יכולים לערוך מבחן פשוט: אם המועמד שלנו לא היה הכוכב שהתפוצץ, הוא צריך עדיין להיות שם. לאונרד ואני חזרנו להאבל וצילמנו תמונה נוספת כדי לבדוק.

בסוף 2008 כבר היינו סוף סוף בטוחים: הכוכב נעלם. המקור של SN 2005gl אכן היה זוהר מאוד וככל הנראה גם מסיבי מאוד, תאום זהה של אֶטָא קארינה, אחד הענקים הכחולים המגודלים ביותר בגלקסיה שלנו.

התיאוריה השלטת לגבי כוכבים ענקי-על, שגרסה שהם מאבדים את מרבית המסה שלהם לפני שהם מתפוצצים, הייתה אפוא שגויה, לפחות במקרה הזה. קיימים כוכבים זוהרים ומסיביים מאוד שמתפוצצים לפני שהם מאבדים את כל המסה שלהם. ואם תיאוריית איבוד המסה שגויה, ייתכן שיש גם כוכבים ענקי-על שעשויים להתפוצץ בסופו של דבר בסופרנובת אי-יציבות זוגות.

כעת הייתי מוכן לבדוק מחדש את SN 2007bi ולחפש אחר ראיות חד משמעיות להתפוצצות אי-יציבות זוגות. יחד עם צוות של עמיתים מרחבי העולם בדקנו את הנתונים בכל דרך שיכולנו להעלות על דעתנו. ניתחנו את הספקטרום שלה לפרטי פרטים ובדקנו כיצד כמות האור שנפלטה התפתחה עם הזמן. השווינו את התצפיות למודלים ישנים וחדשים של התפוצצויות כוכביות. לקראת סוף 2009 הצטברו כל הראיות למסקנה יחידה: הדרך ההגיונית ביותר, הכמעט בלתי נמנעת, להסביר את SN 2007bi היא שמדובר בסופרנובת אי-יציבות זוגות. לאחר יותר משנתיים של מחקר, הגיעה סוף-סוף השעה להתחיל לפרסם את התוצאות שלנו.

נכון לעכשיו אספנו עוד שלושה אירועים שנחשבים מועמדים חזקים לסופרנובת אי-יציבות זוגות. באופן כללי הן כנראה נדירות מאוד, רק סופרנובה אחת מתוך 100,000 היא כזאת, ונראה שהן דורשות כוכב בגודל של לפחות 140 מסות שמש ואולי אפילו 200 או יותר. אבל הן מתפקדות כמפעלים אדירים ליצירת יסודות, והן מחוללות את ההתפוצצויות האנרגטיות ביותר הידועות למדע – אולי צריך לקרוא להן "היפרנובות."

ייתכן שההיבט המרהיב ביותר של סוג הסופרנובות החדש הזה הוא שבזכותו אנו זוכים להצצה ליקום המוקדם. הכוכבים הראשונים ביותר שנדלקו, בערך 100 מיליון שנה אחרי המפץ הגדול, היו צריכים להיות במסה הגדולה לפחות פי 100 מן השמש ואולי אפילו פי 1,000. כמה מן הלווייתנים האלה התפוצצו ככל הנראה באמצעות מנגנון של אי-יציבות זוגות. ייתכן אפוא שהדודנים הרחוקים של כמה מן הסופרנובות של ימינו היו ההתפוצצויות הראשונות שזרעו ביקום יסודות כבדים יותר, וכך בעצם עיצבו את הכוכבים וכוכבי הלכת שהגיעו בעקבותיהם ובהם השמש וכדור הארץ שלנו.

לא זו בלבד שהתצפיות שלנו מציעות דרך חדשנית להתפוצצות של כוכבים, הן אף אומרות שביקום המודרני, בניגוד להשקפות קודמות, מפוזרים ככל הנראה כוכבים ענקי-על. הצמיחה לממדים כבירים כאלה הייתה אפשרית עבור הכוכבים הבראשיתיים רק בסביבה המורכבת כמעט אך ורק ממימן ומהליום. "זיהום" בתוצרי מיזוג גרעיני ריסן את צמיחת הכוכבים באמצעות ספיחת חומר: בנוכחות יסודות כבדים יותר, הכוכבים קורסים מהר יותר ולכן גם נדלקים מוקדם יותר, ומעיפים כל גז שנותר בסביבתם לפני שיוכלו להגדיל את המסה שלהם יותר מדי. אבל אין ספק כעת שהיסודות הכבדים מעכבים את הגדילה הכוכבית פחות ממה שסברו האסטרופיזיקאים.

סקר הסופרנובות שנוגנט ואני התחלנו לתכנן ב-2007 חי ובועט היום: הוא מכונה "מפעל" המקורות המשתנים של מצפה פאלומר (Palomar Transient Factory, PTF). כחלק מן הפרויקט הזה, אנו מחפשים דוגמאות נוספות להתפוצצויות אי-יציבות זוגות; למעשה, הפרויקט אפשר לנו למצוא את כמה מהמועמדים העדכניים ביותר שלנו לאירוע כזה, שנראים דומים מאוד ל- SN 2007bi. עם הצטברות הנתונים, אנו מבינים יותר לעומק את ההתפוצצויות האלו וכיצד הן תורמות ליצירת היסודות הכבדים ביקום. מכשירים עתידיים, כגון מצפה הכוכבים של הדור הבא של נאס"א, טלסקופ החלל ע"ש ג'יימס וב, יוכלו ככל הנראה לזהות התפוצצויות אי-יציבות זוגות רחוקות מאוד. ייתכן שיום יבוא והם יחשפו את התפוצצויות הגוויעה של הכוכבים הראשונים שנוצרו מעולם ביקומנו.

לקריאה נוספת

• How to Blow Up a Star. Wolfgang Hillebrandt, Hans-Thomas Janka and Ewald Müller in Scientific American, Vol. 295, No. 4, pages 42-49; October 2006
• A Massive Hypergiant Star as the Progenitor of the Supernova SN 2005gl. A. Gal-Yam and D. C. Leonard in Nature, Vol. 458, pages 865-867; April 16, 2009
• Supernova 2007bi as a Pair-Instability Explosion. A. Gal-Yam et al. in Nature, Vol. 462, pages 624-627; December 3, 2009