מציאת המרחק לאובייקט אסטרונומי היא אחת הבעיות הגדולות ביותר באסטרופיסיקה. למעשה, היא עד כדי כך סבוכה, שלפני פחות ממאה שנה אסטרונומים עדיין התווכחו בשאלה האם אנדרומדה היא גלקסיה נפרדת או שמא חלק מהגלקסיה שלנו, מכיוון שהם לא ידעו את המרחק אליה. ברבות השנים התפתח "סולם המרחקים" האסטרונומי, שבזכותו אנחנו יכולים היום למדוד מרחקים עד לקצה היקום. לולא מדידת מרחקים לא היינו יכולים לדעת את הבהירות האמיתית של עצם אסטרונומי (האם הוא בהיר ורחוק או חיוור וקרוב?) וגם לא יכולנו למדוד את הגודל של אובייקטים מרוחקים כמו גלקסיות.
הצעד הראשון בסולם המרחקים הזה הוא למדוד את המרחק בינינו לבין השמש. תחילה חישבו היוונים העתיקים את המרחק מכדור הארץ לירח. היוונים חישבו את המרחק לירח על פי הגודל של הירח, שאותו ידעו על פי הגודל של כדור הארץ. ארטוסטנס היה זה שמדד את הגודל של כדור הארץ על פי אורך הצל של מקל באלכסנדריה לעומת הזווית שסב מגיע אור השמש לבאר במרחק של כמה מאות קילומטר דרומה משם. בעזרת ליקוי ירח וידיעת הגודל של כדור הארץ הסיקו גם את הגודל של הירח. ואז, אם מבחינים שהאצבע מכסה בדיוק את הירח, אפשר להשתמש בזה על מנת לחשב את המרחק לירח.
לאחר שידעו את המרחק מכדור הארץ לירח, בדקו היוונים את הזווית היחסית בין הירח לשמש בזמן שהירח חצי מואר, ולכן יוצר משולש ישר זווית בין כדור הארץ, הירח והשמש). השיטה אמנם הייתה נכונה בבסיסה, אך המדידה שעשו לא הייתה מדויקת מספיק.
לפני כ-400 שנה ניסו אסטרונומים להשתמש במעבר של נוגה על פני השמש כדי למדוד את המרחק בינינו לבין נגה. וכך, יחד עם חוקי קפלר, הם יכלו להסיק את המרחק בינינו לשמש. הרעיון שלהם היה לתזמן את המעבר של נוגה מול השמש מנקודות שונות על פני כדור הארץ. גם הרעיון הזה היה נכון בבסיסו, אך נכשל בביצוע. זה קרה בין היתר בגלל בעיות מזג אוויר ותופעה אופטית שמעוותת את הדמות של נוגה וגורמת לה להיראות כאילו היא מתקרבת לשפת השמש (תופעה שנחקרת עד היום).
בהמשך, אחרי שהומצאה טכנולוגיית המכ"מ, הצליחו אסטרונומים למדוד במדויק את המרחק מכדור הארץ לנוגה, ומכך להסיק את המרחק לשמש. למרבה הצער, מכ"מ לא יעזור לנו למדוד מרחקים גדולים יותר, שכן אין לנו כוח שידור חזק מספיק כדי שאות המכ"מ יגיע לכוכב לכת קצת יותר רחוק ויחזור ממנו אלינו.
מקרוב מאוד לקצת פחות קרוב
עבור הכוכבים הקרובים אלינו משתמשים בשיטה שנקראת "שיטת הפרלקסה". בשיטה זו אנו מודדים את מקומו של כוכב קרוב על רקע הכוכבים הרחוקים, פעם אחת בקיץ (כשכדור הארץ נמצא בצד אחד של השמש) ופעם אחת בחורף (כשכדור הארץ נמצא בצד השני של השמש). ההבדל בנקודת המבט שלנו כשאנחנו נמצאים משני צדי השמש גורם לכך שהכוכב שעליו אנו צופים יזוז מעט על רקע הכוכבים המרוחקים יותר.
מובן מסוים השיטה הזאת דומה להסתכלות על האצבע שלנו בעין אחת, ואז שוב בעין השנייה בלי להזיז את האצבע. ייראה לנו כאילו האצבע זזה על רקע אובייקטים יותר רחוקים. ככל שהאצבע תהיה יותר קרובה לעיניים שלנו, כך התזוזה תיראה לנו גדולה יותר.
דוגמה לפרלקסה, נראה שהעצמים הקרובים למצלמה זזים מהר בעוד העצמים הרחוקים זזים לאט | הסרטון לקוח מוויקיפדיה
אותה תופעה קיימת גם עם כוכבים: ככל שהם קרובים יותר, כך נראה את דמותם זזה מרחק רב יותר על רקע הכוכבים הרחוקים. אם נמדוד את המרחק הזה, ונדע את המרחק בינינו לבין השמש, נוכל להסיק את המרחק בינינו לכוכב הזה. (ראו באיור).
לאורך שנה התנועה של כוכב קרוב נראית כאליפסה קטנה ביחס לכוכבים שברקע | התמונה לקוחה מוויקיפדיה
מקרוב לרחוק
בשיטה זו הצליחו אסטרונומים למדוד את המרחקים לכוכבים רבים בסביבה הקרובה אלינו. עבור כוכבים רחוקים יותר השיטה הזו אינה מועילה, משום שהתזוזה של דמותם כנגד הרקע פשוט קטנה מדי למדידה. את הפתרון מצאו האסטרונומים בדמות סוג מסוים של כוכבים הקרויים קפאידים (Cepheid).
קפאידים הם כוכבים בעלי בהירות משתנה – הם הופכים בהירים או חיוורים יותר באופן מחזורי. אסטרונומים חקרו את משך הזמן שנדרש מהקפאיד להתבהר ושוב להחוויר, ומצאו שיש קפאידים שמשנים את הבהירות שלהם במהירות ואחרים עושים את זה לאט. הנרייטה לוויט – אסטרונומית שעבדה באוניברסיטת הרוורד – שמה לבסוף לב שהקפאידים הבהירים יותר משתנים לאט יותר מהחוורים. היא ידעה את הבהירות האמיתית של הקפאידים מאחר שאת המרחק אליהם כבר גילו בשיטת הפרלקסה.
הנרייטה סואן ליוויט | התמונה לקוחה מוויקיפדיה
כעת,הבינה לוויט, יתאפשר להסיק את הבהירות האמיתית של קפאידים רחוקים יותר, שעבורם אי אפשר להשתמש בשיטת הפרלקסה, באמצעות מדידת הזמן שנדרש מהם להתבהר ולהחוויר. אם נדע את בהירות הקפאידים, נוכל לחשב את המרחק שלהם מאיתנו.
קפאיד V1בקצה גלקסיית אנדרומדה | התמונה לקוחה מאתר NASA
כלומר, אנחנו יכולים לגלות את הקשר בין זמן ההתבהרות של קפאיד לבהירות האמיתית שלו באמצעות קפאידים שאנחנו יודעים את המרחק אליהם, (ולכן את בהירותם) באמצעות פרלקסה, ולהסיק מכך את המרחק אל קפאידים רחוקים יותר שלגביהם אנחנו יודעים רק את זמן ההתבהרות. בצורה זו, השלב הבא של סולם המרחקים נשען על השלב הקודם ומאפשר לאסטרונומים למדוד מרחקים גדולים יותר.
בשיטה זו הצליח האסטרונום אדווין האבל לחשב את המרחק לקפאידים בתוך אנדרומדה, ולהבין שמדובר בגלקסיה שלמה שנמצאת מחוץ לגלקסיה שלנו. בנוסף, הקפאידים אפשרו להאבל לחשב גם את מרחקן של גלקסיות רחוקות יותר ולגלות חוקיות מאוד חשובה.
עוד לפני האבל, וסטו סלייפר מדד וגילה שרוב הגלקסיות מתרחקות מאיתנו (חלקן מהר יותר וחלק לאט יותר, אבל תמיד מתרחקות). בעזרת מדידת המרחק מאותן גלקסיות גילה האבל שככל שגלקסיה רחוקה יותר, כך מהירות ההתרחקות שלה מאיתנו גדולה יותר. התגלית הזאת, הידועה כ"חוק האבל", הוסיפה עוד שלב לסולם המרחקים ואפשרה לנו לתרגם את מהירות ההתרחקות (שאותה קל יחסית קל למדוד בעזרת אפקט דופלר) למרחק (שאותו קשה למדוד בגלקסיות הרחוקות, שבהן כבר איננו רואים את הקפאידים). כמו כן, חוק האבל קידם אותנו לגלות את תמונת התפשטות היקום ותיאוריית המפץ הגדול.
אדווין פאוול האבל | התמונה לקוחה מוויקיפדיה
ועוד יותר רחוק
כיום, אנחנו יודעים שחוק האבל אינו תקף לגלקסיות הכי רחוקות שאנחנו רואים. התגלית הזו התאפשרה אחרי שאסטרונומים מצאו את השלב הבא, ונכון להיום האחרון, בסולם המרחקים – סופרנובות מסוג Ia.
סופרנובות מסוג Ia מתרחשות כאשר ליבה דחוסה של כוכב צפוף, הקרויה ננס לבן, סופחת חומר מכוכב קרוב. כשהננס הלבן עובר סף מסוים של חומר הוא מתפוצץ בצורה אלימה, בפיצוץ בהיר עד כדי כך שניתן לראות אותו למרחקים מאוד ארוכים. אך התכונה הכי חשובה של הפיצוץ היא שעוצמת ההארה שלו דומה מאוד בכל הננסים הלבנים. כך אנו יכולים לדעת את הבהירות האמיתית של כל פיצוץ כזה, ומכך להסיק את המרחק שלו מאיתנו.
כיום משתמשים בסופרנובות הללו כדי למדוד מרחקים עד לקצוות הכי רחוקים של היקום. באמצעות המדידות האלו גילו אסטרונומים שהיקום מאיץ את ההתפשטות שלו, בניגוד לכוח המשיכה. עד כה לא ידוע מהו הגורם להאצה הזו, וניתן לו השם "אנרגיה אפלה".
גילוי האנרגיה האפלה זיכה שלושה אסטרונומים בפרס נובל בפיסיקה בשנת 2011. הגילוי הזה לא היה מתאפשר לולא ידענו לחשב את הבהירות האמיתית של פיצוץ הסופרנובות Ia; את החישוב הזה למדנו לעשות בזכות הסופרנובות הקרובות, שאת מרחקן ידענו על פי חוק האבל; החוק הזה בעצמו התגלה בזכות התגלית של הנרייטה לוויט בדבר בהירות הצפאידים; והיא לא הייתה מגיעה אליה אלמלא חושבו כבר המרחקים לקפאידים הכי קרובים בשיטת הפרלקסה.
כך, סולם המרחקים באסטרופיסיקה נבנה שלב אחר שלב, ונדמה שכל שלב חדש גם העניק לנו תגלית חדשה על היקום. גם כיום אנחנו ממשיכים לחפש תופעות אסטרונומיות שנוכל לנצל כדי לייצר באמצעותם את השלב הבא בסולם ולגלות דרכו משהו חדש על היקום.
הסרטון הבא מסכם בקצרה את הדרך לחישוב המרחק הבין-גלקטי.
