בפוסט הקודם סקרנו כיצד הפכה תוכנית וויאג’ר מעבודת מחקר על התיישרות בלתי רגילה ונדירה של כוכבי הלכת החיצוניים בצד אחד של מערכת השמש, למשימה פורצת דרך הכוללת שתי גשושיות שחצו את מערכת השמש, חלפו על פני הענקים הגזיים וחלק מירחיהם ולבסוף יצאו ממנה. בחלק זה ובחלק הבא נכיר את המכשור המדעי והמערכות העיקריות המרכיבות את הגשושיות.
האמצעים הטכנולוגיים על וויאג’ר
גשושיות וויאג’ר, כמו מרבית הגשושיות המודרניות מורכבת ממספר מערכות. חלק מהן מיועד לתכלית מדעית (למשל, מכשירי מדידה) וחלק משרת את המשימה (לדוגמה, מערכת התקשורת). המערכות העיקריות:
מערכת ההנעה המאפשרת לגשושית לתקן את מסלולה (זכרו שאת האצת המהירות היא קיבלה באמצעות המקלעת הכבידתית של כוכבי הלכת ולא של מערכת ההנעה שלה).
מערכת התקשורת המאפשרת לגשושית לקבל פקודות ממרכז הבקרה בכדור הארץ ולשלוח חזרה מידע כמו תמונות, מדידות חיישנים וכמובן את מצב הגשושית – מיקום והכוון יחסית לכדור הארץ, תקלות, מצב המכשור וסטטוס כלל המערכות של הגשושית.
מערכת העיבוד והבקרה המנהלת את כלל המכשור האלקטרוני על הגשושית, מתזמנת את כלל הפעילות של המערכות והחיישנים, מנהלת את מערכת התקשורת ומבצעת בקרה על כל התהליכים האלקטרוניים, החשמליים והלוגיים בגשושית.
מערכת האנרגיה האחראית על ייצור ואספקת האנרגיה לצרכנים השונים על הגשושית.
מערכת החישה המהווה את המערכת החשובה ביותר. המערכת מורכבת למעשה מעשר תתי מערכות, חיישנים ומכשירי מדידה אשר תפקידם לצלם, למדוד ולהדמות (מלשון הדמיה) את סביבת כוכבי הלכת והירחים. מערכת החישה מיועדת לביצוע התכלית המדעית של המשימה, ושאר מערכות הגשושית משרתות כאמור תכלית זו. נתוני מערכת החישה משודרים לכדור הארץ והחוקרים מנתחים את המידע וחושפים גילויים חדשים על כוכבי הלכת (אותם נסקור בחלק החמישי של הסדרה).
כלל המערכות חייבות להיות עמידות לתנאי הסביבה הקטלניים המצויים בחלל הכוללים טמפרטורות קיצון משתנות, קרינה אלקטרומגנטית, הלמים ורעידות במהלך השיגור ועוד. בנוסף לאלו, על המערכות להיות בעלות אורך חיים מספיק על מנת לתפקד במשך כל זמן המשימה הנמשך שנים. זו הסיבה שכדי לפתח מכשור ומערכות המיועדים לפעולה ושהייה בחלל (Space Proof), נדרשים תקציבים רבים ותהליכים ארוכים של ניסויים והוכחה במעבדות על פני כדור הארץ, על מנת לוודא שביצועי המכשור לא נפגעים במהלך הזמן. כיוון שהגשושיות נשלחות לחלל ללא יכולת לתקן אותן במקרה של תקלה, מערכות ומכשירים רבים יכללו יתירות (Redundancy) ומנגנוני גיבוי. אלמנטים אלו מייקרים כמובן את המוצרים, מוסיפים נקודות כשל, מאריכים את תהליך ההוכחה של המוצר וכתוצאה מכך עלות הפיתוח והייצור הכוללת של הגשושיות עולה. גם המעבדות ותשתיות הניסויים למערכות המיועדות לפעולה בחלל יקרות מאוד ועלות תחזוקתן גבוהה, כיוון שהן חייבות לעמוד בסטנדרטים גבוהים מאוד של דיוק, אמינות וניקיון.
הסרטון הבא מתאר כיצד נאס”א שדרגה את תא הואקום “Chamber A” במרכז החלל ג’ונסון (ששימש את ניסויי אפולו בשנות השישים), כך שניתן יהיה לבצע בו בדיקות תנאי סביבה לטלסקופ החלל ווב (James Webb Space Telescope) ששוגר מאוחר יותר בדצמבר 2021. זהו תא הניסויים בְּרִיק (וואקום) הגדול בעולם, וניתן לבצע בו ניסויים בטמפרטורה המתקרבת לאפס המוחלט – 20 מעלות קלווין המקבילות ל- 253- מעלות צלסיוס.
בשורות הבאות נסקור מעט את מערכותיה של וויאג’ר. לשם כך ארגנתי לנו מודל תלת מימד של הגשושית, איתו תוכלו “לשחק” ולהכיר מקרוב כל חלק. ההמלצה היא לעשות זאת באמצעות מחשב שולחני כיוון שהניווט במודל בעזרת עכבר הרבה יותר פשוט ונוח, אך גם דרך מכשיר סלולרי זה יעבוד.
מוטות ההתקנים
ההתקנים השונים של וויאג’ר ממוקמים על שלושה מוטות היוצאים מצידי הגשושית: מוט המכשור המדעי (Science Instruments Boom), עליו מורכבים הספקטרומטרים והמצלמות, מוט המגנטומטר (Magnetometer Boom) ומוט המחולל התרמואלקטרי (RTG Boom).
מוטות ההתקנים של וויאג’ר (קרדיט: נתנאל הרשקוביץ)
בזמן השיגור המוטות היו מקופלים, ולאחר שהגשושית הובאה על ידי משגר הטיטאן III לנקודה המתאימה, המוטות נפרסו. המכשור נתלה על המוטות על מנת לאפשר לסובב אותו למטרה מבלי שגוף הגשושית יפריע (למשל הכוונת המצלמה לצורך צילום כוכב לכת). סיבה נוספת היא להרחיק מכשור רגיש (בפרט המגנטומטר) מגוף הגשושית על מנת שלא יושפע מקרינה הנפלטת ממנה באופן שישבש את קריאת הנתונים שלו.
בפוסט זה נתמקד במערכת החישה בלבד. בפוסט הבא (החלק הרביעי בסדרה) נשלים את סקירת שאר המערכות.
מערכת החישה
מערכות החישה בקצה מוט מערכות הסריקה (המוט הימני ממבט ישיר) של וויאג’ר (קרדיט: PBS)
מערך המצלמות (ISS)
מערך המצלמות (ISS – Imaging Science Subsystem) אחראי לרוב המדיה שהפיקו גשושיות וויאג’ר ופורסמו לציבור על ידי נאס”א. התמונות המרהיבות של צדק, שבתאי, אוראנוס, נפטון, חלק מירחיהם ופני השטח שלהם צולמו על ידי מערכת ה- ISS המותקנת על מוט המכשור המדעי. המערך מורכב משתי מצלמות וידאו – אחת בעלת שדה רחב (WAC – Wide Angle Camera) והשנייה בעלת שדה צר (NAC – Narrow Angle Camera). ההבדל ביניהן הוא בעיקר במערך הפילטרים (שנציין בהמשך) ובעדשה – על מצלמת ה- WAC מותקנת עדשה רחבה מסוג Petzval בעלת אורך מוקד של 200 מ”מ ויחס מוקד F/3.5. נתונים אלו מאפשרים שדה רחב יחסית (לא לשכוח כי מדובר בצילום של פלנטה בחלל ממרחק רב) וכניסת אור רב יחסית למצלמה בכל צילום. שדה הראייה (FOV) הינו סביב 3° במצלמת ה- WAC לעומת כ- °½ במצלמת ה- NAC. אורך המוקד של מצלמת ה- NAC הוא 1500 מ”מ והאופטיקה היא בתצורה של טלסקופ קטאדיופטרי מסוג קאסגריין. האופן בו בונים טלסקופים וההבדלים בין הסוגים השונים הוא נושא לרשימה בפני עצמה. נסתפק ונאמר שבשונה מטלסקופים “קלאסיים” העשויים מעדשות בלבד או ממראות בלבד, טלסקופ קטאדיופטרי בנוי באופן המשלב מראות ועדשות יחד, ומציע אורך מוקד גדול הרבה יותר יחסית לטלסקופ מקביל באותו הגודל, וכן תיקון של אברציות הנוצרות משבירה של רכיבי האור השונים (הצבעים השונים) בעדשות.
המצלמות עשויות בטכנולוגיית Vidicon שהומצאה בשנות החמישים של המאה העשרים והייתה פופולרית עד שנות השמונים. מצלמות Vidicon עשויות משפופרת אשר בקצה אחד מכילה פלטה עשויה תחמוצת אינדיום ובדיל – חומר מתכתי מוליך ושקוף. פלטה זו חוברה למתח חשמלי, ומעליה ממוקמת פלטה נוספת העשויה מחומר רגיש לאור (Photoresistive). לחומר זה תכונה של התנגדות גבוהה באיזורים החשוכים (בהם הוא אינו חשוף לאור) בעוד שבאיזורים החשופים לאור ההתנגדות נמוכה. אור הדמות האופטית ממוקד בעזרת עדשה, מועבר לפלטה הרגישה לאור דרך הפלטה המוליכה ויוצר עליה דפוס, פאטרן (pattern) של מוליכות ברמות שונות המתאים להתפלגות בהירות האור של הדמות האופטית. כתוצאה מכך מטענים חיוביים מהפלטה המוליכה מצטברים ויוצרים על הפוטו-רסיסטור “תמונה” העשויה מטענים. בקצה השני של השפופרת מותקן תותח אלקטרונים המייצר קרן העשויה אלקטרונים שזזה מעלה ומטה באמצעות סלילים הנמצאים במעטפת השפופרת. הקרן סורקת למעשה את הפוטו-רסיסטור ומנטרלת המטענים. שינוי זה במטען מתורגם לאות וידאו.
מבנה עקרוני של מצלמת vidicon (קרדיט: בריטניקה)
למרות שתמונות כוכבי הלכת שנאס”א פרסמה היו בצבע, המצלמות היו מונוכרומטיות, כלומר צילמו בצבע אחד. כיצד אם כן התמונות היו צבעוניות? לשם כך נעשה שימוש במסננים, פילטרים שתפקידם לסנן את תחומי התדר (או אורכי הגל) ולהעביר רק תחום תדר מסויים. למשל פילטר כחול מעביר אור באורכי גל 400-500 ננו-מטר ומסנן את שאר אורכי הגל. פילטר אדום מעביר אורכי גל של 620-750 ננו-מטר. ישנם פילטרים המתוכננים להעביר אורכי גל של יסודות מסויימים כגון מימן או סודיום.
תחום אורכי הגל והתדרים של האור הנראה כחלק מהספקטרום
על מנת לייצר תמונה בצבע, מצלמים את האובייקט דרך מספר פילטרים (למשל אדום, ירוק וכחול – RGB) ומחברים את התמונות יחד באופן ממוחשב לכדי תמונה צבעונית אחת. לצילום המונוכרומטי יתרון על הצילום בצבע בעיקר ברזולוציה. בעוד שמצלמה צבעונית דורשת פשרה של מיצוע רמות הצבע בין הפיקסלים (לא ניכנס כאן לתאוריה), במצלמה המונוכרומטית יש רק צבע אחד ולכן הרזולוציה גבוהה יותר. בנוסף, ניתן לשלב סוגי פילטרים באורכי גל שונים המאפשרים לחקור את היסודות והקרינה באטמוספירה גם מחוץ לאור הנראה, למשל בתחום העל סגול (UV). החסרון הוא כי נדרשים זמני צילום ועיבוד (pre-process) ארוכים יותר וכן הקפדה על צילום בהפרשי זמן קצרים בכל פילטר, על מנת שהשינויים בסיבוב כוכב הלכת יהיו זניחים ולא יגרמו למריחת התמונה.
כל מצלמה של וויאג’ר צויידה בגלגל פילטרים משלה. גלגל הפילטרים של מצלמת ה- WAC הכיל פילטר שקוף (ללא סינון), כחול, סגול, ירוק, כתום, מתאן וסודיום. במצלמת ה- NAC היה מסנן שקוף (שניים), ירוק (שניים), כחול, סגול, כתום ו- UV.
לסיכום, בואו נערוך ניסוי קטן ונדגים יצירת תמונה צבעונית מתמונות מונוכרומטיות בעזרת חומר מקורי גולמי של נאס”א מ- Voyager 2 ו- ChatGPT.
לשם כך הורדתי מהאתר הבא קובץ דחוס המכיל תיקיה עם תמונות של וויאג’ר 2 (הורדתי באופן ספציפי את הקובץ VG_0006.tar.gz). האתר שייך למיזם SETI וניתן למצוא בו מידע רב כמו גם ארכיון עצום עם תמונות של כוכבי הלכת. הפורמט שנאס”א משתמשת בו לדחיסת התמונות הוא IMQ שכמובן לא נתמך באף כלי תוכנה סטנדרטי. לכן צריך להוריד מאתר נאס”א viewer מיוחד בקישור זה. התוכנה מאפשרת לשמור את התמונות בפורמט JPG. כעת נדרש לחפש בין מאות קבצי התמונות שלוש תמונות שצולמו בפילטרים שונים (ירוק, כתום וכחול/סגול), על מנת לקבל תמונה בצבע “טבעי”. לצורך כך חיפשתי בתיקיה שהורדתי את קובץ האינדקס. אחרי מעט עזרה מ- ChatGpt לפענוח הקובץ וייצוא שלו לאקסל באופן נוח, מצאתי שלוש תמונות גולמיות (Raw Data) של צדק שצולמו על ידי וויאג’ר 2 בתאריך 3 במרץ 1979 על ידי מצלמת ה- WAC (מספרי התמונות: C1632701, C1632659, C1632703):
צדק בתמונה שצולמה ע”י וויאג’ר 2 דרך פילטר ירוק (קרדיט: נאס”א)
צדק דרך פילטר כתום (קרדיט: נאס”א)
צדק דרך פילטר סגול (קרדיט: נאס”א)
הנקודות על גבי התמונות קשורות ככל הנראה לתהליך הכיול שלהן. הפס השחור בתמונת הפילטר הסגול במקור.
לאחר מכן ביקשתי מ- ChatGPT לייצר לי תמונת צבע (RGB) המבוססת על שלוש התמונות המונוכרומטיות. ביקשתי ממנו להקצות את תמונת הפילטר הכתום לערוץ האדום, את תמונת הפילטר הירוק לערוץ הירוק ואת תמונת הפילטר הסגול לערוץ הכחול. הנה התוצאה שהפיק ChatGPT:
תמונה צבעונית שנצורה מאיחוד שלוש התמונות המונוכרומטיות
בעיניי זו תוצאה מדהימה! אפילו ללא כל עיבוד התקבלה תמונה צבעונית לא רעה בכלל באמצעות טכנולוגיה עכשווית, שעשתה שימוש במדיה שהופקה על ידי טכנולוגיה ארכאית בת מעל חמישים שנה!
ניתן להבחין שהצבעים לא מאוזנים (טמפרטורת הצבע נמוכה מידי וה- TINT גבוה מידי) ונדרש כיול. בנוסף, תמונת הערוץ הירוק מעט “לא במקום”, דבר היוצר מריחה. כיוון שהתמונות מעוגנות (כלומר נמצאות אחת על השנייה באופן מדוייק), אני מניח שהתופעה מתרחשת בשל ההפרש בזמני הצילום (אפילו בהפרש זמן של דקה שתיים בין תמונה אחת לשנייה, כוכב הלכת מסתובב מספיק מהר באופן שפרטי האטמוספירה יזוזו מעט). יש לציין שכאשר ביקשתי מ- ChatGPT לשפר את התמונה הוא לא הצטיין במשימה, במילים עדינות, גם אחרי ניסיונות רבים למקד אותו. כנראה צריך לתת לו ערכים מדידים של מאפייני התמונה (כמו ערך החשיפה, ערך הטמפרטורה ועוד).
אגב, את אותו התהליך שביצע ChatGPT ביצעתי בפוטושופ. יצרתי תמונה צבעונית חדשה ריקה באותו הגודל, העתקתי את שלושת התמונות המונוכרומטיות לערוצי הצבע (channels בפוטושופ) וקיבלתי את אותה התוצאה.
בשיטה זו ניתן להשתמש גם בצילום תמונות בפילטרים הרגישים לאורכי גל אשר אינם נראים לעין, כמו תחום ה- IR (אינפרה-אדום). בשונה למשל מטלסקופ החלל האבל, לטלסקופ החלל ווב אין מצלמות בתחום האור הנראה כלל. הוא מצלם בתחום ה- IR וכל התמונות הצבעוניות שנאס”א מפרסמת מבוססות על צילום דרך פילטרי IR במצלמות המונוכרומטיות של הטלסקופ, ועיבוד שלהם באופן מלאכותי לערוצי צבע.
הערה לטובת הדיוק: אורך הגל הנמוך ביותר הוא 0.6 מיקרו-מטר – עדיין בתחום האור הנראה האדום, אך רוב תחום הרגישות של המצלמה הוא כאמור IR.
תמונות של ערפילית הטבעת הדרומית בשני אורכי גל. התמונות צולמה על ידי טלסקופ החלל ווב (קרדיט: NASA, ESA, CSA, STScI)
התצלום הינו תמונה השוואתית של ערפילית הטבעת הדרומית (Southern Ring Nebula) או NGC3132 בקבוצת הכוכבים מפרש-Vela (זוהי קבוצת דרומית שאמנם נראית רובה מישראל, אך היא נמוכה בשמיים, מגרדת את האופק הדרומי וקשה לצפייה). אלו שתי תמונות של אותה ערפילית פלנטרית, והן מהראשונות שצילם טלסקופ ווב.
בקצרה, ערפילית פלנטרית (Planetary Nebula) נוצרת כאשר כוכב מסדר גודל של השמש שלנו מכלה את הדלק הגרעיני שלו (מימן), ושיווי המשקל בין הכבידה לבין לחץ הקרינה הנוצר מתהליך ההיתוך הגרעיני בליבתו מופר (לטובת הכבידה). השכבות החיצוניות של הכוכב מתחילות לקרוס לכיוון מרכזו, וליבתו נדחסת ומתחממת מאוד כתוצאה מהכיווץ. בעקבות ההתחממות, מעטפת הכוכב מתנפחת לענק אדום (Red Giant). בליבה ממשיך היתוך של הליום לפחמן ולחמצן, אך כיוון שתגובת היתוך ההליום רגישה לשינויי טמפרטורה, השינויים בה מאיצים או מאטים את היתוך ההליום משמעותית ומשפיע על דחיסותו. תנועות פעימה אלו גורמות לבסוף להשלכת השכבות החיצוניות לחלל וליצירת ערפילית פלנטרית של גז הזוהר בשל הקרינה הנפלטת מהליבה ומייננת אותו (כלומר משחררת את האלקטרונים מהאטומים הניטרליים). ליבת הענק האדום, המכילה פחמן וחמצן, מכונה ננס לבן (White Dwarf).
אחרי שהבנו מה רואים בתמונות נסביר את ההבדל ביניהן. התמונה השמאלית היא צילום במצלמת IR בתדרים הקרובים לאור הנראה, NIRCam. המצלמה מצלמת באורכי גל 0.6-5 מיקרו-מטר (כאמור, תחום ה- IR מתחיל ב- 0.7 מיקרו-מטר). התמונה הימנית צולמה במצלמת ה- MIRI של טלסקופ ווב, הרגישה לאורכי גל של אמצע תחום האינפרא-אדום, 4.9-28.8 מיקרו-מטר. מהתבוננות קצרה בתמונות, אפשר להבחין מיד שמעבר להבדלי הצבע (שהם כאמור מלאכותיים. זכרו – אורכי גל אלו לא נראים בעין), ענני הגז עצמם (הערפּיליוּת, Nebulosity) שונים כיוון שמדובר בהחזרות של יסודות שונים שרגישים לאורכי גל שונים. בתמונה השמאלית, הערפּיליוּת היא כתוצאה מגז מיונן (מימן II, חמצן III או הליום II) שנותר משכבות הכוכב החיצוניות. הגז מיונן כתוצאה מקרינת UV הנפלטת מהננס הלבן. הוא פולט קרינה באורכי גל של מיקרו-מטרים בודדים ונקלט היטב במצלמת ה- NIRCam. בתמונה הימנית הערפּיליוּת נובעת בעיקר מאבק כוכבי המורכב מסיליקטים, פחמן ופחמימנים שנוצרו במהלך “גסיסתו” של הכוכב. אלו פולטים אנרגיה באורכי גל ארוכים יותר הנקלטים במצלמת ה- MIRI. שימו לב שכמעט לא ניתן להבחין בננס הלבן בתמונה השמאלית. הכוכב במרכז התמונה אינו הננס הלבן מחולל הערפילית, אלא כוכב אחר בבהירות גבוהה יותר משמעותית המאפיל על הננס הלבן בתחום תדר ה- Near IR. כדי להפריד ולזהות את הננס הלבן בתמונה השמאלית צריך גרסה ברזולוציה גבוהה יותר כמו בקישור זה (הננס הלבן “בשעה 8”). לעומת זאת, בתמונה הימנית הננס הלבן נראה באופן ברור (בצבע אדום). הוא נראה בתמונה זו בעקבות האבק הכוכבי שכאמור נוצר במהלך דעיכתו והוא כעת ממסך אותו ופולט קרינה באורכי גל בתחום ה- Mid IR, ולכן נקלט במצלמת ה- MIRI. טלסקופ ווב זיהה בתחום זה מעין חתימה של הננס הלבן מבלי לזהות אותו ישירות באמצעות החתימה התרמית שלו כפי שמזהים לרוב כוכבים. זאת מכיוון שהננס הלבן הוא כוכב חם מאוד עם טמפרטורת פני שטח של 100,000 מעלות (קלווין), ולכן פולט קרינה בעיקר בתחום ה- UV, כפי שאפשר לראות בתרשים הבא שיצרתי עם ChatGPT (אפשר להרחיב ידע בנושא גם בפוסט זה).
התפלגות אורכי גל של גוף שחור בטמפרטורה של 100,000K (תמונה: ChatGPT)
הבנו אם כן שעל גשושיות וויאג’ר מצלמות בתחום האור הנראה, אך גם באמצעות סנסורים באורכי גל אחרים ניתן ללמוד לא פחות על החלל, וכפי שנראה מיד, פענוח הספקטרום הייתה יכולת חשובה גם בוויאג’ר, בדומה לקיים בכלים מודרניים כמו טלסקופ ווב.
ספקטרומטר בתחום על סגול (UVS)
פקטרומטר הוא מכשיר למדידת קרינה בתחום תדר מסויים באמצעות שבירה של הקרינה. תחום המחקר העוסק במדידת רמות האנרגיה של קרינה אלקטרומגנטית בהתאם לתדריה נקרא ספקטרוסקופיה, והיא פותחה במאה ה- 19 על ידי הפיסיקאי והאופטיקאי הגרמני יוזף פראונהופר (Fraunhofer), הפיסיקאי והכימאי הבריטי ויליאם הייד וולאסטון (Wallaston), הפיסיקאי הגרמני גוסטב קירכהוף (Kirchhoff) והכימאי הגרמני רוברט בונזן (Bunsen). עקרון פעולת הספקטרומטר הוא שבירת הקרינה האלקטרומגנטית לרכיביה בדומה לשבירה של אור דרך מנסרה. תופעה זהה אפשר לראות בקשת בענן, הנוצרת ממעבר האור בטיפות מים באוויר. הספקטרומטר מכיל בנוסף גלאי בתחום התדר המבוקש וכאשר הקרינה מכילה רכיב תדר בתחום זה, הגלאי יתריע על הימצאותו.
תפקיד ה- UVS לזהות גלים בתדרי העל סגול (UV – Ultra Violet). מדוע נאס”א התעניינה בתחום תדר זה? השמש פולטת אור בתחום תדרים נרחב – אור נראה אך גם אור בתחום העל סגול והתת אדום (קרינה בלתי נראית בעין האנושית). כאשר אור השמש עובר דרך אטמוספירה של כוכב לכת, מולקולות של יסודות הנמצאים בה יבלעו את אור השמש בתדרים מסויימים. אם הספקטרומטר המכוון לאטמוספירה יגלה העדר של תדר מסויים, נוכל לדעת שיסוד מסויים קיים באטמוספירה. במילים אחרות, היסודות הקיימים באטמוספירה משאירים “טביעת אצבע”, חתימה ספקטרלית, באמצעות בליעת אור בתדרים מסויימים שניתן לזהות. ספקטרומטר ה- UVS אפשר לחוקרים של נאס”א לנתח המצאות יסודות כמו חנקן, חמצן או אוזון באטמוספירת כוכבי הלכת (כיוון שיסודות אלו בולעים קרינת UV). בנוסף הספקטרומטר איפשר זיהוי פעילות של זוהר הקטבים (בדומה לתופעה ה- Aurora הקיימת כדור הארץ), כמו גם מחקר של הטבעות – היסודות המרכיבים אותם, גודל גושי הקרח המרכיבים אותם, הצפיפות שלהם ונתונים נוספים שיכולים לרמז על אופן היווצרותן. על אף שהספקטרומטר מגלה (גם) קרינה בלתי נראית, הוא כלי רב עוצמה בכלל באסטרונומיה המודרנית, ולכן נייחד להתפתחות הספקטרוסקופיה רשימה נפרדת בפוסט הבא.
אינטרפרומטר וספקטרומטר תת אדום (IRIS)
מערכת IRIS ממלאת שלוש פונקציות: (א) תרמומטר, מד חום, המסוגל למדוד את התפלגות קרינת החום של הגוף אליו הוא מכוון. (ב) ספקטרומטר המודד המצאות חלקיקים באטמוספירה או על פני השטח בעלי חתימת IR. (ג) רדיומטר המודד את עוצמת קרינת השמש המוחזרת מכוכב הלכת בתחום התת אדום, האור הנראה והעל סגול.
מחזור מדידה של מערכת ה- IRIS נמשך 48 שניות במהלך יעף, והיא יועדה בעיקר לחקר אטמוספירות כוכבי הלכת אך גם לחקר טבעות שבתאי.
היעדים המדעיים של מערכת IRIS: (א) חקר וזיהוי מרכיבים גזיים באטמוספירת ענקי הגז. (ב) בחינת הימצאות הליום באטמוספירת ענקי הגז. הליום הוא יסוד מפתח בהבנה של התפתחות כוכבי הלכת ומערכת השמש כחלק ממודל התפתחות היקום. (ג) לחקור את ההתפתחות התרמית של כוכבי הלכת ומאזן החום שלהם. (ג) חקר ההתנהגות והדינמיות של אטמוספירת כוכבי הלכת. (ד) חקר עננות באטמוספירה. (ה) חקר הירחים של ענקי הגז חסרי האטמוספירה. (ו) חקר מאפייני הטמפרטורה של טבעות שבתאי.
ניתוח התדרים של IRIS שונה במהותו מה- UVS. בעוד שה- UVS מכיל סורג עקיפה (Diffraction Grating) שממלא פונקציה הדומה לפריזמה השוברת את האור לתדרים שונים, מערכת ה- IRIS מפרידה את התדרים באמצעות התקן בשם אינטרפרומטר מייקלסון, שהומצא על ידי הפיזיקאי האמריקאי ממוצא יהודי אלברט אברהם מייקלסון (Michelson). הוא מבוסס על פיצול קרן האור (או הקרינה) באמצעות מראה חצי חדירה והחזרת הקרניים באמצעות מראות הניתנות להזזה. אינטרפרומטר מייקלסון מבצע את פעולת האינטרפרומטריה בעזרת שימוש במפצל קרניים המפצל את מקור האור לשתי זרועות, האות בכל אחת מהזרועות (מקורות אור) הללו מוחזר בחזרה לעבר מפצל הקרניים, שמשלב את המשרעות שלהם ומפנה את האות המשותף לגלאי. האות מכיל מידע מתמטי המאפשר בעזרת שינוי מקום המראה לזהות את אורך הגל (התדר שלו). הסרטון הבא מתאר באופן עקרוני את עקרון פעולת האינטרפרומטר:
אנימציה המתארת את אופן פעולת אינטרפרומטר מייקלסון
אינטרפרומטר מייקלסון התפרסם בזכות השימוש בו על ידי אלברט מייקלסון ואדוארד מורלי (Morley), גם הוא פיסיקאי אמריקאי, בניסוי מייקלסון-מורלי בשנת 1887. בעזרת האינטרפורמטר, השניים הוכיחו שגלים אלקטרומגנטיים נעים בחלל ריק, והצליחו למדוד את מהירות האור בדיוק רב. הניסוי היווה אבן דרך חשובה בפיסיקה המודרנית, כיוון שהוא הפריך באופן סופי את תאוריית האתר על פיה האור נע בתווך המכונה אתר (Ether) – מעין חומר דק ושקוף הממלא את היקום, ותרם להתפתחות והתבססות תורת היחסות הפרטית של אלברט איינשטיין (יש לציין כי ישנה מחלוקת בין ההיסטוריונים עד כמה אכן ניסוי זה השפיע על איינשטיין בפיתוח תורת היחסות ואם בכלל היה מודע אליו בזמן פיתוחה בשנת 1905).
פוטו-פולרימטר (PPS)
פוטו-פולרימטר הוא מכשיר המודד את עוצמת האור (Intensity) ואת הקיטוב שלו (Polarization). גל הוא הפרעה מחזורית המתפשטת במרחב. במקרה של גל המתקדם במיתר למשל, הקיטוב הינו הכיוון בו מתנודד הגל, והוא מאונך להתקדמותו, כפי שאפשר לראות באנימציה הבאה:
קיטוב אנכי של גל המתקדם לאור מיתר (אנימציה: Pinterest)
ניתן לראות כי הגל מתקדם לאורך ציד ה- z וקיטוב הגל הוא החץ השחור, על ציר ה- y המאונך לכיוון ההתקדמות. זוהי דוגמה פשוטה יחסית שמייצגת גל מכני (במיתר) ולא גל אור (אלקטרומגנטי).
בגל אור, קיים שדה חשמלי אשר יש לו לרוב שני רכיבים Ex ו- Ey. אם הם ללא הפרש פאזה כלומר השיאים שלהם חופפים (הרכיב האדום והכחול המאונך לו באנימציה), אומרים שהקיטוב הוא לניארי (במקרה זה, 45°):
קיטוב לניארי מודגם בקו השחור (אנימציה: Pinterest)
לעומת זאת, אם רכיבי השדה החשמלי אינם “חופפים” כלומר, כאשר רכיב אחד נמצא בשיא חיובי, השני בשיא שלילי, אזי הקיטוב הינו מעגלי (Circular):
הדגמה של קיטוב מעגלי (אנימציה: Pinterest)
ישנם מקורות אור שהקיטוב שלהם הוא לניארי כמו לייזרים, וישנם מקורות אור שהקיטוב שלהם מעגלי, כמו אנטנות המשמשות לשידור לווייני.
כיצד כל זה קשור לאסטרונומיה? כאשר אור השמש מתנגש ביסודות וחלקיקים באטמוספירה של כוכב לכת, אותם יסודות גורמים לפיזור וקיטוב שלו. בעזרת ניתוח השינויים שעובר האור, החוקרים יכולים להעריך אילו יסודות יש באטמוספירה, מה הרכב טבעות כוכבי הלכת, הגודל והצורה של החלקיקים מהם הן עשויות, וכן ממה עשויים פני השטח של ירחי הפלנטות.
הפוטו-פולרימטר שמשקלו כ- 2.5 ק”ג הכיל גם טלסקופ קסגריין 6 אינץ’ לטובת איסוף אור וכן שכבה של טונגסטן ואלומיניום להגנה מפני הקרינה העוצמתית של צדק. בנוסף, סביב המערכת הותקנה הצללה על מנת למנוע קרינת שמש ישירה שעשויה להזיק למכשיר, וכן חיישן סולרי שגרם לכיבוי המערכת כאשר המכשיר הצביע במרחק זווייתי קטן מ- 20° מהשמש על מנת להגן על ההתקן.
החיישנים על מוט מערכות הסריקה (קרדיט: PBS)
חיישן קרניים קוסמיות (CRS), חיישן חלקיקים טעונים (LECP) וחיישן פלסמה (PLS)
תפקידן של מערכות ה- CRS, ה- LECP וה- PLS הינו מדידת חלקיקים טעונים. בעוד שמערכת CRS מתמקדת בחלקיקים בעלי אנרגיה גבוהה כמו קרניים קוסמיות, מערכת ה- LECP עוסקת בחלקיקים בעלי אנרגיית ביניים ומערכת ה- PLS מודדת חלקיקים בעליה אנרגיה נמוכה.
קרן קוסמית (Cosmic ray) היא חלקיק בעל אנרגיה קינטית גבוהה שמוצאו מחוץ לכדור הארץ. כשמדברים על חלקיק, לא מתכוונים לגרגרים של אבק או פירורים, אלא לחלקיקי היסוד של החומר – פרוטונים, גרעיני אטומים ואלקטרונים. לקרניים הקוסמיות מנעד רחב של מקורות. חלק מהן מגיעות מהשמש (והן בעלות אנרגיה קינטית קטנה יחסית) ואילו אחרות יכולות להגיע מסופרנובות וחורים שחורים. האנרגיה הקינטית של חלקיקים אלו משתרעת על כ- 14 סדרי גודל כאשר חלקיקים בתחתית הטווח הם בעלי אנרגיה של 1MeV (כלומר 1 מגה אלקטרון וולט או מיליון אלקטרון וולט) ובקצה העליון של הטווח חלקיקים בעלי אנרגיה של 1020eV. אלקטרון וולט הוא ביטוי ליחידת מידה של אנרגיה השכיחה בחלקיקי יסוד. היא קטנה מאוד לעומת יחידות האנרגיה בה משתמשים לחישובים יומיומיים, ג’אול (Joul) או בקיצור J. אלקטרון וולט אחד שווה בערך ל-1.6×10-19 J . כדי לתת תחושה לסקלת האנרגיה, נאמר שעל מנת להרים תפוח לגובה של מטר אחד, נדרש להשקיע 1 J, השווה ל-6×1018 eV. אם נמשיך עם ההשוואה, חטיף אנרגיה Energy המכיל כ- 100 קלוריות לחטיף, מכיל 418,400 J או 4.184 kJ, לפי חישוב שערך כל קלוריית מזון שווה ל- 4,184 J. אגב, ההגדרה של קלוריית מזון (1 kCal) היא האנרגיה הדרושה להעלות את הטמפרטורה של 1 ק”ג מים במעלת צלסיוס אחת.
נחזור לקרניים הקוסמיות. חיישן ה- CRS מסוגל למדוד אלקטרונים בטווח של 3-110 MeV, או קרניים המורכבות מגרעיני יסודות עד ברזל בטווח של 1-500 MeV לנוקלאון (כינוי לחלקיקים המרכיבים את הגרעין). טווח זה אופייני לקרניים המגיעות מהשמש (למשל במהלך התפרצות סולרית), רוח השמש וקרניים גלקטיות המגיעות למשל מסופרנובות. חקר הקרניים הקוסמיות מאפשר למדענים להבין את תהליכי הבעירה הגרעיניים של כוכבים (נוקלאוסינתזה) וכן למדוד את האנרגיות של חלקיקים טעונים במגנטוספירות של הענקים הגזיים, באופן שיכול ללמד על ההרכב של הפלנטות עצמן ועל האופן שהמגנטוספירה מגינה על כוכבי הלכת. מגנטוספירה היא איזור ההשפעה של השדה המגנטי של כוכב הלכת, והוא יכול להגיע לעשרות אלפי קילומטרים ממרכז הפלנטה.
חיישן ה- LECP מחפש חלקיקים בטווח אנרגיה של ל 15-1000 keV. מקורם של חלקיקים אלו ברוח השמש והמגנטוספירה של כוכבי הלכת. רוח השמש (solar wind) היא זרימה של חלקיקים טעונים הנפלטים מן העטרה של השמש החוצה. החלקיקים נעים במהירות גבוהה של 250 ועד 750 קילומטר לשנייה והם למעשה גז מיונן המורכב מאלקטרונים, פוטונים וחלקיקי אלפא (גרעיני הליום המורכבים משני פרוטונים ושני ניוטרונים). בעטרת השמש ישנם שדות מגנטיים חזקים הנעים בתוך הפלזמה וגורמים לה להתחמם לטמפרטורה של כמיליון מעלות צלזיוס. החימום מעניק לחלק מהחלקיקים מספיק אנרגיה קינטית בשביל להימלט מכוח המשיכה של השמש, והם אלו שיוצרים את רוח השמש. לכוח השמש השפעות על כדור הארץ (וגם על חלק מענקי הגז) – היא גורמת לזוהר הצפוני, השפעה מסלולי לויינים ושיבוש ציוד אלקטרוני.
חיישן ה- PLS מודד חלקיקים בעוצמת אנרגיה של אלקטרון וולטים בודדים ועד כמה אלפים. עיקר המחקר בעזרת חיישן זה הוא סביב המגנטוספרות של ענקי הגז שעשויים מפלזמה, גז מיונן.
מגנטומטרים (MAG)
המגנטומטרים כשמם מודדים עוצמתו וכיוונו של שדה מגנטי. בגשושיות וויאג’ר הותקנו על מוט מיוחד שני מגנטומטרים למדידת שדה חלש ושני מגנטומטרים למדידת שדה חזק. מערכת המגנטומטרים מאפשרת לוויאג’ר למדד שדה מגנטי בטווח עוצמות מדהים של 0.2-2,000,000 ננו-טסלה. זהו טווח שנע בין יכולת לזהות שדה מגנטי מגוף מרוחק מאות מיליוני ק”מ בחלל לבין מדידת שדה מגנטי של פלנטה. מעבר למיפוי המגנטוספירה של הפלנטות, המגנטומטרים סייעו במציאת ההטיה של ציר השדה המגנטי יחסית לציר הסיבוב הפיזי של הפלנטות, חקר אינטראקציית חלקיקי רוח השמש עם המגנטוספירה של כוכבי הלכת והשפעת ירחי צדק ושבתאי על המגנטוספירה שלהם.
מערכת רדיו אסטרונומיה פלנטרית (PRA)
תפקידה של מערכת רדיו האסטרונומיה הפלנטרית הוא לזהות פליטה של אותות רדיו מכוכבי הלכת. אותות אלו נובעים מפעילות מגנטית, סערות ברקים ופעילות שמש כמו התלקחויות שמש (Solar flares). התלקחויות השמש פולטות אלקטרונים אנרגטיים מאוד המחוללים גלים אלקטרוסטטיים שיוצרים באינטראקציה אחד עם השני גלים אלקטרומגנטיים. זיהוי וניתוח אותות הרדיו מסייעים לחוקרים לקבוע את מהירות הסיבוב של ליבות כוכבי הלכת, לזהות ולחקור את השדות המגנטיים שלהם ולחפש אחר אנומליות.
למערכת ה- PRA שתי אנטנות באורך כ-10 מטרים היוצאות מהגשושית, ומותקנות בצורה אורתוגונלית (אנכית). מדוע דווקא שתי אנטנות? מספר סיבות. החשובה ביותר היא מדידת הקוטביות של האותות (הסברנו מקודם את החשיבות של קוטביות). בנוסף, השוואה של אות הנקלט בשתי אנטנות מאפשרות לזהות את הכיוון שלו ולא רק את העוצמה. סיבה נוספת הינה יתירות במקרה שאנטנה אחת נחסמת או יש בה תקלה. והסיבה האחרונה קשורה לניתוח האותות – כאשר מתקבל אות בשתי אנטנות שונות, אפשר להשוות ביניהם ולסנן רעשים ביתר קלות.
חשוב להבחין בין מערכת הרדיו האסטרונומית שתפקידה כאמור לנתח אותות מהפלנטות למערכת התקשורת הראשית (עליה נרחיב בפוסט הבא בסדרת וויאג’ר) ותפקידה לקיים תקשורת עם תחנת השליטה והבקרה בכדור הארץ. אלו מערכות שונות, עם מטרות שונות, הפועלות בתדרים שונים. מקלטי ה- PRA פועלים בשני תחומי תדר המותאמים לתדרי אותות הרדיו האופייניים מכוכבי הלכת: תחום נמוך של 20-1300 קילו-הרץ, ותחום גבוה של 2.3-40.5 מגה-הרץ.
סיכום
סקרנו את החיישנים של וויאג’ר, ואם אפשר להצביע על תכונה משותפת לכולם, היא היכולת לחקור תופעות שונות בתחומי תדר (או אורכי גל) שונים. באמצעות ניתוח תופעות שונות בספקטרום, המדענים הצליחו לחקור מאפיינים של האטמוספירה, פעילות של השדה המגנטי, אופן היווצרות והתפתחות כוכבי הלכת, חקירה של רוח השמש וקרניים קוסמיות, ועוד תופעות פלנטריות רבות. כלים אלו שימושיים מאוד גם בתחומי אסטרונומיה אחרים מעבר למדעים הפלנטריים כמו חקר התפתחות כוכבים, ערפיליות גלקסיות, חורים שחורים, סופר נובות ועוד. הנה למשל סרטון קצרצר המתאר איך המדענים מזהים ומודדים מרחקים בחלל בעזרת הספקטרום:
מרחקים בחלל (קרדיט: webbtelescope.org)
בחלק הבא בסדרה על וויאג’ר נסקור את שאר המערכות של הגשושיות בטרם נציג את הישגיהן המדעיים, אולם בפוסט הבא נעשה אתנחתא מוויאג’ר ונקפוץ אחורה בזמן למאה התשע עשרה לגלות איך התפתחה הספקטרוסקופיה.
התמונה הראשית בפוסט: איור אומן של וויאג’ר פונה אל החלל הבינכוכבי (קרדיט: NASA/JPL)