חור שחור

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

חור שחור (באנגלית: Black Hole): באופן קלאסי, חור שחור מוגדר כגוף בעל כח כבידה כה גדול, שמהירות הבריחה ממנו עולה על מהירות האור. לכן למעשה שום דבר, כולל אור, לא יכול להימלט ממנו ומכאן שמו: חור שחור.

מהירות הבריחה מוגדרת כמהירות שיש להקנות לעצם על מנת שהוא יצליח להגיע למרחק אין סופי מהעצם שממנו הוא בורח וללא תוספת אנרגיה נוספת.

היסטוריה

הקיום של חורים שחורים נהגה לראשונה ע"י הפיזיקאי הבריטי ג'ון מייקל כבר ב-1790. מייקל הסיק מתוך חוק הכבידה של ניוטון שעשויים להתקיים עצמים בעלי כח משיכה חזק מספיק שאפילו אור לא יוכל להימלט מהם, אך הרעיון לא זכה לתשומת לב מרובה, בעיקר משום שבאותו זמן הדעה שאור מושפע מכבידה לא רווחה בקרב הפיזיקאים.

בשנת 1915 אינשטיין פירסם תורת כבידה חדשה בשם תורת היחסות הכללית. אחד הפיתרונות הראשונים של משוואות תורת היחסות הכללית של אינשטיין נעשה בשנת 1916 הפיזיקאי הגרמני קארל שוורצשילד בעת ששהה בחפירות החזית הגרמנית במלחמת העולם הראשונה. שווארצשילד החיה את הרעיון של חורים שחורים כאשר פתר את משוואות השדה של אינשטיין, שהתפרסמו שנה קודם לכן, והראה שעצמים אלה יכולים להתקיים במסגרת תורת היחסות הכללית.

הקיום של חורים שחורים כמקורות אנרגיה אפשריים החל לתפוס תאוצה בשנות ה-60 עם גילויים של הקוואזרים הראשונים. לינדן-בל הציע ב-1969 שמקור האנרגיה של עצמים בהירים אלה הוא חור שחור סופר-מאסיבי שסופח חומר לתוכו (ראו גם: החור השחור במרכז גלקסית שביל החלב).

כיום סוברים שחורים שחורים הם מקורות אנרגיה רבי עוצמה שמניעים גלקסיות פעילות מיקרו-קווזרים ומתפרצי קרני גמא.

מהו חור שחור

הבנה אמיתית של חורים שחורים מסופקת במסגרת תורת היחסות הכללית. תיאור מתמטי של חורים שחורים במסגרת היחסות הכללית הינו מורכב אך ניתן להבין את הרעיון באופן פשטני ע"י התיאור הבא: לפי תורה זו מרחב מתעוות בנוכחות של מסה. עיוות זה משפיע על מסלולי התנועה של גופים, והם "נמשכים" אל המסה המעוותת. באותו אופן גם האור ישנה את מסלולו לעבר המסה המעוותת. "כח המשיכה" שאנו מרגישים הוא התוצאה של העיוותים במרחב (ראו גם: עידוש כבידתי).

במצב של חור שחור המרחב כה מעוות עד כי כל מה שנופל לחור שחור לא יכול לצאת ממנו.

כח המשיכה שפועל בין במולקולות החומר מושך אותן אחת לשנייה ומוביל לנטייה של החומר לקרוס לתוך עצמו. מנגד קיימים גורמים שונים שמתנגדים לקריסה כגון האנרגיה הקינטית של החלקיקים בחומר, כוחות דחייה חשמליים וכוחות שנובעים מתוך מכניקת הקוונטים. בדרך כלל כוחות המשיכה ההדדיים יתאזנו עם כוחות הדחייה והגוף יהיה במצב יציב, לדוגמה השמש יציבה כי כוחות המשיכה בה מאוזנים ע"י לחץ שנובע מהיתוך המימן שמתרחש בה. ככל שצפיפות החומר גדלה, גדלים גם כוחות המשיכה בין החלקיקים. לבסוף מעל צפיפות מסוימת כוחות הדחייה לא יוכלו עוד למנוע את הקריסה, והחומר קורס לנקודה אחת בעלת צפיפות אינסופית שנקראת יחודיות או סינוגולריות (באנגלית: Singularity). מכיוון שליחודיות צפיפות אינסופית, ביחודיות עצמה המרחב מעוקם בצורה אינסופית. סביב היחודיות קיים משטח ספרי דמיוני שנקרא אופק אירועים (באנגלית: Event Horizon) שמרחקו מהיחודיות נקרא רדיוס שוורצשילד (באנגלית: Schwarzschild Radius). משטח זה מגדיר את "פני השטח" של החור השחור. חלקיקים או פוטונים שנמצאים בחלקו הפנימי לעולם (ראו הסתיגות בהמשך) לא יוכלו להגיע "לפני השטח" וסופם ליפול לתוך היחודיות, כמו כן גופים שחודרים אל מעבר לאופק האירועים לעולם לא יצאו החוצה.

כאשר מתקרבים לאופק האירועים של חור שחור, המרחב מתעקם יותר ויותר, והזמן מתקדם בקצב איטי יותר. תהליך זה קרוי התארכות זמן כבידתית (באנגלית: Gravitational Time Dilation) והא גם גורם להסחה לאדום כבידתית (באנגלית: Gravitational Redshift) של אור שיוצא מקרבת אופק הארועים.

מכיוון ששום דבר לא יכול לצאת מחוץ לאופק האירועים, לא ניתן להוציא מידע על מה שקיים מעבר לאופק האירועים. גישה זו נקרת הגישה הקלאסית לתיאור חורים שחורים ולפיה חורים שחורים מאופיינים ע"י 3 תכונות בלבד: מסה מטען ותנע זוויתי. כל שאר התכונות של החומר שנשאב פנימה הולכות לאיבוד. כיום גישה זו מפנה בהדרגה את מקומה לגישה הטוענת ששילוב בין מכניקת הקוונטים ויחסות כללית ישנה את אופן ההתייחסות שלנו לחורים שחורים (ראו להלן).


יש לציין כי כל גוף, אם נדחוס אותו מספיק יהיה חור שחור. לדוגמא, אם נדחוס את השמש לכדור ברדיוס של כ-3 ק"מ אזי מהירות הבריחה מהגוף תיהיה מהירות האוא ועל כן השמש תיהי חור שחור. נקודה חשובה נוספת היא כי אם אכן נדחוס את השמש לחור שחור, כדור הארץ ימשיך להרגיש כוחות כבידה דומים מאד לזה שהוא מרגיש כאשר השמש היא ברדיוסה הנוכחי, ועל כן הוא ימשיך להקיף את השמש.

קרינת הוקינג

קרינת הוקינג (באנגלית: Hawking Radiation) או קרינת בקנשטיין-הוקינג (באנגלית: Bekenstein-Hawking Radiation) היא קרינה, שע"פ מכניקת הקוונטים, יכולה להיפלט מהחור השחור ולשאת איתה חלק מהאנרגיה (ועל כן המסה) של החור השחור.

ב-1971 סטפן הוקינג הראה שכאשר חורים שחורים מתמזגים סך כל השטח של אופק האירועים שלהם לעולם לא קטן. תכונה זו של חורים שחורים דומה באופן מפתיע לתכונת האנטרופיה של גוף שחור אשר גם היא לעולם לא קטנה. דבר זה הביא את יעקב בקנשטיין (היום באוניברסיטה העברית בירושלים), שבאותו זמן עבד עם הוקינג על חורים שחורים, לטענה שלאופק האירועים ולאנטרופיה קיימות תכונות משותפות, ולכן לחורים שחורים צריכה להיות טמפרטורה אפקטיבית והם אמורים לקרון כשם שגופים חמים קורנים. בתחילה הוקינג טען כי הרעיון איננו קביל אך ב-1975 הוקינג הראה שאפקטים קוונטים שמתרחשים על שפת אופק האירועים גורמים לפליטה אקראית של חלקיקים שנוצרים על השפה. קרינה זו אכן נראית בדיוק כמו קרינה תרמית של גופים חמים.

למרות שקרינת הוקינג נוצרת על שפת אופק האירועים ולא נפלטת מהחור השחור עצמו היא נושאת עימה אנרגיה שנובעת מהחור השחור ועם הזמן גורמת לאיבוד מסה של החור השחור (על פי שקילות המסה והאנרגיה E=MC2). חורים שחורים בעצם "מתאדים" לאיטם כאשר זמן ההתאדות מתכונתי למסת החור השחור בחזקה שלישית. אולם קרינה זו היא כה חלשה שאין לה כלל השפעה על חורים שחורים בעלי מסה של מעבר ל- 1012 ק"ג.

במשך זמן רב הוקינג טען שקרינת הוקינג אמנם נושאת אנרגיה שמקורה בחור השחור, אולם היא לא נושאת בחובה מידע על מה קיים בתוך החור השחור. החומר שנבלע מוחזר לבסוף לחלל אך המידע שהיה איתו נבלע לנצח ולעולם לא ישוחרר. טענה זו הייתה מוקד לויכוח בעולם המדעי במשך שנים רבות.

לאחרונה, הוקינג שינה את דעתו והודה שקיימת דרך בה מידע יכול לדלוף מחורים שחורים, ולכן בסופו של דבר כל מה שנבלע ע"י החור השחור ישוחרר חזרה ליקום בלי ללכת לאיבוד. חורים שחורים, כך נראה, באמת לא כל כך שחורים.

סוגי חורים שחורים

כאמור לחורים שחורים יכולות להיות שלוש תכונות קלאסיות: מסה, מטען ותנע זוויתי (שימו לב התכונה הקוונטית שלהם, הטמפרטורה נגזרת ממסת החור השחור).

חור שחור מסוג שוורצשילד

חור שחור מסוג שוורצשילד (באנגלית: Schwarzschild Black Hole) הוא חור שחור שלא אין מטען ואין תנע זוויתי. כאמור המשוואות המתארות חור שחור כזה נפתרו ע"י קארל שוורצשילד בשנת 1916.

חור שחור מסתובב

חור שחור מסתובב (באנגלית: Rotating Black Hole) או חור שחור מסוג קר (באנגלית: Kerr Black Hole) הוא חור שחור בעל תנע זוויתי.

כאמור, לחור שחור יכול להיות תנע זוויתי. חור שחור כזה, נקרא חור שחור מסתובב או חור שחור מסוג קר על שמו של המדען רוי קר (Roy Kerr) שפתר לראשונה את המשוואות שמתארות חור שחור כזה בשנת 1963. המבנה של חור שחור מסתובב שונה מעט מזה של חור שחור מסוג שוורצשילד (חור שחור ללא תנע או מטען). בנוסף לאופק האירועים מסביב לייחודיות, קיים בחור שחור מסתובב אזור דמוי אליפסואיד שנקרא ארגוספירה (באנגלית: Ergosphere). ע"פ תורת היחסות הכללית, מסביב לכל גוף מסתובב ובפרט חור שחור קיים אפקט יחסותי בשם גרירת מרחב (באנגלית: Frame Draggeing). התופעה הנ"ל גורמת לכך שהמרחב בקרבת גוף מסתובב (לדוגמא כדור הארץ), נגרר ומסתובב יחד איתו (לווין מיוחד בשם Gravity Probe B, שוגר בשנת 2004 על מנת למדוד את התופעה הנ"ל מסביב לכדור הארץ). הארגוספרה הינו אזור מסביב לחור שחור מסתובב שבו אפקט גרירת המרחב כה גדול עד כי שום עצם כולל אור לא יכול לעמוד במקום והוא חייב להסתובב עם כוון הסיבוב של החור השחור.

השם ארגוספירה בא מהמילה היוונית ergon שמשמעותה עבודה ומתוך הארגוספירה ניתן תאורטית ל"שאוב" אנרגיה מהחור השחור באמצעות תהליך הקרוי תהליך פנרוז (באנגלית: Penrose process). תהליך פנרוז נובע מכך שחלקיק הנכנס לארגוספירה יכול לקבל ממנה אנרגית סיבוב ולצאת החוצה עם אנרגיה סיבובית גדולה מזו שאיתה נכנס.

חור שחור טעון מסתובב

חור שחור בעל מטען חשמלי ותנע זוויתי, נקרא גם חור שחור מסוג קר-ניומן (באנגלית: Kerr-Newman Black Hole).

יצירת חורים שחורים

חורים שחורים מחולקים לכמה קבוצות הנבדלות בכמות המסה ובדרך היצירה של החורים השחורים המוכלים בהן.

חורים שחורים כוכביים נוצרים כתוצאה מקריסה של כוכבים מאסיבים. כאשר כוכב מגיע לסוף חייו, לא נותר בו מספיק דלק לבעירה שמיצרת לחץ המתנגד למשיכה העצמית, והכוכב קורס. הקריסה תיעצר כאשר יתחיל לפעול מנגנון לחץ אחר שיאזן את המשיכה, ואז הכוכב עשוי להפוך לננס לבן או לכוכב ניוטרונים. אבל אם בזמן הקריסה מסת הכוכב עולה על כ-2 מסות שמש הקריסה לא תיעצר והכוכב יסיים את חייו כחור שחור. גבול זה נקרא גבול אופנהיימר-וולקוב (באנגלית: Oppenheimer-Volkoff limit) וערכו המדויק איננו ידוע.

קבוצה נוספת של חורים שחורים מכילה חורים שחורים ששוכנים במרכזי גלקסיות. עצמים אלה הם בעלי מסות של כמה מליון עד כמה מלירד מסות שמש, והם נקראים חורים שחורים על-מאסיבים (ראו גם: החור השחור במרכז גלקסית שביל החלב). דרך היצירה שלהם לא ידועה, אולם הסבירות שהם נוצרו מחומר כוכבי הינה נמוכה. ההנחות המקובלות טוענות שהם נוצרו מתוך החומר הבין גלקטי עצמו וכתוצאה מהתמזגויות של גלקסיות.

סוג שלישי של חורים שחורים, שכיום אין עדויות לקיומם, נקרא חורים שחורים בראשיתיים (באנגלית: Primordial Black Hole) או חורים שחורים זעירים עצמים אילו עשויים היו להיווצר במהלך המפץ הגדול עצמו. חורים שחורים אלה פולטים קרינת הוקינג עזה שאמורה לאדות אותם לאחר כמה מליארדי שנים. לדוגמא חור שחור קדומני בעל מסה של כ- 1012 ק"ג (בערך המסה של הר האוורסט), צפוי להתאדות בזמן שהוא מסדר גודל של גיל היקום (14 מליארד שנה) ולסיים את חייו בפצוץ. פיצוץ זה עשוי להתגלות בקרינת רדיו כאשר החלקיקים הנפלטים ברגע האחרון של האידוי "מסרקים" את השדה המגנטי באזור החור השחור וגורמים לפליטת קרינה בתחום הרדיו. אם אכן יתגלו חורים שחורים קדומניים, יהיה ניתן להשתמש בהם לאשר את קיומה של קרינת הוקינג.

גילוי של חורים שחורים

תנועת כוכבים מסביב לחור השחור במרכז גלקסיית שביל החלב.

הואיל וחור שחור אינו פולט קרינה באופן ישיר, המידע על קיומו מגיע ממקורות עקיפים כגון מדידת מהירות הסיבוב של עצמים סביב החור השחור, או ניתוח ספקטרום הקרינה שהחומר סביב החור השחור פולט.

במרכז גלקסיית שביל החלב עוקבים אסטרונומים, החל משנות ה-90 של המאה ה-20, אחר מספר כוכבים שנעים במהירויות גדולות באזור מרכז הגלקסיה. מעקב מדוקדק אחר תנועת מיקום הכוכבים כתלות בזמן ומדידת המהירות הרדיאלית שלהם מאפשרת ע"י שימוש בחוקי ניוטון (ראו גם חוקי קפלר) למדוד את מיקום הנקודה על פני כיפת השמיים שסביבה מסתובבים הכוכבים, למדוד את המסה שצריכה להיות מרוכזת בנקודה הנ"ל על מנת להסביר את תנועתם וגם למדוד את המרחק למרכז הגלקסיה שלנו. סרטון האנימציה המובא משמאל מראה את מסלוליהם של מספר כוכבים שמיקומם ומהירותם נמדדו בדיוק רב בעשור האחרון. האנימציה מראה את המיקום כתלות בזמן כפי שנמדדה (וגם כפי שתראה בעתיד הקרוב) על סמך המדידות הנ"ל. המדידות והאנימציה הינן פרי עמלה של קבוצת אסטרונומיים באוניברסיטת לוס אנג'לס (שבראשה עומדת האסטרונומית אנדראה גז Andrea Ghez) שעושים שימוש בטלסקופים ע"ש קק (Keck) בהוואי. על סמך מדידות אלו ומדידות נוספות שנעוש באמצעות הטלסקופ הגדולים מאד (Very Large Telescope), עולה כי קיים גוף יחיד שמסתו כ 3.6 מיליון מסות שמש הממוקם במרכז הגלקסיה. במיקומו של גוף זה מבחינים במקור בקרינת רדיו הקרוי Sgr A ומדי פעם מבחינים בהבזקי אור שככל הנראה נובעים מספיחת חומר על הגוף הנ"ל. התכונות של הגוף המאסיבי הנ"ל והאזור המצומצם שבו הוא נמצא מובילים למסקנה כי המדובר בחור שחור ענק השוכן במרכז הגלקסיה.

העדויות התצפיות מצביעות על כך שבמרכזיהן של חלק נכבד (ואולי כולם) של הגלקסיות ביקום שוכן חור שחור מאסיבי. כאשר לחור השחור הנ"ל מאגר גז זמין בסיבבתו הקרובה אנו עשויים לראות את הגלקסיה כקוואזר בהיר.

בנוסף ידועות מספר מערכות שבהם שוכנים, ככל הנראה, חורים שחורים שמסתם מספר מסות שמש. אחת הדוגמאות לחור שחור כזה הוא המערכת Cyg X-1. מערכות כאלו מתגלות כאשר לחור השחור יש בן זוג שממנו הוא סופח חומר וספיחת החומר הנ"ל גורמת לששל תופעות שלהן חתימה יחודית. בנוסף, קיום של חורים שחורים במערכות של כוכבים כפולים מאשפרות לנו לאמוד את מסתם באמצעות שיטות דינמיות.


בנוסף, חומר שנספח לחור השחור משיל מעליו את אנרגית הסיבוב של על ידי יצירה של דיסקת ספיחה סביב החור השחור. כוחות חיכוך עזים בדיסקה מחממים אותה לטמפרטורות שמגיעות עד ~ 1010 קלויין וגורמים לפליטה עזה של קרינת X וקרינת גמא. ניתוח של קרינה זו עשוי להצביע על קיום של חורים שחורים. בנוסף הדיסקה משמשת גם ככלי עזר בעזרתו ניתן להוציא אנרגיה רבה מהחור השחור עצמו, במידה והחור השחור מסתובב. מערכות של חור שחור סופח + דיסקה יכולות להסביר בצורה טובה את היצירה של סילוני גז אדירים שנצפים מעצמים אסטרופיזיקלים שונים כגון גלקסיות פעילות ומיקרו-קווזרים (ראה ערך), אולם יש להיזהר מקביעה חד משמעית מכיוון שלעיתים העצם הסופח עשוי להיות כוכב נויטרונים ולא בהכרח חור שחור.

גדלים פיזיקליים עבור חורים שחורים

בפרק זה נביא את התוצאה הסופית של מספר קשרים מתמטיים המאפשרים לחשב תכונות פיזיקליות של חורים שחורים.

רדיוס אופק הארועים

רדיוס שוורצשילד של חור שחור שאינו מסתובב ניתן ע"י הביטוי הבא:

R_{s}=\frac{2GM}{c^{2}}\cong2.96\frac{M}{M_{\odot}}~{\rm km}


כאשר G הינו קבוע הכבידה העולמי של ניוטון, M מסת החור השחור ו c מהירות האור. לדוגמא, רדיוס שוורצשילד של חור שחור שמסתו מסת שמש אחת הינו כ 3 ק"מ.

צפיפות ממוצעת

בעיקרון החומר בחור שחור ככל הנראה נמצא בסינגולריות, כך שצפיפותו של החומר בחור שחור היא אין סופית. ניתן לחשב את הצפיפות הממוצעת של החור השחור אם מסתו היתה מפוזרת באופן אחיד בתוך אופק האירועים (זא איננו המצב בפועל, אך מעניין לחשב גודל זה). הצפיפות הממוצעת של חומר בתוך אופק האירועים ניתננת מחלוקת המסה שלו בנפחו:

\rho=\frac{4c^{6}}{32\pi G^{3} M^{2}}\cong 1.84\times10^{16} \Big(\frac{M}{M_{\odot}}\Big)^{-2}~{\rm gr}\,{\rm cm}^{-3}

תופעה מענינית היא כי הצפיפות הממוצעת יורדת כמו המסה בחזקה שנייה, כך שצפיפותו הממוצעת של חור שחור במסה של מיליון מסות שמש היא כ-18,000 גרם לסמ"ק, צפיפותו הממוצעת של חור שחור שמסתו מיליארד מסות שמש היא כ-0.018 גרם לסמ"ק (פחות מצפיפות של מים). למעשה לחור שחור שמסתו 1.36\times10^{8} מסות שמש צפיפות ממוצעת, בתוך אופק האירועים, של 1 גרם לסמ"ק.


תנע זוויתי

קיים גבול עליון על התנע הזוויתי שיכול להיות לחור שחור מסתובב. גודל זה נקרא תנע זוויתי מירבי של חור שחור מסתובב והוא ניתן ע"י:

I_{max}=\frac{GM^{2}}{c}


קרינת בקנשטיין הוקינג

ניתן לגזור את קרינת בקנשטיין-הוקינג במספר דרכים, למשל מעיקרון השקילות, מאפקט אונרו (באנגלית: Unruh effect) או משיקולים תרמודינמיים.

הטמפרטורה של חור שחור – כאמור, חור שחור שוורצשילד קורן קרינת הוקינג כמו גוף שחור שהטמפרטורה שלו, T, נתונה ע"י:

T=\frac{\hbar c^{3}}{8\pi k_{B} GM}\cong6.2\times10^{-8}\Big(\frac{M}{M_{\odot}}\Big)^{-1}~{\rm K}

כאשר \hbar הינו קבוע פלאנק המצומצם, c מהירות האור, M מסת החור השחור, G קבוע הכבידה העולמי של ניוטון ו kB קבוע בולצמן.

ע"י שימוש בחוק סטפן בולמן מקבלים שסה"כ ההארה הנפלטת מחור שחור כזה תיהיה:

L=\frac{\sigma_{B}\hbar^{4}c^{8}}{256 \pi^{3} k_{B}^{4} G^{2} M^{2}}\cong9.01\times10^{-22}\Big(\frac{M}{M_{\odot}}\Big)^{-2}~{\rm erg}\,{\rm s}^{-1}

מאחר והחור השחור קורן אנרגיה, משקילות המסה והאנרגיה נובע כי החור השחור מאבד מסה בשיעור:

\frac{dM}{dt}=\frac{\sigma_{B}\hbar^{4}c^{6}}{256 \pi^{3} k_{B}^{4} G^{2} M^{2}}\cong1.0\times10^{-42}\Big(\frac{M}{M_{\odot}}\Big)^{-2}~{\rm gr}\,{\rm s}^{-1}

במידה והחור השחור איננו סופח מסה בכלל, אזי מסתו של החור השחור תקטן בשעיור קטן מאד עם הזמן. עבור מצב היפוטי כזה שבו החור השחור איננו גדל, ניתן לחשב את זמן ההתאדות, tev, של חור שחור מסוג שוורצשילד ולקבל:


t_{ev}=\frac{5120 \pi G^{2} M_{0}^{3}}{\hbar c^{4}}\cong2.1\times10^{67}\Big(\frac{M_{0}}{M_{\odot}}\Big)^3~{\rm yr}


כאשר M0 מסתו ההתחלתית. על כן זמן ההתיאדות של חור שחור שמסתו כמסת השמש הוא ארוך בהרבה מגיל היקום, כ- 1067 שנה, אבל חור שחור שמסתו קטנה מכ 1.7\times10^{14} גרם יתאדה בפרק זמן שהוא קצר מגיל היקום. תאוריות מסויומות מנבאות שחורים שחורים קטנים כאלו נוצרו ביקום המוקדם (חורים שחורים בראשיתיים), אך עדויות לקיומם של חורים שחורים כאלו לא נמצאו.


שלב ההתאדות הסופית

חור שחור מתאדה, כאשר מסתו תגיע לכ 2.3\times10^{8} גרם, אוך החיים שלו יהיה כשנייה אחת, בזמן זה לערך, ההאראה של החור השחור תגדל במהירות ותגיע לשיעור של כ 7\times10^{28} ארג לשנייה. אומנם אין מדבר בהארה חזקה מאד (10-5 הארות שמש לערך), אך יתכן וקיימים מספר תהליכים שיאפשרו לנו לגלות התפוצציות כאלו (אם קיימות) בתחום קרינת הרדיו.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


ערן אופק, עמר ברומברג