בתום המלחמה, בכ"ב בתמוז תש"ט, 20 ביולי 1949 חזר השטח לשליטה ישראלית במסגרת הסכמי שביתת הנשק, וכן חזרו השבויים, אולם המושבה לא נבנתה מחדש. על אדמותיה הוקמו הקיבוץ גוברים (לימים גדות) ומושב העובדים משמר הירדן. מהמושבה המקורית נשתמרו כמה בתים הרוסים. הם שולבו באתר הנצחה למושבה שהוקם במקום. במחנה הצבאי שהיה מול משמר הירדן הולך ומוקם מרכז מבקרים על תולדות המושבה.
כ-600 מטרים דרומית לשרידי המושבה נמצא בית הקברות של משמר הירדן. באתר כמה עשרות קברים של תושבי המושבה, רבים מהם ילדים, שנפטרו בשנות קיום המושבה.
ננס חום
ננס חום (Brown Dwarf, מכונה גם Failed Star - כוכב כושל או Ultracool Dwarf ובקיצור UCD) הוא גוף תת-כוכבי שגדול מכוכב לכת וקטן מכוכב. קיימות מספר דעות לגבי הגדרת ננס חום: הראשונה מסתמכת על כך שננס חום גדול דיו על מנת להתיך דאוטוריום, אך לא גדול דיו על מנת להתיך מימן. הצעה אחרת היא להוסיף לדרישה זו מסה גדולה די הצורך להתיך את רוב הדאוטריום. הגדרה נוספת שהוצעה מצביעה על צירוף שתי תכונות - הראשונה שמדובר בגוף שנוצר מערפילית בתור הגוף המרכזי, ובנוסף, שיקיים חום מעטפת גבוה דיו ליצירת אטמוספירה. חישובים ראשוניים מעלים שגוף שמסתו פי 13 מזו של צדק יקיים היתוך דאוטריום, אם מסתו מעל 25 מסות צדק הוא יתיך בסופו של דבר את רוב הדאוטריום, ואם מסתו שמעל פי 65–70 ממסת צדק, עם טמפרטורת ליבה של כ-2 מיליון קלווין יתקיים גם היתוך של ליתיום. עם זאת, כפי שהוכח באסון קאסל בראבו, פעולות היתוך בסביבת יסודות שונים עשויות להתחולל בטמפרטורות נמוכות מהצפוי.
לננסים חומים מאפיינים ייחודיים: הסעת חום מלאה מפני השטח של הננס ועד לליבתו, כך שאין הבדלים בהרכב הכימי בעומקים שונים של הננס (תופעה שנצפית גם בכוכבים מתחת ל-0.3 מסות שמש). סערות אדירות באטמוספירה של הננס וגשם ברזל.
למספר ננסים חומים ישנם כוכבי לכת המקיפים אותם, כגון 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, 2MASS J044144b.
היסטוריה.
המונח ננס חום נטבע על ידי ג'יל טרטר בשנת 1975 (במקום המונח המקובל עד אז - ננס שחור) כדי לתאר גופים כהים תת-כוכביים שלא מסתובבים סביב כוכב אחר ומסתם נמוכה מכדי לקיים היתוך מימן בצורה יציבה. (כיום המושג ננס שחור משמש לננס לבן שהתקרר עד שהוא לא פולט חום או אור משמעותיים). שמות חלופיים שהוצעו הם Planetar (שילוב של Planet - כוכב לכת ו-Star - כוכב) ו-Substar (תת-כוכב).
תאוריות ראשוניות לגבי אופי כוכב בעל מסה נמוכה ולגבי המסה הנדרשת להיתוך מימן, שיערו שאובייקט בעל 0.07 מסות שמש ומטה מאוכלוסייה I, או 0.09 מסות שמש מאוכלוסייה II לעולם לא ייכנס למחזור החיים של כוכב, ויהיה כוכב מנוון לחלוטין (שריפת הדאוטריום מעל ל-0.013 מסות שמש בננסים חומים התגלתה רק בשנות ה-80 המאוחרות). לא נמצאו ננסים חומים באותן שנים מכיוון שספקטרום הפליטה שלהם הוא בעיקר בתחום הספקטרום התת-אדום וכמעט ולא בתחום הספקטרום הנראה. מצפי התת-אדום הקרקעיים באותה תקופה היו לא מדויקים מספיק כדי לזהות ננסים חומים.
מאז הניסיונות הראשונים נעשו מספר חיפושים בשיטות שונות כדי למצוא ננסים חומים. בין השיטות שנוסו: מדידת שינויים במהירות רדיאלית (מהירות הגוף ביחס לצופה) של כוכבים כדי לאתר לוויינים קרובים, סקירת צבירי כוכבים צעירים.
במשך שנים רבות כל הניסיונות למצוא ננסים חומים העלו חרס. עד שבשנת 1988, הפרופסורים אריק בקלין ובן זקרמן מאוניברסיטת קליפורניה בלוס אנג'לס חיפשו באמצעות אינפרא אדום ננסים לבנים, ומצאו לוויין עמום לGD 165. הספקטרום של GD 165B (הלוויין) היה מאוד אדום ומסתורי, מראה שלא תאם את המצופה מננס אדום. התברר ש-GD 165B צריך להיות מסווג כאובייקט הרבה יותר קר מהננס האדום הכי קר שידוע. GD 165B נשאר ייחודי במשך כמעט עשור עד לתחילת פרויקט 2MASS (Two Micron All Sky Survey- פרויקט לסקירת כל השמים בתת-אדום באורך גל 2 מיקרומטר), כשדייוי קירקפטריק מהמכון הטכנולוגי של קליפורניה, וחוקרים נוספים מצאו גופים רבים נוספים בעלי ספקטרום וצבע דומים.
כיום GD 165B מזוהה כאבטיפוס למחלקה של אובייקטים שנקראים "ננסי L". הסיווג של ננסי L עדיין שנוי במחלוקת - האם הם ננסים חומים או ננסים אדומים בעלי מסה נמוכה מאוד, ומאד קשה על-פי הנתונים שנאספו עד כה להבחין בין שניהם.
מיד לאחר גילוי GD 165B, הוצעו מועמדים רבים נוספים לננסים חומים. אך התברר שננסים חומים צעירים יחסית (עד מיליארד שנה) לעיתים בהירים וחמים ברמה דומה לחלק מהכוכבים, ולכן דרושים מאפיינים ייחודיים אחרים כדי להבדיל בין ננס חום לכוכב. אחת מהשיטות היא בדיקת אחוז הליתיום בכוכב. בעוד שכוכב רגיל מכלה בהיתוך גרעיני את הליתיום בתוך כמיליון שנה, לננס חום אין טמפרטורת ליבה מספיק גבוהה כדי להתיך ליתיום ולכן זיהוי ליתיום באובייקט מבטיח זיהוי וודאי. על ידי בדיקת ליתיום התברר שרבים מהמועמדים אינם ננסים חומים.
בשנת 1995 המחקר בנושא קפץ קדימה כשהתגלו באופן ברור שלושה ננסים חומים, חלקם זוהו בעזרת גילוי נוכחות של ליתיום. במיוחד ראוי לציון גליזה 229B שהבהירות והטמפרטורה שלו נמוכים באופן ניכר מכוכב רגיל. למרבה הפלא לגליזה 229B ספקטרום בליעה של מתאן תכונה שנצפתה קודם רק בענקי גזים ובטיטאן. הימצאות מתאן לא צפויה בכוכבי הסדרה הראשית. גילוי זה סייע לביסוס קבוצה ספקטרלית חדשה "ננסי T" הקרה יותר מננסי L, אב הטיפוס של הקבוצה הוא גליזה 229B.
מאז שנת 1995, שבה אושר לראשונה זיהוי של ננס חום על ידי האסטרונומית הצ'יליאנית מריה טרזה רואיז, זוהו מעל אלף ננסים חומים. ננסים חומים קרובים לכדור הארץ הם אפסילון באינדיאני Ba ו Bb, זוג ננסים שקשורים כבידתית לכוכב דמוי שמש במרחק של כ-12 שנות אור מהשמש.
תאוריה.
ננסים חומים מאתגרים את התאוריות לגבי היווצרות כוכב, ומנגנון היווצרותם עדיין אינו ברור עד הסוף. הועלו מספר תאוריות מה גורם להיווצרות ננס חום במקום כוכב:
מנגנון ההיווצרות והגעה לשלב יציב.
המנגנון הרגיל של היווצרות כוכב הוא קריסה כבידתית של ענן בין כוכבי המכיל גז ואבק. כשהענן מתכווץ הוא מתחמם כתוצאה משחרור של אנרגיה פוטנציאלית כבידתית. לחץ תרמי מאט את ההתכווצות, אך בתחילת התהליך התכווצות הגז במהירות מקרינה החוצה הרבה אנרגיה ומקררת את הענן, הליך המאפשר לקריסה להמשיך. בסופו של דבר, האזור המרכזי הופך להיות צפוף מספיק כדי ללכוד את קרינת החום. כתוצאה מכך, הטמפרטורה והצפיפות של מרכז הענן הקורס גדלים באופן דרמטי וההתכווצות מואטת, עד שתנאי החום והצפיפות מספיקים בשביל התרחשות של תגובות תרמו גרעיניות בליבת הכוכב המתהווה. ברוב הכוכבים, לחץ הגז והקרינה שנוצרים על ידי ההיתוך הגרעיני בליבת הכוכב תומכים בו כנגד הקריסה הכבידתית. שיווי משקל הידרוסטטי מושג והכוכב מבלה את רוב חייו בהתכת מימן להליום ככוכב סדרה ראשית.
אולם אם המסה של הכוכב המתהווה קטנה מ-0.084 מסות שמש (פחות או יותר, תלוי בהרכבו הכימי של הכוכב), היתוך גרעיני של מימן לא ניצת בליבת הכוכב. הקריסה הכבידתית לא מחממת את הכוכב מספיק, ולפני שהטמפרטורה גדלה מספיק כדי לגרום להיתוך מימן, הצפיפות מגיעה לנקודה שהאלקטרונים צפופים מספיק כדי ליצור לחץ ניוון אלקטרונים (כמו בננס לבן). התכווצות נוספת נמנעת והתוצאה היא ננס חום שמתקרר על ידי הקרנת האנרגיה התרמית החוצה.
על פי המודלים של ננסים חומים, תנאים טיפוסיים בליבת הכוכב עבור צפיפות, טמפרטורה ולחץ צפויים להיות כדלהלן:
שיטות הבחנה בין ננס חום בעל מסה גבוהה לכוכב בעל מסה נמוכה.
ליתיום: ליתיום נמצא בדרך כלל בננסים חומים ולא בכוכבים בעלי מסה נמוכה, מכיוון שהטמפרטורה הנחוצה להיתוך גרעיני של ליתיום נמוכה משמעותית מזו שנחוצה להיתוך מימן. כוכבים שמצליחים להשיג טמפרטורה מספיק גבוהה כדי להתיך מימן ישרפו במהירות את הליתיום שלהם. היתוך ליתיום מתרחש באמצעות התמזגות של ליתיום 7 ופרוטון שיוצרים שני גרעינים של הליום 4. הסעת חום בכוכבים בעלי מסה נמוכה מבטיחה שהליתיום יתכלה בכל נפח הכוכב. לכן, הנוכחות של קווי בליעה של ליתיום בספקטרום של מועמד לננס חום מהווה הוכחה חזקה שאכן מדובר בתת-כוכב. סוג הבדיקה הזה נקרא מבחן ליתיום, החלוצים בתחום זה היו רפאל רבולו, אדוארדו מרטין ואנטוניו מגזו.
מבחן ליתיום אינו מושלם משלוש סיבות.
מתאן: בניגוד לכוכבים, ננסים חומים 'זקנים' לפעמים מספיק קרים כדי לצבור באטמוספירה שלהם כמויות ניכרות של מתאן. גליזה 229B זוהה כננס חום בשיטה הזו.
בהירות נראית: כוכבי סדרה ראשית קטנים מאוד, שומרים על בהירות מינימלית באמצעות היתוך גרעיני. כך שהבהירות המינימלית שיכולה להיות לכוכב סדרה ראשית היא כ-0.01% מבהירות השמש (תלוי בסוג ובהרכב הכוכב). לעומת זאת ננסים חומים מתכהים לאורך כל חייהם, ננסים זקנים מאוד הם כהים מכדי שיוכלו לגלותם באמצעות תצפית ישירה.
גשם ברזל: גשם ברזל נוצר בננסים חומים כחלק מתהליכי הסעת החום באטמוספירה. גשם ברזל נוצר בחלק מהננסים החומים ובכלל לא בכוכבים. המחקר הספקטרוסקופי של גשם ברזל נמצא בעיצומו.
שיטות הבחנה בין ננס חום בעל מסה נמוכה לכוכב לכת בעל מסה גבוהה.
אחת מהתכונות המיוחדות של ננסים חומים היא שלכולם יש רדיוס דומה לרדיוס של צדק. בקצה העליון של טווח המסה שלהם (כ-84 מסות צדק), נפח הננס נקבע בעיקר על ידי לחץ הניוון של האלקטרונים כמו בננסים לבנים; בקצה הטווח התחתון (כ-13 מסות צדק) נפח הננס נקבע בעיקר בידי הלחץ הקולוני, כמו בכוכבי לכת. כך שיוצא שהשינוי ברדיוס של ננסים חומים הוא כ-10%- 15% הפרש בין הננסים הקטנים ביותר לגדולים ביותר, עובדה זו מקשה להבדיל ביניהם לכוכבי לכת.