კიდევ ერთი რეკორდსმენი – W49nr1

 ევროპის სამხრეთული ობსერვატორიის(დიდი ტელესკოპების ერა) 8 მეტრიანი სარკის მქონე ტელესკოპით დაკვირვებისას, ჩვენი გალაქტიკის ერთ-ერთ ვარსკვლავთწარმომქმნელ რეგიონზე, აღმოჩენილი იქნა ვარსკვლავი, რომლის სპექტრი იმაზე მეტყველებს, რომ მისი მასა 100-ჯერ აჭარბებს მზისას.

 რეგიონის სახელია W49, ის ორიონის თანავარსკვლავედში მდებარეობს, რეკორდსმენმა ვარსკვლავმა კი ასეთი აღნიშვნა მიიღო – W49nr1. ზემასიური ვარსკვლავები იშვიათობას წარმოადგენენ. სამყაროში, ისევე როგორც ცოცხალ ბუნებაში, მოქმედებს წესი, რაც უფრო დიდია, მით უფრო იშვიათად გვხვდება. გარდა ამისა, მსგავსი ობიექტების ვარსკვლავური ”საუკუნეც” ძალიან ხანმოკლეა, რამდენიმე მილიონი წელი(მზე რამდენიმე ათასჯერ მეტ ხანს იცოცხლებს), რაც მათი აღმოჩენის შანსს კიდევ უფრო ამცირებს. მათზე დაკვირვება ვარსკვლავების ევოლუციის თეორიის ყველაზე უფრო მნიშვნელოვანი დეტალების გადამოწმების (ფორმირება, ევოლუცია და სიკვდილი – ), ასევე ვარსკვლავთშორისი სივრცის კვლევის(მასიური ობიექტები განსაკუთრებით ძლიერად მოქმედებენ ასეთ სივრცეზე) საშუალებას იძლევა(პირველ რიგში, ე.წ. ვარსკვლავური ქარით – დამუხტული ნაწილაკების ნაკადებით მათი ზედაპირებიდან).

 ასეთი ვარსკვლავების სიცოხლეც განსხვავებულად სრულდება(როგორ კვდებიან ვარსკვლავები). ”სტანდარტული” მასიური ვარსკვლავი(მზეზე რამდენიმეჯერ მძიმე) სიცოცხლეს ზეახლად ანთებით ასრულებს(ფეთქდება), რის მერეც მის ადგილზე ნეიტრონული ვარსკვლავი ან შავი ხვრელი რჩება(კომპაქტური ობიექტები). ზემასიურებიც ფეთქდებიან, თან კიდევ უფრო ძლიერად, თუმცა მათ ადგილზე აღარაფერი რჩება(ჰიპერახალი – ზეახალი, არასტაბილური ელექტრონ-პოზიტრონული წყვილების წარმოქმნის მიმართ(pair-instability supernova). ასეთ ზეახალში ხსენებული წყვილების გაჩენა ვარსკვლავურ ბირთვში წნევის მკვეთრ დაცემას იწვევს, ხდება ნაწილობრივი კოლაფსი, ეს თავის მხრივ ტემერატურისა და წნევის მკვეთრი ზრდის მიზეზია, რაც აფეთქებითი თერმობირთვული წვის წამოწყებითა და ვარსკვლავის მთლიანი აფეთქებით მთავრდება. ზეახალი SN 2006gy, ალბათ, ასეთი აფეთქების პირველად დაფიქსირებული მაგალითია. ეს ზეახალი დაიმზირებოდა გალაქტიკაში, რომელიც დედამიწას 240 მილიონი სინათლის წლითაა დაშორებული). ვარსკვლავური მატერია ყველა მიმართულებით გაიტყორცნება და სივრცეს თერმობირთვული რეაქციის პროდუქტებით, წყალბადზე და ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებით ამდიდრებს.

 ზემასიური ვარსკვლავების ევოლუციის თეორია ვარსკვლავის ”აწონვის” საშუალებასაც გვაძლევს, მხოლოდ სპექტრული ანალიზით. მეცნიერები, უბრალოდ, ვარსკვლავის ისეთ პარამეტრებს არჩევენ, რომლის შესაძლო სპექტრი რეალურად დამზერილს იმეორებს. ასეთნაირად მიღებული მონაცემი რეალურისგან ძალიან განსხვავდება, W49nr1-ის შემთხვევაში 100-დან 180-მდე მზის მასა.

 აბსოლუტურ რეკორდსმენს რაც შეეხება, ის მაგელანის დიდ ნისლეულში მდებარეობს(ჩვენი გალაქტიკის ჯუჯა მეზობელი), R136a1-ის მასა 265 მზის მასას უტოლდება. რამდენიმე მძიმეწონოსანიც იქვეა, 200-მდე მზის მასებით.

Leave a Reply

თქვენი ელფოსტის მისამართი გამოქვეყნებული არ იყო. აუცილებელი ველები მონიშნულია *