სამყაროს ზომა

1920 წელს, ამერიკელმა ასტრონომმა, ჰარლოუ შეფლიმ, სამყაროს ზომებისადმი მიძღვნილ ე.წ. დიდი დისკუსიის ფარგლებში, ვაშინგტონში შეკრებილი (კოლუმბიის ოლქი, აშ.შ.) აუდიტორიის წინაშე, თავის კოლეგასთან, ჰიბერ ქერთისთან ერთად ისაუბრა.

 ის ვარაუდობდა, რომ ჩვენი გალაქტიკის – ირმის ნახტომის ზომა 300 000 სინათლის წელი იყო. ეს სამჯერ მეტია იმაზე, რა მონაცემიც ახლა გვაქვს. წინა საუკუნის ოციან წლებში, ეს რიცხვი შეფლის თანამედროვეთაც აბსურდულად დიდი ეჩვენებოდათ. მოსაზრებას იმის შესახებ, რომ ირმის ნახტომის მსგავსი სხვა გალაქტიკებიც ასეთი დიდები შეიძლებოდა ყოფილიყო, სერიოზულდაც კი არავინ იღებდა. შეფლი თვლიდა, რომ ირმის ნახტომი განსაკუთრებული უნდა ყოფილიყო. ”ეს სპირალები მარტო ვარსკვლვებითაც რომ იყოს წარმოდგენილი, მათი ზომები ჩვენს ვარსკვლავურ სისტემასთნ შედარებით არაფერია ”, ამბობდა შეფლი.

 ქერთისი არ ეთანხმებოდა. ის ფიქრობდა, რომ სამყაროში უამრავი ჩვენის მსგავსი გალაქტიკაა მიმოფანტული, თუმცა თვლიდა, რომ ირმის ნახტომი გაცილებით პატარაა – 30 000 სინ. წელი, ანუ დღევანდელ დღეს მიღებულზე სამჯერ პატარა. სამჯერ მეტი, სამჯერ ნაკლები – ისეთ დიდ მანძილებზეა საუბარი, რომ 100 წლის წინათ მოღვაწე ასტრონომებისგან ეს არც უნდა გაგვიკვირდეს.

 დღეს უკვე კარგად ვიცით, რომ ირმის ნახტომის ზომა სადღაც 100 000-დან 150 000-მდე სინათლის წლის ფარგლებშია. დამზერად სამყაროს რაც შეეხება, რა თქმა უნდა, ეს მონაცემი შეუდარებლად პატარაა. ვარაუდის მიხედვით, მისი ზომა 93 მილიარდი სინათლის წელი უნდა იყოს. საიდან ასეთი თავდაჯერებულობა? როგორ შეიძლება საერთოდ დედამიწიდან ასეთი მასშტაბების გაზომვა?

 მას მერე, რაც კოპერნიკმა თქვა (დედამიწა – იშვიათი გამონაკლისი…), რომ დედამიწა არ არის მზის სისტემის ცენტრი, კაცობრიობას სულ უფრო უძნელდებოდა სამყაროს შესახებ წარმოდგენების ხელახალი გადაწერა, განსაკუთრებით კი წარმოდგენებისა მისი ზომის შესახებ. ამ მონაცემების დაზუსტება ახლაც გრძელდება.

 სამყაროს მასშტაბების დადგენის პირველი საფეხური საკმაოდ მარტივია და ის თანამედროვე ტექნოლოგიებს ეყრდნობა.

 ”მზის სისტემის პლანეტებამდე ზუსტი მანძილების გაზომვა ძალიან მარტივად შეგვიძლია, მათი ზედაპირებიდან რადიოტალღების არეკვლით, ანუ იმ დროის გაზომვით, რა დრო დასჭირდება დედამიწიდან გაგზავნილ რადიოტალღებს, პლანეტამდე და უკან სამოგზაუროდ” – ამბობს ასტრონომი ქეითლინ ქეისი (ა.შ.შ.).

 ამ სამუშაოების ჩატარება არესიბოს მსგავსი დიდი რადიოტელესკოპებით არის შესაძლებელი. მას უფრო მეტიც შეუძლია – მზის სისტემაში მოძრავი ასტეროიდების დანახვა და ზედაპირიდან არეკლილი რადიოტალღების მიხედვით, მათი გამოსახულების მიღება (2012 LZ1 ).

 მზის სისტემის გარეთ მდებარე ობიექტებამდე მანძილების დადგენაში ეს მეთოდი არ გამოგვადგება. ამ კოსმოსური სკალის შემდეგი საფეხურია – პარალქსი. უნებურად, ამას მუდმივად ვაკეთებთ. ადამიანებსა და ცოცხალ არსებებს სხვადასხვა ობიექტებამდე მანძილების ინტუიციურად გაზომვის ბუნებრივი ინსტრუმენტი აქვთ – ორი თვალი. თუ წინ გაშლილ ხელს ხან ერთი და ხან მეორე თვალით შევხედავთ, შევამჩნევთ, რომ ხელი აქეთ-იქეთ ინაცვლებს. სწორედ ეს არის პარალაქსი. ჩვენი ტვინი ორივე თვალიდან მიღებულ ინფორმაციას იღებს და ობიექტამდე მანძილის შესახებ გვიქმნის წარმოდგენას. ახლოს მდებარე ვარსკვლავებს რაც შეეხება, აქ ასტრონომები გრძნობის სულ სხვა ”ორგნოებს” იყენებენ – ტელესკოპებს.

 მზის გარშემო მოძრავი დედამიწა, თავისი ორბიტის ხან ერთ შორეულ წერტილზეა, ხან მეორეზე. ამიტომ გაშლილი ხელის მაგალითის მსგავსად, მაგალითად, იანვარში ერთ ადგილზე ვხედავთ ვარსკვლავს, ივლისში კი სხვა ადგილზე, მისი ხილული მდებარეობა ოდნავ წაინაცვლებს (წლიური პარალაქსი). ვარსკვლავემდე მანძილის დადგენა, დაფიქსირებული წანაცვლების მაჩვენებლის (α) გამოყენებით არის შესაძლებელი. ამ სიდიდეს პარსეკი ეწოდება და არის მანძილი ობიექტამდე, რომლის წლიური პარალაქსი ერთ კუთხურ წამს უტოლდება (1 პს. = 3,26 სინათლის წელი).

რაც უფრო შორსაა ობიექტი, მით უფრო მცირეა პარალაქსი. უკვე 100 სინათლის წლის მანძილზე, ხსენებული ხილული წანაცვლება იმდენად მცირეა, რომ გამოთვლების ჩატარება შეუძლებელი ხდება. ასე, ჩვენი გალაქტიკის კიდემდე კი ჯერ კიდევ შორს ვართ…

 შემდეგი საფეხური – გაზომვა მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებით. ეს მეთოდი ეფუძნება ჩვენს ცოდნას გარკვეული ზომის ვარსკვლვების ევოლუციის შესახებ, რომლებსაც მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლვებს უწოდებენ (ვარსკვლავი; ჰერცშპრუნგ-რესელის ვარსკვლავური დიაგრამა).

 პირველ რიგში, მათ აქვთ ფერი, ხოლო ასაკის მატებასთან ერთად სულ უფრო მოწითალო იერს იღებენ. მათი ფერისა და ელვარების ზუსტი გაზომვით, შემდეგ კი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლვების უკვე დადგენილ ტრიგონომეტრიულ პარალაქსთან ამ მონაცემის შედარებით, ხსენებული 100 სინათლის წლის იქეთ მდებარე ვარსკვლავებამდე მანძილის დადგენას შევძლებთ. ჩვენიდან ერთნაირ მანძილებზე მდებარე, ერთნაირი მასისა და ასაკის ვარსკვლვაბს, ერთნაირი ელვარება უნდა ჰქონდეს (ე.წ. ”სტანდარტული სანთლები”), სწორედ ამაშია მეთოდის არსი.

 ნათობასა და მანძილს შორის დამოკიდებულებაში გარკვევა, კიდევ უფრო შორეულ ობიექტებამდე მანძილის დადგენის საშუალებას იძლევა, მაგალითად, სხვა გალაქტიკებში მდებარე ვარსკვლავებამდე. კიდევ უფრო შორეული, მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლევების სინათლის ანალიზი ძალიან ძნელია, ამიტომ ეს მეთოდიც გამოუსადეგარი ხდება.

 1908 წელს, ჰარვარდელმა მეცნიერმა, სუონ ლივითმა, ფანტასტიური აღმოჩენა გააკეთა, რითაც ჩვენ კოლოსალური მანძილების გაზომვის საშუალება მოგვეცა. სუონ ლივითმა დაადგინა, რომ არსებობს ვარსკვლვების განსაკუთრებული კლასი – ცეფეიდები. მან შეამჩნია, რომ დროთა განმავლობაში, სიკაშკაშის ცვლილება ამ ვარსკვლავების პულსირებაში, პირდაპირ არის დაკავშირებული იმასთან, თუ რამდენად ელვარეა ეს ვარსკვლევბი თავიანთი ბუნებით (დამოკიდებულება პერიოდი-ნათობა).

 სხვანაირად რომ ვთქვათ, ცეფეიდების კლასის შედარებით, ელვარე ვარსკვლავი უფრო ნელა ”პულსირებს”, ვიდრე შედარებით მკრთალი ცეფეიდი. ამ პულსაციის გაზომვით, ცეფეიდის რეალური სიკაშკაშე შეგვიძლია გავიგოთ, ხოლო დამზერადი სიკაშკაშით, ამ ობიექტამდე მანძილი. ძალიან ჰგავს წინა მეთოდს, მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლვებით მასში. მეოცე საუკუნის ოციანი წლების დასაწყისში, ედვინ ჰაბლმა, ცეფეიდები მეზობელ გალაქტიკაშიც აღმოაჩინა და დაასკვნა, რომ ანდრომედას გალაქტიკამდე მანძილი სულ რაღაც მილიონი სინათლის წელია. დღევანდელი შეფასებებით – 2,54 მილიონი სინათლის წელი. ჰაბლი ცდებოდა, თუმცა ეს მის დამსახურებებს ვერანაირად ვერ ჩრდილავს. ანდრომედამდე მანძილის დაზუსტება ახლაც მიმდინარეობს.

 ჰაბლმა, ფეთქებადი თეთრი ჯუჯების, Ia-ს ტიპის ზეახლების ელვარებაც გაზომა (ჩანდრასეკარის ზღვარი). მათი დანახვა მილიარდობით სინათლის წლების იქეთ მდებარე გალაქტიკებშიც კი არის შესაძლებელი. ამ გალაქტიკებამდე მანძილების დადგენა კი Ia-ს ტიპის ზეახლების ხილული ელვარების მიხედვით ხდება, როგორც ცეფეიდების შემთხვევაში (კოსმოლოგიის სტანდარტული სანთელების გადაჭარბებული სტანდარტულობა).

 არსებობს კიდევ ერთი მეთოდი, რომელიც დამზერადი სამყაროს კიდემდე არსებული მანძილის დადგენში გვეხმარება – წითელი წანაცვლება (დოპლერის ეფექტი)

 თუ ხილული სინათლის წყარო გვიახლოვდება, სინათლის ტალღის სიგრძე მოკლდება, ამ დროს ჩვენ ე.წ. იისფერ წანაცვლებას ვხედავთ. თუ წყარო გვშორდება, წანაცვლება წითელი ფერისკენ ხდება, ანუ ტალღა გრძელდება (ხილულ დიაპაზონში ყველაზე გრძელი ტალღა შეესაბამება წითელ ფერს, მოკლე კი იისფრს).

 სამყარო ფართოვდება, ამიტომ რაც უფრო შორსაა ობიექტი, მით უფრო მეტადაა მის მიერ გამოსხივებული სინათლე წითლისკენ წანაცვლებული, ანუ მით მეტი სიჩქარით გვშორდება იგი. შორეული გალაქტიკების დამზერადი წითელი წანაცვლება, თვით სამყაროს გაფართოების მთავრი მტკიცებულებაა. და ისევ ედვინ ჰაბლი, სწორედ მან აღმოაჩინა პროპორციული კავშირი შორეული გალაქტიკების ცეფეიდებსა და იქედან მოსული სინათლის წითელ წანაცვებას შორის.

 ყველაზე მეტი წითელი წანაცვლება, რომელიც დამზერადი სამყაროს ფარგლებში შეგვიძლია აღმოვაჩინოთ, გვიჩვენებს, რომ ეს სინათლე გამოსხივდა გალაქტიკებიდან, რომელთა ასაკი 13,8 მილიარდი წელია. თუ ეს ყველაზე ხნიერი სინათლეა, მაშინ მისი საშუალებით სამყაროს ასაკსაც გავიგებთ (ჰაბლის კანონი). თუ სამყაროს გაფართოების შესახებ ჩვენი წარმოდგენები სწორია, გალაქტიკებამდე მანძილი, რომლებიდანაც გამოსხივებულ სინათლეს ჩვენამდე მოღწევა 13,8 მილიარდი წელი დასჭირდა, ახლა 46,5 მილიარდი სინათლის წლის იქეთ იქნება გასული. ეს არის სამყაროს რადიუსი, ხოლო თუ მას ორზე გავამრავლებთ, დიამეტრს მივიღებთ – 93 მილიარდი სინათლის წელი. მეორეს მხრივ, ზოგიერთი გალაქტიკა იმდენად ხნიერია, რომ გაუგებარი ხდება, დიდი აფეთქებიდან ასე მალევე, როგორ მოასწრო მან ფორმირება.

 ”თუ ასტრონომიული მანძილების სკალის ერთ-ერთი საფეხური 10%-ით ცდება, მაშინ სხვებიც აცდენილია, რადგან ისინი ერთმანეთიდან გამომდინარეობს” – ამბობს ქეისი.

 ყველაფერი კიდევ უფრო რთულდება, როცა დამზერადის გარეთ არსებულ სამყაროზე ვსაუბრობთ, ანუ ”მთლიან” სამყაროზე. იმის მიხედვით, თუ რომელი თეორია უფროა თქვენთვის მისაღები, ის, სასრულიც შეიძლება იყოს და უსასრულოც.

 მიგრან ვარდანიანმა და მისმა კოლეგებმა (ოქსფორდი, დიდი ბრიტანეთი), დამზერადი სამყაროს ობიექტებზე ცნობილი ყველა მონაცემის ანალიზი ჩაატარეს, რათა რაიმე ისეთი აღმოეჩინათ, რაც მთლიანი სამყაროს ფორმის შესახებ მოუთხრობდა მათ. ჯგუფის მიერ მიღებული შეფასებით, მთლიანი სამყარო, დამზერადზე 250-ჯერ დიდია.

 ”ყველაფერი, რაც ჩვენი სამყაროს შესახებ გავიგეთ, თუ როგორი დიდი და საოცარია იგი, იმ ფოტონების შეგროვებით დავადგინეთ, რომლებმაც მილიონობით მილიონი სიანთლის წლები გამოიარეს, ჩვენს მიერ შექმნილ დეტექტორებსა და კამერებში მოხვდნენ და სიგნალად გადაიქცნენ” – ამბობს ნასას თანამშრომელი ქართიქ შითი.

 ”ეს დამამცირებელია 🙂 . ასტრონომია გვასწავლის, რომ ჩვენ არ ვართ სამყაროს ცენტრში, არც მზის სისტემის ცენტრში და არც გალაქტიკის” – ამბობს ქეისი.

 მოვა დრო, როცა სამყაროს ისეთ შორეულ ადგილებში მოვხვდებით, რომლის წამროდგენაც კი ძნელია. ჯერჯერობით, მხოლოდ მზერა შეგვიძლია, უსასრულოდ შორს (ცეფეიდები და ზეახალი სპირალურ გალაქტიკაში UGC 9391; მაინც რა ასაკისაა სამყარო?).