სამეცნიერო ჟურნალების არქივს თუ მივმართავთ, აღმოვაჩენთ, რომ ვარსკვლავური პრომეთიუმის ისტორია, წინა საუკუნის სამოციანი წლების ბოლოდან იწყება.
პრომეთიუმი, როგორც ხანმოკლე დაშლის პერიოდიანი რადიოაქტიური ელემენტი, ბუნებაში არის გაქრობად მცირე რაოდენობით (დედამიწის ქერქში მისი შემცველობა რამდენიმე ასეულ გრამს უნდა შეადგენდეს). მისი აღმოჩენა ანალიტიკური მეთოდით ვერ ხერხდებოდა, ბევრი მკვლევარის დიდი ძალისხმევის მიუხედავად. 1945 წელს, ამერიკელმა ქიმიკოსებმა დ. მარინსკიმ, ლ. გლენდენინმა და ჩ. კორიელიმ, ურანის დაშლის პროდუქტებიდან პრომეთიუმი იონგამცვლელი ფისების საშუალებით გამოჰყვეს. ახალი ელემენტის ნამდვილად არსებობა კი 1947 წელს დამტკიცდა.
HR 465
ჩარლზ კოული (მიჩიგანის უნივერსიტეტი) და მისი კოლეგები. ე.წ. ქიმიურად პეკულარული ვარსკვლავების (ვარსკვლავები განსაკუთრებული ქიმიური შემადგენლით) სპექტრის კვლევით იქყვნენ დაკავებულნი. ვარსკვლავთა სპექტრში, რომელთა რაოდენობა ახლა ასს აჭარბებეს, მძიმე მეტალების (წყალბადზე და ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებს ასტრონომები მძიმე მეტალებს უწოდებენ, თუმცა აქ მენდელეევისეული სისტემის ბოლოსკენ მდებარე ელემენტებზე იქნება საუბარი) სპექტრის ხაზების მნიშვნელოვანი რაოდენობა იქნა აღმოჩენილი. ხაზების ინტენსიურობიდან გამომდინარე, რამდენიმეჯერ მეტი კონცენტრაციით, ვიდრე მზის სპექტრში დაიმზირება, მზისა, რომელსაც ჩვენ მესამე თაობის ვარსკვლავებს მივაკუთნებთ (სხვა ვარსკვლავების ნარჩენებზე ჩამოყალიბდა).
და აი, ვარსკვლავ HR 465-ის სპექტრში, კოულის ჯგუფის მკვლევარებმა პრომეთიუმის ხაზები შეამჩნიეს, რის შესახებაც 1970 წელს გამოქვეყნებულ სტატიაში იყო საუბარი. კოულის სენსაციური განცხადებით განცვიფრებულმა კოლეგებმა, სპექტრული ანალზი თვითონაც ჩაატარეს და პრომეთიუმი ვერ აღმოაჩინეს. სენსაციურობა კი იმაშია, რომ ვარსკვლავის სპექტრში ამ ელემენტის ხაზები ვერანაირად ვერ იქნება, რადგან ეს ასტროფიზოკოსების მიერ ნუკლეოსინთეზის (წყალბადზე მძიმე ქიმიური ელემენტების ბირთვების ფორმირების ბუნებრივი პროცესი) შესახებ უკვე კარგა ხნის შექმნილ თეორიას ეწინააღმდეგება.
მეტალი ვარსკვლავში
თეორიის მიხედვით, თერმობირთვული წვა (მსუბუქი ელემენტების გაერთიანება მძიმე ელემენტებად) ნიკელი-56-ის ბირთვების ფორმირებით სრულდება. ეს რადიოაქტიური ელემენტი რამდენიმე დღეში იშლება და რკინა-56-ად (ამ ელემენტის ყველაზე გავრცელებულ იზოტოპად) გარდაიქმნება. ნიკელის სინთეზის დაწყებიდან რამდენიმე საათში, ვარსკვლავი ფეთქდება, გამოხსივებული ნეიტრონების ნაკადი რკინისა და უფრო მსუბუქი ელემენტების ბირთვებში იჭრება და კიდევ უფრო მძიმე ელემენტებს წარმოქმნის (იხილეთ ზეახალი ვარსკვლავის აფეთქება). ვარსკვლავური ქარი ვარსკვლავისგან დარჩენილ გაზისა და მტვრის ღრუბლებს მთელ გალაქტიკაში ანიავებს, ხოლო სადაც მათი შეგროვება მოხდება, ღრუბელი თავისივე გრავტაციით იკუმშება და ახალი ვარსკვლავი ინთება (არა ზეახალი), რომელიც, რა თქმა უნდა, წინამორბედის მიერ წარმოქმნილი მეტალებით მდიდარია. ამ მაჩვენებლით, ვარსკვლავს არც მის სისტემაში ფორმირებული პლანეტები ჩამორჩება. მაგალითად, დედამიწა: მთელი აქაური ურანი, მზის წინამორბედი ვარსკვლავის ”ფერფლია”.
რა თქნა უნდა, ვარსკვლავების აფეთქებთა პროცესებში პრომეთიუმის ფორმირებაც ხდება. ათწლეულების გავლის მერე, რაც ფაქტიურად თვალის ერთი დახამხამებაა, პრომეთიუმი მთლიანად იშლება, დანარჩენებზე მეტი სიცოცხლის ხანგრძლივობის მქონე იზოტოპი ხომ სულ რაღაც 17,7 წელიწადში იშლება. მძიმე ელემენტები ვარსკვლავისა თუ პლანეტის ცენტრისკენ ილექება (ე.წ. სტრატიფიკაცია). სწორდ ასე ჩამოყალიბდა, ერთ დროს მთლიანად გამდნარი დედამიწის, რკინა-ნიკელის ბირთვი, ხოლო მსუბუქი ელემენტები ზემო ნაწილებში რჩება. თეორიულად, სტრატიფიკაციის პროცესს მძლავრი კონვექცია (დუღილის მსგავსი პორცესი) და სინათლის წნევა შეიძლება შეეწინააღმდეგოს, მაგრამ ისეთი ვარსკვლავი, როგორიც არის მეტალებით მდიდარი HD 965, ცივია და ძლიერი კონვექცია ვერ ექნება.
HD 101065
2000-იანი წლებიც მოვიდა. ასტრონომიული გაზომვების ხარისხი კოლოსალურად გაუმჯობესდა, კიდევ უფრო გაიზარდა კომპიუტერების წარმადობაც (1; ALMA მასიური ვარსკვლავის დაბადებას იკვლევს). კოულისა და მის კოლეგებს, სამხრეთ ნახევარსფეროს ზოგიერთი საეჭვო ვარსკვლავის სპექტრის კვლევის საშუალება მიეცათ. აღმოჩნდა, რომ ორ მათგანში პრომეთიუმი ნამდვილად არის, ესენია HD 965 და HD 101065 (პშიბილსკის ვარსკვლავი).
HD 101065, ავსტრალიის მაუნთ-სთრომლოს ობსერბატორიაში მომუშავე პოლონელმა ანტონ პშიბილსკიმ, 1961 წელს აღმოაჩინა. 1972-73 წლებში ჩატარებულმა კვლევამ მასში წარმოუდგენელი ელემენტები გამოავლინა – ურანი, თორიუმი და ისეთი ეგზოტიური აქტინოიდები, როგორიც არის აინშტაინიუმი, ამერიციუმი და კიურიუმი, რომელთა მისაღებად მძლავრი ამაჩქარებლები და ინჟინერთა უდიდესი ძალისხმევაა საჭირო. საუბარია არა რამდენიმე ატომზე, არამედ მილიონობითა და მილიარდობით ტონაზე, წინააღმდეგ შემთხვევაში, მათ სპექტრულ ხაზებს საერთოდ ვერ შევამჩნევდით. კოულისა და მისი კოლეგების მიერ მიღებული ახალი მონაცემებით დამტკიცდა, რომ პრომეთიუმი ორივე ვარსკვლავში ნამდვილად არის. HR 465 რომ ჩილედან ჩანდეს, სადაც ევროპის სამხრეთული ობსერვატორია მდებარეობს, მისი პრომეთიუმის ამბავიც გაირკვეოდა.
ზეახალი თუ ნეიტრონული ვარსკვლავი?
კვლევაში ჩართული მეცნიერები შეთანხმდნენ, რომ ხსენებული სპექტრი ვარსკვლავის ატმოსფეროს შემადგენელს ასახავს, ხოლო წიაღში ვერანაირი პრომეთიუმის, აინშტაინიუმისა და ურანის დიდი რაოდენობა ვერ იქნება.
- ვარსკვლავთა ატმოსფეროში ეს ელემენტები გარედან მოხვდა.
- უშუალოდ ფოტოსფეროში წარმოიქმნა.
აშკარა გარე წყაროები შეიძლება იყოს ზეახალი ვარსკვლავი ან ახლოს ევოლუციის ბოლზე გასული წითელი გიგანტი.
აფეთქების ზემოქმედება ფოტოსფეროზე (ვარსკვლავის წარმოსახვითი ზედაპირი, რასაც ტელესკოპით ვხედავთ) პირდაპირი დამზერით შეგვიძლია შევისწავლოთ. მზის სისტემის ერთ-ერთი უახლოესი და ღამის ცის ყველაზე ელვარი ვარსკვლავი სირიუსი ხომ ორმაგი ვარსკვლავია – კაშკაშა მოცისფრო სირიუსი А და თეთრი ჯუჯა სირიუსი В. ეს უაკნასკნელი, წითელი გიგანტის ნარჩენი მკვრივი ბირთვია, ხოლო მისგან შორს დარჩენილ ფენებს პარტნიორის ატმოსფეროს დაბინძურება თავისუფლად შეუძლია. გამოთვლებით დადგინდა, რომ ასეთი მექანიზმით მიღებული მძიმე ელემენტების კონცენტრაცია ხარისხობრივად იგივეა, როგორიც სირიუსი А-ზე დაიმზირება. მაგრამ სწრაფად დაშლადი იზოტოპების, იგივე პრომეთიუმის მისაღებად, მეზობელი ვარსკვლავის აფეთქება ახლო წარსულში უნდა მომხდარიყო, რასაც ჩვენც დავინახავდით და რაც არ მომხდარა. სირიუსი А-ს შემთხვევაში ყველაფერი მარტივადაა – მცირე დროში შლადი იზიტოპები მასში აღარ არის, ანუ მეზობელი ვარსკვლავის კატასტროფა ასეულობით ათასი წლის წინათ მომხდარა.
უცხოპლანეტელთა კვალი?
მეოცე საუკუნის დიდმა მოაზრვნეებმა, როგორებიც იყვნენ იოსებ შკლოვსკი და კარლ სეიგანი, ხსენებული საუკუნის 60-იან წლებში ვარაუდი გამოთქვეს, რომ მძიმე ელემენტებით ვარსკვლავების დაბინძურებას, ამ ვარსკვლავთა პლანეტურ სისტემებში არსებული ზეცივილიზაციები ახდენენ. მათი მოსაზრებით, ზეცვილიზაციები ასეთნაირად იშორებენ გამოყენებულ რადიოაქტიურ ნარჩენებს.
მაინც რა რაოდენობის ბირთვული საწვავი უნდა გამოიყენო და ნარჩენები ვარსკვლავზე გააგზავნო, რომ კვალი ჩვენთვის შესამჩნევი გახდეს? დედამიწის ქერქში, 10 კილომეტრის სისქის ზედა ფენაში 1013 ტონა ურანი-238-ია თავმოყრილი. თუ მას მთლიანად პლუტონიუმი-239-ად გარდავქმნით და ატომურ საწვავად გამოვიყენებთ, 1015 ტონა პრაზეოდიმიუმს მივიღებთ. ანუ თუ ამ ურანის მეასედი მაინც იქნება გამოყენებული, იმაზე მეტი პრაზეოდიმიუმი გვექნება, ვიდრე ვარსკვლავის ფოტოსფეროში დაიმზირება. რომ შევამჩნიოთ, ელვარე ვარსკვლავში ოჯერ მეტი პრაზეოდიმიუმი უნდა იყოს, ვიდრე მზეშია, ხოლო სანდო მონაცემების მისაღებად – ათჯერ მეტი. ანუ, შედეგის მისაღებად, დედამიწის ქერქში არსებული ურანი-238-ის 1-დან 10%-მდე რაოდენობის უტილიზაციაც სრულიად საკმარისია. ზეცივილიზაციისთვის კი ეს რიცხვი არც ისე დიდი უნდა იყოს.
იშვიათმიწა ელემენტები ვარსკვლავებში
თუ მძიმე ელემნტებით გამდიდრების დამოკიდებულების გრაფიკს ავაგებთ (მზესთან შედარებით), სამ განსხვავებულ ვარსკვლავს აღმოვაჩენთ.
ერთი მათგანი კარგად არის ცნობილი – სამხრეთ გვირგვინის ბეტა. მზეზე 2-ჯერ მასიური და 26-ჯერ ელვარე მოყვითალო ჯუჯამდე მანძილი 114 სინათლის წელია. მისგან 10 ასტრონომიული ერთეულის მაძნილზე (მზე-სატურნი) მზის მასის ვარსკვლავი მდებარეობს, რომელიც ჩვენს მნათობზე 7-ჯერ ელვარეა. ცნობილია, რომ ამ ვარსკვლავზე უამრავი ლაქაა და მძიმე მეტალები სწორედ მათშია კონცენტრირებული, თითქოს ვიღაცამ ვარსკვლავის ზედაპირზე განგებ დაყარაო.
HD 201601, იგივე პატარა ცხენის გამა. ამ ვარსკვლავამდე მანძილი 118 სინათლის წელია, მზეზე 13,4-ჯერ ელვარეა, მასით კი 1,8-ჯერ აჭარბებს მზეს. სავარაუდოდ, ჯუჯა კომპანიონი უნდა ჰყავდეს, მზიდან პლუტონამდე მანძილზე რამდენიმეჯერ შორს. HD 201601-ში იშვიათმიწა ელემენტების შემცველობა მზესთან შედარებით 10-30-ჯერ არის მომატებული, თუმცა მძიმე მეტალებით გამდიდრების საერთო ტენდენციის ჩარჩოებს არ შორდება – სტრონციუმი, ნიობიუმი და მოლიბდენი მასში ასჯერ მეტია, ვიდრე მზეში. დანარჩენებს სხვანაირი გამდიდრების მაჩვენებელი აქვთ, თუმცა გასხვავებული. HD 137909 და HD 137949-ში საძიებო პრაზეოდიმიუმისა და ნეოდიმიუმის რაოდენობა ასჯერ მეტია, ვიდრე მზეში, ხოლო სამარიმიუმი, ცერიუმი და ევროპიუმი – ათასჯერ! გაზომვებით მიღებული შედეგები ნავარაუდევს მაინცდამაინც არ ემთხვევა, თუმცა მაქსიმუმთან მაინც ახლოსაა, 50-ე და 60-ე ელემენტთა საზღვართან ახლოს.
HD 188401, იგივე სასწორის 33-ე. მასში ნეოდიმიუმი და სამარიმიუმი სამჯერ მეტია, ვიდრე მზეში. სამაგიეროდ, პრაზეოდიმიუმი თითქმის 120-ჯერ მეტია, ხოლო ევროპიუმით 10 ათასჯერ მეტად მდიდარია. ისე გამოდის, რომ HD 188401-ის ზეცივილიზაციამ რადიოაქტიური ნარჩენების კოსმოსში გაგზავნა ახლახანს დაიწყო, ხოლო დანარჩენ ორთან კარგა ხანია ამას აკეთებენ.
რა თქმა უნდა, ცოდნის ახლანდელი დონით ზემოთ თქმულს ვერც დავამტკიცებთ და ვერც უარვყოფთ, თუმცა ვარსკვლავთა ქიმიურ შემადგენელზე სხვადასხვა მეთოდებით დაკვირვებამ სრულიად მოულოდნელ შედეგამდე შეიძლება მიგვიყვანოს. ნებისმიერ შემთხვევაში, არის თუ არა პრომეთიუმი HD 188401-ში, საკმაოდ საინტერესოა (დაისონის სფერო).