პირველი ვარსკვლავები

 ჯერ კიდევ 20 წლის წინ 7 მილიარდ წელზე უფრო ხნიერი გალაქტიკების ძალიან მცირე რაოდენობა იყო ცნობილი(ეს ზღვარი შეესაბამება კოსმოლოგიურ წითელ წანაცვლებას, რომელიც აჭარბებს ერთს). ზოგიერთი მეცნიერი ეჭვობდა კიდეც, უფრო ძველი ვარსკვლავური გროვები(გალაქტიკები) გაცილებით მეტი რაოდენობით უნდა ყოფილიყვნენ კოსმოსში.

 ყველაფერი ერთმა შემთხვევამ გაარკვია. 1995 წელს კოსმოსური ტელეკოპი „ჰაბლის“ მეცნიერული პროგრამების ხელმძღფვანელმა რობერტ უილიამსმა სთხოვა რამდენიმე ავტორიტეტულ ასტრონომს, თუ როგორ გამოეყენებინა უკეთესად ტელესკოპზე სამუშაოდ მისთვის გამოყოფილი დრო. საათობით გაგრძელებულმა კამათმა შედეგი ვერ გამოიღო – შეკრების ყველა მონაწილე თავისი პროგრამის სისწორეში იყო დარწმუნებული. სწორედ ამ დროს ერთ-ერთმა მონაწილემ უილიამსს შესთავაზა უბრალოდ მიემეართა ტელესკოპი სამყაროს რომელიმე მხარეს და „გაეხვრიტა იქ მაქსიმალურად ღრმა ხვრელი“(სწორედ ასე გამოხატა თავისი აზრი).

 ეს იდეა საუკეთესო აღმოჩნდა. ახალი პროექტის ჩარჩოებში HDF(The Hubble Deep Fild) ორბიტალური ობსერვატორია 10 დღეზე მეტ ხანს აკვირდებოდა ცის ერთი და იგივე მონაკვეთს. შედეგად აღმოჩენილ იქნა რამდენიმე ათასი გალაქტიკა, რომელთა ნაწილი(წითელი წანაცვლებით 6) დიდი აფეთქებიდან სულ რაღაც 1 მილიარდი წლის მერე გაჩნდა. სრულიად ნათელი გახდა, რომ ვარსკვლავური გროვებისა და ვარსკვლავების წარმოქმნის პროცესი მთელი ძალით მიმდინარეობდა მაშინ, როცა სამყარო ამჟამინდელ მოცულობაზე 20-ჯერ ნაკლები იყო. შემდგომმა დაკვირვებებმა პროექტებით HDF-South და Great Observatories Origins Deep Survey კიდევ უფრო განამტკიცეს ეს აღმოჩენა. 2011 წლის იანვარში კი ნიდერლანდელმა, ამერიკელმა და შვეიცარიელმა ასტრონომებმა განცხადება გააკეთეს ათჯერადი წითელი წანაცვლების მქონე გალაქტიკის იდენტიფიცირებაზე, ეს გალაქტიკა დიდი აფეთქებიდან 480 მილიონი წლის მერე გაჩნდა. იმედია, რომ უკვე ამ ათწლეულში კოსმოსური და დედამიწაზე მყოფი ტელესკოპები საშუალებას მოგვცემენ დავინახოთ ოცჯერადი წითელი წანაცვლების ობიექტები, რომელთა შუქი კოსმოსში მაშინ გამოსხივდა, როცა სამყაროს ასაკი 300 მილიონ წელზე მეტი არ იყო.


ვარსკვლავებით სავსე უფსკრული.

საქვეყნოდ ცნობილი სურათი Hubble Deep Field (HDF). ის 342 ცალკეული ფოტოებისგანაა აწყობილი, რომლებიც 10 დღის განმავლობაში ჰაბლზე დაყენებული სპეციალური კამერით WFPC2 გადაიღეს. ცის ამ პატარა მონაკვეთზე ასტრონომებმა თავიანთდა გასაკვირად 1500-ზე მეტი, ევოლუციის სხვა და სხვა სტადიაზე მყოფი გალაქტიკა აღმოაჩინეს. Robert Williams and the Hubble Deep Field Team (STScI) and NASA. საიტი hubblesite.org.

 პირველი თაობის ცალკეული ვარსკვლავები, მათგან შემდგარი გალაქტიკებისგან განსხვავებით, ჯერ არ აღმოუჩენიათ. ეს გასაგებიცაა – მათი გამოსხივება დედამიწამდე ცალკეული სუსტი ფოტონების ნაკადების სახით მოდის, ისინი წითელი წანაცვლებისგან შორეულ ინფრაწითელ ზონაში არიან გადასული. თუმცა რამდენიმე ასეული მილიონი წლის განმავლობაში თავიანთი დაბადებიდან ამ მნათობებმა ისე იმოქმედეს გალაქტიკათშორის ნივთიერებებზე, რომ ამ ცვლილებებს თანამედროვე ტელესკოპებიც კი ამჩნევენ. მეორეს მხრივ, თეორეტიკოსები არც თუ ისე ცუდათ ერკვევიან პროცესებში, რომლებმაც 13 მილიარდი წლის წინათ ვარსკვლავებისა და მათი გროვების წარმოქმნა წამოიწყეს.                                                                 

ღრუბელი-წინაპირობა

 ვარსკვლავები გრავიტაციული ძალებით თავმოყრილი დიფუზური კოსმოსური მატერიისგან იბადებიან. ზოგადად ეს მექანიზმი ჯერ კიდევ ნიუტონისთვისაც იყო ცნობილი, რაც მის მიერ ფილოლოგ რიჩარდ ბენტლისთვის გაგზავნილი წერილიდანაც ჩანს. რა თქმა უნდა, თანამედროვე მეცნიერებამ კარგად გაამდიდრა ნიუტონისეული ახსნა. წინა საუკუნის დასაწყისში ბრიტანელმა სტროფიზიკოსმა ჯეიმს ჯინსმა დაამტკიცა, რომ გაზის ღრუბელი მხოლოდ მაშინ კოლაფსირებს(იკუმშება), თუ მისი მასა აჭარბებს გარკვეულ ზღვარს. როცა გაზი ღრუბლის ცენტრისკენ მიიწევს, მისი წნევა იზრდება და ჩნდებიან ბგერითი ტალღები, რომლებიც პერიფერიებისკენ ვრცელდებიან. თუ მათი სიჩქარე გაზის გრავიტაციული შეკუმშვის სიჩქარეზე ნაკლებია, ღრუბელი კოლაფსს განაგრძობს, ცენტრალურ ზონაში იზრდება ნივთიერების სიმკვრივე. რადგან ბგერის სიჩქარე ტემპერატურის კვადრატული ფესვის პროპორციულია, ხოლო გრავიტაციული შეკუმშვა მასასთან ერთად იზრდება, გაზური ღრუბელი კოლაფსირებს უფრო ადვილად რაც უფრო ცივია და მძიმე იგი.

კოსმოლოგიაში არსებობს მანძილების ოთხი ძირითადი სკალა, დაფუძნებული ობიექტის სიკაშკაშეზე( Luminosity Distance, DL), კუთხურ ზომაზე( Angular Diameter Distance, DA), სინათლის გავრცელების დრო( Light Travel Time Distance, DT), ასევე თანმხლები სკალა( Comoving Distance, DC). 2 მილიარდი  სინათლის წლის ფარგლებში ეს სკალები ერთმანეთს ემთხვევა.

DLგაფართოებად სამყაროში შორეული გალაქტიკები გაცილებით მკრთალად გამოიყურებიან, ვიდრე სტაციონარულში(უძრავი), რადგან ფოტონები წითელ წანაცვლებას განიცდიან. 

DAხილული სამყაროს კიდეზე მყოფი გალაქტიკები გამოიყურებიან ისევე, როგორც 13 მილიარდი წლის წინათ. როცა მათგან გამოსხივებულმა სინათლემ ჩვენსკენ დაიწყო მოძრაობა, ისინი რა მარტო ახალგაზრდები იყვნენ, არამედ იმყოფებოდნენ ახლოსაც. ამიტომ შორეული გალაქტიკები უფრო დიდებად გამოიყურებიან, ვიდრე მოსალოდნელი იყო.

DCთანმხლები სკალა სამყაროსთან ერთად ფართოვდება. ის გვიჩვენებს, სად იმყოფებიან შორეული ობიექტები ამჟამად(ჩვენ კი სამყაროს უფრო ახალგაზრდას ვხედავთ).

DTეს სკალა დაფუძნებულია დროზე, რომელსაც ანდომებს სინათლე შორეული გალაქტიკებიდან დამკვირვებლამდე მოსვლაზე. ის ამავე დროს შორეული გალაქტიკების ასაკსაც გვიჩვენებს.

 ახალგაზრდა, რამდენიმე ათეული მილიონი წლის ასაკის სამყაროს გაზი წყალბადის(76%) და ჰელიუმისგან(24%) შედგებოდა, რომლებიც აფეთქებიდან რამდენიმე წუთის მერე წარმოიქმნენ(პლიუს ძალინ ციტა ლითიუმი). მისი ტემპერატურა დიდად არ განსხვავდებოდა რელიქტური, მიკროტალღოვანი გამოსხივების ტემპერატურისგან, რომელიც იმ დროისთვის 100 კელვინს უტოლდებოდა. სივრცე ბნელი მატერიისგანაც იყო შევსებული, რომლის სიმკვრივე მაშინ საკმაოდ მაღალი იყო(ამჟამად სამყაროს გაფართოების გამო ის ათეულობითჯერ შემცირდა). ბნელი ენერგია, როგორც ჩვეულებრივი, მიზიდულობის ძალების წყაროა, ამიტომ მას შეაქვს საერთო წვლილი გაზური ღრუბლების საერთო გრავიტაციულ მასაში. ასეთ პირობებში ჯინსის მასა შეადგენს დაახლოებით 105 მზის მასას. სწორედ ეს არის მასის ქვედა ზღვარი გაზური ღრუბლებისა(ორივე ნაირი მატერიისთვის), რომლებისგანაც შესაძლებელია პირველი ვარსკვლავების ჩამოყალიბება. აღსანიშნავია, რომ ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავები, მათ შორის მზეც(პირველი ვარსკვლავებისგან განსხვავებით), ყოველგვარი ბნელი მატერიის დახმარების გარეშე გაჩნდნენ. 

 ბნელი დასაწყისი

 ვარსკვლავთ წარმომქნელი პროცესების დაწყების საქმეში ბნელი მატერიის როლი ძალიან დიდია. იონიზირებული წყალბად-ჰელიუმის გაზი, რომელიც სამყაროს ნეიტრალური ატომების გაჩენამდე ავსებდა(დაახლოებით 400 000 წელი დიდი აფეთქებიდან), იმდენად ერთგვაროვანი იყო რელიქტურ გამოსხივებასთან ურთიერთქმედების გამო, რომ სამყაროში პრაქტიკულად ყველგან ერთნაირი სიმკვრივით იყო განაწილებული. ბნელი მატერიაც რომ ასე ერთგვაროვნად განაწილებულიყო, მაშინ ლოკალური გაზური ღრუბლების გროვები ვერ ჩამოყალიბდებოდა და ვარსკვლავთ წარმომქმნელი პროცესებიც ვერ დაიწყებოდა. ამას ხელი ველების კვანტურმა ფლუქტუაციებმა შეუშალეს, რომელთაც ბნელი მატერიის ნაწილაკები გააჩინეს დიდი აფეთქების პირველივე წამებში.  რადგან მასზე რელიქტური გამოსხივება არ მოქმედებდა, სამყაროს სხვა და სხვა ნაწილებში ბნელი მატერიის გროვების სიმკვრივე საშუალო მონაცემს რამდენიმეჯერ აჭარბებდა. სიმკვრივის ეს მაქსიმუმები გრავიტაციული ”ორმოების” წარმოქმნას იწვევდნენ, რომლებშიც ჩვეულებრივი გაზის ნაწილაკები იყრიდნენ თავს. ბნელი მატერია არა მარტო ხელს უწყობდა პირველადი გაზური ღრუბლების ფორმირებას, არამედ ზეგავლენას ახდენდა მათ შემდგომ კოლაფსზე(შეკუმშვაზე). მასში ჩვეულებრივი გაზი მიზიდულობის ძალის ზემოქმედებით სპირალურ მოძრაობას იწყებდა და თხელ მბრუნავ დისკოს ქმნიდა. ასე ფორმირდებოდნენ ბნელი მატერიის ჰალოთი(გარსი) შემოფარგლული პროტოგალაქტიკები. დისკოს შიდა, ლოკალური შესქელებანი, ცალკეული ვარსკვლავების გაჩენის ადგილად გადაიქცა.

 ეს ჯერ კიდევ არ არის მოვლენის სრული სურათი. რადგან გამკვრივებული გაზი ცხელდება, მისი წნევა იწევს და შემდგომ შეკუმშვას უშლის ხელს. კოლაფსი რომ არ შეჩერდეს, გაზი უნდა გაცივდეს. ვარსკვლავთათვის, მათ შორის ჩვენი გალაქტიკის, ასევე მზისთვისაც, ეს არ წარმოადგენდა პრობლემას. იმ დროისთვის კოსმოსური სივრცე უკვე შეიცავდა მტვრის ნაწილაკებს და ცალკეულ მრავალელექტრონიან ატომებს(აზოტი, ნახშირბადი და ჟანგბადი). შეჯახებისას ისინი ადვილად ასხივებდნენ ფოტონებს და კარგავდნენ ენერგიას, რის შედეგადაც გაზური გარემოს ტემპერატურა 10-20 კელვინამდე დაეცა. პირველად ღრუბლებს ასეთი გამოსავალი არ ჰქონდათ და ენერგიის დაკარგვა მხოლოდ ატომარული და მოლეკულარული წყალბადის გამოსხივების ხარჯზე შეეძლოთ. თუმცა ატომარული წყალბადი ეფექტურ გამაცივებლად 10 000 კელვინზე ხდება, პიორველადი ღრუბლები კი გაცილებით დაბალ ტემპერატურამდე იყვნენ გამთბარნი. პროცესი ორ ატომიანმა წყალბადის მოლეკულებმა გადაარჩინეს, რომლებიც ენერგიას უკვე რამდენიმე ასეულ კელვინზე გაათბობით კარგავენ. შესაძლებელია, ისინი წყალბადის ატომების თავისუფალ ელექტრონებთან შეჯახებით გაჩნდნენ, რომლებიც კოსმოსურ სივრცეში საკმაო რაოდენობით არსებობდნენ(ისინი ამ რეაქციაში კატალიზატორის(კატალიზატორი აჩქარებს ან ანელებს რეაქციას, თვითონ კი არაფერი ემართება) როლში გამოვიდნენ და ამოტომაც არ ჰქონდათ ენერგიის ხარჯი)).

 როდის აინთნენ პირველი ვარსკვლავები, არავინ იცის, თუმცა ზოგიერთი სპეციალისტის აზრით, ეს დიდი აფეთქებიდან 30 მილიონი წლის მერე მოხდა. არ არის გამორიცხული, რომ მომავალში საჭირო გახდეს ამ თარიღის გადამოწმება, თუმცა ის რომ 100 მილიონი წლის მერე ვარსკვლავური პოპულაციები არსებობდნე დამტკიცებული ფაქტია.

 თვალსაჩინო დასაბუთება

 პირველმა ვარსკვლავებმა სამუდამოდ შეცვალეს გალაქტიკათშორისი გარემოს შემადგენელი. მათ პრაქტიკულად გაანადგურეს მოლეკულური წყალბადი, მოახდინეს ატომური წყალბადის ას პროცენტიანი იონიზირება, დაიწყეს ჰელიუმზე და ლითიუმზე მძიმე ელემენტების სინთეზი, რომლებიც ბუნებაში მანამდე არ არსებობდა. შორეული წარსულის ვარსკვლავური დასახლებები ადრევე გაქრა, თუმცა მათ თავიანთ შემდეგ განახლებული კოსმოსი დატოვეს, რომელშიც გაჩნდა პირობები დიდი გალაქტიკებისა და ვარსკვლავების, პლანეტებთან ერთად, ჩამოსაყალიბებლად. ერთ-ერთი ასეთი ვარსკვლავია ჩვენი მზეც.

 პიონერი ვარსკვლავები გარემოს ულტრაიისფერი გამოსხივებით ანათებდნენ, რომელიც ადვილად შლის წყალბადის მოლეკულას, რაც სხვა ახალი ვარსკვლავების გაჩენას უშლის ხელს. თუმცა თავიანთი გამოსხივებით(განსაკუთრებით რენტგენით) ისინი მუდმივად ათბობდნენ გარემოს. კოსმოსური გაზი გაცხელდა ტემპერატურამდე, რომელზეც ესტაფეტას ატომარული წყალბადი იღებს, ამით ვარსკვლავთწარმომქნელი პროცესი გაგრძელდა. უფრო მეტიც, ეს პროცესი გაძლიერდა, რადგან ასეთი წყალბადი 10 000 კელვინზე მაღლა უფრო მეტ ენერგიას ასხივებს, ვიდრე მოლეკულური. III პოპულაციის სახელით ცნობილი ვარსკვლავების ინტენსიური ფორმირება უკვე პირველი გალაქტიკების შიგნით მიმდინარეობდა, რომლებიც ჯერ კიდევ ძალიან პატარები იყვნენ(ჯუჯები – დღევანდელი კლასიფიკაციის მიხედვით).

 მნათობთა ერა

 ვარსკლავებამდელი სამყარო არ იყო რთული. მის მდგომარეობას მხოლოდ რამდენიმე კოსმოლოგიური პარამეტრი აღწერს – მატერიის სხვა და სხვა ფორმების სიმკვრივე და რელიქტური გამოსხივების ტემპერატურა. ახლად დაბადებული ვარსკვლავები ერთდროულად რადიოგამოსხივების მძლავრი წყაროების და ქიმიური ელემენტების მწარმოებელი ფაბრიკების როლში გამოდიოდნენ. პირველი ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობა მოკლე იყო, თუმცა მათ მნიშვნელოვნად შეცვალეს კოსმოსი.

 პირველი ვარსკვლავები გაზური ნაწილაკების მაღალი კონცენტრაციის ზონებში ინთებოდნენ, რომლებიც ბარიონული და ბნელი მატერიის ღრუბლების გრავიტაციული კოლაფსის შედაგად წარმოიქმნენ, 105-106 მზის მასებით. ბუნებრივია, არსებობს ვარსკვლავთწარმოქმნის განსხვავებული სცენარები(მათი დათვლა სუპერ კომპიუტერით თუა შესაძლებელი, თუმცა ბოლომდე მაინც ვერა), მაგრამ ყველა მოდელს საერთო ის ააქვს, რომ პირველადი ღრუბლების ფრაგმენტაციის დროს ბნელი მატერიის ჰალოს შიგნით ფორმირდებოდნენ გაზური შესქელებები, რამდენიმე ასეული მზის მასებით. ეს მასა შეესაბამება ჯინსის მონაცემს 500 კელვინი ტემპერატურისთვის, როცა გაზის სიმკვრივე არის 10 000 ნაწილაკი ერთ კუბურ სანტიმეტრზე. ამიტომ ფორმირებიდან მალე, გაზური შესქელებები კარგავდნენ მდგრადობას და გრავიტაციულ კოლაფსს განიცდიდნენ. მათი ტემპერატურა საკმაოდ ზომიერად იზრდებოდა მოლეკულური წყალბადის გამაცივებელი მოქმედების გამო. საბოლოოდ ისინი აკრეციულ დისკოებად იქცნენ, რომლებშიც ახალი ვარსკვლავები დაიბადნენ.

აქამდე ითვლებოდა, რომ ასეთი პარამეტრების კოლაფსირებული გაზური შენადედი არ იშლებოდა და მხოლოდ ერთი ვარსკვლავის წარმოქმნის წინაპირობად იქცეოდა. გამოთვლებმა, დაფუძნებულმა გაზების აკრეციის ტემპზე დისკოს ცენტრისკენ, აჩვენა, რომ ასეთი ვარსკვლავების მასა არ უნდა ყოფილიყო 1000 მზის მასაზე მეტი. ეს თეორიული ზედა ზღვარია და ჯერჯერობით გაურკვეველია, ნამდვილად არსებობდნენ თუ არა მაშინ ასეთი ზეგიგანტები. კონსერვატიული შეფასებების თნახმად, პირველი თაობის ვარსკვლავები არ იწონიდნენ 300 მზის მასაზე მეტს, მაქსიმუმ 500 მზის მასა. ამ ვარსკვლავების მასის ქვედა ზღვარი მიიღება იმით, რომ მოლეკულურ წყალბადს ღრუბლის ტემპერატურის დაწევა 200 კელვინამდე შეუძლია, ამიტომ, 30 მზის მასამდე აუსვლელად, ვარსკვლავი უბრალოდ ვერ დაიბადება. რადგან პირველადი ღრუბლები ფრაგმენტირდებოდნენ(ცალკევდებოდნენ) მრავალრიცხოვან ლოკალურ შენადედებად, პირველადი ვარსკვლავები, უფრო მეტადაა შესაძლებელი, რომ ჩნდებოდნენ ასეულობით და ათასეულობით(ან მეტი). რა თქმა უნდა, ეს ჯერ კიდევ არ იყო გალაქტიკა(ისინი მოგვიანებით ჩამოყალიბდნენ), თუმცა იყო საკმაო ზომის ვარსკვლავური საზოგადოება.

  ასტრონომთათვის ბევრი ახალი სუპერმნათობია ცნობილი. პირველადგილოსანია ვარსკვლავი R136a1, აღმოჩენილი 2010 წელს(მაგელანის დიდი ნისლეული). ის დედამიწიდან 160 000 სინათლის წლითაა დაშორებული. მისი მასა 265 მზის მასას უტოლდება, თუმცა დაბადების დროს 320 მზის მასა მაინც ექნებოდა. R136a1 დაახლოებით ერთი მილიონი წლისაა, სივრცეში მატერიას ისეთი ძალით აფრქვევს, რომ ამ დროის განმავლობაში 17%-ით გახდა. რადგან პირველი ვარსკვლავებიც ასეთი მასებით გაჩნდნენ, შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ ისინიც ასეთი ინტენსიურობით ჰკარგავდნენ მატერიას. თუმცა არ არის საჭირო აჩქარება დასკვნების მიღების დროს. ვარსკვლავური ქარის გენერაცია ჰელიუმზე მძიმე ელემენტების მნიშვნელოვანი ნაწილის ხარჯზე მიმდინარეობს, რომლებიც პირველ ვარსკვლავებში არ იყო, ამიტომ საკითხი ღიად რჩება. 

 ასეულობით მზის მასის მქონე ვარსკვლავები უდუდესი ელვარებით გამოირჩევიან. მათი ზედაპირი 100 000 კელვინამდეა გაცხელებული(მზის ატმოსფერო 17-ჯერ ცივია). ასეთი ვარსკვლავის რადიუსი 4-6 მილინ კილომეტრს შეადგენს(700 000 მზის შემთხვევაში), ნათობა კი მზისას მილიონჯერ აჭარბებს. მათი არსებობა ძალიან ცოტა ხანს გრძელდებოდა, მაქსიმუმ 2-4 მილიონი წელი, განსხვავებული დასასრულით. ვარსკვლავები, რომლებიც 140-260 მზის მასით გაჩნდნენ, სიცოცხლის ბოლოს მთლიანად დაიწვნენ ზეძლიერ თერმობირთვულ აფეთქებებში 1053 ერგის ტოლფასი ენერგიის გამოსხივებით. ამაზე პატარა და დიდი მნათობები შავ ხვრელებად კოლაფისრდნენ. აი ნეიტრონული ვარსკვლავები კი მათ ადგილზე არ წარმოიქმნა – ისინი 12-20 მზის მასის ვარსკვლავებისგან ჩნდებიან, ასეთი ვარსკვლავები კი იმ დროში არ არსებობდნენ. რა თქმა უნდა, ყველაფერი ზემოთ თქმული თეორიული სცენარია, პირველი ვარსკვლავები ხომ ჯერ არავის უნახია და გამოუკვლევია(შეუძლებელი ვარსკვლავი). თუმცა ზოგიერთმა მათგანმა აფეთქების დროს ისეთი მძლავრი გამა სხივები გამოასხივა(გამა ანთება), რომლებსაც ახლანდელი აპარატურაც კი აფიქსირებს. 2009 წელს შემჩნეულ იქნა ანთება, მომხდარი 630 მილიონი წლის მერე დიდი აფეთქებიდან. ალბათ, უახლოეს მომავალში, კიდევ უფრო ადრეული ანთებების დანახვაც მოხერხდება.

 დიდი ხანი არაა რაც პირველი ვარსკვლავების იზოლირებულად ჩმოყალიბების მოდელი ეჭვქვეშ დადგა. 2011 წლის თებერვალში ასტროფიზიკოსებმა გერმანიიდან და ა.შ.შ-დან ჟურნალ Science-ში გამოაქვეყნეს აკრეციული დისკოების დინამიკის კომპიუტერული მოდელირების შედეგები. ანალიზმა აჩვენა, რომ ასეთი დისკოები ფრაგმენტებად იშლებოდნენ, რომელთაგანაც ყალიბდებოდნენ არა ეული პირველი ვარსკვლავები, არამედ წყვილები, სამეულები და უფრო დიდი ჯგუფებიც კი.

 იქნებ ისეც მოხდა, რომ ერთეული ვარსკვლავური ემბრიონები მათი მეზობლების გრავიტაციული ძალებით იქამდე ამოვარდნენ აკრეციული დისკოდან, სანამ უზარმაზარ მასებს მოაგროვებდნენ? ასეთ შემთხვევაში შესაძლებელია მესამე თაობის პოპულაციის ვარსკვლავთა შორის აღმოჩდნენ საკმაოდ მსუბუქი მნათობებიც, რომლებმაც მილიარდობით წელი იარსებეს და ახლაც არსებობენ. თუმცა, როგორც ტეხასის უნივერსიტეტის პროფესორი ოსტინიდან ფოლკერ ბრომი ხსნის, ჯერჯერობით აკრეციული დისკოს მხოლოდ საწყისი ეტაპი იქნა მოდელირებული: ”უფრო მეტადაა შესაძლებელი, რომ პირველი ვარსკვლავები, თუნდაც ჯგუფად ჩამოყალიბებულნი, მაინც იზრდებოდნენ მინიმუმ რამდენიმე ათეული მზის მასებამდე, როგორც ადრე იყო ნავარაუდევი. ასე რომ იმ ეპოქაში ჰიპოთეტური ზომიერი მასის მნათობთა გაჩენა მხოლოდ და მხოლოდ ლოგიკური დაშვებაა”.

სუპერვარსკვლავებიდან ჰიპერხვრელებამდე

 შავ ხვრელებს, რომლებიც დიდი ვარსკვლავების ადგილზე გაჩდნენ, ჰქონდათ ამ ვარსკვლავებზე ნაკლები მასები, არა უმეტეს ასი მზის მასა. თუმცა უძველესი კვაზარების კვლევა ადასტურებს, რომ დიდი აფეთქებიდან 800-900 მილიონი წლის მერე უკვე არსებობდნენ მილიარდობით მზის მასის შავი ხვრელები. როგორ გაჩნდნენ ეს გიგანტები ასე მცირე დროში? ”ერთი შეხედვით ამაში არანაირი გამოცანა არაა, – ამბობს აბრაჰამ ლიობი, ჰარვარდის ასტრონომიის უნივერსიტეტიდან. – თუ ხვრელს მუდმივად მოვამარაგებთ ნივთიერებებით, დროთა განმავლობაში მისი მასა ისე გაიზრდება, როგორც ბაქტერიების კოლონია საკვებით მდიდარ გარემოში. ასეთი რეჟიმით აესეულობით მზის მასის მქონე ხვრელი ადვილად ავა მილიარდამდეც. თუმცა საქმე იმაშია, რომ ჰიპოთეზა ხვრელის სტაბილური მომარაგების შესახებ აკრეცირებული გაზებით არ შეესაბამება სინამდვილეს. გათვლები აჩვენებენ, რომ ასეთი აკრეცია შეწყდება მთელი რიგი მიზეზების გამო. გალაქტიკების შერწყმის დროს შავი ხვრელები ორმაგ სისტემებს ქნიან, შეერთების დროს მძლავრ გრავიტაციულ ტალღებს ასხივებენ, რითაც ხდება ახლო რეგიონებში არსებული გაზების გაძევება. უწყვეტი მომარაგების გარეშე კი არ იქნება ზრდაც. არსებობს სხვა შესძლებლობაც. იგივე კომპიუტერულმა მოდელირებამ აჩვენა, რომ ადრეული სამყაროს ჯუჯა გალაქტიკებში, და ისინი ნამდვილად არსებობდნე 500 მილიონი წლის მერე დიდი აფეთქებიდან, იყო შესაძლებლობა ნამდვილი ვარსკვლავი გიგანტების ჩამოყალიბებისა. წყალბადის მილეკულები იმ დროისთვის აღარ დარჩა, ატომური წყალბადის არეს კი ტემპერატურის დაწევა 10 000 კელვინზე დაბლა არ შეეძლო. ხსენებულ გალქტიკებს ჰქონდათ საკმაო მოცულობა და ბნელი მატერიის დახმარებით სულ უფრო მეტ და მეტ პირველად გაზებს აგროვებდნენ, იმ გაზური ღრუბლებისგან განსხვავებით, რომელთაგანაც ყველაზე პირველი ვრსკვლავები გაჩდნენ. ასეთ სიტუაციაში შესაძლებელია სცენარი, რომლის დროსაც კოლაფსირებადი გაზი არა ცალკეულ გროვებად იშლება, არამედ აკრეციის გარეშე პირდაპირ წარმოქმნის ერთეულ და წყვილ ვარსკვლავებს რამდენიმე მილიონი მზის მასებით. მათ ადგილზე კი, ევოლუციის დასასრულს, ნარჩენის სახით ჩამოყალიბდნენ ”მილიონერი” ხვრელები. ამ უკანასკნელთ კი მასების ათასჯერ გაზრდის უფრო მეტი შანსები ჰქონდათ, შემდგომი 300-400 მილიონი წლის განმავლობაში. ეს ზემასიური ხვრელების გაჩენის გამოცანას, ჯერჯერობით, მხოლოდ თეორიულად ხსნის”.

Show Comments Hide Comments

კომენტარის დატოვება

თქვენი ელფოსტის მისამართი გამოქვეყნებული არ იყო. აუცილებელი ველები მონიშნულია *