Posted by სამყაროში, ვარსკვლავების ფორმირების შესახებ სტატიები ისტორიაში პირველად 20 წელზე მეტი ხნის წინ გამოქვეყნდა და მთელი მსოფლიოს მასშტაბით, ასობით მეცნიერი კვლავაც აქტიურად ეძებს გალაქტიკათა ფორმირებისა და ევოლუციის ზოგად კანონზომიერებებს, რომლებიც ბოლო 10 მილიარდი წლის განმავლობაში მოქმედებდა. ახლა, ჩვენ უკვე ვიცით, რომ გალაქტიკების ისტორია შეიძლება განიხილებოდეს როგორც თანმიმდევრული პროცესი, რომელშიც ყოველი მომდევნო ეპოქა ლოგიკურად მიჰყვება წინას და უცვლელი არაფერი რჩება.
“ვარსკვლავების ფორმირების ისტორია”
ჩვენ ჯერ კიდევ ბევრი რამ არ ვიცით გალაქტიკების შესახებ, მაგრამ დარწმუნებით შეგვიძლია ვთქვათ: ისინი ევოლუციონირებენ. ბნელი მატერიის ღრუბელში ჩასახვის მერე, ისინი რამდენიმე სტადიას გადიან: სიმკვრივის ზრდა და პირველადი წყალბადის გაცივება, მისი ფრაგმენტაცია პატარა ღრუბლებად, რომლებშიც ვარსკვლავები იბადებიან, ვარსკვლავების ფორმირების აქტიური ფაზა, ზემასიური შავი ხვრელის ფორმირება ცენტრში, ჯუჯა კომპანიონების შთანთქმა, ვარსკვლავური ”მასალის” ამოწურვა ახალი ვარსკვლავების ფომირებისთვის, მორფოლოგიის ეტაპობრივი ცვლა ევოლუციისა და სხვა დიდ გალქტიკებთან შეერთებების გამო.
გალაქტიკების ევოლუცია შეუჩერებლად მიმდინარეობს, მილიარდობით წლები: იზრდება მასა და სიმკვრივე, ინთება ახალი ვარსკვლავები, ძველები კი კვდებიან, რაც გალაქტიკების ხილულ ფერზე ახდენს ზეგავლენას. ამ ცვლილებათა შემჩნევა შეუძლებელია: საამისოდ ძალიან ცოტა ხანს ვცოცხლობთ. მიუხედავად ამისა, უკანასკნელი ათწლეულების განმავლობაში, ევოლუციის სხვადასხვა ეტაპზე მყოფ გალაქტიკებზე დაკვირვებით, ასტროფიზიკოსებმა გალაქტიკათა ევოლუციური მოდელის შექმნა მაინც შეძლეს.
გალაქტიკა ძალიან რთული სტრუქტურაა. მისი თითოეული კომპონენტის ცალ-ცალკე დახასიათება ძალიან რთულია, ხოლო მილიონიბით და მილიარდობით გალაქტიკისა – შეუძლებელი. ამიტომ, სამყაროს სხვადასხვა კუთხეში მიმოფანტული გალაქტიკების ზოგად თვისებებზე საუბრისას მეცნიერები, ჩვეულებრივ, რამდენიმე ყველაზე მნიშვნელოვან პარამეტრს იყენებენ: მასა (მზის მასებში), ზომა (კილოპარსეკებში), მანძილი (წითელი წანაცვლება z), ახალი ვარსკვლავების რაოდენობა, მათი მეტალურობა (წყალბადზე და ჰელიუმზე მძიმე ელემენტები), მტვრის, გაზისა და არამანათობელი მატერიის რაოდენობა, და ბოლოს, მორფოლოგია (დისკოს, სფეროს, ლინზის ან არაწესიერი ფორმა).
ეს, თეორიულად, რეალურად კი ჩვენი ცოდნა გალაქტიკების შესახებ ან არასრულია, ან უკიდურესად არაზუსტი. რომელიმე ცნობილი გალაქტიკის მასის, წითელი წანაცვლებისა და ვარსკვლავთწარმომქმნელი ტემპის მიხედვით, კომპიუტერული (სუპერკომპიუტერზე) მოდელი შეიძლება შეიქმნას – ხსენებული ბნელი მატერიის ღრუბლიდან დაწყებული, რომელიც პირველადი წყალბადის გრავიტაციულ ხაფანგად გვევლინება, მილიარდობით წლის მერე, მოცემული გალაქტიკის მსგავსი ობიექტის მიღებით დამთავრებული.
თუ ერთი გალაქტიკის ევოლუცია ყველა მისი ელემენტის სიცოცხლის ისტორიას აღწერს, მაშინ რა მოხდება, თუ ჩვენ, სამყაროში არსებული ყველა გალაქტიკის ევოლუციას ერთის მიხედვით აღწერას შევეცდებით? გალაქტიკები იბადებიან, ერთმანეთს ეჯახებიან და იღუპებიან, საინტერესოა, მათი ისტორია თუ ჰგავს კაცობრიობისას – ანტიკური სამყარო, შუა საუკუნეები, ახალი დრო. ცალკეული გალაქტიკის ფორმირებისა და ევოლუციის განსხვავბეული მიმდინარეობის მიუხედავად, არსებობს დრო, როდესაც გალაქტიკების უმეტესობას აქვს კონკრეტული თვისებები – ზუსტად ასეთი და არა სხვა, და ამის მიზეზი ჩვენთვის ცნობილია? გამოდის, რომ დიახ.
პირველად, დროის მონაკვეთში ყველა გალაქტიკის ცლილებათა საერთო კვლევის იდეა, როგორც ერთიანი პროცესისა, ასტროფიზიკოსმა საიმონ ლილმა, 1996 წელს წამოაყენა. ამ მოკლე, ოთხგვერდიან სტატიას, ფუნდამენტური მნიშვნელობა აღმოაჩნდა.
უნდა მომხდარიყო დამზერადი გალაქტიკების სორტირება დაშორების მიხედვით. სინათლის სიჩქარის ზღვრულობის გამო, ასეთი გადარჩევა დროის მიხედვით დალაგების ტოლფასია: ახლო გალაქტიკებს ისეთებს ვხედავთ, როგორებიც ”ახლა არის”, ხოლო z = 1 მანძილზე, როგორიც 8 მილიარდი წლის წინათ იყო. გალაქტიკები ჯგუფებად დაიყო: ჩვენიდან მილიარდი სინათლის წლის ფარგლებში, მილიარდიდან ორ მილიარდამდე ს.წ. ფარგლებში და ა.შ. მათში ვარსკვლავების წლიური ფორმირების სიჩქარის გამოთვლით მზის მასებში და სფერული ფენის მოცულობაზე მისი გაყოფით, კონკრეტული ეპოქისთვის გალაქტიკებში ვარსკვლავთ წარმოქმნელი პროცესების სიმკვრივის მაჩვენებელი მიიღება. ამ მნიშვნელობების დატანით დიაგრამაზე სიმკვრივე/დროის დამოკიდებულებით, გავიგებთ, თუ როგორ იცვლებოდა სამყაროში ვარსკვლავების ფორმირების საშუალო სიმკვრივე დროში.
ვარსკვლავთ წარმოქმნის ტემპიდან გადასვლა მასაზე რთული არ არის. თუ ახალ გალაქტიკაში, საშუალოდ, მზის მასის 100 ვარსკვლავი ინთება წელიწადში, უბრალო შეკრებით მივიღებთ, რომ ათასი წლის განმავლობაში 100 ათასი ვარსკვლავი აინთება და გალაქტიკის მასა 105 მზის მასას გაუტოლდება. შედარებით რთული სისტემებისთვის შეკრების ნაცვლად, ვარსკვლავთ წარმომქმნელი პროცესის სიჩქარის ინტეგრირებას ახდენენ დროსთან. ამრიგად, ყოველთვის შეიძლება ვარსკვლავების ფორმირების ტემპისა და გალაქტიკის სრული მასის შესაბამისობაში მოყვანა, აქედან გამომდინარე, სამყაროს საშუალო ვარსკვლავური სიმკვრივის ზრდის გრაფიკის აგებაც, დამზერისთვის ხელმისაწვდომ დროში. შთამბეჭდავი ნაშრომია, რომლის წერტილებსა და მრუდებზე მთელი სამყაროს ისტორია იმალება!
სხვადასხვა მასა
ახლა დავაზუსტოთ, რა მასებზეა ზემოთ საუბარი – 1. ბნელი მატერია, რომლის ნაწილაკების აღმოჩენა ჯერ ვერ ხერხდება და მასზე მხოლოდ თეორიულად ვსაუბროთ; 2. ჩვეულებრივი ბარიონული მასა, პროტონების, ნეიტრონების, ელექტრონებისგან შემდგარი მატერია. ბარიონული მასის შემადგენლისა და სხვადსხვა კომპონენტების პროცენტული თანაფარდობა, ცალკე მდგომი რთული თემაა, თუმცა შულის, სმიტისა და დანფორტის 2012 წელს გამოსულ სტატიაში თანაფარდობაა მოყვნილი, რომელიც შესაძლო 50%-იანი ცდომილების მიუხედავად, მეცნიერულ საზოგადოებაში მაინც გამოიყენება:
57% – ცხელი პლაზმა, ის, რასაც გალაქტიკათშორის თბილ და ცხელ მასებს უწოდებენ, რომელსაც გალქტიკებთან გრავიტაციული კავშირი არა აქვს და არც მათი ნაწილი ყოფილა, თან ისეთი ცხელია, რომ საკუთარი გრავიტაციით ვერ შეიკუმშება და მასში ახალი ვარსკვლავები ვერ აინთება.
5% – უკიდურესად გაიშვიათებული მატერია, რომელსაც გრავიტაციული კავშირი აქვს გალაქტიკათა გროვებთან და არცერთ მათგანს არ ეკუთვნის.
7% – რომელიმე გალაქტიკასთან გრავიტაციულად დაკავშირებული გაზი (მოლკულურიც). ეს ან ახალი ვარსკვლავების ანთებისთვის საჭირო მასებია, ან ზეახლების აფეთქებებით გამოძევდა გალაქტიკებიდან.
0,1% – მტვერი. თითქოს და ცოტა, მაგრამ მატერიის ყველაზე უფრო ”მავნებელი” ნაწილი, რომელიც ასტრონომებს (თუ თვითონ მტვერს არ იკვლევენ) კოსმოსურ ობიექტებს უმალავს, უმახინჯებს ფერებს.
0,01% – ყველა გალაქტიკის ყველა ზემასიური შავი ხვრელის მასა.
6% – ვარსკვლავები. სწორედ ეს მასა გამოითვალა ლილმა, ჩვენთვის ყველაზე უფრო მნიშვნელოვანი 6%. გალაქტიკა ხომ გრავიტაციულად დაკავშირებული ვარსკვლავების ერთობლიობაა! ალბათ შეამჩნევდით, რომ ხსენებული პროცენტების ჯამს რაღაც აკლია – ეს არის პლანეტების, კომეტებისა და ასტეროიდების მასა, რომელიც მთელი ბარიონული მასის მეათასედ პროცენტზე ნაკლებია. ეს მონაცემი რამდენიმე კოსმოსური მისიის საშუალებით დადგინდა (მაგალითად, WMAP და Planck), რელიქტური გამოსხივების ერთგვაროვნების კვლევით, რომელიც ყოვლისმომცველ მიკროტალღურ გამოსხივებას წარმოადგენს, ტემპერატურით 2,725 კელვინი. დამტკიცდა, რომ მიკროტალღურ გამოსხივებას მაღალი ხარსიხის ერთგვაროვნება გააჩნია, ის დიდი აფეთქების დროინდელი ანაბეჭდია, რომელიც ამ დრომდე შემორჩა (თუმცა, სამყაროს გაფართოების გამო ძალიან დასუსტდა). მცირე არაერთგვაროვნებანი რუკაზე, რომელთა შემჩნევა მაინც შესაძლებელია, სიუნიაევ-ზელდოვიჩის ეფექტის შედეგია – ბარიონული მატერიის თავმოყრის ადგილებზე რელიქტური ფოტონების ენერგიის ოდნავი მატება (სიუნიაევ-ზელდოვიჩის ეფექტის პრაქტიკული მტკიცებულება მიღებულია).
ამ არაერთგვაროვნებების შესწავლა, ასევე დიდი აფეთქების მერევე მატერიის წარმოქმნის შესახებ თეორიების მიერ დაწესებული შეზღუდვები, მეცნიერებს მთელი სამყაროს ბარიონული მასის შესახებ წარმოდგენა ჩამოუყალიბა. აღმოჩნდა, რომ ამ მასის 25% ჩვენთვის უცნობი ფორმით არსებობს(არ იგულისხმება ბნელი მატერია!), თუმცა ამავე გამოცანის ამოხსნის შესახებ სტატია ახლახანს გამოჩნდა – სამყაროს შემადგენელი ჩვეულებრივი მატერიის დანაკლისის პრობლემა. ამის მერე ნახსენებ მასაში ნაგულისხმევი იქნება გალაქტიკის მასა, ის მასა, რომელიც მისი შემადგენელი ვარსკვლავების მასაშია თავმოყრილი, წარმოდგენილი მზის მასებში (მაგალითად, ირმის ნახტომის მასა, დაახლოებით, 60 მლრდ. მზის მასას უტოლდება, ანდრომედა – 103 მლრდ. მზის მასა).
გალაქტიკის მასის დადგენა
რა მასაზეა საუბარი უკვე ვიცით, ახლა მის დადგენას შევეცადოთ. გალაქტიკებიდან მომავალი ერთად-ერთი ინფორმაცია სინათლეა, რომლის გარდაქმნა მასად, უამრავი წვრილმანის შემცველ ამოცანას წარმოადგენს. დავიწყოთ ვარსკვლავების ფერიდან, რაშიც საყოველთაოდ ცნობილი ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა დაგვეხმარება, რომელზეც ერთმანეთთან არის დაკავშირებული ”ფერი-ნათობა”, ანუ ”მასა-ტემპერატურა”. ფერის დადგენით, ვარსკვლავის მასის, ტემპერატურისა და ზოგიერთ შემთხვევაში, ასაკის დადგენაც არის შესაძლებელი.
გალაქტიკებთან ყველაფერი უფრო რთულადაა. 1) სხვადასხვა მასის, ნათობისა და ასაკის ვარსკვლავები ყველა გალაქტიკებშია – ახლადდაბადებულებიდან დაწყებული, ზეახლად აფეთქების წინა პერიოდში მყოფი ხნიერებით დამთავრებული. ტელესკოპში ეს ვარსკვლავური ფერები ერთ ნათელ ლაქად წარმოგვიდგება. ორ ყვითელ ვარსკვლავს დაახლოებით იგივე ფერის მოცემა შეუძლია, როგორიც ერთ ცისფერსა და ერთ წითელს. 2)დიაგრამის ზოგიერთ მონაკვეთზე, ერთი და იგივე ფერი შეიძლება ჰქონდეს მზეზე 10-ჯერ მკრთალ ვარსკვლავსაც და მასზე 100-ჯერ ელვარესაც, ანუ გაცილებით მასიურს. გამოდის, რომ გალაქტიკას შეიძლება ჰქონდეს წითელი შეფერილობა იმიტომ, რომ იქაური ვარსკვლავების უმეტესობა ან მცირეწონოსანი წითელი ჯუჯებია, ან მასიური ვარსკვლავები, ევოლუციის ბოლო ეტაპებზე. მოკლედ, მხოლოდ ფერი ვერ დაგვეხმარება.
ფერის პრობლემის გამოსარიცხად, კიდევ ერთი პარამეტრის მოძებნაა საჭირო, რომელიც გვეტყვის, კონკრეტულად რომელი ვარსკვლავბი იძლევა წითელ ფერს. ეს არის ცხელი მტვრისგან მომავალი ინფრაწითელი გამოსხივება, რომელიც ამ შემთხვევაში, ეხმარება ასტრონომებს: ის გალაქტიკაში მიმავალი ვარსკვლავთ წარმომქმნელი პროცესების დამადასტურებელი ნიშანია.
ვიღებთ შედმეგ ლოგიკურ ჯაჭვს. თუ გალაქტიკაში ცხელი მტვრის დიდი რაოდენობაა, ესეიგი იქ ბევრი წყალბადია და ამ მტვერს რაღაცა აქტიურად აცხელებს. წყალბადი, ვარსკვლავების მთავარი სამშნებლო მასალაა, რომლებიც ანთებასთან ერთად, თავიანთ შემომფარგლავ წყალბადისა და მტვრისგან შემდგარ ღრუბლებს აცხელებენ. ღრუბელში სხვდასხვა მასისა და ზომის ვარსკვლავები ისახება, თუმცა მხოლოდ განსაკუთრებულად მასიური და ელვარე ვარსკვლავები აცხელებს დანარჩენებზე მეტად მათ შემომფარგლავ ღრუბლებს. მასიური ვარსკვლავები სხვებზე ადრე ასრულებენ ევოლუციას, ანუ დიდი ხანი არ არის რაც მოცემულ გალაქტიკაში დაიბადნენ და როგორც ჩანს, პროცესი ისევ აქტიურად მიმდინარეობს.
თუ ინფრაწითელი გამოსხივება სუსტია, ასეთ გალაქტიკაში ვარსკვლავების ფორმირების პროცესი დიდი ხნის წინათ შეჩერდა, ყველა წითელმა გიგანტმა სიცოცხლე უკვე დასრულა და გალაქტიკის ფერი, მხოლოდ მცირე მასის წითელი ჯუჯების დამსახურებაა.
ამრიგად, პირველი ნაბიჯი გალაქტიკების მასის დადგენაში არის მისი ნათობის შეფასება სხვადასხვა ფილტრების დახმარებით, რა თქმა უნდა, ინფრაწითელ დიაპაზონშიც. ამით დგინდება ე.წ. ენერგიის სპექტრული განაწილება (SED), მას ”ღარიბების სპექტრსაც” უწოდებენ, რადგან უწყვეტი ზოლების ნაცვლად, მხოლოდ რამდენიმე წერტილი დაიმზირება, რომლებიც გალაქტიკის შესახებ ბევრს ვერაფერს გვეუბნებიან.
შემდეგი ეტაპია ”შაბლონური სპექტრებით გადარჩევა” (SED fitting) – გალაქტიკაში ენერგიის რეალური განაწილების შედარება ხელოვნურ სპექტრებთან, რომლებიც კომპიუტერული მოდელირებით მიიღება, ასევე რეალური დაკვირვებებით მიღებულ მონაცემებთან.
უმნიშვნელოვანესი ფაქტორი, რომელიც მეცნიერებს ზღუდავს, აბსოლუტური დამოკიდებულებაა საბოლოო შედეგებისა მოდელებზე, რომლებსაც თავში ვიყენებთ. ნებისმიერი გალაქტიკა იმდენად რთულია, რომ მისი წარსულის ზუსტი მოდელირება ძალიან ძნელია, ამიტომ გამოთვლათა სხვადახვა სტადიებზე, გამარტივებული მოდელები გამოიყენება(დაკავშირებული ვარსკვლავების ფორმირების ზემოთ ხსენებულ ყველა ფაქტორთან). მეთოდ SED fitting-ის საფუძველთა საფუძველი, ცალკეული ვარსკვლავების ხელოვნური სპექტრები, სულ ზუსტდება და იხვეწება.
დიდი აფეთქებიდან ”კოსმოსურ შუადღემდე”
თანამედროვე მოდელებისა და ტელესკოპების გამოყენებით, საიმონ ლილმა და მისმა მიმდევრებმა, ამ უკანასკნელი 20 წლის განმავლობაში, პირვანდელი დიაგრამა მნიშვნელოვნად გააუმჯობესეს. მეცნიერთა სხვადახვა ჯგუფები მას ახლაც სწავლობენ, აზუსტებენ, აპროტესტებენ და იაზრებენ, მაგრამ ყველაზე მნიშვნელოვანი მომენტი მასში ორია.
- ჩვენთვის თვალმისაწვდომ მასშტაბებში სამყაროს ვარსკვლავური მასა მუდმივად იზრდება: ასტროფიზიკოსები არ იცნობენ ისეთ გალაქტიკას, რომელიც ვარსკვლავურ მასას კარგავს(გაზისა და მტვრის მარაგებისგან განსხვავებით).
- სამყაროს ისტორიაში იყო ”კოსმოსური შუადღეც” – ვარსკვლავთ წარმომქმნელი პროცესების მაქსიმალური გააქტიურება, როცა გალაქტიკათა მასები განსაკუთრებულად სწრაფად იზრდებოდა. ეს დაახლოებით 11 მილიარდი წლის წინათ დაიწყო და 2 მილიარდი წლის განმავლობაში გრძელდებოდა. ყველაფერი, რაც სამყაროს შესახებ ვიცით გვეუბნება, რომ ასეთი პროცესი აღარასოდეს განმეორდება, საჭირო რაოდენობის წყალბადი უბრალოდ აღარ არის! მასის მიხედვით გალაქტიკები 4 კატეგორიად დაიყო. ”მკვდარი” გალაქტიკების რაოდენობა იზრდება, მაშინ, როცა ვარსკვლავთ წარმომქმნელი გალაქტიკებისა – უცვლელია ან მცირდება.
ლილის სტატიის გამოსვლიდან 22 წლის მერე, ათზე მეტმა მეცნიერულმა ჯგუფმა ჩაატარა კვლევები, სამყაროს ვარსკვლავური მასის საშუალო სიმკვრივის დასაზუსტებლად. ზოგმა ცის სლოანისეული ციფრული დამზერა (SDSS) გამოიყენა, ზოგმა, ცის ღრმა დამზერები, როგორიც არის ”ჰაბლისეული” ულტრა ღრმა დამზერა (UDF), რომელიც ცის საერთო ფართობის მხოლოდ 26 მემილიონედ ნაწილს მოიცავს, რომელზეც კოსმურმა ტელესკოპმა 10 ათასზე მეტი გალაქტიკა დაინახა.
დარწმუნებით ვერავინ იტყვის, რომ არჩეული ცის პატარა უბნები გალაქტიკათა საშუალო რაოდენობას შეიცავს, წითელი წანაცვლების ყველა მაჩვენებელზე. ამის გამო, მსოფლიოს ასტროფიზიკოსები ახალი თაობის ინსტრუმენტების ამუშავებას ელოდებიან – ”ჯეიმს ვები”, WFIRST, LSST, ასევე აქტიურად იყენებენ უკვე მომუშავე Pan-STARRS-ს, რომლის დამზერის ფართო კუთხე და მაღალი მგრძნობელობა ერთმანეთს ავსებს (გალაქტიკები – სამყაროს ვარსკვლავური კუნძულები).