Posted by წინა საუკუნის ბოლოსკენ, 7 მილიარდ წელზე ხნიერი გალაქტიკების ძალიან მცირე რაოდენობა იყო ცნობილი (ეს ზღვარი შეესაბამება კოსმოლოგიურ წითელ წანაცვლებას, რომელიც აჭარბებს ერთს). ზოგიერთი მეცნიერი ეჭვობდა კიდეც, რომ უძველესი ვარსკვლავური გროვები (გალაქტიკები) გაცილებით მეტი რაოდენობით უნდა ყოფილიყო კოსმოსში. ყველაფერი, ერთმა შემთხვევამ გაარკვია. 1995 წელს, კოსმოსური ტელეკოპის, „ჰაბლის“ მეცნიერული პროგრამების ხელმძღვანელმა, რობერტ უილიამსმა, რამდენიმე ავტორიტეტულ ასტრონომს ჰკითხა, 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 მიემართა ტელესკოპი სამყაროს რომელიმე მხარეს და „გაეხვრიტა იქ მაქსიმალურად ღრმა ხვრელი“ (სწორედ ასე გამოხატა თავისი აზრი).
ეს იდეა საუკეთესო აღმოჩნდა. ახალი პროექტის ჩარჩოებში HDF (“ჰაბლის ღრმა დამზერის ველი”), ორბიტული 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 განამტკიცა 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.
პირველი თაობის ცალკეული ვარსკვლავები, მათგან შემდგარი გალაქტიკებისგან განსხვავებით, ჯერ არ აღმოუჩენიათ. ეს გასაგებიცაა – მათი გამოსხივება ცალკეული სუსტი ფოტონების ნაკადების სახით მოდის დედამიწამდე, რომლებიც წითელი წანაცვლებისგან შორეულ ინფრაწითელ ზონაში არის გადასული. თუმცა, რამდენიმე ასეული მილიონი წლის განმავლობაში თავიანთი დაბადებიდან ამ მნათობებმა ისე იმოქმედეს გალაქტიკათშორის ნივთიერებებზე, რომ ამ ცვლილებებს თანამედროვე ტელესკოპებითაც ვამჩნევთ. მეორეს მხრივ, თეორეტიკოსები არც თუ ისე ცუდად ერკვევიან პროცესებში, რომლებმაც 13 მილიარდი წლის წინათ, ვარსკვლავებისა და მათი გროვების წარმოქმნა წამოიწყო.
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 ნიუტონის მოსაზრებები კარგად გაამდიდრა. წინა საუკუნის დასაწყისში, ბრიტანელმა სტროფიზიკოსმა, ჯეიმს ჯინსმა დაამტკიცა, რომ გაზის ღრუბელი მხოლოდ მაშინ კოლაფსირებს (იკუმშება), როცა მისი მასა გარკვეულ ზღვარს აჭარბებს. გაზი, ღრუბლის ცენტრისკენ მიიწევს, მისი წნევა იზრდება და ჩნდება ბგერითი ტალღები, რომლებიც პერიფერიებისკენ ვრცელდება. თუ მათი სიჩქარე გაზის გრავიტაციული შეკუმშვის სიჩქარეზე ნაკლებია, ღრუბელი კოლაფსს განაგრძობს, ცენტრალურ ზონაში კი ნივთიერების სიმკვრივე იზრდება. რადგან ბგერის სიჩქარე, ტემპერატურის კვადრატული ფესვის პროპორციულია, ხოლო გრავიტაციული შეკუმშვა მასასთან ერთად იზრდება, გაზის ღრუბელი უფრო ადვილად კოლაფსირებს, რაც უფრო ცივია და მძიმე იგი.
DL– გაფართოებად სამყაროში შორეული გალაქტიკები გაცილებით მკრთალად გამოიყურება, ვიდრე სტაციონარულში (უძრავი), რადგან ფოტონები წითელ წანაცვლებას განიცდის.
DA– ხილული სამყაროს კიდეზე მდებარე გალაქტიკები გამოიყურებიან ისევე, როგორც 13 მილიარდი წლის წინათ. როცა მათგან გამოსხივებულმა სინათლემ ჩვენსკენ დაიწყო მოძრაობა, ისინი რა მარტო ახალგაზრდები იყვნენ, არამედ უფრო ახლოსაც მდებარეობდნენ. ამიტომ, შორეული გალაქტიკები უფრო დიდებად გამოიყურება, ვიდრე მოსალოდნელი იყო.
DC– თანმხლები სკალა ფართოვდება სამყაროსთან ერთად. ის გვიჩვენებს, სად მდებარეობს შორეული ობიექტები ამჟამად (ჩვენ კი ახალგაზრდა სამყაროს ვხედავთ).
DT– ეს 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, წყალბადისა (76%) და ჰელიუმისგან (24%) შედგებოდა, რომლებიც დიდი აფეთქებიდან რამდენიმე წუთის მერე წარმოიქმნა (პლიუს ძალინ ცოტა ლითიუმი). მისი ტემპერატურა დიდად არ განსხვავდებოდა რელიქტური, მიკროტალღოვანი გამოსხივების ტემპერატურისგან, რომელიც იმ დროისთვის 100 კელვინს უტოლდებოდა. სივრცე, ბნელი მატერიითაც იყო შევსებული, რომლის სიმკვრივე მაშინ საკმაოდ მაღალი იყო (ამჟამად, სამყაროს გაფართოების გამო ის ათეულობითჯერ შემცირდა). ბნელი მატერია მიზიდულობის ძალების წყაროა, ამიტომ მასაც შეაქვს საერთო წვლილი გაზის ღრუბლების საერთო გრავიტაციულ მასაში. ე.წ. ჯინსის მასა ასეთ პირობებში დაახლოებით 105 მზის მასას შეადგენს. სწორედ ეს არის მასის ქვედა ზღვარი გაზის ღრუბლებისა, რომლებისგანაც შესაძლებელია პირველი ვარსკვლავების ჩამოყალიბება. აღსანიშნავია, რომ ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავები, მათ შორის მზეც (პირველი ვარსკვლავებისგან განსხვავებით), ყოველგვარი ბნელი მატერიის დახმარების გარეშე გაჩნდა.
ბნელი დასაწყისი
ვარსკვლავთწარმომქნელი პროცესების დაწყების საქმეში ბნელი მატერიის როლი ძალიან დიდია. იონიზირებული წყალბად-ჰელიუმის გაზი, რომელიც ნეიტრალური ატომების გაჩენამდე ავსებდა სამყაროს (დაახლოებით 400 000 წელი დიდი აფეთქებიდან), რელიქტურ გამოსხივებასთან ურთიერთქმედების გამო, პრაქტიკულად ყველგან ერთნაირი სიმკვრივით იყო განაწილებული სამყაროში. ბნელი მატერიაც რომ ასე ერთგვაროვნად განაწილებულიყო, მაშინ ლოკალური გაზის ღრუბლების გროვები ვერ ჩამოყალიბდებოდა და ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესებიც ვერ დაიწყებოდა. ამას ველების კვანტურმა ფლუქტუაციებმა შეუშალა ხელი, რომელთაც ბნელი მატერიის ნაწილაკები გააჩინეს დიდი აფეთქების პირველივე წამებში. არ მოქმედებდა რა მასზე რელიქტური გამოსხივება, სამყაროს სხვადასხვა ნაწილებში ბნელი მატერიის გროვების სიმკვრივე საშუალო მონაცემს რამდენიმეჯერ აჭარბებდა. სიმკვრივის ეს მაქსიმუმები გრავიტაციული ”ორმოების” წარმოქმნას იწვევდა, რომლებშიც ჩვეულებრივი გაზის ნაწილაკები იყრიდა თავს. ბნელი მატერია არა მარტო ხელს უწყობდა პირველადი გაზის ღრუბლების ფორმირებას, არამედ ზეგავლენას ახდენდა მათ შემდგომ კოლაფსზეც (შეკუმშვაზე). მასში მოხვედრილი ჩვეულებრივი გაზი, მიზიდულობის ძალის ზემოქმედებით სპირალურ მოძრაობას იწყებდა და თხელ მბრუნავ დისკოს ქმნიდა. ასე ფორმირდებოდნენ ბნელი მატერიის ჰალოთი (გარსი) შემოფარგლული პროტოგალაქტიკები. დისკოს შიდა ლოკალური შესქელებები, ცალკეული ვარსკვლავების გაჩენის ადგილად გადაიქცა.
მოვლენის სრული სურათი ეს ჯერ კიდევ არ არის. 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 ნაწილაკებსა და ცალკეულ მრავალელექტრონიან ატომებს (აზოტი, ნახშირბადი და ჟანგბადი). შეჯახებისას ისინი ადვილად ასხივებდა ფოტონებს და კარგავდა ენერგიას, რის შედეგადაც გაზის გარემოს ტემპერატურა 10-20 კელვინამდე დაეცა. პირველად ღრუბლებს ასეთი გამოსავალი არ ჰქონდა და ენერგიის დაკარგვა მხოლოდ ატომური და მოლეკულური წყალბადის გამოსხივების ხარჯზე შეეძლო. თუმცა, ატომური წყალბადი ეფექტურ გამაცივებლად 10 000 კელვინზე ხდება, პირველადი ღრუბლები კი გაცილებით დაბალ ტემპერატურამდე იყო გამთბარი. პროცესი ორ ატომიანმა წყალბადის მოლეკულებმა გადაარჩინა, რომლებიც ენერგიას უკვე რამდენიმე ასეულ კელვინზე გაათბობით კარგავენ. შესაძლებელია, ისინი წყალბადის ატომების თავისუფალ ელექტრონებთან შეჯახებით გაჩნდნენ, რომლებიც კოსმოსურ სივრცეში საკმაო რაოდენობით არსებობდა (ისინი ამ რეაქციაში კატალიზატორის (კატალიზატორი აჩქარებს ან ანელებს რეაქციას, თვითონ კი არაფერი ემართება) როლში გამოვიდნენ და ამიტომაც არ ჰქონდათ ენერგიის ხარჯი)).
როდის აინთო 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 არსებობა – დამტკიცებული ფაქტია (ბნელი მატერია სამყაროს ”ბავშვობის დროინდელ” ფოტოზე).
თვალსაჩინო დასაბუთება
პირველმა ვარსკვლავებმა სამუდამოდ შეცვალა გალაქტიკათშორისი გარემოს შემადგენელი. მათ პრაქტიკულად გაანადგურეს მოლეკულური წყალბადი, მოახდინეს ატომური წყალბადის ასპროცენტიანი 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 ულტრაიისფერი გამოსხივებით ანათებდა გარემოს, რაც ადვილად შლის წყალბადის მოლეკულას და სხვა ახალი ვარსკვლავების გაჩენას უშლის ხელს. თუმცა თავიანთი გამოსხივებით (განსაკუთრებით რენტგენით) ისინი მუდმივად ათბობდნენ გარემოს. კოსმოსური გაზი გაცხელდა ტემპერატურამდე, რომელზეც ესტაფეტას ატომური 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 იყო (ჯუჯები – დღევანდელი კლასიფიკაციის მიხედვით).
მნათობთა ერა
ვარსკლავებამდელი სამყარო არ იყო რთული. მის მდგომარეობას მხოლოდ რამდენიმე კოსმოლოგიური პარამეტრი აღწერს – მატერიის სხვადასხვა ფორმების სიმკვრივე და რელიქტური გამოსხივების ტემპერატურა. ახლად დაბადებული ვარსკვლავები, ერთდროულად, რადიო გამოსხივების მძლავრი წყაროებისა და ქიმიური ელემენტების მწარმოებელი ფაბრიკების როლში გამოდიოდნენ. პირველი ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობა მოკლე იყო, თუმცა მათ მნიშვნელოვნად შეცვალეს კოსმოსი.
პირველი ვარსკვლავები გაზის ნაწილაკების მაღალი კონცენტრაციის ზონებში ინთებოდა, რომლებიც ბარიონული და ბნელი მატერიის ღრუბლების გრავიტაციული კოლაფსის შედაგად წარმოიქმნა, 105-106 მზის მასებით. ბუნებრივია, არსებობს ვარსკვლავთწარმოქმნის განსხვავებული სცენარები (მათი გამოთვლა სუპერკომპიუტერით თუა შესაძლებელი, თუმცა ბოლომდე მაინც ვერა), მაგრამ ყველა მოდელს საერთო ის აქვს, რომ პირველადი ღრუბლების ფრაგმენტაციის დროს, ბნელი მატერიის ჰალოს შიგნით გაზის შესქელებები ფორმირდებოდა, რამდენიმე ასეული მზის მასით. ეს მასა შეესაბამება ჯინსის მონაცემს 500 კელვინი ტემპერატურისთვის, როცა გაზის სიმკვრივე არის 10 000 ნაწილაკი ერთ კუბურ სანტიმეტრზე. ამიტომ, ფორმირებიდან მალევე, გაზის შესქელებები კარგავდა მდგრადობას და გრავიტაციულ კოლაფსს განიცდიდა. მათი ტემპერატურა საკმაოდ ზომიერად იზრდებოდა მოლეკულური წყალბადის გამაცივებელი მოქმედების გამო. საბოლოოდ, ისინი აკრეციულ დისკოებად იქცა, რომლებშიც ახალი ვარსკვლავები დაიბადნენ.
აქამდე ითვლებოდა, რომ ასეთი პარამეტრების კოლაფსირებული გაზის შენადედი არ იშლებოდა და მხოლოდ ერთი ვარსკვლავის წარმოქმნის წინაპირობად იქცეოდა. გამოთვლებმა, დაფუძნებულმა გაზების აკრეციის ტემპზე დისკოს ცენტრისკენ, გვიჩვენა, რომ ასეთი ვარსკვლავების მასა არ უნდა ყოფილიყო 1000 მზის მასაზე მეტი. ეს თეორიული ზედა ზღვარია და ჯერჯერობით გაურკვეველია, ნამდვილად არსებობდა თუ არა მაშინ ასეთი ზეგიგანტები. კონსერვატიული შეფასებების თნახმად, პირველი თაობის ვარსკვლავების მასა 300 მზის მასაზე მეტი არ იყო, 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. პირველადი ღრუბლები მრავალრიცხოვან ლოკალურ შენადედებად ფრაგმენტირდებოდა, პირველადი ვარსკვლავები, უფრო, ასეულობით და ათასეულობით (ან მეტი) ჩნდებოდნენ. რა თქმა უნდა, ეს ჯერ კიდევ არ იყო გალაქტიკა (ისინი მოგვიანებით ჩამოყალიბდნენ), თუმცა იყო საკმაო ზომის ვარსკვლავური საზოგადოება.
ასტრონომთათვის ბევრი სუპერმნათობია ცნობილი. პირველადგილოსანია ვარსკვლავი R136a1, აღმოჩენილი 2010 წელს (მაგელანის დიდი ნისლეული). ის დედამიწას 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 ისეთი ძალით აფრქვევს მატერიას, რომ ამ დროის განმავლობაში 17%-ით გახდა. რადგან პირველი ვარსკვლავებიც ასეთი მასებით გაჩნდნენ, შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ ისინიც ასეთი ინტენსიურობით კარგავდნენ 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 დაიწვა ზეძლიერ თერმობირთვულ აფეთქებებში, 1053 ერგის ტოლფასი ენერგიის გამოსხივებით. ამაზე პატარა და დიდი მნათობები შავ ხვრელებად კოლაფსირდა. ნეიტრონული ვარსკვლავები კი 12-20 მზის მასის ვარსკვლავებისგან ჩნდებიან, ასეთი ვარსკვლავები კი იმ დროში არ არსებობდა. რა თქმა უნდა, ყველაფერი ზემოთ თქმული თეორიული სცენარია, პირველი ვარსკვლავები ხომ ჯერ არავის უნახავს 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. ანალიზით დადგინდა, რომ ასეთი დისკოები ფრაგმენტებად იშლებოდა, რომელთაგანაც ყალიბდებოდა არა ეული პირველი ვარსკვლავები, არამედ წყვილები, სამეულები და უფრო დიდი ჯგუფებიც კი.
იქნებ ისეც მოხდა, რომ ერთეული ვარსკვლავური ემბრიონები მათი მეზობლების გრავიტაციული ძალებით იქამდე ამოვარდა აკრეციული დისკოდან, სანამ უზარმაზარ მასებს მოაგროვებდა? ასეთ შემთხვევაში, შესაძლებელია მესამე თაობის პოპულაციის ვარსკვლავთა შორის აღმოჩნდეს საკმაოდ მსუბუქი მნათობებიც, რომლებმაც მილიარდობით წელი იარსებეს და ახლაც არსებობენ. თუმცა, როგორც ტეხასის უნივერსიტეტის პროფესორი, ფოლკერ ბრომი ხსნის, ჯერჯერობით, აკრეციული დისკოს მხოლოდ საწყისი ეტაპი იქნა მოდელირებული: ”უფრო მეტადაა შესაძლებელი, რომ პირველი ვარსკვლავები, თუნდაც ჯგუფად ჩამოყალიბებული, მაინც იზრდებოდნენ მინიმუმ რამდენიმე ათეული მზის მასამდე, 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 გაჩდა, ჰქონდა ამ ვარსკვლავებზე ნაკლები მასა, არა უმეტეს ასი მზის მასა. თუმცა უძველესი კვაზარების კვლევა ადასტურებს, რომ დიდი აფეთქებიდან 800-900 მილიონი წლის მერე, მილიარდობით მზის მასის შავი ხვრელები უკვე არსებობდა. როგორ გაჩნდა 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 ასეულობით მზის მასის მქონე ხვრელი ადვილად ავა მილიარდამდეც. თუმცა საქმე იმაშია, რომ ჰიპოთეზა ხვრელის სტაბილური მომარაგების შესახებ აკრეცირებული გაზებით არ შეესაბამება სინამდვილეს. გათვლები გვიჩვენებს, რომ ასეთი აკრეცია შეწყდება მთელი რიგი მიზეზების გამო. გალაქტიკების შერწყმის დროს, შავი ხვრელები ორმაგ სისტემებს ქმნიან, შეერთების დროს კი მძლავრ გრავიტაციულ ტალღებს ასხივებენ, რითაც ახლო რეგიონებში არსებული გაზების გაძევება ხდება. უწყვეტი მომარაგების გარეშე კი არ იქნება ზრდაც. არსებობს სხვა შესაძლებლობაც. იგივე კომპიუტერული მოდელირების მიხედვით, ადრეული სამყაროს ჯუჯა გალაქტიკებში, და ისინი ნამდვილად არსებობდა 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 ჰქონდა საკმაო მოცულობა და ბნელი მატერიის დახმარებით სულ უფრო მეტ და მეტ პირველად გაზებს აგროვებდნენ, იმ გაზის ღრუბლებისგან განსხვავებით, რომელთაგანაც ყველაზე პირველი ვრსკვლავები გაჩნდა. 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 ”მილიონერი” ხვრელები ჩამოყალიბდა. 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”.