სულ პირველი ვარსკვლავები შეიძლება მაშინ გაჩნდა, როდესაც სამყარო ჯერ მხოლოდ 100 მილიონი წლის იყო, ანუ ამჟამინდელი ასაკის ერთ პროცენტზე ნაკლების. მას შემდეგ, სივრცის სწრაფმა გაფართოებამ მათი სინათლე სამუდამო დავიწყებას მისცა და იძულებული ვართ, მინიშნებელი მათი არსებობის შესახებ, შედარებით ახლომდებარე კოსმოსურ წყაროებში ვეძებოთ.
შორეული კვაზარის გარშემო არსებული ღრუბლებიდან წამოსული სინათლის ანალიზის შედეგად, იაპონელმა, ავსტრალიელმა და ამერიკელმა მკვლევრებმა „მძიმე ელემენტების გამორჩეული ნაზავი“ აღმოაჩინეს, რომელიც შეიძლება, მხოლოდ ერთი წყაროდან მოდიოდეს: პირველი თაობის ვარსკვლავის კოლოსალური სუპერნოვადან.
ყველა ვარსკვლავი, რომელსაც კი შეგვიძლია დავაკვირდეთ, მიეკუთვნება ან პოპულაცია I-ს, ან პოპულაცია II-ს, მათი ასაკის მიხედვით. პოპულაცია I-ის ვარსკვლავები უფრო ახალგაზრდაა და შეიცავენ უფრო მეტ მძიმე ელემენტს, პოპულაცია II-ის ვარსკვლავები კი უფრო ძველები არიან და მცირე ოდენობით მძიმე ელემენტებს შეიცავენ.
სულ პირველი ვარსკვლავები, რომლებსაც პოპულაცია II-ს უწოდებენ, ისეთ მანძილებზეა, რომ მხედველობის არეალს მიღმაა, ჩვენი საუკეთესო ტექნოლოგიებისათვისაც კი. ამ ეტაპზე, მხოლოდ თეორიულად შეგვიძლია ვიმსჯელოთ, როგორები შეიძლება ყოფილიყო ისინი.
მეცნიერთა აზრით, ეს ადრეული ვარსკვლავები იყო სუპერცხელი, კაშკაშა და მასიური, შესაძლოა, ჩვენს მზეზე ასჯერ და მეტჯერ მასიურიც კი.
მძლავრი კოსმოსური მოვლენების ისტორიის გარეშე, რომელთა დროსაც ლითიუმზე უფრო მძიმე ელემენტები წარმოიქმნება, პოპულაცია III-ის ვარსკვლავები მთლიანად უმარტივესი გაზებისგან იქნებოდა შედგენილი. იმ პერიოდში, სამყაროში ხელმისაწვდომი ელემენტები იყო მხოლოდ წყალბადი, ჰელიუმი და მცირე ოდენობით ლითიუმი, რომლებიც დიდი აფეთქების შედეგად დარჩენილ პირველყოფილ გაზებში იყო წარმოდგენილი. მძიმე ელემენტები მხოლოდ პირველი ვარსკვლავების ცხელი, სასტიკი კოლაფსირების შედეგად გაჩნდა.
სავარაუდოდ, ამ პირველმა ვარსკვლავებმა სიცოცხლე წყვილურ-არასტაბილური სუპერნოვებით დაასრულეს — სუპერ-სუპერნოვას თეორიული ტიპით, რომელიც მხოლოდ ასეთ მასიურ ვარსკვლავებშია შესაძლებელი. სხვა სუპერნოვებისგან განსხვავებით, მათ არ უნდა დაეტოვებინათ რაიმე სახის ვარსკვლავური ნარჩენი — ნეიტრონული ვარსკვლავი ან შავი ხვრელი და ამის ნაცვლად, მთელი მატერია გარეთ, მუდმივად გაფართოებადი ღრუბლის სახით უნდა გაეტყორცნათ.
ასტრონომებს იმედი აქვთ, რომ პოპულაცია III-ის ვარსკვლავების შესწავლას შეძლებენ, მაგრამ ამ უძველეს მეგააფეთქებათა სინათლე მანძილმა შთანთქა და დატოვა მხოლოდ დიფუზიური ღრუბელი, რომელიც ელემენტთა კომპლექსურ ნაზავს შეიცავს.
დროიდან გამომდინარე, მატერიის ეს ნაზავი თავის მხრივ შეიძლება კოლაფსირდეს რაღაც ახალში. ვარსკვლავის მტვრის ასეთი კონცენტრაციის საპოვნელად, ახალი კვლევის ავტორებმა გამოიყენეს სამყაროს ჩვენთვის ცნობილთა შორის ყველაზე შორეული კვაზარების ახლო-ინფრაწითელი მონაცემები; კვაზარი არის გალაქტიკის აქტიური ბირთვის ტიპი, ანუ ახალგაზრდა გალაქტიკის უკიდურესად კაშკაშა ცენტრი.
მკვლევართა განცხადებით, ამ კვაზარის სინათლე კოსმოსში 13,1 მილიარდი წელიწადი მოძრაობდა ჩვენამდე მოსაღწევად, რაც იმას ნიშნავს, რომ ამ კვაზარებს ახლა ისეთებს ვხედავთ, როგორებიც ისინი მაშინ იყვნენ, როცა სამყარო ჯერ მხოლოდ 700 მილიონი წლის იყო.
სპექტროგრაფი არის ინსტრუმენტი, რომელიც შემოსულ სინათლეს იჭერს და შლის, ამ შემთხვევაში, ციური ობიექტის სინათლეს შემადგენელ ტალღის სიგრძეებად. ამას კი შეუძლია გამოავლინოს, რომელი ელემენტებია წარმოდგენილი შორეულ ობიექტში, მაგრამ ასეთი ინფორმაციის მიღება ყოველთვის მარტივი როდია.
ავტორთა განცხადებით, ელემენტის რაოდენობის გარდა, ასტრონომიულ სპექტრში ხაზების სიკაშკაშე შეიძლება დამოკიდებული იყოს სხვა ფაქტორებზეც, რამაც შეიძლება გაართულოს კონკრეტულ ელემენტთა იდენტიფიცირება.
თუმცა, კვლევის ორმა ავტორმა, ტოკიოს უნივერსიტეტის ასტრონომებმა, იუძურუ იოშიმ და ჰიროაკი სამეშიმამ უკვე შეიმუშავეს ამ პრობლემის დაძლევის ხრიკი.
ელემენტთა რაოდენობის შესაფასებლად, მათი მეთოდი ტალღის სიგრძის სიძლიერეს იყენებს და შედეგად, მკვლევართა ჯგუფმა ამ კვაზარის გარშემო არსებული ღრუბლების შემადგენლობის ანალიზი შეძლო.
ამ ღრუბლებში ანალიზმა მაგნიუმისა და რკინის უცნაურად დაბალი თანაფარდობა აჩვენა — იქ მზესთან შედარებით ათჯერ მეტი მაგნიუმი იყო, ვიდრე რკინა. მკვლევართა განცხადებით, ეს უკვე მინიშნება იყო, რომელიც მიუთითებდა, რომ ეს გახლდათ პირველი თაობის ვარსკვლავის კატაკლიზმური აფეთქების მატერია.
„ჩემთვის აშკარა გახდა, რომ ამ მოვლენის კანდიდატი სუპერნოვა პოპულაცია III-ის ვარსკვლავის წყვილურ-არასტაბილური სუპერნოვა უნდა ყოფილიყო, რომელშიც მთლიანი ვარსკვლავი ისე აფეთქდა, რომ არანაირი ნარჩენი არ დატოვა“, — ამბობს კვლევის თანაავტორი, ტოკიოს უნივერსიტეტის ასტრონომი იუძურუ იოში.
„აღფრთოვანებული და გარკვეულწილად გაკვირვებული ვიყავი იმის აღმოჩენით, რომ მზეზე 300-ჯერ მასიური ვარსკვლავის წყვილურ-არასტაბილურმა სუპერნოვამ წარმოქმნა მაგნიუიმ-რკინის ისეთი თანაფარდობა, რომელიც ემთხვევა ჩვენ მიერ კვაზარისთვის მიღებულ ყველაზე დაბალ მნიშვნელობას“, — აღნიშნავს იოში.
2014 წელს მეცნიერები იუწყებოდნენ სულ მცირე ერთი პოტენციურად პოპულაცია III-ის ვარსკვლავის კვალის შესახებ, მაგრამ იოშისა და მისი კოლეგების განცხადებით, ახალი აღმოჩენა პირველი ყველაზე ძლიერი მტკიცებულებაა.
თუკი მათი აღმოჩენა სიმართლეს შეეფერება, ამ კვლევამ შეიძლება გრძელი გზა გაიაროს იმის საჩვენებლად, თუ როგორ ჩამოყალიბდა მატერია სამყაროს ისტორიაში. თუმცა, აშკარაა, რომ სხვა ციურ ობიექტებში ასეთი კვალის შესამოწმებლად, მეტი კვლევაა საჭირო.
ასეთი დაკვირვებებისთვის კი შეიძლება სულაც არ იყოს საჭირო შორეულ კვაზართა სინათლე. თუკი სამყაროში პოპულაცია III-ის ვარსკვლავები უკვე აღარ დარჩა, მათი სუპერნოვას ნარჩენების დღეგრძელობა ნიშნავს იმას, რომ მტკიცებულებები შეიძლება თითქმის ყველგან იმალებოდეს — მათ შორის ჩვენ გარშემო, ადგილობრივ სამყაროშიც.
„ახლა უკვე ვიცით, რა ვეძებოთ; გზა გაკვალული გვაქვს. თუკი ძლიერ ადრეულ სამყაროში ეს ლოკალურად მოხდა, რაც ასეც უნდა ყოფილიყო, ამის მტკიცებულების პოვნაც შესაძლებელი უნდა იყოს“, — ამბობს კვლევის თანაავტორი, ნოტრდამის უნივერსიტეტის ასტრონომი ტიმოთი ბეერსი.
კვლევა The Astrophysical Journal-ში გამოქვეყნდა.
მომზადებულია noirlab.edu-სა და ScienceAlert-ის მიხედვით.
