პირველად ისტორიაში, ასტრონომებმა გამოავლინეს ბინარული (ორმაგი) სისტემა, რომელიც ერთ მშვენიერ დღეს, კილონოვად აფეთქდება. კილონოვა ეწოდება ნეიტრონულ ვარსკვლავთა შეჯახების ფეთქებად შედეგს.
ბედის ირონიით, ასეთი აღსასრულის მთავარი ინგრედიენტი წარუმატებელი, ჩაშლილი სუპერნოვას წყვილია. მეცნიერთა აზრით, ეს ფენომენი იმდენად იშვიათი უნდა იყოს, რომ მთელ ირმის ნახტომში სულ ათამდე ასეთი ორმაგი სისტემა უნდა არსებობდეს. ამ სისტემის დეტალური კვლევით, მეცნიერებმა შეიძლება უკეთესად გაიგონ, როგორ ყალიბდება ასეთი წარმოუდგენელი მოვლენები.
„უკვე დიდი ხანია, ასტრონომებს მხოლოდ სპეკულირება შეეძლოთ იმ გარემო პირობების შესახებ, რომელიც თანდათან კილონოვას იწვევს“, — ამბობს NOIRLab-ის ასტრონომი ანდრე-ნიკოლას შენე.
მისი განცხადებით, ახალი შედეგები წარმოაჩენს, რომ სულ მცირე ერთ შემთხვევაში მაინც, ორი „ძმა“ ნეიტრონული ვარსკვლავი შეიძლება მაშინ შეერწყას ერთმანეთს, როდესაც ერთ-ერთი მათგანი წარმოქმნილია კლასიკური სუპერნოვას აფეთქების გარეშე.
ნეიტრონულ ვარსკვლავთა შეჯახება იშვიათია, მაგრამ მნიშვნელოვან როლს ასრულებს სამყაროში მძიმე ელემენტების მიმოფანტვაში, მაგალითად, ოქროსი, პლატინის და ურანის. ამ ელემენტთა წარმოქმნა ვარსკვლავის ბირთვებში შეუძლებელია; ენერგია, რომელიც რკინაზე მძიმე ელემენტთა ვარსკვლავური ნუკლეოსინთეზისთვის არის საჭირო, უფრო დიდია, ვიდრე ეს ნუკლეოსინთეზი გამოიმუშავებს, რაც ვარსკვლავის ქაოსურ დასასრულს განაპირობებს.
ასეთი ელემენტები წარმოიქმნება ენერგეტიკული მოვლენებისას, მაგალითად, კილონოვებში: ამის მტკიცებულება გვაქვს GW170817-დან, ნეიტრონულ ვარსკვლავთა ისტორიული შეჯახებიდან, რომელსაც რამდენიმე წლის წინ პირველად დააკვირდა მსოფლიოს რამდენიმე ტელესკოპი. თუმცა, ეს მოვლენები იშვიათია და შესაბამისად, იდუმალებით მოცული. ამ დროისათვის, ნეიტრონულ ვარსკვლავთა მხოლოდ რამდენიმე შეჯახება გვაქვს დაფიქსირებული და ჯერ არ გვქონდა ნაპოვნი ისეთი სისტემა, რომელიც შეჯახებისათვის არის განწირული.
ორმაგი სისტემა, სახელად CPD-29 2176, შედგება ნეიტრონული ვარსკვლავისა და მასიურ ცისფერ ვარსკვლავთა ერთ-ერთი ტიპის, ბე-ვარსკვლავისგან; მდებარეობს ჩვენგან დაახლოებით 11 400 სინათლის წლის მანძილზე. ბე-ვარსკვლავთა სინათლეში არის მახასიათებლები, რომლებიც მიუთითებს, რომ ამ ვარსკვლავთა გარშემო დისკოს ფორმის მატერიაა.
ხშირად ისინი ბინარულ (ორმაგ) სისტემებში ნეიტრონულ ვარსკვლავებთან ერთად ჩნდებიან. ბე-ვარსკვლავთა გარშემო არსებულ დისკოში გავლისას, ნეიტრონული ვარსკვლავები რენტგენულ სხივებს გამოყოფენ.
ცის იმ ნაწილში, სადაც CPD-29 2176 მდებარეობს, როდესაც კაშკაშა რენტგენული ანთება შენიშნეს, ასტრონომებმა ნოელ რიჩარდსონმა და კლარისა პავაპომ დეტალური დაკვირვებები ჩაატარეს, რის შედეგადაც დაადგინეს, რომ სინათლის რაღაც ნაწილი ბე-ვარსკვლავის მიერ არ იყო გამოყოფილი. ეს ნეიტრონული ვარსკვლავი გახლავთ.
მათ ასევე შეძლეს ორმაგი სისტემის ორბიტის გამოთვლა. სწორედ აქ დაიწყო საინტერესო ამბები. იმიტომ, რომ უმეტეს ბინართა უფრო ელიფსური ორბიტებისგან განსხვავებით, ეს ორბიტა უჩვეულოდ წრიული იყო.
ეს უკვე დიდი აღმოჩენა იყო, რომლის საფუძველზეც ასტრონომებმა დაასკვნეს, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავი „წარუმეტაბელი“ სუპერნოვას შედეგად იყო წარმოქმნილი, რომელსაც ულტრაშიშველ სუპერნოვასაც უწოდებენ.
როგორც წესი, როდესაც მასიური ვარსკვლავი სუპერნოვად ფეთქდება, მატერიის გარე ფენებს შთამბეჭდავი აფეთქებებით იშორებს, დარჩენილი ბირთვი კი კოლაფსირდება და ნეიტრონული ვარსკვლავი წარმოიქმნება — მზეზე დაახლოებით 2,4-ჯერ მასიური ულტრამკვრივი ობიექტი, რომლის დიამეტრიც სულ რაღაც 20 კილომეტრამდეა.
ულტრაშიშველ სუპერნოვაში, აფეთქებისა და კოსმოსში გატყორცნისთვის საკმარისი მატერიის გარე ფენები არ არის. ბირთვი ზედმეტი ხმაურის გარეშე კოლაფსირდება. როგორც ჩანს, სწორედ ასე მოხდა CPD-29 2176-ის შემთხვევაშიც.
„ვარსკვლავი იმდენად გამოფიტული იყო, რომ აფეთქებას იმის ენერგიაც არ ჰქონდა, რომ ორბიტა შეეცვალა და ასეთი ბინარებისთვის დამახასიათებელი უფრო ელიფსური გაეხადა“, — ამბობს რიჩარდსონი.
მაშ, სად წავიდა მთელი მისი მატერია? როდესაც ნეიტრონული ვარსკვლავის წარმომქმნელმა ვარსკვლავმა სიცოცხლის მიწურულს მიაღწია, გაიბერა და მისი გარე მატერია ბე-ვარსკვლავის გრავიტაციულ გავლენაში შევიდა, შესაბამისად, ის ამ უკანასკნელმა შთანთქა. იმ დროისათვის, როდესაც ეს ვარსკვლავი ნეიტრონულ ვარსკვლავად კოლაფსირდა, ის უკვე მოშიშვლებული იყო, აღარ ჰქონდა მატერია, რომელიც სუპერნოვად უნდა აფეთქებულიყო.
საბოლოოდ, სიცოცხლეს ბე-ვარსკვლავიც ნეიტრონული ვარსკვლავის სახით დაასრულებს, რის შედეგადაც გაჩნდება ორმაგი ნეიტრონული ვარსკვლავი მილევად ორბიტაზე, რომლებიც ერთ მშვენიერ დღეს ერთმანეთს შეეჯახებიან და წარმოქმნიან ან ერთ დიდ ნეიტრონულ ვარსკვლავს, ან შავ ხვრელს.
„ამჟამინდელი ნეიტრონული ვარსკვლავი სისტემიდან საკუთარი კომპანიონის გაგდების გარეშე წარმოიქმნა. ულტრაშიშველი სუპერნოვა საუკეთესოდ ხსნის იმას, თუ რატომ არიან ეს კომპანიონი ვარსკვლავები ასეთ მჭიდრო ორბიტაზე“, — აღნიშნავს რიჩარდსონი.
მისივე განცხადებით, იმისათვის, რათა ერთ დღეს კილონოვა წარმოიქმნას, საჭიროა, რომ მეორე ვარსკვლავიც ულტრაშიშველ სუპერნოვად აფეთქდეს, რის შემდეგაც, ორი ნეიტრონული ვარსკვლავი საბოლოოდ ერთმანეთს შეეჯახება და შეერწყმება.
თუმცა, ამ დღემდე ძალიან შორია. ბე-ვარსკვლავი ასეთ ტრანსფორმაციამდე ჯერ კიდევ სულ მცირე მილიონი წელი იცოცხლებს. შემდეგ, მილევად ორბიტაზე ორი ნეიტრონული ვარსკვლავი კიდევ მილიონ წელიწადს იმოძრავებს. მიუხედავად ამისა, CPD-29 2176-ის გამოვლენით ასტრონომებმა ფაზლის კიდევ ერთი ნაწილი ჩაიგდეს ხელში, რომლის საფუძველზეც, კიდევ შეიძლება ვიპოვოთ ასეთი სისტემები ირმის ნახტომის მილიარდობით ვარსკვლავს შორის.
„აღმოჩენა გვიჩვენებს, რომ ზოგიერთი ნეიტრონული ვარსკვლავი მცირე, შეუმჩნეველი სუპერნოვას შედეგად არის დაბადებული“, — ამბობს რიჩარდსონი.
კვლევა ჟურნალ Nature-ში გამოქვეყნდა.
მომზადებულია noirlab.edu-სა და ScienceAlert-ის მიხედვით.
