ჩვენგან 16 000 სინათლის წლის მანძილზე მდებარე წითელი გიგანტი ვარსკვლავი სავარაუდოდ სამყაროს მეორე თაობის ვარსკვლავთა წარმომადგენელი უნდა იყოს.
როგორც მისი ქიმიური შემადგენლობის ანალიზით ირკვევა, შეიცავს ისეთ ელემენტებს, რომლებიც სამყაროს პირველი თაობის ვარსკვლავების სიცოცხლეში და სიკვდილისას წარმოიქმნა. გამომდინარე აქედან, მისი დახმარებით შეიძლება ვიპოვოთ პირველი თაობის, ანუ სამყაროში პირველად გაჩენილი ვარსკვლავები, რომელთაგან ჯერ არც ერთი არ აღმოგვიჩენია.
გარდა ამისა, მეცნიერებმა კვლევა შეასრულეს ფოტომეტრიის გამოყენებით, მეთოდით, რომელიც სინათლის ინტენსივობას ზომავს და შესაბამისად, ასეთ უძველეს ობიექტთა პოვნის ახალ გზასაც გვთავაზობს.
„ვიწროზოლოვანი S-PLUS ფოტომეტრიის გამოყენებით, აღმოვაჩინეთ SPLUS J210428.01−004934.2 (შემოკლებით SPLUS J2104−0049), ლითონებით უკიდურესად მწირი ვარსკვლავი; აღმოჩენა დადასტურდა საშუალო და მაღალი რეზოლუციის სპექტროსკოპიითაც“, — წერენ მკვლევრები პუბლიკაციაში.
მათივე განცხადებით, ეს დაკვირვებები წარმოადგენს ამჟამად მიმდინარე ძალისხმევის ნაწილს, რომლის მიზანიც არის ვიწროზოლოვანი ფოტომეტრიით გამოვლენილი დაბალმეტალიანი ვარსკვლავების კანდიდატთა დადასტურება.
მართალია, გვგონია, რომ საკმაოდ კარგი წარმოდგენა გვაქვს იმის შესახებ, თუ როგორ გაიზარდა სამყარო დიდი აფეთქებიდან ისეთად, როგორიც დღესაა, გარკვეულწილად იდუმალებით რჩება მოცული ის პირველი ვარსკვლავები, რომლებიც სამყაროს პირველყოფილ წყვდიადში აენთო; მათ III პოპულაციის ვარსკვლავებს უწოდებენ.
ამ ადრეულ ვარსკვლავთა წარმოქმნის შესახებ გარკვეულ მოსაზრებებს გვაწვდის ამჟამად მიმდინარე ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესები; თუმცა, ვიდრე მათ ვიპოვით, ჩვენს წარმოდგენას ვამყარებთ არასრულ ინფორმაციაზე.
ამ მხრივ ერთი მიმართულებაა II პოპულაციის ვარსკვლავები, რომლებიც III პოპულაციის ვარსკვლავთა შემდეგ რამდენიმე თაობას წარმოადგენენ. მათგან ყველაზე გამორჩეულია ის თაობა, რომელიც უშუალოდ მოჰყვა III პოპულაციას, რადგან ისინი შემადგენლობით მათთან ყველაზე ახლოს არიან.
მათი გამოვლენა შესაძლებელია ისეთ ელემენტთა უკიდურესად დაბალი შემცველობით, როგორებიც არის ნახშირბადი, რკინა, ჟანგბადი, მაგნიუმი და ლითიუმი; ამას კი მეცნიერები ვარსკვლავის მიერ გამოყოფილი სინათლის სპექტრის ანალიზის საფუძველზე ახერხებენ. სინათლე შეიცავს ვარსკვლავში არსებულ ელემენტთა ქიმიურ კვალს.
ასე იმიტომ არის, რომ ვიდრე ვარსკვლავები გაჩნდებოდნენ, არ არსებობდა მძიმე ელემენტები — სამყარო წარმოადგენდა ძირითადად წყალბადისა და ჰელიუმის ერთგვარ ღრუბელს. როდესაც პირველი ვარსკვლავები გაჩნდნენ, მათ ბირთვებში მიმდინარე თერმობირთვული პროცესების შედეგად მძიმე ელემენტები წარმოიქმნა.
პირველ რიგში, წყალბადი სინთეზირდება ჰელიუმად, შემდეგ ჰელიუმი ნახშირბადად და ასე გრძელდება რკინამდე, რაც ვარსკვლავის მასაზეა დამოკიდებული; ყველაზე პატარა ვარსკვლავებს არ აქვთ საკმარისი ენერგია, რომ ჰელიუმი ნახშირბადად დაასინთეზირონ. რკინის სინთეზისთვის საჭირო ენერგია ყველაზე მასიურ ვარსკვლავებსაც კი არ გააჩნიათ; როდესაც მათი ბირთვი მთლიანად რკინა გახდება, ისინი სუპერნოვად ფეთქდებიან.
ეს კოლოსალური კოსმოსური აფეთქება მთელ სინთეზირებულ მატერიას მიმდებარე კოსმოსში ფანტავს; გარდა ამისა, ასეთი აფეთქებები იმდენად ენერგიულია, რომ აწარმოებს ბირთვულ რეაქციათა მთელ სერიებს, რა დროსაც გამოიწრთობა უფრო მძიმე ელემენტები — ოქრო, ვერცხლი, თორიუმი და ურანი. ამის შემდეგ, ამ ელემენტთა შემცველი ღრუბლებისგან დაბადებულ ახალ ვარსკვლავებში გაცილებით მაღალია ლითონების შემცველობა, ვიდრე წინა თაობაში.
დღევანდელ ვარსკვლავებს, რომლებსაც I პოპულაციას უწოდებენ, უმაღლესი მეტალიანობა აქვთ. ძალიან ახალგაზრდა სამყაროში დაბადებულ ვარსკვლავებს კი ძალიან დაბალი მეტალიანობა აქვთ და ყველაზე ადრეულ ვარსკვლავებს ლითონებით უკიდურესად მწირ ვარსკვლავებს (UMP) უწოდებენ.
ასეთ ვარსკვლავებს II პოპულაციის ვარსკვლავებად მიიჩნევენ, რომლებიც შეიცავენ III პოპულაციის სუპერნოვათა მხოლოდ ერთი თაობის მიერ გამოტყორცნილ მასალებს.
ასტრონომთა ჯგუფმა ვარსკვლავი SPLUS J210428-004934 ფოტომეტრიული პროგრამა S-PLUS-ის გამოყენებით გამოავლინა; მართალია, მას ყველაზე დაბალი მეტალიანობა არ აქვს ამ დრომდე აღოჩენილთა შორის (ეს პატივი ეკუთვნის ვარსკვლავს, სახელად SMSS J0313-6708), მისი საშუალო მეტალიანობა ლითონებით უკიდურესად მწირ ვარსკვლავებისას შეესაბამება.
გარდა ამისა, მასე ასევე აქვს ნახშირბადის ყველაზე დაბალი შემცველობა, რაც კი ასტრონომებს ოდესმე უნახავთ ლითონებით უკიდურესად მწირ ვარსკვლავებში. ეს კი მნიშვნელოვან ახალ ცნობას გვაწვდის წინაპარ ვარსკვლავზე და ძალიან დაბალი მეტალიანობის ვარსკვლავურ ევოლუციაზე.
იმის გასარკვევად, როგორ შეიძლება წარმოქმნილიყო ეს ვარსკვლავი, ასტრონომებმა თეორიულ მოდელირებას მიმართეს. მივიდნენ დასკვნამდე, რომ SPLUS J210428-004934-ის ქიმიური შემადგენლობა, მათ შორის ნახშირბადის დაბალი შემცველობა და სხვა ელემენტების თითქმის ისეთივე პროპორციები, როგორებიც ლითონებით უკიდურესად მწირ სხვა ვარსკვლავებში, უნდა წარმოადგენდეს III პოპულაციის, 29,5 მზის მასის მქონე ვარსკვლავის მაღალენერგიული სუპერნოვას შედეგს.
თუმცა, მოდელირებამ ვერ შეძლო ზუსტად იმდენივე სილიციუმის წარმოქმნა, რაც SPLUS J210428-004934-ს აქვს. მკვლევართა განცხადებით, ამ უცნაური შეუსაბამობის გასარკვევად საჭიროა ასეთივე შემადგენლობის უფრო ბევრი სხვა უძველესი ვარსკვლავის კვლევა.
კვლევა The Astrophysical Journal Letters-ში გამოქვეყნდა.
მომზადებულია ScienceAlert-ის მიხედვით.
