ნახშირბადის შესახებ ალბათ საერთოდაც არ ფიქრობთ, მაგრამ მის გარეშე თქვენ არ იარსებებდით. ის დედამიწაზე არსებული ყველა ცოცხალი ორგანიზმის ორგანულ ნივთიერებთა მთავარი შემადგენელი ნაწილია, მაგრამ ზუსტად საიდან მოხვდა ჩვენს პლანეტაზე ნახშირბადი — მეცნიერებს შორის კამათის საგანია.
ახალი კვლევით დადგინდა, რომ ირმის ნახტომში ნახშირბადის ძირითადი წყარო თეთრი ჯუჯებია — იმ ვარსკვლავთა მკვდარი ბირთვები, რომლებიც ერთ დროს ძალიან ჰგავდნენ ჩვენს მზეს.
კარგად არის შესწავლილი, რომ წყალბადსა და ჰელიუმზე უფრო მძიმე ელემენტები მთელი სამყაროს მასშტაბით, ვარსკვლავებშია გამოჭედილია. ვარსკვლავთა ბირთვებში ელემენტთა სინთეზით შეიძლება წარმოიქმნას ისეთი მძიმე ელემენტები, როგორიცაა რკინა; ამ პროცესს ვარსკვლავური ნუკლეოსინთეზი ეწოდება. უფრო მძიმე ელემენტები წარმოიქმნება ისეთი პროცესებით, როგორიცაა ნეიტრონების დაჭერა მასიურ სუპერნოვებში და ნეიტრონულ ვარსკვლავთა შეჯახები.
ნახშირბადი წარმოიქმნება ე. წ. სამმაგი ალფა პროცესის შედეგად, რომლის დროსაც, ნახშირბადის წარმოსაქმნელად ერთმანეთში სინთეზირდება ჰელიუმის სამი ბირთვი; ასეთ პროცესებს ადგილი აქვს ვარსკვლავის სიცოცხლის მიწურულს.
თუმცა, ასტრონომებისთვის უცნობი იყო, ჩვენს გალაქტიკაში ნახშირბადის სიუხვე მზის ზომის ვარსკვლავების თეთრ ჯუჯებად უჩუმრად კოლაფსირების დამსახურებაა, თუ გაცილებით მასიურ ვარსკვლავთა სუპერნოვად აფეთქებების.
იტალიის პადოვის უნივერსიტეტის ასტრონომთა ჯგუფმა პაოლო მარიგოს ხელმძღვანელობით, ამ კითხვაზე პასუხის მიღება ღია ვარსკვლავთგროვევზე დაკვირვებით გადაწყვიტა; ღია ვარსკვლავთგროვები არის ათასობით ვარსკვლავისგან შემდგარი ჯგუფები, რომელთა ყველა ვარსკვლავიც მეტნაკლებად ერთი ასაკისაა და წარმოქმნილია ერთი და იგივე მოლეკულური ღრუბლისგან.
ჰავაიზე მდებარე კეკის ობსერვატორიით 2018 წელს ჩატარებული დაკვირვებებით, ხუთ მოლეკულურ ღრუბელში მკვლევართა ჯგუფმა თეთრი ჯუჯები გამოავლინა. ამ დაკვირვებათა დროს შეაგროვეს ვარსკვლავის სპექტრი — სინათლის „თითის ანაბეჭდები“, რომლის საშუალებითაც შესაძლებელია ვარსკვლავის შესახებ მივიღოთ ისეთი ინფორმაცია, როგორიცაა მისი ტემპერატურა (შესაბამისად, ასაკიც), ქიმიური შემადგენლობა და ზედაპირის გრავიტაცია (შესაბამისად, მასაც).
„კეკის მიერ შეგროვებული სპექტრის ანალიზებით გავზომეთ თეთრ ჯუჯათა მასები. ვარსკვლავური ევოლუციის თეორიის გამოყენებით კვალს გავყევით და მივედით წინაპარ ვარსკვლავებამდე და განვსაზღვრეთ მათი მასა დაბადების მომენტში“, — განმარტავს კალიფორნიის უნივერსიტეტის ასტროფიზიკოსი ენრიკო რამირეს-რუისი.
ცნობილია, რომ მკვდარი ვარსკვლავის მასა გამომდინარეობს მისი წინაპარი ვარსკვლავისგან. ანუ, რაც უფრო მასიურია თეთრი ჯუჯა, უფრო მასიური უნდა ყოფილიყო მისი წარმომქმნელი წინაპარი ვარსკვლავიც. თუმცა, ეს მასები ზუსტად ერთნაირი არ არის, რადგან წინაპარი ვარსკვლავი მატერიის საკმაოდ დიდ ნაწილს კოსმოსში ფანტავს. ამ ურთიერთკავშირს თეთრი ჯუჯას ორ მასას შორის საწყის-საბოლოო მასათა კავშირს უწოდებენ.
თეთრ ჯუჯებში შესაძლებელია მათი მასის კავშირის გამოთვლა, თუკი გვაქვს თეთრი ჯუჯას სპექტრი. ისინი მკვდარი ვარსკვლავებია და ბირთვულ სინთეზს აღარ ახორციელებენ, შესაბამისად, არიან ცივები; ნებისმიერი სითბო, რასაც თეთრი ჯუჯა გამოყოფს, ნარჩენია და მილიარდობით წლის განმავლობაში, თანდათან კოსმოსში გაიფანტება. თუ ვიცით მისი მასა, ტმპერატურა და ქიმიური შემადგენლობა, შეგვიძლია გამოვთვალოთ მისი გაციების მაჩვენებელიც. ეს კი თავის მხრივ, ასტრონომებს თეთრი ჯუჯას ასაკის გამოთვლის საშუალებასაც აძლევს — ანუ, რამდენი ხანია გასული ბირთვის კოლაფსიდან.
სწორედ აქ ჩაერთო საქმეში ღია ვარსკვლავთგროვები. გამომდინარე იქიდან, რომ ვიცით ამ გროვათა ასაკი, შეგვიძლია დავადგინოთ ბირთვის კოლაფსის დროც და გავიგოთ, რა ასაკის იყო ესა თუ ის ვარსკვლავი სიკვდილის დროს; ამის შემდეგ კი, ამ ინფორმაციის გამოყენებით შესაძლებელია წინაპარი ვარსკვლავის საწყისი მასის გამოანგარიშება.
თუმცა, როდესაც ჯგუფმა ეს რამდენიმე თეთრ ჯუჯას მოარგო, განსაკუთრებით მათ, რომელთა წინაპრების მასაც 1,5 მზის მასაზე მეტი იყო — რაღაც განსაკუთრებული შენიშნეს. აღმოჩნდა, რომ თეთრი ჯუჯების მასა იმაზე მეტი იყო, ვიდრე ეს მათი წინაპარი ვარსკვლავების მიხედვით უნდა ყოფილიყო მოსალოდნელი; ჯგუფმა ამას საწყის-საბოლოო მასების ურთიერთობის ხარვეზი უწოდა.
„ჩვენი ჯგუფი საწყის-საბოლოო მასების ურთიერთობაში არსებულ ამ ხარვეზს უკავშირებს ირმის ნახტომში დაბალმასიან ვარსკვლავებში ნახშირბადის სინთეზის ხელწერას“, — განმარტავს მარიგო.
ჯგუფის აზრით, თეთრი ჯუჯების წინაპარ ვარსკვლავებში ამ მოვლენას ადგილი აქვს სიცოცხლის მიწურულს. საკუთარ ბირთვთა სიღრმეში, ისინი ჰელიუმს ნახშირბადად ასინთეზებენ. ამის შემდეგ, ეს ნახშირბადი ზედაპირისკენ ამოდის, საიდანაც შედარებით სუსტი ვარსკვლავური ქარებით კოსმოსში იფანტება. იმის გამო, რომ ეს პროცესი საკმაოდ ნელა ხდება. ვარსკვლავს ბირთვში მასის გაზრდის დრო აქვს. სწორედ ასეთი ბირთვები კოლაფსირდება მოსალოდნელზე უფრო მძიმე თეთრ ჯუჯებად.
ზოგადად, ასეთი რამ ხდება მზეზე დაახლოებით ორჯერ მასიურ ვარსკვლავებში, მაგრამ შემჩნეული არ არის მზეზე 1,5-ჯერ ნაკლებად მასიურ ვარსკვლავებში, რაც მასის საკმაოდ კარგ ქვედა ზღვარს აწესებს ნახშირბადის ამომფრქვევ ვარსკვლავებში. მნიშვნელოვანია, რომ ირმის ნახტომში ნახშირბადის მიმომფანტველ მომაკვდავ ვარსკვლავთა დროში განაწილების შესახებ უკეთეს წარმოდგენას შეგვიქმნის მსგავს ვარსკვლავებზე დაკვირვება სხვა გალაქტიკებში.
ამას გარდა, ეს ასევე დაგვეხმარება გავიგოთ ისიც, რა ხდება იმ შორეულ გალაქტიკებში, სადაც თითოეულ ვარსკვლავზე ინდივიდუალური დაკვირვება არ შეგვიძლია. ერთიან სინათლეში ნახშირბადის ხელწერამ შეიძლება გადმოგვცეს ამბავი ამ შორეულ გალატიკებში თეთრ ჯუჯათა პოპულაციების შესახებ.
ამავე დროს, ეს კვლევა დაგვეხმარება უკეთ გავარკვიოთ, როგორ მიმოიფანტება ნახშირბადი ირმის ნახტომში, რასა თავის მხრივ, შეიძლება დიდი გავლენა ჰქონდეს არამიწიერი სიცოცხლის ძებნაზე.
კვლევა Nature Astronomy-ში გამოქვეყნდა.
მომზადებულია news.ucsc.edu-სა და ScienceAlert-ის მიხედვით.
