გალაქტიკის ქიმიური ევოლუცია

7 ფაქტი გალაქტიკაში ქიმიური ელემენტების ატომთა დაგროვების ისტორიიდან

სიტყვა „ქიმიურს”, ჩვეულებრივ, იყენებენ მოლეკულებთან, ქიმიურ რეაქციებთან ანუ რაიმე იმდაგვართან მიმართებით, რაც „ნივთიერებათა გარდაქმნად” იწოდება. გალაქტიკის ქიმიური ევოლუციის კონტექსტში ქიმია გულისხმობს სწორედ ატომების, ელემენტების და არა მოლეკულათა წარმოქმნას, რომლებიც სწორედ ამ ატომებისგან შედგება.

 

გალაქტიკის ქიმიური ევოლუცია – ეს ისტორიაა ყველა იმ ქიმიური ელემენტის ატომთა გალაქტიკაში დაგროვებისა, რომლებიც ამა თუ იმ პროცესის შედეგად ჩნდება. ეს საკითხი უშუალოდაა დაკავშირებული ადამიანის სიცოცხლესთან, რადგან საუბარია სწორედ იმ ქიმიურ ელემენტებზე, რომელთაგანაც ჩვენ თავად შევდგებით, შედგება პლანეტა, რომელზეც ვცხოვრობთ და ჩვენი გარემომცველი საგნებიც.

ჩვენს გალაქტიკაში ქიმიური ელემენტების ევოლუციის შესახებ თანამედროვე წარმოდგენებს 50-იან წლებში ჩაეყარა საფუძველი.

1957 წელს გამოჩნდა ფაულერის და ჰოლის ფუნდამენტური ნაშრომი, რომელიც მას შემდეგ ასე იწოდება: „B2FH”. მასში აღწერილია ატომბირთვების სინთეზის ძირითადი მექანიზმები. ერთ-ერთმა მექანიზმმა – დიდი აფეთქების ნუკლეოსინთეზმა – საწყისი პირობები შექმნა ჩვენი სამყაროს ქიმიური ევოლუციისთვის. შემდეგია ნუკლეოსინთეზი ვარსკვლავებში, რომელიც ნორმალურ ვარსკვლავურ ევოლუციას უკავშირდება. არის ფეთქებადი ნუკლეოსინთეზი – ეს ბირთვებია, რომლებიც ვარსკვლავებზე სხვადასხვა ტიპის აფეთქების შედეგად წარმოიშობა და კიდევ ერთი მექანიზმი – სკალირების რეაქციები, რომლებიც მიმდინარეობს კოსმოსურ სხივებში. სკალირების რეაქციები როგორც ქიმიური ელემენტების სინთეზის მექანიზმი არცთუ ეფექტურია, მაგრამ პრაქტიკულად ერთადერთი საშუალებაა ზოგი მათგანის, კერძოდ, ბერილიუმისა და ბორის, სინთეზირებისთვის. ყველა დანარჩენი ელემენტი ვარსკვლავებში წარმოიშობა. ამრიგად, გალაქტიკის ქიმიური ევოლუცია – ეს მის შემადგენელ ვარსკვლავთა ევოლუციაა.

ბუნებრივია ალბათობა, რომ დროთა განმავლობაში გალაქტიკაში დაგროვდება სულ მეტი ატომი იმ ქიმიური ელემენტებისა, რომლებიც დიდი აფეთქების პროცესში არ წარმოშობილა, ანუ მოსალოდნელია, რომ გალაქტიკის ასაკსა და მის ქიმიურ შემადგენლობას შორის გარკვეული ურთიერთდამოკიდებულება გახდეს შესამჩნევი, მაგრამ სინამდვილეში ყველაფერი გაცილებით რთულადაა. გალაქტიკა არ წარმოადგენს ქიმიური ელემენტების წარმომქმნელ მანქანას. მასში მიმდინარეობს ურიცხვი პროცესი, რომლებიც კავშირშია როგორც ნივთიერებათა შემოდენასთან, ისე გალაქტიკათაშორის სივრცეში მათ გატყორცნასთანაც, ამიტომ გალაქტიკის ასაკსა და მის ქიმიურ შემადგენლობას შორის მკაფიო ურთიერთდამოკიდებულება არ შეიმჩნევა.

კიდევ ერთი სირთულე ისაა, რომ ჩვენ გალაქტიკის ევოლუციას ვერ ვხედავთ.

ქიმიური შემადგენლობა გალაქტიკის სხვადასხვა ეტაპზე, სხვადასხვა ასაკის ვარსკვლავებშია დაკონსერვებული, მაგალითად, ქიმიური შემადგენლობა, რომელიც ჩვენს გალაქტიკას 4,5 მილიარდი წლის წინ ჰქონდა, დაკონსერვებულია მზეში. თუ რომელიმე უფრო ძველ ვარსკვლავს განვიხილავთ, დავინახავთ გალაქტიკის ქიმიურ შემადგენლობას ევოლუციის უფრო ადრეულ ეტაპებზე. თუ თვალს გავადევნებთ გალაქტიკის სიცოცხლის ხანგრძლივობას, ანუ მისი არსებობის მთელ 13 მილიარდ წელს, დავინახავთ, რომ დროთა განმავლობაში მასში უფრო და უფრო მეტი მძიმე – წყალბადისა და ჰელიუმისგან განსხვავებული ელემენტი გროვდებოდა.

ერთ-ერთი ამოცანა, რომელიც ამჟამად დგას ასტროფიზიკოსების წინაშე, ესაა მძიმე ელემენტების სულ უფრო ნაკლები შემცველობის ვარსკვლავთა კვლევა. სავარაუდოდ, ისინი ძალიან ძველები არიან და ვერ მოასწრეს ვარსკვლა­ვური ევოლუციის პროდუქტებით გაჯერება.

გალაქტიკაში არის დისკო, რომელშიც ჩვენი მზეც მდებარეობს. მის­ი ქიმიური შემადგენლობა დაახლოებით ისეთივეა, როგორიც მზისა. გალაქტიკის დისკოს გარემომცველი სფერული ქვესისტემა დასახლებულია უფრო ძველი ვარსკვლავებით. ამ ქვესისტემას ეწოდება „გალო”. მათში მძიმე ელემენტები დაახლოებით 100-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე მზეზე. „გალოს” შემადგენლობაში შედის მძიმე მეტალების მინიმალური შემცვლობის მქონე ვარსკვლავებიც.
ამჟამად ცნობილია ისეთი ვარსკვლავები, რომლებშიც რკინის შემცველობა 100 000-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე მზეში. ლოგიკურად სავარაუდოა, რომ სწორედ ისინი არიან უძველესნი გალაქტიკაში გადარჩენილ ვარსკვლავთა შორის, თუმცა მათ ვერ მივიჩნევთ გალაქტიკის პირველ ვარსკვლავებად, რადგან ეს უკანასკნელნი საერთოდ არ უნდა შეიცავდნენ მძიმე ელემენტებს – უნდა შედგებოდნენ მხოლოდ იმ ელემენტებისგან, რომლებიც სინთეზირდა დიდი აფეთქების შედეგად. მძიმე ელემენტების ნულოვანი შემცველობის მქონე ამ ვარსკვლავების აღმოსაჩენად დიდი ძალისხმევა იხარჯება. მათი არარსებობის ასახსნელად სხვადასხვა თეორია განიხილება, მაგალითად, არსებობს მოსაზრება, რომ პირველი ვარსკვლავები ძალზე მასიური იყო და არცთუ დიდხანს ცოცხლობდა. შესაძლოა, ისინი გალაქტიკის წარმოქმნამდე არსებობდნენ, შესაძლოა, ისინი იყვნენ ჩვენი გალაქტიკის პირველი მოსახლენი. ასეა თუ ისე, ისინი წარმოიქმნენ, იცოცხლეს განკუთვნილი ხნის განმავლობაში – რამდენიმე მილიონი წელი, აფეთქდნენ, დააბინძურეს გალაქტიკამდელი (ანუ პროგალაქტიკური) სუბსტანცია მძიმე მეტალებით, შემდეგ ამ მცირედ დაბინძურებული სუბსტანციიდან წარმოიქმნა ის ვარსკვლავები, რომელთა ნარჩენებსაც ჩვენ ახლა ვაკვირდებით. ამის შემდეგ თერმობირთვული სინთეზი უფრო ნელა მიმდინარეობდა, თანდათანობით გროვდებოდა მძიმე ელემენტები, ვარსკვლავები სულ უფრო მდიდრდებოდა ამ ელემენტებით და საბოლოოდ წარმოიქმნა ის, რაც გარს გვახვევია.

საჭიროა მცირედი დაზუსტება. ასტრონომიაში ხშირად მეტალებს უწოდებენ ყველა იმ ელემენტს, რომელიც ბორზე მძიმეა, რასაც ხშირად შეცდომაში შეჰყავს არასპეციალისტები. განსაკუთრებით აფრთხობს ეს გარემოება ბიოლოგებს, როცა მათი თანდასწრებით ნახშირბადს მეტალს უწოდებენ. ეს ტრადიცია ისტორიულ მიზეზთა გამო წარმოიშვა. მეტალთა შემადგენლობა გაცილებით მარტივად განისაზღვრება ვარსკვლავურ სპექტრებში, ამიტომაც გაჩნდა ასეთი განზოგადებული დასახელება. როცა ასტრონომი ლაპარაკობს ვარსკვლავში მეტალის შეცველობაზე, ეს სრულიადაც არ ნიშნავს, რომ რკინაზე, მაგნიუმზე ან ალუმინზე ლაპარაკობს – სავსებით შესაძლებელია, გულისხმობდეს ჟანგბადს ან აზოტს. სწორედ ამ ელემენტებს უკავშირდება კვლევები, რომლებიც, შეიძლება ითქვას, გალაქტიკის ქიმიური ევოლუციის შესწავლის მოწინავე ამოცანაა – ეს გახლავთ ნახშირბადის, აზოტისა და ჟანგბადის დაგროვების მიზეზთა კვლევა. ბოლო ხანს მნიშვნელოვანი წინსვლაა არა მხოლოდ ჩვენი გალაქტიკის, არამედ სხვა ვარსკვლავთა სისტემის გამოკვლევის მხრივ. გაჩნდა მძლავრი ინსტრუმენტები, რომლებიც მაღალხარისხოვან სპექტრს იძლევა. ესაა როგორც დედამიწაზე დამინტაჟებული, ისე კოსმოსური ჰაბლის სახელობის ტელესკოპები.

გალაქტიკა მრავალი ნაწილისგან შედგება. ყოველი მათ­­­­გა­ნი დამოუკიდებლად გადის ევოლუციას, მაგრამ მათ შორის ხდება განსაზღვრული ურთიერთქმედებაც.

გალაქტიკის ქიმიური ევოლუცია მრავალი პროცესის ერთობლიობაა, რომელთა შესწავლაც ჩვენს გალაქტიკაში რთულია, მიზეზი კი ისაა, რომ ჩვენ აქ, სიღრმეში ვართ და ბევრ რამეს ვერ ვხედავთ, რადგან ჩვენთან გალაქტიკის ერთი ობიექტი გადაფარავს დანარჩენს. მაგრამ ახალი ტელესკოპების წყალობით შესაძლებლობა მოგვეცა, დეტალურად გამოვიკვლიოთ გალაქ­ტიკებში სხვა მასების, სხვა სტრუქტურების ქიმიური შემადგენლობა. რაც უფრო შორს გავყურებთ სამყაროს, მით ღრმად ვწვდებით წარსულს, რაც ასევე ევოლუციის შესწავლის საშუალებაა. უფრო მეტს შევიტყობთ იმის შესახებ, როგორ მიმდინარეობდა ნუკლეოსინთეზი სამყაროს ევოლუციის ადრეულ ეტაპზე. დაბეჯითებით შეიძლება ითქვას, რომ ეს კვლევები კიდევ დიდხანს იქნება ასტროფიზიკის დარგში მოწინავე.

შეიძლება იმის თქმაც, რომ ამჟამად დაკვირვებები უსწრებს თეორიას. სხვა გალაქტიკებზე დაკვირვებამ საშუალება მოგვცა, ზღვა ინფორმაცია დაგვეგროვებინა ქიმიური ელემენტების შემადგენლობასა და იმ მდგომარეობაზე, რომელშიც ისინი იმყოფებიან, შედის თუ არა ეს ელემენტები ვარსკვლავთაშორისი აირებისა და კოსმოსური მტვრის შემადგენლობაში და რა სახის კოსმოსური მტვრისა.

ინფრაწითელმა ტელესკოპებმა საშუალება მოგვცა, ჩაგვეხედა სპექტრულ სფეროებში, რაც წინათ შეუძლებელი იყო. სპიტცერისა და ჰერშელის ტელესკოპების მეშვეობით უამრავი ახალი მონაცემი მივიღეთ, გასაშვებად ემზადება ახალი ტელესკოპები. ყოველივე ეს საშუალებას გვაძლევს, განვიხილოთ არა მარტო მძიმე მეტალების სინთეზის, არამედ ფაზებს შორის გადასვლის პროცესებიც, მაგალითად, მყარი ფაზიდან (მტვრის ნაწილაკების) აირად ფაზაში (ვარსკვლავები და ვარსკვლავთშორისი ნივთიერება) გადასვლა. ახლა სწორედ ამ საკითხზე მიმდინარეობს მრავალი სამეცნიერო კვლევა.
დიმიტრი ვიბე, ფიზიკა-მათემატიკის მეცნიერებათა დოქტორი, ასტრონომიის ინსტიტუტის ვარსკვლავთა ევოლუციისა და ფიზიკის განყოფილების უფროსი
წყარო : http://postnauka.ru/faq/12321

კომენტარები

comments