შესავალი

სინათლის სიჩქარის სასრულობის გამო, რაც უფრო შორს გავიხედავთ კოსმოსში, მით უფრო მეტს დავინახავთ წარსულში. ეს საშუალებას გვაძლევს სხვადასხვა გალაქტიკების და სინათლის წყაროების შესწავლით მოვახდინოთ 13.7 მილიარდ წლიანი კოსმოსური ისტორიის რეკონსტრუირება.

მანძილის გასაზომად რაიმე გალაქტიკამდე ასტრონომები იყენებენ წყალბადის და სხვა ელემენტების გამოსხივების მახასიათებელ ნიმუშებს, ამ გალაქტიკის წითელი წანაცვლების (z-ის) გასაზომად. როდესაც სამყარო ფართოვდება, სინათლის ტალღის სიგრძეც იჭიმება და სპექტრი, რომელსაც ჩვენ ვაკვირდებით სინათლის მიღების მომენტში წანაცვლებულია გამოსხივებულისგან 1+z მამრავლით. ეს გულისხმობს, რომ იმ დროიდან როცა რაიმე წყარომ ის გამოასხივა, სინათლის მიღების მომენტში სამყარო (1+z)-ჯერ წრფივად გაფართოვდა. ამით შესაძლებელია განისაზღვროს შესაბამისი მანძილი და კოსმოსური ასაკი.

დიდი ტელესკოპების საშუალებით ამჟამად შეგვიძლია დავაკვირდეთ ისეთ გალაქტიკებს, რომლებიც ძლიერად არ ანათებენ და იმდენად შორს არიან ჩვენგან, რომ მათ 10 მილიარდი წლის წინანდელ ვერსიას ვხედავთ. ამ დაკვირვებებიდან გამომდინარე გალაქტიკები უკვე არსებობდნენ დიდი აფეთქებიდან 850 მილიონი წლის შემდეგ, რაც შეესაბამება წითელ წანაცვლებას z = 6.5 (დაახლოებით).

კოსმოსური მიკროტალღური ფონი

გალაქტიკებზე დაკვირვების გარდა, ადრეულ სამყაროზე ინფორმაციის მიღების ერთ-ერთ მნიშვნელოვან მეთოდს წარმოადგენს კოსმოსური მიკროტალღური ფონის, ანუ რელიქტური გამოსხივების (CMB) შესწავლა. CMB-ს არსებობა პირველად რალფ ალფერმა და რობერტ ჰერმანმა იწინასწარმეტყველეს 1948 წელს. მათ შეძლეს შეეფასებინათ ამ ფონის ტემპერატურა, როგორც 5 კელვინი. 2001 წელს კოსმოსში გაუშვეს ეგრეთწოდებული ვილკინსონის მიკროტალღოვანი ანიზოტროპიის ზონდი, რომელმაც 2003 წელს მეცნიერებმა პირველად მიიღეს სამყაროს ზუსტი სურათი, როდესაც მისი ასაკი 380 ათას წელს არ აღემატებოდა.

კოსმოსური მიკროტალღური ფონი წარმოიქმნა სამყაროს ცხელ პერიოდში. ითვლება, რომ თავდაპირველად სამყარო იყო ძალიან ცხელი და მკვრივი და გაფართოებასთან ერთად მანდ დაიწყო გაციება. ასობით ათასი წელიწადის განმავლობაში კოსმოსური გაზი შედგებოდა პროტონების და ელექტრონების პლაზმისგან, სადაც ამ ნაწილაკებს გააჩნდათ ძალიან დიდი თერმული ენერგია. დიდი აფეთქებიდან დაახლოებით 400 ათასი წლის შემდეგ სამყაროს ტემპერატურა დაეცა რამდენიმე ათასი კელვინის ქვემოთ. ამ დროს პლაზმის ამ ნაწილაკებს ისე შეუმცირდათ სიჩქარე, რომ შეეძლოთ მიეზიდათ ერთმანეთი და შეექმნათ წყალბადის ატომი (უფრო მაღალ ტემპერატურებზე მაღალი სიჩქარეების გამო ხდებოდა მათი ერთმანეთზე გაფანტვა). ამ პროცესს რეკომბინაცია ეწოდება.

რეკომბინაციის შემდეგ პლაზმის ფოტონები ‘განთავისუფლდნენ’ და გამოსხივდნენ. ამ ულტრაიისფერი სინათლის გამოსხივების შემდეგ თანდათან შემცირდა მაღალ-ენერგეტიკული ფოტონების გაფანტვა პლაზმაში. ფოტონები განაგრძობდნენ სწორხაზოვნად მოძრაობას და ამ პროცეს ხელს არაფერი უშლიდა გარდა კოსმოსური გაფართოებისა, რომელმაც წითელი წანაცვლებით ის მიკროტალღურ სპექტრში გადაიყვანა. სწორედ ამ გამოსხივებას ვუწოდებთ ამჟამად CMB-ს. CMB გამოსხივების ტემპერატურა ყველა მიმართულებით თითქმის ერთნაირია, რაც ცხადყოფს, რომ სამყაროს საწყისი პირობები ერთგვაროვანი იყო.

გალაქტიკების გაჩენა

რეკომბინაციის და შემდგომი გაციების შემდეგ სამყაროში წნევა შემცირდა და გრავიტაციული ურთიერთქმედება გახდა მნიშვნელოვანია. გრავიტაციამ გაზარდა პლაზმაში არსებული სიმკვრივის და ტემპერატურის მცირე ფლუქტუაციები, რომელიც ამჟამადაც დაიმზირება CMB-ის მონაცემებში. სივრცის ისეთ არეებში, რომლებიც მატერიის სიმკვრივე სჭარბობდა საშუალო სიმკვრივეს გრავიტაცია უფრო ძლიერად მოქმედებდა. ამიტომ დაიწყო ამ რეგიონების კოლაფსი და რამდენიმე მილიონ წლიანი შეკუმშვის შემდეგ შესაძლებელი გახდა იქ გალაქტიკების და ვარსკვლავების ფორმირება.

ასეთი სცენარით დღეს არსებული გალაქტიკების თვისებების ახსნა შესაძლებელია მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ ეს პროცესი ზედმეტად დიდ ხანს გრძელდებოდა. ამიტომ საჭიროა ფარული მატერიის არსებობის გათვალისწინებაც, რომელიც კოსმოსური მატერიის სიმკვრივის დაახლოებით 85 პროცენტს უნდა შეადგენდეს. ვარსკვლავების და გაზების მოძრაობა გალაქტიკების ცენტრის მახლობლად მიუთითებს იმაზე, რომ თითოეული გალაქტიკა გარშემორტყმულია დიდი მასის ფარული მატერიით - ფარული მატერიის ჰალოთი.

ფარდობითობის ზოგადი თეორია ხსნის თუ როგორ მოხდა ჩვეულებრივი მატერიის ჩაჭერა ფარული მატერიის ჰალოებში და როგორ შეიქმნენ გალაქტიკები. მეორეს მხრივ, ჰალოების გარეთ მყოფი გაზი შეუშფოთებელი უნდა დარჩენილიყო. თუმცა დაკვირვებები აჩვენებენ, რომ ეს გაზი ყოველთვის ნეიტრალური არ ყოფილა, ანუ რეკომბინაციის შემდეგ მოხდა მისი ხელმეორედ იონიზაცია. დიფუზური გაზების შესასწავლად, რომელებიც ავსებს გალაქტიკების გარე სივრცეებს (IGM), ასტრონომები იყენებენ მათ შორეულ კვაზარებთან ურთიერთქმედებებს.

კვაზარები დაკვირვებადი სამყაროს ყველაზე ნათელი და შორეული ობიექტებია. ჩვენი გაგებით კვაზარი არის გალაქტიკა, რომელსაც გააჩნია ძალიან აქტიური ბირთვი. ამიტომ ერთადერთი რასაც ვხედავთ არის მისი ცენტრალური რეგიონი. გალაქტიკის დანარჩენ ნაწილს, მისი ნაკლები აქტიურობის და მილიარდობით სინათლის წლით დაშორების გამო, ჩვენ ვერ ვარჩევთ. შორეული დამკვირვებლისთვის კვაზარები წერტილოვან სინათლის წყაროებს წარმოადგენენ, სწორედ აქედან წარმოდგება მათი სახელი: QUAsi StellAr Radiosource. ჩვენი წარმოდგენით კვაზარებს უზარმაზარი ნათობის საშუალებას აძლევს შავი ხვრელები, რომლებიც მზეზე მილიარდობით მძიმეა და მდებარეობენ მასიური გალაქტიკების ცენტრებში. როცა გარემომცველი გაზი ეცემა შავ ხვრელს, აკრეციული ღრუბლის შიგნით ადგილი აქვს ძლიერ დაჯახებებს, რაც იწვევს რადიაციულ აფეთქებებს სივრცეში და რის დანახვაც შორიდანაა შესაძლებელი.

ლაიმან-ალფა სერიები

ლაიმანის სერიებს უწოდებენ ენერგიების მნიშვნელობებს, რომლებიც საჭიროა წყალბადის ელექტრონის ასაგზნებად ძირითადი მდგომარეობიდან უფრო მაღალი ენერგიის მდგომარეობებამდე გადასაყვანად. კოსმოლოგიისთვის საინტერესო მოვლენას წარმოადგენს წყალბადის ატომის ელექტრონის ძირითადი მდგომარეობიდან მომდევნო დონეზე გადასვლა ფოტონის შთანთქმით. შესაბამისი ენერგიის დონეები გამოითვლება ფორმულით:

E_n = -13.6 eV/n²

პირველიდან მეორე დონეზე გადასვლის ენერგიის შესაბამისი ფოტონის ტალღის სიგრძეა 1,216 ანგსტრემი. კოსმოსში შებრუნებული პროცესიც მიმდინარეობს, ხდება ასეთი ენერგიის ფოტონების უკან გამოსხივება. ფოტონების შთანთქმით ან გამოსხივებით და შესაბამისი სინათლის ტალღის სიგრძის ცოდნით შესაძლებელია შევიტყოთ კოსმოსში წყალბადის ატომის ან თავისუფალი ელექტრონის არსებობის შესახებ. ანუ თუ სინათლეს გადის ნეიტრალური წყალბადის ატომებით სავსე გარემოში, მაშინ ჩვენ მივიღებთ სინათლის ინტენსივობის ვარდნას 1,216 ანგსტრემ ტალღის სიგრძეზე. შთანთქმული სინათლის რაოდენობა პროპორციულია წყალბადის ატომის მიერ ფოტონის შთანთქმის ალბათობისა გამრავლებული სინათლის მოძრაობის გასწვრივ წყალბადის ატომების რიცხვზე.

ჩვენს შემთხვევაში სინათლის წყაროს წარმოადგენს კვაზარები და ვაკვირდებით ამ გამოსხივების ურთიერთქმედებას წყალბადის ატომების ღრუბლებთან IGM-ში. თუ კვაზარიდან წამოსულ და წყალბადის ატომებ-გამოვლილ სინათლეს დავაკვირდებით, დავინახავთ ინტენსივობაში შთანთქმის ხაზებს. ამ ხერხით საშუალება გვეძლევა განვსაზღვროთ წყალბადის განაწილება სივრცეში.

რეიონიზაცია

ლაიმან-ალფა შთანთქმა აჩვენებს, რომ IGM არის იონიზებული პლაზმა სულ ცოტა ჩვენგან z = 6.5 მანძილამდე. ანუ კოსმოსური რეკომბინაციის დროს ნეიტრალური წყალბადის წარმოქმნის შემდეგ უნდა მომხდარიყო მისი ხელმეორედ იონიზაცია. სარწმუნოა, რომ შესაძლოა რეიონიზაცია მთელ სამყაროში გამოიწვია პირველი თაობის ვარსკვლავების გამოსხივებამ.

ლაიმან-ალფა შთანთქმებზე დაკვირვება ძალიან ეფექტური მეთოდია, მაგრამ რთული ხდება მისი გამოყენება თვით რეიონიზაციის ეპოქისთვის, როცა ნეიტრალური წყალბადის სიმკვრივე გაცილებით მაღალი იყო. ყველაზე შორეული გალაქტიკები, რომელთაც დღეს ვხედავთ უკვე ანათებდნენ როცა სამყაროს ასაკი მილიარდი წელი იყო.

გალაქტიკების ფორმირების იერარქიული მოდელის თანახმად, ჯერ მცირე გალაქტიკები იქმნება და შემდეგ უფრო დიდები. საინტერესოა რა ზომის იყვნენ ის თავდაპირველი გალაქტიკები სადაც პირველი ვარსკვლავები გაჩნდნენ.

ვარსკვლავი იქმნება მაშინ, როდესაც უზარმაზარი რაოდენობის მატერია კოლაფსირდება და ქმნის ძალიან დიდ სიმკვრივეს. თუმცა შესაძლოა ეს პროცესი შეწყდეს, თუ წნევა IGM-ში შეაჩერებს ფარული მატერიის გრავიტაციით გამოწვეულ კოლაფსს. როცა მატერიის გაზი დაეჯახება ფარული მატერიის ჰალოს, ის წარმოქმნის შოკურ ტალღებს არასტაბილური ზებგერითი დინების გამო. ამ პროცესისას გაზი ცხელდება და კოლაფსირება შეეძლება მხოლოდ იმ შემთხვევაში თუ იგი ენერგიას გამოასხივებს. შეშფოთებული გაზის ენერგიის წყარო კი არის აღგზნებული მოლეკულური წყალბადის გამოსხივება.

კომპიუტერულმა გამოთვლებით მოხერხდა პირველი ვარსკვლავების შექმნის სურათის მიღება. ეს სიმულაციები იწყება ადრეული სამყაროდან, როცა ფარული მატერია და წყალბადის გაზი განაწილებულია თითქმის ერთგვაროვნად, გარდა მცირე ვარიაციებისა სიმკვრივესა და ტემპერატურაში, რაც ამჟამადაც ჩანს CMB-ს მონაცემებში.

იმისთვის, რომ შევაფასოთ როდის შეიქმნა პირველი ვარსკვლავები უნდა გვახსოვდეს, რომ პირველი 100,000 მზის მასის მქონე ფარული მატერიის ჰალოებმა კოლაფსი განიცადეს მაღალი სიმკვრივის მქონე რეგიონებში. თავდაპირველად კი ასეთი ადგილები ძალიან ცოტა იყო სამყაროში. აქედან გამომდინარე სიმულაციებ შეზღუდულია და მთელი სამყაროს მოდელირება ჯერ-ჯერობით ახლანდელ შესაძლებლობებს აღემატება. თუმცა ანალიზური მოდელები წინასწარმეტყველებენ, რომ პირველი დაკვირვებადი ვარსკვლავი სამყაროში ალბათ დიდი აფეთქებიდან 30 მილიონი წლის შემდეგ უნდა შექმნილიყვნენ, რაც მთელი სამყაროს ასაკის (დაახლოებით 13.7 მილიარდი წელი) პროცენტის მეოთხედზე ნაკლებია.

ამასთან თავდაპირველად ვარსკვლავები ძალიან იშვიათად იბადებოდნენ. გრავიტაციულმა კოლაფსმა გაზარდა გალაქტიკური ჰალოების რაოდენობა და ვარსკვლავების დაბადების სიჩქარე. რეიონიზაციის წყაროები დიდი ალბათობით დიდი გალაქტიკების მეორე თაობა იყო, რომელთა მასა დაახლოებით 10⁷ მზის მასაზე მეტი იყო. პირველი ირმის ნახტომის ზომის ჰალო, რომლის მასა 10¹² მზის მასის ტოლი იყო, ალბათ უნდა შექმნილიყო დიდი აფეთქებიდან 400 მილიონი წლის შემდეგ. თუმცა ასეთი გალაქტიკების რიცხვი დიდი გახდა მხოლოდ უკანასკნელი 5 მილიარდი წლის განმავლობაში.

იმისთვის რომ განვსაზღვროთ როგორ მოხდა სამყაროს რეიონიზაცია, შეგვიძლია დავითვალოთ ფოტონები ყველა სინათლის წყაროდან. იონიზაციაში ვარსკვლავებიც და შავი ხვრელებიც იღებდნენ მონაწილეობას, მაგრამ ადრეულ სამყაროში ძირითადად იყო მცირე ზომის - 1 მილიარდი სინათლის წლის რადიუსის გალაქტიკები პატარა ცენტრალური შავი ხვრელებით. ანუ მეტად სავარაუდოა, რომ რეიონიზაციის ეპოქაში მაიონიზირებელი ფოტონების წარმოქმნაში ვარსკვლავები დომინირებდნენ. თუ ადრეულ გალაქტიკების ვარსკვლავები იყვნენ დღევანდელების მსგავსები, მაშინ თითოეული მათგანი იძლეოდა დაახლოებით 4,000 მაიონიზირებულ ფოტონს ერთ ბარიონზე. ეს საკმარისი იყო, რომ დაგროვებულიყო მცირე, დაახლოებით 0.1%-ის რიგის სამყაროს მთლიანი გაზის მასისა, რომ მომხდარიყო მთლიანი IGM-ის იონიზაცია. რადგანაც უმეტესი ვარსკვლავების მაიონიზირებული ფოტონების ენერგია მცირედ მეტია 13.6 ელექტრონ ვოლტზე, ისინი ძალიან სწრაფად შთაინთქმებიან ნეიტრალური წყალბადის მიერ. ეს IGM-ს ყოფს მაღალ იონიზირებული და ნეიტრალურ რეგიონებად.

შთანთქმის ხაზის შესწავლით ვხვდებით, რომ IGM სრულიად იონიზირებულია ყველაზე შორეული მანათობელი ობიექტების (კვაზარების) მიმართულებით. ჩვენ არ გვჭირდება უფრო დიდი წითელი წანაცვლების მიღმა გავიხედოთ, რომ იონიზაციის სრული სურათი დავინახოთ. ვიცით, რომ სამყაროს დიდი აფეთქებიდან 300 მილიონ წელზე ადრე არ შეეძლო ყოფილიყო სრულად იონიზირებული, რადგან რეიონიზაციისას შექმნილი პლაზმა თავიდან დაიწყებდა CMB-ის ფოტონების გაბნევას და მოგვცემდა მარტივად ამოსაცნობ პოლარიზაციებს CMB-ის სურათში, რაც ზღუდავს რეიონიზაციის წითელ წანაცვლებას.

თანამედროვე მოდელის თანახმად, მაიონიზირებელი რადიაცია, რომელსაც თითოეულ გალაქტიკაში  ვარსკვლავები ასხივებენ, ქმნის იზოლირებულ იონიზირებულ ბუშტებს. ამ იონიზირებულმა ბუშტებმა მალევე გადაფარავს ერთმანეთი, რაც მთელ რეგიონს ხდის რეიონიზირებულად. რეიონიზაციის მიღწევა მეტად მკვრივ გარემოში უფრო რთულია, რადგან ასეთ რეგიონებში პროტონები და ელექტრონები უფრო ხშირად ეჯახებიან ერთმანეთს და ისევ ქმნიან ნეიტრალურ წყალბადის ატომებს. ამის შემდეგ საჭიროა ამ ახლად შექმნილი ატომების ხელახალი რეიონიზაცია მაიონიზირებელი ფოტონების საშუალებით. თუმცა ზემკვრივი არეები რეიონიზაციას პირველები ასრულებენ რადგან იქ მაიონირებელი წყაროების რაოდენობა ბევრად მეტია.

დეტალური ანალიზური მოდელები, რომლებიც ითვალისწინებენ გალაქტიკების რაოდენობის დიდ-მასშტაბოვან ცვლილებებს, ადასტურებენ, რომ ტიპიური იონისირებული ბუშტების ზომა ადრეული რეიონიზაციის პერიოდში იწყებოდა მილიონზე ნაკლების სინათლის წლიდან და ცალკეული გალაქტიკისთვის შეადგენდა 20-30 მილიონ სინათლის წელს რეიონიზაციის ცენტრალური ფაზისთვის, ანუ როდესაც სამყაროს ნახევარია იონიზირებული. რეიონიზაციის დასრულებისას კი ეს რიცხვები დაახლოებით 5-ჯერ გაიზარდა.

ლაშა ღუდუშაური