"მაღალი ენერგიების ასტროფიზიკა", პროფესორ-ემერიტუსი გია მაჩაბლი

შესავალი

მაღალი ენერგიების ფიზიკა XX საუკუნის მეორე ნახევრის და XXI საუკუნის სამეცნიერო კვლევის უმნიშვნელოვანეს მიმართულებად ითვლება. ამას ფუნდამენტური მეცნიერებისადმი ინტერესი განაპირობებს. პირველ რიგში კი ნებისმიერი ცივილიზაციის მუდმივი კითხვა: რას წარმოსდგენს ჩვენი სამყარო? 

1929 წელს ედვინ ჰაბლმა აღმოაჩინა,რომ ჩვენი სამყარო ფართოვდება. ყოველი დაკვირვებადი გალაქტიკა გვშორდება და ამ დაშორების სიჩქარე მით მეტია რაც უფრო დიდია მანძილი ამ წერტილებამდე. ამას ხაბლის კანონი ჰქვია. 

დაკვირვებებს, ბუნებრივია, დადამიწიდან ვაწარმოებთ დაამიტომ შეიძლება შეგვექმნას მცდარი წარმოდგენა თითქოს ჩვენ ვიმყოფებით სამყაროს ცენტრში. ჩვენი გალაქტიკა არაფრითაა გამოყოფილი სხვა გალაქტიკებისგან, ამიტომ თუ არსებობს დამკვირვებელი სხვა გალაქტიკაში ის თავის თავს ჩათვლის უძრავად. მისთვის ჩვენ იგივე კანონით ვცილდებით მას.

ამაღმოჩენამ გადაატრიალა წარმოდგენები სამყაროს შესახებ და ფუნდამენტურ კვლევებს ახალი გეზი მისცა. უმნიშვნელოვანეს ამოცანად გვესახება მატერიის რაობის დადგენა. რას წარმოსდგენს მატერია, რომელსაც შეიცავს ჩვენი სამყარო და რისგან შედება ის? ამ მიმართულებით შექმნილია ულამაზესი თეორიები, მაგრამ ეს საკმარისი არ არის. საჭიროა ამ თეორიების დასაბუთება ექსპერმენტით. 

ტექნოლოგიების დონე თითქოს ამის საშუალებას უნდა გვაძლევდეს. ამიტომ შეიქმნა უამრავი ძვირად ღირებული ექსპერიმენტული დანადგარი, მათ რიცხვში ცერნის დიდი ამაჩქარებელი. ამაჩქარებლების, და საერთოდ ლაბორატორიული ექსპერიმენტების, შესაძლებლობები შეზღუდულია. ნაწილაკების ენერგია არ აღემატება 10¹²ელექტრონვოლტს (ტევ). მაშინ როცა კოსმოსური სხივების (კოსმოსური ნიაღვრების)შემცველი ნაწილაკების ერგია შეიძლება გაცილებით მეტი იყოს.

კოსმოსურისხივები

კოსმოსური სხივები ესაა კვანტებისა დასხვადსხვა სახის ელემენტარული ნაწილაკების ნაკადი, რომელიც ნიაღვრის სახით ეცემა ჩვენი პლანეტის ზედაპირს კოსმოსიდან. შეიძლება ითქვას, რომ ესაა ჩვენსა და დანარჩენ სამყაროს შორის ინფორმაციის ერთ-ერთი უმნიშვნელოვანესი არხი. ამაჩქარებლების აგებამდე, მხოლოდ კოსმოსური სხივები იძლეოდნენ ელემენტარულინაწილაკების აღმოჩენისა და შესწავლის საშუალებას. 

კოსმოსური სხივების წარმოშობისა და ნაწილაკების აჩქარების შესახებ დღემდე გრძელდება კამათი. უნდა ითქვას, რომ კოსმოსურისხივების სპექტრი მეტად ფართოა და პირობითად მას სამ უბნად ყოფენ: 

საშუალო (10¹¹–10¹⁴ევ),

მაღალ (10¹⁵-10¹⁶ევ)  და

ზემაღალ (>10¹⁶)ევ)  ენერგიებად. 

საქმე ისაა, რომ მაღალი ენერგიების გაზომვა მეტად ძვირია და ამიტომ ექსპერიმენტულად ზედა ზღვარი დადგენილი არ არის. ჯერჯერობით ყველაზე მაღალი 10²⁰ევ. ენერგიის მქონე კოსმოსური ნაწილაკების არსებობა სავსებით დასაშვებად ითვლება.

თანამედროვე, ეგრეთ წოდებული ჩერენკოვის ტელესკოპებს, საშუალება აქვთ აღმოაჩინონ 10¹²- 10¹⁵ევ ენერგიის ფოტონები დანაწილაკები. ამ ტელესკოპების საშუალებით შედგენლია კოსმოსური სხივების წყაროების რუკები. გაირკვა, რომ კოსმოსური ნაწილაკების სანდო წყაროებს წარმადგენენ ახალგაზრდა პულსარები (განსაკუთრებითკი პულსარი კიბორჩხალას ნისლეულში), და აქტიური გალაქტიკური ბირთვები (AGN). ეს,რასაკვირველია, არ გამორიცხავს ზეახალი და ახალი ვარსკვლავების სწვლილს კოსმოსური სხივების ფორმირებაში.

პულსარი კბორჩხალას ნისლეულში

რადიო და მაღალი ენერგიების ასტრონომიის განვითარებამ, ასტრონომებს საშუალება მისცა აღმოეჩინათ იქამდე უცნობი კოსმოსური ობიექტები ისეთი, როგორიცაა პულსარები, ბარსტერებიაქტიური გალაქტიკური ბირთვები და სხვა. 

1967 წლის ზაფხულში, კემბრიჯის უნივერსიტეტში, ამუშავდა ახალი რადიო ტელესკოპი, რომელიც აგებული იყო ე. ხიუიშის ხელმძღვანელობით. დაკვირვებების მიზანს წარმოადგენდა კოსმოსური რადიო-წყაროების ციმციმის შესწავლა. დაკვირვებების ჩატარება დავალებული ჰქონდა, კემბრიჯის ჯგუფის ასპირანტს, ჯოსელინ ბელს. შედეგი მეტად უცნარად გამოიყურებოდა. არა-რეგულარული ქაოტური სურათის ნაცვლად, მიღებული იყო მკაცრად პერიოდული რადიო გამოსხივება.

ითვლება, რომ ასთი მკაცრი პერიოდულობა ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვით არის განპირობებული. თავად ნეიტრონულივარსკვლავის მაგნიტოსფეროკი ისეა ორგანიზებლი, რომ გამოსხივებას გარკვეული მიმართულება აქვს და ამიტომ ვარსკვლავის ბრუნვისას დამკვირვებელი, რადიო სიგნალს, პერიოდულად იღებს (მბრუნავი შუქურას მსგავსად).

ბაადეს და ცვიკის მიერ, ჯერ კიდევ 1934 წელს, იყო წამოყენებული ნეიტრონული ვარსკვლავის მოდელი. ამ მოდელის თანახმადმაშინ, როდესაც ვარსკვლავის ცენტრალურ ნაწილში თერმობირთვული საწვავი მიილევა, გრავიტაციული ძალები იწყებენ მატერიის დაწნეხვას ვარსკვლავის ცენტრისკენ. რაც უფრო მცირდება რადიუსი, მით უფრო იზრდება შემმკუმშავი ძალა - იწყება ე.წ. კოლაპსი. იმ შემთხვევაში როცა შეკუმშვის პროცესში მყოფი ვარსკვლავის მასა 1,44 მზის მასას უდრის, ვარსკვლავი გარდაიქმნება ნეიტრონულ სხეულად. ნეიტრონული ვარსკვლავის წინააღბდეგობა, აჩერებს კოლაფსს. ამ დროს ვარსკვლავის გარე შრეები იწყებენ სწრაფ გაფართოებას. შედეგად ცაზე შეიმჩნევა ზეახალი ვარსკვლავის აფეთქება. აფეთქებისას, ცენტრალურ ნაწილში წარმოიქმნება 10 კმ რადიუსისმქონე ნეიტრონული ვარსკვლავი. 

კიბორჩხალას ნისლეული, 1054 წელს, ჩინელი ასტროლოგების მიერ აღმოჩენილი ზეახალი ვარსკვლავის ნარჩენს წარმოადგენს. 1928 წელს, პირველად, ნისლეულის არსებობა 1054 წლის მოვლენას ედვინ ჰაბლმა დაუკავშირა. პულსარის აღმოჩენამნისლეულში დაადასტურა მოდელის სისწორე. 

კიბორჩხალას ნისლეული წარმოადგენს ჩვენი გალაქტიკის პეკულარულ (განსაკუთრებულ, თავისებურ) ობიექტს. მისი სპექტრი მოიცავს მთელ დიაპაზონს: რადიოდან, ხისტ გამა გამოსხივებამდე. ყოველ წამს ის უზარმაზარ ენერგიას გამოასხივების, კერძოდ, 10⁵⁰ელექტრონვოლტს (~10³¹ ჯოული). ზეახალი ვარსკვლავის აფეთქების შემდეგ გავიდა 958 წელი. ამ ხნის განმავლობაში, ზეახლის ნარჩენი, ვერ შეინარჩუნებდაასეთ დიდ ენერგიას. ამიტომ უნდა არსებობდეს ენერგიის ძლიერი წყარო რომელიც ამარეგებს ნისლეულს. ასეთი ნისლეულში აღმოჩენილია მხოლოდ ერთი - პულსარი PSR0532. მართლაც, ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის შენელების სიმძლავრე რამდენჯერმე აღემატება ნისლეულის გამოსხივების ენერგიას. იგივე პულსარი უზრუნველჰყოფს ნისლეულს მაგნიტური ველითაც. თავად პულსარის გამოსხივების სიმძლავრე ნისლეულის გამოსხივების მხოლოდ ერთ პროცენტს შეადგენს.

ამრიგად, პულსარს შეუძლია მოამარაგოს ენერგიით ნისლეულის გამოსხივებაც და ააჩქაროს ნაწილაკებიც.

შავიხვრელები და აქტიური გალაქტიკურიბირთვები AGN.

ნეიტრონულ სხეულს, კოლაფსის შეჩერება შეუძლია იმ შემთხვევაში, როდესაც შეკუმშვის პროცესში ჩათრეული მატერიის მასა არ აღემატება 2,5 მზის მასას. წინააღმდეგ შემთხვევაში ნეიტრონული სხეული ვერ აკავებს კოლაფსს და წარმოიქმნება ეგრეთ წოდებული შავი ხვრელი, რომლის მიზიდვა იმდენად დიდია, რომ მეორე კოსმოსური სიჩქარე, სინათლის სიჩქარეზე მეტია. რაც იმას ნიშნავს, რომ სინათლისსხივსაც კი არ შეუძლია დატოვოს შავი ხვრელი. 

1963 წელს მარტინ შმიდტმა მიიღო სუსტი ვარსკვლავის ხილული სპექტრი.  ეს ვარსკვლავი, ცაზე ადგილმდებარეობით, ემთხვეოდა ჰარვარდის კატალოგში შეტანილ რადიოწყაროს 3C 273. დედამიწაზე (მზის გარდა) ვარსკვლავებიდან რადიოგამოსხივება არ იყო აღმოჩენილი. გაირკვა, რომ ობიექტი არც არის ვარსკვლავი, რადგანაც 3C 273-ის სპექტრი სულაც არ ჰგავს ტიპიურ ვარსკვლავურ სპექტრს. მ. შმიდტმა დაადგინა, რომ მისმიერ მიღებული სპექტრალური ხაზებიდანდან ოთხი წარმოდგენს, ერთი და იგივე სიდიდით წანაცვლებულ, ბალმერის სერიის H-α,H-β, H-γ, H-δ ხაზებს.

3C 273 ის სპექტრში იგივე სიდიდითაა წანაცვლებული ჟანგბადისა და მაგნიუმის სპექტრალური ხაზებიც. ხაზები წანაცვლებულია წითელ მხარეს. ე.ი. დაკვირვებული ობიექტი ემორჩილება ზემოთ ნახსენებ ხაბლის კანონს. 

წითელი წანაცვლება შეიძლება წარმოვადგინოთ ობიექტის დაშორების სიჩქარისა და სინათლის სიჩქარის ფარდობით. ხაბლის კანონის გამოყენებით, ადვილად ფასდება მანძილი საკვლევ ობიექტამდე. ის ჩვენგან მილიარდი სინათლის წლებითა არის დაშორებული. აქედან ადვილა დვასკვნით, რომ 3C 273 ობიექტის გამოსხივების სიმძლავრე 10³- 10⁴ ჯერ აღემატება ჩვენი გალაქტიკის გამოსხივების სიმძლავეს და დაახლოვებით უდრის 10⁵⁹– 10⁶⁰ევ.

ამჟამად აღმოჩენილიარამოდენიმე ასეული მსგავსი ობიექტი მათ “კვაზარები” (კვაზი ვარსკვლავური რადიოწყაროები) უწოდეს. მაგრამ, მალე გაირკვა, რომ აღმოჩენილი კვაზარების უმეტესობას, დაახლოვებით 90%-ს არ გააჩნია გამოსხივება რადიო დიაპაზონში, მათ რადიო-წყნარებს უწოდებენ. მაქსიმალური გამოსხივება მოდის ხილულ დიაპაზონზე. 

გააჩნიათ აგრეთვე რენტგენული და გამა გამოსხივებები.

3C 273 - ის ნათების სიმძლავრე ხასიათდება ცვალებადობით. ცვალებადობის მახასიათებელ დროს თუ გავამრავლებთ სინათლის სიჩქარეზე, მივიღებთ მანძილს, რომელსაც არ უნდა აღემატებოდეს გამოსხივების წყაროს ზომა. დიდძალ მასალაზე დაყრდნობით შეიძლება დავასკვნათ,რომ “კვაზარები” წარმოადგენენ ფართო ვარსკვლავურ სისტემებს, რომელთა ცენტრებში განლაგებულია კომპაქტური ობიექტები-ბირთვები, რომელთა სიკაშკაშე გაცილებით მეტია ვარსკვლავთა ჯამურ გამოსხივებაზე. ამიტომ, ასტრონომიულ ფოტოებზე “კვაზარები” ჩანან როგორც წერტილოვანი წყაროები. ამჟამად მათ აქტიურ გალაქტიკურ ბირთვებს(AGN) ეძახიან.

მეტად საინტერესოა თუ რა ენერგიის ხარჯზე მარაგდება ასეთი უშველებელი გამოსხივება. გათვლებმა აჩვენეს, რომ ფიზიკისთვის ცნობილი ყველაზედიდი ენერგიის წყარო - თერმობირთვული სინთეზის ენერგია ვერ აკმაყოფილებს მოთხოვნებს. ერთადერთ ახსნის საშუალებად რჩება შავი ხვრელის პოტენციური ენერგია. თანაც ისეთი ხვრელიასა, რომელიც შეიცავს მთელი გალაქტიკის, დაახლოვებით მილიარდი ვარსკვლავის მასას.

ასეთი უზარმაზარი ენერგიის წყარო, კოსმოსური სხივების პირველადი ნაწილაკების წარმოშობის შესაძლებლობას იძლევა, რასაც ადასტურებს ზემოხსენებული თანამედროვე დაკვირვებები.

სტატიის ავტორი: გ.მაჩაბელი