ვარსკვლავური პოპულაცია

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -   

              ვარსკვლავური პოპულაცია

ირმის ნახტომის სპირალური სტრუქტურის მხატვრული კონცეფცია, რომელიც ასახავს ბაადეს პოპულაციის ზოგად კატეგორიებს. სპირალურ მკლავებში ლურჯი რეგიონები შედგება ახალგაზრდა პოპულაციის I ვარსკვლავებისგან, ხოლო ცენტრალურ ამოზნექილში ყვითელი ვარსკვლავები II პოპულაციის უფროსი ვარსკვლავებისგან. სინამდვილეში, I პოპულაციის მრავალი ვარსკვლავი ასევე გვხვდება II პოპულაციის უფროსი ვარსკვლავების ნარევში.

1944 წელს, ვალტერ ბაადემ ირმის ნახტომში არსებული ვარსკვლავების ჯგუფები ვარსკვლავურ პოპულაციებად დააჯგუფა . ბაადეს სტატიის რეზიუმეში ის აღიარებს, რომ იან ოორტმა თავდაპირველად ამ ტიპის კლასიფიკაცია 1926 წელს შემოიღო. ბაადმა დააკვირდა, რომ უფრო ლურჯი ვარსკვლავები მჭიდრო კავშირში იყო სპირალურ მკლავებთან, ხოლო ყვითელი ვარსკვლავები დომინირებდნენ ცენტრალური გალაქტიკური ამობურცულობის მახლობლად და გლობულური ვარსკვლავური გროვების შიგნით .  ორი ძირითადი განყოფილება მიჩნეული იყო I პოპულაციის  და II პოპულაციის  ვარსკვლავებად , ხოლო 1978 წელს დაემატა კიდევ ერთი, უფრო ახალი, ჰიპოთეტური განყოფილება, რომელსაც III პოპულაცია  ეწოდება .

პოპულაციის ტიპებს შორის მნიშვნელოვანი განსხვავებები აღმოჩნდა მათი ინდივიდუალური დაკვირვებული ვარსკვლავური სპექტრებით. მოგვიანებით აღმოჩნდა, რომ ეს ძალიან მნიშვნელოვანი იყო და შესაძლოა დაკავშირებული ყოფილიყო ვარსკვლავების ფორმირებასთან, დაკვირვებულ კინემატიკასთან ,  ვარსკვლავების ასაკთან და გალაქტიკების ევოლუციასთანაც კი, როგორც სპირალურ , ასევე ელიფსურ გალაქტიკებში. პოპულაციის ეს სამი მარტივი კლასი სასარგებლოდ ყოფდა ვარსკვლავებს მათი ქიმიური შემადგენლობის, ანუ მეტალურობის მიხედვით .  ასტროფიზიკის ნომენკლატურაში ლითონი ეხება ჰელიუმზე მძიმე ყველა ელემენტს , მათ შორის ქიმიურ არამეტალებს , როგორიცაა ჟანგბადი. 

განმარტების მიხედვით, თითოეული პოპულაციური ჯგუფი აჩვენებს ტენდენციას, სადაც ლითონის დაბალი შემცველობა მიუთითებს ვარსკვლავების უფრო მაღალ ასაკზე. ამრიგად, სამყაროში პირველი ვარსკვლავები (ლითონის ძალიან დაბალი შემცველობა) III პოპულაციად მიიჩნიეს , ძველი ვარსკვლავები (დაბალი მეტალურობა) II პოპულაციად , ხოლო ახლადშექმნილი ვარსკვლავები (მაღალი მეტალურობა) I პოპულაციად .  მზე I პოპულაციად ითვლება, როგორც ახლადშექმნილი ვარსკვლავი შედარებით მაღალი 1.4%-იანი მეტალურობით .

ვარსკვლავური განვითარება

ვარსკვლავური სპექტრების დაკვირვებამ აჩვენა, რომ მზეზე უფრო ძველ ვარსკვლავებს მზესთან შედარებით ნაკლები მძიმე ელემენტები აქვთ.  ეს მაშინვე მიუთითებს, რომ მეტალურობა ვარსკვლავების თაობების განმავლობაში ვარსკვლავური ნუკლეოსინთეზის პროცესით განვითარდა .

პირველი ვარსკვლავების ფორმირება

ამჟამინდელი კოსმოლოგიური მოდელების თანახმად, დიდი აფეთქების დროს შექმნილი მატერია ძირითადად წყალბადისგან (75%) და ჰელიუმისგან (25%) შედგებოდა, ხოლო მხოლოდ ძალიან მცირე ნაწილი შედგებოდა სხვა მსუბუქი ელემენტებისგან, როგორიცაა ლითიუმი და ბერილიუმი .  როდესაც სამყარო საკმარისად გაცივდა, პირველი ვარსკვლავები III პოპულაციის ვარსკვლავებად დაიბადნენ, მძიმე ლითონების დაბინძურების გარეშე. ვარაუდობენ, რომ ამან გავლენა მოახდინა მათ სტრუქტურაზე, რის გამოც მათი ვარსკვლავური მასა მზის მასაზე ასობითჯერ აღემატებოდა. თავის მხრივ, ეს მასიური ვარსკვლავებიც ძალიან სწრაფად განვითარდა და მათმა ნუკლეოსინთეზურმა პროცესებმა შექმნა პირველი 26 ელემენტი ( პერიოდული ცხრილის რკინამდე ). 

ბევრი თეორიული ვარსკვლავური მოდელი აჩვენებს, რომ მაღალი მასის მქონე III პოპულაციის ვარსკვლავების უმეტესობამ სწრაფად ამოწურა საწვავი და, სავარაუდოდ, აფეთქდა უკიდურესად ენერგიულ წყვილ-არასტაბილურობის სუპერნოვად . ამ აფეთქებებმა მთლიანად გაფანტა მათი მასალა, გამოტყორცნა ლითონები ვარსკვლავთშორის სივრცეში (ISM), რათა ინტეგრირებულიყო ვარსკვლავების შემდგომ თაობებში. მათი განადგურება იმაზე მიუთითებს, რომ არცერთი გალაქტიკური მაღალი მასის მქონე III პოპულაციის ვარსკვლავი არ უნდა იყოს დაკვირვებადი. ^[ 10 ] თუმცა, III პოპულაციის ზოგიერთი ვარსკვლავი შეიძლება დავინახოთ მაღალი წითელი წანაცვლების მქონე გალაქტიკებში, რომელთა სინათლეც სამყაროს ადრეულ ისტორიაში წარმოიშვა.  მეცნიერებმა აღმოაჩინეს უკიდურესად პატარა, ულტრა მეტალით ღარიბი ვარსკვლავის , რომელიც ოდნავ უფრო პატარაა, ვიდრე მზე, რომელიც აღმოჩენილია ირმის ნახტომის სპირალური მკლავების ბინარულ სისტემაში . აღმოჩენა კიდევ უფრო ძველი ვარსკვლავების დაკვირვების შესაძლებლობას იძლევა. 

წყვილური არასტაბილურობის მქონე სუპერნოვას წარმოსაქმნელად ძალიან მასიური ვარსკვლავები, სავარაუდოდ, ფოტოდაშლის სახელით ცნობილი პროცესის მეშვეობით შავ ხვრელებად დაიშლებოდნენ. ამ პროცესში შესაძლოა გარკვეული მატერია რელატივისტური ჭავლების სახით გამოეშვა და ამანაც შეიძლება პირველი ლითონები სამყაროში გაავრცელა. 

დაკვირვებული ვარსკვლავების ფორმირება

აქამდე დაკვირვებულ უძველეს ვარსკვლავებს,  რომლებიც ცნობილია როგორც II პოპულაცია, ძალიან დაბალი მეტალურობა აქვთ;  ვარსკვლავების შემდგომი თაობების დაბადებისას, ისინი უფრო მეტ ლითონებით გამდიდრდნენ, რადგან აირისებრი ღრუბლები, საიდანაც ისინი წარმოიქმნნენ, იღებდნენ ლითონებით მდიდარ მტვერს , რომელიც III პოპულაციის წინა თაობების მიერ იქნა წარმოებული.

როდესაც II პოპულაციის ვარსკვლავები კვდებოდნენ, ისინი ლითონით გამდიდრებულ მასალას პლანეტარული ნისლეულებისა და სუპერნოვების მეშვეობით ვარსკვლავთშორის სივრცეში აბრუნებდნენ , რითაც კიდევ უფრო ამდიდრებდნენ ნისლეულებს, საიდანაც უფრო ახალი ვარსკვლავები წარმოიქმნა. ამიტომ, ამ ყველაზე ახალგაზრდა ვარსკვლავებს, მათ შორის მზეს , აქვთ ლითონის ყველაზე მაღალი შემცველობა და ცნობილია, როგორც I პოპულაციის ვარსკვლავები.

ქიმიური კლასიფიკაცია ვალტერ ბაადის მიხედვით

I პოპულაციის ვარსკვლავები

I პოპულაციის ვარსკვლავი რიგელი ამრეკლავი ნისლეულით IC 2118

I პოპულაციის ვარსკვლავები ახალგაზრდა ვარსკვლავებია, რომლებსაც სამივე პოპულაციიდან ყველაზე მაღალი მეტალურობა აქვთ და უფრო ხშირად გვხვდება ირმის ნახტომის გალაქტიკის სპირალურ მკლავებში . მზე ითვლება I პოპულაციის შუალედურ ვარსკვლავად, ხოლო მზის მსგავსი μ Arae გაცილებით მდიდარია ლითონებით.  (ტერმინი „ლითონებით მდიდარი“ გამოიყენება მზეზე მნიშვნელოვნად მაღალი მეტალურობის მქონე ვარსკვლავების აღსაწერად; უფრო მაღალი მეტალურობა შეიძლება აიხსნას გაზომვის შეცდომით.)

I პოპულაციის ვარსკვლავებს, როგორც წესი, აქვთ გალაქტიკური ცენტრის რეგულარული ელიფსური ორბიტები , დაბალი ფარდობითი სიჩქარით . ადრე ითვლებოდა ჰიპოთეზა, რომ I პოპულაციის ვარსკვლავების მაღალი მეტალურობა მათ უფრო მეტად პლანეტარული სისტემების ფლობის ალბათობას ანიჭებს , ვიდრე სხვა ორ პოპულაციას, რადგან პლანეტები , განსაკუთრებით ხმელეთის ჯგუფის პლანეტები , სავარაუდოდ, ლითონების აკრეციით წარმოიქმნება .  თუმცა, კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპის მონაცემების დაკვირვებებმა აღმოაჩინა უფრო პატარა პლანეტები მეტალურობის დიაპაზონის მქონე ვარსკვლავების გარშემო, მაშინ როდესაც მხოლოდ უფრო დიდი, პოტენციურად გაზის გიგანტური პლანეტებია კონცენტრირებული შედარებით მაღალი მეტალურობის მქონე ვარსკვლავების გარშემო - აღმოჩენა, რომელსაც გავლენა აქვს გაზის გიგანტების წარმოქმნის თეორიებზე.  შუალედურ I პოპულაციასა და II პოპულაციის ვარსკვლავებს შორის მოდის შუალედური დისკოსებრი პოპულაცია.

მეორე პოპულაციის ვარსკვლავები

ირმის ნახტომი. II პოპულაციის ვარსკვლავები გალაქტიკურ ამოზნექილობასა და გლობულურ გროვებშია.

მხატვრის წარმოდგენა III პოპულაციის ვარსკვლავების ველზე დიდი აფეთქებიდან 100 მილიონი წლის შემდეგ .

II პოპულაცია, ანუ მეტალებით ღარიბი ვარსკვლავები, ჰელიუმზე მძიმე ელემენტების შედარებით მცირე რაოდენობით შემცველი ვარსკვლავებია. ეს ობიექტები სამყაროს უფრო ადრეულ პერიოდში ჩამოყალიბდა. II პოპულაციის შუალედური ვარსკვლავები გავრცელებულია ირმის ნახტომის ცენტრის მახლობლად მდებარე ამოზნექილ ნაწილში, მაშინ როცა გალაქტიკურ ჰალოში აღმოჩენილი II პოპულაციის ვარსკვლავები უფრო ძველია და შესაბამისად, მეტალებით დეფიციტური. გლობულური გროვები ასევე შეიცავს II პოპულაციის ვარსკვლავების დიდ რაოდენობას. 

II პოპულაციის ვარსკვლავების დამახასიათებელი ნიშანი ის არის, რომ მათი დაბალი საერთო მეტალურობის მიუხედავად, მათ ხშირად აქვთ ალფა ელემენტების ( ალფა პროცესის შედეგად წარმოქმნილი ელემენტები , როგორიცაა ჟანგბადი და ნეონი ) უფრო მაღალი თანაფარდობა რკინასთან (Fe) შედარებით, I პოპულაციის ვარსკვლავებთან შედარებით; ამჟამინდელი თეორია ვარაუდობს, რომ ეს იმის შედეგია, რომ II ტიპის სუპერნოვები უფრო მნიშვნელოვანი წვლილი შეაქვთ ვარსკვლავთშორის გარემოში მათი ფორმირების დროს, მაშინ როდესაც I ტიპის სუპერნოვას ლითონებით გამდიდრება სამყაროს განვითარების გვიანდელ ეტაპზე მოხდა. 

მეცნიერებმა ეს უძველესი ვარსკვლავები რამდენიმე სხვადასხვა კვლევაში შეისწავლეს, მათ შორის ტიმოთი ს . ბირსის და სხვების  HK ობიექტურ-პრიზმულ კვლევაში და ნორბერტ კრისტლიბის და სხვების  ჰამბურგ- ESO კვლევაში, რომელიც თავდაპირველად სუსტი კვაზარებისთვის დაიწყო . ამ დროისთვის მათ აღმოაჩინეს და დეტალურად შეისწავლეს დაახლოებით ათი ულტრალითონებით ღარიბი (UMP) ვარსკვლავი (როგორიცაა სნედენის ვარსკვლავი , კეირელის ვარსკვლავი , BD +17° 3248 ) და დღემდე ცნობილი სამი უძველესი ვარსკვლავი: HE 0107-5240 , HE 1327-2326 და HE 1523-0901 . კაფაუს ვარსკვლავი ლითონებით ყველაზე ღარიბ ვარსკვლავად იქნა იდენტიფიცირებული, როდესაც ის 2012 წელს Sloan Digital Sky Survey-ის მონაცემების გამოყენებით აღმოაჩინეს. თუმცა, 2014 წლის თებერვალში გამოცხადდა კიდევ უფრო დაბალი მეტალურობის მქონე ვარსკვლავის, SMSS J031300.36-670839.3- ის აღმოჩენა, რომელიც SkyMapper-ის ასტრონომიული კვლევის მონაცემების დახმარებით იქნა აღმოჩენილი . მეტალის დეფიციტის მხრივ ნაკლებად ექსტრემალური, მაგრამ უფრო ახლოს და კაშკაშა და შესაბამისად, უფრო დიდი ხნის განმავლობაში ცნობილი არიან HD 122563 ( წითელი გიგანტი ) და HD 140283 ( ქვეგიგანტი ).

III პოპულაციის ვარსკვლავები

NASA- ს სპიცერის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ გადაღებული III პოპულაციის ვარსკვლავების შესაძლო ნათება

III პოპულაციის ვარსკვლავები  წარმოადგენენ უკიდურესად მასიური, მანათობელი და ცხელი ვარსკვლავების ჰიპოთეტურ პოპულაციას, რომლებსაც პრაქტიკულად არ აქვთ „ ლითონები “, გარდა შესაძლოა სხვა ახლომდებარე, ადრეული III პოპულაციის სუპერნოვებიდან გამოტყორცნილი ამოფრქვევებისა. ტერმინი პირველად ნევილ ჯ. ვულფმა შემოიღო 1965 წელს.  ასეთი ვარსკვლავები, სავარაუდოდ, არსებობდნენ ძალიან ადრეულ სამყაროში (ანუ მაღალი წითელი წანაცვლებით) და შესაძლოა, მათ დაიწყეს წყალბადზე მძიმე ქიმიური ელემენტების წარმოება , რომლებიც საჭიროა პლანეტებისა და სიცოცხლის შემდგომი ფორმირებისთვის, როგორც ჩვენ ვიცით. ^​​

III პოპულაციის ვარსკვლავების არსებობა ფიზიკური კოსმოლოგიიდან გამომდინარეობს , თუმცა ისინი ჯერ პირდაპირ არ დაკვირვებულა. მათი არსებობის არაპირდაპირი მტკიცებულება სამყაროს ძალიან შორეულ ნაწილში გრავიტაციულად ლინზირებულ გალაქტიკაში აღმოაჩინეს.  მათი არსებობა შესაძლოა ხსნიდეს იმ ფაქტს, რომ მძიმე ელემენტები - რომლებიც დიდ აფეთქებაში ვერ შეიქმნა - კვაზარის ემისიის სპექტრებში შეინიშნება .  ისინი ასევე მკრთალი ლურჯი გალაქტიკების კომპონენტებად ითვლება . ამ ვარსკვლავებმა, სავარაუდოდ, სამყაროს რეიონიზაციის პერიოდი გამოიწვია, რაც ვარსკვლავთშორისი გარემოს უმეტესი ნაწილის შემადგენელი წყალბადის აირის ძირითადი ფაზური გადასვლაა . გალაქტიკა UDFy-38135539- ის დაკვირვებები მიუთითებს, რომ შესაძლოა მას ამ რეიონიზაციის პროცესში გარკვეული როლი ეთამაშა. ევროპის სამხრეთ ობსერვატორიამ ადრეული პოპულაციის ვარსკვლავების კაშკაშა ჯიბე აღმოაჩინა ძალიან კაშკაშა გალაქტიკაში Cosmos Redshift 7 რეიონიზაციის პერიოდიდან, დიდი აფეთქებიდან დაახლოებით 800 მილიონი წლის შემდეგ, z = 6.60- ზე . გალაქტიკის დანარჩენ ნაწილში II პოპულაციის რამდენიმე უფრო გვიანდელი, უფრო წითელი ვარსკვლავია.  ზოგიერთი თეორიის თანახმად, III პოპულაციის ვარსკვლავების ორი თაობა არსებობდა. 

პირველი ვარსკვლავების მხატვრული წარმოდგენა, დიდი აფეთქებიდან 400 მილიონი წლის შემდეგ

ამჟამინდელი თეორია ორად იყოფა იმის შესახებ, პირველი ვარსკვლავები ძალიან მასიური იყო თუ არა. ერთ-ერთი შესაძლებლობაა, რომ ეს ვარსკვლავები გაცილებით დიდი იყო, ვიდრე ამჟამინდელი ვარსკვლავები: რამდენიმე ასეული მზის მასა და შესაძლოა 1000 მზის მასამდე. ასეთი ვარსკვლავები ძალიან ხანმოკლე იქნებოდა და მხოლოდ 2-5 მილიონი წელი არსებობდა.  ასეთი დიდი ვარსკვლავები შესაძლოა შესაძლებელი ყოფილიყო დიდი აფეთქების შემდეგ მძიმე ელემენტების ნაკლებობისა და გაცილებით თბილი ვარსკვლავთშორისი გარემოს გამო.  პირიქით, 2009 და 2011 წლებში შემოთავაზებული თეორიები ვარაუდობენ, რომ პირველი ვარსკვლავური ჯგუფები შესაძლოა შედგებოდეს მასიური ვარსკვლავისგან, რომელიც გარშემორტყმული იყო რამდენიმე პატარა ვარსკვლავით.  პატარა ვარსკვლავები, თუ ისინი დარჩებოდნენ დაბადების გროვაში, დააგროვებდნენ მეტ გაზს და ვერ გადარჩებოდნენ დღემდე, მაგრამ 2017 წლის კვლევამ დაასკვნა, რომ თუ 0.8 მზის მასის ( M _☉ ) ან ნაკლები ვარსკვლავი გამოიტყორცნებოდა თავისი დაბადების გროვიდან, სანამ მეტ მასას დააგროვებდა, მას შეეძლო გადარჩენოდა დღემდე, შესაძლოა ჩვენს ირმის ნახტომის გალაქტიკაშიც კი. 

II პოპულაციის უკიდურესად დაბალი მეტალურობის მქონე ვარსკვლავების, როგორიცაა HE 0107-5240 , მონაცემების ანალიზი, რომლებიც, სავარაუდოდ, შეიცავს III პოპულაციის ვარსკვლავების მიერ წარმოქმნილ მეტალებს, მიუთითებს, რომ ამ ლითონისგან თავისუფალ ვარსკვლავებს 20~130 მზის მასის მასა ჰქონდათ.  მეორეს მხრივ, ელიფსურ გალაქტიკებთან დაკავშირებული გლობულური გროვების ანალიზი ვარაუდობს, რომ წყვილთა არასტაბილურობის მქონე სუპერნოვები , რომლებიც, როგორც წესი, ძალიან მასიურ ვარსკვლავებთან ასოცირდება, პასუხისმგებელი იყო მათ მეტალურ შემადგენლობაზე.  ეს ასევე ხსნის, თუ რატომ არ დაფიქსირებულა დაბალი მასის მქონე ვარსკვლავები ნულოვანი მეტალურობით , მიუხედავად III პოპულაციის უფრო მცირე ვარსკვლავებისთვის აგებული მოდელებისა.  ნულოვანი მეტალურობის მქონე წითელი ან ყავისფერი ჯუჯების შემცველი გროვები (შესაძლოა, შექმნილი იყოს წყვილთა არასტაბილურობის სუპერნოვებით  ) შემოთავაზებულია, როგორც ბნელი მატერიის კანდიდატები,  , მაგრამ ამ ტიპის MACHO-ების ძიებამ გრავიტაციული მიკროლინზირების გზით უარყოფითი შედეგები გამოიღო. 

III პოპულაციის ვარსკვლავები ადრეულ სამყაროში შავი ხვრელების თესლებად ითვლებიან. მაღალი მასის შავი ხვრელების თესლებისგან განსხვავებით, როგორიცაა პირდაპირი კოლაფსის შავი ხვრელები , ისინი მსუბუქ შავი ხვრელებს წარმოქმნიდნენ. თუ მათ შეეძლოთ მოსალოდნელზე დიდი მასების მიღწევა, მაშინ ისინი შეიძლება ყოფილიყვნენ კვაზივარსკვლავები , მძიმე შავი ხვრელების სხვა ჰიპოთეტური თესლები, რომლებიც სამყაროს ადრეულ განვითარებაში არსებობდა წყალბადის და ჰელიუმის მძიმე ელემენტებით დაბინძურებამდე.

მესამე პოპულაციის ვარსკვლავების აღმოჩენა NASA-ს ჯეიმს ვების კოსმოსური ტელესკოპის მიზანია . 2022 წლის 8 დეკემბერს, ასტრონომებმა განაცხადეს III პოპულაციის ვარსკვლავების შესაძლო აღმოჩენის შესახებ მაღალი წითელი წანაცვლების მქონე გალაქტიკაში, სახელწოდებით RX J2129–z8He II.

იხ. ვიდეო - Types of Stars - Population I, II and III Stars And Their Properites

თუ გნებავთ დაეხმაროთ ფინანსურად ბლოგს რათა უფრო მეტი მოტივაცია და საინტერესო ინფორმაციები დაიდოს შეგიძლიათ ნებიმიერი თანხა დარიცხოთ აღნიშნულ საბანკო ანგარიშზე იხ. ქვემოთ

რეკლამა განცხადება - მომზადება ვოკალშიპროფესიონალი მომღერალი მრავალი კონკურისის ლაურეატი მოამზადებს ნებისმერ მსურველს ვოკალში  საოპერო, კამერული, საესტრადო, ფოლკორში. ხმისა და სუნთქვის დაყენება, გაძლიერება, დიაპაზონის გაზრდა სათანადო რეპერტუარით  ტ. 595330177 ტ. 597 78 72 64 

იხ.მუსიკალური პაუზა - DJ Lava - Your unearthly distant light