მოწმენდილ ღამის ცას თუ დააკვირდებით, მანათობელ ნისლიან ზოლს შენიშნავთ, რომელიც ცის თაღზეა გადაჭიმული.

ათასწლეულების მანძილზე დამკვირვებლები მსჯელობდნენ ჩვენი გალაქტიკის, ირმის ნახტომის, ბუნებაზე. ძველი ბერძნები თვლიდნენ, რომ ზევსმა გადაწყვიტა, ჰერაკლესთვის მძინარე ჰერას ძუძუ ეწოვებინა, რათა მოკვდავ ალკმენესგან შობილ ბავშვს ღვთაებრივი თვისებები შეეძინა. პროცესში ჰერას გაეღვიძა, ჩვილს ხელი კრა და დაღვრილი რძის წვეთებისგან ეს ზოლი წარმოიქმნა. ძველი ეგვიპტელები ირმის ნახტომის რკალს ძროხის რძედ აღიქვამდნენ, ავსტრალიელი აბორიგენები კი – ზეციური სამყაროს მდინარედ.

დღეს ვიცით, რომ ჩვენი სპირალური გალაქტიკის სიბრტყის გასწვრივ ვიყურებით და ამ გალაქტიკაში მინიმუმ 100 მილიარდი ვარსკვლავია. თუმცა მე-20 საუკუნემდე ირმის ნახტომის ფორმის დადგენა გადაუჭრელ პრობლემას წარმოადგენდა. სირთულე იმაში მდგომარეობს, რომ მზის სისტემა გალაქტიკის ნაწილია, ამიტომ ირმის ნახტომს გარედან ვერ დავაკვირდებით. ტელესკოპის, ფოტოგრაფიის, სპექტროსკოპიისა და რადიოასტრონომიის განვითარების წყალობით ეს დაბრკოლება გადაილახა და შესაძლებელი გახდა ჩვენი მშობლიური გალაქტიკის ფორმისა და ზომის განსაზღვრა, ასევე უთვალავ ვარსკვლავს შორის ჩვენი ადგილის დადგენა.

 

ტელესკოპის რევოლუცია

ტელესკოპის გამოგონებამდე ჩვენი გალაქტიკის განფენილობაზე ზუსტი წარმოდგენა არ არსებობდა. დაახლოებით 25 საუკუნის წინ ბერძენმა ფილოსოფოსმა დემოკრიტემ ივარაუდა, რომ ირმის ნახტომი სავსე იყო ვარსკვლავებით, რომლებიც დედამიწიდან ერთმანეთში შერეული ჩანდა დიდი დაშორების გამო. 100 წლის შემდეგ არისტოტელემ წამოაყენა აზრი, რომ ცაზე გადაჭიმული ნისლიანი მდინარე სინამდვილეში ატმოსფერული მოვლენა გახლდათ. არისტოტელეს ავტორიტეტის გამო ამ მოსაზრებაში თითქმის 2000 წლის მანძილზე ეჭვი არ შეუტანიათ, თუმცა მისი სიმცდარის დამტკიცება მინის ორი პატარა ნაჭრის წყალობით მოხერხდა.

1609 წელს გალილეო გალილეიმ თავისივე დამზადებული ტელესკოპი ცისკენ მიმართა და გასაოცარი აღმოჩენები გააკეთა. დაკვირვებები აღწერა პატარა წიგნში „Sidereus Nuncius“ (ვარსკვლავური მაცნე), რომელიც 1610 წლის 13 მარტს გამოქვეყნდა. მისი განცხადებით, მთვარე ხორკლიანი და უსწორმასწორო იყო, იუპიტერს კი 4 თანამგზავრი ჰქონდა. გალილეიმ ასევე დაათვალიერა ირმის ნახტომი და აღნიშნა: „ეს ჭოგრიტი დამეხმარა, აღმომეჩინა უამრავი აქამდე უხილავი უძრავი ვარსკვლავი, რომელთა რაოდენობა ათჯერ აღემატება ბუნებრივად ხილვად ვარსკვლავებს“.

კირჩხიბის თანავარსკვლავედში ორიონის ნისლეულსა (M42) და სკის გროვის (M44) მსგავს სამიზნეებზე დაკვირვებით გალილეიმ აღმოაჩინა შეუიარაღებელი თვალისთვის უხილავი უთვალავი ვარსკვლავი. ის მიიჩნევდა, რომ ცაზე არსებული ყველა ბუნდოვანი სხეული ვარსკვლავი უნდა ყოფილიყო და წარმოდგენა არ ჰქონდა, რომ მომავალში თითოეული ასეთი ობიექტი ჩვენი გალაქტიკის სურათის შექმნაში დიდ როლს ითამაშებდა.

 

სპირალური ნისლეული

1781 წლის 13 მარტს უილიამ ჰერშელმა ურანი აღმოაჩინა და ერთ დღეში მოიხვეჭა პოპულარობა. მალევე ის მეფე ჯორჯ III-ის სამეფო კარის ასტრონომად დაინიშნა. მეფის დაფინანსებით ის აგებდა ტელესკოპებს, რომელთა შორისაც იყო 12 მ სიგრძის ტელესკოპი 120 სმ დიამეტრის სარკით.

ამის წყალობით ჰერშელი გახდა პირველი ადამიანი, რომელმაც ირმის ნახტომის პირველი სისტემური რუკა შექმნა. თავდაპირველად ირმის ნახტომის მკვრივ რეგიონს აკვირდებოდა და მისი მხედველობის არეში არსებულ ვარსკვლავებს ითვლიდა. ირმის ნახტომის სიბრტყის მიღმა ვარსკვლავთა რაოდენობა მცირდებოდა.

ჰერშელმა ჩათვალა, რომ თითოეულ რეგიონში ვარსკვლავთა რიცხვი ამ მიმართულებით ვარსკვლავთა პოპულაციის პირდაპირი მანიშნებელი უნდა ყოფილიყო. მას არ ესმოდა შორეულ მანძილებსა და სიმკრთალეს შორის კავშირზე, რის გამოც მილიონობით მკრთალი ვარსკვლავი მისი მხედველობის არეში ვერ ხვდებოდა. ამის შედეგად მან შექმნა ირმის ნახტომის დიაგრამა, რომელიც გიგანტურ ამებას ჰგავდა.

1840-იანი წლებისთვის ჰერშელის აღჭურვილობა ტოლს ოდნავადაც ვერ დაუდებდა ირლანდიაში მდებარე ოპტიკურ ტელესკოპს, სახელად პარსონსთაუნის ლევიათანს. გრაფ უილიამ პარსონსისთვის აგებული 183 სმ დიამეტრის ტელესკოპი საშუალებას იძლეოდა, საოცრად დეტალური ნახაზები შექმნილიყო. კერძოდ, მორევის გალაქტიკის (M51), სამკუთხედის გალაქტიკისა (M33) და მესიე 99-ის (NGC 4254) დაკვირვების საფუძველზე გაირკვა, რომ ამ ობიექტებს მკვეთრად სპირალური სტრუქტურები ჰქონდათ. მანძილის სათანადოდ გაზომვის მეთოდის გარეშე ასტრონომებს მხოლოდ იმ კითხვის დასმა შეეძლოთ, შედიოდნენ თუ არა ეს ნისლეულები (წარსულში შორეულ გალაქტიკებსაც ნისლეულებად თვლიდნენ), ვარსკვლავებისა და ვარსკვლავთა გროვების მსგავსად, ირმის ნახტომის შემადგენლობაში. თუკი ისინი ჩვენი გალაქტიკის მიღმა მდებარე შორეულ სტრუქტურებს წარმოადგენდნენ, რას გვეუბნებოდა ეს ჩვენს ადგილზე სამყაროში?

 

კოსმოსური საზომი

ირმის ნახტომის ფიზიკურ ბუნებაზე კამათი მე-20 საუკუნის დასაწყისამდე გაგრძელდა. დისკუსია გაააქტიურა ორმა ახალმა ტექნოლოგიამ: სპექტროსკოპიამ (ელექტრომაგნიტური გამოსხივების სპექტრის შესწავლა) და ფოტოგრაფიამ. ვარსკვლავების სინათლის ანალიზის შესაძლებლობამ ასტრონომებს გზა გაუხსნა ვარსკვლავების ქიმიური შემადგენლობის გაგებისკენ, ფოტოგრაფიამ კი ადამიანის თვალის მიერ სინათლის შეკრების შეზღუდული უნარი გააძლიერა.

ამ ხელსაწყოებით შეიარაღებულმა ასტრონომებმა  ჰენრიეტა ლივიტმა, ედუარდ პიკერინგმა და ეინარ ჰერცშპრუნგმა აღმოაჩინეს და განსაზღვრეს კავშირი ცეფეიდების კლასის ცვალებადი ვარსკვლავების გაბუნდოვნებისა და გაკაშკაშების პერიოდებს შორის. 1908 წელს ლივიტი ცვალებად ვარსკვლავებს შეისწავლიდა დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლების ფოტოსურათებზე, რომლებსაც პერუში მდებარე ჰარვარდის ობსერვატორიაში იღებდნენ. ამ ღრუბლებში მან შენიშნა ცეფეიდების ვარსკვლავთა ნათების რითმული და პროგნოზირებადი ცვლილება, რაც შეიძლებოდა ერთი დღიდან ერთ თვეზე ხანგრძლივი ყოფილიყო.

მან ასევე აღმოაჩინა, რომ რაც უფრო ხანგრძლივი იყო ნათების ცვლილების პერიოდი, მით უფრო კაშკაშა ჩანდა ეს ვარსკვლავი. გამომდინარე იქიდან, რომ პატარა მაგელანის ღრუბელში მდებარე ყველა ვარსკვლავი დედამიწიდან დაახლოებით ერთნაირ დისტანციაზეა, მან დაასკვნა, რომ ცეფეიდის ცვლილების პერიოდი უკავშირდებოდა მის რეალურ, შინაგან სიკაშკაშეს.

ობსერვატორიის დირექტორმა პიკერინგმა წამოაყენა მოსაზრება, რომ პერიოდსა და სიკაშკაშეს შორის აღმოჩენილი კავშირი სასარგებლო იქნებოდა კოსმოსში ვარსკვლავთა გროვებისა და ნისლეულების განაწილების განსაზღვრისთვის. ჰერცშპრუნგი კი ამ მეთოდის სიზუსტეს ამოწმებდა დამოუკიდებელი დაკვირვებებით – ის პარალაქსის მეთოდით ცეფეიდებამდე მანძილს ზომავდა იმაზე დაყრდნობით, როგორ იცვლებოდა ცეფეიდების მდებარეობა მათ ფონზე მდებარე უფრო შორეული ვარსკვლავებისადმი, როცა დედამიწა მზის გარშემო მოძრაობდა.

ამგვარად, ცეფეიდის პერიოდის განსაზღვრის შედეგად ასტრონომებს მისი რეალური (შინაგანი) სიკაშკაშის დადგენა შეეძლოთ, ხოლო ხილულ სიკაშკაშესთან (ანუ რამდენად კაშკაშა ჩანს დედამიწიდან) მისი შედარებით გამოთვლიდნენ, რამდენად შორს იყო. როგორც იქნა, ასტრონომებს სანდო კოსმოსური საზომი გამოუჩნდათ.

დაახლოებით ამ პერიოდში ახალგაზრდა ასტრონომმა ჰარლოუ შეპლიმ  სფერული გროვების – ვარსკვლავთა კომპაქტური და მკვრივი სფეროების –  განაწილების გაზომვა დაიწყო. 1918 წელს მან აღმოაჩინა, რომ გროვები მშვილდოსნის თანავარსკვლავედის ირგვლივ იყო თავმოყრილი და ირმის ნახტომის გარშემო ერთგვარ რგოლს ქმნიდნენ. მან ასევე ჩაატარა უფრო ზუსტი პარალაქსური გაზომვები ცეფეიდის ვარსკვლავებისთვის, რამაც თავის მხრივ ლივიტის მიერ აღმოჩენილი კავშირის შედეგების უფრო ზუსტი გადამოწმება გახადა შესაძლებელი.

ამ მონაცემების გამოყენებით, შეპლიმ არამარტო ჩვენი გალაქტიკის ცენტრის მდებარეობა განსაზღვრა — მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში — ასევე აჩვენა, რომ ირმის ნახტომის ზომა 10-ჯერ აღემატებოდა მანამდე არსებულ შეფასებებს. მისი დაკვირვებებით გაირკვა, რომ მზის სისტემა გალაქტიკის ცენტრიდან შორს იყო. ჩვენი გალაქტიკის ზომიდან გამომდინარე, შეპლი დარწმუნებული იყო, რომ სპირალური ნისლეულები, ისევე როგორც სფერული გროვები, ირმის ნახტომის ნაწილს წარმოადგენდნენ.

 

დიდი დებატი

მე-20 საუკუნის დასაწყისში სპირალური ნისლეულებისა და ირმის ნახტომის ბუნების შესახებ სპეკულაციებმა პიკს მიაღწია. ფოტოგრაფია ნათლად აჩვენებდა, რომ ამ ნისლეულებს ჰქონდათ კარგად განსაზღვრული სპირალური სტრუქტურა, რომელიც უთვალავ ვარსკვლავს შეიცავდა, მაგრამ მანძილის გაზომვის მეთოდები ვერ ადგენდა, ისინი ირმის ნახტომში მდებარეობდნენ თუ არა.

1920 წლის აპრილში ვაშინგტონში მდებარე ბუნებრივი ისტორიის ეროვნულ მუზეუმში ჰარლოუ შეპლი დისკუსიებში დაუპირისპირდა ჰებერ კერტისს. ამ მოვლენას მოგვიანებით „დიდი დებატი“ უწოდეს. შეპლი ამტკიცებდა, რომ როგორც სპირალური, ისე სხვა სახის ნისლეულები ირმის ნახტომის შემადგენლობაში შედიოდნენ, მსგავსად ვარსკვლავების სფერული გროვებისა. ამის საპირწონედ, კერტისმა წარმოადგინა დამაჯერებელი მტკიცებულებები, რომ ისინი წარმოადგენენ ვარსკვლავთა დამოუკიდებელ სისტემებს – ე.წ. „კუნძულ სამყაროებს“, როგორც თვითონ უწოდებდა, თუმცა ტერმინი გერმანელმა ფილოსოფოსმა, იმანუელ კანტმა დაამკვიდრა.

დავა საბოლოოდ ცეფეიდების წყალობით გადაწყდა. დიდი დებატიდან რამდენიმე წლის შემდეგ კალიფორნიაში მდებარე მაუნტ-ვილსონის ობსერვატორიის 2.5 მ დიამეტრის ჰუკერის ტელესკოპის გამოყენებით ედუინ ჰაბლმა ცეფეიდის ცვალებადი ვარსკვლავები ადრომედას სპირალურ ნისლეულში აღმოაჩინა. შეპლის მიერ ჩატარებული ლივიტის პერიოდ-ნათების კავშირის გადამოწმების გამოყენებით, ჰაბლმა აჩვენა, რომ ეს ობიექტი მდებარეობდა 900 000 სინათლის წლის მოშორებით, ირმის ნახტომის საზღვარზე ბევრად შორს (მოგვიანებით, უფრო ზუსტი გაზომვების შედეგად ეს მაჩვენებელი შეიცვალა 2.5 მილიონ სინათლის წელზე). ამ ერთი გაზომვით ჰაბლმა აჩვენა, რომ ირმის ნახტომი არ წარმოადგენდა მთელ სამყაროს, არამედ კუნძული სამყაროების უზარმაზარი ზღვის პატარა ნაწილს შეადგენდა.

 

რადიოასტრონომიის აღმოცენება

მე-19 საუკუნეში ასტრონომებისთვის თავსატეხი იყო ის ფაქტი, რომ ირმის ნახტომის დიდი რეგიონები თითქმის არ შეიცავდნენ ვარსკვლავებს. ეს ე.წ. „ნახშირის ტომრები“ ვარსკვლავიან ფონზე ბნელ ხვრელებად ჩანდა. ამის საფუძველზე მინიმუმ ერთმა ასტრონომმა ივარაუდა, რომ ცას შესაძლოა, ღრმულები ჰქონოდა!

ამ პერიოდში ირმის ნახტომის კვლევა მხოლოდ ხილული სინათლის დიაპაზონში იყო შესაძლებელი, ამიტომ ასტრონომებმა არ იცოდნენ, რომ „ნახშირის ტომრები“ სინამდვილეში აირისა და მტვრის კოლოსალური ღრუბლები იყო, რომლებიც შორეული ვარსკვლავებიდან წამოსულ სინათლეს ეღობებოდნენ. ირმის ნახტომის სიბრტყეში გავრცელებული ამ ცივი, ბნელი ღრუბლების გამოკვლევა და გაგება ახალი ტექნოლოგიის განვითარებას საჭიროებდა.

რადიოასტრონომიის აღმოცენება სწორედ ეს ეტაპი იყო და როგორც აღმოჩნდა, გალაქტიკა სავსეა არამარტო მტვრით, არამედ უზარმაზარი რაოდენობის ცივი, ნეიტრალური წყალბადის აირით. წყალბადის ატომის პროტონი და ელექტრონი უმეტესწილად ერთი მიმართულებით ბრუნავენ, მაგრამ ზოგჯერ ელექტრონები მიმართულებას იცვლიან. ნებისმიერი კონკრეტული წყალბადის ატომისთვის ეს 100 მილიონ წელში ერთხელ ხდება. ამ მოვლენას თან ახლავს 21 სმ სიგრძის ტალღის მქონე ენერგიის გამოსხივება. ეს ტალღები დაუბრკოლებლად გაივლიან იმ მტვრის ღრუბლებში, რომლებიც ხილულ სინათლეს ბლოკავენ, რადგან ხილულ სინათლეს ბევრად მცირე ზომის ტალღა აქვს.

1951 წელს ასტრონომებმა პირველად დააფიქსირეს 21 სმ სიგრძის ტალღების გამოსხივება და მათი მეშვეობით შეძლეს იმის დადგენა, რა ხდებოდა მტვრის ღრუბლებს მიღმა, რათა ირმის ნახტომის უფრო ვრცელი სურათი მიეღოთ. ნეიტრალური წყალბადის გავრცელებაზე დაკვირვებით მეცნიერებმა შეადგინეს გალაქტიკის მანამდე უხილავი ნაწილების რუკა, მათ შორის სპირალური მკლავები, სადაც წყალბადია კონცენტრირებული.

 

ჩვენი გალაქტიკის ფორმა

ბოლო 70 წლის განმავლობაში თანდათანობით განისაზღვრა ირმის ნახტომის ფორმა – ეს არის მასიური გალაქტიკა 4 ძირითადი სპირალური მკლავით. მზე გალაქტიკის ცენტრიდან 27 000 სინათლის წლითაა დაშორებული და მდებარეობს ორიონის დეზში – მომცრო ზომის მკლავში პერსევსისა და მშვილდოსნის მკლავებს შორის. ბოლო პერიოდში ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ ჩვენი გალაქტიკის ბალჯს (დისკის ცენტრალური შესქელება) ძელაკის მსგავსი სტრუქტურა აქვს.  აირის გროვებისა და ვარსკვლავებისგან შემდგარი დისკი მცირედით გამრუდებული და დაგრეხილია, რისი მიზეზიც სავარაუდოდ ახლომდებარე ჯუჯა გალაქტიკებთან გრავიტაციული ურთიერთქმედებაა.

ირმის ნახტომთან დაკავშირებით ჯერ კიდევ არსებობს ბევრი ამოუხსნელი საიდუმლო. მაგალითად, გრავიტაციის კანონის თანახმად, გალაქტიკის განაპირა რეგიონებში მდებარე ვარსკვლავები და აირის გროვები უფრო ნელა უნდა მოძრაობდნენ, ვიდრე ცენტრთან ახლოს მდებარე ობიექტები. ამის სანაცვლოდ ჩვენ ვხედავთ, რომ ცენტრისგან დაშორებული სხეულები უფრო სწრაფად მოძრაობენ. ანალოგიურ რამეს ვხვდებით სხვა გალაქტიკებშიც. ერთადერთი ახსნა, რომელიც არ საჭიროებს გრავიტაციის კანონის გარდაქმნას, არის დიდი რაოდენობით უხილავი მასის არსებობა, სავარაუდოდ ბნელი მატერიის ფორმით. თუმცა ბნელ მატერიაზე პირდაპირი დაკვირვება არასდროს მომხდარა.

კაშკაშა ვარსკვლავების თაღის ქვეშ დგომა და მათი ბუნების შეცნობა ადამიანის გამჭრიახობის საოცარ მაგალითს წარმოადგენს. ჩვენი გალაქტიკის მასშტაბურობისა და მასში ჩვენი ადგილის აღქმა ადამიანის უსაზღვრო წარმოსახვის დამსახურებაა. დემოკრიტეს უთვალავი ვარსკვლავის არსებობა წარმოედგინა, რომელთა დანახვა მის ძალებს აღემატებოდა. მის შემდეგ მოღვაწე უამრავი ასტრონომის დამსახურებით ჩვენს მშობლიურ გალაქტიკაში ჩვენი ადგილი აღმოვაჩინეთ.

 

წყარო: Astronomy Magazine