პირველი ვარსკვლავები შესაძლოა გამოჩნდნენ მაშინ, როდესაც სამყარო მხოლოდ 100 მილიონი წლის იყო, ანუ მისი ამჟამინდელი ასაკის 1%-ზე ნაკლები. მას შემდეგ, სამყაროს სწრაფმა გაფართოებამ მათი შუქი დავიწყებას მისცა, რის გამოც იძულებულები ვართ, რომ მათი არსებობის შესახებ მინიშნებები ჩვენთან უფრო ახლოს მყოფ კოსმოსურ წყაროებში ვეძიოთ.

შორეული კვაზარის ირგვლივ ღრუბლებიდან მომავალი სინათლის გაანალიზებით, მკვლევრებმა იაპონიიდან, ავსტრალიიდან და შეერთებული შტატებიდან აღმოაჩინეს, რომ "მძიმე ელემენტების გამორჩეული ნაზავი" შეიძლება მომდინარეობდეს მხოლოდ ერთი წყაროდან: პირველი თაობის კოლოსალური ვარსკვლავების აფეთქებიდან.

ყველა ვარსკვლავი, რომელსაც ჩვენ შეგვიძლია დავაკვირდეთ, მათი ასაკის მიხედვით კლასიფიცირდება როგორც 1-ლი ან მე-2 პოპულაცია. 1-ლი პოპულაციის ვარსკვლავები უფრო ახალგაზრდაა და შეიცავს უფრო მძიმე ელემენტებს, ხოლო მე-2 პოპულაციის ვარსკვლავები შედარებით ძველია და ნაკლებ მძიმე ელემენტს შეიცავს.

არსებობს მე-3 პოპულაციის ვარსკვლავებიც, ანუ უძველესი ვარსკვლავები, რომლებიც ჩვენგან იმხელა კოსმოსური დისტანციითაა დაშორებული, რომ საუკეთესო ტექნოლოგიებიც კი უძლურია მათ დასანახად. ამიტომ, ჯერჯერობით, მხოლოდ თეორიების წამოყენება შეგვიძლია იმის შესახებ, თუ როგორ გამოიყურებოდა ისინი.

მეცნიერები ფიქრობენ, რომ ეს ადრეული ვარსკვლავები იყო სუპერ ცხელი, კაშკაშა და მასიური და, შესაძლოა, ასჯერ აღემატებოდა ჩვენი მზის მასას.

ვიდრე სამყაროში ლითიუმზე მძიმე ელემენტების წარმოქმნა დაიწყებოდა, მე-3 პოპულაციის ვარსკვლავები უმარტივესი აირებისგან შედგებოდა. მაშინ სამყაროში არსებული ერთადერთი მასალა იყო წყალბადი, ჰელიუმი და ცოტა ლითიუმი, რომლებიც მოიპოვებოდა დიდი აფეთქების შედეგად დარჩენილ პირველყოფილ აირში. თუმცა მას შემდეგ, რაც პირველი ვარსკვლავები აფეთქდა, სამყაროში უფრო მძიმე ელემენტები გაჩნდა.

პირველმა ვარსკვლავებმა თავიანთი სიცოცხლე, სავარაუდოდ, დაასრულეს წყვილური არასტაბილური აფეთქებებით. ეს თეორიული აფეთქებები მხოლოდ მხოლოდ ასეთ მასიურ ვარსკვლავებშია შესაძლებელი. სხვა ზეახალი ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, მათი აფეთქება არ წარმოშობდა არავითარ ვარსკვლავურ ნარჩენს, მაგალითად, ნეიტრონულ ვარსკვლავსა და შავ ხვრელს, არამედ ყველაფერს გამოსტყორცნიდა მუდმივად გაფართოებად ღრუბელში.

შესაძლოა, სწორედ ამ აფეთქებებმა ჩაუყარა საფუძველი უძველესი მძიმეელემენტებიანი ვარსკვლავთშორისი სივრცეების შექმნას, რომლებიც საჭირო იყო ჩვენი მსგავსი კლდოვანი პლანეტების ფორმირებისთვის. ამდენად, შეგვიძლია ვთქვათ, რომ აფეთქებამ დადებითი შედეგი გამოიღო.

დედამიწაზე მცხოვრები ასტრონომებისთვის, რომლებიც იმედოვნებენ, რომ მე-3 პოპულაციის ვარსკვლავების შესახებ რამეს შეიტყობენ, ამ უძველესი მეგააფეთქებების შუქი გაქრა და დატოვა ცოტა მეტი, ვიდრე დიფუზური ღრუბელი, რომელიც შეიცავს ელემენტების რთულ ნაზავს.

დროის გათვალისწინებით, მასალის ეს ნაზავი შეიძლება თავისთავად იშლება რაღაც ახალში. ვარსკვლავური მტვრის ასეთი კონცენტრაციის ნიშნების საპოვნელად, ახალი კვლევის ავტორებმა გამოიყენეს ინფრაწითელი სპექტროგრაფის მონაცემები ერთ-ერთი ყველაზე შორეული ცნობილი კვაზარიდან, რომელიც წარმოადგენს აქტიური გალაქტიკური ბირთვის ტიპს ან ახალგაზრდა გალაქტიკის უკიდურესად მანათობელ ცენტრს.

მკვლევრები აღნიშნავენ, რომ ამ კვაზარის სინათლე კოსმოსში 13,1 მილიარდი წლის განმავლობაში მოძრაობდა, სანამ დედამიწას მიაღწევდა, რაც ნიშნავს, რომ ჩვენ ვხედავთ კვაზარს ისე, როგორც ის გამოიყურებოდა მაშინ, როდესაც სამყარო მხოლოდ 700 მილიონი წლის იყო.

რაც შეეხება სპექტროგრაფს, ის არის ინსტრუმენტი, რომელიც იჭერს და ყოფს შემომავალ შუქს, ამ შემთხვევაში ციური ობიექტიდან, მის კომპონენტურ ტალღის სიგრძეებად, რამაც შეიძლება გამოავლინოს რომელი ელემენტებია შორეულ ობიექტში, თუმცა ამ ინფორმაციის მოპოვება ყოველთვის ადვილი არ არის.

ავტორები აღნიშნავენ, რომ ასტრონომიულ სპექტრებში ხაზების სიკაშკაშე შეიძლება დამოკიდებული იყოს სხვა ფაქტორებზეც, გარდა ელემენტის სიმრავლისა, რამაც შეიძლება გაართულოს კონკრეტული ელემენტების იდენტიფიცირების მცდელობები.

მიუხედავად ამისა, კვლევის ავტორებმა — ტოკიოს უნივერსიტეტის ასტრონომებმა, იუზურუ იოშიიმ და ჰიროაკი სამეშიმამ — უკვე შეიმუშავეს ხერხი ამ პრობლემის გადასაჭრელად.

მათმა მეთოდმა, რომელიც მოიცავს ტალღის სიგრძის ინტენსივობის გამოყენებას ელემენტების გავრცელების შესაფასებლად, კვლევით ჯგუფს საშუალება მისცა, გაეანალიზებინა ღრუბლების შემადგენლობა ამ კვაზარის გარშემო.

ანალიზმა გამოავლინა მაგნიუმისა და რკინის უცნაურად დაბალი თანაფარდობა ღრუბლებში, რომლებიც შეიცავს 10-ჯერ მეტ რკინას, ვიდრე მაგნიუმს, ჩვენს მზესთან შედარებით. მკვლევრების თქმით, ეს არის მინიშნება, რომელიც გვაფიქრებინებს, რომ ეს მასალა 1-ლი თაობის ვარსკვლავის (მე-3 პოპულაცია) კატაკლიზმური აფეთქების შედეგად გაჩნდა.

"ჩემთვის აშკარა იყო, რომ სუპერნოვას კანდიდატი ამ შემთხვევაში იქნებოდა მე-3 პოპულაციის წყვილური არასტაბილური აფეთქების მქონე ვარსკვლავი, რომელიც აფეთქების შემდეგ კოსმოსურ ნარჩენს არ ტოვებს", — აღნიშნა თანაავტორმა იუზურუ იოშიმ, ტოკიოს უნივერსიტეტის ასტრონომმა. "გახარებული და, გარკვეულწილად, გაოცებულიც კი ვიყავი, როცა აღმოვაჩინე, რომ წყვილური არასტაბილური აფეთქება ვარსკვლავისა, რომელიც მზეზე 300-ჯერ მძიმეა, იძლევა მაგნიუმისა და რკინის თანაფარდობას, რომელიც თანხვედრაშია კვაზარიდან მიღებულ სიდიდესთან."

მე-3 პოპულაციის ვარსკვლავის, სულ მცირე, კიდევ ერთი პოტენციური კვალი დაფიქსირდა 2014 წელს, — აღნიშნავენ იოში და მისი კოლეგები, მაგრამ ასევე ამტკიცებენ, რომ ეს ახალი აღმოჩენა პირველია, რომელიც ასეთ ძლიერ მტკიცებულებას იძლევა.

თუკი ისინი არ ცდებიან, ამ კვლევამ შეიძლება დიდი გზა გაიაროს, რათა გამოავლინოს, თუ როგორ ვითარდებოდა მატერია სამყაროს ისტორიის განმავლობაში. მაგრამ იმისთვის, რომ დავრწმუნდეთ, მეტი დაკვირვება იქნება საჭირო, რათა სხვა ციურ ობიექტებში მსგავსი თვისებები შემოწმდეს.

შეიძლება არ იყოს საჭირო, რომ ეს დაკვირვებები შორეული კვაზარებიდან მოდიოდეს. იმ შემთხვევაშიც კი, თუკი სამყაროში მე-3 პოპულაციის ვარსკვლავები აღარ არსებობს, სიცოცხლისუნარიანობა იმისა, რაც მათი აფეთქებებიდან დარჩა, გულისხმობს, რომ მტკიცებულებები, შესაძლოა, ყველგან იყოს, მათ შორის, ჩვენ გარშემო არსებულ გალაქტიკებში.