Kiud, „lehed“ ja tohutud tühimikud, mis ulatuvad hiiglaslikele skaala tasanditele – need peegeldavad varajasi tiheduse seemneid
Vaadates öist taevast, kuulub miljardite nähaolevate tähtede enamik meie Linnuteele. Kuid meie galaktika piiridest väljaspool avaneb veelgi laiem vaatepilt – kosmiline võrk – tohutu galaktikaklastrite, kiudude ja tühjade alade „kangas“, mis ulatub sadade miljonite valgusaastate kaugusele. See suurmastaabiline struktuur pärineb varajase Universumi väikestest tihedusfluktuatsioonidest, mida gravitatsioon on kosmilise aja jooksul võimendanud.
Selles artiklis käsitleme, kuidas galaktikaklastrid moodustuvad, kuidas need sobituvad kosmilisse võrku kiudude ja „lehtede“ vahel ning milline on nende vahel paiknevate suurte tühimikute olemus. Mõistes, kuidas aine jaotub suurimatel skaala tasanditel, avastame Universumi evolutsiooni ja struktuuri põhiaspektid.
1. Suuremastaabiliste struktuuride teke
1.1 Algsetest fluktuatsioonidest kosmilise võrguni
Peagi pärast Suurt Pauku oli Universum erakordselt kuum ja tihe. Väikesed kvantfluktuatsioonid, mis võisid tekkida inflatsiooni ajal, lõid kergelt üle- ja alatihedad piirkonnad peaaegu ühtlaselt jaotunud ainest ja kiirgusest. Hiljem hakkas pime aine kogunema just nende ületihedate piirkondade juurde; Universumi laienedes ja jahtudes vajus baryoniline aine (tavapärane aine) pimedat ainet moodustavatesse „gravitatsioonikaevudesse“, rõhutades tiheduse erinevusi.
Nii tekkis meile nüüd tuntud kosmiline võrk:
- Kiud: Pikkade, kitsaste galaktikate ja galaktikagruppide niidid, mis kulgevad pimedat ainet moodustavate „selgroogadena“.
- Lehed („Walls“): Kahemõõtmelised struktuurid, mis paiknevad kiudude vahel.
- Tühimikud: Suured, madala tihedusega piirkonnad, kus on vähe galaktikaid; hõivavad suure osa Universumi ruumist.
1.2 ΛCDM süsteem
Kõige aktsepteeritum kosmoloogiline mudel ΛCDM (Lambda külm pime aine) väidab, et pime energia (Λ) põhjustab Universumi laienemise kiirenemist ning mitte-relativistlik (külm) pime aine domineerib struktuuride moodustumisel. Selle stsenaariumi korral moodustuvad struktuurid hierarhiliselt — väiksemad halod ühinevad suuremateks, moodustades meieni jõudvad suured struktuurid. Galaktikate jaotus nendel skaaladel langeb tihedalt kokku kaasaegsete kosmiliste simulatsioonide tulemustega, kinnitades ΛCDM prognoose.
2. Galaktikaklastrid: kosmilise võrgustiku hiiglased
2.1 Määratlus ja omadused
Galaktikaklastrid – kõige massiivsemad gravitatsiooniliselt seotud Universumi struktuurid, mis tavaliselt sisaldavad sadu või isegi tuhandeid galaktikaid mitme megaparseki ulatuses. Peamised omadused:
- Suur hulk pimedat ainet: ~80–90 % klastrite massist moodustab pime aine.
- Kuuma klastritevaheline keskkond (ICM): Röntgenikiirguse vaatlused näitavad tohutuid kuuma gaasi koguseid (107–108 K), mis täidavad galaktikatevahelist ruumi.
- Gravitatsiooniline sidusus: Piisav kogumass hoiab liikmeid koos vaatamata Universumi laienemisele, mistõttu parv on omamoodi „suletud süsteem“ kosmiliste ajaskaala jooksul.
2.2 Moodustumine hierarhilise kasvu kaudu
Parved kasvavad, akreteerides väiksemaid gruppe ja põrkudes teiste parvedega. See protsess jätkub ka tänapäeval. Kuna parved moodustuvad kosmilise võrgu sõlmedes (kus kiudude struktuurid ristuvad), muutuvad nad Universumi „linnadeks“ ning neid ümbritsevad harud (filamentid) toovad neile ainet ja galaktikaid.
2.3 Vaatlusmeetodid
Astronoomidel on mitu viisi galaktikaparvede avastamiseks ja uurimiseks:
- Optilised uuringud: Suurtes punanihke uuringutes, nt SDSS, DES või DESI, otsitakse suuri galaktikate kogumikke.
- Röntgeni vaatlustel: Kuumad parvedevahelised gaasid kiirgavad intensiivset röntgenikiirgust, mistõttu Chandra ja XMM-Newton missioonid on parvede avastamisel eriti olulised.
- Gravitatsiooniline läätsendus: Parve hiiglaslik mass kõverdab taustobjektide valgust, pakkudes sõltumatut meetodit parve kogu massi määramiseks.
Parved toimivad oluliste kosmiliste laboritena – nende arvu ja jaotust erinevatel ajaperioodidel mõõtes saab määrata fundamentaalseid kosmoloogia parameetreid (nt tiheduse kõikumiste amplituudi σ8, aine tiheduse Ωm ja tumeda energia omadused).
3. Kosmiline võrk: filamentid, „lehed“ ja tühimikud
3.1 Filamentid: aine maanteed
Filamentid – pikad, nööri meenutavad tumeda aine ja baryoonide moodustised, mis juhivad galaktikate ja gaaside liikumist parvede keskustesse. Need võivad ulatuda mõnest kuni kümnete või sadade megaparsekideni. Nende kiudude pikkuses „ripuvad“ väiksemad galaktikate rühmad ja parved nagu „helmeste ahelal“, kus sõlmpunktides mass veelgi tihendub.
- Tiheduse kontrast: Filamentides ületab tihedus kosmilist keskmist mitu või kümneid kordi, kuigi nad pole nii tihedad kui parved.
- Gaasi ja galaktikate vool: Gravatsioon paneb gaasid ja galaktikad liikuma mööda kiude massiivsete sõlmede (parvede) suunas.
3.2 „Lehed“ või „Walls“
Lehed (või „Walls“), mis asuvad filamentide vahel, on suured kahemõõtmelised struktuurid. Mõned täheldatud juhtumid, nt Great Wall, ulatuvad sadade megaparsekideni. Kuigi nad pole nii kitsad ega tihedad kui filamentid, ühendavad nad alasid hõredamate kiudude ja tühimikute vahel.
3.3 Tühimikud: kosmilised „kavitatsiooni“ piirkonnad
Tühimikud – hiiglaslikud, peaaegu tühjad alad, kus galaktikate arv on filamentide või parvede omast märkimisväärselt väiksem. Nende suurus võib ulatuda kümnete megaparsekideni, hõlmates suurema osa Universumi ruumist, kuid sisaldades vaid väikest massi osa.
- Struktuur tühimikus: Tühimikud ei ole täiesti tühjad. Seal leidub ka kääbusgalaktikaid või väikeseid kiude, kuid tihedus võib olla ~5–10 korda väiksem kui keskmine.
- Tähtsus kosmoloogias: Tühimikud on tundlikud tumeda energia olemusele, alternatiivsetele gravitatsioonimudelitele ja väikese skaala tiheduse kõikumistele. Viimastel aastatel on tühimikud saanud uueks piiriks standardse ΛCDM mudelist kõrvalekallete testimisel.
4. Tõendid, mis kinnitavad kosmilist võrku
4.1 Galaktikate punase nihke uuringud
Suurte skaala punase nihke uuringud, mis viidi läbi 1980. aastate lõpus ja 1990. aastate alguses (nt CfA Redshift Survey), paljastasid "Great Walls" galaktikate kogumikud ja tühjad alad, mida nüüd nimetatakse tühimikeks. Tänapäeva suurema mahuga programmid, nagu 2dFGRS, SDSS, DESI, on uurinud miljoneid galaktikaid, jättes kahtlusi, et nende jaotus vastab kosmiliste simulatsioonide loodud võrgu mustrile.
4.2 Kosmiline mikrolaine taust (CMB)
CMB anisotroopia uuringud (Planck, WMAP ja varasemad missioonid) kinnitavad algseid kõikumisi. Kui need kõikumised arenevad simulatsioonides ajas edasi, kujunevad need kosmilise võrgu mustriks. Kõrge CMB mõõtmise täpsus võimaldab määrata tiheduse seemnete olemust, mis määrab suureskaalalise struktuuri.
4.3 Gravitatsiooniline läätsendus ja nõrk läätsendus
Nõrga gravitatsioonilise läätsenduse uuringud jälgivad taustagalaktikate kuju väikeseid moonutusi, mida põhjustab vahepealne aine. CFHTLenS, KiDS ja teised projektid on näidanud, et mass jaotub vastavalt samale võrgumustrile, mida määrab galaktikate paigutus, kinnitades veelgi, et tumeaine jaotub suurtel skaalaidel sarnaselt baryoonidega.
5. Teoreetilised ja simulatsioonilised lähenemised
5.1 N-keha simulatsioonid
Dark matter N-keha simulatsioonides ilmneb loomulikult kosmilise võrgu "skelet", kus miljardid osakesed gravitatsiooniliselt kokku varisevad, moodustades haloesid ja kiude. Peamised rõhuasetused:
- "Võrgu" teke: Kiud ühendavad tihedaid piirkondi (klastrid, grupid), peegeldades gravitatsioonilist voogude dünaamikat väljastpoolt.
- Tühimikud: Tekivad madala tihedusega piirkondades, kus materjali vood lükkavad ainet eemale, rõhutades veelgi tühimikke.
5.2 Hüdrodünaamika ja galaktikate teke
Lisades hüdrodünaamika (gaaside füüsika, tähetekke protsessid, tagasiside) N-keha koodidele, on paremini näha, kuidas galaktikad jaotuvad kosmilises võrgus:
- Filamentaarne gaaside sissevool: Paljudes simulatsioonides voolavad jahedad gaasid kiududena moodustuvatesse galaktikatesse, soodustades tähetekke protsessi.
- Tagasiside mõju: Supernoovade ja AGN-i voolud võivad häirida või kuumutada sissevoolavaid gaase, muutes kohalikku võrgustruktuuri.
5.3 Ülejäänud probleemid
- Väikese skaala küsimused: Sellised nähtused nagu tuuma-serva („core-cusp") või „too-big-to-fail“ näitavad vastuolusid ΛCDM prognooside ja mõnede kohalike galaktikate vaatlustega.
- Kosmiline tühimikud: Tühimike dünaamika ja neis peituvate väiksemate struktuuride modelleerimine on endiselt intensiivse uurimistöö valdkond.
6. Kosmilise võrgu areng ajas
6.1 Varajane ajaperiood: suured punanihed
Vahetult pärast reionisatsiooni (z ∼ 6–10) ei olnud kosmiline võrk veel nii selge, kuid oli siiski nähtav väikeste halo ja tekkivate galaktikate jaotuse kaudu. Kiud võisid olla kitsamad, harvemad, kuid suunasid siiski gaasivoolusid protogalaktikate keskustesse.
6.2 Küpsev võrk: vahepealsed punanihed
Umbes z ∼ 1–3 kiudstruktuurid on juba palju selgemad, toitmas kiiresti tähetekke galaktikaid. Parved moodustuvad kiiresti, ühinevad omavahel üha massiivsemateks struktuurideks.
6.3 Praegune ajaperiood: sõlmed ja tühimike laienemine
Täna näeme küpseid parvi kui sõlmi võrgus, samal ajal kui tühimikud on tumeda energia mõjul oluliselt laienenud. Paljud galaktikad asuvad tihedates kiududes või parvede keskkonnas, kuid mõned jäävad eraldatuks tühimike sügavusse, arenevad väga erineval viisil.
7. Galaktikaparved kui kosmoloogilised märgid
Sest galaktikaparved on kõige massiivsemad seotud struktuurid, nende arvukus erinevatel universumi ajaperioodidel on väga tundlik:
- Tumeaine tihedusele (Ωm): Rohkem ainet tähendab intensiivsemat parvede moodustumist.
- Tiheduse kõikumiste amplituudile (σ8): Tugevamad kõikumised põhjustavad massiivsete halo kiiremat tekkimist.
- Dark energy: See mõjutab struktuuride kasvukiirust. Kui universumis on rohkem tumedat energiat, moodustuvad parved hilisemas ajas aeglasemalt.
Seega võimaldavad galaktikaparvede vaatlusandmed, st nende arv, mass (mõõdetud röntgenkiirguse, gravitatsioonilise läätsestamise või Sunyaev–Zel’dovitši efektiga) ja evolutsioon punanihega kindlaks teha tugevaid kosmoloogilisi parameetreid.
8. Kosmiline võrk ja galaktikate areng
8.1 Keskkonnatingimused
Kosmilise võrgu keskkond mõjutab tugevalt galaktikate arengut:
- Parvede keskustes: Suur kiiruste erinevus, gaasi rõhu eemaldamine (ram pressure) ja ühinemised sageli summutavad tähetekke, mistõttu seal on palju suuri elliptilisi galaktikaid.
- „Toitmine" kiududest: Spiraalgalaktikad võivad jätkuvalt aktiivselt tähti moodustada, kui nad saavad pidevalt uusi gaase filamentidest.
- Tühimike galaktikad: isoleeritud, aeglasema arenguga, säilitades kauem gaase ja jätkates tähetekke protsessi kosmilises tulevikus.
8.2 Keemiline rikastumine
Galaktikad, mis moodustuvad tihedates sõlmedes, kogevad palju täheplahvatusi ja tagasisidet, paisates metalle galaktikatevahelisse keskkonda või niitidesse. Isegi tühimike galaktikad rikastuvad veidi juhuslike väljavoolude või kosmiliste voogude kaudu, kuigi aeglasemalt kui tihedamates piirkondades.
9. Tuleviku suunad ja vaatlus
9.1 Uue põlvkonna suured uuringud
LSST, Euclid ja Nancy Grace Romani kosmoseteleskoop uurivad miljardeid galaktikaid, pakkudes erakordselt täpset 3D kosmilise koe pilti. Täiustatud gravitatsiooniläätsede andmed võimaldavad veelgi selgemalt määrata tumeda aine jaotust.
9.2 Sügavate niidide ja tühimike vaatlus
„Soe-külm galaktikutevaheline keskkond (WHIM)“ niidides tuvastamine on endiselt keeruline. Tulevased röntgenimissioonid (nt Athena) ja täiustatud UV- või röntgenspektroskoopia võivad paljastada gaasilisi uduid galaktikatevahelistes sildades, lõpuks näidates kosmilises võrgus „puuduvaid barione“.
9.3 Täpne tühimike kosmoloogia
Arenevas tühimike kosmoloogia valdkonnas püütakse kasutada tühimike omadusi (suuruste jaotust, kujusid, kiirusevooge) alternatiivsete gravitatsiooniteooriate, tumeda energia mudelite ja teiste mitte-ΛCDM variantide testimiseks.
10. Kokkuvõte
Galaktikaklastrid, nähtavad kosmilise võrgu sõlmedes, ning niidid, „lehed“ ja tühimikud, mis paiknevad nende vahel, moodustavad Universumi „ehituse“ suurimal võimalikul skaalal. Need struktuurid tekkisid varajases Universumis madala tiheduse kõikumistest, mis tugevnesid tumeda aine ja tumeda energia põhjustatud gravitatsiooni mõjul.
Täna näeme dünaamilist kosmilist võrku, mis on täis hiiglaslikke klastreid, põimitud niite, mis sisaldavad lugematul hulgal galaktikaid, ja laiu, peaaegu tühje alasid. Need tohutud „ehitusvormid“ peegeldavad mitte ainult gravitatsiooniseaduste tähtsust galaktikutevahelisel skaalal, vaid on ka olulised kosmoloogiliste mudelite kontrollimiseks ja meie arusaamiseks, kuidas galaktikad arenevad kõige tihedamates või hõredamates Universumi piirkondades.
Viited ja täiendav lugemine
- Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). „Kuidas niidid on põimitud kosmilisse võrku.“ Nature, 380, 603–606.
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). „Universumi viil.“ The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Springel, V., et al. (2005). „Galaktikate ja kvasarite moodustumise, evolutsiooni ja klastrite simulatsioonid.” Nature, 435, 629–636.
- Cautun, M., et al. (2014). „Külma tumeda aine kosmiline võrk.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 2923–2944.
- Van de Weygaert, R., & Platen, E. (2011). „Kosmilised tühimikud: struktuur, dünaamika ja galaktikad.“ International Journal of Modern Physics: Conference Series, 1, 41–66.