Šķiedras, „plāksnes“ un milzīgas tukšuma zonas, kas stiepjas milzīgos mērogos – tās ir agrīno blīvuma sēklu atspulgs
Novērojot nakts debesis, miljardiem redzamo zvaigžņu lielākoties pieder mūsu Piena Ceļam. Tomēr aiz mūsu galaktikas robežām paveras vēl plašāks skats – kosmiskais tīkls – milzīgs galaktiku kopu, šķiedru un tukšu telpu „audums“, kas stiepjas simtiem miljonu gaismas gadu. Šī lielmēroga struktūra rodas no sīkiem blīvuma svārstību graudiņiem agrīnajā Visumā, kurus gravitācija laika gaitā pastiprināja.
Šajā rakstā apskatīsim, kā veidojas galaktiku kopas, kā tās iederas kosmiskajā tīklā no šķiedrām un „plāksnēm“, kā arī kāda ir milzīgo tukšumu starp tām daba. Izprotot, kā matērija izvietojas lielākajos mērogos, mēs atklājam galvenos Visuma evolūcijas un struktūras aspektus.
1. Lielmēroga struktūru veidošanās
1.1 No primārajām svārstībām līdz kosmiskajam tīklam
Drīz pēc Lielā sprādziena Visums bija ārkārtīgi karsts un blīvs. Mazas kvantu svārstības, iespējams, radušās inflācijas laikā, radīja nelielas pārblīvuma un nepietiekama blīvuma zonas gandrīz vienmērīgi izkliedētā vielā un starojumā. Vēlāk tumšā matērija sāka koncentrēties šajās pārblīvuma zonās; Visumam paplašinoties un atdziestot, barioniskā matērija (parastā) iegrima tumšās matērijas „gravitācijas baseinos“, izceļot blīvuma atšķirības.
Tā veidojās mums tagad zināmais kosmiskais tīkls:
- Šķiedras: garas, šauras galaktiku un galaktiku grupu pavedieni, kas stiepjas tumšās matērijas „mugurkaula“ virzienā.
- Plāksnes („Walls“): divdimensiju struktūras, kas izvietotas starp pavedieniem.
- Tukšumi: milzīgas, zema blīvuma zonas, kurās ir maz galaktiku; aizņem lielāko daļu Visuma tilpuma.
1.2 ΛCDM sistēma
Pieņemamākais kosmoloģiskais modelis ΛCDM (Lambda aukstā tumšā matērija) apgalvo, ka tumšā enerģija (Λ) nosaka Visuma paplašināšanās paātrinājumu, bet nerelativistiskā (aukstā) tumšā matērija dominē struktūru veidošanā. Šajā scenārijā struktūras veidojas hierarhiski — mazāki haloi apvienojas lielākos, veidojot mums redzamās lielmēroga struktūras. Galaktiku izvietojums šajos mērogos cieši sakrīt ar mūsdienu kosmisko simulāciju rezultātiem, apstiprinot ΛCDM prognozes.
2. Galaktiku kopas: kosmiskā tīkla milži
2.1 Definīcija un īpašības
Galaktiku kopas – Visuma masīvākās gravitacionāli saistītās struktūras, kas parasti satur simtiem vai pat tūkstošiem galaktiku pāris megaparseku platībā. Galvenās iezīmes:
- Liela tumšās matērijas daļa: aptuveni 80–90 % kopējās kopas masas veido tumšā matērija.
- Karstā starpgalaktiskā vide (ICM): Rentgena starojuma novērojumi liecina par milzīgu karsto gāzu daudzumu (107–108 K), kas piepilda telpu starp galaktikām.
- Gravitācijas saistība: pietiekama kopējā masa, lai dalībnieki paliktu saistīti pat neskatoties uz Visuma paplašināšanos, tāpēc kopa ir sava veida „aizvērta sistēma“ kosmiskos laikos.
2.2 Veidošanās caur hierarhisku augšanu
Kopas aug, akretējot mazākas grupas un saskaroties ar citām kopām. Tas turpinās arī pašreizējā laikmetā. Tā kā kopas veidojas kosmiskā tīkla mezglos (kur krustojas šķiedru struktūras), tās kļūst par Visuma „pilsētām“, un apkārtējie filiāļi (filamenti) piegādā tām matēriju un galaktikas.
2.3 Novērošanas metodes
Ir vairāki veidi, kā astronomi atklāj un pēta galaktiku kopas:
- Optiskās aptaujas: lielos sarkanā nobīdes pētījumos, piemēram, SDSS, DES vai DESI, meklē lielas galaktiku koncentrācijas.
- Rentgena novērojumi: karstās starpkopu gāzes izstaro intensīvus rentgena starus, tāpēc Chandra un XMM-Newton misijas ir īpaši svarīgas kopu atklāšanai.
- Gravitācijas lēca: kopas milzīgā masa izliek fona objektu gaismu, nodrošinot neatkarīgu veidu, kā noteikt kopas kopējo masu.
Kopas darbojas kā svarīgas kosmiskās laboratorijas – mērot to skaitu un izvietojumu dažādos laikposmos, var iegūt fundamentālus kosmoloģijas parametrus (piemēram, blīvuma svārstību amplitūdu σ8, matērijas blīvumu Ωm un tumšās enerģijas īpašības).
3. Kosmiskais tīkls: filamenti, „lapas“ un tukšumi
3.1 Filamenti: matērijas maģistrāles
Filamenti – gareni, virvēm līdzīgi tumšās matērijas un bariona veidojumi, kas virza galaktiku un gāzu kustību uz kopu centriem. Tie var sasniegt no dažiem līdz desmitiem vai simtiem megaparseku. Gar šo šķiedras mazākas galaktiku grupas un kopas „karājas“ it kā „pērles uz diega“, kur krustpunktos masa vēl vairāk sablīvējas.
- Blīvuma kontrasts: Filamentos blīvums pārsniedz kosmisko vidējo vairākas vai desmitiem reižu, lai gan tie nav tik blīvi kā kopas.
- Gāzu un galaktiku plūsma: Gravitācija liek gāzēm un galaktikām kustēties gar šķiedrām uz masīviem mezgliem (kopām).
3.2 „Lapas“ vai „Walls“
Lapas (vai „Walls“), kas atrodas starp filamenti, ir liela mēroga divdimensiju struktūras. Daži novēroti gadījumi, piemēram, Great Wall, stiepjas simtiem megaparseku. Lai gan tie nav tik šauri vai blīvi kā filamenti, tie savieno apgabalus starp retākām šķiedrām un tukšumiem.
3.3 Tukšumi: kosmiskie „kavitācijas“ reģioni
Tukšumi – milzīgas, gandrīz tukšas telpas, kurās galaktiku skaits ir ievērojami mazāks salīdzinājumā ar filamentiem vai kopām. To izmērs var sasniegt desmitiem megaparseku, aizņemot lielāko daļu Visuma tilpuma, bet saturot tikai nelielu masas daļu.
- Struktūra tukšumos: Tukšumi nav pilnīgi tukši. Tur eksistē pundurgalaktikas vai smalkas gijas, taču blīvums var būt apmēram 5–10 reizes mazāks nekā vidēji.
- Nozīme kosmoloģijā: Tukšumi ir jutīgi pret tumšās enerģijas dabu, alternatīviem gravitācijas modeļiem un smalka mēroga blīvuma svārstībām. Pēdējā laikā tukšumi kļuvuši par jaunu fronti, pārbaudot novirzes no standarta ΛCDM.
4. Pierādījumi, kas apstiprina kosmisko tīklu
4.1 Galaktiku sarkano nobīžu aptaujas
Liela mēroga sarkano nobīžu aptaujas, veiktas 80. gadu beigās un 90. gadu sākumā (piemēram, CfA Redshift Survey), atklāja "Great Walls" galaktiku kopas un tukšas zonas, tagad sauktas par tukšumiem. Mūsdienu lielākas apjoma programmas, piemēram, 2dFGRS, SDSS, DESI, izpētīja miljonus galaktiku, neatstājot šaubas, ka to izvietojums atbilst kosmisko simulāciju radītajam tīkla modelim.
4.2 Kosmiskais mikroviļņu fons (KMF)
KMF anizotropiju pētījumi (Planck, WMAP un iepriekšējās misijas) apstiprina sākotnējās svārstību īpašības. Kad šīs svārstības simulācijās attīstās uz priekšu laikā, tās izaug par kosmiskā tīkla rakstu. Augsta KMF mērījumu precizitāte ļauj noteikt blīvuma sēklu raksturu, kas nosaka lielo struktūru.
4.3 Gravitācijas lēcas un vājas lēcas
Vājas lēcas pētījumi seko nelielām fonālo galaktiku formas izkropļojumiem, ko izraisa starpējā matērija. CFHTLenS, KiDS un citi projekti atklāja, ka masa izvietojas saskaņā ar to pašu tīkla attēlu, ko veido galaktiku izvietojums, vēl vairāk apstiprinot, ka tumšā matērija lielos mērogos izvietojas līdzīgi kā barioni.
5. Teorētiskie un simulācijas pieejas
5.1 N-korpuskulu simulācijas
Tumšās matērijas N-korpuskulu simulācijās dabiski izceļas kosmiskā tīkla "skelets", kur miljardiem daļiņu gravitacionāli sabrūk, veidojot halus un gijas. Galvenie uzsvari:
- Tīkla veidošanās: Gijas savieno caur blīviem reģioniem (kopām, grupām), atspoguļojot gravitācijas plūsmu dinamiku no ārējām zonām.
- Tukšumi: Veidojas zema blīvuma reģionos, kur vielas plūsmas atgrūž materiālu, tā vēl vairāk izceļot tukšumus.
5.2 Hidrodinamika un galaktiku veidošanās
Pievienojot hidrodinamiku (gāzu fizika, zvaigžņu veidošanās, atsauksmes) N-korpuskulu kodiem, labāk redzams, kā galaktikas izvietojas kosmiskajā tīklā:
- Filamentu gāzu ieplūde: Daudzās simulācijās vēsas gāzes plūst pa gijām uz veidojošajām galaktikām, veicinot zvaigžņu veidošanos.
- Atsauksmes ietekme: Supernovu un AGN izvadi var traucēt vai uzsildīt ieplūstošos gāzes, modificējot vietējo tīkla struktūru.
5.3 Atlikusie problēmas
- Maza mēroga jautājumi: Tādas parādības kā kodola-malas („core-cusp“) vai „too-big-to-fail“ rāda neatbilstības starp ΛCDM prognozēm un dažiem vietējiem galaktiku novērojumiem.
- Kosmiskie tukšumi: Detalizēta tukšumu dinamika un tajās esošo mazāku struktūru modelēšana joprojām ir intensīvu pētījumu joma.
6. Kosmiskā tīkla attīstība laika gaitā
6.1 Agrīnais periods: lielas sarkanās nobīdes
Tūlīt pēc rejonizācijas (z ∼ 6–10) kosmiskais tīkls vēl nebija tik izteikts, bet tomēr redzams no smalku halu un veidojošos galaktiku sadalījuma. Šķiedras varēja būt šaurākas, retākas, bet tās joprojām novirzīja gāzu plūsmas uz protogalaktiku centriem.
6.2 Nobriedušais tīkls: vidējās sarkanās nobīdes
Ap z ∼ 1–3 šķiedru struktūras jau ir daudz izteiktākas, barojot strauji zvaigžņu veidojošās galaktikas. Grupas strauji veidojas, savienojoties arvien masīvākos veidojumos.
6.3 Pašreizējais periods: mezgli un tukšumu paplašināšanās
Šodien redzam nobriedušas grupas kā mezglus tīklā, kamēr tukšumi ir ievērojami paplašinājušies tumšās enerģijas ietekmē. Daudzas galaktikas atrodas blīvās šķiedrās vai grupu vidēs, bet dažas paliek izolētas tukšumu dziļumos, attīstoties ļoti atšķirīgi.
7. Galaktiku grupas kā kosmoloģiskie marķieri
Jo galaktiku grupas ir masīvākās saistītās struktūras, to daudzums dažādos Visuma laikos ir ļoti jūtīgs:
- Tumšās matērijas blīvumam (Ωm): Vairāk matērijas nozīmē intensīvāku grupu veidošanos.
- Densitātes svārstību amplitūdai (σ8): Spēcīgākas svārstības nozīmē ātrāku masīvu halu veidošanos.
- Tumšajai enerģijai: Tā ietekmē struktūru augšanas tempu. Ja Visumā ir vairāk tumšās enerģijas, grupas veidojas lēnāk vēlākā laikā.
Tāpēc galaktiku grupu novērojumu dati, t.i., to skaits, masa (mērīta ar rentgena stariem, lēcas efektu vai Sunjaeva–Zel'doviča efektu) un evolūcija ar sarkano nobīdi ļauj noteikt stingrus kosmoloģiskos parametrus.
8. Kosmiskais tīkls un galaktiku attīstība
8.1 Vides apstākļi
Kosmiskā tīkla vide būtiski ietekmē galaktiku attīstību:
- Grupu centros: Lielas ātruma atšķirības, gāzu spiediena nolaupīšana (ram pressure) un apvienošanās bieži nomāc zvaigžņu veidošanos, tāpēc tur ir daudz lielu eliptisku galaktiku.
- "Barošana" no pavedieniem: Spirālveida galaktikas var turpināt aktīvi veidot zvaigznes, ja tās pastāvīgi saņem jaunas gāzes no pavedieniem.
- Tukšumu galaktikas: izolētas, lēnākas attīstības, ilgāk saglabā gāzes un turpina zvaigžņu veidošanos kosmiskajā nākotnē.
8.2 Ķīmiskais bagātinājums
Galaktikas, kas veidojas blīvos mezglos, piedzīvo daudz zvaigžņu sprādzienu un atgriezeniskās saites, izmetot metālus starpkopu vidē vai pavedienos. Pat tukšumu galaktikas nedaudz bagātinās ar sporādiskām izplūsmēm vai kosmiskajiem plūsmām, lai gan lēnāk nekā blīvākos reģionos.
9. Nākotnes virzieni un novērojumi
9.1 Jaunās paaudzes lielās aptaujas
LSST, Euclid un Nancy Grace Roman kosmiskais teleskops pētīs miljardus galaktiku, nodrošinot ļoti precīzu 3D kosmiskā auduma attēlu. Uzlabotie lēcu dati ļaus vēl skaidrāk noteikt, kā izvietota tumšā matērija.
9.2 Dziļo pavedienu un tukšumu novērojumi
"Siltās–karstās starpgalaktiskās vides (WHIM)" detektēšana pavedienos joprojām sagādā grūtības. Nākotnes rentgena misijas (piemēram, Athena) un uzlabota spektroskopija UV vai rentgena jomā var atklāt gāzu miglas tiltus starp galaktikām, beidzot parādot "trūkstošos barionus" kosmiskajā tīklā.
9.3 Precīza tukšumu kosmoloģija
Attīstās arī tukšumu kosmoloģijas joma, lai izmantotu tukšumu īpašības (izmēru sadalījumu, formas, ātruma plūsmas), pārbaudot alternatīvas gravitācijas teorijas, tumšās enerģijas modeļus un citus ne-ΛCDM variantus.
10. Secinājums
Galaktiku kopas, redzamas kosmiskā tīkla mezglos, kā arī pavedieni, "plāksnes" un tukšumi, kas izvietoti starp tiem, veido lielāko Visuma "būvniecību" vislielākajā mērogā. Šīs struktūras radušās no nelielām blīvuma svārstībām agrīnajā Visumā, kas pastiprinājās, ko ietekmēja gravitācija, tumšās matērijas un tumšās enerģijas izraisītā paplašināšanās.
Šodien mēs redzam dinamisku kosmisko tīklu, pilnu milzīgu kopu, izkliedētu pavedienos, kuros ir daudz galaktiku, un plašas, gandrīz tukšas telpas. Šīs milzīgās "būvēšanas" formas ne tikai atspoguļo gravitācijas likmju nozīmi starpgalaktiskā mērogā, bet arī ir būtiskas kosmoloģisko modeļu pārbaudei un mūsu izpratnei par to, kā galaktikas attīstās visblīvākajās vai visretākajās Visuma vietās.
Saites un papildu lasījumi
- Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “Kā pavedieni tiek austīti kosmiskajā tīklā.” Daba, 380, 603–606.
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “Visuma šķēle.” Astrofizikas žurnāla vēstules, 302, L1–L5.
- Springels, V., u.c. (2005). “Galaktiku un kvazāru veidošanās, attīstības un kopu simulācijas.” Daba, 435, 629–636.
- Cautun, M., et al. (2014). “Aukstā tumšā matērija kosmiskā tīkla.” Karaliskās astronomijas biedrības mēneša paziņojumi, 441, 2923–2944.
- Van de Weygaert, R., & Platen, E. (2011). “Kosmiskās tukšās vietas: struktūra, dinamika un galaktikas.” Starptautiskais mūsdienu fizikas žurnāls: konferences sērija, 1, 41–66.