Pidime tunnistama, et galaktikate mõõtmete, neis sisalduvate tähtede hulga ja nende sadu miljoneid aastaid kestvate põrgete hoomamiseks ei ole meiesuguste primaatide ajud just kõige paremini arenenud. Meie jaoks on need sündmused otsekui üksikud kaadrid pikas-pikas ja võib olla lõputus kosmilises filmis. Kuigi lõputuse ette kujutamisega läheb igal juhul raskeks, võime me tänu viimasel sajakonnal aastal tehtud avastustele nautida privileegi saada mingitki aimdust universumi suurejoonelisest ehitusest.
Paraku võis räägitust jääda ekslik mulje nagu galaktikad oleksid ruumis jaotunud enam-vähem ühtlaselt. Tõime analoogia taeva alla visatud kettagolfi ketastest, mis kujutavad hiidgalaktikaid ja mille omavaheline keskmine kaugus jääks võrreldes nende läbimõõtudega umbes kümnekonna meetri sisse. Päris nii lihtne asi siiski ei ole ja enamik galaktikatest moodustavad omavahel gravitatsiooniliselt seotud tihedamaid gruppe, galaktikaparvi ja nendest koosnevaid superparvi ning isegi suuremaid struktuure. Nende vahele jäävad hõredamad piirkonnad.
Pildil Perseuse galaktikaparve süda, kus on kokku põrkumas kümned galaktikad ning mis on ümbritsetud multimillionitesse kraadidesse ulatuvast gaasist. Foto keskosas on tegelikult kaks galaktikat, mis liiguvad üksteise poole. Suuremast galaktikast ulatuvad välja fotol punakad gaasifilamendid, mis on umbes 200 valgusaastat laiad ning 200 000 valgusaastat pikad. Astronoomide jaoks on tõeline mõstatus kuidas need filmendid on suutnud nii kuumas keskkonnas endiselt oma struktuuri säilitada. Ühe teooria kohaselt hõljuvad nad galaktika südames peituva ülissure musta augu poolt genereeritud magnetväljas
Näiteks meie Linnutee, Andromeeda ja Kolmnurga hiidspiraalgalaktikad (koos mitmekümne kääbusgalaktikaga) moodustavad niinimetatud Kohaliku Grupi. See tagasihoidlik seltskond asub koos umbes 2000 teise galaktikaga Neitsi nimelises galaktikaparves, mis on omakorda samanimelise superparve osa, mis sisaldab ühtekokku umbes 50 000 liiget. Mõned aastad tagasi avastati, et Neitsi superparv on tõenäoliselt kõigest kõrvalharu veel suuremast Laniakea superparvest, millest leiab ligikaudu 100 000 individuaalset galaktikat. Kui palju selliseid superparvi universumis olla võiks? Arvatakse, et vähemalt 10 miljonit. Kui meie superparv on nende seas tüüpiline realiige, siis peaks galaktikate koguarv liginema 1000 miljardile ehk triljonile. Neis kõigis sisalduvate tähtede arv võib küündida mitme(saja) sekstiljonini (miljard triljonit), mis on mitmeid kordi rohkem kui kõigi Maal leiduvate liivaterade arv kokku.
Tuleme aga korraks tagasi superparvede pisemateks osadeks olevate galaktikaparvede juurde, sest need on universumi teadaolevalt suurimad ainekogumid, mis püsivad koos gravitatsiooniliselt (nendest koosnevad gigantsed superparved ei ole enam gravitatsiooni poolt kammitsetud, paisudes koos universumiga mõõtmetelt üha suuremaks ja hõredamaks ning triividest üksteisest lahku). Samamoodi nagu galaktikad põrkuvad ja liituvad, leiab aset midagi sarnast nendest koosnevate galaktikaparvedega. Mastaapide tuhandetekordne erinevus tähendab, et sellised sündmused kestavad tõenäoliselt miljardeid aastaid. Näiteks mõni liitumine, mis algas ajal mil meie Päike polnud veel tekkinudki, võib rahulikult kesta veel tänaseni. Parvede tihedates südametes asuvad aga tüüpiliselt hiiglaslikud galaktikad, mis on kasvanud õgides oma väiksemaid kaaskondlasi ja teiste parvede südameid.
Neitsi galaktikaparve kese, mis asub meie vaatenurgast Neitsi tähtkuju taustal umbes 53 miljoni valgusaasta kaugusel. Ka meie Linnutee kuulub selle parve koosseisu.
Üheks huvitavamaks avastuseks galaktikaparvede kohta on, et nad koosnevad keskmiselt 85 protsendi osas niinimetatud tumedast ainest. Sama võib tegelikult öelda terve vaadeldava universumi kohta. Tumeda aine nimi ei vihja mitte selle värvusele, vaid meie teadmatusele selle aine omadustest - me ei tea kuidas see tekkis, millest see tehtud on ja pealegi on see täiesti nähtamatu. Ometigi näib seda ainet leiduvat universumis pea üheksa korda rohkem kui "tavalist" - seda, millest on tehtud tähed, planeedid, inimesed, teleskoobid, autod ja viirused.
Kuidas me siis üldse selle olemasolust teame? Tuleb välja, et kui me vaatame tõeliselt suuri objekte ja struktuure - näiteks galaktikaid või nende parvi - ning mõõdame nende osadeks olevate tähtede või galaktikate tiirlemiskiiruseid, siis on need palju suuremad kui peaks. See tähendab, et gravitatsiooniseaduste järgi peaksid need sellistel kiirustel laiali lendama. Analoogiana võiks ette kujutada, et mis juhtuks kui Päikesesüsteemi planeedid hakkaksid äkki ümber Päikese liikuma mitmeid kordi kiiremini. Sellise vastuolu seletamiseks on järeldatud, et ju siis sisaldavad galaktikad ja nende parved suurel hulgal mingisugust varjatud massi, mis tekitab tavaainet kammitsevat lisagravitatsiooni ja millele on antud tumeda aine nimi.
Teine peamine viis tumedat ainet "näha" on niinimetatud gravitatsiooniläätsede näol, mis kujutavad endast ühtesid universumi veidramaid (ja kasulikumaid) nähtusi. Einsteini üldrelatiivsusteooriast tulenevalt järgib valgus gravitatsiooni poolt kõverdatud aeg-ruumi. Mida suurem on mass, seda suurem on kõverus ja seda rohkem valguskiir "paindub". Massiivsete galaktikaparvede puhul on seda paindumist otseselt näha, kuna need suurendavad tohutute läätsedena nende taha jäävaid kaugemaid galaktikaid ja kvasareid (iidsed ja väga energeetilised galaktikatuumad). Et galaktikaparved ei ole massi poolest sümmeetrilised, tekitavad need tavaliselt ühest ja samast galaktikast mitu, aga sealjuures tugevalt moonutatud kujutist. Et meieni jõudev valgus läbib nende erinevate kujutiste puhul erinevaid teepikkuseid, on need omavahel ka ajalises nihkes. Nii on näiteks mõnes sellises kauges galaktikas aset leidvat üht ja sama supernoovat võimalik vaadelda mitme aasta jooksul mitu korda.
Parv MACS J0416.1-2403, mille tekitatud läätses leiduvast virrvarrist on mahuka analüüsi tulemusel avastatud kaugeim (ja seega noorim) teadaolev galaktika. Ühtekokku suurendab see parv ligi 200 kauget galaktikat.
Gravitatsiooniläätsede suurendust, fookuskaugust ja moonutusi analüüsides on võimalik neis peituvat massi "kaaluda". Nii on leitud, et nad on tunduvalt raskemad, kui nad nähtava aine sisalduse poolest olema peaksid. Taaskord peab järeldama, et enamuses koosnevad nad sellest samast nähtamatust tumedast ainest.
Selle veidra aine olemuse kohta on välja käidud kolm peamist hüpoteesi. Esiteks on väidetud, et tegemist võib olla meie jaoks nähtamatute aga siiski tavainest koosnevate taevakehade kogumassiga, nagu mustad augud ja pruunid kääbused (jahedad tähed, mis olid süttimiseks liiga pisikesed). Teiseks pakutakse, et mingit tumedat ainet ei olegi ja viga on meie puudulikes teadmistes gravitatsiooni kohta. Kolmandaks arvatakse, et tume aine koosneb universumi esimestest minutitest üle jäänud väga suure massiga eksootilistest ja senitundmatutest osakestest.
Nagu ikka, ei keela keegi teaduses hüpoteese esitada, pidades samal ajal meeles, et ilma tõestuseta on need suhteliselt kasutud. Ühegi ülalnimetatud pakkumise kohta ei leidu otseseid tõendeid, küll aga on mõned neist suhteliselt veenvalt vaatluste teel välistatud. Näiteks esimese puhul ei leia me (samuti suures koguses tumedat ainet sisaldava) Linnutee lähiümbrusest murdaosagi nii palju pruune kääbuseid ega musti auke, kui neid oleks tumeda aine seletamiseks tarvis. Teist oletust, et asi on meie väärades arusaamades, välistavad aga mõned vaatlused galaktikaparvede kokkupõrgetest, millest parimaks näiteks peetakse 3,72 miljardi valgusaasta kaugusel asuvat Kuuli galaktikaparve (Bullet cluster).
Üks teadaolevalt suurimaid galaktikaparvesid tähisega RCS2 J2327, mille massiks hinnatakse 2 kvadriljonit (miljon miljardit). Sinine kuma näitab selle massijaotust, mis on mõõdetud selle tohutu graviatsiooniläätse omadusi uurides.
Enne selle näite juurde liikumist tuleb aga rääkida meile tuttavast ja armsast tavaainest galaktikaparvede kontekstis. Kui tumedat ainet on nende kogumassist umbes 85%, siis ülejäänust tavaainest valdava enamuse ei moodusta mitte parvede galaktikates asuvad tähed (või planeedid), vaid galaktikate vaheline ülikuum vesinikust ja heeliumist koosnev plasma. Tähed moodustavad tumeda aine ja plasma kõrvalt vaid umbes 1% galaktikaparve massist. Selle plasma temperatuur võib ulatuda 10 miljonist kuni 100 miljoni kraadini. Ometigi selle sees asudes ei saaks me sellest kõrvetavast kuumusest arugi, kuna see gaas on ka ühtlasi väga hõre. Kui hõre? Umbes 1000 aatomit ühe kuupmeetri kohta, mis on tuhandeid kordi parem vaakum, kui me suudame parimates maapealsetes laborites luua ning galaktikatevahelises ruumis võib osakene rännata keskmiselt terve valgusaasta, enne kui ta järgmisega põrkub. Taolist kuuma plasmat (temperatuur näitab lihtsalt nende osakeste liikumiskiirust) suudame me tänapäeval miljardite valgusaastate kauguselt näha röntgenkiirgusena. Olgugi, et selle suur temperatuur on siiani mõistatuseks.
Tulles nüüd tagasi Kuuli galaktikaparve juurde (vaata fotot alt), siis tegelikult koosneb see kahest omavahel juba sadu miljoneid aastaid (tegelikult miljardeid) tagasi põrkunud kahest parvest. Nähtavasti pole see ammune ja umbes 3000 km/s toimunud põrge parves asuvaid galaktikaid kuigivõrd mõjutanud - nad on üksteisest suhteliselt puhtalt läbi läinud (meenutagem, et tähtede omavahelised kaugused on tohutud) ja liiguvad nüüd vastassuundades. Küll on nendes asunud laetud osakestest koosnev plasma omavahel põrkunud ning elektromagneetiliselt vastastikku aeglustunud. Röntgenkiirguses me näeme, et kui galaktikad liiguvad üksteisest lahku, siis kuum plasma on jäänud neist suuremalt jaolt maha ammuse kokkupõrke asukohta. Kui me aga vaatame, et kuhu tekivad nende parvede puhul gravitatsiooniläätsed ehk kus paikneb enamus nende massist, siis selle asukoht ühtib galaktikate asukohaga - seal kus peaks eelduste kohaselt asuma kõigest 1% massist. Selle kõige põhjal võib väita, et asi pole mitte meile tuntud gravitatsiooniseadustes, vaid galaktikad ja nende parved sõidavadki ringi mingit sorti tundmatu, nähtamatu aga väga massiivse ainevormi sees.
Minevikus toimunud kokkupõrke käigus on kaks galaktikaparve üksteist läbi läinud ning liiguvad nüüd vastassuundades. Nendes olnud kuum plasma (punasega) on aga omavahel põrkudes aeglustunud ja parvedest kokkupõrke paika maha jäänud. Gravitatsiooniläätsed näivad aga moodustuvat gaasivabade parvedega kohakuti, mis näitab, et valdav osa nende massist (sinisega) moodustub tavaainega väga raskesti interakteeruvast tumedast ainest.
Kui see viimane väide on õige, siis võib meie kehasid igas sekundis läbida miljardid või triljonid tumeda aine osakesed. Kuna need "suhtlevad" meie koostisosaks oleva tavaainega aga vaid läbi gravitatsiooni, ei saa me sellest arugi. Tõenäoliselt sellel põhjusel on kõik senised katsed neid tuvastada luhtunud, kuid töö jätkub... Olgu öeldud, et demonstratsioone tumeda aine olemasolust on peale siin mainitu veel mitmeid ning enamus kosmolooge ja füüsikuid peavad tumedat ainet kas seniavastamata osakesteks või siis tuntud osakeste väga veidraks vormiks. Mõned üksikud vaatlused võivad aga sellelegi tulevikus varju heita.
Naastes universumi suurimate (pseudo)struktuuride juurde, siis ka galaktikaparvedest koosnevate superparvede ruumilist asetust vaadates on avastatud, et nemadki ei taha universumis päris ühtlaselt jaotuda. Pigem moodustub nendest niinimetatud kärgstruktuur, mida võiks ette kujutada kosmiliste mullide, vahu või kolmedimensioonilise võrgustikuna (cosmic web). Galaktikaparved ja nende superparved moodustavad üksteisega kokkupuutuvate mullide seinu, samal ajal kui "mullide" keskosades haigutavad tohutud tühimikud, kus leidub galaktikaid väga hõredalt. Selliste kosmiliste mullide või kärgede kokkupuutekohtadest on leitud kolossaalseid filamente - kuni pool miljardit valgusaastaid pikki superparvede ahelikke. Leidub tõendeid ka veelgi suurematest "struktuuridest", mille mõõtmed võivad ligineda kümnele miljardile valgusaastale ning mis on tehtud kümnetest miljarditest galaktikatest.
Tükike universumi kärgstruktuurist (cosmic web), mille võrgustik koosneb superparvede ahelikest, filamentidest ja tühimikest.
Kärje tekkimise põhjused on hetkel veel suhteliselt halvasti mõistetud, kuid taaskord on käidud välja mitmeid hüpoteese. Üks juhtivatest ütleb, et universumi struktuuri määrab ära eelmainitud tumeda aine paigutus, millesse tavaaine gravitatsiooniliselt kokku voolab. Miks aga tume aine peaks just sellise paigutusega olema ja mis asi on veel niinimetatud tume energia, on seotud aja ja ruumi alguse ehk Suure Paugu ja sellele järgnenud universumi paisumisega. Sellest, kahtlemata kõigi aegade tähtsaima teooria alustest ja järeldustest räägime lähiajal eraldi ja pikemalt.
Mingist mõõtkavast peale (umbes pool miljardit valgusaastat) näib ka see sama võrgustik muutuvat ühtlaseks, ulatudes enam vähem samasugusena vaadeldava universumi äärealadeni. Kosmoloogid on sellise suurte struktuuride lõpu ristinud Suurejoonelisuse Lõpuks (End of Greatness), sest sealt edasi näib universum olevat homogeene ehk samasugune ja isotroopne ehk ilma eelissuundateta. Nii nagu selle sõnastas omal ajal juba kuulus Isaac Newton.
Alla oleme otsinud mõned parimad fotod galaktikaparvedest ja nende põrgetest, omamoodi ajarändu lubavatest gravitatsiooniläätsedest ja mõnest animatsioonist meie universumi ehituse kohta.
Nagu ikka - jagage ja andke teada, mis selle kõige juures on teie arvates kõige huvitavam.
Animatsioon gravitatsiooniläätse moodustumisest.
Sellel parve kutsutakse arusaadaval põhjusel Smailiks. Selle "silmaks" on kaks väga heledat elliptilist galaktikat ning "suu" on tekkinud täpselt parve taha jäävast kaugest galaktikast, mida parve aega ja ruumi painutav gravitatsioon tugevalt moonutab.
Hiiglaslik galaktikaparv Abell 2744 ehk Pandoora parv, mis koosneb tegelikult vähemalt neljast liituvast parvest. Selle tohutu mass on tekitanud väga efektse graviatsiooniläätse, mis lubab näha väga kaugeid galaktikaid, mis tekkisid vaid paarsada miljonit aastat peale Suurt Pauku.
Galaktikaparv IDCS J1426, mille mass on 500 triljonit Päikest. Sinisega on kujutatud röntgenkiirgust, mis näitab parve täitvat ülikuuma plasmat. Samuti on näha parve poolt tekitatud gravitatsiooniläätse, mis väljendub väljavenitatud kaartes selle tuuma ümber.
Meie naaberparv nimega Kooma, mis asub meist üle 300 miljoni valgusaasta kaugusel Berenike Juuste tähtkuju tagaplaanil.
Niinimetatud Einsteini rõngas, mis tekib kui meie vaatepunktist jääb mõne massiivse galaktika taha kaugem galaktika. Kui joondus on väga täpne, venitab esiplaanil oleva galaktika gravitatsioon kauge galaktika kujutise peaaegu terveks ringiks.
2014. aastal avastati, et MACS J1149+2223 galaktikaparve poolt kolmeks jagatud kauges sinakas spriaalgalaktikas (ringides) on süttinud supernoova - SN Refsdal. Kuna supernoovat oli näha ainult parempoolses galaktika kujutises ja mitte keskmises, ennustasid astronoomid, et peagi peaks selle valgus ka läbi selle meieni jõudma. Gravitatsiooniläätse massijaotust uurides järeldasid nad, et see peaks juhtuma 2015. aasta oktoobris.
Täpselt hiidgalaktika taha jääv kaugem galaktika ja selles süttinud supernoova (nooltega) on jagunenud neljaks. Sellist gravitatsioonilist efekti kutsutakse Einsteini ristiks.
Lähivõte eelmise foto keskosast. Paremal pool on näha, et ennustatud ajaperioodil süttis galaktikas tõepoolest juba eelnevalt vaadeldud supernoova. See on vaid üks paljudest tõestustustest Einsteini üldrelatiivsuse täpsusest ja aeg-ruumi kõverdumisest gravitatsioonis.
Joonis sellest kuidas kauge galaktika kujutis läbi eelnimetatud galaktikaparve liigub. Nagu näha, peab valgus erinevatel juhtudel läbima erinevad teepikkused.
Sinine kaar vasakul on tegelikult väga kauge galaktika, mis on esiplaanil asuva galaktikaparve graviatsiooniläätse poolt kolmekordistatud. Paremal on selle galaktika rekonstruktsioon ja näitab selles toimuvaid väga noori tähetekke piirkondi.
Kuulus Hubble kosmoseteleskoobi Ultra Deep Field, mis näitab meid ümbritsevas universumis igas suunas lugematuid galaktikaid.
Simulatsioon meie lähiümbrusest, kus iga punkt kujutab galaktikat. Kollasega on tähistatud meie hiiglaslik Laniakea superparv, millesse kuulub umbes 100 000 galaktikat (Linnutee asukoht punasega) ja mida ümbritsevad naabersuperparved. Kokku võib vaadeldavas universumis selliseid parvi leiduda kümneid miljoneid. Samas ei ole tegemist rangelt võttes struktuuridega, kuna neid superparvi ei hoia miski koos, erinevalt nende koostisosadeks olevatest gravitatsiooniliselt seotud galaktikaparvedest.
Kommentaare ei ole:
Postita kommentaar