Hiljuti avaldas maailma suurima kaameraga Vera Rubini observatoorium oma esimesed laiad vaated lõunataevasse. Teleskoobiks, mis suudab puurida võimalikult sügavale universumisse, on aga endiselt ilmselt kosmoseteleskoop James Webb. Kui näiteks Rubin vaatab korraga taevaala, mille sisse mahuks 40 täiskuu ketast, siis Webbi NIRCam-iks kutsutud kaamera näeb korraga vaid umbes 1/15 täiskuust moodustavat ala. Erinevusi kahe teleskoobi ja nende võimete vahel on tegelikult palju veel ning päris ausat võrdlust ei kannata neist ükski.
Igatahes all on James Webbi seni üks pikema säriajaga (120 tundi) vaade universumisse. Sellel on näha meist umbes 4,5 miljardi valgusaasta kaugusel asuvat galaktikaparve tähisega Abell S1063. Valgus sellest tuhandeid elliptilisi ja spiraalseid galaktikaid sisaldavast grupist pärineb ajast kui universum oli enam kui kolmandiku võrra noorem. Kusjuures parve gravitatsioon on niivõrd võimas, et see töötab sisuliselt suure läätsena (gravitatsiooniläätsena), kõverdades ja koondades selle taga asuvate palju kaugemate galaktikate valgust. Neid näeb fotol parve ümbritsevate peenikeste punaste poolkaartena.
Eelmise nädala kahel ööl sai pildistatud objekti või õigemini objektide kooslust, mis oma kauguse ja mõõtmetega ületab kõike, mida oleme seni oma teleskoobiga jäädvustanud. Jutt käib Berenike Juuste taustal asuvast Kooma galaktikaparvest (Abell 1656), mis asub meist umbes 322 miljoni valgusaasta kaugusel ja koosneb enam kui tuhandest gravitatsiooniliselt seotud galaktikast.
Parve tuuma moodustavad hiidelliptilised NGC 4889 ja NGC 4874, mis näevad fotol välja roosakate uduste pallidena. Need on arvatavasti minevikus paljude galaktikate liitumisel tekkinud hiidgalaktikad, mille mass ületab Linnuteed 10-15 korda ning mis sisaldavad triljoneid tähti. Nende orbiidil tiirlevad enamasti pisemad elliptilised galaktikad ja ka mõned spiraalgalaktikad.
Juba 1933. aastal näitas šveitsi astronoom Fritz Zwicky, et Kooma parve mass peab olema oluliselt suurem kui saab järeldada vaatlustest, kuna selle ümber tiirlevate galaktikate kiirus oli teoreetiliselt oluliselt suurem. Tänapäeval tuntakse taolist hüpoteetilist varjatud mateeriat, mis näib ümbritsevaga suhtlevat vaid läbi gravitatsiooni, tumeda aine nime all.
Kooma galaktikaparv moodustab koos Lõvi galaktikaparvega (Abell 1367) kokku umbes 3000 suuremat galaktikat sisaldava Kooma supergalaktikaparve, mis on omakorda niinimetatud Suure Seina nimelise superstruktuuri osa. Viimane koosneb lisaks Koomale Herkulese superparvest ning ulatub läbimõõdult 500-750 miljonit valgusaastat.
Meie asume oma pisikese galaktikaterühmaga Neitsi galaktikateparves, mis on tegelikult üks kõrvalharu palju suuremast Laniakea superparvest.
2012. aastal avastati lõunataeva Fööniksi tähtkujust Chandra röntgenobservatooriumi ja maapealsete teleskoopide abil massiivne galaktikaparv ACT-CL J0102-4915. Meist umbes 7 miljardi valgusaasta kaugusel asuva tuhandetest galaktikatest koosneva parve massiks hinnati rekordilised kolm kvardriljonit (miljonit miljardit) Päikese massi. Tänu sellele teenis parv kiirelt hüüdnime El Gordo, ehk hispaania keeles "suur" või "paks".
Edasised vaatlused on näidanud, et hiigelparv on tõenäoliselt tekkinud kahe suure parve miljoneid kilomeetreid tunnis toimunud liitumisel. Midagi sarnast on juhtunud kuulsa Kuuli parvega (Bullet cluster), mis pakub siiani üht parimat vaatluslikku tõendit tumeda aine olemasolule. Tänu oma tugevalt aeg-ruumi kõverdavale massile toimib El Gordo gravitatsiooniläätsena, lubades selle ümber ja sisemuses näha palju kaugemate (umbes 12 miljardit valgusaastat) galaktikate moonutatud kujutisi. James Webbi kosmoseteleskoobi värskel fotol El Gordost on neist kõige huvitavamad peaaegu parve keskel paistev kriipspeenikeseks venitatud kauge galaktika ning foto paremal-üleval nurgas kaarjaks murtud galatika. Vähemilmsemaid gravitatsiooniläätse moonutusi kohtab kõikjal parve ümbruses. Tuleks igaks juhuks üle korrata, et tegemist pole siis mitte tegelikult sellise kujuga galaktikatega, vaid nende valgusega, mida El Gordo parve mass on suutnud meie jaoks moonutada.
Teistel piltidel on näha Chandra röntgenobservatooriumi fotot samast piirkonnast, kus on sinisega näha galaktikaparve sisemuses miljonitesse kraadidesse kuumutatud gaasi, mis tänu kõrgele temperatuurile kiirgab röntgenkiirgust. Viimasena näeb kahe foto kombinatsiooni.
Meist umbes 320 miljoni valgusaasta kaugusel Berenike Juuste (Coma Berenice) tähtkuju suunas asub üks meie lähiuniversumi rikkaim ja enimuuritud Kooma galaktikaparv. Tegemist on gravitatsiooniliselt seotud galaktikate rühmaga, millesse kuulub üle 1000 galaktika. Koos Lõvi tähtkujus asuva Leo galaktikaparvega moodustavad nad kokku Kooma superparve, mis on omakorda osa Suureks Seinaks nimetatud galaktikaparve filamendist, mis on üks teadaoleva universumi suurimaid struktuure. Suur Sein asub meist lähimas punktis 300 miljoni ja kaugeimas punktis 550 miljoni valgusaasta kaugusel. Selle laius on umbes 200 miljonit, paksus 16 miljonit ja pikkus kuni 750 miljonit valgusaastat. Taolised filamendid on "seinteks" kosmilisele kärgstruktuurile või kosmilisele võrgustikule, mille olemasolu avastamisel mängisid olulist rolli ka Eesti astronoomid.
Kuna superparved, rääkimata Suure Seina sarnastest hiigelstruktuuridest, hõlmavad taevas väga suurt ala, on nendest praktiliselt võimatu kokku panna mõttekat üldfotot. Seega all on mõned jäädvustused vaid eelmainitud Kooma parvest.
Hubble kosmoseteleskoobi lähivõte hiidelliptilisest galaktikast NGC 4889.
Hubble kosmoseteleskoobi lähivõte hiidelliptilisest galaktikast NGC 4874.
Hubble foto ühest Kooma parves asuvast spiraalgalaktikast tähisega NGC 4911.
Esimesel fotol on näha laia vaateväljaga mosaiiki Kooma galaktikaparvest, kus on kombineeritud erinevates lainepikkustes tehtud jäädvustused Spitzeri kosmoseteleskoobi ja maapealse SDSS (Sloan Digtal Sky Survey) poolt. Parve südames asub kaks hiidelliptilist galaktikat NGC 4874 ja NGC 488, mille mõõtmed ületavad meie Linnuteed vähemalt kümme korda ning sisaldavad kumbki mitu triljonit tähte. Kui tahta ainuüksi neis kahes galaktikas leiduvaid tähti kokku lugeda ja seda teha tempoga üks täht sekundis, siis kuluks selleks ülesandeks ligi 300 000 aastat ehk sama kaua kui vana on tänapäevane inimliik.
Täpsemad kirjeldused iga pildi all eraldi. Pildid avaldati Eesti aja järgi kell 17:30 alanud pressikonverentsil.
1. Webbi esimene süvaväli galaktikaparvest SMACS 0723. See on sama pilt, mis avaldati juba öösel, kuid täna sai lisaks näha selsamal pildil olnud kaugete galaktikate spektraalvaatlusi. Pildi enda pikem kirjeldus eelmises postituses.
2. Fotomeetriline ja spektroskoopiline vaatlus oma tähte varjutavast nn kuuma Jupiteri tüüpi eksoplaneedist WASP-96 b. See planeet on teada juba 2014. aastast, kuid JWST vaatlused on seninägematult hea lahutusvõime ja tundlikkusega.
3. Lõunasõrmuse planetaarudu – kaksiktäht, mille üks komponent on oma peajada elukaare lõpetanud ning oma väliskihid suure udukoguna laiali paisanud.
4. Stephani kvintett – seni suurim JWST mosaiikpilt, täisresolutsioonis üle 150 Mpix. Siin paistvast viiest galaktikast neli on parasjagu üksteisega kokku põrkamas ja ühinemas. Kõige vasakpoolne asub juhuslikult samas vaateväljas, kuid on meile ülejäänutest tunduvalt lähemal.
5. Kiilu udukogu – üks meile lähimaid ja tuntumaid suuri tähetekkepiirkondi Linnutees.
Webbi teleskoobi lähiinfrapunaspektrograafil (NIRSpec) on põnev võimekus vaadelda kuni 100(!) objekti spektrit korraga. Siin on seda kasutatud nelja esimesel avaldatud pildil paistva kauge galaktika peal. Välja on toodud samad kiirgusjooned kõigi nelja galaktika spektrites. Universumi paisumise põhjustatud punanihe venitab galaktikate valgust seda punasemaks, mida kaugemal see meist asub.
WASP-96 b on suur Jupiteri-mõõtu gaasiplaneet, mis tiirutab oma tähest kõigest 6,7 miljoni km kaugusel – ainult 18 korda kaugemal kui Kuu Maast. Täht ise on enam-vähem Päikese sarnane ning läheduse tõttu on selle atmosfääri temperatuur umbes 1000°C. JWST on piisavalt tundlik tuvastamaks planeedi atmosfääri spektrijooni – see on üks viise, kuidas selle temperatuuri hinnata. Värskelt tabatud spektri põhjal hinnati atmosfääri temperatuuri paarisaja kraadi võrra madalamaks kui varasemate vaatluste põhjal, samuti viitab spektri lühilainelisem osa pilvede ja hägu olemasolule, mida varem arvati seal mitte olevat. Põnev
Lõunasõrmuse udu on siin näha kahes lainealas: lähisinfrapuna vasakul ja keskinfrapuna paremal. Lähisinfrapuna on rohkem sarnane nähtava valgusega, kuid mida pikemate lainepikkuste poole minna, seda paremini paistab udukogu tolm ja gaas läbi. Vasakpoolselt pilti domineerib peaaegu täielikult noorem ja veel peajada tähena elav kaksik, kuid keskinfrapunas paistab paksu tolmupilve taga peituv valge kääbustäht ka selgelt välja. Võime tähtedevahelisest tolmust ja gaasist läbi näha on üks JWST ja teiste infrapunateleskoopide olulisemaid omadusi, sest see annab võimaluse uurida näiteks tähtede tekkimist, mis toimub samuti paksude tolmu- ja gaasipilvede sees.
Diagonaalne kriips udukogu vasakus ääres on servapidi meie poole paistev kauge ketasgalaktika, mis tõenäoliselt ei erine kuigi palju meie enda Linnuteest.
Nagu ka kauge galaktikaparve SMACS 0723 vaatlusel, on siin ära kasutatud JWST võimet teha korraga fotomeetrilisi ja spektrograafilisi vaatlusi. Lähema uurimise all on kokkupõrke tulemusena aktiveerunud galaktika tuum, kus asub hoolega ainet neelav umbes 24 miljoni Päikese massiga must auk. Musta auku langev tohutu ainekogus kuumeneb väga kõrge temperatuurini, mistõttu helendab see aktiivne galaktikatuum ligi 40 miljardi Päikese heledusega – see on võrdlusena sugugi mitte tühine protsent kogu Linnutee galaktika heledusest. Pildil oleval kahel spektril on lähemalt uuritud musta augu akretsiooniketta polaarset väljavoolujuga (ülemine spekter) ning akretsiooniketta enda lähiümbrust (alumine spekter). Viimaselt selgub, et musta auku ümbritseb ümbrusest veidi jahedam suur tolmupilv.
Pildil on kõigest väike osa kogu hiiglaslikust tähetekkepiirkonnast. Kogu Kiilu udu on umbes 230 valgusaastat lai, kuid see pilt katab vasakult paremal vaid u 17 valgusaastat. Pildil on värskelt tekkinud kuumade tähtede intensiivse tähetuule poolt tühjaks puhutud suure „mulli“ (ülemine sinakas osa) serv. Tasapisi taganeva ja hajuva alumise tolmu- ja gaasipilve sees moodustuvad uued tähed ja tähesüsteemid. Paljusid äsjatekkinud tähti pildi alumises osas näeme siin pildil esimest korda tänu JWST infrapunakaamerate võimele paksust tolmukihist läbi näha.
Kõigest viis pilti, kuid juba nendegi teaduslik väärtus on hindamatu – kahtlemata võime oodata palju-palju enamat ning kui teadlasedki oma esimesest imetlusest üle saavad, avastatakse uue teleskoobi andmetest loodetavast palju sellist, mida me isegi oodata ei oska.
Tundub häbiasi nuriseda, aga paraku polnud esimeste avaldatud piltide seas ühtegi Päikesesüsteemi objekti – ka siin, kodule lähedal, võib Webbi teleskoobilt suuri tegusid oodata, eriti just Päikesesüsteemi äärealade uurimisel, kus olevad objektid kauge Päikese nähtavat valgust väga vähe tagasi peegeldavad ning infrapunakaamerad taaskord kasulikud on. Eks tuleb neist vaatlustest mõnel teisel korral kirjutada.
Täna öösel avaldati teleskoobi esimene värvifoto kaugest galaktikaparvest nimega SMACS 0723. Pildil on peale üksikute esiplaanil asuvate Linnutee tähtede, mis on tuntavad kuusnurksete difraktsioonimustrite järgi, tohutu hulk kaugeid galaktikaid. Laias laastus võib eristada kahte "kihti" galaktikaid. N-ö esiplaani moodustavad kollasemat-valgemat tooni enamasti elliptilised galaktikad, millest suurem osa ongi nimetatud parve liikmed. Selle parve kogumass on niivõrd suur, et kaugematelt, punakamat tooni galaktikatelt pärinev valgus on tugevalt moonutatud nn gravitatsiooniläätse efekti tõttu - kaugete galaktikate kujutised on suurendatud ja väänatud hulgaks kaarteks. Neid nn Einsteini rõngaid oleme küll Hubble'i ja teiste teleskoopide piltidel juba varemgi näinud, kuid just kaugema Universumi uurimiseks kohandatud JWST piltidel saavad need ilmselt päris sagedased nähtused olema.
Sel pildil on erakordse selgusega näha mitu põnevat kosmoloogilist nähtust. Esiteks, nagu ennist öeldud, on kaugemad galaktikad punasemad. See tuleneb otseselt Universumi paisumisest, mis venitab peale galaktikate ja parvede vahelise kauguse pikemaks ka läbi kosmose levivat valgust. Need kauged galaktikad ei erine oma olemuselt kuigi palju meie enda omast - tähed neis kiirgavad ikka vastavalt oma massile sinist, valget, kollast või punast värvi valgust, kuid mida kaugemalt me seda galaktikat vaatleme, seda kiiremini paistab see meist eemalduvat ning seda enam näeme selle valgust punanihkes - sinistest värvidest saab valge või kollane, punasest infrapunane jne. Just seepärast ongi JWST põhiliselt infrapunateleskoop - et näha kaugeid galaktikaid sellistena, nagu nad päriselt on(olid).
Teine põnev nähtus on gravitatsiooniläätsed ise. Nende kaarte kuju ja kaugetele galaktikatele tekitatud moonutuste tugevuse järgi on võimalik hinnata, kui suur on kogumass, mis seda läätse tekitab. Teisalt saame kokku rehkendada esiplaanil olevate galaktikate valguse, mis pärineb tähtedelt, tolmult ja gaasilt - ning avastame, et seda on kaugelt liiga vähe, et läätse tugevust selgitada. Puuduolev n-ö varjatud või nähtamatu mass kannab tumeaine nimetust ning selle olemuse selgitamine on samuti üks suurtest Webbi teleskoobile pandud lootustest.
Jääme põnevusega uusi pilte ootama. Täna õhtul kell 17:30 Eesti aja järgi on plaanis veel mitmete piltide avaldamine, mida saab jälgida NASA TV otseülekandes. Etteruttavalt on teada, millest need olema saavad - oodata on spektraalvaatlust gaasilise eksoplaneedi (WASP-96 b) atmosfäärist, lähivaadet kahele Linnutee udukogule (Kiilu ja Lõunasõrmuse udud) ning tänasest veidi lähemal asuva kompaktse galaktikaparve (Stephani kvintett) fotot. Püsige meie või NASA TV lainel. Uute piltide avaldamise järel teeme ka neist kokkuvõtte.
Võrdluseks ka Hubble'i teleskoobi foto samast taevaalast. Siin tuleb küll natuke vanale kuulsale teleskoobile asu anda ja tõdeda, et tegelikult suudaks see ka enamat - Hubble'i pildi säriaeg on vaid 37 minutit, uue JWST pildi oma aga 12,5 tundi. Sellest ka Hubble'i foto märgatavalt suurem teralisus.
Kahe teleskoobi põhiline erinevus on aga selgelt näha - Hubble'i fotol on JWST pildil selgelt paistvad kauged punased galaktikad pea märkamatud, sest põhiliselt nähtava valguse vaatlemiseks loodud Hubble'i detektorid lihtsalt ei tuvasta infrapunast valgust sama hästi.
Võrdle kahte fotot liuguri abil: https://imgsli.com/MTE2Mjc3?fbclid=IwAR0m5ySj_CM-h5GMQ2MjZtmGX7mMXbqfonV5mim07tC2E_HdE2h9MYB1Nu0
Paaril viimasel selgel ja kuuvabal ööl sai teleskoop taaskord tähtede või siis antud juhul galaktikate poole suunatud. Seekord pildistasime Neitsi tähtkujus paiknevat kaugete galaktikate ahelikku, mida tuntakse laiemalt Markariani keti* all.
Tegemist on umbes 1500 liikmelise Neitsi galaktikaparve (millesse kuulub ka Linnutee) osaga, kus näiliselt üksteisele suhteliselt lähedal ja ühtlases kaarjas ahelas asub mitu suurt ja heledat ning hulgaliselt väiksemaid/kaugemaid galaktikaid.
Markariani keti keskel näeme kaht üksteisega kohtuvat/põrkuvat galaktikat tähistega NGC 4435 ja NGC 4438, mida kutsutakse ka Silmadeks. Neist viimane on miljonite aastate jooksul lähedalt möödunud kaaslase loodejõududes juba laiali kisutud ning meenutab tõepoolest natukene silma. Kahe galaktika kauguseks hinnatakse umbes 50 miljonit valgusaastat.
Paremal on näha kaht heledat hiidelliptilist galaktikat, mis avastati komeete jahtiva prantsuse astronoom Charles Messieri poolt juba 1781. aastal. Tema kuulsas 110-liikmelises kataloogis kannavad need nime M84 ja M86. Kui Messier ei teadnud omal ajal midagi galaktikate olemusest, siis tänaseks arvatakse, et elliptilised galaktikad on tekkinud ammuste spiraalgalaktikate põrkumisel ja liitumisel. Selle käigus on kahe galaktika struktuur ammu kadunud, nende tähtede trajektoorid pillutatud peaaegu suvalistele orbiitidele ning tähtedevaheline gaas kohtumisel tähetekkeks ära kasutatud ja/või galaktikast välja heidetud. Tulemuseks on väga ühtlase välimusega keskelt servade poole hõrenevad galaktikad, mis koosnevad suures osas vanadest ja punakatest tähtedest. Vaatamata udusele välimusele koosnevad need kaks galaktikat kumbki ligikaudu 400 miljardist tähest ning kahe peale kokku on neist avastatud umbes 5000 kerasparve. Lisaks asuvad nende südames supermassiivsed mustad augud, mille mass näiteks M84-s ületab meie Päikest 1,5 miljardit korda. Mõlemad asuvad meist umbes 50 miljoni valgusaasta kaugusel. Koos neist veidi kaugemal asuva spiraalgalaktikaga NGC 4388 joonistub välja Suureks Galaktiliseks Näoks kutsutud muster.
Silmadest vasakul on näha mitut erinevat tüüpi galaktikat, mis on kõik umbes samas kauguses, kuid võrreldes eelmistega natukene tagasihoidlikema mõõtmetega. Suuremateks on üleval paremal nurgas asuv niinimetatud varbläätsgalaktika NGC 4477, sellest madalamal paremal asuv elliptiline galaktika NGC 4473 ja läätsgalaktika NGC 4461. Kaadrist on napilt välja jäänud all vasakul paiknev hiidelliptiline galaktika M87, mis sai mõne aasta eest kuulsaks, kui selle südames asuvast 7,7 miljardi Päikese massiga supermassiivsest mustast august pilti tehti.
Foto andmed. Teleskoop Orion 8" Astrograph, monteering EQ6R-PRO, kaamera Nikon D5600, 50x160sek(+flat ja bias kaadrid), ISO 1600, filter L-Pro. Gideeritud. PHD2, APT, DSS, Pixinsight, PS.
*Markariani keti nimi tuleb Armeenia astrofüüsiku Benjamin "Benik" Egishevitch Markariani järgi, kes avastas 1960. aasta paiku, et galaktikategrupi heledamatel liikmetel on umbes sama liikumissuund ja -kiirus. Ehk siis tegemist on gravitatsiooniliselt seotud grupiga, mis liigub Neitsi galaktikaparves.
Relatiivsusteooriast võib järeldada, et ruum on selles asuva mateeria poolt kõverdatud ning üks ja seesama sündmus võib meie jaoks muutuda nähtavaks erinevatel aegadel (ja kohtades). Sellest huvitavast efektist ei ole vist paremat demonstratsiooni kui gravitatsiooniläätseks nimetatud nähtus, mis antud juhul lubab astronoomidel ennustada juba nähtud ja kustunud supernoova taasilmumist 16 aastat tulevikus...
Ülal on näha Hubble kosmoseteleskoobi fotosid galaktikaparvest tähisega MACS J0138, mis koosneb sadadest väga kaugetest galaktikatest, mis on üksteisega gravitatsiooniliselt seotud. Kolm kollakat ja kaarjat moodustist on tegelikult selle parve taga asuva veelgi kaugema galaktika neli erinevat ja suurendatud kujutist (alumine kaar on tegelikult kaks kujutist, mis on näiliselt ühte sulanud). Põhjus, miks me saame üht galaktikat näha neljas erinevas kohas, on et massiivse galaktikaparve gravitatsioon on piisav, et kõverdada ruumi ja seega seda läbivat valgust otsekui lääts. Sellest ka selle nähtuse teaduslik nimetus - gravitatsioonilääts. Kuna galaktikaparv ei ole täiesti ühtlase massijaotusega, ei ole see lääts nii ideaalne kui läätsed meie teleskoopides, binoklites või silmades, mistõttu ongi selle ja teiste sellesuguste poolt suurendatud kujutised kaugetest galaktikatest tihtipeale moondunud ja ebaühtlaselt jaotunud. Kuid pole meie asi loodusele midagi ette heita.
Esimene foto parvest on tehtud 2016. aastal ning valgete ringide sees on näha kauges galaktikas süttinud supernoovat, mis kannab tänaseks sobilikku hüüdnime SN Requiem (reekviem - laul surnute mälestamiseks). See on üks supernoova, mida me näeme gravitatsiooniläätsest läbi vaadates korraga kolmes kohas. Et supernoovade spektrid ja heleduskõverad on astronoomidele üsna hästi teada, on kindlaks tehtud, et SN Requiem kuulus niinimetatud tüüp Ia supernoovade hulka. See tähendab, et see süttis valgeks kääbuseks kutsutud tähejäänukile kogunenud täheaine (näiteks selle ligidal tiirlevalt kaaslaselt) plahvatamisel ning selle kaugust on heleduse põhjal suhteliselt lihtne mõõta. Näiteks on teada, et see supernoova tekkis kusagil 10 miljardit aastat tagasi ehk ajal kui universum oli vaid paar miljardit aastat vana.
Teisel fotol samast parvest 2019. aastal näeme, et supernoovad on ringide seest kustunud (ei midagi üllatavat, nad hääbuvadki suhteliselt kiiresti). Kuid analüüsides esiplaanil asuva galaktikaparve massi jaotumist, on astronoomidel õnnestunud teha üks esmapilgul uskumatuna kõlav ennustus - aastal 2037 (pluss-miinus kaks aastat) süttib ja hääbub neljandas tühjas ringis sama supernoova. Teisisõnu kulub supernoovalt lähtuval valgusel galaktikaparve sealt poolt läbi loogeldes 21 aastat kauem, et meieni jõuda. Seda illustreerib lihtsustatud kujul ka allolev videoklipp.
Kas ennustus ka täide läheb vajab veidi ootamist ning tõenäoliselt ei saa me sellest enam teada läbi Hubble kaamerate, kuna selleks ajaks on legendaarne teleskoop ilmselt Maa atmosfääris ära põlenud. Loodame, et meil siiski on 16 aasta pärast orbiidil teleskoop, mis nii kaugeid ja nõrku objekte näha suudab. Muuhulgas aitavad taolised ennustused ja nende kontrollimine täpsustada universumi paisumise kiirust ja vanust.
Detailsem kaart gravitatsiooniläätse ja selles nähtavate objektide kohta. Tegelikult on tehtud ennustus, et selles peaks nähtavaks muutuma ka viies supernoova kujutis (SN5), kuid see võib juhtuda alles 2042. aastal ning otseselt nägemiseks on see liiga nõrk.
Siin on näha üht kaadrit keerukast arvutisimulatsioonist, mille eesmärgiks on näidata ja prognoosida tumeda aine ja meile kõigile tuttava tavaaine jaotust ja selle arengut universumis. Kuigi tegemist on simulatsiooniga, kinnitavad arvukad vaatlused, et tegemist on üsna täpse mudeliga.
Simulatsioonis on kujutatud tumeda aine miljardeid valgusaastaid pikki filamente ja sõlmi, mis moodustavad universumi tumeda skeleti. Kollakast barüonainest ehk prootonitest, neutronitest ja elektronidest koosnevat tavaainet ehk antud juhul galaktikaid ja nende parvi leiame me vaid vähestest paikadest kus tumeda aine konsentratsioon on suurim. Seda seepärast, et kuigi tumedat ainet ei ole võimalik (siiani) mingil moel näha ning ta ei tundu tavaainega ka mingil muul moel reageerivat, näib ta ometigi tekitavat gravitatsiooni.
Põhjus, miks ta on just sellise struktuuriga, peitub tõenäoliselt ülinoores ja -kuumas universumis tekkinud pisikestes ebaühtlustes, mis on aastamiljarditega paisunud hiiglaslikeks. Oleks varajane universum olnud mingil põhjusel kõikjalt täiesti samasugune, koosneks see tänaseks vaid ülihõredast ja ühtlaselt jaotunud tumeainest ja veelgi hõredamast vesinik- ja heeliumgaasist (näpuotsaga ka mõnd raskemat elementi). Sellisel juhul poleks tekkinud ei tähti ega nende tolmust koosnevaid planeete ja meid.
Universumi kogumassist kusagil 85% moodustava tumeda aine avastamisel ja selle jaotuse uurimisel on asendamatut rolli mänginud ka eestlased. Peaasjalikult astronoom/kosmoloog Jaan Einasto ja tema poolt juhitud töörühm, kes avastas juba 70ndatel, et galaktikaparvede ja nende superparvede jaotus näib universumi suurimates skaalades moodustavat ruumilisi kärje- või rakukujulisi struktuure. Ühesõnaga see vähene tavaaine, millest koosnevad kõik planeedid, tähed, galaktikad, nende parved ja nende vahel voogav gaas, järgib suurema ja raskema tumeaine jaotust. Kui nende kärgede seintest ja kokkupuutepunktidest leiame me valdava enamuse galaktikatest, siis nende vahel haigutavad kolossaalsed suhteliselt hõredad tühimikud.
Tumedast ainest veelgi salapärasem on niinimetatud tume energia, mille päralt on koguni 69% universumi koguenergiast (tuletame meelde kuulsat E=mc2, mis ütleb, et ka aine on ühtlasi energia). Sellest tabamatust energialiigist, mis näib vastutavat universumi (kiireneva) paisumise eest, ei tea me aga ausalt öeldes tuhkagi.
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.
.jpg)
