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.
Taaskord suurepärane tabamus James Webbi kosmoseteleskoobi poolt, milles on ka veidi andmeid Hubble kosmoseteleskoobilt.
Foto keskel on näha kauget elliptilist galaktikat. Taolised galaktikad on tõenäoliselt tekkinud ammuste spiraalgalaktikate põrkumise ja ühinemise tulemusel, mis on omakorda sundinud nendes leiduvat gaasi ja tolmus suuremas osas tähtedeks tõmbuma. Tulemuseks võrdlemisi igava välimusega galaktikad, mis näevad kaugusest välja otsekui udused pallid. Ei tasu aga unustada, et reaalsuses sisaldavad sellised galaktikad sadu miljardeid ja tihti ka triljoneid individuaalseid tähti. Ka Linnutee ja Andromeeda ühinemise tulemuseks on miljardite aastate pärast ilmselt hiidelliptiline galaktika.
Niisiis, üks selline tüüpiline elliptiline galaktika on foto keskel ning selle juures midagi ebatavalist ei ole. Ebatavaline on seda ümbristev ringe moodustav kujutis, mis kuulub elliptilisest galaktikast kaugemal, kuid meie vaatepunktist otse selle taga asuvale spiraalgalaktikale. Nimelt töötab elliptilise galaktika gravitatsioon otsekui lääts, kõverdades ja suurendades enda taga asuvalt galaktikalt lähtuvat valgust. Selliseid nähtuseid kutsutaksegi gravitatsiooniläätsedeks. Tuleks võib olla märkida, et taolistes läätsedes valgus mitte otseselt ei kõverdu (valgusosakestel footonitel puudub mass), vaid pigem järgib see gravitatsiooni poolt kõverdatud ruumi geomeetriat, nii nagu seda nägi oma relatiivsusteoorias Albert Einstein.
Foto on vaid väike killukene suuremast vaatlusprogrammist SLICE*, mida viib läbi Belgia Liège ülikool ning mille eesmärgiks on uurida galaktikaparvede evolutsiooni. Selleks pildistatakse Webbi infrapunakaameratega üles 181 valitud galaktikaparve.
*Lühendid astronoomidele meeldivad. SLICE tuleb inglise keelsest nimest Strong Lensing and Cluster Evolution (tugevad gravitatsiooniläätsed ja parvede evolutsioon).
Möödunud aastal startis Maa lähedasele orbiidile Euroopa Kosmoseagentuuri kosmoseteleskoop Euclid, mis omab väga laia vaatevälja ning üht kõigi aegade suurimat kosmosesse saadetud kaamerat (609 megapikslit). Neid kahte omadust kombineerides on selle ülesandeks kuue aastase missiooni jooksul enneolematus detailsuses üles pildistada ja kaardistada kusagil kolmandik meid ümbritsevast taevast.
Kollasega kolme mosaiigi asukohad ja ulatused terves taevas.
Nüüd on avaldatud üks selle esimesi andmepakette universumi sügavustesse, mis koosneb kolmest mosaiigist. Tänu Euclidi enneolematult teravale kaamerale saab neid mosaiike sadu kordi suurendada ning endiselt näha neilt teravaid kujutisi. Kolmel mosaiigil on näha kokku kusagil 26 miljonit galaktikat, millest enam kui 380 tuhat on juba tehisintellekti ja inimese koostöös kuju järgi liigitatud*. Järgnevate aastate jooksul loodetakse Euclidi abil aga jäädvustada kusagil 1,5 miljardit galatikat, saates iga päev kosmoseteleskoobist Maale umbes 100 gigabaiti andmeid.
Lisaks galaktikatele on Euclidi senistelt fotodelt avastatud umbes 500 tugeva gravitatsiooniläätse kandidaati ehk olukordi, kus galaktikate või nende parvede gravitatsioon toimib otsekui kosmiline lääts, mis selle taga asuvaid kaugemaid galaktikaid suurendab.
All valik Euclidi värsketest mosaiikidest ja nende suurendatud osadele. Fotode kõrvalt leiate lingid lehtedele, kust saab vaadata nende täissuuruses versioone, kuna facebooki pildialgoritmid neile praktiliselt üldse au ei tee.
*kui keegi soovib aidata Eclidi ja teiste suuremahuliste vaatluste käigus pildistatud galaktikaid liigitada, siis seda saab teha kodanikuteadlatele suunatud projekti raames siin: https://www.zooniverse.org/projects/zookeeper/galaxy-zoo/
2023. aasta suvel lennutati Maa-lähedasele orbiidile Euclidi kosmoseteleskoop. Esimestel kuudel katsetati kõiki selle süsteeme jäädvustades testifotosid, mis olid meelega fookusest väljas ja udused. Eclidi arhiive üle vaadanud astronoom Bruno Altieri avastas ühelt selliselt uduselt fotolt ühe kaunima, täiuslikuma ja meile lähedasema näite Einsteini rõngaks* kutsutud nähtusest, mida hilisemad vaatlused on nüüdseks kinnitanud ja ka oluliselt paremas kvaliteedis pildistanud.
Einsteini rõnga näol on tegemist optilise nähtusega, kus meile lähemal asuva galaktika gravitatsioonist tekkiv graviatsioonilääts kõverdab ja koondab sarnaselt igapäevastele läätsedele endast palju kaugemal asuva galaktika kujutist piisavalt, et see näib meie jaoks moodustavat rõnga. Ehk siis antud fotol olevat suurenduskasti vaadates on heledaks objektiks keskel meile lähedal asuv galaktika, kuid seda ümbritsev rõngas ja selles olevad nõrgemad laigud on kõik üks ja seesama kauge galaktika, mida gravitatsioonilääts lubab meil näha neljas erinevas asukohas.
Vastavastatud rõnga, mis võib olla peagi saab avastaja järgi ametlikuks nimeks Altieri lääts, on tekitanud meie jaoks hiidelliptilise galaktika NGC 6505 tihe tuum. Võrreldes teiste sarnaste nähtustega on see meile üsna lähedal (umbes 600 miljonit valgusaastat) ning selle kuju niivõrd täiuslik, et väidetavalt oli seda erinevate gravitatsiooniläätsi kirjeldavate mudelite abil isegi keeruline analüüsida. Taoliste nähtuste leidmine ja analüüsimine ongi üks Euclidi missiooni peamisi eesmärke, kuna gravitatsiooniläätsede abil saab väga täpselt mõõta galaktikate massi ja selle massi (nii tavaaine kui tumeda aine puhul) jaotust - analoogselt selllele, et uurides kuidas klaasist lääts enda taga asuvaid objekte moonutab ja suurendab, saab tuletada selle läätse kuju ja muid omadusi.
Einsteini rõngas (ja rist) on saanud nime kuulsa Albert Einsteini järgi, kelle revolutsiooniline relatiivsusteooria ennustas paljude univerumis kohatavate nähtuste ja seaduste seas ka gravitatsiooniläätsede olemasolu. Teooria näeb gravitatsiooni kui mitte klassikalist jõudu, vaid pigem massiga keha poolt tekitavat aeg-ruumi kõverust, mida nii mateeria kui ka elektromagnetväljad (sh valgus) järgima peavad. Nagu füüsik John Wheeler on öelnud: "aegruum ütleb massile kuidas liikuda, mass ütleb aegruumile kuidas kõverduda." Kokkuvõtlikult suudavab massiga kehad kõverdada ka valguse muidu sirgjoonelist liikumist.
*kuna Einsteini rõngaste nähtavuse määrab ära läätse ja selle taga asuva objekti joondus ja kaugus vaatlejast, ei ole taolised nähtused tehniliselt mitte üldse haruldased. Kui meil oleks loodusseadusi eirav võime universumis vabalt valitud kiirusel ringi liikuda, siis võiksime me üht ja sama galaktikat oma vaatenurga suhtes luubina kasutades ja suunates näha praktiliselt sama palju rõngaid ja riste kui palju on universumis kaugeid kvasareid ja galaktikaid.
Avaldatud on järjekordne vapustav ülesvõte James Webbi kosmoseteleskoobilt. Fotol, mille tegemiseks kogus 6,5 meetrise peegliga teleskoopl kokku 30 tundi valgust, paistab Skulptori tähtkuju suunas asuv galaktikate parv nimega Pandora (Abell 2744). Tegelikult koosneb see meist umbes nelja miljardi valgusaasta kaugusel asuv (mega)parv kolmest, paarisada miljonit valgusaastat laias alas paiknevast galaktikaparvest (fotol heledamad kogumid). Parved ise ja nende kombineeritud mass kõverdab sõna otseses mõttes ruumi ja seega seda läbivat valgust. See lubab tekkida ühel universumi suursugusemal, veidramal ja kasulikumal nähtusel - gravitatsiooniläätsel. Nimelt on parvede ümber paistvad sajad punakad ja kaarjad objektid tegelikult kaugel-kaugel parvede taga asuvad galaktikad, mille kujutised on parvede gravitatsioonis suurendatud, moonutatud ja mõnedel juhtudel dubleeritud. Tänu taolistele kosmilistele läätsedele saavad astronoomid näha ja uurida galaktikaid, mis oleksid oma kauguse tõttu isegi Webbi jaoks vaid veidi enam kui punktid.
Erinevaid tehnikaid kasutades parve umbkaudset kaugust hinnates ning nähes mis määral see kaugete galaktikate valgust kõverdab, saavad astronoomid mõõta parve massi. Seda tehes selgub, et nähtavat ainet on selles vaid umbes 5% tervikust (kõik tähed ja nendest koosnevad tuhanded galaktikad), röntgenkiirguses helendavat galaktikate- ja tähtedevahelist gaasi 20% ja ülejäänud 75% massist kuulub seni veel üsna tundmatule ja seepärast ka lihtsalt "tumedaks aineks" kutsutud substantsile.
Antud fotol on erinevatel kaugustel paistavaid galaktikaid kokku kümneid tuhandeid. Mida punasemad, seda kaugemad.
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
Rahvusvaheline astronoomide töögrupp arvab, et nad on leidnud esimese tõeliselt isoleeritud musta augu, mille sarnaseid peaks tähtede vahel hulgaliselt ringi hulkuma. Avastus tehti kasutades nähtust nimega gravitatsiooniline mikrolääts.
Supermassiivsete mustade aukude olemasolus enamike või kõigi suuremate galaktikate südames enam keegi praktiliselt ei kahtle (isegi pilti on tehtud) ning tõendid on väga tugevad selliste niinimetatud stellaarsete mustade aukude olemasolust, mis endast läbi gravitatsiooni (näiteks kaksiksüsteemides) või neis parasjagu neelduva materjali kiirguse märku annavad. Samas siiani on ennast astronoomide pilgu eest peitnud sellised mustad augud, mis on küll tekkinud massiivsete tähtede supernoovade käigus, kuid mis rändavad tähtede vahel üksikult ja vaikselt ning mida peaks ainuüksi meie Linnutees tiirlema kümneid miljoneid kuni isegi miljard. Nende avastamise suurim probleem on olnud lihtne - must auk ise ei kiirga valgust ning on pimeda taeva taustal nähtamatu.
Hubble kosmoseteleskoobi 2017. aasta foto mikroläätse poolt võimendatud tähest.
Ainus teadaolev viis selliseid objekte tuvastada oleks juhul kui mõni neist liiguks meie jaoks mõne taustal asuva tähe eest läbi hetkel kui me seda tähte parasjagu vaatame. Kuna mustad augud on ülitihedad ja seega väga võimsa gravitatsiooniga, murrab ja painutab nende ümbrus tähevalgust otsekui kosmiline lääts. Gravitatsiooniliseks mikroläätseks nimetatud nähtus võiks seega meie jaoks tunduda otsekui mõne tähe näiva heleduse kasvu või/ja selle näilise asukoha seletamatu muutusena. Samas ei pruugi iga selline sündmus olla põhjustatud mustast august, vaid ka tähed ja isegi eksoplaneedid tekitavad mikroläätsi. Nii tuvastatakse aastas tuhandeid taolisi nähtusi, mille põhjustateks on senini olnud niiöelda tavalised objektid.
2011. aasta suvel tuvastati üks selline mikrolääts meist 20 tuhande valgusaasta kaugusel asuva tähe puhul. Kuna tundmatu päritoluga lääts näis tähevalgust ebaharilikult palju ja pikalt võimendavat (270 päeva), otsustati seda veel järgmise kuue aasta jooksul kokku kaheksal korral Hubble kosmoseteleskoobiga uurida. Viimased neli aastat kestnud arvutuste tulemusel on töörühm veendunud, et seda ei saanud tekitada miski muu kui must auk, mis meie ja kauge tähe vahelt läbi liikus. Kusjuures neil on õnnestunud välja selgitada, et see must auk asub meist 5200 valgusaasta kaugusel, omab 7,1 kordset Päikese massi, on seega kõigest 47 kilomeetrise läbimõõduga ning liigub meie galaktikas kiirusega 45 kilomeetrit sekundis. Sellise peadpööritava kiiruse omandas see ilmselt oma sünnil supernoova käigus.
Kuna kõnealune must auk võib oma teel läbida mõnda tähtedevahelise gaasi poolest tihedamat piirkonda, on rühma järgmiseks sammuks seda vaadelda tundlike röntgenteleskoopidega. Nimelt võib must auk enda orbiidile haarata gaasi, mis gravitatsioonijõudude mõjul seal kokku pressitakse, tuliseks hõõrutakse ning röntgenkiirguses kiirgama sunnitakse. Sellisel juhul oleks võimalik leidu eraldiseisva vaatluse käigus kinnitada.
*Inglise keeles suhteliselt ilmekale väljendile peer-reviewed on eesti keelseks vasteks üsna võõras ja veider termin "eelretsenseeritud". Kui seda teadusliku protsessi üht tähtsamat sammu kuidagi täpsemalt ja pikemalt tõlkida, siis see kõlaks umbes nii: teadustöö on üle kontrollitud teadlaste poolt, kellel on sama kvalifikatsioon, nagu selle autoritel. Ehk siis sellega üritatakse välistada võimalust, et sa ajad lihtsalt targana kõlavat jama ning kes on sobilikum seda kontrollima, kui su enda professionaalsed konkurendid. Eelretsenseerimine on mõnes mõttes teadustöö tähtsaim proovikivi, mis eelneb selle avaldamisele mõnes prestiižses teadusajakirjas (kuigi leidub ka "teadusajakirju", mis seda tingimust ei nõua ning mille sisusse peaks seetõttu suhtuma eluterve skepsisega). Antud töö on esitatud avaldamiseks väga kvaliteetses ajakirjas The Astrophysical Journal.
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.
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.
.png)
.jpg)
