|
Jaan Einasto
Ettekande kokkuvõte
Antakse ülevaade maailmapildi avardumisest Maailma (Universumi) ehituse kohta alates antiikajast kuni tänapäevani.
Olulised täiendused on toimunud viimasel sajandil, mil saadi teada, et Maailm meie ümber ei piirdu Linnuteega, vaid on olemas teised galaktikad, et Maailm paisub ja tekkis Suure Paugu tulemusena umbes 15 miljardi aasta eest.
Tavaline aine pole Universumis domineeriv, umbes 10 korda enam leidub tumedat ainet, mis moodustab massiivsed kroonid kõigi galaktikate ümber ning on domineeriv tegur Universumi arengus. Lisaks tumedale ainele leidub Universumis veel tume energia, mis moodustab ühtlase tihedusega fooni ning on samuti olulise tähtsusega Universumi evolutsioonis.
Antakse lühiülevaade Universumi tekkest ja arengust ning loetletakse põhilised seni lahendamata probleemid: mis on tumeda aine loomus, miks on tume aine ja tume energia Universumis domineerivad, miks on Universumi ehitus selline, et on võimalik elu olemasolu, mis oli enne meie Maailma tekkimist, kas leidub veel teisi maailmu?
Artikkel
Tartu Ülikooli ja Tartu Observatooriumi
astronoomid on aegade jooksul oma uurimistöödega mitmel korral muutnud meie
arusaamist maailmaruumist. Esimest korda astronoomia ajaloos mõõdeti kaugust
teise täheni Tartu vanas observatooriumis - Tähetornis. Esimesena maailmas
mõõtis Tartu astronoom kaugust teise galaktikani, sellega kasvasid teadaoleva
maailmaruumi mõõtmed tuhandeid kordi. Seitsmekümnendatel aastatel näitasid
Tartu astronoomid, et vähemalt 90% ainest peab olema mingis nähtamatus vormis, mille olemus erineb
tavalisest ainest. Ning praegu uurivad
Tartu astronoomid maailmaruumi ehituse saladusi suurimatel võimalikel kaugustel. Allpool tuleb juttu
Tartu astronoomide tähtsamatest töödest maailmaruumi ehituse uurimisel viimase
kolmekümne aasta jooksul.
Astronoomia õpetamisel ja uurimistöödel Tartu
Ülikoolis on pikk ajalugu. Tartu Ülikool oli maailmas esimesi, kus hakati
õpetama Newtoni füüsikat (Prof. S. Dimberg). Kaasaegse astronoomia ajalugu
Tartu Ülikoolis algab 19. sajandiga, mil taasavatud Tartu Ülikoolis ehitati
astronoomiaobservatoorium - Tartu Tähetorn. 1824. aastal sai Tartu Tähetorn uue
teleskoobi - kuulsa Fraunhoferi refraktori, mis enam kui aastakümneks jäi
maailma suurimaks teleskoobiks. Just selle teleskoobiga alustas observatooriumi
direktor prof. Friedrich Georg Wilhelm
Struve kaksiktähtede vaatlusi. Üks tema eesmärkidest oli tähtede olemusest
arusaamine. Sel ajal uskus suurem osa astronoome, et tähed on arvatavasti
kauged päikesesarnased objektid, kuid tähtede tegelikud kaugused polnud sel
ajal teada. 1837. a. avaldas Struve enam kui 15 aasta töö tulemusena kauguse
Vegani, põhjataeva ühe kõige heledama täheni. See oli esimene kord astronoomia
ajaloos, kui tõestati, et tähed tõepoolest on olemuselt päikesele sarnased
kauged objektid. Struve näitas, et kaugus lähimate tähtedeni on mitu
valgusaastat - seega kasvasid teadaoleva maailmaruumi mõõtmed kõige kaugematest
planeetidest lähimate tähtedeni - üle tuhande korra!
Lisaks tähtedele näeb taevas ka udukogusid -
mitmesuguse kuju ja suurusega hajusaid täpikesi. Kahekümnenda sajandi alguseks
oli neid avastatud ja kataloogidesse kantud üle 15000, kuid nende tõeline
olemus oli jäänud astronoomidele saladuseks. Arvati, et tegemist on kas meie oma tähesüsteemi - Linnutee - koostisosadega,
või siis Linnuteesarnaste kaugete tähesüsteemidega. Lahendus tuli
kahekümnendatel aastatel, kui mõõdeti ära kaugused udukogudeni. Tartu astronoom Ernst Öpik töötas
kahekümnendate aastate alguses välja uudse meetodi udukogude kauguste määramiseks.
1922. aastal kasutas ta seda meetodit Andromeda tähtkuju suunas asuva
hiiglasliku udukogu kauguse leidmiseks. Tuli välja, et tegemist on meie
tähesüsteemist väljaspool asuva Linnutee sarnase objektiga. Kolm aastat hiljem
vaatles Ameerika astronoom Edwin Hubble tsefeiide, teatud muutlikke tähti
Andromeda udukogus, ning määras nende kauguse. Tulemused kinnitasid Öpiku
arvutusi. Seega osutusid Universumi
mõõtmed jällegi tuhandeid kordi suuremaks kui oli varem teada, ning jälle oli
Tartu astronoom see, kes seda maailmas esimesena näitas. Maailmaruumi ehituse
probleemid huvitavad Eesti astronoome ka praegu. Veel mitmel korral on Tartu
astronoomid osutunud juhtivateks maailmas maailmapilti muutvate avastuste
tegemisel. Tartu astronoomide tähtsamateks avastusteks on varjatud aine avastamine maailmaruumis,
maailmaruumi rakulise ehituse avastamine ning struktuuri regulaarsuse
avastamine.
Varjatud aine Universumis.
Sveitsi astronoom Fritz Zwicky uuris
kolmekümnendate aastate alguses Coma (Berenike Juuste) tähtkuju suunas asuvat
galaktikaparve ning näitas, et juhul, kui see galaktikaparv on
gravitatsiooniliselt seotud püsiv süsteem, siis peab selle parve kogumass
ületama ta liikmete summaarse massi vähemalt 400 korda. Ta tegi järelduse, et
peaaegu kogu parve mass kuulub mingile nähtamatule ainele, mille olemasolu
tõendab vaid ta gravitatsioonijõud. Sel ajal kuulus astronoomide põhitähelepanu teistele probleemidele, ning
”varjatud aine” uurimine jäi aastakümneteks kõrvale. Siiski kogunes aja jooksul
ka teisi tõendeid selle kohta, et arusaamistes galaktikate ning
galaktikasüsteemide masside kohta on midagi valesti. 60ndatel aastatel oli juba
võimatu probleemi ignoreerida. Sel ajal oli ka Tartu Observatooriumis üheks
põhiliseks uurimissuunaks galaktikate ehituse uurimine.
Vastavalt füüsikaseadustele peab kogu ainel
Universumis olema üks universaalne omadus - kõikide kehade vahel eksisteerib
gravitatsiooniline tõmbejõud. Seetõttu saame uurida objektide omadusi,
kasutades informatsiooni nende gravitatsioonijõu kohta. Nii näiteks saame mõõta Päikese massi, kui
mõõdame tema ümber tiirlevate planeetide orbiitide parameetreid. Täpselt
samamoodi saame määrata ka galaktika massi, kui õnnestub mõõta galaktikas
liikuvate tähtede orbiitide parameetrid. Tähtede orbiitide uurimise põhjal
loovad astronoomid massi jaotuse mudeleid galaktikate kohta.
Teiseks võimaluseks galaktikate massi määramiseks
on valguse jaotuse uurimine galaktikates. Selle meetodi korral oletatakse, et
valguse jaotus vastab massi jaotusele. Selleks, et kalibreerida niisugust massi
määramist, peame leidma, millise hulga valgust antud mass galaktikas kiirgab,
arvutades niinimetatud mass-heledussuhte. Päikese jaoks on teada nii tema poolt kiiratud valguse hulk kui ka ta
mass, ja nende suhteks on võetud 1. Seega võime võtta, et kui tähesüsteem
koosneb ainult Päikesesarnastest tähtedest, siis ka selle süsteemi
mass-heleduse suhe on 1. Tegelikult on
suurem osa meie Linnutee tähtedest väiksemad kui Päike, ning seetõttu Galaktika
kui terviku mass-heleduse suhe veidi suurem, ligikaudu 3 (selle suhte määras E.
Öpik oma töös Andromeda galaktika kauguse kohta).
Üksikasjalikud massi jaotuse mudelid galaktikate
jaoks töötas välja prof. Grigori Kuzmin Tartu Observatooriumis 50ndatel
aastatel. Need mudelid põhinesid ainult dünaamilistel andmetel. 60ndatel
aastatel hakkas üks käesoleva artikli autoritest (JE) kasutama galaktika
mudelites ka fotomeetrilisi andmeid. Tulemus äratas pettumust: andmed olid
vastuolus. Galaktika äärealadel peaks peaaegu kogu galaktika mass paiknema
tähtede orbiitide sees, ning seetõttu peaksid kauged tähed pöörlema galaktika
keskme ümber aeglasemalt kui lähemad tähed täpselt samamoodi nagu kaugemad
planeedid pöörlevad aeglasemalt ümber Päikese kui lähemad planeedid. Aga
tegelikult vaatlused niisuguste orbiitide olemasolu ei kinnita - galaktikate
pöörlemiskiirused ei vähene galaktikate äärealade suunas, nagu võiks oletada nende valguse jaotuse järgi.
Üheks võimaluseks massi paradoksi seletamiseks on
oletada, et galaktikaid ümbritsevad ulatuslikud massiivsed nähtamatud halod.
Kui see oletus oleks õige, siis peaksid ka galaktikate kaaslased liikuma selle
halo mõjul kiiremini kui juhul, kui galaktika koosneks ainult nähtavatest
tähtedest. Järelikult oleks vaja uurida galaktikate kaaslaste liikumist.
Nende oletuste kontrollimiseks hakkas Jaan Einasto koos Enn Saare ja Ants
Kaasikuga uurima galaktika gravitatsioonivälja, kasutades testkehadena
galaktikate kaaslasi. See töö näitas, et galaktikate kaaslaste orbiidid hiidgalaktikate ümber viitavad sellele,
et peagalaktikad on palju suuremad, kui võiks oletada nende nähtava valguse
järgi. Galaktikate kogumassid peaksid olema vähemalt kümme korda suuremad kui
varem arvatud.. Need tulemused, mis avaldati 1974. aastal, olid esimeseks
otseseks tõendiks varjatud aine olemasolu kohta galaktikates. Mõned kuud hiljem
kinnitas neid tulemusi Princetoni (USA) astronoomide rühm.
Varjatud ainest halode olemasolu galaktikate ümber
ei tunnustatud astronoomilise üldsuse poolt kohe. Vastupidi, algas lahing
varjatud aine ümber. Siiski, nagu ütlesid ameerika astronoomid Binney ja
Tremaine: “Varjatud aine on arvatavasti üks kaasaegse astronoomia kõige
tähtsamaid avastusi. Varjatud aine otsingud on erutavaks detektiivitööks. Nende
töödega seoses on kohane meenutada kuulsa Sherlock Holmesi sõnu: Kui olete
kõrvale jätnud võimatu, siis see, mis alles jääb, olgu see kuitahes uskumatu,
peab olema tõde.”
Tänapäeval arvatakse, et peaaegu kõikidel
galaktikatel on olemas tumedad halod. Röntgenandmed ning gravitatsiooniläätsede
uurimine kaugete galaktikate korral kinnitavad, et ka galaktikaparvedes kuulub
suur osa massist varjatud ainele. Samuti on varjatud aine roll Universumi
evolutsioonis äärmisel oluline.
Teadlased arvavad, et maailmaruumi arengu väga
varajastel etappidel oli aine maailmaruumis jaotunud äärmiselt ühtlaselt.
Puudusid niisugused struktuurid nagu praegu - galaktikad ja galaktikasüsteemid,
tähed ja planeedid. Varane Universum oli väike, struktuuritu ja väga kuum.
Universumi paisumise käigus ta jahtus. Sellest varasest ajast jäi aga
maailmaruumi alles kiirgus, mida tänapäeval on võimalik mõõta. Selle kosmilise
foonkiirguse omaduste uurimine annab meile tõendeid aine jaotuse kohta väga
varases Universumis.
Dünaaline evolutsioon Universumis on saanud
toimuda ta eluea jooksul. Teadlased on välja arvutanud, et Universumi vanus on
liiga väike sellest, et selle aja jooksul oleks saanud tekkida algsest väga
ühtlasest aine jaotusest Universumi praegu vaadeldav struktuur. Varased aine
tiheduse fluktuatsioonid pidanuks olema sadu kordi suuremad kui vaadeldud
foonkiirguse järgi. Seda vastuolu on aga võimalik lahendada, kui oletada, et
Universumis on kaht erinevat tüüpi ainet. Üks oleks tavaline barüonaine, mis
koosneb barüonidest nagu prootonid, neutronid, elektronid jne, ning millest
koosnevad kõik kehad meie ümber - meie ise, planeedid, tähed. Teine aine peaks
olema mitte-barüonaine, ja mitte seotud kiirgusega. See aine pidi hakkama
kuhjuma ja varaste struktuuride algmeid moodustama enne barüonainet. Sel juhul
on seletatav ka nähtavate struktuuride teke Universumi eluea jooksul. Praegused
hinnangud näitavad, ett suurem osa või isegi kogu varjatud aine on
mitte-barüonaine, ja et selle koguhulk ületab vähemalt kümme korda tavalise
aine hulga Universumis.
Siiski ei ole senini ühegi eksperimendi käigus
õnnestunud avastada varjatud aine osakesi, ja selle aine olemus on endiselt
teadlastele mõistatuseks.
Universumi rakustruktuur
Galaktikate ruumjaotuse uurimine algas Tartu
Observatooriumis 70ndate aastate alguses.Üheks põhjuseks oli varjatud ainega
seotud tööde jätkamine. Oli vaja välja selgitada, kas hiidgalaktikate kaaslased
on nende tõelised füüsikaliselt seotud kaaslased või juhuslikult nende
läheduses. Teine põhjus aga oli seotud Moskva akadeemiku Jakov Zeldovitsi galaktikate
teket käsitlevate töödega.
70ndatel aastatel oli astronoomide hulgas üldiselt
tunnustatud arvamus galaktikate ruumjaotuse kohta järgmine: teatud osa
galaktikatest (umber 10%) paikneb gruppides ja parvedes, suurem osa galaktikaid
aga on ruumis juhuslikult jaotunud. Sellise kontseptsiooni aluseks olid galaktikate loendid, mida oli tehtud
maailma mitmetes observatooriumides kolmekümnendatest aastatest alates.
Niisuguse Universumi ehituse teoreetilise põhjenduse esitas Princetoni
astronoom James Peebles koos kolleegidega oma galaktikate hierarhilise
kuhjumise teoorias. Selle teooria kohaselt algab aine kuhjumine süsteemidesse
väikestest täheparvede sarnastest objektidest, mis aegamööda kasvavad ning aja
jooksul moodustavad galaktikad ning seejärel galaktikaparved.
Sellest täielikult erineva struktuuri tekke skeemi
töötas välja akadeemik Jakov Zeldovits. Tema teooria kohaselt moodustusid väga
varajases Universumis, kus aine tiheduse ebaühtlused olid veel väikesed, gravitatsioonijõu mõjul kõigepealt lamedad
struktuurid (algsed kokkukukkuvad ainepilved ei saanud olla täpselt
sfäärilised, ja isegi sfäärilisest kujust väikeste kõrvalekallete mõjul
kukkusid pilved kokku kõige kiiremini selles suunas, kus kõrvalekalle
sfäärilisusest oli kõige suurem). Niisuguste kokkukukkuvate pilvede kuju
meenutas pannkooke, nii et Zeldovitsi teooriat hakati nimetama struktuuri tekke
pannkoogiteooriaks. Hilisema evolutsiooni käigus jagunevad pannkoogid
väiksemateks osadeks, mis panevad aluse väiksemate süsteemide tekkele. Seetõttu
hakati seda teooriat nimetama ka “ülevalt alla” struktuuri tekke teooriaks,
vastandina Peeblesi “alt üles” struktuuri tekke teooriale.
Need teooriad ennustasid täiesti erinevat
galaktikate jaotust. Seetõttu pöördus Jakov Zeldovits 1972. aastal Jaan Einasto
poole küsimusega, kas vaatlusliku galaktikavälise astronoomia andmete põhjal on
võimalik galaktikate tekke teooriate paikapidavust kontrollida. Sel ajal aga ei
olnud veel olemas piisavalt vaatlusandmeid selleks, et niisugusele küsimusele
vastata. Siiski arvati astronoomide hulgas üldiselt, et galaktikad jagunevad
parve- ja väljagalaktikateks, ning et Peeblesi teooria on õige.
Selleks, et välja selgitada galaktikasüsteemide
tegelik paiknemine ruumis, alustas Jaan Einasto koos kolleegidega 1974. aastal
lähimate galaktikagruppide ruumjaotuse uurimist. Meie Linnutee kuulub Kohalikku
galaktikagruppi, mis koosneb kahest hiidgalaktikast - Linnuteest ja Andromeda
galaktikast, ning paarikümnest väiksemast galaktikast. Jaan Einasto pani
tähele, et väiksemad galaktikad on kontsentreerunud ühe või teise hiidgalaktika
ümber. Samuti moodustavad teiste hiidgalaktikate kaaslased kontsentreeritud
süsteeme nende ümber.
Kaaslasgalaktikate üks oluline omadus on nende
jaotuse sõltuvus nende endi omadustest, nn. galaktikate segregatsioon. Lähemad
kaaslased on gaasivaesed süsteemid, seevastu kaugemad kaaslased sisaldavad
palju gaasi. Niisugust jaotust ei saa seletada, kui kaaslased oleks vaid
juhuslikult tsentraalgalaktika läheduses. Seega tõendas kaaslasgalaktikate omaduste
uurimine, et niisugused süsteemid on füüsikalised, samuti näitas see veel kord
varjatud aine olemasolu galaktikasüsteemides.
Järgnevalt hakkasid Tartu astronoomid uurima
suuremaid galaktikasüsteeme. Sageli kuuluvad galaktikad parvedesse ja gruppidesse.
Esimesed galaktikaparvede kataloogid olid juba avaldatud sõltumatult George
Abelli ja Fritz Zwicky ning tema kolleegide poolt. Abelli kataloog sisaldas
andmeid 2717 galaktikaparve kohta põhjataevas. Praeguseks ajaks katab see
kataloog kogu taeva, ning sisaldab andmeid enam kui 4000 galaktikaparve kohta.
Abelli poolt kataloogi kantud parved on teadaolevaist rikkaimad ning
tihedaimad. Zwicky kataloog sisaldas enam kui 9000 parve ainuüksi põhjataevas,
kuid need parved võivad sisaldada vähem galaktikad, nii et neid nimetatakse
sageli vaesteks galaktikaparvedest.
Kui Tartu astronoomid alustasid galaktikaparvede
ruumjaotuse uurimist, siis polnud nende täpsed kaugused veel teada, ning uurida
sai vaid nende jaotuse projektsioone taevasfääril. Juba varasemad tööd olid
näidanud, et vähemalt osa parvi moodustasid omakorda superparvi. Lähimaks
superparveks on Virgo superparv, kuhu kuulub vaid üks rikas parv - Virgo parv,
mis koos teda ümbritsevate galaktikate ning galaktikagruppidega moodustab
Kohaliku või Virgo superparve. Siiski arvasid astronoomid üldiselt, et
superparved on vaid galaktikaparvede juhuslikud kuhjumid juhuslikult paiknevate
galaktikate väljas.
Seega esimene küsimus, millele otsiti vastust,
oli: kas superparved on reaalsed objektid või näeme neid projektsiooniefektide
tõttu? Sellele küsimusele vastmiseks kasutasid Tartu astronoomid Zwicky poolt
katalogiseeritud galaktikaparvi. Galaktikaparvede kauguste leidmiseks kasutati
nende mõõdetud kaugustega liikmesgalaktikate kaugusi. Selleks, et paremini näha
galaktikaparvede kolmemõõtmelist jaotust ruumis, ehitati Enn Saare ja Jaak
Jaaniste kabinetti tõeline parvede
kolmemõõtmeline mudel plastmasspallikestest. Kahjuks oli aga mõõdetud
kaugustega parvede arv liiga väike, nii et kaugemate parvede jaotuse kohta ei
võimaldanud mudel midagi kindlat väita. Siiski näitas mudel selgelt mitme rikka
superparve olemasolu, sealhulgas näiteks Perseuse superparve.
Lisaks Zwicky parvede jaotuse uurimisele alustas
Mihkel Jõeveer ka galaktikate ruumjaotuse uurimist, võrreldes selle töö käigus
galaktikate, parvede ja gruppide jaotust. Ta kasutas oma analüüsis kõiki
teadaolevaid galaktikate kaugusi, mõned neist mõõtmisandmetest polnud sel ajal
veel trükis avaldatud. Oma suureks imestuseks märkas Mihkel Jõeveer, et nii galaktikad
kui galaktikaparved on kuhjunud sarnastesse süsteemidesse, ja et nende
süsteemide vahelises ruumis galaktikaid ei ole - see näitas hiiglaslike
tühikute olemasole galaktikate vahel.
Üks tähelepanuväärne galaktikasüsteem, mida
Jõeveer ja ta kaaslased uurisid, oli galaktikate ja galaktikaparvede hiiglaslik
kogum Perseuse tähtkuju suunas. Selle superparve olemasolu oli ka varem teada,
kuid Jõeveer pööras esimesena tähelepanu asjaolule, et suurem osa galaktikaid
selles süsteemid moodustab väga pika ahela, kus galaktikasüsteemid paiknevad
suhteliselt korrapäraselt. Rikkaim nendest süsteemidest oli superparve tähtsaim
liige, mille keskmes asub väga aktiivne raadiogalaktika. Samuti on Perseuse
superparve mitmes teises parves peagalaktikaks raadiogalaktika. Pikk
galaktikaahel moodustab silla Perseuse ja Kohaliku superparve vahel.
Nende avastuste järel alustas kogu kosmoloogia
töögrupp parvede ja superparvede uurimist. Varsti märgati, et kõikide
superparvede sisemine ehitus sarnanes Perseuse superparve ehitusega: galaktikad
ning nende süsteemid moodustasid pikki ahelaid, mille vahele jäid tühikud.
Tühikuid läbivad galaktikate ahelad, mis ühendavad superparvi. Teiste sõnadega
moodustavad superparved hiiglasliku võrgustiku. Tühikute läbimõõt superparvede
vahel oli ligikaudu 150 miljonit valgusaastat.
Kohalik superparv on osa hiiglaslikust tühikutest
ümbritsetud superparvede süsteemist.
Herkulese superparv on osa Kohaliku põhjapoolse tühiku seinast, ja eraldab
Kohalikku tühikut ja Bootese (Karjuse) tühikut. Nende tühikute läbimõõdud on
vähemalt 300 miljonit valgusaastat. Need suurimad tühikud pole täielikult
tühjad - neid läbivad mõned vaesemad galaktikaahelad.
Need tulemused kanti esimest korda ette Tallinnas
1977. aastal toimunud Rahvusvahelise astronoomiaühigu konverentsil, mis
käsitles Universumi ehitust suurtel skaaladel. Selle konverentsi lugu on samuti
huvitav. Koos J. Zeldovitsiga otsustati konverentsi nimeks valida “Universumi
suureskaalaline struktuur”, ehkki sel ajal polnud selget ettekujutust, mida see
mõiste täpselt tähendab. Kui aga konverentsil kanti ette tulemused
ahelataoliste galaktikasüsteemide ja nendevaheliste tühikute kohta, oli ka
mõiste “Universumi suureskaalalise struktuur” omandanud tänapäevase tähenduse,
nagu seda kasutatakse ka praegu.
Tallinna konverentsil ette kantud tööd näitasid,
et ainuke teooria, mis oli kooskõlas vaatlustega, oli Zeldivitsi
pannkoogiteooria. Siiski pöörati tähelepanu asjaolule, et ka sellel teoorial
olid nõrgad kohad. Zeldovitsi teooria ennustas küll hiiglaslike filamentidest
koosnevate superparvede olemasolu, kuid selle teooria järgi ei oleks tohtinud
tühikutes superparvede vahel galaktikakette olla. Kaheksakümnendetel aastatel
esitati seetõttu uus struktuuri tekke teooria, milles tegelikult olid ühendatud
Zeldivitsi pannkoogiteooria, ja Peeblesi galaktikate hierarhilise kuhjumise
teooria. Selle uue teooria kohaselt on Universumi peamiseks dünaamiliseks
populatsiooniks nn. külm tume aine, st. mittebarüon varjatud aine, mis koosneb
hüpoteetilistest osakestest, mis võivad moodustada mitte ainult superparvi,
vaid ka väikseid ja vahepealse suurusega süsteeme. Kõik vaatlusandmed sobisid
selle uue teooriga hästi.
Tühikute avastamine galaktikate jaotuses oli
astronoomidele suureks üllatuseks. Seetõttu ei tunnustatud seda avastust kohe,
kuna see andis galaktikate ruumjaotusest pildi, mis oli täiesti erinev
varasemast maailmapildist, mille järgi galaktikasüsteeme ümbritses juhuslikult
paiknevate galaktikate väli. Siiski kinnitas üha enam vaatlusandmeid
galaktikakettide ja nendevaheliste tühikute reaalsust. Sai selgeks, et
rikkaimad galaktikasüsteemid - superparved ei paikne maailmaruumis mitte
isoleeritult, vaid moodustavad galaktikakettidega ühendatult kogu maailmaruumi
täitva võrgustiku. Galaktikakette Kohaliku ja Coma superparve vahel kirjeldati
juba 80ndate aastate alguses. Suureks Seinaks (the Great Wall) nimetatud
galaktikate ahel ühendab Coma ja Herculese superparvi. Seda praegu tuntuimat
galaktikate filamenti kirjeldasid Ameerika astronoomid Huchra ja Geller. Tühikute
olemasolu aga tunnustasid astronoomid alles siis, kui grupp ameerika astronoome
avastasid hiiglasliku tühiku Karjuse tähtkuju suunas. See tühik asub Herkulese
superparve taga, ja tema kaugemaks seinaks on teine rikas superparv.
Kaheksekümnendatel aastatel keskendusid
astronoomid Universumi suureskaalalise struktuuri kvantitatiivsele analüüsile.
Ka Tartu astronoomid osalesid nendes uuringutes. Teine väga oliline töösuund
oli struktuuri tekke ja evolitsiooni numbriline simulatsioon. Astronoomid said kasutada
üha võimsamaid arvuteid ning paremaid matemaatilisi meetodeid, ja seetõttu on
praegu võimalik maailmaruumi evolutsiooni arvutusi teha väga detailselt.
Viimastel aastatel on lisaks gravitatsioonile hakatud arvutustes arvestama ka
hüdrodünaamilisi jõude. Niimoodi on võimalik arvesse võtta gaasi kuumenemist ja
jahtumist galaktikate tekke käigus, ja isegi tähepopulatsioonide teket saab
arvesse võtta.
Universumi struktuuri tekke arvutustes oletatakse,
et aine tiheduse erinevused pärinevad tiheduse väikestest häiritustest väga
varajases Universumis. Nende häirituste amplituud sõltub füüsikalistest
protsessidest varase evolutsiooni ajal, kuid nende jaotus on juhuslik.
Niisuguste eeldustega on kaasaegsetel arvutitel detailselt võimalik simuleerida
Universumi struktuuri evolutsiooni. Tartu Observatooriumis tegelesid hulk
astronoome niisuguste arvutustega: Enn Saar, Lev Kofman, Mirt Gramann, Dmitry
Pogosjan, Ivar Suisalu ja teised.
Viimastel aastatel aga koguneb üha enam
vaatlusandmeid, mis kinnitavad, et aine jaotus suurimatel skaaladel ei ole
juhuslik - superparvede - tühikute võrgustik on suurtel skaaladel korrapärane.
Struktuuri korrapära
Nagu nägime, muutus astronoomide ettekujutus
galaktikate ja galaktikasüsteemide ruumjaotusest suurtel skaaladel 90ndateks
aastateks põhjalikult võrreldes 70ndate aastatega. Nüüd arvatakse, et
galaktikad kuuluvad tohutusse võrgustikku, milles rikkaimateks süsteemideks on
galaktikate parved ja superparved. Niisuguste struktuuride teket ja arengut
saab modelleerida arvutitel suure täpsusega, kasutades selleks kosmoloogilisi
mudeleid, milles Universum on täidetud külma tumeda ainega. Vastavalt nende
mudelarvutuste tulemusele (ja ka vaatlustele meie lähemas ümbruses) on
galaktikate superparvi vähe (üheksakümnendete aastate alguseks oli teada
paarkümmend superparve) ja nende asukohad ruumis juhuslikud.
Praegu aga kinnitab üha enam vaatlusandmeid, et
meie maailmapilt on jälle muutumas.
Esimeseks selgeks tõendiks selle kohta, et
olemasolev maailmapilt võib vajada revideerimist, oli rühma Ameerika ja Inglise
astronoomide 1990. aastal avaldatud töö, kus oli vaadeldud galaktikaid kitsas
ja väga sügavas taevaalas galaktiliste pooluste läheduses. Tuli välja, et
galaktikate kuhjumid paiknesid väga korrapäraselt üksteisest umbes 400 miljoni
valgusaasta kaugusel. Kogu vaadeldud alas oli ligi kümme niisugust suure
tihedusega piirkonda.
Üks võimalus niisuguste vaatluste tõlgendamiseks
on, et rikkaimad galaktikasüsteemid - parved ja superparved - ei asu ruumis
mitte juhuslikult, vaid moodustavad enam-vähem regulaarse võrgustiku. Vastvalt
sellele tõlgendusele ei ole superparvede - tühikute võrgustik mitte juhuslik,
vaid superparved, suurimad süsteemid võrgustikus, asuvad üksteisest umbes 400
miljoni valgusaasta kaugusel. Üheksakümnendate aastate alguses ei olnud selle
hüpoteesi tõestamiseks piisavalt vaatlusandmeid. Veel enam, arvati, et suurimad
kaugused superparvede vahel ei ole suuremad kui 150 miljonit valgusaastat.
Seega oli vaja uurida galaktikasüsteemide ruumjaotust palju suurematel
kaugustel kui seda oli senini tehtud.
Praegusel ajal on Abelli rikaste parvede kataloog
kõige täielikumaks ja kaugeleulatuvamaks astronoomiliste objektide valimiks.
Tartu astronoom Erik Tago koos Heinz Andernachiga Mehhikost on koostanud Abelli
parvede kataloogi, kuhu on parvede kohta kogutud kõik olemasolevad andmed, sealhulgas ka nende kaugused. See valim
saigi nüüd aluseks edasisele analüüsile.
1993. aastal alustas Tartu kosmoloogia töörühma
liige Maret Einasto seda parvede kataloogi kasutades galaktikaparvede ja nende
süsteemide ruumjaotuse uurimist suurtel skaaladel. Ta leidis, et superparvi saab defineerida objektiivselt kui
suurimaid suhteliselt isoleeritud suure tihedusega piirkondi Universumis. Superparvi
ühendavates galaktikakettides on galaktikate tihedus juba oluliselt väiksem.
Maret Einasto koostas superparvede kataloogid, mis
praeguseks on suurimad ja kõige täielikumad olemasolevad superparvede
kataloogid. Esimene kataloog avaldati 1994. aastal, teine 1997. aastal, ning
pidev töö kataloogidega jätkub. Rikaste superparvede ruumjaotuse uurimine tõi
aga kaasa tõelise üllatuse - juhuslikult paiknevate superparvede asemel näeme
korrapäraselt paiknevaid süsteeme, ning süsteemidevaheline kaugus on 400
miljonit valgusaastat! Kasutati suurt hulka teste, mis kõik kooskõlaliselt
kinnitasid niisuguse iseloomuliku skaala olemasolu parvede ja superparvede
jaotuses.
Üheks niisuguseks testiks oli
korrelatsioonifunktsiooni arvutamine. See funktsioon mõõdab süsteemide
olemasolu galaktikate jaotuses, arvutades objektide paaride arvu sõltuvalt
kaugustest. Varem oli korrelatsiooni arvutatud ainult suhteliselt väikeste
kauguste jaoks, mis iseloomustasid parvede jaotust superparvedes. Kui
galaktikaparved asuvad superparvedes, siis on neil väikestel kaugustel
superparve sees palju naabreid, ning korrelatsioonifunktsiooni väärtus on suur.
Nüüd aga arvutasime me korrelatsioonifunktsiooni välja kõikide kauguste jaoks,
mida võimaldasid vaatlusandmed, kogu kauguste vahemik oli üle kahe miljardi
valgusaasta. Tulemused olid rabavad. Kaugustel, mis vastavad
superparvedevaheliste tühikute tsentritele, muutusid korrelatsioonifunktsiooni
väärtused negatiivseteks. Seejärel aga hakkasid korrelatsioonifunktsiooni
väärtused jälle kasvama, ning kaugustel, mis vastasid superparvedevahelistele
kaugustele tühikute vastasseintes, oli korrelatsioonifunktsiooni väärtustel
sekundaarne maksimum. Üle kogu arvutatud kauguste vahemiku olid
korrelatsioonifunktsioonil perioodilised maksimumid ja miinimumid, ning
maksimumidevaheline kaugus oli 400 miljonit valgusaastat.
Korrelatsioonifunktsioon on kosmoloogide jaoks
üheks enamkasutatavaks funktsiooniks galaktikate ja galaktikasüsteemide jaotuse
iseloomustamiseks, ning vaatluste ja kosmoloogiliste mudelite võrdlemiseks.
Ning varem ei tulnud kellelegi pähe arvutada korrelatsioonifunktsioon
kaugusteni, mis oleksid suuremad kui sadakond miljonit valgusaastat.
Niisugustest ootamatutest tulemustest arusaamiseks
uurisime korrelatsioonifunktsiooni omadusi mitmesuguste geomeetriliste mudelite
abil, kus parvede ja superparvede jaotuse geomeetria oli ette antud. Need tööd
näitasid, et korrelatsioonifunktsioon võngub, nagu vaatlusandmetest saadud,
ainult sellisel juhul, kui superparved moodustavad korrapärase kristallisarnase
võrgustiku.
Teiseks enamlevinud meetodiks aine jaotuse
uurimiseks Universumis on jaotuse kirjeldamine aine võimsusspektri abil.
Võimsusspekter kirjeldab tiheduslainete amplituude erinevatel lainepikkustel.
Mida suurem on tiheduslainete amplituud antud skaalal, seda suurem on ka spektri
väärtus vastaval skaalal. Väikesed süsteemid (galaktikad ja galaktikaparved) on
tekkinud tiheduse häiritustest suhteliselt väikestel skaaladel, suured
süsteemid aga suureskaalalistest tiheduslainetest. Meie arvutused näitasid, et
superparved kui suurimad süsteemid on moodustunud tihedushäiritustest, millel
on suurim amplituud, st. nad vastavad spektri maksimumile.
Spekter ise moodustus Universumi evolutsiooni väga
varajastel etappidel, ja tema kuju sõltub protsessidest, mis sel ajal
domineerisid. Universumi evolutsioon on määratud põhiliselt gravitatsioonijõu
poolt. Gravitatsioonijõu mõjul tõmbub aine suurema tihedusega piirkondade
poole, nii et väiksema tihedusega piirkonnad muutuvad evolutsiooni käigus
hõredamaks, ja tiheduse kontrast aja jooksul suureneb (rikkad muutuvad
rikkamaks ja vaesed vaesemaks). Spektri kuju aga muutub evolutsiooni käigus
vähe. Seetõttu võime praeguse spektri järgi teha järeldusi ka algspektri kohta.
Vastavalt praegusel ajal tunnustatud
stsenaariumile struktuuri evolutsiooni kohta peaks spektri maksimum olema väga
lame. Meie superparvede ruumjaotuse uurimine aga näitas, et tegelikult on
võimsusspektris järsk maksimum, ja seda skaaladel, mis vastavad superparvede -
tühikute võrgustiku regulaarsusele. Tervikuna erineb spektri kuju oluliselt
sellest, mis vastaks standartsele kosmoloogilisele mudelile. See tulemus
avaldati 1997. aastal ning kuna see on vastuolus praeguse valitseva
maailmapildiga, siis pöörati sellele rahvusvahelises meedias palju tähelepanu.
Nii näiteks avaldas New York Times meie tööde kohta artikli "Tõelised
tähesõjad - korra ja kaose vahel".
Kuidas siis seletada spektri ebatavalist
käitumist. Praegu Universumi struktuuri tekke teooriad ei anna sellele
küsimusele vastust. Superparvede - tühikute võrgustiku korrapära, mis tundub
ainult väikese muudatusena senises maailmapildis, annab tegelikult aluse väita,
et ettekujutust struktuuri tekkest ja arengust Universumis tuleb põhjalikult
muuta - tegelist on veel lahendamata mõistatusega. Olgu vastus sellele mõistatusele milline tahes, on selge, et
Universumi ehituse uurimine suurimatel skaaladel annab meile informatsiooni
füüsikalistest protsessidest väga varases Universumis. See on arvatavasti ainus
võimalus saada otseseid vaatlusandmeid ajast, mil aine omadused olid väga
erinevad sellest, mida me näeme enda ümber tänapäeval.
Jaan Einasto ja Maret Einasto
tagasi | avalehele
© 2001 Vabariigi Presidendi Kantselei Telefon: 631 6202 | Faks: 631 6250 | sekretar@vpk.ee |