Maailm meie ümber
 

Jaan Einasto

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

Akademischer Rat Academic Council Akadeemiline nõukogu Ümarlaud Kultuurirahastu