Piiramaks tumeaine massi galaktikas, on vaja teada galaktika nähtava aine jaotust. Selleks kasutati Sloani digitaalse taevaülevaate (vaata teadusuudist 7. veebruaril 2011) ning kosmoseteleskoop Spitzeri andmeid. Vaatlused erinevatel lainepikkustel puhastati esi- ja tagaplaanil olevatest objektidest ning vaatlused korrigeeriti Andromeeda sisesest neeldumisest. Seejärel modelleeriti igas pikslis olev spektraalne energia jaotus, kasutades sünteetilisi tähtede populatsioonide mudeleid. Modelleerimisel kasutati lineaarkombinatsiooni erineva vanusega tähtede spektritest. Tulemuste võrdlus vaatlustega kahes vabalt valitud pikslis on toodud alloleval joonisel ning väljundina saadi kahemõõtmeline täheaine massi jaotus Andromeedas. Rakendades sellele tuumast, mõhnast, ketast, noorte tähtede rõngast ja tähelisest halost koosnevat mudelit, tuletati nähtava aine kolmemõõtmeline jaotus Andromeeda galaktikas.

Vaadeldud (andmepunktid) ja modelleeritud (pidevjooned) spektraalne energia jaotus galaktika mõhnas (ülemine joonis) ja noores kettas (alumine joonis). Erinevate spektrite kombinatsioon annab suurepärase kooskõla vaatlusandmetega.

Galaktika massijaotus võimaldab arvutada gravitatsioonilist potentsiaali, mis omakorda määrab galaktika pöörlemiskõvera. Kui täheliste komponentide juurde lisada gaas ja tumeaine, saab modelleeritud dünaamikat vaatlustega võrrelda ning tumeaine omadusi määrata. Antud juhul vaatlustena kasutati neutraalse vesiniku ning satelliitgalaktikate, täheliste voolude ja kerasparvede dünaamikast saadud ringkiirusi. Gaasi massijaotust lähendati noorte tähtede rõngaga, tõstes vastavalt viimase massi. Tumaine halo puhul kasutati aga nelja enimkasutatavat jaotust. Kuna sünteetilised tähtede populatsioonide mudelid andsid erinevad hinnanud tähelise aine massile, võeti kasutusele minimaalse ja maksimaalse massiga mudelid. Teise puhul tähendas see, et täheliste komponentide mass-heledus suhted olid korrutatud sama konstandiga nii, et vastavad massijaotused koos minimaalse tumeainega oleksid veel kooskõlas vaatlusliku pöörlemiskõveraga. Tulemusd kõige lihtsama kahekomponendilise (mõhn ja ketas) mudeli jaoks on esitatud kõrval oleval joonisel.

M31 pöörlemiskõver sisemise (ülemine graafik) ja välimise (alumine graafik) piirkonna jaoks. Sisemised punktid näitavad Andromeeda gaasi pöörlemiskõverat, välimised pöörlemiskõvera punktid on tuletatud erinevatest massi hinnangutest. Pidevate joontega on toodud galaktika kahekomponendiline (mõhn ja ketas) mudel koos tumeainega.

Tehtud analüüsi tulemusena ei ole võimalik esile tuua ühtegi tumeaine jaotust, samuti tuletatud karakteristlikud raadiused (raadius, mille sees sisaldub pool galaktika massi) ning tumeaine halo tihedused on kõdunud: ühe kasv võib olla kompenseeritud teise vähendamisega. Samas galaktika viriaalmass (säärase sfääri see olev mass, mille keskmine tihedus on 200 korda suurem Universumi kriitilisest tihedusest) on aga hästi piiritletud, vaatamata tumeaine mudeli valikule (vaata joonist). Galaktika viriaalmass on peamiselt määratud välise dünaamika poolt ning sisuliselt ei sõltu tähelise aine massijaotusest. Tumeaine tihedus galaktika tsentris on sarnane suurtel punanihetel olevate galaktikate omadega, viidates sellele, et tumeaine halode kokku tõmbumise protsessid on sarnased sõltumata massidest ning Universumi vanusest.

Andromeeda tumeaine parameetrite tõenäosused (märgitud kontuuriga) erinevate tumeaine jaotuste korral. Galaktika viriaalmass on värviga kodeeritud. Jooniselt on näha, et viriaalmass on suhteliselt sõltumatu kasutatud tumeaine profiilist ja parameetritest.

Käesolev uurimus võttis kokku autorite poolt varem saadud tulemused ning lisades dünaamika vaatlusandmed võimaldas koostada Andromeeda senini täpseim massijaotuse mudel. Töö järgmises etapis on plaanis kasutada Jeansi võrrandeid ning saadud massijaotuse mudelit, et arvutada galaktika täheline kinemaatika. Tähelise kinemaatika kasutamine võimaldab piiritleda kiiruste ellipsoidi jaotust galaktikates, mis on ka kosmosemissiooni GAIA üks eesmärkidest.

Kahe galaktika kokkupõrge simulatsioonis. Pilt: GEPI, Observatoire de Paris/NAOC.

Simulatsioonid viidi läbi suure võimsusega arvutitel ning nendes kasutati umbes kaheksat miljonit osakest, mis täitsid gaasi, tumeaine ja tähtede rolli. Teadlased modelleerisid elementide vahelisi graviatsioonilisi ning voolava aine vastastikmõjusid, simuleerides Andromeeda teket kahe galaktika liitumisel: üks veidi suurem kui Linnutee ning teine umbes kolmandik sellest.

Astronoomidel, nende hulgas Dr. Francois Hammeril Pariisi Observatooriumist, õnnestus reprodutseerida enamik Andromeeda omadusi, näiteks tähtede suur kontsentratsiooni selle keskkohas, ulatuslikku õhukest ketast, massiivset tolmu ja gaasirõngast ning suurt hulka vanu tähti. Arvutisimulatsiooni kohaselt hakkasid galaktikad suurde kokkupõrkesse liikuma ligi 8,75 miljardit aastat tagasi, liitumine ise toimus ligi 3,5 miljardit aastat tagasi.

Kokkupõrge ise pidi olema äärmiselt raevukas, sest ilma hiigelsuure pöördeimpulsita poleks Andromeeda galaktika tekkida saanud.

Arvutisimulatsioonid ennustasid ka kokkupõrke, mis võis viia massiivsete jugade (nn. loodesabade) tekkeni.

Teadlaste arvates võis üks neist sabadest moodustada Suured ja Väiksed Magalhãesi Pilved, mis on väiksed, ebaregulaarsed satelliitgalaktikad, mis mööduvad või tiirlevad ümber Linnutee ligi 180 000 valgusaasta kaugusel. Kui nad tõepoolest põrkest pärinevad, heideti nad Linnutee poole teele ligi 1 000 000 km/h algkiirusega.

Hammer ja teised kasutasid Magalhãesi Pilvede teadaolevaid iseäralikke kiirusi, et teha kindlaks nende asukoht miljardeid aastaid tagasi. Nii leiti mitmeid lahendeid, millede algus oli Andromeeda galaktikas.

Uurimustöö tulemused toetavad hüpoteesi, mille kohaselt pärineb enamik spiraalgalaktikaid galaktikatevahelistest kokkupõrgetest. Samuti kinnitab töö hüpoteesi, mis ütleb, et kääbusgalaktikad tekivad tihti galaktikate liitumisel tekkinud loodesabadest.

Pilt on kokku pandud 448-st üksikust kaadrist, värvipildi tegemiseks on kasutatud Sloani g,r,i filtreid. Täislahutusega pilt on mõõtmetega 11500×37000, mis teeb 425 megapikslit! Vaadates seda pilti täislahutusega, on võimalik näha paljusid taustagalaktikaid ning erinevaid detaile Andromeeda kettas.

Vaata lisaks: suumitav täislahutusega pilt Andromeeda galaktikast
Loe lähemalt: Andromeeda ilupildi saamislugu

Andromeeda galaktika on meile lähim suuruselt Linnuteega võrreldav naabergalaktika. Kuna ta asub meist ainult 785 kiloparseki (umbkaudu 2.56 miljoni valgusaasta) kaugusel, siis ulatub ta taevas üle mitme kaarekraadi. Kuna enamasti on teleskoobi vaateväli väiksem, siis on Andromeedat väga keeruline tervikuna ühte kaadrisse saada. Kui õnnestubki kasutada laia vaateväljaga teleskoopi, siis me ei saa ikkagi väga detailset pilti galaktikast, kuna detektori suurus seab piirid pildi lahutusele. Õnneks on võimalik mõlemat probleemi korraga lahendada, kui kasutada spetsiaalseid teleskoope, mis vaatlevad taevast küll väikeste osade kaupa, kuid kaader kaadri haaval on võimelised katma väga suure ala taevast. Üheks selliseks teleskoobiks on Sloani teleskoop Apache Point observatooriumis.

Andromeeda galaktika mosaiikpilt. Pilt on kokku pandud Sloani teleskoobi vaatlustest g,r,i filtrites. Täismõõdus pildi suuruseks on 425 megapikslit. Vaatlused: SDSS; töötlus: Taavi Tuvikene ja Elmo Tempel.

Sloani teleskoop

Sloani teleskoop on eelkõige mõeldud kosmoloogilisteks vaatlusprogrammideks, mis nõuavad väga suure taeva-ala kaardistamist. Sloani teleskoobiga on tehtud senini suurim kosmoloogiline vaatlusprogramm, Sloani digitaalne taevaülevaade (SDSS), mis katab ligikaud veerand taevast viies erinevas lainepikkuste vahemikus (u,g,r,i,z). Lisaks kosmoloogilistele vaatlustele on Sloani teleskoopi kasutatud ka teisteks eesmärkideks, millest üheks oli meie naabergalaktika Andromeeda kaardistamine.

Sloani 2.5-meetrine teleskoop. Foto: SDSS.

Sloani Andromeeda vaatluste töötlemine

Sloani Andromeeda vaatluste töötlemise peamiseks eesmärgiks oli Andromeeda galaktika teaduslik uurimine. Tartu Observatooriumis on Andromeedat küllaltki põhjalikult uuritud ja modelleeritud. Sloani vaatluste kasutamine võimaldab Andromeedat veelgi detailsemalt analüüsida ja modelleerida. Kuna vaatluste töötlemine teaduslikel eesmärkidel nõudis kõikvõimalike kõrvalmõjude hindamist ning kõrvaldamist, siis andis see ka suurepärase võimaluse Andromeedast ilupildi tegemiseks. Sloani vaatluste peamisteks töötlejateks olid Elmo Tempel ja Taavi Tuvikene, töötluse käigus tekkinud probleemide lahendamisel andsid oma panuse ka Antti Tamm, Indrek Kolka ja Peeter Tenjes.

Andromeeda galaktikat on Sloani teleskoobi poolt vaadeldud 6. oktoobril 2002. aastal. Andromeeda pildi saamiseks kasutasime eelkorrigeeritud kaadreid (2048×1048 pikslit kaardi kohta, 0.396 kaaresekundit piksli kohta), mis pärinevad kaheteistkümnest skaneerimisribast. Igast ribast kasutasime 56 kaadrit – kokku seega 672 kaadrit. Iga üksiku riba laius oli 13.52 kaareminitut ning ribad kattusid umbes 55 kaaresekundi ulatuses – kogu vaadeldud ala laiuseks teeb see umbes 2.5 kaarekraadi. Töötluseks valitud riba pikkus on ligi 8 kaarekraadi. Kuna Sloani teleskoop vaatleb viies filtris (u,g,r,i,z) korraga, siis Andromeeda töötlusteks kasutasime samuti kõigi viie riba andmeid.

Sloani teleskoobi detektor. Detektor koosneb 30-st CCDst, mis on paigutatud 6x5 maatriksisse. Igale Sloani filtrile (u,g,r,i,z) vastab üks kuuene CCDde rida. Joonis: SDSS.

Kuna teleskoobi, CCD-de ja atmosfääri läbipaistvuse korrektsioonid olid tehtud juba eelkorrigeeritud piltidel või olid nende tegemiseks antud konkreetsed eeskirjad, siis nende arvestamine ei valmistanud erilist probleemi. Peamiseks probleemiks piltide töötlemisel oli fooni määramine piltidel. Kui standardsete vaatluste käigus on võimalik fooni hinnata CCD samalt kaardilt, kasutades selleks ala, kus ei ole ühtegi teist objekti, siis antud vaatluste puhul seda teha ei saanud. Põhjuseks on asjaolu, et kaadrid, mis langesid Andromeeda peale, olid täielikult täidetud Andromeeda endaga. Kuna fooni suurus on eri taevapiirkondades erinev ning muutub ka ajas, siis see raskendas fooni määramist veelgi.

Pärast kaadrite põhjalikku analüüsi ning konsultatsiooni teiste astronoomidega, jõudsime järeldusele, et foon, mis Sloani kaadritel esineb, koosneb kolmest komponendist. Esiteks foon, mis tuli määrata igal skaneerimisribal eraldi ning mis määrati riba otstest, väljastpoolt Andromeeda galaktikat. Teiseks foon, mis sõltus ajast. Kuna ajaline sõltuvus oli igas ribas enam-vähem ühesugune, siis ajalise sõltuvuse määrasime kummagi skaneerimise jaoks eraldi, kasutades selleks äärmisi ribasid, kus Andromeeda mõju oli küllaltki tühine. Kolmas fooni komponent pärines teleskoobis hajunud valguselt. Selle mõju tuli eriti hästi esile galaktika keskosale lähedastes kaadrites, kus kaadrist välja jäänud galaktika tuum tõstis kaadris fooni. Selle fooni arvesse võtmiseks kasutasime kattuvaid alasid ribade vahel – fooni määrasime selliselt, et kattuvates alades oleks signaal kummaski ribas sama. Kui esimene fooni komponent oli igas ribas konstante, teine komponent muutus piki riba, siis kolmas komponent muutub nii piki kui ristiriba.

Kui kaadrites paiknev foon sai igas viies filtris korrektselt arvesse võetud, siis sellega oli piltide esmane töötlus teaduslikuks analüüsiks tehtud. Korrektsemaks teaduslikuks analüüsiks me maskeerisime piltidelt välja kõik esiplaanil olevad Linnutee tähed ning Andromeeda naabergalaktikad M32 ja M110. Teadusliku analüüsi tulemustest võib lähemalt lugeda peatselt ilmuvast artiklist ning Tartu Observatooriumi teadusuudisest.

Andromeeda ilupildi viimistlemine

Andromeeda värvipilt sai lõplikult kokku pandud Photoshopis, kus anti ka viimane lihv pildile, et saavutada visuaalselt parim tulemus. Andromeeda pildi töötlemisega Photoshopis tegeles peamiselt Taavi Tuvikene, kuid kriitika ja nõuannetega oli abiks ka Elmo Tempel.

Andromeeda ilupildi tegemisel kasutasime Sloani g,r,i filtreid. Kaks äärmist filtrit jätsime kõrvale, kuna u-filtris olid tähtede kujutised sabadega tänu teleskoobis hajunud valgusele ning z-filtris oli fooni määramine kõige ebakindlam, kuna taeva läbipaistvus muutub selles filtris kõige suuremas ulatuses. Kasutatud g,r,i filtrite pildid teisendasime otse RGB-süsteemi.

Hajunud valgus Sloani teleskoobis. Juuresoleval pildil on näide kõrvalkaadrisse hajunud tähe valgusest. Kaadritevaheline piir asub pildi keskel ning on nähtav triibuna, mis kujutab endast kahe kaadri kattuvat osa. Ülemisel kaadril olev helendus pärineb kaadrist välja jäävalt tähelt. Foto: SDSS.

Eelpool mainitud fooni analüüsimine ning arvesse võtmine andis teaduslikuks analüüsiks piisavalt hea tulemuse. Paraku pärast värvipildi kokkupanekut tekkisid galaktika ümber värvilised halod, mis viitasid fooni ebaühtlustele erinevates filtrites. Kuna erinevused olid väga väiksed, siis nad ei mõjutanud teaduslikku analüüsi, kuid kahjuks visuaalselt olid need halod natuke häirivad. Galaktikate ümber olevate halode maha surumine oli ilupildi kokkupanekul ka üks aspekt, mis nõudis küllaltki delikaatset lähenemist – värvilisi halosid ei saanud täiesti maha suruda, kuna sellega oleks pildilt ära kadunud suur osa niigi nõrkadest taustagalaktikatest.

Pärast vaevarikast tööd Photoshopis õnnestus saada galaktikast pilt, mis pakub visuaalselt naudingut Andromeeda kui terviku vaatamisel kui ka pildil olevate detailide uurimisel. Soovitame ka kõigil huvilistel uurida erinevaid detaile Andromeeda pildil.

Visuaalse naudingu saamiseks vaata täislahutusega Andromeeda ilupilti.

Kosmilise tolmu segav mõju erinevate astronoomiliste objektide vaatlustele on teadlastele hästi tuntud. Kuna tolm neelab sinist valgust rohkem kui punast valgust, siis näivad objektid punasemad kui nad tegelikult on. Lisaks on tolm jaotunud ebaühtlaselt ning seetõttu me saame vaadeldud galaktikate struktuurist moonutatud pildi. Suur osa objekte nii meie galaktikas kui ka väljaspool jääb nähtava valguse lainepikkusel meie eest üldse varjatuks. Kuigi need efektid on teada, jäetakse paljudes uuringutes tolmu mõju siiski arvestamata, sest selle täpne hindamine on keeruline.

Tartu Observatooriumi teadlased lähtusid oma töös energia jäävuse seadusest – valgust neelates kosmilise tolmu osakesed soojenevad ning muutuvad nähtavaks infrapunases ehk soojuskiirguse spektrialas. Kasutades kosmoseteleskoobiga Spitzer saadud infrapunase kiirguse ülesvõtteid, kaardistati tolmu paiknemine ning temperatuur Andromeedas. Leiti, et eristada saab kahesugust tolmu: soojemat, temperatuuriga vahemikus 56..60 K (-217..-209 °C) ning külmemat, temperatuuriga vahemikus 15..25 K (-258..-248 °C). Ehkki infrapunast kiirgust kiirgavad need komponendid ligikaudu võrdselt, on külmema tolmu kogumass ligikaudu 1000 korda suurem; samapalju olulisem on ka tema roll Andromeedast lähtuva tähevalguse neelamisel. Andromeedas, nii nagu ka paljudes teistes galaktikates, paikneb tolm peamiselt suhteliselt õhukeses kettas galaktika tasandis.

Külma tolmu temperatuuri ja intensiivsuse kaart Andromeeda galaktikas

Saadud tolmujaotus võimaldas korrigeerida nähtavas spektripiirkonnas tehtud vaatlusi ning taastada Andromeeda galaktika tegelik struktuur ning heledus. Leiti, et ligikaudu veerand Andromeeda tähtede poolt kiiratud valgusest neelatakse samas galaktikas paikneva tolmu poolt. Huvitaval kombel osutus, et Andromeeda silmapaistvaim komponent – ümara kujuga mõhn – ei ole veidi lapik nagu seni arvatud, vaid pigem sfääriline või isegi pisut piklik galaktika telje suunas.

Kirjeldatud uurimus oli sissejuhatavaks tööks meie naabergalaktika detailsemaks uurimiseks. Galaktika tegelikku heledusjaotust teades on võimalik detailsemalt analüüsida Andromeeda keemilist koostist, dünaamikat ning tumeda aine jaotust.

Allikas: Tolmust puhastatud Andromeeda galaktika (Tartu Observatooriumi teadusuudised)