Astronoomia.eePostitused sildiga '' «

Laniakea, meie suurim kodu

Stella Reino, Elmo Tempel — Wed, 03 Sep 2014 17:30:06 +0000

Astronoomid, analüüsides galaktikate kolmemõõtmelist jaotust ning nende kiiruseid, avastasid, et meie kodugalaktika on osa palju suuremast senitundmatust süsteemist – Laniakea superparvest.

Kosmoloogia üheks suurimaks läbimurdeks võib pidada avastust, kuidas galaktikad ja aine on Universumis jaotunud. Hoolimata suurtest pingutustest, mis on tehtud meie lähiümbruse kaardistamiseks, ei ole senini detailset ülevaadet suureskaalalisest struktuurist, milles Linnutee galaktika asub. Tully ja kaasautorid ajakirja Nature veergudel analüüsisid just viimast probleemi ning kaardistasid detailselt Universumi meie ümber. Nende analüüs näitab, et Linnutee on osa palju suuremast süsteemist kui senini arvatud. Nad nimetavad seda süsteemi Laniakea superparveks. Tully ja kaasautorite artikliga käib kaasa ilus video, mis annab detailse ülevaate meie superparvest ning teda ümbritsevatest struktuuridest.

Läbilõige Laniakea superparvest. Punase värviga on toodud tihedamad piirkonnad Universumis ning tumesinised alad märgivad kosmilisi tühikuid. Kontuuriga on märigtud Laniakea piirjooned. Joonis: SDvision interactive visualization software by DP at CEA/Saclay, France.

Galaktikad ei ole Universumis jaotunud ühtlaselt, leidub nii galaktikarikkaid piirkondi nagu galaktika grupid ja parved ning vaesemaid regioone – kosmilisi tühikuid. Galaktikaparvi ühendavad omavahel galaktikatest moodustunud ahelad ehk filamendid, mis seovad parved veelgi suuremasse kärgstruktuuri. Sellise võrgustiku sees võib leida piirkondi, kus parved, grupid ja filamendid on koodunud tihedamalt kokku ning moodustavad galaktikate superparvi. Superparvede täpsem definitsioon on siiani olnud ebatäpne ning ei ole olnud selge, kuhu tõmmata piir kahe superparve vahele?

Sellele probleemile pakuvad lahenduse Tully ja kolleegid analüüsides Cosmicflows-2 andmeid. Cosmicflows-2 on galaktikate kataloog, mille andmebaasi kuulub info üle 8000 galaktika tegeliku kauguse ja pekuliaarkiiruse (kiirus lokaalse taustsüsteemi suhtes) kohta. Kuni 100 megaparseki (326 miljonit valgusaastat) raadiuses on mõõtmistulemusi mahukalt, kusjuures selline taeva katvuse tihedus on saavutatud esmakordselt. Autorid kasutasid kavalat matemaatilist meetodit (Wieneri filtreerimine), et teisendada andmed galaktikate ruumjaotusest ja pekuliaarkiirustest aine jaotuse kaardiks. Selline tehnika laseb peale aine jaotuse arvutada ka aine dünaamilised omadused ehk kiirusvälja.

Nii on Tully ja kolleegid esmakordselt defineerinud superparve mõiste. Nad tõmbavad superparvede piirid sealt, kus toimub kiirusväljade suundade lahknemine. Superparveks võib niisiis nimetada ruumi, kus kiirusvälja voolujooned on koondunud ühise tõmbepunkti poole, moodustades justkui hiiglasliku nõo, mida mööda veenired alla voolavad. Ka üksteise lähedal asuvad galaktikad võivad liikuda vastassuundades, kumbki naabritest suundumas erineva tõmbeallika poole ning seega kuulumas erinevasse süsteemi.

Meie lähiümbruses (umbes 80 megaparsekit ehk veerand miljardit valgusaastat) märkasid Tully ja kolleegid kaht peamist tõmbeallikat. Üks neist, Perseus-Pisces superparv, on siiani üks suurimaid teadaolevaid struktuure Universumis. Teine, eelnevalt teadmata struktuur, hõlmab voole, mis koonduvad Norma ja Centauruse galaktikaparvede lähedal. Kuna Linnutee kuulub sellesse teise süsteemi, siis see on meie kodu superparv (Laniakea), mille diameeter on 160 megaparsekit ehk ligikaudu pool miljardit valgusaastat ja see haarab ka varem superparvedeks peetud Lokaalset Superparve ja Lõuna Superparve. Meie Linnutee galaktika asub Laniakea äärel, lähedal paigale, kus lokaalsed kiiruste voolude suunad pöörduvad vastupidiseks.

Tully ja kaasautorid rõhutavad, et tõenäoliselt on ka Laniakea omakorda osa millestki veelgi suuremast, mis on kosmilise taustkiirguse (relikt Suurest Paugust) suhtes liikumatu. Nende suurim eesmärk on kaardistada Universum meie ümber sellistes mõõtmetes, et selguks, mis paneb meid liikuma kosmilise taustkiirguse suhtes. Kuigi mõõtmistulemusi on praegu kuni 400 megaparseki raadiusesse kuuluvate galaktikate kohta, on täpsemaks analüüsiks neid piisavalt vaid umbes 100 megaparseki raadiuses ning edasiseks analüüsiks on vaja tegelikke kauguste hinnanguid ka kaugemate galaktikate jaoks. See on ülesanne, mis pakub väljakutseid, kuid eduka lahendamise korral aitab mõista, kuidas on tekkinud struktuurid meie ümbruses.

Elmo Tempel, analüüsides Tully ja kolleegide töö tähtsust, toob välja põhjused, miks kohaliku Universumi suureskaalalise jaotuse uurimine on oluline. Esiteks, meile lähedases Universumis on võimalik uurida galaktikasüsteeme palju detailsemalt kui see on võimalik kaugemate struktuuride puhul. Teiseks, kohaliku Universumi morfoloogia on oluline, et täpselt määrata kosmoloogilisi parameetreid nagu näiteks tumeenergia, mis arvatavasti põhjustab Universumi kiirenevalt paisumist. Kolmandaks, kohalike kosmiliste struktuuride analüüs, annab infot selle kohta, kuidas Linnutee galaktika on tekkinud ning aitab mõista galaktikate tekke protsesse üldisemalt.

Lõpetuseks tõstaks esile autorite pakutud nime Laniakea, mis on pärit hawaii keelest, kus „lani“ tähendab „taevast“ ja „akea“ tähendab „mõõtmatut“. See on kohane nimi suurimale struktuurile, milles me elame.

Artiklid:

The Laniakea supercluster of galaxies (Tully et al., 2014, Nature, 513, 71)
Meet the Laniakea supercluster (Tempel, 2014, Nature 513, 41)

Video: http://irfu.cea.fr/laniakea

Kas suureskaalaline ümbrus mõjutab galaktikagrupide omadusi ning nende galaktilist koostist?

Tartu Observatoorium — Fri, 19 Oct 2012 11:48:45 +0000

Teadusuudises nr. 21 (08.05.2012) kirjutasime, et rikaste galaktikaparvede ning superparvede omadused on seotud. Suurem osa galaktikaid Universumis paikneb aga põhiliselt vaestes galaktikagruppides. Heidi Lietzen Tuorla Observatoriumist koos Pasi Nurni, Pekka Heinämäki, Elmo Tempeli, Enn Saare ja Maret Einastoga uurisid, kas galaktikagruppide ning nendes asuvate galaktikate omadused on seotud gruppide suureskaalalise ümbruse omadustega. Töös kasutati Sloani digitaalse taevaülevaate (SDSS) andmete põhjal koostatud galaktikagruppide kataloogi ning võrreldi tervet hulka gruppide ning nende galaktikapopulatsioonide omadusi erinevas suureskaalalises (tühikutest superparvedeni) ümbruses.

Passiivsete ja tähetekkega galaktikate suhtarvud sõltuvalt gruppide heledusest neljas suureskaalalise tiheduse vahemikus.

Leiti, et superparvedes asuvates gruppides on suhteliselt rohkem passiivseid, elliptilisi galaktikaid kui hõredamad ümbruses paiknevates gruppides. Suure tihedusega ümbruses (superparvedes) paiknevad grupid on suurema heledusega ning nad sisaldavad suhteliselt rohkem passiivseid, elliptilisi galaktikaid kui hõredamas ümbruses paiknevad sama rikkusega grupid. See näitab, et galaktikate omadusi mõjutavad mitmed protsessid, mille efektiivsus sõltub objektide suureskaalalisest ümbrusest.

Superparvede ja rikaste galaktikaparvede omadused on seotud

Tartu Observatoorium — Tue, 08 May 2012 17:12:18 +0000

Aine jaotust Universumis saab kirjeldada kui superparvede-tühikute võrgustikku. Selle võrgustiku moodustavad enamasti gruppidesse ja parvedesse kuuluvad galaktikad, kosmilise võrgustiku suurimateks süsteemideks on galaktikate superparved. Galaktikaparvede omaduste uurimine kosmilises võrgustikus annab infot nii parvede endi kohta kui superparvede ja kosmilise võrgustiku kohta tervikuna.

Tartu ja Tuorla Observatooriumi teadlased Maret Einasto, Juhan Liivamägi, Elmo Tempel, Pasi Nurmi ja teised uurisid Sloani Digitaalse taevaülevaate põhjal Elmo Tempeli, Erik Tago ja Juhan Liivamäe poolt koostatud galaktikagruppide kataloogi rikaste galaktikaparvede ehituse seoseid parvede suureskaalalise ümbrusega. Nende galaktikaparvede ehitusest oli juttu Teadusuudises nr. 20 (05.03.2012).

Galaktikate taevajaotus (vasakul) ja taevajaotus vs. galaktikate kiirused (paremal) ämblik-tüüpi superparves SCl 352 kahe rikka, mitmekomponendilise galaktikaparvega.

Tartu ja Tuorla teadlased näitasid, et rikkad galaktikaparved asuvad tihedusvälja suure tihedusega piirkondades, kusjuures mitmekomponendilised parved paiknevad suurema tihedusega ümbruses kui ühekomponendilised parved. Isoleeritud galaktikaparved on väiksema heledusega kui superparvedes asuvad parved, ning nende korral on alamstruktuuride olemasolu tõenäosus väiksem. Kõige suurema heledusega galaktikaparved asuvad superparvede tuumades. Töös määrati kõikide nende superparvede morfoloogiline tüüp, kus oli rikkaid galaktikaparvi, ning leiti, et ämblik-tüüpi morfoloogiaga superparvedes asuvate parvede korral on alamstruktuuride tõenäosus ning peagalaktika omakiirus suuremad kui filament-tüüpi superparvedes asuvatel parvedel. Seega on ka superparvede morfoloogia üheks teguriks, mis mõjutab neis paiknevate galaktikaparvede omadusi. Miks see nii on, sellele annab vastuse mudelsuperparvede uurimine.

Teadusuudises nr. 19 (02.12.2011) kirjutati sellest, et kosmilise võrgustiku tekkes on oluline pideva tihedushäirituste spektri olemasolu, mille mõjul suurema lainepikkusega häiritused võimendavad väiksema lainepikkusega häiritusi lainete maksimumide piirkonnas (superparved, filamendid) ja suruvad alla väiksema lainepikkusega häiritusi lainete miinimumi lähedal (kosmilistes tühikutes). Galaktikaparved ja superparved tekivad piirkondades, kus keskmise ja suure lainepikkusega tihedushäiritused liituvad sarnastes ületiheduse faasides. Rikkamad galaktikaparved saavadki tekkida ainult suure tihedusega piirkonnas. Täpsemate seoste uurimine galaktikaparvede ehituse ja nende ümbruse vahel seisab alles ees.

Rikkad galaktikaparved on alles moodustumas

Tartu Observatoorium — Sat, 07 Apr 2012 18:27:42 +0000

Suurem osa galaktikaid Universumis paikneb süsteemides vaestest galaktikagruppidest rikaste parvedeni. Enamasti käsitletakse rikkaid galaktikaparvi kui väljakujunenud, gravitatsiooniliselt seotud ning dünaamilises tasakaalus olevaid süsteeme. Sellel oletusel põhineb mitmete galaktikaparvede parameetrite määramine, sealhulgas näiteks massi määramine.

Tartu ja Tuorla Observatooriumi teadlased Maret Einasto, Jaan Vennik, Elmo Tempel, Pasi Nurmi, Antti Ahvensalmi, Pekka Heinämäki ja teised otsustasid ühiselt seda oletust kontrollida, uurides Sloani Digitaalse taevaülevaate põhjal Elmo Tempeli, Erik Tago ja Juhan Liivamäe poolt koostatud galaktikagruppide kataloogi rikaste galaktikaparvede ehitust. Nad kasutasid tervet hulka 3D, 2D ja 1D meetodeid galaktikaparvede ehituse ning galaktikate kiiruste jaotuse uurimiseks ning uurisid eraldi ka parvede peagalaktika asukohta ning omakiirust.

Mitmekomponendiline galaktikaparv Gr34726. Vasakpoolne joonis näitab galaktikate jaotust taevas (kraadides), märkide suurus on võrdeline alamstruktuuride tõenäosusega. See näitab alamstruktuure parve keskosas. Keskmine ja parempoolne joonis näitavad galaktikate taevajaotust (kraadides) vs. galaktikate kiiruseid (100 km/s). Erinevad värvid vastavad 3D normaaljaotuste modelleerimisel leitud komponentidele, punane märk näitab peagalaktika asukohta.

Galaktikaparvede peagalaktikate kaugused parve (alamparve) tsentrist. Mitmekomponendilised parved: hall punktiir tähistab kaugust parve tsentrist, punane joon kaugust lähima komponendi tsentrist. Sinine kriipsjoon näitab kõige heledamate galaktikate kaugust selle komponendi tsentrist, kus nad asuvad. Ühekomponendilised parved: tumeroheline kriipsjoon tähistab peagalaktika kaugust parve tsentrist, heleroheline joon kolme kõige heledama galaktika minimaalset kaugust parve tsentrist.

Tartu ja Tuorla teadlaste arvutused näitasid, et enam kui 4/5 galaktikaparvedel on alamstruktuurid. Paljudes galaktikaparvedes on peagalaktikate omakiirused suured. Peagalaktikad asuvad enamasti ühe komponendi tsentri lähedal, kuid sageli ei ole see keskne komponent parves. Ühekomponendilisi, tõenäoliselt dünaamilises tasakaalus olevaid galaktikaparvi on väga vähe. Need tulemused näitavad, et galaktikaparved on dünaamiliselt noored ning alles välja kujunemas. See tõstatab küsimuse, kas praegu kasutatavad meetodid galaktikaparvede parameetrite määramiseks annavad tõepäraseid tulemusi ning seab kahtluse alla populaarse tumeaine halo mudeli, mille järgi galaktikaparved vastavad tumeaine halodele, kus peagalaktika asub alati parve tsentris ning parved ise on gravitatsiooniliselt seotud, väljakujunenud süsteemid. Pasi Nurmi tehtud mudelarvutused näitavad, et hiljutised galaktikagruppide liitumised mudelites viivad samasuguste alamstruktuuride olemasoluni mudelites nagu vaatlustest leitud parvedes.

Antud uurimus galaktikagruppide struktuuri kohta oli samm lähemale mõistmaks galaktikagruppide ehitust ning nende teket. Koostatud galaktikagruppide kataloog võimaldab uurida palju detailsemalt galaktikate ja gruppide teket ning nende seost ümbritseva keskkonnaga. Sellesuunalisi uuringuid ongi juba alustatud ning on lootust, et me kunagi jõuame ka arusaamani, kuidas galaktikagrupid ja galaktikad tekivad.

Superparved osutusid lihtsamaks kui varasemalt arvatud

Tartu Observatoorium — Thu, 01 Sep 2011 07:31:26 +0000

Kosmilise superparvede-tühikute võrgustiku suurimate süsteemide – superparvede omaduste uurimine aitab mõista struktuuri teket ja arengut Universumis.

Tartu Observatooriumi teadlased Maret Einasto, Juhan Liivamägi, Enn Saar, Jaan Einasto, Elmo Tempel ja Erik Tago koos Vicent Martineziga Valencia ülikoolist uurisid Sloani Digitaalse Taevaülevaate andmete põhjal leitud superparvede omadusi, kasutades selleks mitmemõõtmelise statistika valda kuuluvat peakomponentide analüüsi. Varem uuris seesama töörühm superparvede morfoloogiat (vaata teadusuudist 24. mail 2011).

Peakomponentide analüüsi on astronoomias varem kasutatud tähtede, galaktikate, galaktikagruppide ning tumeaine halode omaduste uurimisel. Superparvede omadusi analüüsiti nüüd niimoodi esmakordselt. Tartu kosmoloogid uurisid seoseid superparvede füüsikaliste ja morfoloogiliste omaduste vahel ja otsisid superparvede võimalikke alampopulatsioone. Nende töö näitas, et seosed superparvede omaduste vahel on üllatavalt tihedad. Ka varem oli teada, et suurema heledusega superparved on ühtlasi ka suuremad, rikkamad ning keerulisema morfoloogiaga, kuid nii tugevate korrelatsioonide olemasolu nagu käesolevad töös leitud, oli ootamatu. Kaks esimest peakomponenti võtavad arvesse peaaegu kogu superparvede omaduste varieeruvuse ning määravad ära nn. superparvede omaduste fundamentaalse tasandi. Tartu kosmoloogid tuletasid sellel tasandil superparvede skaleerimisseose, mis ennustab superparvede heledust läbimõõtude ja kujude põhjal. Leiti ka, et superparved võib jagada kaheks populatsiooniks heleduse järgi ning heledamad superparved omakorda jagunevad kuju järgi piklikumateks ning ümmargusemateks. Neid populatsioone kirjeldavad erinevad skaleerimisseosed.

Mitmete populatsioonide olemasolu viitab sellele, et superparvede arengus on olnud erinevusi, mis mõjutavad superparvede omadusi. Praegu ei ole veel selge, kuidas kosmoloogilised mudelid seletavad superparvede omaduste tugevat korrelatsiooni ning seda, et superparvi saab kirjeldada vaid väikese arvu füüsikaliste ja morfoloogiliste parameetrite abil. Mudelsuperparvede uurimine aitab aru saada, missugune kosmoloogiline mudel kirjeldab vaadeldud superparvi kõige paremini.