Ka Marss liigub eelöeldud kombel, kuid näiteks Maaga võrreldes on Marsi orbiit piklikum. Seega vastassseisud, kui Marss on Maale lähimates asendites ja paistab kogu öö, korduvad rohkem kui 2-aastaste vahedega, ei ole võrdsed. Kõige lähemale jõuab Marss Maale 15 või 17-aastaste vahemike tagant ja neid vastasseise nimetatakse suurteks. Üks selline suur vastasseis toimus 1877. aastal. Sel aastal toimus mitmeid sündmusi, nt. Vene-Türgi sõda. Lähestikku paiknevaid heledat Marssi ja tuhmimat Saturni peeti siis sõdivate vaenupoolte taevasteks kehastajateks. Sama suure vastasseisu ajal toimus muudki. Ameerika astronoom Asaph Hall avastas Marsi kaks kääbuskaaslast. Nimes sai neile Phobos ja Deimos, tõlkes Õudus ja Hirm. Ikka selle Marsi punase värvi tõttu.
Lisaks sellele vaatles samal ajal Itaalia astronoom Giovanni Schiaparelli Marsil kujuteldavat joontevõrgustikku, mis tolle aja “sotsiaalmeedias” sai nimetatud “kanaliteks“. Taas said hoogu sisse teooriad, mis rääkisid asustatud Marsist. Paljud astronoomid seda siiski ei uskunud, sest ei õnnestunud neil “kanaleid” vaadelda.

Tasapisi, 20. sajandi keskpaiku, hakkasid arenema ja teostuma plaanid kosmoselendudest. Esimene ameeriklaste aparaat, mis Marsist 15. juulil 1965 möödus, oli Mariner 4. Esimene Marsi orbiidile (30. mail 1971. aastal) jõudnud aparaat oli Mariner 9. Esimene õnnestunud (jällegi NASA) aparaadi (Viking 1 maandur) maandamine Marsile toimus 20. augustil 1975. aastal.
Võib öelda, et 70-ndail uuriti Marssi päris hoolega ja loomulikult kadus “kanalite” ja “Marsi-mehikeste” idee kiirelt prügikasti.Teisest küljest saadi huvitavaid fotosid Marsi pinnvormide, sh kanjonite kohta. Samuti sai selgeks põhjus, miks Marss on punakas: planeedi pinnal on suhteliselt palju rauda ja liiva, see annab Päikese Marsi pinnalt peegeldunud valgusele eelistatult punakasoranzi tooni.

Peale 1970-ndaid tuli Marsi lähiuurimisel peaaegu 20-aastane paus, kuni see 1990-ndate teisest poolest alates jälle hoo sisse sai. Loomulikult ei ole kaugeltki igat plaanitud ja ka lendu lastud Marsi-missiooni saatnud edu, kuid ärgem antud loos sellele keskendume.
Marssi uuritakse praegu hoolega. Praeguse seisuga “roomab” Marsi pinnal edukalt ringi kaks NASA kulgurit: Opportunity alates 8. juulist 2003. aastal ja Curiosity alates 26. novembrist 2011. aastal.

Orbiidil ümber Marsi tiirutab praegu koguni 5 kosmoselaeva.
Need on järgmised:

1) Mars Odyssey alates 7. aprillist 2001 (NASA);
2) Mars Express alates 2. juunist 2003 (ESA);
3) MRO alates 12. augustist 2005 (NASA);
4) Mars Orbiter Mission alates 5. novembrist 2013 (ISRO (India));
5) MAVEN alates 18. novembrist 2013 (NASA).

Just MRO (Mars Reconnaissance Orbiter – Marsi Luuraja Orbiidil) on siis hiljutine “päevakangelane”.
Juba varem sai meie jutus mainitud Marsi kanjoneid. Kohati on sellised madalamad ja pikergused piirkonnad nagu “maha joonistud” maapealsed jõesängid.See on andnud pikka aega alust kahtlusteks, et Marsi pinnase sees on leidunud või siis võiks ka praegu olla vett, mis mõnikord lühiajaliselt ka planeedi pinnale välja murrab, tekitades uue jõesängi.

Vee jäljed Marsil

Marsi ümber tiirutav MRO leidis hiljuti uusi tõendeid vee aeg-ajalt planeedi pinnal voolamise kohta. Tõsi küll, vett ennast pole ikka veel tabatud. Avastus ise oli järgmine.

MRO spektromeetri abiga avastati keemiliselt veega töödeldud mineraale järskude küngaste nõlvadel, mida oli varem vaadeldud kui lihtsalt imelikke triipe. Sellised tumedapoolsed triibud näivad vaikselt hääbuvat ja tekkivat sesoonselt, st neil kaljunõlvadel tekib vool soojal aastaajal ja kaob külmal aastaajal. Arvatakse, et sellisted nähtused, lühidalt siis vee voolamine mõnel järsul nõlval, tuues kaasa veega seotud mineraalide tekke, võivad tekkida mitmes erinevas kohas Marsi pinnal, kui temperatuur ületab -23 kraadi Celsiuse järgi.

Tuletame meelde, et aastaajad on Marsil tegelikult täiesti olemas, sest Marsi telje kalle orbiidi tasandi suhtes on väga lähedane Maa omale. (Muuseas, ka Marsi ööpäev on veidi pikem Maa ööpäevast). Teisest küljest muidugi on tingimused Marsil ja Maal nagu “öö ja päev”. Marsil on väga hõre, peamiselt süsihappegaasist koosnev atmosfäär, mis paistab kenasti läbi. Olles Päikesest kaugemal kui Maa, on Marsi peal märksa külmem kui Maal ning vaid päris harva võivad esineda tingimused, kui temperatuur tõuseb üle 0 kraadi. Selles kontekstis on -23 kraadi Marsi jaoks soe küll…

Külmades tingimustes muidugi ei saagi eriti ette tulla, et voolavat vett otse tabada, sest pinna alt välja tungides külmub vesi kiiresti ja kattub peatselt Marsi liivakihiga, sest kuigi atmosfäär on õhuke, on ta olemas ja tuuledki loomulikult eksisteerivad. Kui Marss on periheelis, läheb Marsi peal ka veidi soojemaks. Siis on parimad tingimused “sulailmadeks” ja voolava vee leidmiseks. Teisalt, siis saab Marsi atmosfäär samuti lisaenergiat ning tihti tulevad just siis ette kogu planeeti katvad tolmutormid.

Marsi suured oletatavad kuivanud jõesängid võivad viidata, et miljardeid aastaid tagasi oli Marsil rohkem vett ja seda voolas suisa jõgedena. Selle hüpoteesi valguses tundub, et mingi suur kliimamuutus on Marsilt vee ja tihedama atmosfääri “minema viinud”.
Vee otsinguil Marsil on olnud abi ka planeedi atmosfääri uurimisel. Nimelt on sealt leitud ka veeauru. Vähe küll, kuid ikkagi.

Mis on kõigi nende vee-otsingute eesmärk? Eks ikka see, mida unistasid juba antiiksed inimesed “punast planeeti” vaaates. Et vaatamata kõigele senisele ebaedule elu otsinguil Marsil see siiski seal võiks äkki leiduda. Ehkki vaid väga primitiivsel kujul. Marslasi “klassikalises” mõttes pole muidugi oodata…

Uuringud ja otsingud jätkuvad!

Kosmoseteleskoop Hubble ülimalt detailne pilt kolmest tolmusambast Kotka udukogus (paremal). Vasakul on toodud Hubble originaalpilt samast taevaalast üles võetud 1995 aastal. Foto vasakul: NASA/ESA/STScI/J. Hester ja P. Scowen (Arizona State University); paremal: NASA/ESA/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Kosmoseteleskoop Hubble pilt tolmusammastest lähi-infrapunases spektripiirkonnas. Lähis-infrapuna valgus läbib enamuse udukogus olevast gaasist ja tolmust, paljastades seeläbi tähed udukogu tagaplaanil ning ka tolmusammaste sees. Siiski, osad tolmusamba piirkonnad on nii tihedad, et isegi lähis-infrapuna valgus ei suuda neid läbida. Foto: NASA/ESA/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Võrreldes 1995 ja 2014 aaste pilte, on võimalik märgata kitsaid joa-laadseid moodustisi, mis paiskuvad eemale äsja tekkinud noortest tähtedest. See on üks väheseid piirkondi universumis, kus on võimalik nii detailselt jälgida protsesse, mis kaasnevad uute tähtede tekkimisega. Tõenäoliselt on ka meie Päike moodustunud analoogses tähetekke piirkonnas. Päike oli kunagi üks täht noores täheparves, mille massiivsemad tähed plahvatasid supernoovana, mille tulemusena ümbritsev gaasipilv laiali puhuti. Ka Kotka udukogu ootab kunagi sama saatus.

Kosmoseteleskoop Hubble detailseim ülesvõte tolmusammastest Kotka udukogus nähtavas valguses. Pildil nähtavad udukogu sambad on ligikaudu 5 valgusaastat kõrged. Foto: NASA/ESA/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

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.

Kosmoseteleskoop Fermi on tänapäeval kõige moodsam gammakiirguse teleskoop, mille peamine ülesanne on kaardistada kogu taevas. Teleskoop on taevast kaardistanud juba üle nelja aasta ning selle aja jooksul on kogunenud kriitiline kogus andmeid uurimaks kõrgel energial gammakiirguse spektrit. Fermi andmeid kasutades avastatigi 2012. aasta kevadel Linnutee tsentrit ümbritsevast piirkonnast üks “veider” signaal: üldiselt siledas kosmilise gammakiirguse spektris on nähtav suhteliselt terav maksimum. Sellist teravat maksimumi, mille energia on umbes 130 GeV, on tavaliste astrofüüsikaliste objektidega väga raske seletada. Samas kui eeldada, et tumeaine on osakestefüüsika päritolu, siis tumeaine annihilatsioon monokromaatseks gammakiirguseks tekitabki spektris sellise terava tipu.

Uurimuse autorid, Elmo Tempel, Martti Raidal ja Andi Hektor, näitasid esimesena, et gamma-joone signaal tuleneb üsna täpselt Galaktika keskmest ning ei ole seotud ühegi varem teadaoleva astronoomilise objektiga nagu näiteks “Fermi mull“. Lisaks Galaktika keskmele leidsid autorid samasuguse signaali lähedastest galaktikaparvedest.

Kui eeldada, et tegemist on tumeaine annihilatsiooni signaaliga, siis kõige realistlikumad osakestefüüsika mudelid ennustavad kahe lähestikku asuva joone olemasolu. Kui vaadata gamma-joone morfoloogiat lähemalt, siis on tõepoolest näha, et lisaks tugevale 130 GeV joonele on olemas natuke nõrgem 110 GeV joon. Kuna täpselt samasugune joonte dublett on nähtav nii Galaktika keskmes kui galaktikaparvedes, siis kahest sõltumatust kohast leitud täpselt samasugune jaotuse maksimum näitab, et väga suure tõenäosusega signaal pärineb tumeainest.

Kosmoseteleskoop Fermi gammakiirguse spekter. Punktiirjoon tähistab teoreetilist taustkiirgust, must pidevjoon märgib vaadeldud taustkiirgust. Punane joon koos halli alaga näitab Galaktika keskmes mõõdetud gammakiirguse spektrit koos statistiliste vigadega. Vertikaalsed punktiirjooned märgivad 110 ja 130 GeV energiaga maksimumide asukohti.

Tumeaine päritolu küsimus on fundamentaalfüüsika kõige tähtsam küsimus. Fermi mõõtmine võib osutuda esimeseks kindlaks signaaliks tumeaine annihilatsioonidest, mis omakorda võimaldab määrata tumeaine päritolu. Kui avastatud gamma-joon osutub esimeseks tumeaine signaaliks osakestefüüsikas, siis ei ole tegu lihtsalt teadussaavutusega – tegu on inimkonna maailmavaadet muutva avastusega.

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.

Vaadates galaktikate suureskaalalist jaotust, näeme, et galaktikad on koondunud parvedesse, mida omavahel ühendavad galaktikate ahelad ehk filamendid. Galaktikate filamendid on peamised struktuurid galaktikate jaotuses, mille mõõtmed ulatuvad kuni kümnete megaparsekiteni (1 parsek = 3.26 valgusaastat). Olgu võrdluseks toodud, et galaktikate gruppide tüüpiline suurus on üks megaparsek ning galaktikate suurused ulatuvad kuni 100 kiloparsekini. Selline galaktikate filamentide võrgustik moodustab nn Universumi kärgstruktuuri. Kaks kolmandikku tänapäevases Universumis asuvatest galaktikatest on spiraalgalaktikad (ülejäänud kolmandik on suurelt jaolt elliptilised galaktikad), mis pöörlevad ümber oma telje. Galaktikate pöörlemine on galaktikate tekke juures loomulik nähtus. Lahendamata on aga küsimus, kas ja kuidas galaktikate pöörlemisteljed on seotud galaktikate ahelate ehk filamentidega? Kas galaktikate tekkimine on seotud filamentide tekkimisega? Seda probleemi uurimuse autorid püüavadki lahendada.

Galaktikate filamendid Universumi kärgstruktuuris. Sinised täpid tähistavad galaktikaid ning punased jooned märgivad filamente.

Uurimuse autorid leidsid, et spiraalsete ja elliptiliste galaktikate pöörlemisteljed on jaotunud galaktikate filamentide suhtes erinevalt. Spiraalgalaktikate pöörlemisteljed asuvad eelistatult paralleelselt filamentidega, seevastu elliptiliste galaktikate lühemad poolteljed (mis enamasti on ka pöörlemisteljed) on eelistatult risti filamentidega. Antud tulemused sobituvad üsna hästi hiljutistest N-keha simulatsioonidest saadud tulemustega. Nende kohaselt, spiraalgalaktikad tekivad rahuliku arengu käigus, kus gaas langeb pidevalt galaktikatesse, mis eelistatult toimub risti filamentidega. See omakorda tähendab, et galaktikate pöörlemisteljed on eelistatult paralleelsed filamentidega. Elliptilised galaktikad seevastu tekivad galaktikate põrgete tulemusel, mis peamiselt toimuvad piki filamenti. Seega elliptiliste galaktikate pöörlemisteljed on risti filamentidega. Selline pilt galaktikate tekkest on küll tugevalt lihtsustatud, kuid arvestades, et leitud korrelatsiooni signaal on väga nõrk, siis suures plaanis on see lihtsustus korrektne.

Elliptiliste galaktikate pöörlemistelgede jaotus filamentide suhtes. Jaotus näitab, milline on nurk (täpsemalt nurga koosiinus) galaktikate pöörlemistelgede ja filamendi telje vahel. Kui cos(i)=1, siis pöörlemistelg on paralleelne filamendiga ning kui cos(i)=0, siis pöörlemistelg on risti filamendiga. Hall ala joonisel näitab juhuslikku jaotust: kui vaadeldud korrelatsioonisignaal (punane joon) jääb halli ala sisse, siis tulemus ei ole statistiliselt usaldusväärne. Jooniselt on näha, et elliptiliste galaktikate hulgas leidub rohkem selliseid, mille pöörlemisteljed on peaaegu risti filamentidega.

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.

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.

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.

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.

Seda probleemi uuris Jaan Einasto ja tema juhitav töörühm: Ivan Suhhonenko, Enn Saar, Elmo Tempel, Juhan Liivamägi, Gert Hütsi ja teised astronoomid koostöös Volker Mülleriga Potsdamist ja Aleksei Starobinskiga Moskvast.

Erineva lainepikkusega häirituste mõju selgitamiseks kasutati lainikute meetodit, mis võimaldab eraldi vaadelda eri lainepikkusega häirete mõju. Selleks arvutatakse esmalt suure lahutusega tihedusväli, ning seeria tihedusvälju, kus iga järgneva välja lahutus on 2 korda väiksem eelmisest, see tähendab tihedusväli määritakse laiali 2 korda suuremal määral. Lainikute seeriad leitakse järjestikuste tihudusväljade lahutamisel teineteisest, nii et iga järgnev lainik esindab 2 korda suurema lainepikkusega tiheduslaineid.

Sloani taevaülevaate tihedusväli ja selle lahutamine erineva lainepikkusega lainikuteks. Ülemisel vasakpoolsel pildil on esitatud originaalne suure lahutusega heledustiheduse väli, ülemisel parempoolsel pildil sama väli, mille eri lainete faasid on muudetud juhuslikuks. Alumistel piltidel on kujutatud tihedusvälja lahutamine lainikuteks kaskmise lainepikkusega 256, 128, 64 ja 32 Mpc.

Et saada pilti erineva lainepikkusega lainete tegelikust mõjust Universumi struktuurile uuriti esmalt tegelikku tihedusvälja Sloani Digitaalse Taevaülevaate (Sloan Digital Sky Survey – SDSS) põhjal. Selleks leiti SDSS ekvatoriaalse taevaala 2-dimesiooniline heledustiheduse väli ja lõigati sellest välja ruudukujuline ala, mis on kujutatud joonisel 1 vasakul ülemisel pildil. On näha galaktikakettide ahelad, superparved ja tühikud, kõige heledam superparv on Sloani suure seina heledaim superparv pildi keskel, superparv N13 Einasto (2003) kataloogis. Joonise ülemisel parempoolsel pildil on näha sama ala, mis on Fourier teisendusega muudetud selliselt, et kõigi tiheduslainete amplituudid on jäetud endiseks, aga lainete faasid on muudetud juhuslikuks. Piltide võrdlus näitab, on parempoolsel pildil kogu kosmiline võrgustik galaktikakettide, superparvede ja tühikutega kadunud, ei leidu isegi rikkaid galaktikaparvi. See test näitab, et kosmilise võrgustiku tekkimisel on tiheduslainete faasidel oluline roll.

Joonise 1 järgmistel piltidel on kujutatud sama tihedusväli eri lainepikkusega lainikuteks jaotatuna. Kõige suurema lainepikkusega lained on esitatud joonise keskmise rea vasakpoolsel pildil, nende lainete keskmiseks lainepikkuseks on 256 Mpc, järgnevatel piltidel on keskmiseks lainepikkuseks 128, 64 ja 32 Mpc. Superparved numbrid on antud keskmisel parempoolsel pildil. 256 Mpc lainete pildis domineerivad superparved N20, N13 ja N02. Järgmisel pildil kuuluvad need superparved samuti kõige heledamate hulka, on lisandunud superparved N23 (nähtav ka eelmisel pildil), N15 ja N04. Viimased kaks superparve on olulised selle poolest, et nad asuvad piirkonnas, kus eelmisel lainikul oli näha vastava tiheduslaine miinimum.

Järgmistel piltidel lisandub peamiselt superparvede detaile – paljud superparved koosnevad parvede ahelikest, nende olemasolu ongi nähtav joonise 1 alumise rea piltidel. On iseloomulik, et nendel lainepikkustel nähtavate parvede paigutuses on teatav korrapära – parved moodustavad ahelikke, kus parvede omavaheline paigutus on regulaarne.

Kui võrrelda erineva lainepikkusega tihedushäiritusi, siis jõuame tulemusele, et superparved tekivad kohtades, kus erineva lainepikkusega suured ja keskmised lained liituvad sarnastes ületihedusega faasides, see tähendab, et eri lainepikkusega lainete faasid on teatud määral sünkroniseeritud. Superparved on seda rikkamad, mida suurem on lainepikkus, kus selline lainete sünkroniseerimine aset leiab. Analoogiliselt lainete ületiheduste sünkroniseerimisega toimub ka alatiheduste sünkroniseerumine – nendel aladel tekivad kosmilised tühikud.

Tihedusvälja arengut uuriti kosmoloogiliste simulatsioonide abil. Uuriti suurte lainete mõju kosmilise võrgustiku skaalale, superparvede ja tühikute rikkusele ja tühikute omadustele. Erineva lainepikkusega tihedushäirituste uurimiseks kasutati simulatsioonide pakette, mis erinesid üksteisest häirituste maksimaalse lainepikkuse poolest, põhimudelil on esindatud kõik lained, kärbitud mudelitel on suure lainepikkusega häiritused ära lõigatud skaaladel 8, 16, 32, 64 ja 128 Mpc/h (h on Hubble parameeter ühikutes 100 km/s megaparseki kohta). Arvutati mudelid kuubi serva pikkusega 100, 256, 512 ja 768 Mpc/h, seejuures oli osakeste ja kuubi rakkude arv 256 kuubis või 512 kuubis. Enamus arvutusi tehti Tartu Ülikooli arvutuskeskuses, mõned Potsdami Astrofüüsika Instituudis ja Tartu Observatooriumi uues arvutuskeskuses.

Mudeli M256 (kuubi serva pikkus 256 Mpc/h) seeria tihedusväljad praegusel momendil. Ülemine vasakpoolne pilt kujutab põhimudelit, kus on esindatud kõik tihedushäiritused, teised mudelid on kärbitud, ülemisetel piltidel lainepikkustel 128 ja 64 Mpc/h. Alumisel vasakpoolsel pildil on lõigatud vahepealse lainepikkusega lained vahemikus 8–64 Mpc/h, järgmistel piltidel on lõigatud suured lained lainepikkusega üle 16 ja 8 Mpc/h.

Suurte lainete mõju mudelitele on kujutatud joonisel 2, kus on esitatud mudeli M256 seeria tihedusväljade 2-dimensioonilised lõiked erinevate kärbete korral, kärbete andmed on toodud joonise allkirjas. Nagu piltidelt näha, on kosmilise võrgustiku iseloomulik skaala (rikaste superparvede omavaheline kaugus) määratud suurima mudelis esindatud tihedushäirituse lainepikkusega. Kui puuduvad keskmise lainepikkusega tihedushäiritused, siis kaob filamentide võrgustik – on jäänud suured sisemise struktuurita superparved, amorfsed ületiheduse piirkonnad superparvede vahel, tühikutes puudub iseloomulik nõrkade galaktikakettide (filamentide) võrgustik.

Mudeli M256 suure lahutusega tihedusvälja ja lainikute 2-dimensionaalsed pildid. Vasakpoolses tulbas on toodud tihedusväli, järgmistes tulpades lainikud keskmise lainepikkusega 64, 32 ja 16 Mpc/h. Ülemises reas on toodud andmed praegusel momendil, mis vastab punanihkele z=0, järgmistes ridades on pildid, mis vastavad varasematele arengumomentidele punanihetel 1, 2 ja 10. Lainikute kujutamisel on värviskaala valitud selliselt, et lineaarse arengu korral on värvid eri punanihetel samasugused. Roheline, kollane, punane ja valge värv tähistavad kasvava ületihedusega piirkondi, sinine värv alatihedusega piirkondi.

Joonisel 3 on kujutatud M256 põhimudeli ja selle lainikute arengut. Joonis näitab, et suure lainepikkusega häirituste muster ajas praktiliselt ei muutu, kasvab vaid lainete amplituud, nagu on oodata tihedushäirituste lineaarse arengu korral. Keskmise lainepikkusega häirituste muster muutub, kuid üsna vähe, olulised mustri muutused on nähtavad vaid väikeste lainete puhul. Teiseks näitab eri lainepikkustega lainikute võrdlus, et erineva lainepikkusega lainete maksimumide asukohad kattuvad, see tähendab, et erineva lainepikkusega lainete arengus toimub lainete faaside sünkroniseerimine.

Selgub, et vaid väikeste tiheduslainete olemasolu korral tekivad tihendid igal pool, aga nad on väga nõrgad. Arengu käigus võimenduvad need väikesed lained, mis satuvad suurema lainepikkusega lainete maksimumide piirkonda. Selliselt toimub järk-järgult ikka suurema lainepikkusega lainete sünkroniseerimine. Kõige rohkem võimenduvad lained, mis asuvad suurimate lainete maksimumide ja lainete esimese harmooniku (ülemtooni) maksimumide piirkonnas.

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). Selline erineva lainepikkusega tiheduslainete maksimumide ja miinimumide sünkroniseerimine on tiheduslainete arengu oluline tegur, mis tekitab esialgsest juhuslikust tihedusväljast vaadeldava kosmilise võrgustiku. Võrgustiku skelett tekkis juba Universumi arengu väga varajasel etapil arengu inflatsiooni ajal.

Meie uuringu põhitulemused on järgmised:

• Galaktikate ahelatest koosneva kosmilise võrgustiku tekkimisel omab suurt tähtsust keskmise ja suure lainepikkusega tihedushäirituste sünkroniseerimine ning sellega kaasnev üle- ja alatiheduste piirkondade võimendumine.
• Galaktikaparved ja superparved tekivad piirkondades, kus keskmise ja suure lainepikkusega tihedushäiritused liituvad sarnastes ületiheduse faasides.
• Kosmilised tühikud tekivad piirkondades, kus keskmise ja suure lainepikkusega tihedushäiritused liituvad sarnastes alatiheduse faasides.
• Faaside sünkroniseerumise tõttu on tühikutes aine tihedus kogu arengu jooksul keskmisest väiksem, mistõttu esialgsed väikeseskaalalised tihedushäiritused ei saa kasvada ning tekivadki tühikud.

Meie uuringu tulemused on ette kantud mitmetel konverentsidel ning avaldatud ajakirjas Astronomy and Astrophysics kolme publikatsiooni seeriana.

1929. aastal mõõtis USA astronoom Edwin Hubble galaktikate spektreid ning leidis, et kauged galaktikad eemalduvad meist seda kiiremini, mida kaugemal nad asuvad, st avastas, et Universum paisub. Aga kuidas ta paisub – kas ühtlase kiirusega, aeglustuvalt või kiirenevalt? See on fundamentaalfüüsika jaoks oluline küsimus, mille vastus ütleks meile, milline on Universumis peituva energia hulk, milline on olnud Universumi ajalugu ning milliseks kujuneb Universumi tulevik. Intuitiivselt tundub loogiline, et Suurest Paugust alguse saanud paisumine peaks gravitatsiooni vääramatu toime tõttu tasapisi aeglustuma ja võib olla ka peatuma ning kokkukukkumiseks ümber pöörduma.

Universumi paisumise ajalugu saab uurida üksnes väga kaugeid objekte vaadeldes, et kosmoloogilised efektid ilmsiks tuleksid. Idee on iseenesest lihtne: tuleb täpselt mõõta mingi hästituntud objekti heledust ning spektri punanihet ehk meist eemaldumise kiirust. Võrreldes objekti eeldatavat heledust mõõdetud heledusega saame hinnata, kas objekt asub sellisel kaugusel, nagu eemaldumiskiiruse põhjal oletada võiks. Arvukad katsed sellist analüüsi kaugeid galaktikaid uurides läbi viia on siiani luhtunud, sest galaktikad arenevad kosmoloogilises mõttes suhteliselt kiiresti ning nende tegelikku heledust on raske hinnata.

Galaktikatest tunduvalt paremateks “standardküünaldeks“ on kindlat tüüpi täheplahvatused – Ia-tüüpi supernoovad, mis seni teadaolevalt on küllaltki täpselt ühesuguse tegeliku heledusega. Ühesugust heledust aitab hästi mõista ka nende täheplahvatuste arvatav tekkemehhanism – plahvatus toimub, kui valge kääbustäht on oma naabertähelt nii palju ainet kogunud, et tema mass ületab Päikese massi täpselt 1,4-kordselt. Taoline plahvatus peaks igal ajal ja igas kohas toimuma täpselt ühtemoodi. Lisaks on Ia-tüüpi supernoovad väga heledad ja seega tuvastatavad ka väga kauges Universumis.

Tänavused nobelistid (õigemini nende uurimisrühmad) leidsid teineteisest sõltumatult ja erinevate vaatlusandmete alusel täiesti ootamatult, et kauged Ia-tüüpi supernoovaplahvatused on väiksema heledusega kui nende kaugenemiskiiruse põhjal võiks arvata. Ehk ümberpööratult – nad kaugenevad eeldatavast kiiremini. Sellest järeldub midagi täiesti ebaloomulikku – Universumi paisumiskiirus on valguse teekonna kestel suurenenud ehk Universum paisub kiirenevalt, vastupidiselt gravitatsiooni mõjule. Sellise käitumise põhjendamiseks on mängu toodud nn tume energia – senitundmatu energiavorm, mis tegutseb gravitatsioonijõule vastu ning surub galaktikaid üksteisest eemale.

Kuid kas Ia-tüüpi supernoovad on ikka nii head „standardküünlad“, et nende põhjal kogu senine arusaam Universumi ehitusest ja olemusest pea peale pöörata? Võibolla olid varajases Universumis täheplahvatused veidi teistsugused, oli ju Universumi keskmine keemiline koostiski veidi erinev. See küsimus kummitab veel küllaltki paljude teadlaste peades, mistõttu võib tänavust füüsikapreemiat veidi ennatlikult jagatuks pidada. Siiski ei saa salata selle teadustöö laia mõju – teadlastele on lisandunud kõvasti peamurdmist, suur osa kosmoloogiaõpikud on ümber kirjutatud ning üldsusele on antud järjekordne tõuge mõtisklemaks, mis kummaline paik see Universum on.

Heidi Lietzen Tuorla observatooriumist (Turu, Soome) ja Juhan Liivamägi Tartu Observatooriumist koos teiste kaasautoritega Turust ja Tartust on uurinud erinevat tüüpi aktiivse tuumaga galaktikate paiknemist erinevas ümbruskonnas. Keskkonna kirjeldamiseks kasutatakse suuremastaabilist tihedusvälja. Tihedusväli on leitud Sloani Digitaalse Taevaülevaate (SDSS) heledate punaste galaktikate (LRG – luminous red galaxies) heledustiheduse jaotusest. Need galaktikad annavad voimaluse uurida tihedusvälja punanihkeni z=0.4 (umbes kauguseni 1000 Mpc).

Uurimuse autorid on leidnud, et varasemas arenguetapis viibivad AGNid (kvasarid) asuvad hõredamas keskkonnas kui raadiogalaktikad, mis on AGN arengu hilisem faas. Tulemus on kooskõlas hüpoteesiga, et galaktikad arenevad tihedamas ümbruses kiiremini (muutuvad varem raadiogalaktikateks), hõredamas keskkonnas aga aeglaemalt, muutudes kvasariteks ja raadiogalaktikateks hiljem.

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.