Kosmos on nagu käsn; pikad, säravad tuhandete ja miljonite galaktikate hõõgniidid vahelduvad tühimikega - mustade aukudega, milles on keskmisest palju vähem täheparve. Tõsi, kellelegi ei anta niimoodi universumit näha: ükskõik kus vaatleja "käsna" kohal poleks, näib tähtede ja galaktikate hajumine olevat kera sisepind, mille keskel vaataja seisab.
Iidsetel aegadel ja kuni 20. sajandi alguseni tundusid astronoomid lamedat taevast: nad teadsid, kuidas määrata kaugust ainult lähimatele astronoomilistele objektidele - Päikesele, Kuule, Päikesesüsteemi planeetidele ja nende suurtele satelliitidele; kõik muu oli kättesaamatu kaugel - nii kaugel, et polnud mõtet rääkida sellest, mis oli lähemal ja mis järgmine. Alles 20. sajandi alguses hakkas sügav kosmos omandama ruume: ilmusid uued viisid kauguste mõõtmiseks kaugetest tähtedest - ja saime teada, et lisaks meie galaktikale on olemas ka lugematu arv täheparve. Ja sajandi lõpuks avastas inimkond, et tema loomulik galaktika tiirleb tähe "käsna" hõõgniidi ühes lõhes - kohas, mis on isegi kosmiliste standardite järgi väga tühi.
Tasapinnalt mahule
Inimsilm suudab eristada kauget objekti lähedasest ainult siis, kui need objektid pole vaatlejast liiga kaugel. Lähedal kasvab puu ja silmapiiril mägi; inimene, kes seisab reas vaataja ees - ja temast sada inimest. Binokulaarsus võimaldab meil mõista, mis on kaugel ja mis on lähedal (ühe silmaga saab seda ka teha, kuid väiksema täpsusega) ning aju võimetel hinnata parallaksi - objekti nähtava asendi muutust kauge tausta suhtes.
Kui me tähti vaatame, on kõik need nipid kasutud. Võimsa teleskoobi abil saate parallaksi abil hinnata kaugust Päikesele lähimate tähtedeni, kuid just sellega lõppevad meie võimalused. Selle meetodiga saavutatav maksimaalne saavutati 2007. aastal Hipparcos satelliitteleskoobi abil, mis mõõtis Päikese läheduses kuni miljon tärni kaugust. Kuid kui parallaks on teie ainus relv, jääb kõik, mis jääb paarsada tuhat parselit kaugemale, sfääri sisepinnale. Pigem jäigi - kuni eelmise sajandi kahekümnendateni.
Millenniumi simulatsioonis arvutatakse umbes 2 miljardi valgusaastaga kuubis 10 miljardit osakest. Selle esmakordseks käivitamiseks 2005. aastal kasutati WMAP-i missiooni esialgseid andmeid, mis uurisid Suure Paugu reliktilist kiirgust. Pärast 2009. aastat, kui Plancki kosmosevaatluskeskus selgitas CMB parameetreid, alustati simulatsiooni mitu korda, iga kord, kui Max Plancki seltsi superarvuti käivitamiseks kulus kuu. Simulatsioon näitas galaktikate moodustumist ja nende jaotust - galaktikate klastrite ja nende vahel olevate tühimike ilmumist.
Kus kosmoses "käsn" on Linnutee?
Linnutee galaktika asub 700 tuhandest parselist lähimast suurest galaktikast - Andromedast - ning koos Triangulumi galaktika ja viiekümne kääbus-satelliidiga galaktikaga moodustab kohaliku galaktikate rühma. Kohalik rühm koos tosina teise rühmaga on osa kohalikust lehest - galaktilisest hõõgniidist, osa galaktikate lokaalsest superklusterist (superklaster), mida muidu tuntakse Virgo superklastrina; peale meie on selles umbes tuhat suurt galaktikat. Neitsi on omakorda osa Laniakei superklastrist, mis sisaldab juba umbes 100 tuhat galaktikat. Laniakea lähimad naabrid on Veronica superklassi juuksed, Supercluster Perseus-Pisces, superklass Hercules, Leo klaster jt. Meile lähim kosmilise tühjuse tükk, Kohalik sissepääs, asub Linnutee teisel küljel, mis ei ole Kohaliku Lehe vastas. Päikesest kuni kohaliku tühjuse keskpunktini on see umbes 23 Mpc ja läbimõõt umbes 60 Mpc ehk 195 miljonit valgusaastat. Ja see on tilk ookeanis võrreldes tõeliselt Suure Tühjusega, mis meid võib-olla ümbritseb.
2013. aastal jõudis grupp astronoome järeldusele, et Linnutee ja koos sellega lähimad galaktikad - suurem osa Laniakeast - asuvad tõeliselt hiiglasliku tühjuse keskel, umbes 1,5 miljardit valgusaastat. Teadlased on võrrelnud lähedalasuvatest galaktikatest ja universumi kaugetest nurkadest Maale jõudva kiirguse hulka. Pilt nägi välja nii, nagu oleks inimkond elanud suurlinna kaugel äärel: suure linna kohal olev kuma valgustab öist taevast rohkem kui läheduses asuvate majade akende valgust. Suhtelise tühjuse hiiglaslikku piirkonda hakati nimetama KVS-i tühiseks - pärast uuringu autorite Ryan Keenani, Amy Bargeri ja Lennox Cowie nimede esimesi (ladina) tähti
Tühine PIC on endiselt astronoomide kogukonna arutelu objekt. Selle olemasolu lahendaks mõned põhiprobleemid. Tuletage meelde, et tühjus ei ole tühjus, vaid piirkond, kus galaktikate tihedus on 15-50% madalam kui Universumi keskmine. Kui KBC-d on olemas, siis see madal tihedus selgitab Cepheidide abil ja kosmilise mikrolaine taustkiirguse kaudu saadud Hubble'i konstandi väärtuste (iseloomustades universumi paisumiskiirust) erinevust. See erinevus on tänapäevase astrofüüsika üks keerulisemaid probleeme, sest teoreetiliselt ei tohiks Hubble'i konstant, nagu ükski teine konstant, sõltuvalt mõõtmismeetodist muutuda. Kui Linnutee on hiiglaslikus tühjuses, vastab Maale teel olev reliktiivne kiirgus palju vähem ainet kui kosmoses keskmiselt; selle parandamine,saate katseandmeid ühitada ja universumi paisumiskiirust täpselt mõõta.
Galaktiliste superparvede ja tühimike päritolu teooriad
Vahetult pärast galaktikate ja tühimike ülaklastrite avastamist mõtlesid teadlased nende päritolu üle - ja algusest peale sai selgeks, et inimene ei saa ilma Universumi nähtamatu massita hakkama. Käsnjas struktuur ei saa olla normaalse, baryoonilise aine produkt, millest meie tuttavad objektid ja meie ise oleme koos; kõigi arvutuste kohaselt ei saanud selle liikumine viia tänapäeval täheldatud makrostruktuurini Suurest Paugust möödunud aja jooksul. Galaktilisi superkihte ja tühimikke sai tekitada ainult tumeda aine ümberjaotamine, mis algas palju varem kui esimesed galaktikad moodustusid.
Kui aga esimene teooria näitas niitide ja tühikute olemasolu seletavat, polnud Big Paugust veel arutatud. Nõukogude astrofüüsik Yakov Zeldovitš, kes hakkas koos Jaan Einastoga uurima makrostruktuuri, tegi oma esimesed arvutused tumeaine kui neutrinode mõiste all, mida tuntakse kuuma tumeda aine teooriana. Universumi eksisteerimise varases staadiumis toimunud tumeaine perturbatsioonid põhjustasid Zeldovitši sõnul rakulise struktuuri ("pannkoogid") ilmnemise, mis hiljem meelitas gravitatsiooniliselt baryoonilist ainet ja moodustas veidi üle kolmeteistkümne miljardi aasta galaktikate superkihtide, filamentide ja seinte ning nende vahel olevate tühimike struktuuri.
1980ndate keskpaigaks loobuti kuuma tumeaine teooriast külma tumeaine teooria kasuks. Muuhulgas eristati seda neutriino teooriast skaalade järgi, milles tekkisid esmased ebahomogeensused - väiksemad ja seetõttu ei näi see seletavat kosmilise "käsna" olemasolu koos selle elementidega, mille pikkus on sadu tuhandeid parseke. Järgmise kahe aastakümne jooksul on aga astrofüüsikutel õnnestunud ühitada "pannkoogimudel" matemaatikaga, mis on "külma" tumeaine taga.
Kaasaegsed arvutisimulatsioonid näitavad suurepäraselt, kuidas tumeaine jaotuse kõikumised noores universumis põhjustasid galaktilisi hõõglampe ja tühimikke. Neist kuulsaim simulatsioon, mis viidi 2005. aastal läbi Millenniumi simulatsiooni projekti superarvuti juures Leibniz, näitab struktuuride moodustumist, mis on võrreldavad suurusega Laniakei superklastriga - ühega, milles meie galaktika pöörleb.
Anastasia Šartogasheva
