Galaktikate füüsika

Kui alustada 20. sajandiga, siis esimeseks galaktikate füüsika alaseks tööks võib lugeda Ernst Öpiku Galaktika dünaamilise tiheduse määramist 1915. aastal. Kasutades tähtede vertikaalseid liikumisi Galaktika tasandi suhtes leidis Öpik, et Galaktika kogutihedus Päikese ümbruses on ligikaudu võrdne tähtede tihedusega, seega pole vajadust oletada tumeda nähtamatu aine olemasolu. See oli esimene teadaolev töö tumeainest. Selleks töötas Öpik välja galaktika dünaamilise mudeli, mis võttis arvesse nii tähtede liikumise kui ka ruumilise jaotuse.Teine Öpiku oluline töö oli Andromeeda udukogu M31 kauguse määramine 1922. aastal.

Ta arendas uudse dünaamilise meetodi kauguse määramiseks, võttes aluseks andmed M31 siseosa pöörlemise ja heleduse kohta. Pöörlemiskiirus oli vaatlustest teada, heleduse jaotuse leidis Öpik ise oma vaatlustest. Kauguse saab leida, kui kasutada asjaolu, et heledus absoluutsetes ühikutes on pöördvõrdeline kauguse ruuduga, pöörlemiskiiruse sõltuvus raadiusest (lähtudes teada olevast nurkkaugusest) on võrdeline raadiuse esimese astmega. Kauguse leidmiseks oli vaja teha vaid oletus massi ja heleduse vahelise seose kohta. Öpik oletas, et see seos on M31-s sama mis meie Galaktikas ja kasutas Päikese ümbruses leitud mass-heleduse suhet. Tulemuseks sai ta M31 kauguseks 440 - 700 kiloparsekit sõltuvana kasutatud mass/heleduse suhtest. Sellega ta tõestas, et M31 on väljaspool Linnuteed asuv iseseisev tähesüsteem - kogu Maailm ei piirdu Linnuteega nagu varem arvati.

Öpiku töid jätkas Grigori Kusmin, kes juba teise maailmasõja ajal arendas edasi nii galaktikate mudelite arvutamise meetodit kui ka Galaktika dünaamilise tiheduse leidmist Päikese ümbruses. Sõja tõttu tööd viibisid, mõlemad uurimused lõpetas Kusmin 1952. aastal. Dünaamilise tiheduse määramine kujunes tema kandidaaditööks. Kusmin leidis, et Galaktika dünaamilise tiheduse väärtus Päikese ümbruses on kooskõlas tähtede heledusfunktsiooni alusel leitud väärtusega. Seega ei leidu Päikese ümbruses märgatavas koguses tumeainet. Kusmini tööd Galaktika ehituse uurimisel jätkasid tema õpilased. Galaktika dünaamilise tiheduse määramisele olid pühendatud Heino Eelsalu ja Mihkel Jõeveeru kandidaadiväitekirjad. Mõlemad kasutasid uudseid meetodeid tiheduse määramisel ning kinnitasid Kusmini tulemust. Sama probleemiga tegelesid mitme teise maa astronoomid (Oort ja tema õpilased Hollandis, Bahcall USAs), kes leidsid, et aine kogutihedus Päikese ümbruses on märgatavalt suurem, mis kinnitab tumeaine olemasolu. See diskussioon kestis kuni 1990. aastateni, mil uuemad vaatlusandmed kinnitasid Kusmini ja tema õpilaste tulemusi.

Galaktikate mudelite arvutamisel võttis Kusmin kasutusele mitu olulist uuendust. Esiteks esitas ta aine tiheduse pidevalt muutuva funktsiooniga (varem kasutati enamasti mitme konstantse tihedusega ellipsoidi summat). Teiseks kasutas ta mudeli parameetrite hindamisel galaktika gravitatsioonivälja potentsiaali, mis võimaldas kaasata mudeli arvutamisel populatsioonide pöörlemisandmeid lisaks tiheduse jaotusele. Neid andmeid kasutates leidis ta, et erinevalt varasematest ettekujutustest ei vasta nn. Oorti piirkiirusega liikuvate tähtede orbitaalne kiirus mitte paokiirusele, vaid kiirusele, mis on vajalik Galaktika välisservale jõudmiseks; paokiirus on tunduvalt suurem. Kolmandaks võttis ta Galaktika mudeli arvutamisel arvesse ka tähtede liikumise kolmanda integraali, mis paneb Galaktika gravitatsioonivälja potentsiaalile teatavad vaatlustega kooskõlas olevad piirangud — nn. Kusmini ketta mudel.

Koos Ü.-I. Veltmanni ja P. Tenjesega pakkus Grigori Kusmin välja ka sfääriliste tähesüsteemide (kerasparvede ja elliptiliste galaktikate) modelleerimiseks sobilikke potentsiaal-tiheduse paare. Galaktikate modelleerimist jätkasid J. Einasto ja S. Kutuzov. Mõlemad tutvusid galaktikate modelleerimisel seni kasutatud meetoditega ja leidsid mitmeid võimalusi metoodika täiendamiseks. Peamiseks täienduseks oli kasutada lisaks üldisele tihedusjaotusele ja dünaamikale ka andmeid galaktikate peamiste populatsioonide ehituse kohta. Teiseks oluliseks täienduseks oli Galaktika parameetrite määramise uue metoodika väljatöötamine. Varem leiti Galaktika parameetrite süsteem teatud põhiparameetrite fikseeritud väärtusi kasutades, teised parameetrid arvutati põhiparameetrite alusel. Uuendus seisnes selles, et võeti arvesse kõikide parameetrite vaadeldud väärtused ja parameetrite tasandatud süsteem arvutati vähemruutude meetodil.

Mõlemat uuendust kasutati esmakordselt Galaktika mudeli arvutamisel. Tulemused esitati Alma-Ata observatooriumis toimunud konverentsil 1963. aastal ja ilmusid konverentsi kogumikus 1965. aastal. Muude uuenduste kõrval kasutati selles mudelis populatsioonide ruumtiheduse esitamiseks üldistatud eksponentsiaalset funktsiooni, kus esineb tihedusjaotuse kuju määrav struktuuriparameeter. Vastav jaotus kannab nüüd Einasto profiili, ja profiili kuju iseloomustav parameeter Einasto indeksi nimetust.

Galaktika parameetrite süsteemi määramise metoodika ja esialgsed tulemused avaldasid Jaan Einasto ja Sergei Kutuzov 1964. aastal ettekandmiseks IAU Kongressil Hamburgis. Meie esindajad ei saanud luba sõiduks, vastavad tööd observatooriumi Teadete seerias olid ilmunud ja need kandis Kongressil ette prof. K. Ogorodnikov Leningradi Ülikoolist. Peale kongressi külastas Nõukogude Liitu ja esines Šternbergi Instituudis ettekandega IAU Kongressist tuntud USA astronoom Bart Bok.

Jaan Einasto ja Sergei Kutuzov analüüsisid põhjalikult galaktikate modelleerimse seni kasutatud meetodeid. Selle alusel kirjutas Kutuzov oma kandidaadiväitekirja, tulemused ilmusid Observatooriumi publikatsioonides 6 artiklist koosneva seeriana, lühikokkuvõte inglise keeles ilmus Astronomische Nachrichten veergudel 1969 - meie esimene ingliskeelne väljaspool NSVL ilmunud artikkel. Tuginedes senikasutatud meetodite analüüsile arvutas J. Einasto järgmisena Andromeeda galaktika M31 mudeli, kasutades fotomeetrilisi andmeid peamiste tähepopulatsioonide kohta ning pöörlemisandmeid. Osutus, et leitud mudel erineb oluliselt varem teiste autorite poolt leitud mudelitest. Vastav analüüs näitas, et erinevused galaktika keskosas on tingitud raadiovaatluste põhjal leitud mudeli puhul vaatluste väikesest lahutusvõimest. Perifeersetes piirkondades kahaneb populatsioonide andmete alusel leitud mudeli puhul leitud ringkiirus kiiremini kui vaatlusandmed näitavad. Selle vastuolu selgitamine viis meid lõpuks uue populatsiooni - krooni - avastamisele.

Kasutades galaktikate evolutsiooni andmeid ning parimaid võimalikke vaatlusandmeid populatsioonide kohta õnnestus mudelid arvutada kõigi Kohalikus Grupis olevate galaktikate jaoks, tulemused esitas J. Einasto oma doktoritöös 1972. Vastuolu vaadeldud pöörlemiskõveratega galaktikate välisosades oli ilmne - senituntud populatsioonidega pole võimalik leida pöörlemisandmetega kooskõlas olevaid mudeleid. Vastuolu kõrvaldamiseks soovitas Enn Saar loobuda oletusest, et galaktikates leiduvad vaid meile seni tuntud populatsioonid. Kui oletada tundmatu suure massi-heleduse suhtega populatsiooni olemasolu, siis saab vaatlusandmete kogumile toetudes leida selle populatsiooni omadused. Vastavad arvutused näitasid, et tundmatu populatsioon peab olema teistest palju ulatuslikum ja massiivsem, mistõttu tema tähistamiseks tuli võtta kasutusele uus termin - kroon. Oli ilmne, et see populatsioon erineb oluliselt oma omadustelt seniuuritud tumeainest Galaktika tasandi lähedal. Seega on olemas kaks erinevat tumeainet. Seni Kusmini ja teiste poolt uuritud tumeaine on koondunud Galaktika tasandi ligidale ning seda võib kutsuda lokaalseks. Uus tundmatu populatsioon domineerib galaktikate välisosades, seega on ta oma iseloomult globaalne. Lokaalne ja globaalne tumeaine erinevad teineteisest nii oma jaotuse kui ka loomuse poolest.

Galaktikate kroonide kogumassi ja raadiuse määramiseks ei piisanud seni olemasolevatest pöörlemisandmetest, sest need ei ulatunud piisavalt kaugele galaktika keskmest. Galaktikate kogumassi määramiseks koos ulatusliku krooniga on vaja kasutada testkehasid, mis asuvad galaktikate nähtavatest populatsioonidest kaugemal. Selleks sobivad kaaslasgalaktikad. J. Einasto kogus andmed 105 galaktikapaari kohta, valides vaid selliseid paare, kus vastastikuste häirituste või muude tunnuste puhul võis kindle olla, et tegemist on reaalsete galaktikapaaridega. Osutus, et kroonide mass ja raadius ületavad nähtavate populatsioonide oma umbes kümnekordselt. Koos kroonidega on galaktikatega seotud aine koguhulk võrdne umbes 20% universumi kogutihedusest kriitilise tiheduse ühikutes. Seega tumeaine on põhiline universumis leiduv aine. Einasto kandis oma tulemused ette Kaukaasia mägikuurordis Arhõsis toimunud talvekoolis 29. jaanuaril 1974. Vastav artikkel ilmus Nature veergudel 1974. aastal.

Mõni kuu peale meie Natute artikli ilmumist avaldasid Princetoni astronoomid Ostriker, Peebles ja Yahil ajakirjas Astrophysical Journal samale probleemile pühendatud artikli, mis kinnitas meie tulemust. Varem võeti argumente tumeaine kohta kui kurioosumeid, millele ei pööratud erilist tähelepanu. Nagu märkis tuntud Briti astronoom Martin Rees oma mitmetes ettekannetes, nende kahe artikliga algas tumeaine uurimisel uus etapp. Probleemi võeti tõsiselt ja asuti arutama tumeaine loodust ja rolli universumi arengus.

Galaktikate massi jaotus. Horisontaalteljel on kaugus galaktika keskmest, vertikaalteljel vastavale kaugusele vastav sisemine mass, mis jääb vastaval kaugusel liikuva kaaslase orbiidi sisse, mõlemal teljel on kasutatud logaritmilist skaalat. Katkendlik joon kujutab galaktikates leiduvate nähtavate populatsioonide panust, punktiirjoon tumeainest krooni panust, pidev joon summaarset massi jaotust. Punktid esitavad massi jaotust 105 galaktikapaari põhjal, jaotatuna kauguse järgi peagalaktikast viide rühma. On näha, et tumeainest krooni mass ja raadius ületavad nähtavate populatsioonide panuse umbes kümme korda (Einasto, Kaasik, Saar; Nature, 1974).

Tumeaine olemasolu ja võimalikku füüsikalist loomust arutati Tallinnas 1975. aasta jaanuaris toimunud üleliidulisel konverentsil ja sama aasta suvel Tbilisis toimunud rahvusvahelisel konverentsil. Selgus, et ükski tuntud populatsioon (tähed, külm või kuum gaas) ei sobinud tumeaine kandjaks.

Üha täpsemate galaktikamudelite arvutamine jätkus. U. Haud alustas tööd galaktikate modelleerimise tehnilise poole arendamisest. Seni oli mudelite loomisel põhitähelepanu pööratud mudelite füüsikalistele aspektidele (kirjeldusfunktsioonide valik ja seosed nende vahel) ning mudelparameetrite väärtused leiti proovimise teel katse ja eksituse meetodil. Urmas Haud seadis eesmärgiks luua arvutiprogramm, mis võimaldaks määrata nende parameetrite väärtused vähimruutude meetodil kirjeldusfunktsioonide ja vaatlusandmete võrdlusest. Linnutee uurimisel saadud tulemused olid tema kandidaaditöö, Galaktika mudel (1984), teemaks. Hilisemad sama programmiga koostatud hiidgalaktikate mudelid (M31, M81, M87) valmisid juba P. Tenjese eestvedamisel.

Elmo Tempel ja P. Tenjes arendasid edasi galaktikate dünaamilise kirjeldamise meetodeid. Eeldades galaktikate massijaotuse pöördsümmeetriat, ent lähtudes tähesüsteemi kiiruste dispersioonide ellipsoidi kõige üldisemast kolmeteljelisest sümmeetriast töötasid nad välja meetodi Jeansi võrrandite lahendamise abil galaktikate vaatesuunalise kiiruste dispersiooni ja tähelise komponendi pöörlemise kiiruse arvutamiseks. See võimaldas arvutada galaktikate massijaotusi varasemast täpsemalt. Meetodit rakendasid nad Sombreero galaktika (M104) massijaotuse arvutamiseks (2006).

Elmo Tempel arendas välja ka kiire ja paindliku programmi galaktikate populatsioonide struktuuriparameetrite määramiseks galaktika näiva heleduse tervikliku jaotuse ja pöörlemise kiiruste alusel. Lisades mudelarvutustesse ka neelduva aine olemasolu arvutasid Antti Tamm, Elmo Tempel ja Peeter Tenjes galaktika M31 uue mudeli (2010), millest selgus, et neeldumine vähendab M31 näivat heledust ligi 40 % võrra.

Koostatud galaktikate mudelite arvutamise programmi oli võimalik kasutada Sloani taevaülevaate (Sloan Digital Sky Survey ehk SDSS) ligi miljoni galaktika fotomeetriliste kujutiste uurimisel. SDSS andmebaasi kasutasid mitmed autorid, et arvutada galaktikate pindheleduse jaotuste mudeleid, st projekteerituna taeva tasandisse. Elmo Tempeli väljatöötatud arvutusmeetod võimaldas arvutada telgsümmeetriaga galaktikate mudelparameetreid reaalses kolmemõõtmelises ruumis. Saadud tulemusi kasutasid Elmo Tempel, Enn Saar, Radu Stoica ja Noam Libeskind (2013), et uurida galaktikate pöörlemistelgede orientatsioonide jaotust galaktikakettides (filamentides).

Ilma tähekettata, ent siiski gaasiketast sisaldavate üldiste kolmemõõtmeliste elliptiliste galaktikate puhul on võimalik määrata galaktika täielikku orientatsiooni ruumis. Peeter Tenjes, Giuseppe Longo ja Giovanni Busarello (1993) arvutasid elliptiliste galaktikate võimalikke näivate konfiguratsioonide atlase ning näitasid, et meetod on küllalt täpne.

Galaktikate uurimise alaste tööde eesmärk ühes või teises aspektis on olnud ikka aidata välja selgitada, millised füüsikalised protsessid on määravad galaktikate tekkel. 2000-ndate aastate algul, tänu Hubble’i Kosmoseteleskoobi juba pikaajalisele tööle oli kogunenud mahukas vaatlusarhiiv kaugete ja väga kaugete galaktikate vaatlustest, mis võimaldas uurida galaktikaid nende noorusaegadel. Sellega asusid tegelema Anti Tamm ja Peeter Tenjes, kes said Hubble arhiivi andmete töötluse tulemusena ligi kolmekümne galaktika heledusejaotused ja heledusjaotuse mudelite parameetrid.

Pärast kandidaaditöö valmimist jätkas U. Haud tööd esmajoones just Linnutee gaasikomponentide uurimise alal. Lähtudes Galaktika mudeli koostamisel saadud kogemustest esitas ta hüpoteesi, et hiidgalaktikad on ümbritsetud peaaegu sfäärilistest varjatud ainest koosnevatest massiivsetest kroonidest ja otsis selliste galaktikate gravitatsioonivälja kolmeteljelisusest põhjustatud võimalikke vaadeldavaid gasodünaamilisi efekte hiidgalaktikate gaasiketaste välisosades. Erilise tähelepanu koondus seejuures just suure kiirusega liikuvate vesinikupilvedele. Ta esitas hüpoteesi, mille kohaselt osa neist pilvedest koos mõningate meie Galaktika kääbuskaaslastega moodustavad Linnutee tähesüsteemi ümbritseva polaarringi meenutava struktuuri. Kirjeldatud uuringud olid aluseks Haua doktoritööle Varjatud aine galaktikates (1991).

Kiirete vesinikupilvede alane töö on põhinenud meie Galaktika Hi raadiovaatlustel lainepikkusel 21 cm. Soov kasutada oma töös võimalikult täielikke ja ühtlaseid raadioandmeid on viinud Haua nn. Leiden-Argentiina-Bonni kogutaeva vesinikuülevaate andmestiku töötlemisele. Nende vaatlusandmete töötlemiseks on loodud arvutiprogramm vesiniku 21 cm kiirgusjoone profiilide lahutamiseks Gaussi komponentideks. Saadud komponentide parameetrite statistilise analüüsi alusel on hinnatud vaatluste kvaliteeti, aidatud vaatlusmeeskonnal parandada vaatluste töötlemise metoodikat ja koostada kordusvaatluste programmi. Käesoleval ajal läheneb lõpule uue Hi kogutaeva 21 cm raadiojoone ülevaate koostamine, mille lõunataeva vaatlused on tehtud Austraalias Parkesi 64 meetrise teleskoobiga ja põhjataeva vaatlusi tehakse Saksamaal Effelsbergi 100 meetrise raadioteleskoobiga. U. Haud osaleb nende vaatluste andmetöötlusmeeskonna töös.