Vaatluslik kosmoloogia

Algselt galaktikate ehituse seletamiseks seatud tumeaine hüpoteesi püstitamine 1974. aastal viis observatooriumi galaktikate füüsika uurijad vaatlusliku kosmoloogia probleemide juurde.

Üheks sel ajal aktuaalseks probleemiks oli selgitada, kas õnnestub leida vaatlustest andmeid, mis suudaks eristada erinevaid universumi struktuuri tekke ja arengu mudeleid. Peamised sel ajal tuntumad olid Jim Peebles poolt arendatud hierarhilise kuhjumise mudel ja Jakov Zeldovichi pannkoogi-mudel. 1974. aastal pöördus Zeldovich meie poole ettepanekuga leida vaatluslikke tõendeid universumi struktuuri arengu kohta.

Seega on vaja uurida universumis asuvate objektide jaotust suurtel aladel. Galaktikate näiv jaotus taevas oli sel ajal teada üsna hästi. Licki Observatooriumis tehtud fotode põhjal oli koostatud galaktikate arvtiheduse jaotus kogu põhjataevas. Selles jaotuses olid näha ligemad tuntud galaktikaparved, samuti suuremad kuhjumised, mida võis samastada galaktikate superparvedega. Üldine galaktikate jaotus parvede ja superparvede vahel paistis olevat juhuslik. Selle suhteliselt juhusliku jaotuse teoreetilise põhjenduse andis Jim Peebles oma juhusliku kuhjumise mudeliga.

Zeldovitši pannkoogiteooria ennustas aga selgema struktuuri tekkimist. Nende mudelite eristamiseks oli seega vaja uurida galaktikate jaotust ruumis, mitte ainult jaotuse projektsiooni taevavõlvil.

Osakeste jaotus vastavalt Zeldovitši mudelile. On näha suured süsteemid, mille vasteks on galaktikate superparved, ahelad tihendite vahel, ning hõre osakeste foon tihendite ja ahelate vahel (Šandarin kaasautoritega 1975).

Seega oli meie esmaseks ülesandeks otsida kokku kõikvõimalikest allikatest galaktikate kaugused, mis leitakse nende spektrite punanihete põhjal. Sobivateks objektideks võivad olla galaktikaparved, galaktikagrupid, aktiivsed galaktikad ja tavalised galaktikad. Kõigi nende objektide kaugusi oli hakatud mõõtma, esialgu muidugi heledamatel ja lähematel.

Nii hakkasime 1975. aastal koguma andmeid galaktikate ja galaktikasüsteemide kauguste kohta. Selles osalesid Jaan Einasto, Jaak Jaaniste, Mihkel Jõeveer, Enn Saar ja Erik Tago. Ruumjaotuse uurimiseks sobivateks objektideks valisime esiteks galaktikaparved ja grupid. Meil olid olemas Abelli ja Zwicky galaktikaparvede kataloogid, kus parved olid jaotatud kaugusklassidesse. Ruumjaotuse uurimiseks kasutasime vaid neid parvi, mis olid loetud lähemate parvede klassi. Lisaks võtsime Markariani galaktikad, mille kaugused olid ka mõõdetud, samuti tavalised galaktikad. Heledamate galaktikate kaugused olid selleks ajaks ka teada, nõrgemate galaktikate kaugusi otsisime kõikvõimalikest allikatest.

Samal ajal valmis Zeldovitši rühmal esimene numbriline simulatsioon struktuuri tekkimise jälgimiseks. Selles kasutati Zeldovitši lähendust nii algoleku fikseerimisel kui ka osakeste liikumise jälgimsel. Simulatsioon oli kahedimensionaalne, sest arvutid ei võimaldanud rohkemat. Tulemusena leidsid autorid osakeste jaotuse pärast koondumist pannkookidesse. Pildil olid näha suured tihendid, mida võis võrrelda superparvedega, sillad nende vahel ja suured hõredad alad tihendite vahel.

Objektide paigutusest ruumilise pildi saamiseks ehitasid J. Jaaniste ja E. Saar oma kabinetis tõelise mudeli plastmasskerakestest Zwicky parvede tähistamiseks. Need sobivad ruumstruktuuri esitamiseks Abelli parvedest paremini, sest nende ruumtihedus on palju suurem Abelli parvede omast. Pilt jäi siiski poolikuks, sest üsna paljude parvede kaugused polnud teada. Hiljem töötas M. Jõeveer välja meetodi ka nende parvede kauguse määramiseks, kus teadaolevate kaugusega galaktikad puudusid, kasutades galaktikate näivate heleduste jaotust (heledusfunktsiooni), mida sai kalibreerida tuntud kaugusega parvede heledusfunktsiooni abil. Lähemate galaktikaparvede jaotuse uurimiseks kasutas Erik Tago Palomari Taeva Atlase fotosid, mis sel ajal olid juba olemas. Ta leidis pika vaeste galaktikaparvede ahela Virgo superparve taga asuvas ulatuslikus tühjas alas.

Kõige selgema pildi galaktikate ja parvede jaotusest andsid M. Jõeveeru poolt kasutuselevõetud kiildiagrammid ehk taevaviilud, nagu me neid omavahel kutsusime. Need kujutasid endast polaarkoordinaatides esitatud jaotusi, kus objektid kanti joonisele vastavalt nende kaugusele ja suunale kas otsetõusu või käände järgi.

A. Galaktikate ja galaktikasüsteemide jaotus deklinatsioonide 15-30 vahel

B. Galaktikate ja galaktikasüsteemide jaotus deklinatsioonide 30-45 vahel

Piltide servadel on näidatud otsetõus alfa, ringid näitavad kaugusi keskel asuvast vaatlejast, mis vastavad punanihetele 5000 ja 10000 km/s. Suured kettad kujutavad Abelli galaktikaparvi, ringid galaktikagruppe, ristid Markariani galaktikaid, punktid tavalisi galaktikaid. Mõlema pildi keskel nähtav kuhjum on kohalik ehk Virgo superparv, joonisel A. otsetõusu 12 juures 7000 km/s kaugusel asuvad parved moodustavad Coma superparve, joonisel B. otsetõusude 0 ja 3 vahel ning kaugusel 5000 km/s asuvad parved ja galaktikad moodustavad Perseuse superparve. Mõlemal joonisel on näha galaktikate ahelad, mis ühendavad Kohalikku superparve Coma ja Perseuse superparvedega, samuti tühikuid superparvede ja galaktikakettide vahel. Katkendike joontega on näidatud alad, mis jäävad Linnutee varju (Jõeveer, Einasto 1978).

Joonistelt on selgesti näha struktuuride olemasolu. Selgub, et galaktikad ja galaktikaparved koonduvad samadesse piirkondadesse - superparvedesse, mis koosnevad sageli galaktikate ja galaktikaparvede/gruppide ahelatest. Rikaste galaktikaparvedega ümbritsetud alad moodustavad rakutaolise struktuuri, selliste rakkude läbimõõt ulatub kuni 100 megaparsekini (kui kasutada Hubble paisumise parameetri väärtust 100 km/s megaparseki kohta). Superparved on omavahel ühenduses galaktikakettidega. Suured parvedega ümbritsetud tühikud pole päris tühjad, neid läbivad galaktikaketid, nagu jooniselt näha. Selline pilt on mõnevõrra sarnane Zeldovitši mudeliga, kuid esineb ka erinevusi. Nimelt puuduvad Zeldovitši mudelis suurtes tühikutes leiduvad galaktikate ahelad. Teiseks pole mudelis tühikud päris tühjad erinevalt reaalsetest tühikutest, kus galaktikakettide vahel pole näha mingeid objekte. Me saime oma põhitulemused kätte 1977. aasta suvel. Juba 1975. aastal tegi Zeldovitš ettepaneku organiseerida Tallinnas rahvusvaheline konverents kosmoloogia teemal, mis võimaldaks arendada paremaid kontakte NSVL ja lääneriikide teadlaste vahel. Meie vastav pöördumine IAU poole leidis toetust ja 1977. septembris toimuski Tallinnas IAU Sümpoosium teemal “Universumi makrostruktuur”. See nimetus jäigi uue kiiresti areneva kosmoloogia ala üldnimetuseks.

Meie tulemused kandis sümpoosiumil ette J. Einasto. Selgus, et tühikute olemasolu olid kindlaks teinud ka mitme teise maa esindajad. Superparvede, galaktikakettide ja erineva suurusega tühikute võrgustik oli esitatud vaid meie ettekandes.

Superparvede ja tühikute võrgustiku teema kujunes sümpoosiumi põhiliseks uueks tulemuseks, mida oma lõppsõnas märkis teadusliku orgkomitee juhataja Malcolm Longair. Esialgu suhtusid paljud läänemaade astronoomid meie tulemustesse umbusklikult, sest need olid vastuolus seal varem väljakujunenud seisukohale galaktikate tekkest. Hilisemad ulatuslikud galaktikate punanihete vaatlused kinnitasid meie tulemusi.

1980. aastatel jätkasime struktuuri tekke mudelite ja vaatluste võrdlemist, kasutades täielikumaid vaatlusandmeid, uuemaid mudeleid ja mitmesuguseid kvantitatiivseid teste võrdlemiseks - korrelatsioonifunktsioon, galaktikasüsteemide kordsusfunktsioon, galaktikasüsteemide pikkuse sõltuvus süsteemi leidmisel kasutatud naabrusraadiusest. Võrdlused näitasid, et senistest mudelitest on vaatlustega paremas kooskõlas Zeldovitši oma, kuid sellel puudub peenstruktuur. See asjaolu on tingitud mudeli aluseks olevast oletusest, et tumeaine koosneb kas barüonainest või neutriinodest. Mõlemal juhul on väikese lainepikkusega tihedushäiritused alla surutud, mis takistab peenstruktuuri teket. Paremas kooskõlas vaatlustega on mudel, millel tumeaine kandjaks on mingid senitundmatud mitte-barüon osakesed, mis liiguvad neutriinodest aeglasemalt ja on suurema massiga. See võimaldab ka väikese lainepikkusega tihedushäirituste teket ja arengut. Vastav mudel kannab külma tumeaine nimetust (Cold Dark Matter ehk CDM).

1980. aastate keskel õnnestus observatooriumil hankida uuem arvuti, mis võimaldas meil teha universumi arengu numbrilisi simulatsioone. Vastava programmi koostamise soovitas Enn Saar oma õpilasele Mirt Gramannile. Enn Saar soovitas kasutada mudelit nn. kosmoloogilise lambda liikmega. Teoreetilised kaalutlused osutasid, et varases arengus paisus universum väga kiiresti, seda perioodi kutsutakse inflatsiooniks. Inflatsiooniteooriast järgneb, et universumi aine ja energia kogutihedus peab olema väga täpselt võrdne kriitilise tihedusega. Kuna tavalise ja tumeaine kogutihedus on umbes 30% kriitilisest tihedusest, siis peab eksisteerima mingi ühtlane foon, mille olemasolu juba ammu oletas Einstein oma võrrandites lambda liikme sissetoomisega. Otsesed vaatluslikud tõendid selle kohta saadi alles 1990. aastate lõpul, nüüd nimetatakse vastavat tegurit tume-energiaks.

Mirt Gramanni simulatsioon sai valmis 1986. aastal. Kohe leidus sellele ka rakendus, kasutasime seda mudelit universumi struktuuri topoloogia uurimisel, samuti mitmete teiste mudeli omaduste võrdlemisel vaatlusandmetega. Kõik testid näitasid, et lambda liikmega mudel on väga heas kooskõlas vaatlustega. 1990. aastatel oli meie uurimise üheks eesmärgiks galaktikate superparvede täpsem uurimine. Maret Einasto algatusel koostasime Abelli parvi kasutades mitmeid superparvede katalooge, kasutades Erik Tago ja teiste poolt leitud Abelli parvede andmeid, eelkõige kaugusi. Korrapära päritolu selgitamiseks katsetas Jaan Einasto koostöös Enn Saare ja teistega mitmeid meetodeid. Selgus, et korrapära pole seotud tihedushäirituste spektri iseärasusega vastavalt lainepikkusel.

Keskmistel ja alumistel piltidel on näidatud samas üleval kujutatud algse välja lainikuid, mille iseloomulikud lainepikkused on 256, 128, 64 ja 32 Mpc. Piltidelt on näha, et superparved asuvad kohtades, kus erineva lainepikkusega tiheduslainete maksimumid asuvad kohakuti.

Selle korrapära selgitamiseks tegi Jaan Einasto mitu struktuuri arengu simulatsiooni, kus 120 Mpc/h kohal oli tihedushäirituste spektris tugev kunstlik maksimum. Selgus, et tihedushäirituste spektri iseärasusega ei saa seda nähtust seletada. Järgmisena proovis Jaan Einasto koos Enn Saarega selgitada tihedushäirituste lainete faaside mõju uurida. Juuresoleva joonise ülemises vasakus osas on kujutatud see SDSS lõigu heledustiheduse jaotus, taandatud kahedimensiooniliseks. See arvutus näitas, et tihedusvälja faasidel on otsustav tähendus struktuuri tekkel.

Et jälgida struktuuri arengut ja erineva lainepikkusega tihedushäirituste mõju arengule kasutasid Jaan Einasto ja Enn Saar tihedusvälja jagamist erineva lainepikkusega komponentideks ehk lainikuteks. Joonise Y keskmistel ja alumistel piltidel on näidatud samas üleval kujutatud algse välja lainikuid, mille iseloomulikud lainepikkused on 256, 128, 64 ja 32 Mpc. Piltidelt on näha, et superparved asuvad kohtades, kus erineva lainepikkusega tiheduslainete maksimumid asuvad kohakuti. Superparved on seda rikkamad, mida suurem on lainepikkus, kus selline maksimumide kokkulangemine aset leiab. Analoogiliselt asuvad tühikud kohtades, kus erineva lainepikkusega lainete miinimumid langevad kokku.

Jaan Einasto ja Ivan Suhhonenko uurisid lainikute meetodit kasutades superparvede arengut. Selgus, et rikastes superparvedes asuvad galaktikaparved ei muuda oma asukohta aja jooksul, nende rikkus kasvab ümber oleva aine ja väiksemate süsteemide voolamisega rikkamatesse parvedesse. Edasi leidsid Einasto ja Suhhonenko, et tiheduslained lainepikkusega üle 100 Mpc/h ei mõjuta superparvede struktuuri, need suured lained vaid võimendavad juba olemasolevaid süsteeme, tehes rikkad superparved rikkamateks ja tühikud tühjemaks.

Rikastes superparvedes asetsevate galaktikaparvede jaotus supergalaktilistes koordinaatides. On näha, et paigutuses esineb teatav korrapära - rikaste superparvedega ümbritsetud tühikute läbimõõt on keskmiselt 120 megaparsekit (võttes Hubble konstandi väärtuseks 100 km/s megaparseki kohta) (Einasto kaasautoritega 1997).

On oluline märkida, et kõik tiheduslained lainepikkusega üle 120/h olid kogu Universumi arengu varasel staadiumil horisondi taga, see tähendab nad ei saanud omavahel suhelda. Just need suured lained määravad superparvede võrgustiku skeleti. Seega kinnitab meie analüüs juba varem avaldatud mõtet, et kosmilise võrgustiku skelett tekkis juba kosmilise inflatsiooni ajal või lõpul ja et seda tuleb uurida.

SDSS heledustiheduse väli sfäärilises kihis kaugusel 240 Mpc/h vaatlejast, kihi paksus on 10 Mpc/h. Heledustihedus on esitatud logaritmises skaalas, et näha paremini nõrku galaktikakette superparvede vahel. Rikkad superparved pildi alumises osas kuuluvad nn. Sloani Suure Seina koosseisu. Kosmilise võrgu struktuur on sel pildil hästi näha.

Viimase kümne aasta jooksul on kosmoloogide töörühm kasutanud Inglise ja Austraalia astronoomide koostööl valminud kahekraadi välja (2dF) galaktikate valimit ja Sloani (SDSS) taevaülevaate valimit mitmesuguste kosmilise võrgu probleemide uurimiseks. Erik Tago algatusel on valminud nende andmete põhjal galaktikagruppide kataloogid, kõige uuema SDSS valimi põhjal koostati gruppide uusim kataloog Elmo Tempeli algatusel. Samu andmeid kasutasid Jaan Einasto ja hiljem Lauri Juhan Liivamägi superparvede kataloogi koostamiseks. Maret Einasto algatusel on uuritud superparvede morfoloogiat ja muid omadusi. Elmo Tempel kasutas SDSS tihedusvälja galaktikakettide kataloogi koostamiseks ja kettide struktuuri uurimiseks.

Kõige suuremad galaktikagrupid on galaktikaparved, ja nende omadusi on hoolega uurinud Maret Einasto. Omaette reas seisab Erik Tago täiustatud eriti rikaste parvede analüüs koos kolleegidega Mehhikost.

Väga suur osa meie tööst on pühendatud galaktikate superparvede, Universumi kõige suuremate asukate leidmisele ja uurimisele. Esimese Tartu superparvede kataloogi koostas Maret Einasto juba 1994. aastal, praeguseks on parim kataloog Lauri Juhan Liivamäe oma. Seda oleme kasutanud superparvede struktuuri ja morfoloogia uurimiseks, Sloani Suure Seina (eriti rikka superparve) kirjeldamiseks, galaktikate ja nende kogumite tekke ja arengu mõistmiseks.

Vasakult Erik Tago, Jaan Einasto, Maret Einasto ja Lauri Juhan Liivamägi.

Superparvede hulka liigitatakse tihti ka galaktikafilamendid, mis galaktikajaotuste kaartidel eriti hästi silma torkavad ja mis moodustavad huvitava galaktikavõrgustiku. Meie poolt väljatöötatud meetod põhineb punktprotsesside statistikal, on pärit aastast 2005, kui me selle koos Prantsuse ja Hispaania matemaatikutega formuleerisime, ja on praeguseks Elmo Tempeli koostatud filamendikataloogini jõudnud.

Kuna meil oli olemas korralik superparvede kataloog, saime uurida galaktikate omaduste ja nende arengu sõltuvust kaugest, supergalaktilisest ümbrusest. Huvitaval kombel on siin sõltuvus täitsa olemas, kuigi kuidas see tekib, pole siiani selge. Vast on vahendajaks galaktikagrupid, mis omakorda pole veel päris valmis, nagu Maret Einasto leidnud on. Suureks abiks ümbruse ja galaktikate võrdlemisel on Elmo Tempeli Sloani ülevaate galaktikamudelid (umbes poolele miljonile galaktikale, mis TÜ klasterarvuti pikaks ajaks tööle panid).

Galaktikate kõrval oleme uurinud ka kvasarite ja aktiivsete galaktikate (AGN) seost superparvedega, seda Tuorla rahva ja eriti Heidi Lietzeni eestvedamisel. Ka siin on huvitavad seosed olemas — need objektid asuvad enamasti superparvede äärealadel.

Omaette uurimissuund viimase aja kosmoloogias on barüonostsillatsioonide mõõtmine ja nende omaduste uurimine. Barüonostsillatsioonid (helilained) elasid Universumis siis, kui kogu aine oli kuum plasma; kui Universum jahtus, külmusid need ainejaotusesse. Need on näha nii reliktkiirguses kui praeguses galaktikajaotuses. Need lained on hiiglasuured, praeguse lainepikkusega 156 Mpc ringis. Võrreldes nende lainete pikkusi eri aegadel, saame teada, kuidas Universum laienes, ja see laseb meil ka tumeaine ja tumeeenergia omadusi uurida. Meil alustas barüonostsillatsioonide (BAO) uurimist Gert Hütsi, kes leidis juba 2006 aastal need Sloani galaktikaülevaatest; hiljem on ta neid leidnud galaktikaparvede ruumjaotusest ja uurinud mitmeid BAO omadusi. Enn Saar koos Valencia ja Pariisi astronoomidega lülitus sellesse tööse hiljem, kuid nad pakkusid uue, lainikmeetodi BAO kerakihtide leidmiseks, ja praegu otsime me neid kihte meie lähiümbruses.

Kõik eespool loetletud objektid moodustavad suuremastaabilise galaktikavõrgustiku, mida tuleb muidugi ka tervikuna uurida. Esialgu uurisime me seda vaatlusandmetest; näiteks leidsime 1990 aastatel rikaste parvede jaotusest perioodilisuse perioodiga umbes 180 Mpc (see on küllalt lähedane BAO skaalale, kuid siiski intrigeerivalt erinev). Viimastel aastatel on Jaan Einasto ja Ivan Suhhonenko püüdnud võrgustiku tekkimist mõista struktuuri tekke numbriliste (nn N-keha) mudelite abil. Nad leidsid, et struktuuri algskelett on määratud alghäiritustega, mis genereeriti inflatsiooniepohhil.

Galaktikate uurijad kõik koos. Esireas vasakult Peeter Traat, Antti Tamm, Ingrid Enkvist, Maret Einasto, Enn Saar ja Lauri Juhan Liivamägi. Seisavad vasakult Elmo Tempel, Jaan Vennik, Mihkel Jõeveer, Erik Tago, Jaan Einasto, Urmas Haud ja Peeter Tenjes.

Viimastel aastatel osalesime ka ESA Plancki kosmosemissiooni töös, otsides sooja gaasi galaktikafilamentidest — pool gaasi on praegu ilmselt peidus, ja oleks kangesti vaja teada, kas ja kus. See töö kestis pea viis aastat; leidsime, et gaas on olemas, aga ei tea veel, kus. Praegu jätkab tolle gaasi otsimist meil Jukka Nevalainen, seekord küll peamiselt röntgenvaatlustest.

Suur osa meie tööst on olnud uute meetodite arendamine ja kasutamine. Oleme näidanud, kuidas õigesti arvutada galaktikate heleduste jaotusfunktsiooni, kuidas kasutada mitmeskaalameetodeid galaktikajaotuste analüüsil, kuidas kasutada galaktikate ja parvede katalooge kosmoloogiliste mudelite täpsustamiseks, kuidas uurida tumehalode arengut, kuidas arvutada ainejaotuse morfoloogiat, kuidas kasutada lainikuid struktuuri analüüsil, kuidas leida galaktikate korrelatsioonifunktsiooni fotomeetriliste punanihete põhjal ja kuidas selle vigu hinnata, ja palju muud.

Viimastel aastatel on tekkinud koostöö Tartu Observatooriumi kosmoloogia töörühma ja Martti Raidali töörühma vahel. Too koostöö algas juba mõni aasta varem, kui Gert Hütsi lõi aktiivselt kaasa tumeaine jälgede uurimise astronoomilistes kiirgusvoogudes, ja hiljuti õnnestus meil moodustada ühine teaduse tippkeskus tumeaine uurimiseks. Selle koostöö raamides on valminud juba mitu uurimust tumeaine võimaliku vaatlusilmingu kohta. Gammakiirgust registreeriva Fermi nimelise satelliidi abil on võimalik registreerida kiirgust energiavahemikus 20 MeV kuni 300 GeV. 2012 aastal ilmus teade, et selle teleskoobiga on registreeritud monokromaatiline kiirgus lainepikkusel 130 GeV Galaktika keskmest. Elmo Tempel koostöös Andi Hektori ja Martti Raidaliga kinnitasid monokromaatilise gamma-kiirguse lähtumist Galaktika keskmest, samuti kokkupakitud kiirgusest lähema 18 galaktikaparve tsentrist. Kinnitust leidis ka samast suunast tulevale kiirgusele lainepikkusel 110 GeV. Sellise lainepikkusega kiirgus võib tekkida, kui tumeaine osakesed annihileeruvad. Praegu on veel vara öelda, kas sellega on tumeaine olemus lahendatud, aga töö jätkub.