Struktuuri tekkeks Universumis on vaja erinevaid tiheduslaineid ning nende sünkroniseerumistTartu Observatoorium | 03.04.2012 Vastavalt praegustele ettekujutustele struktuuri tekkest ja arengust Universumis oli Universum alguses väga homogeenne. Arvatakse, et praegused struktuurid Universumis – galaktikad, galaktikagrupid ja -parved, superparved ning kosmiline võrgustik tervikuna arenesid väikestest tiheduse alghäiritustest gravitatsiooni mõjul. Seejuures pole aga selge, mis rolli erinevate struktuuride tekkel mängisid tiheduse häiritused erinevatel lainepikkustel. 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:
Meie uuringu tulemused on ette kantud mitmetel konverentsidel ning avaldatud ajakirjas Astronomy and Astrophysics kolme publikatsiooni seeriana. Allikad:
Märksõnad: Universum |
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
