Einasto superparvest ja universumi mudelistest

Linnuteest kusagil kolme miljardi valgusaasta kaugusel asub üks galaktikate superparv (galaktikaparvede grupp), mille kogumass on 26 kvadriljonit ehk 26 miljon miljardit Päikest*. Parv sisaldab tuhandeid hiidgalaktikaid ja tõenäoliselt kümneid või tuhandeid väiksemaid kääbusgalaktikaid. Valgusel kuluks parve ühest otsast teise jõudmiseks 360 miljonit aastat. Kui meie spiraalgalaktikast Linnutee kahandada 2-eurose mündi suuruseks, siis antud superparv oleks umbes jalgpalliväljaku mõõtu.

Universum on täidetud galaktikaparvede ja superparvedega. See konkreetne parv on aga meie jaoks eriline, kuna see kannab nime Einasto superparv. Seda siis legendaarse Eesti astronoomi Jaan Einasto auks, kes tähistas hiljuti oma 95-ndat sünnipäeva ning kes on suurema osa oma elust tegelenud ja tegeleb edasi universumi kõige suuremate struktuuride väljaselgitamise ja mõistmisega. Näiteks oli Einasto poolt 70ndatel juhitud teadlastegrupp üks esimesi maailmas, kes mõistis, et galaktikad ning nende parved ja superparved ei ole universumisse laiali paisatud suvaliselt, vaid need moodustavad universumis ruumilise kärgstruktuuri - suured tühimikud, mida ümbritsevad galaktikaparvedest "seinad".

Einasto superparv on umbes 350 miljoni valgusaasta laiune. Tegemist pole fotoga vaid illustratsiooniga parves sisalduvate galaktikate asukohtadega.

Kõnealusele parvele andis nime Tartu observatooriumi astronoomide (kelle seas on ka Einasto õpilasi) juhitud rahvusvaheline uurimisgrupp, kes on siiani kindlaks teinud 662 superparve. Einasto superparv on neist suurim.

Kuigi esmapilgul võiks arvata, et taolised moodustised on omavahel gravitatsiooniliselt seotud, rebib universumi jätkuv ja kiirenev paisumine superparvi laiali. Mitte küll samas tempos universumi paisumisega, kuna nende kollektiivne ja vastastikune gravitatsioon punnib universumit paisutavale jõule - mis kannab tumeda energia nime - vastu. Küsimusele mida see tume energia endast õigupoolest kujutab, ei oska veel keegi vastust anda.

Meile lähimad superparved. Linnutee kuulub Neitsi superparve koosseisu joonise keskel.

Tundmatu paisutamisjõu olemuse teeb veelgi keerulisemaks hiljutised leiud James Webbi kosmoseteleskoobi poolt. Nimelt puudub astronoomide seas endiselt üksmeel, et kui kiiresti universum õigupoolest paisub. Seda paisumise väärtust kutsutakse Hubble konstandiks. Erinevad meetodid selle mõõtmisel annavad järjepidevalt erinevaid vastuseid ning kellelgi pole aimu milles täpsemalt asi on. Taolisele segadusele on vermitud lausa eraldi termin, mis inglise keeles kõlab Hubble tension (Hubble pinge?).

Kuigi Hubble konstanti on mõõdetud erinevatel viisidel, on neist laias laastus olulisemad kaks. Neist esimene on kaudne ja teine otsene. Kaudseks on Euroopa Kosmoseagentuuri Plancki nimelise satelliidi 2009-2013 aastatel läbi viidud universumi senini kvaliteetsemad taustkiirguse vaatlused. Taustkiirguseks nimetatakse vaadeldava universumi servalt evivat mikrolainekiirgust, mis pärineb ajast kui universum oli vaid mõnisada tuhat aastat vana (mida kaugemale vaadata, seda kaugemale ajas tagasi tuleb minna). Plancki ülitäpsed mõõtmised selle kiirgusfoonis ja selles leiduvates pisikestes kõikumistes lubasid astronoomidel järeldada, et tänapäevane universum peab paisuma kiirusega 67,4 (km/s)/Mpc. See tähendab, et megaparseki** ehk ümmarguselt 3,3 miljoni valgusaasta kaugusel asuv objekt peaks meist kaugenema kiirusega 67,4 kilomeetrit sekundis. Kaks korda kaugemal asuv objekt kaks korda kiiremini ja nii edasi. Plancki mõõtmised olid väga täpsed ja kitsa veamarginaaliga.

Otseseks mõõtmiseks on viimased 30 aastat kasutatud peamiselt Hubble kosmoseteleskoopi. Nii nagu meie galaktikas, leidub ka teistes võrdlemisi palju teatud omadustega muutlike tähti nimega tsefeiidid. Tegemist on vanaduspõlve jõudnud tähtedega, mis pulseerivad (nende heledus kõigub) sagedusega ühest päevast kuni sajakonna päevani. Juba üle saja aasta tagasi avastati, et tsefeiidide pulseerimise tempo on otseses seoses nende tegeliku ehk absoluutse heledusega. Niisiis mõõtes nende pulseerimise kiirust saame me ühtlasi teada nende absoluutse heleduse. Teades kauges galaktikas leiduva tsefeiidi absoluutset heledust*** ning mõõtes selle näivat heledust, saab välja arvutada selle kauguse ning sellega koos seda sisaldava galaktika kauguse meist. Teades paljude galaktikate kaugust ning nende eemaldumiskiirust (mida mõõdetakse puhanihkeks kutsutud efekti abil), saamegi Hubble konstandile otsese väärtuse. Hubble kosmoseteleskoop on maksimaalselt 150 miljoni valgusaasta kauguselt mõõdetud tsefeiidide abil saanud universumi paisumiskiiruseks keskmiselt 73,5 (km/s)/Mpc. Erinevus Plancki tulemustega on 6,1 kilomeetrit sekundis megaparseki kohta.

Üks Linnutee heledamaid tsefeiide on RS Puppis, meist 6000 valgusaasta kaugusel Ahtri tähtkuju taustal. Foto Hubble kosmoseteleskoobi poolt.

Ühelt poolt on muidugi muljetavaldav, et Plancki mõõtmiste ja hetkel laialdaselt aksepteeritud kosmoloogilise mudeli abil tuletatud paisumiskiiruse väärtus on väga lähedal otsestele vaatlustele, kuid need tekitavad ka automaatselt küsimuse, et millest siis ikkagi erinevus tuleb. Sellel saab olla kaks peamist vastust. Kas Hubble kauguste mõõtmised on valed või on viga meie arusaamas (varajasest)universumist ja selle evolutsioonist. Või mõlemat.

Enne kui tööd alustas Hubblest oluliselt tundlikum James Webbi kosmoseteleskoop arvasid (või pigem lootsid) paljud astronoomid, et Hubble lihtsalt eksis. Ringi veeretati ideed, et võibolla mõjutas Hubble tsefeiidide heleduse tugevuse mõõtmisi visuaalselt nende lähedal asuvad teised tähed, mis oma valgusega muutlikud tähed tegelikkusest heledamaks valetasid. Nüüd on aga tsefeiidide kaugusi mõõtnud ka ülitundlik ja -võimekas Webb ja tulemused on praktiliselt samad Hubble omadega. See ei saa olla kokkusattumus ning üha enam hakkab tunduma, et otsesed vaatlused on õiged ja probleem on pigem universumi mudelis, mille abil Plancki andmetest konstant tuletati. Samale probleemile vihjavad veel teisedki Webbi vaatlused. Näiteks on peamiselt infrapuna lainepikkustes töötav teleskoop avastanud noorest universumist hiidgalaktikaid, mida ei tohiks seal praeguste eelduste kohaselt leiduda. Galaktikate tekke eest vastutavad praeguste arusaamade järgi tumeda aine kogumid, millesse tavaaine kokku kogunes.

Küsimus, et mille suhtes hetkel käibelolevad mudelid eksivad, on järgmine suur mõistatus kosmoloogias. Tumeda energia ja tumeda aine (mille üheks avastajaks ka Einasto oli) rollid ja osakaalud on ilmselt kogu asja juures võtmetähtsusega. Igatahes elame põnevatel aegadel.

Püüded Hubble konstanti erinevate meetoditega mõõta. Roosa püstine lahter näitab kaudsete mõõdistamiste keskmist, sinine otseste mõõdistamiste keskmist. Nende selge erinevuse seletamine on hetkel kosmoloogia üks suurimaid probleeme.

*Mustade aukude, udukogude, tähtede, neist koosnevate galaktikate, nendest koosnevate galaktikaparvede ja neist koosnevate galaktikate superparvede massi võrreldakse astronoomias meie kodutähe Päikese massiga. Mingi mõõdupuu peab ju olema. Päikese mass on 330 000 korda suurem kui Maal ehk umbes 2x10^30kg ehk kaks noniljonit kilogrammi - kaks miljardit korda miljard korda miljard korda miljard korda miljard kilo.

**Kui populaarteaduskirjanduses kasutatakse kosmiliste vahemaade ühikuna peaaegu eranditult valgusaastat, siis astronoomide igapäev möödub kasutades kaugusteks ühikut parsek. Üks parsek võrdub 3,26156 valgusaastaga.

***Terasel lugejal tekkis tsefeiidide abil kauguste mõõtmise kohta kindlasti üks hea küsimus - kuidas astronoomid teavad tsefeiidide absoluutset heledust? Sest, et ainult seda eelnevalt teades saab nende näiva heleduse põhjal arvutada nende kauguse. Esmapilgul paradoksaalne vastus on, et absoluutse heleduse saab teada tsefeiidide näivast heledusest, juhul kui on eelnevalt teada nende kaugus.

Meie galaktikas leiduvate tsefeiidide kaugust mõõdetakse samamoodi nagu mõõdetakse teiste meie lähinaabruskonnas asuvate tähtede kaugust - aastaparallaksi abil. Parallaks on nähtusena üsna lihtne ja igapäevane asi. Näiteks hoides enda näo ees pöialt ning silmi vaheldumisi avades ja sulgedes, näib pöial kaugema tausta suhtes hüppavat ühest kohast teise. Mida lähemale silmadele (või mida suurem silmade vahekaugus), seda rohkem see hüppab ja vastupidi. See on muuhulgas aluseks meie ja teiste loomade võimele hinnata objektide kaugusi.

Tähtede kauguse mõõtmine parallaksi abil käib põhimõtteliselt samal viisil, kuid kuna tähed on väga-väga kaugel peame me enda "silmad" viima üksteisest võimalikult kaugele, et märgata pisikest tähe asendi muutust tausta suhtes. Kuna Maa tiirleb ümber Päikese, siis kõige mugavam on seda teha vaadeldes tähe asendi muutust poole aastase vahega, siis kui vaatluspunkte lahutavad maksimaalsed 300 miljonit kilomeetrit (2xPäikese-Maa kaugus). Nii üritas ühe esimese astronoomina tähe (Vega) kaugust mõõta ka Tartu Tähetorni juhataja Friedrich Georg Wilhelm von Struve.

Joonis aastaparallaksi põhimõttest. Gaia kasutab kaugete tähtede asemel taustaks kvasareid - kaugete galaktikate heledaid tuumi. Allikas: https://vara.e-koolikott.ee/taxonomy/term/3959

Teades vaatluste vahemaad ja vaadeldavat nurga muutust, on kaugus arvutatav lihtsa täisnurkse kolmnurga valemi abil. Kusjuures enne mainitud kaugusühik parsek tulenebki parallaksimõõtmisest ning tähendab lihtsustatult, et parseki kaugusel oleva objekti parallaks on täpselt üks nurgasekund.

Tänapäevaks on Euroopa Kosmoseagentuuri Gaia kosmoseteleskoop aastaparallaksi abil mõõtnud enneolematu täpsusega ligi miljardi tähe kauguse meie Linnutees ja ka näiteks Magalhaesi pilvedeks kutsutud kääbusgalaktikates. Nende hulgas ka paljude tsefeiidide kauguse ja seega nende absoluutse heleduse - eeldus, mille abil mõõta nende kaugust teistes galaktikates, kuhu parallaksimõõtmised ei ulatu.

Taoliste üksteisest sõltuvate kauguste mõõtmisi kutsutakse kosmiliseks kauguste redeliks. Aastaparallaks on redeli esimene pulk, millele järgnevad tsefeiidide (ja teiste muutlike tähtede) heleduse mõõtmised, seejärel teatud supernoovade (tüüp Ia) heledused, siis nii-nimetatud Tully-Fisheri seaduspärasused galaktikate pöörlemisel, galaktikate punanihked ja Hubble konstant. Nendest kõigist pulkadest lähemalt rääkimine paisutaks selle kirjutise paraku liiga pikaks.