Galaktikate grupid ja parved ei erine vaid galaktikate arvu poolest
Astronoomide hulgas on üldlevinud arvamus, et galaktikate grupid ja parved erinevad põhiliselt nendesse kuuluvate galaktikate arvu poolest – gruppides on vähem ning parvedes rohkem galaktikaid. Maret Einasto juhtimisel otsustasid Tartu Ülikooli Tartu observatooriumi astronoomid seda kontrollida ja nad avastasid, et guppidel ja parvedel on rohkemgi erisusi.
Universumi ehitust võib kirjeldada kui hiiglaslikku võrgustikku, milles üksikgalaktikatest ja väikestest galaktikagruppidest koosnevad ahelad (filamendid) ühendavad rikkaid galaktikagruppe ja parvi, mis võivad sisaldada tuhandeid galaktikaid. Galaktikasüsteemide vahele jäävad hiiglaslikud tühikud, kus nähtavat ainet (galaktikaid ja gaasi) peaaegu ei ole. Galaktikate grupid ja parved võivad koonduda omakorda veelgi suuremateks süsteemideks, mida nimetatakse galaktikate superparvedeks.
Oma uurimuses kasutasid Tartu astronoomid andmeid nii galaktikagruppide endi, gruppide kõige heledamate galaktikate (nn peagalaktikate) ning gruppide ümbruse kohta. Eesmärk oli selgitada, kas niisuguste andmete kooskasutus annab meile uut informatsiooni erineva suurusega gruppide võimaliku klassifikatsiooni kohta.
Uurimus näitas, et galaktikate grupid ja parved moodustavad kaks mitmes aspektis küllalt erinevate omadustega kogumit. Füüsikalised protsessid, mis mõjutavad gruppide ja parvede peagalaktikate tekkimist ja arengut, on rikastes ja vaestes gruppides erinevad.
Palusime töö esimesel autoril Maret Einastol selgitada, kuidas valmis teadustöö, mis aitab paremini aru saada nii gruppide endi, nende peagalaktikate kui ka kogu kosmilise võrgustiku arengust.
Maret Einasto, te panite teadlastega küsimuse alla, kas galaktikate gruppide ja parvede omavaheline erinevus on vaid galaktikate arvus. Kuidas te rakendasite olemasolevaid andmeid selle küsimuse uurimiseks?
Gruppide ümbrust kirjeldasime oma töös kahel erineval moel. Kõigepealt kirjeldasime kosmilist võrgustikku üldise tihedusvälja abil, kus suurimateks ületiheduspiirkondadeks on superparved ning suurtele alatiheduspiirkondadele vastavad tühikud. Teiseks leidsime iga galaktikagrupi jaoks tema kauguse lähima filamendi teljest. See kaugus näitab, kas antud grupp kuulub filamenti, asub filamendi lähedal või kaugel filamentidest.
Galaktikate gruppide peagalaktikad jagasime neis toimuva tähetekke järgi galaktikateks, kus täheteke on ammu lõppenud (sellised galaktikad on valdavalt punased), ning sellisteks, kus praegu toimub aktiivne täheteke (noored tähed annavad nendele galaktikatele sinise värvi). Kuid me leidsime ka, et gruppide peagalaktikate hulgas on ka punaseid aktiivse tähetekkega galaktikaid.
Erineva heledusega (ehk n-ö rikkusega) gruppide peagalaktikate omaduste võrdlemisel leidsime, et grupid jagunevad kaheks klassiks – suure heledusega grupid ja parved, mille peagalaktikad on peaaegu kõik juba tähetekke lõpetanud punased galaktikad, ning väikese heledusega vaesed grupid, mille peagalaktikateks võivad lisaks punastele, tähetekke lõpetanud galaktikatele olla ka sinised või punased tähetekkega galaktikad.
Milliseid järeldusi saab nendest leidudest teha?
Niisiis, erinevused gruppide ja parvede vahel ei piirdu vaid heledusega – iga valimit võib ühe omaduse alusel jagada kaheks. Lisaks leidsime, et suure heledusega galaktikagrupid ja -parved asuvad kõik suure tihedusega piirkondade filamentides. Kõik kõige heledamad ja rikkamad parved paiknevad superparvede filamentides. Seevastu väikese heledusega galaktikagruppe ning üksikgalaktikaid võib leida igal pool kosmilises võrgustikus, ka väikese tihedusega piirkondades – tühikutes, kus nad paiknevad hõredates filamentides või isegi filamentidest küllalt kaugel. Huvitav on see, et sama liikmete arvuga vaeste galaktikagruppide heledused superparvedes on palju suuremad kui väljaspool superparvi.
Meie töö näitas, et tähetekke lõpetanud peagalaktikatega rikkad grupid erinevad ka oma dünaamiliste omaduste poolest aktiivse tähetekkega peagalaktikatega gruppidest. Esimeste korral asuvad peagalaktikad enamasti gruppide-parvede keskosades, tähetekkega peagalaktikad võivad seevastu olla gruppide tsentrist üsnagi kaugel. Leidsime, et varasematest töödest teadaolev seos peagalaktikate täheliste kiiruste dispersioonide ning gruppide kiiruste dispersioonide vahel ei kehti väga rikaste parvede korral, eriti sellistes parvedes, milles on tähetekke lõpetanud peagalaktikad.
Miks on oluline kirjeldada galaktikate gruppide ja parvede erinevaid omadusi ning kuidas see mõjutab teadlaste pilti universumist?
Universumi ehituse omaduste ning nende tekkimise ja arenemise kirjeldamine on üks kosmoloogia põhiülesannetest. Meie tulemused laiendavad meie arusaamu galaktikate gruppide-parvede ning nende peagalaktikate tekkest ja arengust kosmilises võrgustikus. Rikkad galaktikaparved saavad tekkida vaid niisugustes piirkondades, kus üldine aine tihedus on piisavalt suur ja on palju tähetekkeks vajalikku gaasi. Sellistes piirkondades võivad rikaste parvedega liituda teised (samavõrra rikkad) grupid ja parved. Väikese tihedusega piirkondades (praeguste tühikute alad) võivad tekkida vaid üsna vaesed grupid, mis asuvad üksteisest üsna kaugel ja seega on nendevahelisi liitumisi vähe.
Meie tulemused annavad ka põhjust arvata, et füüsikalised protsessid, mis mõjutavad gruppide ja parvede peagalaktikate tekkimist ja arengut, on rikastes ja vaestes gruppides erinevad. Üksikgalaktikate ja väikeste gruppide peagalaktikate evolutsiooni mõjutab eelkõige nende tumeaine halodes ning halode lähiümbruses toimuv; teiste galaktikate ning kaugema ümbruse mõju (galaktikagruppide liitumine ja muu) on oluline eelkõige rikastes galaktikaparvedes. Meie töö rõhutas ühtlasi galaktikate superparvede kui galaktikate ning nende süsteemide tekke ja arengu jaoks erilise keskkonna tähtsust.
Niisiis, mis võiks olla järgmine samm nende uute teadmiste laiendamisel ning mida võtate järgmiseks ette ise?
Järgmisteks sammudeks galaktikate ja galaktikagruppide uurimisel on niisuguste uute vaatlusandmete kasutamine, mis sisaldavad andmeid ka väga nõrkade galaktikate kohta. Mitmes vastavas vaatlusprogrammis osaleb ka Tartu observatoorium.
Joonis 1. Iga värviline ring kujutab galaktikagruppi või -parve. Punasega on tähistatud kõige rikkamad parved, need on ühtlasi Herculese ja Leo superparvede kõige rikkamad galaktikaparved. Kõrvalpaneelides on näha nende galaktikaparvede kõige heledamaid galaktikaid Sloani Digitaalsest andmebaasist. Kollased, rohelised ja sinised ringid tähistavad galaktikagruppe heledamalt nõrgema heleduseni.
Töö andmed: Maret Einasto, Jaan Einasto, Peeter Tenjes, Suvi Korhonen, Rain Kipper, Elmo Tempel, Lauri Juhan Liivamägi, Pekka Heinämäki: „Galaxy groups and clusters and their brightest galaxies within the cosmic web.“, avaldamiseks vastu võetud ajakirjas Astronomy and Astrophysics, 2023.
