Tyhjiö (tähtitiede)

Kohteesta Wikipedia
Siirry navigaatioon Siirry hakuun
Structure of the Universe
Aineen jakautuminen kuution muotoisessa osassa maailmankaikkeutta. Sininen rakenne edustavaa ainetta (lähinnä pimeää ainetta) ja tyhjät alueet välissä edustavat kosmisia tyhjiöitä.

Kosmiset tyhjiöt ovat valtavia galaksisäikeiden (jotka ovat maailmankaikkeuden suurimpia rakenteita) väliin jääviä alueita, jotka sisältävät hyvin vähän tai eivät sisällä lainkaan galakseja. Tyhjiöt ovat tyypillisesti halkaisijaltaan kymmenestä sataan megaparsekkia. Erityisen suuria tyhjiöitä, jotka jäävät materiarikkaiden superjoukkojen väliin, kutsutaan usein supertyhjiöiksi. Niissä on vähemmän kuin kymmenesosa siitä keskimääräisestä materiarikkaudesta, joka lasketaan tyypilliseksi maailmankaikkeudessamme. Ne havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 1978 Stephen Gregoryn ja Laird A. Thompsonin uraauurtavassa tutkimuksessa Kitt Peak National Observatoryssa.[1]

Tyhjiöiden uskotaan muodostuneen alkuräjähdyksessä,  tiiviin baryonisen aineen imploosiosta, alkaen pienistä kvanttivaihtelun anisotropioista varhaisessa maailmankaikkeudessa. Nämä anisotropiat kasvoivat suuremmiksi ajan myötä. Korkeamman tiheyden omaavat maailmankaikkeuden alueet luhistuivat nopeammin painovoiman alla, lopulta johtaen laajamittaiseen, vaahtomaiseen tyhjiöiden ja galaksimuurien "kosmiseen verkkoon", minkä nykypäivänä pystyy näkemään. Tyhjiöt, jotka sijaitsevat korkeamman tiheyden omaavilla alueilla ovat pienempiä kuin tyhjiöt, jotka sijaitsevat matalamman tiheyden omaavilla alueilla.[2]

Tyhjiöt näyttävät korreloivan kosmisen taustasäteilyn havaitun lämpötilan kanssa Sachs–Wolfe-ilmiön vuoksi. Kylmemmät alueet korreloivat tyhjiöiden kanssa ja lämpimämmät galaksisäikeiden kanssa johtuen gravitaatiollisesta punasiirtymästä. Koska Sachs–Wolfe-vaikutus on merkittävä ainoastaan, jos maailmankaikkeutta hallitsee säteily tai pimeä energia, tyhjiöt on merkittäviä tekijöitä fyysisien todisteiden tarjoamisessa pimeästä energiasta.[3]

Suuren mittakaavan rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kartta galaktisista tyhjiöistä

Maailmankaikkeutemme rakenteet voidaan hajottaa osiin, mikä voi helpottaa yksittäisten eri kosmoksen alueiden piirteiden kuvailua. Nämä ovat kosmisen verkon pääkomponentit:

  • Tyhjiöt – laajoja, usein ympyränmuotoisia[4] alueita erittäin matalilla keskimääräisillä tiheyksillä, halkaisijoiltaan jopa 100 megaparsekkia (Mpc).[5]
  •  Muurit – alueita, joissa tyypillinen materiarikkauden tiheys on normaali. Muurit voidaan hajottaa vielä kahteen pienempään rakenteelliseen osaan:
    • Galaksijoukot – korkeatiheyksisiä alueita, joissa muurit kohtaavat ja risteävät, lisäten paikallisen muurin tosiasiallista kokoa.
    • Säikeet – haarautuvia muurialueita jotka voivat ulottua kymmenien megaparsekkien pituisiksi.[6]

Tyhjiöiden keskimääräinen tiheys on vähemmän kuin kymmenesosa maailmankaikkeuden tavallinen tiheys. Tämä toimii usein määritelmänä kosmiselle tyhjiölle vaikkakaan tyhjiölle ei olekaan mitään yksittäistä hyväksyttyä ja tarkkaa määritelmää. Maailmankaikkeuden keskimääräinen aineen tiheyden arvio perustuu usein pikemminkin galaksien lukumäärään eikä aineen kokonaistiheyteen tilavuusyksikössä.[7]

Historia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kosmiset tyhjiöt astrofysiikan tutkimisaiheena alkoi 1970-luvun puolivälissä kun punasiirtymiä alettiin tutkia tarkemmin, mikä johti vuonna 1978 kahden erillisen astrofyysikkoryhmän löytämään ja tunnistamaan superjoukkoja ja tyhjiöitä galaksien levittäytymisessä avaruudessa.[8] Uudet punasiirtymätutkimukset mullistivat tähtitieteen alana lisäten syvyyttä kaksiulotteisiin karttoihin maailmankaikkeuden rakenteista, jotka olivat ennen usein tiheästi pakattuja ja päällekkäisiä, mahdollistaen ensimmäisen kolmiulotteisen kartan maailmankaikkeudesta. Punasiirtymätutkimuksissa syvyys laskettiin galaksien yksittäisistä punasiirtymistä, jotka johtuvat maailmankaikkeuden laajenemisesta Hubblen lain mukaan.[9]

Aikajana[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • 1961 – Suuren kokoluokan rakenneosat kuten nk. "toisen asteen joukot", joka on erityinen superjoukkojen tyyppi, tuotiin astronomisen yhteisön huomioon.[10]
  • 1978 – Ensimmäiset kaksi tutkielmaa tyhjiöistä suuren kokoluokan rakenteissa julkaistiin mainiten tyhjiöt, jotka löydettiin Coma/A1367-joukkojen etualalla.[11][12]
  • 1981 – Suuri, halkaisijaltaan 50 h−1 Mpc:n tyhjiö Karhunvartijan alueelta löydettiin. (Tyhjiön koko myöhemmin laskettiin uudestaan 34 h−1 Mpc:ksi).[13][14]
  • 1983 – Tietokonesimulaatioita, jotka olivat tarpeeksi hienostuneita antamaan suhteellisen luotettavia tuloksia suuren mittakaavan rakenteesta, syntyi ja antoi syvempää ymmärrystä suuren luokan galaksilevinneisyydestä.[15][16]
  • 1985 – Yksityiskohtia superjoukko- ja tyhjiörakenteesta Perseuksen-Kalojen alueesta tutkittiin.[17]
  • 1989 – Astrofysiikan Keskuksen Punasiirtymäkartoitus paljasti, että suuret tyhjiöt, terävät säikeet ja muurit, jotka ympäröivät niitä dominoivat maailmankaikkeuden suuren luokan rakennetta.[18]
  • 1991 – Las Campanas -punasiirtymätutkimus varmisti maailmankaikkeuden suuren luokan rakenteen tyhjiörikkauden (Kirshner ja muut 1991).[19]
  • 1995 – Optisesti valitut galaksikartoitukset osoittivat, että sama määrä tyhjiöitä löytyy riippumatta otoksen koosta.[20]
  • 2001 – Kaksiasteinen yksittäisten galaksien punasiirtymäkartoitus lisäsi merkittävän suuren määrän tyhjiöitä tunnettujen kosmisten tyhjiöiden tietokantaan.[21]
  • 2009 – Sloan Digital Sky Surveyn (SDSS) tieto yhdistettynä edellisiin suuren mittaluokan tutkimuksiin tarjoaa nyt kaikista täydellisimmän näkymän yksityiskohtaisesta kosmisten tyhjiöiden rakenteesta[22][23][24]

Methods for finding[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

On olemassa useita tapoja löytää tyhjiöitä suuren mittaluokan universumikartoituksilla. Monista erilaisista algoritmeista kuitenkin lähes kaikki voidaan jakaa kolmeen yleiseen luokkaan.[25] Ensimmäinen luokka koostuu "tyhjiöetsijöistä", jotka yrittävät löytää tyhjiä alueita avaruudesta perustuen paikalliseen galaksitiheyteen.[26] Toisessa luokassa ovat ne, jotka yrittävät löytää tyhjiöitä pimeän aineen geometristen rakenteiden levinneisyyden kautta, galaksien viittaamana.[27] Kolmas luokka koostuu niistä etsijöistä, jotka tunnistavat rakenteita dynaamisesti käytämällä gravitatiivisesti epävakaita pisteitä pimeän aineen distribuutiossa.[28] 

Merkitys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tyhjiöt ovat vaikuttaneet merkittävästi nykyaikaiseen käsitykseen maailmankaikkeudesta sovelluksilla, jotka vaihtelevat pimeää energiaa valottavista kosmologista evoluutiota jalostaviin ja rajoittaviin.[29]


Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Freedman, R.A., & Kaufmann III, W.J. (2008). Stars and galaxies: Universe. New York City: W.H. Freeman and Company.
  2. U. Lindner (1995). "The structure of supervoids. I. Void hierarchy in the Northern Local Supervoid". Astron. Astrophys. 301: 329. Bibcode1995A&A...301..329L. 
  3. Granett, B. R. (2008). "An Imprint of Superstructures on the Microwave Background due to the Integrated Sachs-Wolfe Effect". Astrophysical Journal 683 (2): L99–L102. doi:10.1086/591670. Bibcode2008ApJ...683L..99G. 
  4. Ryden, Barbara Sue (2010-01-01). Foundations of Astrophysics, International (in en), Addison-Wesley, 522. ISBN 9780321595584. 
  5. Carroll, Bradley W. (2013-07-23). An Introduction to Modern Astrophysics, International (in en), Pearson, 1171. ISBN 9781292022932. 
  6. Pan, Danny C. (23 Mar 2011). "Cosmic Voids in Sloan Digital Sky Survey Data Release 7". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 421 (2): 926–934. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20197.x. Bibcode2012MNRAS.421..926P. 
  7. Neyrinck, Mark C. (29 Feb 2008). "ZOBOV: a parameter-free void-finding algorithm". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (4): 2101–2109. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13180.x. Bibcode2008MNRAS.386.2101N. 
  8. (1978) in M.S. Longair: The Large Scale Structure of the Universe, 241. 
  9. (1998-12-01) The Cosmic Perspective. Pearson College Division, 602. ISBN 978-0-201-47399-5. Viitattu 4 May 2014. 
  10. Abell, George O. (1961). "Evidence regarding second-order clustering of galaxies and interactions between clusters of galaxies". The Astronomical Journal 66. doi:10.1086/108472. ISSN 0004-6256. Bibcode1961AJ.....66..607A. 
  11. Gregory, S. A. (1978). "The Coma/A1367 supercluster and its environs". The Astrophysical Journal 222. doi:10.1086/156198. ISSN 0004-637X. Bibcode1978ApJ...222..784G. 
  12. Joeveer, Einasto and Tago 1978, Dordrecht, N/A, 241.
  13. Kirshner, R. P. (1981). "A million cubic megaparsec void in Bootes". The Astrophysical Journal 248. doi:10.1086/183623. ISSN 0004-637X. Bibcode1981ApJ...248L..57K. 
  14. Kirshner, Robert P. (1987). "A survey of the Bootes void". The Astrophysical Journal 314. doi:10.1086/165080. ISSN 0004-637X. Bibcode1987ApJ...314..493K. 
  15. Merlott, A. L. (November 1983). "Clustering velocities in the adiabatic picture of galaxy formation". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 205 (3): 637–641. doi:10.1093/mnras/205.3.637. ISSN 0035-8711. Bibcode1983MNRAS.205..637M. 
  16. Frenk, C. S. (1983). "Nonlinear evolution of large-scale structure in the universe". The Astrophysical Journal 271. doi:10.1086/161209. ISSN 0004-637X. Bibcode1983ApJ...271..417F. 
  17. Giovanelli, R. (1985). "A 21 CM survey of the Pisces-Perseus supercluster. I – The declination zone +27.5 to +33.5 degrees". The Astronomical Journal 90. doi:10.1086/113949. ISSN 0004-6256. Bibcode1985AJ.....90.2445G. 
  18. Geller, M. J. (1989). "Mapping the Universe". Science 246 (4932): 897–903. doi:10.1126/science.246.4932.897. ISSN 0036-8075. PMID 17812575. Bibcode1989Sci...246..897G. 
  19. Kirshner, 1991, Physical Cosmology, 2, 595.
  20. "The IRAS 1.2 Jy Survey: Redshift Data" (1995). The Astrophysical Journal Supplement Series 100: 69. doi:10.1086/192208. Bibcode1995ApJS..100...69F. 
  21. "The 2dF Galaxy Redshift Survey: Spectra and redshifts" (2001). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 328 (4): 1039–1063. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04902.x. Bibcode2001MNRAS.328.1039C. 
  22. "The Seventh Data Release of the Sloan Digital Sky Survey" (2009). The Astrophysical Journal Supplement Series 182 (2): 543–558. doi:10.1088/0067-0049/182/2/543. Bibcode2009ApJS..182..543A. 
  23. Malline:Cite arXiv
  24. Mao, Qingqing (2017). "A Cosmic Void Catalog of SDSS DR12 BOSS Galaxies" en. The Astrophysical Journal 835 (2): 161. doi:10.3847/1538-4357/835/2/161. ISSN 0004-637X. Bibcode2017ApJ...835..161M. 
  25. Virhe: Lehtiviitemallineessa julkaisuparametri on pakollinen. [ Ohje ], 2010. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16197.x. Bibcode:2010MNRAS.403.1392L.
  26. Virhe: Lehtiviitemallineessa julkaisuparametri on pakollinen. [ Ohje ], 2002. doi:10.1086/338340. Bibcode:2002ApJ...566..641H.
  27. Virhe: Lehtiviitemallineessa julkaisuparametri on pakollinen. [ Ohje ], 2005. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09064.x. Bibcode:2005MNRAS.360..216C.
  28. Virhe: Lehtiviitemallineessa julkaisuparametri on pakollinen. [ Ohje ], 2007. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11318.x. Bibcode:2007MNRAS.375..489H.
  29. Sahlén, Martin (2016). "Cluster–Void Degeneracy Breaking: Dark Energy, Planck, and the Largest Cluster and Void" en. The Astrophysical Journal Letters 820 (1): L7. doi:10.3847/2041-8205/820/1/L7. ISSN 2041-8205. Bibcode2016ApJ...820L...7S. 

Ulkoisia linkkejä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]