Universumi ehitust võib kirjeldada kui hiiglaslikku võrgustikku, milles üksikgalaktikatest ning väikestest galaktikagruppidest koosnevad ahelad ehk filamendid ühendavad rikkaid galaktikagruppe ja parvi. Viimased 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.

Astronoomide hulgas on üldlevinud arvamus, et galaktikate grupid ja parved erinevad põhiliselt nendesse kuuluvate galaktikate arvu poolest – grupid on väiksemad ning parved on suuremad. Kuid on see ikka nii? Otsustasin kontrollida selle paikapidavust Tartu Ülikooli Tartu observatooriumi astronoomidega.

Oma uurimuses kasutasime andmeid nii galaktikagruppide endi, gruppide kõige heledamate galaktikate ehk nn peagalaktikate kui ka gruppide ümbruse kohta. Soovisime välja selgitada, kas niisuguste andmete kooskasutus annab meile uut informatsiooni erineva suurusega gruppide võimaliku liigituse kohta.

Meie uurimus näitas, et galaktikate grupid ja parved moodustavad kaks mitmes mõttes küllalt erinevate omadustega kogumit. Füüsikalised protsessid, mis mõjutavad gruppide ja parvede peagalaktikate tekkimist ja arengut, on rikastes ja vaestes gruppides erinevad. Nõnda aitab töö paremini aru saada nii gruppide endi, nende peagalaktikate kui ka kogu kosmilise võrgustiku arengust.

Kaks klassi

Gruppide ümbrust iseloomustasime oma töös kahel erineval moel. Kõigepealt kirjeldasime kosmilist võrgustikku üldise tihedusvälja abil, kus suurimateks ületiheduspiirkondadeks on superparved ja suurtele alatiheduspiirkondadele vastavad tühikud. Teiseks leidsime iga galaktikagrupi jaoks selle kauguse lähima filamendi teljest. See kaugus näitab, kas antud grupp kuulub filamenti, asub filamendi lähedal või filamentidest kaugel.

Galaktikate gruppide peagalaktikad jagasime neis toimuva tähetekke järgi galaktikateks, kus täheteke on ammu lõppenud ning sellisteks, kus praegu toimub aktiivne täheteke. Tähetekke lõpetanud, vanade tähtedega galaktikad on valdavalt punased, noored tähed annavad aga aktiivse tähetekkega galaktikatele sinise värvi. Samas leidsime ka, et gruppide peagalaktikate hulgas on ka punaseid aktiivse tähetekkega galaktikaid.

Erineva heledusega ehk n-ö rikkusega gruppide peagalaktikate omaduste võrdlemisel tuli välja, et grupid jagunevad kaheks klassiks. Neist esimese moodustavad suure heledusega grupid ja parved, mille peagalaktikad on peaaegu kõik juba tähetekke lõpetanud punased galaktikad. Teise klassi moodustavad väikese heledusega vaesed grupid, mille peagalaktikad võivad lisaks punastele, tähetekke lõpetanud galaktikatele olla ka sinised või punased tähetekkega galaktikad.

Niisiis, erinevused gruppide ja parvede vahel ei piirdu vaid heledusega – iga valimit võib ühe omaduse alusel jagada kaheks.

Mitu lisaerinevust

Lisaks leidsime, et suure heledusega galaktikagrupid ja -parved asuvad kõik suure tihedusega piirkondade filamentides. Kõik kõige heledamad ja rikkamad parved paiknevad superparvede ahelates. Seevastu väikese heledusega galaktikagruppe ja üksikgalaktikaid võib leida igal pool kosmilises võrgustikus. Seejuures ka väikese tihedusega piirkondades – tühikutes, kus need 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.

Joonis 2 näitab erineva heledusega gruppide kaugust lähima filamendi teljest (D[fil] ja asukohast tihedusväljast (tähistatud kui D8; see on antud piirkonna ületihedus võrreldes keskmise tihedusega; D5 >= 5 vastab superparvedele ja D8 < 1 vastad tühikutele). On näha, et suure heledusega grupid (tähistatud punase ja kollasega) paiknevad kõik filamentide lähedal suure tihedusega piirkondades, aga väikese heledusega grupid (tähistatud rohelise ja sinisega) võivad kosmilises võrgustikus paikneda igal pool.

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 keskmest üsnagi kaugel.

Joonis 3 näitab seost gruppide kiiruste dispersioonide sigma_v ja gruppide peagalaktikate täheliste kiiruste dispersioonide vahel suure heledusega gruppide ja parvede korral (punaste ringidega on tähistatud tähetekke lõpetanud gruppide/parvede peagalaktikad, punaste kolmnurkade ja ristidega on tähistatud punaste täketekkega peagalaktikatega grupid/parved, ja siniste ringide ning kolmnurkadega on tähistatud siniste tähetekkega peagalaktikatega grupid/parved.

Leidsime, et varasematest töödest teadaolev seos peagalaktikate täheliste kiiruste dispersioonide ja gruppide kiiruste dispersioonide vahel ei kehti väga rikaste parvede korral. Eriti hästi võis näha seda sellistes parvedes, milles on tähetekke lõpetanud peagalaktikad.

Laiem pilt

Saadud 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 ehk praeguste tühikute aladel võivad tekkida samas vaid üsna vaesed grupid, mis asuvad üksteisest üsna kaugel. Seega on ka nendevahelisi liitumisi vähe.

Lisaks annavad meie tulemused 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 ja kaugema ümbruse mõju, näiteks galaktikagruppide liitumine ja muu, on oluline eelkõige rikastes galaktikaparvedes. Seeläbi rõhutab meie töö ühtlasi galaktikate superparvede kui galaktikate ning nende süsteemide tekke ja arengu jaoks erilise keskkonna tähtsust.

Järgmise sammunas saab galaktikate ja galaktikagruppide uurimisel kasutada selliseid uusi vaatlusandmeid, mis sisaldavad andmeid väga nõrkade galaktikate kohta. Mitmes vastavas vaatlusprogrammis osaleb ka Tartu observatoorium.

Töö on avaldamiseks vastu võetud ajakirjas Astronomy and Astrophysics ning selle autorid on Maret Einasto, Jaan Einasto, Peeter Tenjes, Suvi Korhonen, Rain Kipper, Elmo Tempel, Lauri Juhan Liivamägi ja Pekka Heinämäki.

* - 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.