Galaktiku kopas: Atsevišķas galaktikas sastopamas reti, tās grupējas grupās un kopās.
Galaktiku izvietojums: Galaktiku kopas ir izvietotas milzīgu, neregulāru šūnu sienās.
Visuma izplešanās: Attālums starp galaktikām palielinās Visuma izplešanās dēļ.
Visuma sastāvs: Tikai 5% no Visuma ir redzamā matērija.
Galaktiku kopas
Galaktikas šķir grūti iedomājami attālumi. Mums tuvākā galaktika - Andromedas galaktika (1. att.) atrodas 808 200 parseku jeb 2,537 miljonu gaismas gadu attālumā. Ievērojami tuvāk atrodas mūsu Galaktikas pavadoņi - Lielais Magelāna mākonis un Mazais Magelāna mākonis, bet attālumi līdz lielāko daļu galaktikām mērāmi daudzos megaparsekos (Mpc).
1. att. Andromedas galaktika (BBC Sky at Night attēls)
Atsevišķas galaktikas Visumā sastopamas reti. Lielākā daļa galaktiku veido galaktiku grupas un galaktiku kopas. Galaktiku grupās ir daži desmiti galaktiku, bet galaktiku kopās ir simti un tūkstoši galaktiku. Mūsu Galaktika ietilpst galaktiku grupā, ko sauc par Lokālo grupu. Tajā ir daži desmiti galaktiku, lielākās no tām ir mūsu Galaktika, Andromedas miglājs un galaktika M 33.
Lokālā grupa atrodas vistuvāk Jaunavas kopai, kas atrodas 55 miljonus gaismas gadu attālumā. Mēs esam novērojuši 1300 galaktiku tajā, līdz ar to tur noteikti atrodas vēl vairāk. Kā jau minēts iepriekš, lielākoties spirālveida galaktikas atrodas kopas ārpusē, bet eliptiskās galaktikas atrodas tuvāk centram, kur arī ir lielāks galaktiku blīvums. Tas ir tāpēc, ka eliptiskās galaktikas veidojas caur galatiku saplūšanu, bet spirālveida galaktikām saplūšana nenāk par labu, līdz ar to tās ērtāk jūtas kopu sānos.
Starp galaktikām kopās atrodas starpkopu vide, kas sastāv no ļoti karstas gāzes - līdz pat 100 miljoniem grādu. Tai ir ļoti mazs blīvums, tomēr tā ir aptuveni 15% no visas kopas masas! Tas ir pat vairāk nekā galaktikas redzamās matērijas masa. Tomēr lielākā daļa no masas pieder tieši tumšajai matērijai, kas ir aptuveni 80%.
Mūsu Lokālā grupa un Jaunavas kopa atrodas vēl lielākā struktūrā, kas ir Jaunavas superkopa (2. att.). Superkopa sastāv no galaktiku grupām un kopām, un tās ir vienas no lielākajām struktūrām Visumā. Jaunavas superkopa ir nosaukta par godu Jaunavas kopai, kas ir tās centrālais un dominējošais galaktiku kopums. Jaunavas superkopa ir viena no lielākajām zināmajām Visuma struktūrām, kuras platums ir aptuveni 110 miljoni gaismas gadu.
_1726209677.png)
2. att. Jaunavas superkopa. Ar sarkaniem burtiem atzīmēta Lokālās grupas atrašanās vieta (Andrew Z. Colvin attēls)
Tajā atrodas aptuveni 10 galaktiku grupas un kopas, un tā ir tikai viena no 10 superkopām redzamajā Visumā. Līdzīgi kā zvaigznes galaktikā, arī galaktiku kopas un grupas superkopās ir pakļautas tās gravitācijas ietekmei. Arī kopām ir noteikta kustība caur šo telpu un, piemēram, Lokālā grupa lēnām kustas Jaunvas kopas virzienā.
Galaktiku izvietojums
Raugoties noteiktā virzienā, pie debess redzami dažādā attālumā izvietoti galaktiku slāņi. Fotogrāfijās, kas iegūtas ar pasaules spēcīgākajiem teleskopiem, debess ir burtiski noklāta ar galaktikām. Tās veido telpisku struktūru, ko sauc par Visuma tīklu (3. att.). Galaktiku grupas un kopas ir izvietotas milzīgā, neregulārā zirnekļtīklā. Tas arī līdzinās mūsu smadzeņu neironu tīklam.
3. att. Visuma tīkls, kas raksturo gan redzamās, gan neredzamās matērijas izveitojumu Visumā (Volker Springel (Max Planck Institute for Astrophysics) et al. attēls)
Šajā Visuma tīklā slēpjas milzīgs daudzums informācijas. Tajā ir apkopots ne tikai redzamās matērijas, bet arī tumšās matērijas izvietojums Visumā. Var redzēt, ka ir vietas, kur ir izteikti sablīvejumi, gan tukšumi, un tas viss ir skaidrojams ar agrīnā Visuma sākotnējo matērijas izvietojumu, kas attīstījās līdz redzamajam izvietojumam. Ar sarežģītiem fizikas modeļiem arī ir iespējams veikt datora simulācijas, kas šo tīkla struktūru spēj paredzēt. Veicot šāda tipa simulācijas, zinātnieki spēj vairāk saprast kā Visums attīstījies, salīdzinot simulāciju iznākumus ar reāli novērotajiem datiem. Sakritības liecina par pareizo virzienu teorijās, bet tieši nesakritības ļauj eksperimentēt ar vēl nezināmiem lielumiem un uzzināt par tiem vairāk.
4. att. Euclid teleskopa attēls Perseja kopai. Šajā attēlā redzamas tūkstošiem galaktikas (ESA attēls)
Mūsdienu teleskops darbojas kā savdabīga laika mašīna. Ar tā palīdzību mēs varam ieskatīties praktiski pašos Visuma pirmsākumos, ja skatāmies pietiekami tālu (5. att.). To gaismu, ko novērotājs redz, skatoties uz Andromedas galaktiku, tā ir izstarojusi pirms 2,3 miljoniem gadu - tajos laikos, kad cilvēka sencis varbūt vēl dzīvoja kokos un vēl nebija paņēmis rokā pirmo akmens cirvi. Taču Andromedas galaktika ir tuvs objekts. Raugoties uz tālākiem Visuma objektiem, iespējams ieskatīties pagātnē vēl tālāk. Piemēram, gaisma no tālākajiem kvazāriem līdz Zemei nāk vairākus miljardus gadu, tāpēc mēs redzam kvazārus nevis tādus, kādi tie izskatās tagad, bet tādus, kādi tie izskatījās ļoti tālā pagātnē. Kvazāri ir kā logs uz Visuma pagātni.
Bet cik tālu mēs varam ieskatīties?
5. att. Mūsu iespējas ieskatīties pagātnē ar JWST un Habla teleskopu (ESA attēls)
Visuma izplešanās
20. gadsimta pirmajā pusē astronomi atklāja, ka attālumi starp galaktikām palielinās. Tas nozīmē, ka Visums izplešas. Skatoties no mūsu Galaktikas, redzams, ka citas galaktikas attālinās, pie kam, jo tālāk tās atrodas, jo lielāks ir to attālināšanās ātrums. Taču tas nenozīmē, ka mūsu Galaktika ir Visuma centrs. Skatoties no citas galaktikas, redzamā izplešanās aina būtu tāda pati. Kā to saprast? Iztēlosimies, ka galaktikas novietotas uz balona virsmas (6. att.). Pūšot balonu lielāku, attālumi starp galaktikām pieaug. Nevienā balona daļā tās nesāk blīvēties, neviena galaktika nav arī izplešanās centrs. Taču jāņem vērā, ka analoģija ar balonu tiek izmantota vienīgi uzskatāmības labad. Nevajag iedomāties, ka Visums ir lode, kas izplešas apkārtējā tukšā telpā. Visums ir viss, kas pastāv. Ārpus tā nekā nav. Nav ne tikai galaktiku, bet vispār nekā - nedz telpas, nedz laika.
6. att. Visuma izplešanās salīdzinājums ar balona pūšanu (TAKE 27 LTD/SPL attēls)
Debess ķermeņu kustības ātruma noteikšanai astronomijā plaši izmanto Doplera efektu. Ja debess ķermenis tuvojas vai attālinās, spektrāllīnijas tā spektrā nobīdās. Attālināšanās gadījumā līnijas nobīdās uz spektra sarkano galu. To sauc par sarkano nobīdi. 20. gadsimta sākumā astronomi konstatēja, ka galaktiku spektros pastāv liela sarkanā nobīde (7. att.). Tas nozīmē, ka citas galaktikas attālinās no mūsu Galaktikas. Amerikāņu astronoms E. Habls atklāja likumsakarību, ko tagad sauc par Habla likumu: jo lielāks galaktikas attālināšanās ātrums, jo lielākā attālumā tā atrodas.
7. att. Spektrāllīnijas nobīde galaktikas spektrā dod iespēju noteikt tās attālināšanās ātrumu un attālumu. (IOWA attēls)
Zinot galaktikas sarkano nobīdi, var aprēķināt tās attālināšanās ātrumu un arī attālumu līdz galaktikai. Tālākās galaktikas un kvazāri attālinās no mums ar lielu ātrumu. Habla likumu astronomijā pielieto ļoti bieži, jo tas ir pats labākais “metramērs” kosmosa plašumos.
Esam noskaidrojuši, ka Visums ir aptuveni 13.8 miljardu gadus vecs. Tas nozīmē, ka varam redzēt aptuveni 13.8 miljardu gaismas gadu attālumā? Nē, jo, kā jau tikko izklāstijām, Visums izplešas, līdz ar to mēs redzam vēl tālāk par to. Iedomāsimies, ka mēs novērojam reliktstartojumu - agrāko iespējamo starojumu Visumā, kas ir radies 300'000 gadus pēc Lielā sprādziena. Tas nozīmē, ka šis starojums līdz mums ir ceļojis gandrīz visu Visuma mūžu: 13.8 miljards gadu. Tomēr šajā starojuma ceļojumā telpa izpletās starp mums un reliktstarojuma Habla likuma dēļ. Beigu beigās noceļotais attālums ir 46 miljards gaismas gadu! Varētu šķist, ka ir atklāta nepilnība fizikas likumos, bet tomēr viss ir tās robežās. Starojums fiziski šā vai tā ceļā pavadīja 13.8 miljards gadu, vienīgi telpas izplešanās rezultātā attālums ir krietni lielāks. Ja mēs spētu paskatītities, kas notiek tagad šajā attālumā, tad aina būtu līdzīga tam, ko mēs redzam sev apkārt - tur būtu radušās galaktikas, kas atrodas galaktiku grupās, kas atrodas galaktiku kopās...
8. att. Redzamais Visums (Unmismoobjetivo attēls)
8. attēlā ir redzama ilustrācija iepriekš aprakstītajam fenomenam - mēs redzam tikai daļu no Visuma, ko mēs saucam par Redzamo Visumu. Ir Visuma nostūri, kas ir pārāk tālu, lai mēs tos vairs redzētu. Ir arī galaktikas uz redzamā Visuma robežas, kas izstaro savu pēdējo fotonu, un vairs mēs šo galaktiku nekad neredzēsim, jo tā aizies aiz šīs robežas. Tik tiesi, redzamais Visums nav fiksēts, bet gan tas attīstas laikā. Redzamais Visums paliek lielāks, tā kā Visuma telpa paliek lielāka, bet tajā pašā laikā galaktikas tik ātri sāks attālināties no mums lielos attālumos, ka mēs redzēsim aizvien mazāk un mazāk galaktiku. Pēc aptuveni 100 miljards gadiem mēs redzētu tikai galaktikas mūsu Lokālajā grupā, citādāk visa milzīgā redzamā Visuma telpa būs tukša. Vēl pēc vairākiem simtiem vai pat tūkstošiem miljardu gadu tas pats teorētiski varētu notikt pat ar zvaigznēm, tad mūsu planētām, un beigās pat ar atomiem un elementārdaļiņām. Šajā brīdī Visuma izplešānās būtu pilnībā uzvarējusi gravitāciju, un šo periodu sauc par Lielo atdalīšanos, par ko vairāk pastāstīts nākamajā sadaļā.
9. att. Redzamais Visums logaritmiskā skalā. Pa kreisi redzama Zeme un Zemei tuvi objekti, kā Mēness, Saule, planētas, bet pa labi redzama redzamā Visuma robeža (Pablo Carlos Budassi attēls)
No kā sastāv Visums?
Visums ir neaptverami plaša telpa, kas ietver visu esošo matēriju, enerģiju, planētas, zvaigznes, galaktikas un pat laiku un telpu. Tā sastāvs ir viens no svarīgākajiem jautājumiem, ko pēta zinātnieki, cenšoties izprast Visuma izcelsmi un tā darbības principus.
Pirmkārt, tikai aptuveni 5% no Visuma sastāva veido parastā jeb barionu matērija. Šī matērija ietver visu, ko mēs varam tieši novērot un ar ko mijiedarbojamies ikdienā: atomi, molekulas, planētas, zvaigznes un dzīvie organismi. Tā ir matērija, kas veido redzamo Visumu.
Tomēr pārējie 95% no Visuma ir neredzama un noslēpumaina sastāvdaļa: tumšā matērija un tumšā enerģija. Tumšā matērija veido aptuveni 27% no Visuma. Lai gan tā nav tieši novērojama, tās eksistenci var secināt no gravitācijas ietekmes uz redzamo matēriju, piemēram, galaktikām un zvaigžņu kustībām.
10. att. Tumšās matērijas teoriju apkopojums (Ning Yan et al. attēls)
Lai gan mēs zinām daudz par tumšo matēriju no novērojumiem - tā nevar būt pārāk viegla, tā nevar mijiedarboties ne ar redzamo matēriju, ne ar starojumu, tā nevar būt lādēta un tā tālāk -, tomēr mēs nezinām kas tieši tā ir (10. att.). Ir teorijas, kad tā ir smaga, individuāla daļiņa WIMP (Weakly Interacting Massive Particle), vai arī, ka tie īstenībā ir neitrino. Ir arī idejas, ka tā nemaz nav daļiņa, bet mēs vienkārši nesaprotam līdz galam gravitācijas teoriju, vai arī varbūt tas ir kaut kas neredzams no mums zināmās matērijas, kā pirmatnējie melnie caurumi. Variantu ir daudz, un tos ir grūti apgāzt vai pierādīt. Katrai no šajām teorijām ir zinātnieku grupa, kas cenšas pierādīt savu taisnību, tāpēc ir cerība, ka šajā dekādē patiesība tiks atrasta.
Visbeidzot, tumšā enerģija veido lielāko daļu Visuma—aptuveni 68%. Tā tiek uzskatīta par spēku, kas izraisa Visuma paātrinātu izplešanos (11. att.). Tumšā enerģija ir viena no lielākajām mūsdienu fizikas mistērijām, un tās izpēte var radīt būtiskas izmaiņas mūsu izpratnē par fizikas likumiem.
11. att. Tumšas enerģijas dēļ Visums izplešās paātrināti (Getty attēls)
Pirmās liecības par tumšās enerģijas esamību parādījās 1990. gadu beigās, kad astronomi, pētot tālu supernovu spožumu, atklāja, ka Visums ne tikai izplešas, bet to dara ar paātrinājumu. Šis atklājums bija pretrunā ar iepriekšējiem pieņēmumiem, ka gravitācijas spēks palēnina izplešanos. Lai izskaidrotu šo fenomenu, tika ieviests jēdziens "tumšā enerģija".
Viena no populārākajām teorijām, kas mēģina izskaidrot tumšo enerģiju, ir kosmoloģiskā konstante, ko sākotnēji ieviesa Alberts Einšteins savā vispārīgajā relativitātes teorijā. Šī konstante pārstāv enerģijas blīvumu vakuumā, kas paliek nemainīgs, kad Visums izplešas. Vēlāk to Einšteins šīs konstantes iekļaušanu savos vienādojumos nosauca par savas dzīves lielāko kļūdu. Lai gan viņa iemesls šo konstanti izmantot nebija korekts, priekš modernajiem pieņēmumiem mēs to izmantojam tāpatās. Einšteinam kaut kā nesanāk cilvēcīgi kļūdīties...
Lai gan tumšā enerģija nav tieši novērojama, tās ietekme ir redzama kosmiskā mērogā. Tā ietekmē galaktiku veidošanos un sadalījumu, kā arī kosmiskā mikroviļņu fona starojuma fluktuācijas. Šo iemeslu dēļ tumšās enerģijas izpēte ir viena no galvenajām mūsdienu kosmoloģijas un astrofizikas pētniecības jomām.
Habla saspīlējums
Jau vairākkārt tika minēta Visuma izplešanās, kā tumšā enerģija to izraisa, kā arī kā tas ietekmē mūsu novērojumus un to, ko vispār mēs varam redzēt. Tajā pašā laikā izrādās, ka arī Visuma izplešanos mēs līdz galam nesaprotam. Tam ir dots nosauks "Habla saspīlējums" jeb Hubble tension, kas ir termins, kas pēdējos gados kļuvis par vienu no karstākajiem diskusiju tematiem kosmoloģijā. Tas apzīmē nesakritību starp diviem neatkarīgiem Visuma izplešanās ātruma jeb Hubble konstantes mērījumiem. Šī neatbilstība ir ne tikai zinātnisks paradokss, bet arī potenciāls logs uz jaunu fiziku, kas varētu pārskatīt mūsu izpratni par Visuma struktūru un tā attīstību.
Pirmā metode, kā zinātnieki mēra Visuma izplešanās ātrumu, ir, izmantojot agrīnā Visuma novērojumus. Planck satelīta iegūtie kosmiskā mikroviļņu fona starojuma (CMB) dati sniedz ieskatu Visumā tā agrīnajā stadijā (12. att.), aptuveni 380 000 gadus pēc Lielā Sprādziena. Analizējot šo starojumu un pielietojot standarta kosmoloģiskos modeļus, tiek iegūta Habla konstantes vērtība aptuveni 67,4 km/s/Mpc, kas raksturo, cik ātri Visums izplešas.
12. att. Ilustrācija ar Visuma evolūciju, sākot no reliktstarojuma. Reliktstarojums ir pa kreisi, kur norādīts kā viens no tā reģioniem attīstās līdz galaktiku izveidei (Paul Wootten for BBC Sky at Night magazine attēls)
Otrās metodes fokuss ir uz mūsu tuvāko apkārtni jeb vietējo Visumu. Šeit tiek izmantotas tā sauktās "standarta sveces"—astronomiski objekti ar zināmu spožumu, piemēram, Cefeīdu maiņzvaigznes (13. att.) un Ia tipa pārnovas. Mērot šo objektu attālumus un novērojot to kustību, tiek iegūta lielāka Hubble konstantes vērtība - aptuveni 73,0 km/s/Mpc.
13. att. Cefeīda RS Puppis Piena Ceļā (NASA, ESA, un the Hubble Heritage Team attēls)
Atšķirība starp šīm divām Habla konstantes vērtībām nav maznozīmīga un pārsniedz statistiskās kļūdas robežas. Tas nozīmē, ka pastāv būtiska nesakritība starp mūsu izpratni par agrīno Visumu un tā pašreizējo stāvokli. Šis "saspīlējums" liek domāt, ka mūsu pašreizējie modeļi var neatspoguļot pilnīgu ainu vai arī ir spēkā vēl neatklāti fizikas principi.
