Kosmoss ir kā sūklis; gari, spīdoši tūkstošiem un miljonu galaktiku pavedieni mijas ar tukšumiem - melnajiem caurumiem, kuros ir daudz mazāk zvaigžņu kopu nekā vidēji. Tiesa, nevienam nav atļauts redzēt Visumu šādi: neatkarīgi no tā, kur atrodas novērotājs, zvaigzņu un galaktiku izkliede šķiet sfēras iekšējā virsma, kuras centrā atrodas skatītājs.
Astronomiem senos laikos un līdz pat 20. gadsimta sākumam šķita plakanas debesis: viņi zināja, kā noteikt attālumu tikai līdz tuvākajiem astronomiskajiem objektiem - Saulei, Mēnesim, Saules sistēmas planētām un to lielajiem pavadoņiem; viss pārējais bija nepieejams tālu - tik tālu, ka nebija jēgas runāt par to, kas bija tuvāk un kas bija nākamais. Tikai 20. gadsimta sākumā dziļā kosmosā sāka iegūt apjomu: parādījās jauni veidi, kā izmērīt attālumus līdz tālām zvaigznēm - un mēs uzzinājām, ka papildus mūsu galaktikai ir arī neskaitāmas zvaigžņu kopas. Un līdz gadsimta beigām cilvēce atklāja, ka dzimtā galaktika griežas vienā no spraugām starp zvaigžņu "sūkļa" pavedieniem - vietā, kas ir ļoti tukša pat pēc kosmiskiem standartiem.
No plaknes līdz tilpumam
Cilvēka acs var atšķirt tālu objektu no tuvākā tikai tad, ja šie objekti nav pārāk tālu no novērotāja. Netālu augošs koks un pie horizonta kalns; cilvēks, kurš stāv rindā skatītāja priekšā, un simts cilvēku no viņa. Binokulāritāte ļauj mums saprast, kas ir tālu un kas ir tuvu (ar vienu aci to var arī izdarīt, bet ar mazāku precizitāti) un smadzeņu spēja novērtēt parallaksi - objekta redzamā stāvokļa izmaiņas attiecībā pret tālu fonu.
Kad mēs skatāmies uz zvaigznēm, visi šie triki ir bezjēdzīgi. Izmantojot jaudīgu teleskopu, jūs varat novērtēt attālumu līdz zvaigznēm, kas ir vistuvāk Saulei, izmantojot parallaksu, taču šeit beidzas mūsu iespējas. Maksimāli sasniedzamo ar šo metodi 2007. gadā sasniedza Hipparcos satelīta teleskops, kurš izmērīja attālumu līdz miljonam zvaigžņu Saules tuvumā. Bet, ja paralēle ir jūsu vienīgais ierocis, tad viss, kas pārsniedz dažus simtus tūkstošus parsekļu, paliek punkti uz sfēras iekšējās virsmas. Drīzāk tā palika - līdz pagājušā gadsimta divdesmitajiem gadiem.
Millenium simulācija aprēķina 10 miljardus daļiņu kubā, kura mala ir aptuveni 2 miljardi gaismas gadu. Pirmajai palaišanai 2005. gadā tika izmantoti provizoriski dati no WMAP misijas, kas pētīja Lielā sprādziena relikto starojumu. Pēc 2009. gada, kad Planckas kosmosa novērošanas centrs noskaidroja CMB parametrus, simulācija tika atsākta vairākas reizes, katru reizi pagāja mēnesis, līdz Max Planck Society superdators tika palaists. Simulācija parādīja galaktiku veidošanos un to izplatību - galaktiku kopu un tukšumu parādīšanos starp tām.
Kur kosmosā "sūklis" ir Piena ceļš?
Piena Ceļa galaktika atrodas 700 tūkstošu parsku attālumā no tuvākās lielās galaktikas - Andromedas - un kopā ar Trianguluma galaktiku un piecdesmit punduru satelītu galaktikām veido Lokālo galaktiku grupu. Vietējā grupa kopā ar duci citu grupu ir daļa no Vietējās lapas - galaktikas pavediena, daļa no Galaktiku Vietējā supergrupa (superklāstera), citādi zināma kā Jaunavas superklāsters; bez mūsdienām tajā ir apmēram tūkstotis lielu galaktiku. Jaunava, savukārt, ir daļa no Laniakei superklastera, kurā jau ir aptuveni 100 tūkstoši galaktiku. Tuvākie kaimiņos esošie Laniakea kaimiņi ir superklases Veronica mati, supercluster Perseus-Pisces, supercluster Hercules, Leo klasteris un citi. Vistuvākais kosmiskā tukšuma gabals mums, Vietējā ieeja, atrodas Piena ceļa otrajā pusē, kas nav vērsts pret Vietējo lapu. No Saules līdz Vietējā tukšuma centram tas ir aptuveni 23 Mpc, un tā diametrs ir aptuveni 60 Mpc jeb 195 miljoni gaismas gadu. Un tas ir piliens okeānā salīdzinājumā ar patiesi Lielo tukšumu, kas, iespējams, mūs ieskauj.
2013. gadā astronomu grupa nonāca pie secinājuma, ka Piena ceļš un līdz ar to arī tuvākās galaktikas - lielākā daļa Laniakea - atrodas patiesi milzu tukšuma vidū, kura garums ir aptuveni 1,5 miljardi gaismas gadu. Zinātnieki ir salīdzinājuši starojuma daudzumu, kas Zemi sasniedz no tuvējām galaktikām un no attāliem Visuma stūriem. Attēls izskatījās tā, it kā cilvēce dzīvotu metropoles tālu nomalē: kvēle pār lielu pilsētu apgaismo nakts debesis vairāk nekā netālu esošo māju logu gaisma. Relatīvā tukšuma milzu apgabals tika saukts par KVS tukšumu - pēc pirmajiem (latīņu) burtiem bija nosaukti pētījuma autoru Raiena Keenana, Eimija Bārgera un Lennoksa Kovija vārdi.
Par nederīgu PIC joprojām notiek debates astronomu sabiedrībā. Tā pastāvēšana atrisinās dažas pamatproblēmas. Atgādiniet, ka tukšums nav tukšums, bet gan reģions, kurā galaktiku blīvums ir par 15-50% mazāks nekā vidējais Visumā. Ja pastāv KBC tukšums, tad šis mazais blīvums izskaidro neatbilstību starp Habla konstantes vērtībām (kas raksturo Visuma izplešanās ātrumu), kas iegūtas ar Cepheids palīdzību un caur kosmisko mikroviļņu fona starojumu. Šī neatbilstība ir viena no sarežģītākajām mūsdienu astrofizikas problēmām, jo teorētiski Habla konstantei, tāpat kā jebkurai citai konstantei, nevajadzētu mainīties atkarībā no mērīšanas metodes. Ja Piena ceļš atrodas milzu tukšumā, tad relikts starojums ceļā uz Zemi atbilst daudz mazāk matēriju nekā vidēji kosmosā; labojot to,jūs varat saskaņot eksperimentālos datus un precīzi izmērīt Visuma izplešanās ātrumu.
Galaktisko superklasteru un tukšumu izcelsmes teorijas
Tūlīt pēc galaktiku un tukšumu superklasteru atklāšanas zinātnieki domāja par to izcelsmi - un jau no paša sākuma kļuva skaidrs, ka nevar iztikt bez Visuma neredzamās masas. Poraina struktūra nevar būt normālas, baryonic vielas produkts, no kura sastāv mūsu pazīstamie objekti un mēs paši; pēc visiem aprēķiniem tā kustība nevarēja izraisīt šodien novēroto makrostruktūru laikā, kas pagājis kopš Lielā sprādziena. Galaktiskās superklasterus un tukšumus varēja radīt tikai tumšās vielas pārdale, kas sākās daudz agrāk nekā pirmās izveidotās galaktikas.
Tomēr, kad parādījās pirmā teorija, kas izskaidro pavedienu un tukšumu esamību, Lielais sprādziens vēl nebija apspriests. Padomju astrofiziķis Jakovs Zeldovičs, kurš kopā ar Jāni Einasto sāka pētīt makrostruktūru, savus pirmos aprēķinus veica tumšās vielas kā neitrīna, kas pazīstams kā karstās tumšās vielas teorija, jēdziena ietvaros. Tumšās matērijas perturācijas, kas notika Visuma pastāvēšanas agrīnajos posmos, pēc Zeldoviča domām, izraisīja šūnas struktūras ("pankūkas") parādīšanos, kas vēlāk gravitācijas ceļā piesaistīja baryonic matēriju un nedaudz vairāk nekā trīspadsmit miljardu gadu laikā veidoja novēroto galaktisko superklasteru, pavedienu un sienu un tukšumu struktūru starp tām.
Līdz 80. gadu vidum karstā tumšās vielas teorija tika atmesta par labu aukstās tumšās vielas teorijai. Cita starpā to no neitrīno teorijas atšķīra ar skalām, pie kurām radās primārās nehomogenitātes - mazākas, un tāpēc, šķiet, neizskaidro kosmiskā "sūkļa" esamību ar tā elementiem simtiem tūkstošu parseku garumā. Turpmākajās divās desmitgadēs astrofiziķiem tomēr ir izdevies saskaņot "pankūku" modeli ar matemātiku, kas atrodas aiz "aukstās" tumšās vielas.
Mūsdienu datorsimulācijas lieliski parāda, kā tumšās vielas izplatības svārstības jaunajā Visumā radīja galaktikas pavedienus un tukšumus. Visslavenākā no šīm simulācijām, kas tika veikta 2005. gada Tūkstošgades simulācijas projekta ietvaros ar superdatoru Leibnica parāda struktūru veidošanos, kas pēc izmēra ir salīdzināma ar Laniakei superklasteru - tādu, kurā griežas mūsu galaktika.
Anastasija Šartogaševa