Sissejuhatus astrofüüsikasse

Tallinna Tehnikaülikool

Vladislav-Veniamin Pustõnski

2010 – 2012

Loeng 11

Galaktikad, galaktikate parved, Universumi struktuur

Galaktikate üldised omadused

Galaktikad on suured gravitatsiooniliselt seotud süsteemid, mis koosnevad tähtedest, täheparvedest, tähtedevahelisest gaasist ja tolmust ja ka tumedast ainest. Galaktikate massid on vahemikus ca 107 – 1012 päikesemassi. Päike ise paikneb galaktikas, mida nimetatakse Linnuteeks ja mille mass on ca 21011 päikesemassi. Galaktikate läbimõõdud on vahemikus ca 5 – 500 kpc, Linnutee läbimõõt on ca 30 kpc (100 valgusaastat). Spiraalsetes galaktikates tume aine massiosa võib olla kuni 90 %, aga on ka galaktikad, kus selle sisaldus on palju väiksem. Tumeda aine olemus ei ole siiamaani selge. Galaktikate arv universumis on ka teadmata, eeldatavasti see on ca 1011. Galaktikad paiknevad ruumis mitteühtlaselt: nad moodustavad parve ja superparve, mille vahel on suured tühjad ruumid (Universumi suureskaalalisest struktuurist on juttu edasi). Galaktikate kaugused on ka väga suured. Üks lähimatest galaktikatest, Andromeeda udukogu, asub kaugusel ca 2 mln. valgusaastat, ehk 600 kpc. Galaktikate tavalised kaugused mõõdetakse megaparsekites. Galaktikate tsentraalsetes osades tihti leidub supermassiivsed mustad augud. Nende objektidega on tihti seotud aktiivsus – galaktikate tuumades võivad toimuda suureskaalalised väga energeetilised protsess, mis on põhjustatud aine akkretsiooniga mustale augule.

Kuigi galaktikaid vaadeldi enne teleskoobi leiutamist (Andromeeda udukogu ja piiratud arv teisi galaktikaid saab näha palja silmaga), ja peale teleskoobi leiutamist koostati nende katalooge, ainult 1920-ndates sai selgeks (tänu Edwin Hubble’le), et osa udukogusid ei asu

meie galaktikas, et need on palju kaugemad objektid, mis kujutavad endast teisi Linnutee sarnaseid struktuure. See sai võimalikuks, kui õnnestus mõõta kaugusi nende objektideni.

Galaktikate klassifikatsioon

On teada 3 põhilist galaktikate tüüpi: spiraalsed, elliptilised ja irregulaarsed. Spiraalsete galaktikate koosseisu kuulub lame väikese paksusega kettakujuline struktuur, mis sisaldab spiraalharusid ja palju tolmu. Elliptilised galaktikad omavad kolmeteljelise ellipsoidi kuju, ebagulaarsed galaktikad on ilma kindla struktuurita. Aga on olemas üleminekuvormid nende vahel (läätsgalaktikad on sarnased nii elliptilistele, kui ka spiraalsetele galaktikatele, I. tüüpi ebaregulaarsed galaktikad säilitavad spiraalstruktuuri jäänuseid), seega saab võimalikuks galaktikate klassifitseerimine.

Kõige levinum on nn Hubble’i klassifikatsioon. See klassifikatsioon põhineb galaktikate morfoloogial, vt pilt järgmisel lehel. Vaatleme seda klassifikatsiooni detailsem.

Elliptiliseid galaktikaid tähistatakse tähega E ja numbriga 0st 7ni, nt. E5. Number vastab vaadeldatavale elliptilisusele ja arvutakse valemiga , kus b ja a on vastavalt nähtava ellipsi väike ja suur telg. E0 on peaaegu ringkujulise projektsiooniga taevasfäärile, E7 on kõige suurema elliptilisusega. Elliptilised galaktikad koonsnevad peamiselt vanadest tähtedest, gaasi sisaldus nendes on väike.

Spiraalseid galaktikaid tähistatakse S-ga. S0 vastab galaktikatele, kus harusid ei ole, näeb välja ainult kettakujuline struktuur: nad on läätsekujulised ja moodustavad läätsgalaktikaid (mis tegelikult ei kuulu spiraalsete galaktikate rühma, aga neil on palju ühiseid omadusi

Pildi allikas: http://chandra.as.utexas.edu/~kormendy/HubbleTuningFork2AnnotatedSmall.jpg

spiraalsete galaktikatega). Kui spiraalses galaktikas on nn bar, ehk varras, millest väljuvad harud, siis lisatakse B täht: SB. Kui harud väljuvad tsentrist, siis B täht ei lisata. Peale harusid, spiraalsetes galaktikate keskosas on olemas keraskujuline struktuur, mida nimetatakse mõhnaks (ingl. bulge). Sa ja SBa tüübi galaktikatel mõhn on kõige suurem ja ja harud paiknevad kõige tihedamini. SBb ja Sb tüübil spiraalide paiknemistihedus on

väiksem ja mõhn on ka väiksem. SBc ja Sc tüübil mõhn ja spiraalise tihedus on veel väiksem. Eristatakse ka SBd ja Sd tüübi galaktikaid, kus mõhn peaaegu puudub, galaktika keskosas on väikse raadiusega tuum, ja harude struktuur on pulstunud. Irregulaarseid galaktikaid tähistatakse Irr. On olemas 2 tüüpi irregulaarseid galaktikaid: IrrI galaktikates on jälgitavad spiraalstruktuuri jäägid, IrrII on täielikult struktuurita.

Ülalmainitud galaktikate tüüpe jaotatakse mõnikord edasi alamtüübideks.

Hubble arvas, et see klassifikatsioon vastab evolutsioonilisele reale (et galaktikad evolutsioneerivad E0-st läbi elliptilisuse astmeid spiraalsteleks galaktikaks ja edasi irregulaarseteks galaktikaks). Praegu sellele teooriale ei ole toetust, aga elliptiliste galaktikate tüüpe traditsiooniliselt nimetatakse varasemateks ja spiraalseid tüüpe hilisemateks. Edasi vaalteme galaktikate tüüpe eraldi.

Elliptilised galaktikadElliptilise galaktika sees ei ole näha struktuuri peale seda, mis on määratud tema kujuga. Heledus galaktikas kahaneb tsentrist äärte poole. Tolmu on elliptilistes galaktikates väga vähe. Tähtede sündimisprotsesse neis peaaegu ei käi, seega puuduvad valged ja sinised hiiud, mis on noored massiivsed tähed. Puuduvad ka hajusparved (need on noorte tähtede parved, mis ei ole enam gravitatsiooniliselt seotud omavahel aga mis liiguvad koos, säilitades seda kiirust, mis oli neid sünnitanud gaaspilvel). Peamiselt koosnevad nad vähemassiivsetest kollastest ja punastest kääbustähtedest ja punastest hiidudest. Seega on olemas kerasparved – tuhandetest ja miljonitest vanadest tähtedest koosnevad gravitatsiooniliselt seotud süsteemid. Kuna elliptilised galaktikad koosnevad peamiselt vanadest tähtedest, nende spekter on punakas ja kollakas (mis on kontrastiks spiraalsete galaktikatega, mille harud on sinised ja valged noorte tähtede suure kontsentratsiooni tõttu).

Vastavalt tänase ettekujutuse, elliptilised galaktikad on moodustunud kahe (või rohkem) galaktikate kokkupõrge tulemusena, kokkupõrkunud galaktikad võisid olla kas spiraalsed või elliptilised. Kokkupõrkunud galaktikate struktuur sai rikutud, ja järgnes plahvatuslik tähtede südimisepisood, kus sai neelatud nende gaasivaru. Nüüd tähtedesündimisprotsessid ei käi, kuna selleks puudub tolm ja gaas. (Kuigi osa galaktikatel on olemas mingi väike gaasivaru, mis lubab aeglast täheteke protsessi). Linnutee on ka kokkupõrge kursil Andromeeda udukoguga, kokkupõrge toimub (kui toimub; praegu see ei ole kindlalt teada) ca 4 mlrd. aasta jooksul. Tulemusena kahest galaktikast võib sündida suur elliptiline galaktika.

Arvatakse, et suurte elliptiliste galaktikate tsentris on supermassivne must auk, mis on seda suurem, mida massiivsem on galaktika. Elliptiliste galaktikate osakaal on kuni 20 % galaktikate koguarvust.

Spiraalsed galaktikadSpiraalsete galaktikate struktuuris on mitu komponente. Põhilised komponendid on:1) Enam-vähem sfääriline mõhn, mis koosneb vanadest tähtedest (nn II. põlvkonna tähed) ja

oma struktuuri poolest on sarnane elliptiliste galaktikatega. Mõhna keskel tihti leidub ülimassiivne must auk. Sc/SBc ja Sd/SDc galaktikatel mõhnad on väiksemad ja tihti koosnevad noortest tähtedest (nn I. põlvkonna tähed). Võib mainida, et vanad II. põlvkonna tähed on väikese metallisusega, st metallide (heeliumist raskemate) elementide sisaldus nendes on väike. Kontrastiks, I. põlvkonna, ehk noorte, tähtede metallilisus on suur, kuna nad on sündinud ainest, mis oli juba rikastatud raskemate elementidega (need elemendid on sattunud tähtedevahelisse ruumi vanade tähtede plahvatustel supernoovadena).

1) Mõhn on ümbritsetud II. põlvkonna tähtede poolt ümbritsetud sfäärilise halooga, mis sisaldab palju kerasparve. Mõhnas ja haloos on vähe tolmu ja gaasi.

2) Ketas, mis koosneb noortest tähtedest, hajusparvedest ja tähtedevahelisest ainest (tolm ja gaas). Keta tasandil paiknevad tähtedest koosnevad spiraalharud, oma kuju poolest nad on lähedased logaritmilisele spiraalile. Mõnikord spiraalstruktuuri on raske avastada (Sd/SBd galaktikates). Umbes 2/3 spiraalsetest galaktikatest on tsentraalse varraga (ingl. bar), mille otstest lähtuvad spiraalharud. Keta tasandil on palju tolmu ja gaasi, neid on näha tumedate ribadena (kuna nad neelduvad nende taga olevate tähtede valgust ja ei ole seega läbipaistvad).

Spiraalsed galaktikad pöörlevad ümber oma massikeset. Tähed haloos liikuvad elliptilistel orbiitidel (mõnikord suure ekstsentrilisusega) ja perioodiliselt läbivad keta tasandit. Seega ketas ka leidub vanu tähte, mis tegelikult kuuluvad haloole. Ketale kuuluvad tähed liikuvad elliptilistel (tavaliselt väikese ekstsentrilisusega) orbiitidel keta tasandis.

Kuna tähed ketas erinevatel kaugustel tsentrist liiguvad erinevate orbitaalkiirustega (vastavalt nende orbitaalraadiustele), keta pöörlemine on differentsiaalne. Seega spiraalsed harud ei oleks püsivad struktuurid, kui need oleksid koostatud samadest tähtedest: tähtede orbitaalliikumise tulemusena need kiiresti jookseks laiali. See tähendab, et spiraalsed harud peavad kujutama endast dünaamilist struktuuri. Harud on tegelikult tiheduse lained, mis tekkivad tänu tähtede orbiitide elliptilisusele ja mis ei jookse laiali tänu tähtede gravitatsioonilistele interaktsioonile harus ja haru juures. Tähed harude sisemistes regioonides liikuvad suuremate kiirustega, kui tiheduse laine, välimistes osades aga aeglasem (ja on olemas mingi kaugus galaktika tsentrist, kus harude liikumise kiirus ja tähtede orbitaalkiirused on võrdsed). Seega spiraalne tiheduse laine liibub nagu sõltumatu teda moodustavast tähtedest: tähed sattuvad haru sisse, läbivad seda ja lahkuvad, haru aga liigub oma kiirusega. Olukord on sarnate lainetega

vees: veemolekulid tõusvad ja laskuvad, aga ei liigu edasi, samal aial veelaine liigub. Tiheduse lainest aine tihedus ca 20 % võrra suurem, kui ümbritsevates keta regioonides. Gaaspilved, sattudes harusse, põrkuvad kokku (kuna aine tihedus kasvab), nendes moodustuvad lööklained, nende tihedus kasvab, ja Jeans’i kriteeriumi rikkumise tõttu nad hakkavad kokku tõmbuma. Niimodi harudesse sattunud gaaspilvedes algab tähtede massiline tekkimine. Tulemusena moodustuvad hulgaliselt noored tähed ja noorte tähtede parved, kus on palju massiivseid siniseid ja valgeid heledaid tähte. Seega spiraalsed harud on sinivalged, nende kumulatiivne spekter vastab noortele massivsete tähtede spektrile.

Praeguste teooriate järgi, suur osa spiraalse galaktika massist on tume aine, mis moodustab tumeda aine halood. See on sfäärilise kujuga ja selle raadius on tunduvalt suurem, kui galaktika nähtav raadius. Selle haloo mass võib ületada 95 % galaktika kogumassist. Tume aine on mingi aine, mis ei näita enda muul viisil, kui gravitatsioonilise mõjuga teistele objektidele. Siiamaani ei õnnestunud seda vaadelda teisiti. On erinevad hüpoteeside selle olemusest. Osa hüpoteesidest eeldab, et tume aine koosneb normaalsest ainest (barüoonainest): see võib olla mingi väga tumeda objektide klass või klassid. Kandidaatide rollis on pruunid kääbused, väga vähemassiivsed tähed, üksikplaneedid (mis ei ole seotut tähtedega), akkretsiooniketata neutrontähed või mustad augud. Teise tüübi hüpoteesid eeldavad, et tume aine koosneb siiamaani tundmatutest elementaarosakestest, mis võtavad vastu ainult gravitatsioonilises ja nõrgas vastasmõjus – nn WIMP’id (ing. weakly interacting massive particle – nõrgalt interageeriv massiivne osake). Nende osakeste omadused oleks seega sarnased neutriino omadustega, aga nende mass oleks palju suurem. Siiamaani nende osakeste olemasolu on hüpoteetiline, aga Universumi teke teooriad näitavad, et barüoonainest koosnevaid objekte ei saa olla nii palju, nagu detekteeritakse

Pildi allikas: http://chandra.as.utexas.edu/~kormendy/HubbleTuningFork2AnnotatedSmall.jpg

tumedat ainet. Seega suur osa tumedast ainest ei ole barüoonaine.

Üks põhilistest tunnutstest, et tume aine eksisteerib, on spiraalsete galaktikate pöörlemiskõverad (vt joonis eelmisel slaidil). Kui galaktikad koosneksid ainult vaadeldatavast ainest, tähtede kiirused langeksid kaugusega tsentrist vastavalt punasele kõverale. Tegelikult aga pöörlemiskõver peaaegu ei lange. See viitab sellele, et ka suurel kaugusel tsentrist galaktikas on veel massiivset ainet (mida me aga ei näe), mis oma gravitatsioonilise väljaga teeb tähtede orbitaalkiirusi suuremaks. Veel kaugemini pöörlemiskõveraid ei saa mõõta, kuna selleks puuduvad tähed (neid ei ole nii suurtel kaugustel galaktika tsentrist). Pöörlemiskõver ei ole ainus tumeda aine eksisteerimise tunnus: selle eksisteerimisele viitavad ka galaktikate kaaslased. Paljudel suurtel galaktikatel on kaaslased, need on vähemassiivsed galaktikad (Linnuteel on ka kaaslasi: need on Suur ja Väike Magelhaes’i pilved ja teised kääbusgalaktikad). Need kaaslased liiguvad orbiidil ümber tsentraalset galaktikat kiirustega, mis vastavad tsentraalse galaktika massile. Ilmub, et nende orbitaalliikumiskiirused on suuremad, kui kiirused, mis oleksid tingitud vaid nähtava aine gravitatsiooniga. See viitab suurte nähtamatu masside olemasolule tsentraalsetes galaktikates (seda võimalust, et kääbusgalaktikate suured liikumiskiirused tähendavad, et nad ei ole tegelikult tsentraalgalaktika kaaslased vaid vabad galaktikad, tuleb välistada, kuna statistiliselt on väga vähetõenäoline, et nii palju kääbusgalaktikaid on juhuslikult nii lähedal tsentraalsele galaktikale). Suurte galaktikate liikumiskiirused galaktikaparvedes ka viitavad nähtamatu aine olemasolule galaktikate parvedes.

Meie galaktika, Linnutee, on spiraalne galaktika (Andromeeda udukogu ka). Linnutee struktuuri uurimine on keeruline (kuna me ei näe seda väljaspoolt, aga seest vaadates struktuuri on raske taibata; samal ajal tolmupilved ketatasandil peidavad meist suured

osad meie galaktikast). Praegu arvatakse, et Linnutee on SBc tüübi galaktika (seega tal on mõhn), mis koosneb (1 – 5)1011 tähtedest, selle läbimõõt on ca 35 kpc. Päike asub kaugusel ca 27 kpc galaktika keselt spiraalharude vahel, tema pöörlemisperiood on ca 200 mln a., mis on lähedane spiraalharude pöörlemisperioodil sel kaugusel. Seega, Päike pika aja jooksul ei sattu spiraalharusse. See on sooduslik elu jaoks, kuna harudes tihti toimuvad noorte massivsete tähtede plahvatused supernoovadena, ja kui selline plahvatus toimub Päikese naabruses, kiirgatav röntgenvoog on potentsiaalselt ohtlik.

Spiraalsete galaktikate osakaal on ca 55 %.

LäätsgalaktikadLäätsgalaktikad on galaktikad, mis on ühelt poolt sarnased elliptiliste galaktikatega (nad on elliptilise kujuga ja koosnevad vanadest II. põlvkonna tähtedest); teiselt poolt nad sisaldavat ketta, aga ketas ei ole spiraalharusid. Võib öelda, et neil on väga suur mõhn ja on olemas ketas (nagu spiraalsetel galaktikatel), aga harud puuduvad, võib aga olla varras (SB0 tüüp). Nagu elliptilistel galaktikates, läätsgalaktikates peaaegu ei ole tolmu ja on vähe gaasi. Seega nendes ei käi täheteke protsessid. Arvatakse, et läätsgalaktikad võivad olla mingi elliptiliste ja spiraalsete galaktikate vaheline (ülemineku) tüüp, aga asjaolud ei ole veel piisavalt selged, kuni galaktikate teketeooriad ei ole veel täiuslikud. Läätsgalaktikate osakaal on ca 20 %.

Ebaregulaarsed galaktikadEbaregulaarsetel galaktikatel (Irr tüüp) ei ole struktuuri, nende kuju on ebasümmeetriline. Need galaktikad võivad koosneda nii noortest kui ka vanadest tähtedest. IrrI alamtüübi galaktikatel on struktuuri jäänused, need võivad olla endised

spiraalgalaktikad, mille kuju oli moonutatud suure naabergalaktika gravitatsiooni välja poolt. IrrII alamtüübi galaktikad on täielikult struktuurita. Linnutee lähimad naabergalaktikaid, Magalhaes’i pilvi, varem klassifitseeriti ebaregulaarsete galaktikatena. Aga kaasaegsed vaatlused lubasid eristada nendes varra-tüübi struktuuri ja ühte spiraalset haru, seega praegu neid klassifitseeritakse ühe haruga ja varraga spiraalsete galaktikatena (SBm alamtüüp). Irregulaarsete galaktikate osakaal on ca 5 %.

KääbusgalaktikadKääbusgalaktikateks nimetatakse galaktikaid, mille koosseisus on vaid mitukümmed mlrd tähte (Linnutee on hiiglaslik galaktika, see koosneb sadudest miljarditest tähtedest). Kääbusgalaktikad ka alluvad Hubble’i klassifikatsioonile. Sellised galaktikad on tihti suurte galaktikate kaaslased, mis tiirlevad nende ümber orbiitidel. Kääbusgalaktikate kuju võib tihti olla moonutatud naabergalaktikate gravitatsiooniga. Linnuteel on mitu (rohkem kui 10) kääbuskaaslast.

Aktiivsed galaktikatuumadMõned galaktikatuumad demonstreerivad väga energeetilist aktiivsust, mida ei saa selgitada lähtudes nendes sisaldavate tähtede ja gaas-tolmu kompleksite omadustest. Aktiivsuse tunnusteks on:• Lai elektromagneetiline spekter (intensiivne raadio- ja -kiirgus);• Lühiperioodiline muutlikkus (röntgenis tunnid või isegi minutid, optilises ja raadiodiapasoonis

mitu aastat);• Spektri järgi võib järeldada, et tuumas on väga kiired gaasi liikumised;• Gaasi väljapursked tuumast.

Tänapäevaste ettekujutuste järgi, galaktikate tuumade aktiivsus on seotud supermassiivsete mustade auku(de)ga nende tsentrites, täpsemalt, aine akkretsiooniga nendele mustadele aukudele. Mustade aukude massid galaktikate tuumades on vahemikus 106 – 109 päikese massi. Gaasist ja tolmust koosnevate akkretsiooniketade massid nii massiivsete objektide ümber on ka hiiglaslikult, seega toimuvate nähtuste energeetiline skaala on väga lai. Dissipatiivsed protsessid akkretseeritavas gaasis viivad selle gaasi potentsiaalse energia (musta augu gravitatsiooniväljas) eraldumisele, gaas kuumeneb kõrgete temperatuurideni ja kiirgab röntgenis, UV-s ja optilises spektraalpiirkonnas. Tema kiirgus neeldub välimiste gaas- ja tolmukihtidega, selle tulemusena aatomid nendes kihtides lähevad üle ergastatud seisundile ja hakkavad ka kiirgama. Tulemusena kiirgatakse energia infrapunases ja raadiopiirkonnas.

Vaatleme põhilise aktiivsuse tüüpe.Radiogalaktikad on galaktikad, mille raadiokiirguse energia on tavaliste galaktikate võrreldes palju suurem. „Normaalsetel“ galaktikatel radiokiirguse energia on ca 1030 J/s, radiogalaktikatel aga 7-8 suurusjärku kõrgem ja võib ületada nende optilist kiirguseenergiat. Radiogalaktikate raadiokiirgus on sünkrotroonkiirgus, ehk see on laetud osakeste kiirgus, mis liiguvad relativistliku kiirustega magnetväljas ja kiirgavad tänu kiirendusele (elektrodünaamikast on teada, et kiirendatud laeng peab kiirgama). Tihti galaktika radioallikas omab struktuuri: kiirgus väljub mitte üleht regioonilt vaid erinevatest regioonidest, mis võivad olla nii tuumas kui ka väljaspool seda (väljapursed).

Seyfert’i galaktikad on galaktikad, mille tuumade spektrites on väga laiad spektraaljooned. Spektraaljoonte laienemine toimub Doppleri efekti tõttu: liikuva valgusallika kiirguse lainepikkus nihkub, ja see nihe on seda suurem, mida suurem on

valgusallika kiirus. Seega, kui kiirgavad gaasipilved liikuvad väga erinevate kiirustega, nad kiirgavad sama spektraaljoont nihutatud lainepikkustel (võrreldes liikumatu keha kiirgatava joone lainepikkusega). Tulemusena terve gaasihulga poolt kiirgatav joon laieneb. Võib järeldada, et Seyfert’i galaktikates toimuvad väga kiired gaasiliikumised.

Latsertiidid (BL Lacertae objekti järgi) on galaktikad, mis kiirgavad väga laias diapasoonis (gamma kiirgusest raadiokiirguseni), samal ajal nende heledus nendes diapasoonides on tihti kiire muutlikkusega (perioodid on päevad või isegi tunnid), muutlikkuse amplituud on väga kõrge, 4m – 5m. Kiirgus on suure polarisatsiooniastmega ja nende spekter on sünkrotroonkiirguse spekter.

Kvasaarid on kõige võimsamad kiirgusallikad Universumis. Nende vaadeldav kiirguse võimsus võib ületada Linnutee kiirguse võimsust sadu kordi. Quasarite absoluutne tähesuurused on -26m ja väiksem, seega nende heledused oleksid võrreldatavad Päikese heledusega, kui nad asuksid kaugusel kümneid parsekit Päikeselt. Kvasareid avastati esialgu suurtel kaugustel (enamik neis asub kaugustel suurem kui 3 mlrd. valgusaastat). Sellistest kaugustest on näha ainult galaktikatuuma heledus. Sellistelt kaugustelt tuum paistab optilises diapasoonis punktallikana, sellest tuleneb nende objektide nimi (ingl. quasar – Quasistellar radiosourse, „tähesarnane radioobjekt“). Nad kiirgavad kõikides spektraaldiapasoonides, kiirguse maksimum on UV-s. Mõned kvasaarid on ka võimsad gamma-kiirguse ja raadiokiirguse allikad. Mõned kvasaarid on muutlikud objektid, muutlikuse perioodid on väga lühedad (tunnid). Väike muutlikuse periood näitab, et kiirgav regioon on väga väike. Suurusjärku poolest seda läbimõõtu saab leida, korrutades muutlikkuse perioodi valgusekiirusega: kuna valgusekiirus on vastasmõjude piirkiirus, seega kooskõlastatud võnkumised on võimalikud ainult regioonis, kus perioodi jooksul vastasmõju jõuab levida ühest osast teisteni. Seega võib

väita, et kiirgav regioon oma läbimõõdu poolest on suurusjärgu sama, mis Päikese süsteem (samal ajal, nagu oli juba mainitud, see kiirgab miljardite tähtede võimsusega). Praegu on üldtunnistatud, et nii võimsaks energiaallikaks võib olla ainult akkretsiooniketas supermassiivse musta augu ümber. Tänaseks päevaks on avastatud sadu tuhandeid kvasaare. Koguarv aga võib olla palju suurem. On võimalik, et kvasaaride tegelik võimsus ei ole nii suur, nagu meie saame, kui ekstrapoleerime meie suunas kiirgatavat energiat ühtlaselt kõikidele suundadele. On teada, et akkretsioonikettad võivad kiirgata palju rohkem oma telje suunas kui oma tasandis. Seega kvasaarite kiirgus võib olla suunatud. Sel juhul meie näeksime suurema võimsusega kiirgust, kui nurk akkretsiooniketta ja vaatluskiire vahel on väiksem. Statistiliselt miljonite galaktika aktiivsete tuuma vahel leidub palju objekte, mille pöörlemistelg on väikese nurga all vaatluskiirega.

Mõnede kvasaarite kiirgus on moonutatud gravitatsioonilise läätsede poolt. Gravitatsiooniline lääts on väga massiivne objekt (galaktika või galaktikate parv), mis asub meie ja vaadeldava objekti vahel. Vastavalt üldrelatiivsusteooriaga, valguskiir saab gravitatsioonilises väljas kõveraks, seda kõveram, mida gravitatsiooniline väli on tugevam. Seega massiivsed objektid kõverdavad kiire teed, nii nagu seda teeb lääts. Gravitatsioonilised läätsed ei ole aga sümmeetrilise kujuga, seega nende mõju tulemusena nende taga olevate objektide kujutis moondub ebasümmeetriliseks. Mõnikord ühe objekti asemel meie näeme mitu objekti (moonutatud kujuga), mõnikord objekti heledus kasvab või kahaneb. Ühe objekti paljundatuid kujutisi saab eristada mitmest füüsilistest objektidest, kui objekt on muutlik: erinevaid kujutisi tekitavad kiired läbivad erinevaid teepikkusi, selle tõttu kujutiste heleduse muutus toimub sama perioodiga ja sünkroonselt, aga viivitusega (kui läätse suurus on tuhandeid valgusaastat, siis teepikkuste erinevus võib olla mitu kuud või mitu aastat, see ongi viivitus).

Pildi allikas: http://www.lsst.org/files/img/Soares-Grav_Lens.jpg

Relativistlikud väljapusked on väga suure energiaga ioniseeritud gaasi väljapursked aktiivsetest galaktikate tuumadest. Nende väljapurseke pikkused on mõnikord väga suured, sadu tuhandeid parsekit (ehk palju suuremad, kui Linnutee läbimõõt). Väljapursete kiirused on tihti väga lähedased valgusekiirusele (erinevus on mõnikord vaid mitu tuhandikku protsenti). Mõnikord vaatlustel tundub, et gaas liigub valgusekiiruse ületava kiirusega (ületamine võib olla isegi mitu korda), aga on lihtne veenduda, et see on vaaltuslik effekt, tegelikud kiirused peavad olema valgusekiirusest väiksemad. Eeldatakse, et need väljapursed on paralleelsed akkretsiooniketa teljega, mis ümbritseb ülimassivset musta auku. Seega nad on suureskaalalised analoogid väljapusetele, mis leiavad aset neutrontähte (ja täheevolutsiooni tulemusena ilmunud mustade auke) ümbritsevatel akkeretsioonikettadel. Nii energeetiliste väljapursete mehanism on siiamaani ei ole selge. Eeldatakse, et on võimalik gaasi kiirendamine magnetväljades, mis pressivad gaasi kokku.

Galaktikate parved ja superparved

Galaktikate parved ja superparved on kõige suuremad objektid Universumis, nad moodustavad Universumi struktuuri suures skaalas.

Galaktikate grupid on väiksemad gravitatsiooniliselt seotud galaktikate kogumid. Nad koosnevad kümnetest galaktikatest, nende läbimõõt on mitu Mpc ja nende mass on kuni 10 Linnutee massi. Tihti galaktikate gruppis on mitu suurt galaktikat, mis tiirlevad ümber üksteist, ja mõned väiksemad galaktikad; suurtel galaktikatel on hulk kaaslasi. Galaktikate suhtelised kiirused grupis on mitukümmend km/s. Linnutee asub nn Lokaalse grupis. Lokaalne grupp koosneb ca 60 galaktikatest, nendest suuremad on Linnutee ja Andromeeda udukogu, kolmas suur komponent on Kolmnurga galaktika. Igal galaktikal nendest kolmest on palju kaaslasi, mõned väikesed galaktikad tiirlevad omal orbiidil ümber Lokaalse grupi massikeset. Lokaalse grupi läbimõõt on ca 3 Mc ja mass on ca 1,31012 päikesemassi.

Galaktikate parved on sadudest või tuhanditest galaktikatest koosnevad struktuurid, nende massid on kuni 1015 päikesemassi ja läbimõõt on kuni 10 Mpc. Individuaalsete galaktikate kiirused üks teise suhtes on kuni 1000 km/s. Parved koosnevad galaktikate gruppidest ja individuaalsetest galaktikatest. Vaadeldatava aine osakaal galaktikate parves on vaid mitu protsenti, ca 90 % protsenti on tume aine ja peaaegu 10 % on galaktikatevaheline kuum gaas. See on ioniseeritud vesinik ja heelium temperatuuriga kümneid miljoneid kelvinit, kuumdamismehanismiks on gravitatsiooniline energia, mis eraldus galaktikate ja parvede formeerumisel. Gaasi tihedus on väga väike (vaid tuhat aatomit kuupmeetris), tema mass on nii suur tänu sellele, et ta täidab hiiglaslikku

ruumalat. Äärmiselt kõrge temperatuuri tõttu see gaas kiirgab peamiselt röntgenis, ja seda saab vaadelda kosmiliste teleskoobide abil. Mõnedel galaktikate parvedel on avastatud nn raadio haloo, see on sünkrotroonset radiokiirgust kiirgav ümbrus. Ilmselt see tekib elektronide kiirendamisel galaktikate magnetväljades.

Galaktikate superparved on struktuurid, mis koosnevad parvedest ja gruppidest. Lokaalne grupp on nn Virgo superparve (ehk Lokaalse superparve) osa, ta asub selle ääres. Virgo superparve läbimõõt on ca 35 Mpc, ta koosneb suurusjärku sajast parvedest ja gruppidest ja ca 30 tuhandest galaktikatest. Parvede jaotus superparves ei ole ühtlane, nad moodustavad teatud struktuure. Nt enamik (üle 95 %) galaktikatest Virgo superparves on kontsentreeritud piiratud pilvide arvus, mis moodustuvad enam-vähem lamedat struktuuri ja mille ruumala on vaid 5 % superparve koguruumalast. Seega superparve poolt täidetud ruumala on enamasti tühi, need on hiiglaslikud tühikud galaktikate parvedest koosnevate pilvede vahel. Ca 60 % galaktikatest asub kihis, mille paksus on vaid 5 % superparve läbimõõdust. Superparve keskel on väga suur Virgo parv, teised pilved on venitatud selle suunas (ilmselt Virgo parve gravitatsioonilise mõju tõttu).

Superarvede arv kaugusel kuni 1 mlrd. valgusaastat on umbes 100. Superparved ei ole gravitatsiooniliselt kinnised süsteemid (nende osade kiirused on sellised, et nad võivad lahkuda superparvelt, kuigi selleks on vaja väga pikk aeg). Superparvede puhul nende osade liikumiskiirus seoses Universumi paisumisega on võrreldatav nende oma kiirustega ruumis.

Universumi struktuur suures skaalas

Viimastel aastakümnetel on leitud, et superparved ei asetse ruumis juhuslikul, vaid moodustavad veel suureimad struktuure. Need on kõigepealt niidid ja suured seinad (ingl. filaments, great walls), ja tühikud (ingl. voids).

Niidid on venitatud struktuurid pikkusega 50 – 80 Mpc, mis koosnevad superparvedest.

Seinad on niitidest koosnevad lamedad struktuurid, mille üks mõõt on palju väiksem teistest kahest mõõdust (läbimõõt sadu Mpc, paksus vaid paarkümmend Mpc).

Tühikud on suured tühjad ruumiosad niitide ja seinte vahel. Nende läbimõõt on mitukümmend Mpc, mõnikord võib ületada ka 100 Mpc. Nendes tühikutes puuduvad galaktikate parved, aga on võimalik tumeda aine ja gaasi olemasolu.

Tervikuna Superparved moodustavad võrgutaolist niitidest koosneva struktuuri, niitide vahel on suured tühjad ruumid. Niitide sõlmedes asuvad eriti suured galaktikate superparved. Niitidest võrgud moodustavad seinad, mis on lehetaolised struktuurid, lehed on eraldatud suurte tühikutena. Järgmisel lehel on kujundatud vaadeldava Universumi struktuur (kaardi kahemõõtmiline projektsioon).

Skaala ca 100 MPc vastab Universumi struktuuri suurimale skaalale. Veel suuremas skaalas Universum on enam-vähem ühtlane ja isotroopne. Seega ei ole teada, et ülalmainitud struktuur oleks mingi veel suurema struktuuri alamstruktuur.

Pildi allikas: http://www.ipac.caltech.edu/2mass/releases/allsky/doc/figures/secii3d2f3.gif