Abell 3827

Allikas: Vikipeedia
Jump to navigation Jump to search

Abell 3827 on galaktikaparv, mis asub Indiaanlase tähtkujus punanihkega z = 0,099 ehk meist ligikaudu 1,4 miljardi valgusaasta kaugusel. Galaktikaparve teeb eriliseks tema keskmes asuv teadaoleva Universumi massiivseim galaktika ESO 146-IG 005[1] ja tumeaine ebaharilik käitumine parve keskmes 10 kpc raadiuses asuva tsentraalse galaktika ja teda ümbritseva 3 elliptilise galaktika läheduses. Nende 4 galaktika tsentraalse konfiguratsiooni tõttu arvatakse, et tegemist on põrkuvate galaktikate süsteemiga ning et need galaktikad ongi tekkinud mitmete väiksemate galaktikate simultaansete kokkupõrgete tulemusena. Abell 3827 erilisus seisneb ka tugeva gravitatsiooniläätse efektis, mis avaldub kahe valguskaarena Abell 3827 tsentri ümbruses. Tänu sellele efektile avastati, et tumeaine võib interakteeruda iseendaga ka mõne mitte-gravitatsioonilise jõu mõjul. Abell 3827 on esimene süsteem, kus sellist interakteerumist on täheldatud.[2]

Galaktikaparv[muuda | muuda lähteteksti]

Galaktika on gravitatsiooniliselt seotud süsteem, mis koosneb tähtedest, tähtede jäänukist, tähtedevahelisest gaasist, tolmust ja tumeainest. Galaktikad omakorda moodustavad galaktikapaare, gruppe, parvi ning superparvi. Rikkad galaktikaparved on suurimad gravitatsioonilise kuhjumise teel tekkinud seotud süsteemid teadaolevas Universumis. Superparved ei ole seotud süsteemid – nad liiguvad ruumi paisumise tõttu üksteisest enamasti eemale. Galaktikaparve peamisteks komponentideks on sajad galaktikad, teleskoopidele nähtamatu kuum gaas ja tumeaine. Kuum gaas, mis täidab galaktikatevahelise ruumi, on temperatuurivahemikus 30–100 miljonit Kelvinit ning on ühtlasi massiivsem kui kõik parves olevad galaktikad kokku. Sellegipoolest, et ära seletada fenomen, miks paljud galaktikaparved ei lenda pöörlemise tõttu laiali, on vaja, et galaktikaparv oleks veelgi massiivsem. Seda lisamassi nimetatakse tumeaineks.[3]

Elliptiline galaktika[muuda | muuda lähteteksti]

Elliptilise galaktika kuju sarnaneb ellipsoidiga ja sellel puudub silmnähtav struktuur – tähed galaktikas ei tiirle kindlatel orbiitidel ümber galaktika keskme. Läätsgalaktikate ja spiraalsete galaktikate kõrval on elliptiline galaktika üks kolmest galaktikatüübist, mida Edwin Hubble oma 1936. aasta töös "The realm of the Nebulae" kirjeldas.[4] Enamus elliptilisi galaktikaid koosnevad vanematest väikese massiga tähtedest ning uute tähtede tekkimine on tähtedevahelise aine puudumise tõttu väike. Elliptilised galaktikad on populaarseimad galaktikaparve keskme lähedal. Elliptiliste galaktikate evolutsioon ei ole veel täielikult teada. Arvatakse, et need on tekkinud väiksemate galaktikate kokkupõrgete tulemusena.

Tugeva läätse süsteem[muuda | muuda lähteteksti]

Abell 3827 galaktika keskme struktuuri on võimalik nõnda täpselt uurida tänu tugeva gravitatsiooniläätse efektile. Efekt tekib, kui massiivne objekt asub mõne hästivalgustava objekti ees kõverdades gravitatsiooniga aeg-ruumi ja seega valguse trajektoori. Meist 2,7 ning 5,1 miljardi valgusaasta kaugusel (punanihkega vastavalt z=0,2 ja 0,4) asuvad kaks taustgalaktikat, millest tuleva valguse trajektoor on kõverdunud massiivse struktuuri ESO 146-IG 005 ja galaktikaid ümbritseva tumeaine tõttu. Uurides, kui palju on valgus kõverdunud, saab üpris täpselt määrata valgustkiirgava objekti ees oleva keha massi. Abell 3827 keskmes on märgata kahte valguskaart, mis on tekkinud taustgalaktikatest tulnud valguse kõverdumisest.

Abelli kataloog[muuda | muuda lähteteksti]

Abell 3827 on aastast 1989 Abelli kataloogi objekt. Georg O. Abell avaldas 1958. aastal rikaste galaktikaparvede kataloogi, mis sisaldas ülevaadet 2712 galaktikaparvest. 1989. aastal ilmus välja uus täiendatud kataloog, kus olid lisaks Abellile autoriteks veel Harold G. Corwin, Jr. ning Ronald P. Olowin. Uues kataloogis oli juba 4073 galaktikaparve. Et galaktikaparv kantaks 1989. aastal ilmunud kataloogi, pidi selle punanihe olema z ≤ 0,2  ning liikmetearv vähemalt 30, kusjuures iga liikme tähesuurus vahemikus m3 kuni m3+2 (kus m3 on heleduselt kolmanda galaktika tähesuurus vaadeldavas parves).[5]

Abell 3827 parve vaatlusi teostas Corwin. Ta leidis, et selles on 100 liiget ning et galaktikate Bautz-Morgani klassifikatsioonis on ta I tüüpi galaktikaparv. Bautz-Morgani klassifikatsioon kategoriseerib galaktikaparved nende kuju järgi kolme põhilisse tüüpi: I, II, III. Esimest tüüpi galaktikaparves domineerib üks suur hele supermasssiivne elliptiline galaktika. Abell 3827-s on selleks supermassiivseks galaktikaks ESO 146-IG 005.

ESO 146-IG 005[muuda | muuda lähteteksti]

Teadaoleva Universumi massiivseim elliptiline galaktika ESO 146-IG 005 asub galaktikaparve Abell 3827 keskmes. Tänu tugeva gravitatsiooniläätse efektile leiti, et supermassiivse galaktika kogu mass on Päikese massi[6] ehk rohkem kui 50 meie Linnutee galaktika massi.

ESO 146-IG 005 on saavutanud oma suuruse teiste galaktikatega ühinemise tulemusena. Nähtust, kus suurema massiga galaktika tõmbab gravitatsioonilise mõju tulemusena enda sisse lähedal asuva väiksema galaktika, nimetatakse galaktiliseks kannibalismiks. Enamasti on uuteks tekkinud galaktikateks irregulaarsed või elliptilised galaktikad.[7] ESO 146-IG 005 tsentris on hetkel veel nähtavad 4 väiksemat galaktikat, mis varsti sulanduvad kõik üheks suureks elliptiliseks galaktikaks.[8] Arvestades ESO 146-IG 005 läheduses paiknevaid teisi galaktikaid, suureneb ta galaktilise kannibalismi arvelt veelgi.

Praegu eksisteerivad supermassiivsed galaktikad ei saavutanud oma massi kiirelt varajases Universumis, vaid just kasvasid kannibalismi tulemusena nagu ESO 146-IG 005.

Tumeaine ja Abell 3827[muuda | muuda lähteteksti]

Tumeaine, mille kohta teatakse väga vähe, moodustab suurima osa Universumi aine massist. Kuigi tumeainet ise pole võimalik näha, saab leida tema ainejaotuse ning asukoha. Praeguse arusaama järgi eksisteerivad galaktikad tumeaine struktuuride sees. Ilma selleta lendaksid paljud galaktikad pöörlemise tõttu laiali. Kuna seda ei juhtu, siis arvutuste järgi peaks 85% Universumi aine massist olema tumeaine. Kuigi seda on nõnda palju, siis täpsemad teadmised tumeaine kohta siiski veel puuduvad. Praeguseks hetkeks on teada selle ainejaotus ja osakaal Universumis ning et ta osaleb gravitatsioonilises vastastikmõjus.

Tänu tugeva-läätse efektile on galaktikaparves Abell 3827 täheldatud tumeaine ebaharilikku käitumist 4 galaktika kokkupõrgete tagajärjel galaktika keskme läheduses. Enamasti ümbritseb tumeaine galaktikat ühtlase halona, takistades galaktika laialilendamist suure pöörlemiskiiruse tõttu. Abell 3827 puhul märgati, et ühe tsentraalse galaktika tumeaine pilv on jäänud galaktikast maha umbes 5000 valgusaastat. Kui tumeaine interakteeruks vaid gravitatsiooni läbi, nagu varem arvati, peaks tumeaine halo keskpunkt langema kokku galaktikaparve keskmega. Selle nähtuse selgitamiseks peaks tumeaine interakteeruma iseendaga mõne mitte-gravitatsioonilise mõju läbi.[9]

Mõned teadlased pakuvad tumeaine selgituseks välja "nõrgalt interakteeruvate massiivsete osakeste" teooriat. Sellistele osakestele mõjub peale gravitatsioonijõu veel üks nõrk jõud, mis oma olemuselt peaks sarnanema nõrga vastastikmõjuga, kuid täpsemalt ei osata veel öelda. Teadlaste üheks hüpoteesiks on, et liikudes läbi Abell 3827 tsentri, läbis kõnealune tumeaine halo teiste galaktikate halosid ning interakteerumise tõttu teiste tumeaine osakestega mõjus vaadeldavale halole senitundmatu jõud, mis sundis halo tema galaktikast maha jääma.[9]

Tumeaine mahajäämise seletamiseks on ka alternatiivseid võimalusi. Näiteks täheteke uuritavas galaktikas võib eksitada astronoome galaktikatsentri määramisel või lähedal asuvate galaktikate gravitatsiooniväli võib olla muutnud vaadeldava galaktika kuju, muutes jällegi tsentri asukoha määramise keeruliseks ja seega võib olla, et tumeaine siiski pole oma galaktikast maha jäänud.[9]

Muud sarnased süsteemid[muuda | muuda lähteteksti]

Tumeainet on otseselt vaadeldud ka teistes galaktikaparvedes nagu 1E 0657-558 (Püssikuuliparv), Abell 520, MACSJ0025-12, Abell 2744, DLSCL J0916.2+2951, jne.

1E 0657-558[muuda | muuda lähteteksti]

1E 0657-558 ehk Püssikuuliparv koosneb kahest üksteisest läbilennanud galaktikaparvest, kusjuures väiksem galaktikaparv liigub suuremast galaktikaparvest eemale. 1E 0657-558 sarnaneb Abell 3827-ga, kuna ka see on põrkunud süsteem, mida saab uurida gravitatsiooniläätse abil. Kirjeldatud süsteem asub meist umbes 3,7 miljardi valgusaasta kaugusel.[10]

Abell 520[muuda | muuda lähteteksti]

Abell 520 on oma ebatavalise konfiguratsiooniga Maale üks lähimaid põrkuvate galaktikate süsteeme, kus on põrgete tagajärjel selgelt eristunud galaktikad ning nendevaheline kuum gaas.[11]

Viited[muuda | muuda lähteteksti]

  1. Cooper, Keith "Heaviweight galaxy is king of its cluster."Astronomy Now, 2010. Web. 11. november 2015
  2. Massey, Richard et al. "The behaviour of dark matter associated with 4 bright cluster galaxies in the 10 kpc core of Abell 3827"Cornell University Library, 13. aprill 2015. Web. 11. november 2015
  3. "Groups & Clusters of Galaxies" Chandra X-ray Observatory.N.d. Web. 9. november 2015
  4. Hubble, E.P. (1936). The realm of the nebulae. Mrs. Hepsa Ely Silliman memorial lectures, 25. New Haven: Yale University Press. ISBN 9780300025002. OCLC 611263346. Originaali arhiivikoopia seisuga 29.09.2012. (pp. 124–151)
  5. Abell, et al. A Catalog of Rich Clusters of Galaxies The American Astronomical Society, 1989. Web. 9. november 2015
  6. "CANNIBALISTIC GALAXY BENDS LIGHT AND REVEALS ITS MONSTROUS APPETITE" Gemini Observatory, 2010. Web. 9. november 2015
  7. Williams, Matt "Calactic cannibalism" Universe Today, 2011. Web. 9 november 2015
  8. Carrasco, et al."Strong Gravitational Lensing by the Super-massive cD Galaxy in Abell 3827"Cornell University Library, 2010. Web. 9. november 2015
  9. 9,0 9,1 9,2 Lemonick, Michael D."Dark Matter May Be Less Mysterious Than We Thought" National Geographic, 2015. Web. 9. november 2015
  10. "NED results for object Bullet Cluster" NASA Extragalactic Database. Retrieved March 4, 2012
  11. Markevitch., M. "Chandra Observation of the Most Interesting Cluster in the Universe." 2006