Tühimik: erinevus redaktsioonide vahel

 

 

 

* tühikud – suured piirkonnad väga madala keskmise tihedusega, mille diameeter on tavaliselt suurem kui kümme megaparsekit;

* tasand/sein – piirkonnad, mille tihedus on võrdne tüüpilise keskmise kosmilise tihedusega. Need saab omakorda jagada alamkomponentideks nagu

 

== Avastamine ja ajalugu ==

 

=== Ajaline järjestus ===

Kokkuvõte tähtsamatest sündmustest kosmiliste tühikute avastamisest kuni tänapäevani:

* 1961 – astronoomide tähelepanu alla satub "teist järku parv", spetsiifilist tüüpi superparv.<ref name="Abell1961" />

* 1978 – avaldati esimesed artiklid tühikute kohta universumi suuremastaabilises struktuuris.<ref name="Gregory1978" /><ref name="Htp0U" />

 

== Leidmismeetodid ==

Universumi suuremastaabilise struktuuri vaatlemise põhjal on tühikute leidmiseks mitmeid meetodeid. Need kujutavad endast erinevaid algoritme, millest peaaegu kõik langevad ühte kolmest põhilisest kategooriast<ref name="Definition 2966" />: esimeses kategoorias on algoritmid, mis üritavad leida tühja ruumi lokaalse galaktika tiheduse põhjal<ref name="veBj4" />, teises klassis on algoritmid, mis üritavad leida tühikuid tumeda aine jaotuse geomeetrilise struktuuri põhjal<ref name="8FjdG" />, ning kolmandas klassis algoritmid, mis identifitseerivad erinevaid struktuure dünaamiliselt, kasutades tumeda aine distributsioonis leiduvaid gravitatsiooniliselt ebastabiilseid punkte.<ref name="C2kmg" /> Kolm kõige populaarsemat tühikute leidmise meetodit on toodud allpool.

 

 

=== Algoritm VoidFinder ===

Esimest tüüpi meetod kontrollib iga kataloogis olevat galaktikat, kalkuleerides kosmilise tiheduse piirkonnas, mis jääb sellise sfääri sisse, mille raadius on määratud vahemaaga kauguselt kolmanda galaktikani. Seda meetodit tutvustati aastal 1997, et tühikute kataloogi saaks kiirelt ja efektiivselt standardiseerida. Niimoodi saadud sfäärilised "rakud" eraldatakse ülejäänud struktuurist ning laiendatakse, kuni nende tihedus saab võrdseks oodatud keskmise tasandi tihedusega. Üks tühikute häid omadusi on see, et nende piirid on selged ja hästi defineeritud; kui tühiku keskel on kosmiline tihedus 10% keskmisest, siis äärtes kasvab see kiirelt 20%ni ja tasandis otse ääre taga 100%ni. Kui mingi tühik kattub rohkem kui 10% osas teiste, juba teadaolevate tühikutega, siis loetakse ta nende tühikute alamregiooniks. Kataloogi kantakse tühikud minimaalse raadiusega 10 megaparsekit, et vältida võimalikke statistilisi vigu.<ref name="B0FBb" />

 

=== Algoritm ZOBOV ===

ZOBOV – ZOne Bordering On Voidness, tühjusega piirnev tsoon. See algoritm kasutab Voronoi tessellatsiooni tehnikat ja kategoriseerib universumi erinevaid piirkondi nende tiheduste kõrvutamise alusel. Neyrinck tutvustas seda algoritmi 2008. aastal eesmärgiga saada meetodit, mis ei sisaldaks vabu parameetreid ega eeldusi tesellatsiooni kuju kohta. Seega saab selle meetodi abil täpsemaid andmeid tühikute suuruse ja kuju kohta. Neile eelistele vaatamata on algoritmi süüdistatud ka kehvasti defineeritud tulemuste andmises: vabade parameetrite puudumine tähendab ühtlasi seda, et leida on võimalik vaid väikeseid ja triviaalseid tühikuid. Et vähendada mittetriviaalsete tühikute leidmist, rakendatakse füüsikalise tähtsuse parameetrit, mille jaoks võetakse minimaalse ja keskmise tiheduse suhe vähemalt üks viiele. Selle meetodiga saab avastada ka alamtühikuid ning see on tõstatanud filosoofilisi küsimusi selle kohta, mis asjad täpselt on tühikud.<ref name="fNY9B" />

 

=== Algoritm DIVA ===

DIVA – DynamIcal Void Analysis, tühiku dünaamiline analüüs. See meetod erineb drastiliselt kahest eelmisest. Kõige üllatavam aspekt on see, et kasutatakse tühiku teistsugust definitsiooni: tühik ei ole mitte ruumiosa väikese kosmilise tihedusega või auk galaktikate jaotuses, vaid piirkond, millest aine "põgeneb" vastavalt tumeda energia olekuvõrrandile. Tühikute tsentrid arvatakse olevat nihkevälja põhiliseks allikaks. Põhjuse teistsuguse definitsiooni kasutamiseks esitasid Lavaux ja Wandelt 2009. aastal selleks, et tühikute dünaamilisi ja geomeetrilisi omadusi saaks analüütiliselt täpselt kalkuleerida. See tähendab näiteks, et DIVA abil saab uurida tühikute elliptilisust ja nende arengut suuremastaabilises struktuuris. See omakorda on viinud kolme erinevat tüüpi tühikute klassifikatsioonini: õiged tühikud, pannkooktühikud ja filamenttühikud. Kuigi sarnaselt esimest klassi meetoditega sisaldab DIVA statistilist viga, loetakse ta palju usaldusväärsemaks, kuna viga saab täpsemini kalibreerida. Siiski on ka sel meetodil puudusi, näiteks on selle abil leitud tühikuid keeruline võrrelda teiste meetodite abil leitud tühikutega.<ref name="Definition 2966" />

 

== Tühikute tähtsus ==

Tühikute teaduslikud rakendusalad on laiad ja muljetavaldavad, näiteks aitavad nad mõista tumeda energia olemust ja täpsustada kosmoloogilise evolutsiooni mudeleid.

 

=== Tumeda energia olekuvõrrand ===

Tühikud käituvad universumis nagu mullid, mis ümbritseva suhtes tundlikud on: tühiku kuju on määratud suuresti universumi paisumisega. Kuna paisumise kiirenemise põhjuseks loetakse tumedat ainet, siis uurides tühiku kuju muutusi ajas, saame täpsustada tumeda energia olekuvõrrandit.<ref name="g9aOu" />

 

=== Galaktikate tekkimise ja evolutsiooni mudelid ===

Kosmilised tühikud sisaldavad segu galaktikatest ja ainest, mis on pisut erinev universumi teistest piirkondadest. See unikaalne segu toetab sellist arusaama galaktikate tekkimisest, mida ennustab Gaussi adiabaatilise külma tumeda aine mudel. <ref name="39rwM" />

 

=== Gravitatsioonilised teooriad ===

Tühikute füüsika paistab tihti järgivat selliseid kosmoloogiliste parameetrite väärtusi, mis ülejäänud universumi jaoks on teistsugused. Seetõttu saab tühikuid kasutada kui laboreid, kus uurida gravitatsioonilistest kokkutõmbumistest tekkivaid efekte lokaalsetes galaktikates.<ref name="RyVdN" />