|
[[Pilt:Structure of the Universe.jpg|pisi|Aine jaotumine Universumi kuubilises väljavõttes. Sinine kiudstruktuur esindab ainet (peamiselt tumedat ainet) ja tühjad piirkonnad kosmilisi tühikuidtühimikke]]
'''Kosmilised tühikudtühimikud''' on suured tühja ruumi osad, mis sisaldavad väga vähe või üldse mitte [[galaktika]]id. Nad paiknevad [[Galaktiline filament|galaktikaliste filamentide]] vahel, mis on universumi kõige suuremad struktuuriüksused. [[Stephen Gregory]] ja [[Laird A. Thompson]] avastasid kosmilised tühikudtühimikud aastal 1978 oma uurimistöös.<ref name="Vz1zT" />
Kosmiliste tühikutetühimikute tihedus on väiksem kui üks kümnendik vaadeldava [[universum]]i keskmisest tihedusest. TühikudTühimikud, mis asuvad suurema tihedusega keskkonnas on väiksemad kui tühikudtühimikud, mis asuvad madala tihedusega universumi osades.<ref name="N6Li8" /> TühikuteTühimikute diameeter on tüüpiliselt 11–150 [[megaparsek]]it, eriliselt suuri tühikuidtühimikuid (mida nimetatakse ka "supertühikutekssupertühimikeks") iseloomustab [[Galaktikate superparv|superparvede]], väikestest galaktikagruppidest moodustunud suuremate rühmade puudumine.
Arvatakse, et tühikudtühimikud on [[Sachsi-Wolfe'i efekt]]i kaudu seotud [[Kosmiline mikrolaine-taustkiirgus|kosmilise mikrolaine-taustkiirgusega]]: [[Gravitatsiooniline punanihe|gravitatsioonilise punanihke]] tõttu korreleeruvad universumi külmemad piirkonnad tühikutegatühimikutega, soojemad piirkonnad filamentidega. Kuna Sachsi-Wolfe'i efekt kehtib vaid juhul, kui Universumis domineerib kiirgus või [[tumeenergia]], on tühikutetühimikute olemasolu oluline tõendus tumeda energia olemasolule.<ref name="i9mXw" />
== Suuremastaabiline struktuur ==
Universumi struktuuri saab jagada komponentideks, mis aitavad kirjeldada erinevate piirkondade omadusi. Kosmilise võrgustiku peamised struktuurikomponendid on:
* tühikudtühimikud – suured piirkonnad väga madala keskmise tihedusega, mille diameeter on tavaliselt suurem kui kümme megaparsekit;
* tasand/[[Galaktiline sein|sein]] – piirkonnad, mille tihedus on võrdne tüüpilise keskmise kosmilise tihedusega. Need saab omakorda jagada alamkomponentideks nagu
** parved – väga tiheda kontsentratsiooniga piirkonnad, kus tasandid lõikuvad;
** [[Galaktiline filament|filamendid]] – tühikuidtühimikuid ühendavad niitjad moodustised tüüpilise pikkusega 50–80 megaparsekit.
Tegelikult pole tühikutetühimikute jaoks üldiselt aktsepteeritud ranget definitsiooni, kuid n-ö töödefinitsioonina kasutatakse tingimust, et tühikutetühimikute keskmine tihedus on väiksem kui üks kümnendik universumi keskmisest tihedusest. Tiheduse all mõeldakse galaktikate arvu ühikruumala kohta, mitte ühikulise ruumala kogumassi.<ref name="Neyrinck2008" />
== Avastamine ja ajalugu ==
Kosmilised tühikudtühimikud muutusid [[astrofüüsika]]liseks uurimisobjektiks 1970. aastatel, kui punanihete mõõtmine muutus populaarsemaks ning kaks sõltumatut astrofüüsikute uurimisrühma suutsid galaktikate jaotuses identifitseerida superparvede ja tühikutetühimikute olemasolu.<ref name="Jõeveer" /> Punanihete mõõtmine tähendas astronoomias revolutsiooni seetõttu, et kosmilistele kaartidele sai lisada sügavuse ehk kaugusmõõdu. Senini olid käibel olnud vaid kosmiliste struktuuride kahedimensionaalsed kaardid, kus erineva kaugusega objektid olid projitseeritud mingile tinglikule ühtsele kaugusele, kuid nüüd sai universumi kaardistada kolmedimensionaalselt. Galaktika kauguse saab punanihkest arvutada [[Hubble'i seadus]]e põhjal, mis väidab, et vaadeldavate galaktikate punanihke suurus on võrdeline nende kaugusega vaatlejast.<ref name="RexBennett1998" />
=== Ajaline järjestus ===
Kokkuvõte tähtsamatest sündmustest kosmiliste tühikutetühimikute avastamisest kuni tänapäevani:
* 1961 – astronoomide tähelepanu alla satub "teist järku parv", spetsiifilist tüüpi superparv.<ref name="Abell1961" />
* 1978 – avaldati esimesed artiklid tühikutetühimikute kohta [[universumi suuremastaabiline struktuur|universumi suuremastaabilises struktuuris]].<ref name="Gregory1978" /><ref name="Htp0U" />
* 1981 – avastati suur tühiktühimik taeva Bootesi regioonis, mille diameeter oli ligikaudu 50 megaparsekit (hilisemates arvutustes jõuti küll hoopis tulemuseni 34 megaparsekit).<ref name="Kirshner1981" /><ref name="Kirshner1987" />
* 1983 – ilmusid esimesed arvutisimulatsioonid, mis olid võimelised andma usaldusväärseid tulemusi universumi suuremastaabilise struktuuri tekkimise ja evolutsiooni kohta.<ref name="Merlott1983" /><ref name="Frenk1983" />
* 1985 – uuriti Perseuse-Piscese piirkonna superparvede ja tühikutetühimikute struktuuridetaile.<ref name="Giovanelli1985" />
* 1989 – leiti, et universumi suuremastaabilist struktuuri domineerivad suured tühikudtühimikud, teravad filamendid ja neid ühendavad tasandid.<ref name="Geller1989" />
* 1991 – kinnitati tühikutetühimikute rohkust universumi suuremastaabilises struktuuris.<ref name="662Mj" />
* 2001 – kosmiliste tühikutetühimikute andmebaasi lisati suur hulk uusi tühikuidtühimikuid.<ref name="hunN0" />
* 2009 – viimase SDSS-i (Sloan Digital Sky Survey) andmed, kombineerituna varasemate makrostruktuuri vaatlustega, andsid siiani kõige detailseima ülevaate kosmilistest tühikutesttühimikutest.<ref name="XXyW9" />
== Leidmismeetodid ==
Universumi suuremastaabilise struktuuri vaatlemise põhjal on tühikutetühimikute 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 tühikuidtühimikuid 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 tühikutetühimikute leidmise meetodit on toodud allpool.
Peetakse oluliseks, et leitud tühikudtühimikud vastaksid vigade piires ootustele, mille suuremastaabilise struktuuri simulatsioonid ja modelleerimine on seadnud.<ref name="i2I9R" />
=== 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 tühikutetühimikute 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 tühikutetühimikute häid omadusi on see, et nende piirid on selged ja hästi defineeritud; kui tühikutühimiku keskel on kosmiline tihedus 10% keskmisest, siis äärtes kasvab see kiirelt 20%ni ja tasandis otse ääre taga 100%ni. Kui mingi tühiktühimik kattub rohkem kui 10% osas teiste, juba teadaolevate tühikutegatühimikutega, siis loetakse ta nende tühikutetühimikute alamregiooniks. Kataloogi kantakse tühikudtühimikud 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 tühikutetühimikute 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 tühikuidtühimikuid. Et vähendada mittetriviaalsete tühikutetühimikute leidmist, rakendatakse füüsikalise tähtsuse parameetrit, mille jaoks võetakse minimaalse ja keskmise tiheduse suhe vähemalt üks viiele. Selle meetodiga saab avastada ka alamtühikuidalamtühimikuid ning see on tõstatanud filosoofilisi küsimusi selle kohta, mis asjad täpselt on tühikudtühimikud.<ref name="fNY9B" />
=== Algoritm DIVA ===
DIVA – DynamIcal Void Analysis, tühikutühimiku dünaamiline analüüs. See meetod erineb drastiliselt kahest eelmisest. Kõige üllatavam aspekt on see, et kasutatakse tühikutühimiku teistsugust definitsiooni: tühiktühimik ei ole mitte ruumiosa väikese kosmilise tihedusega või auk galaktikate jaotuses, vaid piirkond, millest aine "põgeneb" vastavalt tumeda energia olekuvõrrandile. TühikuteTühimikute tsentrid arvatakse olevat nihkevälja põhiliseks allikaks. Põhjuse teistsuguse definitsiooni kasutamiseks esitasid Lavaux ja Wandelt 2009. aastal selleks, et tühikutetühimikute dünaamilisi ja geomeetrilisi omadusi saaks analüütiliselt täpselt kalkuleerida. See tähendab näiteks, et DIVA abil saab uurida tühikutetühimikute elliptilisust ja nende arengut suuremastaabilises struktuuris. See omakorda on viinud kolme erinevat tüüpi tühikutetühimikute klassifikatsioonini: õiged tühikudtühimikud, pannkooktühikudpannkooktühimikud ja filamenttühikudfilamenttühimkud. 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 tühikuidtühimikke keeruline võrrelda teiste meetodite abil leitud tühikutegatühimikega.<ref name="Definition 2966" />
== TühikuteTühimike tähtsus ==
TühikuteTühimike teaduslikud rakendusalad on laiad ja muljetavaldavad, näiteks aitavad nad mõista tumeda energia olemust ja täpsustada kosmoloogilise evolutsiooni mudeleid.
=== Tumeda energia olekuvõrrand ===
TühikudTühimikud käituvad universumis nagu mullid, mis ümbritseva suhtes tundlikud on: tühikutühimiku kuju on määratud suuresti universumi paisumisega. Kuna paisumise kiirenemise põhjuseks loetakse tumedat ainet, siis uurides tühikutühimiku kuju muutusi ajas, saame täpsustada tumeda energia olekuvõrrandit.<ref name="g9aOu" />
=== Galaktikate tekkimise ja evolutsiooni mudelid ===
Kosmilised tühikudtühimikud 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 ===
TühikuteTühimikute füüsika paistab tihti järgivat selliseid kosmoloogiliste parameetrite väärtusi, mis ülejäänud universumi jaoks on teistsugused. Seetõttu saab tühikuidtühimikuid kasutada kui laboreid, kus uurida gravitatsioonilistest kokkutõmbumistest tekkivaid efekte lokaalsetes galaktikates.<ref name="RyVdN" />
== Viited ==
| 