Tyhjiö (tähtitiede)

Kosmiset tyhjiöt ovat valtavia galaksisäikeiden (jotka ovat maailmankaikkeuden suurimpia rakenteita) väliin jääviä alueita, jotka sisältävät galakseja hyvin vähän tai eivät lainkaan. Tyhjiöt ovat tyypillisesti halkaisijaltaan kymmenestä sataan megaparsekia. Erityisen suuria tyhjiöitä, jotka jäävät materiarikkaiden superjoukkojen väliin, kutsutaan usein supertyhjiöiksi. Niissä on vähemmän kuin kymmenesosa siitä keskimääräisestä materiarikkaudesta, joka lasketaan tyypilliseksi maailmankaikkeudessamme. Ne havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 1978 Stephen Gregoryn ja Laird A. Thompsonin uraauurtavassa tutkimuksessa Kitt Peak National Observatoryssa.

Tyhjiöiden uskotaan muodostuneen alkuräjähdyksessä,  tiiviin baryonisen aineen imploosiosta, alkaen pienistä kvanttivaihtelun anisotropioista varhaisessa maailmankaikkeudessa. Nämä anisotropiat kasvoivat suuremmiksi ajan myötä. Korkeamman tiheyden omaavat maailmankaikkeuden alueet luhistuivat nopeammin painovoiman alla, lopulta johtaen laajamittaiseen, vaahtomaiseen tyhjiöiden ja galaksimuurien "kosmiseen verkkoon", minkä nykypäivänä pystyy näkemään. Tyhjiöt, jotka sijaitsevat korkeamman tiheyden omaavilla alueilla ovat pienempiä kuin tyhjiöt, jotka sijaitsevat matalamman tiheyden omaavilla alueilla.

Tyhjiöt näyttävät korreloivan kosmisen taustasäteilyn havaitun lämpötilan kanssa Sachs–Wolfe-ilmiön vuoksi. Kylmemmät alueet korreloivat tyhjiöiden kanssa ja lämpimämmät galaksisäikeiden kanssa johtuen gravitaatiollisesta punasiirtymästä. Koska Sachs–Wolfe-vaikutus on merkittävä ainoastaan, jos maailmankaikkeutta hallitsee säteily tai pimeä energia, tyhjiöt on merkittäviä tekijöitä fyysisien todisteiden tarjoamisessa pimeästä energiasta.

Suuren mittakaavan rakenne 

Maailmankaikkeutemme rakenteet voidaan hajottaa osiin, mikä voi helpottaa yksittäisten eri kosmoksen alueiden piirteiden kuvailua. Nämä ovat kosmisen verkon pääkomponentit:

 Tyhjiöt – laajoja, usein ympyränmuotoisia alueita erittäin matalilla keskimääräisillä tiheyksillä, halkaisijoiltaan jopa 100 megaparsekia (Mpc).
 Muurit – alueita, joissa tyypillinen materiarikkauden tiheys on normaali. Muurit voidaan hajottaa vielä kahteen pienempään rakenteelliseen osaan:
 Galaksijoukot – korkeatiheyksisiä alueita, joissa muurit kohtaavat ja risteävät, lisäten paikallisen muurin tosiasiallista kokoa.
 Säikeet – haarautuvia muurialueita jotka voivat ulottua kymmenien megaparsekien pituisiksi.

Tyhjiöiden keskimääräinen tiheys on vähemmän kuin kymmenesosa maailmankaikkeuden tavallinen tiheys. Tämä toimii usein määritelmänä kosmiselle tyhjiölle vaikkakaan tyhjiölle ei olekaan mitään yksittäistä hyväksyttyä ja tarkkaa määritelmää. Maailmankaikkeuden keskimääräinen aineen tiheyden arvio perustuu usein pikemminkin galaksien lukumäärään eikä aineen kokonaistiheyteen tilavuusyksikössä.

Historia 
Kosmiset tyhjiöt astrofysiikan tutkimisaiheena alkoi 1970-luvun puolivälissä kun punasiirtymiä alettiin tutkia tarkemmin, mikä johti vuonna 1978 kahden erillisen astrofyysikkoryhmän löytämään ja tunnistamaan superjoukkoja ja tyhjiöitä galaksien levittäytymisessä avaruudessa. Uudet punasiirtymätutkimukset mullistivat tähtitieteen alana lisäten syvyyttä kaksiulotteisiin karttoihin maailmankaikkeuden rakenteista, jotka olivat ennen usein tiheästi pakattuja ja päällekkäisiä, mahdollistaen ensimmäisen kolmiulotteisen kartan maailmankaikkeudesta. Punasiirtymätutkimuksissa syvyys laskettiin galaksien yksittäisistä punasiirtymistä, jotka johtuvat maailmankaikkeuden laajenemisesta Hubblen lain mukaan.

Aikajana 

 1961 – Suuren kokoluokan rakenneosat kuten nk. "toisen asteen joukot", joka on erityinen superjoukkojen tyyppi, tuotiin astronomisen yhteisön huomioon.
 1978 – Ensimmäiset kaksi tutkielmaa tyhjiöistä suuren kokoluokan rakenteissa julkaistiin mainiten tyhjiöt, jotka löydettiin Coma/A1367-joukkojen etualalla.
 1981 – Suuri, halkaisijaltaan 50 h−1 Mpc:n tyhjiö Karhunvartijan alueelta löydettiin. (Tyhjiön koko myöhemmin laskettiin uudestaan 34 h−1 Mpc:ksi).
 1983 – Tietokonesimulaatioita, jotka olivat tarpeeksi hienostuneita antamaan suhteellisen luotettavia tuloksia suuren mittakaavan rakenteesta, syntyi ja antoi syvempää ymmärrystä suuren luokan galaksilevinneisyydestä.
 1985 – Yksityiskohtia superjoukko- ja tyhjiörakenteesta Perseuksen-Kalojen alueesta tutkittiin.
 1989 – Astrofysiikan Keskuksen Punasiirtymäkartoitus paljasti, että suuret tyhjiöt, terävät säikeet ja muurit, jotka ympäröivät niitä dominoivat maailmankaikkeuden suuren luokan rakennetta.
 1991 – Las Campanas -punasiirtymätutkimus varmisti maailmankaikkeuden suuren luokan rakenteen tyhjiörikkauden (Kirshner ja muut 1991).
 1995 – Optisesti valitut galaksikartoitukset osoittivat, että sama määrä tyhjiöitä löytyy riippumatta otoksen koosta.
 2001 – Kaksiasteinen yksittäisten galaksien punasiirtymäkartoitus lisäsi merkittävän suuren määrän tyhjiöitä tunnettujen kosmisten tyhjiöiden tietokantaan.
 2009 – Sloan Digital Sky Surveyn (SDSS) tieto yhdistettynä edellisiin suuren mittaluokan tutkimuksiin tarjoaa nyt kaikista täydellisimmän näkymän yksityiskohtaisesta kosmisten tyhjiöiden rakenteesta

Löytämiskeinot 
On olemassa useita tapoja löytää tyhjiöitä suuren mittaluokan universumikartoituksilla. Monista erilaisista algoritmeista kuitenkin lähes kaikki voidaan jakaa kolmeen yleiseen luokkaan. Ensimmäinen luokka koostuu "tyhjiöetsijöistä", jotka yrittävät löytää tyhjiä alueita avaruudesta perustuen paikalliseen galaksitiheyteen. Toisessa luokassa ovat ne, jotka yrittävät löytää tyhjiöitä pimeän aineen geometristen rakenteiden levinneisyyden kautta, galaksien viittaamana. Kolmas luokka koostuu niistä etsijöistä, jotka tunnistavat rakenteita dynaamisesti käytämällä gravitatiivisesti epävakaita pisteitä pimeän aineen distribuutiossa.

Merkitys 
Tyhjiöt ovat vaikuttaneet merkittävästi nykyaikaiseen käsitykseen maailmankaikkeudesta sovelluksilla, jotka vaihtelevat pimeää energiaa valottavista kosmologista evoluutiota jalostaviin ja rajoittaviin.

Katso myös 
 Havaittavissa oleva maailmankaikkeus
 Karhunvartijan tyhjiö
 Galaksi

Lähteet

Aiheesta muualla 
 Cosmicvoids.net 
 Animoitu näkymät onteloita ja niiden jakelu  alkaen Hume Feldman Sergei Shandarin, Dept. Fysiikan ja Tähtitieteen, University of Kansas, Lawrence, KS, YHDYSVALLAT.
 Visualisointi Lähellä olevien Suurten Rakenteiden Fairall, A. P., Paverd, W. R., & Ashley, R. P.
 Hierarkkinen rakenne ja dynamiikka onteloita  arXiv:1203.0248

Tähtitiede