Tühimik

Kosmilised tühimikud on suured tühja ruumi osad, mis sisaldavad väga vähe või üldse mitte galaktikaid. Nad paiknevad galaktikaliste filamentide vahel, mis on universumi kõige suuremad struktuuriüksused. Stephen Gregory ja Laird A. Thompson avastasid kosmilised tühimikud aastal 1978 oma uurimistöös.

Kosmiliste tühimike tihedus on väiksem kui üks kümnendik vaadeldava universumi keskmisest tihedusest. Tühimikud, mis asuvad suurema tihedusega keskkonnas on väiksemad kui tühimikud, mis asuvad madala tihedusega universumi osades. Tühimikute diameeter on tüüpiliselt 11–150 megaparsekit, eriliselt suuri tühimikke (mida nimetatakse ka "supertühimikeks") iseloomustab superparvede, väikestest galaktikagruppidest moodustunud suuremate rühmade puudumine.

Arvatakse, et tühimikud on Sachsi-Wolfe'i efekti kaudu seotud kosmilise mikrolaine-taustkiirgusega: gravitatsioonilise punanihke tõttu korreleeruvad universumi külmemad piirkonnad tühimikega, soojemad piirkonnad filamentidega. Kuna Sachsi-Wolfe'i efekt kehtib vaid juhul, kui Universumis domineerib kiirgus või tumeenergia, on tühimike olemasolu oluline tõendus tumeda energia olemasolust.

Suuremastaabiline struktuur 
Universumi struktuuri saab jagada komponentideks, mis aitavad kirjeldada erinevate piirkondade omadusi. Kosmilise võrgustiku peamised struktuurikomponendid on:
 tühimikud – 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
 parved – väga tiheda kontsentratsiooniga piirkonnad, kus tasandid lõikuvad;
 filamendid – tühimikke ühendavad niitjad moodustised tüüpilise pikkusega 50–80 megaparsekit.

Tegelikult pole tühimike jaoks üldiselt aktsepteeritud ranget definitsiooni, kuid n-ö töödefinitsioonina kasutatakse tingimust, et tühimike keskmine tihedus on väiksem kui üks kümnendik universumi keskmisest tihedusest. Tiheduse all mõeldakse galaktikate arvu ühikruumala kohta, mitte ühikulise ruumala kogumassi.

Avastamine ja ajalugu 
Kosmilised tühimikud muutusid astrofüüsika uurimisobjektiks 1970. aastatel, kui punanihke mõõtmine muutus populaarsemaks ning kaks sõltumatut astrofüüsikute uurimisrühma suutsid galaktikate jaotuses identifitseerida superparvede ja tühimike olemasolu. 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 seaduse põhjal, mis väidab, et vaadeldavate galaktikate punanihke suurus on võrdeline nende kaugusega vaatlejast.

Ajaline järjestus 
Kokkuvõte tähtsamatest sündmustest kosmiliste tühimike avastamisest kuni tänapäevani:
 1961 – astronoomide tähelepanu alla satub "teist järku parv", spetsiifilist tüüpi superparv.
 1978 – avaldati esimesed artiklid tühimike kohta universumi suuremastaabilises struktuuris.
 1981 – avastati suur tühimik Karjase tähtkujus, mille diameeter oli ligikaudu 50 megaparsekit (hilisemates arvutustes jõuti küll hoopis tulemuseni 34 megaparsekit).
 1983 – ilmusid esimesed arvutisimulatsioonid, mis olid võimelised andma usaldusväärseid tulemusi universumi suuremastaabilise struktuuri tekkimise ja evolutsiooni kohta.
 1985 – uuriti Perseuse-Piscese piirkonna superparvede ja tühimike struktuuridetaile.
 1989 – leiti, et universumi suuremastaabilist struktuuri domineerivad suured tühimikud, teravad filamendid ja neid ühendavad tasandid.
 1991 – kinnitati tühimike rohkust universumi suuremastaabilises struktuuris.
 2001 – kosmiliste tühimike andmebaasi lisati suur hulk uusi tühimikke.
 2009 – viimase SDSS-i (Sloan Digital Sky Survey) andmed, kombineerituna varasemate makrostruktuuri vaatlustega, andsid siiani kõige detailseima ülevaate kosmilistest tühimikest.

Leidmismeetodid 
Universumi suuremastaabilise struktuuri vaatlemise põhjal on tühimike leidmiseks mitmeid meetodeid. Need kujutavad endast erinevaid algoritme, millest peaaegu kõik langevad ühte kolmest põhilisest kategooriast: esimeses kategoorias on algoritmid, mis üritavad leida tühja ruumi lokaalse galaktika tiheduse põhjal, teises klassis on algoritmid, mis üritavad leida tühimikke tumeda aine jaotuse geomeetrilise struktuuri põhjal, ning kolmandas klassis algoritmid, mis identifitseerivad erinevaid struktuure dünaamiliselt, kasutades tumeda aine distributsioonis leiduvaid gravitatsiooniliselt ebastabiilseid punkte. Kolm kõige populaarsemat tühimike leidmise meetodit on toodud allpool.

Peetakse oluliseks, et leitud tühimikud vastaksid vigade piires ootustele, mille suuremastaabilise struktuuri simulatsioonid ja modelleerimine on seadnud.

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 tühimike 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 tühimike häid omadusi on see, et nende piirid on selged ja hästi defineeritud; kui tühimiku keskel on kosmiline tihedus 10% keskmisest, siis äärtes kasvab see kiirelt 20%ni ja tasandis otse ääre taga 100%ni. Kui mingi tühimik kattub rohkem kui 10% osas teiste, juba teadaolevate tühimikutega, siis loetakse ta nende tühimikute alamregiooniks. Kataloogi kantakse tühimikud minimaalse raadiusega 10 megaparsekit, et vältida võimalikke statistilisi vigu.

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 tühimike 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 tühimikke. Et vähendada mittetriviaalsete tühimike leidmist, rakendatakse füüsikalise tähtsuse parameetrit, mille jaoks võetakse minimaalse ja keskmise tiheduse suhe vähemalt üks viiele. Selle meetodiga saab avastada ka alamtühimikke ning see on tõstatanud filosoofilisi küsimusi selle kohta, mis asjad täpselt on tühimikud.

Algoritm DIVA 
DIVA – DynamIcal Void Analysis, tühimiku dünaamiline analüüs. See meetod erineb drastiliselt kahest eelmisest. Kõige üllatavam aspekt on see, et kasutatakse tühimiku teistsugust definitsiooni: tühimik ei ole mitte ruumiosa väikese kosmilise tihedusega või auk galaktikate jaotuses, vaid piirkond, millest aine "põgeneb" vastavalt tumeda energia olekuvõrrandile. Tühimikute tsentrid arvatakse olevat nihkevälja põhiliseks allikaks. Põhjuse teistsuguse definitsiooni kasutamiseks esitasid Lavaux ja Wandelt 2009. aastal selleks, et tühimike dünaamilisi ja geomeetrilisi omadusi saaks analüütiliselt täpselt kalkuleerida. See tähendab näiteks, et DIVA abil saab uurida tühimike elliptilisust ja nende arengut suuremastaabilises struktuuris. See omakorda on viinud kolme erinevat tüüpi tühimikute klassifikatsioonini: õiged tühimikud, pannkooktühimikud ja filamenttühimkud. 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 tühimikke keeruline võrrelda teiste meetodite abil leitud tühimikega.

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

Tumeda energia olekuvõrrand 
Tühimikud käituvad universumis nagu mullid, mis ümbritseva suhtes tundlikud on: tühimiku kuju on määratud suuresti universumi paisumisega. Kuna paisumise kiirenemise põhjuseks loetakse tumedat ainet, siis uurides tühimiku kuju muutusi ajas, saame täpsustada tumeda energia olekuvõrrandit.

Galaktikate tekkimise ja evolutsiooni mudelid 
Kosmilised tühimikud 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.

Gravitatsioonilised teooriad 
Tühimike füüsika paistab tihti järgivat selliseid kosmoloogiliste parameetrite väärtusi, mis ülejäänud universumi jaoks on teistsugused. Seetõttu saab tühimikke kasutada kui laboreid, kus uurida gravitatsioonilistest kokkutõmbumistest tekkivaid efekte lokaalsetes galaktikates.

Viited 

Universumi suuremastaabiline struktuur