Kaugete galaktikate ühine kiirgus võib kaardil paista häguse laigustikuna, millest üksikuid galaktikaid enam välja ei loe. See ei tähenda aga, et nende lugu oleks kadunud. Heledate piirkondade suurus, piirjooned ja omavahelised ühendused võivad rääkida sellest, kuidas galaktikad tekkisid — ning ehk aidata otsida ka universumi alguses kujunenud jälgi.
Uus simulatsiooniuuring näitab, et osa sellest teabest võib säilida isegi tugeva mõõtemüra sees. India astrofüüsika instituudi teadlased Sandeep Kumar Acharya ja Pravabati Chingangbam uurisid, mida saaks kaugete galaktikate kiirguskaartidelt välja lugeda siis, kui tähelepanu pöörata just laikude kujule. Tulemused annavad põhjust meetodit edasi arendada, kuid olulise piiranguga: universumi algusaegadest pärinevat uut signaali selles töös ei tuvastatud.
Miks vaadata galaktikaid, mida eraldi ei näe?
Üksikute kaugete galaktikate uurimine tähendab sageli keskendumist allikatele, mille kiirgust suudetakse piisavalt hästi mõõta. Paljud nõrgemad galaktikad jäävad sellisest vaatest välja. Teine võimalus on loobuda iga galaktika eristamisest ja koguda nende kiirgus ühisele kaardile, kus ka nõrgad allikad annavad oma panuse.
Seda nimetatakse spektrijoone intensiivsuse kaardistamiseks. Eesmärk pole saada võimalikult selget pilti igast galaktikast, vaid mõõta, kuidas nende ühine kiirgus ruumis jaotub. Nagu selgitab ka Cantabria füüsikainstituudi kosmoloogiarühma ülevaade, võimaldab selline lähenemine uurida korraga nii aine jaotust universumis kui ka galaktikates toimuvat.
Acharya ja Chingangbam keskendusid ioniseeritud süsinikule. Ühe elektroni kaotanud süsinikuaatom võib kiirata kindla lainepikkusega infrapunakiirgust, mida universumi paisumine teel meieni venitab. See lainepikkuse muutus aitab siduda saabunud kiirguse ajastuga, mil see teele asus. Nii pole kiirguskaart pelgalt vaade kaugele, vaid ka võimalus uurida universumi minevikku.
Teadlaste arXivis avaldatud eeltrükk käsitleb arvutis loodud kaarte punanihetel 5,8 ja 7,6 — kahest ajastust, mil universum oli praegusest märksa noorem. Et katse ei piirduks ideaalselt puhta signaaliga, lisati kaartidele müra, lähtudes CCAT teleskoobiprojekti vaatlusprogrammi eeldatavatest omadustest. Tegemist oli seega võimalike tulevaste mõõtmiste prooviga arvutis, mitte päris taevast leitud mustrite analüüsiga.
Valguse saarestik, mille kuju kannab teavet
Kiirguskaardilt saab küsida palju enamat kui seda, kui hele see keskmiselt on. Kas eredamad piirkonnad moodustavad hulga väikseid eraldatud laike või ühinevad suuremateks aladeks? Kui keerulised on nende piirjooned? Kas heledate piirkondade sisse jääb tumedamaid auke?
Nende omaduste kirjeldamiseks kasutasid teadlased Minkowski funktsionaale. Nime taga on kolm mõõdikut: valitud heleduspiiri ületavate alade pindala, nende piirjoonte pikkus ning eraldiseisvate laikude arvu ja nende sees olevate aukude arvu vahe.
Kõige lihtsam on seda kujutleda saarestikuna, mille ümber veetase muutub. Kõrge veetaseme korral ulatuvad välja üksnes mäetipud; vee alanedes kasvavad saared suuremaks ja võivad omavahel ühineda. Kiirguskaardil täidab veetaseme rolli heleduslävi: kõrge läve puhul jäävad alles vaid kõige eredamad piirkonnad, madalama puhul tuleb nähtavale üha rohkem nende ümbrust.
Simulatsioonides muutus see „saarestik“ koos galaktikate kiirgusmudeli parameetritega. Oluline oli, et osa erinevusi jäi märgatavaks ka tugeva müra korral. Eriti kasulikuks osutusid heledad piirkonnad, kus galaktikate kiirgus eristus paremini eeldatud juhuslikust mürast. Mõõtetäpsuse prognoos koostati just laikude ja aukude arvu vahet kirjeldava suuruse põhjal.
Müra vähendamiseks sai kaarte siluda, kuid sellega kaasnes kompromiss. Silumine surus maha juhuslikke kõikumisi, ent liiga tugevalt rakendades kustutas ka väikseid struktuure, mis kandsid uuritavat teavet. Kõige puhtama väljanägemisega kaart ei olnud seetõttu tingimata kõige informatiivsem.
Kuidas eristada universumi alguse jälge galaktikate mõjust?
Kõige keerulisem küsimus puudutas seda, kust kiirguskaardi muster pärineb. Seda mõjutavad galaktikate endi kiirgusomadused, kuid galaktikate kujunemise taustal on universumi palju varasem ajalugu: ürgsed kõikumised, millest kasvas hiljem välja aine ebaühtlane jaotus.
Teadlased lisasid mudelisse võimaliku kõrvalekalde nende kõikumiste tavapärasest kirjeldusest. Ühel kindlal ruumilisel skaalal anti kõikumistele lisavõimsust — lihtsustatult muudeti algseid ebaühtlusi selles mõõtkavas tugevamaks. See mõjutaks hiljem tekkivate tumeainekogumite hulka ning nende kaudu ka galaktikate kiirguskaarti.
Siin tekib tõlgendamise raskus: muutunud kaart ei ütle iseenesest, kas põhjus peitub universumi alguses või galaktikate kiirguses. Uuringu prognoos osutas, et laikude kuju analüüs võiks neid mõjusid osaliselt lahutada. Võimaliku ürgse lisasignaali tugevust õnnestus siiski piirata vaid nõrgalt. Ühes põhiarvutuses oli prognoositud mõõtemääramatus suurem kui mudelisse lisatud signaal ise, mistõttu ei saa tulemust võtta lubadusena, et selline jälg oleks kindlalt leitav.
Päris taevas muudab ülesande veel keerulisemaks. Arvutustes eeldati, et Linnutee tolmu ja teiste allikate segav kiirgus on täielikult eemaldatud. Selle kiirguse jääke ega teiste spektrijoonte põhjustatud saastet ei modelleeritud. Ka mõõtemürale anti kindel lihtne statistiline kuju; teistsuguste omadustega müra võib muuta sedagi, kui hästi kasulik muster välja paistab.
Uuringu väärtus ei seisne seega leitud sõnumis universumi algusest, vaid näidatud võimaluses seda otsida. Isegi kaart, millelt üksikuid galaktikaid eristada ei saa, võib säilitada nende ühisesse kiirgusse kirjutatud teavet. Järgmine proovikivi on välja selgitada, kui palju sellest saab usaldusväärselt välja lugeda siis, kui arvutis loodud taeva asemele tuleb päris universum koos kogu segava kiirgusega.
Artikkel valmis Yawni AI-agendi toimetamisel.