MAAILMANKAIKKEUDEN

HISTORIA

Maailmankaikkeuden historia

Maailmankaikkeuden historiaa ymmärtääksemme on hyödyllistä puhua ajan lisäksi myös matkoista, sillä nämä kaksi liittyvät erottamattomasti toisiinsa.

1 valovuosi on matka, jonka valo kulkee tyhjässä avaruudessa yhdessä vuodessa. Valo kulkee tyhjiössä vakionopeudella (jota merkitään c-kirjaimella) v = c = 299792458 m s ≈ 3 · 10⁸ m/s , jonka avulla voidaan laskea yhden valovuoden pituudeksi noin 9, 46 · 10¹⁵ m. Valo kulkee siis erittäin nopeasti, muttei kuitenkaan äärettömällä nopeudella. Tästä johtuen esimerkiksi auringonvalolla kestää noin 8 minuuttia saapua meille - näemme siis Auringon sellaisena kuin se oli 8 minuuttia sitten.

Kun katsomme kaukaisia kohteita maailmankaikkeudessa, on usein mahdollista mitata kuinka kaukana ne ovat meistä. Tästä voidaan vuorostaan päätellä kuinka kauan sitten tuosta kohteesta lähtenyt valo on lähtenyt kulkemaan. Esimerkiksi yhden valovuoden päässä näkyvän tähden valo on syntynyt vuosi sitten.

Kauimmaiset kohteet, jotka näemme, vaikuttavat olevan noin 13,4 miljardin valovuoden päässä. Tästä saamme arvion maailmankaikkeuden iälle: sen täytyy olla vähintään 13,4 mrd vuoden ikäinen, jotta tämä valo on ennättänyt meille asti. Useisiin muihin havaintoihin perustuen arvio on pikkuhiljaa tarkentunut ja nykyisin tiedämme maailmankaikkeuden olevan noin 13,77 mrd vuotta.

Voisi ajatella, että niin sanotun näkyvän maailmankaikkeuden reuna olisi yhtä monen valovuoden päässä, mutta koska maailmankaikkeus on jatkuvasti laajentunut, on tämä reuna ehtinyt vieläkin kauemmaksi, arviolta noin 46 miljardin valovuoden päähän.

Kaukaisia tähtiä tarkastelemalla on lisäksi havaittu, että kaukaiset kohteet loittonevat meistä kiihtyvällä nopeudella. Kaukaiset galaksit ovat siis vuosi vuodelta kauempana meistä ja tämä etääntymisnopeus vieläpä kasvaa kaiken aikaa. Tästä voimme päätellä, että mitä kauemmas menneisyyteen palaamme, sitä pienempi maailmankaikkeus on ollut. Jos kelaamme tämän filminauhan "alkuun", eli 13,77 mrd vuotta taaksepäin, päätyy maailmankaikkeus (ainakin teoriassa) yhteen pisteeseen. Tällainen äärimmäisen tiheä alkutila, josta nykyinen maailmankaikkeus on räjähdysmäisesti syntynyt, on alkuräjähdysteorian perusajatus.

Todellisuudessa nykyteoriat ja parhaimmatkin mittaukset selittävät maailmankaikkeuden historiaa vasta sekunnin murto-osasta eteenpäin, mikä tarkoittaa että varsinaisesta alkuhetkestä t = 0 s emme osaa sanoa mitään varmaa. Hypoteettisia ehdotuksia on toki useita erilaisia.

Alkuperäisessä alkuräjähdysteoriassa tätä "ennen" ei ole aikaa eikä avaruutta. Aika syntyy alkuräjähdyksestä, samoin avaruus. Samalla tavoin kuin voimme kulkea pohjoista kohti kunnes saavumme pohjoisnavalle, voimme kulkea ajassa taaksepäin alkuräjähdyksen hetkeen asti. Siinä aika "loppuu," samalla tavoin kuin "pohjoisuus" loppuu pohjoisnavalla - pidemmälle ei pääse.

Muitakin ideoita on esitetty, esimerkiksi sellaisia, joissa ennen nykyistä maailmankaikkeutta on ollut toinen maailmankaikkeus. Tämä aiempi universumi on romahtanut kasaan, melkein pistemäiseksi, kunnes tästä tiheytymästä on räjähdysmäisesti syntynyt nykyinen maailmankaikkeus. Me emme näe ajassa tätä kauemmaksi, jolloin meistä näyttää siltä kuin kaikki olisi saanut alkunsa tuosta tihentymästä.

Hypoteeseille on siis tilaa, mutta sitä merkittävämpää on se, että maailmankaikkeuden historia ja nykytila osataan selittää uskomattoman hyvin noin hetkestä t ≈ 10⁻³⁴ s eteenpäin.

Meidän nykyhetkessämme Aurinko on siis erilainen kuin Auringon nykyhetkessä. Voimmekin sanoa, että absoluuttista nykyhetkeä ei ole olemassa.

Kosminen taustasäteily

Alkuräjähdysteoriaa tukevia tuloksia:

1. Maailmankaikkeuden laajeneminen

2. Kosminen taustasäteily

3. Alkuaineiden suhteellinen runsaus maailmankaikkeudessa

Esimerkiksi CERNin LHC-kiihdyttimen energioilla (13 TeV) voidaan luoda olosuhteet, jotka vastaavat lämpötilaa T ≈ 10¹⁷ K. Tämä puolestaan tarkoittaa aikaskaalaa t ≈ 10⁻³⁴ s alkuräjähdyksen jälkeen. Toistaiseksi emme pääse korkeampiin energioihin, joten emme myöskään nää tätä kauemmas historiaan.

Yksi alkuräjähdysteoriaa tukevista havainnoista on niin sanottu kosminen taustasäteily. Siitä puhuaksemme tarvitaan ensin muistutus lämpötila-asteikoista.

Celcius-asteikko on asetettu siten, että veden sulamispiste on nolla Celsius-astetta ja veden kiehumispiste 100 Celsius-astetta. Yksi aste on sadasosa tästä välistä. Kelvin-asteikossa yksi aste on samansuuruinen kuin Celsius-asteikossa, mutta nollakohta on sovittu eri paikkaan. Lämpötila mittaa jossain mielessä aineen rakenneosasten liikettä, eli mitä alhaisempi lämpötila, sitä vähemmän liikettä. Kun liike lakkaa, on saavutettu alin mahdollinen lämpötila. Tätä kutsutaan absoluuttiseksi nollapisteeksi ja se on Kelvin-asteikon nollakohta, T = 0 K. Celsius-asteikolla tämä piste löytyy kohdasta T = −273,15◦C. Muutokset yhdestä asteikosta toiseen ovat yksinkertaisia: esimerkiksi veden kiehumispiste Kelvin-asteikolla on T = 373,15 K.

Palataan sitten taustasäteilyyn yksinkertaisen kysymyksen avulla: Kuinka kylmää on tähtienvälisessä avaruudessa? Tyhjiössä ei ole liikettä, joten hyvä arvaus olisi T = 0 K. Aina 1960-luvulle asti tiedemiehet olivat samaa mieltä, mutta pieleen meni. Penzias ja Wilson mittasivat tämän lämpötilan vuonna 1964 ja yllättyivät, kun mittari ei näyttänytkään nollaa. Tyhjässä avaruudessa nähdään joka suuntaan katsottaessa likimain tasainen sähkömagneettinen säteily ("kosminen taustasäteily"), joka vastaa lämpötilaa T ≈ 2,73 K. Tämä muinaisjäänne on alkuräjähdyksestä peräisin olevaa lämpöä, joka on maailmankaikkeuden laajetessa laimentunut nykyiseen alhaiseen lämpötilaan.

Maailmankaikkeuden historiaa voi siis tarkastella myös sen lämpötilan avulla: tulevaisuudessa kosmisesta taustasäteilystä mitattu lämpötila on nykyista alempi ja mitä kauemmas menneisyydessä mennään, sitä korkeampi lämpötilasta tulee. Yksi tapa ajatella varhaisen maailmankaikkeuden tutkimusta on, että luodaksemme samanlaiset olot laboratoriossa, meidän pitää päästä samanlaisiin lämpötiloihin, mitkä ovat vallinneet tutkittavalla aikakaudella.

SI-järjestelmän perusyksikkö lämpötilalle on kelvin.

Tähdet ja galaksit

Fysiikka tieteenä on monella tapaa lähtöisin taivaankappaleiden liikkeiden tarkastelusta. Niiden liikettä on ensinnäkin helppo tutkia systemaattisesti ja toisekseen niiden liike on hyvin säännöllistä, joten ennusteitakin on helppoa tehdä.

Yksittäisen ihmisen on esimerkiksi mahdollista huolellisella analyysillä osoittaa, että Aurinkokunnan keskipisteessä ei olekaan Maa vaan Aurinko. Tällaiset havainnot muuttavat käsitystämme maailmasta merkittävällä tavalla ja siksi onkin ollut järkevää investoida yhä parempiin teleskooppeihin meitä ympäröivän maailmankaikkeuden tutkimiseksi.

Tässä esimerkissä on helppo huomata kuinka huomio Aurinkokeskisestä Aurinkokunnasta ei ole merkittävä sen mahdollistavien teknisten ja kaupallisten sovellusten vuoksi, vaan koska uudella tiedolla on itseisarvo.

Maailmankaikkeuden rakenteiden hahmottamista helpottaa niiden suuruusluokkien ymmärtäminen. Maa on osa Aurinkokuntaa, jonka keskellä olevan Auringon halkaisija on noin 10⁹ m, eli miljoona kilometriä. Koko Aurinkokunnan halkaisija puolestaan on noin 10¹³ m, eli noin 10000 kertaa Auringon halkaisija.

Aurinkokuntamme on osa Linnunradan kierteisgalaksia, jonka halkaisija on suuruusluokkaa 10²¹ m eli noin 100 miljoonaa kertaa Aurinkokuntaa suurempi. Koko näkyvä maailmankaikkeus puolestaan on kooltaan noin 10²⁷ m eli noin miljoona kertaa galaksiamme suurempi. Kokoluokat ovat tietenkin todella suuria, mutta suhteelliset erot ovat kuitenkin ainakin suurin piirtein ymmärryksen rajoissa. Kaavakuva elementeistä Näkyvään maailmankaikkeuteen mahtuu noin 100 miljardia galaksia ja linnunradassa arvioidaan puolestaan olevan noin 100 miljardia aurinkokuntaa.

Aurinkokunnan mittasuhteet ovat samanlaiset kuin atomien. Jos Aurinko olisi atomiydin, atomi olisi suurin piirtein Aurinkokunnan kokoinen.

Näitä arvioita voidaan käyttää arvioitaessa elämälle soveltuvien planeettojen määrää. Selvitä millaisia arvioita tästä on ja mihin arviot perustuvat. Onko todennäköistä, että muualla maailmankaikkeudessa on elämää?

Tähtien ja planeettojen synty

Maailmankaikkeuden alussa lämpötila oli niin suuri, etteivät elektronit pysyneet kiinni protoneissa, vaan alkeishiukkaset ovat liikkuneet vapaasti plasmassa. Lämpötilan laskiessa elektronit alkoivat pysyä protonien ympärillä, jolloin muodostuivat ensimmäiset yksinkertaiset atomit: vety, helium ja litium. Näiden keskinäiset suhteet on pystytty määrittämään ja ne sopivat hyvin yhteen alkuräjädysteorian ennusteiden kanssa.

Vetyatomit vetävät toisiian puoleensa gravitaation vaikutuksesta. Kun odotetaan riittävän kauan, kerääntyy vety massiivisiksi kaasupilviksi, joiden keskipistettä kohti kohdistuu suuri paine kaasumolekyylien gravitaatiovuorovaikutuksesta johtuen. Riittävän suuren paineen alla kaasu romahtaa tähdeksi, jonka keskellä paine ja lämpötila ovat tarpeeksi suuret fuusion käynnistymiselle.

Fuusiossa kaksi kevyttä atomiydintä muodostaa painavamman ytimen, vapauttaen samalla energiaa. Esimerkiksi kaksi vetyatomia voi muodostaa yhden heliumatomin. Prosessissa vapautuva energia säteilee tähdestä sähkömagneettisena säteilynä (ml. näkyvänä valona) ja aiheuttaa ulospäin suuntautuvan paineen (aivan kuten vetypommissa). Tämä fuusioreaktion aiheuttama tähden sisältä ulospäin suuntautuva säteilypaine tasapainottaa gravitaatiosta johtuvan sisäänpäin suuntautuvan paineen ja tähti jää onnellisena tuottamaan heliumia ja muita raskaampia alkuaineita niin kauan kuin fuusioon tarvittavaa polttoainetta, eli vetyä, riittää.

Vedystä muodostuu siis heliumia, joka jatkaa fuusioitumista muodostaen ensin berylliumia, sitten hiiltä ja muita raskaampia alkuaineita aina rautaan asti. Niin kauan kuin fuusioprosessi jatkuu, nämä aineet pysyvät tähtien sisällä, raskaimmat alkuaineet tähtien keskellä. Kun tähden polttoainevarasto ehtyy, se ei enää kykene tuottamaan ulospäin suuntautuvaa painetta ja tähti romahtaa oman painonsa alla. Mitä seuraavaksi tapahtuu, riippuu tähden koosta.

Mitä suurempi kaasupilvi on alunperin ollut, sitä massiivisempi on siitä muodostunut tähti. Tähden elinkaaren lopussa Auringon kokoiset ja sitä pienemmät tähdet (noin 97% galaksimme tähdistä) laajenevat ensin punaiseksi jättiläiseksi, jonka jälkeen ne kutistuvat valkoisiksi kääpiöiksi. Valkoisissa kääpiöissä ei enää tapahdu fuusioreaktiota, joten ne eivät säteile. Kääpiöiden säde on maan säteen luokkaa, vaikka massa on samaa suuruusluokkaa kuin Auringolla - ne ovat siis erittäin tiheitä.

Aurinkoa suuremmat tähdet voivat muodostaa romahtaessaan supernovan, jossa tähden keskustan romahtaessa syntyy riittävä paine ja lämpötila suurten ydinten fuusioitumiselle. Supernovat säteilevät erittäin kirkkaasti päivistä viikkoihin, jonka jälkeen suurin osa tähdessä olleesta energiasta on levinnyt ympäröivään avaruuteen aineena ja säteilynä. Supernovan eri vaiheissa syntyvät nykytiedon mukaan lähes kaikki rautaa raskaammat alkuaineet. Kaikkein raskaimpien atomien, kuten kullan ja uraanin uskotaan syntyneen neutronitähtien törmäyksissä.

Tähden romahdus on monimutkainen prosessi ja tässä on annettu siitä vain suurpiirteinen kuva. Tutki itse lisää, aloita vaikka tästä https://fi.wikipedia.org/wiki/Supernova

Valkoiset kääpiöt ovat olleet yksi ehdokas pimeälle aineelle, mutta tästä hypoteesista on sittemmin luovuttu. Selvitä mihin tässä yhteydessä käytetty akronyymi MACHO viittaa.

Mustat aukot ja neutronitähdet

Tähdestä riippuen supernovasta muodostuu joko neutronitähti tai musta aukko. (Joissain tapauksissa musta aukko voi muodostua myös suoraan tähden romahtaessa, ilman supernovan muodostumista.)

Tähden massan ollessa noin 10-20 kertaa Auringon massa syntyy neutronitähti: läpimitaltaan Helsingin kokoinen tähti, jonka massa on Auringon massan luokkaa. Neutronitähdet ovat siis äärimmäisen tiheitä ja koostuvat nimensä mukaisesti lähinnä neutroneista. Pienen säteensä vuoksi tyypillinen neutronitähti pyörii uskomattomalla nopeudella, jopa satoja kierroksia sekunnissa. Pyöriminen saa aikaan tähden ulkopuolelle voimakkaan magneettikentän, jonka voimme havaita siinä syntyvien radioaaltojen avulla. Pyöriminen aiheuttaa signaaliin jaksollisuutta, jonka vuoksi signaali saapuu meille säännöllisinä pulsseina - tämän vuoksi pyöriviä neutronitähtiä kutsutaan pulsareiksi.

Massiivisimmat tähdet muodostavat romahtaessaan mustan aukon, eli kappaleen, josta valokaan ei pääse karkaamaan. Niiden luonnetta on helpointa ymmärtää ajattelemalla gravitaatiota.

Gravitaatio vaikuttaa kaiken energian välillä, siis myös valo kokee gravitaatiovuorovaikutuksen: kulkiessaan massiivisen objektin ohi valon kulkusuunta kääntyy objektia kohden. Jos vuorovaikutus on riittävän voimakas, kääntyy valon kulku niin voimakkaasti, että sen rata päätyy väistämättä törmäämään objektiin. Normaalisti valo osuisi kappaleen pintaan, mutta jos vetovoiman aiheuttaja on riittävän tiheä (vielä neutronitähteäkin tiheämpi), katoaa valo meidän näkyvistämme jo ennen pintaan osumista.

Objekti, josta valokaan ei pääse "karkuun" näkyy sen ulkopuolella oleville havaitsijoille mustana (sillä sieltä ei tule valoa) ja kutsumme sitä mustaksi aukoksi. Alue, josta valoa ei tule, on nimeltään "tapahtumahorisontti". Tämän horisontin taakse emme näe, eikä meillä siten ole varmaa tietoa siitä, minkälainen maailma sen takana piilee.

Maa kiertää Aurinkoa, sillä niiden välinen gravitaatiovuorovaikutus pitää maan ympyräradalla. Aurinkokunta puolestaan kiertää galaksimme "Linnunradan" keskipistettä (samasta syystä). Maa kiertää itseään massiivisempaa Aurinkoa, mutta mitä Aurinko sitten kiertää?

Linnunradan keskipisteessä on supermassiivinen musta aukko, Sagittarius A*, joka pääsi uutisiin keväällä 2019, kun siitä saatiin muodostettua ensimmäinen kuva. (https://www.nature.com/articles/d41586-019-01155-0) Sagittarius A*:n massaksi on arvioitu noin 4 miljoonaa kertaa Auringon massa ja sen tapahtumahorisontin säde on noin puolet Aurinkokuntamme säteestä. Tällaisen mustan aukon lähellä gravitaatiovuorovaikutus on erittäin voimakas, joten tutkimalla kappaleiden liikkeitä sen ympärillä saadaan arvokasta tietoa voimakkaiden gravitaatiokenttien ominaisuuksista.

Video Linnunradan keskellä olevasta mustasta aukosta

Stephen Hawkingin kuuluisin tutkimustulos yhdistää elementtejä kvanttifysiikasta ja suhteellisuusteoriasta ja osoittaa, että mustan kappaleen tapahtumahorisontti säteilee. Selvitä millaista tämä "Hawkingin säteily" on.

Pimeä aine ja pimeä energia

Kaikki aine, jonka pystymme näkemään, pystytään kuvaamaan erittäin hyvin jo mainituilla malleilla. On kuitenkin havaittu, että maailmankaikkeudessa täytyy olla myös sellaisia asioita, joita emme näe "normaalilla tavalla" eli valon avulla. Ainetta, joka ei heijasta valoa, mutta jonka aiheuttaman gravitaatiovuorovaikutuksen olemme pystyneet mittaamaan, kutsutaan pimeäksi aineeksi.

Emme tiedä mistä pimeä aine koostuu, mutta useat havainnot tukevat sen olemassaoloa:

1. Tarkastelemalla galaksien pyörimistä on huomattu, että näkyvä aine ei pysty selittämään kaukana galaksien keskipisteistä liikkuvien aurinkokuntien nopeutta. Pimeän aineen ottaminen mukaan laskuihin auttaa selittämään havaitut nopeudet.

2. Mittaamalla valon kaareutumista massakeskittymien ympärillä, esimerkiksi käyttämällä niin kutsuttua gravitaatiolinssi-ilmiötä, voidaan arvioida massan määrää galakseissa. Jälleen tarvitaan pimeää ainetta selittämään havaitun massan määrä.

3. On tehty yksittäisiä havaintoja, joissa kaksi galaksia törmäävät toisiinsa. Kun mitataan galaksien näkyvän aineen paikkaa ja galaksin kohdalla olevaa gravitaatiovuorovaikutuksen voimakkuutta, nähdään että galaksien törmätessä näkyvä aine hidastuu kuten törmäyksessä kuuluukin, mutta galaksien gravitaatiokeskittymät jatkavat häiriöttä eteenpäin. Paras selitys tälle on erittäin heikosti vuorovaikuttava pimeä aine, joka ei siis juurikaan "törmää" galaksien törmätessä.

Lue lisää: https://en.wikipedia.org/wiki/Bullet_Cluster

Näiden havaintojen perusteella pimeää ainetta arvioidaan olevan noin viisi kertaa enemmän kuin näkyvää ainetta. Koska se tuntee gravitaatiovuorovaikutuksen, on pimeä aine keskittynyt samoihin paikkoihin kuin näkyvä aine eli galaksien ympärille. Erilaisia ehdokkaita pimeälle aineelle on ehdotettu useita. Esimerkiksi neutriinot ja valkoiset kääpiöt ovat kummatkin olleet aikoinaan esillä, mutta nykyään tiedetään, ettei kummankaan massa riitä selittämään havaittua pimeän aineen määrää.

Tutustu gravitaatiolinsseihin:

Pimeä energia ja maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen

Maailmankaikkeuden arvioitu energiasisältö.

Pimeän aineen lisäksi maailmankaikkeudessa näyttäisi olevan niin kutsuttua pimeää energiaa. Pimeästä energiasta tiedämme vielä vähemmän kuin pimeästä aineesta ja mittausten perusteella sitä näyttäisi olevan noin kolme kertaa pimeää ainetta enemmän, noin 68% kaikesta maailmankaikkeuden energiasta. Pimeä energia on levittäytynyt tasaisesti maailmankaikkeuden joka kolkkaan, joten sitä on hankalampi tutkia kuin galakseihin kasautunutta pimeää ainetta. Pimeän energian huomattavin vaikutus on sen aiheuttama maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen.

1920-luvulta asti on tiedetty maailmankaikkeuden laajenevan. Mittaamalla kaukaisimmista galakseista tulevaa valoa, näemme että mitä kauempana ne ovat, sitä suuremmalla vauhdilla ne meistä loittonevat. Tämä voidaan päätellä niin sanotun punasiirtymän avulla. Punasiirtymä toimii samalla tavoin kuin äänessä kuultava Doppler-siirtymä (kuulet ambulanssin äänen erilaisena riippuen siitä liikkuuko se sinua kohti vai sinusta poispäin), eli valon taajuus muuttuu, jos valoa lähettävä kohde liikkuu meistä poispäin. Punasiirtymää mittaamalla voidaan päätellä kaukaisten kohteiden loittonemisnopeus ja tästä puolestaan voidaan päätellä maailmankaikkeuden laajenemisnopeus.

Lyhyt video punasiirtymän synnystä:

Vuonna 1998 koettiin näitä havaintoja analysoitaessa yllätys: maailmankaikkeuden laajeneminen on kiihtyvää. Vertaamalla kaukaisten supernovien loittonemisnopeuksia teoreettisiin ennusteisiin muodostui ainoaksi luontevaksi päätelmäksi se, että maailmankaikkeus on aiemmin laajennut pienemmällä nopeudella kuin nykyään.

Tämä on hyvä esimerkki tilanteesta, jossa laajenemisen oletettiin tapahtuvan tasaisella nopeudella lähinnä siitä yksinkertaisesta syystä ettei ollut mitään syytä uskoa toisinkaan. Kun uutta mittausdataa saatiin käyttöön, piti kiihtyvä laajeneminen saada myös teoreettisiin malleihin mukaan. Tämä puolestaan osoitti yleisen suhteellisuusteorian voiman, sillä kiihtyvä laajeneminen on teoriassa sisäänrakennettuna.

Kiihtyvä laajeneminen selitetään yleisessä suhteellisuusteoriassa ottamalla mukaan niin sanottu kosmologinen vakio. Pimeän energian selittävä vakio oli mukana jo Einsteinin alkuperäisessä teoriassa, mutta olisi aiheuttanut kiihtyvän laajenemisen (johon ei silloin uskottu), joten Einstein poisti sen. Jos Einstein olisi tulkinnut teoriaansa hieman rohkeammin, hän olisi voinut ennustaa maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen noin 80 vuotta ennen kuin se lopulta löydettiin kokeellisesti.

Kaiken kaikkeaan voidaan siis sanoa, että nykyisissä kosmologian malleissa noin 68% maailmankaikkeuden energiasta näyttäisi olevan pimeää energiaa, noin 27% on pimeää ainetta ja jäljelle jäävä noin 5% koostuu tuntemistamme atomeista. Tutkittavaa siis riittää!