5.2 Maailmankaikkeus
Maailmankaikkeuden rakenne
Tähdet syntyvät kaasu- ja pölypilven romahtaessa kasaan. Samasta aineesta muodostuvat planeetat tähtien ympärille. Planeettojen muodostumista pidetään hyvin tavallisena ilmiönä tähtien syntyprosessissa. Aineesta syntyy niin kivi- kuin jättiläisplaneettoja. Esimerkiksi aurinkokunnan suurimman planeetan Jupiterin koostumus on hyvin samankaltainen kuin Auringon koostumus.
Kiviplaneetat muodostuvat kaasu- ja pölypilvessä pölyhiukkasten liittyessä yhteen, kunnes yhä suuremmat kivikappaleet törmäävät toisiinsa. Jättiläisplaneetoilla on kiviplaneetan kaltainen ydin. Kiviytimien ympärille kerääntyy runsaasti kaasua. Kuvassa ovat Aurinko ja planeetat suhteellisessa koossa ja kiertoratojen mukaisessa järjestyksessä. Omassa aurinkokunnassa kiviplaneetat sijaitsevat aurinkokunnan sisäosissa ja jättiläisplaneetat ulko-osissa. Aurinkokunnassa olevasta aineesta muodostui myös kuita kiertämään planeettoja sekä Auringon kiertoradalle pienkappaleita: kääpiöplaneettoja, asteroideja ja kivi-jääkappaleita.
© The International Astronomical Union / Martin Kornmesser
Yötaivaalla nähdään sekä tähtiä että planeettoja, mutta vain tähdet tuottavat itse valonsa. Taivaalla näkyvien planeettojen valo on heijastunut Auringosta. Paljain silmin nähdään kiviplaneetat: Merkurius, Venus ja Mars sekä jättiläisplaneetat Jupiter ja Saturnus. Uranuksen ja Neptunuksen katselemiseen tarvitaan teleskooppi. Teleskooppien avulla ihminen on laajentanut tietämystään planeetoista, aurinkokunnan kappaleista sekä yhä kauempana sijaitsevista kohteista. Yksi keskeinen tutkimuskohde on uusien aurinkokuntien ja elämän merkkien etsiminen. Uusilla havaintolaitteilla ja menetelmillä on löydetty tähtien ympäriltä Aurinkokunnan ulkopuolisia planeettoja, joita nimitetään eksoplaneetoiksi.
Avaruudessa valo etenee vakionopeudella. Maassa havaittava tähden valo kertoo tietoa siitä hetkestä, jolloin fotoni syntyi. Fotoni etenee Auringosta Maahan noin 8 minuutissa, mutta Neptunuksen etäisyydeltä matkaan kuluu aikaa neljä tuntia. Lähimmästä tähdestä valo on lähtenyt liikkeelle noin neljä vuotta sitten. Maailmankaikkeuden kohteiden väliset etäisyydet esitetäänkin valovuosissa. Mitä kauemmas maailmankaikkeudessa katsoo, sitä kauemmas menneisyyteen näkee. Hubble-avaruusteleskoopin ottamasta kuvasta paljastuu valoa, jota on lähtenyt liikkeelle maailmankaikkeuden eri ikävaiheista.
Kun tähtiä on riittävän paljon lähellä toisiaan, gravitaatiovuorovaikutus pitää ne yhdessä. Tähdet voivat muodostaa tähtijoukkoja ja suuressa mittakaavassa galakseja. Aurinkokunta kuuluu Linnunrata-galaksiin. Aurinkokunta sijaitsee halkaisijaltaan noin 100 000 valovuoden kokoisessa galaksissa vajaan 30 000 valovuoden etäisyydellä galaksin keskustasta. Gravitaatiovuorovaikutus vaikuttaa myös galaksien välillä. Linnunrata ja sen lähigalaksi Andromeda sijaitsevat 2,5 miljoonan valovuoden etäisyydellä toisistaan, mutta ne liikkuvat toisiaan kohti. Galaksien yhdistyminen on tyypillistä maailmankaikkeuden kehityksessä.
Gravitaatiovuorovaikutus vetää vain riittävän lähellä sijaitsevia galakseja toisiaan kohti. Kaukana sijaitsevat galaksit loittonevat toisistaan. Edwin Hubblen teki 1920-luvun lopulla havaintoja, jotka paljastivat Maan ja kaukaisten galaksien välimatkojen kasvavan. Hubble havaitsi, että mitä kauempana kohde meistä on, sitä suuremmalla nopeudella se loittonee. Havainto tulkittiin maailmankaikkeuden laajenemiseksi. Tämä on johtanut päätelmään, että aikaisemmin avaruuden kohteet olivat lähempänä toisiaan, ja että jonakin ajan hetkenä kaikki oli keskittynyt yhteen pisteeseen. Maailmankaikkeudesta ja sen historiasta on kertynyt kaukana olevia kohteita havainnoimalla aineistoa, jota voidaan hyödyntää sen kehityksen selvittämisessä. Mm. Edwin Hubblen mukaan nimetyn Hubble-avaruusteleskoopin havainnot ovat lisänneet ymmärrystämme maailmankaikkeuden kehityksestä.
Varhaisin havainto maailmankaikkeudesta on kosminen taustasäteily. Kosminen taustasäteily löydettiin 1960-luvulla. Kosmista taustasäteilyä tulee lähes samalla tavalla kaikista suunnista avaruutta. Säteily osoittaa, että kauan sitten maailmankaikkeus oli melko tasaisen, kuuman hiukkasmassan täyttämä ja että tässä massassa oli pieniä tiheys- ja lämpötilavaihteluja. Alla on kuva, josta nähdään kosminen taustasäteily ESA:n Planck-luotaimen kartoittamana kaikissa suunnissa. Punaiset kohdat ovat hieman muita tiheämpiä ja kuumempia, siniset vastaavasti harvempia ja viileämpiä.
© ESA and the Planck Collaboration
Maailmankaikkeuden historia
Yhdistämällä kokeelliset havainnot maailmankaikkeudesta nykyisiin teoreettisen fysiikan malleihin on onnistuttu luomaan varsin tarkka kuva maailmankaikkeuden kehityksestä sen varhaisista vaiheista nykyhetkeen. Havaintojen perusteella varhainen maailmankaikkeus oli tiheä ja kuuma, ja tätä tilaa kuvaamaan tarvitaan sekä hiukkasfysiikan standardimallia että yleistä suhteellisuusteoriaa. Koska näitä malleja ei osata yhdistää, maailmankaikkeuden historian kuvaus muuttuu epävarmaksi tarkasteltaessa maailmankaikkeuden aivan ensihetkiä. Varhaisinta luotettavasti pääteltävissä olevaa maailmankaikkeuden tilaa kutsutaan alkuräjähdykseksi.
Alkuräjähdyksessä maailmankaikkeus oli niin kuuma ja tiheä, että mitkään rakenteet eivät pysyneet kasassa. Pysyviä hiukkasia ei voinut muodostua ja maailmankaikkeus täyttyi kvarkeista ja leptoneista sekä vuorovaikutuksen välittäjähiukkasista koostuvasta energiasta. Hiukkasia ja antihiukkasia syntyi jatkuvasti parinmuodostuksen kautta ja muuttui takaisin energiaksi annihilaation kautta. Kuuma ja tiheä maailmankaikkeus on sittemmin laajentunut yleisen suhteellisuusteorian ennustamalla tavalla. Laajentuessaan maailmankaikkeus on jäähtynyt, ja vähitellen erilaisia rakenteita on pystynyt syntymään. Rakenteiden syntyä ja maailmankaikkeuden jäähtymistä on kuvattu alla aikajanalla.
Suorat havainnot varhaisesta maailmankaikkeudesta rajoittuvat 380 000 vuoden ikäiseen maailmankaikkeuteen. Sitä ennen valo ei päässyt kulkemaan, joten emme näe varhaisemmasta maailmankaikkeudesta tulevaa säteilyä. Tietomme varhaisemmista hetkistä perustuvat epäsuoriin havaintoihin ja niiden tulkitsemiseen hiukkasfysiikan standardimallin ja yleisen suhteellisuusteorian kautta.
Nukleosynteesissä syntyi mallien mukaan lähinnä vetyä ja heliumia, ja hyvin pieni määrä litiumia. Kaikki raskaammat alkuaineet ovat syntyneet myöhäisemmässä maailmankaikkeudessa tähtien ydinreaktioissa. Maailmankaikkeuden tämänhetkisen alkuainejakauman ja tähtien määrän perusteella voidaan arvioida, missä suhteessa alkuaineita täytyi syntyä nukleosynteesissä. Tätä havaintojen perusteella tehtyä arviota voidaan verrata mallien ennusteisiin ja saada tietoa varhaisen maailmankaikkeuden kehityksestä. Havainnot ja mallit vastaavat toisiaan melko hyvin, mutta litiumin määrän osalta niissä on pieniä eroja. Tämä viittaa siihen, että nykyiset teoreettiset mallit tarkentuvat vielä hieman.
Kvanttimekaniikan mukaisesti hiukkasten tiloissa on aina jonkin verran satunnaisuutta. Pienet satunnaiset erot alkutilan tiheydessä ovat toimineet laajenevassa maailmankaikkeudessa rakenteiden synnyn mahdollistajina. Hieman ympäristöään tiheämmät kohdat ovat painovoiman vaikutuksesta vetäneet puoleensa ainetta ympäriltään ja siten toimineet myöhemmin tähtien ja galaksien synnyn ytiminä. Kun havaintoja tähdistä ja galakseista varhaisessa maailmankaikkeudessa sekä kosmisen taustasäteilyn pieniä lämpötilaeroja on verrattu teoreettisiin malleihin, on voitu tehdä päätelmiä siitä, kuinka suuria satunnaiset erot alkuräjähdyksen jälkeen ovat olleet. Tämän perusteella on päätelty, että varhainen maailmankaikkeus on kokenut jo ennen protonien ja neutronien muodostumista hyvin nopean ja lyhyen laajenemisvaiheen, jota kutsutaan inflaatioksi. Tämä selittää, miten minimaalisen pienet erot energiatiheyden satunnaisvaihteluissa ovat laajentuneet galaksien mittakaavaan ja toisaalta sen, miten maailmankaikkeus on kokonaisuutena niin homogeeninen kuin havainnot osoittavat.
Nykykäsitys maailmankaikkeudesta ja avoimet kysymykset
Alkuräjähdystä ja varhaisinta maailmankaikkeutta tarkastellaan paljolti hiukkasfysiikan standardimallin kautta. Se on kuitenkin puutteellinen kuvaus, koska standardimalli ei sisällä gravitaatiota. Paras gravitaatiota kuvaava malli on Albert Einsteinin 1915 julkaisema yleinen suhteellisuusteoria. Se on kulmakivi tutkittaessa maailmankaikkeuden kehittymistä ja laajenemista.
Yleinen suhteellisuusteoria selittää painovoiman siten, että se on avaruuden muodon ominaisuus. Teorian mukaan massa ja energia kaareuttavat avaruutta, ja kappaleet kulkevat tässä kaareutuneessa avaruudessa suoraviivaisesti. Havaitsijan näkökulmasta rata voi kuitenkin olla kaareva. Ilmiö on sama kuin lentoreiteillä: suoraan Suomesta Japaniin kulkevan lentokoneen reitti näyttää tasokartalle piirrettynä kaarevalta. Avaruuden kaareutuminen vaikuttaa myös valon kulkuun, ja havaitsija näkee valon taittuvan massiivisten kohteiden lähellä. Kuvassa tällaisen kohteen takana olevasta galaksista peräisin oleva valo näyttää tulevan kohti havaitsijaa joka puolelta massiivista kohdetta. Ilmiötä kutsutaan gravitaatiolinssiksi.
Yleinen suhteellisuusteoria on osoittautunut erittäin toimivaksi. Se on selittänyt Merkuriuksen radan vaihtelut, joihin Newtonin painovoimalaki ei antanut selitystä. Se ennusti myös mustien aukkojen olemassaolon. Koska yleinen suhteellisuusteoria käsittelee avaruutta neliulotteisena aika-avaruutena, se ennustaa myös ajan kulumisen muuttuvan massakeskittymien lähellä, ja myös tämä ilmiö on kokeellisesti havaittu.
Kun yleistä suhteellisuusteoriaa sovelletaan maailmankaikkeuteen kokonaisuutena, puhutaan kosmologiasta. Teorian avulla voidaan ennustaa maailmankaikkeuden muoto, koko, menneisyys ja tulevaisuus, jos tunnetaan täsmälleen, mitä maailmankaikkeudessa on ja miten se tällä hetkellä laajenee. Havaintoaineisto on sen verran puutteellinen, että kaikkiin kysymyksiin ei ole vielä tarkkaa vastausta. Paras tieto maailmankaikkeudesta saadaan, kun yleisen suhteellisuusteorian yhtälöille etsitään ratkaisu, joka parhaiten sopii kaikkeen käytettävissä olevaan havaintoaineistoon maailmankaikkeuden nykytilanteesta ja historiasta. Käsitys tarkentuu, kun havaintoaineistoa saadaan lisää.
| Koko | 93 miljardia ly (havaittava maailmankaikkeus) |
ääretön | |
| Muoto (kaareutuvuus) | kaareutumaton (tasainen) | ||
| Kehittyminen | laajeneva |
Muoto eli kaareutuvuus on neliulotteisen aika-avaruuden ominaisuus. Sitä voi yrittää hahmottaa miettimällä erimuotoisia kaksiulotteisia pintoja. Jos pinta on tasainen, sitä voi kulkea ikuisesti eteenpäin, jollei sillä ole äkkinäistä reunaa. Pallomaisella pinnalla kuljettaessa sen sijaan palaa ennen pitkää takaisin lähtöpaikkaansa, kuten maapallolla. Myös neliulotteinen aika-avaruus voisi olla pallomainen, vaikka ihmisaivojen onkin tätä hankala konkretisoida. Silloin eteenpäin kulkeva raketti palaisi ennen pitkää lähtöpisteeseensä. Nykytiedon mukaan näin ei ole.
Maailmankaikkeuden äärellisyys tai äärettömyys ei ole ratkaistavissa laajenemishavaintojen perusteella. Jos maailmankaikkeus olisi äärellinen, suoraan kulkevan valon pitäisi ennen pitkää saapua lähtöpisteeseensä (tai vaihtoehtoisesti maailmankaikkeudella olisi reuna, johon se loppuisi – tätä pidetään yleisesti epärealistisena vaihtoehtona). Hyvin pienessä maailmankaikkeudessa näkisimme siten oman selkämme katsoessamme eteenpäin. Mitään tällaista ilmiötä ei ole havaittu suuressakaan mittakaavassa.
Äärellisyyskeskustelussa on syytä erottaa kysymys maailmankaikkeuden ja havaittavissa olevan maailmankaikkeuden äärellisyydestä. Havaittavissa olevalla maailmankaikkeudella tarkoitetaan sen alueen kokoa, josta sähkömagneettinen säteily on ehtinyt saapua maapallolle maailmankaikkeuden olemassaolon aikana. Tämä alue on luonnollisesti äärellinen, koska maailmankaikkeuden ikä on äärellinen.
Pimeä energia ja maailmankaikkeuden laajeneminen
Maailmankaikkeuden laajenemisnopeus ei ole pysynyt historian aikana vakiona. Laajenemisnopeuden kehitystä voidaan arvioida tutkimalla, millä nopeudella eri ikäiset galaksit etääntyvät meistä. Kun laajenemisnopeuden kehitys tunnetaan, voidaan yleisen suhteellisuusteorian yhtälöistä ratkaista, millainen maailmankaikkeuden massa- ja energiasisältö tuottaa havaitun laajenemiskehityksen. Tiedämme, että energia voi esiintyä fotoneina, tai se voi olla sitoutuneena massaan. Nämä energiamuodot eivät kuitenkaan selitä havaitun kaltaista laajenemiskehitystä. Näyttää siltä, että suurin osa, n. 70 %, maailmankaikkeuden energiasisällöstä liittyy koko avaruuden täyttävään tuntemattomaan energiamuotoon, pimeään energiaan. Myös tämä energiamuoto on yleisen suhteellisuusteorian ennustama, mutta pitkään oletettiin, ettei sitä esiinny. Pimeästä energiasta ei ollut mitään havaintoja ennen 1990-lukua, jolloin mittausten perusteella saatiin tietoa avaruuden laajenemisen kiihtymisestä.
Pimeän energian luonteesta ei ole mitään käsitystä. Se on jotain, mikä täyttää koko maailmankaikkeuden tasaisesti. Pimeän energian määrä on siten suoraan verrannollinen maailmankaikkeuden kokoon. Koska muita energialajeja ei synny lisää, pimeän energian osuus kasvaa maailmankaikkeuden laajentuessa. Pimeä energia vaikuttaa yleisen suhteellisuusteorian yhtälöissä maailmankaikkeutta laajentavasti, joten sen osuuden kasvu kiihdyttää laajenemista entisestään. Nykyhavaintojen perusteella maailmankaikkeus on siten ikuisesti kiihtyvän laajenemisen tiellä.
Pimeä aine
Galakseista tuleva valo on peräisin tähdistä. Tähtien lisäksi galakseissa on planeettoja, asteroideja, komeettoja, kaasua, pölyä, neutronitähtiä, mustia aukkoja sekä tähtien ja planeettojen välimaastossa olevia ruskeita kääpiöitä. Nämä tunnetut kohteet tuottavat itse sähkömagneettista säteilyä, heijastavat säteilyä tai absorboivat sitä. Galaksin kirkkauden perusteella voidaan määrittää, kuinka suuri massa galaksissa on ainetta.
Kappaleet liikkuvat galaksissa gravitaation alaisena. Ne kiertävät galaksin keskustaa samalla tavalla kuin planeetat kiertävät tähtiä. Gravitaation alaisina kappaleiden ratanopeuteen vaikuttaa, miten massa on jakaantunut galaksissa, koska gravitaatiovoiman suuruus riippuu ympärillä olevasta massasta. Jos verrataan galaksin kirkkauden perusteella määritettyä massan jakaumaa tähtien liikkeen perusteella saatuun massajakaumaan, ne eivät vastaa toisiaan galaksin keskusalueen ulkopuolella, kuten alla oleva kuvaaja osoittaa. Galakseissa tulee olla gravitaatiovuorovaikutusta voimistavaa ainetta. Koska aineen olemusta ei tunneta, sitä kutsutaan pimeäksi aineeksi.
Pimeä aineen olemassaolo havaittiin jo 1930-luvulla. Pimeästä aineesta on karttunut todisteita eri ilmiöiden kautta, kuten galaksijoukkojen komponenttien liikkeestä, aineen liikkeestä galaksissa tai gravitaatiolinssi-ilmiöstä. Pimeän aineen määrä saadaan nykyään ennustettua parhaiten maailmankaikkeuden energiasisällöstä. Kuten aiemmin mainittiin, havaintojen perusteella 70 % on pimeää energiaa ja 30 % massaan sitoutunutta energiaa. Näkyvää ainetta ei kuitenkaan näy näin paljon, joten osa massasta on pimeää ainetta. Havaintojen perusteella pimeää ainetta on n. viisinkertainen määrä tuntemaamme aineeseen verrattuna. Toistaiseksi tiedetään, että pimeä aine on sellaista, joka ei vuorovaikuta tai vuorovaikuttaa hyvin heikosti sähkömagneettisen säteilyn kanssa. Se voi koostua uudentyyppisistä hiukkasista, joita etsitään hiukkaskiihdyttimillä, tai se voi olla jo tuntemaamme ainetta, josta emme ole saaneet havaintoja.