6.2 Kosmologia
Einstein ja suhteellisuusteoriat
1800-luvun loppuun saakka maailma hahmotettiin kolmiulotteisena tilana, ja aika tästä erillisenä ilmiönä. Valon olemusta tutkittaessa päädyttiin miettimään, miten valoaallot kulkevat avaruudessa. Oletettiin, että avaruuden täyttää eetteri, eli väliaine sähkömagneettiselle säteilylle. Avaruudessa eetteri pysyisi paikallaan ja kaikki nopeudet voitaisiin mitata siihen nähden. Koska maapallo liikkuu eetterissä, pitäisi valon nopeuden vaihdella maapallon liikesuunnan mukaisesti. Valon havaittiin kuitenkin kulkevan aivan yhtä nopeasti suunnasta riippumatta. Eetteriteoria jouduttiin hylkäämään ja samalla luovuttiin absoluuttisesta paikallaan pysyvästä koordinaatistosta.
Albert Einstein otti uudeksi lähtökohdaksi, että valon nopeus tyhjiössä on uusi vertailukohta ja kaikille havaitsijoille sama, riippumatta siitä, miten he liikkuvat. Ajatuksen seuraus on, että ajan täytyy olla suhteellista eri havaitsijoille: jos liikkuva ja paikallaan pysyvä henkilö mittaavat ohi kulkevan valonsäteen nopeuden samaksi suhteessa itseensä, heidän kellonsa tai mittanauhansa eivät voi näyttää samaa lukemaa. Aika ja paikka kytkeytyvät toisiinsa sen sijaan, että ne olisivat erillisiä ilmiöitä. Puhutaan aika-avaruudesta. Erityinen suhteellisuusteoria teki ajasta tilanteesta riippuvan suureen, eli aika on suhteellista. Teorian mukaan nopeasti liikkuvan henkilön kello käy paikallaan olevaa kelloa hitaammin. Tämä ilmiö on sittemmin havaittu kokeellisesti.
Einstein julkaisi erityisen suhteellisuusteoriansa v. 1905. Sen jälkeen hän alkoi miettiä painovoiman aikaansaaman kiihtyvän liikkeen sisällyttämistä teoriaan. Einstein keksi, että painovoima voidaan hahmottaa avaruuden ominaisuutena. Idea syntyi havainnon pohjalta, että pelkästään painovoiman alaisena liikkuva, esim. Maata kohti putoava henkilö ei tunne kiihtyvänsä, eikä pysty havaitsemaan liikettään vertaamatta sitä johonkin muuhun. Einstein esitti, että massat kaareuttavat erityisen suhteellisuusteorian aika-avaruutta. Kappaleet kulkevat siellä suoraan, ja erillistä painovoimaa ei ole.
Hiukkasen kulkeminen suoraan kaarevassa avaruudessa näyttää havaitsijan silmin kuin hiukkasen rata kaartuisi. Ilmiö on vastaava lentoreiteillä. Suoraan Suomesta Japaniin kulkevan lentokoneen reitti näyttää tasokartalle piirrettynä kaarevalta. Radan kaartuminen koskee kaikkia hiukkasia, myös massattomia fotoneja. Kulkusuunta muuttuu sitä enemmän, mitä voimakkaammin avaruus on kaareutunut, eli mitä tiheämmän massan läheltä hiukkaset kulkevat. Fotonien radan kaartuminen havaittiin ensimmäisen kerran v. 1922, kun auringonpimennyksen aikaan tarkkailtiin, missä suunnassa aivan Auringon vieressä näkyvät tähdet ovat. Nykyään sama ilmiö havaitaan kuvaamalla kaukaisia galakseja. Niiden takaa tulevan kohteen valo näyttää saapuvan meille eri puolilta galaksia. Oikealla on Hubble-teleskoopin ottama kuva tällaisesta gravitaatiolinssistä.
Yleinen suhteellisuusteoria osoittautui nopeasti erittäin toimivaksi. Teoria selitti Merkuriuksen radan vaihtelut, joihin Newtonin painovoimalaki ei antanut vastausta. Se ennusti myös mustien aukkojen olemassaolon. Suhteellisuusteorian ennustama kellojen hidastuminen lähellä massakeskittymiä on havaittu avaruuslentojen myötä. Yleinen suhteellisuusteoria on vakiinnuttanut paikkansa hyväksyttynä fysiikan peruspilarina.
Kosmologian synty
Einstein sovelsi yleisen suhteellisuusteorian yhtälöitä koko maailmankaikkeuteen. Yleinen suhteellisuusteoria kykenee ennustamaan maailmankaikkeuden muodon, koon, menneisyyden ja tulevaisuuden. Ratkaisu ei kuitenkaan ole yksikäsitteinen, vaan vaihtoehtoja on useita. Maailmankaikkeuden muotoa, historiaa ja kehitystä tutkivaa fysiikan osa-aluetta kutsutaan kosmologiaksi.
| Koko | äärellinen | ääretön | |
| Kaarevuus | positiivinen (pallomainen) |
nolla (tasainen) |
negatiivinen (satulapinnan tyyppinen) |
| Kehittyminen | kutistuva | muuttumaton | laajeneva |
Taulukon ominaisuuksien yhdistelmistä muodostuu erilaisia maailmankaikkeuksia, jotka suhteellisuusteoria mahdollistaa. Maailmankaikkeus voi olla äärellinen tai ääretön. Sillä on myös muoto, eli kaarevuus. Positiivisesti kaareutunutta maailmankaikkeutta, jolla ei ole reunaa, sanotaan pallomaiseksi. Maailmankaikkeuden muoto olisi kuin maapallolla, jonka ympäri kuljettaessa palattaisiin takaisin lähtöpisteeseen (tosin maailmankaikkeuden laajenemisnopeus voi estää tämän tapahtumasta). Pallomainen maailmankaikkeus on suljettu. Negatiivisesti kaareutunut maailmankaikkeus on avoin, ja kaareutuminen tapahtuu päinvastaisesti pallomaiseen maailmankaikkeuteen verrattuna. Negatiivisesti kaareutunut maailmankaikkeus kuvataan satulan muotoiseksi. Tasainen maailmankaikkeus on edellisten välissä, eikä sillä ole kaarevuutta lainkaan.
Maailmankaikkeus voi olla kutistuva, muuttumaton tai laajeneva. Massan jakaantuminen maailmankaikkeudessa on tekijä, joka vaikuttaa maailmankaikkeuden kehitykseen. Jos maailmankaikkeudessa on riittävän tiheästi massaa, voi gravitaatiovuorovaikutus pysäyttää laajenemisen. Kun laajeneminen pysähtyy, romahtaa maailmankaikkeus kasaan, eli kutistuu. Maailmankaikkeus voi myös laajeta ikuisesti tai olla muuttumaton, kuten sata vuotta sitten ajateltiin.
Yleisen suhteellisuusteorian syntyessä 1900-luvun alussa käsitettiin maailmankaikkeus muuttumattomaksi, johon kuului vain oma galaksimme, Linnunrata. Yleisen suhteellisuusteorian ratkaisut eivät sallineet sellaista ilman tyhjiöenergiaa, kosmologista vakiota. Einstein lisäsi tämän vakion mahdollistaakseen muuttumattoman maailmankaikkeuden. Runsas vuosikymmen kosmologisen vakion lisäämisen jälkeen Edwin Hubble havaitsi v. 1929 Linnunradan ulkopuolella olevan toisia galakseja. Hubble havaitsi lisäksi galaksien etääntyvän meistä sitä nopeammin, mitä kauempana ne ovat. Havainto tulkittiin maailmankaikkeuden laajenemiseksi.
Maailmankaikkeudesta ja sen historiasta on kertynyt havaintoaineistoa, jota voidaan hyödyntää sen kehityksen selvittämisessä. Mitä kauemmas maailmankaikkeudessa katsoo, sitä kauemmas näkee menneisyyteen. Näemme kaukaiset kohteet sellaisina kuin ne olivat meidät nyt saavuttavan valonsäteen lähtiessä kohteestaan. Esimerkiksi viiden miljardin valovuoden päässä oleva kohde näkyy sellaisena kuin se oli viisi miljardia vuotta sitten. Näistä havainnoista on voitu päätellä, millä nopeudella maailmankaikkeus laajenee nykyhetkellä, sekä millä nopeudella se on laajentunut aiemmin.
Yllättävä havainto 1990-luvulla oli, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy. Tärkeimpänä havaintoaineistona toimivat supernovamittaukset, joissa on havainnoitu aina samalla tavalla tapahtuvia tyypin Ia supernovia. Niistä saapuva valo näyttää erilaiselta sen mukaan, millä tavoin maailmankaikkeus on laajentunut valon kulkemisen aikana. Aivan kuten etääntyvän ambulanssin ääni kuulostaa Dopplerin ilmiön takia matalammalta, meistä etääntyvästä lähteestä tulevan valon aallonpituus venyy, ja valo näyttää punaisemmalta. Tutkimalla eri etäisyyksillä olevien supernovien punasiirtymiä voidaan laskea, kuinka nopeasti maailmankaikkeus on laajentunut missäkin vaiheessa. Toinen merkittävä aineisto on kosminen mikroaaltotaustasäteily, joka on peräisin vain 380 000 vuoden ikäisestä maailmankaikkeudesta. Tuona ajankohtana elektronit ja atomiytimet yhdistyivät atomeiksi, ja valo pääsi ensimmäisen kerran kulkemaan maailmankaikkeudessa vapaasti.
Vasemmalla uusin, ESAn Planck-luotaimen ottama kuva kosmisesta taustasäteilystä. © ESA and the Planck Collaboration
Oikealla eri tavoin havaitsijaan nähden liikkuvasta tähdestä mitattu absorptiospektri. Loittonevan tähden spektriviivat siirtyvät pitkäaaltoisempaan, punaisempaan valoon päin.
Nykykäsitys maailmankaikkeudesta ja avoimet kysymykset
Pimeä energia
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. Kuitenkin suurin osa, n. 70 %, maailmankaikkeuden energiasisällöstä liittyy koko avaruuden täyttävään tuntemattomaan energiamuotoon, pimeään energiaan. Einstein käytti kosmologista vakiota pitääkseen maailmankaikkeuden muuttumattomana. Nykyään kosmologista vakiota käytetään kuvaamaan maailmankaikkeuden tyhjiön energiasisältöä.
Pimeän energian määrä on 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. Kosmisen taustasäteilyn kautta on mahdollista mitata maailmankaikkeuden kaarevuus. Nykyhavaintojen perusteella se on mittaustarkkuuden rajoissa tasainen.
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.
| Koko | 93 miljardia ly (havaittava maailmankaikkeus) |
ääretön | |
| Kaarevuus | nolla (tasainen) | ||
| Kehittyminen | laajeneva |
Toistaiseksi ei tiedetä varmasti, mikä on maailmankaikkeuden kohtalo. Nykykäsityksen mukaan havaittavan maailmankaikkeuden koko on 93 miljardia valovuotta. Maailmankaikkeus laajenee ikuisesti, ja sitä voidaan pitää mittaustarkkuuden rajoissa tasaisena.
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 kiertoradan ympärillä olevasta massasta. Jos verrataan galaksin kirkkauden perusteella määritettyä massan jakaumaa tähtien liikkeen perusteella saatuun massajakaumaan, ne eivät vastaa toisiaan galaksin keskusalueen ulkopuolella. Galakseissa tulee olla gravitaatiovuorovaikutusta voimistavaa ainetta. Koska aineen olemusta ei tunneta, sitä kutsutaan pimeäksi aineeksi.
Galaksissa kappaleiden liike ei hidastu, kun ne sijaitsevat kauempana galaksin keskustasta. Yleisen gravitaatiolain mukaisen ennusteen perusteella nopeuden pitäisi hidastua.
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, 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.