Alkuräjähdys

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Alkuräjähdys (engl. Big Bang) on nykyisen luonnontieteellisen tiedon mukaan paras maailmankaikkeuden syntytapahtuman teoria. Alkuräjähdysteoria on saavuttanut kosmologiassa vakiintuneen aseman.[1] Teorian mukaan maailmankaikkeus syntyi äärimmäisen tiheästä ja kuumasta tilasta noin 13,8 miljardia vuotta (13,8 Ga) sitten ja on siitä lähtien jatkuvasti laajentunut.

Havaintoihin perustuva tutkimustieto tukee alkuräjähdysteoriaa. Galaksien on havaittu etääntyvän Maasta sitä nopeammin mitä kauempana ne ovat. Tätä periaatetta kutsutaan Hubblen laiksi. Kun tämä havainto yhdistetään niin sanottuun kopernikaaniseen periaatteeseen, jonka mukaan missä tahansa päin kaikkeutta sijaitsevat havainnoijat havaitsisivat samoin, voidaan päätellä itse avaruuden laajenevan. Seuraamalla laajenemista teoreettisesti ajassa taaksepäin päädytään olettamukseen, jonka mukaan alussa on ollut äärimmäisen tiheä ja kuuma tila. Tämä kuuma alkutila on koko teorian pääpremissi.

Tutkimuksissa havaittu kevyiden alkuaineiden suhteellinen runsaus vastaa alkuräjähdyksen ydinsynteesin ennusteita. Alkuräjähdysteoria ennustaa myös koko kaikkeuden täyttävän heikon mikroaaltosäteilyn eli niin sanotun kosmisen taustasäteilyn olemassaolon. Taustasäteilyn varmistuminen vuonna 1964 johti alkuräjähdyksen hyväksymiseen parhaaksi maailmankaikkeuden alkuperää ja kehitystä kuvaavaksi teoriaksi.

Kosmologian perusteoria, yleinen suhteellisuusteoria, kuvaa kaikkeutta vain joko laajenevana tai supistuvana. Friedmannin–Lemaîtren–Robertsonin–Walkerin metriikka -niminen Einsteinin kenttäyhtälöiden ratkaisu on alkuräjähdyksen teoreettinen perusta.

Historia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuräjähdysteorian mukaan kaikkeus syntyi äärimmäisen tiheästä ja kuumasta tilasta.

Alkuräjähdysteorian kehitys perustuu sekä maailmankaikkeuden kokeellisiin havaintoihin että teoreettisiin tarkasteluihin. Vesto Slipher mittasi ensimmäisen kerran vuonna 1912 'spiraalitähtisumun' punasiirtymän ja havaitsi pian miltei kaikkien vastaavien kohteiden etääntyvän Maasta. Hän ei kuitenkaan ymmärtänyt havaintonsa kosmologista merkitystä. Samaan aikaan käytiin kiihkeää väittelyä siitä, olivatko nämä 'spiraalitähtisumut' itse asiassa Linnunratamme ulkopuolisia saarekkeita (engl. island universes).[2][3] Nykytietämyksen mukaan nämä kohteet ovatkin kierteisgalakseja eivätkä tähtisumuja.

Albert Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria on alkuräjähdysteorian teoreettisen tarkastelun lähtökohta, sillä sen kenttäyhtälöiden mitkään ratkaisut eivät tarjonneet staattista kaikkeutta. Koska ratkaisut eivät vastanneet silloista käsitystä, Einstein lisäsi kaavoihinsa niin sanotun kosmologisen vakion, jonka avulla Einstein sai yhtälöiden ratkaisut vastaamaan silloista käsitystä. Aleksandr Fridman johti vuonna 1922 kenttäyhtälöistä Friedmannin yhtälöt, jotka osoittivat, että maailmankaikkeus saattaa laajeta.[4] Edwin Hubblen lähimmän 'kierteistähtisumun' etäisyyden mittaus vuonna 1924 osoitti näiden taivaankappaleiden todella olevan Linnunradasta erillisiä galakseja. Georges Lemaîtren johdettua itsenäisesti Friedmanin yhtälöt vuonna 1927 hän ennusti 'tähtisumujen' etääntymisen johtuvan kaikkeuden laajenemisesta.[5] Lemaître meni vielä pidemmälle vuonna 1931 ehdottaessaan, että maailmankaikkeus on alkanut yksinkertaisesta "alkuatomista". Tämä muistutti varhaisia luomiskertomuksia, joissa maailmankaikkeus sai alkunsa kosmisesta munasta.[6]

Vuodesta 1924 alkaen Hubble kehitti sarjan etäisyyden määrittämistapoja, joiden pohjalta kehitettiin myöhemmin kosmiset etäisyystikapuut (engl. Cosmic distance ladder). Näiden Mount Wilsonin observatoriossa tehtyjen tutkimusten ansiosta hän pystyi arvioimaan etäisyyksiä niihin galakseihin, joiden punasiirtymiä Slipher oli mitannut. Hubble havaitsi vuonna 1929 nykyisin Hubblen lakina tunnettavan korrelaation etäisyyden ja etääntymisnopeuden välillä.[7][8] Lemaître oli tosin jo osoittanut tämän olevan odotettavissa, mikäli kosmologinen periaate pitää paikkansa.[9]

Taiteilijan näkemys WMAP-satelliitista, joka kerää tietoa kosmisesta taustasäteilystä.

1930-luvulla ehdotettiin lukuisia nykyisin epästandardeiksi laskettavia malleja selittämään Hubblen havaintoja. Näihin kuuluivat muiden muassa Milnen malli[10], Richard Tolmanin puolustama niin kutsuttu syklisen kaikkeuden -malli[11] ja Fritz Zwickyn esittämä väsyneen valon hypoteesi.[12]

Toisen maailmansodan jälkeen oli jäljellä kaksi teoriaa. Toinen oli Fred Hoylen ryhmän kehittämä pysyvän tilan teoria. Sen mukaan maailmankaikkeuden laajetessa tilalle syntyy jatkuvasti uutta ainetta, jolloin maailmankaikkeus on suunnilleen samanlainen minä ajan hetkenä tahansa.[13] Toinen teoria oli Lemaîtren alkuräjähdysteoria, jota kehitti ja puolusti alkuräjähdyksen ydinsynteesin esittänyt George Gamow.[14] Gamowin työtoverit Ralph Alpher ja Robert Herman ennustivat kosmisen taustasäteilyn vuonna 1948.[15] Lemaîtren teoriaa vastustanut Hoyle antoi koko ilmiölle sen nykyisen englannin kielisen nimen viitatessaan siihen radiolähetyksessä sarkastisesti "suuren pamauksen ideana" (engl. "this big bang idea").[16]

Jonkin aikaa molemmilla teorioilla oli yhtäläinen tuki, mutta lopulta havainnot suosivat alkuräjähdystä. Kosmisen taustasäteilyn löytyminen vuonna 1964[17] takasi alkuräjähdyksen aseman parhaana teoriana kaikkeuden alkuperästä ja kehityksestä.

Standardimallissa oli kuitenkin lukuisia ongelmia ja 1981 Alan Guth ehdotti niiden ratkaisuksi inflaatioteoriaa.[18] Andrei Linde[19] sekä Andreas Albrecht ja Paul Steinhardt[20] muokkasivat itsenäisesti teoriaa moderniin muotoonsa. Vaikka inflaation yksityiskohtainen hiukkasfyysinen mekanismi on tuntematon, on se kelpuutettu niin kutsutun kosmologian standardimallin osaksi, sillä jo sen perusperiaate antaa lukuisia ennustuksia, jotka on voitu havainnoilla vahvistaa.

1990-luvun lopulta alkaen alkuräjähdyskosmologia on edennyt suurin harppauksin teleskooppien teknisen kehityksen ja satelliiteista kuten COBE[21] Hubble-avaruusteleskooppi ja WMAP[22] saadun runsaan havaintoaineiston avulla.

Yleiskatsaus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuräjähdyksen päävaiheet
Aikaväli Tapahtuma Kuvaus
0–10−43 s Planckin epookki alkusingulariteetti laajenee
10−43–10−35 s alkuräjähdys alkaa gravitaatio erkanee muista perusvuorovaikutuksista,
vahva vuorovaikutus erkanee sähköheikosta vuorovaikutuksesta
10−35–10−32 s kosminen inflaatio valoa nopeampi[23] laajeneminen,
aine on kvarkki-gluoniplasmaa
10−12–10−6 s kvarkkiepookki sähkömagnetismi ja heikko vuorovaikutus erkanevat toisistaan,
osa hiukkasista saa massan
10−6–1 s hadroniepookki hadronit muodostuvat kvarkki-gluonimassasta
100–300 s alkuräjähdyksen ydinsynteesi protonit ja neutronit yhdistyvät atomiytimiksi
380 000 vuotta rekombinaatio atomiytimet ja elektronit yhdistyvät atomeiksi, jolloin kosminen taustasäteily vapautuu
0,4 gigavuotta ensimmäiset tähdet syttyvät
13,8 Ga nykyhetki

Maailmankaikkeuden laajentumisen ekstrapolointi ajassa taaksepäin yleistä suhteellisuusteoriaa käyttäen johtaa äärettömään tiheyteen ja lämpötilaan äärellisessä ajassa.[24]

Siitä, kuinka lähelle singulariteettia ajallisesti voidaan ekstrapoloida, kiistellään mutta Planckin epookkia pidetään ehdottomana rajana. Usein alkuräjähdyksellä tarkoitetaan maailmankaikkeuden 'syntymää' mutta siitä, mitä tarkkaan ottaen lasketaan kuuluvaksi alkuräjähdykseen ei ole saavutettu yksimielisyyttä. Määrittelyt vaihtelevat pelkästä alun kuumasta ja tiheästä vaiheesta koko kaikkeuden historiaan. Tavallisesti kuitenkin alkuräjähdykseen lasketaan vielä kuuluvaksi muutamat ensimmäiset minuutit. Tyypin Ia supernovilla tehtyihin laajentumismittauksiin, kosmisen taustasäteilyn lämpötilaerojen mittauksiin ja galaksien korrelaatiofunktion mittauksiin perustuen kaikkeuden iäksi on laskettu 13,7 ± 0,2 miljardia vuotta.[25]

Maailmankaikkeuden varhaisimmat vaiheet ovat vielä varsin spekulatiivisia. Useimpien mallien mukaan kaikkeus oli täysin homogeeninen ja isotrooppinen, sillä oli äärimmäisen korkea energiatiheys sekä valtaisa lämpötila ja paine, ja se laajentui ja jäähtyi hyvin nopeasti. Arviolta 10−35 sekunnin laajenemisen jälkeen tapahtunut faasimuutos johti kosmiseen inflaatioon, jonka aikana kaikkeus laajeni eksponentiaalisesti[26]. Inflaation jälkeen maailmankaikkeuden koko oli 1028-kertainen kuin ennen inflaation alkua.[27] Inflaation pysähtyessä kaikkeus koostui kvarkki-gluoniplasmasta (QGP) ja muista alkeishiukkasista.[28] Lämpötila oli niin korkea, että hiukkasten satunnaisliike oli nopeudeltaan relativistista ja erilaisia hiukkas-antihiukkaspareja syntyi ja tuhoutui törmäyksissä jatkuvasti. Jossain vaiheessa tuntematon baryonigeneesiksi (engl. baryogenesis) nimetty tapahtuma rikkoi baryoniluvun säilymislakia ja johti kvarkkien ja leptonien ylimäärään suhteessa antimateriaan. Yhtä kvarkkia kohti tuhoutui 30 miljoonaa antikvarkkia.[29] Tämä johti nykyisessä kaikkeudessa olevaan materian vallitsevuuteen suhteessa antimateriaan.[30]

Maailmankaikkeuden laajeneminen ja jäähtyminen jatkui johtaen hiukkasten keskimääräisen energian pienenemiseen. Symmetriarikoksi nimetyssä faasimuutoksessa perusvuorovaikutukset ja alkeishiukkaset saivat nykyisen muotonsa.[31] Noin 10−11 sekunnin jälkeen spekulatiivisuus vähenee, sillä hiukkasten energia väheni hiukkaskiihdyttimissä saavutettavissa oleville tasoille. Noin 10−6 sekunnin kohdalla kvarkit ja gluonit yhdistyivät baryoneiksi kuten protoneiksi ja neutroneiksi. Pieni kvarkkien ylimäärä suhteessa antikvarkkeihin johti pieneen ylimäärään baryoneja verrattuna antibaryoneihin. Lämpötila ei ollut enää riittävän korkea uusien protoni-antiprotoniparien eikä neutroni-antineutroniparienkaan syntymiseksi. Näin käynnistyi massiivinen annihilaatio, josta jäi jäljelle vain yksi 1010:stä alkuperäisestä protonista ja neutronista eikä yhtään antihiukkasta. Vastaava annihilaatio tapahtui elektroneille ja positroneille noin yhden sekunnin paikkeilla. Annihilaatioiden jälkeen jäljelle jääneet protonit, neutronit ja elektronit eivät enää liikkuneet relativistisilla nopeuksilla.

Muutaman minuutin kuluttua lämpötilan laskettua noin miljardiin kelviniin ja tiheyden ollessa ilman tiheyden luokkaa neutronit ja protonit yhdistyivät deuterium- ja heliumytimiksi alkuräjähdyksen ydinsynteesiksi kutsuttavassa prosessissa.[32] Useimmat protonit säilyivät yhdistymättöminä vety-ytiminä. Noin 380 000 vuotta myöhemmin elektronit ja ytimet yhtyivät lähinnä vetyatomeiksi ja fotonit vapautuivat aineesta, jolloin muodostui nykyisin havaittava kosminen taustasäteily.[33]

Ajan myötä hivenen tiheämmät alueet keräsivät gravitatiivisesti puoleensa läheistä ainetta ja kasvoivat edelleen tiheämmiksi muodostaen kaasupilviä, tähtiä, galakseja ja muita nykyisin havaittavissa olevia taivaankappaleita. Tämän rakenteen muodostumisen yksityiskohdat riippuvat kaikkeuden aineen määrästä ja tyypistä. Kolme tunnettua aineen tyyppiä ovat kylmä pimeä aine, kuuma pimeä aine ja baryoninen eli nk. tavallinen aine. Parhaat lähinnä WMAP:sta saadut mittaustulokset osoittavat kylmän pimeän aineen olevan yleisin ainetyyppi. Kaksi muuta muodostavat vähemmän kuin 20 % kaikkeuden aineesta.[22]

Nykyinen maailmankaikkeus vaikuttaa olevan tuntemattoman pimeän energian vallitsema. Arviolta 70 % koko kaikkeuden energiasta on tässä muodossa. Tämän pimeän energian uskotaan aiheuttavan kaikkeuden kiihtyvän laajenemisen. Pimeän energian yksinkertaisin formulointi on kosmologinen vakio Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian kenttäyhtälöissä, mutta sen koostumus on tuntematon. Pimeän energian kosmologisen tilanyhtälön yksityiskohdista sekä yhteensopivuudesta hiukkasfysiikan standardimallin kanssa tehdään jatkuvaa teoreettista ja kokeellista tutkimusta.[9]

Kaikki nämä havainnot voidaan selittää kosmologian ΛCDM-mallilla. Se on alkuräjähdyksen matemaattinen malli, jossa on kuusi vapaata parametria. Ensimmäiselle 10−11 sekunnille ei ole pätevää fysikaalista teoriaa. Alun singulariteetin fysikaaliseen ratkaisemiseen tarvitaan kvanttigravitaatiota. Tämän alkuhetken ymmärtäminen on yksi suurimmista fysiikan ratkaisemattomista kysymyksistä.

Teoria[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuräjähdyksen teoria pohjaa kahdelle pääoletukselle:

  1. Fysiikan lait ovat universaaleja.
  2. Kosmologinen periaate pätee eli maailmankaikkeus on suurella avaruudellisella mittakaavalla homogeeninen ja isotrooppinen.

Alun perin nämä ideat otettiin postulaatteina, mutta nykyisin niitä pyritään myös testaamaan. Esimerkiksi ensimmäistä oletusta on testattu havainnoilla, joiden mukaan suurin mahdollinen hienorakennevakion poikkeama suurimman osan kaikkeuden iästä on luokkaa 10-5.[34] Yleinen suhteellisuusteoria on läpäissyt testejä aurinkokunnan ja kaksoistähtien mittakaavassa. Yleisen suhteellisuusteorian pätevyyden laajentamista kosmiseen mittakaavaan tukee alkuräjähdyksen kokeellinen menestys.

Jos suuren mittakaavan kaikkeus näyttää isotrooppiselta Maasta katsottuna, voidaan kosmologinen periaate johtaa yksinkertaisemmasta kopernikaanisesta periaatteesta, jonka mukaan ei ole olemassa etuoikeutettua havainnointipaikkaa. Kosmista taustasäteilyä havainnoimalla kosmologisen periaatteen pätevyys on varmennettu tasolle 10-5. Kaikkeuden epähomogeenisuuden on mitattu olevan suurimmassa mittakaavassa 10 %:n luokkaa.[35]

Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerin metriikka[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Yleisessä suhteellisuusteoriassa käytetään metrisiä tensoreita kuvaamaan kahden pisteen välistä etäisyyttä aika-avaruudessa. Itse pisteet (kuten galaksit, tähdet, jne.) kuvataan koko aika-avaruuden päälle laitettavaa 'koordinaattikaaviota' tai ruudukkoa käyttäen. Kosmologinen periaate edellyttää, että metriikka on homogeeninen ja isotrooppinen suurilla mittakaavoilla, mikä johtaa Friedmannin–Lemaîtren–Robertsonin–Walkerin metriikkaan eli FLRW-metriikan valintaan kuvaustavaksi. Metriikassa on skaalauskerroin, joka kuvaa, miten kaikkeuden koko muuttuu ajan myötä. Tämä mahdollistaa mukana liikkuvan etäisyyden koordinaatiston käytön. Tällöin itse koordinaatisto laajenee kaikkeuden mukana jolloin kiinteät, vain laajentumisen vuoksi liikkuvat, kappaleet, pysyvät kiinteissä koordinaatiston pisteissä. Kappaleiden välisen 'koordinaattietäisyyden' pysyessä vakiona niiden fysikaalinen etäisyys kasvaa kaikkeuden skaalakertoimen mukaisesti.[36]

Alkuräjähdys ei ole todellisuudessa räjähdys, jonka seurauksena ainetta leviää ympäröivään tyhjään avaruuteen, vaan itse metrisen avaruuden laajenemista. Koska FLRW-metriikassa oletetaan massan ja energian tasaista jakautumista, se pätee kaikkeuteen vain suuressa mittakaavassa. Paikalliset aineen kasaumat kuten oma galaksimme ovat gravitaation kasassa pitämiä ja eivät siten koe avaruuden suuren mittakaavan laajenemista.

Horisontit[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuräjähdyksen avaruuden keskeinen ominaisuus on horisonttien olemassaolo. Koska kaikkeuden ikä on äärellinen ja valokin etenee vain äärellisellä nopeudella, menneisyydessä on saattanut olla tapahtumia, joilla ei ole ollut riittävästi aikaa matkata havaittavaksi. Tämä asettaa 'menneisyyshorisontin', jota kaukaisempia asioita emme voi havaita. Vastaavasti, koska kaikkeus laajenee ja kaukaisimmat kohteet etääntyvät yhä vain nopeammin, lähtenyt valo ei saata koskaan tavoittaa hyvin kaukaisia kohteita. Tämä asettaa 'tulevaisuushorisontin', joka asettaa rajan asioille, joihin voidaan tulevaisuudessa vaikuttaa. Ymmärtämys kaikkeuden varhaisimmista vaiheista viittaa menneisyyshorisontin olemassaoloon, mutta varhaisimpien vaiheiden vaillinainen tietämys rajoittaa tämän näkemyksen varmuutta. Mikäli kaikkeuden laajeneminen jatkaa kiihtymistään, myös tulevaisuushorisontti on olemassa.[37]

Kokeelliset todisteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Varhaisimmat ja kaikkein suorimmat alkuräjähdysteorian kokeelliset todisteet ovat Hubblen lain havaitseminen galaksien punasiirtymissä, kosmisen taustasäteilyn yksityiskohtaiset mittaukset ja kevyiden alkuaineiden havaittu runsaus. Monet gravitaation muovaamat kaikkeuden suuren mittakaavan rakenteet ovat alkuräjähdysteorian mukaisia.

Hubblen laki[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Hubblen laki

Kaukaisten galaksien ja kvasaarien havainnointi paljastaa, että näiden punasiirtymän eli niiden lähettämän valon spektri on siirtynyt pidemmälle aallonpituudelle. Käytännössä tämä tehdään havaitsemalla kohteen taajuusspektri ja vertaamalla spektroskopian menetelmin tämän spektriviivoja tai absorptioviivoja vastaavan lähellä sijaitsevan atomin lähettämiin. Jos tätä siirtymää pidetään Doppler-ilmiönä, kappaleen etääntymisnopeus voidaan laskea. Joidenkin kappaleiden etäisyys voidaan määrittää kosmista etäisyysporrasta käyttäen. Kun etääntymisnopeuksia ja etäisyyksiä verrataan, voidaan havaita Hubblen lakina tunnettava lineaarinen riippuvuus.[7]

v = H_0 D \,

missä

v on kappaleen etääntymisnopeus havaitsijasta
D on havaitsijan etäisyys kappaleeseen
H_0 on nykyinen Hubblen vakio, jonka arvon on mitattu olevan (70 +2.4/-3.2) km/s/Mpc WMAP-satelliitilla.[25]

Hubblen lailla on kaksi mahdollista selitystä. Joko olemme kaikkeuden laajentumisen keskipisteessä, mikä on vastoin kopernikaanista periaatetta tai sitten kaikkeus laajenee kauttaaltaan tasaisesti. Kaikkeuden laajentuminen ilmeni yleisen suhteellisuusteorian tarkasteluissa jo ennen Hubblen havaintoja ja päätelmiä.

Teorian mukaan relaatio v = H D pitää paikkansa kaikkina hetkinä. Sen sijaan v, H ja D kaikki muuttuvat kaikkeuden laajetessa. Hubblen siirtymä ei ole todellinen Doppler-siirtymä, sillä se johtuu avaruuden laajenemisesta valon lähtöhetken ja saapumishetken välillä eikä kohteen ja havaitsijan suhteellisesta liikkumisesta.

Kosminen taustasäteily[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Kosminen taustasäteily
WMAP-satelliitin havainnoista koostettu kuva kosmisesta taustasäteilystä

Parin ensimmäisen päivän ajan kaikkeus oli täydellisessä lämpötasapainossa, jossa fotoneita emittoitui ja absorboitui jatkuvasti, mikä johti säteilyn mustan kappaleen spektriin. Kaikkeuden laajetessa lämpötila laski tasolle, jossa fotoneja ei enää jatkuvasti syntynyt ja tuhoutunut. Sen sijaan ne heijastuivat vapaista elektroneista Thomsonin sironnaksi kutsutussa ilmiössä, sillä lämpötila riitti vielä pitämään elektronit ja ytimet erillään. Tämän jatkuvan sironnan vuoksi kaikkeus oli vielä 'läpinäkymätön' valolle.lähde?

Kun lämpötila laski muutamaan tuhanteen kelviniin, elektronit ja ytimet alkoivat yhdistyä atomeiksi rekombinaatioksi kutsuttavassa tapahtumassa. Koska fotonit siroavat harvoin neutraaleista atomeista, säteily vapautui aineesta, kun lähes kaikki elektronit olivat sitoutuneet ytimiin noin 380 000 vuotta alun jälkeen. Nämä fotonit muodostavat nykyisin havaittavan kosmisen taustasäteilyn, ja siinä havaittavat vaihtelut ovat suora kuva senaikaisesta kaikkeudesta. Kaikkeuden laajeneminen on aiheuttanut fotoneihin suuren punasiirtymän, mikä on pidentänyt niiden aallonpituuden sähkömagneettisessa spektrissä mikroaalto-luokkaan. Säteily on kuitenkin säilyttänyt mustan kappaleen spektrijakauman. Säteilyn on arveltu olevan havaittavissa missä tahansa kaikkeuden pisteessä ja tulevan kaikista suunnista lähestulkoon samalla intensiteetillä.lähde?

Arno Penzias ja Robert Wilson löysivät vuonna 1964 kosmisen taustasäteilyn sattumalta käyttäessään uutta Bell Laboratoriesin mikroaalto-vastaanotinta.[17] Löytö oli ennustusten mukainen. Sen havaittiin olevan isotrooppista ja sillä oli noin 3 kelvinin asteisen mustan kappaleen spektrilähde?.

NASA laukaisi vuonna 1989 COBE-satelliitin ja sen varhaisimmat, 1990 julkaistut, löydökset olivat yhdenmukaiset alkuräjähdysteorian ennustusten kanssa. COBEn havaintojen mukaan säteilyn lämpötila oli 2,726 K ja 1992 siinä havaittiin ensimmäistä kertaa fluktuaatiota (anisotropiaa).[21] Seuraavan vuosikymmenen aikana säteilyn anisotropiaa tutkittiin edelleen lukuisilla maasta käsin ja ilmapalloilla tehdyillä kokeilla. Vuosina 20002001 tehdyt lukuisat kokeet, joista merkittävin oli BOOMERanG, mittasivat anisotropioiden tyypillistä kulmakokoa ja osoittivat kaikkeuden olevan geometrialtaan likimain laakealähde?.

Vuonna 2003 julkaistut Wilkinson-mikroaaltoanisotropiasatelliitin eli WMAP-satelliitin ensimmäiset tulokset tarjosivat aikansa tarkimmat arvot joillekin kosmologisille parametreille. Tulokset myös kumosivat lukuisia yksityiskohtaisia kosmisen inflaation teorioita, mutta ne olivat kuitenkin yleisesti yhdenmukaisia inflaation kanssa.[25] WMAP kerää edelleen tietoa, ja uusi Planck-satelliitti laukaistaan muutaman vuoden sisällä. Se tulee tekemään tarkempia mittauksia taustasäteilyn anisotropioista. Myös lukuisia maasta ja ilmapalloista käsin tehtäviä kokeita on meneillään.lähde?

Keveiden alkuaineiden runsaus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuräjähdysteoriaa käyttäen voidaan laskea helium-4:n, helium-3:n, deuteriumin ja litium-7:n konsentraatiot kaikkeudessa suhteina tavallisen vedyn määrään.[32] Suhteelliset runsaudet riippuvat yhdestä parametrista eli fotonien ja baryonien suhteesta, joka voidaan laskea itsenäisesti kosmisen taustasäteilyn yksityiskohtaisesta rakenteesta. Ennustetut massasuhteet ovat 4He/H:lle noin 0,25; 2H/H:lle noin 10-3, 3He/H:lle noin 10-4 ja 7Li/H:lle noin 10-9.[32]

Mitatut runsaudet vastaavat ennustettuja ainakin suurin piirtein. Vastaavuus on erinomainen deuteriumin osalta, lähellä 4He:n osalta ja tekijällä kaksi eri 7Li:lle. Kahdessa viimeisimmässä on merkittävää systemaattista epävarmuutta. Joka tapauksessa yleistä yhdenmukaisuutta pidetään vahvana todisteena alkuräjähdyksestä, sillä se on ainoa tunnettu teoria, joka tarjoaa selityksen keveiden alkuaineiden suhteelliselle runsaudelle. Lisäksi on käytännössä mahdotonta 'säätää' alkuräjähdys tuottamaan enemmän tai vähemmän kuin 20–30 % heliumia.[38]

Galaksien kehitys ja jakaantuminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Yksityiskohtaiset havainnot galaksien morfologiasta sekä galaksien ja kvasaarien jakautumisesta tarjoaa vahvan todisteen alkuräjähdysteorialle. Teoria ennustaa ensimmäisten kvasaarien ja galaksien syntyneen noin miljardi vuotta alun jälkeen. Tämän jälkeen muodostui myös suurempia rakenteita kuten galaksijoukkoja ja superjoukkoja. Kaukaiset galaksit, jotka havaitaan niiden varhaisissa kehitysvaiheissa, näyttävät hyvin erilaisilta myöhäisemmissä kehitysvaiheissa havaittaviin läheisiin galakseihin verrattuna. Lisäksi samoilla etäisyyksillä olevat mutta eri-ikäiset galaksit ovat keskenään merkittävästi erilaisia. Tähtien muodostuminen, galaksien ja kvasaarien jakaantumisen sekä isompien rakenteiden havainnointi tuottaa alkuräjähdyksen mallinnuksen kanssa yhtäpitäviä tuloksia ja auttaa tarkentamaan teorian yksityiskohtia.[39]

Muita todisteita[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hubblen laajenemisen ja kosmisen taustasäteilyn pohjalta arvioitu kaikkeuden ikä vastaa hyvin vanhimpien tähtien ikää: se on niitä vain hivenen suurempi. Tähän on päädytty sekä mittaamalla pallomaisia tähtijoukkoja että määrittämällä radiometrisesti yksittäisten populaatio II:n tähtien ikiä.lähde?

Alkuräjähdysteorian ongelmia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Vaikka alkuräjähdysteoria on niin kutsuttu kosmologian standardimalli, siihen liittyy lukuisia ongelmia ja puutteita. Tarkka moderni alkuräjähdyksen teoria nojaa lukuisiin ilmiöihin, joita ei vielä ole todennettu kokeissa. Näistä ilmiöistä pimeä energia ja pimeä aine ovat varmimpia, kun taas inflaatio ja baryonigeneesi ovat spekulatiivisempia, sillä ne on mahdollista korvata jollain muulla idealla vaikuttamatta loppuosaan teoriaa. Nämä kysymykset kuuluvat fysiikan ratkaisemattomiin ongelmiin.

Horisonttiongelma[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Horisonttiongelma seuraa premissistä, jonka mukaan informaatio ei voi liikkua nopeammin kuin valo. Iältään äärellisessä kaikkeudessa tämä asettaa hiukkashorisontin, joka määrittää suurimman etäisyyden, mistä hiukkanen on voinut matkata havaitsijan luo kaikkeuden iässä. Kuinka kaikkeus sitten on voinut muodostua niin homogeeniseksi?

Ratkaisuna tähän on esitetty kosmista inflaatiota, jossa homogeeninen ja isotrooppinen skalaarienergiakenttä dominoi kaikkeutta, jossain hyvin varhaisessa vaiheessa ennen baryonigeneesiä. Inflaation aikana kaikkeus laajenee eksponentiaalisesti ja hiukkashorisontti laajenee paljon aiemmin oletettua nopeammin joten alueet, jotka nykyisin ovat havaittavan kaikkeuden vastakkaisilla laidoilla, ovat toistensa hiukkashorisonttien sisällä. Havaittava taustasäteilyn isotropia seuraa siitä, että tämä alue oli kausaalisessa yhteydessä ennen inflaation alkamista.

Heisenbergin epätarkkuusperiaate ennustaa, että inflatorisen vaiheen aikana olisi ollut kvanttifluktuaatiota, joka olisi myöhemmin laajentunut kosmiseen mittakaavaan. Nämä fluktuaatiot olisivat toimineet pohjana kaikelle myöhemmälle rakenteen muodostumiselle.

Laakeus/vanhuusongelma[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Katso myös: Kaikkeuden muoto
Kaikkeuden yleinen muoto riippuu kaikkeuden todellisen tiheyden ja kriittisen tiheyden suhteesta eli nk. kosmologisen omegaparametrin \Omega_0 arvosta. Mikäli se on enemmän kuin yksi, kaikkeus on pallon muotoinen, mikäli vähemmän kuin 1, kaikkeus on hyperbolinen, ja mikäli se on tasan 1, kaikkeus on laakea.

Laakeusongelma on Friedmannin–Lemaîtren–Robertsonin–Walkerin metriikkaan liittyvä ongelma.[40]

Kaikkeudella voi olla positiivinen, negatiivinen ja olematon avaruudellinen kaarevuus sen kokonaisenergiatiheydestä riippuen. Kaarevuus on negatiivinen mikäli tiheys on vähemmän kuin kriittinen tiheys, positiivinen mikäli enemmän ja olematon mikäli tasan kriittinen tiheys. Mikäli kaareutuminen on olematonta kaikkeus on laakea. Ongelmana on se, että pienikin poikkeama kriittisestä tiheydestä kasvaa ajan myötä ja silti nykyinen kaikkeus on hyvin lähellä laakeaa. Tarkkaan ottaen pimeä energia kosmisen vakion muodossa ajaa kaikkeutta laakeaksi, mutta kaikkeus pysyi likimain laakeana useita miljardeja vuosia ennen kuin pimeä energiatiheys tuli merkittäväksi. Olettaen, että 'luonnollisen' laakeasta tilasta poistumisen aikaskaala saattaa olla vain Planckin ajan luokkaa eli 10−43 sekuntia se, ettei kaikkeus ole saavuttanut lämpökuolemaa tai loppurysäystä edes miljardien vuosien kuluessa, vaatii selitystä. Esimerkiksi verrattain 'myöhäisessä' vaiheessa, muutama minuuttia alun jälkeen, kaikkeuden on täytynyt olla kriittisessä tiheydessä tarkkuudella yksi 1014:sta tai kaikkeutta ei olisi olemassa nykyisessä muodossaan.[41]

Ratkaisuna tähän ongelmaan on tarjottu inflaatioteoriaa. Inflaation aikana aika-avaruus laajeni siten, että sen kaarevuus tasoittui pois. Näin kaikkeudelle tuli likimain kriittinen tiheys.

Magneettiset monopolit[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Magneettinen monopoli

Magneettisten monopolien olemassaolon mahdollisuus nousi esiin 1970-luvun lopulla. Suuri yhtenäisteoria ennustaa avaruuden topologisia virheitä, jotka ilmenisivät magneettisina monopoleina. Näitä kohteita olisi syntynyt kuumassa varhaisessa kaikkeudessa. Magneettisia monopoleja ei ole kuitenkaan havaittu ainuttakaan. Myös tämän ongelman ratkaisuksi tarjotaan inflaatioteoriaa, joka poistaa kaikki virheet havaittavasta kaikkeudesta samaan tapaan kuin se poisti kaarevuuden.[40]

Baryoniepäsymmetria[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Katso myös: Baryonigeneesi

Vielä ei tiedetä miksi kaikkeudessa on enemmän ainetta kuin antiainetta.[30] Tämä on ongelma, koska kaiken, myös aineen, katsotaan syntyneen alkuräjähdyksessä. Tällöin baryoniluvun on täytynyt olla nolla. Vaihtoehdoiksi jää, että alussa ollut epäsymmetria säilyi alkuräjähdyksessä tai se syntyi jollain baryonigeneesiksi nimetyllä mekanismilla. Havaintojen mukaan kaikkeus on pääosin ainetta eikä antiainetta ole havaittu merkittäviä määriä. Mikäli ainetta ja antiainetta olisi ollut yhtä paljon olisivat ne kumonneet toisensa fotoneiksi ja kaikki aine olisi tuhoutunut.

Baryonigeneesin tapahtuminen vaatii Saharovin ehtojen täyttymistä. Näihin kuuluu baryoniluvun säilymislain rikkoutuminen, C-symmetrian ja CP-symmetrian rikkoutuminen ja kaikkeuden poistuminen termodynaamisesta tasapainosta.[42] Kaikki nämä ehdot täyttyvät standardimallissa, mutta ilmiö ei ole riittävän voimakas selittämään nykyistä baryoniepäsymmetriaa.

Pallomaisten tähtijoukkojen ikä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

1990-luvun puolivälissä pallomaisten tähtijoukkojen havaitseminen osoitti niiden iän olevan ristiriidassa alkuräjähdyksen kanssa. Pallomaisten tähtijoukkojen tähtipopulaatioiden havaintojen kanssa yhdenmukaiset tietokonesimulaatiot ehdottivat niiden olevan noin 15 miljardia vuotta vanhoja. Tämä on ristiriidassa maailmankaikkeuden 13,8 miljardin vuoden iän kanssa. Tämä ongelma ratkesi pitkälti 1990-luvun lopulla, kun uudet tietokonesimulaatiot, jotka huomioivat myös tähtituulen aiheuttaman massahäviön, osoittivat pallomaisten tähtijoukkojen olevan jonkun verran nuorempia.[43] Näiden tähtijoukkojen tarkka ikä on vielä epäselvä, mutta ne ovat joka tapauksessa eräitä kaikkeuden vanhimmista kohteista.

Pimeä aine[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Pimeä aine
Ympyrädiagrammi, joka kuvaa energiatiheyden eri komponenttien osuutta ΛCDM-mallin mukaan. Noin yhdeksänkymmentäviisi prosenttia kaikesta energiasta on eksoottisissa muodoissa eli pimeää ainetta tai pimeää energiaa

1970- ja 1980-luvuilla lukuisat havainnot, erityisesti galaksien rotaatiokäyristä, osoittivat, ettei galakseissa ole riittävästi ainetta tuottamaan niiden sisäistä tai niiden välistä gravitaatiota. Tämä johti ajatukseen, jonka mukaan 90 % kaikesta aineesta on pimeää ainetta, joka ei lähetä valoa eikä reagoi tavallisen baryonisen aineen kanssa. Lisäksi oletus, jonka mukaan kaikki aine on tavallista ainetta, johtaa vahvasti havaintojen vastaisiin ennustuksiin. Itse asiassa kaikkeus on nykyisin paljon epätasaisempi ja sisältää vähemmän deuteriumia kuin voidaan ilman pimeää ainetta päätellä. Vaikka pimeä aine oli aluksi kiistanalaista sillä on nykyisin lukuisten kokeellisten havaintojen tuki. Kosmisen taustasäteilyn anisotropia, galaksijoukkojen nopeushajonta, suuren mittakaavan rakenteen jakauma, gravitaatiolinssitutkimukset ja galaksijoukkojen röntgensäteilyn mittaukset ovat sen olemassaolon mukaisia.[44]

Pimeän aineen todisteet tulevat sen gravitaationaalisesta vaikutuksesta muuhun aineeseen eikä itse pimeää ainetta ole havaittu laboratorioissa. Monia hiukkasfysiikan kandidaatteja pimeäksi aineeksi on esitetty ja meneillään on lukuisia tutkimuksia, joissa pimeää ainetta pyritään havaitsemaan.[45]

Pimeä energia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Pimeä energia

Tyypin Ia supernovien punasiirtymien mittaukset ovat paljastaneet kaikkeuden laajenemisen kiihtyneen siitä lähtien, kun kaikkeus oli noin puolet siitä iästä, joka sillä tällä hetkellä on. Selittääkseen kiihtymisen yleinen suhteellisuusteoria vaatii, että suurin osa kaikkeuden energiasta koostuu energiasta, jolla on suuri negatiivinen paine. Tätä energiaa kutsutaan pimeäksi energiaksi. Pimeällä energialla on myös muita todisteita. Kosmisen taustasäteilyn mittaukset osoittavat kaikkeuden olevan lähestulkoon laakea, jolloin yleisen suhteellisuusteorian mukaan sillä tulee olla lähestulkoon kriittinen massa/energiatiheys. Kaikkeuden massatiheyden on kuitenkin mitattu gravitaationaalisen ryhmittymisen perusteella olevan vain 30 % kriittisestä tiheydestä[9] Koska pimeä energia ei ryhmity tavallisella tavalla, se on paras selitys 'puuttuvalle' energiatiheydelle.

Negatiivinen paine on tyhjiön energian ominaisuus, mutta sen tarkka luonne on edelleen yksi alkuräjähdysteorian suuria mysteerejä. Vuonna 2006 julkaistut WMAP-ryhmän tulokset osoittavat, että kaikkeuden koostumus on nykyisin seuraava: 74 % pimeää energiaa, 22 % pimeää ainetta ja 4 % tavallista ainetta.[22] Aineen energiatiheys laskee kaikkeuden laajetessa, mutta pimeän energian tiheys säilyy likimain vakiona. Tämän vuoksi aine muodosti menneisyydessä suuremman osuuden kaikkeuden energiasta kuin nyt ja sen osuus jatkaa tulevaisuudessa laskuaan.

Parhaassa nykyisessä mallissa pimeä energia selitetään kosmologisen vakion olemassaololla yleisessä suhteellisuusteoriassa. Kuitenkin pimeän energian selittämiseen riittävän kosmologisen vakion arvon suuruus on yllättävän pieni verrattuna kvanttigravitaatioon perustuviin arvioihin. Pimeän energian selityksen etsiminen on aktiivisen tutkinnan alla.

Tulevaisuus alkuräjähdysteorian mukaan[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ennen pimeän energian havaitsemista kosmologeilla oli kaksi mahdollista tulevaisuusskenaariota maailmankaikkeudelle. Mikäli kaikkeuden massatiheys olisi suurempi kuin kriittinen tiheys, kaikkeus saavuttaisi maksimikokonsa ja alkaisi sen jälkeen romahtaa. Se tihentyisi ja kuumenisi uudelleen ja päätyisi alkua vastaavaan tilaan niin kutsutussa loppurysäyksessä.[37] Vaihtoehtoisesti mikäli tiheys olisi tasan tai vähemmän kuin kriittinen tiheys, laajeneminen hidastuisi mutta ei koskaan loppuisi. Tähtien muodostuminen lakkaisi, kun kaikki tähtienvälinen kaasu galakseissa olisi käytetty. Tähdet kuluisivat ja jättäisivät jälkeensä valkeita kääpiöitä, neutronitähtiä ja mustia aukkoja. Hiljalleen näiden väliset törmäykset johtaisivat yhä vain suurempiin mustiin aukkoihin ja kaikkeuden lämpötila laskisi asymptoottisesti kohti absoluuttista nollapistettä niin kutsutussa loppujäähtymisessä. Lisäksi, mikäli protonit olisivat epävakaita, baryoninen aine hajoaisi ja jäljelle jäisi vain säteilyä ja mustia aukkoja. Lopulta mustat aukot haihtuisivat Hawkingin säteilynä. Entropia kasvaisi maksimiinsa ja seuraisi niin kutsuttu lämpökuolema.

Modernit havainnot kiihtyvästä laajenemisesta viittaavat siihen, että yhä suurempi osa nykyisin nähtävästä kaikkeudesta joutuu hiukkashorisontin taakse ja meille tavoittamattomiin. Lopulta aine itsessään repeää kappaleiksi kiihtyvää laajenemista seuraavassa loppurepeämässä.[46]

Alkuräjähdysteorian tulevaisuus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Piirros, joka kuvaa kaikkeuden laajenemista alusta tähän päivään saakka.

Euroopan avaruusjärjestö lähetti vuonna 2008 Planck-satelliitin avaruuteen mittaamaan mikroaaltotaustan anisotropioita. CERN:issä aiotaan tutkia lähivuosina muiden muassa pimeää energiaa ja pimeää ainetta hiukkastörmäytyskokeilla LHC-törmäyttimessä.

Alkuräjähdyksen seuraajat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kaikkeuden varhaisista vaiheista tiedetään hyvin vähän, sillä hiukkaskiihdyttimillä ei saavuteta vastaavia energiatiheyksiä ja toisaalta yleinen suhteellisuusteoria ei pysty kuvamaan näissä tiheyksissä tapahtuvia ilmiöitä. Alkuräjähdyksen tarkentamiseksi ja sitä varhaisempia tapahtumia kuvaamaan on ehdotettu lukuisia toisistaan poikkeavia malleja. Monet ehdotetuista teorioista ovat nk. kaiken teorioita, jotka pyrkivät yhdistämään kvanttifysiikan ja yleisen suhteellisuusteorian. Useissa esitetyissä malleissa kaikkeus on syklinen tai ikuinen, jolloin alkuräjähdyksen luonne muuttuu kaiken alusta pelkäksi faasimuutoksen kaltaiseksi tapahtumaksi. Alkuräjähdykseen perustumattomia tai siitä merkittävästi poikkeavia teorioita kutsutaan epästandardeiksi kosmologioiksi erotukseksi konsensusmallista eli alkuräjähdysteoriasta. Alkuräjähdysteorian täydentämiseksi tai korvaamiseksi esitettyjen teorioiden pääryhmät ovat:

Kysymys siitä, mitä oli ennen alkuräjähdystä, voidaan tulkita merkityksettömäksi kysymykseksi, sillä, jos aikaa ei ole olemassa, käsite ennen ei merkitse mitään.

Kvanttimekaniikan kuvaamassa atomia pienemmässä mittakaavassa tapahtuu spontaaneja, ilman ilmeistä syytä tapahtuvia, ilmiöitä. Koska alkuräjähdyksen alussa kaikkeus oli kooltaan tätä luokkaa, on alettu tutkia niin kutsuttua kvanttikosmologiaa.[47]

Filosofiset ja uskonnolliset tulkinnat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuräjähdysteoria on tieteellinen teoria ja sellaisena sen totuusarvon määrittävät havainnot. Kuvaamastaan aiheesta johtuen se kuitenkin herättää myös filosofisia ja uskonnollisia kysymyksiä, kuten mitä oli ennen alkuräjähdystä tai mistä se sai alkunsa. 1920- ja 30-luvuilla lähestulkoon kaikki kosmologit suosivat ikuista kaikkeutta ja monet valittivat, että ajan alun kuvaaminen toi fysiikkaan uskonnollisia aineksia. Tämä oli myös pysyvän tilan kaikkeuden kannattajien keskeinen väite.[48] Tätä vaikutelmaa lisäsi se, että teorian kehittäjä Georges Lemaître oli roomalaiskatolilainen pappi. Lemaître itse piti aina kiinni siitä, että alkuräjähdysteoria on fysikaalinen teoria eikä sellaisena sisällä uskonnollisia viittauksia.

Alkuräjähdysteorian uskonnollisia tulkintoja vastusti muun muassa tähtitieteilijä Viktor Ambarzumjan. Ambarzumjanin mukaan aine pyrkii muodostamaan yhä uudenlaisia järjestelmiä, kun siirrytään pienemmistä järjestelmistä suurempiin. Ambarzumjanin mukaan voidaan kuvitella, että aine voi muodostaa äärettömän määrän erilaisia, sisäkkäisiä järjestelmiä, joista ihminen on toistaiseksi havainnut kvarkkien ja havaitsemamme kaikkeuden väliset järjestelmät. Ambarzumjanin mukaan mikään ei estä ajattelemasta kaikkeutta äärettömäksi ja ikuiseksi. Ambarzumjanin mielestä havaitsemaamme osaa kaikkeudesta ei voida kutsua kaikkeudeksi, koska on mahdollista, että havaittu osa kaikkeutta on vain osa suurempaa järjestelmää, joka voi puolestaan olla osa suurempaa järjestelmää ja niin edelleen. Ambarzumjan varoitti tekemästä ihmisen lähiympäristöä koskevista havainnoista liian pitkälle meneviä johtopäätöksiä koko kaikkeuden suhteen. Ihmisen toistaiseksi havaitsemaa kaikkeuden osaa Ambarzumjan kutsui metagalaksiksi. Voi olla olemassa muita samanlaisia metagalakseja, jopa ääretön määrä.[49]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Fred Adams ja Greg Laughlin: Maailmankaikkeuden elämäkerta – Ikuisuuden fysiikkaa. Alkuteos The Five Ages of the Universe – Inside the Physics of Eternity. Like, 2002. ISBN 952-471-018-8.
  • Edward Kolb & Michael Turner: The Early Universe. Addison-Wesley, 1988. ISBN 0-201-11604-9.
  • John Peacock: Cosmological Physics. Cambridge University Press, 1999. ISBN 0-521-42270-1.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Carl R. Nave: Physical Keys to Cosmology HyperPhysics. Viitattu 3.7.2007. (englanniksi)
  2. V. M. Slipher: The radial velocity of the Andromeda nebula. Lowell Observatory Bulletin, 1913, s. 56–57. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  3. V. M. Slipher: Spectrographic observations of nebulae. Popular Astronomy, 1915, nro 23, s. 21–24. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  4. Alexander Friedmann: Über die Krümmung des Raumes. Z. Phys., 1922, nro 10, s. 377–386. (saksaksi)
    (käännös englanniksi: Alexander Friedman: On the Curvature of Space. General Relativity and Gravitation, 1999, nro 31, s. 1991–2000. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi))
  5. Georges Lemaître: Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques. Annals of the Scientific Society of Brussels, 1927, nro 47A, s. 41. (ranskaksi)
    (käännös englanniksi: Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and growing radius accounting for the radial velocity of extragalactic nebulae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1931, nro 91, s. 483–490. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi))
  6. Georges Lemaître: The evolution of the universe: discussion. Nature, 1931, nro 128, s. 704. (englanniksi)
  7. a b Edwin Hubble: A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae. Proceedings of the National Academy of Sciences, 1929, nro 15, s. 168–173. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  8. E. Christianson: Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar Straus & Giroux, 1995. ISBN 0-374-14660-8. (englanniksi)
  9. a b c P. J. E. Peebles, Bharat Ratra: The cosmological constant and dark energy. Reviews of Modern Physics, 2003, nro 75, s. 559–606. (englanniksi)
  10. E. A. Milne: Relativity, Gravitation and World Structure. Oxford University Press, 1935. (englanniksi)
  11. R. C. Tolman: Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Clarendon Press, 1934. (englanniksi) uudelleenjulkaisu New York: Dover, 1987. ISBN 0-486-65383-8 (englanniksi)
  12. Fritz Zwicky: On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space. Proceedings of the National Academy of Sciences, 1929, nro 15, s. 773–779. Artikkelin verkkoversio. Full article (PDF)(englanniksi)
  13. Fred Hoyle: A New Model for the Expanding universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1948, nro 108, s. 372. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  14. R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamow: The Origin of Chemical Elements. Physical Review, 1948, nro 73, s. 803. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  15. R. A. Alpher, R. Herman: Evolution of the Universe. Nature, 1948, nro 162. (englanniksi)
  16. Simon Singh: Big Bang Viitattu 28.5.2007. (englanniksi)
  17. a b A. A. Penzias, R. W. Wilson: A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s. Astrophysical Journal, 1965, nro 142, s. 419–421. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  18. A. H. Guth: The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems. Phys. Rev. D, 15. tammikuuta 1981, 23. vsk, nro 2, s. 347–356. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  19. A. Linde, "A New Inflationary Universe Scenario: A Possible Solution Of The Horizon, Flatness, Homogeneity, Isotropy And Primordial Monopole Problems", Phys. Lett. B 108, 389 (1982).
  20. A. Albrecht and P. J. Steinhardt, "Cosmology For Grand Unified Theories With Radiatively Induced Symmetry Breaking," Phys. Rev. Lett. 48, 1220 (1982).
  21. a b Boggess, N.W., et al. (COBE collaboration): The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch. Astrophysical Journal, 1992, nro 397, s. 420–429. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  22. a b c D. N. Spergel et al. (WMAP collaboration): Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology. Astrophysical Journal Supplement, 2007. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  23. How can the Universe expand faster than the speed of light during inflation?
  24. S. W. Hawking, G. F. R. EllisThe large-scale structure of space-time. Cambridge University Press, 1973. ISBN 0-521-20016-4. (englanniksi)
  25. a b c D. N. Spergel et al.: First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters. The Astrophysical Journal Supplement Series, 2003, nro 148, s. 175–194. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  26. Alan H. Guth: The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage, 1989. ISBN 978-0-09-995950-2. (englanniksi)
  27. Adams ja Laughlin 2002, s. 46
  28. Phil Schewe, Ben Stein: An Ocean of Quarks. Physics News Update, 2005, nro 728. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  29. Adams ja Laughlin 2002, s. 56
  30. a b Kolb & Turner 1988, luku 6
  31. Kolb & Turner 1988, luku 7
  32. a b c Kolb & Turner 1988, luku 4
  33. Peacock (1999), luku 9
  34. A. V. Ivanchik, A. Y. Potekhin, D. A. Varshalovich: The fine-structure constant: a new observational limit on its cosmological variation and some theoretical consequences. Astronomy and Astrophysics, 1999, nro 343, s. 439–445. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  35. J. Goodman: Geocentrism reexamined. Physical Review, 1995, nro 52, s. 1821. (englanniksi)
  36. Ray d'Inverno: ”23”, Introducing Einstein's Relativity. Oxford University Press, 1992. (englanniksi)
  37. a b Kolb & Turner 1988, luku 3
  38. Gary Steigman: Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges. International Journal of Modern Physics E, 2006, nro 15, s. 1–36. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  39. Edmund Bertschinger: Cosmological perturbation theory and structure formation. Proceedings of Cosmology 2000, Lisbon, July 2000, 2001. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
    Edmund Bertschinger: Simulations of structure formation in the universe. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 1998, nro 36, s. 599–654. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  40. a b Kolb & Turner 1988, luku 8
  41. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles: The big bang cosmology – enigmas and nostrums, booktitle: General Relativity: an Einstein centenary survey, editor: S. W. Hawking and W. Israel (eds). Cambridge University Press, s. 504–517 (englanniksi)
  42. A. D. Sakharov: Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe. Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz., 1967, nro 5, s. 32. (venäjäksi) Translated in JETP Lett. 5, 24 (1967).(englanniksi)
  43. A. A. Navabi, N. Riazi: Is the Age Problem Resolved?. Journal of Astrophysics and Astronomy, 2004, nro 24, s. 3. (englanniksi)
  44. Bill Keel: Galaxies and the Universe lecture notes – Dark Matter Viitattu 28. toukokuuta 2007.
  45. W. M. Yao. et al.: Review of Particle Physics. J. Phys. G: Nucl. Part. Phys., 2006, nro 33, s. 1–1232. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi) Luku 22.
  46. Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg: Phantom Energy and Cosmic Doomsday. Phys.Rev.Lett., 2003, nro 91, s. 071301. Artikkelin verkkoversio. (englanniksi)
  47. Paul Davies: What Happened Before the Big Bang? Viitattu 20. 7. 2007. (englanniksi)
  48. Helge Kragh: Cosmology and Controversy. Princeton University Press, 1996. ISBN 069100546-X. (englanniksi)
  49. V. A. Ambarzumjan (Redakteur): Struktur und Formen der Materie: Dialektischer Materialismus und moderne Naturwissenschaft. Wissenschaftlicher Rat für philosophische Fragen der Naturwissenschaft beim Institut für Philosophie der Akademie der Wissenschaften der UdS. Berlin: VEB Deutscher Verlag der Wissenschaften, 1969. (saksaksi)

Kirjallisuutta[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Valtonen, Mauri: Kvasaareja ja mustia aukkoja. Helsinki: Ursa, 1992. ISBN 951-9269-63-0.
  • Krauss, Lawrence M.: Atomi: Matka maailmankaikkeuden alusta elämän syntyyn ja siitä edelleen. (Atom: An odyssey from the Big Bang to life on Earth...and beyond, 2001.) Suomentanut Juha Pietiläinen. Helsinki: Terra cognita, 2002. ISBN 952-5202-51-8.
  • Enqvist, Kari: Kosmoksen hahmo. Helsinki: WSOY, 2003. ISBN 951-0-27916-1.
  • Greene, Brian: Kosmoksen rakenne: Avaruus, aika ja todellisuus. (The fabric of cosmos: Space, time and the texture of reality, 2004.) Suomentanut Kimmo Pietiläinen. Helsinki: Terra cognita, 2005. ISBN 952-5202-83-6.
  • Singh, Simon: Big Bang: Maailmankaikkeuden synty. (Big bang: The origin of the universe, 2005.) Suomentanut Veli-Pekka Ketola. Helsinki: Tammi, 2007. ISBN 951-31-3360-5.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Alkuräjähdys.