Maailmankaikkeuden metrinen laajeneminen

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Kaikkeuden metrinen laajeneminen eli avaruuden laajeneminen on kosmologian teoria, jonka mukaan kaikkeus laajenee. Täten kahden avaruuden pisteen välinen etäisyys kasvaa ajan kuluessa. Laajeneminen on avaruuden itsensä ominaisuus, jonka myötä avaruuden mitta­suhteet itsessään muuttuvat. Tässä suhteessa se poikkeaa muista laajenemis­ilmiöistä, esimerkiksi lämpö­laajenemisesta, ja räjähdyksistä, sillä sikäli kuin havainnoista voidaan päätellä, kyseessä on koko maailman­kaikkeuden ominaisuus, ei siis ilmiö, jota voitaisiin havainnoida ulkopuolelta.

Metrinen laajeneminen on alkuräjähdysteorian perusilmiö. Matemaattisesti sitä mallinnetaan Fridmanin-Lemaîtren-Robertsonin-Walkerin metriikalla, ja se kuuluu tuntemamme maailman­kaikkeuden perus­ominaisuuksiin. Malli on kuitenkin pätevä vain suurilla etäisyyksillä, suunnilleen galaksijoukkojen läpimitasta ylöspäin. Sitä pienemmillä etäisyyksillä ainetta pitävät koossa gravitaatiovoimat, minkä vuoksi pienemmät kohteet eivät ajan kuluessa laajene maailman­kaikkeuden yleisen laajenemisen myötä. Näin ollen metrisen laajenemisen seurauksena vain ne galaksit etääntyvät toisistaan, joiden välinen etäisyys on tiettyä rajaa suurempi gravitaatioluhistumiseen liittyvällä pituusasteikolla, joka määräytyy maailman­kaikkeuden iän, laajenemisvauhdin ja maailman­kaikkeuden aineen keski­määräisen tiheyden mukaan.

Varhaisen maailman­kaikkeuden inflatorisen vaiheen päättyessä maailman­kaikkeuden kaikki aine ja energia oli asettunut interti­aali­selle radalle, joka oli yhteensopiva ekvivalenssi­periaatteen ja Einsteinin yleisen suhteellisuus­teorian kanssa, ja tällöin sai alkunsa maailman­kaikkeuden nykyisen kaltainen, täsmällinen ja säännöllinen, Hubblen lain mukainen laajeneminen (toisin sanoen aineen keskittymät erkanevat toisistaan, koska ne erkanivat toisistaan menneisyydessä inflaatio­kentän vaikutuksesta).

Mittausten mukaan maailmankaikkeuden laajeneminen oli gravitaatio­voimien vaikutuksesta hidastuvaa, kunnes se noin viisi miljardia vuotta sitten alkoi kiihtyä. Tämän kiihtymisen selittämiseksi fyysikot ovat olettaneet, että on olemassa pimeää energiaa, joka yksinkertaisimmassa teoreettisessa mallissa esiintyy kosmo­logisena vakiona. Nykyisin suosituimman kosmologisen mallin, Lambda-CDM-mallin (ΛCDM) mukaan tämä kiihtyminen tulee kaukaisessa tulevaisuu­dessa yhä vallitsevammaksi.

Vaikka erityisen suhteellisuus­teorian mukaan kappaleet eivät voi liikkua toisiinsa valoa nopeammin, kun ne ovat lokaalissa, suhteellisuus­dynaamisessa suhteessa keskenään, se ei aseta rajoitusta sille, kuinka nopeasti sellaiset kohteet voivat liikkua toistensa suhteen, jotka ovat globaa­listi erossa toisiaan ja joiden välillä ei ole kausaa­lista yhteyttä. Näin ollen on mahdollista, että kaksi kohdetta ovat avaruudessa kauempana toisistaan kuin mihin valo olisi voinut edetä, mikä merkitsee, että jos laajeminen pysyy vakiona, kohteet eivät koskaan tule keskenään kausaaliseen vuoro­vaikutukseen. Esimerkiksi galaksit, jotka ovat kauempana kuin noin 4,5 gigaparsecin etäisyydellä meistä, etääntyvät valoa nopeammin. Voimme kuitenkin nähdä sellaisia kohteita, koska menneisyydessä maailman­kaikkeus laajeni nykyistä hitaammin, joten näistä kohteista muinoin lähtenyt valo voi yhä saavuttaa meidät, mutta jos laajeneminen jatkuu pysyvästi, ei koskaan tule aikaa, jolloin voisimme nähdä sen valon, joka näistä galakseista nyt lähtee, eikä myöskään näistä galakseista käsin voida koskaan nähdä valoa, joka meidän galaksistamme nyt lähtee, sillä itse avaruus näiden välillä laajenee valoa nopeammin.

Suuren laajenemis­vauhdin vuoksi on myös mahdollista, että kahden kohteen välinen etäisyys on suurempi kuin mikä saadaan kertomalla valon­nopeus maailman­kaikkeuden iällä. Tämän yksityis­kohtiin liittyy paljon sekaannusta amatöörien ja jopa ammatti­fyysikkojen keskuudessa.[1]

Koska asia ei ole intuitiivisesti helppo käsittää ja sitä on usein kuvattu huolimattomilla sanan­valinnoilla, eräät oppi­kirjoissakin esiintyvät selitykset maailman­kaikkeuden laajenmisesta ja väärinkäsitykset, joita ne voivat saada aikaan, ovat edelleen jatkuvan keskustelun aiheena.[2][3][4][5]

Peruskäsitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Yleistä metriikasta[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Maailmankaikkeuden metrisen laajenemisen ymmärtämiseksi on ensin syytä tarkastella, mitä metriikka matemaattisena käsitteenä merkitsee ja miten metrinen laajeneminen toimii.

Metriikan määritelmä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

metriikka ilmaisee, miten avaruudessa voidaan määrittää kahden läheisen pisteen etäisyys tietyssä koordinaattijärjestelmässä. Koordinaatti­järjestelmässä avaruuden jokaista pistettä vastaa tietty jono lukuja, joita sanotaan pisteen koordinaateiksi; tällöin pisteen ilmoittamiseksi tarvittaan yhtä monta lukua kuin avaruudella on ulottuvuuksia Metriikka on kaava, joka ilmaisee, kuinka siirtyminen avaruudessa paikasta toiseen voidaan muuntaa etäisyydeksi.

Metriikka maan pinnalla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ajatellaan esimerkkinä etäisyyden mittaamista kahden Maan pinnalla olevan paikan välillä. Tämä on yksinkertainen ja käytännössä tärkeä esimerkki pallogeometriasta. Koska Maan pinta on kaksi­ulotteinen, pisteen sijainti maan pinnalla voidaan ilmaista kahdella koordinaatilla, esimerkiksi pituus- ja leveysasteella.

Euklidinen metriikka merkitsee pisteiden välisten etäisyyksien määrittämistä niiden kautta kulkevaa suoraa pitkin. Maan­pinnan tapauksessa tämä ei yleensä ole mielekästä, koska nämä suorat kulkevat maan sisä­osien kautta. Käytännössä paljon tärkeämpiä ovatkin maan pintaa pitkin mitatut etäisyydet.

Geodeettinen viiva merkitsee annetulla pinnalla lyhintä reittiä pinnan yhdestä pisteestä toiseen siten, että reitti kokonaisuudessaan on kyseisellä pinnalle. Euklidisella tasolla tällaisia viivoja ovat suorat. Pallon pinnalla ei suoria ole, mutta voidaan osoittaa, että pallon­pinnan geodeettisia viivoja ovat pallon isoympyrän kaaret, toisin sanoen sellaisten ympyröiden kaaret, jonka keski­piste on pallon keski­pisteessä. Tämän vuoksi pitkät lento­reitit pyritään yleensä linjaamaan iso­ympyröiden mukaisesti. Tavallisilla kartoilla nämä iso­ympyröitä tosin eivät yleensä vastaa suorat viivat (ellei karttaa ole tehty gnomo­nisessa projek­tiossa). Iso­ympyrääkin pitkin mitattu etäisyys on maan pinnan kaarevuuden vuoksi aina suurempi kuin Maan sisuksien kautta mitattu suora etäisyys, mutta pienillä etäi­syyk­sillä tämä ero on merki­tyk­settö­män pieni.

Tavallisissa taso­kartoissa maan­pinnan useimpia iso­ympyröitä eivät yleensä vastaa suorat viivat. On tosin olemassa sellainenkin karttaprojektio, gnomoninen projektio, jossa kaikki iso­ympyrät kuvautuvat suoriksi viivoiksi, mutta siinä kartan eri osissa on hyvin eri suuri pituus­mitta­kaava. Ei olekaan mahdollista laatia sellaista kartta­projektiota, jossa maan pinnan minkä tahansa kahden pisteen välinen geodeettinen, iso­ympyrää pitkin mitattu etäisyys olisi suoraan verrannollinen vastaavien pisteiden etäisyyteen kartalla.

Minkowskin metriikka ja intervalli[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Suppean suhteellisuusteorian mukaan aika-avaruuden pisteen (tapahtuman) välinen paikallinen etäisyys Δr ja aikaero Δt eivät ole yksikäsitteisesti määrättävissä, vaan ne riippuvat havaitsijan liike­tilasta Lorentz-muunnoksen osoittamalla tavalla. Sitä vastoin lauseke

(\Delta s)^2 = c^2 (\Delta t)^2) - (\Delta r)^2 -,

missä c on valonnopeus, on havaitsijan liike­tilasta riippumaton eli invariantti, ja sen neliöjuurta sanotaan tapahtumien välisseksi intervalliksi. Tällä tavoin aika-avaruudelle voidaan määrittää Minkowskin metriikka. Kyseessä ei kuitenkaan ole metrinen avaruus sanan tavanomaisessa matemaattisessa merkityksessä, koska Δr2 voi olla myös negatiivinen, ja lisäksi kahden eri pisteenkin välinen intervalli voi olla nolla.

Metrinen tensori[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Differentiaaligeometriassa, joka on yleisen suhteellisuus­teorian kulma­kivi, voidaan määritellä metrinen tensori, joka luonnehtii tarkasteltavaa avaruutta määrittämällä tavan, jolla etäisyydet mitataan kaikkiin mahdollisiin suuntiin. Yleinen suhteellisuus­teoria edellyttää itse asiassa neli­ulotteista metriikkaa, jossa yksi ulottuvuus vastaa aikaa, kolme muuta avaruutta varten, sillä kahden aika-avaruuden pisteen välinen intervalli on sama kaikissa vertailujärjestelmissä, vaikka avaruu­delli­set ja ajalliset etäisyydet eivät ole. Tämä merkitsee, että yleisessä suhteellisuus­teoriassa metrinen tensori ilmaisee täsmällisesti kahden tapahtuman välisen etäisyyden. Metrinen laajeneminen esiintyy, jos metrinen tensori muuttuu ajan funktiona ja erityisesti, jos sen avaruudellinen osa kasvaa ajan edetessä. Asiaa voi havain­nollis­taa kuvittele­malla, että havaitsija on kiinnitetty "avaruuteen", joka etääntyy havaittavista kohteista tyhjyyteen siten, että väli­matkat hänen ja kohteiden välillä kasvavat välissä olevan avaruuden laajetessa, vaikka kappaleilla itsellään ei ole kiihtyvyyttä. Avaruus kappaleiden välissä laajenee tai supostuu riippuen siitä, lähestyvätkö geo­deettiset viivat toisiaan vai etääntyvätkö ne toisistaan.

Koska tämä laajeneminen johtuu etäisyydet määrittelevän metriikan suhteellisista muutoksista, tätä laajenemista ja siitä seuraavaa kohteiden etääntymistä ei rajoita valonnopeus, joka erityisen suhteellisuus­teorian mukaan on suurin mahdollinen nopeus. Kaksi globaalisti toisistaan erillistä vertailu­järjestelmää voivat etääntyä toisistaan valoa nopeammin rikkomatta erityistä suhteellisuus­teoriaa, mutta aina kun näin tapahtuu, esiintyy tällaisiin tilanteisiin liittyviä havaittavia ilmiöitä kuten kosmo­logisia hori­sontteja.

Teoria ja havainnot viittaavat siihen, että maailman­kaikkeuden varhaisimmassa historiassa oli kosmisen inflaation vaihe, jolloin metriikka muuttui hyvin nopeasti, ja että tämän metriikan jäljellä oleva aika­riippuvuus on sama ilmiö, joka on havaittu Hubblen lain mukaisena laajenemisena eli kaikkien niiden kohteiden etäisyytenä, joita gravitaatio ei sido toisiinsa. Kaikkeuden laajeneminen on näin ollen tuntemamme maailman­kaikkeuden oleellinen ominaisuus, jonka vuoksi se on perustavalla tavalla eri­lainen kuin staattinen maailmankaikkeus, jonka Albert Einstein alun perin oletti kehittäessään gravitaatio­ teoriansa.

Etäisyyksien mittaaminen laajenevassa avaruudessa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

{{pääartikkeli|[[Mukana liikkuva etäisyys}} Laajenevassa avaruudessa ominais­väli­matkat ovat dynaamisia suureita, jotka muuttuvat ajan kuluessa. Ne voidaan helpommin ottaa huomioon käyttämällä mukana liikkuvia koordinaatteja, jotka poistavat tämän ilmiön vaikutuksen ja tekevät mahdolliseksi kuvailla maailmankaikkeuden eri alueita tarvitsematta käyttää metriseen laajenemiseen liittyvää fysiikkaa. Mukana liikkuvissa koordinaateissa kaikkien kohteiden väliset etäisyydet on kiinnitetty, ja aineen ja valon hetkellisen dynamiikan määrää tavan­omainen gravitaation ja sähkö­magneettisen säteilyn fysiikka. Ilmiöiden ajallista kehitystä tutkittaessa yhtälöissä on kuitenkin muiden mahdollisesti vaikuttavien tekijöiden kuten esimerkiksi gravitaation, pimeän energian ja kaarevuuden lisäksi aina otettava huomioon myös Hubblen lain mukainen laajeneminen. Kosmologisiin simulaatioihin, jotka kuvaavat merkittävää osaa maailman­kaikkeuden historiasta, on sen vuoksi otettava mukaan tällaiset ilmiöt, jotta niillä voitaisiin tehdä havaitsevaa kosmo­logiaa koskevia ennusteita.

Laajenevan maailmankaikkeuden ominaisuuksia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Laajenemisen mittaaminen ja sen nopeuden vaihtelut[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Periaatteessa maailman­kaikkeuden laajeneminen voitaisiin mitata tavallisilla mittaus­välineilläkin mittaamalla etäisyys kahden kosmo­logisella etäisyydellä toisistaan olevan kohteen etäisyys, odottamalla jonkin aikaa ja mittaamalla sitten uudestaan, mutta käytännössä on mahdotonta tehdä tarpeeksi pitkiä mittaus­laitteita, ja myös aikavälit, joiden kuluttua laajeneminen olisi mittauksilla havaittavissa, ovat liian pitkiä, jotta asia olisi havaittavissa edes useita suku­polvia myöhemmin. Avaruuden laajeneminen onkin mitattava epäsuorasti. Suhteellisuusteoria ennustaa laajenemiseen liittyviä ilmiöitä, erityisesti punasiirtymän riippuvuuden kohteen etäisyydestä Hubblen lain mukaisesti. On myös olemassa puna­siirtymästä riippumattomia keinoja, joilla kosmo­logiset etäisyydet voidaan määrittää, ja tulokset poikkeavat siitä, mikä voitaisiin odottaa, jos avaruus ei laajenisi, ja myös aineen ja energian tiheys maailman­kaikkeudessa on suurempi niillä alueilla, joista saapunut valo on ollut pisimpään matkalla.

Ensimmäiset avaruuden laajenemista koskevat mittaustulokset saatiin laadittaessa Hubblen diagrammi. Kosmisina etäisyys­tika­puina ja standardi­kynttilöinä voidaan käyttää kohteita, joiden ominainen valo­voima tunnetaan, ja niiden sekä punasiirtymän avulla avaruuden laajeneminen voidaan mitata. Toisin sanoen voidaan määrittää Hubblen vakio: H0 = 71 ± 7,1 (km/s)/Mpc.[6] Jos siis kahdesta kohteesta toinen on miljoona parsecia kauempana havaitsijasta kuin toinen, kaukaisempi niistä etääntyy 71 kilometriä sekunnissa nopeammin kuin tämä lähempänä sijaitseva.[7][8][9]

Hubblen vakio ei nimestään huolimatta pysy vakiona kautta aikojen. On olemassa maailman­kaikkeuden hiukkasiin vaikuttavia dynaamisia voimia, jotka vaikuttavat myös laajenemis­vauhtiin. Aikaisemmin oletettiin, että Hubblen vakio pienenisi gravitaatiovoimien vaikutuksesta ajan kuluessa, ja niinpä maailman­kaikkeuteen liittyy toinenkin havaittava suure, dekeleraatioparametri, jonka kosmologit olettivat olevan suoraan verrannollinen aineen tiheyteen maailman­kaikkeudessa. Kun kaksi tutkija­ryhmää mittasivat dekeleraatio­parametrin, he totesivat yllättäen sen olevan pienempi kuin nolla (itse asiassa noin -1), mikä osoittaa, että nykyään Hubblen vakio kasvaa ajan kuluessa. Kosmologit ovat antaneet tälle kiihtyvään laajenemiseen liittyvälle ilmiölle ehkä vähemmän onnistuneen nimen "kosminen nykäys" (engl. cosmic jerk.[10] Vuonna 2011 tämän ilmiön keksijöille myönnettiin Nobelin fysiikanpalkinto.[11]

Etäisyyksien mittaus laajenevassa avaruudessa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kaksi kaaviokuvaa siitä, mikä alue muodostaa osan havaittavaa maailman­kaikkeutta suurimman osan sen historiasta ja kuinka valonsäde (punainen viiva) voi kulkea 28 miljardin valo­vuoden efektiivisen etäisyyden päähän (oranssi viiva) vain 13 miljardissa vuodessa kosmologista aikaa. Kuvia voi zoomata klikkaamalla. (Mathemaattisia yksityiskohtia)

Kosmologisilla etäisyyksillä nykyinen maailman­kaikkeus on geo­metri­sesti tasainen, mikä merkitsee, että se noudattaa euklidista geometriaa, jossa yhdensuuntaisuusaksiomi pätee, joskin menneisyydessä aika-avaruus on voinut olla hyvin kaareva. Erot eri geometrioiden välillä merkitsevät, että avaruuden laajeneminen on yleisen suhteellisuus­teorian alaan kuuluva ilmiö; sitä ei voida mallintaa pelkästään suppean suhteellisuus­teorian avulla, sillä vaikka sellaisia malleja onkin voitu muodostaa, ne ovat perustavalla tavalla risti­riidassa aineen ja aika-avaruuden vuoro­vaikutuksesta saatujen havaintojen kanssa.

Oikealla on kaksi aika-avaruutta esittävää diagrammia, jotka kuvaavat maailman­kaikkeuden geometriaa suuressa mitta­kaavassa kosmologisen ΛCDM-mallin mukaisesti. Paikka­ulottuvuuksista kaksi on jätetty huomioon ottamatta, ja jäljellä ovat yksi paikka­ulottuvuus, joka kasvaa kartion laajetessa, ja yksi aikaulottuvuus, joka etenee "ylös" kartion pintaa pitkin. Dia­grammin kapea ympyrän­muotoinen pää vastaa kosmo­logista aikaa 700 miljoonaa vuotta alku­räjähdyksen jälkeen, leveä pää taas kosmo­logista aikaa 18 miljardia vuotta alku­räjähdyksen jälkeen, ja kuvan reunojen mutkista voidaan havaita hetki, jolloin alkoi kiihtyvä laajeneminen, mallia lopulta hallitseva piirre. Ruudukon purppuran­väliset viivat vastaavat tiettyjä kosmologisia ajankohtia miljardin vuoden välein. Ruudukon sinivihreät viivat vastaavat mukana liikkuvaa etäisyyttä, nykyaikaa vastaavalla kohdalla miljardin valo­vuoden välein, mutta tämä etäisyys kasvaa ajan myötä eli siirryttäessä kaavioissa kohti leveämpää reunaa. On huomattava, että viivojen kiertyminen on vain seurausta siitä, millä tavoin kaavio on havainnolli­suuden vuoksi piirretty tasolle, eikä sillä itsessään ole mitään fysi­kaalista merkitystä; avaruus ei tällä tavoin kierry itsensä ympäri.

Diagrammin ruskea viiva tarkoittaa Maan maailmanviivaa, tai varhaisimpien aikojen osalta sen aineen, josta Maa myöhemmin muodostui. Keltainen viiva on kaukaisimman tunnetun kvasaarin maailman­viiva. Punainen viiva on reitti, jota pitkin kvasaarista 13 miljardia vuotta sitten lähtenyt valo nykyisin saavuttaa Maan. Oranssi viiva osoittaa Maan ja kvasaarin nykyistä etäisyyttä, joka on noin 28 miljardia valovuotta, ja on huomattava, että tämä on suurempi kuin maailman­kaikkeuden ikä kerrottuna valon­nopeudella.

Yleisen suhteellisuus­teorian ekvi­valenssi­peri­aatteen mukaan suppean suhteellisuus­teorian säännöt ovat paikallisesti voimassa pienillä aika-avaruuden alueilla, jotka ovat liki­main tasaisia. Erityisesti valo etenee paikallisesti aina nopeudella c; oheisessa diagrammissa etäisyys­asteikot on yleisen käytännön mukaisesti laadittu siten, että valon­säteet muodostavat aina 45 asteen kulman ruudukon viivojen kanssa. Tästä ei kuitenkaan seuraa, että valo aina kulkisi etäisyyden ct ajassa t, kuten punainen maailman-viiva osoittaa. Vaikka se aina lokaalisti etenee nopeudella c, sen kulkuaika, noin 13 miljardia vuotta, ei ole missään yksin­kertaisessa suhteessa etäisyyteen, koska maailman­kaikkeus laajenee samaan aikaan kun valonsäde kulkee avaruuden ja ajan halki. Itse asiassa kuljettu matka ei etäisyyksien muuttumisen vuoksi edes ole yksi­käsitteisesti määriteltävissä. Voidaan kuitenkin valita kaksi etäisyyttä, jotka näyttävät olevan fysikaalisesti merkityksellisiä: kvasaarin ja Maan välinen etäisyys sillä hetkellä kun valo lähti kvasaarista, ja niiden etäisyys tällä hetkellä. Nämä saadaan ottamalla poikki­leikkaus kartiossa suunnassa, joka määriteltiin vastaamaan paikallista etäisyyttä. Edellinen etäisyys on noin 4 miljardia valo­vuotta, paljon pienempi kuin ct, koska avaruus on valon lähtemisen jälkeen laajentunut; täten valolta on matkaan kulunut aikaa enemmän kuin jos laajenemista ei tapahtuisi. Jälkimmäinen etäisyys, jota osoittaa oranssi viiva, on noin 28 miljardia valo­vuotta, paljon suurempi kuin ct. Jos laajeneminen nyt yhtäkkiä pysähtyisi, valolta kuluisi tästedes aikaa 28 miljardia vuotta matkaan Maasta kvasaariin tai päin­vastoin, mutta jos laajeneminen olisi pysähtynyt aikaisemmin, se saattaisi kestää vain 4 miljardia vuotta.

Valon matka kvasaarista Maahan kesti siis paljon kauemmin kuin 4 miljardia vuotta, vaikka se lähti vain 4 miljardin valovuoden päästä, ja itse asiassa Maahan saapunut valo lähti kvasaarista alun perin pois­päin, sillä kuluneen ajan muutaman ensimmäisen miljardin vuoden ajan etäisyys kasvoi suhteellisena kosmologiseen aikaan ja alun perin avaruus laajeni Maan ja kvasaarin välillä valoa nopeammin. Mikään näistä yllättävistä seikoista ei ole aiheudu metrisen laajenemisen erityisistä ominaisuuksista vaan pelkästään erityisen suhteellisuus­teorian lokaaleista peri­aatteista integroituina kaarevan pinnan yli.

Laajenevan avaruuden topologia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Graafinen esitys maailman­kaikkeuden laajenemisesta inflaatio­vaiheessa. Metriikan tavaton laajeneminen näkyy vasemmalla olevassa kaaviossa. Se saattaa olla sekaannuttava, koska avaruuden laajeneminen näyttää siltä kuin se laajenisi ympärillä olevaan tyhjään tilaan. Näin on kuitenkin tehty vain asian havainnollistamiseksi; se ei kuulu laajenemista kuvaaviin fysikaalisiin malleihin.

Ajan kuluessa maailman­kaikkeuden muodostava avaruus laajenee. Vaikka sanoja avaruus ja maailmankaikkeus toisinaan käytetään samaa tarkoittavina, tässä yhteydessä niillä on eri merkitys. Tässä avaruus on matemaattinen käsite, joka tarkoittaa kaikkien pisteiden muodostamaa kolmi­ulotteista monistoa, kun taas maailman­kaikkeudella tarkoitetaan kaikkea, mikä on olemassa, mukaan luettuna avaruudessa oleva aine ja energia, säieteorian mukaiset mahdolliset ylimääräiset ulottuvuudet ja aika, jonka kuluessa eri ilmiöt tapahtuvat. Avaruuden laajeneminen koskee vain tähän kolmi­ulotteista monistooa; toisin sanoen sitä käsiteltäessä ei tarvitse ottaa huomioon mahdollisia yli­määräisiä ulottuvuuksia tai ulko­puolista maailman­kaikkeutta.[12]

Avaruuden lopullinen topologia on määritettävissä vain a posteriori, havaintojen perusteella, koska ei ole olemassa sellaisia ehdottomia edellytyksiä, joiden nojalla voitaisiin päätellä a priori, onko fysikaalinen avaruus esimerkiksi yhdesti yhtenäinen tai kompakti. Vaikka jotkin kosmo­logiset mallit kuten Gödelin maailmankaikkeus sallivat jopa eris­kummallisia, itsensä leikkaavia maailman­viivoja, lopulta kysymys siitä, elämmekö jonkin­laisessa "Pac-Man-avaruudessa", jossa riittävän kauas tiettyyn suuntaan matkattaessa palaisimme lopulta lähtö­paikkaamme, on empiirinen kysymys, joka on tai ei ole ratkaistavissa riippuen koko maailman­kaikkeuden geo­metriasta. Toistaiseksi havainnot ovat sopusoinnussa sen käsityksen kanssa, että avaruus on ääretön ja yhdesti yhtenäinen, vaikka emme kykenekään selvittämään, ovatko kosmologiset horisontit yksin­kertaisen vai mutkikkaampien ehdotettujen mallien mukaiset. Maailman­kaikkeus saattaa olla mitta­suhteiltaan ääretön tai äärellinen, mutta havainnot, joiden pohjalta kosminen inflaatio on päätelty, viittaavat myös siihen, että "maailmankaikkeus koko­nai­suu­des­saan" on paljon laajempi kuin havaittava maailmankaikkeus, ja siten mitkään reunat tai epä­tavalliset geo­metriat tai topo­logiat eivät ole suoraan havaittavissa, koska valo ei ole vielä ehtinyt kulkea niin pitkiä matkoja, joilla sellaiset ilmiöt, jos niitä esiintyy, ovat yhä mahdollisia. Käytännön kannalta voidaan hyvällä syyllä otaksua, että maailman­kaikkeus on avaruudellisilta ulottuvuuksiltaan ääretön eikä sillä ole reunaa tai tavan­omaisesta käsityksestä poikkeavia yhtenäisyys­ominaisuuksia.[13]

Kysymys siitä, mihin maailman­kaikkeus laajenee, on merkityksetön riippumatta siitä, minkä muotoinen maailman­kaikkeus kokonaisuudessaan on, eikä siihen ole tarpeen vastata. Tapa, jolla maailman­kaikkeuden avaruus on määritelty, ei millään tavoin edellytä, että sen lisäksi olisi jokin ulko­puolinen avaruus tai "hyper­avaruus", johon se laajenee, koska ääretön avaruus pysyy laajetessaankin äärettämänä. Suurella varmuudella kuitenkin tiedetään, että avaruutemme monisto on ominaisuuksiltaan sellainen, että etäisyys kohteiden välillä kasvaa ajan kuluessa. Tästä aiheutuvat jäljempänä kerrotut metriseen laajenemiseen liittyviä havaittavat seuraukset. Tässä suhteessa havain­nollis­tukset, joissa maailman­kaikkeus laajenee kuplan tavoin ulko­puoliseen tyhjyyteen, ovat harhaan­johtavat. Ei ole mitään syytä olettaa, että laajenevalla maailman­kaikkeudella olisi jokin "ulko­puoli", johon se laajenee.

Vaikka avaruuden laajuus olisikin ääretön eikä maailman­kaikkeus sikäli voisi tulla enää "suuremmaksi", sen voidaan kuitenkin sanoa laajenevan, koska paikallisesti etäisyydet kohteiden välillä kasvavat. Laajetessaankin avaruus pysyy äärettömänä.

Laajenemisen vaikutukset pienillä etäisyyksillä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Avaruuden laajenemista kuvataan toisinaan voimana, joka työntäisi kappaleita pois­päin toisistaan. Vaikka tämä kuvaakin hyvin kosmo­logisen vakion vaikutusta, se ei kuvaa laajenemis­ilmiötä yleisemmin oikealla tavalla. Suuren osan maailman­kaikkeuden historiasta laajenemista on yllä­pitänyt pää­asiassa inertia. Hyvin varhaisessa maailman­kaikkeudessa aine­hiukkaset lensivät toisistaan erilleen tuntematto­mista syistä, todennäköisesti kosmisen inflaation vaikutuksesta, ja tämä liike on yksin­kertaisesti jatkunut, vaikkakin gravitaation vaikutuksesta jatkuvasti yhä hitaammin.

Paitsi että gravitaatio hidastaa laajenemista, se myös keskittää ainetta tähdiksi ja galakseiksi. Kun tällaiset kohteet ovat muodostuneet ja gravitaatio pitää niissä koossa, ne jäävät ikään kuin laajenemisen ulko­puolelle eivätkä ne itse laajene kosmo­logisen metriikan muutoksen vaikutuksesta, sillä mikään voima ei saa niitä niin tekemään.

Maailmankaikkeuden inertiaalisella laajenemisella ja lähekkäisten kappaleiden inertiaalisella etääntymisellä toisistaan tyhjiössä ei ole eroa; edellinen on sama ilmiö kuin jälkimmäinen­kin, mutta laajemmissa mitta­suhteissa.

Kun kappaleet gravitaation vaikutuksesta ovat sidoksissa toisiinsa, ne eivät enää etäänny toisistaan. Itse asiassa Andromedan galaksi, jonka gravitaatio sitoo Linnunradan galaksiin, lähestyy meitä eikä etäänny. Paikalliseen ryhmäämme kuuluvien galaksien välinen gravitaatio­vuoro­vaikutus on muuttanut siihen kuuluvien kappaleiden inertiaalista liikettä siten, että kosmologinen laajeneminen ei sen sisällä vaikuta. Paikallisen ryhmän ulkopuolella inertiaalinen laajeneminen on mitattavissa, vaikka systemaattiset gravitaatio­ilmiöt merkitsevätkin sitä, että yhä laajemmat osat avaruutta tulevat jäämään pois "Hubblen virrasta" ja muodostavat lopulta sidottuja, laajenemattomia galaksien superjoukkoja. Tällaiset tulevat tapahtumat voidaan ennustaa, jos tunnetaan tarkoin, kuinka Hubblen virta muuttuu sekä niiden kappaleiden massat, jotka aikanaan sitoutuvat gravitaation vaikutuksesta toisiinsa. Nykyisin Paikallista ryhmäämme vetää gravitaatio­voimilla puoleensa joko Shapleyn superjoukko tai "Suuri attraktori", joihin galaksimme tulisi lopulta liittymään, ellei pimeä energia vaikuttaisi, eivätkä nämä sen jälkeen enää etääntyisi meistä.

Siitä, että metrinen laajeneminen vastaa inertiaalista liikettä, seuraa, että paikallisesti aineen "purkautumista" tyhjiöön voidaan kuvata FLRW-geometrialla, samalla joka kuvaa koko maailman­kaikkeuden laajenemista ja joka oli myös yksin­kertaisemman Milnen maailman­kaikkeuden pohjana, jossa gravitaation vaikutusta ei otettu huomioon. Erityisesti yleinen suhteellisuus­teoria ennustaa, että valo edelleen liikuu nopeudella c laajenevassa avaruudessa olevan aineen suhteen.

Tilanne muuttuu jonkin verran, kun malliin lisätään pimeä energia tai kosmologinen vakio. Tyhjiön energia­tiheydestä aiheutuva kosmo­loginen vakio vaikuttaa ikään kuin kappaleiden välillä olisi hylkimisvoima, joka olisi suoraan (ei siis kääntäen) verrannollinen niiden etäisyyteen. Toisin kuin inertia, se aktiivisesti "työntää" toisistaan pois­päin kappaleita, jotka gravitaatio sitoo yhteen, ja jopa yksittäisiä atomeja. Kuitenkaan se ei saa kappaleita jatkuvasti laajenemaan tai hajoamaan; elleivät ne pysy hyvin löyhästi koossa, ne yksinkertaisesti asettuvat tasa­paino­tilaan, jossa ne vievät hieman enemmän tilaa kuin muutoin veisivät, mutta ero on niin pieni, ettei se ole havaittavissa. Kun maailman­kaikkeus laajenee ja aine siinä tulee harvemmaksi, gravitaatio­voimat heikkenevät, sillä ne ovat verrannollisia tiheyteen, kun taas kosmo­loginen työntämis­voima vahvistuu; täten ΛCDM-maailman­kaikkeuden lopullinen kohtalo on laajeta yhä nopeammin sen tiheyden pienetessä. Paikallisesti maailman­kaikkeuden kiihtyvän laajenemisen ainoa havaittava vaikutus kuitenkin on kaukaisten galaksien etääntyminen ja siitä aiheutuva punasiirtymä; gravitaation koossa pitämät kohteet kuten Linnun­rata eivät laajene, ja Andromedan galaksi lähestyy meitä siinä määrin nopeasti, että noin kolmen miljardin vuoden kuluttua se ja Linnun­radan galaksi yhdistyvät, ja on myös toden­näköisestä, että yhdistynyt super­galaksi lopulta yhdistyy Neitsyen galaksijoukkoon. Sitä vastoin kaukaisemmat galaksit etääntyvät yhä nopeammin, ja lopulta niiden valo puna­siirtyy näkyvän valon aallon­pituus­alueen ulko­puolelle.

Skaalatekijä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Perustavalla tasolla maailman­kaikkeuden laajeneminen on maailman­kaikkeuden laajimpia mitta­suhteita koskeva ilmiö. Kosmologisilla etäisyyksillä toisistaan olevien pisteiden etäisyys kasvaa ajan kuluessa, mikä saa aikaan jäljempänä kuvailtuja seurauksia. Tätä maailman­kaikkeuden ominaisuutta voidaan luonnehtia yhdellä parametrilla, jota sanotaan skaalatekijäksi. Se on ajan funktio, ja joka hetki sillä on sama arvo koko avaruudessa. Olisikin kosmo­logisen peri­aatteen vastaista, että se olisi myös paikan funktio. Tavanomaisesti skaala­tekijä määritellään niin, että sen nykyinen arvo on 1, ja koska maailman­kaikkeus laajenee, skaala­tekijä oli menneinä aikoina pienempi kuin 1, tulevina aikoina suurempi. Ekstra­polomalla joitakin kosmologisia malleja ajassa taaksepäin päädytään lopulta hetkeen, jolloin skaala­tekijä oli nolla; nykyisen kosmo­logisen tietämyksen mukaan näin oli 13,798 ± 0,037 miljardia vuotta sitten. Jos maailman­kaikkeuden laajeneminen jatkuu ikuisesti, skaala­tekijä kasvaa rajatta. Peri­aatteessa ei ole mitään syytä, miksi laajenemisen olisi välttämättä oltava monotonista, ja onkin olemassa malleja, joissa skaala­tekijä jossakin vaiheessa tule­vai­suudessa alkeaa pienetä. Tällöin maailman­ kaikkeuden laajeneminen lakkaisi ja se alkaisi supistua.

Muita laajenemisen havainnollistuksia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Avaruuden laajenemista havain­nollis­te­taan usein malleilla, jotka näyttävät vain avaruuden koon tietyllä hetkellä ja jättävät aika­ulottuvuuden implisiittisesti pääteltäväksi.

"Muurahainen kuminauhalla" -mallissa kuvitellaan, että pistemäiseksi idealisoitu muurahainen kulkisi vakio­nopeudella täysin kimmoista ja jatkuvasti venyvää nauhaa pitkin. Jos nauhaa venytetään ΛCDM-skaala­tekijän mukaisesti ja ajatellaan muurahaisen liikkuvan valon­nopeudella, tämä analogia on numeerisesti osuva: muurahaisen paikka kullakin ajan­hetkellä vastaa punaista viivaa edellä olevassa diagrammissa.

"Kumilevymallissa" nauha korvataan litteällä kaksi­ulotteisella kumil­evyllä, joka laajenee yhtä lailla kaikkiin suuntiin. Toisen paikka­ulottuvuuden lisääminen tekee paremmin mahdolliseksi kuvata avaruuden geometrian paikallisia poikkeamia levyn paikallisen kaarevuuden avulla.

"Ilmapallomallissa" litteä levy on korvattu ilma­pallolla, joka laajenee puhallettaessa. Ilma­pallolla on positiivinen Gaussin kaarevuus, vaikka havainnot viittaavat siihen, että todellinen maailman­kaikkeus on avaruudellisesti laakea, mutta tämä epä­yhteen­sopivuus voidaan poistaa olettamalla, että ilma­pallo on hyvin suuri niin, että sen pinta on havainto­tarkkuuden rajoissa tasainen. Tämä vertaus on mahdollisesti harhaanjohtava, koska se virheellisesti antaa ymmärtää, että alku­räjähdys tapahtui ilmapallon keski­pisteessä. Itse asiassa muut kuin ilma­pallon pinnalla olevat pisteet eivät merkitse tässä havainnollistuksessa mitään, vaikka ilma­pallo olisikin aikaisemmin ollut niiden kohdalla.

Rusinapullamallia esittävä animaatio. Kun pullan paksuus ja leveys kaksin­kertaistuvat, myös etäisyydet rusinoiden välillä kaksin­kertaistuvat.

"Rusinapullamallissa" kuvitellaan rusina­pulla­taikinan laajenevan uunissa. Taikina, joka vastaa avaruutta kokonai­suu­dessaan, laajenee, mutta rusinat, jotka kuvaavat gravitaation koossa pitämiä systeemejä, eivät laajene, ne vain etääntyvät toisistaan.

Kaikkiin näihin havainnollis­tuksiin liittyy se ongelma, että ne edellyttävät ulko­puolista voimaa, joka vaikuttaa "avaruuteen" koko ajan, jotta se laajenisi. Toisin kuin todellinen kosmo­loginen aine, kumi­levyt ja pulla­taikinat pysyvät koossa sähkö­magneettisten sidos­voimien vaikutuksesta eivätkä ne itsessään jatka laajemista mahdollisen alku­vetäisyn jälkeen.

Teoreettinen perusta ja ensimmäiset todisteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hubblen laki[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Teknisesti avaruuden metrinen laajeneminen on yleisen suhteellisuus­teorian Einsteinin kenttä­yhtälöiden monien ratkaisujen ominaisuus, ja etäisyys mitataan Lorentzin intervallin avulla. Tämä selittää havainnot, joiden mukaan kaukaisemmat galaksit etääntyvät meistä nopeammin kuin lähemmät. Tämä säännön­mukaisuus tunnetaan Hubblen lakina.

Kosmologinen vakio ja Friedmannin yhtälöt[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ensimmäiset yleisen suhteellisuus­teorian mukaiset mallit ennustivat, että maailman­kaikkeus on dynaaminen ja että siinä oleva aine ei laajenisi vaan päin vastoin kutistuisi kokoon gravitaation vaikutuksesta. Einsteinin ensimmäinen ehdotus tämän ongelman ratkaisuksi oli kosmo­logisen vakion lisääminen hänen teoriaan niin, että se kumoaisi kutistumisen ja saisi aikaan staattista maailman­kaikkeutta vastaavan ratkaisun. Mutta vuonna 1922 Alexander Friedman johti joukon yhtälöitä, Friedmannin yhtälöt, jotka osoittivat, että maailman­kaikkeus saattaisi laajeta ja joista laajenemis­nopeuskin voitiin laskea.[14] Edwin Hubblen havainnot vuodelta 1929 viittasivat siihen, että kaikki kaukaiset galaksit näyttivät liikkuvan meistä poispäin, mikä sai monet tiede­miehet hyväksymään ajatuksen, että maailman­kaikkeus laajenee.

Hubblen päätelmät laajenemisvauhdista[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Vaikka avaruuden metrinen laajeneminen voitiin päätellä Hubblen vuonna 1929 tekemistä havainnoista, Hubblea askarrutti kysymys siitä, mitä hänen mittaamastaan laajenemis­vauhdista seuraa:

»"… jos puna­siirtymä ei pää­asiassa johdu nopeudesta … nopeuden ja etäisyyden välinen suhde on lineaarinen ja nebulat jakautuvat avaruuteen tasaisesti, ei ole mitään todisteita laajenemisesta, ei jälkeäkään kaarevuudesta, ei rajoituksia aika-asteikolle ... ja löydämme itsemme luonnon yhden meille edelleen tuntemattoman peri­aatteen ääreltä … kun taas jos puna­siirtymät johtuvat nopeuksista, laajenemis­mallit ovat kerta kaikkiaan risti­riidassa tekemiemme havaintojen kanssa … laajenemis­mallit ovat havainto­tulosten väkinäisiä tulkintoja. »

»"[Jos punasiirtymät ovat Dopplerin siirtymiä] … havainnot sellaisina kuin ne ovat johtavat anomaliaan, sillä niiden mukaan maailman­kaikkeus olisi suljettu, omituisen pieni ja tiheä, ja voidaan lisätä, epäilyttävän nuori. Toisaalta jos punasiirtymät eivät ole Dopplerin ilmiöitä, nämä anomaliat katoavat ja havaittu alue osoittautuu pieneksi, homogeeniseksi mutta häviävän pieneksi osaksi maailman­kaikkeudesta, joka ulottuu määrittele­mättö­män kauas sekä paikassa että ajassa."»
(E. Hubble, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 97, 506, 1937 [15])

Itse asiassa Hubblen oli oikeassa epäillessään, ettei maailman­kaikkeus ollut niin pieni, tiheä ja nuori kuin mihin havainnot viittasivat. Myöhemmät tutkimukset osoittivat, että Hubble oli luullut kaukaisia HII-alueita kefeideiksi eikä hän myöskään ollut tuntenut eroa kefeidien ja heikko­valoisten RR Lyrae-tähtien kanssa, mistä aiheutuneen kalibrointi­virheen vuoksi hän oli saanut Hubblen vakiolle arvoksi noin 500 km/s/Mpc, vaikka sen todellinen arvo on noin 71 nbsp;km/s/Mpc.[6] Tämä Hubblen vakion liian suuri arvo antoi maailmankaikkeuden iäksi noin 2 miljardia vuotta, mikä on pienempi kuin Maan ikä, ja galaksien havaitun tiheyden ekstrapolointi nopeasti laajenevaan maailmankaikkeuteen johti samassa suhteessa liian suureen aineen keskimääräiseen tiheyteen. Tämä tiheys oli niin suuri, että sen vaikutuksesta maailman­kaikkeuden geometria olisi suljettu, mistä seuraisi myös loppurysäys vastaavan aika-asteikon rajoissa. Kun nämä virheet 1950-luvulla saatiin korjatuiksi, Hubblen vakion uusi pienempi arvo oli sopu­soinnussa vanhempaa maailman­kaikkeutta koskevien oletusten kanssa ja tiheys oli lähellä sitä, mitä geometrisesti laakea maailman­kaikkeus edellytti.[16]

Inflaatio laajenemisen selityksenä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ennen kuin 1980-luvulla kehitettiin kosmisen inflaation mallit, ei osattu selittää, miksi maailman­kaikkeus laajenee. Nämä mallit osoittivat laajenemisen tyhjiön hajoamisesta aiheutuvaksi ilmiöksi. Laajeneminen voidaan nyt selittää sen inflatorisen hajoamisprosessin yksityiskohtien avulla, joka tapahtui maailmankaikkeuden ensimmäisen 10-32 sekunnin aikana.[17] Inflaation aikana metriikka kasvoi ekspo­nenti­aali­sesti, mikä sai atomia pienemmän avaruuden alueen laajenemaan läpimitaltaan 100 miljoonan valo­vuoden laajuiseksi vastaavan pituisessa ajassa kuin silloin oli kulunut kaikkeuden alusta, noin 10-32 sekunnissa.

Maailmankaikkeus laajenee kaikkiin suuntiin Hubblen vakion määrittämällä nopeudella. Hubblen vakio voi kuitenkin muuttua ajan kuluessa riippuen tiheys­parametrin (O) arvosta. Ennen pimeän energian löytöä uskottiin, että aine olisi maailman­kaikkeudessa hallitsevassa asemassa, ja niinpä O tässä kuvaajassa vastaa aineen tiheyden suhdetta kriittiseen tiheyteen (\Omega_m).

Etäisyyden mittaaminen metrisessä avaruudessa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Laajenevassa avaruudessa etäisyys on dynaaminen, ajan mukana muuttuva suure. On useita tapoja, etäisyys­mittoja, joilla etäisyys voidaan määritellä kosmo­logiassa, mutta nykyiset tähti­tieteilijät käyttävät tavallisesti mukana liikkuvaa etäisyyttä.

Metriikka määrittää etäisyyden vain läheisten, niin sanottujen "lokaalien" pisteiden välisen etäisyyden. Jotta etäisyys voidaan määrittää mieli­valtaisen kaukaana toisistaan oleville pisteille, on pisteiden lisäksi määritettävä myös tietty käyrä, aika-avaruuden intervalli, joka yhdistää ne toisiinsa. Pisteiden välinen etäisyys saadaan tällöin määrittämällä tämän käyrän pituus kolmiulotteisessa avaruudessa. Mukana liikkuva etäisyys saadaan, kun tällaiseksi käyräksi valitaan käyrä, jonka kohdalla kosmologinen aika on vakio. Käytännössä mukana liikkuvaa etäisyyttä ei voida suoraan mitata Maasta käsin tehdyillä havainnoilla. Kaukaisten kohteiden etäisyyksien määrittämiseksi tähti­tieteilijät mittaavat yleensä standardi­kynttilöiden luminosi­teetin taikka kaukaisten galaksien puna­siirtymä­kertoimen 'z' ja muuntavat nämä mittaus­tulokset sitten etäisyyksiksi jonkin tietyn aika-avaruuden mallin, esimerkiksi lambda-CDM-mallin avulla. Itse asiassa juuri tällaisten mittausten avulla todettiin, ettei mikään viittaa siihen, että laajeneminen olisi hidastumassa.

Havaintoihin perustuvat todisteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kaavio maailmankaikkeuden laajenemisesta ja vaikutelmasta, että kaikki galaksit liikkuisivat poispäin jostakin tietystä galaksista. Ilmiö on suhteellinen havaitsijaan. Ruudokko t1 esittää aikaisempaa hetkeä, jolloin galaksit ovat lähempänä toisiaan kuin myöhemmällä hetkellä t2. Kaavion jokainen osa kuvaa punaisten galaksien liikettä vertailukohteina käytettävien valkoisten galaksien suhteen. Siniset ja vihreät täplät osoittavat, mitkä galaksit eri kaavioissa ovat samoja (kiinteä keskipiste) kuin seuraavassa kaaviossa. t tarkoittaa aikaa.

Maailmankaikkeuden malleja kehittäneet teoreettiset kosmologit ovat ottaneet työnsä lähtö­kohdaksi muutamia järkeen­käypiä oletuksia. Niiden avulla he ovat johtaneet malleja, joissa avaruuden metrinen laajeneminen on uskottava ilmiö. Tärkeimmät näistä oletuksista ovat:

Huolellisilla kokeilla on tutkittu, ovatko nämä oletukset päteviä ja havaintojen mukaisia. Havaitseva kosmologia on antanut varsin vakuuttavia todisteita, jotka tukevat näitä oletuksia.

  • Hubble osoitti, että kaikki riittävän kaukaiset galaksit ja muut tähtitieteteelliset kohteet etääntyvät meistä, kuten yleisen laajenemisen perusteella oli odotettavissakin.[18] Määrittämällä avaruuden kaukaisten kohteiden sähkömagneettisten spektrien punasiirtymät hän osoitti, että kaikki kohteet etääntyvät meistä ja että niiden nopeus on verrannollinen etäisyyteen, mikä on metrisen laajenemisen ominaisuus. Myöhemmät tutkimukset ovat myöhemmin osoittaneet, että laajeneminen on äärimmäisen iso­trooppista ja homo­geenista, toisin sanoen mikään paikka ei ole erikoisasemassa "keskuksena", vaan laajeneminen näyttää yleiseltä ja mistään tietystä keski­pisteestä riippumattomalta.
  • Tutkimukset, jotka puna­siirtymien avulla on tehty maailman­kaikkeuden laaja-alaisesta rakenteesta, on löydetty ylä­raja, jota suuremmissa mitta­suhteissa maailman­kaikkeus näyttää olevan kaikkialla saman­lainen. Ennen tällaisia havaintoja maailman­kaikkeus vaikutti koostuvan toinen toisiaan suuremmista keskittymistä, joita olivat galaksit, galaksi­joukot ja super­joukot, eikä se näiden sisällä näyttänyt lainkaan iso­trooppiselta tai homo­geeniselta. Tiettyä rajaa suuremmissa mitta­suhteissa tällaisia keskittymiä ei enää ole, vaan super­joukot ovat tasaisesti levittäytyneet avaruuteen.
  • Gammapurkauksia ja super­novia havaitaan pitkällä aika­välillä yhtä paljon kaikilla suunnilla, mikä sekin tukee kosmologista periaatetta.
  • Kopernikaanista periaatetta ei voitu vakuuttavasti todentaa kosmo­logisilla etäisyyksillä, ennen kuin kosmisen tausta­säteilyn vaikutukset kaukaisiin astro­fysikaalisiin systeemeihin kyettiin mittaamaan. Ryhmä Euroopan eteläisen observa­torion tähtitieteilijöitä mittasi kaukaisen, tausta­säteilyn kanssa termisessä tasa­painossa olevan galaksien välisen pilven lämpötilan ja havaitsi tämän tausta­säteilyn lämpö­tilan olleen menneinä aikoina huomattavasti nykyistä korkeampi. Havaintojen tulokset julkaisiin Nature-lehdessä joulukuussa 2000.[19][20] Kosmisen mikro­aalto­säteilyn kaikkialla yhtäläinen viileneminen miljardien vuoksien kuluessa on vahva ja suora havaintoihin perustuva todiste metrisestä laajenemisesta.

Sitä, että fysiikan lait ovat samat kaikissa paikoissa ja kaikkina aikoina, on viime aikoihin saakka pidetty perustavana filosofisena oletuksena, ja se on nyt havaintojenkin perusteella varmistettu siltä osin kuin havaintoja tapahtumista eri aikoina ja eri paikoissa on voitu tehdä.

Vaihtoehtoisia selityksiä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Vaihtoehtona laajenevan maailman­kaikkeuden mallille on esitetty teorioita, joiden mukaan kaukaisten galaksien valon yleinen puna­siirtymä ei johtuisikaan niiden etääntymisestä vaan eri­laisista vuoro­vaikutus­prosesseista, joissa niistä saapunut valo on matkan varrella menettänyt energiaansa. Ongelmana tällaisissa ns. väsyneen valon teorioissa kuitenkin on, että tällaiset Comptonin ilmiön kaltaiset prosessit ilmeisestikin saisivat valon kulku­suunnankin muuttumaan, jolloin nämä galaksit näkyisivät sumeammin kuin ne todellisuudessa näkyvät.[21] Lisäksi galaksien etäisyyksiä on kyetty määrittämään myös puna­siirtymästä riippumattomin menetelmin, eikä puna­siirtymän havaittu riippuvuus etäisyydestä tue väsyneen valon teorioita.[22]

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Arthur Eddington: The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900-1931''. Press Syndicate of the University of Cambridge, 1933.
  • Andrew R. Liddle, David H. Lyth: Cosmological Inflation and Large-Scale Structure''. Cambridge University Press.
  • Scientific American, maaliskuu 2005. Artikkelin verkkoversio.
  • Delo E. Mook, Thomas Vargish: Inside Relativity. Princeton University Press, 1991.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. astro-ph/0310808 Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe Viitattu 9.5.2014.
  2. The Expansion of Space: Free Particle Motion and the Cosmological Redshift Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.
  3. The kinematic origin of the cosmological redshift Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.
  4. The Root of Conceptual Problems of the Cosmological Physics Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.
  5. A diatribe on expanding space Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.
  6. a b Kari Enqvist: ”Kuuma alkuräjähdys”, Johdatus suhteellisuusteoriaan, s. 97. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 2011. ISBN 978-952-5329-97-1.
  7. Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus NASA. Viitattu 9.5.2014.
  8. NASA's Hubble Rules Out One Alternative to Dark Energy NASA. Viitattu 9.5.2014.
  9. The Astrophysical Journal, 2011-04-01, nro 730.
  10. A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe. New York Times, 11.10.2003. Artikkelin verkkoversio.
  11. The Nobel Prize in Physics 2011 Viitattu 7.4.2014.
  12. P. J. E. Peebles: Principles of Physical Cosmology, s. 73. Princeton University Press, 1993.
  13. http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=274
  14. Über die Krümmung des Raumes. Z. Phys, 1922, s. 377–386.
  15. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1937MNRAS..97..506H&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=427d1954a200670
  16. http://www.jstor.org/stable/10.1086/316324
  17. The Inflatory Universe (Alan Guthin haastattelu) 19.11.2002. Edge.org.
  18. Hubble, Edwin, "A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae" (1929) Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, Volume 15, Issue 3, pp. 168-173 (Artikkeli kokonaisuudessaan, PDF)
  19. The microwave background temperature at the redshift of 2.33771. Nature, joulukuu 2000. Artikkelin verkkoversio.
  20. lehdistötiedote
  21. Erros in Tired Light Cosmology Viitattu 14.5.2014.
  22. The Tolman Surface Brightness Test for the Reality of the Expansion. IV. A Measurement of the Tolman Signal and the Luminosity Evolution of Early-Type Galaxies 29.6.2001. Cornell University Library. Viitattu 14.5.2014.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Käännös suomeksi
Tämä artikkeli tai sen osa on käännetty tai siihen on haettu tietoja vieraskielisen Wikipedian artikkelista.
Alkuperäinen artikkeli: en:Metric expansion of space