Maailmankaikkeus

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Maailmankaikkeus (lat. universum[1]) eli universumi tarkoittaa avaruuden ja siinä olevan aineen ja energian muodostamaa kokonaisuutta, tai todellisuutta.[2] Maailmankaikkeutta määriteltäessä on tärkeää erottaa toisistaan havaittava maailmankaikkeus ja koko maailmankaikkeus. Havaittava maailmankaikkeus tarkoittaa maailmankaikkeuden näkyvää osaa. Havaittava maailmankaikkeus on alue jolta tuleva valo saavuttaa Maan. Havaittavan maailmankaikkeuden halkaisijaksi on arvioitu 93 miljardia valovuotta.[3] Kaikki tieto maailmankaikkeudesta perustuu havaittavaan maailmankaikkeuteen. Maailmankaikkeutta voi tutkia, mutta koko maailmankaikkeuden kokoa ei voi havaita. Koko maailmankaikkeudesta on kuitenkin mahdollista luoda teoreettisia malleja, esimerkiksi alkuräjähdysteoria. Kaikkeuden syntyä, rakennetta ja kehitystä tutkiva tieteenala on nimeltään kosmologia.

Alkuräjähdysteoria on käsitys maailmankaikkeuden synnystä ja kehityksestä. Teorian mukaan maailmankaikkeus syntyi äärimmäisen tiheästä ja kuumasta tilasta noin 13,82 miljardia vuotta[4][5] (=13,82 Ga) sitten ja on siitä lähtien laajentunut jatkuvasti. Mittaukset ovat vahvistaneet tätä teoriaa. Maailmankaikkeuden lopullisesta tulevaisuudesta ei olla toistaiseksi päästy selvyyteen. Tiedetään kuitenkin, että maailmankaikkeuden alun perin hidastuva laajenemistahti on muuttunut kiihtyväksi joitain miljardeja vuosia sitten. Todennäköisesti tulevaisuudessa maailmankaikkeus laajenee kiihtyvästi kohti aina vain viileämpää ja harvempaa olotilaa, mikä johtanee lopulta lämpökuolemaan.[6][7]

Käsityksen ja tutkimuksen historia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hubble Ultra Deep Field -kuva, Hubble-avaruusteleskoopilla otettu syvä taivaan kuva. Syvin koskaan otettu taivaan kuva on Hubble Extreme Deep Field,[8] tarkennus pieneen osaan Hubble Ultra Deep Fieldin keskellä.

Käsitys maailmankaikkeudesta on muuttunut voimakkaasti historian aikana. Ensimmäiset mallit olivat erilaisia myyttejä korkeamman voiman luomasta maailmankaikkeudesta. Tähtitieteellisten havaintovälineiden kehittyminen on johtanut yhä tarkentuvaan tieteelliseen maailmankuvaan aina maakeskisestä maailmankuvasta nykyaikaisiin malleihin, kuten yleiseen suhteellisuusteoriaan ja alkuräjähdysteoriaan. Käsitys maailmankaikkeudesta muuttuu edelleen uusien löytöjen valossa ja teorioita on useita.

Uskonnolliset myytit[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Useissa kulttuureissa kautta historian esiintyy luomismyyttejä varhaisina selityksinä maailman tai maailmankaikkeuden synnystä. Näissä myyteissä on usein toistuvia teemoja, joista yksi tyypillisimmistä on pirstoutuvasta alkumunasta syntyvä maailma.[9] Esimerkiksi kiinalaisessa mytologiassa ensimmäinen elävä olento, P'An Ku, kehittyy jättimäisen kosmisen alkumunan sisällä yhdessä luonnon aineiden kanssa. Olento kuitenkin kuolee munan kuoriutuessa, mutta jäänteet viimeistelevät syntyvän maailman, esimerkiksi Aurinko ja Kuu syntyvät olion silmistä.[9] Myytti alkumunasta esiintyy myös Suomen kansalliseepoksessa Kalevalassa.

Toinen yleinen myytti on jokin jumalolennon teko, joka vaikuttaa maailman syntyyn tyhjyydestä, järjestäytymättömänä tai järjestyneenä.[9] Esimerkiksi egyptiläisessä mytologiassa ensimmäinen jumala, Atum, aloittaa luomistyönsä sisaristaan.[9] Myös Raamatun luomiskertomus on tunnettu esimerkki luojajumalan sisältävästä luomismyytistä. Joissakin myyteissä jumalolento saattaa varsinaisen teon sijaan luoda maailman vain ajattelemalla sitä,[9] ja mahdollista on myös maailman hidas ja asteittainen luominen useiden jumalsukupolvien aikana, kuten kreikkalaisessa mytologiassa. Jokainen sukupolvista vaikuttaa omalta osaltaan maailman syntyyn.[9]

Yleinen luomismyyttien teema on myös maailman syntyminen kahden, vastakkaista sukupuolta olevan jumalolennon, joita tyypillisesti kuvataan maana ja taivaana, sukupuolisesta kanssakäymisestä.[9] Maailma saattaa syntyä myös jumalolennon kuolleesta ruumiista, kuten skandinaavisessa mytologiassa, jossa maailma syntyy kuolleen jääjättiläisen Ymirin ruumiinosista.[9]

Varhaiset filosofiset mallit maailmankaikkeudesta on hyvä erottaa uskonnollisista myyteistä. Antiikin filosofiassa ajatuksen maailmankaikkeuden selittämisestä myyteillä hylkäsivät jo esisokraatikot, jotka painottivat sen sijaan järjen ja todisteiden merkitystä.[10] Heidän keskuudessaan maailman toiminnasta esiintyi useita erilaisia ajatuksia, joista yksikään ei saavuttanut yleistä hyväksyntää.[10] Esimerkiksi Thales piti kaiken perustana vettä, Anaksimeneen mukaan taas kaikki oli selitettävissä ilman tiheyden muuttumisella.[10] Tunnetuimpiin esisokraatikkojen teorioihin kuuluu Demokritoksen ajatus siitä, että kaikki aine koostui jakamattomista osasista.[10]

Varhaiset tieteelliset mallit[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

1700-luvun kaiverrus aurinkokeskisestä maailmankuvasta

Tähtitieteilijät tekivät tähtitieteellisiä havaintoja jo muinaisissa Kiinan ja Egyptin kulttuureissa.[11] Myös antiikin Kreikassa tehtiin havaintoihin perustuvaa, empiiristä tutkimusta maailmankaikkeudesta, ja siellä tähtitiede sai varsinaisen tieteen aseman.[11] Maakeskinen maailmankuva, johon muun muassa Aristoteles ja Ptolemaios uskoivat, oli yleinen käsitys. Mallissa maailmankaikkeuden (Aurinkokunnan) keskipisteeksi ajateltiin Maa, jota Aurinko ja muut planeetat kiersivät omilla kehillään. Uloimpana oli tähtien pallo. Vastakkaisiakin näkemyksiä esitettiin, ja esimerkiksi Aristarkhos uskoi Maan kiertävän Aurinkoa. Näkemykset eivät kuitenkaan saaneet maakeskistä maailmankuvaa suurempaa kannatusta.[11]

Ennen tieteellistä vallankumousta Aristoteleen ja Ptolemaioksen maakeskinen maailmankuva oli edelleen yleisesti hyväksytty malli maailmankaikkeudesta. 1500-luvulla[11] sen kuitenkin alkoi syrjäyttää aurinkokeskinen maailmankuva, jonka tunnetuimpiin varhaisiin kannattajiin kuului puolalainen tähtitieteilijä Nikolaus Kopernikus. Myös kaukoputken keksiminen 1600-luvulla vaikutti maailmankuvaan, sillä vakiintui käsitys, että tähdet ovat Aurinkoon verrattavia taivaankappaleita. Tähän myötävaikutti suuresti Isaac Newtonin vuonna 1687 julkaisema teos Philosophiae Naturalis Principia Mathematica.[12][13] Myöhemmät tieteilijät omaksuivat nämä ajatukset. Newtonin fysiikan mukaan kaikkeuden ajateltiin olevan äärettömässä euklidisessa avaruudessa sijaitseva järjestelmä, jonka massapisteet (galaksit tai galaksijoukot) vaikuttavat toisiinsa vetovoimalain mukaisesti. Newtonin fysiikka riittää edelleen kaikkiin käytännön tarpeisiin.[14]

1900-luvun alkupuolella erityisesti Edwin Hubblen tekemien havaintojen perusteella selkeni myös näkemys siitä, että Linnunrata ei ole ainoa galaksi, ja maailmankaikkeus on paljon aiempia arvioita suurempi.[12] Oli tapahtunut muutos kaiken keskipisteenä olevasta Maasta siihen, että aurinkokuntamme, ja jopa galaksimme on vain häviävän pieni maailmankaikkeuden osa. Nykyaikainen kosmologia sai alkunsa, kun Albert Einstein esitti yleisen suhteellisuusteoriansa vuonna 1915. Kun yksittäisillä tähdillä ja galakseilla havaittiin spektriviivojen punasiirtymää, ilmiö tulkittiin etääntyvän liikkeen aiheuttamaksi Dopplerin ilmiöksi.[15] Näin syntyi nykyinen tieteellinen käsitys laajenevasta maailmankaikkeudesta. Nykyään tiedetään myös, että suurin osa galakseista on ryhmittynyt galaksijoukoiksi, jotka puolestaan muodostavat superjoukkoja ja edelleen useista superjoukosta koostuvia galaksimuureja, maailmankaikkeuden suurimpia tunnettuja rakenteita.[16]

Nykymalleja[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Nykyisin kaikkia maailmankaikkeuden fysikaalisia ilmiöitä kuvaa parhaiten hiukkasfysiikan standardimalliksi kutsuttu teoria, jossa fysikaalisia ilmiöitä voidaan kuvata neljällä perusvuorovaikutuksella: vahvalla vuorovaikutuksella, heikolla vuorovaikutuksella, sähkömagneettisella vuorovaikutuksella ja gravitaatiolla. Vain gravitaatio vaikuttaa merkittävästi maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteeseen, sillä vahvan ja heikon vuorovaikutuksen kantama riittää vaikuttamaan vain atomia pienempiin osasiin, ja suuren mittakaavan sähkömagneettiset varaukset kumoavat usein toisensa.[17]

Yleinen suhteellisuusteoria ja aika-avaruus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Massa aiheuttaa aika-avaruuden kaareutumisen.

Parhaiten gravitaatiota ja sen vaikutusta maailmankaikkeudessa kuvaa Albert Einsteinin vuonna 1915 esittämä (julkaistu 1916[18]) yleinen suhteellisuusteoria, joka on erityisen suhteellisuusteorian laajennus. Teoria selittää gravitaation kappaleiden massan aiheuttamana aika-avaruuden kaareutumisena[19] ja on edelleen yksi modernin fysiikan keskeisimmistä kulmakivistä. Newtonin mekaniikan tavoin myös yleisessä suhteellisuusteoriassa kappaleet pyrkivät ”luonnostaan” kulkemaan suoraa rataa.[20] Yleisessä suhteellisuusteoriassa aika-avaruuden kaareutumista kuvaavat yhtälöt voidaan yksinkertaisimmillaan esittää muodossa
G=8\pi\ T
jossa G on aika-avaruuden kaareutuminen pisteessä ja T pisteessä sijaitseva massa ja sen ominaisuudet.[21] Tällainen määritelmä on kuitenkin lähes hyödytön käytännön laskuissa, joten yhtälö jaetaankin usein kymmeneen monimutkaiseen Einsteinin kenttäyhtälöön, joista jokainen sisältää useita muuttujia.[21]

Suhteellisuusteoria kumosi 1800-luvulla yleisen teorian avaruuden täyttävästä eetteristä. Eetteriteoria selitti valon ja muun sähkömagneettisen säteilyn niin, että ne etenisivät eetterissä samaan tapaan kuin ääni ilmassa.[22] Suhteellisuusteorian mukaan fysiikan lait, kuten valonnopeuden arvo, ilmenevät samanlaisina kaikille havaitsijoille heidän liiketilastaan riippumatta.[23]

Suhteellisuusteorian mukaan massa ja energia kaareuttavat neliulotteista aika-avaruutta, minkä me havaitsemme gravitaationa. Tämä todistettiin vuonna 1919 tarkkailemalla auringonpimennyksen aikana aivan lähellä Auringon kiekon reunaa näkyvien kaukaisten kohteiden havaittua siirtymistä: Auringon massa oli kaareuttanut aika-avaruutta, joten myös valonsäteiden kulkusuunta taittui hieman.[19][24][25]

Koska Einstein ei saanut yhtälöidensä käymään yksiin muuttumattoman maailmankaikkeuden (ns. jatkuva luominen)[26] kanssa, hän lisäsi niihin kosmologisen vakion, eräänlaisen vastagravitaation, joka venytti aika-avaruutta päinvastaiseen suuntaan.[27] Vaikka Einstein itse myöhemmin pitikin kosmologista vakiota pahana virheenä,[27] se sopii silti nykyfysiikkaan, sillä maailmankaikkeuden laajenemista vastustavan voiman pimeä energian olemassaoloa pidetään nykyään lähes varmana.[28][29]

Alkuräjähdysteoria ja laajeneva maailmankaikkeus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuräjähdysteoria on kosmologiassa yleisesti hyväksytty malli, jonka mukaan maailmankaikkeus syntyi äärimmäisen kuumasta ja tiheästä alkutilasta, Planckin epookista, noin 13,82 miljardia vuotta sitten. Tämän jälkeen maailmankaikkeus on laajentunut nykytilaansa. Laajenemisen alkuvaiheissa on mahdollisesti tapahtunut kosminen inflaatio, hyvin pienen ajanjakson kestänyt äärimmäisen nopea laajeneminen. Inflaatio selittäisi kosmisen taustasäteilyn lämpötilaerot. Nopean laajenemisen vaiheen takia ne eivät olisi ehtineet tasoittua.[30] Mahdollisen inflaation jälkeen laajeneminen oli ensimmäisten muutamien miljardien vuosien ajan hidastuvaa.[31] Nykyisin maailmankaikkeus vaikuttaisi laajenevan kiihtyvällä vauhdilla pimeän energian vaikutuksesta. Suurimman osan maailmankaikkeuden massaenergiasta uskotaan olevan juuri pimeää energiaa.[28]

Nykyinen näkemys maailmankaikkeuden alkuperästä ja laajenemisesta.

Ennen alkuräjähdysteorian syntyä maailmankaikkeuden oletettiin olevan vakaa ja muuttumaton. Einstein lisäsi suhteellisuusteoriaansa kosmologisen vakion, joka piti kaikkeuden vakaana. Muutoin laskelmat ennustivat kaikkeuden romahtavan kasaan painovoiman vaikutuksesta.[27] Merkittävä askel alkuräjähdysteorian synnyssä tapahtui, kun Edwin Hubble havaitsi 1900-luvun alkupuolella galaksien lähettämän valon punasiirtymän, jonka perusteella kaikkeuden pääteltiin laajenevan.[15] Käytännössä siis Maasta poispäin liikkuvien galaksien valo on siirtynyt hieman kohti sähkömagneettisen spektrin ”punaista” päätä, ja Maata lähestyvien galaksien valo taas kohti ”sinistä” päätä: valtaosa kaikista galakseista oli punasiirtyneitä. Hubblen lain mukaan galaksien havaittu etääntymisnopeus on suoraan verrannollinen niiden etäisyyteen.[32] Painovoiman johdosta laajenemisen saattoi kuitenkin olettaa hidastuvan. Vakaa, laajeneva tai romahtava maailmankaikkeus riippui kaikkeuden massasta ja kriittisestä tiheydestä.[33]

1990-luvun lopulla tehtiin mittauksia hyvin kaukaisten supernovien etenemisnopeudesta poispäin Maasta. Tulokset viittasivat yllättäen siihen, että maailmankaikkeuden laajeneminen ei hidastuisikaan vaan kiihtyisi.[31] Läpimurto oli merkittävä, ja viittasi myös siihen, että maailmankaikkeuden lopullisena kohtalona olisi lämpökuolema. Aivan viime vuosina uudemmat luotaimet, kuten WMAP[34] ja Planck[4], ovat kartoittaneet kosmista taustasäteilyä ja vahvistaneet nämä havainnot. Maailmankaikkeus lienee vielä alkuvaiheissaan laajentunut Hubblen lain mukaisesti, ja kiihtyvä laajeneminen olisi alkanut noin viisi miljardia vuotta sitten.[31] Maailmankaikkeutta koskeviin malleihin on sittemmin lisätty pimeän energian, maailmankaikkeuden laajenemista vastustavan voiman, käsite. Uusimpien havaintojen mukaan pimeää energiaa olisi noin 68,3 % maailmankaikkeuden massaenergiasta.[4]

Maailmankaikkeuden laajeneminen tapahtuu valonnopeutta nopeammin, mikä on täysin mahdollista yleisen suhteellisuusteorian mukaan. Tästä seuraa myös, että Maasta kaukaisimmat galaksit etääntyvät siitä valonnopeutta nopeammalla vauhdilla.[35]

Useat kaikkeudet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

On olemassa myös useita teorioita multiversumista, jonka mukaan maailmankaikkeutemme olisi vain osa suurempaa kaikkeuksien kokonaisuutta. Suosituimpiin teorioihin kuuluu malli ikuisesta inflaatiosta, jossa uusia maailmankaikkeuksia syntyisi, yhdistyisi ja kuolisi kaiken aikaa. Samalla kuitenkin niiden välissä oleva tila laajenisi kaiken aikaa, jolloin useimmat niistä olisivat ikuisesti toistensa saavuttamattomissa.[36] Vaikkakin joitain epäsuoria viitteitä muista maailmankaikkeuksista on löydetty kosmisesta mikroaaltotaustasta,[36] niiden varmaa olemassaoloa ei ole vielä kokeellisin menetelmin pystytty todentamaan. Lisäksi, vaikka muiden maailmankaikkeuksien olemassaolo pystyttäisiinkin varmistamaan, niiden ominaisuuksien tarkempi tutkimus olisi mahdotonta.[36]

Vuonna 2008 löydetty pimeäksi virtaukseksi kutsuttu ilmiö herätti toivoa muiden maailmankaikkeuksien olemassaolosta. Tällöin WMAP-luotain havaitsi, että suuri määrä galaksijoukkoja olisi selittämättömästi kulkemassa samaan suuntaan, Kentaurin ja Vesikäärmeen tähdistöjä kohti (aivan kuin jokin suuri rakenne havaittavan maailmankaikkeuden ulkopuolella vetäisi niitä puoleensa).[37][38] Tuoreemmissa Planck-luotaimen mittauksissa minkäänlaisia todisteita tällaisesta liikkeestä ei kuitenkaan havaittu.[38]

Ominaisuudet ja niiden tutkimus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ikä, koko ja muoto[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kosminen taustasäteily on havaittavan maailmankaikkeuden täyttävää mikroaaltosäteilyä, joka on alkuräjähdyksen ”jälkihehkua”. Se syntyi noin 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, kun lämpötila oli laskenut tarpeeksi, että protonit ja elektronit kykenivät muodostamaan vety- ja heliumatomeja. Tällöin sähkömagneettinen säteily vapautui, ja syntyi maailmankaikkeuden vanhin valo.[4][39] Kosmisen taustasäteilyn aallonpituusjakaumasta voidaan laskea, että sen lämpötila on noin 2,7 astetta absoluuttisen nollapisteen yläpuolella (2,7 K).[4][40][41] Maailmankaikkeuden ikä on mahdollista arvioida tutkimalla juuri tätä säteilyä. Tarkoilla mittauksilla voidaan kartoittaa kosmisen säteilyn epätasaisuuksia (alueiden lämpötilaeroja), joista voidaan päätellä aineen ja energian tiheys maailmankaikkeudessa ja sen laajenemisen nopeus. Jos kaksi edellistä tietoa tunnetaan, laajenemisen alkamisaika on mahdollista arvioida.[42] Arvion tarkkuus riippuu siis siitä, miten tarkasti kosmisen taustasäteilyn epätasaisuutta on kartoitettu. Nykyään paras arvio maailmankaikkeuden iästä on 13,82 miljardia vuotta, ja se perustuu Planck-luotaimen tekemään tutkimukseen.[4]

Maailmankaikkeuden koko on tuntematon, ja se voi olla ääretön.[43] Kokoa arvioidessa on tärkeää erottaa toisistaan havaittava maailmankaikkeus ja koko maailmankaikkeus. Havaittava maailmankaikkeus tarkoittaa sitä aluetta, joista saapuva valo on ehtinyt saavuttaa Maan: kaikki tietomme maailmankaikkeudesta perustuu tästä alueesta tehtyihin havaintoihin. On yleinen harhaluulo,[44] että havaittavan maailmankaikkeuden säde olisi siis 13,82 miljardia valovuotta. Näin ei kuitenkaan todellisuudessa ole, vaan säde on noin 46,5 miljardia valovuotta.[3][44] Tämä johtuu siitä, että maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta ne kohteet, joiden havaitsemme olevan 13,82 miljardin valovuoden päässä, ovat ehtineet liikkua kauemmaksi sinä aikana, kun valo saavuttaa Maan. Valon saavutettua kohteet ovat siis todellisuudessa 46,5 miljardin valovuoden päässä, mikä on havaittavan maailmankaikkeuden säde. Koska maailmankaikkeus laajenee valoa nopeammin,[35] myös havaittavan maailmankaikkeuden raja loittonee meistä valoa nopeammin, tarkalleen sanottuna 6,5-kertaista valonnopeutta.[3]

Maailmankaikkeuden muoto on sidoksissa sen tiheyden ja kriittisen tiheyden suhteeseen, jota merkitään kirjaimella Ω.[43] Ylhäältä alas: suljettu, avoin ja laakea maailmankaikkeus.

On kuitenkin tärkeää huomata, että vaikka havaittava maailmankaikkeutemme kasvaa, maailmankaikkeuden laajenemisen takia sen sisälle jäävien kohteiden määrä vähenee.[45][44] Yli 16 miljardin valovuoden päässä olevista kohteista saapuva valo ei koskaan saavuta meitä, sillä Maan etäisyys kohteisiin kasvaa liian nopeasti.[44] Tätä voidaan verrata mustan aukon tapahtumahorisonttiin: myös havaittavalla maailmankaikkeudella on tietynlainen tapahtumahorisontti, jonka läpi tietoa ei pääse.[45][44][46] Tästä johtuu myös, että kahden biljoonan vuoden kuluttua ei kyetä enää havaitsemaan galakseja Neitsyen superjoukon ulkopuolella, mikä tekisi tutkimuksen maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteesta mahdottomaksi.[46]

Maailmankaikkeuden muodolla viitataan usein havaittavan maailmankaikkeuden muotoon eli paikalliseen geometriaan, sillä kaikkeuden globaalin geometrian tutkiminen voi olla meille mahdotonta. Maailmankaikkeuden muoto on selkeässä yhteydessä sen tiheyden ja kriittisen tiheyden suhteeseen, ja näin ollen myös laajenemiseen ja lopulliseen kohtaloon.[43] Mikäli maailmankaikkeuden tiheys on yli kriittisen tiheyden (Ω0>1), maailmankaikkeus on suljettu ja positiivisesti kaareutunut, kuten pallo. Jos tiheys taas on alle kriittisen tiheyden (Ω0<1), maailmankaikkeus on avoin ja negatiivisesti kaareutunut, kuten satula. Mikäli tiheys on tismalleen sama kuin kriittinen tiheys (Ω0=1), maailmankaikkeus on laakea ja muistuttaa muodoltaan paperia.[43][47] Kosmisessa taustasäteilyssä maailmankaikkeuden muoto ilmenee suurimpien epätasaisuuksien koolla: suljetussa maailmankaikkeudessa niiden läpimitta olisi yli 1°, avoimessa alle 1° ja laakeassa noin 1°.[43]

Sekä Planck että aiemmat luotaimet ovat vahvistaneet epätasaisuuksien läpimitaksi noin 1°. Tuoreimpien mittausten tarkkuus on 0,4 %. Maailmankaikkeus vaikuttaisi siis olevan paperimaisen laakea. Tällöin sen kokokin on hyvin suuri, huomattavasti havaittavaa maailmankaikkeutta suurempi, mahdollisesti jopa ääretön.[43]

Koostumus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Nykyinen käsitys maailmankaikkeuden koostumuksesta. Vain 4,9 % maailmankaikkeuden massaenergiasta otaksutaan koostuvan tavallisesta aineesta, kuten tähdistä ja tähtienvälisestä kaasusta.

Myös maailmankaikkeuden koostumuksen mittaaminen riippuu kosmisen taustasäteilyn epätasaisuuksista.[48] Maailmankaikkeuden tiheydeksi on arvioitu 9,9 x 10−30 g/cm3, mikä vastaa 5,9 protonia kuutiosenttimetrillä.[48] Nykykäsityksen mukaan maailmankaikkeuden massaenergiasta vain 4,9 % koostuu tavallisesta aineesta, 26,8 % pimeästä aineesta ja 68,3 % pimeästä energiasta.[4] Pimeän aineen ja pimeän energian tarkempi luonne on edelleen tuntematon. Pimeä aine on gravitaation vaikutuksen alaista, joten se hidastaa maailmankaikkeuden laajenemista. Pimeä energia puolestaan kiihdyttää sitä. Jos kaikkeuden aineen keskimääräinen tiheys ylittää niin sanotun kriittisen tiheyden, noin 1,1 x 10−29 g/cm3, avaruus on äärellinen ja ennen pitkää sen laajeneminen pysähtyy.[7]

Maailmankaikkeuden tavallisesta aineesta noin 75 % arvioidaan olevan vedyn isotooppeja, 25 % heliumin isotooppeja ja alle 1 % muita alkuaineita.[49] Vety ja helium muodostuivat jo maailmankaikkeuden varhaisimpien vaiheiden korkeissa lämpötiloissa, alkuräjähdyksen nukleosynteesissä.[50] Raskaammat alkuaineet rautaan saakka syntyvät tähtien sisäosien ydinreaktioissa, tähden nukleosynteesissä,[49] ja rautaa raskaammat alkuaineet supernovaräjähdyksissä. Suurin osa maailmankaikkeuden tavallisesta aineesta on tähdissä, joita uusimpien arvioiden mukaan maailmankaikkeudessa saattaa olla jopa 300 000 triljoonaa (3 × 1023). Arvio on noin kolminkertainen aiempiin verrattuna ja perustuu uusiin tutkimuksiin punaisten kääpiöiden yleisyydestä.[51][52]

Tähtien nukleosynteesissä vedyn muuttuminen heliumiksi vaatii 10 miljoonan kelvinin lämpötilan.[53] Vähiten massiivisten tähtien elämänkaari loppuu polttoainevedyn loppuessa, ja niiden hiljainen jäähtyminen alkaa. Massiivisempien tähtien lämpötila nousee kuitenkin vedyn loputtua korkeammaksi, noin 100 miljoonaan kelviniin. Ne myös laajenevat. Tällöin ne pystyvät jatkamaan energiantuotantoaan muuttamalla nukleosynteesissä heliumia edelleen hiileksi.[53] Syntyy punainen jättiläinen, jonka energiantuotanto loppuu vasta, kun hiili täyttää tähden keskiosat. Jos tähti on noin Auringon kokoluokkaa, sen energiantuotanto päättyy painovoiman luhistaessa sen erittäin tiiviiksi valkoiseksi kääpiöksi. Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä reaktiot voivat kuitenkin jatkua edelleen massiivisempiin alkuaineisiin aina rautaan asti.[53] Tähden elämänkaaren lopussa noin 1,4 kertaa Aurinkoa massiivisemmat tähdet (Chandrasekharin raja) räjähtävät supernovana muuttumatta valkoisiksi kääpiöiksi. Näin ne rikastuttavat edelleen tähtienvälistä ainetta metallisemmaksi, minkä takia uusien tähtienvälisestä aineesta tiivistyvien tähtisukupolvien metallipitoisuus on vanhoja korkeampi.[53] Jäljelle jää vielä valkoisia kääpiöitäkin tiiviimpi neutronitähti. Kaikista massiivisimpien tähtien massa on liian suuri jopa neutronitähden syntymiseen, ja niiden kokoonluhistuminen ei pääty ollenkaan synnyttäen. Syntyy äärettömän tiheä musta aukko.[53]

Maailmankaikkeudessa on selvästi enemmän tavallista ainetta kuin antiainetta. Tämän syytä ei täysin tunneta ja oletetaan että alkuräjähdyksessä materiaa ja antiainetta olisi syntynyt sama määrä. Aine ja antiaine eivät kuitenkaan täysin annihiloineet toisiaan, vaan ainetta, mistä nyt havaitut maailmankaikkeuden rakenteet koostuvat, jäi yli. Tätä aineen suurempaa määrää on yritetty selittää niin sanotulla CP-rikolla, jonka mukaan aine ja antiaine eivät aina käyttäydy tismalleen samojen luonnonlakien mukaan, eivätkä siten välttämättä tuhoa toisiaan.[54] CP-symmetriassa C viittaa siihen, että hiukkasella ja antihiukkasella on päinvastaiset ominaisuudet (kuten sähkövaraus), ja P taas siihen, että niillä on päinvastainen pariteetti.[54] CP-rikossa tämä symmetria ei päde. Ensimmäisenä CP-rikko havaittiin vuonna 1956, kun kaonit hajosivat pioneiksi, mikä rikkoi CP-symmetrian.[54]

Perusvuorovaikutukset ja luonnonlait[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Perusvuorovaikutus Suhteellinen voimakkuus[55]
(Pyöristettynä lähimpään kymmenen potenssiin)
Gravitaatio
1
Heikko vuorovaikutus
1033
Sähkömagneettinen
1037
Vahva vuorovaikutus
1039

Maailmankaikkeudessa vaikuttaa neljä tunnettua perusvuorovaikutusta: vahva vuorovaikutus, heikko vuorovaikutus, sähkömagneettinen vuorovaikutus ja gravitaatio.[17] Näistä voimista heikon ja vahvan vuorovaikutuksen kantama on hyvin rajallinen, ja ne rajautuvat atomiytimen sisäpuolelle: vahva vuorovaikutus sitoo atomin ytimen kvarkit toisiinsa ja heikko vuorovaikutus puolestaan aiheuttaa radioaktiivisuuden.[17] Gravitaation ja sähkömagneettisen vuorovaikutuksen kantama puolestaan on ääretön,[17] vaikka ne pitkillä etäisyyksillä heikkenevätkin. Suuressa mittakaavassa kaikkeuden sähkömagneettiset vuorovaikutukset kuitenkin usein kumoavat toisensa,[17] joten suuren mittakaavan rakennetta hallitsee voimista ylivoimaisesti heikoin, gravitaatio.[17][55]

Alkuräjähdysteorian mukaan maailmankaikkeuden ensimmäisinä olemassaolon hetkinä olosuhteet olivat lämpötilan ja energiatiheyden kannalta sellaiset, että kaikki perusvoimat gravitaatiota lukuun ottamatta olivat sulautuneet yhdeksi, samaksi voimaksi.[17][39] Noin 10-35 sekunnin kuluttua alkuräjähdyksestä vahva ydinvoima irtautui omaksi voimakseen ja noin 10-10 sekunnin kuluttua loput kaksi voimaa.[17] Näin maailmankaikkeuden suuri yhtenäisepookki oli päättynyt. Viime aikoina on pyritty kehittämään niin sanottua suurta yhtenäisteoriaa, joka selittäisi nämä kolme vuorovaikutusta yhtenä ja samana voimana.[17] Tästä puolestaan voitaisiin edetä niin sanottua kaiken teoriaan, joka yhdistäisi saman teorian alle myös gravitaation. Toistaiseksi vuorovaikutusten yhdistämisessä yhden teorian alle ei olla onnistuttu, vaikka lukuisia ehdokasteorioita onkin runsaasti.[56]

Metastabiilin tilan (1 ja 2) siirtyminen alemmille energiatasoille, stabiiliin tilaan (3).

Hiukkasfysiikan standardimallissa perusvuorovaikutusten välittymistä voidaan kuvata vuorovaikutuksia välittävien hiukkasten mittabosonien, vaihdolla.[57] Vahvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkanen on gluoni, sähkömagneettisen fotoni ja heikon W- ja Z-bosonit. On esitetty, että myös gravitaatiolla olisi oma välittäjähiukkasensa, gravitoni. Hiukkasta ei kuitenkaan ole koskaan havaittu johtuen gravitaatiovoiman heikkoudesta suhteessa muihin voimiin.[57] Näiden lisäksi standardimalli ennustaa viidennen bosonin, Higgsin bosonin, olemassaoloa. Hiukkanen selittäisi alkeishiukkasten massan niin sanotun Higgsin mekanismin kautta: Higgsin hiukkanen toimii välittäjähiukkasena Higgsin kentälle, jonka kanssa vuorovaikuttamalla alkeishiukkaset saavat massan.[58] Se ei kuitenkaan selitä esimerkiksi sitä, miksi eri alkeishiukkaset ovat erimassaisia, eikä myöskään massaa koko maailmankaikkeudessa, sillä vain 4,9 % sen massaenergiasta koostuu tavallisista hiukkasista.[58][4] Higgsin bosonin kaltainen hiukkanen havaittiin CERNissä 4. heinäkuuta 2012. Löydön todenperäisyyttä tutkitaan edelleen, mutta se toistaiseksi vaikuttaa todelliselta. Bosonin olemassaolo varmistettiin alustavasti 14. maaliskuuta 2013.[59] Bosonin ominaisuuksien tutkimuksen edetessä voidaan myös tutkia sen vaikutusta maailmankaikkeuden lopulliseen kohtaloon.[60] Tämänhetkiset tulokset viittaavat, että bosoni saattaisi kaukaisessa tulevaisuudessa mahdollistaa syklisen maailmankaikkeuden, jos nykyinen maailmankaikkeus on vain metastabiili ”kupla”.[60] Tällöin jonkinlainen kvanttifluktuaatio saattaisi synnyttää maailmankaikkeuden sisälle alemmalla energiatasolla olevan ”kuplan”, joka jatkaisi laajenemistaan valonnopeudella korvaten lopulta nykyisen maailmankaikkeuden.[60]

Visuaalinen esitys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Hawking, Stephen W.: Maailmankaikkeus pähkinänkuoressa. (The universe in a nutshell, 2001.) Suomentanut Risto Varteva. Helsinki: WSOY, 2003. ISBN 951-0-28400-9.
  • Ian Nicolson ja Patrick Moore: Tieteen maailma: Maailmankaikkeus. Suom. Pertti Jotuni ja Jarmo Hakanen. Bonniers Bøger, 1992. ISBN 87-427-0407-3.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Harper, Douglas: universe (n.) Online Etymology Dictionary. Viitattu 31.5.2013. (englanniksi)
  2. Kielitoimiston sanakirja. Kotimaisten kielten tutkimuskeskuksen julkaisuja 132. Internet-versio MOT Kielitoimiston sanakirja 1.0. Helsinki: Kotimaisten kielten tutkimuskeskus ja Kielikone Oy, 2004. ISBN 952-5446-11-5.
  3. a b c Itzhak Bars ja John Terning: Extra Dimensions in Space and Time Tammikuu 2009. Viitattu 1.4.2012. (englanniksi)
  4. a b c d e f g h Planck reveals an almost perfect Universe 21.3.2013. Euroopan avaruusjärjestö. Viitattu 22.3.2013. (englanniksi)
  5. Nummila, Sakari: Maailmankaikkeus on 50 miljoonaa vuotta luultua vanhempi Tähdet ja avaruus. 22.3.2013. Viitattu 13.4.2013.
  6. Miten kaikki päättyy? Tieteen Kuvalehti. 5.3.2012. Bonnier. Viitattu 24.4.2013.
  7. a b WMAP - Fate of the Universe WMAP's Universe. 21.12.2012. NASA. Viitattu 22.4.2013. (englanniksi)
  8. Suominen, Mikko: Hubble otti kaikkien aikojen syvimmän kuvan taivaasta Tähdet ja avaruus. 27.9.2012. Viitattu 31.5.2013.
  9. a b c d e f g h Doyle, Bernard: Creation myths Encyclopedia Mythica. Viitattu 24.4.2013. (englanniksi)
  10. a b c d Ancient Greek Philosophy Internet Encyclopedia of Philosophy. 15.1.2010. Viitattu 1.6.2013. (englanniksi)
  11. a b c d Nicolson & Moore 1992, s. 5
  12. a b Nicolson & Moore 1992, s. 8
  13. Newton, Sir Isaac (1642-1727) (Tietokanta) Turun yliopisto. Viitattu 24.4.2013.
  14. Nicolson ja Moore 1992, s. 101
  15. a b Hawking 2001, s. 75–76.
  16. Bharadwaj, Somnath; Bhavsar, Suketu & Sheth, Jatush: A Determination of the Deflection of Light by the Sun's Gravitational Field. (Kpl 1) The Astrophysical Journal, 1.5.2004, nro 606, s. 25. Yhdysvallat: Artikkelin verkkoversio (pdf) Viitattu 24.4.2013. (englanniksi)
  17. a b c d e f g h i Nicolson & Moore 1992, s. 118-119
  18. Nobel-säätiö: The Nobel Prize in Physics 1921 - Albert Einstein Viitattu 21.3.2013. (englanniksi)
  19. a b Yleinen suhteellisuusteoria (Tietokanta) Turun yliopisto. Viitattu 22.4.2013.
  20. Hawking 2001, s. 34
  21. a b Where “now” depends on how heavy you are black-holes.org. 2011. Viitattu 31.5.2013. (englanniksi)
  22. Hawking 2001, s. 4
  23. Hawking 2001, s. 9.
  24. Hawking 2001, s. 20-21
  25. F. W. Dyson, A. S. Eddington & C. Davidson: A Determination of the Deflection of Light by the Sun's Gravitational Field, from Observations Made at the Total Eclipse of May 29, 1919 (pdf) 1.1.1920. Royal Society of London. Viitattu 24.4.2013. (englanniksi)
  26. Nicolson ja Moore, s. 108
  27. a b c Hawking 2001, s. 21.
  28. a b Suominen, Mikko: Pimeän energian olemassaolo on 99,996-prosenttisen varmaa Tähdet ja avaruus. 14.9.2012. Viitattu 13.4.2013.
  29. Carroll, Sean: The Cosmological Constant (kappale 4.5) Living Reviews in Relativity. 2001. Viitattu 24.4.2013. (englanniksi)
  30. Hawking 2001, s. 92.
  31. a b c Lars Bergström, Olga Botner, Lars Brink ja Börje Johansson: Information for the Public: Written in the Stars (PDF) Nobel-säätiö. Viitattu 26.4.2013. (englanniksi)
  32. Nicolson & Moore 1992, s. 106
  33. Nicolson & Moore 1992, s. 114.
  34. WMAP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe 12.12.2012. NASA. Viitattu 24.4.2013. (englanniksi)
  35. a b Is the universe expanding faster than the speed of light? Curious about Astronomy. 16.10.2007. Viitattu 13.4.2013. (englanniksi)
  36. a b c Jason Palmer: 'Multiverse' theory suggested by microwave background BBC News. 3.8.2011. BBC. Viitattu 22.4.2013. (englanniksi)
  37. Mysterious Cosmic 'Dark Flow' Tracked Deeper Into Universe ScienceDaily. 11.3.2010. Viitattu 4.6.2013. (englanniksi)
  38. a b Maggie McKee: Sharpest universe map stems dark flow – for now. New Scientist, 3.4.2013, nro 2911. Artikkelin verkkoversio Viitattu 4.6.2013. (englanniksi)
  39. a b Hawking 2001, s. 78
  40. Hawking 2001, s. 38-39
  41. D. J. Fixsen: The Temperature of the Cosmic Microwave Background. The Astrophysical Journal, Joulukuu 2009, 2009. vsk, nro 707, s. 916-920. Artikkelin verkkoversio Viitattu 2.6.2013. (englanniksi)
  42. WMAP - Age of the Universe WMAP's Universe. 21.12.2012. NASA. Viitattu 31.5.2013. (englanniksi)
  43. a b c d e f WMAP - Shape of the Universe WMAP's Universe. 21.12.2012. NASA. Viitattu 24.5.2013. (englanniksi)
  44. a b c d e Charles H. Lineweaver ja Tamara M. Davis: Misconceptions about the Big Bang (pdf) Scientific American. 21.2.2005. Viitattu 24.5.2013. (englanniksi)
  45. a b Hawking 2001, s. 120
  46. a b Lawrence M. Krauss ja Glenn D. Starkman: Life, The Universe, and Nothing: Life and Death in an Ever-Expanding Universe (pdf) (Kpl 1) 12.2.2009. Case Western Reserve University. Viitattu 24.5.2013. (englanniksi)
  47. Nicolson & Moore 1992, s. 115
  48. a b WMAP - Content of the Universe WMAP's Universe. 21.12.2012. NASA. Viitattu 26.5.2013. (englanniksi)
  49. a b Cosmic abundance of the elements and nucleosynthesis (pdf) 3.2.2005. Viitattu 22.4.2013. (englanniksi)
  50. Nicolson ja Moore 1992, s. 109
  51. Tuomas Hyytiä: Uusi havainto kolminkertaisti arviot universumin tähtimäärästä: Luku nyt 300 000 000 000 000 000 000 000 Tekniikka & Talous. 2.12.2010. Viitattu 23.5.2013.
  52. Charles Q. Choi: Discovery May Triple the Number of Stars In the Universe 1.12.2010. Space.com. Viitattu 23.5.2013. (englanniksi)
  53. a b c d e Nicolson ja Moore 1992, s. 29-33
  54. a b c Big Bang Science: Antimatter 28.10.2003. Particle Physics and Astronomy Research Council. Viitattu 24.5.2013. (englanniksi)
  55. a b Rod Nave: Coupling Constants for the Fundamental Forces HyperPhysics. Georgia State University. Viitattu 23.5.2013. (englanniksi)
  56. Tähtinen, Leena: Kohti kaiken teoriaa. Tiede, 8.12.2008, nro 12/2008. Artikkelin verkkoversio Viitattu 31.5.2013.
  57. a b The science of matter, space and time: What is the world made of? Science at Fermilab. 25.3.2004. Fermilab. Viitattu 31.3.2013. (englanniksi)
  58. a b Korteila, Maria: Higgsin hiukkanen - muuttuuko maailmankuvamme?. Tiede, 7.4.2012, nro 6/2012. Artikkelin verkkoversio Viitattu 4.6.2013.
  59. O'Luanaigh, Cian: New results indicate that new particle is a Higgs boson 14.3.2013. CERN. Viitattu 4.6.2013. (englanniksi)
  60. a b c Amos, Jonathan: Cosmos may be 'inherently unstable' BBC News. 16.2.2013. BBC. Viitattu 6.6.2013. (englanniksi)

Kirjallisuutta[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Adams, Fred: Elämää multiversumissa. (Our living multiverse: A book of Genesis in 0+7 chapters, 2004.) Suomentanut J. Pekka Mäkelä. Helsinki: Like, 2004. ISBN 952-471-392-6.
  • Adams, Fred & Laughlin, Greg: Maailmankaikkeuden elämäkerta: Ikuisuuden fysiikkaa. (Five ages of the universe: Inside the physics of eternity, 1999.) Suomentanut J. Pekka Mäkelä. Helsinki: Like, 2002. ISBN 952-471-018-8.
  • Enqvist, Kari: Kosmoksen hahmo. Helsinki: WSOY, 2003. ISBN 951-0-27916-1.
  • Hawking, Stephen W.: Ajan lyhyt historia. (The illustrated A brief history of time, 1996.) Tarkistettu ja täydennetty, kuvitettu laitos. Suomentanut Risto Varteva. Porvoo Helsinki Juva: WSOY, 2000 (5. painos 2005). ISBN 951-0-19440-9.
  • Hawking, Stephen W. & Mlodinow, Leonard: Ajan lyhyempi historia. (A briefer history of time, 2005.) Suomentanut Arja Hokkanen. Helsinki: WSOY, 2008. ISBN 978-951-0-33523-9.
  • Hawking, Stephen W. & Mlodinow, Leonard: Suuri suunnitelma. (The grand design, 2010.) Suomentanut Markus Hotakainen. Helsinki: WSOY, 2011. ISBN 978-951-0-38205-9.
  • Karttunen, Hannu ym.: Tähtitieteen perusteet. 5. laitos. Helsinki: Ursa, 2010. ISBN 978-952-5329-82-7.
  • May, Brian & Moore, Patrick & Lintott, Chris: Bang! Maailmankaikkeuden historia. (Bang! The complete history of the universe, 2007.) Suomentanut Raine Karjalainen. Helsingissä: Ajatus, 2007. ISBN 978-951-20-7418-1.
  • Morrison, Philip & Phylis & The Office of Charles and Ray Eames: Maailmankaikkeuden mitat: Kirja maailmankaikkeuden kohteiden suhteellisesta koosta ja nollan lisäämisen vaikutuksesta. (Powers of ten, 1982.) Suomentanut Hannu Karttunen. Helsinki: Ursa, 2001. ISBN 952-5329-12-7. Teoksen verkkosivut. Video (englanniksi)
  • Teerikorpi, Pekka: Miljoonan vuoden yksinäisyys: Kertomus maailmankaikkeuden ymmärtämisestä. Helsinki: Otava, 2007. ISBN 978-951-1-22183-8.
  • Teerikorpi, Pekka & Valtonen, Mauri: Kosmos: Maailmamme muuttuva kuva. Helsinki: Ursa, 1988. ISBN 951-9269-43-6.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta maailmankaikkeus.