MAAILMANKAIKKEUDEN SYNTY Ennen avaruuden syntyä ei voinut olla olemassa mitään; ei ollut paikkaa missä olisi ollut jotakin. Ei ollut aikaa, koska se liittyy avaruuteen, aineeseen ja vetovoimaan. Ei voida puhua ajasta ennen alkupamausta, vai voidaanko? Tiede ei pysty kertomaan miksi maailmankaikkeus syntyi. Filosofit ja teologit selittävät synnyn omilla tavoillaan, mutta niitä tuskin koskaan pystytään todistamaan oikeiksi tai vääriksi; tuskin edes tarvitaankaan.

Hetkellä nolla ilmestyi jostakin kirkas valopiste, joka oli äärettömän kuuma. Pisteen sisällä oli koko avaruus. Samalla alkoi tikittää kosminen kello. Se on tikittänyt arviolta 13- 15 miljardia vuotta. Tulipallo oli energiaa, joka alkoi laajentua ja jäähtyä. Vastasyntynyt maailmankaikkeus oli täynnä säteilyn energiaa. Alkuräjähdys ei tapahtunut jossakin, vaan kaikkialla. Tähtitieteilijät näkevät kaikkialla sen jälkivaikutukset. Maailmankaikkeus laajenee jatkuvasti.

Einsteinin kaavan mukaan massa ja energia voivat muuttua toisikseen, E = mc² . Aluksi energiaa oli niin paljon, että se saattoi muuttua ainemöykyksi, alkeishiukkasiksi, kuten elektroneiksi ja positroneiksi, jotka ovat elektronien antihiukkasia. Kun ne kohtaavat, tapahtuu annihilaatio, jossa hiukkaset tuhoutuvat muuttuen energiaksi, säteilyksi. Siitä syntyi lisää hiukkas- antihiukkas- pareja. 10^ˉ35-10^ˉ32 sekunnissa maailmankaikkeus koki inflaation, jonka aikana se laajeni suunnattomasti ja jäähtyi.

Ennen inflaatiota Ennen inflaatiota maailmankaikkeudessa oli vain kaksi voimaa: vetovoima ja yhtenäinen supervoima. Supervoima läpäisi hiukkasten ja antihiukkasten välisen tyhjiön. Kun lämpötila laski 10^28 asteeseen, supervoima hajosi. Tyhjiö jäi entiseen tilaansa, samaan tapaan kuin alijäähtynyt vesi voi olla alle jähmettymispisteen. Kun vesi jäätyy, se tapahtuu hetkessä ja samalla vapautuu energiaa. Samanlainen alijäähtynyt tila aiheutti inflaation, maail-mankaikkeus laajeni. Ainetta oli hyvin vähän, ehkä kilo ja aineen läpimitta oli pienempi kuin atomin koko. Inflaatiossa hiukkaset ja antihiukkaset levisivät laajalle alueelle, vallitsi lähes tyhjyys. Lämpötila oli 10^28ºC. Inflaation jälkeen maailmankaikkeuden koko kaksinkertaistui 10^ˉ34 sekunnin välein ja samalla se jäähtyi nopeasti. 10^ˉ32 sekunnin jälkeen lämpötila oli laskenut lähes absoluuttiseen nollapisteeseen.

Supervoimasta erkani ensin veto-voima, sitten vahva voima ja lopuksi heikko voima ja sähkö-magneettinen voima. Muutok-sessa vapautui valtavasti ener-giaa. Lämpötila nousi ja energia täytti maailmankaikkeuden muuttaen virtuaaliset hiukkaset todellisiksi. Siten voimien muutos synnytti alkuperäisen aineen. Nämä neljä voimaa ovat edelleen olemassa. Hiukkasjoukot alkoivat taistella. Lähes tasavertaiset aine- ja antimateriajoukot annihiloivat vapauttaen säteilyä. Lopulta aine voitti, sitä oli hiukan enemmän. Tiheyden arvallaan olleen miljoona kertaa veden tiheys.

Inflaation jäljiltä maailmankaikkeudessa oli erilaisten hiukkasten sekamelska. ( Wimp, W- ja Z- bosoni, kvarkit, gravitoni, fotoni, X- hiukkanen, Higgsin hiukkanen, neutriino, mustat miniaukot, kosminen jänne, gluoni, magneettinen monopoli, leptonit). Henkiin ovat jääneet kvarkit, joista muodostuvat atomin ytimen osat protonit ja neutronit, sekä leptonit, joita ovat elektronit. Ne kiertävät atomin ytimen ympärillä. Hengissä ovat myös antikvarkit ja antielektronit eli positronit. Leptoneita ovat myös neutriinot, maailmankaikkeuden toiseksi yleisimmät hiukkaset. Niiden massaa ei ole pystytty määräämään, mutta epäillään niiden selittävän maailmankaikkeuden pimeän aineen määrän. Positroneja on ilmeisesti kolmea lajia. Maailmankaikkeuden yleisin hiukkanen on fotoni. Gluoni on hiukkanen, joka välittää kvarkkeja yhdessä pitävää vahvaa voimaa. Gravitonien arvellaan välittävän vetovoimaa. W- ja Z- bosonit ovat fotonien kaltaisia massallisia hiukkasia. Ne välittävät heikkoa voimaa, säätelevät Auringon energian-tuotantoa. Fotonit ovat massattomia hiukkasia, jotka välittävät valoa ja muuta sähkömagneetista säteilyä.

n → p + e Ensimmäinen sekunti Inflaation vuoksi maailmankaikkeus on hyvin tasa- aineinen. Kaikissa suunnissa havaitaan galakseja tasaisesti, samoin taustasäteilyn lämpötila on lähes sama joka puolella. Sekunnin ikäisessä maailmassa antimateria oli lyöty ja aine hallitsi. Jokaista miljardia antihiukkasparia kohti jäi ehkä yksi ylimääräinen ainehiukkanen. Lämpötila oli tuolloin 10 miljardia astetta. Ensimmäisen sekunnin aikana syntyivät elektronit, protonit ja neut-ronit. Protoneja ja neutroneja syntyi alkuaan yhtä paljon. Neutroni ei ole vapaana pysyvä hiukkanen, vaan hajoaa elektroniksi ja proto-niksi. Sen seurauksena protonien määrä kasvoi niin, että jokaista neutronia kohti oli seitsemän protonia. 14 protonia ja 2 neutronia muodostivat yhden helium-ytimen. Siihen kului kaksi protonia ja kaksi neutronia. Loput 12 protonia jäivät vety- ytimiksi. Siksi maailman-kaikkeudessa on vieläkin vedyn ja heliumin suhde 3:1. Sekunnin ikäisen maailmankaikkeuden lämpötila oli 900 miljoonaa astetta. n → p + e

Ensimmäinen minuutti Minuutin ikäisessä maailmassa lämpötila oli niin korkea, etteivät protonit ja neutronit pystyneet sitoutumaan ytimiksi. Sitten muodostuivat vety- ytimet. Protoneita oli H-1 ytimiksi. H-2 muodostui yhdestä protonista ja yhdestä neutronista. Sitä sanotaan deuteriumiksi, raskaaksi vedyksi. H-3 ytimessä, tritiumissa, on kaksi neutronia. H-2 ja H-3 ovat vedyn isotooppeja, eri painoisia ytimiä. Niitä on vähän verrattuna H-1:een. Puolentoista minuutin kuluttua alkoivat heliumytimet pysyä koossa. He-3 syntyi, kun toinen protoni liittyi deuterium ytimeen. Pieni osa heliumista on yhä tässä muodossa. Toisen neutronin liittyminen H-3 ytimeen sai aikaan H-4 ytimen. Valta osa heliumista on H-4.

Kolmas minuutti Kolmannen minuutin lopulla helium- 4 ytimiin liittyi yksi protoni ja kaksi neutronia. Näin syntyivät litium ytimet. Kolmen minuutin kuluttua alkuaineiden muodostuminen oli ohi. Lämpötila oli yhä riittävän korkea ydinfuusiolle, mutta protonit, neutronit ja muodostuneet ytimet kulkeutuivat jatkuvan laajenemisen seurauksena liian kauas toisistaan, jotta muita alkuaineita olisi voinut syntyä. Seuraavat 300000 vuotta kosmoksen aineosat pysyivät samoina. Niiden tiheys vain pieneni maailmankaikkeuden laajentuessa. Säteily kimpoili hiukkasista ja muodosti läpinäkymättömän usvan. Usva oli pääasiassa energistä gammasäteilyä. Kosmoksen jäähtyessä se muuttui ensin röntgensäteilyksi ja lopulta valoksi ja lämmöksi eli infrapunasäteilyksi.

Kirkastuminen Sitten lämpötila laski 3000 asteeseen. Elektronien liike hidastui, eivätkä ne kyenneet enää vastustamaan positiivisten protonien ja niiden muodostamien ytimien vetovoimaa. Alkoi atomien muodostuminen elektronien jäädessä ytimien ympärille. Samalla maailma muuttui läpinäkyväksi, fotonit pääsivät kulkemaan. Tapahtumat maailmankaikkeuden alusta ovat edelleen nähtävissä hyvin kaukaisten kaasupilvien koostumuksissa. Niissä on 77% vetyä, 23% heliumia ja 0,0000001% litiumia.

Jäähtyvä maailmankaikkeus, kuvan alkuperä: Couper- Henbest, Big Bang

Aine alkoi aiheuttaa oman vetovoiman-sa Aine alkoi aiheuttaa oman vetovoiman-sa. Alkoi ainepilvien kasaantuminen. Aine maailmankaikkeudessa ei ollut aivan tasaisesti jakautunut. Jos niin olisi ollut, ei nykyisin olisi massakeskittymiä vaan harvaa kaasua joka puolella. Cobe- infrapunasatelliitti (1989-1996) on ku-vannut maailmankaikkeuden taustasä-teilyn, jossa näkyy kuumempia ( puna-isia) ja viileämpiä (sinisiä) alueita. Tiheät alueet näkyvät sinisinä, koska säteily jäähtyy paetessaan suuremmasta veto-voimasta. Galaksien syntyminen alkoi noin puoli miljardia vuotta alkupamauksen jälkeen. Ne muodostuivat lämpimien kaasupilvien kasautuessa vetovoiman vaikutuksesta. Pilvien törmätessä syntyi tähtiä. Vuonna 2001 Nasa lähetti WMAP- satelliitin, jolla on saatu tarkempia kuvia, kuin Cobella. WMAP-satelliitin havainnoista koostettu kuva kosmisen taustasäteilyn epätasai-suuksista. Kuvan pienimmät yksityis-kohdat vastaavat suurimpia nykyisin tunnettuja rakenteita, ns. galaksi-muureja.

Tähdissä tapahtuvat ydinfuusiot tuottavat uusia alkuaineita Tähdissä tapahtuvat ydinfuusiot tuottavat uusia alkuaineita. Tähden kuollessa alkuaineet leviävät avaruuteen ja muodostavat materiaa. Tähden elinkaari riippuu tähden koosta ja lämpötilasta. Suuret tähdet tuottavat paljon energiaa ja siksi kuumia. Niiden elinkaari on lyhyt. Maailmankaikkeudessa on syntyviä, loistavia ja kuolevia tähtiä. Voiko maailmankaikkeudessa olla antimateriasta muodostuneita kohteita? Ilmeisesti ei, sillä jokainen avaruuden alue on kosketuksissa viereisen alueen kanssa. Mikäli antimateriakohteita olisi, sen reunat kohtaisivat materiaa ja alue näkyisi säteilynä.

Yli 50 vuotta tähtitieteilijät ovat olettaneet maailmankaikkeudessa olevan ainetta paljon enemmän kuin pystytään havaitsemaan. Sitä sanotaan pimeäksi aineeksi. Sen osuus voi olla 90%; inflaatioteorian mukaan jopa 99%. Sen määrä vaikuttaa maailmankaikkeuden kohtaloon; sen laajenemiseen tai kutistumiseen. Jos ainetta on liian vähän, laajeneminen jatkuu ja lopulta on jäljellä vain piste siellä toinen täällä. Materia ei kohtaa ja lämpötila laskee absoluuttisen nollapisteeseen. Mikäli materiaa on tarpeeksi pysäyttämään laajenemisen, alkaa maailmankaikkeus kutistua. Samalla se tiivistyy ja lämpötila nousee, kunnes se romahtaa yhteen pisteeseen, siihen mistä kaikki alkoi.

Ennen kuin ihminen saattoi ymmärtää maailmankaikkeuden historiaa, oli selvitettävä sen rakenne. Taivaalle katsottaessa näyttää siltä, että kaikki on kiinnitetty yhteen kuoreen. Kohteet eivät näytä liikkuvan Aurinkoa ja Kuuta lukuun ottamatta. Muinaiset kreikkalaiset uskoivat Maan olevan kaiken keskipiste, jota Aurinko, Kuu ja planeetat kiersivät. Planeettojen ajoittain taaksepäin näyttävää liikettä selitettiin episykleillä, pienillä ympyröillä, joita planeetat kiersivät varsinaisilla radoillaan. Vuonna 1543 puolalainen munkki Nikolaus Kopernikus esitti Auringon olevan Maan ja muiden silloin tunnettujen planeettojen ratojen keskipiste. Kirkon mukaan Maa oli kuitenkin kaiken keskus ja näin Kopernikus antoi julkaista teoriansa vasta kuolinpäivänään.

Mittaaminen Planeettojen etäisyydet voidaan mitata kolmiomittaus menetelmällä. Samaan aikaan mitataan eri puolilta maapalloa kulma, jossa planeetta näkyy. Tämä mittaustapa ei ole kovin tarkka. Nykyisin käytetään tutkaa. Lähetetään radiosignaali ja mitataan aika, joka signaalilta menee edestakaiseen matkaan. Kaukaisempien planeettojen etäisyys a saadaan Keplerin lain avulla, kun planeetan kiertoaika T tunnetaan. T(1)² _ a(2)³ T(1)² ¯ a(2)³ Lähellä olevien tähtien etäisyys voidaan mitata vertaamalla niiden sijaintia taustatähtiin, parallaksimenetelmä. Apuna on ollut Hipparcos-tekokuu.

Lähialue Linnunradassa saadaan mitattua tähtijoukkojen liikkeen avulla Lähialue Linnunradassa saadaan mitattua tähtijoukkojen liikkeen avulla. Tähtijoukoissa on samaan aikaan syntyneitä tähtiä. Ne ovat syntyneet samasta tähtienvä-lisestä pilvestä. Pilvellä on ollut tietty liike ennen kutistumista avaruudessa. Sama liike on kai-killa pilvestä tiivistyneillä tähdillä. Tähdet näyttävät kulkevan kohti yhtä pistettä perspektiivi-ilmiö vaikutuksesta. Mittaamalla kul-maetäisyys kertymäpisteestä, tähden ominaisliike taivaalla ja tähden säteisnopeus spekri-viivojen dopplersiirtymästä, saadaan etäisyys laskettua. Näin on mitattu esim. Härän tähdistön Hyadien tähtijoukon etäisyys, joka on noin 130 valovuotta.

Hyadien etäisyyttä voidaan käyttää apuna mitattaessa Linnunradan kaukaisia tähtijoukkoja sijoittamalla se väri-kirkkaus-kaavioon. Kaukaiset kohteet näyttävät himmeimmiltä kuin yhtä kirkkaat lähellä olevat kohteet. Vertaamalla tunnettuihin kohteisiin voidaan etäisyys laskea. Lähigalaksien etisyys saadaan vertaamalla hyvin suurien sykkivien tähtien, kefeidien, kirkkauksia. Kefeidi on sitä kirkkaampi mitä pitempi on sen sykkimisjakso. Heikosti näkyvä kefeidi on kaukana, hyvin näkyvä lähellä. Peruskefeidi on Kefeuksen tähdistössä. Hyvin kaukaisista kohteista verrataan galaksijoukon kirkkaimpia galakseja tunnettuihin kohteisiin. Mittaaminen on kuten tikapuut. Pitää päästä alemmalle askelmalle, jotta voi nousta seuraavalle.

Hubblen laki punasiirtymän avulla Kun paikallaan olevan galaksin valo hajotetaan spetriksi, näkyy siinä tum-mia viivoja, absorbtioviivoja, jotka ovat syntyneet valon tullessa kaasun läpi. Kun galaksi etääntyy meistä, siirtyvät nämä viivat kohti punaista, aallot venyvät. Galaksin tullessa meitä kohti siirtyvät viivat siniseen päin. Aallot kutistuvat. Punasiirtymä kertoo nopeuden ja kirkkaus etäisyyden. Hubble piirsi kaavion punasiirtymästä kirkkauden suhteen ja huomasi galak-sien sijoittuvan suoralle. Niiden no-peus oli suoraan verrannollinen etäi-syyteen. Galaksit etääntyvät nopeudella 20 km/s jokaista miljoonaa valovuotta kohti (Hubblen vakio.) Vakion arvo on vaihdellut.

WMAP-satelliitin havainnoista koostettu kuva kosmisen taustasäteilyn epätasaisuuksista. Kuvan pienimmät yksityiskohdat vastaavat suurimpia nykyisin tunnettuja rakenteita, ns. galaksimuureja. Huomattava edistysaskel taustasäteilyn tutkimuksessa tapahtui, kun 1989–1996 toiminnassa ollut COBE-satelliitti havaitsi siinä pieniä, noin 0,0005 %:n suuruisia epätasaisuuksia. Ne kertovat aineen tiheysvaihteluista varhaisessa maailmankaikkeudessa, ja niistä arvellaan kasvaneen ne ainetiivistymät, joista gravitaation vaikutuksesta syntyivät galaksit ja suuret galaksirakenteet. NASAn vuonna 2001 lähettämä WMAP-satelliitti on lähettänyt kymmeniä kertoja COBEa tarkempia tuloksia suuren mittakaavan epätasaisuuksista taustasäteilyssä. Kosminen taustasäteily eli kolmen kelvinin säteily on kaikkalta avaruudesta tulevaa mikroaaltosäteilyä. Se vastaa aallonpituudeltaan sellaista säteilyä, joka tulee noin 2,725 kelvinasteen lämpöisestä mustasta kappaleesta. Kosminen taustasäteily syntyi maailmankaikkeuden ollessa noin 380 000 vuoden ikäinen, jolloin 2900 kelvinin lämpötilassa ensimmäiset atomit syntyivät ytimistä ja elektroneista muuttaen universumin läpinäkyväksi ja mahdollistaen näin säteilyn kulun. Tätä kutsutaan irtikytkemistapahtumaksi. Säteily, joka alun perin lähti punertavana hohtona, koostuen infrapunasäteilystä ja näkyvästä valosta, on punasiirtymän takia muuttunut havaitsemaksemme lyhytaaltoiseksi radiosäteilyksi. Aallonpituus on sinä aikana ehtinyt kasvaa yli tuhatkertaiseksi, eli taustasäteilyn punasiirtymä on z = 1000. Tässä aaltojen venymisprosessissa säilyi kuitenkin säteilyn "mustan kappaleen säteilyn" luonne, mikä teoreettisesti voidaan näyttää toteen. Säteilyn spektri on niin sanottu Max Planckin spektraalikäyrä.