5. osa: Universum

4. peatükk: Kosmoloogilised mudelid

Kui raske on Universum? ERIK TAGO Fridmani paisuva Universumi kohta on selline küsimus täiesti kohane. Õigemini huvitab meid küll Universumi keskmine tihedus. Olenevalt sellest kujuneb ka Universumi saatus. Kui tihedus osutub suuremaks kui kriitiline tihedus siis toimub paisumise pidev aeglustumine, mis asendub kunagi kokkutõmbumisega. Kui tihedus on väiksem kriitilisest või on sellega võrdne, jätkub paisumine igavesti. Kuidas me saaksime mõõta Unversumi tihedust? Selle kosmoloogia ühe põhiprobleemi lahedamisel on olnud kaks lähenemisteed: globaalne ja lokaalne. Esimesel ehk klassikalisel viisil püütakse mõõta Universumi paisumiskiirendus (parameeter q0) ja selle põhjal määrata keskmist tihedust (ehk tihedusparameetrit ). Teisiti öeldes, tuleb leida, kui suur on kõrvalekalle lineaarsusest <Hubble'i diagrammil>. See meetod on põhimõtteliselt lihtne, kuid pole seni andnud usutavat tulemust. Peamine põhjus on heleduse etalonide puudumine erinevatel punanihetel. Astronoomid ei oska veel hästi leida, kuidas muutub heledus galaktikate (või muude tähesüsteemide) evolutsiooni käigus. Võib osutuda, et selle meetodi rakendamisel toimub lähemal ajal läbimurre, sest on leitud lootustandev heleduse etalon -- supernoova heledus maksimumis. Eeldatakse, et supernoovade heledus ei sõltu sellest, millisel Universumi vanusel me neid vaatleme. Supernoovade heledusi mõõdetakse juba punanihetel , aga meetod muutub piisavalt täpseks siis kui mõõtmisi on tehtud rohkem kui praegu (1998. a. veebr.). Lokaalse meetodi puhul püütakse leida üksikute tähe- ja galaktikasüsteemide mass (vt. "Kuidas kaaluda taevakehi") ning leides nende süsteemide jaotuse Universumis, määrata Universumi keskmist tihedust. See tee on andnud seni paremaid tulemusi. Selle põhjal on leitud, et heleda aine (barüonaine) tihedus on vaid sajandik kriitilisest (tihedusparameetri barüonaine osa ). Koos tumeda ainega on praegu keskmise tiheduse vaatluslik hinnang umbes 20-30% kriitilisest tihedusest. Siiski on see tulemus küllaltki ebakindel. Meenutame, et kosmoloogiateoreetikute lemmikväärtus on see sobib enamlevinud mudeliga, mis kirjeldab inflatsiooni läbinud Universumit.

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

• Eelmine peatükk: Kosmoloogilised paradoksid
• Järgmine peatükk: Einsteini-Friedmanni kosmoloogia
• Sisukord
• Täiendavad tekstid

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-99 12. märts 1999

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.