5. osa: Universum

5. peatükk: Einsteini-Friedmanni kosmoloogia

Kolm vaatluslikku "vaala", millel püsib kaasaegne kosmoloogia ERIK TAGO I Paisuv Universum Ameerika astronoom Edwin Hubble tegi selle sajandi 20-ndatel aastatel kindlaks galaktikate maailmas valitseva olulise seaduspära: mida suurem on kaugus kahe galaktika vahel, seda suurema kiirusega nad teineteisest eemalduvad. Seadus avaldub lihtsa valemina V = H * R -- võrdelise seosena galaktikate eemaldumiskiiruse V ja nendevahelise kauguse R vahel. Võrdetegurit H nimetatakse Hubble'i parameetriks (või konstandiks) ja see iseloomustab Universumi suhtelist paisumiskiirust. Märgime, et võrdeline seos kehtib siiski vaid kõige lihtsamas lähenduses. Samuti tuleb rõhutada, et galaktikad eelmalduvad Universumi paisumise tõttu vaid siis, kui nad on teineteisest nii kaugel, et nendevaheline gravitatsioonijõud ei suuda vastu seista üleüldisele paisumisele. Näiteks galaktikaparvedes on galaktikate eemaldumine pidurdatud parve gravitatsioonijõu tõttu. Hubble määras galaktikate kaugused nende heleduse põhjal. Kaugusi ja kiirusi vastandades avastas Hubble paisuva Universumi, milles ei ole eelissuundi ega -kohti. Galaktikate jaotus ja kiirused on (keskmiselt) samasugused sõltumata vaatesuunast või vaatleja asukohast. Kosmoloogid nimetavad sellist Universumit homogeenseks ja isotroopseks, sellele vastavat põhimõtet aga kosmoloogiliseks printsiibiks. Esialgu tundub, et see on vastuolus vaatlusandmetega: me näeme ju taevas väga ebaühtlaselt jaotunud tähti ja galaktikaid. Kuid kosmoloogiline printsiibi kohaselt on Universum ühtlane vaid keskmistatult üle suurte ruumipiirkondade. Väga suures mastaabis (näiteks >1000 Mpc) on Universumi osad üksteisega sarnased. II Universumi tekke järelhelendus Kui galaktikad praegu eemalduvad üksteisest, siis pidid nad kunagi varem olema nii tihedalt koos, et aine, millest koosnevad tähed, ja muu hajusaine moodustasid tiheda ülikuuma plasma. Selline ürgaine oli soojuslikus tasakaalus kiirgusega, mis täitis varast Universumi. Universumi paisudes nii aine kui ka kiirgus jahtusid. Kiirguse jahtumine tähendab tema lainepikkuse kasvamist. Sellel hetkel, kui Universum jahtub nii palju, et kiirgus ei puutu enam ainega kokku, muutub aine kiirgusele läbipaistvaks. Toimub kiirguse eraldumine ainest ja hõre aine ei ole enam olulises vastasmõjus kiirgusega. Sellisesse kiirgusesse jääb jälg viimasest vastasmõjust ainega, kuigi ta jahtub edasi koos Universumi paisumisega. See jälg kajastub nii kiirguse spektris kui ka tema temperatuuri ruumjaotuses. Sellist kiirgust mõõtsid esmakordselt Arno Penzias ja Robert Wilson 1964. a. ruuporikujulise raadioantenniga Crawford Hillis USA-s. See raadioteleskoop oli moeldud küll vesiniku vaatlusteks meie Galaktikas, kuid oli ehitatud madala müratasemega ja seetõttu registreeris ka nõrka reliktkiirgust temperatuuriga ligi 3 K. Penzias ja Wilson said selle eest 1975. a. Nobeli preemia, sest reliktkiirguse avastamine oli kosmoloogiale pöördelise tähtsusega. Galaktikate maailma paisumisest sõltumatult tõendab see jääkkiirgus varasest Universumist (ehk reliktkiirgus ehk foonkiirgus ehk veel täpsemalt -- mikrolaineline kosmiline taustkiirgus), et Universum oli kunagi väga tihe ja kuum. Sellist Universumit oli ennustanud just Suure Paugu kosmoloogia raames George Gamow 1946. a. Osutub, et see kiirgus on äärmiselt isotroopne, s.t. väga ühesuguse temperatuuriga (täpsusega üks sajatuhandik) sõltumata vaatesuunast. Hiljuti mõõtis taustkiirguse täpsemalt ära satelliit COBE (Cosmic Background Explorer -- kosmilise taustkiirguse uurija), mille lennutas orbiidile USA kosmoseagentuur NASA 1990. a. Nelja-aastase mõõtmise tulemusena osutus, et mikrolaineline kosmiline taustkiirgus on ebaühtlane kuni 10-kraadiste taevaaladeni, kuid see temperatuuri erinevus ulatub vaid ühe sajatuhandikuni kiirguse temperatuurist. Need ebaühtlused on pärit ülivarasest Universumist ja võivad olla aluseks tänapäeval nähtava Universumi struktuuri tekkele. Samal ajal kinnitab mõõdetud kiirguse spekter, et foonkiirgus on suure täpsusega absoluutselt musta keha kiirgus (temperatuuriga 2,73 K), s.t. ainega soojuslikust tasakaalust pärit olev kiirgus. Selline kiirgus on seletatav kõige loomulikumalt Suure Paugu teooriaga. III Varase Universumi koostis Suure Paugu kosmoloogia oluline ennustus on ka varases Universumis tekkinud keemiliste elementide koostis. Varases Universumis valitsenud tingimuste tõttu said seal tekkida vaid mõned kergemad elemendid. Lõviosa (osakaal massi järgi) sellest moodustavad vesinik (~75%) ja heelium (~25%). Väga väikese osa moodustavad teised elemendid ja isotoobid (osakaal aatomite arvu järgi): deuteerium 10-5, 3He 10-5 ja 7Li 10-10. Vaatlused kinnitavad neid teooria ennustusi. Ürgkoostist kindlaks teha pole aga kerge ja seetõttu ei ole tulemused veel väga kindlad (v.a. 4He koostis). Raskemad elemendid on tekkinud juba hiljem tähtedes tuumasünteesi käigus või supernoovade plahvatusel. Lisa: Noored galaktikad Joonis: galaktikad varasest Universumist. Hubble'i Kosmoseteleskoop ja maapealsed hiidteleskoobid võimaldavad vaadata Universumi piirimaile ja aastamiljardite taha. Me näeme nii kaugeid kvasareid, galaktikaid ja galaktikaparvi, mil Universum oli alles noor. Galaktikad varasest Universumist on üsna erinevad nendest, mida me näeme enda vahetus naabruses. Spiraalgalaktikad on alles tekkimas väiksematest fragmentidest (irregulaarsetest kääbusgalaktikatest?). Rohkesti on galaktikapaare, mis on omavahel tugevas vastasmõjus ja liituvad suuremaks galaktikaks. Kui me elaksime statsionaarses Universumis oleks nii kauged galaktikad (keskmiselt) samasugused nagu meie lähedal. Nii kaugele vaadates on näha, et Universum on selle aja sees muutunud. See on otsene tõend evolutsioneeruva Suure Paugu Universumi poolt. 1998. a. algul mõõtis rühm USA teadlasi Havai saarel asuval maailma suurima (10-meetrise) teleskoobiga ära galaktika punanihke, mis on suurem kauaaegsest ületamatust piirist z = 5 (eelmine rekord oli z = 4,92). Galaktika spektrist saadud uus punanihke rekord on nüüd z = 5,34. See ülinõrk galaktika (infrapunases valguses 27 tähesuurust) on näha ajast, mil paisuv Univesum oli 6,34 korda väiksem kui praegu ja ligi 10% oma praegusest vanusest (umbes 1 miljard aastat).

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

• Eelmine peatükk: Kosmoloogilised mudelid
• Järgmine peatükk: Meie Universumi ajaloost
• Sisukord
• Täiendavad tekstid

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98 10. aprill 1998

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.