5. osa: Universum

6. peatükk: Meie Universumi ajaloost

Relativistliku mudeli populaarsus põhineb asjaolul, et tema järgi saab arvutada -- teha suurel hulgal füüsikalis-matemaatilisi järeldusi, mida on võimalik võrrelda reaalselt vaadeldava maailma omadustega. Eeskätt käib see aine olekut kirjeldavate suuruste kohta, aga puudutab ka galaktikate omadusi, nagu vanus ja ruumjaotus. "Paugu" momendil oli aine väga tihe ja kuum; tänaseks on ta paisunud peaaegu tühja (keskmine ainetihedus umbes 10-27 kg/m3) ning väga külma (2,7 K) olekuni, kusjuures paisumine jätkub veel üsna heas tempos. Selle paisumise käigus on Universum läbinud rea aine oleku seisukohalt olulisi perioode, mis ühel või teisel moel mõjutavad paisumise lõppsaadust -- vaadeldavat Universumit. Universumi ajaloo vaatlust alustame hetkest, kus temperatuur (energiatihedus) on jõudnud tasemeni, mil keskmise footoni energia on võrdne prootoni-antiprootoni paari seisuenergiaga (~1 GeV, vastab temperatuurile 1028 K). See on esimene kriitiline punkt maailma ajaloos -- aine eraldumine antiainest. Mida see tähendab? Fundamentaalfüüsika seisukohalt tekivad nii aine kui antiaine mateeria põhioleku -- vaakumi polarisatsioonil. Sellise osakeste paari teket footoni või mõne teise suure energiaga osakese neeldumisel on korduvalt vaadeldud kiirendites ning pole mingit põhjust, miks ei peaks sama asi toimuma ka kuumas tihedas aines. Jäävusseaduste seisukohalt on tekkiva aine jaotus sümmeetriline, st. ainet ja antiainet tekib ühepalju. Kui temperatuur langeb alla 1028 kraadi, hakkab paaride teke kiiresti vähenema, nende häving -- annihilatsioon -- aga jätkub, kuni kõik osakesed on omale paarilise leidnud. Kui jaotus oleks tõesti sümmeetriline, tekiks uuesti vaakumolek (tühi ruum). See, et meie maailm on olemas, tähendab aine-antiaine sümmeetria rikutust. Selle nähtuse põhjuseid, õigemini küll võimalikke tekkmehhanisme, uurib elementaarosakeste füüsika. Kui otsustada kiirguse osakeste (footonite) ja aineosakeste (nukleonide) praeguse vahekorra järgi, jäi aine eraldumise käigus üle iga sajamiljones prooton. Ülejäänud leidsid paarilise ja annihileerusid, jättes järgi hulga jahtuvaid footoneid. Just need ürgaegsed footonid moodustavadki põhiosa vaadeldavast kiirgusfoonist (siit ka viimase tavanimetus -- reliktfoon). Esialgse keemilise koostise teke. Lisaks prootonitele tekivad vaakumist ka kõik teised elementaarosakesed, igaüks oma ajal vastavalt seisumassile ja paisuva Universumi temperatuurile. Leptonite (elektron, positron) eraldumise temperatuuriks on 1012 K, nende vastasmõju prootonitega (nõrk vastasmõju) lõpeb temperatuuril 109 K (miljard kraadi). Nende kahe momendi vahele jääb aeg, kus kosmilises aines on nii prootoneid kui neutroneid ja kus on võimalik raskemate aatomituumade teke prootonite ja neutronite ühinemisel. Et vabaks jäänud neutronitel on omadus iseeneslikult laguneda (prootoniks, elektroniks ja antineutriinoks), määrab Universumi paisumise kiirus sel perioodil prootonite ja nendega ühinenud neutronite suhtelise hulga. See hulk (suhe) on otseselt seotud kiirendusparameetriga ning on seda suurem, mida kiiremini paisub Universum mainitud temperatuuril (st. mida suurem on q väärtus). Astrospektroskoopia andmetel on raskemate elementide, eeskätt heeliumi, osakaal kõige vanemate tähtede aines umbes 1:10 (tuumade arvu järgi, kogu massist moodustab vesinikust neli korda raskem heelium ühe neljandiku), mis tähendab prootonite-neutronite suhtarvu 1:5; see sobib kõige paremini kiirendusparameetri väärtusega Lisaks heeliumile sisaldab ürgaine ka deuteeriumi ja vähesel määral teisi kergeid elemente (liitium, berüllium, boor). Vesiniku rekombineerumine toimub, kui temperatuur langeb alla 3500 K. Kuni selle ajani täitis ilmaruumi ühtlase ainejaotusega "aine-kiirgus-supp" ehk plasma, siit edasi hakkavad tekkima neutraalse vesiniku aatomid. Õigem oleks tunnistada, et selliseid aatomeid tekib igasuguse temperatuuri juures, kui aga on olemas prootoneid ja elektrone; aga kõik need aatomid lagunevad pärast põrget soojusliikumises elektronidega. Kui temperatuur (koos sellega ka elektronide energia) langeb alla vesiniku ionisatsioonienergia (13,6 eV), jäävad tekkivad aatomid alles ja kogu vesinik muutub plasmast neutraalseks gaasiks. Otsustav on see periood Universumi arengus selle pärast, et alles neutraalses gaasis saab võimalikuks gravitatsiooniline kondenseerumine, st. tihedate objektide (galaktikad, tähed, planeedid) teke. Struktuuri kujunemine. Hetkel, mil vesinik rekombineerub, on ainejaotus Universumis ühtlane nii temperatuuri kui tiheduse mõttes. Valitseb täielik termodünaamiline tasakaal, soojussurm selle sõna kõige otsesemas mõttes. Kiirgusrõhu kadumine muudab selle juba piisavalt jahtunud ja seetõttu väga madala gaasirõhuga keskkonna äärmiselt ebastabiilseks. Kui midagi taolist juhtuks tavalises ruumis, jaguneks peaaegu ühtlaselt jaotunud aine väga kiiresti erineva suurusega klompideks; viimaste areng jätkuks nii, nagu kirjeldatud tähtede või galaktikate tekkimise juures. Aga maailmaruum paisub ja seetõttu väljendub gravitatsioonijõu esmane toime mitte klompide tekkes, vaid paisumiskiiruse muutustes. Mudelit kirjeldades rääkisime keskmisest pidurdavast jõust e. kiirendusparameetrist, rõhuvabas keskkonnas lisanduvad sellele tiheduse väikestest ebaühtlustest (häiritustest) tingitud lisajõud. Tekib olukord, kus paisumiskiirus hakkab paiguti erinema mastaabikordajaga etteantust. Need häired on algul väga väikesed (praeguste mõõtmiste järgi ei saa tiheduse ebaühtlus rekombinatsioonijärgsel perioodil ületada üht tuhandikku protsenti kuid nad kasvavad ning varem või hiljem asendub paisumine mõnedes piirkondades (ja ka teatud suundades, kuna miski ei taga häirituste sümmeetrilisust) kokkutõmbumisega. Mismoodi toimub tihedusjaotuse edasine areng, seda uuritakse mudelarvutuste abiga, kasutades maailma võimsamaid elektron-arvuteid. Üks selline pilt, kus on jälgitud saja miljoni osakese liikumist iseenda gravitatsiooniväljas paisuva ruumi taustal, on toodud järgneval joonisel. Näeme iseloomuliku võrgustiku teket, millele ruumis vastab käsna või kärge meenutav struktuur. Fakt, et galaktikate vaadeldav ruumjaotus ilmutab samuti võrgustikku meenutavat struktuuri, viitab mudelarvutuste aluseks oleva arengustsenaariumi tõepärale. See, kus ja kuidas tekivad taolises võrgustikus galaktikad ja galaktikaparved, on juba kosmogooniline probleem. Teooria järgi on galaktikate eelis-tekkekohaks tihedusjaotuse singulaarsed pinnad -- nn. katastroofid. Singulaarseks muutub tihedusjaotus aga siis, kui aine korrastatud liikumine viib tiheduse mingis piirkonnas lõpmata suureks. Universumi mudelis oli selleks piirkonnaks punkt, kuna aine paisub ühtlaselt. Häiritud, ebaühtlases tihedusjaotuses tekib lõpmatu tihedus joonel või pinnal. Arvata võib, et "päris-lõpmatuseni" asi siiski ei jõua, kuna enne tekkivad tähed, valgusrõhk jne. Aga see kuulub juba galaktikate teooriasse.

Joonis 1. Universum kui ajamasin: mida kaugemale vaatame, seda nooremaid objekte näeme. Joonis 2. Universumi areng ajaskaalas Suurest Paugust praeguse maailmapildini. Joonis 3. Kosmilise struktuuri teke (arvutisimulatsioon). Näeme, kuidas peaaegu ühtlasest ainejaotusest kujuneb eelmise ptk. joon. ** nähtav struktuur. Arvud 0,04 kuni 0,8 väljendavad mastaabikordaja kasvu; paisuvas Universumis on viimane pilt esimesest 0,8 : 0,04 = 20 korda suurem.

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

• Eelmine peatükk: Einsteini-Friedmanni kosmoloogia
• Järgmine peatükk: Maa, Päike ja meie Galaktika paisuvas Universumis
• Sisukord

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-99 14. märts 1999

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.