Maailmankaikkeuden laajeneminen

Maailmankaikkeuden laajeneminen eli avaruuden laajeneminen tarkoittaa sitä, että avaruuden pisteiden välinen etäisyys kasvaa ajan kuluessa ja että maailmankaikkeuden mittasuhteet itsessään muuttuvat. Se poikkeaa muista laajenemisilmiöistä, esimerkiksi lämpölaajenemisesta ja räjähdyksistä, sillä sikäli kuin havainnoista voidaan päätellä, kyseessä on maailmankaikkeuden sisäinen ominaisuus, eikä ilmiö jota voitaisiin havainnoida ulkopuolelta.

Laajeneminen on alkuräjähdysteorian perusilmiö, joka voidaan päätellä galaksien punasiirtymästä (ks. Hubblen laki). Laajeneminen on havaittavissa vain suurilla etäisyyksillä, suunnilleen galaksijoukkojen läpimitasta ylöspäin. Sitä pienemmillä etäisyyksillä ainetta pitävät koossa gravitaatiovoimat, jotka vastustavat laajenemista niin että pienten kohteiden sisäiset etäisyydet eivät kasva maailmankaikkeuden yleisen laajenemisen myötä. Laajenemisen seurauksena vain ne galaksit etääntyvät toisistaan, joiden välinen etäisyys on tiettyä rajaa suurempi. Raja määräytyy maailmankaikkeuden iästä, laajenemisvauhdista ja maailmankaikkeuden aineen keskimääräisestä tiheydestä.

Varhaisen maailmankaikkeuden inflatorisen vaiheen päättyessä maailmankaikkeuden kaikki aine ja energia oli asettunut intertiaaliselle radalle, joka oli yhteensopiva ekvivalenssiperiaatteen ja Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian kanssa, ja tällöin sai alkunsa maailmankaikkeuden nykyisen kaltainen, täsmällinen ja säännöllinen, Hubblen lain mukainen laajeneminen (toisin sanoen aineen keskittymät erkanevat toisistaan, koska ne erkanivat toisistaan menneisyydessä inflaatiokentän vaikutuksesta).

Mittausten mukaan maailmankaikkeuden laajeneminen oli gravitaatiovoimien vaikutuksesta hidastuvaa, kunnes se noin viisi miljardia vuotta sitten alkoi kiihtyä. Kiihtymisen selittämiseksi fyysikot ovat olettaneet, että on olemassa pimeää energiaa, joka yksinkertaisimmassa teoreettisessa mallissa esiintyy kosmologisena vakiona. Kosmologisen standardimallin,^[1] eli Lambda-CDM-mallin (ΛCDM) mukaan tämä kiihtyminen tulee kaukaisessa tulevaisuudessa yhä vallitsevammaksi.^[2]

Vaikka erityisen suhteellisuusteorian mukaan kappaleet eivät voi liikkua valoa nopeammin, kun ne ovat lokaalissa, suhteellisuusdynaamisessa suhteessa keskenään, se ei aseta rajoitusta sille, kuinka nopeasti sellaiset kohteet voivat liikkua toistensa suhteen, jotka ovat globaalisti erossa toisiaan ja joiden välillä ei ole kausaalista yhteyttä. Näin ollen on mahdollista, että kaksi kohdetta ovat avaruudessa kauempana toisistaan kuin mihin valo olisi voinut edetä, mikä merkitsee, että jos laajeminen pysyy vakiona, kohteet eivät koskaan tule keskenään kausaaliseen vuorovaikutukseen. Esimerkiksi galaksit, jotka ovat kauempana kuin noin 4,5 gigaparsecin etäisyydellä meistä, etääntyvät valoa nopeammin. Voimme kuitenkin nähdä sellaisia kohteita, koska menneisyydessä maailmankaikkeus laajeni nykyistä hitaammin, joten näistä kohteista muinoin lähtenyt valo voi yhä saavuttaa meidät, mutta jos laajeneminen jatkuu pysyvästi, ei koskaan tule aikaa, jolloin voisimme nähdä sen valon, joka näistä galakseista nyt lähtee, eikä myöskään näistä galakseista käsin voida koskaan nähdä valoa, joka meidän galaksistamme nyt lähtee, sillä itse avaruus näiden välillä laajenee valoa nopeammin.

Suuren laajenemisvauhdin vuoksi on myös mahdollista, että kahden kohteen välinen etäisyys on suurempi kuin mikä saadaan kertomalla valonnopeus maailmankaikkeuden iällä. Tämän yksityiskohtiin liittyy paljon sekaannusta amatöörien ja jopa ammattifyysikkojen keskuudessa.^[3]

Koska asia ei ole intuitiivisesti helppo käsittää ja sitä on usein kuvattu huolimattomilla sananvalinnoilla, eräät oppikirjoissakin esiintyvät selitykset maailmankaikkeuden laajenemisesta ja väärinkäsitykset, joita ne voivat saada aikaan, ovat edelleen jatkuvan keskustelun aiheena.^[4]^[5]^[6]^[7]

Peruskäsitteet

Yleistä metriikasta

Maailmankaikkeuden laajenemisen ymmärtämiseksi on ensin syytä tarkastella, miten etäisyys määritellään matemaattisena käsitteenä ja miten avaruuden laajeneminen vaikuttaa siihen.

Metriikan määritelmä

Metriikka ilmaisee, miten avaruudessa voidaan määrittää kahden läheisen pisteen etäisyys tietyssä koordinaattijärjestelmässä. Koordinaattijärjestelmässä avaruuden jokaista pistettä vastaa tietty jono lukuja, joita sanotaan pisteen koordinaateiksi; tällöin pisteen ilmoittamiseksi tarvitaan yhtä monta lukua kuin avaruudella on ulottuvuuksia. Metriikka on kaava, joka ilmaisee, kuinka siirtyminen avaruudessa paikasta toiseen voidaan muuntaa etäisyydeksi.

Metriikka maan pinnalla

Ajatellaan esimerkkinä etäisyyden mittaamista kahden Maan pinnalla olevan paikan välillä. Tämä on yksinkertainen ja käytännössä tärkeä esimerkki pallogeometriasta. Koska Maan pinta on kaksiulotteinen, pisteen sijainti maan pinnalla voidaan ilmaista kahdella koordinaatilla, esimerkiksi pituus- ja leveysasteella.

Euklidinen metriikka merkitsee pisteiden välisten etäisyyksien määrittämistä niiden kautta kulkevaa suoraa pitkin. Maanpinnan tapauksessa tämä ei yleensä ole mielekästä, koska nämä suorat kulkevat maan sisäosien kautta. Käytännössä paljon tärkeämpiä ovatkin maan pintaa pitkin mitatut etäisyydet.

Geodeettinen viiva merkitsee annetulla pinnalla lyhintä reittiä pinnan yhdestä pisteestä toiseen siten, että reitti kokonaisuudessaan on kyseisellä pinnalla. Euklidisella tasolla tällaisia viivoja ovat suorat. Pallon pinnalla ei suoria ole, mutta voidaan osoittaa, että pallopinnan geodeettisia viivoja ovat pallon isoympyrän kaaret, toisin sanoen sellaisten ympyröiden kaaret, jonka keskipiste on pallon keskipisteessä. Tämän vuoksi pitkät lentoreitit pyritään yleensä linjaamaan isoympyröiden mukaisesti. Tavallisilla kartoilla nämä isoympyröitä tosin eivät yleensä vastaa suorat viivat (ellei karttaa ole tehty gnomonisessa projektiossa). Isoympyrääkin pitkin mitattu etäisyys on maan pinnan kaarevuuden vuoksi aina suurempi kuin Maan sisuksien kautta mitattu suora etäisyys, mutta pienillä etäisyyksillä tämä ero on merkityksettömän pieni.

Tavallisissa tasokartoissa maanpinnan useimpia isoympyröitä eivät yleensä vastaa suorat viivat. On tosin olemassa sellainenkin karttaprojektio, gnomoninen projektio, jossa kaikki isoympyrät kuvautuvat suoriksi viivoiksi, mutta siinä kartan eri osissa on hyvin eri suuri pituusmittakaava. Ei olekaan mahdollista laatia sellaista karttaprojektiota, jossa maan pinnan minkä tahansa kahden pisteen välinen geodeettinen, isoympyrää pitkin mitattu etäisyys olisi suoraan verrannollinen vastaavien pisteiden etäisyyteen kartalla.

Minkowskin metriikka ja intervalli

Suppean suhteellisuusteorian mukaan aika-avaruuden pisteen (tapahtuman) välinen paikallinen etäisyys Δr ja aikaero Δt eivät ole yksikäsitteisesti määrättävissä, vaan ne riippuvat havaitsijan liiketilasta Lorentz-muunnoksen osoittamalla tavalla. Sitä vastoin lauseke

(\Delta s)^{2}=c^{2}(\Delta t)^{2}-(\Delta r)^{2}

,

missä c on valonnopeus, on havaitsijan liiketilasta riippumaton eli invariantti, ja sen neliöjuurta sanotaan tapahtumien väliseksi intervalliksi. Tällä tavoin aika-avaruudelle voidaan määrittää Minkowskin metriikka. Kyseessä ei kuitenkaan ole metrinen avaruus sanan tavanomaisessa matemaattisessa merkityksessä, koska Δr² voi olla myös negatiivinen, ja lisäksi kahden eri pisteenkin välinen intervalli voi olla nolla.

Metrinen tensori

Differentiaaligeometriassa, joka on yleisen suhteellisuusteorian kulmakivi, voidaan määritellä metrinen tensori, joka luonnehtii tarkasteltavaa avaruutta määrittämällä tavan, jolla etäisyydet mitataan kaikkiin mahdollisiin suuntiin. Yleinen suhteellisuusteoria edellyttää itse asiassa neliulotteista metriikkaa, jossa yksi ulottuvuus vastaa aikaa, kolme muuta avaruutta varten, sillä kahden aika-avaruuden pisteen välinen intervalli on sama kaikissa vertailujärjestelmissä, vaikka avaruudelliset ja ajalliset etäisyydet eivät ole. Tämä merkitsee, että yleisessä suhteellisuusteoriassa metrinen tensori ilmaisee täsmällisesti kahden tapahtuman välisen etäisyyden. Metrinen laajeneminen esiintyy, jos metrinen tensori muuttuu ajan funktiona ja erityisesti, jos sen avaruudellinen osa kasvaa ajan edetessä. Asiaa voi havainnollistaa kuvittelemalla, että havaitsija on kiinnitetty "avaruuteen", joka etääntyy havaittavista kohteista tyhjyyteen siten, että välimatkat hänen ja kohteiden välillä kasvavat välissä olevan avaruuden laajetessa, vaikka kappaleilla itsellään ei ole kiihtyvyyttä. Avaruus kappaleiden välissä laajenee tai supistuu riippuen siitä, lähestyvätkö geodeettiset viivat toisiaan vai etääntyvätkö ne toisistaan.

Koska tämä laajeneminen johtuu etäisyydet määrittelevän metriikan suhteellisista muutoksista, tätä laajenemista ja siitä seuraavaa kohteiden etääntymistä ei rajoita valonnopeus, joka erityisen suhteellisuusteorian mukaan on suurin mahdollinen nopeus. Kaksi globaalisti toisistaan erillistä vertailujärjestelmää voivat etääntyä toisistaan valoa nopeammin rikkomatta erityistä suhteellisuusteoriaa, mutta aina kun näin tapahtuu, esiintyy tällaisiin tilanteisiin liittyviä havaittavia ilmiöitä kuten kosmologisia horisontteja.

Teoria ja havainnot viittaavat siihen, että maailmankaikkeuden varhaisimmassa historiassa oli kosmisen inflaation vaihe, jolloin metriikka muuttui hyvin nopeasti, ja että tämän metriikan jäljellä oleva aikariippuvuus on sama ilmiö, joka on havaittu Hubblen lain mukaisena laajenemisena eli kaikkien niiden kohteiden etäisyytenä, joita gravitaatio ei sido toisiinsa. Kaikkeuden laajeneminen on näin ollen tuntemamme maailmankaikkeuden oleellinen ominaisuus, jonka vuoksi se on perustavalla tavalla erilainen kuin staattinen maailmankaikkeus, jonka Albert Einstein alun perin oletti kehittäessään gravitaatio teoriansa.

Etäisyyksien mittaaminen laajenevassa avaruudessa

Pääartikkeli: Mukana liikkuva etäisyys

Laajenevassa avaruudessa ominaisvälimatkat ovat dynaamisia suureita, jotka muuttuvat ajan kuluessa. Ne voidaan helpommin ottaa huomioon käyttämällä mukana liikkuvia koordinaatteja, jotka poistavat tämän ilmiön vaikutuksen ja tekevät mahdolliseksi kuvailla maailmankaikkeuden eri alueita tarvitsematta käyttää metriseen laajenemiseen liittyvää fysiikkaa. Mukana liikkuvissa koordinaateissa kaikkien kohteiden väliset etäisyydet on kiinnitetty, ja aineen ja valon hetkellisen dynamiikan määrää tavanomainen gravitaation ja sähkömagneettisen säteilyn fysiikka. Ilmiöiden ajallista kehitystä tutkittaessa yhtälöissä on kuitenkin muiden mahdollisesti vaikuttavien tekijöiden kuten esimerkiksi gravitaation, pimeän energian ja kaarevuuden lisäksi aina otettava huomioon myös Hubblen lain mukainen laajeneminen. Kosmologisiin simulaatioihin, jotka kuvaavat merkittävää osaa maailmankaikkeuden historiasta, on sen vuoksi otettava mukaan tällaiset ilmiöt, jotta niillä voitaisiin tehdä havaitsevaa kosmologiaa koskevia ennusteita.

Laajenevan maailmankaikkeuden ominaisuuksia

Laajenemisen mittaaminen ja sen nopeuden vaihtelut

Periaatteessa maailmankaikkeuden laajeneminen voitaisiin mitata tavallisilla mittausvälineilläkin mittaamalla etäisyys kahden kosmologisella etäisyydellä toisistaan olevan kohteen etäisyys, odottamalla jonkin aikaa ja mittaamalla sitten uudestaan, mutta käytännössä on mahdotonta tehdä tarpeeksi pitkiä mittauslaitteita, ja myös aikavälit, joiden kuluttua laajeneminen olisi mittauksilla havaittavissa, ovat liian pitkiä, jotta asia olisi havaittavissa edes useita sukupolvia myöhemmin. Avaruuden laajeneminen onkin mitattava epäsuorasti. Suhteellisuusteoria ennustaa laajenemiseen liittyviä ilmiöitä, erityisesti punasiirtymän riippuvuuden kohteen etäisyydestä Hubblen lain mukaisesti. On myös olemassa punasiirtymästä riippumattomia keinoja, joilla kosmologiset etäisyydet voidaan määrittää, ja tulokset poikkeavat siitä, mikä voitaisiin odottaa, jos avaruus ei laajenisi, ja myös aineen ja energian tiheys maailmankaikkeudessa on suurempi niillä alueilla, joista saapunut valo on ollut pisimpään matkalla.

Ensimmäiset avaruuden laajenemista koskevat mittaustulokset saatiin laadittaessa Hubblen diagrammi. Kosmisina etäisyystikapuina ja standardikynttilöinä voidaan käyttää kohteita, joiden ominainen valovoima tunnetaan, ja niiden sekä punasiirtymän avulla avaruuden laajeneminen voidaan mitata. Toisin sanoen voidaan määrittää Hubblen vakio: H₀ = 71 ± 7,1 (km/s)/Mpc.^[8] Jos siis kahdesta kohteesta toinen on miljoona parsecia kauempana havaitsijasta kuin toinen, kaukaisempi niistä etääntyy 71 kilometriä sekunnissa nopeammin kuin tämä lähempänä sijaitseva.^[9]^[10]^[11]

Hubblen vakio ei nimestään huolimatta pysy vakiona kautta aikojen. On olemassa maailmankaikkeuden hiukkasiin vaikuttavia dynaamisia voimia, jotka vaikuttavat myös laajenemisvauhtiin. Aikaisemmin oletettiin, että Hubblen vakio pienenisi gravitaatiovoimien vaikutuksesta ajan kuluessa, ja niinpä maailmankaikkeuteen liittyy toinenkin havaittava suure, dekeleraatioparametri, jonka kosmologit olettivat olevan suoraan verrannollinen aineen tiheyteen maailmankaikkeudessa. Kun kaksi tutkijaryhmää mittasivat dekeleraatioparametrin, he totesivat yllättäen sen olevan pienempi kuin nolla (itse asiassa noin -1), mikä osoittaa, että nykyään Hubblen vakio kasvaa ajan kuluessa. Kosmologit ovat antaneet tälle kiihtyvään laajenemiseen liittyvälle ilmiölle ehkä vähemmän onnistuneen nimen "kosminen nykäys" (engl. cosmic jerk.^[12] Vuonna 2011 tämän ilmiön keksijöille myönnettiin Nobelin fysiikanpalkinto.^[13]

Etäisyyksien mittaus laajenevassa avaruudessa

Kaksi kaaviokuvaa siitä, mikä alue muodostaa osan havaittavaa maailmankaikkeutta suurimman osan sen historiasta ja kuinka valonsäde (punainen viiva) voi kulkea 28 miljardin valovuoden efektiivisen etäisyyden päähän (oranssi viiva) vain 13 miljardissa vuodessa kosmologista aikaa. Kuvia voi zoomata klikkaamalla. (Matemaattisia yksityiskohtia)

Kosmologisilla etäisyyksillä nykyinen maailmankaikkeus on geometrisesti tasainen, mikä merkitsee, että se noudattaa euklidista geometriaa, jossa yhdensuuntaisuusaksiomi pätee, joskin menneisyydessä aika-avaruus on voinut olla hyvin kaareva. Erot eri geometrioiden välillä merkitsevät, että avaruuden laajeneminen on yleisen suhteellisuusteorian alaan kuuluva ilmiö; sitä ei voida mallintaa pelkästään suppean suhteellisuusteorian avulla, sillä vaikka sellaisia malleja onkin voitu muodostaa, ne ovat perustavalla tavalla ristiriidassa aineen ja aika-avaruuden vuorovaikutuksesta saatujen havaintojen kanssa.

Oikealla on kaksi aika-avaruutta esittävää diagrammia, jotka kuvaavat maailmankaikkeuden geometriaa suuressa mittakaavassa kosmologisen ΛCDM-mallin mukaisesti. Paikkaulottuvuuksista kaksi on jätetty huomioon ottamatta, ja jäljellä ovat yksi paikkaulottuvuus, joka kasvaa kartion laajetessa, ja yksi aikaulottuvuus, joka etenee "ylös" kartion pintaa pitkin. Diagrammin kapea ympyränmuotoinen pää vastaa kosmologista aikaa 700 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, leveä pää taas kosmologista aikaa 18 miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, ja kuvan reunojen mutkista voidaan havaita hetki, jolloin alkoi kiihtyvä laajeneminen, mallia lopulta hallitseva piirre. Ruudukon purppuranväliset viivat vastaavat tiettyjä kosmologisia ajankohtia miljardin vuoden välein. Ruudukon sinivihreät viivat vastaavat mukana liikkuvaa etäisyyttä, nykyaikaa vastaavalla kohdalla miljardin valovuoden välein, mutta tämä etäisyys kasvaa ajan myötä eli siirryttäessä kaavioissa kohti leveämpää reunaa. On huomattava, että viivojen kiertyminen on vain seurausta siitä, millä tavoin kaavio on havainnollisuuden vuoksi piirretty tasolle, eikä sillä itsessään ole mitään fysikaalista merkitystä; avaruus ei tällä tavoin kierry itsensä ympäri.

Diagrammin ruskea viiva tarkoittaa Maan maailmanviivaa, tai varhaisimpien aikojen osalta sen aineen, josta Maa myöhemmin muodostui. Keltainen viiva on kaukaisimman tunnetun kvasaarin maailmanviiva. Punainen viiva on reitti, jota pitkin kvasaarista 13 miljardia vuotta sitten lähtenyt valo nykyisin saavuttaa Maan. Oranssi viiva osoittaa Maan ja kvasaarin nykyistä etäisyyttä, joka on noin 28 miljardia valovuotta, ja on huomattava, että tämä on suurempi kuin maailmankaikkeuden ikä kerrottuna valonnopeudella.

Yleisen suhteellisuusteorian ekvivalenssiperiaatteen mukaan suppean suhteellisuusteorian säännöt ovat paikallisesti voimassa pienillä aika-avaruuden alueilla, jotka ovat likimain tasaisia. Erityisesti valo etenee paikallisesti aina nopeudella c; oheisessa diagrammissa etäisyysasteikot on yleisen käytännön mukaisesti laadittu siten, että valonsäteet muodostavat aina 45 asteen kulman ruudukon viivojen kanssa. Tästä ei kuitenkaan seuraa, että valo aina kulkisi etäisyyden ct ajassa t, kuten punainen maailman-viiva osoittaa. Vaikka se aina lokaalisti etenee nopeudella c, sen kulkuaika, noin 13 miljardia vuotta, ei ole missään yksinkertaisessa suhteessa etäisyyteen, koska maailmankaikkeus laajenee samaan aikaan kun valonsäde kulkee avaruuden ja ajan halki. Itse asiassa kuljettu matka ei etäisyyksien muuttumisen vuoksi edes ole yksikäsitteisesti määriteltävissä. Voidaan kuitenkin valita kaksi etäisyyttä, jotka näyttävät olevan fysikaalisesti merkityksellisiä: kvasaarin ja Maan välinen etäisyys sillä hetkellä kun valo lähti kvasaarista, ja niiden etäisyys tällä hetkellä. Nämä saadaan ottamalla poikkileikkaus kartiossa suunnassa, joka määriteltiin vastaamaan paikallista etäisyyttä. Edellinen etäisyys on noin 4 miljardia valovuotta, paljon pienempi kuin ct, koska avaruus on valon lähtemisen jälkeen laajentunut; täten valolta on matkaan kulunut aikaa enemmän kuin jos laajenemista ei tapahtuisi. Jälkimmäinen etäisyys, jota osoittaa oranssi viiva, on noin 28 miljardia valovuotta, paljon suurempi kuin ct. Jos laajeneminen nyt yhtäkkiä pysähtyisi, valolta kuluisi tästedes aikaa 28 miljardia vuotta matkaan Maasta kvasaariin tai päinvastoin, mutta jos laajeneminen olisi pysähtynyt aikaisemmin, se saattaisi kestää vain 4 miljardia vuotta.

Valon matka kvasaarista Maahan kesti siis paljon kauemmin kuin 4 miljardia vuotta, vaikka se lähti vain 4 miljardin valovuoden päästä, ja itse asiassa Maahan saapunut valo lähti kvasaarista alun perin poispäin, sillä kuluneen ajan muutaman ensimmäisen miljardin vuoden ajan etäisyys kasvoi suhteellisena kosmologiseen aikaan ja alun perin avaruus laajeni Maan ja kvasaarin välillä valoa nopeammin. Mikään näistä yllättävistä seikoista ei ole aiheudu metrisen laajenemisen erityisistä ominaisuuksista vaan pelkästään erityisen suhteellisuusteorian lokaaleista periaatteista integroituina kaarevan pinnan yli.

Laajenevan avaruuden topologia

Graafinen esitys maailmankaikkeuden laajenemisesta inflaatiovaiheessa. Metriikan tavaton laajeneminen näkyy vasemmalla olevassa kaaviossa. Se saattaa olla sekaannuttava, koska avaruuden laajeneminen näyttää siltä kuin se laajenisi ympärillä olevaan tyhjään tilaan. Näin on kuitenkin tehty vain asian havainnollistamiseksi; se ei kuulu laajenemista kuvaaviin fysikaalisiin malleihin.

Ajan kuluessa maailmankaikkeuden muodostava avaruus laajenee. Vaikka sanoja avaruus ja maailmankaikkeus toisinaan käytetään samaa tarkoittavina, tässä yhteydessä niillä on eri merkitys. Tässä avaruus on matemaattinen käsite, joka tarkoittaa kaikkien pisteiden muodostamaa kolmiulotteista monistoa, kun taas maailmankaikkeudella tarkoitetaan kaikkea, mikä on olemassa, mukaan luettuna avaruudessa oleva aine ja energia sekä aika, jonka kuluessa eri ilmiöt tapahtuvat. Avaruuden laajeneminen koskee vain tähän kolmiulotteista monistoa; toisin sanoen sitä käsiteltäessä ei tarvitse ottaa huomioon mahdollisia ylimääräisiä ulottuvuuksia tai ulkopuolista maailmankaikkeutta.^[14]

Avaruuden lopullinen topologia on määritettävissä vain a posteriori, havaintojen perusteella, koska ei ole olemassa sellaisia ehdottomia edellytyksiä, joiden nojalla voitaisiin päätellä a priori, onko fysikaalinen avaruus esimerkiksi yhdesti yhtenäinen tai kompakti. Vaikka jotkin kosmologiset mallit kuten Gödelin maailmankaikkeus sallivat jopa eriskummallisia, itsensä leikkaavia maailmanviivoja, lopulta kysymys siitä, elämmekö jonkinlaisessa "Pac-Man-avaruudessa", jossa riittävän kauas tiettyyn suuntaan matkattaessa palaisimme lopulta lähtöpaikkaamme, on empiirinen kysymys, joka on tai ei ole ratkaistavissa riippuen koko maailmankaikkeuden geometriasta. Toistaiseksi havainnot ovat sopusoinnussa sen käsityksen kanssa, että avaruus on ääretön ja yhdesti yhtenäinen, vaikka emme kykenekään selvittämään, ovatko kosmologiset horisontit yksinkertaisen vai mutkikkaampien ehdotettujen mallien mukaiset. Maailmankaikkeus saattaa olla mittasuhteiltaan ääretön tai äärellinen, mutta havainnot, joiden pohjalta kosminen inflaatio on päätelty, viittaavat myös siihen, että "maailmankaikkeus kokonaisuudessaan" on paljon laajempi kuin havaittava maailmankaikkeus, ja siten mitkään reunat tai epätavalliset geometriat tai topologiat eivät ole suoraan havaittavissa, koska valo ei ole vielä ehtinyt kulkea niin pitkiä matkoja, joilla sellaiset ilmiöt, jos niitä esiintyy, ovat yhä mahdollisia. Käytännön kannalta voidaan hyvällä syyllä otaksua, että maailmankaikkeus on avaruudellisilta ulottuvuuksiltaan ääretön eikä sillä ole reunaa tai tavanomaisesta käsityksestä poikkeavia yhtenäisyysominaisuuksia.^[15]

Kysymys siitä, mihin maailmankaikkeus laajenee, on merkityksetön riippumatta siitä, minkä muotoinen maailmankaikkeus kokonaisuudessaan on, eikä siihen ole tarpeen vastata. Tapa, jolla maailmankaikkeuden avaruus on määritelty, ei millään tavoin edellytä, että sen lisäksi olisi jokin ulkopuolinen avaruus tai "hyperavaruus", johon se laajenee, koska ääretön avaruus pysyy laajetessaankin äärettömänä. Suurella varmuudella kuitenkin tiedetään, että avaruutemme monisto on ominaisuuksiltaan sellainen, että etäisyys kohteiden välillä kasvaa ajan kuluessa. Tästä aiheutuvat jäljempänä kerrotut metriseen laajenemiseen liittyviä havaittavat seuraukset. Tässä suhteessa havainnollistukset, joissa maailmankaikkeus laajenee kuplan tavoin ulkopuoliseen tyhjyyteen, ovat harhaanjohtavat. Ei ole mitään syytä olettaa, että laajenevalla maailmankaikkeudella olisi jokin "ulkopuoli", johon se laajenee.

Vaikka avaruuden laajuus olisikin ääretön eikä maailmankaikkeus sikäli voisi tulla enää "suuremmaksi", sen voidaan kuitenkin sanoa laajenevan, koska paikallisesti etäisyydet kohteiden välillä kasvavat. Laajetessaankin avaruus pysyy äärettömänä.

Laajenemisen vaikutukset pienillä etäisyyksillä

Avaruuden laajenemista kuvataan toisinaan voimana, joka työntäisi kappaleita poispäin toisistaan. Vaikka tämä kuvaakin hyvin kosmologisen vakion vaikutusta, se ei kuvaa laajenemisilmiötä yleisemmin oikealla tavalla. Suuren osan maailmankaikkeuden historiasta laajenemista on ylläpitänyt pääasiassa inertia. Hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa ainehiukkaset lensivät toisistaan erilleen tuntemattomista syistä, todennäköisesti kosmisen inflaation vaikutuksesta, ja tämä liike on yksinkertaisesti jatkunut, vaikkakin gravitaation vaikutuksesta jatkuvasti yhä hitaammin.

Paitsi että gravitaatio hidastaa laajenemista, se myös keskittää ainetta tähdiksi ja galakseiksi. Kun tällaiset kohteet ovat muodostuneet ja gravitaatio pitää niissä koossa, ne jäävät ikään kuin laajenemisen ulkopuolelle eivätkä ne itse laajene kosmologisen metriikan muutoksen vaikutuksesta, sillä mikään voima ei saa niitä niin tekemään.

Maailmankaikkeuden inertiaalisella laajenemisella ja lähekkäisten kappaleiden inertiaalisella etääntymisellä toisistaan tyhjiössä ei ole eroa; edellinen on sama ilmiö kuin jälkimmäinenkin, mutta laajemmissa mittasuhteissa.

Kun kappaleet gravitaation vaikutuksesta ovat sidoksissa toisiinsa, ne eivät enää etäänny toisistaan. Itse asiassa Andromedan galaksi, jonka gravitaatio sitoo Linnunradan galaksiin, lähestyy meitä eikä etäänny. Paikalliseen ryhmäämme kuuluvien galaksien välinen gravitaatiovuorovaikutus on muuttanut siihen kuuluvien kappaleiden inertiaalista liikettä siten, että kosmologinen laajeneminen ei sen sisällä vaikuta. Paikallisen ryhmän ulkopuolella inertiaalinen laajeneminen on mitattavissa, vaikka systemaattiset gravitaatioilmiöt merkitsevätkin sitä, että yhä laajemmat osat avaruutta tulevat jäämään pois "Hubblen virrasta" ja muodostavat lopulta sidottuja, laajenemattomia galaksien superjoukkoja. Tällaiset tulevat tapahtumat voidaan ennustaa, jos tunnetaan tarkoin, kuinka Hubblen virta muuttuu sekä niiden kappaleiden massat, jotka aikanaan sitoutuvat gravitaation vaikutuksesta toisiinsa. Nykyisin Paikallista ryhmäämme vetää gravitaatiovoimilla puoleensa joko Shapleyn superjoukko tai "Suuri attraktori", joihin galaksimme tulisi lopulta liittymään, ellei pimeä energia vaikuttaisi, eivätkä nämä sen jälkeen enää etääntyisi meistä.

Siitä, että metrinen laajeneminen vastaa inertiaalista liikettä, seuraa, että paikallisesti aineen "purkautumista" tyhjiöön voidaan kuvata FLRW-geometrialla, samalla joka kuvaa koko maailmankaikkeuden laajenemista ja joka oli myös yksinkertaisemman Milnen maailmankaikkeuden pohjana, jossa gravitaation vaikutusta ei otettu huomioon. Erityisesti yleinen suhteellisuusteoria ennustaa, että valo edelleen liikkuu nopeudella c laajenevassa avaruudessa olevan aineen suhteen.

Tilanne muuttuu jonkin verran, kun malliin lisätään pimeä energia tai kosmologinen vakio. Tyhjiön energiatiheydestä aiheutuva kosmologinen vakio vaikuttaa ikään kuin kappaleiden välillä olisi hylkimisvoima, joka olisi suoraan (ei siis kääntäen) verrannollinen niiden etäisyyteen. Toisin kuin inertia, se aktiivisesti "työntää" toisistaan poispäin kappaleita, jotka gravitaatio sitoo yhteen, ja jopa yksittäisiä atomeja. Kuitenkaan se ei saa kappaleita jatkuvasti laajenemaan tai hajoamaan; elleivät ne pysy hyvin löyhästi koossa, ne yksinkertaisesti asettuvat tasapainotilaan, jossa ne vievät hieman enemmän tilaa kuin muutoin veisivät, mutta ero on niin pieni, ettei se ole havaittavissa. Kun maailmankaikkeus laajenee ja aine siinä tulee harvemmaksi, gravitaatiovoimat heikkenevät, sillä ne ovat verrannollisia tiheyteen, kun taas kosmologinen työntämisvoima vahvistuu; täten ΛCDM-maailmankaikkeuden lopullinen kohtalo on laajeta yhä nopeammin sen tiheyden pienetessä. Paikallisesti maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen ainoa havaittava vaikutus kuitenkin on kaukaisten galaksien etääntyminen ja siitä aiheutuva punasiirtymä; gravitaation koossa pitämät kohteet kuten Linnunrata eivät laajene, ja Andromedan galaksi lähestyy meitä siinä määrin nopeasti, että noin kolmen miljardin vuoden kuluttua se ja Linnunradan galaksi yhdistyvät, ja on myös todennäköisestä, että yhdistynyt supergalaksi lopulta yhdistyy Neitsyen galaksijoukkoon. Sitä vastoin kaukaisemmat galaksit etääntyvät yhä nopeammin, ja lopulta niiden valo punasiirtyy näkyvän valon aallonpituusalueen ulkopuolelle.

Skaalatekijä

Perustavalla tasolla maailmankaikkeuden laajeneminen on maailmankaikkeuden laajimpia mittasuhteita koskeva ilmiö. Kosmologisilla etäisyyksillä toisistaan olevien pisteiden etäisyys kasvaa ajan kuluessa, mikä saa aikaan jäljempänä kuvailtuja seurauksia. Tätä maailmankaikkeuden ominaisuutta voidaan luonnehtia yhdellä parametrilla, jota sanotaan skaalatekijäksi. Se on ajan funktio, ja joka hetki sillä on sama arvo koko avaruudessa. Olisikin kosmologisen periaatteen vastaista, että se olisi myös paikan funktio. Tavanomaisesti skaalatekijä määritellään niin, että sen nykyinen arvo on 1, ja koska maailmankaikkeus laajenee, skaalatekijä oli menneinä aikoina pienempi kuin 1, tulevina aikoina suurempi. Ekstrapoloimalla joitakin kosmologisia malleja ajassa taaksepäin päädytään lopulta hetkeen, jolloin skaalatekijä oli nolla; nykyisen kosmologisen tietämyksen mukaan näin oli 13,798 ± 0,037 miljardia vuotta sitten. Jos maailmankaikkeuden laajeneminen jatkuu ikuisesti, skaalatekijä kasvaa rajatta. Periaatteessa ei ole mitään syytä, miksi laajenemisen olisi välttämättä oltava monotonista, ja onkin olemassa malleja, joissa skaalatekijä jossakin vaiheessa tulevaisuudessa alkaa pienetä. Tällöin maailman kaikkeuden laajeneminen lakkaisi ja se alkaisi supistua.

Muita laajenemisen havainnollistuksia

Avaruuden laajenemista havainnollistetaan usein malleilla, jotka näyttävät vain avaruuden koon tietyllä hetkellä ja jättävät aikaulottuvuuden implisiittisesti pääteltäväksi.

"Muurahainen kuminauhalla" -mallissa kuvitellaan, että pistemäiseksi idealisoitu muurahainen kulkisi vakionopeudella täysin kimmoista ja jatkuvasti venyvää nauhaa pitkin. Jos nauhaa venytetään ΛCDM-skaalatekijän mukaisesti ja ajatellaan muurahaisen liikkuvan valonnopeudella, tämä analogia on numeerisesti osuva: muurahaisen paikka kullakin ajanhetkellä vastaa punaista viivaa edellä olevassa diagrammissa.

"Kumilevymallissa" nauha korvataan litteällä kaksiulotteisella kumilevyllä, joka laajenee yhtä lailla kaikkiin suuntiin. Toisen paikkaulottuvuuden lisääminen tekee paremmin mahdolliseksi kuvata avaruuden geometrian paikallisia poikkeamia levyn paikallisen kaarevuuden avulla.

"Ilmapallomallissa" litteä levy on korvattu ilmapallolla, joka laajenee puhallettaessa. Ilmapallolla on positiivinen Gaussin kaarevuus, vaikka havainnot viittaavat siihen, että todellinen maailmankaikkeus on avaruudellisesti laakea, mutta tämä epäyhteensopivuus voidaan poistaa olettamalla, että ilmapallo on hyvin suuri niin, että sen pinta on havaintotarkkuuden rajoissa tasainen. Tämä vertaus on mahdollisesti harhaanjohtava, koska se virheellisesti antaa ymmärtää, että alkuräjähdys tapahtui ilmapallon keskipisteessä. Itse asiassa muut kuin ilmapallon pinnalla olevat pisteet eivät merkitse tässä havainnollistuksessa mitään, vaikka ilmapallo olisikin aikaisemmin ollut niiden kohdalla.

Rusinapullamallia esittävä animaatio. Kun pullan paksuus ja leveys kaksinkertaistuvat, myös etäisyydet rusinoiden välillä kaksinkertaistuvat.

"Rusinapullamallissa" kuvitellaan rusinapullataikinan laajenevan uunissa. Taikina, joka vastaa avaruutta kokonaisuudessaan, laajenee, mutta rusinat, jotka kuvaavat gravitaation koossa pitämiä systeemejä, eivät laajene, ne vain etääntyvät toisistaan.

Kaikkiin näihin havainnollistuksiin liittyy se ongelma, että ne edellyttävät ulkopuolista voimaa, joka vaikuttaa "avaruuteen" koko ajan, jotta se laajenisi. Toisin kuin todellinen kosmologinen aine, kumilevyt ja pullataikinat pysyvät koossa sähkömagneettisten sidosvoimien vaikutuksesta eivätkä ne itsessään jatka laajemista mahdollisen alkuvetäisyn jälkeen.

Teoreettinen perusta ja ensimmäiset todisteet

Hubblen laki

Teknisesti avaruuden metrinen laajeneminen on yleisen suhteellisuusteorian Einsteinin kenttäyhtälöiden monien ratkaisujen ominaisuus, ja etäisyys mitataan Lorentzin intervallin avulla. Tämä selittää havainnot, joiden mukaan kaukaisemmat galaksit etääntyvät meistä nopeammin kuin lähemmät. Tämä säännönmukaisuus tunnetaan Hubblen lakina.

Kosmologinen vakio ja Friedmannin yhtälöt

Ensimmäiset yleisen suhteellisuusteorian mukaiset mallit ennustivat, että maailmankaikkeus on dynaaminen ja että siinä oleva aine ei laajenisi vaan päin vastoin kutistuisi kokoon gravitaation vaikutuksesta. Einsteinin ensimmäinen ehdotus tämän ongelman ratkaisuksi oli kosmologisen vakion lisääminen hänen teoriaan niin, että se kumoaisi kutistumisen ja saisi aikaan staattista maailmankaikkeutta vastaavan ratkaisun. Mutta vuonna 1922 Alexander Friedman johti joukon yhtälöitä, Friedmannin yhtälöt, jotka osoittivat, että maailmankaikkeus saattaisi laajeta ja joista laajenemisnopeuskin voitiin laskea.^[16] Edwin Hubblen havainnot vuodelta 1929 viittasivat siihen, että kaikki kaukaiset galaksit näyttivät liikkuvan meistä poispäin, mikä sai monet tiedemiehet hyväksymään ajatuksen, että maailmankaikkeus laajenee.

Hubblen päätelmät laajenemisvauhdista

Vaikka avaruuden metrinen laajeneminen voitiin päätellä Hubblen vuonna 1929 tekemistä havainnoista, Hubblea askarrutti kysymys siitä, mitä hänen mittaamastaan laajenemisvauhdista seuraa:

»"… jos punasiirtymä ei pääasiassa johdu nopeudesta … nopeuden ja etäisyyden välinen suhde on lineaarinen ja nebulat jakautuvat avaruuteen tasaisesti, ei ole mitään todisteita laajenemisesta, ei jälkeäkään kaarevuudesta, ei rajoituksia aika-asteikolle ... ja löydämme itsemme luonnon yhden meille edelleen tuntemattoman periaatteen ääreltä … kun taas jos punasiirtymät johtuvat nopeuksista, laajenemismallit ovat kerta kaikkiaan ristiriidassa tekemiemme havaintojen kanssa … laajenemismallit ovat havaintotulosten väkinäisiä tulkintoja. »

»"[Jos punasiirtymät ovat Dopplerin siirtymiä] … havainnot sellaisina kuin ne ovat johtavat anomaliaan, sillä niiden mukaan maailmankaikkeus olisi suljettu, omituisen pieni ja tiheä, ja voidaan lisätä, epäilyttävän nuori. Toisaalta jos punasiirtymät eivät ole Dopplerin ilmiöitä, nämä anomaliat katoavat ja havaittu alue osoittautuu pieneksi, homogeeniseksi mutta häviävän pieneksi osaksi maailmankaikkeudesta, joka ulottuu määrittelemättömän kauas sekä paikassa että ajassa."»
(E. Hubble, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 97, 506, 1937 ^[17])

Itse asiassa Hubble oli oikeassa epäillessään, ettei maailmankaikkeus ollut niin pieni, tiheä ja nuori kuin mihin havainnot viittasivat. Myöhemmät tutkimukset osoittivat, että Hubble oli luullut kaukaisia HII-alueita kefeideiksi eikä hän myöskään ollut tuntenut eroa kefeidien ja heikkovaloisten RR Lyrae-tähtien kanssa, mistä aiheutuneen kalibrointivirheen vuoksi hän oli saanut Hubblen vakiolle arvoksi noin 500 km/s/Mpc, vaikka sen todellinen arvo on noin 71 km/s/Mpc.^[8] Tämä Hubblen vakion liian suuri arvo antoi maailmankaikkeuden iäksi noin 2 miljardia vuotta, mikä on pienempi kuin Maan ikä, ja galaksien havaitun tiheyden ekstrapolointi nopeasti laajenevaan maailmankaikkeuteen johti samassa suhteessa liian suureen aineen keskimääräiseen tiheyteen. Tämä tiheys oli niin suuri, että sen vaikutuksesta maailmankaikkeuden geometria olisi suljettu, mistä seuraisi myös loppurysäys vastaavan aika-asteikon rajoissa. Kun nämä virheet 1950-luvulla saatiin korjatuiksi, Hubblen vakion uusi pienempi arvo oli sopusoinnussa vanhempaa maailmankaikkeutta koskevien oletusten kanssa ja tiheys oli lähellä sitä, mitä geometrisesti laakea maailmankaikkeus edellytti.^[18]

Inflaatio laajenemisen selityksenä

Ennen kuin 1980-luvulla kehitettiin kosmisen inflaation mallit, ei osattu selittää, miksi maailmankaikkeus laajenee. Nämä mallit osoittivat laajenemisen tyhjiön hajoamisesta aiheutuvaksi ilmiöksi. Laajeneminen voidaan nyt selittää sen inflatorisen hajoamisprosessin yksityiskohtien avulla, joka tapahtui maailmankaikkeuden ensimmäisen 10^-32 sekunnin aikana.^[19] Inflaation aikana metriikka kasvoi eksponentiaalisesti, mikä sai atomia pienemmän avaruuden alueen laajenemaan läpimitaltaan 100 miljoonan valovuoden laajuiseksi vastaavan pituisessa ajassa kuin silloin oli kulunut kaikkeuden alusta, noin 10^-32 sekunnissa.

Maailmankaikkeus laajenee kaikkiin suuntiin Hubblen vakion määrittämällä nopeudella. Hubblen vakio voi kuitenkin muuttua ajan kuluessa riippuen tiheysparametrin (O) arvosta. Ennen pimeän energian löytöä uskottiin, että aine olisi maailmankaikkeudessa hallitsevassa asemassa, ja niinpä O tässä kuvaajassa vastaa aineen tiheyden suhdetta kriittiseen tiheyteen ( $\Omega _{m}$ ).

Etäisyyden mittaaminen metrisessä avaruudessa

Laajenevassa avaruudessa etäisyys on dynaaminen, ajan mukana muuttuva suure. On useita tapoja, etäisyysmittoja, joilla etäisyys voidaan määritellä kosmologiassa, mutta nykyiset tähtitieteilijät käyttävät tavallisesti mukana liikkuvaa etäisyyttä.

Metriikka määrittää etäisyyden vain läheisten, niin sanottujen "lokaalien" pisteiden välisen etäisyyden. Jotta etäisyys voidaan määrittää mielivaltaisen kaukaana toisistaan oleville pisteille, on pisteiden lisäksi määritettävä myös tietty käyrä, aika-avaruuden intervalli, joka yhdistää ne toisiinsa. Pisteiden välinen etäisyys saadaan tällöin määrittämällä tämän käyrän pituus kolmiulotteisessa avaruudessa. Mukana liikkuva etäisyys saadaan, kun tällaiseksi käyräksi valitaan käyrä, jonka kohdalla kosmologinen aika on vakio. Käytännössä mukana liikkuvaa etäisyyttä ei voida suoraan mitata Maasta käsin tehdyillä havainnoilla. Kaukaisten kohteiden etäisyyksien määrittämiseksi tähtitieteilijät mittaavat yleensä standardikynttilöiden luminositeetin taikka kaukaisten galaksien punasiirtymäkertoimen 'z' ja muuntavat nämä mittaustulokset sitten etäisyyksiksi jonkin tietyn aika-avaruuden mallin, esimerkiksi lambda-CDM-mallin avulla. Itse asiassa juuri tällaisten mittausten avulla todettiin, ettei mikään viittaa siihen, että laajeneminen olisi hidastumassa.

Havaintoihin perustuvat todisteet

Maailmankaikkeuden malleja kehittäneet teoreettiset kosmologit ovat ottaneet työnsä lähtökohdaksi muutamia järkeenkäypiä oletuksia. Niiden avulla he ovat johtaneet malleja, joissa avaruuden metrinen laajeneminen on uskottava ilmiö. Tärkeimmät näistä oletuksista ovat:

kosmologinen periaate, jonka mukaan maailmankaikkeus on kaikkiin suuntiin samanlainen eli isotrooppinen, ja
kopernikaaninen periaate, jonka mukaan mikään paikka ei ole erikoisasemassa.

Huolellisilla kokeilla on tutkittu, ovatko nämä oletukset päteviä ja havaintojen mukaisia. Havaitseva kosmologia on antanut varsin vakuuttavia todisteita, jotka tukevat näitä oletuksia.

Hubble osoitti, että kaikki riittävän kaukaiset galaksit ja muut tähtitieteteelliset kohteet etääntyvät meistä, kuten yleisen laajenemisen perusteella oli odotettavissakin.^[20] Määrittämällä avaruuden kaukaisten kohteiden sähkömagneettisten spektrien punasiirtymät hän osoitti, että kaikki kohteet etääntyvät meistä ja että niiden nopeus on verrannollinen etäisyyteen, mikä on metrisen laajenemisen ominaisuus. Myöhemmät tutkimukset ovat myöhemmin osoittaneet, että laajeneminen on äärimmäisen isotrooppista ja homogeenista, toisin sanoen mikään paikka ei ole erikoisasemassa "keskuksena", vaan laajeneminen näyttää yleiseltä ja mistään tietystä keskipisteestä riippumattomalta.
Tutkimukset, jotka punasiirtymien avulla on tehty maailmankaikkeuden laaja-alaisesta rakenteesta, on löydetty yläraja, jota suuremmissa mittasuhteissa maailmankaikkeus näyttää olevan kaikkialla samanlainen. Ennen tällaisia havaintoja maailmankaikkeus vaikutti koostuvan toinen toisiaan suuremmista keskittymistä, joita olivat galaksit, galaksijoukot ja superjoukot, eikä se näiden sisällä näyttänyt lainkaan isotrooppiselta tai homogeeniselta. Tiettyä rajaa suuremmissa mittasuhteissa tällaisia keskittymiä ei enää ole, vaan superjoukot ovat tasaisesti levittäytyneet avaruuteen.
Gammapurkauksia ja supernovia havaitaan pitkällä aikavälillä yhtä paljon kaikilla suunnilla, mikä sekin tukee kosmologista periaatetta.
Kopernikaanista periaatetta ei voitu vakuuttavasti todentaa kosmologisilla etäisyyksillä, ennen kuin kosmisen taustasäteilyn vaikutukset kaukaisiin astrofysikaalisiin systeemeihin kyettiin mittaamaan. Ryhmä Euroopan eteläisen observatorion tähtitieteilijöitä mittasi kaukaisen, taustasäteilyn kanssa termisessä tasapainossa olevan galaksien välisen pilven lämpötilan ja havaitsi tämän taustasäteilyn lämpötilan olleen menneinä aikoina huomattavasti nykyistä korkeampi. Havaintojen tulokset julkaistiin Nature-lehdessä joulukuussa 2000.^[21]^[22] Kosmisen mikroaaltosäteilyn kaikkialla yhtäläinen viileneminen miljardien vuoksien kuluessa on vahva ja suora havaintoihin perustuva todiste metrisestä laajenemisesta.

Sitä, että fysiikan lait ovat samat kaikissa paikoissa ja kaikkina aikoina, on viime aikoihin saakka pidetty perustavana filosofisena oletuksena, ja se on nyt havaintojenkin perusteella varmistettu siltä osin kuin havaintoja tapahtumista eri aikoina ja eri paikoissa on voitu tehdä.

Vaihtoehtoisia selityksiä

Vaihtoehtona laajenevan maailmankaikkeuden mallille on esitetty teorioita, joiden mukaan kaukaisten galaksien valon yleinen punasiirtymä ei johtuisikaan niiden etääntymisestä vaan erilaisista vuorovaikutusprosesseista, joissa niistä saapunut valo on matkan varrella menettänyt energiaansa. Ongelmana tällaisissa ns. väsyneen valon teorioissa kuitenkin on, että tällaiset Comptonin ilmiön kaltaiset prosessit ilmeisestikin saisivat valon kulkusuunnankin muuttumaan, jolloin nämä galaksit näkyisivät sumeammin kuin ne todellisuudessa näkyvät.^[23] Lisäksi galaksien etäisyyksiä on kyetty määrittämään myös punasiirtymästä riippumattomin menetelmin, eikä punasiirtymän havaittu riippuvuus etäisyydestä tue väsyneen valon teorioita.^[24]

Vuonna 2013 Christof Wetterich esitti, että yleisenä punasiirtymänä tunnettu ilmiö aiheutuisikin siitä, että maailmankaikkeuden ja kaikkien siinä olevien hiukkasten massa kasvaa hitaasti. Kun valo lähti kaukaisista galakseista, siellä olleiden atomien massa olisi ollut nykyistä pienempi, minkä vuoksi niiden elektronien energiatasot olisivat olleet nykyistä alemmat ja sen mukaisesti niiden spektriviivojen taajuus olisi ollut alun perinkin nykyistä pienempi.^[25]

Katso myös

Maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen

Lähteet

Arthur Eddington: The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900-1931. Press Syndicate of the University of Cambridge, 1933.
Andrew R. Liddle, David H. Lyth: Cosmological Inflation and Large-Scale Structure. Cambridge University Press.
Misconceptions about the Big Bang. Scientific American, maaliskuu 2005. Artikkelin verkkoversio.
Delo E. Mook, Thomas Vargish: Inside Relativity. Princeton University Press, 1991.
Barbara Sue Ryden: Introduction to cosmology. Cambridge University Press, 2017. ISBN 978-1-107-15483-4

Viitteet

↑ Ryden 2017, Ch. 11.5
↑ Ryden 2017, Epilogue
↑ astro-ph/0310808 Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe arxiv.org. Viitattu 9.5.2014.
↑ The Expansion of Space: Free Particle Motion and the Cosmological Redshift Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.
↑ The kinematic origin of the cosmological redshift Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.
↑ The Root of Conceptual Problems of the Cosmological Physics Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.
↑ A diatribe on expanding space Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.
↑ ^a ^b Kari Enqvist: ”Kuuma alkuräjähdys”, Johdatus suhteellisuusteoriaan, s. 97. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 2011. ISBN 978-952-5329-97-1
↑ Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus NASA. Viitattu 9.5.2014.
↑ NASA's Hubble Rules Out One Alternative to Dark Energy NASA. Viitattu 9.5.2014.
↑ The Astrophysical Journal, 1.4.2011, nro 730. doi:10.1088/0004-637X/730/2/119 ISSN 0004-637X Bibcode:2011ApJ...730..119R arXiv:1103.2976 [A 3% solution: determination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope and Wide Field Camera 3 Artikkelin verkkoversio].
↑ A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe. New York Times, 11.10.2003. Artikkelin verkkoversio.
↑ The Nobel Prize in Physics 2011 nobelprize.org. Viitattu 7.4.2014.
↑ P. J. E. Peebles: Principles of Physical Cosmology, s. 73. Princeton University Press, 1993.
↑ http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=274
↑ Über die Krümmung des Raumes. Z. Phys, 1922, s. 377–386.
↑ http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1937MNRAS..97..506H&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=427d1954a200670
↑ http://www.jstor.org/stable/10.1086/316324
↑ The Inflatory Universe (Alan Guthin haastattelu) 19.11.2002. Edge.org.
↑ Hubble, Edwin, "A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae" (1929) Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, Volume 15, Issue 3, pp. 168-173 (Artikkeli kokonaisuudessaan (Arkistoitu – Internet Archive), PDF)
↑ The microwave background temperature at the redshift of 2.33771. Nature, joulukuu 2000. Artikkelin verkkoversio.
↑ lehdistötiedote (Arkistoitu – Internet Archive)
↑ Erros in Tired Light Cosmology astro.ucla.edu. Viitattu 14.5.2014.
↑ The Tolman Surface Brightness Test for the Reality of the Expansion. IV. A Measurement of the Tolman Signal and the Luminosity Evolution of Early-Type Galaxies 29.6.2001. Cornell University Library. Viitattu 14.5.2014.
↑ Cosmologist suggests universe might not be expanding after all phys.org. Viitattu 9.11.2016.

Aiheesta muualla

Answer to a question about the expanding universe newton.dep.anl.gov. Arkistoitu 11.1.2009. Viitattu 7.5.2014.
The Expanding Universe ncsu.edu. Viitattu 7.5.2014.
Explanation of the universal expansion (Alkeistietoa) NASA, WMAP-tiimi. Viitattu 7.5.2014.
Hubble Tutorial University of Wisconsin Physics Department. Viitattu 7.5.2014.
Expanding raisin bread (havainnollistus ilman selityksiä) University of Winnipeg.
Ant on a balloon" analogy to explain the expanding universe Ask an Astronomer. Viitattu 7.5.2014.
Researched Essay: "The Big Bang" - Proof that the Universe is Expanding rahulgladwin.com.

Käännös suomeksi

Tämä artikkeli tai sen osa on käännetty tai siihen on haettu tietoja muunkielisen Wikipedian artikkelista.
Alkuperäinen artikkeli: en:Metric expansion of space

[1] Ryden 2017, Ch. 11.5

[2] Ryden 2017, Epilogue

[3] stro-ph/0310808 Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe arxiv.org. Viitattu 9.5.2014.

[Whiting-4] The Expansion of Space: Free Particle Motion and the Cosmological Redshift Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.

[Hogg-5] The kinematic origin of the cosmological redshift Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.

[Baryshev-6] The Root of Conceptual Problems of the Cosmological Physics Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.

[Peacock-7] A diatribe on expanding space Cornell University Library. Viitattu 9.5.2014.

[Enqvist97-8] Kari Enqvist: ”Kuuma alkuräjähdys”, Johdatus suhteellisuusteoriaan, s. 97. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 2011. ISBN 978-952-5329-97-1

[9] Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus NASA. Viitattu 9.5.2014.

[10] NASA's Hubble Rules Out One Alternative to Dark Energy NASA. Viitattu 9.5.2014.

[Riess2011-11] The Astrophysical Journal, 1.4.2011, nro 730. doi:10.1088/0004-637X/730/2/119 ISSN 0004-637X Bibcode:2011ApJ...730..119R arXiv:1103.2976 [A 3% solution: determination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope and Wide Field Camera 3 Artikkelin verkkoversio].

[12] A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe. New York Times, 11.10.2003. Artikkelin verkkoversio.

[13] The Nobel Prize in Physics 2011 nobelprize.org. Viitattu 7.4.2014.

[14] P. J. E. Peebles: Principles of Physical Cosmology, s. 73. Princeton University Press, 1993.

[15] ttps://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=274

[16] Über die Krümmung des Raumes. Z. Phys, 1922, s. 377–386.

[17] ttps://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1937MNRAS..97..506H&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=427d1954a200670

[18] ttps://www.jstor.org/stable/10.1086/316324

[19] The Inflatory Universe (Alan Guthin haastattelu) 19.11.2002. Edge.org.

[20] Hubble, Edwin, "A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae" (1929) Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, Volume 15, Issue 3, pp. 168-173 (Artikkeli kokonaisuudessaan (Arkistoitu – Internet Archive), PDF)

[21] The microwave background temperature at the redshift of 2.33771. Nature, joulukuu 2000. Artikkelin verkkoversio.

[22] stötiedote (Arkistoitu – Internet Archive)

[23] Erros in Tired Light Cosmology astro.ucla.edu. Viitattu 14.5.2014.

[24] The Tolman Surface Brightness Test for the Reality of the Expansion. IV. A Measurement of the Tolman Signal and the Luminosity Evolution of Early-Type Galaxies 29.6.2001. Cornell University Library. Viitattu 14.5.2014.

[PhysOrg-25] Cosmologist suggests universe might not be expanding after all phys.org. Viitattu 9.11.2016.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

Maailmankaikkeuden laajeneminen

Sisällys