MAAILMANKAIKKEUDEN KEHITYS

Transkriptio

1 MAAILMANKAIKKEUDEN KEHITYS

2 Abstract At the moment of the beginning, there was not such a notion as time or space. All that we have come to know as the universe was at first an infinitely dense accumulation of energy expanding at an enormous pace filling the emptiness. The early universe was composed of quarkplasm and energy fields, which all were the same since none of the fundamental interactions was separated. By s after the big bang all four types of interaction exist as the energy of the expanding universe had diminished a certain amount, but still not enough to enable to the interaction between high energy particles. After 10-5 seconds, the first neutrons and protons, unstable though, took shape. During the very first minutes of the young universe, the first atom nuclei were formed in nucleon synthesis when the temperature and pressure were favourable. Roughly 80% of the nuclei were hydrogen, 20% helium. Seemingly, the universe has not expanded equally in all directions. If the early cosmos had been homogenous there would not have been any bigger objects around. This and the problem of the size of the universe were solved with the theory of Cosmic inflation. The current distension of universe can be easily measured from red shifting. We actually cannot observe nearer than from the big bang. That was the instant when the electrons take their places at atom orbitals allowing the photons move freely. Suddenly the whole universe became transparent. This is our first sight from the big bang. Tough we can t exactly see what actually happened at the beginning, we can explain quite a lot about the forces and elementary particles affecting our world and the early times. The theory is called the Standard Model. It claims that everything is made from point-like particles without internal structure. These particles are grouped to fermions and bosons, which are the force carriers. Moreover, fermions include the quarks and the leptons. The other category of fermions is the leptons. There are three kind of charged leptons, electron, muon and tau. Each of them has an antimatter equivalent. Each of these leptons has a neutrino counterpart. Bosons are the particles to transmit the fundamental interactions between fermions. Each interaction has its own carrier. The strong force ties the quarks to baryons and mesons. The particle is called gluon. The three weak interaction particles are W+, W-, and the Z bosons. These have a significant role in nuclear reactions like - and - decay. In the Standard Model the electromagnetic force, carried by photons and the weak interaction can be seen as the same interaction at extraordinary high energy levels and this force is named simply as the electroweak interaction. This observation was the first clue of a Grand Unified Theory, which links the fundamental interactions. But when it comes to the matter with antimatter, questions remain unanswered. Why matter rather than anti matter? What caused the minor difference in the quantity of the rivals? Matter and antimatter annihilate each other whenever they meet each other. So there should only be energy everywhere converting to matter and antimatter and then all the same way back to energy. The explanations vary from a new particles, to the attributes of neutrons and the true nature of antiparticles.

3 Sisällysluettelo 0.0 Abstract KOLME MINUUTTIA POUKKOILUA Taustatietoa 1.1 Standardimalli 1.2 Voimien yhtenäistyminen 2.0 Perusteita alkuräjähdysmallille 2.1 Punasiirtymä 2.2 Taustasäteily 3.0 Ensi minuutit 4.0 Ongelmia ja ratkaisuja 4.1 Materia-antimateria epäsymmetria 4.2 Inflaatiomalli 4.3 Ajassa taaksepäin kulkeva hiukkanen? 14 MILJARDIA VUOTTA KOKOAMISTA JA SILTI. 5.0 Lähteet

4 Kolme minuuttia poukkoilua Hetkeä ennen maailmankaikkeuden ajan ja aineen syntyä kaikkeus oli vaivainen piste. Tapahtui raivoisa räjähdys ja alle sekunnin ajassa kaikki oli syntynyt. Itse asiassa edellä mainittu räjähdys ei ollut räjähdys sanan perinteisessä merkityksessä. Se kuten kaikki äskeisessä selityksessä on vain kansantajuistettu hahmotelma asioiden mahdollisesta kulusta. Itse asiassa kaikki seuraavakin on vain hahmotelma asioiden mahdollisesta kulusta. Ihmisiä on ärsyttänyt jo pitkään maailmankaikkeuden alun hämäräperäisyys. Toisaalta se on myös viehättänyt. Siirryttäessä olevaisen ulkopuolelle, tilaan jossa tieteelliset todistelut menettävät pohjan lähes kokonaan, mielikuvitus pääsee valloilleen. Viime aikoina tiede on kuitenkin saanut jalkansa maailmankaikkeuden oven väliin ja tunnustelee nyt innokkaasti olemassaolon rajamaita. Lopullista totuutta ei vielä ole selvitetty, mutta osia siitä on. Ja siitä seuraavassa. 1.0 TAUSTATIETOA Maailman alun fysiikka on luonnollisesti hieman hankalaa joten on tarpeen selvittää hieman modernin fysiikan perusteita. Selitykset jäävät joka tapauksessa hieman vajavaisiksi ilman matemaattisia malleja, mutta asioiden hahmotelman saa loihdittua ilman niitäkin. 1.1 Standardimalli Ensinnäkin jos haluaa ymmärtää olevaisen alun, on hyvä tietää mistä se koostuu. Standardimalli on tällä hetkellä kattavin, joskaan ei lopullinen teoria aineesta ja vuorovaikutuksista. Sen mukaan kaikki mikä on ja tapahtuu voidaan kuvata pistemäisinä hiukkasina. Ne jaotellaan fermioneihin eli ainehiukkasiin ja bosoneihin eli vuorovaikutushiukkasiin. I II III e e Leptonit u u u r g b sr sg sb b r b g b b d d d r g b c r c g c b t t t r g b Kva rkit

5 Fermionit Fermioneja tarkastellessa käy ilmi yksi standardimallin heikkous: hiukkasia on hirveän monta. Ainehiukkaset jaetaan kahteen ryhmään: kvarkkeihin ja leptoneihin. Kvarkkeja on kuutta eri tyyppiä tai makua (u, d, t, b, s, c), kuten oikeaoppinen termi kuuluu, joista puolestaan muodostuu kahden (mesonit) tai kolmen (baryonit) ryhmiä. Protonit ja neutronit koostuvat esimerkiksi kolmesta kvarkista. Kvarkit ovat siis aineen peruspalikoita. Lisäksi jokaisella kvarkkimaulla voi olla kolmea eri värivarausta: sininen, punainen ja vihreä (hieman samaan tapaan kuin sähkövaraus). Kun vielä lasketaan mukaan jokaisen kvarkkimaun värin antihiukkaset, saadaan kvarkkien tarkaksi lukumääräksi 24. Leptoneita taas ovat varatut leptonit ja elektroni, myoni ( ), ja tau ( ) sekä kutakin vastaavat neutriinot (,, e). Näilläkin hiukkasilla on omat antihiukkasensa eli leptoneita on yhteensä 12. Fermioneita on siis yhteensä 38. Tätä hiukkasten sekamelskaa pidetään yhtenä standardimallin suurimmista ongelmista. Bosonit Vuorovaikutushiukkaset, nimensä mukaisesti, ovat vastuussa lähinnä neljän perusvoiman ilmenemisistä. Standardimallin mukaan kaikki maailmankaikkeuden vuorovaikutukset voidaan kuvata neljän voiman avulla: Vahva, heikko ja sähkömagneettinen vuorovaikutus sekä gravitaatio. Gravitaatio ei kuulu itse standardimalliin, mitä pidetään suurena vikana teoriassa, mutta mainitsen sen muiden voimien mukana, koska se lasketaan yhdeksi perusvoimaksi. Gravitaatio-ongelmasta lisää myöhemmin. Kaikista voimista tutuin on sähkömagneettinen vuorovaikutus joka on vastuussa kaikesta mikä liittyy sähköön, valoon ja magneetteihin. Kuuluisa amerikkalainen fyysikko Richard Feynman muodosti juuri sähkömagneettisesta vuorovaikutuksesta kattavan teorian QEDn (kvanttielektrodynamiikka) jonka vuorovaikutusgraafeja käytetään nykyään yleisesti hiukkasvuorovaikutusten kuvaamiseen. Teorian mukaan sähkömagneettinen voima välittyy säteilykvanttien fotonien ( ) vaihtamisella. Säteilykvantti on siis mainittu vuorovaikutushiukkanen. Maalaisjärkeä vastaa eniten sotii eniten käsitys, että sähkön ja valon takan on sama voima, sama hiukkanen. Yleensä valo mielletään aaltoliikkeeksi, mutta tämä ei ole koko totuus. Valolla on duaalinen luonne; se voidaan kuvata sekä aaltoliikkeenä että hiukkasina. Jos valo olisi pelkästään aaltoliikettä, se ei pystyisi kulkemaan avaruuden

6 v tyhjiön läpi, värähtelijöiden puuttuessa. Toisaalta valolla on tunnetusti aaltomaisia ominaisuuksia. Vahvan vuorovaikutuksen hiukkanen on nimetty gluoniksi (g), koska se alun perin selitti miten atomiytimet pysyivät kasassa. Se oli liima (glue) joka piti ytimen koossa. Silloin vahvan vuorovaikutuksen hiukkasena pidettiin pioneja, mutta myöhemmin huomattiin, että pionit koostuvat kvarkeista, joita piti yhdessä tuntemamme vahva vuorovaikutus. Nykyään tiedetään siis että vahva vuorovaikutus pitää kvarkkeja yhdessä ja se vaikuttaa ainoastaan värivarautuneisiin hiukkasiin. Se on myös paljon muita vuorovaikutuksia voimakkaampi. Se on esimerkiksi 137 kertaa voimakkaampi kuin sähkömagneettinen voima. Se myös käyttäytyy erikoisesti, kuin kuminauha. Mitä kauempana kvarkit ovat toisistaan sitä voimakkaammin vahva vuorovaikutus vetää niitä yhteen. Kvarkkien tilaa kutsutaan asymptoottiseksi vapaudeksi ja tämän takia kvarkkeja ei tavatakaan yksittäisinä hiukkasina vaan aina pareina tai kolmikkoina. Arjesta kauimpana olevaa heikkoa vuorovaikutusta välittää kolme eri bosonia W +, Z 0 ja W -. Vaikka heikko vuorovaikutus toimii ainoastaan erittäin pienillä etäisyyksillä, se on ainoa standardimallin voima joka vaikuttaa kaikkiin fermioneihin. Sen päätoimena ovat ytimien reaktiot. Heikko d vuorovaikutus tekee kvarkit keveintä eli u-kvarkkia lukuun W ottamatta ja leptonit keveintä eli elektronia lukuun ottamatta epävakaiksi. - ja -hajoaminen johtuu nimenomaan heikosta vuorovaikutuksesta. u e e 1.2 Voimien yhtenäistyminen Oleellinen osa standardimallissa, puhuttaessa maailmankaikkeuden alusta, on vihjeet voimien yhtenäistymisestä. Tutkimuksissa on huomattu sähkömagneettisen ja heikon vuorovaikutuksen yhtenäistyvän suurilla energioilla sähköheikoksi voimaksi. Aivan viime aikoina on löydetty todisteita että tämä yhtenäistyminen voisi jatkua vielä pidemmälle. Sähköheikon ja vahvan vuorovaikutuksen yhdistämisen kokeellinen todistaminen vaatii valtavan energiamäärän. Suureksi yhtenäisteoriaksi (GUT Grand Unified Theory) nimetty teoria on vielä kokeellista todistamista vailla, koska tämän tai edes seuraavan sukupolven hiukkaskiihdyttimet eivät pysty tarvittaviin energiamääriin.

7 Teoria ei edes valmistuessaan ole kovinkaan suuri yhtenäisteoria, koska se perustuu standardimalliin josta puuttuu eräs erittäin merkittävä voima: gravitaatio. Gravitaatio on voimana äärimmäisen turhauttava sen itsepäisyyden takia. Jo Einstein joutui aikanaan luovuttamaan yrityksissään yhdistää gravitaatio muihin voimiin. Gravitaatiota arvellaan välittävän gravitoni nimiset hiukkaset, mutta tästäkään ei ole todisteita. Asiaa monimutkaistaa sekin että gravitaatiosta on laadittu jo toimiva teoria: maineikas suhteellisuusteoria. Gravitaation kuvaus eroaa dramaattisesti kolmen sisaruksensa kuvauksesta kvanttimaailman lähes epämääräisillä todennäköisyyksillä ja järkeä uhmaavilla säännöillä. Suhteellisuusteoria kuvaa nimittäin gravitaation viileän elegantisti aika-avaruuden kaareutumisella ja geometrialla. Näiden kahden yhteen saattaminen on yksi aikamme suurimmista haasteista. Gravitaation yhdistämistä standardimalliin vaikeuttaa myös sen heikkous. Vaikka gravitaatio saneleekin maailmankaikkeuden kohtalon ja pitää otteessaan galakseja, se on auttamattoman heikko verrattuna muihin voimiin. Sen tarvitsee valtavia määriä massaa tullakseen havaituksi. Juuri tämän heikkouden ansiosta gravitaatio on voitukin jättää standardimallista pois; sen vaikutus hiukkastasolla on yhdentekevä. Tämä periaate ei kuitenkaan toimi maailmankaikkeuden alkua pohdittaessa. Silloin kaikki maailman massa oli luhistuneena pieneen pisteeseen ja gravitaatio oli tasa-arvoinen muiden voimien kanssa. Suhteellisuusteoria pettää siirryttäessä tarpeeksi pieneen skaalaan. Jos haluaa tietää tarkasti, mitä tuolloin tapahtui, tarvittaisiin gravitaation teoria joka toimii pienessä skaalassa gravitaation kvanttiteoria.

8 2.0 PERUSTEITA ALKURÄJÄHDYSMALLILLE Vielä jokin aika sitten maailmankaikkeuden syntyä koskeva kysymys kuului filosofian ja metafysiikan piiriin eikä yksikään vakavasti otettava fyysikko edes ehdottanut asian tutkimista. Mutta viimeistään, kun maailmankaikkeuden havaittiin laajenevan, alettiin miettiä että fysiikka voisi taipua kuvaamaan jopa kaiken alkua. Nykyään on yleisesti hyväksytty fakta, että maailmankaikkeus syntyi alkuräjähdyksessä ja että maailmankaikkeus on joskus ollut äärimmäisen tiheä ja pieni. Väitteelle on olemassa kaksi kiistatonta todistetta: Punasiirtymä ja avaruuden taustasäteily. 2.1 Punasiirtymä Yksi 1900-luvun merkittävimmistä löydöistä oli galaksien punasiirtymä, eli se että galaksit näyttävät loittonevan meistä. Punasiirtymän ymmärtämiseksi on tunnettava Dopplerin ilmiö. Ilmiön voi havaita ambulanssin ajaessa ohitse sireenit päällä. Ambulanssin tullessa kohti sen sireenien ääni kuulostaa siltä kuin äänen korkeus nousisi ja loitotessa äänen korkeus madaltuu. Näin itse asiassa käykin. Äänilähteen lähestyessä äänen aallonpituus lyhenee, koska aalto lähtee aina lähempää. Lähteen loitotessa aallonpituus taas pitenee. Ilmiö toimii yleensäkin aalloilla, eli se toimii valollakin. Jos valonlähde loittonee, aallonpituus siirtyy punaista kohti (punasiirtymä), jos se lähenee, aallonpituus siirtyy kohti sinistä (sinisiirtymä) luvulla Edwin Hubble toteaa avaruudesta löytyvien sumupilvien olevan galakseja. Tätä ennen Vesto Slipher oli huomannut monien näistä sumupilvistä olevan matkalla meistä poispäin. Koko 20-luvun ajan galakseiksi tunnistettujen sumupilvien säteilemän valon spektrejä mitattiin, vain huomataksemme niiden kaikkien loittonevan meistä. Minne vain katsottiin, kaikkialla tapahtui punasiirtymää! Vuonna 1923 Hubble totesi maailmankaikkeuden laajenevan. Tämä oli yksi kosmologian mullistavimmista päätelmistä, koska jos galaksit etääntyivät, ne olivat joskus olleet todella, todella lähellä toisiaan. Jos maailmankaikkeuden suurta filmirullaa kelattaisiin taaksepäin, kaikki aine tulisi lähemmäs ja lähemmäs kunnes koko kaikkeus olisi vain pieni piste. Havainto maailmankaikkeuden supistumisesta kuljettaessa ajassa taaksepäin sisältää myös toisen tärkeän aikaa liittyvän ajatuksen. Aina Einsteinin suhteellisuusteorian julkaisusta tähän päivään asti, ajan käsite on pysynyt hämärän peitossa ja asiaan tutustumattomalle täysin käsittämättömänä. Suhteellisuusteoria rikkoo

9 viimeisetkin rippeet turvallisen staattisesta maailmankaikkeudesta kumoamalla ajan absoluuttisuuden. Ajan kulku ei ole olosuhteista riippumaton. Suhteellisuusteoria kuvaa gravitaatiota massan kaareuttaman aika-avaruuden avulla. Ajan kulku siis hidastuu mitä suurepien massojen lähellä ollaan. Kun koko maailmankaikkeus maailmankaikkeuden massa alkaa supistua yhä pienempään ja pienempään tilaan, ajan kulku hidastuu samalla. Lopulta aika-avaruus on kaareutunut niin paljon, että ajan voisi katsoa pysähtyneen. Näin voisi sanoa että samalla kun maailmankaikkeus syntyi, syntyi myös aika. 2.2 Taustasäteily Toinen todiste alkuräjähdysteorialle on avaruuden taustasäteily. Taustasäteily on ympäri maailmankaikkeutta havaittavaa n. 2.7 kelvinin mikrosäteilyä. Tätä kolmen kelvinin säteilyä tulee joka suunnasta ja vielä tasaisesti yli tuhannesosan tarkkuudella.. Kaiken lisäksi COBE-satelliitin mittaamat taustasäteilyn eri taajuudet vastaavat täsmälleen niitä voimakkuuksia joita kuuma kappale teorian mukaan lähettää. Tämä todistaa maailmankaikkeuden olleen joskus niin sanottu musta kappale, eli kappale joka on niin kuuma että se säteilee silkasta kuumuudesta. Taustasäteily on ikään kuin maailmankaikkeuden piirustukset. Se kertoo maailmankaikkeuden olleen joskus todella kuuma, ja pieni ja siten myös tiheä. Se kertoo maailmankaikkeudenlaajenneen likimain yhtä nopeasti joka suuntaan eli isotrooppisesti. lisäksi se tuottaa todisteita inflaatioteoriaan josta lisää myöhemmin.

10 3.0 ENSI MINUUTIT Siirryttäessä yhä lähemmäs maailmankaikkeuden alkutilaa suora tieto alkaa vaihtua epävarmemmaksi vielä kyseenalaisten teorioiden ennusteiksi, jopa arvauksiksi vaikkakin valistuneiksi sellaisiksi. Käsitys tapahtumien kulusta vaihtelee ja tulee vaihtelemaan, kunnes saamme käsiimme kaiken teorian, joka yhdistää kvanttiteorian ja painovoiman. Tästä johtuen tutkielman tämä osia on osittain hieman heikolla jäällä yksityiskohtien kanssa, sillä harva asia on varmaa maailman alusta. Seuraavassa kuitenkin tällä hetkellä hyväksytyin käsitys siitä, mitä tapahtui niiden kohtalokkaiden kolmen minuutin aikana, siihen liittyvät ongelmat ja niiden mahdollisia ratkaisuja. Aivan alussa maailmankaikkeus oli äärettömän kuuma, tiheä ja symmetrinen. Silloin mikään ei eronnut mistään, kaikki oli vain energiakenttien sekamelskaa ja kvarkkiplasmaa. Perusvuorovaikutukset eivät eronneet toisistaan, ne olivat symmetriset. Hiukkasten energiat olivat niin suuria, että vuorovaikutukset eivät voineet vaikuttaa niihin. Hiukkaset kuitenkin törmäilivät toisiinsa ja niin niiden energiat alkoivat laskea s päästä symmetria rikkoontui ja GUT:n voimat eriytyivät painovoimasta s päässä alusta sähköheikko ja vahva vuorovaikutus eriytyivät. Sähköheikko symmetria rikkoontuu puolestaan s päästä maailmankaikkeuden alusta. Vaikka maailmankaikkeuden alun hiukkaset tunsivat jo kaikki voimat, energiat olivat vielä niin suuria että pysyviä rakennelmia ei muodostunut vielä vähään aikaan. Ainehiukkasten puolella käytiin hurjaa taistelua aineen ja antiaineen välillä. Aineen joutuessa tarpeeksi lähelle antiainetta molemmat annihiloituvat energiaksi lähes kokonaan. Tästä taistelusta voittajaksi selvisi aine, niin kuin voimme havaita. Kun päätös aineen ja antiaineen välillä oli tehty 10-5 sekunnin päästä maailmankaikkeuden synnystä kvarkit alkoivat tuntea vahvan vuorovaikutuksen teräksisen kosketuksen ja ensimmäiset, tosin epävakaat, protonit ja neutronit alkoivat muodostua. Kvarkkien vapaus oli päättymässä. Kun maailmankaikkeuden lämpötila laski tarpeeksi alhaiseksi, kvarkit alkoivat yhdistyä vakaiksi protoneiksi ja neutroneiksi, atomien rakennusaineiksi. Uunituoreen maailmankaikkeuden ensi minuuttien aikana käytiin läpi nukleosynteesi jossa syntyi heliumin, deuteriumin ja litiumin kaltaisia kevyitä ytimiä.

11 p + n n+ n n + Nukelosynte e sin yleisim m ä t fuusio reaktiot pn + n p + e + pn + e + pn + pn ppn + n p + e pnn + pn ppnn + n pnn + p Nämä fuusioreaktiot alkoivat noin sekunnin päästä alkuräjähdyksestä ja kestivät noin kolme minuuttia joiden aikana päätettiin kaikkeuden ainekoostumus. Aikakehys perustuu siihen että ydinfuusio voi tapahtua vain tietyn lämpöisessä tilassa. Lämpö ei saa olla liian korkea, jolloin ytimet eivät pysy koossa, eikä liian matala, jolloin ytimet eivät saa tarpeeksi energiaa syrjäyttääkseen sähkömagneettisen vastustuksen. Maailmankaikkeuden viiletessä tarpeeksi ytimet alkavat muodostua atomeiksi, ottamalla elektroneja kiertolaisiksi. Maailmankaikkeus on saanut rakennuspalikkansa. Nyt pääosaan astuu painovoima joka alkaa keräillä syntyneitä hiukkasia keskittymiksi, mutta siitä myöhemmin.

12 4.0 ONGELMIA JA RATKAISUJA Alkuperäisessä alkuräjähdysmallissa oli ongelmia joita ei vieläkään ole saatu ratkaisua yksiselitteisesti. Vahvoja ehdotuksia on, mutta teorioita ei olla saatu vielä kokeellisesti todistettua. Vakavimmat ongelmat ovat materian ja antimaterian epäsymmetria ja maailmankaikkeuden kasvunopeus. 4.1 Materia-antimateria epäsymmetria Aikaisemmin mainitsin että maailmankaikkeuteen syntyi alun perin ainetta ja antiainetta. Ongelma on että sitä olisi pitänyt synty yhtä paljon. Silti maailmankaikkeus koostuu aineesta. Kysymys siis kuuluu: miksi olemme? Viimeisimmät havainnot neutriinojen tutkimuksissa antavat ehkä vastauksen ongelmaan. Vastaus liittyy neutriinojen oskilloitumiseen eli neutriinojen massojen vaihteluihin. Esimerkiksi Auringosta lähtenyt elektronin neutriino voi oskilloitua ja saapua maahan taun neutriinona. Näin neutriinolla on tavallaan kolme eri massaa yhtä aikaa. Nämä äärimmäisen keveät ja huonosti vuorovaikuttavat hiukkaset saattoivat olla se mikä käänsi maailmankaikkeuden ainevoittoiseksi, koska on huomattu neutriinojen ja antineutriinojen oskilloivan eri tavalla On olemassa myös toinen huomattavasti jännittävämpi luonnollisesti kokeellisesti todistamaton selitys epäsymmetrialle, joka löytyy aiemmin mainitun GUT:n yhtälöistä Jotta Suuri yhtenäisteoria toimisi moitteetta, myös hiukkasten pitää pystyä muuttumaan toisikseen. Tämä taas vaati kahdenlaisia uusia hiukkasia: hieman kornisti nimettyjä X-hiukkasia ja magneettisia monopoleja. X-hiukkaset olivat vastaus fyysikkojen rukouksiin materian ja antimaterian ongelman suhteen. X-hiukkaset ja niiden vastahiukkaset hajoavat eri tahtiin mahdollistaen epäsymmetrian materian ja antimaterian välille. Kaiken lisäksi X- hiukkaset hajoavat sopuisasti kvarkeiksi ja elektroneiksi lämpötilan laskiessa tarpeeksi. Mutta ei niin paljon hyvää, ettei jotain pahaakin. X-hiukkasilla on nimittäin paha kaksoisveli: magneettinen monopoli.

13 Magneettiset monopolit eivät ole hiukkasina yhtä sopuisia kuin X-hiukkaset. Perinteisen alkuräjähdysmallin mukaan monopoleja olisi yhä jäljellä huomattava määrä. Määrä joka olisi niin suuri että se olisi romahduttanut maailmankaikkeuden aikoja sitten. Nyt kysymys kuului: miksi maailmankaikkeus on? Vuonna 1979 Alan Guth antoi vastauksen: inflaatio. 4.2 Inflaatiomalli Inflaatiomallin mukaan sekunnin kuluttua maailmankaikkeuden synnystä se koki valtavan inflatorisen eli kiihtyvän laajenemisen (arvio on n ). Inflaatiomallillaan Guth ratkaisi parikin perustavaa laatua olevaa pulmaa alkuräjähdysteoriasta.: jo mainitun monopoli-ongelman lisäksi maailmankaikkeuden kokoon liittyvän ongelman. Koko-ongelman ydin on maailmankaikkeuden yhtenäisyys. Jos kaikkeus olisi laajennut tasaisesti olemassaolonsa ajan, sen säde olisi ollut sekunnin alkuräjähdyksen jälkeen jopa 3mm. Kuitenkin tutkiessamme maailmankaikkeutta huomaamme sen erityisen yhdenmukaisuuden, mikä tarkoittaa että sen olisi pitänyt jossain vaiheessa tasoittua. Ainoa hetki jolloin tämä on mahdollista, on kun maailmankaikkeus oli pienimmillään ajan alussa. Vanhan alkuräjähdysmallin mukainen 3mm on kuitenkin liian suuri. Monopoli-ongelman ydin on niiden syntytapa. Magneettisia monopoleja syntyi maailmankaikkeuden ensimmäisten hetkien aikana ennen GUT voimien eriytymistä. Maailmankaikkeus oli pienien energiakenttien sekamelskaa ja näiden kenttien risteyskohtiin syntyi magneettisia monopoleja. Ongelma on pohjimmiltaan sama: maailmankaikkeus oli liian suuri liian varhain. Jos maailmankaikkeuden säde olisi ollut 3mm, energiakenttien risteyskohtia olisi ollut liikaa ja olisi syntynyt valtava määrä monopoleja, jotka olisivat sulkeneet universumin. Guthin inflaatio-oivallus poisti ongelmat pienentämällä maailmankaikkeuden varhaista kokoa. Näin maailmankaikkeus pystyi tasoittumaan nykyisen näkymän mukaisesti yhdenmukaiseksi. Monopoliongelma ratkesi samalla energiakenttien tasoittuessa. Inflaatiomallin mukaan magneettisia monopoleja voi olla näkyvässä maailmankaikkeudessa korkeintaan yksi.

14 Mikä sitten sai aikaan niinkin massiivisen tapahtuman kuin inflaation? Vastaus on hieman itseään vastaan sotiva tyhjiöenergia ja sen ominaisuuden. Arkielämässä olemme tottuneet pitämään tyhjiötä tyhjänä tilana jossa ei ole mitään. Kvanttimekaniikan näkökulmasta asia ei ole niin yksinkertainen. Epätarkkuusperiaate, joka on yksi kvanttifysiikan perusperiaatteita, sanoo, ettei hiukkasen paikkaa ja liikemäärää voida molempia tietää miten tarkasti tahansa. Mitä tarkemmin paikka tunnetaan, sitä epätarkemmin liikemäärä tiedetään ja toisinpäin. Sama laki pätee myös ajan ja energian välillä, mikä johtaa siihen että tyhjiöön voi syntyä energiaa väliaikaisesti. Näin siis tyhjiöllä on energiatiheys. Kuuluisan E=mc 2 kaavan mukaan massa on energiaa ja energia on massaa, johon vaikuttaa painovoima. Tässä tyhjiöenergia poikkeaa muusta energiasta: se aiheuttaa negatiivista painetta. Normaali aine aiheuttaa vetovoimaa, mutta tyhjiöenergia aiheuttaa poistovoimaa. Toisin sanoen, jos jossain vaiheessa maailmankaikkeuden historiassa tyhjiön energiatiheys olisi tarpeeksi suuri, tyhjiöenergian aiheuttama poistovoima olisi suurempi kuin massan aiheuttama vetovoima ja näin saaden aikaa inflatorisen laajenemisen. Inflaation jälkeen tyhjiön energiatiheys laskisi valtavan laajenemisen takia lähelle nollaa näin antaen maailmankaikkeuden laajeta tasaisesti. Niin kuin kaikissa hyvissä teorioissa kaikki vain tuntuu loksahtavan paikalleen. Tähän päivään mennessä inflaatioteoriaa pidetään luotettavimpana teoriana maailmankaikkeuden varhaiskehityksestä. 4.3 Ajassa taaksepäin liikkuva hiukkanen? Viimeinen esiteltävä vaihtoehto materian ja antimaterian ongelmaan on ehkä kaikista erikoisin ja myös mielenkiintoisin. Sen juuret ovat antimaterian luonteessa josta Richard Feynman esitteli uudenlaisen näkökulman QED-teoriassaan. Ainakin matemaattisesti oikean katsannon mukaan antihiukkaset voidaan katsoa ajassa taaksepäin liikkuvina hiukkasina. Asiaan voi saada selvyyttä seuraavalla tavalla: Kun positiivisesti varattu hiukkanen liikkuu ajassa eteenpäin se vetää negatiivisesti varattuja hiukkasia puoleensa, mutta jos katsotaan sama tapahtuma päinvastoin liikutaan ajassa taaksepäin positiivisesti varattu hiukkanen hylkii negatiivisia hiukkasia. Tämä antiaineen luonteen uusi määritelmä avaa uusia näkökulmia materian ja antimaterian väliseen epäsymmetriaan ja itse asiassa koko aineen luonteeseen, jos se pitää

15 paikkaansa. Koska jos antiaine on ajassa taaksepäin liikkuvaa ainetta, niin on mahdollista, että havaittava aine voisi itse asiassa koostua pienemmästä määrästä hiukkasia kuin luullaan. Ehkä jopa yhdestä ainoasta hiukkasesta joka poukkoilee ajassa eteen ja taakse. Tämä viimeistään selittäisi miksi antiainetta ei ole näkyvissä: kuinka monta hiukkasta maailmankaikkeudessa onkaan, ne kulkivat ajassa eteen ja taakse alkuhetkillä, täydensivät syklinsä ja jatkoivat matkaansa ajassa eteenpäin, koska takanapäin ei ollut mitään minne mennä. aika fotoni positroni elektroni avaruus

16 14 miljardia vuotta kokoamista Maailmankaikkeuden laajentuessa sen massa ei siis jakaantunut tasaisesti. Jos aine olisi jakaantunut tasaisesti, ei massa olisi alkanut keskittyä eivätkä tähdetkään näin olisi voineet saada alkuaan. Nämä pienet keskittymät voidaan havainnoida myös taustasäteilystä, jossa havaittavat alle tuhannesosan poikkeamat kertovat varhaisista pienistä eroista maailmankaikkeuden eri osissa. Varhaisessa, tuhansien vuosien ikäisessä, maailmankaikkeudessa oli energiaa vielä niin paljon, että elektronit eivät pystyneet asettumaan kiertämään atomeja energiatiloilleen, aine oli näin plasmamuodossa. Vasta noin vuoden kuluttua alkuräjähdyksestä maailmankaikkeus oli jäähtynyt niin paljon, että atomeja pystyi muodostumaan. Tämän kauemmaksi emme pysty näkemään menneisyyteen, sillä vapaat elektronit sirottavat fotoneja estäen käytännössä kaiken sähkömagneettisen säteilyn etenemisen. Voidaan sanoa niiden muodostaneen usvan, joka peitti koko universumin. Tiettyyn lämpötilaan jäähdyttyään ja elektronien sitouduttua maailma muuttui läpinäkyväksi. Tätä vaihetta kutsutaan viimeiseksi sirontapinnaksi. Samalla syntyi kosminen taustasäteily fotonien päästessä vapaasti liikkumaan: Tässä vaiheessa n. 80 % atomeista oli vetyä ja loput 20 % pääosin heliumia. Hieman litiumia on myös laskettu syntyneen. Laajenevassa maailmankaikkeudessa painovoima alkoi kerätä yhä enemmän ainetta varhaisiin massakeskittymiin, mutta vasta noin miljardin vuoden kohdalla oli paine kasvanut niin suureksi, että ensimmäiset vedyn fuusioreaktiot tapahtuivat varhaisissa tähdissä. Vedyn loputtua alkoivat heliumin reaktiot muodostaen yhä raskaampia alkuaineita aina rautaan saakka. Pienen tähden massa ei riitä enää paineen kasvattamiseen raudan ydinten yhdistämiseksi, keveät jäljellä olevat alkuaineet karkaavat avaruuteen ja tähdestä jää jäljelle hiipuva, jäähtyvä rautasydän. Rautasydän ei romahda, sillä tähden jäännösten tihentyessä elektroneille jää yhä vähemmän tilaa ja niiden liike kiihtyy Heisenbergin epätarkkuusperiaatteen mukaisesti. Tässä niin sanotussa degeneroituneessa aineessa elektronien liikkeen aiheuttama paine pysäyttää tähden tihentymisen.

17 Aluksi se säteilee lämpötilansa turvin vielä paljon, tästä nimi valkoinen kääpiö. Jäähtyessään se himmenee ja nimikin muuttuu mustaksi kääpiöksi. Lopulta jäljellä on enää avaruudessa vaeltava kylmä rautakimpale. Massiivisemmilla tähdillä on tapana sammua valtavan räjähdyksen supernovan saattelemana. Supernovasta voi jäädä jäljelle neutronitähti tai jopa musta aukko, riippuen tähden massasta. Neutronitähti syntyy, kun supernovasta jäljelle jäävä tähden ydin sortuu omasta massastaan. Jos taas tähdellä on massaa enemmän kuin 1,44 auringon massaa (ns. Chandrasekharin massa), sen oma massa jaksaa kohottaa pursituessaan paineen niin suureksi, että myös rautaydin pusertuu kasaan. Tällöin voi syntyä neutronitähti tai jopa musta aukko, riippuen tähden massasta.. Valtavassa paineessa protonit ja elektronit yhtyvät neutroneiksi ja samalla vapautuu energiaa. Neutronien paine ulospäin pysäyttää tiheyden kasvamisen. Neutronitähdellä on muutaman senttimetrin paksuinen kaasuuntuneesta raudasta muodostunut kaasukehä. Tähti itse koostuu pääasiassa neutroneista, joiden tiheys neutronitähdessä on huikea, sillä n. 10km säteisen tähden massa on yli 1,4 auringon massaa. Neutronitähdestä voi tulla myös pulsari, radiolähde, joka lähettää valo- ja röntgensäteilyä sekuntien tai jopa millisekuntien jaksoissa. Pulsarissa on säteilykartio, jota säde pyyhkii siten, että tiettyyn suuntaan vain n. 2 % jaksosta se lähettää säteilyä. Pulsareja pidetään nopeasti pyörivinä neutronitähtinä, jonka pyörimisnopeus on kiihtynyt valtavasti sen säteen ja siten hitausmomentin kutistuessa. Äärimmäisissä tapauksissa kuolevan tähden massa voi myös romahtaa täydellisesti, jolloin koko tähden jäljellä oleva aine puristuu yhteen pisteeseen äärettömän tiheäksi aineeksi, singulariteetiksi. Massan romahtamisen singulariteettiin voidaan käsittää olevan päinvastainen tapahtuma alkuräjähdykselle. Mustan aukon painovoima on niin suuri, ettei mikään pääse ulos siitä. Se on aika-avaruuden pohjaton tasku, jonne aine katoaa ja jossa aika pysähtyy. Sen sijaan mustaan aukkoon liittyviä ilmiöitä, esimerkiksi aukkoon tippuvaa materiaa voidaan havainnoida, kunnes se on saavuttanut

18 tapahtumahorisontin. Se on alue, josta valo vain niukasti enää pääsee pakoon painovoimaa. Pienintä sädettä, jolta voi vielä paeta mustan aukon vetovoimaa, kutsutaan Schwardschildin säteeksi. Aukkoon putoava aine tippuessaan alkaa kiertää mustaa aukkoa kiihtyvällä vauhdilla. Kiihtyvä nopeus saa tippuvan aineen kuumenemaan valtavasti ja siitä syntyy kaksi erisuuntiin etenevää kaasusuihkua, jotka ulottuvat miljardien kilometrien etäisyyksille. Aine lisäksi kiertäessään aukkoa lähettää mm. röntgensäteilyä. Lisäksi modernit fyysikot Stephen Hawkingin johdolla ovat selvittäneet mustan aukon kuitenkin säteilevän. Kyse on hiukkas-antihiukkasparista, joita syntyy ja annihiloituu jatkuvasti kaikkialla. Mustan aukon tapahtumahorisontissa voi kuitenkin tapahtua ilmiö, jossa toinen hiukkanen parista putoaa mustaan aukkoon samalla luovuttaen selvinneelle parilleen energiaa, joka muuttuu todelliseksi hiukkaseksi. Mustan aukon ulkopuolelle tapahtuma näyttää musta aukon säteilyltä. Pienet aukot säteilevät nopeammin kuin suuret, ja juuri kuihtumaisillaan olevan mustan aukon säteilyn kiivaus voi saada sen näyttävän suorastaan räjähtävän pois. Musat aukot ovat siis maailmankaikkeuden kierrätyskeskuksia; ne palauttavat aineen takaisin säteilyksi Kun maailmankaikkeus oli saanut suuremman mittaluokan rakennusaineet, tähdet, ne alkoivat puolestaan muodostaa ryhmiä joita me kutsumme galakseiksi. Galaksit taas ovat järjestyneet galaksiryhmiksi, jotka ovat kasaantuneet klustereiksi jotka vuorostaan voivat muodostaa superklustereja.

19 ja silti. Aina maailmankaikkeuden ensi hetkistä tähän päivään asti maailmankaikkeus on käyttänyt kaiken tarmonsa aineen kasaamiseen. Alussa maailmankaikkeus oli täydellisen symmetrinen, voimat ja aine olivat yhtä ja entropia oli niin pieni kuin sen on mahdollista olla. Sitten kaikki romahti. Romahduksen vaikutuksen näemme vieläkin laajenemisena. On kuin maailmankaikkeus yrittäisi kumota tapahtuneen ja tehdä parhaansa että asiat palaisivat ennalleen. Se ei kuitenkaan näytä onnistuvan tehtävässään vaan saa aikaan ainoastaan pieniä keskittymiä. Pitkällä tähtäimelläkään ei näytä maailmankaikkeuden kannalta hyvältä. Sen massa ei näytä riittävän kääntämään laajenemista vaan universumin kohtalo on hiipua hiljaa tyhjyyteen.

20 LÄHTEET Fred Adams & Maailmankaikkeuden elämänkerta Greg Laughlin LIKE 1999 John Barrow Maailmankaikkeuden alku WSOY 1994 Kari Enqvist & Tyhjästä syntynyt Jukka Maalampi WSOY 1994 John Gribbin Gordon Kane Lawrence Krauss Malcom S. Longair In search of the Big Bang NATURE 1986 Kvarkkitarha ART HOUSE 1995 Kvintessenssi ART HOUSE 2000 Räjähtävä maailmankaikkeus URSA 1992