KOSMOLOGISIA HAVAINTOJA 1) Olbersin paradksi Miksi taivas n öisin musta? Js tähdet lisivat jakautuneet keskimäärin tasaisesti äärettömään ja muuttumattmaan avaruuteen, tulisi taivaan listaa yhtä kirkkaana kuin tähden (esim. Auringn) pinnan, sillä jkainen näkösäde leikkaisi ennen pitkää jnkin tähden pinnan. Yötaivas ei kuitenkaan le näin kirkas. Miksi näin? Vastaus: maailmankaikkeudella n äärellinen ikä tähdet vat lleet lemassa vain äärellisen ajan, jten hyvin etäisten tähtien val ei le vielä saavuttanut meitä ja sa tähdistä n j sammunut Kuva 1. Olbersin paradksi: Miksi tähtitaivas ei le kauttaaltaan kirkas? Heinrich Olbers v. 1823: Js maailmankaikkeus n ääretön ja muuttumatn, jkaisessa suunnassa n jkin tähti. Katsipa minne tahansa, aina edessä lisi tähden pinta ja sillin kk taivaan pitäisi lla yhtä kirkas kuin Auringn pinta. Aina kein selittää tähtitaivaan tummuus n lettaa, etteivät tähdet le listaneet ikuisesti, vaan ne vat syntyneet jnakin tiettynä hetkenä menneisyydessä. 2) Galaksiavaruuden hmgeenisuus ja istrppisuus Galaksiavaruuden hmgeenisuus (tasa-aineisuus) tarkittaa, että galaksit vat suurilla alueilla jakautuneet avaruuteen keskimäärin tasaisesti. Istrppisuus (suunnasta riippumattmuus) tarkittaa sitä, että maailmankaikkeus näyttää samanlaiselta jka suunnassa.
istrppinen hmgeeninen 3) Suuren mittakaavan rakenne Galaksit mudstavat pieniä ryhmiä, suurempia galaksijukkja ja valtavia superjukkja. Galaksijukt ja superjukt mudstavat avaruuteen jatkuvan verkkmaisen tai vaahtmaisen rakenteen. Galaksijukt mudstavat maailmakaikkeuteen seinämiä, säikeitä (ketjuja), jiden välissä n suuria lähes tyhjiä alueita. Suurimmat havaitut rakenteet vat kltaan 100 Mpc:n lukkaa. Tyhjien alueiden läpimitta vi lla jpa yli 150 miljnaa valvutta. 4) Galaksien punasiirtymä Edwin Hubble havaitsi 1920-luvulla, että galaksien spektrissä punasiirtymä li sitä suurempi, mitä kauempana ne vat. Galaksin punasiirtymä λ/λ n suraan verrannllinen galaksin etääntymisnpeuteen: v =. Dpplerin ilmiö: Vallähteen liike havaitsijan suhteen aiheuttaa muutksen vallähteen havaittuun aallnpituuteen (ja taajuuteen). - kun vallähde etääntyy havaitsijasta, havaittu aallnpituus kasvaa (punasiirtymä) - kun vallähde tulee khti havaitsijaa, havaittu aallnpituus pienenee (sinisiirtymä λ λ λ = =, λ λ v c c missä v = vallähteen (esim. galaksi) npeus (m/s), λ = havaittu aallnpituus (m), λ = lepaallnpituus (m), λ = λ - λ, c = valn npeus = 3,0 10 8 m/s. Hum. Kun npeus v n hyvin suuri, n käytettävä relativistista kaavaa: λ 1 + v / c = 1 λ 1 v / c
5) Laajeneva maailmankaikkeus: Hubblen laki Edwin Hubble havaitsi, että maailmakaikkeus laajenee: galaksit littnevat sitä npeammin, mitä kauempana ne vat. Galaksien littnemisella ei le mitään keskusta, vaan tilanne näyttää samalta mistä tahansa maailmankaikkeutta tilannetta tarkastellaan. Laajenevan maailmankaikkeuden havaint vidaan esittää Hubblen lakina: v = Hr, missä v = galaksin littnemisnpeus, r = galaksin etäisyys, H = Hubblen vaki, H = 71 km/s/mpc. (± 5%). v v = Hr Kuva 2. Hubblen laki: galaksien etääntymisnpeus v n suraan verrannllinen niiden etäisyyteen r. r 6) Ksminen taustasäteily Arn Penzias ja Rbert Wilsn havaitsivat vunna 1965, että jka pulelta taivasta tulee mikraaltsäteilyä, jka n lyhytaaltista radisäteilyä. Tämän termisen taustasäteilyn aallnpituusjakauma vastaa hyvin tarkasti klmen kelvinin (2,73 K) lämpötilassa levan mustan kappaleen säteilyn aallnpituusjakaumaa (2,725 ± 0,002)K. Ksmisen taustasäteilyn (2,73 K) huippu n aallnpituudella λ max = 1,1 mm. Aallnpituuden maksimikhta λ max saadaan Wienin siirtymälaista: λ max T = b. Kaavassa Wienin siirtymälain vaki b = 2,897756 10-3 m K. Gerge Gamw, Alpher ja Herman livat j 1940- luvulla (1948) tereettisesti ennustaneet ksmisen taustasäteilyn lemassaln. I max Kuva 3. Ksmisen taustasäteilyn spektri. λ max
Ksmisesta taustasäteilystä li tehty tarkkja havaintja 1990-luvun alussa Cbe-satelliitilla ja vuden 2001 lpulta alkaen Wmap-satelliitilla (2003) sekä Planck-satelliitilla 2009.Tutkimukset sittivat, että 1) taustasäteily nudattaa täsmälleen Planckin lain mukaista jakaumaa eli mustan kappaleen säteilyjakaumaa (ks. kuva). Havaittiin myös, että 2) säteily tulee jka suunnasta yhtä vimakkaana. Lisäksi tdettiin, että 3) taustasäteilystä löytyy pientä epätasaisuutta. Maailmankaikkeudessa n ainetihentymiä (galakseja, galaksijukkja ja superjukkja), jtka mudstavat avaruuteen verkkmaisen rakenteen. Galaksit vat jakautuneet avaruuteen saippuavaahdn tavin. Tihentymien esiasteet, galaksien siemenet livat lemassa j heti alkuräjähdyksen jälkeen. Nämä maailmankaikkeuden alkuhetkillä syntyneet epätasaisuudet (tiheysert) näkyvät pienininä epätasaisuuksina nykyisissä ksmisen taustasäteilyn kartissa. Tiheysert synnyttävät pieniä lämpötilaerja, jiden suhteellinen vimakkuus n lukkaa 6 10-6. 7) Aineen ja säteilyn istrpia (suunnasta riippumattmuus) Taustasäteilyn lisäksi maailmankaikkeuden istrppisuudesta tdisteina vat radisäteilylähteiden, röntgensäteilyn ja kaukaisten galaksien jakaumat sekä Hubblen laki. Havaittu istrpia eli suunnasta riippumattmuus n myös situs avaruuden hmgeenisuudesta eli tasa-aineisuudesta. Istrpiasta jkaisessa pisteessä seuraa hmgeenisuus, mutta hmgeenisuudesta ei aina seuraa istrpia. Esimerkiksi hmgeeninen magneettikenttä ei le istrppinen, kska kentällä n tietty suunta. Vrt. Ksmlginen periaate. 8) Maailmankaikkeuden ikä: (13,73±0,12) mrd v Taivaankappaleiden iät vat tärkeitä ksmlgisia havaintja. Radiaktiivisten istppien ( 235 U ja 238 U) hajamisen perusteella Maan iäksi n arviitu 4,6 miljardia vutta. Auringn ikä arviidaan hieman suuremmaksi, nin 5 miljardiksi vudeksi. Linnunradan vanhimpien tähtijukkjen iäksi n saatu 10-15 miljardia vutta. Hubblen vakin käänteisarvsta saadaan maailmankaikkeuden iäksi nin 13,8 miljardia vutta. Maailmankaikkeuden ikä saadaan Hubblen vakin s r 1 = = = =. v Hr H 1 1 30,85678 10 = = 1 1 1 6 15 1 71km s Mpc 71000 m s (10 30,85678 10 m) 71000 1 käänteisarvna eli t H H 1 1 17 10 9 H 4, 346025352 10 s 1, 378 10 a 13,8 10 a. 21 s
9) Heliumin suus Maailmankaikkeuden yleisin alkuaine n vety (75 %). Tiseksi yleisin alkuaine n helium, jta n nin 25 %. Laajenevan maailmankaikkeuden standardimallien (Friedmannin mallien) mukaiset laskelmat antavat heliumin määrälle hyvin tarkasti ikean arvin. (H : He = 3 : 1). 10) Maailmankaikkeuden gemetria Albert Einsteinin (1879-1955) yleisen suhteellisuusterian mukaan avaruus n neliultteinen: (x, y, z, t). Neliultteisessa avaruudessa n klme paikan krdinaattia: x, y ja z ja neljäntenä ulttuvuutena n aika t. Avaruutta vidaan yksinkertaistaa niin, että ajatellaan sitä kaksiultteisena (x, y) pintana. Yleisen suhteellisuusterian mukaan gravitaatin vetvima aiheutuu aika-avaruuden kaareutumisesta. Massa ja energia saavat ympäristönsä avaruuden kaareutumaan. Avaruudessa, jssa massa n jakautunut keskimäärin tasaisesti, avaruuden kaarevuus riippuu massan tiheydestä eli ns. kriittisestä tiheydestä. (ks. http://www.ktipsti.net/ajnieminen/mkr.pdf). 11) Ksmlginen periaate Suuressa mittakaavassa pätee ns. ksmlginen periaate: Maailmankaikkeus näyttää samanlaiselta riippumatta siitä, mistä pisteestä sitä tarkkaillaan. Kuva 4. Ksmlginen periaate. Havaitsijan O ympärillä levassa pienessä ympyrässä galaksien jakauma ei vielä vastaa suuren mittakaavan galaksijakaumanjakauman lunnetta. Ismman ympyrän sisällä galaksien jakauma n j keskimäärin tasainen. Tämän periaatteen njalla n lunnllista lettaa, että lunnnlait vat samat kaikkialla. Js ksmlgisen periaatteen lisäksi letetaan, että maailma n istrppinen, jllin sen tulee lla myös hmgeeninen. Tällöin aineen liiketilan tulee lla säännöllistä ja pätee Hubblen laki: kappaleiden välinen npeus n suraan verrannllinen niiden väliseen etäisyyteen (v = Hr). Ksmlgiseen periaatteeseen liittyy läheisesti
kpernikaaninen periaate: Maa ei le missään erityisasemassa Aurinkkunnassa, Aurinkkunta ei le missään erityisasemassa Linnunradassa ja Linnunrata ei le missään erityisasemassa maailmankaikkeudessa. Ja ehkä n jpa niin, että maailmankaikkeutemme ei le missään erityisasemassa muiden maailmankaikkeuksien jukssa! (?). Elämmekö kenties multiversumissa? (vrt. http://fi.wikipedia.rg/wiki/multiuniversumi). Kirjallisuutta: Ask Palviainen Heikki Oja: Maailmankaikkeus, Tähtitieteen vusikirja 2009-2010, Otava 2008. Heikki Oja: Plaris, Kulun tähtitiet, Otava 2009. Karttunen-Dnner-Kröger-Oja-Putanen: Tähtitieteen perusteet, 5. laits, Tähtitieteellinen yhdistys Ursa ry, Gummerus 2010. Hannu Karttunen: Tähdet ja maailmankaikkeus, Otava 2007. Heikki Leht Markus Htakainen Henrik Kahanpää: Tähtitiede, Kiehtva avaruus, Kirjayhtymä, 1. pains 1999. Jukka Maalampi - Tapani Perk: Lyhyt mdernin fysiikan jhdatus, Limes ry, Helsinki, 4. krjattu pains 2006.