Maailmankaikkeus on räjähtänyt 100 vuodessa

Luonnonhistorian museon tilaisuus tunnetaan Suurena väittelynä. Siitä teki unohtumattoman se, että se paljasti, kuinka helppoa tutkijoiden on erehtyä, kun he rohkenevat lähestyä tieteellisesti mitattavissa ja havaittavissa olevan rajaa.

Shapley arvasi paremmin Linnunradan koon, sillä nykytiedon mukaan sen läpimitta on 100 000–150 000 valovuotta, mutta hän oli väärässä vieraiden galaksien suhteen.

Sen sijaan Curtisin arvaus Linnunradan koosta meni pahasti metsään, mutta hän oli oikeassa siinä, että kierteispilvet, kuten Andromeda, ovat itse asiassa erillisiä galakseja.

Käsitys, että Linnunrata on vain yksi monista galakseista, oli sekä kiistanalainen että rohkea, ja Curtis myönsi empimättä hämmennyksensä.

”Jo ajatuskin siitä, että oma tähtiuniversumimme on ehkä vain yksi sadoistatuhansista samanlaisista, huimaa”, tunnusti Curtis avoimesti.

Tuntuu uskomattomalta, että siitä, kun tutkijoita puhutti vielä kysymys, onko Linnunrata koko maailmankaikkeus, on kulunut vasta sata vuotta.

Tämä paljastaa kosmologian kehittyneen ripeästi. Shapleyn ja Curtisin puolustukseksi pitää kuitenkin sanoa, että sitä ongelmaa, jonka kanssa he kamppailivat, ei ole ratkaistu: kosmisia etäisyyksiä on yhä äärettömän vaikea mitata.

Maailmankaikkeus on aina aliarvioitu

Universumia on suurennettu koko tähtitieteen historian ajan. Etenkin arvioitaessa etäisyyttä kaukaisiin kohteisiin on päädytty aivan liian pieniin lukuihin.

Antiikin kreikkalainen matemaatikko ja tähtitieteilijä Klaudios Ptolemaios (noin 100–170) selvitti hämmästyttävän hyvin lähietäisyydet, kuten Maan ja Kuun välimatkan suhteessa maapallon kokoon.

Hän laski, että etäisyys Kuuhun on 29,5 kertaa Maan läpimitta, kun mittausten mukaan se on 30,2 Maan läpimittaa. Aurinko tuotti enemmän vaikeuksia, ja Ptolemaios päätyi tulokseen, joka oli 1/20 oikeasta.

Taivaan tähtien osalta laskelmat pettivät pahasti, sillä Ptolemaios arvioi matkaksi noin 10 000 Maan läpimittaa.

Lähimpänä Aurinkokuntaa sijaitseva tähti, Alfa Centauri, on 6 455 555 555 Maan läpimitan päässä.

Ptolemaios määritti alakanttiin myös Maan läpimitan. Siksi hänen tähtitaivaaseen ulottuva universuminsa mahtui helposti Maan kiertoradan sisäpuolelle.

Tarkkuutta paransivat sellaiset tähtitieteilijät kuin Tyko Brahe ja Johannes Kepler 1500- ja 1600-luvuilla, mutta heidän näköpiiriään kavensi yhä se, että suuria etäisyyksiä ei pystytty mittamaan.

Ainoa tarjolla ollut mittatikku oli niin sanotun parallaksin määrittäminen. Menetelmä perustuu siihen, että piirretään näkölinja kohti tähteä puolen vuoden välein.

Sitten etäisyys tähteen voidaan laskea näkölinjojen välisen kulman ja Maan kiertoradan läpimitan avulla.

Menetelmä vaatii kuitenkin tarkempia välineitä kuin Brahella ja Keplerillä oli käytössään, joten he eivät pystyneet määrittämään etäisyyttä edes lähimpiin tähtiin.

Siksi on ymmärrettävää, että entisaikojen astronomit eivät osanneet kuvitella mitään kaukaisempaa kuin yötaivaan tähdet.

Isaac Newton oli samassa tilanteessa julkaistessaan suurteoksensa Philosophiae Naturalis Principia Mathematican vuonna 1687.

Siitä huolimatta hän muutti näkemystä universumista – putoavan omenan innoittamana – esittämällä painovoiman kaikkeuden vallitsevaksi voimaksi.

Newton korosti samojen sääntöjen koskevan kaikkien taivaankappaleiden liikkeitä ja avaruuden olevan kaikkialla samanlainen.

Näin hän ennakoi sitä, mitä nykyään kutsutaan kosmologiseksi periaatteeksi.

Universumilta puuttuu keskipiste

Kuvittele olevasi jättiläismäiseksi puhalletun ilmapallon pinnalla. Voit katsoa sieltä joka suuntaan, mutta siitä huolimatta kaikkialla näyttää olevan samanlaista.

Tämä on kosmologisen periaatteen ydin, joka pudottaa pohjan pois ajatukselta, että juuri meidän sijaintimme avaruudessa olisi jotenkin erikoinen.

Periaate sisältää kaksi olettamusta. Toisen mukaan maailmankaikkeus on suuressa mitassa tasarakenteinen, mikä tarkoittaa sitä, että sillä on yhdet ja samat ominaisuudet joka puolella.

Toinen koskee suunnasta riippumattomuutta, jolla ymmärretään samannäköisyyttä kaikkiin suuntiin.

Kosmologisesta periaatteesta seuraa, että maailmankaikkeudella ei ole keskusta – tai että mikä tahansa kohta on keskus – niin kuin ilmapallon pinnan tapauksessa.

Vaikka Albert Einstein hyväksyi Newtonin tavoin kosmologisen periaatteen, hänen vuoden 1915 yleinen suhteellisuusteoriansa sai kosmologit katsomaan universumia uusin silmin.

Einstein yhdisti ajan kolmeen tilaulottuvuuteen, loi neliulotteisen aika-avaruuden ja laski kaikkeutta suuressa mitassa kuvaavia malleja.

Einstein törmäsi kuitenkin ongelmaan.

Kun hän sovelsi yhtälöitään koko universumiin, hän ei päätynyt odottamaansa lopputulokseen.

Laskelmat osoittivat painovoiman saavan maailmankaikkeuden luhistumaan nopeasti, mikä ei selvästikään vastannut todellisuutta, tai maailmankaikkeuden kasvavan, mikä ei myöskään voinut pitää paikkaansa.

Noihin aikoihin pidettiin näet mahdottomana ajatusta epävakaasta maailmankaikkeudesta, jonka koko ei siis pysynyt aina samana.

Einstein ratkaisi ongelman vuonna 1917 lisäämällä yhtälöihinsä vakion, jota alettiin myöhemmin nimittää kosmologiseksi vakioksi. Einstein hylkäsi sen ja piti sitä elämänsä suurimpana munauksena.

Maailmankaikkeus saadaan kasvu-uralle

Einsteinin pahimman erehdyksen paljasti ennätyksellisen suuri Hooker-kaukoputki, joka otettiin käyttöön niin ikään vuonna 1917.

Kalifornialaisen Mount Wilsonin observatorion 2,5-metrisellä peilikaukoputkella voitiin tehdä siihen mennessä tarkimmat havainnot, ja tähtitieteilijä Edwin Hubble mullisti sillä käsityksen universumista.

Hubble alkoi työskennellä Mount Wilsonin observatoriossa vuonna 1919, ja Hooker-kaukoputki teki mahdolliseksi tutkia niitä kierteispilviä, joita Shapley ja Curtis käsittelivät Suuressa väittelyssä vuonna 1920.

Hubblea kiinnosti erityisesti yksi pilvien tähtityyppi, kefeidit.

Ne ovat erikoisia sykkiviä, kirkkaudeltaan muuttuvia tähtiä, joiden säteilytehon ja jakson välinen suhde on niin tarkka, että niiden avulla voidaan määrittää suhteellisen lähellä olevien galaksien sekä pallomaisten tähtijoukkojen etäisyyksiä, koska tiedetään, kuinka paljon valo heikkenee matkalla.

Hubble löysi kefeidejä useista kierteispilvistä, kuten Andromedasta, ja pystyi vuonna 1924 todistamaan, että Linnunradan ulkopuolella on vieraita galakseja, jotka ovat selvästi kauempana kuin tutut yötaivaan tähdet.

Siitä huolimatta, että Linnunrata oli osoittautunut vain yhdeksi käsittämättömän suuren maailmankaikkeuden lukemattomista galakseista, Hubble piti havaintoaan pitkän kertomuksen yksittäisenä lukuna.

”Tähtitieteen historia on häipyvien horisonttien historiaa”, totesi Hubble vaatimattomasti. Hubble ei myöskään lopettanut havainnointiaan, vaan hän tähtäsi entistä pitemmälle. Hän kohdensi suuren kaukoputken vielä kauempana sijaitseviin galakseihin ja analysoi niistä peräisin olevaa valoa.

Työ johti vuonna 1929 uuteen läpimurtoon, joka tuli tähtitieteilijöille suurena yllätyksenä.

Hubble huomasi, että mitä etäämpänä galaksi on, sitä punaisemmaksi siitä saapuva valo muuttuu. Ilmiöstä käytetään nimitystä punasiirtymä, ja se syntyy niin, että kohde ikään kuin vetää valoaaltoja pitemmiksi silloin, kun se loittonee.

Kaukaisten galaksien valon punasiirtymä ei voinut tarkoittaa kuin yhtä asiaa.

Ne etääntyvät meistä ja samalla myös toisistaan.

Hubble oli enemmän käytännön tähtitieteilijä kuin kosmologian teoreetikko, eikä hän täysin ymmärtänyt havaintonsa merkitystä, koska hän ei tajunnut sen koskevan koko maailmankaikkeutta.

Osalle tutkijoista asia kuitenkin valkeni heti. Einsteinille tuli selväksi, että universumi ei ole vakaa kuten hän oli olettanut, vaan se laajenee jatkuvasti. Niinpä enää ei tarvittu sitä vakiota, jonka hän oli 12 vuotta aiemmin yhtälöihinsä lisännyt.

Einstein myönsi elämänsä suurimman munauksen, ja läpimurto tuli melkein kuin tilauksesta belgialaiselle papille ja tähtitieteilijälle Georges Lemaîtrelle. Hän oli vain kaksi vuotta aikaisemmin, vuonna 1927, esittänyt ajatuksen laajenevasta maailmankaikkeudesta, joka ei ole ollut olemassa aina.

Lemaître esitti universumin syntyneen alkuatomin räjähdyksestä ja laajentuneen siitä alkaen.

Hubblen havainnot sopivat täydellisesti Lemaîtren käsitykseen, jonka mukaan galaksit etääntyvät toisistaan ikään kuin ne olisi piirretty pullistuvan ilmapallon kuoreen. Jos näkemys piti paikkansa, oli myös mahdollista seurata laajenemista taaksepäin aina siihen hetkeen asti, jolloin koko universumi oli vielä yhtenä pisteenä.

Lemaîtren käsitys herätti tiedemaailmassa vastakaikua seuraavilla vuosikymmenillä, ja sen pohjalta kehitettiin teoria, joka nykyään tunnetaan alkuräjähdysmallina.

Tutkijat eivät kuitenkaan asettuneet yksimielisesti sen taakse.

Nimityksen alkuräjähdys keksi itse asiassa yksi teorian kiivaimmista vastustajista, brittiläinen tähtitieteilijä Fred Hoyle.

Hän puhui pilkallisesti alkuräjähdyksestä vuonna 1949 radio-ohjelmassa, jossa hän puolusti kilpailevaa selitystä, pysyvän tilan teoriaa.

Hoyle, joka oli yksi teorian kehittäjistä, esitti, että vaikka universumi laajenee, se ei muutu siitä syystä, että samaa tahtia laajenemisen kanssa syntyy aina lisää ainetta, jonka ansiosta tiheys säilyy vakiona.

Oletettua aineen syntymistä ei ole koskaan havaittu, mutta teorian kannattajien mukaan se on selitettävissä sillä, että tiheyden pitää samana hyvin pieni määrä uutta ainetta.

Laskelmat osoittavat, että tarvittava ainemäärä vastaa vain noin yhtä vetyatomia kuutiometriä kohti miljardissa vuodessa. Siksi ei ole mikään ihme, ettei aineen syntymistä ole huomattu.

Pysyvän tilan teoria ei ainoastaan täytä kosmologisen periaatteen vaatimusta, vaan se on myös ”täydellisen kosmologisen periaatteen” mukainen, koska jatkuva aineen syntyminen varmistaa, että universumi on tasarakenteinen paitsi kaikissa suunnissa myös kaikkina aikoina.

Pysyvän tilan teorian mukaan maailmankaikkeus on ajan ja tilan suhteen ikuinen, eikä sillä ole – toisin kuin alkuräjähdysmallissa – alkua.

Teorioiden välinen kilpailu oli kovaa 1900-luvun puolivälissä aina siihen asti, kun satunnainen havainto vuonna 1964 antoi toiselle niistä paljon tukea.

Häly paljastaa kaikkeuden syntymäpäivän

Radioastronomit Arno Penzias ja Robert Wilson pitivät ”kuulotorvestaan” kuuluvaa kohinaa korvien soimisena.

New Jerseyn 15-metrinen sarviantenni oli peräisin käytöstä poistetusta satelliittijärjestelmästä, ja kaksi tähtitieteilijää alkoi kuulostella sillä avaruudesta tulevia radiosignaaleja.

Vaikka he tekivät mitä, he eivät saaneet häivytettyä outoa häiritsevää taustahälyä. Penzias ja Wilson päättivät jatkaa kuuntelua kaukana New Yorkista, jotta keinotekoiset radiolähteet eivät haittaisi työtä. Kohinaa kuului kuitenkin aina vain.

Parivaljakko kokeili kaikkia mahdollisia suuntia, mutta mikään ei muuttunut.

Sitten miehet ryhtyivät tutkimaan itse antennia ja totesivat, että se oli lintujen ja lepakoiden likaama.

He poistivat jätökset ja pari linnunpesää ja hävittivät haulikolla nekin pulut, jotka eivät suostuneet vapaaehtoisesti poistumaan paikalta. Vaikka antenni oli puhdistettu perusteellisesti, kohina pysyi.

Penzias ja Wilson olivat varmoja, että antenni toimi niin kuin sen pitikin. Ongelman syytä pohtiessaan he tulivat ajatelleeksi fyysikko Robert Dicken esittämää oletusta: jos alkuräjähdysmalli pitää paikkansa, on olemassa heikkoa, kaikkialle tasaisesti jakautuvaa säteilyä, joka on lähtöisin maailmankaikkeuden syntymästä.

He ottivat yhteyttä Dickeen, ja kolmikko päätteli, että kohina on juuri tätä säteilyä. Penzias, Wilson ja Dicke julkistivat tuloksensa tulkintoineen vuonna 1965.

Einstein muotoilee kaikkeuden

Kosminen taustasäteily todisti alkuräjähdysmallin ja kosmologisen periaatteen, jonka mukaan universumi on suuressa mitassa tasarakenteinen ja joka suuntaan samanlainen.

Mittaussuunnasta riippumatta säteily jakautuu suhteellisen tasaisesti kaikkialle, eikä tilanne muutu, vaikka mittauspiste maailmankaikkeudessa muuttuisikin.

Kosminen taustasäteily syntyi, kun universumi oli ollut olemassa vasta noin 380 000 vuotta. Tuossa vaiheessa maailmankaikkeus oli laajentunut ja jäähtynyt juuri sen verran, että elektronit ja protonit saattoivat liittyä toisiinsa ja muodostaa atomeja.

Siitä seurasi, että fotonit, jotka vapaat elektronit olivat aikaisemmin pysäyttäneet, pystyivät tästä eteenpäin liikkumaan esteettömästi säteilynä kaikkeuden läpi.

Maailmankaikkeuden sanotaan muuttuneen tällöin ”läpinäkyväksi”. Taustasäteily muodostaa siten sen rajan, johon asti on mahdollista katsoa ajassa taaksepäin.

Taustasäteilyn löytämisen myötä maailmankaikkeus sai yhdellä kertaa kehityshistorian. Alkuräjähdysmalli voi kertoa, milloin universumi on syntynyt ja kuinka se on muuttunut. Siinä ei ole kuitenkaan vielä kaikki: taustasäteily voi paljastaa myös kaikkeuden muodon.

Kun Einstein julkaisi yleisen suhteellisuusteoriansa, monet tähtitieteilijät alkoivat soveltaa hänen yhtälöitään laskiessaan, millaiset geometriset ominaisuudet maailmankaikkeudella kokonaisuutena voi olla.

Yksi heistä oli pietarilainen Aleksandr Fridman. Hän esitti jo vuonna 1922 malleja siitä, miltä kaikkeus voisi näyttää täyttäessään sekä Einsteinin yhtälöiden että kosmologisen periaatteen asettamat vaatimukset.

Suuressa mitassa universumi kaareutuu samanlaisesti riippumatta siitä, missä ollaan, ja tämä on mahdollista vain kolmella eri tavalla.

Kaikkeus voi olla suljettu, toisin sanoen kuin edellä mainitun ilmapallon kuori. Suljetulla universumilla on rajallinen laajuus.

Jos kuvitellaan, että suljettuun maailmankaikkeuteen lähetetään kaksi yhdensuuntaista valonsädettä, ne kohtaavat toisensa ennen pitkää samalla tavalla kuin pituuspiirit, jotka kulkevat maapallon napojen kautta.

Toinen vaihtoehto on päinvastoin kaareutuva avoin maailmankaikkeus, joka muistuttaa muodoltaan satulaa. Siinä yhdensuuntaiset valonsäteet eivät kohtaa toisiaan koskaan, vaan ne etääntyvät jatkuvasti toisistaan.

Avoin universumi on ääretön eli loputon joka suuntaan.

Kolmas vaihtoehto sijoittuu kahden edellisen väliin. Sitä kutsutaan litteäksi maailmankaikkeudeksi. Siinä kaksi yhdensuuntaista valonsädettä pysyvät rinnakkaisina. Avoimen tavoin litteä kaikkeus on ääretön.

Taustasäteily on havaitsemisensa jälkeen kartoitettu useaan otteeseen.

Satelliitit COBE, WMAP ja Planck ovat välittäneet aina vain tarkempia mittaustietoja, ja analyysien tulokset viittaavat siihen, että maailmankaikkeus on litteä – tai ainakin melkein litteä.

Tähtitieteilijöitä kiinnostaa maailmankaikkeuden muoto siitä syystä, että muoto vaikuttaa maailmankaikkeuden tulevaisuuteen.

Esimerkiksi suljetun universumin tapauksessa painovoima saa ajan mittaan yliotteen laajenemisesta, joten ennen pitkää maailmankaikkeuden täytyy supistua ja päättää päivänsä niin sanotussa loppurysäyksessä.

Ennusteet näyttäytyivät kuitenkin 1990-luvulla uudessa valossa, kun vielä yksi hämmästyttävä havainto käänsi asiat päälaelleen.

Tälläkin kertaa edistysaskeleesta saatiin kiittää sitä, että tähtitieteilijät käyttivät uudenlaista mittatikkua, joka ulottui entistä pitemmälle maailmankaikkeuteen.

Kaikkeuden laajeneminen kiihtyy

Tähtitieteilijät pitävät hyvin paljon supernovista, mutta erityisesti niiden tyyppi 1a voi saada heidän silmänsä loistamaan.

Tämäntyyppinen supernova syntyy nimittäin erikoisella tavalla, ja sen ansiosta siitä peräisin olevan valon avulla voidaan mitata etäisyyksiä.

1a-supernova juontuu kaksoistähdestä, jonka toinen osapuoli on niin sanottu valkoinen kääpiö.

Jos järjestelmän tähdet kiertävät toisiaan hyvin lähekkäin, valkoinen kääpiö imee itseensä ainetta paristaan, kunnes se saavuttaa tietyn kriittisen massan.

Sitten se räjähtää supernovana säteillen niin voimakkaasti, että sen valo peittää kaikkien muiden tähtien valon galaksissa.

Koska kriittinen massa tiedetään, myös supernovan absoluuttinen kirkkaus tunnetaan, ja siksi on mahdollista laskea etäisyys siihen samalla tavalla kuin Hubble kefeidien tapauksessa. Sen ansiosta, että supernovat ovat selvästi kirkkaampia kuin kefeidit, ne voidaan erottaa paljon pitemmän välimatkan päästä.

Vuonna 1998 yhdysvaltalainen astrofyysikko Saul Perlmutter ja muut Supernova Cosmology Project -ryhmän tutkijat alkoivat jahdata 1a-supernovia hyvin kaukaisista galakseista.

He mittasivat niistä tulevan valon ja määrittivät etäisyyden niihin. Lisäksi tutkittiin Hubblen tapaan valon punasiirtymä, jotta saatiin selville, kuinka nopeasti galaksit etääntyvät.

Erittäin etäisten galaksien valo on kulkenut pitemmän aikaa avaruudessa kuin lähempänä sijaitsevista galakseista tuleva valo.

Niinpä valo on myös vanhempaa ja voi kertoa, millä nopeudella maailmankaikkeus laajentui miljardeja vuosia sitten. Ja tämä tietolähde järjesti tutkijoille yllätyksen: kaukaisten galaksien nopeus ei ilmeisesti ollut läheskään niin suuri kuin sen pitäisi Hubblen määrittämän riippuvuussuhteen mukaan olla.

Mahdollisia selityksiä oli vain yksi: galaksit loittonivat toisistaan miljardeja vuosia sitten hitaammin kuin nykyään. Toisin sanoen maailmankaikkeuden laajeneminen on vähitellen kiihtynyt!

”Ikään kuin olisimme nähneet ilmaan heitetyn omenan ampaisevan avaruuteen”, kuvasi Saul Perlmutter myöhemmin hämmästyttävää havaintoa.

Hän viittasi tietysti tarinaan omenasta, joka sai Newtonin oivaltamaan painovoiman ominaislaadun. Tässä tapauksessa tulos vain oli päinvastainen kuin oli odotettu.

Samoihin aikoihin myös Adam Riessin johtama tutkijaryhmä totesi maailmankaikkeuden laajenevan kiihtyvästi, ja sekä Perlmutter että Riess saivat vuonna 2011 Nobelin fysiikanpalkinnon tutkimustyöstään.

Maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen on merkki siitä, että on olemassa voima, joka vaikuttaa päinvastoin kuin painovoima.

Jos painovoima vaikuttaisi yksin, laajeneminen ei kiihtyisi, vaan se sen sijaan hidastuisi kaikkeuden vanhetessa. Vastakkaisen voiman vaikutusta ei havaita Linnunradassa eikä edes sen lähinaapureissa, koska painovoima on näillä etäisyyksillä paljon vahvempi.

Suuressa mitassa tuntematon voima on kuitenkin ratkaiseva tekijä – ja sen osuus maailmankaikkeuden kaikesta aineesta ja energiasta on jopa 70 prosenttia.

Tuntematon voima nimettiin jo vuonna 1998 pimeäksi energiaksi yhdysvaltalaiskosmologi Michael Turnerin aloitteesta, koska se on vuorovaikutuksessa sähkömagneettisen säteilyn, kuten valon, kanssa.

Nimitys on osuva toki siitäkin syystä, että se, mistä arvoituksellisessa voimassa on viime kädessä kysymys, on hämärän peitossa.

Avaruuden täyttää pimeä energia

Pimeän energian merkillisimpiä puolia on se, että sen määrä kasvaa kasvamistaan.

On loogista ajatella, että sitä mukaa kuin pimeä energia saa maailmankaikkeuden laajenemaan, maailmankaikkeuden tiheys pienenee. Pimeän energian tiheys on kuitenkin vakio, joten laajenevassa universumissa sen määrä kasvaa vastaavasti.

Siitä seuraa itsestään jatkuva tila, jossa pimeä energia saa aikaan laajenemista ja pimeää ainetta mahtuu lisää, jolloin laajeneminen kiihtyy – ja niin edelleen.

Vaikka on epäselvää, millaista pimeä energia loppujen lopuksi on, sen vaikutus on mahdollista laskea. Matemaattisesti se sopii erittäin hyvin siihen kosmologiseen vakioon, jonka Einstein lisäsi yhtälöihinsä vuonna 1917. Toisin sanoen hänen itse emämunaukseksi tuomitsemansa ajatus ei siis olekaan yhtään hullumpi.

Kosmologinen vakio voidaan käsittää niin sanotun tyhjiöenergian mitaksi. Kysymyksessä on myös nollapiste-energiaksi kutsuttu täydellisen tyhjiön pienin mahdollinen energia.

Ongelmallista on vain se, että tutkijoiden laskeman arvon ja havaintoihin sopivan arvon välillä on jättiläismäinen ero. Itse asiassa tätä pidetään nykyään yhtenä suurimmista arvoituksista, joita tiede ei ole vielä onnistunut ratkaisemaan.

Asia ei kuitenkaan ole saanut tähtitieteilijöitä epäilemään alkuräjähdystä. Kaikki muut havainnot ovat niin hyvin sopusoinnussa teorian kanssa, että alkuräjähdysmalli on vakiinnuttanut asemansa laajasti hyväksyttynä maailmankaikkeuden historian selityksenä. Lisäksi sen katsotaan kuvaavan universumin koon.

Kaukaisimmista havainnoitavissa olevista galakseista tulevan valon punasiirtymä on niin suuri, että sen iäksi on määritetty vajaat 13,8 miljardia vuotta.

Se tarkoittaa, että maailmankaikkeus on yhtä vanha. Helposti voisi luulla, että galaksit sijaitsevat niin ikään 13,8 miljardin valovuoden päässä meistä, mutta näin ei tietenkään ole, koska maailmankaikkeus on laajentunut.

Sillä aikaa, kun valo on kulkenut meitä kohti, galaksit ovat loitonneet sieltä, missä ne olivat silloin, kun valo lähti liikkeelle.

Todellisuudessa etäisimmät galaksit, joista peräisin oleva valo voidaan havaita, ovat tätä nykyä 46,1 miljardin valovuoden päässä – suunnasta riippumatta. Tämä tarkoittaa sitä, että havaittavan maailmankaikkeuden läpimitta on 92,2 miljardia valovuotta.

Millainen on sitten se universumin osa, jota ei voida havaita, koska se sijaitsee rajan takana? Kosmologit ovat varovaisia arvioissaan, mutta näkemyksiä on esitetty.

Näkymätön kaikkeus voi olla ääretön

Vuonna 2016 englantilaisen Oxfordin yliopiston tutkijaryhmä laski näkymättömän universumin koon.

Kaikki saatavilla olevat, mitä tahansa kohteita koskevat etäisyysmittaukset koottiin ja tiedot syötettiin monimutkaiseen tietokonemalliin.

Sitten tietokoneen annettiin luoda mittaustulosten pohjalta kaikki mahdolliset järkevät hahmotelmat. Tietokone laski muun muassa todennäköisyyden sille, kuinka etäisyystiedot sopivat erilaisiin maailmankaikkeuden kaareutumistapoihin ja millaiset vaikutukset niillä on universumin geometriaan.

Todennäköisimmän vaihtoehdon keskiössä oli melkein litteä maailmankaikkeus.

Täysin laakea universumi on laajuudeltaan ääretön siinä tapauksessa, että kosmologinen periaate pitää paikkansa. Sen mukaanhan maailmankaikkeus on samanlainen joka suunnassa, ja litteä universumi täyttää vaatimuksen vain äärettömänä.

On kuitenkin kuviteltavissa niin suuri näkymätön maailmankaikkeus, että havaittava universumi muodostaa siitä vain hyvin pienen osan – ikään kuin valtavan ilmapallon pintaan piirrettynä pienenä ympyränä.

Tällöin havaittava maailmankaikkeus koettaisiin likipitäen litteäksi siitä huolimatta, että se kaareutuu hieman.

Tähtitieteilijöiden varovainen tulkinta tietokoneen hahmotelmasta on, että näkymätön universumi on ainakin 251 kertaa niin suuri kuin havaittava maailmankaikkeus.

Se merkitsee 23 343 miljardin valovuoden läpimittaa, mutta tutkijat pitävät hyvinkin mahdollisena vielä suurempaa kokoa – tai peräti äärettömyyttä.

Olipa universumi sitten miten iso tahansa, yhdestä asiasta voidaan olla suhteellisen varmoja: se jatkaa kiihtyvää kasvuaan.

Viimeisten seitsemän miljardin vuoden aikana pimeä energia on vienyt voiton painovoimasta maailmankaikkeudessa, joten laajeneminen nopeutuu nopeutumistaan.

Eikä tämä kehitys ole kääntymässä. Pimeä energia tulee hallitsemaan universumissa aina vain vahvemmin, ja kaikkeuden laajenemisnopeus kasvaa vähitellen paljon nykyistä suuremmaksi. Niinpä galaksit loittonevat toisistaan yhä rivakammin.

Ei pidä unohtaa, että galaksien etääntymisvauhti voi tosiasiallisesti ylittää valonnopeuden, joka muutoin on maailmankaikkeudessa ehdoton suurin sallittu nopeus.

Syynä on se, että etäisyys galaksiin ei kasva, koska itse galaksi etääntyisi meistä, vaan välimatka pitenee siksi, että sen meistä erottava avaruus laajenee.

Havaittavan maailmankaikkeuden kaukaisimmat kohdat, jotka sijaitsevat 46,1 miljardin valovuoden päässä, loittonevat nyt kymmenkertaisella valonnopeudella universumin laajenemisen takia.

Siten valo, jonka pitäisi ennen pitkää saapua noilta alueilta, ei koskaan saavuta meitä.

Näin on asian laita myös niiden galaksien osalta, jotka nykyään sijaitsevat lähempänä meitä. Ne liikkuvat jossain vaiheessa poispäin niin kovaa vauhtia, että niiden valoa ei voida enää havaita.

Kaukaisessa tulevaisuudessa ei olekaan enää mahdollista havainnoida muita galakseja kuin omaamme.

Ilahduttavasti nyt ollaan siinä onnellisessa asemassa, että maailmankaikkeuden kehitysvaihe antaa tutkijoille tilaisuuden tarkkailla jännittäviä kierteisgalaksien ja elliptisten galaksien tapahtumia, kvasaareja ja monia muita kiehtovia astronomisia ilmiöitä.

Myöhemmin kaikki havainnoitava löytyy kotigalaksistamme – ja Linnunrata näyttää koko maailmankaikkeudelta niin kuin 100 vuotta sitten luultiin.