Maapallon sisus on ihmissilmältä piilossa, mutta sen ominaisuuksia voidaan silti tutkia epäsuorasti tarkastelemalla ääniaaltojen etenemistä maankuoren sisässä. Ääni nimittäin kulkee eri tavoin eri aineissa. Myös Auringon käyttäytymistä tutkiva helioseismologia perustuu samaan ilmiöön. Aurinko värähtelee jatkuvasti; joskus on sanottu, että Aurinko soi kuin kello. Nyt myös maailmankaikkeus kokonaisuudessaan on muuttumassa eräänlaisen seismisen tarkastelun kohteeksi. Me emme tietenkään voi kuulla ääniä avaruuden tyhjyydestä, sillä ilman väliainetta ääntä ei ole olemassa. Mutta äänet, jotka kerran risteilivät maailmankaikkeuden kuumassa alkuplasmassa, ovat jäätyneet kuin vanhaksi valokuvaksi sen kosmiseen taustasäteilyyn. Nyt on käynyt ilmeiseksi, että tuon kuvan piirteitä tarkkaan tutkimalla pääsemme tunkeutumaan ennenkokemattoman syvälle maailmankaikkeuden olemukseen.
Kosminen taustasäteily on yksi modernin alkuräjähdysteorian kivijaloista. Sen havaitsemista vuonna 1965 voidaan syystä pitää yhtenä tämän vuosisadan tärkeimmistä tieteellisistä löydöistä. Se koostuu pääasiassa mikroaalloista, eli valon kvanteista fotoneista, joiden lämpötila on vähän alle 3 astetta absoluuttisen nollapisteen yläpuolella. Näitä fotoneita on jokaisessa kuutiosenttimetrissä noin 400 kappaletta, ja helpoin tapa nähdä ne on tuijottaa TV-ruutua kun lähetys on päättynyt: pari prosenttia kuvaruudun "lumisateesta" on tätä kosmista alkuperää.
Koska taustasäteilyn fotonit eivät syntymänsä jälkeen ole enää vuorovaikuttaneet aineen kanssa, ne todellakin välittävät meille eräänlaista valokuvaa siitä hetkestä, jolloin ne irtaantuivat alkuplasmasta. Kuten fotoni, joka kulkee valokuvasta suoraan silmäämme ja kertoo, millainen Elli-täti oli nuorena tyttönä, taustasäteilyn fotonit kantavat viestiä siitä, millaiset maailmankaikkeuden kasvot olivat sen juhliessa kolmattasadatta tuhannetta syntymäpäiväänsä.
Havainnoista tiedetään, että kosminen taustasäteily on hyvin tarkasti samanlämpöistä joka suunnassa. Tämä oli pitkään ongelmallista, sillä tiedetäänhän, että maailmankaikkeudessa on epätasaisuuksia: galakseja ja galaksijoukkoja. Jos varhaisen universumin massajakaumassa ei olisi esiintynyt minkäänlaisia vaihteluita, galakseja ei olisi voinut syntyä laisinkaan. Kasvien lailla nekin tarvitsevat siemenen kehittyäkseen. Alkuplasman massaenergian pikkuruisten vaihteluiden tulisi näkyä taustasäteilyn lämpötilaeroina. Siksi oli suuri helpotus kun vuonna 1992 amerikkalainen COBE-satelliitti ensimmäisen kerran pystyi havaitsemaan nämä hyvin mitättömät, 0.00001:n asteen suuruiset lämpötilan suhteelliset heilahtelut. Näitä kosmisen taustasäteilyn eri suunnissa näkyviä satunnaisluonteisia lämpötilaeroja kutsutaan taustasäteilyn anisotropiaksi.
Kosmologit tapaavat ilmoittaa taustasäteilyn lämmönvaihtelut tarkasteltavan kulman suuruuden funktiona. Lämpötilaerojen odotetaan nimittäin olevan eri kokoisia esimerkiksi kymmenen ja yhden asteen kulmatarkkuuksilla. Teoreettisesti taustasäteilyssä on siis eri kokoisia kuumia ja kylmiä lämpäreitä. Itse asiassa nämä lämpäreet muodostavat jatkuvan ja hyvin monimutkaisen spektrin, jossa esiintyy tietyin kulmavälein piikkejä. Toisin sanoen, tietyn kokoisia kuumia lämpäreitä on huomattavasti keskimääräistä enemmän. Kuljettaessa kohti pieniä kulmia ensimmäinen tällainen ns. Doppler-piikki näkyy hieman alle kahden asteen skaalassa. Seuraava nähdään noin asteen kolmasosan skaalassa.
COBE-satelliitti ei kyennyt niin suureen mittaustarkkuuteen että se olisi voinut nähdä teorian ennustaman lämpötilaspektrin Doppler-piikkeineen kaikkineen. Mutta juuri niistä tutkijat ovat erittäin kiinnostuneita. Piikit nimittäin kertovat yhtä paljon universumin olemuksesta kuin kasvosyylät nuoren Elli-tädin menestyksestä lavatansseissa.
Doppler-piikit ovat eräänlaisia kaikuja, jotka syntyvät ääniaaltojen risteillessä kuumassa ja tiheässä alkuplasmassa. Ääniaallot ovat yleisesti väliaineessa eteneviä harventumia ja tihentymiä. Normaalit, arkiset ääniaallot jotka kuulemme puheena, musiikkina tai hälyääninä ovat ilmassa kulkevia tihentymiä ja harventumia. Ääni etenee myös vedessä tai vaikkapa raudassa, ja jälkimmäisessä jopa erittäin nopeasti. Junan tulonkin sanotaan voivan kuulla jo kaukaa painamalla korvansa ratakiskoon, vaikka henkilökohtaisesti en tätä temppua kenellekään halua suositella.
Samanlaista aaltoilua esiintyi elektronien, vety- ja heliumydinten sekä fotonien muodostamassa kuumassa kaasussa. Sen aiheuttivat galaksien alkusiemenet, nuo pikkuruiset häiriöt massaenergiassa, jotka sysäsivät plasman liikkeeseen, ja liike puolestaan vaikutti häiriöiden kehittymiseen. Niin oudolta kuin se kuulostaakin, varhaisessa maailmankaikkeudessa vallitsi sellainen äänien kakofonia että lastentarhan leikkituntikin jää sen rinnalla varjoon. Tosin äänet olivat sen verran basson puolella ettei niitä ihmiskorvin voisi kuulla.
Kaikeksi onneksi Doppler-piikkien ominaisuudet voidaan teoreettisesti laskea varsin luotettavasti. Mikä parasta, niiden suhteelliset paikat ja suuruudet riippuvat täsmällisellä tavalla universumin massasta, sen laajenemisnopeudesta sekä puhtaan säteilyn ja massiivisten hiukkasten pitoisuuksista taustasäteilyn syntyhetkellä. Tämän vuoksi taustasäteilyn lämpötilaerojen tarkka mittaus voi antaa tietoa maailmankaikkeuden vielä tuntemattomista ominaisuuksista.
Emme esimerkiksi tiedä, onko maailmankaikkeus avoin vai suljettu, eli muuttuuko sen laajeneminen koskaan supistumiseksi. Tämä riippuu universumin massasta, jota ei ole kyetty määrittämään kovin tarkasti.
Se tiedetään, että maailmankaikkeudessa on valaisematonta pimeää ainetta, jota uskotaan olevan enemmän kuin tavallista ainetta. Sen luonne on kuitenkin täysin tuntematon. Pimeä aine voi koostua esimerkiksi uusista, vielä havaitsemattomista hiukkasista, kuten hiukkasfyysikot ajattelevat, tai kenties jopa universumin ensimmäisen silmänräpäyksen perua olevista mustista aukoista. Kun Doppler-piikkien suuruudet mitataan, tämäkin ongelma ratkeaa. Pimeän aineen määrä ja luonne nimittäin molemmat vaikuttavat oleellisesti kylmien ja kuumien lämpäreiden muodostumiseen. Se sysää plasmaa liikkeeseen, ja koska sitä on paljon, sen vaikutus äänien kirjoon on yhtä merkittävä kuin patarummun anti sinfoniaorkesterin soittoon.
Kuumien ja kylmien alueiden muodostumiseen vaikuttaa aineen rakenteen lisäksi myös maailmankaikkeuden laajenemisnopeus. Sekin on vielä varsin huonosti tunnettu, eikä edes Hubble-teleskooppi ole pystynyt ratkaisemaan asian tiimoilta jo useita vuosikymmeniä jatkunutta oppiriitaa. Tällä hetkellä lupaavimmalta määrityskeinolta vaikuttaa kaukaisten supernovien kirkkauksien arvioimiseen perustuva menetelmä. Mutta viimeistään Doppler-piikkien muoto ja sijainti tulee lahjomattomalla tavalla kertomaan myös laajenemisnopeuden suuruuden.
Samalla paljastuu Einsteinia kiusanneen ns. kosmologisen vakion koko. Kosmologinen vakio on yleisessä suhteellisuusteoriassa esiintyvä termi, joka on eräänlainen gravitaatiokenttä. Jos sellainen on olemassa, se täyttää koko avaruuden ja puskee sitä laajenemaan yhä nopeammin ja nopeammin. Teoreettisesti sitä voi pitää suhteellisuusteorian kauneusvirheenä, ja sellaisena Einsteinkin sen näki. Mutta juuri supernovahavainnot ovat nyt antaneet viitteitä siitä, että pieni kosmologinen vakio voisi sittenkin olla olemassa. Senkin vaikutus näkyy kirkkaana kosmisen taustasäteilyn lämpötilakartassa.
Mutta taustasäteilyn kuumien ja kylmien alueiden jakauma ei kerro ainoastaan millainen universumi oli 300 000:n vuoden ikäisenä. Se auttaa meitä näkemään myös aivan aikojen alkuun, mikrosekuntien murto-osien päähän alkuräjähdyksestä. Avoin kysymys nimittäin on vielä se, mistä galaksien siemenet alun perin syntyivät. Tällä hetkellä ainoa realistinen vastaus tähän on kosminen inflaatio. Sellainen voi esiintyä eräissä hiukkasfysiikan vuorovaikutukset yhdistävissä suurissa yhtenäisteorioissa.
Kosminen inflaatio on suosittu teoria, joka pyrkii selittämään mm. miksi maailmankaikkeus ei ole vain muutaman sekunnin ikäinen. Tämä nimittäin olisi sen luonnollinen ikä samassa mielessä kuin rahaa heitettäessä on luonnollista saada pitemmän päälle yhtä monta kruunua ja klaavaa. Inflaatio selittää tämän, ja eräät muut alkuräjähdys-kosmologian hienoviritysongelmat, olettamalla että mikrosekunnin miljardisosan miljardisosan miljardisosan vanha maailmankaikkeus laajeni hyvin voimakkaasti. Silmänräpäystäkin lyhyemmässä ajassa universumi puhaltui maailmankaikkeuden alkuröyhtäisyssä mikroskooppisen pienestä reilun jalkapallon kokoiseksi.
Inflaatiomalli ennustaa, että maailmankaikkeuden massatiheys on täsmälleen ns. kriittinen tiheys. Toisin sanoen, maailmankaikkeus on juuri ja juuri ikuisesti laajeneva. Teoreetikot ovat niin rakastuneita tähän ajatukseen etteivät he edes kallista korvaansa tähtitieteilijöille, jotka kivenkovaan väittävät että maailmankaikkeuden massaenergian tiheys on selvästi pienempi kuin kriittinen tiheys. Mutta kenties juuri nollasta poikkeava kosmologinen vakio ratkaiseekin ristiriidan molempia tyydyttävällä tavalla. Lahjomattomat Doppler-piikit tulevat lausumaan tuomionsa tästäkin asiasta.
Ne kertovat myös, ovatko galaksien siemeniin liittyvät lämpötilavaihtelut peräisin kvanttiheilahteluista niin kuin inflaatioteoria ennustaa. Teorian mukaan alkusiemenien kokojakaumalla on hyvin tarkasti määrätty muoto, ja tässä mielessä alku-universumin sinfonian kaikki nuotit on kirjoitettu jo ensimmäisen sekunnin murto-osan aikana. Näin taustasäteilyn kautta voimme tunkeutua universumin aivan ensimmäisiin hetkiin, paljon lähemmäksi alkusingulariteettia kuin vielä kymmenen vuotta kukaan olisi voinut uneksiakaan.
COBE-satelliitti mittasi taivaankannelta kerrallaan noin 7 asteen suuruisia lämpäreitä. Se on jo hyvin suuri osa maailmankaikkeutta; itse asiassa taustasäteilyn syntyessä yli kahden asteen kokoiset alueet eivät tienneet naapurialueista mitään. Valo niistä ei ollut vielä ehtinyt kulkea riittävän kauaksi, ja tavallaan ne olivat itsenäisiä maailmankaikkeuksia. Meidänkin koko näkyvä universumimme oli yksi noista kahden asteen kokoisista länteistä. COBEn havaitsema massaenergian vaihtelu koski siis maailmankaikkeutta suurempaa mittakaavaa. Siksi galaksien tai galaksijoukkojen synnystä COBE ei voinut kovin paljoa kertoa.
Tämän vuoksi suunnitteilla on kaksikin uutta satelliittilentoa, jotka pystyvät kartoittamaan taustasäteilyn lämpötilavaihtelut jopa asteen kuudesosan tarkkuudella. Luotaimet mittaavat taustasäteilyn anistropiaa, tai oikeastaan muodostavat 300 000:n vuoden ikäisestä maailmankaikkeudesta tarkan lämpötilakartan. Niiden tärkeimpänä tehtävä on mitata puolen tusinan Doppler-piikkien paikat ja muodot hyvin tarkasti.
Toinen, NASAn projekti, tunnetaan nimellä MAP (sanoista Microwave Anisotropy Probe). Se on suunniteltu laukaistavaksi kesällä vuonna 2001 kohti Maan ja Auringon välistä ns. Lagrangen pistettä, joka sijaitsee puolentoista miljoonan kilometrin päässä ja jossa Maan ja Auringon vetovoimat ovat yhtä suuret. MAP nähnee kuitenkin vain ensimmäiset Doppler-piikit. Siksi todelliset toiveet kohdistuvat eurooppalaiseen PLANCK-luotaimeen. Sekin on matkalla Maan ja Auringon väliseen Lagrangen pisteeseen, ja laukaisuhetkeksi on kaavailtu vuotta 2007.
On hämmästyttävää miten nopeasti uusi tieteenala, hiukkaskosmologia, on kasvanut kypsäksi tieteeksi. Maailmankaikkeuden syntyhistoria, joka vain muutama vuosikymmen sitten esiintyi lähinnä teologien tai kotifilosofien pohdiskeluissa, on nyt noussut kokeellisen tutkimuksen piiriin. Myös suomalaiset ovat mukana tässä tutkimuksessa osallistumalla PLANCK-luotaimen elektroniikan rakentamiseen. Tähtitieteilijätkin voivat hyödyntää PLANCKin tietoja, sillä kosmisen taustasäteilyn mittaamiseksi galaksien ja tähtienvälisen kaasun lähettämä säteily pitää osata erottaa pois kokonaissäteilystä. Mutta kokeessa suurin kiinnostus kohdistuu luonnollisesti maailmankaikkeuden ominaisuuksiin. Ensi vuosituhannella olemme niidenkin suhteen huomattavasti viisaampia.
Kari Enqvist