STAATTISEN AVARUUDEN METSÄSTYS
Kuten tiedetään, avaruus laajenee. Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian mukaan avaruus-aika ei ole passiivinen näyttämö, jonne aine astuu lausumaan vuorosanansa, vaan dynaaminen, itsessään kehittyvä kudelma. Se olisi muutoksen kohteena vaikkei mitään ainetta olisi olemassakaan. Kun galaksit etääntyvät toisistaan ne eivät vain lennä tyhjän avaruuden halki yhä nopeammin, vaan itse avaruus todella kuljettaa niitä kuin virta lastua. Ainetta on tietenkin olemassa, ja se tuntee universaalin voiman, gravitaation. Jokainen kappale vetää jokaista toista kappaletta puoleensa tavalla, jonka suhteellisuusteorian silmälasein voimme ymmärtää aineen vaikutukseksi avaruuden rakenteeseen. Gravitaatio vetää, ei työnnä, ja siksi aine hidastaa avaruuden laajenemista: on kuin galaksit olisi liimattu avaruuden alati venyvään kankaaseen. Jos ainetta on tarpeeksi, vetovoima voittaa laajenemisen joka hidastuu, pysähtyy ja kääntyy supistumiseksi. Galaksien punasiirtymät muuttuvat sinisiirtymiksi, ja lopulta koko universumi romahtaa kuin mustaksi aukoksi. Tällöin puhutaan suljetusta maailmankaikkeudesta. Jos ainetta on riittävän vähän, laajeneminen jatkuu ikuisesti, ja maailmankaikkeus on avoin. Avoimen ja suljetun rajatapausta, jossa laajeneminen hidastuu äärettömän kauan, kutsutaan tasaiseksi maailmankaikkeudeksi. Einsteinin tutkaillessa suhteellisuusteoriansa kosmologisia seuraamuksia Andromedan galaksin uskottiin vielä kuuluvan omaan Linnunrataamme, ja sen ulkopuolella oli vain tyhjyys. Vuonna 1917 tähtien vähäiset nopeudet tuntuivat olevan kiistämätön osoitus universumin staattisuudesta. Suhteellisuusteorian ennustama avaruuden dynaamisuus oli Einsteinille kuin kiusallinen oka muuten kauniissa teoreettisessa rakennelmassa. Siksi hän päätti muuttaa teoriaansa hieman ja lisäsi siihen ylimääräisen termin. Einsteinin ohjenuoranaan pitämät yleiset symmetriaperiaatteet eivät kieltäneet sen olemassaoloa, joten sen sisällyttäminen kenttäyhtälöihin ei tehnyt väkivaltaa suhteellisuusteorialle.
EINSTEININ MUNAUS
Kyseessä oli ns. kosmologinen vakio, joka vastaa koko avaruuden tasaisesti täyttävää energiatiheyttä. Se on kuin saunakiulun pohjalle unohtunut vesitilkka, vakioinen energiakenttä joka passiivisena, rannattomana merenä peittää kosmoksen. Päinvastoin kuin aine, se puskee avaruutta ja pyrkii sysäämään sen laajenevaan liikkeeseen. Se on kuin eräänlainen kosminen antigravitaatio. Einstein uskoi tähtitieteellisten havaintojen kertovan äärellisestä eli suljetusta universumista. Ystävälleen Alexander Moszkowskille hän sanoi: "Koko universumin koko on pyöreästi noin 100 miljoonaa valovuotta." Koska universumi oli suljettu, Einstein päätteli sen olevan romahtamassa kasaan. Kosmologinen vakio oli pelastaja, jonka puskuvoima täsmälleen kompensoi aineen vetovoiman vaikutuksen avaruuden muutokseen. Kuin taikuri Einstein oli loihtinut matematiikkansa uumenista staattisen maailmankaikkeuden. Myöhemmin Einstein kutsui tekoaan elämänsä suurimmaksi munaukseksi. Mutta muut tarttuivat kosmologiseen vakioon hanakasti. Hollantilainen Willem de Sitter huomasi, ettei kosmologisella vakiolla pippuroitu staattinen maailmankaikkeus ollutkaan oikeasti staattinen: pienikin häiriö saattoi avaruuden liikkeeseen. Seurauksena oli huimaa vauhtia laajeneva avaruus, joka tunnetaan nykyään de Sitter -avaruutena. Vuonna 1922 venäläinen matemaatikko Aleksandr Aleksandrovits Friedmann puolestaan totesi, että vaikka kosmologista vakiota ei olisikaan, laajeneva maailmankaikkeus on yksi Einsteinin yhtälön ratkaisuista. Niin vaikeaa oli luopua staattisesta maailmankaikkeudesta ettei Einstein aluksi edes uskonut tähän nykyään kosmologian kulmakivenä olevaan tulokseen. Samoihin aikoihin myös tähtitieteessä alkoi tapahtua. Joulukuussa vuonna 1924 amerikkalainen Edwin Powell Hubble julisti, että Andromedan sumu olikin Linnunradan ulkopuolinen kohde. Viisi vuotta myöhemmin Hubblella oli ilmoitus, joka järisytti maailmaa vieläkin enemmän: Linnunradan ulkopuoliset galaksit etääntyvät meistä sitä nopeammin, mitä kauempana ne ovat. Avaruus laajenee, ja Einsteinin on täytynyt antaa itselleen ainakin henkinen potku takamuksiin. Hän olisi voinut ennustaa laajenemisen teoriastaan jo kaksitoista vuotta aiemmin. Kuten niin usein, Einstein oli oikeassa: kyseessä oli hänen elämänsä suurin munaus. Ja nyt se on noussut kummittelemaan meille.
TYHJIÖ POREILEE
Einsteinin seuraajat eivät itse asiassa pitäneet kosmologista vakiota munauksena mutta kylläkin ongelmana. He käänsivät Einsteinin päättelyn toisin päin: jos kerran mikään ei kiellä kosmologisen vakion olemassaoloa, miksi sitä sitten ei ole? Suhteellisuusteorian laadullinen parametri on gravitaatiovakio, jonka yksiköissä muut energiasuureet on luonnollisinta antaa. Havainnoista on jo pitkään tiedetty, että näissä yksiköissä kosmologisen vakion arvon täytyy olla pienempi kuin 10^{-120}. Tämä on käsittämättömän pieni luku, niin pieni, että kokonainen fyysikkosukupolvi on etsinyt keinoa selittää, miksi kosmologisen vakion olisi oltava täsmälleen nolla. Ongelmaa korostavat entisestään modernit hiukkasteoriat, joista Einstein ei tiennyt mitään. Näissä esiintyy eräänlaista tyhjiön poreilua. Se ilmenee ns. virtuaalisten hiukkasparien spontaanina ilmaantumisena tyhjästä. Ne elävät Heisenbergin epätarkkuusperiaatteen salliman ajan ja katoavat sitten takaisin tyhjiöön, mutta poreilu jättää mitattavan jäljen. Kvanttielektrodynamiikan yksi juhlituimmista ennusteista, vetyatomin energiatasojen Lambin siirtymä, on eräs esimerkki. Poreilun energia täyttää koko avaruuden ja toimii siis kosmologisena vakiona. Efekti voidaan havaita ns. Casimir-ilmiönä. Siinä kahden metallilevyn väliin ilmestyy pienoinen mutta mitattava näennäinen vetovoima, joka johtuu siitä, että levyjen väliin syntyvien virtuaalisten hiukkasten aallonpituus on rajoitettu. Levyjen etäisyyttä suurempia aallonpituuksia ei yksinkertaisesti mahdu niiden väliin. Sen sijaan niiden ulkopuolella kaikenlaiset virtuaalihiukkaset ovat mahdollisia. Seurauksena on levyjä ulkoapäin yhteen työntävä paine. Tyhjiön poreilun seurauksena syntyvän energiatiheyden suuruus on valtaisa. Esimerkiksi protonin rakenneosasia kvarkkeja kuvaavassa kvanttikromodynamiikassa saisimme kosmologisen vakion, jonka suuruus olisi 10^{76} kertaa sallittua suurempi. Tämän energiatiheyden katoaminen on eräs mysteereistä, jonka gravitaation ja kvanttifysiikan yhdistävän teorian odotetaan joskus selvittävän.
SUPERNOVAT SYTTYVÄT
Moni teoreetikko onkin ollut valmis lyömään vetoa, että luonnossa vallitsee jokin vielä tuntematon mekanismi, jonka ansiosta hiukkasmaailman tyhjiön energiatiheys osaa omia aikojaan asettua nollaksi. Siksi suuri yllätys on ollut, että hiljattaiset supernovatulokset tuntuvat viittaavan pieneen mutta nollasta poikkeavaan kosmologiseen vakioon. Supernovat ovat voimakkasti räjähtäviä tähtiä, jotka nykyään on valjastettu avaruuden laajenemisnopeuden määrittämisen avuksi. Periaatteessa nopeuden selville saaminen on yksinkertainen temppu: mitataan kohteen etäisyys ja sen spektrin punasiirtymä. Näistä tiedoista pakonopeus voidaan laskea. Kun kohteita on tarpeeksi, saamme mittarin avaruuden venymiselle etäisyyden funktiona. Mutta ongelma on, miten havaita etäisyys spektristä riippumattomasti. Meidän tulisi tietää kohteen absoluuttinen kirkkaus, ja siksi astrofyysikot ovat ahnaasti etsineet standardikynttilöitä, objekteja joiden kirkkaus on aina vakio tai ainakin helposti laskettavissa. Kefeidit ovat esimerkki standardikynttilästä. Ne ovat muuttuvia tähtiä, joiden periodin ja kirkkauden välillä vallitsee yksinkertainen relaatio. Mutta kaukaisissa galakseissa kefeidejä ei voida havaita, sillä siihen ne ovat liian himmeitä. Supernova sen sijaan loistaa huipussaan emogalaksiaankin kirkkaammin. Supernovia on olemassa eri tyyppejä. Näistä ns. tyyppi Ia räjähtää siten, että se kapuaa kirkkausmaksimiinsa noin kolmessa viikossa ja himmenee sitten useiden kuukausien kuluessa. Mitä kauemmin supernova loistaa, sitä kirkkaampi se on. Kirkkauden maksimi on samankestoisilla supernovilla aina sama. Toisin sanoen, supernova tyyppiä Ia on standardikynttilä, joka voidaan nähdä miljardien valovuosien päähän. Tyyppi Ia:n uskotaan syntyvän kaksoistähtisysteemissä. Toinen, valkoiseksi kääpiöksi jo muuttunut tähti imee materiaa seuralaistähdestään kunnes tulee epästabiiliksi ja räjähtää. Huono uutinen on, että keskimääräisessä galaksissa räjähdyksiä tapahtuu vain kerran noin kolmessa sadassa vuodessa.
KOHTI FORMULALUOKKAA
Toisaalta galakseja on tavattoman paljon. Nykyaikaisin menetelmin voidaan kymmenessä minuutissa valokuvata tuhansia galakseja kerrallaan, ja kun kuvia otetaan muutaman viikon välein, ne voidaan elektronisesti vähentää toisistaan. Jos jäljelle jää kirkas tähti, supernova on löytynyt. Tämän jälkeen kohteen kirkkauden kehittymistä voidaan seurata teleskoopeilla. Asialla on ollut kaksi tutkimusryhmää, amerikkalaisen Saul Perlmutterin vetämä "Supernova Cosmology Project" sekä australialainen "High-Z Team", johtajanaan Brian Schmidt. Molemmat ryhmät ovat hyvin kansainvälisiä, tosin joukosta ei kuitenkaan löydy suomalaisia. Kaukaisia supernovia on löytynyt useita kymmeniä, ja esimerkiksi Perlmutterin ryhmä on ehtinyt analysoimaan jo 42 supernovaa. Ryhmät havaitsivat, että kaukaiset supernovat ovat himmeämpiä, tai toisin sanoen, että niiden punasiirtymät ovat pienempiä, kuin odotettiin. Tulkinta on se, että maailmankaikkeuden laajeneminen oli aikoinaan hitaampaa kuin nyt. Universumi ei siis ainoastaan laajenisi, vaan laajeneminen tapahtuisi kiihtyvällä nopeudella. Ja tämä vastaa tapausta, jota de Sitter jo monta vuosikymmentä sitten tutki: kosmologisen vakion erilleen puskemaa avaruutta. Supernovahavaintojen mukaan kosmologista vakiota vastaava energiatiheys olisi tällä hetkellä noin pari kertaa suurempi kuin materian ja säteilyn energiatiheys. Mutta kosmologinen vakio pysyy nimensä mukaan vakiona siinä missä muu aines tulee laajenemisen myötä harvammaksi. Tulevaisuudessa kosmologinen vakio määräisi universumin laajenemisen tahdin enenevässä määrin. Niinpä kiihtyvyys kasvaisi entisestään kunnes se lopulta saisi Mika Häkkismäisiä piirteitä. de Sitter -avaruuden laajeneminen on nimittäin niin nopeaa, ettei valokaan pysy perässä. Maasta lähetetty valosignaali kulkisi äärettömässäkin ajassa vain äärellisen matkan. Sanotaan, että de Sitter -avaruudessa on horisontti, etäisyys jonka ylitse minkäänlainen kommunikaatio ei ole mahdollista. Käytännöllisessä mielessä horisontin koko on maailmankaikkeuden koko, sillä sen kauemmaksi ei kosmologisen vakion dominoimassa avaruudessa voi nähdä. Supernovat viestittävät horisontista, joka on noin 20 miljardin valovuoden päässä eli siis vielä tulevaisuudessamme. Mutta pian avaruuden suunnattoman nopea laajeneminen alkaa heittää galakseja horisontin taakse niin, että ennen pitkää laajeneminen ei tuo näköpiiriimme enää uusia galakseja vaan päinvastoin vähentää niitä. Jos kohtalomme on todella asua de Sitter -avaruudessa, se on hyvin yksinäinen kohtalo. Meidän on vangittu 20 miljardin valovuoden häkkiin, jonka sisältä lopulta kaikki aine häviää. Kun kaukainen galaksi lähestyy horisonttia, sen lähettämä valo kulkee Maahan yhä kauemmin ja kauemmin. Samalla valo punasiirtyy eksponentiaalisesti ja galaksin kirkkaus vähenee niin ikään eksponentiaalisesti. Vaikka horisontin ylittämiseen täsmällisesti ottaen kuluu ääretön aika, efektiivisesti galaksit katoavat näköpiiristämme äärellisessä ajassa. Noin 150 miljardin vuoden päästä kaikki oman superjoukkomme ulkopuolinen valo on punasiirtynyt vähintään tekijällä 5000. Tuolloin käytännössä näkyvän universumin koko on enää muutamia kymmeniä miljoonia valovuosia.
MISSÄ VIRHE?
Nollasta poikkeava kosmologinen vakio mullistaisi käsityksemme universumista lähes vallankumouksellisella tavalla. Mutta kaikkien radikaalien, uusien havaintojen kanssa pitää olla hyvin varovainen. Eräs ilmeinen syy kaukaisten supernovien himmenemiseen voisi olla galaksienvälinen pöly. Supernovaryhmät ovat luonnollisesti pohtineet tätä vaihtoehtoa. Se on kuitenkin epätodennäköinen syy, sillä pöly absorboisi enemmän spektrin sinistä kuin punaista valoa, aivan kuten Auringon laskiessa tapahtuu. Supernovien spektreissä vastaavaa punertumista ei ole havaittavissa. Kaukaisten supernovien spektrit näyttävät samanlaisilta kuin läheistenkin supernovien spektrit, ja tätä on käytetty torjumaan myös kenties vakavin mahdollinen virhelähde: kun katsomme hyvin kaukaisia galakseja, katsomme samalla kauas ajassa taaksepäin. Tiedämme, että kaukaisessa menneisyydessä esimerkiksi raskaita alkuaineita oli nykyistä vähemmän, sillä ne ovat syntyneet juuri supernovaräjähdyksissä. Kenties menneisyydessä supernovat olivatkin erilaisia kuin nykyään. Valitettavasti emme ymmärrä supernovia riittävästi. Emme esimerkiksi osaa selittää täsmällisellä tavalla, miksi ne räjähtävät tai kuinka paljon valoa räjähdyksessä syntyy. Siksi emme myöskään tiedä, miten pieni muutos supernovan spektrissä riittäisi vähentämään kirkkautta supernovaryhmien havaitsemalla tavalla. Kysessähän on vain pieni, 25% efekti. Tällä hetkellä emme siis voi sulkea pois mahdollisuutta, että menneisyyden supernovat olivat sen verran erilaisia, että vaikka niiden spektrit näyttävät osapuilleen samoilta kuin nykyistenkin supernovien, ne räjähtäessään kuitenkin olivat eräänlaista sekundatavaraa. Teoreettinen ongelma on paitsi tuloksista päätellyn kosmologisen vakion pienuus -- eli tuo luku 10^{-120} -- myös sen suuruus. Kuten jo todettiin, kosmologiseen vakioon liittyvä energiatiheys näyttäisi juuri tällä hetkellä olevan osapuilleen yhtä suuri kuin materian energiatiheys. Koska suhde ei ole vakio, on kuin tässä ajassa olisi jotakin erityistä. Sellainen saa hälytyskellot aina soimaan fyysikoiden päässä. Kopernikaaninen periaate on polttomerkitty ajatteluumme: emme saa olla missään erikoisasemassa universumiin nähden. Monet teoreetikot ovatkin yrittäneet tulkita supernovatuloksia olettamalla, ettei kosmologinen vakio olekaan aivan vakio vaan kyseessä on erityiseen muuttuvaan kenttään liittyvä energiatiheys. Kyseessä on puhdas spekulaatio, jonka toistaiseksi paras anti on ollut kenttään usein liitetty hieno nimi, kvintessenssi. Se viittaa alkemistien viidenteen elementtiin, mutta vaikka sellainen saattaakin olla työntämässä universumia erilleen, kullaksi se ei avaruutta muuta. Päinvastoin: aarrekammioiden täyttämisen sijasta se ennen pitkää tyhjentää ne.
Supernovaryhmien kotisivut ovat:
oir-www.harvard.edu/cfa/oir/research/Supernova/HighZ.html
www_supernova.lbl.gov