Ruumi meetriline paisumine

Allikas: Vikipeedia

Ruumi meetriline paisumine on universumis mingil kaugustel asuvate punktide vahemaa suurenemine aja jooksul. Selle näol on tegemist "sisemise" paisumisega – see tähendab, et see on defineeritud erinevate kohtade relativistliku eraldatusega universumis ning mitte liikumisega "väljapoole" mingisse eelnevalt eksisteerivasse ruumi. Teiste sõnadega, universum ei paisu mitte millegi "sisse", mis asuks temast enesest väljaspool. Tihtipeale on selle kirjeldamiseks toodud analoogia paisuva õhupalli näol. Kui aga seda analoogiat kasutada, siis korrektsuse pärast tuleks õhupalli pinda vaadelda kui muutkonda. Meetriline paisumine on Suure Paugu kosmoloogia üks peamiseid tunnusjooni ning matemaatiliselt kirjeldab seda FLRW meetrika (Friedmann–Lemaître–Robertson–Walkeri meetrika). Tänapäeva töötab see mudel ainult väga suurtel skaaladel, mis on võrdelised galaktikate superparvedega. Väiksemate mõõtmete puhul on mateeria gravitatsiooni tõttu kokku kuhjunud ning selliste kuhjadena nad ei paisu. Samas on nad aga pidavalt üksteisest eemaldumas. Paisumine on osaliselt tulenev inertsist ning osaliselt tumeda energia eemaletõukavast jõust. Paisumist varajases universumis domineeris inerts ning Lamba-CDM mudeli (ΛCDM model) põhjal hakkab tulevikus domineerima kosmoloogilisel konstandil põhinev paisumine. Tänapäeval panustavad universumi paisumisse aga inerts ja kosmoloogiline konstant võrdselt. Kuigi erirelatiivsusteooria kohaselt ei saa universumis olevad objektid liikuda üksteise suhtes valguse kiirusest kiiremini, siis säärast piirangut ei eksisteeri, kui ka ruum ise paisub. Seetõttu on võimalik, et kaks teineteisest väga kaugel asuvat objekti eemalduvad üksteisest kiirusega, mis ületab valguse kiiruse. Kuna universumis võib olla osasid, mis liiguvad üksteise suhtes kiiremini kui valguse kiirus, siis on võimalik, et universum tervikuna on tunduvalt suurem kui meile praegu nähtav universum.

Samuti on võimalik, et kahe objekti vaheline kaugus on suurem kui valguse kiiruse ja universumi vanuse korrutis. See aga tähendab, et valgus mõnest universumi väga kaugel olevast osast võib meieni alles praegu saabuda (näiteks kosmiline mikrolaine-taustkiirgus). Nende detailide täpne olemus tekitab isegi tänapäeval suurt segadust nii amatöör- kui ka professionaalsete füüsikute seas. Ruumi meetrilise paisumise tõlgendamine on samuti siiamaani paljudele huvipakkuvate arutluste teemaks. [1][2][3][4][5]

Kuidas universumi paisumist mõista?[muuda | redigeeri lähteteksti]

Embedded LambdaCDM geometry.png
Kaks vaadet isomeetrilistele pindadele, mis moodustavad suurema osa nähtavast universumist. Nendel piltidel on näha, kuidas valguskiir (punane joon) võib läbida 28 miljardi valgusaasta pikkuse vahemaa (oranž joon) kõigest 13 miljardi aasta jooksul.

Aegruum on suurte mõõtmete puhul suuresti kõver, ning selle tagajärjena on universumi paisumine sisuliselt üldrelativistlik nähtus; seda ei ole võimalik seletada kasutades ainult erirelatiivsusteooriat. Paremal on kaks pilti, mis illustreerivad geomeetriat suurtel skaaladel vastavalt ΛCDM kosmoloogilisele mudelile. Piltidelt on eemaldatud lihtsuse mõttes kaks dimensiooni, jättes alles ainult aja ning ühe ruumi mõõtme. Diagrammi kitsas ringikujuline ots vastab ajale umbes 700 miljonit aastat pärast Suurt Pauku; lai ots aga 18. miljardile aastale, kust on võimalik näha universumi kiireneva paisumise algust, mis lõpuks hakkab ka seda mudelit domineerima. Lilla joon märgib aega ühe miljardi aastaste intervallidega alates Suurest Paugust. Cyan-sinine joonestik märgib samale intervallile vastavat kaasaliikuvat kaugust.

Pruun joon diagrammil on maailmajoon Maa jaoks (või siis varasematel aegadel mateeria jaoks, mis kondenseerus ning moodustas Maa). Kollane joon on kõige kaugemal asuva teadaoleva kvasari oma. Punane joon on vastava kvasari poolt välja saadetud valguskiire teekond, mis alustas teekonda meieni umbes 13 miljardit aastat tagasi ja on nüüd meieni jõudnud. Oranž joon näitab kvasari ning Maa vahemaad tänapäeval, mis moodustab umbes 28 miljardit valgusaastat.

Vastavalt üldrelatiivsusteooria ekvivalentsuse printsiibile kehtivad erirelatiivsusteooria reeglid lokaalselt väikestel ruumialadel, mis on heas lähenduses lamedad. Näiteks liigub valgus lokaalselt alati kiirusega c; meie diagrammil tähendab see seda, valguskiired moodustavad alati nurga 45° oma koordinaatide telgede suhtes. Siit ei järeldu aga see, et valgus läbib teepikkuse ct aja t jooksul, nagu seda punane maailmajoon illustreerib. Kuigi valgus liigub lokaalselt kiirusega c, siis tema liikumise aeg ei ole seotud läbitud teepikkusega niivõrd triviaalsel viisil. Tegelikkuses on läbitud teepikkus sisuliselt mitmeti mõistetav universumi muutuva skaala tõttu. Sellele vaatamata on võimalik vaadelda kahte juhtumit, mis on füüsikaliselt tähenduslikud; vahemaa Maa ning kvasari vahel valguse välja saatmise hetkel, ja nende vaheline kaugus tänapäeval. Esimesel juhul on vahemaa umbes 4 miljardit valgusaastat, mis on palju väiksem ct-st. Teisel juhul on vahemaa (näidatud oranži joonega) aga umbes 28 miljardit valgusaastat, mis on jällegi palju suurem kui ct. Tuleb tähele panna, et valgusel läks meieni jõudmiseks rohkem aega kui 4 miljardit aastat, vaatamata sellele et valgus saadeti välja meist nelja miljardi valgusaasta kauguselt. Diagrammilt on võimalik märkida, et hetkel kui vastav valguskiir teele saadeti, siis ta liikus Maast "eemale", tähendades seda, et meetriline kaugus Maani suurenes aja jooksul esimese paari miljardi aasta vältel valguskiire liikumise ajast. Ükski aspekt sellest hämmastavast omadusest ei tulene tegelikult aga meetrilisest paisumisest, vaid pigem erirelatiivsusteooria lokaalsetest printsiipidest integreerituna üle kõvera pinna.

Mille sisse universum paisub?[muuda | redigeeri lähteteksti]

Graafiline pilt universumi paisumisest, kus infaltsiooniline epohh on esindatud kui meetrika dramaatilise suurenemisega vasakul pool.

Ruum, mis moodustab meie universumi, on aja jooksul paisuv. Sõnad 'ruum' ja 'universum', mida kasutatakse aeg-ajalt sünonüümidena, omavad antud kontekstis spetsiifilist tähendust. Siin kontekstis on 'ruum' matemaatiline mõiste samas kui 'universum' viitab kogu eksisteerivale mateeriale ning energiale. Ruumi paisumine on viide ainult sisemistele dimensioonidel, see tähendab, et see kirjeldus ei hõlma enda alla potentsiaalseid lisadimensioone ega võimalikke paralleelseid universumeid[6]

Lõpliku ruumi teooria ei väida seda, et ruumil on olemas "äär", vaid pigem seda, et ruum "mätsib ennast iseenda ümber". Kui oleks võimalik läbida terve tee ilma valguse kiirust ületamata, siis jõutakse lõpuks lihtsalt alguspunkti tagasi. Täpselt nagu siis kui tehakse maakerale ring peale.

Mõiste "rohkem ruumi" on lokaalne, mitte aga globaalne, sest me ei tea kui palju ruumi tegelikult olemas on. Pildil olev diagramm on küll lõpliku pikkusega aga seda oleks võimalik pikendada lõpmatult. Isegi siis kui üldine ruum ulatub lõpmatusse on ikkagi võimalik väita, et ruum paisub, sest lokaalselt asuvate objektide vaheline kaugus jätkab suurenemist.

Lokaalsed häiritused[muuda | redigeeri lähteteksti]

Ruumi paisumist on mõnikord kirjeldatud kui jõudu, mis lükkab objekte üksteisest eemale. Kuigi see kirjeldus on adekvaatne kosmoloogilise konstandi efektide jaoks, ei ole see siiski üldises pildis korrektne paisumise fenomeni kirjeldus. Suurema osa ajast universumi eksisteerimisest on paisumine olnud inertsiaalne. Mateeria varajases universumi eemaldus üksteisest mitte teadaolevatel põhjustel (kõige tõenäolisemalt kosmilise inflatsiooni tagajärjel) ning on lihtsalt jätkanud seda, kuigi pidevalt aeglustudes gravitatsiooni kokkutõmbava mõju pärast. Lisaks üleüldisele paisumise aeglustumisele põhjustab gravitatsioon ka mateeria lokaalseid kuhjumisi tähtedeks ning galaktikateks. Tekkinud tähed ja galaktikad aga ei paisu, kuna nendele ei mõju mingit jõudu, mis neid nõnda käituma sunniks. Põhimõtteliselt ei ole olemas erinevust universumi inertsiaalsel paisumisel ning lähedal asuvate objektide inertsiaalsel eemaldumisel vaakumis. Nendest esimese puhul on tegemist suure skaala peal teise ekstrapoleerimisega. Lokaalselt isotroopset mateeria "plahvatust" on võimalik lokaalselt kirjeldada FLRW geomeetriaga. Sama geomeetria kirjeldab ka universumi paisumist kui tervikut.

Olukord muutub natukene kui arvestada samuti kosmoloogilise konstandiga. Kosmoloogilisel konstandil on eemaletõukava jõu efekt erinevate objektide vahel, mis on proportsiooniline nende vahemaaga. Erinevalt inertsist "tõmbab" see objekte, mis on gravitatsiooni tõttu kokku kuhjunud ning isegi nende individuaalseid aatomeid. See aga ei põhjusta asjade tasapidist pidevat suurenemist või lagunemist. Juhul kui nad ei ole just väga nõrgalt seotud, siis lähevad nad lõpuks tasakaaluolekusse, mis on aga veidike (dedekteerimatult) suurem kui ta oleks olnud ilma kosmoloogilise konstandita. Mida rohkem universum paisub, seda väiksemaks muutub gravitatsiooniline tõmbejõud (sest ta on proportsionaalne tihedusega), samal ajal kui kosmoloogiline tõukejõud aga suureneb. See tähendab aga seda, et ΛCDM universumis oleks tulevikus sisuliselt nagu vaakum, mis kosmoloogilise konstandi tõttu aina kiirenevalt paisub. Siiski, ainuke universumi kiireneva paisumise lokaalselt nähtav efekt on see, et kauged galaktikad hakkavad "ära kaduma" horisondi taha. Gravitatsiooniliselt seotud objektid, nagu Linnutee, ei paisu.

Teised mudelid paisumise jaoks[muuda | redigeeri lähteteksti]

Ruumi paisumist on tihti illustreeritud mudelitega, mis näitavad ainult ruumi suurust mingil spetsiifilisel ajahetkel.

“Sipelgas kummist paelal“ mudelis kujutletakse sipelgat (idealiseerituna punktmassiks) liikumas konstantse kiirusega mööda absoluutselt elastset nööri, mis on pidevalt veniv. Kui me venitaks nööri vastavalt ΛCDM skaalafaktorile ning võtame sipelga liikumise kiiruse võrdseks valguse kiirusega, siis see analoogia oleks numbriliselt korrektne – ehk sipelga positsioon aja jooksul oleks sama, mida illustreerib üleval joonisel olev punane joon.

„Kummist kile“ mudelis asendatakse nöör aga lameda kahe-dimensionaalse kummist kilega, mis paisub ühtlaselt kõikides suundades. Lisades eelnevale mudelile veel ühe ruumilise dimensiooni on võimalik näidata lokaalseid häiritusi ruumilises geomeetrias läbi kilel olevate lokaalsete kõveruste. „Õhupalli“ mudelis on lame pind asendatud juba sfäärilise pinnaga, mida puhutakse suuremaks tema algupärasest suurusest (olles illustratsiooniks Suurele Paugule). Õhupallil on küll positiivne Gaussi kõverus aga vaatluslikud eksperimendid viitavad pigem sellele, et tõeline universum on ruumiliselt lame. Sellest vasturääkivusest on võimalik aga üle saada, võttes tohutult suure õhupalli ning vaadeldes tema pinda lokaalselt, kus sfäär tundub kui pind. See analoogia on potentsiaalselt segadusttekitav, kuna see vihjab valesti sellele, et Suur Pauk leidis aset õhupalli tsentris. Tegelikkuses ei ole õhupalli pinnal asuvatel punktidel mingitki tähendust, isegi siis kui nad olid eelnevalt õhupalli „sees“.

Animatsioon paisuvast rosinasaiast. Kui sai ise kahekordistub oma suuruselt, siis kahekordistub ka vahemaa tema sees olevate rosinate vahel.

„Paisuva rosinasaia“ mudelis on võimalik kujutleda olukorda, kus rosinasai paisub ahjus. Sai (ruum) paisub kui tervik, samal ajal kui rosinad (gravitatsiooniliselt seotud objektid) ei paisu. Nad kõigest liiguvad üksteisest saia paisumise käigus üksteisest kaugemale. Need mudelid on aga ebatäiuslikud, kuna nad nõuavad, et on olemas mingisugune väline jõud, mis nende „ruumi“ paisuma paneks. Erinevalt reaalsest kosmoloogilisest mateeriast on kummikiled ja saiapätsid elektromagnetiliselt seotud ning nad ei jätka iseeneslikku paisumist pärast algupärast häiritust.

Ülevaade meetrikast[muuda | redigeeri lähteteksti]

Next.svg Pikemalt artiklis Meetrika (matemaatika)

Meetriline paisumine ei ole midagi sellist, millest suurem osa inimesi oleksid teadlikud oma igapäevastes tegemistes. Universumi paisumise paremaks mõistmiseks on kasulik lühidalt vaadelda seda, mis meetrika on ja kuidas meetriline paisumine toimub.

Meetrika definitsioon[muuda | redigeeri lähteteksti]

Meetrika defineerib selle, kuidas on võimalik ruumis mõõta kaugusi kahe "lähedal" asuva punkti vahel neid kirjeldavate koordinaatide jaoks. Koordinaatsüsteem määrab ära punktide asukohad ruumis, määrates üheselt neile ära numbrilised väärtused (koordinaadid). Pärast koordinaatsüsteemi määramist on võimalik meetrikaga muuta kahe punkti koordinaadid nende vaheliseks kauguseks.

Meetrika Maa pinna jaoks[muuda | redigeeri lähteteksti]

Mõelgem näiteks kahe punkti vahelise kauguse mõõtmisele maakera pinnal. See on lihtne ning tuttav näide sfäärilisest geomeetriast. Kuna Maa pind on kahedimensionaalne, siis on võimalik üheselt määrata punkte kahe koordinaadi abil, näiteks pikkus- ja laiuskraadide abil. Meetrika täpsustamiseks on vajalik eelnevalt määrata ka koordinaatsüsteem. Meie lihtsas näites võime me valida ükskõik millise koordinaatsüsteemi. Näiteks laius- ja pikkuskraadid või siis X-Y-Z, ehk Ristkoordinaatsüsteemi. Koheselt kui on määratud konkreetne koordinaatsüsteem, siis on üheselt kindlad ka koordinaatide numbrilised väärtused ning arvestades ruumi omadusi on samuti matemaatiliselt määratud vastav meetrika. Maakera kõvera pinnase peal on võimalik seda efekti märgata pikamaa lendude korral, kus kahe punkti vahelist kaugust tuleb mõõta piki ringjoont ning mitte sirgjoont, mis läheks otse läbi Maa. Kuigi säärane efekt on alati olemas, siis piisavalt lühikeste kauguste puhul on see vaevu märgatav ning selle võib jätta arvestamata.

Teoreetilised alused ning esmased asitõendid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Hubble'i seadus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Tehniliselt on ruumi meetriline paisumine paljude Albert Einsteini väljavõrrandite lahendite omaduseks ning vahemaad mõõdetakse Lorentzi intervallidega. See teoreetiline seletus annab ka võimaliku seletuse sellele, miks vaatluslikult nähtav Hubble’i seadus ütleb meile seda, et meist kaugemal olevad galaktikad eemalduvad meist kiiremini kui lähedal asuvad.

Ruumis, mis paisub, muutub aja jooksul ka meetrika, mis põhjustab vahemaade suurenemise aja jooksul. Nii et kui meie universum on tõepoolest Suure Paugu universum, siis näeksime me ruumi meetrilise paisumise fenomeni. Kui me elaks aga universum, mis tõmbuks kokku, siis täheldaksime me hoopiski vastupidist efekti, kus meetrika tõmbub kokku.

Kosmoloogiline konstant ja Friedmanni võrrandid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Esimesed üldrelativistlikud mudelid ennustasid, et meie universum on dünaamiline ning sisaldab tavalist gravitatsioonilist mateeriat, mis pigem tõmbub kokku kui paisub. Einstein oli esimesi, kes pakkus välja lahenduse sellele probleemile, mis tähendas relatiivsusteooriasse kosmoloogilise konstandi lisamist, mis oleks hoidnud universumi staatilisena. Kuid juba aastal 1922 tuletas Alexander Friedmann oma kuulsad Friedmanni võrrandid, mis näitasid, et universum võib olla hoopiski paisuv ning isegi kiirenevalt.[7] Edwin Hubble’i poolt tehtud tehtud vaatlused aastal 1929 viitasid otseselt sellele, et kauged galaktikad olid tõepoolest meist eemaldumas, mistõttu paljud teadlased aktsepteerisid, et universum on tõepoolest paisuv.

Inflatsioon kui seletus paisumisele[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kuigi teadlaste seas eksisteeris konsensus universumi paisumise suhtes, ei osanud keegi kuni 1980-dateni seletada, miks see ikkagi nii on. Kuid koos kosmilise inflatsiooni mudelite arendamisega sai universumi paisumisest üks peamisi vaakumi kõdumise näiteid. Selle tagajärjena vastatakse küsimusele „miks universum paisub?“ tänapäeval infaltsioonilise kõdumise detailide mõistmisega, mis võtsid aset 10−32 sekundi jooksul meie universumi alguses. On vihjatud sellele, et selle aja jooksul muutus meetrika eksponentsiaalselt, mis omakorda põhjustas ruumi mõõtmete suurenemise aatomist väiksemate juurest sadade miljonite valgusaastateni.

Universum paisub igas suunas vastavalt tänapäevasele Hubble’i parameetrile. Hubble’i parameeter võib oma väärtuselt muutuda tulevikus vastavalt vaadeldavatele tihedusparameetritele (Ω) Enne tumeda energia avastamist usuti, et universumis domineerib mateeria ning et Ω sellel graafikul vastab mateeria tiheduse ja kriitilise tiheduse (\Omega_m) suhtele.

Kauguste mõõtmine meetrilises ruumis[muuda | redigeeri lähteteksti]

Paisuvas ruumis on kaugus dünaamiline suurus, mis muutub ajas. Kosmoloogias on mitmeid mooduseid kauguse määramiseks aga kõige tavalisem on kaasaliikuv kaugus.

Meetrika defineerib kauguse ainult kahe lähedal asuva punkti vahel. Et oleks aga võimalik defineerida kaugus kahe suvaliselt kauge punkti vahel, siis tuleb täpsustada ka vastavad punktid ning neid ühendav kõver. Nende kahe punkti vaheline kaugus on nüüd võimalik leida neid ühendava kõvera pikkuse kaudu. Kaasaliikuv kaugus defineerib selle ühendava kõvera olevat kui konstantse kosmoloogilise aja suhtes. Hetkel ei ole võimalik ühel Maaga seotud vaatlejal kaasaliikuvaid kaugusi mõõta. Praktikas määravad astronoomid kaugete objektide kaugusi meie suhtes läbi standardküünalde (1. tüüpi supernoovade) heleduse või siis punanihke teguri mõõtmisega kaugete galaktikate jaoks. Pärast mõõtmisi kasutatakse saadud andmeid mõne spetsiifilise mudeli (näiteks ΛCDM model) raames ning arvutatakse vastavad vahemaad. Siiamaani ei ole avastatud asitõendeid paisumise ’aeglustumisest’.

Vaatluslikud asitõendid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Diagramm, mis illustreerib universumi paisumist ning galaktikate näivat eemaldumist ühest kindlast teisest galaktikast. See fenomen on relativistlik vaatleja suhtes. Objekt ’’t’’1 on väiksema paisumisega kui ’’t’’2. Igal pildil on näidatud seda kuidas punased galaktikad liiguvad valgete galaktikatega võrreldes. Sinised ja rohelised galaktikad on markerid, näitamaks millised galaktikad on samad mis eelnevates kastides. ’’t’’ = aeg.

Universumit kirjeldavate mudelite loomiseks kasutavad kosmoloogid oma töös mõningaid, kuid loogilisi eeldusi. Need eelduste tõttu on suure tõenäosusega ruumi meetriline paisumine üks meie universumi põhilisi omadusi. Ruumi meetrilist paisumist sisaldavate mudelite loomiseks kasutatud peamised printsiibid on:

  • kosmoloogiline printsiip, mis nõuab, et universum oleks ühesugune igas suunas (isotroopne) ning et ka mateeria oleks jaotunud homogeenselt.
  • Koperniku printsiip, mille kohaselt ei ole universumis ühtegi eelistatud, väljavalitud punkti. Teisisõnu, universumil pole olemas „algpunkti“/tsentrit.

Teadlased on hoolikalt testinud, et need eeldused peaksid paika ja oleksid vaatlustega kooskõlas. Eksperimentaalselt on avastatud mitmeid asitõendeid, mis neid eeldusi ka kinnitavad. Seetõttu usuvad kosmoloogid, et ruumi meetriline paisumine on üks lõplikult tõestatud universumi omadustest.[8] Selle väite kindlus ja kinnitus tuleneb järgnevatest punktidest:

  • Hubble näitas, et kõik galaktikad ning kauged astronoomilise objektid on meist tõepoolest eemaldumas, nagu seda ennustab paisuva universumi mudel.[9] Kasutades elektromagnetspekrist tulenevat punanihet mõõtmaks kaugete objektide vahelisi vahemaid ning kiiruseid, tõestas Hubble, et kõik objektid liiguvad meist eemale ning et nende eemaldumise kiirus meist on proportsionaalne nende kaugusega meist. Ka see on üks ruumi meetrilise paisumise omadusi. Järgnevad uuringud on näidanud, et paisumine on isotroopne ning homogeenne. See tähendab, et universumil ei ole olemas kindlat keskpunkti, ning et see on universaalne kõikide objektide jaoks kosmoses.
  • Gammapursete ning supernoovade isotroopne jaotumine üle taevasfääri on veel üks tõestusi kosmoloogilise printsiibi kehtivusele.
  • Kopernikuse printsiipi ei oldud kosmoloogilistel skaaladel kontrollitud kuni selle hetkeni, kui uuriti kosmilise mikrolaine-taustkiirguse mõju kaugel asuvatele dünaamilistele astrofüüsikalistele süsteemidele. Grupp teadlasi Lõuna-Euroopa Observatooriumist märkasid, et mõõtes galaktikate vahelise pilve erinevate osade (mis oli taustfooniga termodünaamilises tasakaalus) temperatuuri, et reliktkiirgus oli minevikus märkimisväärselt soojem.[10] Miljardite aastate jooksul toimunud kosmilise mikrolaine-taustkiirguse ühtlane jahenemine on samuti otsene asitõend meetrilisest paisumisest.

Nagu näha eksisteerib märkimisväärne kogus argumente toetamaks mudeleid, mis põhinevad meetrika muutumisest tingitud ruumi paisumisel. On huvitav märkida, et alles aastal 2000 tehtud Kopernikuse printsiibi eksperimendiga oli võimalik kõrvale visata mõningaid veidramaid mudeleid universumi jaoks. Kuni selle hetkeni oli tegemist kõigest eeldusega, et universum ei toimi nii, nagu oleks tema tsentris Linnutee koos fikseeritud meetrikaga, ning et toimub igas suunas universaalne galaktikate eemaldumine.

Füüsikaseaduste ruumilised ning ajalised universaalsused olid kuni hiljutise ajani samuti kõigest fundamentaalsed filosoofilised eeldused, mis on nüüdseks aga leidnud eksperimentaalset kinnitust nähtava universumi raames.

Kasutades standardküünalde teadaolevaid heledusi on leitud, et kiirenevalt paisuva universumi jaoks on hetkel kaugete galaktikate eemaldumise kiiruseks H0 = 73,8 ± 2,4 (km/s)/Mpc. See tähendab seda, et iga miljoni parseki kohta vaatleja suhtes suureneb universumi paisumise kiirus umbes 74 kilomeetrit sekundis.[11][12]

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. Tamara M. Davis and Charles H. Lineweaver,
  2. Alan B. Whiting (2004). "The Expansion of Space: Free Particle Motion and the Cosmological Redshift". ArXiv preprint. Bibcode2004Obs...124..174W. 
  3. EF Bunn & DW Hogg (2008). "The kinematic origin of the cosmological redshift". ArXiv preprint. doi:10.1119/1.3129103. Bibcode2009AmJPh..77..688B. 
  4. Yu. V. Baryshev (2008). "Expanding Space: The Root of Conceptual Problems of the Cosmological Physics". Practical Cosmology 2: 20–30. Bibcode2008pc2..conf...20B. 
  5. JA Peacock (2008). "A diatribe on expanding space". ArXiv preprint. Bibcode2008arXiv0809.4573P. 
  6. Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press, 73. 
  7. Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377–386. (English translation in: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991–2000.)
  8. Bennett, Charles L. (27 April 2006). "Cosmology from start to finish". Nature 440 (7088): 1126–1131. doi:10.1038/nature04803. Bibcode2006Natur.440.1126B. 
  9. Hubble, Edwin, "A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae" (1929) Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, Volume 15, Issue 3, pp. 168–173 (Full article, PDF)
  10. The microwave background temperature at the redshift of 2.33771 mida saab lugeda siit: here. A press release
  11. "NASA's Hubble Rules Out One Alternative to Dark Energy". NASA (14. märts 2011). Vaadatud 27.03.2011.
  12. Riess, Adam G.; Lucas Macri, Stefano Casertano, Hubert Lampeitl, Henry C. Ferguson, Alexei V. Filippenko, Saurabh W. Jha, Weidong Li, and Ryan Chornock (2011-04-01). "A 3% solution: determination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope and Wide Field Camera 3". The Astrophysical Journal 730 (2): 119. doi:10.1088/0004-637X/730/2/119. Bibcode2011ApJ...730..119R. Välja otsitud 2011-05-10. 

Välislingid[muuda | redigeeri lähteteksti]