Universum

Allikas: Vikipeedia
Disambig gray.svg  See artikkel räägib kosmoloogilisest universumimõistest; universumimõiste kohta matemaatikas ja loogikas vaata artiklit Universum (matemaatika); ajakirja kohta vaata artiklit Universum (ajakiri)

Hubble'i teleskoobi süvavälja (HUDF) foto kaugetest galaktikatest

Universum on maailmakõiksus, mis hõlmab kogu aegruumi ja selles olevat[1]. Universum koosneb planeetidest, tähtedest, galaktikatest, galaktikate vahelisest hõredast ainest, elementaarosakestest, mateeriast ja energiast. Vaadeldava universumi läbimõõduks on hinnatud 28 miljardit parsekit (umbes 93 miljardit valgusaastat)[2]. Võrdlusena võib tuua meie kohaliku galaktika, Linnutee galaktika, mille läbimõõt on 30 tuhat parsekit ehk umbes 100 tuhat valgusaastat ja Päikesesüsteemi kuuluva Pluuto orbiidi läbimõõt on üks tuhandik valgusaastat[1]. Kogu universumi suurus ei ole teada ning see võib olla lõpmatu.

Universum on kosmoloogia teadusharu uurimisobjektiks[1]. Kosmoloogid uurivad universumi ehitust ja arengut selle tekkest alates kuni tänapäevani ja püüavad ennustada universumi tulevikku. Tänapäeva kosmoloogia tugineb simulatsioonidel ja arvutimudelitel, mis töötavad üldrelatiivsusteooria võrrandite järgi[3], kuid universumi täielikuks kirjeldamiseks on vaja üldrelatiivsusteooria kvantfüüsikaga ühendada, mida pole veel seni suudetud teha ja seetõttu tuleb praeguseid tulemusi võtta kui esialgseid lähendeid. Tänapäeval on suur osa kosmoloogidest ühel meelel, et kõige paremini kirjeldab meie universumit Suure paugu mudel (täpsemalt ΛCDM-mudel), mille järgi on universumil selgelt määratletav algus, millele järgnes väga kiire paisumine ehk inflatsioon. Selle mudeli ja praegu teadaolevate kosmoloogiliste parameetrite järgi on universumi vanuseks 13,799 ± 0,021 miljardit (109) aastat.

Vaatluste põhjal saab öelda, et kaks ruumipunkti, mis asuvad eri kohtades, kaugenevad üksteisest ehk tegemist on paisuva universumiga. Nendes vaatlustes mängib tähtsat rolli punanihe ja Doppleri efekt. See on kooskõlas üldrelatiivsusteooriaga, mille kohaselt ei saa Universum olla staatiline ehk see peab kas paisuma või kokku tõmbuma. Kuigi vaatlusandmete ja teooria vahel on mitmeid lahkhelisid, on nende põhjal esitatud hüpoteesid tumeaine ja tumeenergia kohta. Esimene neist on mateeria liik, mida otseselt vaadelda ei saa, aga mille mõju on kaudselt näha, näiteks on tumeaine ehk varjatud aine mõju selgelt näha galaktikate pöörlemiskõverates.[3]

Universumi uurimise ajalugu[muuda | muuda lähteteksti]

Flammarioni graveering, Pariis 1888

Universumi teket ja arengut on püütud kirjeldada juba tuhandeid aastaid tagasi näiteks Antiik-Kreeka ja Skandinaavia mütoloogias. Juba siis osati tähevaatluste põhjal mitmesuguseid järeldusi teha. Esimesed suuremad läbimurded kosmose mõistmisel tulid uusajal, kui õpiti matemaatiliselt kirjeldama planeetide liikumist ja konstrueeriti esimesed teleskoobid, mille abil saadi paremat infot ümbritseva kohta. Veel enne teleskoopide leiutamist alustas Tycho Brahe, keda peetakse esimeseks tõeliseks vaatlusliku astronoomiaga tegelejaks, esimeste süstemaatiliste taevavaatlustega. Ta koostas ulatusliku kataloogi oma vaatlustest, kuhu kuulus ka 1572. aasta supernoova vaatlus, mille kohta Brahe avaldas raamatu „De nova stella“, kust tuleb ka ekslik nimetus noova, mis otsetõlkes tähendab uut, aga tegelikult on noova just tähe elu lõppfaas.[4][5]

16. sajandi lõpus väitis Giordano Bruno, et universum on homogeenne ja isotroopne. Tänapäeval tuntakse neid omadusi kosmoloogilise printsiibi nime all. Lisaks toetas Bruno sel ajal vastandlikku arvamust, et nii maapealne kui ka taevane materjal on sama. Need väited koos igavese ja lõpmatu universumi väitega moodustavad niinimetatud LIHIM (lõputu, igavene, homogeenne, isotroopne ja materiaalselt ühtlane) universumi mudeli, mida peeti õigeks kuni selle ajani, kui sadakond aastat tagasi toimusid kosmoloogias uued läbimurded.[3]

Järgmine suurem edasiminek toimus 20. sajandil. Teooria poolelt avaldas Albert Einstein üldrelatiivsusteooria, mis sobis hästi kokku seniste tulemustega. Ka oli läbimurdeid vaatluslikus kosmoloogias. 1929. aastal avaldas Edwin Hubble oma mõõtmised galaktikate punanihete kohta ja võrdles neid galaktikate kaugustega, tõestades, et universum paisub. Universumi paisumine tähendab seda, et minnes piisavalt palju ajas tagasi, siis mingil hetkel asuvad kõik objektid ühes punktis ehk universum ei saa olla igavene. Arno Allan Penzias ja Robert Woodrow Wilson avastasid 1964. aastal kosmilise reliktkiirguse, mis andis infot selle kohta, et universum on tõesti homogeenne. Mõõdetud kiirguse energia järgi leiti universumi kui musta keha temperatuur, milleks on 2,7 K. 20. sajandi lõpul on Hubble'i kosmoseteleskoop oluliselt avardanud inimeste silmaringi universumi kohta. Lisaks on see täpsustanud ka Edwin Hubble'i mõõtmisi.

Tänapäeval on palju teleskoope nii Maa peal kui ka kosmoses, mis koguvad infot universumi kohta üle kogu elektromagnetlainete spektri, alustades raadiolainetest ning lõpetades gammakiirgusega. Vaatlusandmetega on võimalik kinnitada või ümber lükata teooriaid ja mudeleid, mida teoreetikud on esitanud.

Kosmoloogilised paradoksid[muuda | muuda lähteteksti]

Pimeda öötaeva paradoks[muuda | muuda lähteteksti]

Illustratsioon pimeda öötaeva paradoksist

Fotomeetriast on teada, et valgusallika pindheledus ei sõltu valgusallika kaugusest, sest liigutades valgusallikat kaugemale, väheneb selle koguheledus liigutatud kauguse ruudu võrra, aga samuti väheneb ka selle valgusallika pindala kauguse ruudu võrra ehk pindheledus jääb konstantseks. Sama kehtib ka tähtede puhul, sest ei tehtud mingeid eeldusi valgusallika kohta. Suurendades raadiust, väheneb tähtede näiv heledus võrdeliselt raadiuse ruuduga, aga tähtede arv selles ruumalas suureneb võrdeliselt raadiuse kuubiga ehk näiv koguheledus suureneb võrdeliselt raadiusega. Näiteks kui raadiust suurendada kaks korda, siis suureneb tähtede näiv koguheledus kaks korda. Kui raadiust lõpmatuseni niimoodi kahekordistada, siis peaks tähed katma kogu taevalaotuse, kuid ometigi see nii ei ole. Kunagine Tartu Tähetorni direktor Johann Heinrich von Mädler pakkus välja, et see valgus neeldub tähtedevahelises keskkonnas, kuid mõistes, et see, mis neelab valgust, kuumeneb ja hakkab ka ise kiirgama, võttis ta omaks tänapäevasema vaate, et "Valguse kiirus on lõplik; lõplik on ka aeg, mis on möödunud loomisest meie päevini ja järelikult me näeme üksnes objekte, mille kaugus on selline, et valgus on jõudnud meieni selle lõpliku aja jooksul."[3]

Universumi soojussurm[muuda | muuda lähteteksti]

Selleks, et universumis midagi huvipakkuvat toimuks, on vaja temperatuuride vahet. Näiteks elu Maa peal on võimalik tänu sellele, et meil on kuum Päike, külm maailmaruum ja töötav keha Maa. Kui temperatuur muutuks igal pool ühtlaseks, saabuks universumi soojussurm. Termodünaamika järgi läheb energia alati soojemalt kehalt külmemale ehk soojemad kehad jahtuvad ja külmemad soojenevad, kuni tekib tasakaal. Igaviku jooksul ühtlustuvad kõik temperatuurid. See tähendab, et igavese universumi korral peaks soojussurm olema juba saabunud, aga nii see ei ole. Kui eeldada, et universum paisub, siis see paradoks kaob, sest pidev paisumine jahutab ja tasakaalu ei teki.[3]

Gravitatsiooniline paradoks[muuda | muuda lähteteksti]

Kui vaadelda objekti, mis asub väljaspool homogeenset sfääri, siis gravitatsioonilise vastastikmõju leidmisel võib kera asendada punktmassiga, mis asub sfääri keskpunktis ja mille mass on võrdne kera massiga. Vaadeldes objekti, mis asub homogeense sfääri sees, nähtub, et seinte gravitatsioonijõud tasakaalustavad üksteist ja summaarne mõju on null igas sfääri sisepunktis.

Kui suurtel skaaladel (vähemalt 300 Mpc, kosmoloogiline printisiip[6]) jagada universum mõtteliselt sellisteks sfäärideks, mille ühine keskpunkt oleks Maa, siis ei mõjutaks Maad ükski sfäär. Kui aga sarnase universumi jaotuse järgi jääks planeet Maa ühest sellisest mõttelisest sfäärist välja ja teiste sisse, siis see üks mõjutaks Maad gravitatsiooniliselt ja teised mitte. Niimoodi on võimalik ette kujutada kõikvõimalikke konfiguratsioone ja seega ei ole võimalik määrata gravitatsioonijõu suurust ega suunda, millega universum meid mõjutab. Paradoksi aitab lahendada üldrelatiivsusteooria, mille võrrandid annavad ühese lahenduse selle kohta, millised jõud objektide vahel mõjuvad ja seega määramatust ei teki. Põhimõtteliselt on need võimalik välja arvutada, aga praktiliselt ei ole see teostatav.[3]

Uuemad paradoksid[muuda | muuda lähteteksti]

Relatiivsusteooria lahendas ära kolm põhilist paradoksi, kuid tekitas juurde ka uusi. Näiteks alghetke paradoks (Mis on alghetk?), laenguparadoks (Miks ei ole aine ja antiaine kogused universumis võrreldavad? Miks ei ole sümmeetriat?) ja horisondi paradoks (kauged universumi piirkonnad näevad välja nii, nagu oleks nende vahel mingil ajahetkel olnud vastastikmõju, aga valguse kiirus ja maailma vanus seda ei luba). Uuemates universumite mudelites on ka need probleemid lahendatud.[3]

Vaata ka[muuda | muuda lähteteksti]

Viited[muuda | muuda lähteteksti]

  1. 1,0 1,1 1,2 Heino Eelsalu. Astronoomialeksikon, Tallinn: Eesti Entsüklopeediakirjastus, 1996.
  2. Itzhak Bars, John Terning. Extra Dimensions in Space and Time, Springer, 2009. Kasutatud 08.11.2015.
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Rein Veskimäe. Universum, Tallinn: Tallinna Raamatutrükikod, 1997.
  4. Steven Weinberg. Esimesed kolm minutit, Tallinn: Valgus, 1988.
  5. Prof. James Schombert. "Astronomy 123: Newtonian Cosmology" 2015. Kasutatud 09.11.2015. (Inglise keel)
  6. Chris Impey. "The Cosmological Principle" Kasutatud 09.11.2015. (Inglise keel)