Aiemmassa artikkelissa Hullu Metafyysikko pohdiskeli ajan nuolten keskinäisiä suhteita. Nuolten alkuperä näyttää juontavan juurensa alkuräjähdyksen ensi hetkillä vallinneeseen matalaan entropiaan. Ennen pureutumistamme tähän salaperäiseen aihepiiriin lienee paikallaan luoda silmäys alkuräjähdysteorian yleispiirteisiin.

 

Ajatus alkuräjähdyksestä on peräisin Albert Einsteinin suhteellisuusteoriasta, jonka mukaan maailmankaikkeus ei voi pysytellä ikuisesti vakaassa olotilassa; sen täytyy joko laajentua tai luhistua. Koska Einstein oli mieltynyt filosofiseen ajatukseen ikuisesti muuttumattomasta maailmasta, hän kieltäytyi luottamasta omaan teoriaansa. Hän korjaili yhtälöitä sijoittamalla niihin kosmologisen vakion,  hylkivän voiman, joka kosmisessa mittakaavassa tasapainottaa painovoiman vaikutuksen. Myöhemmin todettiin, että kosmologinen vakio ei johda Einsteinin toivomaan lopputulokseen. Se tasapainottaisi maailmankaikkeuden ainoastaan väliaikaisesti; pieninkin häiriö saisi maailmankaikkeuden lopulta kuitenkin luhistumaan tai laajenemaan.

 

Kosmologinen vakio on esimerkki inhimillisestä epätäydellisyydestä. Jopa Einsteinin kaltainen ennakkokäsityksiä radikaalisti kyseenalaistanut nero jäi omien ennakkoluulojensa vangiksi. Myöhemmin Einstein julisti kosmologisen vakion uransa suurimmaksi möhläykseksi. On kuitenkin huomattava, että kosmologiseen vakioon ei sisälly itsessään mitään ristiriitaa; suhteellisuusteorian yhtälöt sallivat sen olemassalon. Kosmologinen vakio onkin kokenut yllättävän uuden nousun modernissa kosmologiassa.

 

Alkuräjähdysteoria sai kunnolla tuulta purjeisiinsa vuonna 1929 Edwin Hubblen havainnoidessa galakseja Mount Wilsonin observatorion uudella jättiläisteleskoopilla. Hän havaitsi kaukaisten galaksien valon olevan punasiirtynyttä. Punasiirtymällä tarkoitetaan valon aallonpituuden venymistä valonlähteen liikkuessa poispäin havaitsijasta. Hubble löysi nykyään Hubblen lakina tunnetun riippuvuuden galaksien etäisyyden ja loittonemisnopeuden välillä: galaksit loittonevat sitä nopeammin mitä kauempana ovat. Hubblen laki antoi kosmologeille ensimmäistä kertaa mahdollisuuden tehdä täsmällisiä päätelmiä maailmankaikkeuden menneisyydestä. Kun galaksien liikettä laskettiin takaperin, havaittiin kaikkien galaksien sijainneen yhdessä pisteessä noin 10-20 miljardia vuotta sitten. (Nykyinen täsmällisempi arvio kertoo maailmankaikkeuden iäksi 13.8 miljardia vuotta.) Maailmankaikkeus siis näyttää syntyneen ikäänkuin valtavassa räjähdyksessä, jonka ”sirpaleet” edelleen lentävät poispäin toisistaan.

 

Suhteellisuusteorian mukaan räjähdys sai alkunsa singulariteetista, oudosta olotilasta, jossa lämpötila oli ääretön ja aika oli pysähtynyt. Lämpötilan rajaton nousu singulariteetin läheisyydessä johtaa meidät inhimillisen tietomme rajoille; tuntemamme fysiikan lait menettävät merkityksensä noin 1.41*1032 asteen lämpötilassa. Yleisen näkemyksen mukaan tämä luultavasti johtaa jopa suhteellisuusteorian murtumiseen. Emme siis tiedä onko singulariteetti ollut todella olemassa, vai onko kyseessä teorian murtumisesta kertova matemaattinen illuusio. Paremman tiedon puuttuessa singulariteettia kuitenkin voidaan pitää hypoteettisena maailmankaikkeuden historian nollahetkenä.

 

Maailmankaikkeuden laajenemisen lisäksi toinen keskeinen alkuräjähdyksen todiste perustuu kaukoputkien kykyyn toimia ”aikakoneina”. Kun katsomme esimerkiksi tuhannen valovuoden päässä olevaa tähteä, näimme sen sellaisena kuin se oli tuhat vuotta sitten. Mitä kauemmas avaruuteen katsomme, sitä kaukaisempia menneitä aikoja näemme. Tämä johtaa kummalliseen päätelmään: katsomalla riittävän kauas voimme nähdä itsensä alkuräjähdyksen. Arno Penzias ja Robert Wilson toteuttivat tämän vuonna 1965. Havaintokykymme äärimmäisillä rajoilla näemme hehkuvan liekkimuurin, joka näyttää ympäröivän meitä joka suunnalta.

 

Tämä kosmiseksi taustasäteilyksi tai viimeiseksi sirottavaksi pinnaksi nimetty ilmiö edustaa ajankohtaa, jolloin maailmankaikkeus koostui läpinäkymättömästä hehkuvasta kaasusta. Avaruus muuttui läpinäkyväksi rekombinaationa tunnetussa tapahtumassa 378 000 vuotta nollahetken jälkeen. Rekombinaatiolla tarkoitetaan elektronien sitoutumista atomiytimiin maailmankaikkeuden jäähtyessä. Tätä ennen vapaana liikkuvat elektronit vuorovaikuttivat sähkömagneettisen säteilyn kanssa, estäen valonsäteiden etenemisen. Rekombinaatio merkitsee siis varhaisinta ajan hetkeä (ja samalla kaukaisinta avaruuden aluetta), josta voimme tehdä näköhavaintoja.

 

Lukija kenties ihmettelee, miksi näemme yötaivaan mustana, jos kerran olemme joka puolelta hehkuvan liekkimuurin ympäröimiä. Selitys löytyy punasiirtymästä; koska liekkimuuri loittonee meistä lähes valon nopeudella, sen valo on siirtynyt näkyvältä alueelta radioaaltojen aallonpituuksille. Toinen yleinen hämmennyksen aihe on kysymys, miksi näemme alkuräjähdyksen kaikkialla ympärillämme. Alkuräjähdys olisi helppo mieltää virheellisesti yhdessä pisteessä tapahtuneeksi. Alkuräjähdys ei kuitenkaan tapahtunut missään tietyssä avaruuden pisteessä, vaan avaruus itsessään oli käpertynyt pikkuriikkiseksi. Näemme alkuräjähdyksen kaikkialla ympärillämme, koska tarkastelemme avaruutta sisältäpäin.

 

Kolmas alkuräjähdyksen todiste perustuu maailmankaikkeuden alkuainekoostumukseen. Vaikka emme voi nähdä rekombinaatiota edeltäviä tapahtumia, voimme muotoilla teoreettisia malleja tuntemiemme fysiikan lakien mukaisesti. Nukleosynteesiksi nimetyn mallin mukaan varhaisessa maailmankaikkeudessa tapahtui samankaltaisia ydinreaktioita kuin tähtien ytimissä. Nukleosynteesin arvellaan alkaneen noin sekunnin kuluttua nollahetkestä, maailmankaikkeuden jäähdyttyä 116 miljardin asteen lämpötilaan, ja päättyneen kolmen minuutin kuluttua, lämpötilan viilennyttyä noin miljardiin asteeseen. Ydinfysiikan sääntöjen perusteella voimme laskea ennusteita alkuaineiden pitoisuuksille maailmankaikkeudessa; jos teoria nukleosynteesistä pitää paikkansa, meidän pitäisi havaita noin 75% vetyä, 25% heliumia, 0.01% deuteriumia, sekä hyvin pieniä määriä litiumia ja berylliumia. Juuri tällaisen alkuainekoostumuksen tähtitieteilijät ovatkin havainneet. (Tämä laskelma ei sisällä berylliumia raskaampia alkuaineita, jotka ovat syntyneet huomattavasti myöhemmin, ydinreaktioissa ensimmäisten tähtisukupolvien ytimissä.)

 

Vaikka alkuräjähdyksellä on tukenaan ilmeisen vahva todistusaineisto, alkuräjähdysteoria kohtasi alkuperäisessä muodossaan kolme painavaa ongelmaa: horisonttiongelman, laakeusongelman ja magneettisten monopolien ongelman.

 

Kosmologisella horisontilla tarkoitetaan havaintokykymme perimmäistä rajaa. Koska maailmankaikkeus on 13.8 miljardia vuotta vanha, valo ei ole voinut ehtiä kaukoputkiimme kauempaa kuin 13.8 miljardin valovuoden etäisyydeltä. (Käytännössä rekombinaatio asettaa näkökyvyllemme hieman tätä lähempänä sijaitsevan rajan.) Kosmologinen horisontti on ollut menneisyydessä pienempi; jos esimerkiksi sekunnin ikäisessä maailmankaikkeudessa olisi ollut havaintoja tekeviä olentoja, heidän horisonttinsa olisi ollut pienempi kuin Maan ja Kuun nykyinen välimatka.

 

Kosmologinen horisontti johtaa ongelmiin pohtiessamme kosmisen taustasäteilyn lämpötilaa. Tämä lämpötila on eri puolilla taivasta hyvin tarkasti samanlainen. Tämä tuntuu kummalliselta: miksi maailmankaikkeuden eri osat eivät voisi yhtä hyvin olla toisistaan poikkeavissa lämpötiloissa? Ensimmäinen mieleen tuleva vastaus voisi olla maailmankaikkeuden laajeneminen. Jos maailmankaikkeus on ollut ensimmäisinä hetkinään mikroskooppisen pieni, maailmankaikkeuden eri osat ovat olleet hyvin läheisessä kosketuksessa toistensa kanssa. Tämä voisi johtaa lämpötilaerojen tasoittumiseen, pitkälti samoin kuin kahvikupissa tapahtuu kuuman kahvin ja kylmän maidon sekoittuessa.

 

Mutta tämä ratkaisu osoittautuu tarkemmin pohdittuna riittämättömäksi. Koska kosmologinen horisontti on menneisyydessä ollut pienempi, ne avaruuden alueet, jotka nyt näemme horisonttimme vastakkaisilla laidoilla, eivät ole koskaan aiemmin olleet saman horisontin sisällä. Niiden on siis ollut mahdotonta ”havaita” toisiaan, eivätkä ne ole voineet saada tietoa toistensa lämpötiloista. Tämä johtaa vaikutelmaan kosmisesta salaliitosta. Jos pyytäisin tuhatta toisilleen vierasta ihmistä valitsemaan luvun väliltä 1 - 100, ja heistä jokainen valitsisi saman luvun, epäilisin heidän sopineen luvusta salaa etukäteen.

 

Laakeusongelma liittyy suhteellisuusteorian tuntemaan avaruuden kaarevuuteen. Ihmisaivojen on valitettavasti mahdotonta visualisoida kolmiulotteisen avaruuden kaareutumista. Kuitenkin asiaa voidaan havainnollistaa alempiulotteisilla vertauskuvilla. Esimerkiksi Maapallon pinnan kaareutuminen tarkoittaa, että kulkiessani mihin tahansa ilmansuuntaan palaan lopulta lähtöpaikkaani päinvastaisesta suunnasta. Pallomaisesti kaareutuvassa avaruudessa palaisin vastaavalla tavalla lähtöpaikkaani, vaikka matkustaisin mihin avaruuden suuntaan tahansa. Suhteellisuusteoria antaa avaruuden kaarevuudelle kolme mahdollista vaihtoehtoa: pallomainen, laakea ja hyperbolinen. Laakea avaruus vastaa arkipäiväistä, ”terveen järjen” mukaisesti käyttäytyvää avaruutta. Hyperbolinen avaruus on eräänlainen pallomaisen avaruuden peilikuva, jota voidaan verrata satulan tai perunalastun kaareutumiseen.

 

Havaintojemme perusteella avaruus näyttää hyvin suurella tarkkuudelta laakealta: emme voi havaita sen kaareutuvan enempää pallomaiseen kuin hyperboliseenkaan suuntaan. Tämä on perin juurin kummallista. Suhteellisuusteorian mukaan laakea avaruus on hyvin epävakaa. Jos avaruuden kaarevuus olisi alkuräjähdyksen ensi hetkillä poikennut vähänkään laakeasta, poikkeaman pitäisi olla nykyään selvästi havaittavissa. Avaruuden laakeutta voidaan verrata kärjellään seisovaan kynään, joka pysyy paikoillaan miljardeja vuosia kaatumatta mihinkään suuntaan.

 

Magneettisten monopolien ongelma on saanut alkunsa suurista yhtenäisteorioista, nykyisen fysiikan standardimallin hypoteettisista laajennuksista. Magneettiset monopolit voidaan hahmottaa ikäänkuin yksinapaisina magneetteina. Suurten yhtenäisteorioiden mukaan tällaisia kummajaisia olisi pitänyt syntyä lukemattoman monia ensimmäisen 10-36 sekunnin kuluessa. Lukija kuitenkin tietänee kaikkien havaitsemiemme magneettien olevan kaksinapaisia. Magneetin pohjois- ja etelänapaa on mahdotonta erottaa toisistaan; magneetin sahaaminen keskeltä poikki johtaa kahden pienemmän kaksinapaisen magneetin muodostumiseen.

 

Arvoitusten vyyhti lähti purkautumaan vuonna 1980 Alan Guthin pohdiskellessa magneettisten monopolien ongelmaa. Koska magneettisia monopoleja on syntynyt hyvin paljon, ja koska emme enää havaitse niitä, Guth päätteli jonkin ilmiön harventaneen niiden tiheyttä. Ratkaisu perustuu tyhjiöenergiana tunnettuun eksoottiseen ilmiöön. Modernissa fysiikassa tyhjiöllä voi olla erilaisia viritystiloja; tyhjä avaruus voi sisältää suunnattomia määriä energiaa. Tyhjiöenergiaan liittyy negatiivinen painovoima, joka saa virittyneen tyhjiön laajenemaan eksponentiaalisesti. Jos maailmankaikkeus on varhaisessa kehitysvaiheessaan joutunut virittyneen tyhjiön tilaan, supernopea laajeneminen on laimentanut magneettisia monopoleja niin paljon, että emme löydä todennäköisesti yhtäkään koko havaitsemastamme maailmankaikkeudesta. 

 

Pian oivalluksensa jälkeen Guth havaitsi ratkaisseensa vahingossa myös horisonttiongelman. Edellä kuvatun kosmisen inflaation ansiosta koko havaitsemamme maailmankaikkeus on voinut alunperin sisältyä samaan horisonttiin. Inflaation aikana tapahtunut valoa nopeampi laajeneminen ikäänkuin räjäytti maailmankaikkeuden hyvin paljon alkuperäistä horisonttia suuremmaksi. Hypoteesi ”kosmisesta salaliitosta” osoittautuu paikkansapitäväksi. Maailmankaikkeuden eri osat ovat ehtineet ”sopia” yhteisestä lämpötilasta inflaatiota edeltävänä aikana, jolloin ne olivat hyvin lähellä toisiaan.

 

Inflaatio ratkaisee myös laakeusongelman. Laajenevaa maailmankaikkeutta voidaan verrata ilmapalloon, jonka täyttyessä sen pinnan rypyt siloittuvat. Jos pallo puhallettaisiin esimerkiksi kilometrin laajuiseksi, sen pinnalla ryömivä muurahainen havaitsisi pinnan kutakuinkin tasaisena.

 

Kosmisen inflaation ajatellaan perustuvan tyhjiössä asuvaan salaperäiseen inflaatiokenttään, joka koostuu inflatoneiksi nimetyistä hiukkasista. (Tässä kohtaa fyysikot eivät ole osoittaneet järin suurta mielikuvitusta nimiä keksiessään.) Inflaatiokentän käyttäytymistä kuvaillaan potentiaalikäyrän avulla. Jos vertaamme potentiaalikäyrää mäen rinteeseen, kentän energiataso olisi ikäänkuin jalkapallo, joka vierii rinnettä alaspäin. Kuten jalkapallo hakeutuu pysähdyksiin rinteen juurelle, myös inflaatiokentällä on taipumus hakeutua matalimman energian tilaan. Samoin kuin rinteen jyrkkyys määrää pallon vierimisen nopeuden ja pysähtymiskohdan, potentiaalikäyrän muoto määrää inflaation nopeuden ja päättymishetken. Käyrän muodon yksityiskohdat ovat kiihkeän tieteellisen väittelyn kohteena; erilaiset inflaatiomallit eroavat toisistaan muunmuassa käyrän jyrkkyyden ja rinteessä sijaitsevien paikallisten ”laaksojen” olemassaolon suhteen. 

 

Myös inflaation alkuperä on synnyttänyt lukemattomia spekulaatioita. Joidenkin spekulaatioiden mukaan inflaatio on voinut käynnistyä hyvin kuumassa ja kaoottisessa alkutilassa, jossa erilaisten energiakenttien potentiaalit vaihtelevat sattumanvaraisesti. Valitettavasti tällaisen alkutilan suunnattoman korkea lämpötila estää tuntemiemme fysiikan teorioiden luotettavan soveltamisen. Emme tiedä edes millaisista hiukkasista inflaatiokenttä muodostuu. Jotkut arvelevat vuonna 2013 löydetyn Higgsin hiukkasen soveltuvan inflatonin rooliin. Toisaalta varhaisen maailmankaikkeuden suunnaton kuumuus mahdollistaa monenlaisia nykyiselle fysiikalle tuntemattomia hiukkasia, jotka saattavat soveltua inflatonin rooliin Higgsin hiukkasta paremmin.

 

Inflaation alun ohella myös sen loppuminen on osoittautunut arvoitukselliseksi. Useimmille inflaatiomalleille on yhteistä, että inflaatiota on hyvin vaikea saada loppumaan. Kvanttimekaniikan epätarkkuusperiaatteen mukaan kaikissa mitattavissa suureissa tapahtuu sattumanvaraisia heilahduksia. Myös inflaatiokentän potentiaali heilahtelee sattumanvaraisesti; kenttä voi rinnettä alas vieriessään palata väliaikaisesti korkeampaan pisteeseen. Jos tarkastelemme mitä tahansa tiettyä avaruuden aluetta, kenttä lopulta vierii nollatasolle ja inflaatio pysähtyy. Mutta tämä päätelmä ei päde avaruuteen kokonaisuutena. Ne avaruuden alueet, joiden inflaatiopotentiaali on korkea, laajenevat hyvin paljon nopeammin matalan potentiaalin alueisiin verrattuna. Inflaatio siis käyttäytyy hieman samoin kuin voikukka; riippumatta siitä miten nopeasti puutarhuri kitkee voikukkia, ne ehtivät aina levittäytyä jonnekin muualle.

 

Edellä kuvattu ikuinen inflaatio on johtanut ajatukseen multiversumista, äärettömän monien maailmankaikkeuksien kokoelmasta. Ne avaruuden alueet, joilla inflaatio on loppunut, muodostavat hitaasti laajenevia kuplia – joista eräs on havaitsemamme maailmankaikkeus. Kuplamme ulkopuolella inflaatio jatkuu ikuisesti, tuottaen lopulta äärettömän määrän maailmankaikkeuksia. Kunkin kuplan sisäpuolelta katsottuna inflaation päättyminen havaitaan alkuräjähdyksenä; inflaatiokentän energian vapautuminen kuumentaa avaruuden noin 1027 asteen lämpötilaan. Käsite ”alkuräjähdys” kuitenkin osoittautuu harhaanjohtavaksi. Alkuräjähdykseksi nimittämämme tapahtuma ei ollut varsinainen alku, vaan pikemminkin paikallinen kehitysvaihe jo ennalta olemassaolleessa, havaitsemaamme maailmankaikkeutta hyvin paljon suuremmassa todellisuudessa.

 

Hullu Metafyysikko ei yllättyisi, mikäli lukija kokisi inflaation ja siitä johdetut ultra-kosmiset visiot hitusen verran epäilyttävänä. Koska emme ymmärrä inflaation alkua, emmekä edes tiedä mistä inflaatiokenttä koostuu, inflaatio saattaa näyttää spekulatiiviselta vastaukselta jo alun perinkin spekulatiivisiin ongelmiin. Inflaatioteoria on kuitenkin tuottanut yllätyksen, joka vahvistaa huomattavasti sen asemaa uskottavana selityksenä. Aiemmin mainitsin kosmisen taustasäteilyn lämpötilan olevan suurella tarkkuudella sama eri osissa avaruutta. Tämä ei pidä täsmällisesti paikkaansa; taustasäteilyn lämpötilassa on noin yhden sadastuhannesosan suuruisia vaihteluita. Nämä vaihtelut kertovat varhaisen maailmankaikkeuden tiheysvaihteluista, jotka ovat toimineet ”siemeninä” galaksien ja tähtien muodostumiselle. Vaihteluiden alkuperä on ollut kosmologeille yhtä suuri arvoitus kuin taustasäteilyn lämpötilan keskimääräinen tasaisuus.

 

Arvoituksen avain piilee inflaatioteorian ja kvanttimekaniikan yhdistämisessä. Koska inflaatiokentän potentiaali vaihtelee kvanttimekaniikan epätarkkuusperiaatteen mukaisesti, maailmankaikkeuden laajeneminen on ollut joissain paikoissa nopeampaa ja joissain paikoissa hitaampaa. Inflaatioteorian mukaan tällaisten tiheysvaihteluiden pitäisi muodostaa mittakaavasta riippumaton fraktaalimainen rakenne; eksponentiaalisesti laajeneva tyhjiö ei suosi erityisesti mitään mittakaavaa. Kosmisesta taustasäteilystä – havaitsemaamme maailmankaikkeutta ympäröivästä liekkimuurista – onkin löydetty täsmälleen mainitun kaltainen fraktaalinen kuviointi.

 

Edellä mainittua yllättävyyttä voidaan pitää hyvän tieteellisen teorian tunnusmerkkinä. Inflaatio on vastannut kysymyksiin, joihin siltä ei alun perin edes odotettu vastausta. Samalla se on laajentanut todellisuuskäsityksemme suuremmaksi ja kummallisemmaksi kuin kukaan olisi osannut kuvitella. 

 

Kuva 1. Maailman avaruus. Hubble-teleskoopin ultra deep field -kuvassa voidaan erottaa yli kymmenen tuhatta kaukaista galaksia, joista kaukaisimmat sijaitsevat suhteellisen lähellä kosmologista horisonttia. Lähde: NASA

 

Hubble_ultra_deep_field.jpg