Täna nähtav Universum – täis galaktikaid, tähti, planeete ja elu eksisteerimise võimalust – tekkis algsest olekust, mis on vastuolus meie tavapärase intuitsiooniga. See ei olnud lihtsalt „väga tihedalt kokku surutud aine“, vaid pigem piirkond, kus nii aine kui energia eksisteerisid täiesti teistsugustes vormides kui meile Maal harjumuspärane. Varajase Universumi uuringud võimaldavad vastata fundamentaalsetele küsimustele:
- Kust tuli kogu aine ja energia?
- Kuidas Universum laienes peaaegu ühtlasest, kuumast ja tihedast olekust ning sai hiiglaslikuks kosmiliseks galaktikavõrgustikuks?
- Miks on ainet rohkem kui antiainet ja mis juhtus kunagi rohkesti eksisteerinud antiainetega?
Uurides iga olulist etappi – algsest singulaarsest olekust kuni vesiniku reionisatsioonini – taastavad astronoomid ja füüsikud Universumi päritoluloo, mis ulatub tagasi 13,8 miljardi aasta taha. Suure Paugu teooria, mis põhineb paljudel kindlatel vaatlustel, on praegu parim teaduslik mudel, mis selgitab seda suurt kosmilist evolutsiooni.
2. Singulaarsus ja loomise hetk
2.1. Singulaarsuse mõiste
Standardsete kosmoloogiliste mudelite kohaselt saab Universumit jälgida nii varajasesse perioodi, kus selle tihedus ja temperatuur olid äärmiselt ekstreemsed, mistõttu meile tuntud füüsikaseadused seal „ei kehti“. Mõistet „singulaarsus“ kasutatakse sageli selle algse oleku kirjeldamiseks – punkti (või piirkonda) lõpmatu tiheduse ja temperatuuriga, kust võis alguse saada aeg ja ruum. Kuigi see mõiste näitab, et praegused teooriad (nt üldrelatiivsusteooria) ei suuda seda täielikult kirjeldada, toob see esile ka kosmilise saladuse, mis peitub meie päritolu alustalas.
2.2. Kosmiline inflatsioon
Mõne aja pärast sellest „loomise hetkest“ (vaid murdosa sekundist) toimus hüpoteetiliselt väga lühike, kuid erakordselt intensiivne kosmiline inflatsiooniperiood. Inflatsiooni ajal:
- Universum laienes eksponentsiaalselt, palju kiiremini kui valguse kiirus (see ei ole vastuolus relatiivsusteooriaga, sest laienes ruum ise).
- Väikesed kvantfluktuatsioonid – juhuslikud energia kõikumised mikroskoopilisel tasandil – võimendati makroskoopilisteks mõõtmeteks. Just nemad said kogu tulevase struktuuri – galaktikate, galaktikaparvede ja suure kosmilise võrgustiku – alguseks.
Inflatsioon lahendab mitu olulist kosmoloogia mõistatust, näiteks tasapinna probleemi (miks Universum näib geomeetriliselt "tasane") ja horisondi probleemi (miks erinevad Universumi piirkonnad on peaaegu ühtlase temperatuuriga, kuigi näiliselt pole neil kunagi olnud aega soojust või valgust vahetada).
3. Kvantfluktuatsioonid ja inflatsioon
Enne inflatsiooni lõppu jäid kvantfluktuatsioonid ruumaja kangasse, mõjutades aine ja energia jaotust. Need väikesed tiheduse erinevused ühinesid hiljem gravitatsiooni mõjul ja hakkasid moodustama tähti ja galaktikaid. See protsess toimus järgmiselt:
- Kvantfluktuatsioonid: kiiresti laienevas Universumis venitati väikseimad tiheduse ebaühtlused tohututesse ruumipiirkondadesse.
- Pärast inflatsiooni: kui inflatsioon lõppes, hakkas Universum laienema aeglasemalt, kuid need fluktuatsioonid jäid alles, moodustades plaani suurte struktuuride jaoks, mida näeme miljardite aastate pärast.
See kvantmehaanika ja kosmoloogia ristumiskoht on üks huvitavamaid ja keerukamaid kaasaegse füüsika valdkondi, mis illustreerib, kuidas kõige väiksemad mõõtmed võivad otsustavalt mõjutada suurimaid.
4. Suure Paugu nukleosüntees (BBN)
Kolme esimese minuti jooksul pärast inflatsiooni lõppu jahtus Universum erakordselt kõrgest temperatuurist kuni piirini, kus prootonid ja neutronid (nn nukleonid) said hakata tuumajõudude abil ühenduma. Seda faasi nimetatakse Suure Paugu nukleosünteesiks:
- Vesinik ja heelium: just nende esimestel minutitel tekkis Universumi vesiniku (umbes 75% massist) ja heeliumi (umbes 25% massist) suur osa ning ka väike kogus liitiumi.
- Kriitilised tingimused: et nukleosüntees toimuks, pidid temperatuur ja tihedus olema "täpselt sobivad". Kui Universum oleks jahtunud kiiremini või olnud teistsuguse tihedusega, ei vastaks kergelementide suhteline hulk Suure Paugu mudeli prognoosidele.
Kergelementide rikkalik esinemine vastab suurepäraselt teoreetilistele prognoosidele, mis tugevdab kindlalt Suure Paugu teooriat.
5. Aine vs. antimaterjal
Üks suurimaid kosmoloogia mõistatusi on aine ja antimaterjali asümmeetria: miks meie Universumis valitseb aine, kui teoreetiliselt pidi nii aine kui antimaterjal tekkima võrdsetes kogustes?
5.1. Baryogenees
Protsessid, mida üldiselt nimetatakse baryogeneesiks, püüavad selgitada, kuidas vähesed ebaühtlused – mis võisid tekkida CP sümmeetria rikkumisest (osakeste ja vastuosakeste käitumise erinevused) – põhjustasid aine ülejäägi pärast selle anihilatsiooni antimaterjaliga. Just see ülejääk muutus aatomiteks, millest moodustusid tähed, planeedid ja meie ise.
5.2. Kadunud antimaterjal
Antimaterjal ei hävinud täielikult: see anihileerus peamiselt ainega varajases Universumis, eraldades gammakiirgust. Ülejäänud aine ülejääk (need mõned "õnnelikud" osakesed miljarditest) sai tähtede, planeetide ja kõigi nähtavate asjade ehitusmaterjaliks.
6. Jahtumine ja põhiosakeste moodustumine
Universumi jätkuva laienemisega langes selle temperatuur ühtlaselt. Selle jahtumise ajal toimus mitu olulist muutust:
- Kvargid hadroniteks: kvargid ühinesid hadroniteks (nt prootoniteks ja neutroniteks), kui temperatuur langes alla piiri, mis võimaldas kvarkidel vabalt püsida.
- Elektronite moodustumine: väga energilised footonid võisid spontaanseid moodustada elektronide ja positronide paare (ja vastupidi), kuid Universumi jahtudes muutusid need protsessid harvemaks.
- Neutriinod: kerged, peaaegu massita osakesed, mida nimetatakse neutriinodeks, eraldusid ainest ja liiguvad Universumis peaaegu mittesuhtlevalt, kandes infot varajaste ajastute kohta.
Järk-järguline jahtumine lõi tingimused stabiilsete, meile tuntud osakeste moodustumiseks – alates prootonitest ja neutronitest kuni elektronide ja footoniteni.
7. Kosmiline mikrolaine taust (CMB)
Umbes 380 000 aastat pärast Suurt Pauku langes Universumi temperatuur umbes 3000 K-ni, võimaldades elektronidel ühineda prootonitega ja moodustada neutraalseid aatomeid. Seda perioodi nimetatakse rekombinatsiooniks. Enne seda hajutasid vabad elektronid footoneid, mistõttu Universum näis läbipaistmatu. Kui elektronid ühinesid prootonitega:
- Footonid said vabalt liikuda: varem „vangistatud“, nüüd said nad levitada pikki vahemaid, luues selle aja Universumi hetkepildi „fotona".
- Tänane avastus: me registreerime neid footoneid kui kosmilist mikrolaine tausta (CMB), mis on jahtunud umbes 2,7 K-ni Universumi pideva laienemise tõttu.
CMB-d nimetatakse sageli „Universumi beebifotoks“ – selle väikseimad täheldatud temperatuuri kõikumised paljastavad varajase aine jaotuse ja Universumi koostise.
8. Tumeaine ja tumeenergia: varajased vihjed
Kuigi tumeda aine ja tumeda energia olemus pole veel täielikult mõistetav, ulatuvad nende olemasolu kinnitavad andmed kosmiliste algusaegadeni:
- Tumeaine: täpsed CMB mõõtmised ja varajaste galaktikate vaatlus näitavad aine liiki, mis ei suhtle elektromagnetiliselt, kuid avaldab gravitatsioonilist mõju. See aitas tihedamatel piirkondadel moodustuda kiiremini, kui seda suudaks seletada ainult „tavaline" aine.
- Tumeenergia: vaatlused on näidanud, et Universum laieneb kiirenevalt, mida sageli seletatakse raskesti tabatava „tumeenergia“ mõjuga. Kuigi see nähtus tuvastati lõplikult alles 20. sajandi lõpus, lubavad mõned teooriad arvata, et selle kohta võib vihjeid otsida juba Universumi varajases arengus (nt inflatsioonifaasis).
Tumeaine jääb galaktikate pöörlemise ja parvede dünaamika selgitamisel võtmetähtsusega ning tumeda energia mõju avaldub Universumi laienemise tulevikus.
9. Rekombinatsioon ja esimesed aatomid
Rekombinatsiooni käigus läks Universum üle kuumast plasmast neutraalseteks gaasideks:
- Prootonid + elektronid → vesiniku aatomid: see vähendas oluliselt footonite hajumist ja universum muutus läbipaistvaks.
- Raskemad aatomid: heelium ühines samuti neutraalseteks vormideks, kuigi selle osakaal (võrreldes vesinikuga) on palju väiksem.
- Kosmiline "pimedad ajad": pärast rekombinatsiooni universum "vaibus", sest tähti veel polnud – CMB footonid jahtusid, nende lainepikkused pikenesid ning keskkond vajus pimedusse.
See periood on eriti oluline, sest aine hakkas gravitatsiooni mõjul kogunema tihedamatesse piirkondadesse, mis hiljem moodustasid esimesed tähed ja galaktikad.
10. Pimedad ajad ja esimesed struktuurid
Kui universum muutus neutraalseks, said footonid vabalt liikuda, kuid silmapaistvaid valgusallikaid veel polnud. Seda etappi, mida nimetatakse "pimedateks aegadeks", kestis kuni esimeste tähtede süttimiseni. Sel ajal:
- Gravitatsioon võtab võimust: väikseimad aine tiheduse erinevused muutusid gravitatsioonilisteks kaevudeks, mis "imevad" endasse üha rohkem massi.
- Pimedate ainete roll: pimedad ained, mis ei suhtle valgusega, hakkasid juba varem kogunema klastritesse, justkui valmistades ette "raamistiku", mille külge hiljem sai kinnituda baryoniline (tavaline) aine.
Lõpuks need tihedamad piirkonnad kokku varisesid veelgi, moodustades esimesed helendavad objektid.
11. Reionisatsioon: pimedate aegade lõpp
Kui tekkisid esimesed tähed (või võib-olla varased kvasaarsed), kiirgasid nad intensiivset ultraviolettkiirgust (UV), mis suutis ioniseerida neutraalset vesinikku ja nii "reioniseerida" universumi. Sellel etapil:
- Läbipaistvus taastatud: UV-kiirgus hajutas neutraalse vesiniku, võimaldades kiirgusel levida suurte vahemaade taha.
- Galaktikate algus: arvatakse, et need varased tähtede kogunemised – nn protogalaktikad – ühinesid aja jooksul ja kasvasid suuremateks galaktikateks.
Umbes miljard aastat pärast Suurt Pauku oli universumis reionisatsioon lõpule viidud ning galaktikatevaheline ruum muutus sarnaseks tänapäevasele – valdavalt ioniseeritud gaasidest koosnevaks.
Pilguheit tulevikku
Esimeses teemas määratletakse universumi arengu põhiline ajaraamistik. Kõik need etapid – singulaarsus, inflatsioon, nukleosüntees, rekombinatsioon ja reionisatsioon – näitavad, kuidas universum, laienedes ja jahtudes, pani aluse hilisematele sündmustele: tähtede, galaktikate, planeetide ja isegi elu tekkimisele. Järgmistes artiklites käsitletakse, kuidas tekkisid suured struktuurid, kuidas galaktikad vormusid ja arenesid ning millised olid tähtede dramaatilised elutsüklid ja palju muud kosmilise ajaloo kohta.
Varajane universum ei ole lihtsalt ajaloo detail, vaid tõeline kosmiline labor. Uurides selliseid "relikte" nagu kosmiline mikrolaine taustkiirgus, kergete elementide rohkus ja galaktikate jaotus, saame teada fundamentaalsetest füüsikaseadustest – alates aine käitumisest äärmuslikes tingimustes kuni ruumi ja aja olemuseni. See suur kosmiline lugu paljastab kaasaegse kosmoloogia põhiprintsiibi: suurimate universumi mõistatuste lahendamiseks tuleb mõista selle algust.