Alkuräjähdys ja kosminen kehitys

Koordinaatit Galileon linkkisysteemissä (https://www.kyberturvallisuuskeskus.fi/fi/toimintamme/satelliittipaikannus): 69,8265; 26,9225

Alkuräjähdys ja maailmankaikkeuden kehitys. (Yinweichen, Wikimedia)

Maailmankaikkeus syntyy alkuräjähdyksessä eli Big Bangissa 13,82 miljardia vuotta sitten. Ensimmäisen millisekunnin kuluessa syntyvät vetyatomien ytimet eli protonit. Heliumatomien ytimet eli alfa-hiukkaset syntyvät, kun maailmankaikkeuden ikä on 100–1000 sekuntia.

Maailmankaikkeuden alku

Maailman synnyn aivan alkua ei voida tutkia kokeellisesti, eikä sitä täysin ymmärretä, mutta tiedetään että asiat kehittyivät käsittämättömän nopeasti. Ensimmäisen sekunnin miljoonasosan miljoonasosassa ehti tapahtua seuraavaa. Maailmankaikkeus laajeni lyhyen hetken eli vain noin 10^-36 sekunnin ajan paljon valoa nopeammin, saavuttaen ehkä metrin läpimitan. Tätä vaihetta kutsutaan inflaatioksi. Tämän jälkeen havaittavan maailmankaikkeuden koko on ollut pienempi kuin koko maailmankaikkeuden koko. Tässä kohtaa ajatellaan kuuman alkuräjähdyksen alkaneen, ja nuori maailmankaikkeus oli hyvin kuuma ja tiheä. Osa sen energiasta muuttui alkeishiukkasiksi ja niiden antihiukkasiksi; keskinäisissä törmäyksissään nämä taas muuttuivat takaisin energiaksi. Maailmankaikkeuden täyttyi kuumasta kvarkki-antikvarkki-gluoni-massasta.

Myös aika on alkanut, ja maailman luonnonvoimat, eli gravitaatio, vahva ja heikko vuorovaikuts ja sähkömagneettinen voima ovat syntyneet maailmankaikkeuden alkuhetkellä. Nämä kaikki saattoivat olla aluksi yksi ja sama voima, mutta gravitaatiovoima ja vahva vuorovaikutus olivat eronneet toisistaan jo ennen inflaatiota, ja heikko vuorovaikutus ja vahva vuorovaikutus erosivat toisistaan alkuräjähdyksen kuluessa. Kun oli kulunut sekunnin miljoonasosan miljoonasosa, muodostuivat leptonit eli neutriinot, sekä myonit ja elektronit ja näiden antihiukkaset erillisiksi hiukkasiksi. Materian ja antimaterian symmetria murtui ilmeisesti tässä vaiheessa. Näiden ajanjaksojen tutkiminen on vaikeaa, mutta se onnistuu analysoimalla mikroaaltotaustasäteilyä ja käyttäen korkeaenergisiä hiukkaskiihdyttimiä.

Aineen aikakausi

Alkuräjähdyksen ydinsynteesi. (Mukaillen Big Bang Central)

Seuraavat sekunnit. Aineen aikakausi alkaa.

Ensimmäisen sekunnin aikana syntyi kaikki aine ja energia mitä maailmankaikkeudessa on olemassa. Aine syntyi useiden erilaisten alkeishiukkasten ja niiden antihiukkasten muodossa.

Suuri osa varhaisimmista ja raskaimmista alkeishiukkasista on tuhoutunut keskinäisissä törmäyksissään maailman ensimmäisen sekunnin aikana, valtavan suuressa kuumuudessa ja paineessa. Ne ovat muuttuneet fotoneiski, eli valohiukkasiksi. Kun maailmankaikkeus on sekunnin ikäinen sen lämpötila on laskenut jo 1012 K, ja tässä lämpötilassa muodostuvat hardonit eli protonit, neutronit sekä mesonit. Nämä hiukkaset muodostuvat kvarkeista ja niitä pitää kasassa vahva vuorovaikutus. Suurin osa hadroneistakin hajoaa vielä hiukkasten keskinäisissä törmäyksissä, ja niistä syntyy paljon fotoneita. Myös suuri osa elektroneista ja positroneista hajoaa, hajotessaan nekin tuottavat fotoneita; kymmenen sekunnin ikäisessä maailmassa on näistä jäljellä vain elektroneja, protoneja ja neutroneja.

Seuraavan sadan sekunnin aikana protoneista ja neutroneista muodostuu heliumytimiä, jotka tulevat näyttelemään tärkeää osaa myöhemmin maailmankaikkeudessa raskaiden alkuaineiden muodostuessa tähdissä. Noin neljännes aineen massasta muodostaa heliumytimiä eli alfahiukkasia, ja loput protonit jäävät vapaiksi päätyen lopulta vetyatomeihin. Nykyisin havaittava kahden yleisimmän alkuaineen suhde maailmankaikkeudessa, eli noin ¾ vetyä ja ¼ heliumia syntyy tässä kohtaa. Uusia protoneita ei synny enää tämän jälkeen maailmankaikkeudessa. Heliumia syntyy tämänkin jälkeen tähdissä vedystä, ja raskaampia aineita heliumista ja vedystä. Nykyisin raskaampia aineita on noin 1-2% kaikesta näkyvästä aineesta.

Nykyisen tiedon mukaan maailmankaikkeus sisältää näkyvän aineen ohella 68% pimeää energiaa, jonka luonnetta emme tunne, ja 27% pimeää ainetta, josta meillä on vain epäsuoria havaintoja. Vain 5% kaikesta on baryonista näkyvää ainetta kuten tähtiä ja galakseja.

Taustasäteily

Taustasäteilyn jakauma Maasta nähtynä. (ESA | Planck)

Sähkövaraukseltaan neutraaleja vety- ja helium atomeita syntyy. Valon jatkuva siroaminen aineesta loppuu. Valofotonit pääsevät vapaasti avaruuteen. Kosminen taustasäteily syntyy. Maailmankaikkeuden taustasäteilyn lämpötila noin 3000 K eli 2700°C.

Taustasäteily, maailmankaikkeuden vanhin valo, lähti liikkeelle kun maailmankaikkeus oli vain 380 000 vuotta vanha. Nämä pienet epätasaisuudet edustavat tiheyden vaihteluita, joista maailmankaikkeuden myöhemmät rakenteet saivat alkunsa.

Maailmankaikkeus laajeni ja jäähtyi. Vety ja heliumatomit syntyivät kun protonit ja alfahiukkaset saivat ympärilleen elektroniverhot. Ylimääräiset elektronit ja positronit törmäilevät edelleen toisiinsa ja muodostivat fotoneita aiemmin syntyneiden fotonien lisäksi. Massojen ja säteilyn energiat olivat tasapainossa. Valo sirosi viimeisen kerran hiukkasista. Tässä kohtaa, kun maailmankaikkeus tuli läpinäkyväksi, sen lämpötila oli noin 3000K eli 2700 Celcius astetta. Mikroaaltotaustasäteily syntyi. Se alkoi syvän punaisena hehkuna. Aikojen kuluessa se on jäähtynyt lämpötilaan 2,75K eli noin -270 Celcius astetta. Tässä lämpötilassa se ei ole enää silmin havaittavissa, vaan havaitaan mikroaaltoalueella taivaan joka suunnalla. Tähtitieteen keinoin on vaikea, lähes mahdotonta, tehdä suoria havaintoja tätä vanhemmista maailmankaikkeuden tapahtumista.

Kosminen taustasäteily löydettiin ikään kuin vahingossa vuonna 1964, kun yhdysvaltalaiset tiedemiehet Arno Penzias ja Robert Woodrow Wilson suuntasivat peilin taivaalle ja huomasivat, että heidän aineistossaan oli ylimääräistä radiokohinaa, joka vastasi noin 3 Kelvinin kappaleen säteilyä. Sama säteily löytyy varsin tasaisena taivaan kaikilta suunnilta.

Maailmankaikkeus venyy. Se ilmenee siten, että kaukaiset galaksit, tähdet, supernovat tai kosminen taustasäteily näyttävät etääntyvän meistä. Kun tällaisen oikein kaukaisen kohteen valoa mitataan, huomataan, että siitä lähteneen valon kirjossa eri alkuaineiden aallonpituudet ovat siirtyneet sinisestä kohti punaista. Sen valo on punasiirtynyt. Koska maailmankaikkeuden laajenemisnopeus tunnetaan, punasiirtymän suuruus osoittaa epäsuorasti etäisyyttä. Suurilla etäisyyksillä katsotaan oikeasti pitkälle menneisyyteen, ja suurilla punasiirtymillä olevat kohteet ovat hyvin vanhoja kohteita.

Pimeä aika

Kun alkuräjähdyksestä oli kulunut joitakin kymmeniä miljoonia vuosia, avaruus muuttui vähitellen yhä pimämmämksi. Vähitellen valo kokonaan katosi. Alkoi pimeä aika.

Kosmisen taustasäteilyn syntymisen jälkeen ei tähtiä tai linnunratoja ollut vielä olemassa. Niiden täytyi ensin syntyä tarjolla olevista vety- ja heliumkaasusta. Ennen tähtien syntyä vallitsi pimeä aika, joka näköaistiemme mittapuulla on todella pimeää.

Hyvin kaukana olevien – siis hyvin vanhojen – kohteiden ikää mitataan punasiirtymä-yksiköillä (Z). Punasiirtymä tarkoittaa sitä miten paljon valon eri aallonpituudet (eri värien viivat) ovat pidentyneet matkaallaan tänne meille, eli siirtyneet punaiseen päin. Etäisyydellä z = 20, joka vastaa aikaa noin 200 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, taustasäteilyn hehku on lämpötilaltaan 55 K , eli se vastaa -218 °C asteisen kappaleen säteilyä. Alkuperäinen maailmankaikkeuden tummanpunainen valo, tai taustasäteily, on jäähtynyt syväjäähdytetyn maailmankaikkeuden näkymättömäksi kaukoinfrapunan himmeäksi kajoksi – eikä taivaalla ole yhtään tähteä.

Ensimmäiset tähdet, seuraavat tähtisukupolvet

13 440 miljoonaa vuotta – 13,4 kilometriä

Taiteilijan näkemys kaukaisesta galaksista jossa saattaa olla paljon ensimmäisen polven tähtiä. (M. Kornmesser / ESO)

Ensimmäiset Populaatio III:n tähdet syntyvät. Ne ovat isoja, painavia, kirkkaita ja lyhytikäisiä. Niissä on ainoastaan vetyä, heliumia ja hiukan litiumia. Muita alkuaineita alkaa syntyä tähtien sisäosien fuusioydinreaktioissa ja niiden räjähtäessä super- tai hypernovina.

Ensimmäiset Populaatio III:n tähdet syntyivät ehkä noin 100 – 200 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Aivan tarkkaa ensimmäisten tähtien syntyajankohtaa ei tiedetä, koska niitä ei ole varmuudella vielä havaittu. Ne olivat isoja, painavia, kirkkaita ja lyhytikäisiä. Niissä oli ainoastaan vetyä, heliumia ja litiumia. Muita alkuaineita syntyy tähtien sisäosien fuusioreaktioissa ja niiden räjähtäessä super- tai hypernovina. Räjähtäessään suuret tähdet levittivät sisältönsä seuraavien tähtisukupolvien käyttöön. Pieniä tähtiä saattoi myös syntyä, ja näitä voi olla edelleen joukossamme muiden nuorempien tähtien seassa.

Mikä on tähti?

Lähin tähtemme on Aurinko. Tähtien sisällä tapahtuu fuusioreaktioita. Tähti on tasapainossa siten, että sen sisältä ulospäin suuntautuva säteilypaine on tasapainossa tähteä kasaan painavan vetovoiman kanssa. Mikäli tasapaino järkkyy voi tähti sykkiä, romahtaa tai räjähtää.

Fuusioreaktio

Fuusio on prosessi, jossa atomeita yhdistyy raskaammaksi atomiksi ja samalla vapautuu energiaa. Tähtien sisällä tämä yleensä tarkoittaa sitä, että neljä vetyatomia yhdistyy välivaiheiden kautta heliumatomiksi. Hiiltä syntyy, kun kolme heliumatomia törmää samanaikaisesti toisiinsa. Vaikkei kyse ole varsinaisesta polttamisesta, niin usein puhutaan siitä, että tähti ‘polttaa’ vetyä heliumiksi.

Mikä on tähtipopulaatio?

Tähtitieteessä tähdet luokitellaan populaatioihin. Suurin osa tähdistä kuuluu populaatioihin I ja II. Walter Baade nimesi nämä molemmat vuonna 1944 julkaistussa tutkimuksessa, jossa hän vertasi avoimien ja pallomaisten tähtijoukkojen tähtiä. Myöhemmin osoittautui, että populaation I tähdet ovat nuoria ja metallirikkaita ja populaation II tähdet ovat vanhempia metalliköyhiä tähtiä.

Tähtitieteen termistössä metalleiksi kutsutaan hieman hämäävästi kaikkia heliumia raskaampia alkuaineita. Nykyisin populaatioluokittelua käytetään myös ikäindikaattorina. On siis luonnollista, että vanhimpia eli ensimmäisiä tähtiä kutsutaan tällöin populaation III tähdiksi.

Supernova

Tähden ikääntyessä tähdestä loppuu vety. Se ei kuitenkaan heti tarkoita sitä, että tähden elämä päättyy siihen. Tähdet jatkavat muiden alkuaineiden, kuten heliumin, hiilen ja hapen fuusiota. Kun ison tähden keskiosa on muuttunut raudaksi, se ei pysty muodostamaan raskaampia aineita. Tähden sisäinen säteilypaine lakkaa. Se romahtaa, mistä seuraa niin voimakas vastapotku, että tähti räjähtää supernovana. Se loistaa hetken kirkkaampana kuin sen oman galaksin kaikki muut tähdet yhteensä. Hypernova on supernova, jossa räjähtävän tähden massa on yli 100 kertaa Auringon massa. Pienet, auringonkaltaiset tähdet eivät räjähdä supernovina vaan muuttuvat lopuksi valkoisiksi ja mustiksi kääpiöiksi.

Toisen sukupolven tähtien rautapitoisuus on vain murto-osa Auringon rautapitoisuudesta, minkä vuoksi planeettoja ei voi syntyä niiden ympärille. Galaksit alkavat hiljalleen muodostua. Avaruuden suurten rakenteiden välinen harva aine alkaa ionisoitua uudelleen plasmaksi.

Tähtien hassut nimet

Tähden HE 1523-0901:n nimessä HE tarkoittaa Hamburg-ESO survey ja perässä oleva numerosarja kertoo, mistä päin taivasta tähti löytyy. Tähdestä on käytetty myös nimitystä 2MASS J15260106-0911388. Nimityksiä tarkasteltaessa huomataan, että tähden paikka näyttää siirtyneen hieman, ja että 2MASS-luettelossa näyttää olevan hieman tarkempi sijainti. Ero luetteloiden numerosarjoissa johtuu kuitenkin siitä, että luetteloiden viitekoordinaatistot ovat eri ajanhetkiltä. HE luettelon viitekoordinaatisto on vuodelta 1950 ja 2MASS luettelon vuodelta 2000, ja koordinaatistot muuttuvat ajan myötä hitaasti tähtitaivaan pyörimisen eli pregession takia. Itse tähti ei ole juurikaan liikkunut taivaalla.

Harva tähti tunnetaan varsinaisesti nimellä. Useimmat tähdet tunnetaan vain luettelonumeron mukaan. Harvemmalle meistä kertoo merkintä HE 1327-2326, että kyseessä on myös yksi vanhimpia tähtiä, ja että siinä on vain 1/250 000 osaa auringon rautamäärästä. Tai että HIP 11767 onkin a Ursae Minoris tai tutummin Pohjantähti.

Plasma

Plasma eli ionisoitunut kaasu on aineen neljäs olomuoto. Muut olomuodot ovat kiinteä, neste ja kaasu. Plasma koostuu vapaista elektroneista ja ioneista. Ionit ovat atomiytimiä, joilta puuttuvat niitä kiertävät elektronit.

Pallomaiset tähtijoukot

Vanhimmat havaitut pallomaiset töhtijoulot ovat noin 13 060 miljoonaa vuotta vanhoja.

Avaruusteleskooppi Hubblen kuva pallomaisesta tähtijoukosta Messier 9 (Hubble / NASA / ESA)

Pallomaiset tähtijoukot, Linnunratamme vanhimmat osat, muodostuvat. Monet näistä järjestelmistä ovat edelleen olemassa.

Pallomaiset tähtijoukot

Pallomaiset tähtijoukot ovat Linnunradan vanhimpia tähtien ryhmittymiä. Niissä on tyypillisesti 10 000 – 1 000 000 tähteä. Linnunradassa on noin 150 pallomaista tähtijoukkoa. Pallomaisille tähtijoukoille on ominaista se, että niissä olevat tähdet ovat syntyneet samaan aikaan. Nämä ovat siis otollisia kohteita tähtien kehityskulun seuraamiseen, koska niistä löytyy monessa eri kehitysvaiheessa olevia samanikäisiä tähtiä. Pallomaiset tähtijoukot näyttävät taivaalla pallomaisille utuisille läikille, joista kaukoputkilla erottuu paljon tähtiä.

Pallomainen tähtijoukko Omega Centauri (NGC5130) on eteläisen taivaanpallon komeimpia kohteita. Se ei valitettavasti näy Suomeen. Siihen kuuluu noin miljoona tähteä. Suomen taivaalla näkyy kiikareilla useita pallomaisia tähtijoukkoja, esimerkiksi Herkuleen, Pegasuksen ja Ajokoirien tähdistöissä. Nämä ovat vanhimpia paljain silmin ja kiikarein taivaalla näkyviä kohteita.

HUDF.YD3

UDFy-38135539, eli HUDF.YD3, on vanha galaksi. Se on löydetty Hubble-avaruusteleskoopin avulla. HUDF eli Hubble Ultra Deep Field merkitsee sitä, että avaruusteleskooppi on asetettu katsomaan yhtä kohtaa taivasta miljoonan sekunnin eli runsaan yhdentoista vuorokauden ajaksi. Tämä kohta vastaa noin yhtä kolmastoistamiljoonasosaa koko taivaasta. Tästä hyvin pienestä kohtaa taivasta on löydetty noin 10000 galaksia. Nopeasti laskemalla maailmankaikkeudessa on siis noin 1300 miljardia galaksia.

Elämän alkuaineet

12 610 miljoonaa vuotta sitten toisen ja kolmannen sukupolven tähdissä alkaa syntyä niitä alkuaineita joista joskus myöhemmin syntyy monimutkaista orgaanista kemiaa – ja myös elämä.

Hiilen muodostumisketju tähdissä. (Borb / Wikimedia Commons)

Suurissa ensimmäisen ja toisen sukupolven tähdissä syntyy elämän raaka-aineita: hiiltä, ja veden muodostamiseen tarvittavaa happea. Pienet toisen sukupolven tähdet kehittyvät paljon hitaammin, ja niitä on edelleen kosmisessa naapurustossamme. Galaksienvälinen harva aine on ionisoitunut plasmaksi.

Alkuaineiden synty ja tuho

Alkuräjähdyksessä syntyi vain vetyä, heliumia ja hieman litiumia. Jos katsoo ympärilleen, niin maailmankaikkeudessa on paljon muutakin. Ilmassa on typpeä ja happea. Elävissä eliöissä on hapen ja vedyn lisäksi paljon hiiltä. Alkuaineita tunnetaan nykyään yli 100. Suuret ensimmäiset tähdet tuottivatkin paljon hiiltä, happea ja typpeä, ja raskaampia alkuaineita aina rautaan ja nikkeliin asti. Näitäkin raskaampia alkuaineita syntyi niiden räjähtäessä supernovina.

Toisen sukupolven, eli populaatio II-luokan tähdet, sisältävät kierrätysmateriaalina alkuaineita, joita syntyi ensimmäisen sukupolven tähdissä. Isoissa toisen sukupolven tähdissä vety fuusioituu nopeasti heliumiksi ydinreaktioissa jotka käyttävät hiiltä katalyyttinä, ja tästä edelleen hiileksi ja muiksi raskaammiksi alkuaineiksi.

Galaksit alkavat muodostua

Erittäin vanhoja galakseja avaruusteleskooppi Hubblen kuvassa. (G. Illingworth et al. / R. Bouwens / HUDF09 Team / NASA / ESA)

Galaksijoukot

Virgon galaksijoukon jäseniä. (ESO)

Maailmankaikkeuden suurimmat rakenteet, galaksijoukot, alkavat muodostua noin 11 500 miljoonaa vuotta sitten. Paikalliseen galaksiryhmään kuuluu Linnunrata, Andromedan ja Kolmion galaksit sekä noin 50 pikkugalaksia. Lähin galaksijoukko on Neitsyen tähtikuvion Virgon joukko, jonka keskusgalaksi on M87. Virgon galaksijoukossa on noin 2000 galaksia.

Galaksijoukot ovat suuria painovoiman muodostamia galaksien ryhmittymiä. Näissä joukoissa saattaa olla tuhansia galakseja ja galaksiryhmiä.

Paikallinen ryhmä, johon Linnunrata kuuluu, on pieni, noin viidenkymmenen galaksin muodostama kokoelma. Suurimmat ryhmän jäsenet ovat oma Linnunratamme, sekä M31, eli tuttavallisemmin Andromedan galaksi. Lähin galaksijoukko on Virgon joukko. Virgon joukon keskustassa on jättimäinen galaksi, M87, joka on sata kertaa massiivisempi kuin oma Linnunratamme. M87 on noin 54 miljoonan valovuoden päässä oleva elliptinen galaksi, jossa on kaukoputkella selvästi näkyvä 5000 valovuotta pitkä suihku. Suihkua vauhdittaa galaksin keskustassa oleva musta aukko. Virgon joukon jäseniä on löydetty noin 2000 kappaletta. Ne ovat kaiken muotoisia ja kokoisia galakseja.