Universum (5)

Tegelikult me teame, mis on lõpmatu ruum. Me tajume ruumi nägemismeele abil ja lõpmatu on see ruum, kus igast meile nähtavast esemest kaugemal (tagapool) on veel teisi esemeid.
Me ei saa näha kõiki lõpmatus ruumis olevaid asju, järelikult ei saa me neid ka tundma õppida. Kuigi maailm on lõpmatu, näeme me temast siiski vaid lõplikku osa. See, mida me näeme ( galaktikad ) on kõigis suundades ja kõigil kaugustel ühesugune. Meil pole mingit põhjust oletada, et veel kaugemal see olukord muutuks. Järelikult võime oma mõttekäikudes lähtuda eeldusest, et maailm on kõikjal ühesugune. Ja veel, et olla lõpuni materialist ja eitada jumaliku loomis-akti võimalikkust, tuleb oletada, et ta on seda alati olnud. See ongi kosmoloogia aluspostulaat, nn. kosmoloogiline printsiip. Selle esimesed alged on kirjas T. Lucretiuse (99-55 e.Kr.) didaktilses poeemis "De rerum natura" (Asjade olemusest); Tänapäevane formuleering pärineb Giordano Brunolt ("Lõpmatusest, Universumist ja maailmadest", 1584):
Universum on oma kõigis punktides keskmiselt ühesugune, sarnanedes meile nähtava Universumi osaga.
Universum on kõigil ajahetkedel olnud keskmiselt ühesugune, sarnane meie poolt käesoleval momendil nähtava Universumiga.
See on täielik kosmoloogiline printsiip; punkt üks väljendab tema ruumilist, punkt kaks ajalist osa. Eristatakse ka osalist kosmoloogilist printsiipi , mis nõuab vaid ruumilist ühtlust, lubades ajalist arengut.
Kosmoloogiline printsiip ei nõua, et maailm peaks antud hetkel paistma kõigis suundades ühesugusena. Ta ei saagi seda nõuda, kuna tegelikult sellist asja ei ole. Kosmoloogiline printsiip on veendumus , et igale galaktikatega tihedamalt kaetud piirkonnale järgneb kaugemal hõredam piirkond, ja ümberpöördult. Galaktikad võivad isegi ükskord otsa lõppeda (seni pole seda küll näha), aga siis me usume, et sellega lõpeb vaid üks kosmilise hierarhia aste, üli- või metagalaktika, ning sellele järgneb jällegi ruum, mis on täidetud samasuguste metagalaktikatega. See pole väljamõeldis, vaid inimkonna kogemuse üldistus: uskus ju Bruno , et kosmoloogiline printsiip käib tähtede kohta, galaktikatest ei teatud tol ajal veel midagi.
Kosmoloogiline printsiip hõlmab loodusteadusliku kosmoloogia kaks põhieeldust või -oletust (Universumi homogeensus ja isotroopsus suurtes mastaapides), mis on aluseks Universumi kui terviku mudelitele . Ta on tihedalt seotud Koperniku printsiibiga.
Kosmoloogilise printsiibi sõnastas 1933 astrofüüsik Edward Arthur Milne . Universumi homogeensuse ja isotroopsuse võttis 1917 aluseks Albert Einstein . Universumi homogeensusest on varem rääkinud Nicolaus Cusanus.
Sõnastus:
Universum on homogeenne , st ta paistab vaatlejale alati ühesugusena, olenemata ruumipunktist, kus ta viibib.
Universum on isotroopne, st ta paistab vaatlejale ühesugusena sõltumata vaatlemise suunast ruumis (isotroopsuse printsiip).
Homogeensuse ja isotroopsuse seos:
Homogeensuse puudumine toob kaasa isotroopsuse puudumise (anisotroopia), isotroopsuse puudumine aga ei pruugi kaasa tuua homogeensuse puudumist.
Täielik kosmoloogiline printsiip ja kosmoloogilise printsiibi võimalik rakendatavus aja suhtes:
Kosmoloogilise printsiibi rangem versioon , nn täielik kosmoloogiline printsiip ehk absoluutne kosmoloogiline printsiip, nõuab ruumilise homogeensuse kõrval ka ajalist homogeensust.
Selle printsiibi kohaselt ei mõjuta aeg (Universumi vanus) galaktikate, tähetüüpide jne esinemist . Lähedastel objektidel peavad seetõttu olema samad omadused nagu vaadeldavatel kaugetel objektidel, mis on tänapäeval käibiva teooria kohaselt palju varasemad.
Seda versiooni toetasid algselt statsionaarse seisundi teooria esindajad (teiste seas Hermann Bondi ja Fred Hoyle). Selle teooria kohaselt tagab homogeensuse uue aine pidev ilmumine Universumisse. Tänapäeval pole täielikul kosmoloogilisel printsiibil enam erilist tähtsust.
Astronoomide vaatlusandmete kohaselt on Universumil heterogeensed struktuurid kuni superparvede, galaktikafilamentide ja suurte tühikuteni, kuid vähemalt 200 miljoni parseki suurusjärgus on Universum enam-vähem homogeenne. See käib ruumilise homogeensuse ja isotroopsuse kohta; suurtes ajalistes mastaapides Universum aga homogeenne ega isotroopne ei ole, sest ta on evolutsioneerunud väga teistsugustest tingimustest Suurest Paugust saadik ning evolutsioneerub väga teistsugustele tingimustele (eriti varjatud energia tugeva mõju tõttu). Nähtavasti ootab Universumit ees Big Freeze või Big Rip. Mittekosmoloogilistes (väikestes) mastaapides on Universum ajaliselt homogeenne, kuid ta pole ajaliselt isotroopne mastaapides, mis on suuremad elementaarosakeste vastasmõjude kestusest. Mitteisotroopse aja (aja noole ) ilmumine suurtes mastaapides on üks fundamentaalsemaid lahendamatuid probleeme.
Kehtivustingimused:
Et aine ei ole Universumis väikestes mastaapides ühtlaselt jaotunud, siis kehtivad need eeldused ainult siis, kui vaadeldakse nii suuri piirkondi, et neis on aine keskmiselt ühtlaselt jaotunud. Kõnealused vahemaad on vähemalt umbes 100 miljonit valgusaastat. See on galaktikate superparvede vaheline keskmine kaugus. Superparvede vahel on tühikud, kus galaktikaid on palju vähem.
100 miljonist valgusaastast suuremaid struktuure tänapäeva andmetel ei ole. Seetõttu paistab, et selles mastaabis kinnitavad vaatlusandmed kosmoloogilist printsiipi.
Tavaliselt arvatakse, et üleminek struktureerituselt homogeensusele ja isotroopsusele leiab aset mastaapides suurusjärgus pool miljardit valgusaastat. Kui võtta sellise servapikkusega kuup , siis osutub selles asuvate tähtede ja galaktikate arv ligikaudu ühesuguseks Universumi mis tahes piirkonnas. Vaadeldavasse Universumisse mahub mitu tuhat sellist kuupi. Sel juhul on Universum suurtes mastaapides homogeenne ja isotroopne, nagu kosmoloogiline printsiip ütlebki. Kosmoloogilise printsiibiga postuleeritavad omadused homogeensus ja isotroopsus tähendavad muu hulgas, et Maa ei ole Universumis eriline ega väljavalitud koht (Koperniku printsiip) ning Universum näeb ühtemoodi välja olenemata sellest, kus vaatleja asub. Piisavalt suures mõõtkavas on erinevused tühised.
Kosmose vaatlused näitavad, et Maast kaugemal on galaktikaparved tihedamalt koos ja sisaldavad vähem metalle . Seda seletavad kosmoloogilist printsiipi rakendavad teadlased falsifitseerimatu oletusega, et galaktikate populatsiooni muutusele piki vaatekiirt vastab muutus homogeenses Universumis kui tervikus. Kosmoloogid on ühel meelel , et kaugete galaktikate vaatlusandmete põhjal peab Universum kosmoloogilise printsiibi järgi olema mittestaatiline. Kõik vaatekiired peavad olema sünkroonsed, nii et ühesuguse punanihke suurusega galaktikad peavad olema ühel ja samal arenguastmel. Mittestaatiline Universum saadakse ka kosmoloogilise printsiibi rakendamisel üldrelatiivsusteooriale.
Kosmoloogilise printsiibi üks järelm on, et Universumi suurimad diskreetsed struktuurid on mehhaanilises tasakaalus. Aine homogeensus ja isotroopsus kõige suuremates mastaapides tähendaks seda, et kõige suuremad diskreetsed struktuurid on osad ühestainsast mittediskreetsest vormist , nii nagu leivaraasukesed on leiva osad. Äärmistel kosmoloogilistel kaugustel saab mehhaanilise tasakaalu omadust vaatekiirega lõikuvatel pindadel empiiriliselt kontrollida, kuid kosmoloogilise printsiibi eeldusel ei saa seda tuvastada vaatekiirega paralleelsel pinnal.
Minevikus on paljud teadlased oletanud, et Universumil on hierarhiline ehitus: iga materiaalne süsteem on osa mingist kõrgemat järku süsteemist. Kui see oleks nii, siis tähendaks see kosmoloogilise printsiibi rikkumist, sest mis tahes suurusega piirkonda Universumis me ka vaatleksime, alati oleks olemas privilegeeritud suund – suund lähima kõrgemat järku süsteemi keskme poole.
Juba vahetult kosmoloogilisest printsiibist tulenevad mõned tähtsad järeldused Universumi ehituse kohta. Näiteks Universum tervikuna ei tohi pöörelda (sest pöörlemistelg oleks privilegeeritud suund) ning tal ei tohi olla keskpunkti ja ruumilist piiri (muidu oleks rikutud Universumi homogeensuse tingimus).
Hubble'i seadus:
Kosmoloogilise printsiibiga kooskõlas olev galaktikate liikumise seadus on Hubble'i seadus: iga galaktika kaugenemise kiirus v vaatekiire sihis on võrdeline selle galaktika kaugusega:
v=Hr,
kus koefitsient H on Hubble'i konstant.
Esmapilgul näib, et Hubble'i seadus on kosmoloogilise printsiibiga vastuolus , sest sellest printsiibist näib tulenevat, et just meie asukoht on see kese , millest kõik ülejäänud galaktikad eemalduvad. Tegelikult see nii ei ole. Kui me asuksime mis tahes muus tähesüsteemis, fikseeriksime täpselt samasuguse galaktikate eemaldumise seaduse.
Peale selle, Hubble'i seadus on ainuke galaktikate eemaldumise seadus, mis pole kosmoloogilise printsiibiga vastuolus. Vaatleme mis tahes geomeetrilist kujundit , mille moodustavad mitu galaktikat. See kujund peab suurenema nii, et ta jääks iseendaga sarnaseks (muidu kasvaksid kaugused ühes suunas kiiremini kui teises, see aga oleks vastuolus Universumi isotroopsusega). Sellepärast peab ühe ja sama aja jooksul kaugus igast galaktikast kasvama sama arv kordi . Kui galaktika A asub suvaliselt valitud keskmest (näiteks Linnutee keskmest) N korda kaugemal kui teine galaktika B. Sellepärast ta peab ka kaugenema N korda kiiremini kui galaktika B. Teiste sõnadega, galaktika eemaldumise kiirus peab olema võrdeline tema kaugusega, mida Hubble'i seadus ütlebki.
USA astronoom Allan Sandage osutas vastuolule: Hubble'i seadus kehtib isegi "heterogeensusrakukese" sees, kaugustel umbes 2 megaparsekit, kuna aga üleminek Universumi homogeensusele leiab aset vähemalt 100 korda suurematel kaugustel. Selle paradoksi lahendamiseks viidatakse "varjatud energiale", mis tekitab dünaamika juba kaugustel 1,5...2 MPc ning jaotub palju homogeensemalt kui aine.
Võimalik heterogeenne Universum
Kosmoloogilise printsiibi kehtivusele heitab väljakutse üldine probleem induktiivsete järelduste tegemisel: empiirilised vaatlused mustrite kohta, mis esinevad piiratud raamides, ei saa heita valgust asjade seisule väljaspool neid raame (induktsiooniprobleem).
Heterogeenses ruumis võib väha hästi olla homogeenseid ja isotroopseid piirkondi (kuigi nad peavad olema jaotunud ebareeglipäraselt ja ebaühtlaselt). Nii võib Maa paikneda säärases homogeenses ja isotroopses piirkonnas (mis on siiski nii tohutu suur, et ulatub meie senistest vaatlustest väljapoole), mis ise paikneb veel palju suuremas heterogeenses universumis.
Piiratud kosmoloogilised vaatlused on üldiselt näidanud, et suurematel heleduskaugustel on suurem energiatihedus. Tihedamaid ja vähem tihedaid piirkondi heterogeenses jaotuses saab avastada üksnes juhul, kui selle struktuur jääb nii kauaks stabiilseks, et valgus jõuab erinevate osade vahelt läbi tulla.Kui heterogeenne universum peaks avastatama, leitaks tõenäoliselt üks kahest järgnevast:Sama diameetri ja nurkmõõtmetega galaktikatel on oluliselt erinevad punanihked, millest tulenevad Hubble'i konstandi erinevad väärtused.
Eri galaktikaparvedel, millel on ühesugune siniste irregulaarsete galaktikate ja tavaliste galaktikate vahekord , on erinev punanihke väärtus, millest tulenevad erinevad Hubble'i konstandid, mis on suurtes nurkmastaapides heterogeenselt jaotunud.
Kaugemate piirkondade uurimisel tekivasd süstemaatilised vead, sest sealt paistavad ainult heledamad objektid. Mõned uurijad on väitnud, et aine jaotus Universumis ei ole homogeenne, vaid fraktaalne (fraktaalne universum). Ühe säärase mudeli esitas 1970ndate alguses Gérard de Vaucouleurs, kuid tänaseks on see täielikult kõrvale jäetud.