Alkuräjähdyksen aikajana
 |
Tämän artikkelin nimi saattaa olla virheellinen. Ehdotettu uusi nimi on Alkuräjähdyksen teoreettinen aikajana. Lisää tietoa saattaa olla keskustelusivulla. |
 |
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitsemällä ne ohjeen mukaan. |
Alkuräjähdyksen aikajana kuvaa alkuräjähdyksen jälkeistä maailmankaikkeuden kehittymistä. Tapahtumat ajoitetaan mukanaliikkuvien koordinaattien aikaparametrin mukaan. Havaintojen tukeman ja suhteellisuusteoriaan perustuva kosmologisen teorian mukaan kaikkeus alkoi noin 13,82 miljardia vuotta sitten.[1] Muuhun kuin suhteellisuusteoriaan suhteutettuna havainnot voisivat antaa hyvin erilaisen kuvan; teoria on siis vahvasti sidottu suhteellisuusteoriaan ja sen pätevyyteen. Tähänastinen kehitys voidaan jakaa kolmeen päävaiheeseen. Hyvin varhainen ensimmäinen vaihe kesti alle sekunnin. Siinä kaikkeuden hiukkaset olivat korkeammilla energiatasoilla kuin mitä voidaan nykyisillä hiukkaskiihdyttimillä saavuttaa. Tämän vuoksi aikakauden tapahtumien yksityiskohdat ovat pikemminkin alkuräjähdysteoriasta johdettuja valistuneita arvauksia kuin vakiintuneita kokeellisesti todettuja käsityksiä. Seuraava vaihe alkoi, kun hiukkasten energisyys pieneni tasoille, jotka voidaan saavuttaa nykyisessä suuren energian hiukkasfysiikassa. Tässä vaiheessa muodostuivat ensimmäiset protonit, elektronit ja neutronit ja näistä edelleen ytimiä ja lopulta atomeja. Kosmisen taustasäteilyn vapauduttua alkoi rakenteiden muodostumisen vaihe, jonka aikana tähdet, galaksit ja galaksijoukot muodostuivat. Kolmas vaihe on edelleen meneillään ja tulevaisuudesta on esitetty lukuisia valistuneita arvioita.
Hyvin varhainen kaikkeus
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Kaikki käsitykset aivan varhaisimmista vaiheista ovat spekulaatioita. Missään nykyisin käytössä olevassa hiukkaskiihdyttimessä ei saavuteta riittävän suuria energiatasoja. Esitetyt skenaariot vaihtelevat keskenään suuresti ja ovat yleensä myös keskenään yhteen sovittamattomia. Näitä ovat muun muassa Hartlen–Hawkingin tila, erinäiset säieteorian ehdotelmat ja braani-inflaatio.
Planckin epookki
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 0–10−43 sekuntia
- Pääartikkeli: Planckin epookki
Mikäli supersymmetria pitää paikkansa, Planckin epookin aikana kaikki neljä perusvuorovaikutusta eli sähkömagnetismi, heikko vuorovaikutus, vahva vuorovaikutus ja gravitaatio olisivat olleet yhtä voimakkaita ja siten muodostaneet mahdollisesti yhden yhtenäisen voiman. Tästä epookista tiedetään vähän ja lukuisia toisistaan poikkeavia malleja on esitetty. Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria ennustaa, että tätä ajanjaksoa edelsi gravitationaalinen singulariteetti, mutta yleisesti uskotaan yleisen suhteellisuusteorian hajoavan kvantti-ilmiöiden vuoksi. Tämän ajanjakson kuvaamiseksi on esitetty useita kvanttigravitaatioteorioita kuten säieteoria ja silmukkakvanttigravitaatio (LQG).
Planckin epookin aikaan ei ollut lainkaan hiukkasia, sillä maailmankaikkeuden säde oli ajanhetkellä 10−43 pienempi kuin yhdenkään tunnetun alkeishiukkasen Comptonin aallonpituus.
Suuri yhtenäisepookki
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 10−43–10−35 sekuntia
- Pääartikkeli: Suuri yhtenäisepookki
Alkuräjähdyksen katsotaan alkaneen ajan hetkellä 10−43. Kaikkeuden laajentuessa se jäähtyi ja gravitaatio erkani mittateorian perusvuorovaikutuksista eli sähkömagnetismista, vahvasta ja heikosta vuorovaikutuksesta.
Inflatorinen epookki
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 10−35–10−32 sekuntia
- Pääartikkeli: Inflatorinen epookki
Varmuutta siitä, missä lämpötilassa ja ajassa kosminen inflaatio tapahtui, ei ole. Inflaation aikana kaikkeuden muoto tasoittui ja kaikkeus laajeni homogeenisesti, isotrooppisesti ja äärimmäisen nopeasti.
Uudelleenlämpeneminen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Uudelleenlämpenemisen aikana eksponentiaalinen laajeneminen loppui ja säteily dominoi kaikkeutta. Lopulta kvarkit, elektronit ja neutriinot alkoivat muodostua.
Baryogeneesi
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Baryogeneesi
Se, miksi kaikkeudessa on enemmän ainetta (baryoneja) kuin antiainetta, on vielä selvittämättä. Baryogeneesin kuvaukset ovat vielä hypoteettisia, mutta niiden tulee täyttää ns. Saharovin ehdot.
Varhainen kaikkeus
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Kosmisen inflaation päätyttyä kaikkeus on täynnä kvarkki-gluoniplasmaa, tästä hetkestä eteenpäin varhaisen kaikkeuden vaihteet ovat vähemmän spekulatiivisia ja paremmin ymmärrettyjä.
Sähköheikkoepookki
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 10−32–10−12 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen
- Pääartikkeli: Sähköheikkoepookki
Lämpötila on riittävän korkea yhdistämään sähkömagnetismin ja heikon vuorovaikutuksen, mutta vahva vuorovaikutus on erkaantunut näistä. Hiukkasten vuorovaikutukset ovat riittävän energeettisiä muodostaakseen suuret määrät eksoottisia hiukkasia, mukaan lukien W- ja Z-bosonit ja Higgsin bosonit.
Supersymmetrian hajoaminen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Supersymmetrian hajoaminen
Mikäli supersymmetria on todella kaikkeuden ominaisuus, sen tulee hajota noin 1 TeV:n energiatasoilla.
Kvarkkiepookki
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 10−12–10−6 sekuntia
- Pääartikkeli: Kvarkkiepookki
Perusvuorovaikutukset gravitaatio, sähkömagnetismi, vahva vuorovaikutus ja heikko vuorovaikutus ovat ottaneet nykyiset muotonsa, mutta kaikkeus on vielä liian kuuma kvarkkien hadroneiksi sitoutumiselle.
Hadroniepookki
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 10−6 sekuntia
- Pääartikkeli: Hadroniepookki
Kaikkeus on viilentynyt riittävästi, jotta hadronit voivat muodostua. Aikana noin 1 sekunti neutriinot vapautuvat ja alkavat matkata vapaasti läpi avaruuden. Tämä kosminen neutriinotaustasäteily on analoginen kosmiselle mikroaaltotaustasäteilylle, mutta sitä ei luultavasti koskaan havaita yksityiskohtaisesti. Epookin lopulla kaikkeus on jäähtynyt niin kylmäksi, ettei uusia hadroni-antihadronipareja synny, joten suurin osa hadroneista ja antihadroneista annihiloi toisensa ja jäljelle jää pieni jäännös hadroneita.
Leptoniepookki
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 1–3 sekuntia
- Pääartikkeli: Leptoniepookki
Leptonit ja antileptonit dominoivat kaikkeuden massaa. Aikana noin 3 sekuntia lämpötila on laskenut niin alhaiseksi, että uusia leptoni-antileptonipareja ei enää synny, joten useimmat leptonit ja antileptonit annihiloivat toisensa ja jäljelle jää pieni jäännös leptoneita.
Fotoniepookki
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 3 sekuntia – 380 000 vuotta
- Pääartikkeli: Fotoniepookki
Kaikkeuden energiaa dominoivat fotonit, jotka vuorovaikuttavat jatkuvasti varattujen protonien ja elektronien kanssa sekä myöhemmin myös ydinten kanssa. Tätä jatkui seuraavat 300 000 vuotta.
Ydinsynteesi
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 100–300 sekuntia
- Pääartikkeli: Alkuräjähdyksen ydinsynteesi
Fotoniepookin aikana lämpötila laskee niin alas, että protonit ja neutronit alkavat fuusioitua ytimiksi. Tätä jatkuu noin kolme minuuttia ja sitten kaikkeuden lämpötila ja tiheys on laskenut liian alas, eikä fuusioituminen voi jatkua. Vety-ytimiä on noin neljä kertaa enemmän kuin helium-4-ytimiä ja muutamia muita vain pienet määrät.
Aineen valtakausi
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- 70 000 vuotta
Tähän mennessä ei-relativistisen aineen (atomiytimet) ja relativistisen säteilyn (fotonit) tiheydet ovat yhtä suuret. Gravitaation kokoon vetävä vaikutus ja muun muassa lämpöliikkeestä johtuva paine vuorottelevat.
Rekombinaatio
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- 380 000 vuotta
- Katso myös: Kosminen taustasäteily
Vety- ja heliumatomit alkavat muodostua ja kaikkeuden tiheys pienenee. Fotonit vapautuvat aineesta ja alkavat matkata varsin vapaasti avaruudessa. Tämä säteily muodostaa nykyisin havaittavan kosmisen taustasäteilyn.
Pimeä kausi
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Katso myös: 21 senttimetrin säteily
Pimeän kauden aikana, joka oli rekombinaation ja reionisaation välissä, vain hyvin harvat atomit ionisoituivat, joten ainoa tänä aikana vapautunut säteily on neutraalin vedyn spinin muutoksessa vapautunut nk. 21 senttimetrin säteily. Tätä säteilyä pyritään havaitsemaan, sillä se on periaatteessa vielä kosmista mikroaaltotaustasäteilyäkin tehokkaampi keino tutkia varhaista kaikkeutta.
Rakenteenmuodostuminen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- Pääartikkeli: Rakenteen muodostuminen
- Katso myös: Kaikkeuden suuren mittakaavan rakenne
Rakenteenmuodostuminen etenee hierarkkisesti siten, että pienet rakenteet muodostuvat ennen isompia. Ensimmäiset muodostuvat rakenteet ovat kvasaareita, joiden arvellaan olevan aktiivisia galakseja ja populaation III tähtiä.
Reionisaatio
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Reionisaatio
Ensimmäiset kvasaarit muodostuvat aineen gravitationaalisista romahduksista. Näiden lähettämä voimakas säteily reionisoi ympäröivän kaikkeuden ja tästä lähtien suurin osa aineesta on plasmaa.
Tähtien muodostuminen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Tähtien muodostuminen
Ensimmäiset, ilmeisesti populaation III, tähdet muodostuvat ja alkavat fuusioida kevyitä aineita eli vetyä, heliumia ja litiumia raskaammiksi aineiksi.
Galaksien muodostuminen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- Pääartikkeli: Galaksien muodostuminen
Suuret määrät ainetta romahtaa galakseiksi. Populaation II tähdet muodostuvat tämän prosessin alkuvaiheessa ja populaation I tähdet myöhemmin.
Ryhmien, joukkojen ja superjoukkojen muodostuminen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Katso myös: Kaikkeuden suuren mittakaavan rakenne
Gravitaatio vetää galakseja kohti toisiaan ja muodostuu galaksiryhmiä, -joukkoja ja superjoukkoja.
Aurinkokunnan muodostuminen, 8 miljardia vuotta
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Katso myös: Aurinkokunta
Aurinkokunnan kokoluokan kohteita syntyy aiempien tähtien jäänteistä.
Nykyhetki, 13,82 miljardia vuotta
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Paras arvio kaikkeuden iäksi eli ajaksi, joka on kulunut varsinaisesta alkuräjähdyksestä, on 13,82 miljardia vuotta. Koska kaikkeuden laajeneminen vaikuttaa kiihtyvän, superklusterit jäänevät suurimmiksi koskaan muodostuneiksi rakenteiksi.
Kaikkeuden lopullinen kohtalo
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Kaikkeuden lopullinen kohtalo
Kaikkeuden lopullisesta kohtalosta on esitetty lukuisia valistuneita veikkauksia, mutta tarvitaan runsaasti fysiikan perustutkimusta ennen kuin voidaan tehdä minkäänlaisella varmuudella pitkän aikavälin ennusteita.
Lämpökuolema, 10150 vuotta
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Lämpökuolema
Tätä skenaariota pidetään yleisesti todennäköisimpänä, sillä tämä tapahtuu mikäli kaikkeus jatkaa laajenemistaan kuten tähänkin saakka. Aikaskaalalla triljoona vuotta tähdet ovat palaneet loppuun ja kaikkeus pimenee. Kaikkeus lähenee korkean entropian tilaa. Vielä pidemmän ajan kuluessa galaksit romahtavat mustiin aukkoihin, jotka sitten tuhoutuvat Hawkingin säteilyllä. Joidenkin teorioiden mukaan protonit hajoavat elektroneiksi ja positroneiksi, jotka sitten annihiloituvat fotoneiksi. Näin lähestulkoon kaikki on muuttunut lämpösäteilyksi, joka hiljalleen punasiirtyy ja jäähtyy.
Loppurysäys, 100 miljardista vuodesta eteenpäin
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Loppurysäys
Mikäli pimeän energian energiatiheys on negatiivinen tai kaikkeuden muoto on suljettu, niin on mahdollista, että laajeneminen lakkaa ja kääntyy kutistumiseksi, joka johtaisi loppurysäykseen.
Loppurepeämä
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Loppurepeämä
Tämä skenaario on mahdollinen, mikäli pimeän energian energiatiheys kasvaa rajatta ajan myötä. Tällaista pimeää energiaa kutsutaan haamuenergiaksi, ja se saattaisi olla lähinnä virtuaalihiukkasten energiaa. Tässä tapauksessa laajenemisnopeus kasvaisi rajatta. Gravitaation sitomat systeemit kuten galaksijoukot, galaksit ja Aurinkokunta repeäisivät kappaleiksi. Lopulta myös muiden vuorovaikutusten koossa pitämät rakenteet hajoaisivat.
Tyhjiömetastabiilisuustapahtuma
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Pääartikkeli: Virheellinen tyhjiö
Mikäli maailmankaikkeus on hyvin pitkäikäinen virheellinen tyhjiö, on mahdollista, että kaikkeus tunneloituu matalampaan energiatasoon, jolloin kaikki rakenteet tuhoutuisivat välittömästi ja varoittamatta.
Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ Planck reveals an almost perfect Universe 21.3.2013. Euroopan avaruusjärjestö. Viitattu 22.3.2013. (englanniksi)
Aiheesta muualla
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- PBS Online (2000). From the Big Bang to the End of the Universe – The Mysteries of Deep Space Timeline. Retrieved March 24, 2005. (englanniksi)
- Schulman, Eric (1997). The History of the Universe in 200 Words or Less (Arkistoitu – Internet Archive). Retrieved March 24, 2005. (englanniksi) / Maailmankaikkeuden historia korkeintaan 200 sanalla (Arkistoitu – Internet Archive)
- Fermilab graphics (Arkistoitu – Internet Archive) (see "Energy time line from the Big Bang to the present" and "History of the Universe Poster") (englanniksi)