Tumeenergia on salapärane aine, mis moodustab arvatavasti 75% meie universumist. Tumeenergia mõiste võeti kasutusele 1998. aastal, et seletada universumi paisumise kiirenemist. Tumeenergia avaldab negatiivset rõhku ning loob veidra, tõukuva gravitatsioonitüübi.
Andmed viitavad sellele, et tumeenergia on kooskõlas (vigade piires) erijuhulise kosmoloogilise konstandiga, mille Einstein 1917. aastal kasutusse võttis (kuigi teistel põhjustel) ning hiljem hülgas. Lambdat (Ʌ) võib tõlgendada vaakumi energiana, mille olemasolu kvantmehaanikas ennustatud on, kuid tema väärtus on oodatust palju väiksem.
20. sajandi jooksul võeti Ʌ erinevate vaatlustulemuste seletamiseks mitmeid kordi uuesti kasutusele, kuid paljude füüsikute jaoks jäi see siiski vaid üldrelatiivsusteooria kohmakaks ad hoc lisandiks.
10 aastat tagasi toimunud tumeenergia kiire omaksvõtt sai teoks suuresti tänu 1980ndatel ja 90ndate alguses asja uurinud teadlastele, kes jõudsid järeldusele, et eelarvamustele vaatamata on Ʌ olemasolu siiski ainus, mis suudab nende vaatlusandmeid seletada.
Tänaseni ei osata tumeenergia ja tumeaine olemasolule rahuldavat seletust anda. Sama üllatavast suunast võib tulla ka järgmine paradigmanihe – ainus, mis me teha saame, on proovida sellistesse arengutesse eelarvamusteta suhtuda.
Vaieldamatult üks suurimaid mõistatusi, millega inimkond tänapäeval silmitsi seisab, on väljavaade, et 75% meie universumist moodustab mõistatuslik “tumeenergia,” millest meil peaaegu mitte mingeid teadmisi ei ole. Ülejäänud 21% universumist moodustab nähtamatu “tumeaine,” mille olemusest saab aimu vaid gravitatsioonilise vastastikmõju tõttu.
Tavaline aine, mida me igapäevaselt näeme ja millega kokku puutume ning millest on tehtud muuhulgas Maa, planeedid ning tähed, moodustab tervest universumist vaid tühised 4%. Need leiud nõuavad meie maailmapildis muutust, mis on suurim alates Koperniku revolutsioonilisest avastusest, et Maa liigub tegelikult hoopis ümber Päikese.
Pelgalt 25 aastat tagasi uskus enamik teadlasi, et universumit saab kirjeldada lihtsa ja elegantse Albert Einsteini ning Willem de Sitteri poolt 1932. aastal loodud mudeliga, milles gravitatsioon aeglustab järk-järguliselt universumi paisumist. Ent 1980-ndate aastate keskel viidi läbi rida märkimisväärseid vaatlusi, mille tulemused ei sobitunud mitte kuidagi standardmudelisse. See viis mõned inimesed mõttele, et Einsteini üldrelatiivsusteooria vana ning hüljatud elemendi – kosmoloogilise konstandi ehk lambda – peaks vaatlusandmete selgitamiseks taas kasutusse võtma.
Einstein kasutas konstanti üldrelatiivsusteoorias esimest korda 1917. aastal, et tasakaalustada gravitatsiooni tõmbejõudu. Nimelt uskus ta, et universum on igikestev ning statsionaarne. Ta arvas, et kosmoloogiline konstant on ruumiomadus, kuid seda saab tõlgendada ka energiana, mis täidab ühtlaselt kogu ruumi. Kui lambda on nullist suurem, avaldab energia negatiivset rõhku ning loob veidra, tõukuva gravitatsioonitüübi. Ent Einstein vabanes oma eksiarvamusest ning hülgas lambda 1931. aastal, kui Edwin Hubble ning Milton Humason tõestasid, et universum paisub. (Huvitav on teada, et Isaac Newton kaalus lambda-sarnase lineaarse jõu olemasolu oma 1687 ilmunud Principias, kus see “seletas kahte peamist tõmbumise juhtu.”)
Mil iganes vajas seletamist mõni uus probleem, toodi lambda siiski aeg-ajalt kosmoloogiasse tagasi. Uute vaatlusandmete ilmnemisel loobuti temast aga taas, kuna mitmete teadlaste jaoks oli lambda üleliigne ning liiga ebaloomulik.
Siiski, 1968. aastal veenis Moskva ülikooli professor Jakov Zeldovitš füüsikute kogukonda, et lambda ning tühja ruumi “energia tiheduse” vahel on seos. Viimane on vaadeldav, kui virtuaalosakesed vaakumis tekivad ning kaovad, kõikudes olemise ning tühjuse piirimail. Probleem seisnes selles, et mitmed teineteisest sõltumatud nähtused suurendasid vaakumi energiat, mis tähendas, et kui lambda eksisteeriks, oleks see 120 suurusjärku suurem kui vaatlusandmete põhjal võiks väita. Arvati, et on olemas mingisugune fenomen, mille tulemusena on lambda väärtus täpselt null.
1998. aastal, pärast aastaid hoolikaid vaatlusi ning ka ebakindlust, tegid kaks võistlevat supernoovade uurijate gruppi – Brian Schmidti juhitud High-Z Supernovae Search Team ning Saul Perlmutteri juhitud Supernova Cosmology Project (SCP) – hämmastava avastuse. Nimelt on universumi paisumine kiirenev.
Nähtust seletab kosmoloogiline konstant, mille väärtus oli siiski Einsteini omast erinev, ja uus universumi mudel võeti füüsikute kogukonna poolt peaaegu koheselt omaks. Uus konstant ristiti “tumeenergiaks.” Kaheldamatult mängisid mainitud supernoova vaatlused inimeste vaatenurga muutumises kriitilist rolli, ent tumeenergia olemasolu kiire tunnustamise põhjus peitub sellele eelnenud aastakümnetes.
Inflatsioon ning külm tumeaine
Loo alguseks võiks pidada 1980. aastat, kui Alan Guth, tollane järeldoktor Stanfordi Lineaarkiirendikeskuses Californias, tegi julge ettepaneku, mis oleks potentsiaalselt lahendanud mõned Suure Paugu teooriaga seonduvad probleemid.
Ta avastas mehhanismi, mille tagajärjel laieneks universum kuni 10-35 s pärast Suurt Pauku tunduvalt kiiremini, kui ta on seda teinud sellele järgnenud 13,7 miljardil aastal. Sellise “inflatsiooni” rakendamine oli võrratult oluline Suure Paugu teooria päästmiseks.
Sammuke edasi
Tšiilis asuv 4-meetrine Blanco teleskoop teeb praegu läbi uuenduskuuri. Aastal 2011 alustatakse selle abil viie aasta pikkust tumeenergia uuringut, mille käigus loodetakse kaardistada umbes 300 miljonit galaktikat. See on vaid üks mitmetest projektidest, mille kaudu loodetakse tumeenergiat paremini tundma õppida.
Einsteini üldrelatiivsusteooria, mis on seni pidanud vastu igale falsifikatsioonikatsele, väidab, et ruumikõveruse määrab ruumiosas paikneva aine- ja energiahulk ning et ainult teatud aine/energia tiheduse puhul on ruum eukleidilise geomeetriaga ehk nõnda öeldult “tasane”.
Inflatsioonilises kosmoloogias venitatakse ruumi nii palju suuremaks, et isegi kui vaadeldava universumi geomeetria ei olnud põrmugi tasase ruumiga, muutus ta tasaseks inflatsiooni käigus: galaktikad eemalduvad. Galaktikad eemalduvad üksteisest nii nagu laigud täispuhutaval õhupallil. 1980. aastate keskpaigaks oli Guthi mudel muudetud kujul füüsikute kogukonnas täielikult omaks võetud.
Ent teoorial olid ka omad probleemid. Kui selle kohaselt peaks universum olema tasane ning seega omama täpselt kriitilist tihedust, siis universumi tegelik tihedus, mida saab arvutada ruumiosas paiknevate tähtede heleduse ning sellest tulenevate masside põhjal, moodustaks vaid 1% tasasuseks vajalikust tihedusest. Teisisõnu öeldes, vaadeldud tavalise barüonaine (prootonite ning neutronite) massitihedus oli liiga väike.
Lisaks on barüonaine hulk universumis üldiselt piiratud tuumasünteesi teooriaga, mis kirjeldab, kuidas kerged tuumad (vesinik, heelium, deuteerium ja liitium) varases universumis moodustusid. Nimelt on kergete tuumade teooria vaatlustel saadud andmetega kooskõlas vaid juhul, kui barüonaine tihedus moodustab kriitilisest massitihedusest vaid 3-5% (täpne väärtus sõltub aga muidugi universumi paisumise kiirusest.)
Puudujäägi kompenseerimiseks järeldasid kosmoloogid, et universumis peab leiduma suures koguses nähtamatut, mittebarüonilist ainet. Tõestusmaterjali sellise tumeaine leidumisest oli hakanud kogunema juba 1932. aastast saadik, mil Jan Oort taipas, et Linnutee galaktika tähed liiguvad galaktikasiseselt liiga kiiresti, et pelgalt nähtava aine gravitatsioonilise tõmbejõu najal statsionaarsel orbiidil püsida(Umbes samal ajal leidis Fritz Zwicky ka tõendeid eksootilise varjatud aine leidumisest kaugetes galaktikaparvedes.).
Idee tumeaine leidumisest oli siiski vastuoluline ning debatid selle olemuse üle kestsid järgmised 50 aastat. Eriti suured vastuolud tekkisid teaduskogukonnas sellest, kui kiiresti tumeaine osakesed liiguvad ning kuidas see mõjutaks suureskaalaliste struktuuride nagu galaktikate ning galaktikaparvede kujunemist.
1984. aasta märtsis avaldasid George Blumenthal, Sandra Faber, Joel Primack ning Martin Rees ajakirjas Nature uurimuse, milles pidasid reaalsusele vastavate universumistruktuuride moodustumist enim tõenäoseks, kui tumeaine osakeste kiirus on tühine, st. nad on “külmad”.
Nad leidsid, et universumi mudel, kus oli külma varjatud ainet (CDM) 10 korda rohkem kui barüonainet, ennustas meile teadaolevaid galaktikate ja galaktikaparvede omadusi kõige täpsemini. Ainus probleem “CDM (Cold Dark Matter, J.J.O.) mudeliga” oli see, et kogu ainetihedus moodustas siiski pelgalt 20% vajalikust kriitilisest tihedusest. Arvestades inflatsiooni poolt seatud kitsendusi lootis enamik teadlasi, et “puuduv massitihedus” leitakse, kui teadmised tumeaine omadustest kasvavad.
Standardmudeli probleemid
Universumi geomeetria. Lamedas, eukleidilises ruumis, liigub valgus alati sirgjooneliselt, kuid gravitatsioonivälja olemasolu korral on ruum kõver. See paneb massiivsete kehade, nagu näiteks Päikese, juurest mööduvad valguskiired painduma.
Kui universumi aine/energia tihedus on kriitilisest väärtusest suurem, on ruum positiivse kõverusega (nagu sfääri pinna 3D versioon) ning valguskiired koonduvad (keskel). Kui universumis on aga kriitilisest väärtusest vähem ainet ja energiat, on ruumikõverus negatiivne (nagu sadul) ning valguskiired lahknevad (paremal).
Sellel hetkel oli standardseks kosmoloogiliseks mudeliks tasane universum, mille kriitilise tiheduse moodustas väike hulk barüonilist ainet ning suur hulk külma tumeainet. Kui mitte arvestada asjaolu, et enamik ainet selles mudelis oli iseäralike omadustega, oli see endiselt Einsteini-De Sitteri mudel ning usk selle õigsusesse seetõttu väga suur.
Kahjuks andis aga inflatsiooni teooriaga kombineeritud CDM-mudel imeliku järelduse. Nimelt ennustas see, et universum ei saa olla vanem kui 10 miljardit aastat, ent samas teati leiduvat tähti, mida peeti palju vanemaks.
Nendel põhjustel ning kuna vaatlusandmed soosisid aine väiksemat massitihedust, avaldasid USA kosmoloogid Michael Turner, Gary Steigman ja Lawrence Krauss 1984. aasta juunis Physical Review Letters artikli, mis käsitles kosmoloogilise konstandi võimalikkust.
Lambda põhjustaks kerget gravitatsioonilist tõukejõudu, mis tasakaalustaks gravitatsioonitõmbe ning takistaks nii universumi paisumise aeglustumist. Sellest järeldus, kinnitamaks inimeste tolleaegset arusaama, et universum on tunduvalt vanem ning selle tõttu ei tekiks ka vastuolu vanimate tähtedega.
Kuigi Turner, Steigman ja Krauss mõistsid, et lambda võiks lahendada mõned teooriaga seonduvad probleemid, olid nad konstandi kirevat minevikku arvestades siiski selle teooriasse kaasamise suhtes ebakindlad. Seetõttu pööras kolmik rohkem tähelepanu võimalusele, et tasase universumi jaoks tarviliku täiendava massitiheduse annavad relativistlikud osakesed, mis tekkisid kosmoloogilises mõistes alles hiljuti – varase universumi ajast pärit massiivsete osakeste lagunemisel.
Üks teadlastest, kes pooldas kosmoloogilise konstandi taaskasutuselevõttu oli James Peebles Princetoni ülikoolist, kes uuris sel ajal, kuidas väikesed kõikumised massitiheduses võivad gravitatsiooni tõmbejõu kasvada ning lõpuks galaktikaid moodustada.
Oma The Astrophysical Journal’is 1984. aasta septembris avaldatud artiklis tuletas ta tema käsutuses olevate andmete põhjal, et keskmine massitihedus universumis moodustab umbes 20% kriitilisest massist. Ent ta ei piirdunud artiklis ainult sellega, vaid väitis, et oleks mõistlik võtta kasutusele nullist erinev kosmoloogiline konstant, mis vastaks inflatsiooni seatud kitsendustele. Kuigi Peebles oli idee suhtes üpris ettevaatlik, aitas tema töö siiski lambda teoreetilise kontseptsiooni konkreetseks muuta ning luua seega tee tumeenergia tunnistamiseni.
Einsteini-De Sitteri mudel järgi koosneb universum vaid sellistest komponentidest – ainest ja radiatsioonist – mis põhjustavad tavapärast, külgetõmbejõudu tekitavat gravitatsiooni. Gravitatsioon aeglustab universumi paisumist ning universumi massitihedus ρm ja kiirgustihedus ρrad vähenevad Einsteini üldrelatiivsusteoorias antud kiirusega.
Selle mudeli järgi ei ole inimeste tekkimise ja arenemise perioodi juures midagi erilist. Kui aga nullist erinev kosmoloogiline konstant siiski eksisteerib, on selle väärtus alati sama. Seega tundub lausa uskumatu kokkusattumus, et me elame just sellel imelühikesel kosmoloogilisel ajahetkel, kus tumeenergia tihedus ρɅ ning massitihedus on pea sama suurused. Ʌ tõukejõudu tekitav gravitatsioonitüüp on hakanud domineerima alles hiljuti (kosmoloogilises mõistes) ning selle mõjul universumi paisumine kiireneb.
Oleks ahvatlev mõelda, et tee tumeenergia kontseptsiooni kasutuselevõtuni oli nüüd vaba. Astronoomid arvasid aga, et keskmine universumi massitihedus võib siiski olla võrdne kriitilise tihedusega, kui enamik tumedat ainet paikneb suurtes galaktikaparvede vahelistes tühimikes.
Kui Marc Davis, George Efstathiou, Carlos Frenk ja Simon White simuleerisid arvutiga CDM poolt domineeritud universumi evolutsiooni, leidsid nad tõepoolest, et tume ning tavaline aine paigutusid erinevalt, kusjuures CDM paiknes rohkem tühimikes. Kui galaktikad moodustuksid tõesti vaid seal, kus üldine keskmine massitihedus oli suur, oleks elegantne Einsteini-De Sitteri tasase universumi mudel kooskõlas kõigi vaatlusandmetega. Seega ei oleks vaja sisse tuua ka külma tumeenergia kontseptsiooni.
Nende jaoks, kes tumeenergia ideele vastu seisid, oli probleem aga selles, et reaalsuses ei paistnud galaktikaparvede vahelistes tühimikes ühtegi märki puuduva massi leidumisest. Kui Lev Kofman ja Aleksei Starobinski arvutasid kosmilises taustkiirguses (CMB-s) esinevate väikeste temperatuurikõikumiste suurust, leidsid nad, et lambda lisamine CDM mudelile ennustas fluktuatsioone, mis lubasid paremini seletada galaktikaparvede vaadeldavat jaotust.
Isegi kui lambdat poleks teooriasse kaasatud, näitasid 1980. aastate lõpus tehtud vaatlused, et suurel skaalal saab kosmoloogilisi struktuure paremini seletada väikese tihedusega universumiga ning see oli vastuolus inflatsiooniga.
Sellest hoolimata arvasid paljud, et arvestades andmete vähesust, läheb veel ühe parameetri nagu lambda kaasamine vastuollu Occami habemenoa printsiibiga. Asi ei olnud selles, et füüsikud oleksid standardmudelisse niivõrd kiindunud, vaid pigem selles, et nagu Einsteingi ei tahtnud nad teooriat liigselt keeruliseks teha. Tollel hetkel eelistati lambda lisamisele peaaegu et ükskõik mida. George Blumenthal ja Avishai Dekel väljendasid 1988 ajakirjas Astrophysical Journals oma seisukohta, et lambda lisamine looks teooria, millel on liialt palju peenhäälestust vajavaid parameetreid.
Selle asemel pakkusid nad välja väikese tihedusega, negatiivselt kõverdunud universumi, kus kosmoloogiline konstant on null. Kui CDMi ja barüonide mõju massitihedusele oleks võrdväärne, suudaks see seletada vaadeldud galaktikate omadusi isegi suurte struktuurideni. Siiski tunnistasid nad, et see mudel on vastuolus tuumasünteesi piirangutega, inflatsiooniga, mille tõttu on universum tasane ning CMB-s esinevate väikeste vaadeldavate fluktuatsioonidega. Ent nad uskusid, et nendele probleemidele leitakse lahendused. Teooria, kus lambda oleks olnud null, tundus esteetiliselt lihtsalt niivõrd palju nauditavam.
Üllatavad tulemused
Läbimurre saabus 1990. aastal, kui Steve Maddox, Will Sutherland, George Efstathiou ja Jon Loveday avaldasid tulemused galaktikate ruumilise jaotuse kohta, mis toetusid Austraalias asuva UK Schmidt Telescope Unit’i abil kogutud 185 fotoplaadi andmetele. Kõrge kvaliteediga plaatide koopiad skaneeriti automaatse plaatide mõõtmise (APM) masinaga, mis oli umbkaudu samal ajal välja töötatud Cambridge’i ülikoolis Edward Kibblewhite’i ning tema töörühma poolt. saadi neist kõrge kvaliteediga plaatidekoopiad. See märkimisväärne uuring – viimase 20 aasta suurim – kattis rohkem kui 4300 ruutkraadi lõunataevast ning hõlmas endas umbes kahte miljonit galaktikat, mis on meist väga kaugel nii ruumis kui ajas.
Hämmastaval kombel ei kattunud APM galaktikate uuringu tulemused standardse CDM-inflatsiooni mudeliga üldse. Kui vaadeldav nurk oli suurem kui 3 kraadi, näitasid vaatlusandmed kobaras paiknevaid galaktikaid, mida standardmudel lihtsalt ei suuda selliselt ette ennustada. 1990. aastal kirjutasid Efstathiou, Sutherland ja Maddox ajakirjale Nature kirja, milles väitsid et CDM ja barüonid moodustasid kokku vaid 20% kriitilisest tihedusest. Nad järeldasid, et ülejäänud 80% moodustab positiivne kosmoloogiline konstant, nende idee sai hiljem tuntuks kui lambda-CDM mudel.
Väikese tihedusega CDM-mudeli paikapidavusele viitasid lisaks APM galaktikate vaatlusele ka rohkem kui 2000 infrapunasatelliidi IRAS-i poolt avastatud galaktika punanihkevaatlused. Positiivse kosmoloogilise konstandi kasuks rääkis nüüd mitu argumenti – inflatsiooni poolt nõutud tasane universum, väikesed temperatuurikõikumised kosmilises taustkiirguses ning universumi vanus.
“Positiivne kosmoloogiline konstant lahendaks mitmed CDM-mudeliga seotud probleemid ning seega tuleks seda tõsiselt võtta,” kirjutasid Efstathiou, Sutherland ja Maddox. See oli suurim üleskutse ‘Einsteini’ lambda kosmoloogiasse tagasitoomiseks, mis eales tehtud. APM tulemusi väikese tihedusega universumi kohta kinnitas hiljem ka 2dF galaktikate punanihke ülevaade ning Sloani digitaalne taeva ülevaade.
Kosmoloogilise konstandi tagasitulek
Varsti hakkasid ka teised teadlased lambada-CDM mudelit tõsiselt võtma. Näiteks 1991. aastal uuris üks artikli autoreid (Ofer Lahav, J.J.O.) koos Per Lilje, Primacki ja Reesiga kosmoloogilise konstandi rakendamist universumi struktuuri arenemisele ning koos jõuti järeldusele, et see oli kooskõlas tollel ajal saadaval olevate andmetega.
Enamik uurimistööde teostajaid ei olnud aga nõus veel lambdat täielikult tunnistama. 1992. aastal tõid Sean Carroll, William Press ja Edwin Turner välja lambdaga seotud probleemid, mis tekivad, kui tõlgendada lambdat vaakumi energiatihedusena – massitiheduse ning tumeenergia suuruse kvantitatiivne kokkulangevus ning fakt, et kvantmehaanika ennustab palju suuremat energiatihedust, kui vaatlused kinnitavad. Nad toonitasid, et tasane universum ning lambada mudel nõudsid mittebarüonilise CDMi kaasamist, mis tähendas, et universumil oleks tervelt kaks kaheldava väärtusega komponenti.
1993. aastal ajakirjas Nature avaldatud Simon White‘i, Julio Navarro, August Evrardi ning Carlos Frenki artikkel käsitles galaktikaparvede barüonilist ainet. Nad uurisid Coma galaktikaparve, mis asub Linnuteest 100 megaparseki kaugusel ning hõlmab endas rohkem kui tuhandet galaktikat.
Satelliidi andmete põhjal eeldatakse, et tegemist on tüüpilise galaktikate arvu poolest rikka galaktikaparvega. Tema mass moodustub peamiselt kolmest komponendist: röntgenkiiri eritavast kuumast gaasist, helendavatest tähtedest ning tumeainest. White ning tema kolleegid taipasid, et sellise galaktikaparve barüonilise aine ja kogumassi suhte võiks väga vabalt üle kanda kogu universumile. Barüonide massiosa saab leida nukleosünteesi mudelist ning see võimaldas siis arvutada kogu universumi keskmise massitiheduse.
Toetudes kõige värskematele andmetele ning arvutisimulatsioonidele, järeldas töörühm, et barüoniline aine moodustas galaktikaparvedest suurema osa, kui nukleosünteesi piirang ning standardne CDM-inflatsioonimudel ennustasid. Lisabarüone oleks võinud täheparves selle kujunemise käigus juurde tekkida küll (näiteks selle jahtumisel), ent sellest ei piisanud andmete lahknevuse seletamiseks. Kõige tõenäolisemaid seletusi oli kaks – kas tavaline elementide kujunemise (nukleosünteesi) teooria oli väär või keskmine ainetihedusest oligi mittepiisav kriitilise tiheduse loomiseks. Taaskord osutus standardne CDM-mudel, kus massitihedus oli võrdne kriitilise tihedusega, ebaadekvaatseks. Ainus võimalus rahuldada inflatsioonikriteeriumit, et universum on tasane, oli lisada mudelile kosmoloogiline konstant.
Teoreetikute õnneks jätkasid astronoomid tänu varustuse ning tehnika paranemisele järjest täpsemate vaatluste tegemist. Esile tuleks tuua CMB fluktuatsioonide mõõtmisi, mis sooritati esmalt NASA kosmilise taustkiirguse uurija (COBE satelliidi) ning hiljem Wilkinsoni mikrolainete anistroopia uurimise satelliidi (WMAP) poolt. Need näitasid, et massitihedus oli kriitilisest tihedusest tunduvalt väiksem ning soosis taaskord tasase geomeetriaga universumi. See viitas omakorda sellele, et lisaks CDM-le peab eksisteerima veel mingisugune mass või energia, mis tagab kriitiliseks tiheduseks vajaliku väärtuse.
Kuigi leidus mitmeid väikeste variatsioonidega CDM-mudeleid, oli lambda-CDM ainus mudel, mis oli ühekorraga kooskõlas kõigi andmetega. Paistis, et aine vastutas umbes 30-40% kriitilise tiheduse ning lambda vaakumi energiana ülejäänud 60-70% eest. Jeremiah Ostriker ja Paul Steinhardt võtsid 1995. aastal ajakirjas Nature ilmunud mõjukas kirjas lühidalt kokku vaatluslikud piirangud. Põhilisteks argumentideks lambda kaasamise kasuks olid Hubble konstandi täpsustatud mõõtmine ning tulemused Hipparcose satelliidilt 1997. aastal, mis kinnitasid vanimate tähtede vanuseks olevat 10-13 miljardi aastat.
Enamik füüsikuid olid siiski vastu lambda kosmoloogiasse tagasitoomisele, kõik eeldused teadusrevolutsiooni toimumiseks olid aga olemas. Mõned teadlased pakkusid välja teisi puuduva komponendi olemuse võimalusi ning 1999 tutvustas Michael Turner “tumeenergia” kontseptsiooni, et kõik ideed ühendada. Kui High-Z ja SCP rühmade poolt kogutud supernoovade andmed näitasid, et universumi paisumine kiireneb, võeti tumeenergia idee kiiresti omaks ning seda suuresti tänu neile, kes juba 1980.-1990. aastatel lambda kasutuselevõttu pooldasid.
Uue paradigmamuutuse suunas?
Hiljutine ajalugu on meile näidanud, et vaatlusandmeid ei tohiks eirata, kui nende olemasolu on korduvalt kinnitust leidnud. Kui kaks halvasti arusaadavat kontseptsiooni – tumeenergia ja tumeaine – Einsteini teooriale lisada, rikub see selle elegantsuse ja lihtsuse, ent keegi polegi väitnud, et loodus peab lihtne olema.
Kuigi tõendeid tumeenergia leidumise kohta on kogunenud üha enam ja enam, ei ole paljud praeguse kosmoloogilise mudeliga rahul. See võib olla küll kooskõlas kõigi leiduvate andmetega, ent sellel puudub siiski fundamentaalfüüsika põhitõdedele toetuv seletus. Sellest tulenevalt on pakutud välja ka mitmeid alternatiivseid kontseptsioone ning on üpris tõenäoline, et see toob meie paradigmasse järgmisel aastakümnel järjekordse muutuse.
Kogu kosmoloogia fookus on tugevalt nihkunud ning lähiaastatel plaanitakse mitmeid vaatlusi, mille eesmärgiks on universumi paisumise kiirenemise põhjuse leidmine. Näiteks tumeenergia uuring (DES) ja Euroopa Kosmoseagnetuuri poolt planeeritav projekt EUCLID ning NASA poolt planeeritav ühendatud tumeenergia missioon (JDEM) mis kasutab nelja üksteist täiendavat tehnikat – galaktikaparvede paiknemist, barüonite akustilisi ostsillatsioone, nõrka gravitatsioonilist läätse ja tüüp 1a supernoovasid – et mõõta universumi geomeetriat ning häirituste kasvu selle tiheduses.
DES kasutab Tšiilis asuvat 4-meetrist teleskoopi, millel on lõunataeva vaatlusteks kasutada hiljuti moderniseeritud kaamera ning mis uurib 300 miljoni galaktika paiknemist rohkem kui 5000 ruutkraadi ulatuses kuni punanihkeni väärtusega 2. Uuring hõlmab endas rohkem kui 100 teadlast USA-st, Suurbritanniast, Brasiiliast ning Hispaaniast ja kestab viis aastat.
Tumeenergia mõistatus on tihedalt seotud mitmete teiste füüsika ja astronoomia müsteeriumitega ning seega on ükskõik millised uued vaatlusandmed huvitavad. Kui uuringutulemused näitavad, et tumeenergia ei ole enam vajalik, oleks see läbimurre, kuid kui andmed annavad aluse tumeenergia tõlgendamiseks mõnel uuel viisil, oleks see samuti revolutsiooniline. Kõige tähtsam on aga siiski see, et astrofüüsika keskenduks võimalikult paljudele eri võimalustele, et mitte takistada teadlaste loovat uurimistööd ning uute ideede ilmnemist. Järgmine paradigmanihe meie arusaamises võib tulla suunast, mida me oodatagi ei oska.
Tulevased paradigmanihked?
Kosmoloogid ei tea siiani, mida tumeenergia endast täpselt kujutab – võib-olla polegi see universumi põhiline koostisosa. Siin on toodud mõned võimalikud paradigmanihked, millega meil tulevikus pistmist võib tulla.
Koperniku printsiibi rikkumine
Praegu eeldame, et Linnutee asukoht universumis ei ole millegi poolest eriline. Kui tuleks aga välja, et me elame suure, vähetiheda tühiku keskmes, seletaks see ka juhul, kui tumeenergiat ei eksisteeriks, miks 1a tüüpi supernoovad (kaalukaimad tõendid universumi paisumise kiirenemisest) meile tuhmid näivad. Uskuda, et meie galaktika asukoht on millegi poolest eriline, läheks aga vastuollu kosmoloogia põhieeldusega.
Kas tumeenergia on sama mis vaakumi energia?
Kuigi matemaatiliselt on Ʌ vaakumi energiaga võrdne, on selle ennustatav väärtus siiski paljude suurusjärkude võrra suurem kui vaatluste põhjal võiks arvata. Seni pole sellele probleemile veel üldtunnustatud lahendust leitud, kuid välja on tuldud mitmete huvitavate ideedega, mille hulka kuulub ka näiteks ajas muutuv tumeenergia. Ükski neist ei aita aga siiski lahendada “kokkusattumuse” probleemi ning seletada, miks meie praegune ajahetk ikkagi nii eriline on.
Meie vaated gravitatsioonile muutuvad
Võib juhtuda, et täiuslikuma gravitatsiooniteooria leidmiseks peame me üldrelatiivsusteooriast kaugemale vaatama. Huvitavad uued arengud “braani” teoorias viitavad lisadimensioonide põhjustatud mõjutustele, kuid ilmselt ei lahendata tumeenergia ja kosmilise kiirenduse saladusi enne, kui gravitatsioon suudetakse edukalt kvantväljateooriasse lülitada.
Multiversum
Ʌ võib universumi struktuurile olulist mõju avaldada. Kui Ʌ oleks liiga suur ja positiivne, oleks see takistanud gravitatsioonil suuri galaktikaid moodustada ning praeguse elu sarnast nähtust poleks iial tekkinudki. Steven Weinberg ning tema kolleegid kasutasid seda seletuskäiku kosmoloogilise konstandi puudujääkide selgitamiseks ning prognoosisid Ʌ väärtuseks suuruse, mis on üsna lähedal nüüdseks tehtud vaatluste tulemustele.
Kuid nad kasutasid tõenäosusteooriat saamaks järeldusi, mille kohaselt oleks pidanud eksisteerima lõpmatu arv universumeid, kus Ʌ-l on kõikvõimalikud väärtused. Paljud teadlased ei usalda selliseid antroopseidideid, kuna nende põhjal tehtud oletusi ei ole võimalik ümber lükata ning nad paistavad eeldavat mingi füüsikaseadustega kooseksisteeriva eluprintsiibi või eesmärgi olemasolu.
Sellest hoolimata ennustab aga stringiteooria suure hulga erinevate füüsikaliste parameetritega vaakumite olemasolu ning mingil määral õigustab see antroopsete arutluste kasutamist uute füüsikaliste teooriate lähtepunktina.
Autorid: Lucy Garden, Ofer Lahav, PhysicsWorld, jaanuar 2010
Allikas: http://www.fyysika.ee
