# Universum

|  |  |
| --- | --- |
|  |  *See artikkel räägib kosmoloogilisest universumimõistest; universumimõiste kohta matemaatikas ja loogikas vaata artiklit Universum (matemaatika); ajakirja kohta vaata artiklit Universum (ajakiri).* |

---

Hubble'i teleskoobi ülisüvavaate (HUDF) foto kaugetest galaktikatest. Väikesed punased galaktikad, umbes 100, on kõige kaugemate optilise teleskoobiga pildistatud galaktikate seas. Diagonaal on umbes 1/10 Kuu nähtavast läbimõõdust
Linnutee galaktika
**Universum** ehk **maailmakõiksus** hõlmab kogu aegruumi ja kõik, mis selles leidub. Universumis on muu hulgas planeedid, tähed, galaktikad, galaktikatevaheline ruum, tühimikud, elementaarosakesed, aine ja energia. See hõlmab kõik, mis on füüsiliselt olemas: kõik aine ja energia vormid ning struktuurid, mille need moodustavad, alates subatomaarsetest osakestest kuni tervete kosmiliste filamentideni. Kosmoloogilised mudelid eeldavad füüsikaseaduste ruumis ja ajas universaalset kehtivust. Seda eeldust toetavad vaatlusandmed vaadeldava universumi ulatuses.

Vaadeldava universumi läbimõõduks on hinnatud 28 miljardit parsekit (umbes 93 miljardit valgusaastat). Võrdluseks võib tuua meie kohaliku galaktika, Linnutee galaktika, mille läbimõõt on 30 000 parsekit ehk umbes 100 000 valgusaastat ja Päikesesüsteemi kuuluva Pluuto orbiidi läbimõõt on umbes üks tuhandik valgusaastat. Kogu universumi suurus ei ole teada ja see võib olla lõpmatu.

Alates 20. sajandi algusest on kosmoloogia kindlaks teinud, et aeg ja ruum tekkisid koos Suure Paugu ajal 13,787±0,020 miljardit aastat tagasi ja et universum on sellest ajast alates paisunud. Suurele Paugule võis vahetult järgneda väga kiire paisumise faas ehk inflatsioon, mis kestis äärmiselt lühikest aega (suurusjärgus 10−32 sekundit).

Universum on kosmoloogia uurimisobjekt. Kosmoloogid uurivad universumi ehitust ja arengut selle tekkest alates kuni tänapäevani ja püüavad ennustada universumi tulevikku. Tänapäeva kosmoloogia tugineb simulatsioonidele ja arvutimudelitele, mis töötavad üldrelatiivsusteooria võrrandite järgi, kuid universumi täielikuks kirjeldamiseks on tarvis üldrelatiivsusteooria kvantfüüsikaga ühendada. Seda pole suudetud teha, mistõttu tuleb praegusi tulemusi võtta esialgsete lähenditena. Tänapäeval on suur osa kosmoloogidest ühel meelel, et kõige paremini kirjeldab meie universumit Suure Paugu mudel (täpsemalt ΛCDM), mille järgi on universumil selgelt määratletav algus, millele järgnes väga kiire paisumine ehk inflatsioon. Selle mudeli ja praegu teadaolevate kosmoloogiliste parameetrite järgi on universumi vanus 13,799 ± 0,021 miljardit aastat.

Vaatluste põhjal saab öelda, et kaks ruumipunkti, mis asuvad eri kohtades, kaugenevad üksteisest ehk tegemist on paisuva universumiga. Nendes vaatlustes etendab tähtsat osa punanihe ja Doppleri efekt. See on kooskõlas üldrelatiivsusteooriaga, mille kohaselt ei saa Universum olla staatiline – see peab kas paisuma või kokku tõmbuma.

Uurides gravitatsiooni mõju ainele ja valgusele, on avastatud, et universumis on palju rohkem ainet, kui saab seletada nähtavate objektidega – tähtede, galaktikate, udukogude ja tähtedevahelise gaasiga. Seda nähtamatut ainet nimetatakse tumeaineks. Kuigi vaatlusandmete ja teooria vahel on lahkhelisid, on nende põhjal esitatud hüpoteesid tumeaine ja tumeenergia kohta. Esimene neist on aine liik, mida otseselt vaadelda ei saa, kuid mille mõju on kaudselt tuvastatav. Näiteks on tumeaine ehk varjatud aine mõju selgelt näha galaktikate pöörlemiskõverates.

Üldtunnustatud kosmoloogilise mudeli ΛCDM järgi moodustab tumeaine umbes 25,8%±1,1% universumi massist ja energiast ning umbes 69,2%±1,2% moodustab tumeenergia, saladuslik energialiik, mis põhjustab universumi paisumise kiirenemist. Tavaaine (barüonaine) aine moodustab seega universumi massist ja energiast ainult 4,84%±0,1%. Tähed, planeedid ja nähtavad gaasipilved moodustavad sellest tavaainest vaid umbes 6%.

Mõned varajased universumi mudelid (vt kosmoloogiateooriate kronoloogia) olid geotsentrilised: need paigutasid universumi keskmesse Maa. Euroopa teaduse revolutsiooni ajal hakkas levima heliotsentriline maailmasüsteem, mis sai aja jooksul vaatlusliku kinnituse. Hilisem astronoomia areng on näidanud, et Päike on vaid üks umbes 100–400 miljardist tähest Linnutee galaktikas, mis omakorda on üks hinnanguliselt sadadest miljarditest kuni umbes 2 triljonist galaktikast vaadeldavas universumis. Kõige suuremas mastaabis (vt Universumi suuremastaabiline struktuur) on galaktikad jaotunud umbes ühtlase tihedusega ning jaotus ei sõltu suunast (universum on homogeenne ja isotroopne). Väiksematel skaaladel on galaktikad koondunud galaktikaparvedeks ja galaktikate superparvedeks, mis moodustavad tohutuid filamente ja tühimikke, moodustades vahutaolise struktuuri.
 20. sajandi alguse avastused, sealhulgas üldrelatiivsusteooria, on viinud tänapäevase arusaamani paisuvast, isotroopsest ja homogeensest universumist. On kogunenud tõendid, mis toetavad Suure Paugu teooriat: algne kuum tulekera jahtus ning muutus universumi paisudes hõredamaks, nii et said moodustuda esimesed lihtsad aatomid. Hiiglaslikud vesiniku ja heeliumi pilved tõmbusid järk-järgult kokku kohtadesse, kus aine oli tihedam, moodustades esimesed galaktikad, tähed ja lõpuks kogu muu universumi aine.

On palju võistlevaid hüpoteese universumi lõpliku saatuse kohta ja selle kohta, mis Suurele Paugule eelnes.

## Kosmoloogilised paradoksid

### Pimeda öötaeva paradoks

Illustratsioon pimeda öötaeva paradoksist
Fotomeetriast on teada, et valgusallika pindheledus ei sõltu valgusallika kaugusest, sest liigutades valgusallikat kaugemale, väheneb selle koguheledus liigutatud kauguse ruudu võrra, aga samuti väheneb ka selle valgusallika pindala kauguse ruudu võrra ehk pindheledus jääb konstantseks. Sama kehtib ka tähtede puhul, sest ei tehtud mingeid eeldusi valgusallika kohta. Suurendades raadiust, väheneb tähtede näiv heledus võrdeliselt raadiuse ruuduga, aga tähtede arv selles ruumalas suureneb võrdeliselt raadiuse kuubiga ehk näiv koguheledus suureneb võrdeliselt raadiusega. Näiteks kui raadiust suurendada kaks korda, siis suureneb tähtede näiv koguheledus kaks korda. Kui raadiust lõpmatuseni niimoodi kahekordistada, siis peaks tähed katma kogu taevalaotuse, kuid ometigi see nii ei ole. Kunagine Tartu Tähetorni direktor Johann Heinrich von Mädler pakkus välja, et see valgus neeldub tähtedevahelises keskkonnas, kuid mõistes, et see, mis neelab valgust, kuumeneb ja hakkab ka ise kiirgama, võttis ta omaks tänapäevasema vaate, et "Valguse kiirus on lõplik; lõplik on ka aeg, mis on möödunud loomisest meie päevini ja järelikult me näeme üksnes objekte, mille kaugus on selline, et valgus on jõudnud meieni selle lõpliku aja jooksul."

### Universumi soojussurm

Selleks, et universumis midagi huvipakkuvat toimuks, on vaja temperatuuride vahet. Näiteks elu Maa peal on võimalik tänu sellele, et meil on kuum Päike, külm maailmaruum ja töötav keha Maa. Kui temperatuur muutuks igal pool ühtlaseks, saabuks universumi soojussurm. Termodünaamika järgi läheb energia alati soojemalt kehalt külmemale ehk soojemad kehad jahtuvad ja külmemad soojenevad, kuni tekib tasakaal. Igaviku jooksul ühtlustuvad kõik temperatuurid. See tähendab, et igavese universumi korral peaks soojussurm olema juba saabunud, aga nii see ei ole. Kui eeldada, et universum paisub, siis see paradoks kaob, sest pidev paisumine jahutab ja tasakaalu ei teki.

### Gravitatsiooniline paradoks

Kui vaadelda objekti, mis asub väljaspool homogeenset sfääri, siis gravitatsioonilise vastastikmõju leidmisel võib kera asendada punktmassiga, mis asub sfääri keskpunktis ja mille mass on võrdne kera massiga. Vaadeldes objekti, mis asub homogeense sfääri sees, nähtub, et seinte gravitatsioonijõud tasakaalustavad üksteist ja summaarne mõju on null igas sfääri sisepunktis.

Kui suurtel skaaladel (vähemalt 300 Mpc, kosmoloogiline printsiip) jagada universum mõtteliselt sellisteks sfäärideks, mille ühine keskpunkt oleks Maa, siis ei mõjutaks Maad ükski sfäär. Kui aga sarnase universumi jaotuse järgi jääks planeet Maa ühest sellisest mõttelisest sfäärist välja ja teiste sisse, siis see üks mõjutaks Maad gravitatsiooniliselt ja teised mitte. Niimoodi on võimalik ette kujutada kõikvõimalikke konfiguratsioone ja seega ei ole võimalik määrata gravitatsioonijõu suurust ega suunda, millega universum meid mõjutab. Paradoksi aitab lahendada üldrelatiivsusteooria, mille võrrandid annavad ühese lahenduse selle kohta, millised jõud objektide vahel mõjuvad ja seega määramatust ei teki. Põhimõtteliselt on need võimalik välja arvutada, aga praktiliselt ei ole see teostatav.

### Uuemad paradoksid

Relatiivsusteooria lahendas ära kolm põhilist paradoksi, kuid tekitas juurde ka uusi. Näiteks alghetke paradoks (Mis on alghetk?), laenguparadoks (Miks ei ole aine ja antiaine kogused universumis võrreldavad? Miks ei ole sümmeetriat?) ja horisondi paradoks (kauged universumi piirkonnad näevad välja nii, nagu oleks nende vahel mingil ajahetkel olnud vastastikmõju, aga valguse kiirus ja maailma vanus seda ei luba). Uuemates universumite mudelites on ka need probleemid lahendatud.

## Universumi tulevik

Universumi tuleviku uurimine on võimalik kosmoloogia võrrandite kaudu, mille erinevad lahendid annavad erinevad võimalikud tulevikud. Võrrandite lahendid sõltuvad "algtingimustest", milleks on näiteks aine keskmine tihedus universumis, universumi paisumiskiirus ning massi-energia füüsikalised omadused. Need teadmised tulevad peamiselt vaatlusandmetest. Keerukamate järelduste tegemisel kombineerib füüsikaline kosmoloogia üldrelatiivsusteooriat kvantväljateooria, tuuma- ja aatomifüüsika, vedelike mehaanika ja astrofüüsikaga.

1931. aastal ilmusid Edwin Hubble’i vaatlusandmed, et galaktikad kaugenevad üksteisest. Nendest tulenevalt tekkis "Suure Paugu" teooria, mille kohaselt universum sai alguse 13,8 miljardit aastat tagasi ning paisub tänaseni.
Kosmoloogia võrrandite ennustatud kosmiline mikrolaine-taustkiirgus sai kinnituse 1964. aastal.

Praegu on teadlaste seas levinuim arvamus, et universum paisub veel umbes 33 miljardit aastat, misjärel hakkab kokku tõmbuma.

Tumeaine ja tumeenergia, selle kogus ja tihedus, võib mõjutada suuresti meie tulemusi universumi tuleviku kohta, näiteks võimaldab lõpmatult paisuvat universumit mudelites, mis algselt seda ei järelda.

### Teaduslik alus

#### Kosmoloogiline konstant

Einsteini üldrelatiivsusteooria võrrandite lahendid võimaldasid hetkel paisuvat universumit ja tulevikus kokku tõmbuvat universumit. Avalikustamise ajal oli veel üldarvamus, et universum on staatiline. Einstein lisas võrranditesse kosmoloogilise konstandi – energiatiheduse, mida ei mõjutaks paisumine ega kokku tõmbumine, mis tasakaalustaks gravitatsiooni mõju universumile. Hiljem, kui selgus, et universum paisub, nimetas Einstein kosmoloogilise konstandi veaks.

Nüüdseks on teada, et 68% mass-energia tihedusest universumis on tumeenergia.
See käitub osaliselt sarnaselt antigravitatsiooniga, mistõttu võib kosmoloogilist konstanti nimetada tumeenergia lihtsaimaks vormiks.

#### Universumi kuju roll

Universumi tulevik sõltuvalt aine tihedusest ΩM ja tumeenergia tihedusest ΩΛ
Universumi kuju on seotud tihedusparameetriga Ω, mis on defineeritud kui aine keskmine tihedus universumis jagatuna selle tiheduse kriitilise väärtusega. Kui varem oli universumi kuju suure otsustava väärtusega universumi tulevikus, siis nüüd omab rolli ka tumeenergia kogus ning tumeenergia tiheduse käitumine paisuvas universumis.

##### Kinnine universum

Tihedusparameetrile Ω > 1 vastab positiivse kõverusega universum, sarnaselt sfääri pinnaga. Selline mudel kujutab tulevikku, kus gravitatsioon peatab universumi paisumise kuni see hakkab tagasi kokku tõmbuma. Tumeenergia olemasolu võimaldab aga lõpmatult paisuvat universumit isegi kinnise universumi puhul.

##### Avatud universum

Tihedusparameetrile Ω<1 vastab negatiivse kõverusega universum, sarnaselt sadulaga. Selline mudel kujutab lõpmatult paisuvat universumit. Tumeenergia põhjustab kiirendusega paisumist.

##### Lapik universum

Tihedusparameetrile Ω=1 vastab eukleidiline geomeetria. Selline mudel kirjeldab aeglustuvalt paisuvat universumi, kus paisumine lõpuks seiskuks. Tumeenergia lisamine mudelisse põhjustab kiirenevat paisumist.

Vaatlusandmetest tuleneb, et universumi paisumine kiireneb, vastavalt Avatud Universumi teooriale.
WMAP vaatlusandmed on leidnud, et universum on peaaegu lapik, kõverusega alla |±0,005|.

### Universumi tuleviku teooriad

#### Suur Kollaps

Suur Kollaps on teooria, mille kohaselt universum tõmbub lõpuks kokku tagasi. See põhineb eeldusel, et aine keskmine tihedus universumis on piisavalt suur, et peatada paisumist ning gravitatsiooni mõjul alustada kokku tõmbumist. Aine koonduks väikeste mõõtmetega, kuid suure tihedusega alale. Sellise kollapsi lõpptulemust on raske ennustada, sest siin tuleb arvesse võtta teadmatuid kvantmehaanilisi mõjusid.

Kui aine koondub singulaarsusse, on võimalik uus Suur Pauk kohe pärast Suurt Kollapsit. Siit pärineb universumi tsükliline mudel, mille kohaselt iga Suur Pauk tuleneb eelmise universumi Suurest Kollapsist. Selline mudel on aga vastamisi termodünaamika teise seadusega, mis lubab entroopial vaid kasvada. See tähendab, et lõpuks entroopia kasv ei võimaldaks universumil kokku tõmbuda.

Kuna Suur Kollaps eeldab kinnist universumit, mis ei klapi praeguste vaatlusandmetega, lisaks eelmainitud vastuolule, ei ole see teooria väga levinud. Samas on hiljuti välja käidud uus tsüklilise mudeli versioon, mis lahendab entroopia probleemi *brane* paisumisega.

#### Suur Külmumine

Suur Külmumine on teooria, et universumi paisudes toimub liikumine termodünaamilise tasakaalu poole ehk universumi temperatuur läheneb igal pool absoluutsele nullile. Tähtede tekkeks vajalik gaasivaru lõppeb ning olemasolevad tähed ajapikku surevad. Tuleb periood, kus universum on täitunud mustade aukudega, mis samuti lõpuks kaovad. Aine jaotub ühtlaselt universumis ja entroopia on maksimaalne.

Kuna selle teooria eeldused ja omadused klapivad praeguste vaatlusandmetega, siis see on praegu teadlaste seas levinud.

#### Suur rebenemine

Suure rebenemise teooria, mille kohaselt eksisteerib hüpoteetiline tumeenergia vorm, mille tihedus ajaga kasvab, põhjustades universumi veel kiiremat paisumist. Tulemusena kõik aine universumis rebeneb elementaarosakesteks ning paiskub laiali.

#### Valevaakumi kollaps

Vaakumolek on madalaima energiaga olek. Tõeliseks vaakumiks nimetatakse globaalses miinimumis asuvat energiat ning see olek on stabiilne. Lokaalses miinimumis energiat nimetatakse valevaakumiks, sest tegemist pole kõige madalama energiaolekuga. Valevaakum on ebastabiilne olek, sest võib tekkida kvanttunnelleerumine madalamasse energiatasemesse ehk tõelisse vaakumisse.

Osakestefüüsika standardmudeli kohaselt kvantväljad (täpsemalt Higgsi väli) määravad meile teadaolevate osakeste ja fundamentaalsete interaktsioonide füüsikalised omadused. Kui kvantväljad asuvad valevaakumis ehk ebastabiilses olekus, võib toimuda tunnelleerumine madalamasse energiaolekusse. Selle tulemusena võib muutuda universumi füüsikaline olemus. Higgsi bosoni sarnase osakese uurimine viitab sellisele tulevikule miljardite aastate pärast.

#### Kosmoloogiline ebakindlus

Tumeenergia olek mõjutab universumi tulevikku. Vastavalt paisumise teooriale, oli tumeenergia varem keerulisemas olekus võrreldes tänapäevaga. On võimalik, et selle olek muutub taas, mõjutades universumi tulevikku teadmatul viisil.

## Universumi uurimise ajalugu

Flammarioni gravüür, Pariis 1888
Universumi teket ja arengut on püütud kirjeldada juba tuhandeid aastaid tagasi näiteks Vana-Kreeka ja Skandinaavia mütoloogias. Juba siis osati tähevaatluste põhjal mitmesuguseid järeldusi teha. Esimesed suuremad läbimurded kosmose mõistmisel tulid uusajal, kui õpiti matemaatiliselt kirjeldama planeetide liikumist ja konstrueeriti esimesed teleskoobid, mille abil saadi paremat infot ümbritseva kohta. Veel enne teleskoopide leiutamist alustas Tycho Brahe, keda peetakse esimeseks tegelikuks vaatlusliku astronoomiaga tegelejaks, esimeste süstemaatiliste taevavaatlustega. Ta koostas ulatusliku kataloogi oma vaatlustest, kuhu kuulus ka 1572. aasta supernoova vaatlus (SN 1572), mille kohta Brahe kirjutas raamatu "De nova stella", kust tuleb ka eksitav nimetus "noova", mis otsetõlkes tähendab *uut*, aga tegelikult on noova just tähe elu lõppfaas.

16. sajandi lõpus väitis Giordano Bruno, et universum on homogeenne ja isotroopne. Tänapäeval tuntakse neid omadusi kosmoloogilise printsiibi nime all. Lisaks toetas Bruno sel ajal vastandlikku arvamust, et nii maapealne kui ka taevane materjal on sama. Need väited koos igavese ja lõpmatu universumi väitega moodustavad niinimetatud LIHIM (lõputu, igavene, homogeenne, isotroopne ja materiaalselt ühtlane) universumi mudeli, mida peeti õigeks kuni selle ajani, kui sadakond aastat tagasi toimusid kosmoloogias uued läbimurded.

Järgmine suurem edasiminek toimus 20. sajandil. Teooria poolelt avaldas Albert Einstein üldrelatiivsusteooria, mis sobis hästi kokku seniste tulemustega. Ka oli läbimurdeid vaatluslikus kosmoloogias. 1929. aastal avaldas Edwin Hubble oma mõõtmised galaktikate punanihete kohta ja võrdles neid galaktikate kaugustega, tõestades, et universum paisub. Universumi paisumine tähendab seda, et minnes piisavalt palju ajas tagasi, siis mingil hetkel asuvad kõik objektid ühes punktis ehk universum ei saa olla igavene. Arno Allan Penzias ja Robert Woodrow Wilson avastasid 1964. aastal kosmilise reliktkiirguse, mis andis infot selle kohta, et universum on tõesti homogeenne. Mõõdetud kiirguse energia järgi leiti universumi kui musta keha temperatuur, milleks on 2,7 K. 20. sajandi lõpul on Hubble'i kosmoseteleskoop oluliselt avardanud inimeste silmaringi universumi kohta. Lisaks on see täpsustanud ka Edwin Hubble'i mõõtmisi.

Tänapäeval on palju teleskoope nii Maa peal kui ka kosmoses, mis koguvad infot universumi kohta üle kogu elektromagnetlainete spektri, alustades raadiolainetest ning lõpetades gammakiirgusega. Vaatlusandmetega on võimalik kinnitada või ümber lükata teooriaid ja mudeleid, mida teoreetikud on esitanud.

## Vaata ka

* multiversum
* metagalaktika
* tegelikkus

## Galerii

 Maa asukohtMaaPäikesesüsteemGouldi vööOrioni haruLinnuteeKohalik rühmVirgo parvLaniakea parvMeie universum
## Viited

## Välislingid

* Kosmos, mis see on Eesti Kosmosebüroo