**Kosmologia** 

 

Yleistä 

* Maailmankaikkeus
* Kaikkeuden ikä
* Kaikkeuden muoto
* Kosmologian aikajana

Varhainen kaikkeus 

* Alkuräjähdys
* Alkuräjähdyksen aikajana
* Inflaatio
* Ydinsynteesi
* GWB
* Neutriinotausta
* Kosminen mikroaaltotausta

Laajeneva kaikkeus 

* Punasiirtymä
* Hubblen laki
* Kaikkeuden metrinen laajeneminen
* Kaikkeuden kiihtyvä laajeneminen
* Fridmanin yhtälöt
* FLRW-metriikka

Rakenteen muodostuminen 

* Kaikkeuden muoto
* Rakenteen muodostuminen
* Galaksien muodostuminen
* Galaksimuuri
* Suuren mittakaavan rakenne

Kaikkeuden tulevaisuus 

* Lämpökuolema
* Kaikkeuden lopullinen kohtalo

Osatekijät 

* Lambda-CDM-malli
* Pimeä aine
* Pimeä energia
* Pimeä virtaus

Kosmologian kokeita 

* Havaitseva kosmologia
* CoBE
* BOOMERanG
* Planck
* WMAP

 n • k • m 

**Hubblen laki** on kosmologiassa Edwin Hubblen havaitsema suora verrannollisuus kohteen ja havaitsijan välisen etäisyyden ja näiden välisen etääntymisnopeuden välillä.

Edwin Hubble havaitsi vuonna 1929, että galaksien spektrissä näkyvät spektriviivat ovat punasiirtyneet. Lisäksi hän huomasi että punasiirtymä on verrannollinen galaksin etäisyyteen – mitä kauempana galaksi on, sitä suurempi sen punasiirtymä. Klassisen mekaniikan pohjalta tulkittuna tämä tarkoittaisi sitä että galaksit liikkuvat meistä poispäin niiden etäisyyteen suoraan verrannollisella nopeudella. Tästä seuraisi, että maapallo on maailmankaikkeuden keskus, josta kaikki muut kohteet liikkuvat poispäin. Hubblen havainnot voidaan ymmärtää käyttäen yleistä suhteellisuusteoriaa, jolloin punasiirtymä on seurausta avaruuden laajenemisesta. Tällöin maapallon ei tarvitse olla erityisessä asemassa, vaan punasiirtymistä tehdyt havainnot näyttävät samanlaisilta kaikkialla.

Tutkimuksen tuloksena on *Hubblen lakina* tunnettu kaava, jossa galaksin nopeus saadaan, kun Hubblen vakio kerrotaan galaksin etäisyydellä:

{\displaystyle v=H\_{0}D\,}
missä v on galaksin loittonemisnopeus (tavallisesti yksikkönä km/s) ja D on etäisyys galaksiin (yksikkönä megaparsek Mpc). Näiden välistä suhdetta kuvaava luku H\_0 tunnetaan nimellä **Hubblen vakio**.

Vakion H\_0 suuruus on ollut pitkään kiistanalainen. Vuonna 2015 julkaistut Planck-satelliitin mittaukset kosmisesta taustasäteilystä antavat Hubblen vakioksi 67,74 ± 0,46 km/s/Mpc. Vuonna 2018 julkaistut Hubble-avaruusteleskoopin ja Gaia-luotaimen mittaukset kefeideistä viittaavat Hubblen vakion arvoon 73,52 ± 1,62 km/s/Mpc.

Gravitaatioaallot tarjoavat kolmannen tavan määrittää Hubblen vakio. Toistaiseksi vakion arvo on laskettu vasta yhden tapauksen perusteella (70 ± 10 km/s/Mpc), mutta lisähavaintojen myötä tulos tulee tarkentumaan, mikä auttaa selvittämään, mistä Planck-satelliitin ja Hubble-avaruusteleskoopin tulosten erot johtuvat.

Oikeastaan *H*0 ei ole vakio, sillä sen arvo muuttuu hitaasti. Ammattitähtitieteilijät käyttävät usein nimitystä Hubblen parametri.

Hubblen laki lähiavaruudessa
----------------------------

Pienillä etäisyyksillä Hubblen lain tuottama nopeus on niin pieni että sen havaitseminen on vaikeaa. Esimerkiksi Andromedan galaksin etäisyys on noin 800kpc joten Hubblen lain mukaan se loittonisi meistä 50 km/s nopeudella. Painovoiman tuottamat paikalliset nopeudenvaihtelut ovat suurempia, luokkaa 100 km/s. Lisäksi lähellä toisiaan sijaitsevien galaksien keskinäiset gravitaatiovuorovaikutukset ovat monin verroin suurempia kuin maailmankaikkeuden laajenemisen aiheuttama loitontava voima. Todellisuudessa Andromeda lähestyy linnunrataa nopeudella 140 km/s. Tästä syystä Hubblen laki on havaittavissa vain galaksijoukkojen välisten etäisyyksien yli, ja tällöinkin sen mittaamiseen tarvitaan valtava joukko galakseja, jotta satunnaisten liikkeiden vaikutus voidaan tilastollisesti eliminoida.

Hubblen aika
------------

Hubblen lain löytäminen muutti ratkaisevasti käsitystä avaruuden synnystä, sillä vaikka jo aikaisemmin Aleksandr Fridman ja Georges Lemaître olivat yleisen suhteellisuus­teorian perusteella väittäneet maailman­kaikkeuden laajenevan, vasta Hubblen havainnot osoittivat niin todella tapahtuvan. Eräs Hubblen vakion tärkeimmistä piirteistä liittyykin juuri maailmankaikkeuden ikään. Olettaen että Hubblen laki pätee kaikilla punasiirtymän arvoilla, aika

{\displaystyle t\_{H}={\frac {D}{v}}={\frac {1}{H}}}
ilmoittaa, milloin kaksi nyt etäisyydellä D olevaa kohdetta ovat olleet samassa pisteessä. Toisin sanoen Hubblen vakion käänteisluku ilmoittaa maailmankaikkeuden iän.. 

Todellisuudessa Hubblen laki pätee vain etäisyyksillä jotka ovat näkyvää maailmankaikkeutta paljon pienempiä. Tarkempi lasku antaa tulokseksi

{\displaystyle t=\alpha {\frac {1}{H}}}
missä {\displaystyle \alpha } on maailmankaikkeuden ainesisällöstä riippuva vakio. WMAP-satelliitin mittausten mukaan {\displaystyle \alpha \approx 0.99} .

Lähteet
-------

* Singh, Simon: *Big Bang, maailmankaikkeuden synty*. Suomentanut Veli-Pekka Ketola. Tammi, 2004. ISBN 978-951-31-3360-3.

### Viitteet

1. 1 2 3  Singh, s. 232
2. ↑  Planck Publications: Planck 2015 Results  helmikuu 2015. Euroopan avaruusjärjestö. Viitattu 1.6.2018. (englanniksi)
3. ↑  Milky Way Cepheid Standards for Measuring Cosmic Distances and Application to Gaia DR2: Implications for the Hubble Constants  27.4.2018. arXiv.org. Viitattu 2.6.2018. (englanniksi)
4. ↑  Koponen, Laura: Huonosti käyttäytyvä universumi.  *Tähdet ja avaruus*, kesäkuu 2018, nro 4/2018, s. 27.
5. ↑  Singh, s. 139–140
6. ↑  Singh, s. 147–148
7. ↑