Meil pole õrna aimugi. Teejuht tundmatu Universumi juurde. Jorge Cham

tagasi, aeglasemalt või kärmemini. On tarvis teada, kui kiiresti toimus eemaldumine minevikus, ja võrrelda seda nüüdsega.

      Tulevikku ette ei näe, minevikku näevad astronoomid hõlpsasti. Et Universum on päratu suur ning valguse kiirus teada, võtab valguse meieni jõudmine kaua aega. Valgus väga kaugetelt tähtedelt on väga vana, samuti kui tema pakutav informatsioon. Selle valguse uurimine on pilguheit minevikku.

      Samuti vastupidi. Kui väikesed rohelised mehikesed vaatavad oma teleskoobiga Maad, näevad nad seda minevikus.

      Praegu vaatlevad nad aastatetagust sündmust (teadagi, mäherdust).

      Niisiis, mida kaugemal miski on, seda vanemat valgust näeme ja seda sügavamale minevikku piilume. Siit järeldub, et kui näeme kaugeid objekte liikuvat mingi kiirusega ja lähemaid objekte teistsuguse kiirusega, võime järeldada, et asjade kiirus muutub aja jooksul. Kauge tähe kiirust mõõdetakse samaviisi kui politsei kihutajat, kellele ta trahvi teeb – Doppleri efekti kaudu. Mida nobedamalt täht eemaldub, seda punasem on tema valgus.

      Sündmuste kauguse määramine nõudis mõningast nupukat teaduspusimist.14

      Kuidas näiteks eristada lähedast ähmast tähte kaugest heledast? Pikksilmas paistavad nad ühesuguse valgustäpina.

      Siis avastati eri liik tähti, mis käitusid samamoodi kogu kosmoses. Tänu oma suurusele ja koostisele paisuvad nad ühtviisi. Jõudnud teatud suuruseni, nad plahvatavad, lõhkevad. Või kui kirjeldada pisut täpsemini, nad kukuvad kokku, aga teevad seda nii tormilise hooga, et sellest tuleneb võimas plahvatus, ja meie näeme, et nad lõhkevad lausa tormiliselt.15

      Sääraseid plahvatavaid tähti kutsutakse 1a tüüpi supernoovadeks. Nood plahvatavad puha ühtmoodi. Seepärast, kui leidub mõni ähmane, teate, et too on kaugel, hele aga lähedal. Justkui oleks Universum pannud kõikjale märgised, et teaksime, kui päratu ja kohutav ta on (kõiksus on saladuslik, kuid mitte alandlik).

      Astronoomid kutsuvad selliseid 1a tüüpi supernoovasid standardküünaldeks (etskae, kui romantilised!). Nende kaudu määravad nad, kui kaugel (ja kui vana) on mingi objekt. Doppleri nihkest määratakse objekti kiirus. Sedasi saab määrata Universumi paisumise tempot.

      Varsti hakkasid kaks teadlasrühma võistlema Universumi paisumiskiiruse määramises. Supernoovadele pole hõlpus peale sattuda – peab pidevalt taevast jälgima, et leida tähti, mis järsku löövad helendama ja siis tumenevad. Aeganõudev ettevõtmine.

      Teadlasrühmad oletasid, et Universumi paisumine kas aeglustub või jääb samaks. Nii oli mõistlik arvata. Kui Universum plahvatas ja gravitatsioon tirib kõike tagasi, jääb vaid kaks võimalust: kas võidab gravitatsioon või paisumine.

      Uurides supernoovasid ja arvutades kõiksuse paisumistempot, oletati, et gravitatsioon võidab. Arvati, et kaugemad tähed (mille valgus tuleb möödanikust) eemalduvad kiiremini kui lähemad. Üllatuslikult täheldasid nad vastupidist: praegusajal eemalduvad tähed kiiremini. Teisisõnu, Universum paisub nüüd nobedamalt.

      Vaatame hetkeks selle tulemuse ootamatust. Astronoomid pidasid silmas niihästi Universumi paisumist kui ka gravitatsioonilist kokkutõmmet. Lähemalt käsitleme 7. peatükis ilmaruumi, mis pole staatiline taust kõiksuse teatrile. Ta on füüsikaline objekt, mis võib koolduda massiivsete kehade ümbruses, lainetada gravitatsioonilainetes või ka avarduda. Osutub, et ta paisub, ja veel kiiresti. Miski avardab ilmaruumi, tõukab kõike väljapoole.

      Täpsuse huvides olgu märgitud: vaatlustulemused näitasid, et alul kõik aeglustus, kuid viimasel viiel aastamiljardil kihutas miski plahvatava Universumi tükke üha kiiremini üksteisest eemale.

      Seda tõukejõudu hakkasid füüsikud kutsuma tumeenergiaks. Kuna ta on nähtamatu, lisasid nad sõna “tume” ja “energia” sellepärast, et ta tõukab kõike laiali. Ja ta on sedavõrd valdav, et tema osaks on 68% kogu massist ja energiast kõiksuses.

Ringdiagramm

      Siiamaani oleme oma ringdiagrammi koostanud hoopis isemoodi. 5% on hinnang, kuid 27% tumeainet ja 68% tumedat energiat on kopsakas osa, neid ei saanud füüsikud huupi paika panna.

      Kust me õieti teame, kui palju on kõiksuses noid tumedaid?

      Tumeaine kogumeid ei saa alati mõõta ja kaardistada nende vahenditega, mida eelpool kirjeldasime (gravitatsiooniläätsed ja pöörlevad galaktikad). Iga kord ei pruugi tähtede ja tumeaine omavaheline paigutus selliste määramisviiside jaoks sobiv olla. Lisaks võib teda peituda ka seal, kust teda otsida ei mõistetagi.16

      Ja mis puutub tumeenergiasse, siis ei tea me ju õigupoolest eriti, mis ta on, nii et ega sedagi saa otse mõõta.

      Muljetavaldav on kõike meie sellekohast teadmatust arvestades aga tõsiasi, et meil on siiski läinud korda rohkem kui ühel viisil neid vahekordi hinnata ning seejuures, nagu praegu paistab, eri viisidel ometi sarnase tulemuseni jõuda.

      Kõige täpsemalt annab tumeaine ja tumeenergia osakaalu meile teada selliste beebiea piltide uurimine, millel Universum on veel väike ja nunnu.17

      Edaspidi vestame, mismoodi see pilt tehti ja mida sellest võib välja lugeda. Praegu piisab teadmisest, et säärane pilt on olemas. Pilti kutsutakse kosmiliste mikrolainete taustaks ja ta näeb välja sedamoodi:

      Olgu, võib-olla mitte nii nunnu, ehk isegi üsna juhuslikuna näiv kortsukeste säbru, millest paistab raske olevat midagi välja lugeda. Sel pildil on aga siiski esimesed footonid, mis pagesid kõiksuse tekkest. Ning mis on küllap vastuoksa esmapilgul tekkivale muljele: selle pildi säbru on üpris tundlik tumeaine, tumeenergia ning tavaaine proportsioonile Universumis. Proportsiooni muutudes teiseneks pilt.

      Teisiti mõõdetakse tumeenergiat Universumi paisumise tempo järgi, mis on tuvastatud supernoovade standardküünalde järgi. On teada, et tumeenergia tõukab kõike üha kasvavas tempos laiali. Ainese ning tumeaine hinnangute järgi saab välja arvutada, kui palju tumeenergiat läheb vaja tolleks laialipaiskamiseks. Siiamaani kõik klapib.

      Lõpuks saaks kõigi kolme suhte järgi panna paika kõiksuse praeguse struktuuri. Tähtede ning galaktikate konfiguratsioon on iseloomulik kogu Universumile. Kasutades arvutisimulatsiooni, võime praegusest seisust lähtudes arvutada, milline oli konfiguratsioon vahetult pärast Suurt Pauku, ja tolle järgi tuletada nüüdse seisu. Kui simulatsioonis poleks küllalt tumeainet, ei saaks me galaktikaid nüüdiskujul. Ka ei kujuneks nad nii varakult, kui meile teada on. Tumeaine tohutu massi ja gravitatsioonilise tõmbe tõttu aitab ta galaktikail varakult moodustuda. Või kui proovida tõlgendada kõiksuse koguenergiat üksnes tavaainest ja tumeainest lähtudes (eeldades 95 protsenti tumeainet), ei saaks praeguseid galaktikaid. Kõik meetodid annavad rabavalt kooskõlalise tulemuse.

      Kõik nad näitavad, et meie Universum sisaldab tavainet, tumeainet ja tumeenergiat ligikaudu vahekorras 5 protsenti, 27 protsenti ja 68 protsenti. Isegi kui me seejuures ei tea, mis kõik need täpselt on, saame me küllalt rahuliku südamega öelda, kui palju miskit komponenti on. Meil pole aimugi, mis nad on, aga me teame, et nad on. Tervitagem täpse võhikluse ajastut.