Kuidas ürgsetest kvantvõbelustest galaktikad said

Muistsed loomismüüdid etendasid suurt osa maailma struktureerimisel ja mõtestamisel. Nende järgi algas maailm tihti millestki lihtsast. Skandinaavia kosmogoonias esindas ürgse müstilise tühjuse ideed Ginnungagap, Vana-Kreekas jumal Chaos (Kaos) ning kristlikus mütoloogias lõi jumal maa ja taeva eimillestki. Kuigi praegusajal ei kipu me moodsat maailmakorda enam tekkelugudega iseloomustama, aitab universumi esimeste hetkede tundmine fundamentaalsel tasemel aru saada sellest, miks on maailm meie ümber just niisugune, nagu me seda näeme.

Varaseim ajajärk, mida tuntud füüsikaseadused kirjeldada lubavad, on kosmiline inflatsioon: ülikiire paisumise periood, kus said kokku kvantfüüsika ja gravitatsioon, mikro- ja megamaailm. Nagu mainitud müüdid oli universumi algolek väga lihtne. Kogu maailmaruum oli ühtlaselt täidetud ühe väljaga – inflatoniga –, mis inflatsiooni lõppedes lagunes elementaarosakesteks, millest koosneme ka meie ja kõik meid ümbritsev ning mille kvantvõnkumistest said alguse galaktikad, tähed ja planeedid. Kosmilise inflatsiooni teooria on praegu peamine hüpotees, mis selgitab aine jaotumist universumis tervikuna ja määrab Suure Paugu algtingimused. Samas, kuna seda ülivarajast perioodi siiani vahetult vaadelda ei suudeta, on selle kohta käiv eksperimentaalne tõestusmaterjal vaid kaudne. Tegu on üldise teoreetilise raamistikuga, mille detailide kirjeldamiseks on kirja pandud sadu kõrge energia füüsika mudeleid. Milline neist on teaduslik fiktsioon ja kas mõni neist kirjeldab reaalset maailma, näitavad vaid tulevased vaatlused.

Kuidas näeb välja universum tervikuna?

Tuleb tõdeda, et elame väga erilises kohas. Mitte seetõttu, et Maa on senini ainus kivimürakas, millel leidub meile teadaolevalt elu, vaid just seepärast, et siin üldse leidub midagi. Kui satuksime suvalisse kohta universumis, valitseks meie ümber peaaegu absoluutne vaakum, sest universumi ühes ruutmeetris leidub keskmiselt ainult viie vesinikuaatomi jagu ainet. Seda on 26 suurusjärku ehk 1026 korda vähem kui Maa atmosfääris. Meie ümbruses on aine seega äärmiselt ebaühtlaselt jaotunud. Enamik nähtavast ainest on koondunud taevakehadesse, nagu tähed ja planeedid. Need on kogunenud galaktikatesse ja viimased omakorda galaktikaparvedesse, mille suurus ulatub kümnetesse miljonitesse valgusaastatesse. Suuremates mastaapides paistab aine see-eest olevat jaotunud üllatavalt ühtlaselt. Astronoomiliste vaatluste järgi iseloomustab aine suuremastaabilist jaotust praegu kõikjal universumis nn kärgstruktuur, kus aine on kogunenud filamentidega ühendatud sõlmedesse ehk galaktikate superparvedesse, mida ümbritsevad kosmilised tühimikud.

Foto: CXC/MPE/V.SPRINGEL

Teadmine, kuidas mõnesaja tuhande aasta vanune universum välja nägi, lubab meil universumit imiteerida, sest see määrab ära algtingimused, mille evolutsiooni kosmoloogilistes mudelites saab superarvutite abil numbriliselt uurida. Võrreldes arvutusi vaatlustega, saame hinnata, millised kosmoloogiised mudelid meie universumit paremini kirjeldavad. Näiteks teame: selleks et reliktkiirguse väikestest ebatasasustest areneksid piisavalt kiiresti välja galaktikad, peab universum peale nähtava aine sisaldama sellest viis korda rohkem tumeainet – senini tundmatu koostisega ainet, mis ise valgust ei neela ega kiirga ning mida seetõttu ei saa teleskoopide abil vahetult tuvastada.

See pole aga kogu aeg nii olnud. Astronoomilised vaatlused näitavad, et kauges minevikus pidi aine olema jaotunud väga ühetaoliselt. Praegused kosmilised struktuurid on tekkinud miljardite aastate jooksul, siis, kui piirkonnad, kus leidus veidi rohkem ainet, iseenda raskusjõu mõjul kokku kukkusid.

Kõige täpsemad andmed aine jaotuse kohta varajases universumis pärinevad Plancki kosmoseteleskoobi kosmilise mikrolainetaustkiirguse ehk reliktkiirguse täppismõõtmistest. Ükskõik, mis suunas me ka ei vaataks, on reliktkiirguse temperatuur põhimõtteliselt sama. See kõigub kogu taevakaardi ulatuses keskeltläbi ühe osa sajast tuhandest. Reliktkiirgus pärineb 13,8 miljardi aasta vanusest kuumast plasmast. Kuna plasma temperatuur on vahetult seotud selle tihedusega, siis teame, et ka tollane ainetihedus pidi kõikjal praktiliselt ühetaoline olema. Samas ei saanud see olla absoluutselt ühetaoline: kui poleks leidunud väikeseid ebatasasusi, poleks tekkinud ei galaktikaid, tähti ega ka elu Maal.

Ülesvõte 400 000 aasta vanusest universumist. Taevakaart on kokku pandud Plancki kosmoseteleskoobi andmete põhjal ja kujutab kosmilist mikrolainelist taustkiirgust. Punased ja sinised piirkonnad tähistavad temperatuuri ja seeläbi ka aine tiheduse kõikumisi. Sinistes piirkondades on tihedus keskmisest umbes saja tuhandiku võrra väiksem ja punastes sama palju suurem. Foto: ESA / PLANCK COLLABORATION

Suur Pauk, rekombinatsioon ja reliktkiirgus

Astronoomiliste vaatluste järgi ruum paisub. Seega pidi aine noores universumis olema palju kuumem ja tihedam. Suure Paugu teooria põhjal sai universum alguse ülitihedast ja ülikuumast olekust, mis aja möödudes paisumise tõttu hõredamaks muutus. Reliktkiirgus pärineb 380 000 aasta vanusest universumist enne planeetide, tähtede ja galaktikate teket, kui kogu maailmaruumi täitis umbes 3000 kraadi Kelvinini jahtunud aine. Enne reliktkiirguse tekkimist, kui temperatuur ületas 3000 kraadi, täitis maailmaruumi peamiselt ioniseeritud vesinikust ning vabadest elektronidest koosnev läbipaistmatu plasma. Kui selle temperatuur langes alla 3000 kraadi, ühinesid aatomituumad ja elektronid neutraalseteks aatomiteks. Selle rekombinatsiooni käigus muutus universum elektromagnetkiirgusele läbipaistvaks. Reliktkiirgus on toonase kuuma plasma soojuskiirgus, mis on meieni jõudmiseks läbinud kümneid miljardeid valgusaastaid ja nüüdseks ruumi paisumise tõttu 2,7 kraadi Kelvinini jahtunud.

Arusaamatu ühetaolisus

Miks on reliktkiirgus just selline? Esimene probleem tekib, kui proovida seletada äärmuslikku ühetaolisust. Vastassuundadest meieni jõudev reliktkiirgust pärineb piirkondadest, mis on teineteisest kümnete miljardite valgusaastate kaugusel. Kui need piirkonnad pole kunagi põhjuslikus kontaktis olnud, siis on keeruline seletada, kuidas neil saab olla sedavõrd sarnane temperatuur.

Seda küsimust nimetatakse horisondi probleemiks. Nimetus tuleb kosmoloogilisest horisondist, mõttelisest sfäärist, millest kaugemalt ei jõua meieni ükski signaal. Nimelt, kuna informatsioon levib ülimalt valguse kiirusega ja kaugemal asuvad objektid eemalduvad meist universumi paisumise tõttu kiiremini, on nähtav osa universumist paratamatult lõpliku suurusega. Olenemata sellest, kas universum ise on lõplik või lõpmatu. Kosmoloogilisest horisondist väljaspool asuvad objektid pole meiega põhjuslikult seotud ega saa meid kuidagi mõjutada. Praegu asub kosmoloogiline horisont meist 46,9 miljardi valgusaasta kaugusel.

Kasutatakse ka olemuselt sarnast Hubble’i horisondi mõistet. Hubble’i horisont on mõtteline piir, millest kaugemal asuvad taevakehad eemalduvad meist ruumi paisumise tõttu valgusest kiiremini. See asub meist 14,4 miljardi valgusaasta kaugusel.

Suure Paugu teooria järgi oli meid nähtav universum minevikus kokku surutud tunduvalt väiksemasse ruumalasse. Kas pole mõeldav, et kõik praegu nähtavad piirkonnad puutusid kauges minevikus piisavalt lähedalt kokku, et nende temperatuur saaks ühtlustuda? Paraku ei ole see seletus korrektne, sest horisondi suurus muutub ajas. Mida kiirem on paisumine, seda väiksem on horisont. Kuna suurema energiatihedusega aine paisutab ruumi kiiremini, pidi horisont varases universumis olema väiksem. Praegu on ju maailmaruum keskeltläbi palju hõredamalt ainega täidetud kui noores universumis. Hullemgi veel, arvutused näitavad, et horisont kasvas kiiremini, kui ruum paisus. Teisisõnu, reliktkiirguse tekke eel sisaldas horisont tunduvalt väiksemat osa nähtavast universumist, mistõttu pidid teineteisest kaugel asuvad piirkonnad olema põhjuslikult nõrgemini seotud kui tänapäeval.

Kosmiline inflatsioon

Ruumi paisumine ei pruugi aga iga mateeria tüüpi hõrendada. Sellise omadusega on näiteks praegu maailmaruumi täitev tumeenergia, mille energiaihedus paistab olevat ajas konstantsena püsinud. Kuna nii nähtav kui ka tumeaine muutuvad aja jooksul hõredamaks, on tumeenergiast viimaste miljardite aastate jooksul saanud universumi energiabilansi domineeriv komponent. Aja möödudes selle osakaal aina suureneb. Kui tumeenergia energiatihedus on ajas täiesti muutumatu, siis ei muutu tulevikus ka universumi paisumise kiirus.

Konstantse energiatihedusega mateeria tõttu paisub ruum eksponentsiaalselt kiiresti. Näiteks peaks tumeenergia ruumi iga 12 miljardi aasta tagant kaks korda suuremaks venitama. Kui ülivarajases universumis valitsenuks samalaadne, kuid kõvasti suurema energiatihedusega mateeria, tinginuks see ülikiire paisumise perioodi, mida nimetatakse kosmiliseks inflatsiooniks. Kõige ekstreemsemal juhul võis kosmilise inflatsiooni periood kesta 6 × 10-37 sekundit ehk kuuekümne triljondiku triljondiku triljondikust sekundist ja paisutada ruumi 1026 korda suuremaks. See tähendab, et inflatsioon venitas ühe nanomeetri kümne tuhande valgusaasta suuruseks. Kosmilise inflatsiooni lõppedes jätkus kiire, kuid aeglustuv paisumine. Järgneva 380 000 aasta jooksul ehk ajaks, kui tekkis reliktkiirgus, paisus ruum veel umbes sama palju kordi. Seeläbi võis kosmiline inflatsioon paisutada tollase 10-30 meetrise Hubble’i horisondi miljardite valgusaastate suuruseks.

Kosmilise inflatsiooni teooria lahendab seeläbi horisondi probleemi ja seletab reliktkiirguse äärmuslikku ühetaolisust. Üksiti aitab kiire paisumine lahendada teisigi kosmoloogilisuse probleeme, nagu näiteks tasasuse ja magnetmonopolide probleemi. Üks veenvamaid argumente kosmilise inflatsiooni poolt on aga selle võime tekitada aine jaotuses imepisikesi ürgseid ebatasasusi, mis kattuvad suurepäraselt reliktkiirguse väikeste temperatuurikõikumisega. Nende tekkemehanismi mõistmiseks tuleb pöörduda kvantfüüsika poole.

Foto: Horisont

Rahutud kvantväljad

Kosmilise inflatsiooni liikumapanevaks jõuks peetakse hüpoteetilist välja, mida nimetatakse inflatoniks. Inflatsiooni ajal püsib selle välja tugevus praktiliselt konstantsena. See tagab ühtlasi muutumatu energiatiheduse, mida on tarvis ruumi eksponentsiaalseks paisutamiseks. Mida inflaton endast täpsemalt kujutab, pole teada. Selle kirjeldamiseks leidub suur hulk kvantväljateoreetilisi mudeleid. Nende järgi on inflaton enamasti skalaarväli (sellel puudub spinn), mis eksisteerib väga kõrgetel energiatel. Pole välistatud, et inflatonina ei võiks käituda ka osakestefüüsika standardmudelisse kuuluv ja 2012. aastal avastatud Higgsi väli. See on ka ainus senini teadaolev skalaarväli.

Kvantväljateooria on tänapäeva kõrge energia ja osakestefüüsika kontseptuaalne ja matemaatiline raamistik, mille abil on sõnastatud ka osakestefüüsika standardmudel. See on kvantmehaanika edasiarendus, mis võimaldab kirjeldada välju ja valguse kiirusele lähedastel kiirustel liikuvaid osakesi. Kvantväljateooria järgi vastab igale väljale üks osake: selle välja kvant. Kui 19. sajandil kirja pandud klassikalises (mitte kvant-) väljateoorias, nagu elektromagnetism, võis välja energia muutuda pidevalt, siis kvantväljateoorias muutub see diskreetsete ühikute ehk kvantide kaupa. Näiteks elektromagnetvälja osake on footon. Kuna elektromagnetväli on kvantiseeritud, on footonid selle väikseimad jagamatud osad, mis võivad kanda nii energiat kui ka informatsiooni.

Teisest küljest lainetavad kvantväljad samuti nagu klassikalised väljadki ning kvantfüüsika reeglite kohaselt käituvad välja kvandid nii osakeste kui ka lainena. Isegi vaakum ehk välja madalaima võimaliku energiaga olek on kvantvälja teoorias tunduvalt keerukam kui klassikalises füüsikas. Kuigi vaakumolek ei sisalda ühtki osakest, pole see lihtsalt tühi ruum. Kvantmehaanika määramatuse printsiibi järgi ei ole osakese asukohta ega kiirust kunagi võimalik ühel ajal lõputu täpsusega määrata: osakesed kas liiguvad või on ruumis „laiali määritud“. Samamoodi pole kvantväljade väljatugevus täiesti üheselt määratud, vaid fluktueerib.

Inflaton on kvantväli. Kui klassikaline füüsika lubab inflatonil kõikjal täpselt ühesugune olla, siis kvantfluktuatsioonide tõttu pole see võimalik. Inflatsiooni ajal tekitavad inflatoni kvanthäiritused mikroskoopilisi ebatasasusi, mis on võrreldavad inflatsiooniaegse horisondi suurusega. Nagu enne nägime, võivad sellised häiritused paisuda koguni nähtava universumi suuruseks. Mõned neist ongi jätnud oma jälje reliktkiirgusesse.

Kvantiseeritud gravitatsioon ja tensorhäiritused

Kui üks erand kõrvale jätta, on kogu maailm, selle osakesed ja vastastikmõjud fundamentaalsel tasemel kirjeldatud kvantväljateooriaga. See erand on gravitatsioon. Nimelt eeldab kvantväljateooria, et kvantväljad eksisteerivad kindla kujuga aegruumis, kuid gravitatsiooni kirjeldav üldrelatiivsusteooria on klassikaline teooria dünaamilisest ja kõverast aegruumist. Gravitatsioon on selle järgi aegruumi kõveruse ilming. Kvantgravitatsioon poleks seega pelgalt veel ühe vastastikmõju kvantteooria, vaid kirjeldaks kvantiseeritud aegruumi ennast. Kvantgravitatsioonist on praeguseks saanud teoreetilise füüsika püha graal. Hoolimata peaaegu sajandipikkusest ponnistusest pole siiani suudetud luua ühtki rahuldavat kvantgravitatsiooni teooriat.

Kuna klassikaline ja kvantmaailm omavahel hästi kokku ei sobitu ja kõik muud osakesed ja väljad on leidnud kvantkirjelduse, usutakse, et ka gravitatsioon on siiski kvantiseeritav. Enamgi veel. Kvantfüüsika määramatuse printsiibi järgi leidub minimaalne pikkus ja ajavahemik, millal kvanthäiritused muutuvad sedavõrd suureks, et võivad tekitada mikroskoopilisi musti auke. Neid skaalasid nimetatakse vastavalt Plancki pikkuseks (10-35 meetrit) ja Plancki ajaks (5×10-44 sekundit). Plancki skaalal ei saa gravitatsiooni ja kvantfüüsikat seega teineteisest lahutada.

Tänapäeval on Plancki skaala meie käeulatusest lootusetult kaugel. Saavutamaks selle uurimiseks vajalikku energiat, tuleks ehitada siiani maailma suuimast Šveitsi ja Prantsusmaa piiril asuvast suurest hadronite põrgutist sada triljonit korda võimsam kiirendi. Ainus kaudselt mõõdetav protsess, mis lähedaste energiateni küündida võiks, on kosmiline inflatsioon, mille kvantmüra on jäädvustatud reliktkiirguses. Nimelt ei pruugi kosmilise inflatsiooni kvantvõbelustesse panustada ainult inflaton, vaid ka gravitatsioon. Kuna inflatsiooni ajal oli Hubble’i horisont Plancki pikkusest vähemalt sada tuhat korda suurem, ei saanud tollased gravitatsiooni kvanthäiritused olla kuigi suured, aga võisid samas olla siiski piisavalt suured, et jätta jälg reliktkiirgusesse.

Oskame gravitatsiooni kvanthäirituste tugevust hinnata olukordades, kus gravitatsiooniväli on piisavalt nõrk. Sõna „häiritus“ viitabki just sellele, et tegemist on väikeste kõrvalekalletega üldisest ühtlasest foonist. Just häiritusteooria tõttu oskame inflatsiooniaegset osaliselt gravitatsioonivälja kvantiseerida ja kirjeldada selle mõju universumi arengule. Paraku on häiritusteoreetiline käsitlus piiratud ja seda ei saa rakendada näiteks mustadele aukudele.

Reliktkiirguse ebatasasused, mis on tingitud kvantgravitatsioonist, erinevad inflatoni tekitatust. Räägitakse vastavalt tensor- ja skalaarsetest häiritustest. Tensorhäiritused on olemuselt väga suure lainepikkusega gravitatsioonilained, skalaarhäiritused aga kõikumised aine tiheduses. Kuna esimesi pole siiani avastatud, seab see piiri Hubble’i horisondi suurusele inflatsiooni ajal: kui kosmilise inflatsiooni aegne Hubble’i horisont oleks väiksem kui 10-30 meetrit, näeksime reliktkiirguses liiga tugevaid tensorhäiritusi.

Seega, kui avastatakse reliktkiirguse tensorhäiritused, astutakse suur samm nii kosmilise inflatsiooni kui ka gravitatsiooni kvantolemuse kinnitamise poole. Aina täpsemate mõõtevahendite, näiteks Tšiili Atacama kõrbes asuvate Simonsi observatooriumi teleskoopide tõttu, võib säärane avastus olla võimalik juba lähitulevikus.

Võttes kokku: kosmilise inflatsiooni teooria järgi ei näe me reliktkiirguses ainult 380 000 aasta vanust universumit, vaid ka ülesvõtet ülinoore universumi mikroskoopilistest kvanthäiritustest. Tänapäeva fundamentaalfüüsika suur proovikivi on kosmilise inflatsiooni katseline kinnitamine või ümberlükkamine. See aitaks liikuda lähemale kvantgravitatsiooni teooria sõnastamisele ja kinnitaks kvantfüüsika vankumatut rolli kõigis mastaapides, mikroskoopiliste osakeste maailmast kuni universumi suuremastaabilise struktuurini.

Hardi Veermäe (1985) on füüsikateoreetik, keemilise ja bioloogilise füüsika instituudi kõrge energia ja arvutusfüüsika laboratooriumi vanemteadur.

Artikkel on ilmunud ajakirja Horisont detsembri-jaanuari numbris.