Pysyvän tilan teoria

Inflaatio – Nukleosynteesi
GWB – Neutriinotausta
Kosminen mikroaaltotausta

Punasiirtymä – Hubblen laki
Avaruuden metrinen laajeneminen
Friedmanni yhtälöt
FLRW-metriikka

Universumin muoto
Rakenteiden muodostuminen
Galaksien muodostuminen
Suurten-mittakaavan rakenne

Lambda-CDM-malli
Pimeä energia – pimeä aine

Kosmologian aikajana…

Havaintokosmologia
2dF – SDSS
CoBE – BOOMERanG – WMAP

Einstein – Hawking . Friedman – Lemaître – Hubble – Penzias – Wilson – Gamow – Dicke – Zel’dovich – Mather – Smoot

Fyysinen kosmologia
Universumi – Suuri Alkuräjähdys Universumin ikä Aikajana alkuräjähdys Universumin lopullinen kohtalo	Alkuuniversumi	Laajeneva maailmankaikkeus	Rakenteiden muodostuminen	Komponentit	Historia	Kosmologiset kokeet	Tiedemiehet	Esimerkit

Kosmologiassa, Steady State -teoria (tunnetaan myös nimellä äärettömän maailmankaikkeuden teoria tai jatkuva luominen) on Fred Hoylen, Thomas Goldin, Hermann Bondin ja muiden vuonna 1948 kehittämä malli vaihtoehtona alkuräjähdysteorialle (joka tunnetaan yleensä nimellä kosmologinen standardimalli). Tasaisen luomisen näkemyksessä uutta ainetta syntyy jatkuvasti maailmankaikkeuden laajentuessa, jolloin täydellinen kosmologinen periaate toteutuu. Vaikka mallilla oli suuri joukko kannattajia kosmologien keskuudessa 1950- ja 1960-luvuilla, kannattajien määrä väheni huomattavasti 1960-luvun lopulla kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn löytymisen myötä, ja nykyään kannattajia on enää hyvin pieni määrä. Tasaisen tilan mallin keskeinen merkitys on siinä, että alkuräjähdyksen kilpailijana se antoi sysäyksen joidenkin astrofysiikan tärkeimpien tutkimusten synnylle, joista suuri osa päätyi lopulta tukemaan alkuräjähdysteoriaa.

Yleiskatsaus

Bondin, Goldin ja Hoylen tasaisen tilan teoria sai inspiraationsa yhdessä katsomansa elokuvan Yön kuollut (Dead of Night) pyöreästä juonesta. Teoreettiset laskelmat osoittivat, että staattinen maailmankaikkeus oli yleisen suhteellisuusteorian mukaan mahdoton, ja Edwin Hubblen havainnot olivat osoittaneet, että maailmankaikkeus laajeni. Tasaisen tilan teoria väittää, että vaikka maailmankaikkeus laajenee, se ei kuitenkaan muuta ulkomuotoaan ajan mittaan (täydellinen kosmologinen periaate); sillä ei ole alkua eikä loppua.

Teoria edellyttää, että uutta ainetta on jatkuvasti synnyttävä (enimmäkseen vetyä), jotta aineen keskimääräinen tiheys pysyisi ajan mittaan samana. Vaadittu määrä on vähäinen eikä suoraan havaittavissa: noin yksi auringon massa baryoneja kuutiomegaparsekissa vuodessa tai noin yksi vetyatomi kuutiometriä kohden miljardissa vuodessa, ja pimeää ainetta on noin viisi kertaa enemmän. Tällainen luomisnopeus aiheuttaisi kuitenkin havaittavia vaikutuksia kosmologisessa mittakaavassa.

Teorian esteettisesti epämiellyttävä piirre on se, että postuloidun spontaanin uuden aineen muodostumisen olisi oletettavasti sisällettävä tavallisen vedyn lisäksi deuteriumia, heliumia ja pieni määrä litiumia, koska mikään tähdissä tai muilla prosesseilla tapahtuvan ydinsynteesin mekanismi ei selitä havaittua deuteriumin ja helium-3:n runsautta. (Alkuräjähdysmallissa alkuvaiheen deuterium syntyy heti ”pamauksen” jälkeen, ennen ensimmäisten tähtien olemassaoloa).

Kaoottisella inflaatioteorialla on monia yhtäläisyyksiä Steady State Theory -teorian kanssa, kuitenkin paljon suuremmassa mittakaavassa kuin alun perin ajateltiin.

Ongelmat

Vakaan tilan teorian ongelmat alkoivat nousta esiin 1960-luvun lopulla, kun havainnot ilmeisesti tukivat ajatusta siitä, että maailmankaikkeus todella muuttuu: kvasaareja ja radiogalakseja löydettiin vain suurilta etäisyyksiltä (esim, punasiirtymässä, ja siten valon rajallisen nopeuden vuoksi menneisyydessä), ei lähempänä sijaitsevissa galakseissa. Kun taas alkuräjähdysteoria ennusti näin, Steady State -teoria ennusti, että tällaisia kohteita löytyisi kaikkialta, myös oman galaksimme läheltä.

Vähemmistölle kosmologeista Steady State -teorian kumoaminen tuli, kun vuonna 1965 löydettiin kosminen mikroaaltotaustasäteily, jonka alkuräjähdysteoria oli ennustanut. Stephen Hawking sanoi, että se, että mikroaaltosäteily oli löydetty ja että sen ajateltiin jääneen jäljelle alkuräjähdyksestä, oli ”viimeinen naula tasaista tilaa koskevan teorian arkkuun”. Tasapainoteoriassa tämä taustasäteily on seurausta muinaisista tähdistä peräisin olevasta valosta, jonka galaktinen pöly on sirotellut. Tämä selitys ei kuitenkaan ole vakuuttanut useimpia kosmologeja, sillä kosminen mikroaaltotausta on hyvin tasainen, minkä vuoksi on vaikea selittää, miten se on syntynyt pistemäisistä lähteistä, eikä mikroaaltotaustassa näy merkkejä sellaisista piirteistä kuin polarisaatio, jotka tavallisesti liittyvät sirontaan. Lisäksi sen spektri on niin lähellä ideaalisen mustan kappaleen spektriä, että se tuskin voisi muodostua eri lämpötiloissa ja eri punasiirtymissä olevien pölykertymien aiheuttamien osuuksien päällekkäisyydestä. Steven Weinberg kirjoitti vuonna 1972:

Tasapainotilamalli ei näytä sopivan yhteen havaitun dL:n ja z:n suhteen tai lähteiden lukumäärän kanssa … Tavallaan erimielisyys on mallin kunnia; yksin kaikkien kosmologioiden joukossa vakaan tilan malli tekee niin varmoja ennusteita, että se voidaan kumota jopa käytettävissämme olevan rajallisen havaintotiedon perusteella. Tasapainotilamalli on niin houkutteleva, että monet sen kannattajat toivovat yhä, että sitä vastaan esitetyt todisteet häviävät havaintojen parantuessa. Jos kosminen mikroaaltotaustasäteily … on kuitenkin todella mustan kappaleen säteilyä, on vaikea epäillä, että maailmankaikkeus on kehittynyt kuumemmasta ja tiheämmästä alkuvaiheesta.

Sen jälkeen alkuräjähdysteoriaa on pidetty parhaana kuvauksena maailmankaikkeuden synnystä. Useimmissa astrofysikaalisissa julkaisuissa alkuräjähdys hyväksytään implisiittisesti, ja sitä käytetään täydellisempien teorioiden perustana.

C-kenttä

Bondi ja Gold eivät ehdottaneet mitään mekanismia aineksen luomiselle, jota tasaantumisteoria edellyttää, mutta Hoyle ehdotti ”C-kentäksi” kutsumansa mekanismin olemassaoloa, jossa ”C” tarkoittaa ”luomista”. C-kentällä on negatiivinen paine, minkä ansiosta se voi ajaa kosmoksen tasaista laajenemista ja samalla luoda uutta ainetta pitäen suuren mittakaavan ainetiheyden suunnilleen vakiona; tässä suhteessa C-kenttä on samankaltainen kuin kosmisessa inflaatiossa käytetty inflatonikenttä. Tästä syystä Hoylen vuonna 1948 esittämä käsitys vakaasta tilasta sisältää monia piirteitä, jotka ovat myöhemmin tulleet esiin sekä inflaatiokosmologiassa että hiljattain havaitussa kiihtyvässä maailmankaikkeudessa, joka voidaan mallintaa Einsteinin maailmankaikkeusmallissa kosmologisen vakion avulla.

C-kentällä ja käsitteellä kvasistabiilin tilan maailmankaikkeus on myös jonkin verran yhtäläisyyksiä kaoottiseen inflaatioteoriaan tai ikuiseen inflaatioon, joka toisinaan esittää äärettömän maailmankaikkeuden, jolla ei ole alkua eikä loppua ja jossa inflaatio toimii jatkuvasti havaittavissa olevan maailmankaikkeuden ylittävällä mittakaavalla luodakseen kosmoksen ainetta. Sekä vakaan tilan että lähes vakaan tilan teoriassa kuitenkin väitetään, että maailmankaikkeuden luomistapahtumat (uudet vetyatomit vakaan tilan tapauksessa) voidaan havaita havaittavan maailmankaikkeuden sisällä, kun taas inflaatioteorioissa inflaatiota ei pidetä jatkuvana prosessina havaittavan maailmankaikkeuden sisällä.

Quasi-steady state

Quasi-steady state -kosmologiaa (QSS) ehdottivat vuonna 1993 Fred Hoyle, Geoffrey Burbidge ja Jayant V. Narlikar uudeksi versioksi steady state -ajatuksista, ja sen tarkoituksena oli selittää ylimääräisiä piirteitä, joita alkuperäisessä ehdotuksessa ei ollut otettu huomioon. Teorian mukaan maailmankaikkeudessa tapahtuu ajan mittaan luomisaukkoja, joita kutsutaan joskus minibangiksi, miniluomistapahtumiksi tai pieniksi pamahduksiksi. Kiihtyvän maailmankaikkeuden havaitsemisen jälkeen malliin tehtiin lisämuutoksia. Valtavirran kosmologit, jotka ovat tarkastelleet QSS:ää, ovat tuoneet esiin puutteita ja ristiriitaisuuksia havaintojen kanssa, joita kannattajat eivät ole selittäneet.

Katso myös

• Big Bang -teoria
• Pimeä aine
• Edwin Hubble
• Kvasaari

Muistiinpanoja

• Farmer, Billy L. 1997. Universumin vaihtoehdot: Emerging Concepts of Size, Age, Structure, and Behavior, 2nd ed. El Paso, TX: B.L. Farmer. ISBN 0964998343
• Hoyle, Fred, Geoffrey R. Burbidge ja Jayant Vishnu Narlikar. 2001. Erilainen lähestymistapa kosmologiaan: Staattisesta maailmankaikkeudesta alkuräjähdyksen kautta kohti todellisuutta. Cambridge, UK: Cambridge Univ. Press. ISBN 0521662230
• Hoyle, F., G. Burbidge ja J.V. Narlikar. 1993. A quasi-steady state cosmological model with creation of matter. The Astrophysical Journal. 410:437-457.
• —. Kosmologisen quasi-steady state -mallin perustana oleva perusteoria. Proc. R. Soc. A 448:191.
• Mitton, Simon. 2005. Konflikti kosmoksessa: Fred Hoylen elämä tieteessä. Washington, DC: Joseph Henry Press. ISBN 0309093139
• Weinberg, Steven. 1972. Gravitaatio ja kosmologia: Principles and Applications of the General Theory of Relativity. New York: Wiley. ISBN 0471925675

Kaikki linkit haettu 3.1.2020.

• Hoyle, F., G. Burbidge, and J.V. Narlikar. Apr. 1994. Astrofysikaaliset johtopäätökset kvasistadionin kosmologiasta Royal Astronomical Society Monthly Notices 267:1007-1019.
• —. Aug. 1994. ”Erratum: Astrofysikaaliset johtopäätökset kvasistadionaalisesta tilasta” Royal Astronomical Society Monthly Notices 269:1152.
• —. Sep. 1994. Muita astrofysikaalisia suureita, joita odotetaan kvasistadestaattisessa tilassa olevasta maailmankaikkeudesta Astronomy and Astrophysics 289(3): 729-739. ISSN 0004-6361.
• —. 14. joulukuuta 1994. Huomautus Edward L. Wrightin kommenttiin Astrophysics. Tiivistelmä. 14. joulukuuta 1994. (arXiv:astro-ph/9412045v1).
• Wright, Edward L. 7. maaliskuuta 2008. Errors in the Steady State and Quasi-SS Models
• —. 20. lokakuuta 1994. Kommentteja kvasi-vakaan tilan kosmologian astrofysiikasta. Tiivistelmä. (arXiv:astro-ph/9410070v1).