Suur Pauk

See artikkel on üldmõistest; filmi kohta vaata artiklit Suur pauk (film).

Suur Pauk (inglise keeles Big Bang) oli hüpoteetiline sündmus umbes 13,8 miljardit aastat tagasi: Universum hakkas kujuteldamatult tihedast olekust plahvatuslikult paisuma. Seda loetakse kosmoloogia standardmudelis Universumi alguseks.

WMAPi ülesvõte kosmilisest mikrolaine-taustkiirgusest ehk reliktkiirgusest

Suure Paugu teooria käsitleb peale Suure Paugu ka universumi varajast arengut pärast Suurt Pauku.

Suur Pauk ei olnud plahvatus olemasolevas ruumis, vähemalt mitte selle tänapäevases mõistes, vaid mateeria, ruumi ja aja ühine tekkimine algsest singulaarsusest.

Paisumine on vaadeldav Hubble'i seose kaudu, mis ütleb, et mida kaugemal mingi galaktika meist (vaatlejast) on, seda kiiremini ta meist eemaldub.

Suurest Paugust umbes 300 000 aasta võrra hilisemast seisundist annab tunnistust kosmiline mikrolaine-taustkiirgus ehk reliktkiirgus: tol ajal omandasid mikrolainetaustkiirguse footonid absoluutselt mustale kehale omase kiirgusspektri.

Suure Paugu teooria on tänapäeva teaduslikus kosmoloogias valdav teooria Universumi varajasest arengust. Ta põhineb sellel, et vaadeldavat galaktikate üksteisest eemaldumist, ehk siis universumi paisumist, saab üldrelatiivsusteooria abil ekstrapoleerida ajas tagasi universumi varajase oleku suunas. Selgub, et mida kaugemale ajas tagasi minna, seda kuumemaks ja tihedamaks universum osutub.

Suure Paugu teooria kohaselt on universumi praegune seisund erinev tema kunagisest ja tulevasest seisundist. Kunagi oli aine universumis nii kuum ja tihe, et valgus ei saanud kosmoses vabalt levida. Juba 1940. aastatel esitati teoorial põhinev oletus, et see on tekitanud mikrolainetausta. 1960. aastatel see nähtus avastatigi, mis tõi kaasa Suure Pauguga konkureeriva statsionaarseisundi teooria populaarsuse järsu languse.

Kui tänapäeva füüsikateooriaid kasutades universumi Hubble'i paisumisest tagasi ekstrapoleerida, jõutakse gravitatsioonilise singulaarsuseni, kus kõik kaugused muutuvad nulliks ning kõik temperatuurid ja rõhud muutuvad lõpmatuks. Mis on selle füüsikaline mõte, see pole selge. Paljude füüsikute arvates on asi selles, et meie arusaamine füüsikaseadustest on puudulik, eriti annab tunda kvantgravitatsiooni teooria puudumine.

Väljendi "Suur Pauk" võttis kasutusele Fred Hoyle, kes tahtis näidata Suure Paugu teooria usutamatust.

Ülevaade

Universumi kolm võimalikku arengusuunda

Et Suurest Paugust sai peale mateeria alguse ka aegruum, siis ei saa Suurt Pauku ennast seni tuntud füüsikateooriate abil kirjeldada.

Suure Paugu teooria järgi hakkas mateeriaga täidetud universum pärast Suurt Pauku paisuma, ning see paisumine jätkub. Kosmoloogia modelleerib universumi paisumist üldrelatiivsusteooria väljavõrrandite abil.

Astronoomiliste vaatluste põhjal hinnatakse universumi vanuseks 13,798±0,037 miljardit aastat.

Galaktikate vaadeldava üksteisest eemaldumise ekstrapoleerimisel ajas tagasi saadakse hetk, mil nende aine oli koondunud väga väiksesse ruumi. Sel ajal pidi temperatuur olema väga kõrge ning kõikide objektide omavaheline kaugus väga väike.

Suure Paugu teooria seletab järgmisi vaatlusandmeid:

galaktikate punanihe, Universumi senine paisumine
Universumi mikrolainetausta spekter
tähtede vanuse piir umbes 13 miljardi aasta juures
keemiliste elementide ja nende isotoopide levik kosmoses (eriti vesinik (prootium), deuteerium ja heeliumi isotoobid)

Suure Paugu põhimõtteliselt võimalik teisik on Suur Kollaps, Universumi kollaps, Universumi lõpp. Kas see tuleb, sõltub mateeria tihedusest ja kosmoloogilisest konstandist.

Suure Paugu koht teoreetilises füüsikas

Universumi arengut kirjeldavad Friedmanni võrrandid, mis tuginevad Albert Einsteini üldrelatiivsusteooriale. Nende võrrandite lahendamisel lähtutakse Universumi praegusest seisundist ning jälgitakse arengut ajas tagasi. Täpne lahend sõltub Hubble'i konstandi mõõdetud väärtustest ja tihedusparameetritest. Tulemuseks saadakse, et Universum oli varem väiksem (Universumi paisumine), kuumem ja tihedam. Formaalselt viib lahend hetkeni, mil skaalateguri väärtuseks saab null, st hetkeni, mil Universumil ei olnud mõõtmeid ning temperatuur ja tihedus olid lõpmata suured. Seda hetke nimetatakse Suureks Pauguks. Tegemist on Friedmanni võrrandite formaalse singulaarsusega. See aga ei ütle midagi säärase algsingulaarsuse füüsikalise reaalsuse kohta, sest klassikalise füüsika võrrandite kehtivusvaldkond on piiratud ning nad pole kasutatavad juhtudel, mil etendavad olulist osa kvantefektid, nagu see ongi varajases kuumas ja tihedas Universumis. Universumi väga varajase arengu kirjeldamiseks on tarvis kvantgravitatsiooni teooriat.

Universumi varajane ajalugu

Et teadaolevad füüsikateooriad ei ole Suurele Paugule lähedase aja kohta rakendatavad, puudub Suure Paugu üldtunnustatud teooria. Erinevaid ajajärke pärast Suurt Pauku vaadeldakse universumi omaette perioodide või ajastutena. Kui rakendada teadaolevaid füüsikaseadusi olukorrale vahetult pärast Suurt Pauku, tuleb välja, et Universum pidi paisumise esimeste sekundi murdosade jooksul läbima mitu ülilühikest faasi. Et tollastel osakestel olid väga suured kiirused ning nende omavahelised kaugused olid väga väikesed, sai nendes toimuda hilisemate faasidega võrreldaval hulgal sündmusi. Tinglik jaotus ajastuteks on järgmine:

Plancki aeg ning Suure Ühenduse perioodi algus

Universum algas seisundiga, mille kirjeldamisel pole teadaolevaid füüsikaseadusi võimalik rakendada. Väga elementaarsetest kaalutlustest tuleneb siiski, et tihedus pidi alguses olema ligikaudu 10⁹⁴ g·cm⁻³ ja temperatuur ligikaudu 10³² K (vaata Plancki skaala). Tuleb eeldada, et ajal "enne" Plancki aega (enne 5,39121·10⁻⁴⁴ s, lihtsuse mõttes võetakse selle väärtuseks enamasti 10⁻⁴³ s) puudusid kontiinuumi omadused, nii et väited ajavahemiku kohta 0...10⁻⁴³ s on mõttetud. Selles mõttes puudus Plancki ajal kestus. Sarnased lood on ka ruumiga. Kui vahemaa on 0...1,61624·10⁻³⁵ m (Plancki kaugus; lihtsuse mõttes võetakse selle väärtuseks enamasti 10⁻³⁵ m), puuduvad ruumil kontiinuumi omadused. Seetõttu on väited ulatuvuse kohta vahemaade 0...10⁻³⁵ m korral mõttetud. Seetõttu ei saa Plancki aja puhul Universumi ruumala täpset väärtust anda.

Ühendväljateooriate (supergravitatsiooni teooria) järgi olid esimesel hetkel kõik neli teadaolevat looduse põhijõudu (vastasmõju)

ühendatud üheksainsaks algjõuks. Paisumise alguse ning ühtlasi Plancki aja lõpuga eraldus gravitatsioon kui omaette jõud. Kolm ülejäänud vastasmõju moodustasid ühendmudeli ehk Suure Ühenduse. Enamik osakesi, mis ühendmudeli ajastul eksisteerisid, olid teadmata loomuga. Hiljem leidis aset veel kaks vastasmõjude eraldumist seoses sümmeetria rikkumistega.

Kõrge temperatuuri tõttu leidis aset osakeste ning kiirguse kujul eksisteeriva energia vastastikune muundumine relatiivsusteooria valemi E=mc² järgi. Sealjuures ei olnud aine ja kiirgus alati soojuslikus tasakaalus.

Tulenevalt ühendmudeli vastasmõju seni täielikult seletamata asümmeetriast aine ja antiaine suhtes tekkis aine väike liig antiaine suhtes (nn barüogenees). Võib-olla tegigi see ainult miljardikuline liig võimalikuks praegu kosmoses leiduva aine ning meie olemasolu.

Universumi paisumine pärast Suurt Pauku

Inflatsiooniline universum

Pikemalt artiklis Inflatsiooniline universum

Universumi vanuses 10⁻³⁶ s langes temperatuur umbes 10²⁷ kelvinile. Ühendmudeli põhjal oletatakse, et sellel temperatuuril eraldus tugev vastasmõju ühendmudeli ühtsest vastasmõjust.

Vabanev energia tõi kaasa kiire paisumise faasi (nn inflatsiooniline universum), kusjuures ajavahemikus 10⁻³⁵...10⁻³³ s leidis aset laienemine umbes 10⁵⁰ korda. See valguse kiirust ületav Universumi paisumine ei ole relatiivsusteooriaga vastuolus, sest viimane keelab ainult valguse kiirust ületavat liikumist ruumis, mitte ruumi enda paisumist, mis valguse kiirust ületab. Praegu vaadeldavale universumile vastav piirkond pidi sealjuures teooria kohaselt paisuma prootoni diameetrist palju väiksemalt diameetrilt umbes kreeka pähkli läbimõõduni. Aeg, millal see sündmus pidi aset leidma, ning laienemistegur on konstrueeritud nii, et kosmoloogiline tervikpilt klapiks. Neil arvudel puudub sõltumatu kinnitus.

Inflatsiooniline faas on seletuseks mitmele kosmoloogilisele vaatlusele, millel muud seletust pole, nimelt

kosmose homogeensus (horisondi probleem)
suuremastaabilised struktuurid kosmoses (galaktikad, galaktikate parved)
ruumi väike kõverus (lameduse probleem)
tõsiasi, et pole vaadeldud magnetilisi monopole

Kvarkide periood

Pärast 10⁻³³ s langes temperatuur 10²⁵ kelvinile. Moodustusid tänapäeva raskete osakeste ehituskivid kvargid ja antikvargid. Temperatuur oli aga nii kõrge ning osakestevaheliste kokkupõrgete vahelised ajavahemikud nii väikesed, et ei moodustunud veel stabiilseid prootoneid ega neutroneid, vaid ligikaudu vabadest osakestest koosnev kvark-gluuonplasma. Raskemad osakesed, nagu näiteks X-bosonid, surid välja, sest nad olid ebastabiilsed ning nende taastekkeks kiirgusest oli temperatuur juba liiga madal.

Topofaas

Pärast 10⁻¹⁵ s tõusis temperatuur mõningate autorite arvates lühikeseks ajaks nii kõrgele, et kiirgusest sai veel kord tekkida raskeid osakesi. Et aga temperatuur üsna ruttu jälle langes, lagunesid ka need osakesed jälle.

Neli vastasmõju

Pärast 10⁻¹² s oli universum jahtunud 10¹⁶ kelvinile. Elektronõrk vastasmõju lagunes nõrgaks ja elektromagnetiliseks vastasmõjuks. Sellega oli algse vastasmõju lagunemine neljaks tuntud fundamentaalseks vastasmõjuks lõpule jõudnud.

Hadronite perioodi algus

Pärast 10⁻⁶ s oli temperatuur 10¹³ K. Kvargid ei saanud enam vabade osakestena eksisteerida, vaid ühinesid hadroniteks. Temperatuuri langedes raskemad hadronid lagunesid ning lõpuks jäid üle prootonid ja neutronid ning nende antiosakesed. Prootonite ja neutronite vastastikusel muundumisel tekkis ka suur hulk neutriinosid.

Leptonite perioodi algus

Pärast 10⁻⁴ s oli temperatuur langenud 10¹² kelvinile. Enamik prootoneid ja neutroneid annihileerus kokkupõrgetel oma antiosakestega; järele jäi vaid ülalmainitud miljardikune liig. Need prootonid ja neutronid moodustavadki suurema osa tänapäeval tuntud ainest. Prootoni ja neutroni massi väikese erinevuse tõttu kujunes sealjuures prootonite ja neutronite arvuline vahekord 6:1, mis etendas tähtsat osa hilisemas heeliumi osatähtsuses kosmoses. Temperatuurist jätkus nüüd vaid selleks, et moodustada leptonite paare (nagu näiteks elektron ja selle antiosake positron). Neist sai nüüd domineeriv aineosakeste liik. Tihedus langes 10¹³ g·cm⁻³-le, mis oli ikka veel tohutu suur. Neutriinod aga ei olnud selle tiheduse juures enam soojuslikus tasakaalus teiste osakestega. Neutriinode vastasmõju muu ainega on sellest ajast alates nii nõrk, et nad liiguvad Universumis vabalt, ilma neeldumata siiamaani.

Tuumasünteesi algus

Pärast 10 sekundit, temperatuuridel alla 10⁹ K, ühinesid prootonid ja neutronid tuumasünteesis esimesteks aatomituumadeks. Seda protsessi nimetatakse ürgseks tuumasünteesiks. Sealjuures moodustus 25% heelium-4 (⁴He) ja 0,001% deuteeriumi ning heelium-3 (³He), liitiumi ja berülliumi. Ülejäänud 75% moodustasid prootonid, hilisemad vesiniku aatomi tuumad. Vanimatel tähtedel kosmoses on veel praegugi just niisugune koostis. 5 minuti pärast oli aine niipalju hõrenenud, et tuumasüntees vaibus. Järelejäänud vabad neutronid ei olnud stabiilsed ning järgmiste minutite jooksul lagunesid nad prootoniteks ja elektronideks.

Kõik raskemad keemilised elemendid tekkisid alles hiljem tähtede sisemuses. Temperatuur oli ikka veel nii kõrge, et aine eksisteeris plasma kujul – seguna vabadest aatomituumadest, prootonitest ja elektronidest röntgenikiirguse (temperatuurikiirguse) käes.

Kiirguseajastu lõpp ja aineajastu algus

Seni moodustas elektromagnetkiirgus põhiosa kosmose energiatihedusest. Ent paisumisega seotud temperatuuri alanemisel see aina vähenes. Aine energiatihedus vähenes seisumassi tõttu tunduvalt aeglasemalt. Umbes 200 000 aasta pärast ületas aine osatähtsus Universumi koguenergias kiirguse oma.

Taustkiirguse vabanemine

WMAP on NASA kosmosesond kosmilise mikrolaine-taustkiirguse uurimiseks, mille abil püüti kontrollida Universumi kosmoloogilisi teooriaid

Algfaasis oli kiirgus pidevas vastastikuses toimes vabade laengutega. Universum oli seetõttu läbipaistmatu. Umbes 300 000 aasta pärast oli temperatuur langenud umbes 3600 kelvinile. Selle väärtuse juures moodustasid aatomituumad ja elektronid stabiilseid aatomeid (rekombinatsioon). Footonite vastastikune toime neutraalsete aatomitega muutus väikeseks, nii et valgus sai nüüd hakata üha enam takistamatult levima. Universum muutus läbipaistvaks.

Edasise paisumise käigus vabanenud taustkiirguse (kosmiline mikrolaine-taustkiirgus) lainepikkus ruumi laienemise tõttu suurenes. Seda on näha selle spektri punanihkest. See taustkiirgus on mõõdetav. Ta vastab absoluutselt musta keha temperatuurile 2,73 K.

Suuremastaabiliste struktuuride moodustumise algus

Pärast kiirguse vabanemist sattus aine gravitatsiooni tugevama mõju alla. Lähtudes tiheduse kõikumistest, mis võisid tekkida juba inflatsioonilise paisumise ajal kvantfluktuatsioonide tõttu, moodustusid miljoni aasta pärast kosmoses suuremastaabilised struktuurid. Suurema massitihedusega ruumipiirkondades hakkas aine gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu kollabeeruma ning moodustama massikogumeid. Sealjuures hakkasid kõigepealt tekkima varjatud ainest nn halod. Need toimisid "gravitatsiooninõgudena", kuhu hiljem kogunes meile nähtav aine.

Et kindlaks teha, mis see varjatud aine täpselt on, on püütud struktuuride moodustumise protsessi arvutisimulatsioonidega imiteerida. Mängiti läbi mitmesugused stsenaariumid, millest mõned välistati kui täiesti ebarealistlikud. Kõige realistlikumatena tunduvad tänapäeval nn ΛCDM-mudelid ( $\Lambda$ on Einsteini väljavõrrandite kosmoloogiline konstant, CDM on külm varjatud aine (cold dark matter)). Varjatud aine olemus on tänini teadmata.

Galaktikate ja tähtede tekkimine

300 miljoni aasta pärast tekkisid paljud galaktikad algul kvasaritena. Tegu oli galaktikatega, mille keskmes oli must auk, kuhu paiskus suur kogus ainet, mis tõi kaasa tohutu hulga kiirguse väljumise.

Kollabeeruvad gaasipilved olid nüüd nii tihedaks muutunud, et moodustusid tähed ja kerasparved. Tähtedes moodustusid nüüd tuumasünteesi teel kõik raskemad keemilised elemendid kuni rauani. Raskemad tähed plahvatasid juba mõne miljoni aasta pärast supernoovadena. Plahvatustega sattusid tähtedevahelisse ruumi rauast raskemad elemendid. Need tekkisid plahvatuse ajal neutronihaarde tagajärjel.

Päikesesüsteemi tekkimine

Pikemalt artiklis Päikesesüsteemi teke ja areng

9 miljardit aastat pärast Suurt Pauku kollabeerus meie Galaktika serval gaasist ja tolmust koosnev pilv, mis sisaldas supernoova plahvatusest järele jäänud materjali. Sellest tekkis meie Päikesesüsteem oma planeetidega. Umbes 4,5 miljardit aastat hiljem (täpsemalt umbes 0,004 miljardit aastat tagasi) tekkis inimene.

Suure Paugu teooria kronoloogia

1915 – Albert Einstein avaldas üldrelatiivsusteooria, millest sai paisuva Universumi kontseptsiooni teoreetiline alus. Einstein oli aga algul veendunud, et Universum on staatiline, mistõttu ta lisas üldrelatiivsusteooria väljavõrranditesse kosmoloogilise konstandi, mis tagas vastava lahendi. Hiljem nimetas ta seda sammu oma elu suurimaks rumaluseks.
1916 – Karl Schwarzschild leidis väljavõrrandite esimese täpse lahendi. See kirjeldab kerasümmeetrilist mittepöörlevat massi.
1918 – saksa astronoom Carl Wilhelm Wirtz täheldas teatud udude (udukogude) spektrite punanihet. Ta ei teadnud, et tegu on galaktikatega.
1922 – Alexander Friedmann arvutas ilma kosmoloogilise konstandita Einsteini väljavõrrandite lahendid ning avastas, et need vastavad kosmosele, mis kas paisub igavesti alates alguspunktist, kollabeerub lõpp-punktiks või omab nii algus- kui ka lõpp-punkti.
1923 – Edwin Hubble tõestas, et Andromeeda udukogu on kaugel väljaspool Linnuteed.
1927–1933 – preester ja astronoom abbé Georges Lemaître töötas välja Suure Paugu teooria esimese versiooni, mille kohaselt Universum algab üheainsa osakesega, mida ta nimetas algaatomiks.
1929 – Edwin Hubble avastas, et galaktikate punanihe kasvab võrdeliselt nende kaugusega (hiljem hakati seda nimetama Hubble'i seaduseks). Ta seletas seda leidu Doppleri efekti abil universumi paisumise tagajärjena. Seepeale loobus Einstein kosmoloogilisest konstandist.
1948 – George Gamow, Ralph Alpher ja Robert Herman töötasid välja teooria, mille kohaselt kosmos on arenenud kuumast algolekust. Fred Hoyle töötas välja alternatiivse teooria (statsionaarseisundi teooria), mille järgi Universumi paisumisega kaasneb kõikjal uue aine pidev tekkimine, nii et Universumi tihedus ja struktuur jäävad muutumatuks. Järgnevatel aastatel lõi läbi Gamowi ja Hermani teooria.
1965 – Arno Penzias ja Robert Woodrow Wilson avastasid kogemata taustkiirguse.
1980 – Alan Guth püstitas mõningate kosmoloogiaprobleemide lahendamiseks hüpoteesi, et Universumi arengu varajases faasis leidis aset väga kiire paisumine. Seda inflatsioonilise universumi teooriat arendasid hiljem edasi Andrei Linde jt.
1990. aastad – teleskoopide ja kosmoseaparaatide tehnoloogia (näiteks COBE) areng võimaldas kosmoloogilisi parameetreid täpsemalt määrata. Kogunes andmeid, mis viitasid Universumi kiirenevale paisumisele.
2001 – lennutati üles kosmoseaparaat WMAP, mis mõõtis taustkiirguse ruumilist ja spektraalset jaotust äärmise täpsusega. See võimaldas seni saavutamata täpsusega välja arvutada mitu fundamentaalset kosmoloogilist suurust:
- Universumi vanus: 13,7·10⁹ aastat
- kiirguse vabanemise aeg: 397 000 aastat pärast Suurt Pauku
- Hubble'i konstant: 71 km·s⁻¹·Mpc⁻¹.
- universumi koostis: 4,4% barüonainet, 22% varjatud ainet ja 73% varjatud energiat.

Need andmed andsid ka kinnituse Universumi üleminekule kiireneva paisumise faasi.

Vaata ka

Kirjandus

Steven Weinberg, "Esimesed kolm minutit. Arutlus universumi tekkest". Tõlkinud Laur Palgi. Järelsõna: Laur Palgi ja Arved Sapar. Valgus, Tallinn 1988, 152 lk

Välislingid

"Taiwani professor kirjeldab universumit ilma Suure paugu, alguse ja lõputa" ERR Teadus, 30. juuli 2010
Villu Päärt: "Mis oli enne Suurt Pauku?" Novaator, 24. november 2010