Lähdekoodi sivulle Maailmankaikkeuden laajeneminen

{{Kosmologia}}
[[Kuva:Universe expansion-fi.png|thumb|Maailmankaikkeuden laajeneminen]]
'''Maailmankaikkeuden laajeneminen''' eli '''avaruuden laajeneminen''' tarkoittaa sitä, että [[avaruus|avaruuden]] pisteiden välinen etäisyys kasvaa ajan kuluessa ja että [[maailmankaikkeus|maailmankaikkeuden]] mittasuhteet itsessään muuttuvat. Se poikkeaa muista laajenemisilmiöistä, esimerkiksi [[lämpölaajeneminen|lämpölaajenemisesta]] ja [[räjähdys|räjähdyksistä]], sillä sikäli kuin havainnoista voidaan päätellä, kyseessä on maailmankaikkeuden sisäinen ominaisuus, eikä ilmiö jota voitaisiin havainnoida ulkopuolelta.

Laajeneminen on [[alkuräjähdys]]teorian perusilmiö, joka voidaan päätellä galaksien punasiirtymästä (ks. [[Hubblen laki]]).  Laajeneminen on havaittavissa vain suurilla etäisyyksillä, suunnilleen [[galaksijoukko]]jen läpimitasta ylöspäin. Sitä pienemmillä etäisyyksillä ainetta pitävät koossa [[gravitaatio]]voimat, jotka vastustavat laajenemista niin että pienten kohteiden sisäiset etäisyydet eivät kasva maailmankaikkeuden yleisen laajenemisen myötä. Laajenemisen seurauksena vain ne galaksit etääntyvät toisistaan, joiden välinen etäisyys on tiettyä rajaa suurempi. Raja määräytyy [[maailmankaikkeuden ikä|maailmankaikkeuden iästä]], laajenemisvauhdista ja maailmankaikkeuden aineen keskimääräisestä [[tiheys|tiheydestä]].

Varhaisen maailmankaikkeuden [[kosminen inflaatio|inflatorisen vaiheen]] päättyessä maailmankaikkeuden kaikki aine ja energia oli asettunut intertiaaliselle radalle, joka oli yhteensopiva [[ekvivalenssiperiaate|ekvivalenssiperiaatteen]] ja Einsteinin [[yleinen suhteellisuusteoria|yleisen suhteellisuusteorian kanssa]], ja tällöin sai alkunsa maailmankaikkeuden nykyisen kaltainen, täsmällinen ja säännöllinen, [[Hubblen laki|Hubblen lain]] mukainen laajeneminen (toisin sanoen aineen keskittymät erkanevat toisistaan, koska ne erkanivat toisistaan menneisyydessä [[inflaatiokenttä|inflaatiokentän]] vaikutuksesta).

Mittausten mukaan maailmankaikkeuden laajeneminen oli gravitaatiovoimien vaikutuksesta hidastuvaa, kunnes se noin viisi miljardia vuotta sitten alkoi [[maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen|kiihtyä]]. Kiihtymisen selittämiseksi fyysikot ovat olettaneet, että on olemassa [[pimeä energia|pimeää energiaa]], joka yksinkertaisimmassa teoreettisessa mallissa esiintyy [[kosmologinen vakio|kosmologisena vakiona]]. Kosmologisen standardimallin,<ref>Ryden 2017, Ch. 11.5</ref> eli [[Lambda-CDM-malli]]n (ΛCDM) mukaan tämä kiihtyminen tulee kaukaisessa tulevaisuudessa yhä vallitsevammaksi.<ref>Ryden 2017, Epilogue</ref>

Vaikka [[erityinen suhteellisuusteoria|erityisen suhteellisuusteorian]] mukaan kappaleet eivät voi liikkua valoa nopeammin, kun ne ovat lokaalissa, suhteellisuusdynaamisessa suhteessa keskenään, se ei aseta rajoitusta sille, kuinka nopeasti sellaiset kohteet voivat liikkua toistensa suhteen, jotka ovat globaalisti erossa toisiaan ja joiden välillä ei ole [[kausaliteetti|kausaalista]] yhteyttä. Näin ollen on mahdollista, että kaksi kohdetta ovat avaruudessa kauempana toisistaan kuin mihin valo olisi voinut edetä, mikä merkitsee, että jos laajeminen pysyy vakiona, kohteet eivät koskaan tule keskenään kausaaliseen vuorovaikutukseen. Esimerkiksi galaksit, jotka ovat kauempana kuin noin 4,5&nbsp;[[gigaparsec]]in etäisyydellä meistä, etääntyvät [[valonnopeus|valoa nopeammin]]. Voimme kuitenkin nähdä sellaisia kohteita, koska menneisyydessä maailmankaikkeus laajeni nykyistä hitaammin, joten näistä kohteista muinoin lähtenyt valo voi yhä saavuttaa meidät, mutta jos laajeneminen jatkuu pysyvästi, ei koskaan tule aikaa, jolloin voisimme nähdä sen valon, joka näistä galakseista ''nyt'' lähtee, eikä myöskään näistä galakseista käsin voida koskaan nähdä valoa, joka meidän galaksistamme nyt lähtee, sillä itse avaruus näiden välillä laajenee valoa nopeammin.

Suuren laajenemisvauhdin vuoksi on myös mahdollista, että kahden kohteen välinen etäisyys on suurempi kuin mikä saadaan kertomalla valonnopeus maailmankaikkeuden iällä. Tämän yksityiskohtiin liittyy paljon sekaannusta amatöörien ja jopa ammattifyysikkojen keskuudessa.<ref>{{verkkoviite | Osoite = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0310808 astro-ph/0310808 | Nimeke = Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe | Kirjoittaja = Tamara M. Davis, Charles H. Linewaver | Viitattu = 9.5.2014}}</ref>

Koska asia ei ole intuitiivisesti helppo käsittää ja sitä on usein kuvattu huolimattomilla sananvalinnoilla, eräät oppikirjoissakin esiintyvät selitykset maailmankaikkeuden laajenemisesta ja väärinkäsitykset, joita ne voivat saada aikaan, ovat edelleen jatkuvan keskustelun aiheena.<ref name=Whiting>{{verkkoviite | Osoite = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0404095 | Nimeke = The Expansion of Space: Free Particle Motion and the Cosmological Redshift | Kirjoittaja = Alan B. Whiting | Julkaisija = Cornell University Library | Viitattu = 9.5.2014}}</ref><ref name=Hogg>{{verkkoviite | Osoite = http://arxiv.org/abs/0808.1081 | Nimeke = The kinematic origin of the cosmological redshift | Kirjoittaja=Emory F. Bunn, David W. Hogg | Julkaisija = Cornell University Library | Viitattu = 9.5.2014}}</ref><ref name=Baryshev>{{verkkoviite | Osoite = http://arxiv.org/abs/0810.0153 | Nimeke = The Root of Conceptual Problems of the Cosmological Physics  | Kirjoittaja=Yu. V. Baryshev | Julkaisija = Cornell University Library | Viitattu = 9.5.2014}}</ref><ref name=Peacock>{{verkkoviite | Osoite = http://arxiv=0809.4573 | Nimeke = A diatribe on expanding space | Kirjoittaja = J. A. Peacock | Julkaisija = Cornell University Library | Viitattu = 9.5.2014}}</ref>

== Peruskäsitteet ==

=== Yleistä metriikasta ===

Maailmankaikkeuden laajenemisen ymmärtämiseksi on ensin syytä tarkastella, miten etäisyys määritellään matemaattisena käsitteenä ja miten avaruuden laajeneminen vaikuttaa siihen.

==== Metriikan määritelmä ====

[[Metriikka (matematiikka)|Metriikka]] ilmaisee, miten avaruudessa voidaan määrittää kahden ''läheisen'' pisteen [[etäisyys]] tietyssä [[koordinaatisto|koordinaattijärjestelmässä]]. Koordinaattijärjestelmässä avaruuden jokaista pistettä vastaa tietty jono lukuja, joita sanotaan pisteen [[koordinaatti|koordinaateiksi]]; tällöin pisteen ilmoittamiseksi tarvitaan yhtä monta lukua kuin avaruudella on [[ulottuvuus|ulottuvuuksia]]. Metriikka on kaava, joka ilmaisee, kuinka siirtyminen avaruudessa paikasta toiseen voidaan muuntaa etäisyydeksi.

==== Metriikka maan pinnalla ====
Ajatellaan esimerkkinä etäisyyden mittaamista kahden Maan pinnalla olevan paikan välillä. Tämä on yksinkertainen ja käytännössä tärkeä esimerkki [[pallogeometria]]sta. Koska Maan pinta on kaksiulotteinen, pisteen sijainti maan pinnalla voidaan ilmaista kahdella koordinaatilla, esimerkiksi [[pituusaste|pituus-]] ja [[leveysaste]]ella.

[[Euklidinen metriikka]] merkitsee pisteiden välisten etäisyyksien määrittämistä niiden kautta kulkevaa suoraa pitkin. Maanpinnan tapauksessa tämä ei yleensä ole mielekästä, koska nämä suorat kulkevat maan sisäosien kautta.  Käytännössä paljon tärkeämpiä ovatkin maan pintaa pitkin mitatut etäisyydet. 

[[Geodeettinen viiva]] merkitsee annetulla pinnalla lyhintä reittiä pinnan yhdestä pisteestä toiseen siten, että reitti kokonaisuudessaan on kyseisellä pinnalla. Euklidisella [[taso]]lla tällaisia viivoja ovat [[suora]]t. Pallon pinnalla ei suoria ole, mutta voidaan osoittaa, että pallopinnan geodeettisia viivoja ovat pallon [[isoympyrä]]n kaaret, toisin sanoen sellaisten ympyröiden kaaret, jonka keskipiste on pallon keskipisteessä. Tämän vuoksi pitkät lentoreitit pyritään yleensä linjaamaan isoympyröiden mukaisesti. Tavallisilla [[kartta|kartoilla]] nämä isoympyröitä tosin eivät yleensä vastaa [[suora]]t viivat (ellei karttaa ole tehty [[gnomoninen projektio|gnomonisessa projektiossa]]). Isoympyrääkin pitkin mitattu etäisyys on maan pinnan [[kaarevuus|kaarevuuden]] vuoksi aina suurempi kuin Maan sisuksien kautta mitattu suora etäisyys, mutta pienillä etäisyyksillä tämä ero on merkityksettömän pieni. 

Tavallisissa tasokartoissa maanpinnan useimpia isoympyröitä eivät yleensä vastaa suorat viivat. On tosin olemassa sellainenkin [[karttaprojektio]], [[gnomoninen projektio]], jossa kaikki isoympyrät kuvautuvat suoriksi viivoiksi, mutta siinä kartan eri osissa on hyvin eri suuri pituusmittakaava. Ei olekaan mahdollista laatia sellaista karttaprojektiota, jossa maan pinnan minkä tahansa kahden pisteen välinen geodeettinen, isoympyrää pitkin mitattu etäisyys olisi suoraan [[verrannollisuus|verrannollinen]] vastaavien pisteiden etäisyyteen kartalla.

====Minkowskin metriikka ja intervalli ====

[[Suppea suhteellisuusteoria|Suppean suhteellisuusteorian]] mukaan aika-avaruuden pisteen (tapahtuman) välinen paikallinen etäisyys ''Δr'' ja aikaero ''Δt'' eivät ole yksikäsitteisesti määrättävissä, vaan ne riippuvat havaitsijan liiketilasta [[Lorentz-muunnos|Lorentz-muunnoksen]] osoittamalla tavalla. Sitä vastoin lauseke

:<math>(\Delta s)^2 = c^2 (\Delta t)^2 - (\Delta r)^2 </math>,

missä ''c'' on [[valonnopeus]], on havaitsijan liiketilasta riippumaton eli [[invariantti]], ja sen neliöjuurta sanotaan tapahtumien väliseksi [[intervalli (fysiikka)|intervalliksi]].  Tällä tavoin aika-avaruudelle voidaan määrittää [[Minkowskin avaruus|Minkowskin metriikka]].  Kyseessä ei kuitenkaan ole [[metrinen avaruus]] sanan tavanomaisessa matemaattisessa merkityksessä, koska ''Δr<sup>2</sup>'' voi olla myös negatiivinen, ja lisäksi kahden eri pisteenkin välinen intervalli voi olla nolla.

====Metrinen tensori====

[[Differentiaaligeometria]]ssa, joka on [[yleinen suhteellisuusteoria|yleisen suhteellisuusteorian]] kulmakivi, voidaan määritellä [[metrinen tensori]], joka luonnehtii tarkasteltavaa avaruutta määrittämällä tavan, jolla etäisyydet mitataan kaikkiin mahdollisiin suuntiin. Yleinen suhteellisuusteoria edellyttää itse asiassa neliulotteista metriikkaa, jossa yksi ulottuvuus vastaa aikaa, kolme muuta avaruutta varten, sillä kahden [[aika-avaruus|aika-avaruuden]] pisteen välinen [[intervalli (fysiikka)|intervalli]] on sama kaikissa vertailujärjestelmissä, vaikka avaruudelliset ja ajalliset etäisyydet eivät ole. Tämä merkitsee, että yleisessä suhteellisuusteoriassa metrinen tensori ilmaisee täsmällisesti kahden tapahtuman välisen etäisyyden. Metrinen laajeneminen esiintyy, jos metrinen tensori muuttuu [[aika|ajan]] funktiona ja erityisesti, jos sen avaruudellinen osa kasvaa ajan edetessä. Asiaa voi havainnollistaa kuvittelemalla, että havaitsija on kiinnitetty "avaruuteen", joka etääntyy havaittavista kohteista tyhjyyteen siten, että välimatkat hänen ja kohteiden välillä kasvavat välissä olevan avaruuden laajetessa, vaikka kappaleilla itsellään ei ole [[kiihtyvyys|kiihtyvyyttä]]. Avaruus kappaleiden välissä laajenee tai supistuu riippuen siitä, lähestyvätkö geodeettiset viivat toisiaan vai etääntyvätkö ne toisistaan.

Koska tämä laajeneminen johtuu etäisyydet määrittelevän metriikan suhteellisista muutoksista, tätä laajenemista ja siitä seuraavaa kohteiden etääntymistä ei rajoita [[valonnopeus]], joka [[erityinen suhteellisuusteoria|erityisen suhteellisuusteorian]] mukaan on suurin mahdollinen nopeus. Kaksi globaalisti toisistaan erillistä vertailujärjestelmää voivat etääntyä toisistaan valoa nopeammin rikkomatta erityistä suhteellisuusteoriaa, mutta aina kun näin tapahtuu, esiintyy tällaisiin tilanteisiin liittyviä havaittavia ilmiöitä kuten [[kosmologinen horisontti|kosmologisia horisontteja]].

Teoria ja havainnot viittaavat siihen, että maailmankaikkeuden varhaisimmassa historiassa oli [[kosminen inflaatio|kosmisen inflaation]] vaihe, jolloin metriikka muuttui hyvin nopeasti, ja että tämän metriikan jäljellä oleva aikariippuvuus on sama ilmiö, joka on havaittu [[Hubblen laki|Hubblen lain]] mukaisena laajenemisena eli kaikkien niiden kohteiden etäisyytenä, joita gravitaatio ei sido toisiinsa. Kaikkeuden laajeneminen on näin ollen tuntemamme maailmankaikkeuden oleellinen ominaisuus, jonka vuoksi se on perustavalla tavalla erilainen kuin [[staattinen maailmankaikkeus]], jonka [[Albert Einstein]] alun perin oletti kehittäessään gravitaatio teoriansa.

===Etäisyyksien mittaaminen laajenevassa avaruudessa===

{{pääartikkeli|[[Mukana liikkuva etäisyys]]}}
Laajenevassa avaruudessa [[ominaispituus|ominaisvälimatkat]] ovat dynaamisia suureita, jotka muuttuvat ajan kuluessa. Ne voidaan helpommin ottaa huomioon käyttämällä [[mukana liikkuva etäisyys|mukana liikkuvia koordinaatteja]], jotka poistavat tämän ilmiön vaikutuksen ja tekevät mahdolliseksi kuvailla maailmankaikkeuden eri alueita tarvitsematta käyttää metriseen laajenemiseen liittyvää fysiikkaa. Mukana liikkuvissa koordinaateissa kaikkien kohteiden väliset etäisyydet on kiinnitetty, ja [[aine]]en ja [[valo]]n hetkellisen [[dynamiikka|dynamiikan]] määrää tavanomainen [[gravitaatio]]n ja [[sähkömagneettinen säteily|sähkömagneettisen säteilyn]] fysiikka. Ilmiöiden ajallista kehitystä tutkittaessa yhtälöissä on kuitenkin muiden mahdollisesti vaikuttavien tekijöiden kuten esimerkiksi [[gravitaatio]]n, [[pimeä energia|pimeän energian]] ja [[kaarevuus|kaarevuuden]] lisäksi aina otettava huomioon myös [[Hubblen laki|Hubblen lain]] mukainen laajeneminen. Kosmologisiin simulaatioihin, jotka kuvaavat merkittävää osaa maailmankaikkeuden historiasta, on sen vuoksi otettava mukaan tällaiset ilmiöt, jotta niillä voitaisiin tehdä [[havaitseva kosmologia|havaitsevaa kosmologiaa]] koskevia ennusteita.

== Laajenevan maailmankaikkeuden ominaisuuksia ==

=== Laajenemisen mittaaminen ja sen nopeuden vaihtelut ===

Periaatteessa maailmankaikkeuden laajeneminen voitaisiin mitata tavallisilla mittausvälineilläkin mittaamalla etäisyys kahden kosmologisella etäisyydellä toisistaan olevan kohteen etäisyys, odottamalla jonkin aikaa ja mittaamalla sitten uudestaan, mutta käytännössä on mahdotonta tehdä tarpeeksi pitkiä mittauslaitteita, ja myös aikavälit, joiden kuluttua laajeneminen olisi mittauksilla havaittavissa, ovat liian pitkiä, jotta asia olisi havaittavissa edes useita sukupolvia myöhemmin. Avaruuden laajeneminen onkin mitattava epäsuorasti. [[Suhteellisuusteoria]] ennustaa laajenemiseen liittyviä ilmiöitä, erityisesti [[punasiirtymä]]n riippuvuuden kohteen etäisyydestä [[Hubblen laki|Hubblen lain]] mukaisesti. On myös olemassa punasiirtymästä riippumattomia keinoja, joilla kosmologiset etäisyydet voidaan määrittää, ja tulokset poikkeavat siitä, mikä voitaisiin odottaa, jos avaruus ei laajenisi, ja myös aineen ja energian tiheys maailmankaikkeudessa on suurempi niillä alueilla, joista saapunut valo on ollut pisimpään matkalla.

Ensimmäiset avaruuden laajenemista koskevat mittaustulokset saatiin laadittaessa Hubblen diagrammi. [[Kosmiset etäisyystikapuut|Kosmisina etäisyystikapuina]] ja [[standardikynttilä|standardikynttilöinä]] voidaan käyttää kohteita, joiden ominainen valovoima tunnetaan, ja niiden sekä punasiirtymän avulla avaruuden laajeneminen voidaan mitata. Toisin sanoen voidaan määrittää [[Hubblen vakio]]: H<sub>0</sub> = {{nowrap|71 ± 7,1 (km/s)/Mpc}}.<ref name=Enqvist97>{{kirjaviite | Tekijä = Kari Enqvist | Nimeke = Johdatus suhteellisuusteoriaan | Sivu = 97 | Luku = Kuuma alkuräjähdys | Julkaisija = Tähtitieteellinen yhdistys Ursa | Vuosi = 2011 | Tunniste = | Isbn = 978-952-5329-97-1}}</ref> Jos siis kahdesta kohteesta toinen on miljoona [[parsec]]ia kauempana havaitsijasta kuin toinen, kaukaisempi niistä etääntyy 71 kilometriä sekunnissa nopeammin kuin tämä lähempänä sijaitseva.<ref>{{verkkoviite | Nimeke = Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus|Osoite =http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-109&rn=news.xml&rst=3739|Julkaisija=NASA|Viitattu = 9.5.2014}}</ref><ref>{{verkkoviite | Nimeke = NASA's Hubble Rules Out One Alternative to Dark Energy | Osoite=http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/cosmic-expansion.html|Julkaisija=NASA|Viitattu = 9.5.2014}}</ref><ref name="Riess2011">{{lehtiviite | Osoite = A 3% solution: determination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope and Wide Field Camera 3 |Julkaisu = The Astrophysical Journal | Ajankohta = 2011-04-01 | Kirjoittaja = Adam G. Riess, Lucas Macri, Stefano Casertano, Hubert Lampeitl, Henry C. Ferguson, Alexei V. Filippenko, Saurabh W. Jha, Weidong Li, Ryan Chornock | Numero = 730 | issue = 2 | Sivu = 119| id =   | doi=10.1088/0004-637X/730/2/119 | bibcode=2011ApJ...730..119R|arxiv = 1103.2976  |issn = 0004-637X}}</ref> 

Hubblen vakio ei nimestään huolimatta pysy vakiona kautta aikojen. On olemassa maailmankaikkeuden hiukkasiin vaikuttavia dynaamisia voimia, jotka vaikuttavat myös laajenemisvauhtiin. Aikaisemmin oletettiin, että Hubblen vakio pienenisi gravitaatiovoimien vaikutuksesta ajan kuluessa, ja niinpä maailmankaikkeuteen liittyy toinenkin havaittava suure, [[dekeleraatioparametri]], jonka kosmologit olettivat olevan suoraan verrannollinen aineen tiheyteen maailmankaikkeudessa. Kun kaksi tutkijaryhmää mittasivat dekeleraatioparametrin, he totesivat yllättäen sen olevan pienempi kuin nolla (itse asiassa noin -1), mikä osoittaa, että nykyään Hubblen vakio kasvaa ajan kuluessa. Kosmologit ovat antaneet tälle [[maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen|kiihtyvään laajenemiseen]] liittyvälle ilmiölle ehkä vähemmän onnistuneen nimen "kosminen [[nykäys]]" ({{k-en|cosmic jerk}}.<ref>{{lehtiviite | Kirjoittaja = Dennis Overbye | Otsikko = A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe | Julkaisu = New York Times | Ajankohta = 11.10.2003 | www = http://www.nytimes.com/2003/10/11/us/a-cosmic-jerk-that-reversed-the-universe.html?pagewanted=all&src=pm}}</ref> Vuonna 2011 tämän ilmiön keksijöille myönnettiin [[Nobelin fysiikanpalkinto]].<ref>{{verkkoviite | Osoite = http://www.nobelprize.org/nobel_prizes | Nimeke = The Nobel Prize in Physics 2011 | Viitattu = 7.4.2014}}</ref>

=== Etäisyyksien mittaus laajenevassa avaruudessa ===

{{Monta kuvaa|suunta=pysty|tasaus=oikea|kuva1=Embedded_LambdaCDM_geometry.png|kuva2=Embedded_LambdaCDM_geometry_(alt_view).png|leveys=250| kuvateksti2=Kaksi kaaviokuvaa siitä, mikä alue muodostaa osan [[havaittava maailmankaikkeus|havaittavaa maailmankaikkeutta]] suurimman osan sen historiasta ja kuinka valonsäde (punainen viiva) voi kulkea 28 miljardin [[valovuosi|valovuoden]] efektiivisen etäisyyden päähän (oranssi viiva) vain 13 miljardissa vuodessa [[kosmologinen aika|kosmologista aikaa]].  Kuvia voi zoomata klikkaamalla. ([[:Tiedosto:Embedded LambdaCDM geometry.png#Mathematical details|Matemaattisia yksityiskohtia]])}}
Kosmologisilla etäisyyksillä nykyinen maailmankaikkeus on geometrisesti tasainen, mikä merkitsee, että se noudattaa [[euklidinen geometria|euklidista geometriaa]], jossa [[yhdensuuntaisuusaksiomi]] pätee, joskin menneisyydessä [[aika-avaruus]] on voinut olla hyvin kaareva. Erot eri geometrioiden välillä merkitsevät, että avaruuden laajeneminen on [[yleinen suhteellisuusteoria|yleisen suhteellisuusteorian]] alaan kuuluva ilmiö; sitä ei voida mallintaa pelkästään [[suppea suhteellisuusteoria|suppean suhteellisuusteorian]] avulla, sillä vaikka sellaisia malleja onkin voitu muodostaa, ne ovat perustavalla tavalla ristiriidassa aineen ja aika-avaruuden vuorovaikutuksesta saatujen havaintojen kanssa. 

Oikealla on kaksi aika-avaruutta esittävää diagrammia, jotka kuvaavat maailmankaikkeuden geometriaa suuressa mittakaavassa kosmologisen [[ΛCDM-malli]]n mukaisesti. Paikkaulottuvuuksista kaksi on jätetty huomioon ottamatta, ja jäljellä ovat yksi paikkaulottuvuus, joka kasvaa kartion laajetessa, ja yksi aikaulottuvuus, joka etenee "ylös" kartion pintaa pitkin. Diagrammin kapea ympyränmuotoinen pää vastaa [[kosmologinen aika|kosmologista aikaa]] 700 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, leveä pää taas kosmologista aikaa 18 miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, ja kuvan reunojen mutkista voidaan havaita hetki, jolloin alkoi [[maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen|kiihtyvä laajeneminen]], mallia lopulta hallitseva piirre. Ruudukon purppuranväliset viivat vastaavat tiettyjä kosmologisia ajankohtia miljardin vuoden välein. Ruudukon sinivihreät viivat vastaavat [[mukana liikkuva etäisyys|mukana liikkuvaa etäisyyttä]], nykyaikaa vastaavalla kohdalla miljardin [[valovuosi|valovuoden]] välein, mutta tämä etäisyys kasvaa ajan myötä eli siirryttäessä kaavioissa kohti leveämpää reunaa. On huomattava, että viivojen kiertyminen on vain seurausta siitä, millä tavoin kaavio on havainnollisuuden vuoksi piirretty tasolle, eikä sillä itsessään ole mitään fysikaalista merkitystä; avaruus ei tällä tavoin kierry itsensä ympäri. 

Diagrammin ruskea viiva tarkoittaa Maan [[maailmanviiva]]a, tai varhaisimpien aikojen osalta sen aineen, josta Maa myöhemmin muodostui. Keltainen viiva on kaukaisimman tunnetun [[kvasaari]]n maailmanviiva. Punainen viiva on reitti, jota pitkin kvasaarista 13 miljardia vuotta sitten lähtenyt valo nykyisin saavuttaa Maan. Oranssi viiva osoittaa Maan ja kvasaarin nykyistä etäisyyttä, joka on noin 28 miljardia valovuotta, ja on huomattava, että tämä on suurempi kuin maailmankaikkeuden ikä kerrottuna valonnopeudella.

Yleisen suhteellisuusteorian [[ekvivalenssiperiaate|ekvivalenssiperiaatteen]] mukaan suppean suhteellisuusteorian säännöt ovat ''paikallisesti'' voimassa pienillä aika-avaruuden alueilla, jotka ovat likimain tasaisia. Erityisesti valo etenee paikallisesti aina nopeudella ''c''; oheisessa diagrammissa etäisyysasteikot on yleisen käytännön mukaisesti laadittu siten, että valonsäteet muodostavat aina 45 asteen kulman ruudukon viivojen kanssa. Tästä ei kuitenkaan seuraa, että valo aina kulkisi etäisyyden ''ct'' ajassa ''t'', kuten punainen maailman-viiva osoittaa. Vaikka se aina lokaalisti etenee nopeudella ''c'', sen kulkuaika, noin 13 miljardia vuotta, ei ole missään yksinkertaisessa suhteessa etäisyyteen, koska maailmankaikkeus laajenee samaan aikaan kun valonsäde kulkee avaruuden ja ajan halki. Itse asiassa kuljettu matka ei etäisyyksien muuttumisen vuoksi edes ole yksikäsitteisesti määriteltävissä. Voidaan kuitenkin valita kaksi etäisyyttä, jotka näyttävät olevan fysikaalisesti merkityksellisiä: kvasaarin ja Maan välinen etäisyys sillä hetkellä kun valo lähti kvasaarista, ja niiden etäisyys tällä hetkellä. Nämä saadaan ottamalla poikkileikkaus kartiossa suunnassa, joka määriteltiin vastaamaan paikallista etäisyyttä. Edellinen etäisyys on noin 4 miljardia valovuotta, paljon pienempi kuin ''ct'', koska avaruus on valon lähtemisen jälkeen laajentunut; täten valolta on matkaan kulunut aikaa enemmän kuin jos laajenemista ei tapahtuisi. Jälkimmäinen etäisyys, jota osoittaa oranssi viiva, on noin 28 miljardia valovuotta, paljon suurempi kuin ''ct''. Jos laajeneminen nyt yhtäkkiä pysähtyisi, valolta kuluisi tästedes aikaa 28 miljardia vuotta matkaan Maasta kvasaariin tai päinvastoin, mutta jos laajeneminen olisi pysähtynyt aikaisemmin, se saattaisi kestää vain 4 miljardia vuotta.

Valon matka kvasaarista Maahan kesti siis paljon kauemmin kuin 4 miljardia vuotta, vaikka se lähti vain 4 miljardin valovuoden päästä, ja itse asiassa Maahan saapunut valo lähti kvasaarista alun perin ''poispäin'', sillä kuluneen ajan muutaman ensimmäisen miljardin vuoden ajan etäisyys kasvoi suhteellisena kosmologiseen aikaan ja alun perin avaruus laajeni Maan ja kvasaarin välillä valoa nopeammin. Mikään näistä yllättävistä seikoista ei ole aiheudu metrisen laajenemisen erityisistä ominaisuuksista vaan pelkästään erityisen suhteellisuusteorian lokaaleista periaatteista [[integraali|integroituina]] kaarevan pinnan yli.

=== Laajenevan avaruuden topologia ===

[[Tiedosto:Alkurajahdys1.jpg|right|380px|thumb|Graafinen esitys maailmankaikkeuden laajenemisesta inflaatiovaiheessa.
[[Metrinen tensori|Metriikan]] tavaton laajeneminen näkyy vasemmalla olevassa kaaviossa. Se saattaa olla sekaannuttava, koska avaruuden laajeneminen näyttää siltä kuin se laajenisi ympärillä olevaan tyhjään tilaan. Näin on kuitenkin tehty vain asian havainnollistamiseksi; se ei kuulu laajenemista kuvaaviin fysikaalisiin malleihin.]] [[Aika|Ajan]] kuluessa [[maailmankaikkeus|maailmankaikkeuden]] muodostava [[avaruus]] laajenee. Vaikka sanoja ''[[avaruus]]'' ja ''[[maailmankaikkeus]]'' toisinaan käytetään samaa tarkoittavina, tässä yhteydessä niillä on eri merkitys. Tässä ''avaruus'' on matemaattinen käsite, joka tarkoittaa kaikkien pisteiden muodostamaa kolmiulotteista [[monisto]]a, kun taas ''maailmankaikkeudella'' tarkoitetaan kaikkea, mikä on olemassa, mukaan luettuna avaruudessa oleva [[aine]] ja [[energia]] sekä aika, jonka kuluessa eri ilmiöt tapahtuvat. Avaruuden laajeneminen koskee vain tähän kolmiulotteista monistoa; toisin sanoen sitä käsiteltäessä ei tarvitse ottaa huomioon mahdollisia ylimääräisiä ulottuvuuksia tai ulkopuolista maailmankaikkeutta.<ref>{{kirjaviite | Tekijä = P. J. E. Peebles | Nimeke = Principles of Physical Cosmology|Vuosi=1993|Sivu=73|Julkaisija=Princeton University Press}}</ref>

Avaruuden lopullinen [[topologia]] on määritettävissä vain ''[[A priori ja a posteriori|a posteriori]]'', havaintojen perusteella, koska ei ole olemassa sellaisia ehdottomia edellytyksiä, joiden nojalla voitaisiin päätellä ''[[A priori ja a posteriori|a priori]]'', onko fysikaalinen avaruus esimerkiksi [[yhdesti yhtenäinen]] tai [[kompakti avaruus|kompakti]]. Vaikka jotkin kosmologiset mallit kuten [[Gödelin maailmankaikkeus]] sallivat jopa eriskummallisia, itsensä leikkaavia [[maailmanviiva|maailmanviivoja]], lopulta kysymys siitä, elämmekö jonkinlaisessa "[[Pac-Man]]-avaruudessa", jossa riittävän kauas tiettyyn suuntaan matkattaessa palaisimme lopulta lähtöpaikkaamme, on empiirinen kysymys, joka on tai ei ole ratkaistavissa riippuen koko maailmankaikkeuden geometriasta. Toistaiseksi havainnot ovat sopusoinnussa sen käsityksen kanssa, että avaruus on ääretön ja yhdesti yhtenäinen, vaikka emme kykenekään selvittämään, ovatko [[kosmologinen horisontti|kosmologiset horisontit]] yksinkertaisen vai mutkikkaampien ehdotettujen mallien mukaiset. Maailmankaikkeus saattaa olla mittasuhteiltaan ääretön tai äärellinen, mutta havainnot, joiden pohjalta [[kosminen inflaatio]] on päätelty, viittaavat myös siihen, että "maailmankaikkeus kokonaisuudessaan" on paljon laajempi kuin [[havaittava maailmankaikkeus]], ja siten mitkään reunat tai epätavalliset geometriat tai topologiat eivät ole suoraan havaittavissa, koska valo ei ole vielä ehtinyt kulkea niin pitkiä matkoja, joilla sellaiset ilmiöt, jos niitä esiintyy, ovat yhä mahdollisia. Käytännön kannalta voidaan hyvällä syyllä otaksua, että maailmankaikkeus on avaruudellisilta ulottuvuuksiltaan ääretön eikä sillä ole reunaa tai tavanomaisesta käsityksestä poikkeavia yhtenäisyysominaisuuksia.<ref>http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=274</ref>

Kysymys siitä, mihin maailmankaikkeus laajenee, on merkityksetön riippumatta siitä, minkä muotoinen maailmankaikkeus kokonaisuudessaan on, eikä siihen ole tarpeen vastata. Tapa, jolla maailmankaikkeuden avaruus on määritelty, ei millään tavoin edellytä, että sen lisäksi olisi jokin ulkopuolinen avaruus tai "hyperavaruus", johon se laajenee, koska ääretön avaruus pysyy laajetessaankin äärettömänä. Suurella varmuudella kuitenkin tiedetään, että avaruutemme monisto on ominaisuuksiltaan sellainen, että etäisyys kohteiden välillä kasvaa ajan kuluessa. Tästä aiheutuvat jäljempänä kerrotut metriseen laajenemiseen liittyviä havaittavat seuraukset. Tässä suhteessa havainnollistukset, joissa maailmankaikkeus laajenee kuplan tavoin ulkopuoliseen tyhjyyteen, ovat harhaanjohtavat. Ei ole mitään syytä olettaa, että laajenevalla maailmankaikkeudella olisi jokin "ulkopuoli", johon se laajenee.

Vaikka avaruuden laajuus olisikin ääretön eikä maailmankaikkeus sikäli voisi tulla enää "suuremmaksi", sen voidaan kuitenkin sanoa laajenevan, koska paikallisesti etäisyydet kohteiden välillä kasvavat. Laajetessaankin avaruus pysyy äärettömänä.

=== Laajenemisen vaikutukset pienillä etäisyyksillä ===

Avaruuden laajenemista kuvataan toisinaan voimana, joka työntäisi kappaleita poispäin toisistaan. Vaikka tämä kuvaakin hyvin [[kosmologinen vakio|kosmologisen vakion]] vaikutusta, se ei kuvaa laajenemisilmiötä yleisemmin oikealla tavalla. Suuren osan maailmankaikkeuden historiasta laajenemista on ylläpitänyt pääasiassa [[inertia]]. Hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa ainehiukkaset lensivät toisistaan erilleen tuntemattomista syistä, todennäköisesti [[kosminen inflaatio|kosmisen inflaation]] vaikutuksesta, ja tämä liike on yksinkertaisesti jatkunut, vaikkakin gravitaation vaikutuksesta jatkuvasti yhä hitaammin.

Paitsi että gravitaatio hidastaa laajenemista, se myös keskittää ainetta [[tähti|tähdiksi]] ja [[galaksi|galakseiksi]]. Kun tällaiset kohteet ovat muodostuneet ja gravitaatio pitää niissä koossa, ne jäävät ikään kuin laajenemisen ulkopuolelle eivätkä ne itse laajene kosmologisen metriikan muutoksen vaikutuksesta, sillä mikään voima ei saa niitä niin tekemään.

Maailmankaikkeuden inertiaalisella laajenemisella ja lähekkäisten kappaleiden inertiaalisella etääntymisellä toisistaan tyhjiössä ei ole eroa; edellinen on sama ilmiö kuin jälkimmäinenkin, mutta laajemmissa mittasuhteissa.

Kun kappaleet gravitaation vaikutuksesta ovat sidoksissa toisiinsa, ne eivät enää etäänny toisistaan. Itse asiassa [[Andromedan galaksi]], jonka gravitaatio sitoo [[Linnunrata|Linnunradan]] galaksiin, ''lähestyy'' meitä eikä etäänny. [[Paikallinen ryhmä|Paikalliseen ryhmäämme]] kuuluvien galaksien välinen gravitaatiovuorovaikutus on muuttanut siihen kuuluvien kappaleiden inertiaalista liikettä siten, että kosmologinen laajeneminen ei sen sisällä vaikuta. Paikallisen ryhmän ulkopuolella inertiaalinen laajeneminen on mitattavissa, vaikka systemaattiset gravitaatioilmiöt merkitsevätkin sitä, että yhä laajemmat osat avaruutta tulevat jäämään pois "[[Hubblen virta|Hubblen virrasta]]" ja muodostavat lopulta sidottuja, laajenemattomia galaksien [[superjoukko]]ja. Tällaiset tulevat tapahtumat voidaan ennustaa, jos tunnetaan tarkoin, kuinka Hubblen virta muuttuu sekä niiden kappaleiden massat, jotka aikanaan sitoutuvat gravitaation vaikutuksesta toisiinsa. Nykyisin Paikallista ryhmäämme vetää gravitaatiovoimilla puoleensa joko [[Shapleyn superjoukko]] tai "[[Suuri attraktori]]", joihin galaksimme tulisi lopulta liittymään, ellei pimeä energia vaikuttaisi, eivätkä nämä sen jälkeen enää etääntyisi meistä.

Siitä, että metrinen laajeneminen vastaa inertiaalista liikettä, seuraa, että paikallisesti aineen "purkautumista" tyhjiöön voidaan kuvata [[FLRW]]-geometrialla, samalla joka kuvaa koko maailmankaikkeuden laajenemista ja joka oli myös yksinkertaisemman [[Milnen maailmankaikkeus|Milnen maailmankaikkeuden]] pohjana, jossa gravitaation vaikutusta ei otettu huomioon. Erityisesti yleinen suhteellisuusteoria ennustaa, että valo edelleen liikkuu nopeudella ''c'' laajenevassa avaruudessa olevan aineen suhteen.

Tilanne muuttuu jonkin verran, kun malliin lisätään pimeä energia tai kosmologinen vakio. [[Tyhjiöenergia|Tyhjiön energiatiheydestä]] aiheutuva kosmologinen vakio vaikuttaa ikään kuin kappaleiden välillä olisi hylkimisvoima, joka olisi suoraan (ei siis kääntäen) verrannollinen niiden etäisyyteen. Toisin kuin inertia, se aktiivisesti "työntää" toisistaan poispäin kappaleita, jotka gravitaatio sitoo yhteen, ja jopa yksittäisiä atomeja. Kuitenkaan se ei saa kappaleita jatkuvasti laajenemaan tai hajoamaan; elleivät ne pysy hyvin löyhästi koossa, ne yksinkertaisesti asettuvat tasapainotilaan, jossa ne vievät hieman enemmän tilaa kuin muutoin veisivät, mutta ero on niin pieni, ettei se ole havaittavissa. Kun maailmankaikkeus laajenee ja aine siinä tulee harvemmaksi, gravitaatiovoimat heikkenevät, sillä ne ovat verrannollisia tiheyteen, kun taas kosmologinen työntämisvoima vahvistuu; täten ΛCDM-maailmankaikkeuden [[maailmankaikkeuden lopullinen kohtalo|lopullinen kohtalo]] on laajeta yhä nopeammin sen tiheyden pienetessä. Paikallisesti [[maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen|maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen]] ainoa havaittava vaikutus kuitenkin on kaukaisten galaksien etääntyminen ja siitä aiheutuva [[punasiirtymä]]; gravitaation koossa pitämät kohteet kuten Linnunrata eivät laajene, ja Andromedan galaksi lähestyy meitä siinä määrin nopeasti, että noin kolmen miljardin vuoden kuluttua se ja Linnunradan galaksi yhdistyvät, ja on myös todennäköisestä, että yhdistynyt supergalaksi lopulta yhdistyy [[Neitsyen galaksijoukko]]on. Sitä vastoin kaukaisemmat galaksit etääntyvät yhä nopeammin, ja lopulta niiden valo punasiirtyy näkyvän valon aallonpituusalueen ulkopuolelle.

=== Skaalatekijä ===

Perustavalla tasolla maailmankaikkeuden laajeneminen on maailmankaikkeuden laajimpia mittasuhteita koskeva ilmiö. Kosmologisilla etäisyyksillä toisistaan olevien pisteiden etäisyys kasvaa ajan kuluessa, mikä saa aikaan jäljempänä kuvailtuja seurauksia. Tätä maailmankaikkeuden ominaisuutta voidaan luonnehtia yhdellä parametrilla, jota sanotaan [[skaalatekijä]]ksi. Se on ajan [[funktio]], ja joka hetki sillä on sama arvo koko avaruudessa. Olisikin [[kosmologinen periaate|kosmologisen periaatteen]] vastaista, että se olisi myös paikan funktio. Tavanomaisesti skaalatekijä määritellään niin, että sen nykyinen arvo on 1, ja koska maailmankaikkeus laajenee, skaalatekijä oli menneinä aikoina pienempi kuin 1, tulevina aikoina suurempi. Ekstrapoloimalla joitakin kosmologisia malleja ajassa taaksepäin päädytään lopulta hetkeen, jolloin skaalatekijä oli nolla; nykyisen kosmologisen tietämyksen mukaan näin oli 13,798 ± 0,037 miljardia vuotta sitten. Jos maailmankaikkeuden laajeneminen jatkuu ikuisesti, skaalatekijä kasvaa rajatta. Periaatteessa ei ole mitään syytä, miksi laajenemisen olisi välttämättä oltava [[monotoninen funktio|monotonista]], ja onkin olemassa malleja, joissa skaalatekijä jossakin vaiheessa tulevaisuudessa alkaa pienetä. Tällöin maailman kaikkeuden laajeneminen lakkaisi ja se alkaisi supistua.

=== Muita laajenemisen havainnollistuksia ===
Avaruuden laajenemista havainnollistetaan usein malleilla, jotka näyttävät vain avaruuden koon tietyllä hetkellä ja jättävät aikaulottuvuuden implisiittisesti pääteltäväksi.

"Muurahainen kuminauhalla" -mallissa kuvitellaan, että pistemäiseksi idealisoitu [[muurahainen]] kulkisi vakionopeudella täysin kimmoista ja jatkuvasti venyvää nauhaa pitkin. Jos nauhaa venytetään ΛCDM-skaalatekijän mukaisesti ja ajatellaan muurahaisen liikkuvan valonnopeudella, tämä analogia on numeerisesti osuva: muurahaisen paikka kullakin ajanhetkellä vastaa punaista viivaa edellä olevassa diagrammissa.

"Kumilevymallissa" nauha korvataan litteällä kaksiulotteisella kumilevyllä, joka laajenee yhtä lailla kaikkiin suuntiin. Toisen paikkaulottuvuuden lisääminen tekee paremmin mahdolliseksi kuvata avaruuden geometrian paikallisia poikkeamia levyn paikallisen kaarevuuden avulla.

"Ilmapallomallissa" litteä levy on korvattu ilmapallolla, joka laajenee puhallettaessa. Ilmapallolla on positiivinen Gaussin kaarevuus, vaikka havainnot viittaavat siihen, että todellinen maailmankaikkeus on avaruudellisesti laakea, mutta tämä epäyhteensopivuus voidaan poistaa olettamalla, että ilmapallo on hyvin suuri niin, että sen pinta on havaintotarkkuuden rajoissa tasainen. Tämä vertaus on mahdollisesti harhaanjohtava, koska se virheellisesti antaa ymmärtää, että alkuräjähdys tapahtui ilmapallon keskipisteessä. Itse asiassa muut kuin ilmapallon pinnalla olevat pisteet eivät merkitse tässä havainnollistuksessa mitään, vaikka ilmapallo olisikin aikaisemmin ollut niiden kohdalla.
[[Tiedosto:Raisinbread.gif|thumb|200px|Rusinapullamallia esittävä animaatio. Kun pullan paksuus ja leveys kaksinkertaistuvat, myös etäisyydet rusinoiden välillä kaksinkertaistuvat.]]
"Rusinapullamallissa" kuvitellaan rusinapullataikinan laajenevan uunissa. Taikina, joka vastaa avaruutta kokonaisuudessaan, laajenee, mutta rusinat, jotka kuvaavat gravitaation koossa pitämiä systeemejä, eivät laajene, ne vain etääntyvät toisistaan.

Kaikkiin näihin havainnollistuksiin liittyy se ongelma, että ne edellyttävät ulkopuolista voimaa, joka vaikuttaa "avaruuteen" koko ajan, jotta se laajenisi. Toisin kuin todellinen kosmologinen aine, kumilevyt ja pullataikinat pysyvät koossa [[sähkömagneettinen vuorovaikutus|sähkömagneettisten]] [[kemiallinen sidos|sidosvoimien]] vaikutuksesta eivätkä ne itsessään jatka laajemista mahdollisen alkuvetäisyn jälkeen.

== Teoreettinen perusta ja ensimmäiset todisteet ==

=== Hubblen laki ===

Teknisesti avaruuden metrinen laajeneminen on [[yleinen suhteellisuusteoria|yleisen suhteellisuusteorian]] [[Einsteinin kenttäyhtälöt|Einsteinin kenttäyhtälöiden]] monien ratkaisujen ominaisuus, ja etäisyys mitataan Lorentzin [[intervalli (fysiikka)|intervallin]] avulla. Tämä selittää havainnot, joiden mukaan kaukaisemmat [[galaksi]]t etääntyvät meistä nopeammin kuin lähemmät. Tämä säännönmukaisuus tunnetaan [[Hubblen laki]]na. 

=== Kosmologinen vakio ja Friedmannin yhtälöt ===
Ensimmäiset yleisen suhteellisuusteorian mukaiset mallit ennustivat, että maailmankaikkeus on dynaaminen ja että siinä oleva aine ei laajenisi vaan päin vastoin kutistuisi kokoon gravitaation vaikutuksesta. Einsteinin ensimmäinen ehdotus tämän ongelman ratkaisuksi oli [[kosmologinen vakio|kosmologisen vakion]] lisääminen hänen teoriaan niin, että se kumoaisi kutistumisen ja saisi aikaan staattista maailmankaikkeutta vastaavan ratkaisun.  Mutta vuonna 1922 [[Alexander Friedman]] johti joukon yhtälöitä, [[Friedmannin yhtälöt]], jotka osoittivat, että maailmankaikkeus saattaisi laajeta ja joista laajenemisnopeuskin voitiin laskea.<ref>{{lehtiviite | Kirjoittaja = Alexander Friedman | Otsikko = Über die Krümmung des Raumes | Julkaisu = Z. Phys | Ajankohta = 1922 | Sivut = 377–386}}</ref> [[Edwin Hubble]]n havainnot vuodelta 1929 viittasivat siihen, että kaikki kaukaiset galaksit näyttivät liikkuvan meistä poispäin, mikä sai monet tiedemiehet hyväksymään ajatuksen, että maailmankaikkeus laajenee.

===Hubblen päätelmät laajenemisvauhdista===

Vaikka avaruuden metrinen laajeneminen voitiin päätellä Hubblen vuonna 1929 tekemistä havainnoista, Hubblea askarrutti kysymys siitä, mitä hänen mittaamastaan laajenemisvauhdista seuraa:

{{lainaus|"… jos punasiirtymä ei pääasiassa johdu nopeudesta … nopeuden ja etäisyyden välinen suhde on lineaarinen ja nebulat jakautuvat avaruuteen tasaisesti, ei ole mitään todisteita laajenemisesta, ei jälkeäkään kaarevuudesta, ei rajoituksia aika-asteikolle ... ja löydämme itsemme luonnon yhden meille edelleen tuntemattoman periaatteen ääreltä … kun taas jos punasiirtymät johtuvat nopeuksista, laajenemismallit ovat kerta kaikkiaan ristiriidassa tekemiemme havaintojen kanssa … laajenemismallit ovat havaintotulosten väkinäisiä tulkintoja. | |E. Hubble, Ap. J., 84, 517, 1936<ref>http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1936ApJ....84..517H&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=427d1954a200670</ref>}}

{{lainaus|"[Jos punasiirtymät ovat [[Dopplerin ilmiö|Dopplerin siirtymiä]]] … havainnot sellaisina kuin ne ovat johtavat anomaliaan, sillä niiden mukaan maailmankaikkeus olisi suljettu, omituisen pieni ja tiheä, ja voidaan lisätä, epäilyttävän nuori. Toisaalta jos punasiirtymät eivät ole Dopplerin ilmiöitä, nämä anomaliat katoavat ja havaittu alue osoittautuu pieneksi, homogeeniseksi mutta häviävän pieneksi osaksi maailmankaikkeudesta, joka ulottuu määrittelemättömän kauas sekä paikassa että ajassa."|E. Hubble, [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]], 97, 506, 1937 <ref>http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1937MNRAS..97..506H&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=427d1954a200670</ref>}}

Itse asiassa Hubble oli oikeassa epäillessään, ettei maailmankaikkeus ollut niin pieni, tiheä ja nuori kuin mihin havainnot viittasivat. Myöhemmät tutkimukset osoittivat, että Hubble oli luullut kaukaisia [[HII-alue]]ita [[kefeidi|kefeideiksi]] eikä hän myöskään ollut tuntenut eroa kefeidien ja heikkovaloisten [[RR Lyrae]]-tähtien kanssa, mistä aiheutuneen kalibrointivirheen vuoksi hän oli saanut [[Hubblen vakio]]lle arvoksi noin 500 [[kilometri|km]]/[[sekunti|s]]/[[megaparsec|Mpc]], vaikka sen todellinen arvo on noin 71&nbsp;km/s/Mpc.<ref name=Enqvist97 /> Tämä Hubblen vakion liian suuri arvo antoi maailmankaikkeuden iäksi noin 2 miljardia vuotta, mikä on pienempi kuin [[Maan ikä]], ja galaksien havaitun tiheyden ekstrapolointi nopeasti laajenevaan maailmankaikkeuteen johti samassa suhteessa liian suureen aineen keskimääräiseen [[tiheys|tiheyteen]]. Tämä tiheys oli niin suuri, että sen vaikutuksesta maailmankaikkeuden geometria olisi suljettu, mistä seuraisi myös [[loppurysäys]] vastaavan aika-asteikon rajoissa. Kun nämä virheet 1950-luvulla saatiin korjatuiksi, Hubblen vakion uusi pienempi arvo oli sopusoinnussa vanhempaa maailmankaikkeutta koskevien oletusten kanssa ja tiheys oli lähellä sitä, mitä geometrisesti laakea maailmankaikkeus edellytti.<ref>http://www.jstor.org/stable/10.1086/316324</ref>

===Inflaatio laajenemisen selityksenä ===
Ennen kuin 1980-luvulla kehitettiin [[kosminen inflaatio|kosmisen inflaation]] mallit, ei osattu selittää, miksi maailmankaikkeus laajenee. Nämä mallit osoittivat laajenemisen [[tyhjiön hajoaminen|tyhjiön hajoamisesta]] aiheutuvaksi ilmiöksi. Laajeneminen voidaan nyt selittää sen inflatorisen hajoamisprosessin yksityiskohtien avulla, joka tapahtui maailmankaikkeuden ensimmäisen 10<sup>-32</sup> sekunnin aikana.<ref>{{verkkoviite | Osoite= http://www.edge.org/conversation/the-inflationary-universe-alan-guth | Nimeke = The Inflatory Universe | Selite = [[Alan Guth]]in haastattelu | Julkaisija = Edge.org | Ajankohta = 19.11.2002}}</ref>  Inflaation aikana metriikka kasvoi [[eksponentiaalinen kasvu|eksponentiaalisesti]], mikä sai [[atomi]]a pienemmän avaruuden alueen laajenemaan läpimitaltaan 100 miljoonan [[valovuosi|valovuoden]] laajuiseksi vastaavan pituisessa ajassa kuin silloin oli kulunut kaikkeuden alusta, noin 10<sup>-32</sup> sekunnissa.

[[Tiedosto:Universe.svg|thumb|400px|Maailmankaikkeus laajenee kaikkiin suuntiin [[Hubblen vakio]]n määrittämällä nopeudella. Hubblen vakio voi kuitenkin muuttua ajan kuluessa riippuen tiheysparametrin (O) arvosta. Ennen [[pimeä energia|pimeän energian]] löytöä uskottiin, että aine olisi maailmankaikkeudessa hallitsevassa asemassa, ja niinpä O tässä kuvaajassa vastaa aineen tiheyden suhdetta [[kriittinen tiheys|kriittiseen tiheyteen]] (<math>\Omega_m</math>).]]

===Etäisyyden mittaaminen metrisessä avaruudessa ===

Laajenevassa avaruudessa etäisyys on dynaaminen, ajan mukana muuttuva suure. On useita tapoja, ''etäisyysmittoja'', joilla etäisyys voidaan määritellä kosmologiassa, mutta nykyiset tähtitieteilijät käyttävät tavallisesti [[mukana liikkuva etäisyys|mukana liikkuvaa etäisyyttä]].

Metriikka määrittää etäisyyden vain läheisten, niin sanottujen "lokaalien" pisteiden välisen etäisyyden. Jotta etäisyys voidaan määrittää mielivaltaisen kaukaana toisistaan oleville pisteille, on pisteiden lisäksi määritettävä myös tietty käyrä, aika-avaruuden intervalli, joka yhdistää ne toisiinsa. Pisteiden välinen etäisyys saadaan tällöin määrittämällä tämän käyrän pituus kolmiulotteisessa avaruudessa. Mukana liikkuva etäisyys saadaan, kun tällaiseksi käyräksi valitaan käyrä, jonka kohdalla [[kosmologinen aika]] on vakio. Käytännössä mukana liikkuvaa etäisyyttä ei voida suoraan mitata Maasta käsin tehdyillä havainnoilla. Kaukaisten kohteiden etäisyyksien määrittämiseksi tähtitieteilijät mittaavat yleensä [[standardikynttilä|standardikynttilöiden]] [[luminositeetti|luminositeetin]] taikka kaukaisten galaksien punasiirtymäkertoimen 'z' ja muuntavat nämä mittaustulokset sitten etäisyyksiksi jonkin tietyn aika-avaruuden mallin, esimerkiksi [[lambda-CDM-malli]]n avulla. Itse asiassa juuri tällaisten mittausten avulla todettiin, ettei mikään viittaa siihen, että laajeneminen olisi hidastumassa.

== Havaintoihin perustuvat todisteet ==

[[Tiedosto:Expansion of Space (Galaxies).png|thumb|right|175px|Kaavio maailmankaikkeuden laajenemisesta ja vaikutelmasta, että kaikki galaksit liikkuisivat poispäin jostakin tietystä galaksista. Ilmiö on suhteellinen  havaitsijaan. Ruudokko ''t''1 esittää aikaisempaa hetkeä, jolloin galaksit ovat lähempänä toisiaan kuin myöhemmällä hetkellä ''t''2.  Kaavion jokainen osa kuvaa punaisten galaksien liikettä vertailukohteina käytettävien valkoisten galaksien suhteen. Siniset ja vihreät täplät osoittavat, mitkä galaksit eri kaavioissa ovat samoja (kiinteä keskipiste) kuin seuraavassa kaaviossa. ''t'' tarkoittaa aikaa.]]

Maailmankaikkeuden malleja kehittäneet teoreettiset kosmologit ovat ottaneet työnsä lähtökohdaksi muutamia järkeenkäypiä oletuksia. Niiden avulla he ovat johtaneet malleja, joissa avaruuden metrinen laajeneminen on uskottava ilmiö. Tärkeimmät näistä oletuksista ovat:

* [[kosmologinen periaate]], jonka mukaan maailmankaikkeus on kaikkiin suuntiin samanlainen eli [[isotropia|isotrooppinen]], ja
* [[kopernikaaninen periaate]], jonka mukaan mikään paikka ei ole erikoisasemassa.

Huolellisilla kokeilla on tutkittu, ovatko nämä oletukset päteviä ja havaintojen mukaisia. [[Havaitseva kosmologia]] on antanut varsin vakuuttavia todisteita, jotka tukevat näitä oletuksia.

*Hubble osoitti, että kaikki riittävän kaukaiset galaksit ja muut tähtitieteteelliset kohteet etääntyvät meistä, kuten yleisen laajenemisen perusteella oli odotettavissakin.<ref>Hubble, Edwin, "[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1929PNAS...15..168H&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=42ca922c9c30954 A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae]" (1929) ''Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America'', Volume 15, Issue 3, pp. 168-173 ([http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168 Artikkeli kokonaisuudessaan] {{Wayback|1=http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168 |päiväys=20080630010328 }}, PDF)</ref> Määrittämällä avaruuden kaukaisten kohteiden [[sähkömagneettinen spektri|sähkömagneettisten spektrien]] [[punasiirtymä]]t hän osoitti, että kaikki kohteet etääntyvät meistä ja että niiden nopeus on verrannollinen etäisyyteen, mikä on metrisen laajenemisen ominaisuus. Myöhemmät tutkimukset ovat myöhemmin osoittaneet, että laajeneminen on äärimmäisen isotrooppista ja homogeenista, toisin sanoen mikään paikka ei ole erikoisasemassa "keskuksena", vaan laajeneminen näyttää yleiseltä ja mistään tietystä keskipisteestä riippumattomalta.
*Tutkimukset, jotka punasiirtymien avulla on tehty maailmankaikkeuden laaja-alaisesta rakenteesta, on löydetty yläraja, jota suuremmissa mittasuhteissa maailmankaikkeus näyttää olevan kaikkialla samanlainen. Ennen tällaisia havaintoja maailmankaikkeus vaikutti koostuvan toinen toisiaan suuremmista keskittymistä, joita olivat galaksit, [[galaksijoukko|galaksijoukot]] ja [[superjoukko|superjoukot]], eikä se näiden sisällä näyttänyt lainkaan isotrooppiselta tai homogeeniselta. Tiettyä rajaa suuremmissa mittasuhteissa tällaisia keskittymiä ei enää ole, vaan superjoukot ovat tasaisesti levittäytyneet avaruuteen.
*[[Gammapurkaus|Gammapurkauksia]] ja [[supernova|supernovia]] havaitaan pitkällä aikavälillä yhtä paljon kaikilla suunnilla, mikä sekin tukee kosmologista periaatetta.
*Kopernikaanista periaatetta ei voitu vakuuttavasti todentaa kosmologisilla etäisyyksillä, ennen kuin [[kosminen taustasäteily|kosmisen taustasäteilyn]] vaikutukset kaukaisiin astrofysikaalisiin systeemeihin kyettiin mittaamaan. Ryhmä [[Euroopan eteläinen observatorio|Euroopan eteläisen observatorion]] tähtitieteilijöitä mittasi kaukaisen, taustasäteilyn kanssa termisessä tasapainossa olevan galaksien välisen pilven lämpötilan ja havaitsi tämän taustasäteilyn lämpötilan olleen menneinä aikoina huomattavasti nykyistä korkeampi. Havaintojen tulokset julkaistiin [[Nature]]-lehdessä joulukuussa 2000.<ref>{{lehtiviite | Otsikko = The microwave background temperature at the redshift of 2.33771 | Ajankohta = joulukuu 2000 | Julkaisu = Nature | www = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0012222}}</ref><ref>[http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-27-00.html lehdistötiedote] {{Wayback|1=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-27-00.html |päiväys=20060615082906 }}</ref> Kosmisen mikroaaltosäteilyn kaikkialla yhtäläinen viileneminen miljardien vuoksien kuluessa on vahva ja suora havaintoihin perustuva todiste metrisestä laajenemisesta.

Sitä, että [[Fysiikan laki|fysiikan lait]] ovat samat kaikissa paikoissa ja kaikkina aikoina, on viime aikoihin saakka pidetty perustavana filosofisena oletuksena, ja se on nyt havaintojenkin perusteella varmistettu siltä osin kuin havaintoja tapahtumista eri aikoina ja eri paikoissa on voitu tehdä.

=== Vaihtoehtoisia selityksiä ===

Vaihtoehtona laajenevan maailmankaikkeuden mallille on esitetty teorioita, joiden mukaan kaukaisten galaksien valon yleinen punasiirtymä ei johtuisikaan niiden etääntymisestä vaan erilaisista vuorovaikutusprosesseista, joissa niistä saapunut valo on matkan varrella menettänyt energiaansa. Ongelmana tällaisissa ns. [[väsyneen valon teoria|väsyneen valon teorioissa]] kuitenkin on, että tällaiset [[Comptonin ilmiö]]n kaltaiset prosessit ilmeisestikin saisivat valon kulkusuunnankin muuttumaan, jolloin nämä galaksit näkyisivät sumeammin kuin ne todellisuudessa näkyvät.<ref>{{verkkoviite | Osoite = http://www.astro.ucla.edu/~wright/tiredlit.htm | Nimeke = Erros in Tired Light Cosmology | Kirjoittaja = Edward L. Wright | Viitattu = 14.5.2014}}</ref> Lisäksi galaksien etäisyyksiä on kyetty määrittämään myös punasiirtymästä riippumattomin menetelmin, eikä punasiirtymän havaittu riippuvuus etäisyydestä tue väsyneen valon teorioita.<ref>{{verkkoviite | Osoite = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0106566 | 
Nimeke = The Tolman Surface Brightness Test for the Reality of the Expansion. IV. A Measurement of the Tolman Signal and the Luminosity Evolution of Early-Type Galaxies | Kirjoittaja = Lori M. Lubin | Julkaisija = Cornell University Library | Ajankohta = 29.6.2001 | Viitattu = 14.5.2014}}</ref>

Vuonna 2013 [[Christof Wetterich]] esitti, että yleisenä punasiirtymänä tunnettu ilmiö aiheutuisikin siitä, että maailmankaikkeuden ja kaikkien siinä olevien hiukkasten [[massa]] kasvaa hitaasti. Kun valo lähti kaukaisista galakseista, siellä olleiden [[atomi]]en massa olisi ollut nykyistä pienempi, minkä vuoksi niiden [[elektroni]]en [[energiataso]]t olisivat olleet nykyistä alemmat ja sen mukaisesti niiden [[spektriviiva|spektriviivojen]] taajuus olisi ollut alun perinkin nykyistä pienempi.<ref name=PhysOrg>{{verkkoviite | Osoite = http://phys.org/news/2013-08-cosmologist-universe.html | Nimeke = Cosmologist suggests universe might not be expanding after all | Sivusto = phys.org | Viitattu = 9.11.2016}}</ref>

== Katso myös ==
* [[Maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen]]

== Lähteet ==
*{{kirjaviite | Tekijä = Arthur Eddington | Nimeke = The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900-1931'' | Julkaisija = Press Syndicate of the University of Cambridge | Vuosi = 1933}}
*{{kirjaviite | Tekijä = Andrew R. Liddle, David H. Lyth | Nimeke = Cosmological Inflation and Large-Scale Structure'' | Julkaisija = Cambridge University Press | VUosi = 2000}}
*{{lehtiviite | Kirjoittaja = Charles H. Lineweaver, Tamara M. Davis | Nimeke = Misconceptions about the Big Bang | Julkaisu = [[Scientific American]] | Ajankohta = maaliskuu 2005 | www = http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&colID=1&articleID=0009F0CA-C523-1213-852383414B7F0147}}
*{{kirjaviite | Tekijä = Delo E. Mook, Thomas Vargish | Nimeke = Inside Relativity | Julkaisija =  Princeton University Press | Vuosi = 1991}}
*{{Kirjaviite|Tekijä=Barbara Sue Ryden|Nimeke=Introduction to cosmology|Vuosi=2017|Julkaisija=Cambridge University Press|Isbn=978-1-107-15483-4}}

=== Viitteet ===
{{viitteet|sarakkeet}}

== Aiheesta muualla ==
* {{verkkoviite | Osoite = http://www.newton.dep.anl.gov/askasci/phy00/phy00812.htm | Nimeke = Answer to a question about the expanding universe | Kirjoittaja = Jim Swenson | Viitattu = 7.5.2014 | arkisto = https://web.archive.org/web/20090111084313/http://www.newton.dep.anl.gov/askasci/phy00/phy00812.htm | arkistoitu = 11.1.2009 }}
* {{verkkoviite | Osoite = http://www.ncsu.edu/felder-public/kenny/papers/cosmo.html | Nimeke = The Expanding Universe | Kirjoittaja = Gary Felder | Viitattu = 7.5.2014}}
* {{verkkoviite | Osoite = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest1.html | Nimeke = Explanation of the universal expansion | Selite = Alkeistietoa | Julkaisija = NASA, WMAP-tiimi | Viitattu = 7.5.2014}}
* {{verkkoviite | Osoite = http://cmb.physics.wisc.edu/tutorial/hubble.html | Nimeke = Hubble Tutorial | Julkaisija = University of Wisconsin Physics Department | Viitattu = 7.5.2014}}
* {{verkkoviite | Osoite = http://theory.uwinnipeg.ca/mod_tech/node216.html | Nimeke = Expanding raisin bread | Julkaisija = University of Winnipeg | Selite = havainnollistus ilman selityksiä}}
* {{verkkoviite | Osoite = http://www.ucolick.org/~mountain/AAA/aaa_old/030209.html#expansion  | Nimeke = Ant on a balloon" analogy to explain the expanding universe | Julkaisija = Ask an Astronomer | Viitattu = 7.5.2014}}
* {{verkkoviite | Osoite = http://www.rahulgladwin.com/docs/the-big-bang.php | Nimeke = Researched Essay: "The Big Bang" - Proof that the Universe is Expanding}}

{{käännös|:en:Metric expansion of space}}

[[Luokka:Kosmologia]]
[[Luokka:Maailmankaikkeus]]