Esimesed sammud uues instituudis kosmoloogia alal oli teinud J. Nuut, kes leidis, et hüperboolse Universumi idee abil saab seletada galaktikate punanihkeid. Mõnes mõttes J. Nuudi töö jätkajaks saab nimetada A. Saparit, kes alustas Universumi modelleerimist juba 1960.aastate keskel. Ajavahemikus 1964 – 1976 avaldas ta artiklid, kus ta Universumi modelleerimisel tõi sisse mõningaid üldistusi ja uuris mitmete suuruste vahelisi vaatlustest määratavaid sõltuvusi. Neis sõltuvustes ei piirdunud A. Sapar tollaste traditsioonide kohaselt väikeste punanihetega, mis olid siis kättesaadavad, vaid tuletas valemid, mis kehtivad väga suurte punaniheteni.
Arved Sapar meenutab:
Universumi modelleerimisega olen tegelenud Tõraveres põhiliselt üksinda, alates veel enne peahoone avamist 1963.a. Seega mitmeid viimastel aastatel päevakorda kerkinud kosmoloogiaprobleeme uurisin juba pool sajandit tagasi. Ajavahemikus 1964 – 1976 avaldasin mõningad artiklid, kus Universumi modelleerimisel tõin sisse mõningaid üldistusi ja uurisin mitmete suuruste vahelisi vaatlustest määratavaid sõltuvusi. Neis sõltuvustes ei piirdunud ma tollaste traditsioonide kohaselt väikeste punanihetega, mis olid tollal kättesaadavad, vaid tuletasin valemid, mis kehtivad väga suurte punaniheteni. Milliste punaniheteni, seda oli tollal raske öelda. Ja isegi praegu võib vaid hinnanguliselt öelda, et umbes punaniheteni z=1200, millest pärineb kosmoloogiline mikrolainefoon.
 |
| Astrofüüsik ja kosmoloog Arved Sapar Tõravere observatooriumi lähedal rapsipõllul. Lauri Kulpsoo foto (via Wikimedia Commons). |
Juba esimeses ulatuslikus töös, mille kaitsesin kandidaaditööna, ja millele kirjutas positiivse lühiarvamuse ka J. Zeldovitš, leidsin analüütilised üldistatud olekuvõrrandid ainele ja kiirgusele homogeenses ja isotroopses Universumis, milles on lisaks barüonainele sellest interaktsiooniliselt vabanenud ning vaid gravitatsioonilises interaktsioonis olev kiirgusfoon, milleks on relativistlike neutriinode foon ja arusaadavalt ka footonite voog. Kosmiline mikrolainefoon oli tookord (1962...1964 a.) veel avastamata ja seetõttu praeguse temperatuuri kohta Universumis ei osanud ma midagi kindlat öelda, ehk täpsemalt väljendades, seda teemat ma ei käsitlenud. Üsna pea määrasid Penzias ja Wilson pooljuhuslikult kosmoloogilise mikrolaine fooni, temperatuuriga umbes 3 K. See pani aluse kosmoloogia tõusmisele paljude füüsikute ja astrofüüsikute huvialaks, sest siin avanes ulatuslik uus uurimisvaldkond.
Saadud võrrandeist lähtudes leidsin vastavad Universumi evolutsiooni võrrandid analüütiliste lahenditena ja mitmete kosmoloogiavaatlustest määratavate suuruste, eriti paisuvas kõverruumis mitmesuguste vaatlustega seotud erinevate kauguste sõltuvuse punanihkest. Tuletatud võrrandeist saab ligikaudselt arvutada Universumi evolutsioonikulgu ajas tagasi põhimõtteliselt kuni Suurele Paugule vastava alghetkeni. Läks moodi käsitleda Universumi tekkemomendina Plancki ühikutele vastavat alghetke.
Ühena esimestest läksin selle suunaga kaasa ka mina. Siis aga selgus, et Universumi lineaarmõõtmed suurenevad liiga aeglaselt ja sellest asjaolust ülesaamiseks toodi sisse Universumi inflatsioonilise paisumise kontseptsioon, mis leidis kohe sooja tunnustamist ja hakkas leiba andma paljudele. Inflatsioonilisel paisumisel suurenevad Universumi lineaarmõõtmed vähemalt 30 suurusjärku hüpoteetilise universaalset tõukejõudu omava inflatoni toimel, kusjuures algne aine ja antiaine moodustuvad kvantnähtustel hüpoteetilisest ergastatud vaakumseisundist. Nii või naa kosmoloogias on alati olnud vaja hüpoteese, mis kaotavad mõne paradoksi, kuid tekitavad uusi. Nii näiteks on gravitatsioonivälja kvantarvutustest leitud vaakumi energiatihedus umbes 120 suurusjärku suurem vaatlustest võimalikust kosmoloogilisele konstandile vastavast.
Tagantjärele tark olles ühe huvitava tulemusena leidsin, et negatiivne rõhk Universumi mudelis tuleb sisse siis, kui lokaliseerida Universumi energiaintegraali konstanti, kus esineb kineetilise energia dominants ehk ülekaal potentsiaalse energia suhtes. Konkretiseerides tuletatud valemeis sisalduvad konstandid nüüdsete kosmoloogilistest vaatlustest järelduvate arvväärtustega aine ja kiirguse kohta, jõudsin juba kümmekond aastat tagasi järeldusele, et Universumi tumeenergia võib tegelikult olla paisuva Universumi kineetiline energia, mis ületab umbes kolmekordselt Universumis sisalduva aine ja kiirguse potentsiaalset energiat, mistõttu Universumi paisumise aeglustumine on oodatust palju väiksem ja see vähenenud aeglustumine on olemasoleva vaatlusandmete madala täpsuse piires tõlgendatav lisakiirendusena. Algul kaldusin arvama, et Universum on hüperboolse geomeetriaga. Antarktikas kõrgballooniliste missioonidega Boomerang teostatud kosmoloogiline triangulatsioon andis kosmilise mikrolaine nurksõltuvuse analüüsist järelduse, et Universumi ruum on üsna lähedane tasaruumile. See tulemus näitab, et energiaintegraali mittenullisus tuleb omistada paisumisele tasaruumis. Sellele asjaolule vastavad võrrandid on kergesti mõistetavad ja tõlgendatavad isegi reaalkallakuga keskharidusega inimestele.
Meie praeguse alternatiivettekujutuse kohaselt on Universum käesoleval kauakestval epohhil siirdumas oma arengus uude, kineetilise energia dominantsesse arengufaasi, mis avaldub Universumi kiirema, kuid mitte kiireneva evolutsioonilise paisumisena.
Ka tumeaine ei pruugi olla mingite senitundmatute astropartiklite segu, vaid mitterelativistlike seisumassi omavate elektroni, müüoni ja tauoni tüüpi neutriinode foon. Eriti ebatäpne on seisumassi piirhinnang tauoni tüüpi neutriinodele. Neutriinodest piisaks, kui nende keskmine seisuenergia oleks umbes kolm-neli elektronvolti.
Termaliseerunud neutriinofoonile muutus Universum läbipaistvaks, s.o. sõltumatuks ülejäänud elementaarosakestest, mis olid omavahel tugevas ja elektromagnetilises interaktsioonis, Universumi vanusel umbes 1 sekund, seega hetkel, mil paisuva Universumi temperatuur oli umbes 10 miljardit K ehk teisiti väljendudes osakeste kineetiline energia oli umbes 1 MeV, mis vastab nukleonide seisuenergiale. Just sellal algasid termotuumareaktsioonid ürgaatomtuumadega. Praeguseks oleme tuletanud ja publitseerinud ka valemid selle Universumi evolutsioonietapi jahenemisprotsessi detailseks kirjeldamiseks ultrarelativistlikust algolekust aeglaselt liikuvate klassikaliste osakeste kujunemiseni.
Seisumassiga neutriinode soojuskiirused nihkusid mitterelativistlikkusse piirkonda just epohhil, mil kosmiline footonfoon vabanes interaktsioonist temperatuuril umbes 350 000 K. Universumi paisumisele kaasneva punanihke tõttu on footonfoon praeguseks nihkunud 2.7 K kosmilise mikrolaine fooniks. Kuna osakeste impulsi kaudu teostuv punanihe sõltub Universumi paisumisest, siis paisumisprotsessiga on määratud üheselt ka erinevate osakeste erinevad jahtumisprotsessid. Mitterelativistlik (klassikaline) neutriinofoon jahtus edaspidi ruutavaldisena võrreldes footonite relativistliku fooniga. Selle tulemusena nüüdne footonfoon on 3 kuni 4 suurusjärku madalama temperatuuriga kui kosmiline footonfoon. Neutriinosid on aga peaaegu samapalju kui footoneid kiirgusfoonis, seega ületades peaaegu miljardikordselt barüonide arvu kosmilises tava-aines.
Ülaltoodud seisumassiga neutriinodel on mitte-relativistlikud ehk klassikalised kiirused nüüdsel epohhil umbes 100 km/s. Sellised neutriinod läbivad dominantselt radiaalsuunas galaktikaid, kusjuures nad moodustavad ulatuslikke isopotentsiaalseid piirkondi. Neis kujunevadki ringorbiitidega tähtedel vaadeldav konstantne orbitaalkiirus laias kauguste vahemikus galaktikate tsentrist. Sellest vaatlusfaktist saigi alguse tumeaine vajalikkus, mis aga ei pruugi nõuda elementaarosakeste standardmudeli revideerimist.
Analoogselt neutriinodega jahenesid ka atomaarosakesed, kusjuures hinnangute kohaselt nende kiirused taaskuumenemise epohhi alguseks võisid langeda väärtuseni umbes 200 m/s. See soodustas erakordselt gravitatsioonilist ainetombustumist ja võimaldas hakata kujunema galaktikatel. Tundub, et sellest on kosmoloogidel üldiselt vähe juttu.
Suur Pauk meie valemite kohaselt võib olla toimunud nullmomendil ja Plancki ühikhetkeks saavutab Universumi karakteerne pikkuseskaala umbes tuhandik cm, mis ületab Plancki ühikpikkust umbes 1030 korda. Sellise Universumi evolutsiooni stsenaariumi korral kõrvaldub vajadus sisse tuua veidi hilisemaks ajaks Universumi inflatsioonilist ekspansiooni, mis kujuneb universaalse tõukejõu toimel. Kuid ka see ettekujutus nagu teisedki baseerub väga suurel ekstrapolatsioonil ürguniversumisse, millest me aga tegelikult teame häbematult vähe.
Meie mudeli kohaselt läheneb Universumi radiaalkoordinaadi paisumiskiirus tulevikus asümptootiliselt valguse kiirusele, viimastel aastatel üsnagi oletuslikult eeldatava eksponentsiaalse paisumise asemel. Universum on praegu uue evolutsioonilise etapi algfaasis, kus juba domineerib kineetiline energia ja evolutsiooniline paisumine on kiirem kui tavaliselt eeldatakse, kuid paisumine siiski veidi aeglustub.
Nii tasase ruumi paradigma kui ka hüperboolse Universumi korral eeldatakse algusest saadik lõpmatu Universumi olemasolu, mis aga on paradoksaalne eeldus ega ole kõrvaldatav rangelt võttes ka Universumi inflatsioonilise paisumise hüpoteesiga. Eelmisel aastal õnnestus selle paradoksi kõrvaldamiseks konstrueerida punktilisest kõverruumist startiva, kuid igavesti paisuva Universumi mudel, mis erineb oluliselt teistest Universumi mudelitest.
Universumi ajalise evolutsiooni stsenaarium baseerub ja on kohaldatud Ia tüüpi supernoovade heleduskauguse ja punanihke suhtele. Osutub, et traditsioonilise kosmoloogilise liikmega tasaruumilise ja kineetilise energia dominantse (KED) Universumi, samuti ka hüperboolse Universumi vaadeldud heleduskauguste suhe, väljendatuna tähesuuruste erinevusena on sedavõrd väike ( kuni 0.1 tähesuurust), et ei võimalda seni vaatluslikult täiesti üheselt eelistada Universumi mudelit. Osutub, et see erinevus on väike vähemalt punanihkeni z=1, seega punanihetel, mille alusel on järeldatud tõukejõulise tumeenergia olemasolu. Universumi varasematel evolutsioonietappidel kõik kirjeldatud Universumi mudelid on praktiliselt kokkulangevad ja seetõttu ka kõik füüsikalised protsessid neis toimuvad peaaegu samaväärselt.
Coriolis-jõudude vaba mittepöörleva eeliskoordinaatsüsteemi tähendus kosmoloogias on olnud alati mõistatuseks ja isegi tüliküsimuseks. Võttes arvesse, et mittepöörlevad koordinaatsüsteemid on seotud äärmiselt kaugete valgusallikatega, näiteks kvasarite ja supernoovadega, olen uurinud, kuidas võiks modifitseerida relatiivsusteooria võrrandeid Machi printsiibi vaimus põhimõtteliselt mitte-lokaalseteks integro-diferentsiaalvõrranditeks, mis seostavad valguskoonuse vahendusel lokaalse aegruumi Universumi kaugete piirkondade ja kunagiste arenguepohhidega.
Aine Universumis paikneb väga inhomogeenselt. Lootsin, et see võib esile kutsuda olulisi muudatusi kosmoloogiavalemitesse. Enn Saare detailne ja teravmeelne selle probleemi lahkamine näitas aga, et keskmistatud parandusliikmed on Universumi mudeli mõttes ebaolulised. Küll aga leidis ta olulise tulemusena, et rõhuliige kipub tulema negatiivne. Seda võib käsitleda kui varast KED mudeli vajalikkusele viitavat tulemust. Ainetiheduse nappuse ületamiseks kasutas E. Saar kosmoloogilist liiget.
Samuti tuleb lugeda oluliseks E. Saare poolt tuletatud võrrandeid, mis kirjeldavad inhomogeensuste evolutsiooni. Ainetiheduse kontrasti uurimisel kasutas ta turbulentsiteooriat ja korrelatsioonifunktsioone. Leitud on ainetiheduse lognormaalne jaotus, mis automaatselt väldib negatiivseid ainetihedusi. Edasine E. Saare uurimistöö on toimunud J. Einasto meeskonna koosseisus, kus uuritakse peamiselt galaktikate ja galaktikaparvede morfoloogiaga ja tiheduse arengu stsenaariumiga seotud probleeme. Seda võib käsitleda kui Universumis asetsevate aine jaotise kaardistamist, analoogselt maakera kaardistamisele. Nagu maakaardilgi siin olulisi muutusi oodata pole arvatavasti aastatuhandete jooksul. Kosmoloogiline mikrolainekaardistus aga jääb kehtima arvatavasti miljoniteks aastateks.