Alkuräjähdys on kosmologiassa maailmankaikkeuden syntymää ja kehittymistä käsittelevä vallitseva teoria. Alkuräjähdysmalli muotoutui konsensusmalliksi 1960-luvulla ja on yhä tieteen nykyinen standardimalli.Naming the Big Bang, Helge Kragh, Historical Studies in the Natural Sciences, Vol. 44, No. 1, (pp. 3-36), February 2014, Published by: University of California Press, DOI: 10.1525/hsns.2014.44.1.3. Teorian mukaan maailmankaikkeus syntyi äärimmäisen tiheästä ja kuumasta tilasta noin 13,8 miljardia vuotta (13,8 Ga) sitten niin kutsutussa alkuräjähdyksessä ja on siitä lähtien jatkuvasti laajentunut.
Havaintoihin perustuva tutkimustieto tukee alkuräjähdysteoriaa. Galaksien on havaittu etääntyvän Maasta sitä nopeammin mitä kauempana ne ovat. Tätä periaatetta kutsutaan Hubblen laiksi. Kun tämä havainto yhdistetään niin sanottuun kopernikaaniseen periaatteeseen, jonka mukaan missä tahansa päin kaikkeutta sijaitsevat havainnoijat havaitsisivat samoin, voidaan päätellä itse avaruuden laajenevan. Seuraamalla laajenemista teoreettisesti ajassa taaksepäin päädytään olettamukseen, jonka mukaan alussa on ollut äärimmäisen tiheä ja kuuma tila. Tämä kuuma alkutila on koko teorian pääpremissi.
Tutkimuksissa havaittu kevyiden alkuaineiden suhteellinen runsaus vastaa alkuräjähdyksen ydinsynteesin ennusteita. Alkuräjähdysteoria ennustaa myös koko kaikkeuden täyttävän heikon mikroaaltosäteilyn eli niin sanotun kosmisen taustasäteilyn olemassaolon. Taustasäteilyn varmistuminen vuonna 1964 johti alkuräjähdyksen hyväksymiseen parhaaksi maailmankaikkeuden alkuperää ja kehitystä kuvaavaksi teoriaksi.
Kosmologian perusteoria, yleinen suhteellisuusteoria, kuvaa kaikkeutta vain joko laajenevana tai supistuvana. Friedmannin–Lemaîtren–Robertsonin–Walkerin metriikka -niminen Einsteinin kenttäyhtälöiden ratkaisu on alkuräjähdyksen teoreettinen perusta.
Historia pienoiskuva|Alkuräjähdysteorian mukaan kaikkeus syntyi äärimmäisen tiheästä ja kuumasta tilasta.
Alkuräjähdysteorian kehitys perustuu sekä maailmankaikkeuden kokeellisiin havaintoihin että teoreettisiin tarkasteluihin. Vesto Slipher mittasi ensimmäisen kerran vuonna 1912 'spiraalitähtisumun' punasiirtymän ja havaitsi pian miltei kaikkien vastaavien kohteiden etääntyvän Maasta. Hän ei kuitenkaan ymmärtänyt havaintonsa kosmologista merkitystä. Samaan aikaan käytiin kiihkeää väittelyä siitä, olivatko nämä 'spiraalitähtisumut' itse asiassa Linnunratamme ulkopuolisia saarekkeita (). Nykytietämyksen mukaan nämä kohteet ovatkin kierteisgalakseja eivätkä tähtisumuja.
Albert Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria on alkuräjähdysteorian teoreettisen tarkastelun lähtökohta, sillä sen kenttäyhtälöiden mitkään ratkaisut eivät tarjonneet staattista kaikkeutta. Koska ratkaisut eivät vastanneet silloista käsitystä, Einstein lisäsi kaavoihinsa niin sanotun kosmologisen vakion, jonka avulla Einstein sai yhtälöiden ratkaisut vastaamaan silloista käsitystä. Aleksandr Fridman johti vuonna 1922 kenttäyhtälöistä Friedmannin yhtälöt, jotka osoittivat, että maailmankaikkeus saattaa laajeta.(käännös englanniksi: ) Edwin Hubblen lähimmän 'kierteistähtisumun' etäisyyden mittaus vuonna 1924 osoitti näiden taivaankappaleiden todella olevan Linnunradasta erillisiä galakseja. Georges Lemaîtren johdettua itsenäisesti Friedmanin yhtälöt vuonna 1927 hän ennusti 'tähtisumujen' etääntymisen johtuvan kaikkeuden laajenemisesta.(käännös englanniksi: ) Lemaître meni vielä pidemmälle vuonna 1931 ehdottaessaan, että maailmankaikkeus on alkanut yksinkertaisesta "alkuatomista". Tämä muistutti varhaisia luomiskertomuksia, joissa maailmankaikkeus sai alkunsa kosmisesta munasta.
Vuodesta 1924 alkaen Hubble kehitti sarjan etäisyyden määrittämistapoja, joiden pohjalta kehitettiin myöhemmin kosmiset etäisyystikapuut (). Näiden Mount Wilsonin observatoriossa tehtyjen tutkimusten ansiosta hän pystyi arvioimaan etäisyyksiä niihin galakseihin, joiden punasiirtymiä Slipher oli mitannut. Hubble havaitsi vuonna 1929 nykyisin Hubblen lakina tunnettavan korrelaation etäisyyden ja etääntymisnopeuden välillä. Lemaître oli tosin jo osoittanut tämän olevan odotettavissa, mikäli kosmologinen periaate pitää paikkansa.
thumb|left|Taiteilijan näkemys WMAP-satelliitista, joka kerää tietoa kosmisesta taustasäteilystä.
1930-luvulla ehdotettiin lukuisia nykyisin epästandardeiksi laskettavia malleja selittämään Hubblen havaintoja. Näihin kuuluivat muiden muassa Milnen malli, Richard Tolmanin puolustama niin kutsuttu syklisen kaikkeuden -malli uudelleenjulkaisu New York: Dover, 1987. ja Fritz Zwickyn esittämä väsyneen valon hypoteesi. Full article (PDF)
Toisen maailmansodan jälkeen oli jäljellä kaksi teoriaa. Toinen oli Fred Hoylen ryhmän kehittämä pysyvän tilan teoria. Sen mukaan maailmankaikkeuden laajetessa tilalle syntyy jatkuvasti uutta ainetta, jolloin maailmankaikkeus on suunnilleen samanlainen minä ajan hetkenä tahansa. Toinen teoria oli Lemaîtren alkuräjähdysteoria, jota kehitti ja puolusti alkuräjähdyksen ydinsynteesin esittänyt George Gamow. Gamowin työtoverit Ralph Alpher ja Robert Herman ennustivat kosmisen taustasäteilyn vuonna 1948. Lemaîtren teoriaa vastustanut Hoyle antoi koko ilmiölle sen nykyisen englannin kielisen nimen viitatessaan siihen radiolähetyksessä sarkastisesti "suuren pamauksen ideana" ().
Jonkin aikaa molemmilla teorioilla oli yhtäläinen tuki, mutta lopulta havainnot suosivat alkuräjähdystä. Kosmisen taustasäteilyn löytyminen vuonna 1964 takasi alkuräjähdyksen aseman parhaana teoriana kaikkeuden alkuperästä ja kehityksestä.
Standardimallissa oli kuitenkin lukuisia ongelmia ja 1981 Alan Guth ehdotti niiden ratkaisuksi inflaatioteoriaa. Andrei LindeA. Linde, "A New Inflationary Universe Scenario: A Possible Solution Of The Horizon, Flatness, Homogeneity, Isotropy And Primordial Monopole Problems", Phys. Lett. B 108, 389 (1982). sekä Andreas Albrecht ja Paul SteinhardtA. Albrecht and P. J. Steinhardt, "Cosmology For Grand Unified Theories With Radiatively Induced Symmetry Breaking," Phys. Rev. Lett. 48, 1220 (1982). muokkasivat itsenäisesti teoriaa moderniin muotoonsa. Vaikka inflaation yksityiskohtainen hiukkasfyysinen mekanismi on tuntematon, on se kelpuutettu niin kutsutun kosmologian standardimallin osaksi, sillä jo sen perusperiaate antaa lukuisia ennustuksia, jotka on voitu havainnoilla vahvistaa.
1990-luvun lopulta alkaen alkuräjähdyskosmologia on edennyt suurin harppauksin teleskooppien teknisen kehityksen ja satelliiteista kuten COBE Hubble-avaruusteleskooppi ja WMAP saadun runsaan havaintoaineiston avulla.
Yleiskatsaus
+Alkuräjähdyksen päävaiheet Aikaväli Tapahtuma Kuvaus 0–10−43 s Planckin epookki alkusingulariteetti laajenee 10−43–10−35 s alkuräjähdys alkaa gravitaatio erkanee muista perusvuorovaikutuksista,vahva vuorovaikutus erkanee sähköheikosta vuorovaikutuksesta 10−35–10−32 s kosminen inflaatio valoa nopeampi laajeneminen,aine on kvarkki-gluoniplasmaa 10−12–10−6 s kvarkkiepookki sähkömagnetismi ja heikko vuorovaikutus erkanevat toisistaan,osa hiukkasista saa massan 10−6–1 s hadroniepookki hadronit muodostuvat kvarkki-gluonimassasta 100–300 s alkuräjähdyksen ydinsynteesi protonit ja neutronit yhdistyvät atomiytimiksi 380 000 vuotta rekombinaatio atomiytimet ja elektronit yhdistyvät atomeiksi, jolloin kosminen taustasäteily vapautuu 0,4 gigavuotta ensimmäiset tähdet syttyvät 13,8 Ga nykyhetki
Maailmankaikkeuden laajentumisen ekstrapolointi ajassa taaksepäin yleistä suhteellisuusteoriaa käyttäen johtaa äärettömään tiheyteen ja lämpötilaan äärellisessä ajassa.
Siitä, kuinka lähelle singulariteettia ajallisesti voidaan ekstrapoloida, kiistellään mutta Planckin epookkia pidetään ehdottomana rajana. Usein alkuräjähdyksellä tarkoitetaan maailmankaikkeuden 'syntymää' mutta siitä, mitä tarkkaan ottaen lasketaan kuuluvaksi alkuräjähdykseen ei ole saavutettu yksimielisyyttä. Määrittelyt vaihtelevat pelkästä alun kuumasta ja tiheästä vaiheesta koko kaikkeuden historiaan. Tavallisesti kuitenkin alkuräjähdykseen lasketaan vielä kuuluvaksi muutamat ensimmäiset minuutit. Tyypin Ia supernovilla tehtyihin laajentumismittauksiin, kosmisen taustasäteilyn lämpötilaerojen mittauksiin ja galaksien korrelaatiofunktion mittauksiin perustuen kaikkeuden iäksi on laskettu 13,7 ± 0,2 miljardia vuotta.
Maailmankaikkeuden varhaisimmat vaiheet ovat vielä varsin spekulatiivisia. Useimpien mallien mukaan kaikkeus oli täysin homogeeninen ja isotrooppinen, sillä oli äärimmäisen korkea energiatiheys sekä valtaisa lämpötila ja paine, ja se laajentui ja jäähtyi hyvin nopeasti. Arviolta 10−35 sekunnin laajenemisen jälkeen tapahtunut faasimuutos johti kosmiseen inflaatioon, jonka aikana kaikkeus laajeni eksponentiaalisesti. Inflaation jälkeen maailmankaikkeuden koko oli 1028-kertainen kuin ennen inflaation alkua.Adams ja Laughlin 2002, s. 46 Inflaation pysähtyessä kaikkeus koostui kvarkki-gluoniplasmasta (QGP) ja muista alkeishiukkasista. Lämpötila oli niin korkea, että hiukkasten satunnaisliike oli nopeudeltaan relativistista ja erilaisia hiukkas-antihiukkaspareja syntyi ja tuhoutui törmäyksissä jatkuvasti. Jossain vaiheessa tuntematon baryonigeneesiksi () nimetty tapahtuma rikkoi baryoniluvun säilymislakia ja johti kvarkkien ja leptonien ylimäärään suhteessa antimateriaan. Yhtä kvarkkia kohti tuhoutui 30 miljoonaa antikvarkkia.Adams ja Laughlin 2002, s. 56 Tämä johti nykyisessä kaikkeudessa olevaan materian vallitsevuuteen suhteessa antimateriaan.Kolb & Turner 1988, luku 6
Maailmankaikkeuden laajeneminen ja jäähtyminen jatkui johtaen hiukkasten keskimääräisen energian pienenemiseen. Symmetriarikoksi nimetyssä faasimuutoksessa perusvuorovaikutukset ja alkeishiukkaset saivat nykyisen muotonsa.Kolb & Turner 1988, luku 7 Noin 10−11 sekunnin jälkeen spekulatiivisuus vähenee, sillä hiukkasten energia väheni hiukkaskiihdyttimissä saavutettavissa oleville tasoille. Noin 10−6 sekunnin kohdalla kvarkit ja gluonit yhdistyivät baryoneiksi kuten protoneiksi ja neutroneiksi. Pieni kvarkkien ylimäärä suhteessa antikvarkkeihin johti pieneen ylimäärään baryoneja verrattuna antibaryoneihin. Lämpötila ei ollut enää riittävän korkea uusien protoni-antiprotoniparien eikä neutroni-antineutroniparienkaan syntymiseksi. Näin käynnistyi massiivinen annihilaatio, josta jäi jäljelle vain yksi 1010:stä alkuperäisestä protonista ja neutronista eikä yhtään antihiukkasta. Vastaava annihilaatio tapahtui elektroneille ja positroneille noin yhden sekunnin paikkeilla. Annihilaatioiden jälkeen jäljelle jääneet protonit, neutronit ja elektronit eivät enää liikkuneet relativistisilla nopeuksilla.
Muutaman minuutin kuluttua lämpötilan laskettua noin miljardiin kelviniin ja tiheyden ollessa ilman tiheyden luokkaa neutronit ja protonit yhdistyivät deuterium- ja heliumytimiksi alkuräjähdyksen ydinsynteesiksi kutsuttavassa prosessissa.Kolb & Turner 1988, luku 4 Useimmat protonit säilyivät yhdistymättöminä vety-ytiminä. Noin 380 000 vuotta myöhemmin elektronit ja ytimet yhtyivät lähinnä vetyatomeiksi ja fotonit vapautuivat aineesta, jolloin muodostui nykyisin havaittava kosminen taustasäteily.Peacock (1999), luku 9
Ajan myötä hivenen tiheämmät alueet keräsivät gravitatiivisesti puoleensa läheistä ainetta ja kasvoivat edelleen tiheämmiksi muodostaen kaasupilviä, tähtiä, galakseja ja muita nykyisin havaittavissa olevia taivaankappaleita. Tämän rakenteen muodostumisen yksityiskohdat riippuvat kaikkeuden aineen määrästä ja tyypistä. Kolme tunnettua aineen tyyppiä ovat kylmä pimeä aine, kuuma pimeä aine ja baryoninen eli nk. tavallinen aine. Parhaat lähinnä WMAP:sta saadut mittaustulokset osoittavat kylmän pimeän aineen olevan yleisin ainetyyppi. Kaksi muuta muodostavat vähemmän kuin 20 % kaikkeuden aineesta.