Kosmologia
Myytilliset kosmologiat olettivat maailmankaikkeuden syntyneen alkumeren pohjamudasta (varhaiskristityt), rikkoutuneista munankuorista (muinaissuomalaiset), erilaisten rakenteiden putoillessa taivaallisen hämähäkin äärettömään, tyhjään avaruuteen kutomaan verkkoon (Borneon dayak-heimo), maallisen tai taivaallisen jumalattaren synnyttäessä taivaankappaleet ja Maan (esim. Malin dogon-heimo), personifioidun kaaoksen ‘synnyttäessä’ taivaankappaleet ja eri ilmiöt (kreikkalaiset), jumalan liikkuessa alkumeren yllä ja puhuen maailman olemassaolevaksi (hindut ja heiltä se omaksuneena juutalaiset), tai Amun-jumalan luodessa itsensä kosmisesta munasta valtavassa alkuräjähdyksessä ja muodostaessa kaiken materian yhteissumman, josta kosmos sitten ilmaantuu (egyptiläiset).

Tähtitieteen isäksi ja ensimmäiseksi kosmologiksi kutsuttu Anaximandros (611-547 eaa) esitti aikaisemmista, myytteihin perustuvista kosmologioista poiketen tieteellisen maailmankuvan. Rationalistina hän suosi symmetriaa ja käytti geometriaa ja matemaattisia suhteita kartoittaessaan taivaita. Hänen mukaansa maailma muodostui näkymättömästä aineesta (nimeltään apeiron eli ääretön), josta ensin erottui kuuma tulipallo, jonka ytimessä oli kylmä nestepallo. Tulipallo tiivistyi Auringoksi ja tähdiksi, kun nestepallo tiivistyi Maapalloksi.

Aristoteles (384-322 eaa) esitti, että maailmankaikkeus on ollut aina olemassa, sillä ei ole alkua eikä loppua. Se on kooltaan äärellinen ja rajoittuu kiintotähtien pallonkuoreen, jonka ulkopuolella ei ole yhtään mitään; ei paikkaa, ei tyhjiötä, ei aikaa...



Kun maailmankaikkeuden keskipiste siirrettiin Maapallolta Aurinkoon, täytyi tähtienkin olla huomattavan kaukana – riittävän kaukana, että Maan vuotuinen liike ei pystynyt niiden näennäisiä paikkoja muuttamaan. Samalla katosi ajatus pallonkuoreen kiinnittyneistä tähdistä.

Newtonin vetovoimalaki aiheutti kosmologisen ongelman. Koska tähdet vaikuttavat toisiinsa vetovoimallaan, koko maailmankaikkeuden pitäisi ennen pitkää romahtaa kasaan. Newton yritti selvitä ongelmasta selittämällä, että tähdet ovat niin kaukana toisistaan, että vetovoimavaikutukset ovat mitättömät.

Englantilainen teologi Richard Bentley (1662-1742) piti vuonna 1692 sarjan saarnoja kristinuskon todisteista. Yhdessä niistä hän perusteli, ettei järjestäytynyt maailmankaikkeus voinut syntyä kaaoksesta ilman sallimuksen ohjausta. Ennen saarnojen julkaisemista kirjana Bentley halusi tarkistaa muutamia teknisiä yksityiskohtia ja kirjoitti Newtonille. Hän halusi tietää mitä tapahtuisi vetovoiman vaikutuksesta, jos maailmankaikkeus olisi äärellinen ja koostuisi täysin tasaisesta aineesta. Newton vastasi, että aine luhistuisi yhdeksi kappaleeksi. Jos maailmankaikkeus olisi ääretön, se tiivistyisi lukemattomiksi erillisiksi kappaleiksi. Bentley ei ollut tyytyväinen. Hän kysyi, eivätkö täysin tasaisesti levittäytyneessä aineessa vetovoimat kumoaisi toisensa, ja hiukkanen pysyisi paikallaan. Newton vastasi, että niin täydellinen tasapaino on mahdoton – ikään kuin peilin pinnalla kärjellään pysyvä neula. Niinpä Bentley todisteli saarnassaan, että liikkumattomat tasapainossa olevat tähdet ovat mahdottomuus, paitsi jos korkeampi voima pitää tähtiä paikoillaan. Ajatus liikkumattomista kiintotähdistä oli niin vakiintunut, että Newtonille ei juolahtanut mieleen, että liikkeessä olevat tähdet muodostaisivat kasaan romahtamattomia järjestelmiä.

Linnunrata
Newtonin jälkeen 1700-luvulla esitettiin kolme kosmologista teoriaa Linnunradan rakenteesta. Ensimmäisen esitti Thomas Wright (1711-1786) vuonna 1750. Hänen mukaansa maailmankaikkeuden keskipisteessä oli pyhä valtaistuin, jonka ympäri tähdet liikkuivat. Hänelle täydellinen symmetria oli tärkeää. Niinpä tähdet muodostivat valtaistuimen ympärille suunnattoman suuren ja ohuen pallonkuoren. Katsoessamme pallon pinnan suuntaisesti näemme paljon tähtiä, mutta katsoessamme pintaa kohti näemme niitä huomattavasti vähemmän.

Toisen teorian kehitti Immanuel Kant (1724-1804) Wrightin teoriasta – sitä tosin näkemättä ja luullen, että siinä Linnunrata oli litteä kiekko. Kantilla ei ollut Wrightin pakkomiellettä symmetriasta ja hän esittikin, että taivaalta löydetyt sumumaiset kohteet olivat samanlaisia tähtijärjestelmiä kuin oma Linnunratamme.

Kolmas teoria oli Johann Heinrich Lambertin (1728-1777), joka esitti, että Linnurata muistutti Aurinkokuntaa eli tähdet liikkuivat joukoissa keskustan ympäri Linnunradan tasossa. Tähtijoukon tähdet puolestaan liikkuvat joukkoa kiertävillä radoilla. Lambert siis keksi tähtien liikkeet jo ennen kuin niitä oli havaittu! Hän myös päätteli aivan oikein, että suurien etäisyyksien vuoksi liikkeiden vaikutukset ovat niin hitaita, etteivät merkittävästi ehdi vaikuttaa tähtitaivaan ulkonäköön. Nämä liikkeet estävät Linnunradan luhistumisen oman vetovoimansa vaikutuksesta.



Tähtilaskennat
Sir William Herschel päätteli, että Linnunradan rakenne voitaisiin selvittää tähtilaskennoilla. Oletetaan, että tähdet ovat jakautuneet avaruuteen suunnilleen tasaisesti ja että jokainen tähti on suunnilleen yhtä kirkas. Mitä enemmän tähtiä jossakin suunnassa näkyy, sitä kauemmas Linnunradan täytyy siinä suunnassa ulottua. Mittaustensa perusteella Herschel päätyi tulokseen, että Linnunrata on suunnilleen litteä kiekko ja Aurinko sijaitsee suunnilleen sen keskellä. Hän alkoi kuitenkin epäillä menetelmää huomattuaan, että suuremmilla kaukoputkilla himmeitä tähtiä löytyi yhä lisää.



Varsinaisen tilastollisen tähtitieteen voidaan katsoa alkavan Jacobus Kapteynin (1851-1922) työstä, jossa hän mittasi 455000 tähden paikat ja kehitti mallin Linnunradalle. Tilastollisissa tutkimuksissa ei tutkita yksittäisten tähtien ominaisuuksia, vaan ominaisuuksien jakaumia. Jos esimerkiksi lähitähtien perusteella saadaan selville, mikä on erilaisten absoluuttisten magnitudien jakauma, tätä tietoa voidaan soveltaa kaukaisempiin tähtiin, joiden etäisyyksiä ei tunneta. Tilastollisia menetelmiä käyttäen Kapteyn päätyi litteän kiekon tapaiseen malliin, jossa vakiotähtitiheyden pinnat ovat suunnilleen ellipsoideja. Kiekon läpimitta oli noin 50000 valovuotta ja Aurinko näytti sijaitsevan lähellä sen keskipistettä. Auringon asema arvelutti, syystäkin, Kapteynia.



Harlow Shapley (1885-1972) keksi 1918, että Linnunradan kartoittamiseen voidaan käyttää muita kohteita kuin tähtiä. Tähdet sijaitsevat pääasiassa Linnunradan tasossa ja pöly rajoittaa niiden näkymistä. Shapley valitsi kohteekseen pallomaiset tähtijoukot ja havaitsi niiden keskittyvän toiselle pallonpuoliskolle. Hän päätteli niiden kiertävän Linnunradan ympäri ja Linnunradan keskustan olevan sillä suunnalla, jossa pallomaisia joukkoja on eniten. Joukkojen etäisyydet hän mittasi käyttäen vastakeksittyä yhteyttä muuttuvien kefeidi-tähtien kirkkauden ja vaihtelun jakson pituuden välillä. Shapleyn tulos oli, että Linnunradan läpimitta on 300000 valovuotta. Myöhemmin on todettu, että tähtienvälinen aine himmentää myös pallomaisten joukkojen valoa, joten niille lasketut etäisyydet ovat noin kolme kertaa liian suuria.



Nykyään tiedämme, että Linnunrata on jättiläisspiraaligalaksi, jonka läpimitta on noin 100000 valovuotta. Spiraaligalaksit koostuvat ohuesta pyöreästä levystä, jossa suurin osa kaasusta ja erityisesti nuorista tähdistä sijaitsee. Levyn keskellä on keskuspullistuma, jossa on paljon vanhoja tähtiä. Useimpien, jollei peräti kaikkien, galaksien ytimessä uskotaan olevan jättiläismäinen musta aukko. Linnunradan mustasta aukosta on saatu epäsuoria todisteita, joiden perusteella sellainen siellä uskotaan olevan. Spiraaligalaksien spiraalihaarat ovat galaksin levyssä kiertäviä painovoimahäiriöitä, jotka vedessä etenevien aaltojen tapaan keräävät tähtiä tiiviiksi rintamaksi ja ohi mentyään päästävät ne jälleen harvenemaan normaaliin tiheyteensä. Linnunradalla uskotaan olevan neljä spiraalihaaraa. Spiraaligalaksien ympärillä on vielä halo, jossa on harvassa vanhoja tähtiä ja pallomaisia tähtijoukkoja, jotka kiertävät pitkillä radoillaan galaksin keskustaa.

Aurinko sijaitsee noin 25000 valovuoden etäisyydellä Linnunradan keskustasta eli 75000 valovuoden etäisyydellä Linnunradan vastakkaisesta reunasta. Siellä olevista tähdistä nykyään nähtävä valo on siis lähtenyt liikkeelle, meitä(kin) kohti, kun nykyihminen oli juuri asuttanut Euroopan neanderthalilaisten kadotessa heidän tieltään ja varsinaisen kivikauden odottaessa vielä usean kymmenen tuhannen vuoden päässä.



Sumujen luonne
Paljaalla silmällä taivaalla näkyy vain muutamia sumumaisia kohteita; varhaisilla kaukoputkilla niitä löydettiin jo huomattavasti enemmän. Nykyisin tiedämme, että monet erilaiset kohteet näkyivät pienillä suurennuksilla sumumaisina (pallomaiset tähtijoukot, avoimet tähtijoukot, tähtienvälisen aineen pilvet, planetaariset sumut, galaksit). Pitkään kohteita yritettiin kuitenkin luokitella samaan kategoriaan ja niinpä väittely niiden luonteesta jatkui pitkälle 1900-luvulle. Sir William Herschel huomasi joidenkin Messierin sumujen koostuvan erillisistä tähdistä ja julisti ne tähtijärjestelmiksi. Joistakin ei löytynyt tähtiä ja viimein eräästä löytyi yksinäinen keskustähti, minkä Herschel keksi tarkoittavan tähtienvälisestä aineesta tiivistyvää tähteä. Lopulta hän päätyi ajatukseen, että erilaiset sumut esittävät samanlaisten kohteiden eri kehitysvaiheita.



Eräs (monista) Brittein saarilla 1800-luvulla suuria kaukoputkia rakennelleista harrastajista oli William Parsons (1800-1867; Lord Oxmantown 1821, Earl of Rosse alias Lord Rosse 1841), jonka 72 tuuman (183 cm) peilikaukoputki (Leviathan of Parsonstown) oli maailman suurin vuoteen 1917. Kaukoputken valmistumisvuonna 1845 lord Rosse teki elämänsä merkittävimmän havainnon. Hän näki Messier’n luettelon (Ajokoirien tähdistössä sijaitsevan) kohteen M51 spiraalirakenteen. Havainnosta alkoi 80-vuotinen väittely spiraalisumujen todellisesta luonteesta.



Vuonna 1864 englantilainen amatööritähtitieteilijä, William Huggins (1824-1910) suuntasi spektroskooppinsa planetaariseen sumuun ja havaitsi vain ja ainoastaan yhden kirkkaan viivan. Aluksi hän epäili prisman siirtyneen paikaltaan, mutta tajusi pian valon olevan monokromaattista. Kysymyksessä ei ollut tähtikasautuma vaan hehkuvaa kaasua.

Sir William Herschel oli havainnut, että sumut eivät jakautuneet taivaalle tasaisesti, vaan näyttivät välttävän Linnunradan tasoa. Jos ne olivat todella kaukaisia kohteita, miten niiden jakauma voisi olla mitenkään yhteydessä Linnunradan muotoon?

James E. Keelerin (1857-1900) ennen vuosisadan vaihdetta ottamat valokuvat osoittivat, että taivas oli täynnä spiraalisumuja. Ennen pitkää keksittiin ruveta tutkimaan niiden spektrejä ja 1910-luvun alkupuolella vakuututtiin, että spiraalisumut koostuvat todellakin tähdistä, eivätkä kaasusta.

Vuonna 1917 Heber D. Curtis (1872-1942) ja George W. Ritchey (1864-1945) löysivät spiraalisumuista heikkoja novia, joiden avulla he pystyivät arvioimaan niiden etäisyydet. Novat eivät ole nimensä mukaisia uusia tähtiä, vaan muuttuvia tähtiä. Niiden pinnalla tapahtuu säännöllisin väliajoin toistuvia räjähdyksiä, joiden ansiosta niiden kirkkaus kasvaa huomattavasti.



Toinen Curtisin havainto oli sivuttain näkyvissä spiraalisumuissa esiintyvä tumma pölyvyö. Tästä hän päätteli, että myös Linnunradan tasossa on pölyä. Tämä selittää sen, ettei sumuja näy Linnunradan tason lähellä.



Vuonna 1919 ruotsalainen Knut Lundmark (1889-1958) osoitti väitöskirjassaan Andromedan sumussa havaittujen supernovien avulla, että sumun etäisyys on noin 200000 parsekia eli 650000 valovuotta.

Edwin Hubble (1889-1953) löysi vuonna 1924 Andromedan sumusta muuttuvia tähtiä, kefeidejä. Niiden avulla hän pystyi laskemaan Andromedan etäisyydeksi 300000 parsekia eli vajaat miljoona valovuotta; tämä sillä varauksella, ettei välissä ole pimentävää ainetta. Sittemmin keksittiin, että kefeidejä on kahta eri lajia ja Hubblen saama arvio etäisyydelle on liian pieni.

Joka tapauksessa oli osoitettu, että Andromedan sumu ei voinut olla Linnunradan osa ja pitkällinen väittely spiraalisumujen luonteesta oli väistämättä ohi. Kantin ajatus oli osoittautunut oikeaksi: Linnunrata on vain yksi saariuniversumi lukemattomien muiden samankaltaisten joukossa.



Olbersin paradoksi
Pintakirkkaus: Leikataan pahviin pieni reikä ja katsotaan sen läpi (ei paljaalla silmällä) Aurinkoa. Näemme tietyn määrän säteilyä. Mennään kaksinkertaisen etäisyyden päähän ja katsotaan uudelleen saman reiän läpi Aurinkoa (ei edelleenkään paljaalla silmällä). Säteilyn teho on laskenut neljännesosaan (kokonaissäteily leviää pinta-alalle A = 4 [pii] (2r)2 = 4 x 4 [pii] r2). Tosin samalla reiän läpi näkyy nelinkertainen ala Auringon pintaa. Näemme siis saman määrän säteilyä kuin ennenkin. Kohteen pintakirkkaus ei siis riipu sen etäisyydestä.



Jos avaruus olisi äärettömän suuri ja vanha, kohtaisi jokainen näkösäde lopulta jonkin tähden pinnan. Koska pintakirkkaus ei riipu etäisyydestä, loistaisi taivas yöllä ja päivällä keskimäärin yhtä kirkkaana kuin tyypillisen tähden pinta.

Tämä ongelma on tunnettu ainakin vuodesta 1610, jolloin Kepler käytti sitä perusteluna maailmankaikkeuden äärelliselle koolle. Myöhemmin monet muutkin ovat käsitelleet ongelmaa. Yksi heistä oli saksalainen tähtitieteen harrastaja Heinrich Olbers (1758-1840), jonka mukaan ongelma tunnetaan Olbersin paradoksina.

Yksi helposti mieleen tuleva selitys on, että tähtienvälinen aine varjostaa kaukaisten tähtien säteilyä. Säteily kuitenkin lämmittää ainetta ja saavutettuaan tasapainon se säteilee avaruuteen kaiken saamansa säteilyn. Äärettömässä maailmankaikkeudessa kaasu hehkuisi yhtä kirkkaana kuin tähdet.

Kolme ja puoli vuosisataa tähtitieteilijät esittivät erilaisia hypoteeseja ratkaisuksi, mutta vain yksi henkilö, kirjailija Edgar Allan Poe, ehdotti oikeaa ratkaisua. Tämä nykyisin hyväksytty selitys Olbersin paradoksille on maailmankaikkeutemme äärellinen ikä, noin 15 miljardia vuotta. Sen vuoksi voimme nähdä korkeintaan 15 miljardin valovuoden päähän ja tässä äärellisessä tilavuudessa ei ole riittävästi tähtiä, jotta niitä riittäisi joka suuntaan.



Hubblen laki
Lowell-observatoriossa työskennellyt Vesto M. Slipher (1875-1969) mittasi ensimmäisenä Andromedan galaksin spektrin täsmällisesti. Hän havaitsi sen spektriviivojen siirtyneen kohti sinistä, ja laski, että galaksi kiitää meitä kohti nopeudella 300 kilometriä sekunnissa.

Edwin Hubble laski läheisten galaksien etäisyyksiä havaitsemalla niiden muuttuvia tähtiä. Kaukaisten galaksien spektrien viivojen hän havaitsi siirtyneen systemaattisesti kohti punaista; mitä kauempana galaksi on, sitä suurempi on spektriviivojen punasiirtymä. Dopplerin ilmiön mukaisesti tulkittuna tämä tarkoittaisi, että mitä kauempana kohde on, sitä suuremmalla nopeudella se meistä loittonee.



Todellisuudessa punasiirtymä johtuu avaruuden laajenemisesta, jonka seurauksena galaksien välimatkat kylläkin kasvavat. Tämä Hubblen 1929 esittämä laki voidaan esittää yksinkertaisessa muodossa: pakonopeus tai punasiirtymä on Hubblen vakio H kertaa etäisyys. Suinpäin lakia ei voi soveltaa kaikkeen, mikä liikkuu. Galakseilla on oma ominaisliikkeensä eli yleensä liike niiden galaksiryhmän sisällä ryhmän keskinäisten vetovoimien vaikutuksesta. Galaksiryhmätkin vaikuttavat toisiinsa jossain määrin. Täten Hubblen vakiota on ollut vaikea määrittää. Nykyiset arviot vaihtelevat välillä 60–90 kilometriä sekunnissa megaparsekia kohti.





Maailmankaikkeuden mallit
Avaruuden kaareutuminen: Yleisen suhteellisuusteorian mukaisesti massalliset kappaleet kaareuttavat neliulotteisen aika-avaruuden geometriaa tavalla, joka kolmiulotteisessa avaruudessa koetaan gravitaationa. Kaareutuneessa(kin) avaruudessa kappaleet liikkuvat pitkin lyhimpiä viivoja (suoria). Kolmiulotteiseen maailmaan projisoituina tällaiset radat näyttävät vaikkapa Aurinkoa kiertäviltä ellipsiradoilta.

Einstein yritti 1917 soveltaa teoriaansa koko maailmankaikkeuteen. Hän sai ratkaisuksi vain laajenevia tai supistuvia malleja ja korjasi yhtälöitään lisäämällä niihin kosmologisen vakion, [Lambda], jonka avulla ratkaisusta tuli staattinen – vallitsevan käsityksen mukaisesti.

Vuonna 1922 Alexander Friedmann (1888-1925) ja 1927 Georges Lemaître (1894-1966) kehittivät laajenevan avaruuden mallinsa. Nämä mallit voivat geometrialtaan olla kolmea eri tyyppiä. Mikä malleista vastaa todellisuutta, riippuu maailmankaikkeuden tiheydestä. Jos tiheys on riittävän suuri, se käyristää avaruutta niin paljon, että tuloksena on äärellinen, suljettu maailmankaikkeus. Jos tiheys on pieni, maailmankaikkeus on avoin ja laajenee ikuisesti. Näiden väliin jäävä rajatapaus on laakea mutta rajatta laajeneva maailmankaikkeus.

Maailmankaikkeuden tiheyden määrittäminen on pitkään ollut yksi kosmologian keskeisiä ongelmia. Galaksien liikkeiden perusteella vaikuttaisi siltä, että on olemassa runsaasti pimeää massaa, jota ei voi havaita sen säteilyn perusteella. Pimeän aineen luonne on yhä avoin.

Vuonna 1929 Edwin Hubblen havainnot osoittivat, että avaruus todellakin laajenee. Jo 1930 Sir Arthur Eddington (1882-1944) toi havainnoille teoreettista tukea osoittamalla, että Einsteinin malli, jossa [Lambda] > 0, on epästabiili. Einstein itse päätyi suosittelemaan, että koko [Lambda] -termi pitäisi haudata, ja kehitti yhdessä Willem de Sitterin (1872-1934) kanssa laakean avaruuden mallin, jossa [Lambda] = 0.

Hyvin korkeassa lämpötilassa säteily on niin voimakasta, että se pystyy tuottamaan alkeishiukkasia. Vuonna 1946 George Gamow (1904-1968) päätteli, että laajenevan maailmankaikkeuden on täytynyt joskus olla puristuneena hyvin pieneen tilaan, jolloin sen energiatiheys ja lämpötila ovat olleet erittäin korkeita. Tuolla maailmankaikkeuden lapsuuden hetkellä säteilyyn on sisältynyt enemmän energiaa kuin massaan.

Vuonna 1948 Gamow ennusti yhdessä Ralph Alpherin (1921-) kanssa kosmisen taustasäteilyn, joka on alkuaikojen säteilyn jäännettä. Samaan aikaan he kehittivät myös teorian, miten alkuaineet syntyivät alkuräjähdyksessä ja sitä seuraavissa neutronisieppauksissa. Teoria tunnetaan Alpher-Bethe-Gamow –teoriana ([Alpha Beta Gamma] -artikkeli).

Bellin puhelinyhtiön yhteyksiä vaivannutta kohinaa tutkineet Arno Penzias (1933-) ja Robert Wilson (1936-) löysivät radioteleskoopilla kolmen kelvin-asteen lämpötilassa olevan mustan kappaleen säteilyä vastaavaa taustasäteilyä. Cosmic Background Explorer eli COBE-satelliitti laukaistiin avaruuteen 1989 tutkimaan kosmista taustasäteilyä ja kartoitti taustasäteilyn ja sen vaihtelut koko taivaan laajuisesti. Vaihtelut sovitettiin pikaisesti lisätodisteeksi alkuräjähdysteorian puolesta.

Aiemmin mainittu punasiirtymä siis liittyy avaruuden laajenemiseen. Se voidaan käsittää niin, että avaruuden koko on kasvanut fotonin matkatessa kaukaisesta galaksista havaitsijan spektroskooppiin. Samalla valon aallonpituus on kasvanut verrannollisena etäisyyteen.

Tilannetta havainnollistaa hyvin pullataikina, jossa rusinat esittävät galakseja. Kun taikina kohoaa eli avaruus laajenee, rusinat etääntyvät toisistaan. Loittoneminen on sitä nopeampaa mitä suurempi rusinoiden välimatka on. Tilanne näyttää samalta, katsottiinpa sitä mistä rusinasta tahansa. Rusinat pysyvät paikallaan taikinan sisällä, vaikka etääntyvätkin toisistaan. Samalla tavoin galaksien loittoneminen johtuu avaruuden laajenemisesta eikä siitä, että galaksit kiitäisivät avaruuden halki hirvittävillä nopeuksilla.



Laajenemisen ohella muita maailmankaikkeuden tärkeitä havaittuja ominaisuuksia ovat heliumin osuus ja rakenteiden isotrooppisuus. Isotrooppisuus tarkoittaa sitä, että maailmankaikkeus näyttää samanlaiselta katsotaanpa sitä mistä tahansa ja mihin suuntaan tahansa.

Heliumytimien muodostamiseen tarvitaan neutroneita. Vapaa neutroni ei kuitenkaan ole stabiili hiukkanen, vaan hajoaa protoniksi ja elektroniksi keskimäärin 17 minuutissa. Lämpötilan täytyi olla juuri oikeissa rajoissa heliumin muodostumiselle ennen kuin alkuräjähdyksen jälkeen syntyneet neutronit olivat ehtineet hajota. Heliumin havaittu osuus rajoittaa siten huomattavasti maailmankaikkeuden kehitystä kuvaavia malleja.

Vuonna 1948 Sir Fred Hoyle (1915-2001), Hermann Bondi (1919-) ja Thomas Gold (1920-) esittivät alkuräjähdyksen vaihtoehdoksi pysyvän tilan teorian (steady state). Perusteiltaan “ääretön keskimäärin muuttumaton ikuinen maailmankaikkeus” kehittyi teorian myötä avaruudeksi, joka laajenee kaiken aikaa, mutta siten, että ainetta syntyy samalla lisää kaikkialle. Täten avaruus näyttää kaikkina aikoina samanlaiselta. Ikuinen maailmankaikkeus muuttaa järjettömäksi kysymyksen elämän synnystä, sillä miksi olisi jokin ajan hetki, jota ennen (äärettömän pitkään) elämää ei olisi ollut, mutta sen jälkeen (äärettömän pitkään) sitä olisi. Teoria ajautuu vaikeuksiin selittäessään, että maailmankaikkeus näyttää kaikkina aikoina samanlaiselta, sillä havainnot osoittavat, että mitä kauemmas (ajassa, taaksepäin) katsomme sitä enemmän havaitsemme voimakkaita radiolähteitä. Ajallinen samankaltaisuus ei siis päde.




Takaisin pääsivulle