Mistä maailmankaikkeuden ikä tiedetään

Ensimmäiset sadat tuhannet vuodet maailmankaikkeus oli kuuma ja läpinäkymätön. Kun se jäähtyi niin paljon, että valo pääsi kulkemaan vapaasti, tuo säteilypurkaus levisi kaikkiin suuntiin ja on siitä lähtien venynyt avaruuden mukana. Nykyään se näkyy heikkona säteilynä kaikkialla taivaalla.

Siinä on pieniä väreilyjä: hieman lämpimämpiä ja hieman kylmempiä alueita. Näiden alueiden koko riippuu siitä, kuinka paljon ainetta maailmankaikkeudessa on, mistä se koostuu ja kuinka nopeasti kaikki laajeni. Kun mitattu kuvio syötetään yhtälöihin, saadaan joukko parametreja, myös ikä.

Toinen menetelmä on periaatteessa yksinkertaisempi: mitataan, kuinka nopeasti galaksit etääntyvät meistä, ja kelataan kelloa taaksepäin. Vaikeutena on, että nopeus on muuttunut, joten tarvitaan myös malli maailmankaikkeuden koostumuksesta. Mittaukset tehdään kuitenkin suoraan kaukaisten galaksien supernovapurkausten avulla.

Kolmas menetelmä ei riipu lainkaan kosmologiasta. Vanhimpien tähtijoukkojen iän voi arvioida tarkastelemalla, mitkä tähdet ovat jo poistuneet pääsarjasta. Näin saadaan alaraja: maailmankaikkeus ei voi olla nuorempi kuin sen vanhimmat tähdet.

Juuri näiden kolmen toisistaan riippumattoman arvion yhteneväisyys tekee tuloksesta luotettavan. Yhden menetelmän virhe ei toistuisi kahdessa muussa, jotka toimivat täysin eri tavoin.

Muinaisesta säteilystä mitattu laajenemisnopeus ja sama läheisistä galakseista mitattu suure eroavat toisistaan muutaman prosentin verran. Ero on pysyvä, eikä sitä voi selittää mittausvirheillä, joten sitä kutsutaan jännitteeksi.

Se vaikuttaa itse ikään vain vähän, mutta tarkoittaa, että mallista puuttuu jotakin. Vaihtoehtoja on useita: huomioimatta jääneistä systemaattisista virheistä uuteen fysiikkaan. Toistaiseksi kysymys on avoin, ja se on tieteelle normaali työskentelytila.