Ettekujutus Universumist tugineb paljus 1922 ja 1924 aastatel ilmunud Aleksander Friedman´i töödel. Nendes töödes esitatud mudelid baseeruvad ühelt poolt Albert Einsteini loodud üldrelatiivsusteooriale ja teiselt poolt kosmoloogilisele printsiibile. Kosmoloogiline printsiip väidab, et oma füüsikalistelt omadustelt on Universum homogeenne ja isotroopne. Friedman´i mudelid ennustavad, et Universum tervikuna paisub ja umbes 13 miljardit aastat tagasi toimus "Suur Pauk" - Universumi sünd. Universumi kui terviku geomeetria ja paisumise seaduspärasuse määrab keskmine aine- ja energiatihedus. Kui tihedus on kriitilisest väiksem, on Universum negatiivse kõverusega ja lõpmatu ruumalaga ning paisub tulevikus piiramatult. Kui tihedus on kriitilisest suurem, on Universum positiivse kõverusega ja suletud (lõpliku ruumalaga, kuigi tal ei ole piire). Sellisel juhul järgneb paisumisfaasile, kus me praegu elame, kokkutõmbumine.

Universumil on kõigi Friedman´i mudelite korral horisont. Horisondist kaugemal toimuvad sündmused ei avalda meile mingit mõju ega ei ole avaldanud seda ka minevikus. Tõsiasja, et horisondi sisse jääv vaatlustele kättesaadav ruumi piirkond on lõpliku ruumalaga, rõhutatakse peaaegu kõigis kosmoloogiat käsitlevates raamatutes [1-9]. Kuid reeglina puuduvad neis raamatutes viited selle ruumipiirkonna geomeetrilisele struktuurile. Lugejaile jääb mulje, et horisondi sisse jääva ruumi geomeetriline struktuur on ka vaatluste seisukohalt lähtudes sama, mis Universumit kirjeldaval Friedman´i mudelil. Meile teadaolevatel andmetel on ainsaks erandiks raamat [5], kus mainitakse (tõestuseta) horisondi sisse jääva ruumi positiivset kõverust - ruumala on lõplik, kuid tal ei ole piire.

Töö koosneb kahest osast. Esimeses peatükis esitatakse "Kosmoloogia I" lühikonspekt. Selle koostamisel kasutati 2003. aasta kevadsemestril TPÜ-s prof Romi Mankini poolt läbiviidud "Kosmoloogia I" loengumaterjale, samuti materjale mitmetest erinevatest õpikutest, monograafiatest ja populaarteaduslikest väljaannetest [1-9]. Kuna tegemist on õppevahendiga, siis teksti ülekoormatuse vältimiseks, on loobutud viitamisest originaalallikatele. Kursuse omandamisele orienteeritud lugejal, soovitavad autorid lähemalt tutvuda ka raamatutega [1-9] ja osaleda aktiivselt kosmoloogia loengutel.

Lühikonspekti sissejuhatus - valik fotosid astronoomilistest objektidest (vt allikad [10-16] põhinevat Lisa) on toodud käesoleva töö elektroonilises lisas. Teises peatükis "Universumi horisondiga hõlmatava ruumi geomeetriline struktuur" on esitatud L. Räim'i bakalaureusetöö uurimuslik osa. Näidatakse, et Friedman´i tasase mudeli korral vastab vaatuslikult kättesaadava ruumiosa geomeetriline struktuur positiivse kõverusega ruumile. Vajadusel võib õppeprotsessis seda peatükki käsitleda ka kui lisa kosmoloogia lühikonspektile.

Kosmoloogia – teadus Universumi kui terviku ehitusest ja arenemisest ning seda määravatest printsiipidest ja füüsikaseadustest.

Universum(lad. kõiksus) – makrokosmos, maailmakõiksus, kosmoloogia uurimisobjektina ajas ja ruumis toimuda võivate sündmuste maailm.

Astronoomiliselt vaadeldav universum piirneb Metagalaktikaga (lähiuniversum).
Universumi mõiste kujunemise lähtepunktid:

• Universumi ruumilise lõpmatuse mõiste (Demokritos 4. saj. eKr.: aatomid liiguvad läbi lõpmatu ruumi, suured aatomid põrkuvad väikestega, tekivad keerised, millest tekivad maailmad. Need omakorda põrkuvad, võivad kaduda ja tekkida uued maailmad)
• Universumi ajalise lõpmatuse mõiste (Herakleitos, 5.saj. eKr)
• Universumi homogeensus ja isotroopsus (Giordano Bruno, 16.saj. lõpp).

Universumi kui uurimisobjekti suurus on aja jooksul laienenud. 19.saj. alul oli Universum kui uurimisobjekt piiratud Päikesesüsteemi mõõtmetega, vaatlusinstrumentide täienemisega (põhiliselt – teleskoobi arendamine) on see laienenud Galaktika, ja Metagalaktikani.

Erinevates kultuurides on Universumit kujutatud erinevalt. Lapik Maa, paikneb 3-l elevandil, kes on hiidkilpkonna seljas, kes ujub suures ookeanis (India); või Maad hoiab üleval õhujumalanna. See on nn personifitseeritud universumi käsitlus – seotud mingite isikute ja olevustega.

Umbes 6.saj. eKr – personifitseerimata Universumi käsitlused. 5.-6. saj eKr, Thales, Anaximandros: Maa asub maailma keskmes, selle ümber on 3 taevasfääri, millel liiguvad Kuu, Päike, planeedid. Välissfääril on kinnistähed. Hilisemates käsitluste edasiarendustes on jõutud 27 sfäärini.

Ptolemaios, Aristoteles: geotsentriline maailmasüsteem, ilma taevasfäärideta (kuid siiski, nn kinnistähed paiknevad taevavõlvil või taevasfääril).

Teaduslikumad uurimused:

Mikolaj Kopernik (1473-1543). Alustas 15.saj. lõpus Kuu vaatlusi ning lõi heliotsentrilise maailmasüsteemi.

Tycho Brahe (1546-1601), teostas 1572.a. Kassiopeias supernoova mõõtmisi ning mõõtis selle ööpäevase parallaksi, järeldas, et see paikneb Kuu sfäärist kaugemal. Johannes Kepler (1571-1639). Marsi orbiidi mõõtmised, järeldus: Marss liigub mööda elliptilist orbiiti Päikese ümber; meie päikesesüsteem on vaid üks paljudest tähesüsteemidest. 1618-1621 ilmus Keplerilt kolmeosaline raamat astronoomiast, mis pandi 1619 kiriku poolt keelatud raamatute nimekirja, kust võeti maha 1835.a. Kepler tegeles ka teleskoobi arendamisega.

Galileo Galilei (1564-1642) – kinnitas heliotsentrilist päikesesüsteemi oma teleskoobiga vaatlusi sooritades, uuris Jupiteri kuusid, üks teleskoobi kaasleiutajaid. 1633.a. pandi kirikuvande alla, vabastati 1979.a.

Isaac Newton (1643-1727) – tõi füüsikasse massi mõiste, vastasikmõju käsitluse, liikumisseaduste sõnastamine, inertsiaalsete taustsüsteemide mõiste, gravitatsiooniseaduse (1687). Newton tegeles ka teleskoobi arendamisega ning püstitas idee, et tähed on „päikesed“ ning ruumis jaotunud homogeenselt, st ühtlaselt (selle idee autoriks on pakutud ka G. Brunot), seda vaatamata ilmselgele asjaolule, et Linnutees on tähed koondunud kettasse.

Newtoni (või Koperniku) kosmoloogiline printsiip: Universum on homogeenne ja isotroopne kolmemõõtmelises ruumis, on alati olnud selline ja jääb selliseks igavesti. Homogeense ja isotroopse ainejaotuse idee tähendab, et ühtegi ruumipunkti ega ühtegi ruumisuunda ei saa vaatluste seisukohalt lähtudes eelistada.

Ei ole kindel, kas homogeensus ja isotroopsus kehtivad igas ruumiskaalas. Praegu arvestatakse ruumilise homogeensuse indikaatoritena mitte tähti ega ka galaktikaid, vaid galaktikate superparvi.

Kuidas hinnata homogeensust?
Olgu N – galaktikate arv juhuslikult valitud sfääris;
- N keskmine hälve.
Suhe näitab sel juhul aine ruumilise jaotuse homogeensust.
Näiteks kui sfääri raadius on 100 miljonit valgusaastat, siis see suhe on 0,05. Valides sfääri raadiuse väiksema, saame oluliselt suurema suhte, st objektide (galaktikate) keskmine arvukus sfääris võib erineda keskmisest oluliselt rohkem. Seega, väiksemates ruumipiirkondades ei ole aine jaotunud ühtlaselt, kuid piisavalt suure ruumimastaabi valimisel võib öelda, et aine on jaotunud enam-vähem ühtlaselt.

1691.a. formuleeris I. Newton oma kosmoloogia – gravitatsiooniliste jõudude tõttu peab gravitatsiooniline süsteem hakkama kokku tõmbuma ja kollapseeruma. Teisalt – seda polnud vaatlustest märgata, Seetõttu oletas Newton, et süsteemisisesed gravitatsioonijõud tasakaalustatakse väliste tähtede poolt, seetõttu on tähti lõpmatus ruumis lõpmata palju. Tegelikult oli see Newtoni järeldus vale. Saab näidata, et sümmeetrilise süsteemi korral ei mõjuta väliste gravitatsiooniväljaallikate poolt avaldatavad jõud süsteemis olevaid kehasid, st sümmeetrilise süsteemi korral peaks see hakkama kindlasti kokku tõmbuma. Õige järeldus pidanuks olema see, et Universum ei saa olla staatiline.

Gottfried Wilhelm von Leibnitz (1646-1716) – tähti on lõpmata palju, muidu peab Universumil olema piir ja seega ka tsenter.

Thomas Wright (1711-1786) – oletus, et Linnutee on pöörlev galaktika (1750).

Immanuel Kant (1724-1804) – Galileo poolt vaadeldud udukogud on tegelikult meie galaktika sarnased tähesüsteemid, mitte gaasikogumid. Kant oletas, et Newtoni poolt välja pakutud universumi homogeensuse ja isotroopsuse printsiip kehtib galaktikate kohta, st suuremas mastaabis, kui Newton välja pakkus. Kant väitis, et ei Newtoni ega Leibnitzi konstruktsioonid vii lõpmatus ruumis stabiilsusele, seega on lõpmatuse probleem arutluse alt väljas (Yang Shen Hiinast käis välja sama idee). Kant tõstatas ka probleemi – Kuu tiirleb ümber Maa ning tiirlemisega kaasnev kesktõukejõud tasakaalustab gravitatsioonilise tõmbejõu. Kuid mis pani Kuu tiirlema? Sama küsimus – mis pani planeedid ümber Päikese tiirlema. Kantilt on pärit idee, et kõik päikesesüsteemid on saanud aluse pöörlevast gaasikogumist, milles omakorda on pöörised. Sellised pöörised on planeetide kujunemise tsentriteks.

1783 käis John Mitchell Newtoni teooriast lähtudes välja musta augu võimalikkuse. Sama pakkus välja ka Pierre-Simon Laplace 1786.a.

William Herschel (1738-1822) ehitas peegelteleskoobi, mis võimaldas kinnitada, et Linnutee on kettasarnane tähekogum, ta vaatles teisi tähesüsteeme ning järeldas, et kõik galaktikad on tegelikult tähekogumid.

Harlow Shapely (1895-1972) viis 1915-1919 läbi 10⁵-10⁷ tähest koosnevate täheparvede vaatlused ning leidis, et nende jaotus Galaktika tasandiga ristiolevas suunas on ühtlane, kuid piki Galaktika suunda on tipp Sagittariuse suunas, järeldas, et seal ongi meie Galaktika tsenter. Meie asume Galaktika keskmest umbes 2/3 Galaktika läbimõõdu kaugusel (30000 va).

1926-1927 – Bertol Lindblad ja Jan Hendrik Oort kinnitavad Galaktika pöörlemist, pöörlemisperiood on 10⁸ aastat, Galaktika mass on 10¹¹ Päikese massi, st meie Galaktika on keskmine galaktika.