Länsimaisen tieteenhistorian yksi keskeinen kehityslinja koskee eroja, jotka vallitsevat Isaac Newtonin (1642–1727) ja Albert Einsteinin (1879–1955) painovoiman ominaisuuksia koskevien teorioiden välillä. Newtonin teoria julkaistiin vuonna 1687, ja se oli huomattavan vaikutusvaltainen aina 1900-luvun alkuun saakka. Teoria selitti täsmällisesti kahden kappaleen välisen voimasuhteen ja tarjosi teoreettisesti uskottavan käsityksen siitä, miten maailmankaikkeuden kokonaisrakenne voidaan ymmärtää. Einsteinin erityinen suhteellisuusteoria kumosi tämän käsityksen ja synnytti samalla huomattavan kovan murroksen oppien välille.

Uuden teorian lähtökohtana oli tieteellinen artikkeli, jonka Einstein lähetti kesäkuussa 1905 Annalen der Physik -lehteen. Einstein ratkaisi siinä kysymyksen ajan ja avaruuden keskinäisestä suhteesta, joka oli askarruttanut häntä jo useamman vuoden ajan. Einsteinin lähtökohtana toimivat James Clerk Maxwellin (1831–1879) hetkeä aikaisemmin julkaisemat tulokset, joissa hän oli onnistunut yhdistämään sähköiset ja magneettiset ilmiöt yhtenäiseksi matemaattiseksi kokonaisuudeksi. (Jammer 1962, 249.) Max Planck (1858–1947), joka toimi tuolloin lehden päätoimittajana, ymmärsi Einsteinin artikkelin arvon. Planck uskoi, että Einsteinin teoria suistaisi aikaisemmat käsitykset vallasta nopeasti.

Einsteinin käsitys siitä, ettei mikään voinut liikkua maailmankaikkeudessa valoa nopeammin, haastoi huomattavalla tavalla klassisen newtonilaisen mekaniikan. Valon nopeus antoi nyt maksimin kaikelle aineelliselle liikkeelle. Newton oli taas pitänyt avaruutta absoluuttisena tyhjiönä ja uskonut, että näin ymmärretty avaruus tarjosi ainoastaan fysikaalisen taustan kaikelle liikkeelle maailmankaikkeudessa. (Katso esimerkiksi Cushing 1998, 157–159; Earman 1989, 7–11; Sklar 1977, 182–184.) Vuonna 1915 julkaistu Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria osoitti, kuinka aika ja avaruus kykenivät vääntymään ja kaareutumaan ja näin aiheuttamaan painovoiman vaihtelut ilman, että niitä tarvitsi selittää newtonilaisen mekaniikan klassisilla muotoiluilla.

Newtonin gravitaatioteoria mullisti siihenastisen fysiikan yhdistämällä maanpäällisen ja taivaallisen liikkeen saman teorian alaisuuteen. Se julisti, että kaikki olemassa oleva vetää kaikkea olemassa olevaa puoleensa.

Tarkasteltuaan Johannes Keplerin (1571–1630) planeettaliikkeiden teoriaa Newton tuli siihen tulokseen, että kahden kappaleen välinen painovoima saattoi riippua ainoastaan kahdesta asiasta: kunkin kappaleen sisältämän aineen määrästä ja kappaleiden välisestä etäisyydestä. (Greene 2004, 396–397; Jammer 1962, 117–118.) Aineen määrä tarkoitti kappaleissa olevaa protonien, neutronien ja elektronien lukumäärää (massaa). Kahden kappaleen välinen vetovoima oli sitä suurempi, mitä suurempi oli kappaleiden massa ja mitä pienempi niiden välinen etäisyys. (Earman 1989, 33–34; Jammer 1997, 76–79.)

Newtonin teoria poikkesi siinä mielessä aikaisemmista, että se kykeni esittämään taivaankappaleiden asemista ennusteita, jotka olivat huomattavan täsmällisiä. Kappaleiden asemia oli pystytty määrittämään suhteellisen tarkasti jo aikaisempien teorioiden avulla, mutta Newtonin oppi esitti ensimmäisenä raja-arvon ongelman ja kykeni laskemaan häviävän pieniä aikavälejä ja muutoksia liikkeille. (Greene 2000, 29.)

Newtonin myötä tutkimuksesta muodostui eräässä mielessä aikaisempaa teoreettisempaa. Aikaisemmat opit olivat nojanneet yksittäisten suorien, kulmien, pintojen ja aikojen määrittelyyn, mutta Newtonin perussuureet – liike, voima, nopeus, liikemäärä ja muut vastaavat – muodostivat kokonaisuuden ja vaativat uudenlaista matemaattista hahmottamistapaa. Tieteilijä saattoi havaita lyheneviä aikajaksoja vain tiettyyn rajaan saakka, muttei kyennyt havaitsemaan tämän aikarajan jälkeen yhä pieneneviä ja lopulta nollaan palautuvia arvoja. (Jammer 1993, 96–97.)

Uudenlainen matemaattinen analyysi oli välttämätön työkalu pohdittaessa ilmiöiden pieniä funktionaalisia raja-arvoja. Lisäksi Newtonin työ edellytti täsmällisesti määriteltyjä teoreettisia käsitteitä. Hänen pääteoksensa Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (1687) ei juuri nojannut laadulliseen kuvaukseen, vaan sen perustan muodostivat integraalit, differentiaalit ja muut matemaattiset muotoilut. Tutkimuksen sisältämät mekaniikan lait olivat kvantitatiivisia.

Newton kirjoitti yhtälön, joka kuvasi määrällisesti kahden kappaleen välisen painovoiman suuruutta. Sen mukaan kahden kappaleen välinen gravitaatiovoima oli suoraan verrannollinen niiden massoihin ja kääntäen verrannollinen niiden välisen etäisyyden neliöön. (Jammer 2000, 93–94.) Lain avulla saattoi ennustaa planeettojen ja komeettojen liikkeen auringon ympäri, kuun liikkeen maan ympäri sekä muut vastaavat taivaankannen ilmiöt.

Teoria oli tarkkuutensa ja ennustusvoimansa osalta luotettava aina 1900-luvun alkuun asti, mutta erityinen suhteellisuusteoria kumosi lopulta sen keskeiset oletukset. Suhteellisuusteoriassa oli merkittävää se, että valon nopeus tarjosi kattonopeuden kaikelle aineelliselle liikkeelle maailmankaikkeudessa. Tämä rajoitus ei koskenut ainoastaan fysikaalisia kappaleita, vaan oli ominainen kaikenlaisille signaaleille, säteilyille ja muille vuorovaikutuksille. Oli mahdotonta ajatella, että aineellinen informaatio olisi voinut kulkea valoa nopeammin. (Friedman 1983, 159–160.)

Keskeisen ongelman teorioita vertailtaessa muodosti se, että Newtonilla kappale vaikutti toiseen voimalla, joka riippui ainoastaan kappaleiden massasta ja niiden välisestä etäisyydestä. Voiman suuruuteen ei toisin sanoen vaikuttanut se, kuinka kauan kappaleet olivat olleet toistensa vaikutuspiirissä. Newtonin mukaan kappaleiden massojen ja etäisyyksien muutokset tuntuivat välittömästi kappaleiden välisessä voimatasapainossa. (DiSalle 2006, 133.)

Ongelmaa voidaan konkretisoida, jos kuvitellaan esimerkiksi, että aurinko yhtäkkiä räjähtäisi. Newtonin teorian mukaan näin tapahtuessa maa alkaisi välittömästi poiketa elliptiseltä radaltaan. Maa sijaitsee noin 150 miljoonan kilometrin päässä auringosta, ja räjähdyksessä syntyvältä valolta kestäisi kahdeksan minuuttia kulkea auringosta maahan, mutta Newtonin teorian mukaan räjähdys vaikuttaisi silti painovoimaan välittömästi. (Greene 2000, 30.) Tämä käsitys on perustavanlaatuisessa ristiriidassa suhteellisuusteorian kanssa.

Havaittuaan tämän ristiriidan ja vakuututtuaan samalla erityisen suhteellisuusteoriansa pätevyydestä Einstein alkoi etsiä uudenlaista ratkaisua painovoiman ongelmaan. Hän päätyi lopulta yleiseen suhteellisuusteoriaan, joka uudisti keskeisesti sekä ajan ja avaruuden että aineen ja energian perusteet.

Newtonin teoriassa aurinko piti maan radallaan jonkin vaikeasti määriteltävän voiman avulla. Tämä voima ylitti silmänräpäyksessä huomattavan suuria etäisyyksiä ja vaikutti kappaleisiin vailla minkäänlaista näkyvää syytä. Suhteellisuusteorian synnyttämän murroksen perustana oli kuitenkin uudenlainen painovoimateoria.

Einsteinin teorian mukaan aine nimittäin tuotti itsessään painovoiman. Teoria oletti avaruuden olevan laakea sikäli, kun siellä ei ollut minkäänlaista ainetta ja energiaa. Yksinkertaisesti ajatellen tällainen avaruus voitiin mieltää tasaiseksi pöydän pinnaksi, mutta merkittävää oli, että sen muoto muuttui, kun siihen lisättiin jokin raskas kappale. (Greene 2000, 35–36.)

Newtonin ajan tieteenharjoittajat ajattelivat, ettei avaruudessa voinut tapahtua rakenteellisia muutoksia. Aika ja avaruus edustivat heille muuttumattomia perussuureita. Suhteellisuusteoria kuitenkin todisti, että auringon kaltaiset raskaat kappaleet kohdistivat muihin kappaleisiin gravitaatiovoiman ja saivat ympäröivän avaruuden kaareutumaan. Käytännössä tämä tarkoitti sitä, ettei avaruus ollut passiivinen tausta niin kuin Newton oli uskonut, vaan sen muoto reagoi aktiivisesti kappaleiden olemassaoloon ja keskinäisiin suhteisiin. Kaareutuminen vaikutti muiden kappaleiden liikkeisiin ja asemiin auringon läheisyydessä, koska ne kulkivat nyt vääristyneessä avaruudessa. (Jammer 2000, 104–105.)

Avaruuden kaareutuminen aiheutti sen, että auringon lähellä liikkuva kappale ohjautui auringon ympäri kulkevalle elliptiselle radalle. Toisin sanoen kappale jäi kiertämään aurinkoa, kun sen lähtönopeus ja suunta olivat oikeat. Erona Newtonin teoriaan oli se, että selostaessaan avaruuden kaareutumisen kappaleiden painon aiheuttamana tekijänä Einstein oli selostanut samalla painovoimaa välittävän mekanismin. (DiSalle 2006, 134–135.) Suhteellisuusteorian mukaan maata ei pitänyt radallaan jokin arvoituksellinen nopeasti muuttuva voima niin kuin Newton oli uskonut, vaan auringon aikaansaama avaruuden kaareutuminen aiheutti maan rataliikkeen. (Jammer 1997, 85–87.)

Lisäksi yleisen suhteellisuusteorian viehätys johtui ainakin joiltain osin myös sen eräänlaisesta kauneudesta. Tätä voitanee pitää jonkinlaisena ideologisena tekijänä pohdittaessa teorioiden pätevyydestä käytyä keskustelua. Korvatessaan Newtonin mekaanisen ja suhteellisen karkean käsityksen avaruudesta, ajasta ja gravitaatiosta dynaamisella ja matemaattisesti hienojakoisella esityksellä Einstein teki painovoimasta maailmankaikkeuden perusrakenteen keskeisen osatekijän. Se ei ollut enää irrallinen selitys taivaankappaleiden liikkeelle, vaan siitä tuli perustavalla tavalla osa maailmankaikkeuden fysikaalista kokonaisuutta. (Friedman 1983, 184–185.)

Esteettiset näkökohdat lisäsivät teorian houkuttelevuutta, mutta sen lopullinen arvo riippui sen kyvystä selittää ja ennustaa tarkasti fysikaalisia ilmiöitä. Newtonin painovoimateoria oli selvinnyt kokeellisista testeistä kelvollisesti aina 1900-luvun alkuun saakka. (Greene 2004, 33–34.) Teoria selitti huomattavan hyvin kaikki liikkuvien kappaleiden mekaniikkaan liittyvät ilmiöt kaltevista torneista pudotetuista kappaleista aina maailmankaikkeudessa radoillaan kiertäviin planeettoihin ja komeettoihin saakka.

Newtonin teorian selitysvoima oli ilmeinen, eikä sen tarkkuus ollut kovin paljon puutteellisempi kuin Einsteinin erityisen suhteellisuusteorian tarkkuus silloin, kun tutkittiin hitaasti liikkuvia kappaleita. (Cushing 1998, 124.) Tilanne muuttui kuitenkin toiseksi siirryttäessä tarkastelemaan valon nopeutta ja kulkusuuntaa. Yleisen suhteellisuusteorian antaman ennusteen mukaan raskaat kappaleet kaareuttivat avaruutta ja aikaa ympärillään, ja tämä kaareutuminen vaikutti keskeisesti valonsäteiden kulkuun. (DiSalle 2006, 136.) Einstein laski marraskuussa 1915 näin ymmärretylle kaareutumiselle tulokseksi 0,00049 astetta (1,75 kaarisekuntia, yhden kaarisekunnin ollessa 1/3600 astetta).

Valon kaareutumisen kokeellisen todistamisen otti tehtäväkseen tunnettu fyysikko Sir Arthur Eddington (1882–1944) Greenwichin observatorion silloisen johtajan Sir Frank Dysonin (1868–1939) ehdotuksesta. Eddington matkusti tutkimusryhmineen Principen saarelle Länsi-Afrikan rannikolle testatakseen Einsteinin ennusteen todistusvoiman auringonpimennyksen aikana 29. toukokuuta 1919. (Greene 2000, 39.)

Eddingtonin ryhmän pimennyksen aikana ottamia valokuvia tutkittiin ja verrattiin kuviin, joita Charles Davidsonin (1875–1970) ja Andrew Crommelinin (1865–1939) johtama toinen retkikunta oli ottanut Sobralissa Brasiliassa noin viiden kuukauden ajan. Tämän jälkeen Royal Society ja Royal Astronomical Society julkaisivat yhteisessä seminaarissaan tiedon, jonka mukaan yleiseen suhteellisuusteoriaan nojaava ennuste oli todennettu.

Loppu on historiaa. Uutinen vanhan avaruus- ja aikakäsityksen kumoutumisesta levisi nopeasti fyysikoiden piirin ulkopuolelle, ja Einsteinista tuli samalla oman aikansa tiedejulkkis. (DiSalle 2006, 143–144.)

Newtonin painovoimateorian avulla voitiin ennustaa tarkasti kappaleiden liike painovoimakentässä, mutta teoria ei selittänyt painovoiman todellista syytä tai luonnetta. Oppi ei tarjonnut kovin selvää selitystä sille, miten toisistaan huomattavan kaukana sijaitsevat kappaleet saattoivat vaikuttaa toistensa liikkeisiin tai miten painovoima sai tämän aikaan. Newton oli tietoinen ongelmasta, mutta hän ei osannut tarjota sille tieteellisesti tyydyttävää ratkaisua.

Newton piti mahdottomana ajatusta, jonka mukaan painovoima olisi voinut luontaisesti vaikuttaa kahden etäällä toisistaan sijaitsevan kappaleen välillä tyhjiön läpi ja ilman minkäänlaista välittävää ainetta. Painovoiman täytyi johtua alinomaa tiettyjen lakien mukaan toimivasta välittäjästä. Newton ei kuitenkaan osannut sanoa, oliko tämä välittäjä aineellinen vai aineeton. (Greene 2004, 63–64.)

Yleinen suhteellisuusteoria kumosi Newtonin teorian ennen kaikkea siksi, että se kykeni selittämään maailmankaikkeuden alkuperän ja kehityksen kokonaisuutena. Einsteinin teorian mukaan avaruus ja aika reagoivat massan ja energian olemassaoloon. Aika-avaruus kaareutui erityisen voimakkaasti raskaiden kappaleiden läheisyydessä, ja tämä vaikutti perustavalla tavalla taivaankappaleiden liikkeisiin.

Einstein kykeni näin kuvaamaan avaruuden, ajan ja aineen käyttäytymisen kvantitatiivisesti yleisen suhteellisuusteorian tarjoamilla yhtälöillä. Laskelmat perustuivat alkuaan Georg Bernhard Riemannin (1826–1866) esittämiin epäeuklidisen geometrian mukaisiin yhtälöihin ja niiden perustalle muodostamiin kaarevan avaruuden geometriaa koskeviin oivalluksiin. (Jammer 1962, 261; Jammer 1993, 160–161; Sklar 1977, 42–45.)

Newton oli pystynyt esittämään tietyt alkuehdot taivaankappaleiden radoille ja onnistunut laskemaan näiden alkuehtojen perusteella radan muodoksi joko ellipsin, hyperbelin tai paraabelin. Einstein taas kohdisti huomionsa maailmankaikkeuden yksittäisten osien sijaan kokonaisuuteen ja saattoi näin havaita avaruuden koon muuttuvan ajan mukana.

Murros oli merkittävä ja mullisti tuhansia vuosia vallalla olleen intuitiivisen käsityksen ajan ja avaruuden luonteesta, joka oli syntynyt arkikokemusten pohjalta. Maailmankaikkeuden kudelma ei pysynyt muuttumattomana, vaan laajeni yhdysvaltalaisen tähtitieteilijän Edwin Hubblen (1889–1953) vuonna 1929 osoittamien laskelmien mukaisesti. Vaikka Einstein oli itse epäileväinen asian suhteen, ennusti hänen teoriansa maailmankaikkeuden laajenemisen vastaanpanemattomasti.

Venäläinen fyysikko Aleksander Friedmann (1888–1925) oli osoittanut kaikkeuden laajenevan jo 1920-luvun puolivälissä, kun hän oli tarkastellut Einsteinin yhtälöitä ja tehnyt havaintoja galaksien siirtymistä. Nämä tulokset antoivat mahdollisuuden seurata maailmankaikkeuden aikakehitystä taaksepäin sen alkupisteeseen saakka. Ajassa taaksepäin kuljettaessa maailmankaikkeus kutistuu ja galaksit lähenevät toisiaan. Kutistuvassa avaruudessa galaksit puristuvat yhteen, lämpötila nousee, paine kasvaa, tähdet hajoavat ja alkeishiukkasista muodostuu kuumaa plasmaa. (Greene 2004, 229–230.) Näistä tekijöistä – erityisesti aineen ja energian puristumisesta äärettömään tiheyteen alkuräjähdyksen aikana – ei newtonilainen mekaniikka kyennyt sanomaan mitään.

Suhteellisuusteoria kumosi Newtonin keksintöjen painoarvon lopulta kahdessa keskeisessä suhteessa. Ensiksi se kykeni tuottamaan teoreettisesti huomattavan paljon uskottavamman ja syvällisemmän selityksen maailmankaikkeuden rakenteelle kuin Newtonin teoria. Toiseksi Einsteinin keksintöjen vakuuttavuuden puolesta puhuivat monet kokeelliset todisteet. Lisäksi Einsteinin teoria oli monessa suhteessa esteettisesti tyylikkäämpi ja matemaattisesti kauniimpi kuin Newtonin teoria. Nämä tekijät yhdessä vaikuttivat lopulta siihen, ettei suhteellisuusteorian julkaisun jälkeen ollut enää paluuta aikaisempiin oppeihin.

•

Lue myös:

Arkhimedeen teokset tarjoavat näkymän helleenisen kauden geometriaan

Johannes Keplerin Somnium tieteiskirjallisuuden varhaisena edustajana

Tutkimuspäällikkö Jyri Näränen mittaa painovoimaa, johon vaikuttavat niin maankohoaminen kuin ilmastonmuutoskin

•

Haluatko pysyä kärryillä uusimmista tiedeartikkeleista? Tilaa Tieteessä tapahtuu -uutiskirje!