b'\n_START_ARTICLE_\nUniversumi paisumine\n_START_PARAGRAPH_\nRuumi meetriline paisumine on universumis mingitel kaugustel asuvate punktide vahemaa suurenemine aja jooksul. Selle n\xc3\xa4ol on tegemist "sisemise" paisumisega \xe2\x80\x93 see t\xc3\xa4hendab, et see on defineeritud erinevate kohtade relativistliku eraldatusega universumis, mitte liikumisega "v\xc3\xa4ljapoole" mingisse eelnevalt eksisteerivasse ruumi. Teiste s\xc3\xb5nadega, universum ei paisu mitte millegi "sisse", mis asuks temast enesest v\xc3\xa4ljaspool. Tihti on selle kirjeldamiseks toodud analoogia paisuva \xc3\xb5hupalli n\xc3\xa4ol. Kui aga seda analoogiat kasutada, tuleks korrektsuse nimel \xc3\xb5hupalli pinda vaadelda kui muutkonda._NEWLINE_Meetriline paisumine on Suure Paugu kosmoloogia \xc3\xbcks peamisi tunnusjooni, mida matemaatiliselt kirjeldab FLRW meetrika (Friedmann\xe2\x80\x93Lema\xc3\xaetre\xe2\x80\x93Robertson\xe2\x80\x93Walkeri meetrika). T\xc3\xa4nap\xc3\xa4eval t\xc3\xb6\xc3\xb6tab see mudel ainult v\xc3\xa4ga suurtel skaaladel, mis on v\xc3\xb5rdelised galaktikate superparvedega. V\xc3\xa4iksemate m\xc3\xb5\xc3\xb5tmete puhul on mateeria gravitatsiooni t\xc3\xb5ttu kokku kuhjunud ning selliste kuhjadena nad ei paisu. Samas on nad aga pidavalt \xc3\xbcksteisest eemaldumas. Paisumine tekib osal inertsi ja osalt tumeda energia eemalet\xc3\xb5ukava j\xc3\xb5u t\xc3\xb5ttu. Paisumist varajases universumis domineeris inerts ja Lamba-CDM mudeli (\xce\x9bCDM model) p\xc3\xb5hjal hakkab tulevikus domineerima kosmoloogilisel konstandil p\xc3\xb5hinev paisumine. T\xc3\xa4nap\xc3\xa4eval panustavad universumi paisumisse aga inerts ja kosmoloogiline konstant v\xc3\xb5rdselt._NEWLINE_Kuigi erirelatiivsusteooria kohaselt ei saa universumis olevad objektid liikuda \xc3\xbcksteise suhtes valguse kiirusest kiiremini, siis sellist piirangut pole juhul, kui ka ruum ise paisub. Seet\xc3\xb5ttu on v\xc3\xb5imalik, et kaks teineteisest v\xc3\xa4ga kaugel asuvat objekti eemalduvad \xc3\xbcksteisest kiirusega, mis \xc3\xbcletab valguse kiiruse. Kuna universumis v\xc3\xb5ib olla osasid, mis liiguvad \xc3\xbcksteise suhtes kiiremini kui valguse kiirus, on v\xc3\xb5imalik, et universum tervikuna on tunduvalt suurem kui meile praegu n\xc3\xa4htav universum._NEWLINE_Samuti on v\xc3\xb5imalik, et kahe objekti vaheline kaugus on suurem kui valguse kiiruse ja universumi vanuse korrutis. See aga t\xc3\xa4hendab, et valgus m\xc3\xb5nest universumi v\xc3\xa4ga kaugel olevast osast v\xc3\xb5ib meieni alles praegu saabuda (n\xc3\xa4iteks kosmiline mikrolaine-taustkiirgus). Nende detailide t\xc3\xa4pne olemus tekitab isegi t\xc3\xa4nap\xc3\xa4eval suurt segadust nii amat\xc3\xb6\xc3\xb6r- kui ka professionaalsete f\xc3\xbc\xc3\xbcsikute seas. Ruumi meetrilise paisumise t\xc3\xb5lgendamine on samuti siiamaani paljudele huvipakkuvate arutluste teemaks.\n_START_SECTION_\nUniversumi paisumise olemus\n_START_PARAGRAPH_\nAegruum on suurte m\xc3\xb5\xc3\xb5tmete puhul suuresti k\xc3\xb5ver, mist\xc3\xb5ttu on universumi paisumine sisuliselt \xc3\xbcldrelativistlik n\xc3\xa4htus; seda ei ole v\xc3\xb5imalik seletada kasutades ainult erirelatiivsusteooriat. Paremal on kaks pilti, mis illustreerivad geomeetriat suurtel skaaladel vastavalt \xce\x9bCDM kosmoloogilisele mudelile. Piltidelt on eemaldatud lihtsuse m\xc3\xb5ttes kaks m\xc3\xb5\xc3\xb5det, j\xc3\xa4ttes alles ainult aja- ja \xc3\xbche ruumim\xc3\xb5\xc3\xb5tme. Diagrammi kitsas ringikujuline ots vastab ajale umbes 700 miljonit aastat p\xc3\xa4rast Suurt Pauku; lai ots aga 18 miljardile aastale, kust on v\xc3\xb5imalik n\xc3\xa4ha universumi kiireneva paisumise algust, mis l\xc3\xb5puks hakkab ka seda mudelit domineerima. Lilla joon m\xc3\xa4rgib aega \xc3\xbche miljardi aastaste intervallidega alates Suurest Paugust. Ts\xc3\xbcaansinine joonestik m\xc3\xa4rgib samale intervallile vastavat kaasaliikuvat kaugust._NEWLINE_Pruun joon diagrammil on maailmajoon Maa jaoks (varasematel aegadel mateeria jaoks, mis kondenseerus ja moodustas Maa). Kollane joon on k\xc3\xb5ige kaugemal asuva teadaoleva kvasari oma. Punane joon on vastava kvasari poolt v\xc3\xa4lja saadetud valguskiire teekond, kui kiir alustas teekonda meieni umbes 13 miljardit aastat tagasi ja on n\xc3\xbc\xc3\xbcd meieni j\xc3\xb5udnud. Oran\xc5\xbe joon n\xc3\xa4itab kvasari ja Maa vahelist kaugust t\xc3\xa4nap\xc3\xa4eval, mis on umbes 28 miljardit valgusaastat._NEWLINE_Vastavalt \xc3\xbcldrelatiivsusteooria ekvivalentsuse printsiibile kehtivad erirelatiivsusteooria reeglid lokaalselt v\xc3\xa4ikestel ruumialadel, mis on heas l\xc3\xa4henduses lamedad. N\xc3\xa4iteks liigub valgus lokaalselt alati kiirusega c; meie diagrammil t\xc3\xa4hendab see seda, valguskiired moodustavad alati nurga 45\xc2\xb0 oma koordinaatide telgede suhtes. Siit ei j\xc3\xa4reldu aga see, et valgus l\xc3\xa4bib teepikkuse ct aja t jooksul, nagu seda punane maailmajoon illustreerib. Kuigi valgus liigub lokaalselt kiirusega c, pole tema liikumise aeg seotud l\xc3\xa4bitud teepikkusega nii triviaalsel viisil. Tegelikkuses on l\xc3\xa4bitud teepikkus sisuliselt mitmeti m\xc3\xb5istetav universumi muutuva skaala t\xc3\xb5ttu. Sellele vaatamata on v\xc3\xb5imalik vaadelda kahte juhtumit, mis on f\xc3\xbc\xc3\xbcsikaliselt t\xc3\xa4henduslikud; vahemaa Maa ja kvasari vahel valguse v\xc3\xa4ljasaatmise hetkel, ja nendevaheline kaugus t\xc3\xa4nap\xc3\xa4eval. Esimesel juhul on vahemaa umbes 4 miljardit valgusaastat, mis on palju v\xc3\xa4iksem ct-st. Teisel juhul on vahemaa (n\xc3\xa4idatud oran\xc5\xbei joonega) aga umbes 28 miljardit valgusaastat, mis on j\xc3\xa4llegi palju suurem kui ct. Tuleb t\xc3\xa4hele panna, et valgusel l\xc3\xa4ks meieni j\xc3\xb5udmiseks rohkem aega kui 4 miljardit aastat, vaatamata sellele et valgus saadeti v\xc3\xa4lja meist nelja miljardi valgusaasta kauguselt. Diagrammilt on v\xc3\xb5imalik m\xc3\xa4rkida, et hetkel, kui vastav valguskiir teele saadeti, liikus ta Maast "eemale", t\xc3\xa4hendades seda, et meetriline kaugus Maani suurenes aja jooksul esimese paari miljardi aasta v\xc3\xa4ltel valguskiire liikumise ajast. \xc3\x9ckski aspekt sellest h\xc3\xa4mmastavast omadusest ei tulene tegelikult aga meetrilisest paisumisest, vaid pigem erirelatiivsusteooria lokaalsetest printsiipidest integreerituna \xc3\xbcle k\xc3\xb5vera pinna.\n_START_SECTION_\nMille sisse universum paisub?\n_START_PARAGRAPH_\nRuum, mis moodustab meie universumi, on aja jooksul paisuv. S\xc3\xb5nad \'ruum\' ja \'universum\', mida kasutatakse aeg-ajalt s\xc3\xbcnon\xc3\xbc\xc3\xbcmidena, on siinses kontekstis spetsiifilise t\xc3\xa4hendusega; \'ruum\' on matemaatiline m\xc3\xb5iste, aga \'universum\' viitab kogu eksisteerivale mateeriale ja energiale. Ruumi paisumine on viide ainult sisemistele dimensioonidele, see t\xc3\xa4hendab, et see kirjeldus ei h\xc3\xb5lma potentsiaalseid lisadimensioone ega v\xc3\xb5imalikke paralleeluniversumeid._NEWLINE_L\xc3\xb5pliku ruumi teooria ei v\xc3\xa4ida seda, et ruumil on olemas "\xc3\xa4\xc3\xa4r", vaid pigem seda, et ruum "m\xc3\xa4tsib ennast iseenda \xc3\xbcmber". Kui oleks v\xc3\xb5imalik l\xc3\xa4bida terve tee ilma valguse kiirust \xc3\xbcletamata, j\xc3\xb5utaks l\xc3\xb5puks lihtsalt alguspunkti tagasi. T\xc3\xa4pselt nagu siis, kui tehakse maakerale ring peale._NEWLINE_M\xc3\xb5iste "rohkem ruumi" on lokaalne, mitte aga globaalne, sest me ei tea kui palju ruumi tegelikult olemas on. Pildil olev diagramm on k\xc3\xbcll l\xc3\xb5pliku pikkusega aga seda oleks v\xc3\xb5imalik pikendada l\xc3\xb5pmatult. Ka siis, kui \xc3\xbcldine ruum ulatub l\xc3\xb5pmatusse, on ikkagi v\xc3\xb5imalik v\xc3\xa4ita, et ruum paisub, sest lokaalselt asuvate objektide vaheline kaugus suureneb edasi.\n_START_SECTION_\nLokaalsed h\xc3\xa4iritused\n_START_PARAGRAPH_\nRuumi paisumist on m\xc3\xb5nikord kirjeldatud kui j\xc3\xb5udu, mis l\xc3\xbckkab objekte \xc3\xbcksteisest eemale. Kuigi see kirjeldus on adekvaatne kosmoloogilise konstandi efektide jaoks, ei ole see siiski \xc3\xbcldises pildis korrektne paisumise fenomeni kirjeldus. Suurema osa universumi eksisteerimise ajast on paisumine olnud inertsiaalne. Mateeria varajases universumi eemaldus \xc3\xbcksteisest mitte teadaolevatel p\xc3\xb5hjustel (k\xc3\xb5ige t\xc3\xb5en\xc3\xa4olisemalt kosmilise inflatsiooni tagaj\xc3\xa4rjel) ning on lihtsalt j\xc3\xa4tkanud seda, kuigi pidevalt aeglustudes gravitatsiooni kokkut\xc3\xb5mbava m\xc3\xb5ju p\xc3\xa4rast. Lisaks \xc3\xbcle\xc3\xbcldisele paisumise aeglustumisele p\xc3\xb5hjustab gravitatsioon ka mateeria lokaalset kuhjumist t\xc3\xa4htedeks ja galaktikateks. Tekkinud t\xc3\xa4hed ja galaktikad aga ei paisu, kuna neile ei m\xc3\xb5ju mingit j\xc3\xb5udu, mis neid n\xc3\xb5nda k\xc3\xa4ituma sunniks. P\xc3\xb5him\xc3\xb5tteliselt pole erinevust universumi inertsiaalsel paisumisel ja l\xc3\xa4hedal asuvate objektide inertsiaalsel eemaldumisel vaakumis. Nendest esimese puhul on tegemist suure skaala peal teise ekstrapoleerimisega. Lokaalselt isotroopset mateeria "plahvatust" saab lokaalselt kirjeldada FLRW geomeetriaga. Sama geomeetria kirjeldab ka universumi paisumist kui tervikut._NEWLINE_Olukord muutub natukene kui arvestada samuti kosmoloogilise konstandiga. Kosmoloogilisel konstandil on eemalet\xc3\xb5ukava j\xc3\xb5u efekt erinevate objektide vahel, mis on proportsiooniline nende vahemaaga. Erinevalt inertsist "t\xc3\xb5mbab" see objekte, mis on gravitatsiooni t\xc3\xb5ttu kokku kuhjunud, ja isegi nende \xc3\xbcksikuid aatomeid. See aga ei p\xc3\xb5hjusta asjade tasapidist pidevat suurenemist v\xc3\xb5i lagunemist. Kui nad pole just v\xc3\xa4ga n\xc3\xb5rgalt seotud, l\xc3\xa4hevad nad l\xc3\xb5puks tasakaaluolekusse, mis on aga veidike (dedekteerimatult) suurem, kui oleks olnud ilma kosmoloogilise konstandita. Mida rohkem universum paisub, seda v\xc3\xa4iksemaks muutub gravitatsiooniline t\xc3\xb5mbej\xc3\xb5ud (sest ta on proportsionaalne tihedusega), samal ajal kui kosmoloogiline t\xc3\xb5ukej\xc3\xb5ud aga suureneb. See t\xc3\xa4hendab aga seda, et \xce\x9bCDM universumis oleks tulevikus sisuliselt nagu vaakum, mis kosmoloogilise konstandi t\xc3\xb5ttu aina kiirenevalt paisub. Siiski, ainuke universumi kiireneva paisumise lokaalselt n\xc3\xa4htav efekt on see, et kauged galaktikad hakkavad horisondi taha "\xc3\xa4ra kaduma". Gravitatsiooniliselt seotud objektid, n\xc3\xa4iteks Linnutee, ei paisu.\n_START_SECTION_\nMuud paisumismudelid\n_START_PARAGRAPH_\nRuumi paisumist on tihti illustreeritud mudelitega, mis n\xc3\xa4itavad ainult ruumi suurust mingil kindlal ajahetkel._NEWLINE_"Sipelgas kummist paelal" mudelis kujutletakse sipelgat (idealiseerituna punktmassiks) liikumas konstantse kiirusega m\xc3\xb6\xc3\xb6da absoluutselt elastset n\xc3\xb6\xc3\xb6ri, mis on pidevalt veniv. Kui me venitaksime n\xc3\xb6\xc3\xb6ri vastavalt \xce\x9bCDM skaalafaktorile ja v\xc3\xb5taksime sipelga liikumise kiiruse v\xc3\xb5rdseks valguse kiirusega, oleks see analoogia arvuliselt korrektne \xe2\x80\x93 ehk sipelga positsioon aja jooksul oleks sama, mida illustreerib \xc3\xbcleval joonisel olev punane joon._NEWLINE_"Kummist kile" mudelis asendatakse n\xc3\xb6\xc3\xb6r aga lameda kahem\xc3\xb5\xc3\xb5tmelise kummist kilega, mis paisub \xc3\xbchtlaselt k\xc3\xb5ikides suundades. Lisades eelnevale mudelile veel \xc3\xbche ruumilise dimensiooni on v\xc3\xb5imalik n\xc3\xa4idata lokaalseid h\xc3\xa4iritusi ruumilises geomeetrias l\xc3\xa4bi kilel olevate lokaalsete k\xc3\xb5veruste._NEWLINE_"\xc3\x95hupalli" mudelis on lame pind asendatud juba sf\xc3\xa4\xc3\xa4rilise pinnaga, mida puhutakse suuremaks tema algup\xc3\xa4rasest suurusest (olles illustratsiooniks Suurele Paugule). \xc3\x95hupallil on k\xc3\xbcll positiivne Gaussi k\xc3\xb5verus, aga vaatluslikud eksperimendid viitavad pigem sellele, et t\xc3\xb5eline universum on ruumiliselt lame. Sellest vastur\xc3\xa4\xc3\xa4kivusest on v\xc3\xb5imalik aga \xc3\xbcle saada, v\xc3\xb5ttes tohutult suure \xc3\xb5hupalli ja vaadeldes tema pinda lokaalselt, kus sf\xc3\xa4\xc3\xa4r tundub kui pind. See analoogia on potentsiaalselt segadusttekitav, kuna vihjab valesti sellele, et Suur Pauk leidis aset \xc3\xb5hupalli tsentris. Tegelikkuses ei ole \xc3\xb5hupalli pinnal asuvatel punktidel mingitki t\xc3\xa4hendust ka mitte siis, kui need olid varem \xc3\xb5hupalli "sees"._NEWLINE_"Paisuva rosinasaia" mudelis on v\xc3\xb5imalik kujutleda olukorda, kus rosinasai paisub ahjus. Sai (ruum) paisub kui tervik, samal ajal kui rosinad (gravitatsiooniliselt seotud objektid) ei paisu. Nad k\xc3\xb5igest liiguvad \xc3\xbcksteisest saia paisumise k\xc3\xa4igus \xc3\xbcksteisest kaugemale._NEWLINE_Need mudelid on aga ebat\xc3\xa4iuslikud, kuna nad n\xc3\xb5uavad, et on olemas mingisugune v\xc3\xa4line j\xc3\xb5ud, mis nende "ruumi" paisuma paneks. Erinevalt reaalsest kosmoloogilisest mateeriast on kummikiled ja saiap\xc3\xa4tsid elektromagnetiliselt seotud ega j\xc3\xa4tka iseeneslikku paisumist p\xc3\xa4rast algup\xc3\xa4rast h\xc3\xa4iritust.\n_START_SECTION_\nMeetrika definitsioon\n_START_PARAGRAPH_\nMeetrika defineerib selle, kuidas on v\xc3\xb5imalik ruumis m\xc3\xb5\xc3\xb5ta kaugusi kahe "l\xc3\xa4hedal" asuva punkti vahel neid kirjeldavate koordinaatide jaoks. Koordinaats\xc3\xbcsteemiga m\xc3\xa4\xc3\xa4ratakse iga punkti asukoht ruumis kindlaks konkreetsete arvv\xc3\xa4\xc3\xa4rtustega (koordinaatidega). P\xc3\xa4rast koordinaats\xc3\xbcsteemi m\xc3\xa4\xc3\xa4ramist on v\xc3\xb5imalik meetrikaga muuta kahe punkti koordinaadid nendevaheliseks kauguseks.\n_START_SECTION_\nMaa pinna meetrika\n_START_PARAGRAPH_\nM\xc3\xb5elgem n\xc3\xa4iteks kahe punkti vahelise kauguse m\xc3\xb5\xc3\xb5tmisele maakera pinnal. See on lihtne ja tuttav n\xc3\xa4ide sf\xc3\xa4\xc3\xa4rilisest geomeetriast. Kuna Maa pind on kahem\xc3\xb5\xc3\xb5tmeline, on v\xc3\xb5imalik \xc3\xbcheselt m\xc3\xa4\xc3\xa4rata punkte kahe koordinaadi abil, n\xc3\xa4iteks pikkus- ja laiuskraadide abil. Meetrika t\xc3\xa4psustamiseks on vajalik eelnevalt m\xc3\xa4\xc3\xa4rata ka koordinaats\xc3\xbcsteem. Meie lihtsas n\xc3\xa4ites v\xc3\xb5ime valida \xc3\xbcksk\xc3\xb5ik millise koordinaats\xc3\xbcsteemi. N\xc3\xa4iteks laius- ja pikkuskraadid v\xc3\xb5i X-Y-Z- ehk ristkoordinaats\xc3\xbcsteemi. Kohe, kui on m\xc3\xa4\xc3\xa4ratud konkreetne koordinaats\xc3\xbcsteem, on \xc3\xbcheselt kindlad ka koordinaatide arvv\xc3\xa4\xc3\xa4rtused ning arvestades ruumi omadusi on samuti matemaatiliselt m\xc3\xa4\xc3\xa4ratud vastav meetrika. Maakera k\xc3\xb5vera pinnase peal on v\xc3\xb5imalik seda efekti m\xc3\xa4rgata pikamaa lendude korral, kus kahe punkti vahelist kaugust tuleb m\xc3\xb5\xc3\xb5ta piki ringjoont ning mitte sirgjoont, mis l\xc3\xa4heks otse l\xc3\xa4bi Maa. Kuigi see efekt on alati olemas, on see l\xc3\xbchikeste kauguste puhul vaevum\xc3\xa4rgatav ja selle v\xc3\xb5ib j\xc3\xa4tta arvestamata.\n_START_SECTION_\nHubble\'i seadus\n_START_PARAGRAPH_\nTehniliselt on ruumi meetriline paisumine paljude Albert Einsteini v\xc3\xa4ljav\xc3\xb5rrandite lahendite omaduseks ja vahemaad m\xc3\xb5\xc3\xb5detakse Lorentzi intervallidega. See teoreetiline seletus annab ka v\xc3\xb5imaliku seletuse sellele, miks vaatluslikult n\xc3\xa4htav Hubble\xe2\x80\x99i seadus \xc3\xbctleb meile seda, et meist kaugemal olevad galaktikad eemalduvad meist kiiremini kui l\xc3\xa4hedal asuvad._NEWLINE_Ruumis, mis paisub, muutub aja jooksul ka meetrika, mis p\xc3\xb5hjustab aja jooksul vahemaade suurenemise. Nii et kui meie universum on t\xc3\xb5epoolest Suure Paugu universum, n\xc3\xa4eksime me ruumi meetrilise paisumise fenomeni. Kui me elaksime aga universumus, mis t\xc3\xb5mbuks kokku, t\xc3\xa4heldaksime vastupidist efekti, kus meetrika t\xc3\xb5mbub kokku.\n_START_SECTION_\nKosmoloogiline konstant ja Friedmanni v\xc3\xb5rrandid\n_START_PARAGRAPH_\nEsimesed \xc3\xbcldrelativistlikud mudelid ennustasid, et meie universum on d\xc3\xbcnaamiline ja sisaldab tavalist gravitatsioonilist mateeriat, mis pigem t\xc3\xb5mbub kokku kui paisub. Einstein oli esimesi, kes pakkus v\xc3\xa4lja selle probleemi lahenduse, mis t\xc3\xa4hendas relatiivsusteooriasse kosmoloogilise konstandi lisamist, mis oleks hoidnud universumi staatilisena. Kuid juba aastal 1922 tuletas Alexander Friedmann oma kuulsad Friedmanni v\xc3\xb5rrandid, mis n\xc3\xa4itasid, et universum v\xc3\xb5ib hoopis paisuda, kusjuures isegi kiirenevalt. Edwin Hubble\xe2\x80\x99i tehtud vaatlused aastal 1929 viitasid otseselt sellele, et kauged galaktikad olid t\xc3\xb5epoolest meist eemaldumas, mist\xc3\xb5ttu paljud teadlased aktsepteerisid, et universum on t\xc3\xb5epoolest paisuv.\n_START_SECTION_\nInflatsioon kui seletus paisumisele\n_START_PARAGRAPH_\nKuigi teadlaste seas valitses universumi paisumise kohta konsensus, ei osanud keegi kuni 1980. aastateni seletada, miks see ikkagi nii on. Kuid koos kosmilise inflatsiooni mudelite arendamisega sai universumi paisumisest \xc3\xbcks peamisi vaakumi k\xc3\xb5dumise n\xc3\xa4iteid. Selle tagaj\xc3\xa4rjena vastatakse k\xc3\xbcsimusele "miks universum paisub?" t\xc3\xa4nap\xc3\xa4eval infaltsioonilise k\xc3\xb5dumise detailide m\xc3\xb5istmisega, mis v\xc3\xb5tsid aset 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb3\xc2\xb2 sekundi jooksul meie universumi alguses. On vihjatud sellele, et selle aja jooksul muutus meetrika eksponentsiaalselt, mis omakorda p\xc3\xb5hjustas ruumi m\xc3\xb5\xc3\xb5tmete suurenemise aatomist v\xc3\xa4iksemate juurest sadade miljonite valgusaastateni.\n_START_SECTION_\nKauguste m\xc3\xb5\xc3\xb5tmine meetrilises ruumis\n_START_PARAGRAPH_\nPaisuvas ruumis on kaugus d\xc3\xbcnaamiline suurus, mis muutub ajas. Kosmoloogias kasutatakse kauguse m\xc3\xa4\xc3\xa4ramiseks mitut moodust, millest k\xc3\xb5ige tavalisem on kaasaliikuv kaugus._NEWLINE_Meetrika defineerib kauguse ainult kahe l\xc3\xa4hestikku asuva punkti vahel. Et oleks aga v\xc3\xb5imalik defineerida kaugus kahe suvaliselt kauge punkti vahel, tuleb m\xc3\xa4\xc3\xa4rata ka vastavad punktid ja neid \xc3\xbchendav k\xc3\xb5ver. Nende kahe punkti vaheline kauguse saab leida neid \xc3\xbchendava k\xc3\xb5vera pikkuse kaudu. Kaasaliikuv kaugus defineerib selle \xc3\xbchendava k\xc3\xb5vera olevat kui konstantse kosmoloogilise aja suhtes. Seni pole v\xc3\xb5imalik \xc3\xbchel Maaga seotud vaatlejal kaasaliikuvaid kaugusi m\xc3\xb5\xc3\xb5ta. Praktikas m\xc3\xa4\xc3\xa4ravad astronoomid kaugete objektide kaugusi meie suhtes l\xc3\xa4bi standardk\xc3\xbc\xc3\xbcnalde (1. t\xc3\xbc\xc3\xbcpi supernoovade) heleduse v\xc3\xb5i punanihke teguri m\xc3\xb5\xc3\xb5tmisega kaugete galaktikate jaoks. P\xc3\xa4rast m\xc3\xb5\xc3\xb5tmisi kasutatakse saadud andmeid m\xc3\xb5ne spetsiifilise mudeli (n\xc3\xa4iteks \xce\x9bCDM model) raames ja arvutatakse vastavad kaugused. Seni pole paisumise aeglustumise kohta t\xc3\xb5endeid leitud.'