Kello tähden pinnalla
Kun mainitsin että kosminen mikroaaltotausta muodostui maailmankaikkeuden ollessa 380 000 vuotta vanha, kommenteissa kysyttiin miten tämä ajankohta tiedetään niin tarkasti, kun maailmankaikkeuden nykyinen ikä tunnetaan paljon huonommin.
Maailmankaikkeudessa ei ole yhtä kelloa, jonka viisarien asennosta voisi suoraan katsoa paljonko aikaa on kulunut. Jos tiedetään miten jotkut kappaleet –vaikkapa tähdet tai galaksit– kehittyvät, niin sellaisen iän voi arvioida ulkonäön perusteella. Jos pystyy lisäksi päättelemään, kuinka kauan maailmankaikkeuden alusta kesti siihen, että kappale muodostui, saa selville kuinka vanha maailmankaikkeus oli silloin kun siitä meille nyt saapuva valo lähti matkaan.
Usein iän määrittäminen on kuitenkin epäsuorempaa, eikä varhaisina aikoina ennen tähtien ja muun rakenteen muodostumista ole mitään kappaleita nähtäväksi. Niinpä yksi keskeinen tapa ajan mittaamiseen on maailmankaikkeuden lämpötilan ja iän suhde. Koska aine jäähtyy avaruuden laajetessa, kahden tapahtuman lämpötilan vertailu kertoo paljonko maailmankaikkeus on niiden välillä laajentunut.
Esimerkiksi kosmisen mikroaaltotaustan lämpötila on nykyään 2.7 K. Kosminen mikroaaltotausta syntyi kun aine oli jäähtynyt niin paljon, että atomit muodostuvat, minkä tiedetään tapahtuvan 3000 kelvinin lämpötilassa. Tästä voidaan päätellä, että avaruus on venynyt 1 100-kertaiseksi mikroaaltotaustan matkaan lähdöstä tähän päivään.
Jos tiedetään, millaista ainetta maailmankaikkeudessa on, niin yleinen suhteellisuusteoria ennustaa miten maailmankaikkeus laajenee. Tällöin siitä paljonko avaruus on venynyt voidaan lukea maailmankaikkeuden ikä.
Myöhäisinä aikoina tulee vastaan se ongelma, että tällainen iänmääritys on vain yhtä varma kuin tietomme siitä, miten avaruus laajenee. Harmillisesti suurin mysteeri kosmologiassa on se, mikä aiheuttaa muutaman viimeisen miljardin vuoden aikana tapahtuneen kiihtyvän laajenemisen, ja miten laajenemisnopeus on tismalleen muuttunut.
Varhaisina aikoina ainesisältö kuitenkin tunnetaan, joten lämpötilan ja iän yhteys on selvä. Koska hiukkasfysiikan pohjalta tiedetään tarkasti, mitä kussakin lämpötilassa tapahtuu, voidaan maailmankaikkeuden vaiheet ajoittaa tarkasti.
Esimerkiksi neutriinot vuorovaikuttavat muiden hiukkasten kanssa sitä heikommin, mitä vähemmän niillä on energiaa, eli mitä alhaisempi niiden lämpötila on – lämpötilahan mittaa hiukkasten liike-energiaa. Kun hiukkaspuuron lämpötila laskee alle kymmenen miljardin asteen, neutriinojen vuorovaikutuksista tulee niin heikkoja, että ne kytkeytyvät irti maailmankaikkeuden muusta aineesta ja matkaavat vapaasti. Teoriasta voimme laskea, että tämä lämpötila vastaa yhden sekunnin ikää.
Ensimmäisten noin kahden ja kolmenkymmenen minuutin välillä kevyiden alkuaineiden –vedyn, heliumin ja litiumin– ytimet syntyvät protoneista ja neutroneista. Protonien, neutronien ja ydinten käytöksen määräävä ydinfysiikka riippuu herkästi lämpötilasta ja maailmankaikkeuden laajenemisesta.
Jos maailmankaikkeudessa ei olisi neutriinoita, avaruus laajenisi verkkaisemmin, jolloin lämpötila laskisi hitaammin ja helium-4:ää syntyisi vähemmän. Toisaalta jos olisi olemassa tuntemattomia neutriinojen kaltaisia hyvin heikosti vuorovaikuttavia hiukkasia, laajenemisnopeus olisi isompi, ja syntyisi enemmän helium-4:ää. Samoin jos olisi tuntemattomia protonien ja neutronien kanssa vuorovaikuttavia hiukkasia, ne voisivat sotkeutua ydinten muodostumiseen. Ensimmäiset minuutit ovat hiukkasfysiikan laboratorio.
Erilaisten ydinten määrä muuttuu ensimmäisten minuuttien hiukkaskeitossa kun ne syntyvät, törmäilevät ja hajoavat. Kun ydinreaktiot lämpötilan laskiessa sammuvat, ydinten määrät pysähtyvät kuin kellojen viisarit. Jos nyt mitatut ydinten pitoisuudet kaikki vastaavat ennusteita, voimme todeta, että käsityksemme tapahtumien ajoituksesta pitää paikkansa. Jos pitoisuudet näyttävät eri lukemaa, on syytä miettiä uudelleen, mitä on oikein tapahtunut.
Tällä hetkellä on mahdollista mitata kevyen neljän ytimen (deuterium, helium-3, helium-4 ja litium-7) pitoisuudet. Vedyn ja heliumin määrän voi selvittää tiiraamalla kaasupilviä, joissa on vain vähän raskaampia alkuaineita. Raskaammat ytimet syntyvät tähdissä: niiden puute on merkki siitä, että kaasua ei ole juuri prosessoitu, joten ydinten pitoisuudet ovat jokseenkin samat kuin mitä ne olivat ensimmäisen puolen tunnin jälkeen. Litiumin määrä mitataan vanhojen tähtien pinnoilta.
Muut luvut sopivat ennusteisiin, mutta litium-7:ää on vain kolmannes odotetusta määrästä. Syynä voi olla uudet hiukkaset tai muu toistaiseksi tuntematon fysiikka. Arkisemmin tämä voi johtua siitä, että litiumia tuhoutuu tähdissä odotettua tehokkaammin. Toissaviikon konferenssissa Physics of the Early Universe esittämässään katsauksessa kevyiden alkuaineiden syntyyn Oleg Ruchayskiy korosti sitä mahdollisuutta, että ydinfysiikan mittaukset siitä, miten ytimet vuorovaikuttavat ovat olleet epätarkkoja, ja voi olla että ongelma poistuu kun ne kaikki päivitetään.
Olipa ratkaisu mikä tahansa, johtopäätöksemme varhaisten aikojen tapahtumista ja niiden ajoituksesta ovat samaan aikaan epäsuoria ja täsmällisiä: luemme tähtien pinnan koostumuksesta, mitä ensimmäisten minuuttien aikana tapahtui sekuntien tarkkuudella.
Kiitos! Tämä oli hyvin selventävä esitys ydinmagneettista resonanssia ikänsä tehneelle!
Kiitos, mukava kuulla!
Tämä on varmaan kysytty moneen kertaan, mutta 380 000 vuotta kuulostaa nykykorvaan käsittämättömän pitkältä ajalta. Oliko 380 000 vuotta ajan alusta sama, kuin minkä me nykyään käsitämme 380 000 vuodeksi?
Kyllä.