Arkisto
- syyskuu 2023
- elokuu 2023
- kesäkuu 2023
- toukokuu 2023
- huhtikuu 2023
- maaliskuu 2023
- helmikuu 2023
- tammikuu 2023
- joulukuu 2022
- marraskuu 2022
- lokakuu 2022
- syyskuu 2022
- elokuu 2022
- kesäkuu 2022
- toukokuu 2022
- huhtikuu 2022
- maaliskuu 2022
- helmikuu 2022
- tammikuu 2022
- joulukuu 2021
- marraskuu 2021
- lokakuu 2021
- syyskuu 2021
- elokuu 2021
- kesäkuu 2021
- toukokuu 2021
- huhtikuu 2021
- maaliskuu 2021
- helmikuu 2021
- tammikuu 2021
- joulukuu 2020
- marraskuu 2020
- lokakuu 2020
- syyskuu 2020
- elokuu 2020
- kesäkuu 2020
- toukokuu 2020
- huhtikuu 2020
- maaliskuu 2020
- helmikuu 2020
- tammikuu 2020
- joulukuu 2019
- marraskuu 2019
- lokakuu 2019
- syyskuu 2019
- elokuu 2019
- heinäkuu 2019
- kesäkuu 2019
- toukokuu 2019
- huhtikuu 2019
- maaliskuu 2019
- tammikuu 2019
- joulukuu 2018
- marraskuu 2018
- lokakuu 2018
- syyskuu 2018
- elokuu 2018
- kesäkuu 2018
- toukokuu 2018
- huhtikuu 2018
- maaliskuu 2018
- helmikuu 2018
- tammikuu 2018
- joulukuu 2017
- marraskuu 2017
- lokakuu 2017
- syyskuu 2017
- elokuu 2017
- kesäkuu 2017
- toukokuu 2017
- huhtikuu 2017
- maaliskuu 2017
- helmikuu 2017
- tammikuu 2017
- joulukuu 2016
- marraskuu 2016
- lokakuu 2016
- syyskuu 2016
- elokuu 2016
- kesäkuu 2016
- toukokuu 2016
- huhtikuu 2016
- maaliskuu 2016
- helmikuu 2016
- tammikuu 2016
- joulukuu 2015
- marraskuu 2015
- lokakuu 2015
- syyskuu 2015
- elokuu 2015
- kesäkuu 2015
- toukokuu 2015
- huhtikuu 2015
- maaliskuu 2015
- helmikuu 2015
- tammikuu 2015
- joulukuu 2014
- marraskuu 2014
- lokakuu 2014
- syyskuu 2014
- elokuu 2014
- kesäkuu 2014
- toukokuu 2014
- huhtikuu 2014
- maaliskuu 2014
- helmikuu 2014
- tammikuu 2014
- joulukuu 2013
- marraskuu 2013
- lokakuu 2013
- syyskuu 2013
Parempi väärässä kuin sekaisin
Edellisessä merkinnässä mainitsin, että idea kosmisesta inflaatiosta syntyi hiukkasfysiikan yhtenäisteorioiden piirissä. Kyse on nimenomaisesti suurista yhtenäisteorioista, Grand Unified Theories eli GUTs. (Alkuperäiselle hengelle uskollisin suomennos lyhenteelle olisi varmaan SISU – joku keksinee sopivat sanat joista tämä saataisiin.) Ne ovat hiukkasfysiikan Standardimallin yläpuolella viimeinen askelma ennen kvanttigravitaation ja kaiken teorian tuomista mukaan kuvioihin.
Suurten yhtenäisteorioiden juuret juontavat 70-luvulle. Silloin oli saatu valmiiksi hiukkasfysiikan Standardimalli, joka kattoi sähkömagneettisen vuorovaikutuksen sekä heikon ja vahvan vuorovaikutuksen. Standardimalli osoitti, että sähkömagneettinen ja heikko vuorovaikutus ovat vain osia sähköheikosta vuorovaikutuksesta. Ne näyttävät erilaisilta, koska Higgsin kenttä antaa massan heikkoa vuorovaikutusta välittäville W– ja Z-bosoneille, mutta ei sähkömagneettista vuorovaikutusta välittäville fotoneille.
Mitä isompi massa hiukkasella on, sitä lyhyempi kantama sen välittämällä vuorovaikutuksella on. Massaa alemmilla alhaisemmilla energioilla vuorovaikutus on myös sitä heikompi, mitä isompi välittäjän massa on. Korkeilla energioilla, jotka LHC-kiihdyttimessä saavutetaan, heikko vuorovaikutus on yhtä voimakas kuin sähkömagneettinenkin. Varhaisen maailmankaikkeuden (ennen 10^(-11) sekuntia) korkeissa lämpötiloissa (yli miljoona miljardia astetta) Higgsin kenttä on sulanut eikä anna hiukkasille massoja, joten silloinkin sähkömagneettinen ja heikko vuorovaikutus yhtyvät.
Standardimallissa vahva vuorovaikutus on kuitenkin erillinen kokonaisuus, joka on vain pultattu kiinni sähköheikkoon vuorovaikutukseen. Suurten yhtenäisteorioiden lähtökohta on yksinkertainen: entäpä jos vielä suuremmilla energioilla sähköheikko ja vahva vuorovaikutuskin yhtyvät?
Suuren yhtenäisteorian voi rakentaa samalla reseptillä kuin sähköheikon vuorovaikutuksen. Kirjoitetaan paperille sellainen vuorovaikutus, jossa on tarpeeksi monta palikkaa selittämään sekä sähköheikkoa vuorovaikutusta välittävät kolme hiukkasta että vahvaa vuorovaikutusta välittävät kahdeksan gluonia. Kun sähköheikko vuorovaikutus ja vahva vuorovaikutus yhdistetään, mukaan tulee väistämättä tulee uusia hiukkasia, jotka välittävät niitä molempia samaan aikaan. Nämä hiukkaset on nimetty mielikuvituksellisesti X– ja Y-bosoneiksi. Koska tällaisia hiukkasia ei ole havaittu, teoriaan pannaan uusi Higgsin kenttä, joka antaa niille korkean massan. Tämä rikkoo sähköheikon ja vahvan vuorovaikutuksen yhtenäisyyden ja työntää uudet hiukkaset korkeille energioille.
Koska suuren yhtenäisteorian uudet välittäjähiukkaset välittävät sekä sähköheikkoa että vahvaa vuorovaikutusta, ne eivät erottele Standardimallin hiukkasia sen mukaan, tuntevatko ne vahvan vuorovaikutuksen vaiko eivät, vaan tarttuvat kiinni kaikkiin. Standardimallissa vain kvarkit tuntevat vahvan vuorovaikutuksen, mikä takaa sen, että protoni, joka koostuu kolmesta kvarkista, on vakaa: se koostuu kolmesta kevyimmästä kvarkista, joten sillä ei ole mitään, mihin hajota. Sen sijaan suuressa yhtenäisteoriassa kvarkit voivat muuttua elektroneiksi ja muiksi hiukkasiksi, minkä myötä protoni voi hajota. Jotta hajoamista tapahtuisi tarpeeksi harvoin, välittäjähiukkasten massan pitää olla hyvin iso, noin 10^(14) kertaa W– ja Z-bosonien massa.
Samaan korkeaan massaan päädyttiin toistakin reittiä. 1970-80-luvulla vaikutti siltä, että Standardimallin sähkömagneettisen, heikon ja vahvan vuorovaikutuksen voimakkuudet yhtyvät tällä samalla energiaskaalalla. (Vuorovaikutusten voimakkuus nimittäin riippuu energiasta.) Jos kahden riippumattoman polun päätyminen samaan paikkaan ei olisi riittänyt, niin kosmologia antoi kolmannen vihjeen siitä, että ollaan oikeilla jäljillä.
Sähköheikon ja vahvan vuorovaikutuksen eroon liittyy Higgsin kentän olomuodon muutos. 70-luvulla Tom Kibble hahmotti, että siinä syntyy kosmisia säikeitä ja muita virheitä Higgsin kentässä, hieman kuin veden jäätyessä. Näiden kosmisten säikeiden ehdotettiin sekoittavan maailmankaikkeuden ainetta ja synnyttävän siten rakenteen siemenet. Säikeiden vispaamien epätasaisuuksien koko riippuu niiden jännityksestä, mikä liittyy suoraan uusien välittäjähiukkasten massaan. Protonien hajoamisesta ja vuorovaikutusten yhdistymisesta päätelty energia antoi juuri oikean suuruuden, joka sopi havaintoihin.
Kolme aivan erilaista argumenttia johtivat samaan kauniiseen tuloksen. Sääli vain, että ne olivat kaikki väärin.
Ensinnäkin, protonin hajoamista ei ole nähty. Koska suuren yhtenäisteorian vuorovaikutus on heikko, protonin hajoaminen on harvinaista. Tämän ongelman voi ratkaista tarkkailemalla montaa protonia. Japanilainen koe Kamiokande tarttui haasteeseen. Vuoren sisälle Kamiokan kaivokseen rakennettiin vuosina 1982-83 kolmen miljoonan litran vesisäiliö, jonka reunat vuorattiin valoa havaitsevilla laitteilla. Protonin hajoamisesta seuraa valonvälähdys, ja tankissa oli noin 10^(33) protonia. Sitten tarvitsi vain odottaa.
Sen enempää Kamiokande kuin sen vuonna 1996 viisitoista kertaa isommaksi laajennettu versio Super-Kamiokande eivät nähneet yhdenkään protonin hajoavan. Tästä tiedetään, että protonin elinikä on vähintään 10^(33) vuotta. Tämä on satatuhatta miljardia miljardia kertaa maailmankaikkeuden ikä. Protonin ikää voi kasvattaa nostamalla sitä hajottavan välittäjähiukkasen massaa, mutta ei mielin määrin. Yksinkertaisimmassa suuressa yhtenäisteoriassa oli massalle vain pieni ikkuna – mikä olikin motivaatio Kamiokandelle ja sen superversiolle. Kamiokande ja Super-Kamiokande sulkivat tämän ikkunan: yksinkertaisin suuri yhtenäisteoria ei kuvaa todellisuutta.
Toisekseen, mitä vuorovaikutusten yhtymiseen tulee, tarkemmat mittaukset ovat osoittaneet, että Standardimallissa niiden voimakkuudet eivät kohtaakaan odotetulla yhtenäisteorian energialla, tai itse asiassa missään. Tämä ei ole ratkaiseva muutos, koska yhtenäisteoriassa vuorovaikutukset voivat kehittyä eri tavalla kuin Standardimallissa jo ennen yhtymistään, mutta murentaa motivaatiota.
Kolmannekseen, 90-luvun havainnot kosmisesta mikroaaltotaustasta osoittivat, että inflaation ennustukset rakenteen siemenistä pitävät paikkansa ja kosmisten säikeiden ennustukset eivät pidä paikkaansa.
Havainnot sulkevat pois vain suurten yhtenäisteorioiden yksinkertaisimmat versiot, mikään ei estä rakentamasta monimutkaisempia teorioita. Vaatimuksena on vain se, että yhtenäisvuorovaikutus pitää sisällään sähköheikon ja vahvan vuorovaikutuksen. Yksinkertaisinta on ottaa sellainen vuorovaikutus, joka lisää mahdollisimman vähän uusia hiukkasia. Ei kuitenkaan ole mitään rajaa sille, miten monimutkaisen elämästään voi tehdä, ja sama pätee teorioihin: vuorovaikutuksia lisäämällä voi työntää protonin elinikää korkeammalle. Apuun on otettu myös supersymmetria, joka sopivasti sovellettuna auttaa estämään protonin hajoamista.
Epäonnistumiselle voi keksiä monia selityksiä, mutta harvoin ne ovat yhtä vakuuttavia kuin onnistuminen. Todisteiden puute sai tutkijat arvioimaan suuria yhtenäisteorioita kriittisemmin. Alusta asti oli hankala ymmärtää, miksi X– ja Y-bosonien massa on niin valtavan paljon isompi kuin W– ja Z-bosonien massa.
Yhtenäisteoriassa kaikki välittäjähiukkaset käyttäytyvät korkeilla energioilla samalla tavalla, ja ero tulee niiden erilaisesta kytkennästä Higgsin kenttiin. Standardimallin Higgs antaa pienen massan, uusi Higgs ison. Mutta miksi? Yhtenäisteoriassa nimittäin molemmat Higgsit ovat aluksi osa samaa kokonaisuutta, yhtenäistä Higgsin kenttää. Teorian matemaattinen rakenne ei kiellä sitä, että Higgsin eri osat käyttäytyvät eri tavalla, mutta se on vähintäänkin teorian hengen vastaista – sanalla sanoen rumaa. Ottaen huomioon, että yksi tärkeimpiä motivaatioita suurille yhtenäisteorioille oli samanlaisen estetiikan seuraaminen, joka oli vienyt voittoon Standardimallin kanssa, esteettiset ongelmat ovat vakava asia.
Mutta vaikka osoittautuisi, että suurta yhtenäisteoriaa ei ole, olisi yksisilmäistä tuomita sen tutkiminen harhapoluksi.
Kuten kosmiset säikeet, inflaatio kehittyi suurten yhtenäisteorioiden kehdossa. Alun perin yksi inflaation motivaatio oli sen selittäminen, miksi suuren yhtenäisteorian olomuodon muutoksissa syntyviä virheitä Higgsin kentässä (kosmisia säikeitä ja muita) ei näy. Inflaation haluttiin pyyhkivän ne pois, ja suurin osa varhaisista inflaatiomalleista perustui suuren yhtenäisteorian olomuodon muutokseen. Sittemmin nämä rakennustelineet on voitu purkaa, eikä inflaatio kaipaa suurta yhtenäisteoriaa. Kiinnittyminen yhtenäisteorian ideaan saattoi kyllä vaikuttaa siihen, että kesti 27 vuotta huomata, että Standardimallin Higgskin voi olla vastuussa inflaatiosta: katse oli suunnattu liian korkealle.
Mitä kokeelliseen puoleen tulee, Super-Kamiokande ei nähnyt protonin hajoamista, mutta se havaitsi neutriinojen muuttumisen toisikseen. Löytö oli ensimmäinen varma merkki Standardimallin tuonpuoleisesta fysiikasta, ja siitä myönnettiin Nobelin palkinto vuonna 2015. Super-Kamiokandesta on ollut muutakin hyötyä (pieni esimerkki: se on rajoittanut heksakvarkkien mahdollisuutta) ja samaan vuorenalaiseen laboratorioon on rakennettu myös gravitaatioaaltokoe KAGRA.
Tutkimuksen polut ovat harvoin suoria. Suurten yhtenäisteorioiden tapaus osoittaa, että selvältä vaikuttavat vihjeet voivat viedä suohon. Mutta siitä näkee myös sen, miten väärät ideat voivat ohjata tärkeisiin löytöihin, kun ne keskittävät ajattelua hedelmälliseen suuntaan. Prototieteilijä Francis Baconin sanoin, ”totuus kehkeytyy ennemmin virheestä kuin sekasorrosta”.
15 kommenttia “Parempi väärässä kuin sekaisin”
Vastaa
Ylös pohjalta
Merkinnässä Alas huipulta kirjoitin fysiikan teorioiden kehityksestä kohti matemaattisesti hienostuneempia korkeuksia. Hiukkasfysiikassa on kuitenkin kaksi lähestymistapaa teorioihin: top-down ja bottom-up. Edellisessä kasataan hyvin yleinen teoria matemaattisista ja esteettisistä periaatteista lähtien ja katsotaan, millaisia seurauksia sillä on. Jälkimmäisessä lähdetään tunnettujen asioiden tienoilta, yritetään ratkaista rajattuja ongelmia ja edetään askel kerrallaan.
Tunnetuin esimerkki onnistuneesta huipulta löytyneestä teoriasta on yleinen suhteellisuusteoria. Havainnoilla oli sen muotoilussa vain vähäinen rooli, sen sijaan Albert Einstein, David Hilbert, Michele Besso ja Marcel Grossmann perustivat työnsä filosofisiin ja matemaattisiin pohdintoihin. Yleistä suhteellisuusteoriaa on testattu tarkkaan, ja se on yli sadan vuoden ajan ennustanut tarkasti ilmiöitä, joista ei sitä kehitettäessä ollut vielä aavistustakaan, GPS-satelliittien liikkeistä maailmankaikkeuden laajenemiseen ja mustien aukkojen törmäyksistä syntyviin gravitaatioaaltoihin. Einsteinin ja Hilbertin vuonna 1915 esittämästä yleisen suhteellisuusteorian muotoilusta ei ole tarvinnut yli sadan vuoden aikana muuttaa piiruakaan – ellei sitten kiihtyvään laajenemiseen liittyvän kosmologisen vakion osalta.
Tämä on poikkeuksellista. Kosminen inflaatio tarjoaa tyypillisemmän esimerkin teorioiden kehityksestä. Sen lähtökohtana oli yksinkertainen ongelma: miksi maailmankaikkeus näyttää samanlaiselta joka suunnassa? Koska valo kulkee äärellisellä nopeudella ja maailmankaikkeus on äärellisen ikäinen, vaikuttaisi siltä, että kaukana toisistaan olevat alueet eivät ole ehtineet olla kosketuksissa. Miten ne siis tietävät olla samanlaisia?
Ongelmaa yritettiin 1960-luvulta lähtien ratkaista yleisen suhteellisuusteorian parissa niin kutsutulla Mixmaster-mallilla (suomeksi siis tehosekoittimella), jossa eri alueet sekoittuvat varhaisina aikoina. Nämä yritykset eivät johtaneet tyydyttävään selitykseen, ja vastaus löytyi eri suunnasta.
Vuonna 1980 Aleksei Starobinsky esitti, että kvanttifysiikan korjaukset yleiseen suhteellisuusteoriaan johtavat kiihtyvään laajenemiseen varhaisina aikoina. Starobinsky ei yhdistänyt malliaan kysymykseen sitä, miksi maailmankaikkeus näyttää samalta kaikkialla. Mutta heti samana vuonna Demosthenes Kazanas selitti, miten kiihtyvä laajeneminen voisi ratkaista ongelman.
Kazanas esitti, että jossain hiukkasfysiikan yhtenäisteoriassa on Higgsin kentän kaltainen kenttä, jonka tyhjiön energiaan liittyvä gravitaatio on hylkivää. Tämä saa aikaan kiihtyvän laajenemisen ja avaruuden osat työntyvät pois toisistaan niin nopeasti, että valo ei ehdi kulkea niiden välillä. Tällä tapaa pieni tasainen alue, jonka kaikki osat ovat aluksi kosketuksissa toisiinsa, pullistuu näkemäksemme maailmankaikkeudeksi.
Kazanasin työ unohtui vuosikymmeniksi – en tiedä miksi. Vieläkin inflaation isänä mainitaan usein Alan Guth, joka on pokannut siitä palkintojakin. Guthin artikkeli ilmestyi vuonna 1981, ja sen perusidea oli sama, minkä Kazanas oli jo esittänyt, vaikka Guthin käsittely olikin laajempi ja selkeämpi. Guth myös otti käyttöön termin inflaatio. Vuonna 1981 myös Katsuhiko Sato esitti saman idean Guthista riippumattomasti.
Joka tapauksessa osoittautui, että Kazanasin, Guthin ja Saton malli ei sellaisenaan sovi havaintoihin. Siinä varhaiset pienet alueet paisuvat kuin saippuakuplat, jotka inflaation loputtua törmäävät toisiinsa. Näiden törmäysten takia taivas näyttäisi enemmän vaahtomaiselta kuin tasaiselta. Mutta pian hahmotettiin, että laajeneminen on helppo saada kiihtymään hiukkasfysiikan kentillä muutenkin kuin tyhjön energiaa käyttämällä. Se onnistuu jopa Standardimallin Higgsillä, ilman tarvetta yhtenäisteorialle tai uusille kentille.
Tehosekoittimien kanssa puuhastelleet yleisen suhteellisuusteorian asiantuntijat eivät olleet hahmottaneet mahdollisuutta ongelman ratkaisemiseen kiihtyvällä laajenemisella. Idea ei lopulta ole monimutkainen, mutta monet suhteellisuusteoreetikot olivat omaksuneet sen ajatuksen, että aineella ei yksinkertaisesti voi olla sellaisia ominaisuuksia, jotka johtavat kiihtyvään laajenemiseen. Tarvittiin hiukkasfyysikoita toteamaan, että tunnettujen kenttien ominaisuudet itse asiassa ovat juuri sellaisia.
Jotkut suhteellisuusteoreetikot vastustivat inflaatiota vielä pitkään. Tämä on sinänsä huvittavaa, että inflaatio oli yksi hedelmällisimpiä asioita, mitä yleisen suhteellisuusteorian kentällä oli tapahtunut vuosikymmeniin. Inflaation vierastaminen johtui samasta syystä kuin sen hedelmällisyys: idea ylitti tieteenalan rajat tuomalla uusia ideoita hiukkasfysiikasta.
Lähes heti hahmotettiin, että inflaatio ei selitä vain sitä, miksi maailmankaikkeus näyttää suunnilleen samalta kaikkialla, vaan myös sen, mistä pienet erot johtuvat. Viatcheslav Mukhanov ja Gennady Chibisov laskivat vuonna 1981 Starobinskyn mallin puitteissa, miten kvanttivärähtelyt synnyttävät tyhjästä epätasaisuuksia, jotka voivat olla kaiken rakenteen siemeniä.
Näitä värähtelyjä tapahtuu niin aineessa kuin aika-avaruudessa, eli inflaatio yhdistää kvanttifysiikan ja yleisen suhteellisuusteorian. Inflaatio onkin ensimmäinen fysiikan alue, missä on tehty ennusteita kvanttigravitaatiosta ja onnistuneesti verrattu niitä havaintoihin. Koska alhaalta ylös lähdettäessä ei ole yleistä periaatetta, joka määräisi yksityiskohdat, on kuitenkin satoja erilaisia inflaatiomalleja.
Kunnianhimoiset syviin periaatteisiin pohjaavat ehdotukset kvanttigravitaatioteorioiksi kuten säieteoria ja silmukkakvanttigravitaatio eivät sen sijaan ole (ainakaan vielä) johtaneet valmiiseen teoriaan, joka tekisi ennusteita. Kvanttigravitaation saralla vaatimattomuus on ollut hyve. Säieteoria on tosin poikinut fysiikan ulkopuolella, kun sen kautta on löydetty matemaatikkoja kiinnostavia matemaattisia rakenteita.
Standardimallin kehittäminen oli kenties hiukkasfysiikan ja kosmologian saralla viimeinen tapaus, missä hienostuneiden teoreettisten rakenteiden kehittäminen menestyi, joskin se yhdistyi teorian kasaamiseen pala palalta kasaamisen. Suuri osa fysiikasta on teorioiden rakentamista tunnettujen asioiden tiimoilla, ja pieni osa on suurten ideoiden kehittelyä. Valtaosa yrityksistä kummallakaan saralla ei johda mihinkään. Viime aikoina ylös askel kerrallaan taapertava lähestymistapa on ollut menestyneempi, mutta on mahdoton sanoa, kumpi reitti vie seuraavaksi uuden äärelle.
26 kommenttia “Ylös pohjalta”
-
Mistä inflaatio tiesi loppua eri alueissa samaan aikaan, jotta tuloksena oli homogeeninen maailmankaikkeus? Inflaatioperiodi kaiketi koostui kymmenistä e-kertaistumisista ja lopputuloksessa kuitenkin vain sadastuhannesosan tiheyserot.
-
Syksy Räsänen sanoo:
Inflaatiossa kentän potentiaalista aiheutuva voima ja maailmankaikkeudesta laajenemisesta aiheutuva kitka ovat tasapainossa, joten kiihtyvyys on suunnilleen nolla. Tämän takia kentällä ei ole muistia aiemmasta, tuleva kehitys riippuu vain sen nykyisestä arvosta. Tämä on kuin laskuvarjolla putoaisi.
Inflaatio toisaalta pyyhkii pois klassisen fysiikan mukaiset epätasaisuudet kentän arvossa, jäljelle jää vain kvanttifluktuaatiot, jotka on tosiaan ovat 10^(-5) luokkaa.
-
Oliko siis niin että inflaation aikana oli tilaparametrina olemassa vain inflatonikentän arvo, eli ei baryonista muttei myöskään pimeää ainetta, jotka molemmat syntyivät vasta inflatonin hajotessa hiukkasiksi? Jos näin on, niin saisiko tästä jotain rajoitteita pimeän aineen mahdollisille malleille?
-
Mitä tahansa ainetta ennen inflaatiota olikin, kiihtyvä laajeneminen pian pudottaa kaikkien muiden paitsi skalaarikenttien energiatiheyden mitättömän pieneksi.
Tosin ei tiedetä mitä ennen inflaatiota oli. Ei myös olla varmoja siitä, miten inflaatio alkoi.
-
OK, tajusin nyt että kysymykseni oli tyhmä. Vaikka pimeän aineen tiheys onkin nykyään suurempi kuin baryonisen materian tiheys, molemmat olivat paljon pienempiä kuin kvarkki-antikvarkki-gluoniplasman tiheys inflaation loppuessa, koska melkein kaikki kvarkit ja antikvarkit annihiloivat myöhemmin toisensa, kuten myös niitä seuranneet hadronit ja leptonitkin. Eli fraasi että inflatoni hajosi standardimallin hiukkasiksi on kirjaimellisesti oikein, seassa oleva pimeä komponentti oli siihen nähden energiatiheysmielessä mitätön. (Korjaa jos tämä ei ole näin…tietysti jotain epävarmuuksia on kun ei tiedetä mitä pimeä aine on jne.)
-
No, sitähän ei tiedetä miksi hiukkasiksi inflatoni tarkalleen hajosi, koska ei tiedetä mitä kaikkia hiukkasia on olemassa, eikä niiden hajoamisketjuja.
On mahdollista, että inflatoni hajosi enimmäkseen tuntemattomiksi hiukkasiksi tai enimmäkseen tunnetuiksi.
-
-
-
-
Ilkka Seittenranta sanoo:
Ulkopuolisena tulee ihmeteltyä sitä että että aineen ylipäätään oletetaan olevan jotain pysyvää, voisi olettaa että aineen aivan pienin rakenneosanen on mahdoton havaita ja sen olemus joudutaan päättelemään – tässä vaiheessa fyysikot joutuvat perääntymään tavasta havaita ja osoittaa jotain.
-
En ole varma siitä, mitä tarkoitat sillä, että aine on pysyvää. Useimmat hiukkaset ovat epästabiileja, ja stabiilitkin hiukkaset voivat tuhoutua.
Sen mitä voi olla olemassa ja mitä voi havaita voi osoittaa vain tutkimus.
-
-
Jyri T. sanoo:
Mustan aukon säteily (Hawkingsin säteily) perustuu siihen, että musta aukko luo horisontin aika-avaruuteen. Oliko inflaation aikana vastaavaa säteilyä, kun laajeneminen synnytti samantyyppisen horisontin (tosin nurin päin)? Oliko sillä merkitystä energiatiheyden kannalta?
-
Mainio kysymys, joka menee vähän kauas, mutta yritän kuitenkin vastata lyhyesti.
Mustan aukon horisontti on (ilman Hawkingin säteilyä) ikuinen, eli tapahtumahorisontti.
Inflaation aikainen horisontti ei ole ikuinen (koska inflaatio loppuu) eli se ei ole tapahtumahorisontti.
Jos nykyinen kiihtyminen jatkuu loputtomiin, kyseessä on tapahtumahorisontti, ja siihen oletettavasti liittyy Hawkingin säteilyä. (Ei ole yksimielisyyttä siitä, liittyykö ei-ikuiseen horisonttiin tällaista säteilyä.)
Joka tapauksessa kosmisen horisontin aiheuttama säteily inflaation aikana on mitättömän pientä verrattuna inflaation aiheuttavan kentän vaikutukseen. Jos nykyinen kiihtyvä laajeneminen jatkuisi ikuisesti, näin ei välttämättä ole, vaan horisontin Hawkingin säteily saattaa lopettaa sen. Tommi Markkanen (jonka kanssa minulla on joskus ollut yhteistyötä, ei tosin tästä) on tutkinut aihetta, mutta näitä asioita ei tiedetä varmasti.
-
-
Lentotaidoton sanoo:
”Tommi Markkanen (jonka kanssa minulla on joskus ollut yhteistyötä, ei tosin tästä) on tutkinut aihetta, mutta näitä asioita ei tiedetä varmasti.”
Sen verran mielenkiintoista että löytyiskö jostain luettavaa?
-
Mitään populaaria esitystä siitä ei taida olla, tässä on Tommin artikkeli:
https://arxiv.org/abs/1703.06898
-
-
Onko niin että inflaatio ei varsinaisesti tarvitse mitään alkuehtoa (tiheyttä, laajenemisnopeutta…), vaan riittää kunhan Lagrange (SM+CDM mukaanlukien inflatoni-skalaarikentän potentiaalin muoto) on juuri oikein, niin tuloksena on meidän näköinen maailmankaikkeus? (Ja lambda mutta vain jos halutaan hifistellä.)
-
Tämä on suurin avoin kysymys inflaatiossa. Kentän pitää olla tarpeeksi tasainen, jotta inflaatio käynnistyy. Mutta hyvin epätasaisista alueista ei välttämättä ole haittaa, jos ne romahtavat mustiksi aukoiksi: kunhan inflaatio alkaa jossain osassa avaruutta, sen tilavuus kasvaa niin paljon niin nopeasti, että pian käytännöllisesti katsoen koko maailmankaikkeuden tilavuus inflatoi.
Inflaation alkamisen ehtoja on tutkittu analyyttisesti, ja ihan viime vuosina on tehty myös tietokonesimulaatioita yleisessä suhteellisuusteoriassa, mutta asiasta ei ole täyttä selvyyttä.
-
Jos pimeä aine on pieniä mustia aukkoja, silloin kaiketi niitä on inflaation alkaessa pitänyt ollakin todella tiheässä eli varmaan enemmistö silloisesta energiatiheydestä? Vai dilutoiko inflaatio aukot yhettömiin kuten monopolitkin vaikka niitä olisi alussa kuinka tiheässä?
-
Inflaatio pyyhkii mustat aukot pois siinä missä muutkin epätasaisuudet.
Kaikki nykymaailmankaikkeiden mustat aukot ovat syntyneet inflaation jälkeen.
-
-
-
Jos olisi hiukkaskiihdytin jolla pääsisi tutkimaan inflaatioepookin fysiikkaa, mitä silloin näkyisi? Voisiko esimerkiksi miljoonan teraelektronivoltin raskasionitörmäyksessä syntyä baby-inflaatio joka toimisi vähän aikaa? Tulisivatko inflaation reheating-tulokset tänne meidän maailmankaikkeuteemme vai muodostaisivatko ne oman kuplansa jota ei pysty havaitsemaan? Käsittääkseni inflaatio tavallaan luo energiaa tyhjästä, mutta havaitsisimmeko mekin tuollaisessa törmäyksessä energian syntymistä tyhjästä vai menisikö se energia jonnekin piiloon meiltä?
Kysymys on toki spekulatiivinen koska tuollaisia kiihdyttimiä ei näy ihan nurkan takana ainakaan vielä, mutta 1e9 GeV törmäysenergia on satatuhatta LHC:tä joten kyllä sellainen aurinkokuntaan hyvin mahtuisi. Katsoin energiat sivulta https://en.wikipedia.org/wiki/Chronology_of_the_universe, jossa annetaan inflaatioperiodille 1e15..1e9 GeV.
-
Inflaatio ei alkaisi uudelleen. Inflaatiota ajaa koherentti kenttä, joukko inflatonihiukkasia käyttäytyy eri tavalla. (Vrt. vakiosähkökenttä ja kaasu fotoneita.)
-
Kiitos vastauksesta. Unohdin mainita että kosmisen säteilyn energiaennätys on niinkin iso kuin 3e11 GeV, eli ilman kiihdytintäkin sellaisia törmäyksiä tapahtuu.
-
Oleellista on törmäyksen energia massakeskipistekoordinaatistossa, joka kosmisten säteiden törmäyksissä on korkeimmillaan samaa luokkaa kuin LHC:ssä.
-
-
-
Jos ymmärsin oikein, inflaatio on poistanut jäljet sitä edeltäneestä menneisyydestä eikä prosessia voi tuottaa uudelleen laboratoriossa. Miten siis pitäisi edetä sen tutkimisessa?
Analoginen dilemma on muuten elämän synnyn tutkimuksessa.
-
Askel kerrallaan. Kosmologiset havainnot tarkentuvat koko ajan, ja niillä saadaan tarkemmin selvitettyä miten inflaatio tapahtui. On myös erilaisia teoreettisia ehdotuksia uudenlaisista jäljistä (joista osa kertoisi ajasta ennen inflaatiota) joita etsiä, ja niitä onkin etsitty. Mutta ei niistä tässä sen enempää!
-
-
Onkohan seuraava oikein ajateltu:
Eksponentiaalisen inflaation exp(H*t) aikana Heisenbergin energia-aika -relaation nojalla lämpötila T (eli energia) on vähintään H, koska 1/H on se relevantti aikaskaala eli laajenemisen e-folding -aika, jossa ilmiöitä tarkastellaan. Tämä nollapiste-energia tai ”Heisenbergin lämmitys” taistelee punasiirtymästä johtuvaa eksponentiaalista jäähtymistä vastaan, ja sitä kautta hidastaa inflaation päättymistä(?)
Numeroarvoja: Jos inflaation aikana 1/H = 1e-35 s, ”Heisenberg-lämpötilaksi” saadaan 1e24 K, mikä ei liene merkityksettömän pieni. Wikipedian mukaan inflaation aikana lämpötila putosi 1e27 kelvinistä 1e22 kelviniin, eli tuo 1e24 K on suunnilleen puolivälissä tuota lämpötilahaarukkaa.
Varmaankin tämä Heisenbergiin liittyvä fysiikka ja sen vaikutus inflaation kestoon on jotenkin leivottuna sisään niissä formulaatioissa joilla ammattilaiset käsittelevät inflaatioepookkia?
-
Wikipedian fysiikan artikkelien luotettavuus vaihtelee paljon.
Inflaation aikana tosiaan oletettavasti on näennäiseen horisonttiin liittyvä Hawkingin lämpötila H/(2pi). Inflaatiota ajavan kentän tyypillisest kvanttivärähtelyt ovat tuota samaa luokkaa. Kokonaisenergiatiheyteen tällä ei kuitenkaan ole vaikutusta, koska se on luokkaa H^2 M_Pl^2, missä M_Pl on Planckin manssa, ja M_Pl>>H.
Merkintä on sen verta vanha, että ei tässä tästä varmaan sen enempää.
-
Kiitos. Kun googlasin, huomasin että tässä Fairbairn-Markkanen-Rodriguez Roman (2018) paperissa (https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pmc/articles/PMC6438654/ ) oli paljolti tehty se mitä heuristisesti ajoin takaa.
-
-
Vastaa
Tieteellisten lehtien tulevaisuus täällä tänään
Kirjoitin overlay-lehteen Open Journal of Astrophysics blogitekstin tieteellisen julkaisemisen kriisistä. Kirjoitin samasta aiheesta lyhyemmän tekstin Twitterissä (helpommin luettava versio täällä). Olen kirjoittanut aiheesta suomeksi täällä, täällä, täällä, täällä, täällä, täällä ja täällä; muutaman vuoden takainen puheeni asian tiimoilta löytyy täältä.
Blogitekstin ingressi on tämä:
The bad news: the scientific community can no longer afford commercial science journals.
The good news: the scientific community no longer needs commercial science journals.
The bottom line: open internet archives and overlay journals are the solution.
Lyhyesti sanottuna:
We do not need to reform the business model of scientific journal publishing, we have to abandon it.
2 kommenttia “Tieteellisten lehtien tulevaisuus täällä tänään”
-
7v sanoo:
Millä tavoin kirjoituksesi on
otettu vastaan? Äkkiä luulisi että
rahoitus on niin keskeinen osa
erinlaisia julkaisuja tänä päivänä
että laatu kärsisi väistämättä.-
Hyvin positiivisesti.
Tieteellisten lehtien rahoituksella ei ole mitään tekemistä niissä julkaistavien artikkeleiden laadun kanssa.
-
”vuorenalaisessa” jäänyt inessiiviin.
SISU = Standardimallin Itujen Suuri Uute. 🙂
Kiitos, korjasin.
Anekdootti suuresta yhtenäisteemasta. Kun olin jatko-opiskelijana 1990-luvun alussa, EISCAT-tutkan data-analyysiin olivat jotkut kehittäneet kasan matlab-skriptejä, mikä uskokaa tai älkää oli silloin uusi kova juttu. Ohjelmistolle he antoivat nimen GUISDAP, Grand Unified Incoherent Scatter Data Analysis Program. Muutamia vuosia myöhemmin tein MHD-simulaatiota, ja vitsin vuoksi annoin koodille nimeksi GUMICS, Grand Unified Magnetosphere-Ionosphere Coupling Simulation. GUMICS on käytössä edelleen, ja siitä tulikin mieleeni että pitäisi nykiä osastopäällikköä hihasta että hän ehtisi paneutua sen lisenssiasiaan, jotta eräs HY:n ryhmäkin saisi siitä hyötyä omaan sovellukseensa. Taitaa olla luonnonlaki että suuret yhtenäisasiat lopulta hajoavat ja murenevat byrokratiaksi.
Onko positronin ja protonin varauksien tarkalle yhtäläisyydelle muita selityksiä kuin GUT?
GUTteja tosiaan joskus mainostetaan sillä, että ne sitovat kvarkkien ja leptonien varaukset yhteen.
Tämä on kuitenkin totta jo Standardimallissa. Anomalioiden puute asettaa ehtoja sähkövarauksille, ne eivät voi olla mielivaltaisia.
Kumpihan on vaikeampaa: kehittää toimiva GUT vaiko toimiva ilmastomalli?
Median hysterisoima ilmastoahdistus takaa tutkimusrahoituksen kestävyyden perseelleen menevälle pelottelulle, mutta mikä onkaan teoreettisen fysiikan tutkimusrahoituksen tulevaisuus, jos siis mitään toimivaa ei pikkuhiljaa ala löytymään?
Peukalot kääntyvät alaspäin ja työhuoneet luovutetaan esim. sukupuolentutkijoille 🙁
Nämä ovat aivan erilaisia kysymyksiä.
Suuressa yhtenäisteoriassa on kyse siitä, onko todellisuudessa olemassa sellaista fysiikkaa, jota se kuvaa, eli perustavanlaatuisten lakien löytämisestä.
Ilmaston ja ilmastonmuutoksen mallintamisessa on kyse tunnetun fysiikan soveltamisesta monimutkaiseen systeemiin riittävän tarkasti.
Onneksi ilmastotutkijoiden vuosikymmeniä esitetyt varoitukset otetaan viimein julkisuudessa todesta, ilmastonmuutos kun on eräs suurimpia ihmiskuntaa vastassa olevia uhkia.
Mitä suurten yhtenäisteorioiden tutkimisen hedelmällisyyteen tulee, kuten merkinnässä kirjoitin, niistä kumpusi inflaatio, joka on ennustanut havaintoja erittäin onnistuneesti.
Standardimallin 18-26 parametrista (https://spinor.info/weblog/?p=6355) suurin osa liittyy generaatioiden heikkoon kytkentään, ja vain yksi parametri liittyy vahvaan vuorovaikutukseen, eli sen kytkentävoimakkuus g3. Onko yritetty sellaisia sähköheikon teorian yleistyksiä jotka pyrkisivät selittämään generaatioiden lukumäärän ja niiden heikot kytkennät, mutta jättävät vahvan vuorovaikutuksen teorian ulkopuolelle? Motivaationa siis olisi parametrien vähentämisen ekonomia.
Ei parametreja noin voi laskea. Suurin osa parametreista liittyy massoihin ja kvarkkien sekoittumiseen. Heikkon vuorovaikutuksen kytkentään liittyy kaksi parametria, vahvaan yksi.
En tiedä, onko mitään malleja, missä tutkittaisiin sähköheikkoa vuorovaikutusta ilman vahvaa ja samalla sukupolvien määrää – luultavasti, kaikenlaista kun on tehty.
Kyllä, mutta tarkoitin siis liittää ne sekoitusparametrit sähköheikkoon, koska se toinen vaihtoehto (vahva vuorovaikutus) ei kytke sukupolvia toisiinsa.
Onhan se niinkin. (Sähköheikko vuorovaikutushan on siis konsistentti minkä tahansa sukupolvien määrän kanssa, sille ei ole mitään teoreettista rajoitusta.)
Mehän tiedämme yhden standarditeorian suuren vaikeuden. Se ei selitä baryonigeneesiä, eli miksi ainetta on enemmän kuin antiainetta. Tai selittää mutta heikosti. Esim kokeissa CP rikko sähköheikkovoimassa up to 13% (voi olla nykyään jo isompikin). Myös kromodynamiikassa tulisi olla vastaava CP violaatio, sitä ei kuitenkaan ole nähty (vahva CP-ongelma).
Saharovin ehdot: baryoniluvun muuttuminen, CR ja CPR symmetrian rikkoutuminen ja poikkeama termisestä tasapainosta. Kun standarditeoria selittää nämä vain heikosti, niin aikoinaan toivo laitettiin näiden superraskaiden X ja Y bosonien hajoamiseen ja siten baryoni- ja leptonilukujen muuttumiseen.
Toisaalta kysymysmerkki on miksi nykyisen Higgsin kentän arvo on mitätön vaadittuihin muiden Higgsin kenttien arvoon 10^16 GeV, eli hierarkiaongelma. Voitko valaista näitä lisää?
Tässä onkin useita asioita.
Hierarkiaongelma on suurten yhtenäisteorioiden aiheuttama ongelma. Suosituin yritys sen ratkaisemiseen on supersymmetria, joka rajaa Higgsin massaan tulevan korjauksen supersymmetrian rikkoutumisskaalaan. Tämä ei kuitenkaan selitä sitä, miksi alun perin teoriassa on kaksi eri skaalaa eri Higgseille.
Baryogeneesiin on tosiaan suurissa yhtenäisteorioissa paremmat ainekset. (Itse asiassa Standardimallissakin sähköheikkoa skaalaa korkeammilla lämpötiloilla baryoniluku ei säily, kaksi muuta ehtoa vain valitettavasti eivät toteudu tarpeeksi vahvasti.)
SISU = SamperinIsoSepustusUniversumista
SISU = SotemainenInnokkuusSorsiaUudistuksia