Arkisto
- marraskuu 2023
- lokakuu 2023
- 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
- 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
- helmikuu 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
Mittaamaton sekunti
Maailmankaikkeuden historia tunnetaan havaintojen puolesta varsin hyvin sekunnista eteenpäin. Vaikka ensimmäinen sekunti on inhimillisesti mitattuna lyhyt aika, sen aikana voi kosmologisesti tapahtua paljon. Esimerkiksi jos aksioneja on olemassa ja aksionisäikeitä muodostuu, niiden koko elämänkaari mahtuu muutamaan ensimmäiseen mikrosekuntiin.
Kosmologit hahmottavat varhaisen maailmankaikkeuden vaiheita ennemmin energian kuin ajan kautta. Koska maailmankaikkeus laajenee, varhaisempina aikoina aineen energiatiheys (energia jaettuna tilavuudella) oli isompi. Energiatiheys kertoo, mikä on hiukkasten ja niiden välisten reaktioiden tyypillinen energia.
Energialle on yläraja – inflaation energiaskaala oli korkeintaan 10^19 kertaa niin iso kuin energiaskaala ensimmäisen sekunnin aikaan ja 10^28 kertaa niin iso kuin nyt. Jos energiaskaala olisi ollut korkeampi, inflaation aikana syntyneet gravitaatioaallot olisivat niin vahvoja, että ne olisi jo havaittu.
Ensimmäinen sekunti saattaa siis pitää sisällään yli miljardi miljardia kertaluokkaa energioita. Mitä korkeammissa energioissa ollaan, sitä nopeammin maailmankaikkeus laajenee, ja sitä nopeammin energia laskee. Mutta reaktiot vastaavasti tapahtuvat sitä kiivaammin, mitä isompi energia on, joten lyhyeen ajanjaksoon sisältyy sitä enemmän tapahtumia.
Fysiikan tutkimuksessa on tähän mennessä tullut vastaan uudenlaisia ilmiöitä korkeampiin energioihin päästessä. Atomiytimien energiaskaala on noin miljoona kertaa isompi kuin molekyylien ja atomien; protonien ja neutronien energiaskaala on noin kymmenen-sata kertaa isompi kuin ytimien; ja korkein tunnettu energiaskaala, joka liittyy Standardimallin sähköheikkoon vuorovaikutukseen, on siitä tuhatkertainen.
CERNin LHC–kiihdytin kurkottaa sähköheikkoa skaalaa sata kertaa korkeampiin energioihin, ja yleisesti odotettiin, että se (ja jo LHC:tä edeltäneet kiihdyttimet, kuten Fermilabin Tevatron) veisi meidät tuntemattoman fysiikan äärelle, mutta tässä on kohdattu pettymys. Energian kasvattaminen kiihdyttimissä kymmen- tai satakertaiseksi vaatii vuosien panostuksen yhä kehittyneempiin laitteisiin. Varhaisessa maailmankaikkeudessa kaikki käydään läpi sekunnissa, mutta ongelmana on se, että havaintojen puolesta ollaan täysin sen varassa, mitä meille jää mitattavaksi.
Ensimmäisen sekunnin rajapyykki tunnetun ja tuntemattoman välillä määräytyy siitä, että silloin alkaa tapahtumasarja, jossa protonit ja neutronit yhtyvät kevyiksi atomiytimiksi, joiden suhteelliset määrät voi nykypäivänä mitata. (Ottaen huomioon sen, miten niitä on myöhemmin rikottu ja koottu tähdissä.) Sen sijaan esimerkiksi mikrosekunnin aikaan tapahtunut kvarkkien yhtyminen protoneiksi ja neutroneiksi ei luultavasti jätä tarpeeksi isoja kosmologisia jälkiä, että pystyisimme niitä erottamaan, vaikka tapahtuma on pystytty toistamaan kiihdyttimissä.
Tavallaan kolme neljästä kosmologian isosta kysymyksestä koskee varhaisten tapahtumien jälkiä. Pimeä aine, näkyvän aineen ja antiaineen epäsuhdan synty, ja rakenteen siemenet (jotka inflaatio selittää) ovat kaikki jäänteitä muinaisilta ajoilta. (Neljännen ison kysymyksen, maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen, kohdalla ei olla niin varmalla maaperällä, että osattaisiin sanoa, liittyykö sen selitys varhaisen maailmankaikkeuden tuntemattomiin tapahtumiin.)
Lisäksi erilaisiin teoreettisiin ideoihin liittyy ennustuksia uudenlaisista merkeistä, joita ei ole vielä havaittu. Tällä hetkellä huomio on kiinnittynyt muinaisten aikojen gravitaatioaaltoihin, joita voi syntyä Higgsin kentän kuplista, aksionisäikeistä, tai muista tapahtumista. Gravitaatioaaltojen hyvä puoli on se, että koska ne vuorovaikuttavat niin heikosti, ne eivät syntynsä jälkeen juuri häiriinny maailmankaikkeuden tapahtumista, ja kantavat siksi ikuisuuteen tietoa kaikesta mitä on koskaan tapahtunut. Huono puoli on se, että koska gravitaatioaallot vuorovaikuttavat niin heikosti, niitä on vaikea havaita.
Kosmologien näkökulmasta ensimmäinen sekunti on mittaamaton alue, joka kätkee uumeniinsa vastaukset kysymyksiin maailmankaikkeuden koostumuksesta ja rakenteista, ja josta meillä on ristiriitaisia ja vajaita teoreettisia karttoja.
24 kommenttia “Mittaamaton sekunti”
Vastaa
Vinot kuvat
Yksi tämän vuoden odotetuimpia kosmologisia havaintoja on tutkimusryhmän Dark Energy Survey (DES) ensimmäisen kolmen vuoden tulokset. DESin jäsen Elisabeth Krause puhui niistä viime viikolla etänä Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarien sarjassa.
DES otti vuosina 2013-19 Chilessä Andeissa olevalla teleskoopilla kuvia galakseista. Ensimmäisen kolmen vuoden aikana se mittasi yli sadan miljoonan galaksin paikat ja muodot. Projektin pääasiallinen tarkoitus on selvittää, vastaavatko havainnot yksinkertaisimman pimeän energian mallin eli tyhjön energian ennustuksia.
Tyhjön energiaa on esitetty maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen selitykseksi 1990-luvun puolivälistä alkaen, ja havainnot ovat lähes kokonaan sopineet sen ennustuksiin. Tervetulleeksi ongelmaksi on kuitenkin noussut se, että kosmisesta mikroaaltotaustasta päätelty arvo maailmankaikkeuden laajenemisnopeudelle on hieman pienempi kuin läheisistä supernovista suoraan mitattu arvo.
Koska kosmologisten havaintojen analysoimisessa on vaikea varmistaa, että kaikki mahdolliset virhelähteet on otettu kunnolla huomioon, kahden havaintotavan ristiriidan ratkaisemiseksi on tärkeää verrata kolmannenlaiseen havaintoon. Galaksien paikat ja muodot ovat hyvä kolmas tie, koska niihin vaikuttavat tekijät tunnetaan hyvin, galakseja on paljon ja niitä on helppo havaita.
Krausen esitys havainnollisti sitä, miten monipolvisia nykyiset analyysit ovat, ja miten paljon vaivaa virheiden ruotimiseen nähdään. Yksi merkittävä mahdollinen virheiden lähde liittyy ihmisten tapaan hyväksyä helpommin sellaisia vastauksia, jotka ovat sopusoinnussa aiemmin tunnetun kanssa. Fysiikassa tämä voi johtaa siihen, että virheitä etsitään hanakammin silloin, kun tulokset poikkeavat mallin ennusteista. Vastaavasti jos kaikki näyttää vastaavan odotuksia, virheitä saatetaan jättää etsimättä.
Tämän välttämiseksi on yhä tavallisempaa, että havainnot analysoidaan sokkona, niin että tutkijat itsekin näkevät tulokset vasta kun analyysi on valmis. DESin tapauksessa sen mittaamiin asioihin kuten maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen lisätään sattumanvaraisesti luku, joka paljastetaan vasta kun on päätetty mitä kaikkia virheitä otetaan huomioon ja ratkaiseva analyysi on tehty.
Maailmankaikkeuden laajeneminen vaikuttaa siihen, kuinka paljon galakseja muodostuu ja miten ne ovat jakautuneet. Mitä nopeammin avaruus laajenee, sitä vaikeampi tiheiden alueiden on romahtaa galakseiksi. Lisäksi, mitä nopeammin avaruus laajenee, sitä kauemmas galaksit ovat meistä etääntyneet. Tämä etäisyys vaikuttaa siihen, miten niiden muodot vääristyvät valon taipumisen takia, minkä selvittämisessä DES on omimmillaan.
Ensimmäinen yleisen suhteellisuusteorian kokeellisesti testattu ennustus oli se, että gravitaatio vaikuttaa valon kulkuun. Kun valon taipuminen Auringon lähellä mitattiin vuoden 1919 auringonpimennyksen aikaan, yleisestä suhteellisuusteoriasta tuli tiedeyhteisössä hyväksytty, ja sen pääasiallisesta kehittäjästä Albert Einsteinista tuli tiedejulkkis. Kuten fysiikassa usein käy, tämä gravitaatiolinssi-ilmiö on siirtynyt teorian testaukseen käytetystä ainutlaatuisesta kokeesta jokapäiväiseksi työkaluksi.
Jos tarkalleen meidän ja valonlähteen välissä on iso massakeskittymä, kohteen kuva voi vääristyä kokonaan. Tätä kutsutaan vahvaksi gravitaatiolinssi-ilmiöksi. Tämä on poikkeuksellista, koska yleensä taivaalla näkyvät massat eivät ole sopivasti linjassa. Mutta koska ainetta on joka paikassa, kaikkien näkemiemme kosmisten kappaleiden kuvat ovat hieman vinoutuneita. Tätä kutsutaan heikoksi gravitaatiolinssi-ilmiöksi, ja se on yksi kosmologian merkittävimpiä uusia havaintoväyliä.
Jos galaksi olisi tismalleen pyöreä, niin heikon gravitaatiolinssi-ilmiön takia se puristuisi yhdestä suunnasta ja venyisi toisesta noin prosentin verran. Koska galakseilla on erilaisia muotoja ja näemme niitä eri kulmista, tätä ellipsiksi vääntymistä ei yksittäisen galaksin kohdalla voi erottaa (toisin kuin vahvaa gravitaatiolinssi-ilmiötä). Se tulee näkyviin vasta kun tarkastellaan isoa määrää galakseja ja katsotaan, mihin suuntaan ne ovat keskimäärin kallellaan. DES määrittää myös galaksien etäisyydet vain tilastollisesti, ei kaikille yli sadalle miljoonalle kohteelle erikseen.
DES pitää kirjaa galaksien kasautumisesta, muodon vinoutumisesta, ja näiden kahden riippuvuudesta toisistaan. Ensin koeryhmä tarkistaa, antavatko kaikki kolme havaintosarjaa yhtäpitävät tulokset laajenemisnopeudelle ja muille suureille, ja tämän toteamisen jälkeen ne yhdistetään isomman tarkkuuden saamiseksi. Osassa DESin havaintoja lähellä olevat galaksit näyttävät kasautuvan vahvemmin kuin muiden havaintojen perusteella odottaisi; tässä on luultavimmin kyse jostain niiden analyysiin liittyvästä ongelmasta.
Analyysiä oli tekemässä yli 200 ihmistä, ja se kesti noin neljä vuotta – kauemmin kuin datan kerääminen. Tulosten raportoiminen vei 29 artikkelia, satoja sivuja siis. Kuten nykyään lähes aina, oikean datan analysoimista edelsi suuri määrä simulaatioita, joilla testattiin, että menetelmät toimivat kuten pitää.
Pitkän työn tuloksena on se, että kaikki sopii yhteen kosmisen mikroaaltotaustan kanssa. Aiemmin vaikutti siltä, että galaksien kasaantuminen olisi heikompaa kuin mitä kosmisen mikroaaltotaussa näkyvien rakenteen siementen perusteella pitäisi. Ilmeisesti kyse oli kuitenkin vain sattumasta, koska näissä tarkemmissa havainnoissa ei tällaista eroa näy. Mitä laajenemisnopeuteen tulee, kun DESin laittaa yhteen kosmisen mikroaaltotaustan kanssa, ristiriita supernovahavaintojen kanssa on nyt entistä jyrkempi.
Olen usein kirjoittanut väitetyistä, vihjatuista ja todellisista löydöistä, mutta niille pohjan luo huolellinen työ, jossa tarkennetaan jo tunnettua ja kehitetään menetelmiä löytämättä mitään uutta.
DES setvii parhaillaan lähellä olevien galaksien kasautumiseen liittyvää poikkeamaa, sekä analysoi kuusivuotiskauden jälkimmäisen kolmen vuoden havaintoja. Seuraava iso askel heikkojen gravitaatiolinssien ja pimeään energiaan liittyvien mittausten saralla on Euroopan avaruusjärjestö ESAn satelliitti Euclid, jonka odotettu taivaaseen nousemisen ajankohta on juuri siirtynyt ensi vuoden loppupuolelta vuoden 2023 alkupuolelle.
28 kommenttia “Vinot kuvat”
-
Martti V sanoo:
Onko universumin laajenemista tutkittu pienemmillä mittakaavaoilla kuten galaksien sisällä?
-
Syksy Räsänen sanoo:
Avaruus ei laajene galaksien sisällä, eikä muissakaan yhteen sidotuissa rakenteissa kuten galaksiryppäissä.
-
pösilö sanoo:
”jopa ihmiskeho laajenee, avaruuden mukana”
-
Kaikkea Tekniikan Maailmaan kirjoitettua ei kannata uskoa.
-
Jani sanoo:
Jos kyseessä on uusi teoria niin ei kai sitä noin vain voi sanoa ettei siihen tule uskoa? Eikö tämä ”normi” laajeneminenkin ole vain teoria jota ei täysin ole pystytty oikeaksi osoittamaan vai miksi näitä kilpailevia teorioita tulee?
-
En kommentoinut tieteellistä teoriaa, vaan Tekniikan Maailmaa. Tämä riittäköön tästä.
-
Tähän villiin teoriaan viitattu https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac2fad
-
Ei tästä nyt sen enempää.
-
-
-
Jarkko sanoo:
Onko niin, että gravitaatio estää avaruuden laajenemisen galaksien sisällä ja muissa sidotuissa rakenteissa?
-
Kyllä. Varhaisessa maailmankaikkeudessa kaikkien alueiden laajenemisnopeus on sadastuhannesosan tarkkuudella sama, mutta hiljalleen ylitiheiden alueiden laajeneminen hidastuu keskivertoa enemmän (koska gravitaatio vetää niiden ainetta puoleensa keskivertoa enemmän).
Jossain vaiheessa gravitaation hidastava vaikutus on niin iso, että alue lopettaa laajenemisen ja alkaa romahtamaan. Yleensä pyöriminen pysäyttää romahduksen (kuten galakseissa), mutta tarpeeksi isosta ylitiheydestä voi syntyä musta aukko.
-
Erittäin mielenkiintoista. Kiitos selvennyksestä!
-
-
-
Eli big rip skenaario ei ole realistinen?
-
Se on yksi mahdollisuus, mutta ei kuvaa nykytilannetta, eikä tässä ollut kysymys siitä.
-
Repeytymisessä pitäisi pimeän energian voittaa gravitaatio. Vaikeaa kuvitella että se olisi mahdollista.
-
Repeytyminen on ilmiö, joka tapahtuu sellaisissa pimeän energian malleissa, joissa pimeän energian energiatiheys kasvaa rajatta maailmankaikkeuden laajetessa. Ei ole mitään erityistä todisteita eikä teoreettisia perusteita odottaa, että tällaiset mallit kuvaavat todellisuutta, ne ovat vain yksi mahdollisuus.
-
-
-
-
-
voisiko olla niin, että avaruuden romahtaminen on jo alkanut jossain päin menneisyydessä ja tämä romahduksen paine saa meidän näkemämme osan avaruutta näyttämään ikäänkuin laajentuvalta? Tämä selittäisi sen, miksi menneisyydessä entropia on alhainen.
-
Ei.
-
entä jos avaruus lähtökohtaisesti käpristyy nurinpäin? eikä olekkaan täysin laakea – ja välimatkan lisääntyessä massa erkanee kiihtyvästi.
-
Kiihtyvän laajenemisen mahdollisista syistä, ks. http://www.tiede.fi/blogit/maailmankaikkeutta_etsimassa/kolmen_vaihtoehdon_mysteeri
-
-
-
-
Jari Toivanen sanoo:
Onko olemassa jokin raja, minkä suuruinen/tiheyksinen tuon sidotun rakenteen on oltava, jotta sen gravitaatio riittää pysäyttämään avaruuden laajenenmisen?
-
Se riippuu alueen muodosta, mutta karkea arvio on, että alue lopettaa laajenemisen kun sen tiheys on noin kuusi kertaa keskitiheys.
-
-
Onko varteenotettavaa tutkimusta, että pimeän energian määrä olisi muuttunut universumin historian aikana? Universumin laajeneminen alkoi kiihtyä joitakin miljardeja vuosia sitten. Onko se selitettävissä pelkästään gravitaation vaikutuksen heikkenemisellä, kun galaksijärjestelmät olivat erkaantuneet tarpeeksi kauas?
-
Sitä mahdollisuutta, että pimeän energian energiatiheys muuttuu ajan kuluessa on tutkittu paljon. Ainakaan toistaiseksi havainnoista ei ole löytynyt mitään tukea tälle.
Kiihtyvän laajenemisen mahdollisista syistä, ks. https://www.tiede.fi/blogit/maailmankaikkeutta_etsimassa/kolmen_vaihtoehdon_mysteeri
-
-
Voiko pimeä energia olla inflaatiota ajanut kenttä?
-
Onhan se mahdollista. Tällaisia malleja tutkitaan jonkun verran.
-
-
Milenkiintoista. Näyttää siltä, että tilastotiede (stokastinen) on tulossa yhä enemmän mukaan tähtitieteeseen, joka nojautuu (deterministiseen) fysikaaliseen mallintamiseen maailmasta. Onko olemassa astronomisen tilastotieteen tutkimusryhmiä ja julkaisusarjoja? Mitkä ovat suurimmat keksinnöt, mitä tähtitieteessä on tehty, jotka nojautuvat tilastotieteeseen?
-
DES on ennemmin kosmologiaa kuin tähtitiedettä. Siinä ei olla kiinnostuneita galakseista sinällää, vaan siitä mitä niiden avulla voidaan sanoa maailmankaikkeudesta kokonaisuutena.
Ei ole erillistä ”astronomista tilastotiedettä”. Tilastolliset menetelmät ovat keskeinen osa kaikkia kokeellisen fysiikan aloja.
-
Gc sanoo:
Minä olen huomannut tuon saman että tähtitieteessä käytetään stokastisia prosesseja. Näihin aika vaativiin matemaattisiin välineisiin kyllä voi tarvita erityisasiantuntemusta. Tämä linkki saattaa olla relevantti. https://en.wikipedia.org/wiki/Astrostatistics
-
Tuo sekunnin mittatolppa on tärkeä myös eräästä muusta syystä, eli neutriinothan rupesivat tuossa vaiheessa jo palelemaan niin että lakkasivat leikkimästä toisten hiukkasten kanssa. Eli muodostui tuo neutriinotaustasäteily, joka teoreettisesti laskettuna täyttää kosmoksen noin 1,95 Kelvinissä. Teknisesti tuon säteilyn suora toteaminen lienee toistaiseksi täydellisen mahdotonta (onhan energistenkin neutriinojen tutkiminen erittäin hankalaa). Käsittääkseni teoreettisesti tuolla neutriinotaustasäteilyllä pitäisi kuitenkin olla myös jonkinmoiset (havaittavat?) vaikutukset esim kosmiseen taustasäteilyyn kuin myös teoriaan nukleosynteesistä.
Eli kosmisia taustaneutriinoja pitäisi periaatteessa olla myös havittavissa (nehän vuorovaikuttavat niin heikosti, että mihinkä olisivat siis kadonneet ja niitä on viittä vaille pirustas). Aikoinaan 5-6 vuotta sitten lähdettiin toisella asialla soitellen sotaan tiedottamalla inflaation aikuisista mikroaalto-taustasäteilyn polarisaatiosta (BICEP2). Siitä flopista opittiin tiedottamisen varovaisuutta.
Siksi kysynkin, onko nyt edes menossa minkäänlaisia ”suoria” (eikä niin kauheasti yleisesti mainostettuja) kokeita tämän 1,95 K neutriino- taustasäteilyn toteamiseksi.
Tuo sekunti on rajapyykki juurikin neutriinoiden irtikytkeytymisen takia. Silloin neutroneiden ja protonien väliset reaktiot (joihin tarvitaan neutriinoita) eivät enää ole tasapainossa, joten neutronit hajoavat protoneiksi, ilman että uusia syntyy tilalle. Tämä vaikuttaa siihen, mikä neutronien ja protonien suhde kun kevyet ytimet alkavat muodostua noin kolme minuuttia myöhemmin.
Neutriinotaustan olemassaolo on tosiaan mitattu sekä kevyiden alkuaineiden pitoisuuksista että kosmisesta mikroaaltotaustasta. Varhaisina aikoina 41% maailmankaikkeuden kokonaisenergiatiheydestä on neutriinoissa, joten jos niitä ei olisi, laajenemisnopeus olisi erilainen.
On suunnitteilla koe nimeltä PTOLEMY, jossa pyritään havaitsemaan kosmista neutriinotaustaa. Yksi iso ongelma on se, että kokeeseen tarvittaisiin vähintään kilon luokkaa tritiumia, ja se on hyvin kallista (ja hyvin radioaktiivista ja hyvin vaikeasti käsiteltävää).
Jaahans, täältä näkyy löytyvän lisätietoa:
https://indico.cern.ch/event/917643/attachments/2055310/3447984/giachero.PTOLEMY.pdf
Tässä puhutaan 100 gr:sta Tritiumia ja tällä noin 10 tapausta vuodessa.
“PTOLEMY (Phase-2) • Full-scale experiment • 100 g of Tritium; • Relic neutrino telescope; • around 10 events/y expected”
Täällä perusteellisempi PDF : file:///C:/Users/Hessu/Downloads/PTOLEMY_A_Proposal_for_Thermal_Relic_Detection_of_.pdf
Näyttää olevan vielä alkutekijöissään koko projekti
Näitä erinäisiä tutkimuspapereita näkyy olevan googlettamalla useita (monen vuoden takaa).
Kensuke Akita puhui syyskuussa aiheesta Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarien sarjassa. (Puhe: https://unitube.it.helsinki.fi/unitube/embed.html?id=6ccf8a7c-3b8b-4de3-9b1b-89414321f0e0)
Mainitsemasi luvut tapahtumista/vuosi eivät yksinään kerro paljoa, koska pitää ottaa huomioon se, kuinka iso tausta on. Kensuka Akitan mukaan tarvitaan noin 10 kg tritiumia, jotta signaali nähtäisiin kohinasta. Mutta kuten sanot, koe on vasta suunnitteilla.
Heh, väitätkö totisella naamalla saavasi selvää Akitan ”englanninkielestä”? En oikein ymmärrä tällaista. Meillä valitetaan rallienglannista, mutta tämä on sama kuin aitosavolainen, joka ei koskaan ole kuullut Englannin sanaa, pantaisiin sitä puhumaan. Nämä (tiedemiehet) sentään opiskelevat vuosikausia ulkomaisissa yliopistoissa (Jenkeissä?). Itse luulin ymmärtäväni Englantia (asunut joskus Kaliforniassa). Mutta ei. Paras panna ääni pois ja lukea itse.
Kyllä. Eri puolilta maailmaa tulevilla tutkijoilla on erilaisia englannin kielen aksentteja ja osaamista. Fysiikkaa opiskellaan muuallakin kuin Yhdysvalloissa. Yksi osaamisensa on eri tavalla puhutun englannin seuraaminen.
avaruuden laajenemisesta; kuu erkaantuu maasta 3.8 cm/ vuosi – hubblen vakio on 380 000 km välimatkalla yhtä paljon. onko tämä sattumaa?
Kahden avaruuden pisteen, joiden etäisyys on 380 000 km ja jotka etääntyvät toisistaan maailmankaikkeuden keskimääräisellä laajenemisnopeudella, etäisyys kasvaa noin 30 km vuodessa, ei 3.8 cm.
Kuun kanssa tällä ei ole mitään tekemistä, Aurinkokunnassa (tai missään Linnunradassa) avaruus ei laajene.
Tämä riittäköön tästä.
tarkistin laskun; 71 km/s per megaparsek (3,08 x 10e19 km)
= 8,74x10e-13 km/s per 380,000 km
2,75 x 10-5 km
eli 2,757 cm/vuosi , ei suinkaan 30 km
Tokihan tohtoris mies osaa laskea näinkin yksinkertaisen laskutoimituksen?
avaruus laajenee myöskin pienillä mittakaavoilla; aurinkokunnassa laajentumisen kumoaa kappaleen (positiivinen käpristyminen)
Niinpä onkin. Avaruuden laajenemisen kanssa asialla ei kuitenkaan ole mitään tekemistä.
Energiaskaala taitaa muuttua inflaation aikana. Oliko tuo mainitsemasi maksimi madollinen alkutila (mikäli inflaatiolla on alkua)? Maksimi energia lienee noin tuhat kertaa alle plackin skaalan (noin 10^25eV).
Tosiaan.
Mainitsemani raja energiaskaalalle tulee siitä, että inflaatiossa syntyvien gravitaatioaaltojen korkeus on verrannollinen energiaskaalan neliöön. Gravitaatioaalloille taasen saadaan raja siitä, että niistä ei näy jälkeä kosmisessa mikroaaltotaustassa.
Kosmisessa mikroaaltotaussa näkyvät epätasaisuudet syntyvät inflaatiossa ajanjaksona, jonka jälkeen maailmankaikkeus laajenee noin tekijällä 10^(22) ennen inflaation loppumista. Sitä isompia epätasaisuuksia (jotka ovat syntyneet aiemmin) emme voi havaita, koska niiden koko on isompi kuin näkemämme osa maailmankaikkeudesta. Sitä paljon pienempiä emme ole vielä mitanneet, koska ne ovat sekoittuneet rakenteiden kehityksessä niin tehokkaasti. (Jonkun verran pienempiä on kyllä mitattu, ja vielä pienempiä tullaan mittaamaan teknologian ja analyysin koko ajan kehittyessä.)
On muitakin rajoja inflaation energiaskaalalle, erityisesti spektridistortioista (ks. https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/muisto-laheisesta-yhteydesta/) ja siitä, että mustia aukkoja ei ole syntynyt ainakaan enempää kuin mitä pimeää ainetta on olemassa.
OK, en lähde enempää kinaamaan Englannin kielestä. Tuossa ihan lopulla oli kysymysosio ja yksi kysyjä epäili 10 kilon tritiumin saamista (ja käsittelyä) täysin epärealistiseksi missään vaiheessa ja mikäli ymmärsin niin tästä oli itse esitelmöitsijäkin samaa mieltä.
Kyllä (kysyjä olin minä).
Vai oliko energiatiheys vakio inflaation aikana ajan suhteen? Voisiko gravitaatioallot paljastaa myös inflaation alkuvaiheen olemuksesta ja voisiko siinä tulla kvanttigravitaation efektit esiin?
Inflaation tunnetun osan aikana energiatiheys on melkein vakio, pienenee hitaasti.
Ei tiedetä, miten kauan inflaatio on kestänyt ennen tuota kosmisessa mikroaaltotaustassa näkyvää periodia. Eri malleissa inflaation kesto vaihtelee paljon, eikä meillä ole sen enempää teorian kuin havaintojen puolesta mitään tietoa inflaation alkuvaiheista. (Vaikka erilaisia ideoita siitäkin on esitetty ja tutkittu.)
Mikä esti maailmankaikkeuden ”vajoamisen” mustaan aukkoon alkuräjähdyksen alkuvaiheessa? Oliko inflaatio alkuvaiheessa niin voimakas/nopea, että aineen/energian tiheys laski alle kriittisen pisteen tai onko olettama, että gravitaatio ei vaikuttanut alkuräjähdyksen aikana?
Tätä kysytäänkin usein, pitäisi tehdä ehkä oma merkintänsä mustien aukkojen synnystä.
Musta aukko ei synny kun tiheys on iso (tarpeeksi massaa tilavuudessa) vaan kun on tarpeeksi massaa tietyn säteen sisällä. Mustien aukkojen tiheys voi periaatteessa olla mitä tahansa – mitä isompia ne ovat, sitä pienempi on tiheys.
Varhaisessa maailmankaikkeudessa inflaation jälkeen syntyy mustia aukkoja jos alueen tiheys verrattuna ympäristöön on tarpeeksi iso. (Tällöin ehto säteen sisällä olevasta massasta toteutuu aineen romahtaessa.) Tyypillisesti tarpeeksi tiheitä alueita on äärimmäisen vähän, mutta joissakin inflaatiomalleissa niitå on tarpeeksi, jotta mustia aukkoja syntyy merkittäviä määriä. Ks. https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/konservatiivisuuden-nokareet/
Vaikuttaako se, että alussa energiatiheys oli hyvin tasainen ja avaruuden kaatevuus lähellä nollaa?
Se, että energiatiheys on hyvin tasainen tosiaan vaikuttaa. Mitä isompia poikkeamia, sitä helpommin mustia aukkoja muodostuu.
Avaruuden kaarevuuden vaikutuksesta en osaa sanoa varmasti. Luulisin että jos kaarevuus olisi positiivinen, romahdus olisi helpompi, ja jos negatiivinen niin vaikeampi.
Sitten pieni kysymys spekulatiivista fysiikkaa, joska Syksy ei tunnetusti innostu, mutta minua on pitkään mietityttänyt Paulin kieltosäännön luonne varhaisessa maailmassa. Olisi mahdollista ajatella, että kosmisen inflaation kaltainen tilanne voisi syntyä, jos ensi syntyisi joukko fermioneja (tai ”protofermioneja”) ja vasta sen jälkeen tulisi voimaan Paulin kieltosääntö, joka ajaisi fermionit kauemmaksi toisistaan?
No, yllä olevaan en odota Syksyltä vastausta, mutta…
Onko mielekästä edes ajatella fermioneja ja Paulin kieltosääntöä erillisinä ilmiöinä? Eli onko maailmankaikkeuden alussa voinut olla spin-½-hiukkasia (tai niiden prototyyppejä) jo ennen kuin oli Paulin kieltosääntöä?
Ei.
Fermioneiksi kutsutaan hiukkasia, jotka noudattavat Fermi-Dirac-statistiikkaa, eli joille Paulin kieltosääntö pätee. Kvanttikenttäteorian perusrakenteesta seuraa, että (3+1 tai useammassa ulottuvuudessa) hiukkasten spin on puoliluku (eli 0, 1/2, 1, 3/2, 2, 5/2, jne.), ja että hiukkaset joiden spin on kokonaisluku ovat bosoneita ja muut fermioneita.
Tietysti voi olla, että varhaisessa maailmankaikkeudessa ainetta ei enää voi kuvata kvanttikenttäteorian keinoin, tai ulottuvuuksia on vähemmän. (2+1 ulottuvuudessa hiukkasten spin voi olla mikä tahansa reaaliluku.)
Kielentutkijan kommentti: Monien hiukkasten nimien monikon partitiivimuodoissa tuntuu usein ongelmalliselta päättää, onko partitiivin tunnus sillpin kova eli -ta/tä vai pehmeä eli -ja/jä. ”Muinaissuomessa” asian määräsi sanan edeltävien tavujen lukumäärän pariteetti: parillistavuinen nomini vaati pehmeän tunnuksen ja paritontavuinen kovan. Säännönmukaisuutta voi soveltaa nykysuomessakin, jolloin saa paremmalta kuulostavan partitiivimuodon:
fer-mi-o-ne-ja, fo-to-nei-ta
Kiitos, yritän muistaa.