Aarrekartan kertomaa
Kun maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen havaitsemisesta myönnettiin vuonna 2011 Nobelin palkinto, Ruotsin kuninkaallinen tiedeakatemia totesi taustamateriaalissa, että siitä (kenties) vastuussa oleva pimeä energia on fysiikan ehkä suurin arvoitus.
Iso kysymys on se, onko kyseessä tyhjään tilaan liittyvä energia. Se olisi outoa, mutta ainakin kyse olisi jostain mikä tunnetaan. Jos havainnot osoittaisivat, että pimeän energian energiatiheys (energian määrä kuutiometrissä) ei ole aina sama, se ei voi olla tyhjän tilan energiaa. Tämä olisi ainakin yhtä suuri löytö kuin avaruuden laajenemisen kiihtyminen.
Huhtikuussa DESI-tutkimusryhmä julkisti DESI-teleskoopin ensimmäiset havainnot, jotka vihjasivat siitä, että energiatiheys muuttuu ajassa. Viime keskiviikkona DESI-ryhmän jäsen Sesh Nadathur Portsmouthin yliopistosta Iso-Britanniasta puhui Helsingin yliopiston kosmologiaseminaarien sarjassa uusista tuloksista, jotka julkistettiin juuri puhepäivänä. (Sesh oli yhdeksän vuotta sitten postdoc-tutkijana Helsingissä.) Nyt ryhmä on analysoinut teleskoopin ensimmäisenä vuonna tekemät havainnot.
DESI mittaa galaksien paikkoja ennennäkemättömän tehokkaasti ja tarkasti. Teleskooppi näkee galakseja noin 11 miljardin vuoden päähän – koska valo kulkee äärellisellä nopeudella, kun katsoo kauas, näkee menneisyyteen.
DESIn kolmiulotteinen galaksikartta kertoo sen, miten maailmankaikkeus on laajentunut. Yksi tapa on katsoa miltä varhaisessa maailmankaikkeudessa kulkeneiden ääniaaltojen jalanjäljet näyttävät. Osaamme laskea, että galaksien jakaumassa taivaalla pitäisi näkyä kehiä, joiden säde on nykyään noin 500 miljoonaa valovuotta: sekä kehän keskellä että reunalla on keskivertoa enemmän galakseja.
Nämä kehät venyvät ja pullistuvat sen mukaan, miten maailmankaikkeus laajenee, joten havainnoista voi päätellä, miten maailmankaikkeus on laajentunut.
DESI on nopeasti kerännyt maailman isoimman kokoelman näitä kehiä, ja se käyttää myös muita mittareita laajenemisnopeuden selvittämiseen. DESI-ryhmä on petrannut myös teoreettista mallintamista. Uudet tulokset vievät samaan suuntaan kuin huhtikuun osittaiset havainnot: pimeä energian energian tiheys ehkä muuttuu ajan myötä. (Tai sitten vastuussa ei ole pimeä energia.)
Aiemmin DESIn tuloksia arvosteltiin siitä, että suuri osa poikkeamasta näyttää tulevan galakseista, jotka ovat tietyllä etäisyydellä meistä – niistä saapuva valo lähti liikkeelle noin kuusi miljardia vuotta sitten. Jotkut esittivät, että tämä kenties viittaa siihen, että noiden galaksien analyysissä on ongelma. DESI on kuitenkin toistanut analyysin vaihtamalla niitä koskevat havainnot aiemman riippumattoman projektin havaintoihin, eikä tulos muutu merkittävästi.
Muutenkin analyysi vaikuttaa huolelliselta. Sen sijaan tilastollisesti tulos ei vielä ole vahva. Yksi ongelma on se, että toistaiseksi DESIn havainnot pitää yhdistää havaintoihin kosmisen mikroaaltotaustan epätasaisuuksista ja supernovien kirkkaudesta, ja eri tutkijaryhmät saavat supernoville erilaisia tuloksia analyysitavasta riippuen.
DESIn kolmen vuoden havaintoihin perustuvat tulokset julkistetaan maaliskuussa 2025. Havaintoja oli alun perin tarkoitus tehdä viisi vuotta, mutta nyt näyttää siltä, että projektia ehkä jatketaan seitsenvuotiseksi. Kun koko data on kerätty, sitä on niin paljon, että supernovia ei enää tarvita. Nykyiset tulokset voivat olla sattumaa tai systemaattinen virhe, tai ensimmäinen pilke mullistavasta löydöstä.
Euroopan avaruusjärjestö ESAn kosmologiasatelliitti Euclidin ensimmäiset tulokset julkaistaan nekin maaliskuussa 2025, mutta kosmologisesti merkittäviä havaintoja jouduttaneen odottamaan vuoteen 2026. Seshin mukaan Euclid ei saa DESIä kiinni kuin vasta vuosien päästä, jos koskaan, mitä tulee galaksien paikkojen mittaamiseen: DESI ehtii ensin.
Mutta toisin kuin DESI, Euclid mittaa galaksien paikkojen lisäksi myös niiden muotoja, ja nämä havainnot yhdistämällä se voi saada tarkempia tuloksia. Ainakin DESIn uudet tulokset antavat Euclidille maalin mihin tähdätä.
DESI tuli myös tuli lähelle tunnetun aarteen sijaintia: se melkein mittasi neutriinoiden massat. Maan päällä tehdyistä havainnoista on määritetty neutriinoiden massojen väliset erot, mutta ei massojen itsensä arvoja. Massojen erot yhteen laskemalla saadaan alaraja massojen summalle. Kun DESIn galaksihavainnot yhdistää Planck-satelliitin kosmisen mikroaaltotaustan havaintoihin, saadaan yläraja massoille, joka on vain 20% alarajaa isompi. Tämän raon umpeen kurominen ei kestäne kauan: jokin koe, kenties DESI tai Euclid, saa pian selville neutriinoiden massojen summan. Näin niistä tulee ensimmäiset hiukkaset, joiden massat on mitattu taivaalla eikä laboratoriossa.
6 kommenttia “Aarrekartan kertomaa”
Vastaa
Aaltojen muisti
Gravitaatioaallot nousivat nopeasti yhdeksi astrofysiikan ja kosmologian keskeisistä aiheista sen jälkeen, kun LIGO-tutkimusryhmä vuonna 2016 julkisti ensimmäiset suorat havainnot niistä.
LIGO/Virgo/KAGRA–laitteet ovat nähneet jo yli sata gravitaatioaaltoa, ja lisää havaintoja tehdään koko ajan. Kun fyysikot analysoivat signaaleja ja pohtivat miten ennustaa niitä he samalla hahmottavat paremmin millaisia ne ovat.
Esimerkki uudenlaisesta signaalista on gravitaatioaaltojen jättämät muistot, mistä Henri Inchauspé Heidelbergin yliopistosta puhui eilen Helsingin yliopiston kosmologiaseminaarien sarjassa.
Gravitaatioaallot ovat avaruuden värähtelyä, samaan tapaan kuin sähkömagneettiset aallot ovat sähkömagneettisen kentän värähtelyä. Gravitaatioaalto venyttää etäisyyksiä yhdessä suunnassa ja litistää niitä toisessa. Gravitaatioaallot ovat hyvin heikkoja (ellei satu olemaan aivan törmäävien mustien aukkojen tai neutronitähtien vieressä), eli etäisyyksien muutos on hyvin pieni.
Nykyiset havaintolaitteet koostuvat kahdesta kohtisuorasta putkesta. Kun gravitaatioaalto kulkee laitteen läpi, se muuttaa putkien pituuksia eri tavalla, koska ne osoittavat eri suuntaan. Muutaman kilometrin pituisissa putkissa tämä muutos on erittäin pieni, protonin halkaisijan tuhannesosan luokkaa, mutta kuitenkin mitattavissa.
Yksinkertaisimmassa tarkastelussa putkien pituus –tai siis avaruus, missä putket ovat– palaa ennalleen aallon mentyä ohi. Mutta kun syynää huolellisemmin, näkee että aallosta jää muisto sen mentyä ohi. Pituudet eivät palaa entiselleen, vaan avaruus jää hieman venyneeksi tai litistyneeksi. Se, että aalloista jää muisto ei ehkä ole outoa, kun ottaa huomioon, että ne jättävät mittalaitteeseen energiaa. Jos en eivät vaihtaisi energiaa mittalaitteen kanssa, niitä ei voisikaan havaita.
Gravitaatioaaltojen muistoa ei ole kunnolla otettu huomioon valtaosassa niistä tuhansista simulaatioista, missä on laskettu millaisia aaltoja mustien aukkojen ja neutronitähtien törmäyksissä syntyy. Ilman kunnollista ennustusta on vaikea etsiä signaalia.
Inchauspén ryhmä on paikannut tätä aukkoa. He ovat käyttäneet uusien tarkempien simulaatioiden tuloksia, missä gravitaatioaaltojen muisto on laskettu kunnolla, ja arvioineet miten sitä voi mitata.
Nykyiset mittalaitteet eivät pysty havaitsemaan aaltojen muistoa, koska ne on suunniteltu nopeasti muuttuvan aallon yksityiskohtien erottamiseen, ei hitaasti kertyvän muutoksen mittaamiseen. (Mahdollinen poikkeus olisi se, että tarkasteltaisiin yhden aallon sijaan monista aalloista vuosien aikana kasautuvaa muutosta.) Sen sijaan Inchauspé ja kumpp. tutkivat mahdollisuuksia ilmiön mittaamiseen LISA–satelliittikolmikolla.
LISAn on määrä nousta taivaalle kiertämään Aurinkoa vuonna 2035. Nykyiset maanpäälliset mittalaitteet havaitsevat sellaisten mustien aukkojen yhteensulautumisia, joiden massat ovat jotain muutamasta Auringon massasta noin sataan Auringon massaan. LISA sen sijaan näkee gravitaatioaaltoja, joita lähettävät galaksien keskustoissa lymyilevät jättimäisten mustien aukkojen parit, joiden massa on kymmeniä tuhansia tai miljoonia kertaa Auringon massa.
Näistä valtavista mustista aukoista on paljon havaintoja, vaikka –kuten edellisessä merkinnässä kirjoitin– ei täysin ymmärretä, miten ne ovat syntyneet. Niinpä tiedämme, että LISA havaitsee niiden lähettämiä gravitaatioaaltoja varmasti.
Nykyiset maanpäälliset havaintolaitteet LIGO/Virgo/KAGRA näkevät vain mustien aukkojen törmäyksen viimeisen sekunnin. Aiemmissa vaiheissa lähetettyjen gravitaatioaaltojen voimakkuus ja aallonpituus eivät mahdu niiden haarukkaan. LISA sen sijaan näkee gravitaatioaaltoja viikkojen tai kuukausien ajan. Muistoja –eli avaruuden pysyvää venymistä ja puristusta– kertyy koko siltä ajalta, kun gravitaatioaalto kulkee kohteen läpi, ja pidempi vipuvarsi auttaa signaalin erottamisessa.
Inchauspén ja kumpp. mukaan LISAn herkkyys riittää näiden muistojen havaitsemiseen. Mitattavien muistojen voimakkuus ja määrä riippuu siitä, millaisia mustat aukot ovat. Esimerkiksi mitä isompina mustat aukot aloittavat, sitä vahvempi on muistijälki ja sitä enemmän niitä on.
Muistot riippuvat myös siitä, kuvaako gravitaatiota yleinen suhteellisuusteoria vai joku sen lukuisista laajennuksista. Muistoilla voi siis testata yleistä suhteellisuusteoriaa, mutta tämän miettiminen on vasta alussa.
LISA näkee aikanaan paljon erilaisia signaaleja – ja paljon kohinaa. Gravitaatioaaltotutkijat eivät ole vielä valmiita, mutta onneksi on 11 vuotta aikaa laskea ennusteita ja valmistella data-analyysiä. Koska fysiikassa oppii vain tekemällä, samalla ymmärretään paremmin mitä kaikkea itse asiassa voikaan mitata ja mitä siitä voi päätellä.
28 kommenttia “Aaltojen muisti”
-
Täällä (helpohkoja) kysymyksiä/vastauksia LISAsta https://www.lisamission.org/all-questions-about-lisa/
-
Eikös Kuun aiheuttama muistijälki Maan vuorovesissä ole ihan huomattava, vaikka Maan pyöriminen lukittaisiin Aurinkoon? Sen gravitaatioaallon vaihe on niin hitaasti muuttuva, että muutosrintama ehtii aiheuttaa paljon.
-
Näin maallikkona minua on ihmetyttänyt se, että ensimmäistä gravitaatioaaltoa etsittiin vuosikymmeniä. Kun saatiin ensimmäinen varma tärppi, niin löytyjä alkoi tulla heti lisää. Menikö se jotenkin siten, että ensin haettiin suurella kammalla (toivotaan toivotaan tyyliin) ja kun tärppäsi, niin laitteistoja pystyttiin sen perusteella sitten kalibroimaan tarkemmaksi ja sen takia nyt tulee havaintoja koko ajan kasvavassa määrin?
-
Gravitaatio ja gravitaatioaallot ovat siis informaation kantaja siinä missä sm-aallotkin. Kertoo ma:n sisällä olevan massan määrän, sijainnin ja sen kiihtyvän liiketilan vaikka määritelmän mukaan ma:n sisältä ei pitäisi tulla mitään informaatiota ulkopiuolelle, eikö vaan?
-
https://arxiv.org/pdf/2311.01300
Central to realising LISA’s discovery potential are waveform models, the theoretical and phenomenological predictions of the pattern of gravitational waves that these sources emit. This white paper is presented on behalf of the Waveform Working Group for the LISA Consortium. It provides a review of the current state of waveform models for LISA sources, and describes the significant challenges that must yet be overcome.Eli tuleeko taas olemaan “etukäteiskirjasto” johonka muuten (ilmeisen) erinomaisen monimutkaista dataa sitten käytännössä verrataan?
-
Jos vaikkapa Maan nykyisen sijainnin paikkeilla aika-avaruudessa on joskus tapahtunut mustien aukkojen törmäys ja siitä on syntynyt valtava aalto, joka jätti muiston, onko mahdollista, että tämä kohta avaruudesta on pysyvästi ja olennaisesti litteämpi kuin sen naapurusto? Silloinhan alueen läpi kulkevat kappaleet litistyisivät hetkellisesti ja palaisivat ennalleen siltä poistuttuaan.
-
”Se, että aalloista jää muisto ei ehkä ole outoa, kun ottaa huomioon, että ne jättävät mittalaitteeseen energiaa. Jos en eivät vaihtaisi energiaa mittalaitteen kanssa, niitä ei voisikaan havaita.”
Purkautuuko tuo mittalaitteisiin siirtynyt energia lämpöliikkeenä tai -säteilynä, vai jonakin muuna energialajina? Tulee mieleen yleinen aaltoliike ja väliaineen viskositeetti, mutta enpä ala pyörittelemään spekulaatioita 🙂
-
Eikö yksittäisen aallon muiston säilyminen koko ajan aaltoilevassa lammikossa ole utooppinen ajatus? Pitäisi kai olla jonkun ajankohdan tilanteen säilövä elementti kuten taustasäteily tms jotta hetken esiintyvä jälki ei häviäisi alati jatkuvassa väreilyssä.
-
Gravitaatioaaltotausta muokkaa jatkuvasti kohinamaisesti jälkiä, jotka häviävät. Uskoisin että voimakkaat aallot jättävät suuremman jäljen joka säilyy läpi kosmoksen historian ns. avaruuden valuvikana. Voisiko jäljet muuttaa liikeratoja tai aiheuttaa gravitaatiolinssejä?
-
-
G-aallon jättämän muutoksen pysyvyys on mielenkiintoinen juttu. Muutos riippunee siitä mikä aallon vaihe ja voimakkuus on missäkin paikassa ollut, ja pysyvyys taas merkitsisi sitä että a-a:han jäisi pysyvät jähmettyneet g-aaltojäljet pallon muotoon lähtöpisteen ympärille.
Jos noita g-aaltomuutoksia voitaisiin lukea niin ne muodostaisivat eräänlaisen pysyvän koordinaatiston aika-avaruuteen, muutaman sellaisen avulla voitaisiin sijainti a-a:ssa määritellä kuten GPS-sateliiteilla sillä erolla että g-aaltojen kerran mentyä aktiivisia säteilijöitä ei enää tarvittaisi.
G-aallon jäljen paikallinen pysyvyys vaikuttaisi olevan a-a:n suhteellisuuden kanssa ristiriidassa.
Vastaa
Kasvun rajat
Viime viikolla Bastián Reinoso Helsingin yliopistosta puhui Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarien sarjassa mustiin aukkoihin liittyvästä ongelmasta: miten ne ovat paisuneet niin isoiksi niin nopeasti?
Monen galaksin ytimessä on hyvin massiivinen musta aukko. Niistä tuli maailmankuuluja, kun Event Horizon Telescope vuonna 2019 kuvasi galaksin M87 keskustan ja vuonna 2022 Linnunradan keskustan mustan aukon, ja kun Linnunradan mustan aukon löytäminen palkittiin Nobelilla vuonna 2020.
Linnunradan ja Galaksin M87 mustien aukkojen massat ovat neljä miljoonaa ja kuusi miljardia Auringon massaa. Niillä on ollut kauan aikaa kasvaa, Linnunrata kun on yli 13 miljardia vuotta vanha. Mutta tällaisia raskaan sarjan mustia aukkoja nähdään myös varhaisina aikoina.
Jo 1990-luvulla havaittiin hyvin massiivisia mustia aukkoja, jotka olivat muodostuneet maailmankaikkeuden ensimmäisen noin miljardin vuoden aikana. Laitteiden parantuessa niitä on nähty yhä aikaisempina aikoina. Viimeisimpänä ongelmaa on syventänyt vuonna 2021 laukaistu James Webb Space Telescope. Se on nähnyt monia mustia aukkoja, joista varhaisimman massa oli jotain kymmenestä miljoonasta sataan miljoonaan Auringon massaan jo maailmankaikkeuden ollessa 500 miljoonan vuoden ikäinen.
Joidenkin havaintojen tulkinnasta vielä kiistellään, mutta kokonaiskuva on selvä: varhaisina aikoina on odotettua enemmän odotettua isompia mustia aukkoja. Reinoso kävi läpi erilaisia mahdollisia selityksiä.
On yksi tapa tehdä mustia aukkoja, josta olemme varma: tähtien romahdus. Tähtien synnyssä kestää ensin noin sata miljoonaa vuotta, ja kun ne sitten ovat syntyneet, pitää odottaa että ne kuolevat. Ensimmäiset tähdet ovat hyvin erilaisia kuin nykyiset, koska niissä oli vain vetyä ja heliumia – raskaammat alkuaineet syntyvät myöhemmin tähtien ytimissä, räjähdyksissä ja törmäyksissä. Nämä tähdet ovat raskaita, kymmenen ja jokusen sadan Auringon massan väliltä, ja lyhytikäisiä – ne elävät vain miljoona vuotta. Kuollessaan ne valahtavat mustiksi aukoiksi.
Musta aukko voi sitten kasvaa ahmimalla lähellä olevaa ainetta, mutta kasvulla on rajansa. Mitä enemmän mustaan aukkoon virtaa ainetta, sitä isompi on tämän aineen säteilyn paine, joka puskee ainetta ulospäin ja estää sitä putoamasta. Tästä seuraa yläraja sille, miten nopeasti musta aukko voi ainetta kiskoa.
Tämän fyysikko Arthur Eddingtonin mukaan nimetyn rajan mukaan varhaisilla mustilla aukoilla kestää noin 30 miljoonaa vuotta kaksinkertaistaa massansa. Tämä on tuhottoman hidasta: 400 miljoonassa vuodessa tähden massa kasvaisi vain tuhatkertaiseksi, eli lopullinen massa olisi kenties tuhat tai kymmenentuhatta Auringon massaa, aivan liian vähän.
On erilaisia tapoja ylittää Eddingtonin raja. Esimerkiksi jos aine virtaa aukkoon eri suunnista kuin mihin säteily puskee, niin aukkoa voi syöttää nopeammin. Valitettavasti varhaisten mustien aukkojen ympärillä ei taida olla näin.
Päinvastoin, simulaatiot näyttävät että mustat aukot tyypillisesti kasvavat paljon hitaammin kuin mitä Eddingtonin raja sallisi, koska niiden ympärillä ei ole tarpeeksi ainetta. Mustat aukot vaeltavat syntygalaksissaan kaasupilvien läpi pysähtymättä, eivätkä ehdi ottaa matkalla suupalaa. Mustan aukon pitäisi olla vähintään kymmenen tuhannen Auringon massan kokoinen alun alkaenkin, jotta se saisi vedettyä ainetta tarpeeksi tehokkaasti.
Jos mustat aukot eivät voi kasvaa riittävän nopeasti, niin ainoa vaihtoehto on, että ne syntyvät isompina.
Yksi mahdollinen tapa tehdä isoja mustia aukkoja on törmäyttää monta tähteä yhteen. Jos tähtiä syntyy tiheään, ne voivat törmätä ja romahtaa suoraan tuhannen tai kymmenentuhannen Auringon massan massaiseksi mustaksi aukoksi.
Toinen mahdollisuus on se, että iso kaasupilvi romahtaa valtavaksi tähdeksi, jonka massa on jotain kymmenentuhannen ja miljoonan Auringon massan välillä, joka sitten pikaisesti romahtaa mustaksi aukoksi.
Ongelmana on se, että yleensä gravitaatio tiivistää kaasua monissa eri paikoissa ja synnyttää siksi useita pieniä tähtiä, ei yhtä jättiläistä. Tähdet syntyvät siten, että kaasu jäähtyy ja voi siksi tiivistyä gravitaation vetämänä. Jäähtymiseen tarvitaan molekyylejä, jotka voivat säteillä kaasun energiaa pois. Niinpä tähtien syntymistä voi rajoittaa siten, että alueella on paljon säteilyä, joka rikkoo molekyylit. Mutta tällaista säteilyä tulee vain tähdistä, joiden muodostumista on juuri tarkoitus estää.
Ristiriidan voi ratkaista siten, että säteily tulee galaksin kiekosta, ja musta aukko taasen syntyy galaksia kiertävässä satelliitissa. Kun kiekkoon muodostuu paljon tähtiä, niiden säteily estää satelliittia muodostamasta pieniä tähtiä. Reinoso on tutkinut tapahtumien kulkua simulaatioissa, ja näyttää siltä, että järjestely voi todella toimia, kunhan tällainen ympäristö löytyy.
Sitten pitää vielä saada massiiviset mustat aukot raahattua tarpeeksi nopeasti galaksin keskustaan, missä niitä havaitaan, eikä ole vielä selvää, miten tämä tapahtuu.
Kaikkiaan nämä selitykset vaikuttavat monimutkaisilta. Tämä ei tarkoita sitä, etteivätkö ne voisi olla oikein: jotkut asiat ovat monimutkaisia. Mutta voi myös olla, että mustat aukot eivät ole syntyneet tähtien kautta, vaan ennen niitä, ensimmäisen sekunnin aikana suoraan isoista aineen tihentymistä. Nämä muinaisia mustia aukkoja synnyttävät tihentymät saattavat olla peräisin kosmisesta inflaatiosta, kuten galaksien siemeninä toimivat paljon heikommat tihentymät. Olen itse tutkinut tätä vaihtoehtoa.
James Webb -avaruusteleskooppi on nähnyt myös ”pieniksi punaisiksi täpliksi” nimettyjä ilmiöitä, eli pieniä punaisia täpliä, jotka ovat hyvin kirkkaita ja hyvin kaukana. Ei vielä ymmärretä, mitä ne oikein ovat. On ehdotettu, että kyseessä on mustien aukkojen ympärille kertyneen aineen säteily. Jos tämä pitää paikkansa, isoja mustia aukkoja on varhaisina aikoina enemmän kuin mitä yllä mainitut tähtiin liittyvät selitykset ennustavat.
Tätä voisi pitää todistusaineiston palasena sen puolesta, että kyse on ennen tähtiä syntyneistä muinaisista mustista aukoista – tai sen, että tarvitaan parempia malleja siitä, miten kaasu ja tähdet varhaisina aikoina kehittyvät ja romahtavat. Varmaa on ainakin se, että koko ajan tarkentuvat havainnot osoittavat lähitulevaisuudessa suurimman osan nykyisistä selityksistä vääriksi.
11 kommenttia “Kasvun rajat”
-
Alun BB:ssa on vielä paljon avoimia kysymyksiä tutkittavaksi. Onko leptogeneesin olosuhteiden selvittäminen edistynyt? Voisiko primordiaaliset tihentymät mustien aukkojen protoiksi juontaa sinne asti?
-
Kaikki blogissa esitetyt vaihtoehdot supermassiivisten mustien aukkojen syntymiselle nojautuvat oletukseen, että maailmankaikkeuden ikä on vain 13,8 vuotta. Mainitsiko Reinoso ollenkaan sitä vaihtoehtoa, että kaikki alkoikin aiemmin (esim. 27 miljardia vuotta sitten) jolloin nyt havaittavien supermassivisten mustien aukkojen syntymiselle olisi ollut riittävästi aikaa?
-
https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/potkut-ylospain/
”Tuloksena oli, että potkujen kanssa mustia aukkoja syntyy satatuhatta kertaa enemmän kuin ilman niitä. Kvanttivärähtelyt hidastavat kentän kehitystä potkiessaan sitä taaksepäin, mikä puolestaan kasvattaa kvanttivärähtelyitä.
Mustia aukkoja tuottava inflaatio on yksi mahdollisuus monien joukossa, ja tuloksemme edistää sen ymmärrystä hieman.”Jotenkin panee itsellekin ”värähtelemään” että tutkimissanne ”värähtelyissä” voisi olla kosmistakin ”hytinää” tarpeeksi. Kun muuten selitysmallit näyttävät puskevan paikallaan, eli nykyteorian selitykset eivät ”selitä” eikä aika/energia riitä, niin on palattava sylttytehtaalle – eli inflaatioon ja nimenomaan sen hitaaseen vierimiseen. Inflaatiomallejahan lienee satoja – tässä yksi mitä mielestäni tulisi lisää tutkia. Tämä liian aikaisin/liian isoja -probleemihan tupsahti aivan yllättäen.
-
Onko kiertoliikeilmiöllä tai pikemminkin sen puutteella vaikutusta varhaisten suurten mustien aukkojen synnyssä? Kiertoliike on yleinen maailmakaikkeuden ilmiö mutta kehittynyt jonkin mittaisella viipeellä bb:n jälkeen. Planeettaakuntien ja tähtien kiertoliike, ja etenkin mustien aukkojen kertymäkiekot hidastavat aineen putoamista. Mikäli mustan aukon kehitys olisi saanut alkunsa ennen kaikenkattavan kiertoliikeilmiön yleistymistä niin putoamisliike voisi kai olla nopeampaa?
-
Onko varteenotettavaa että aikaiset mustat aukot kasvoivat pimeän energian avulla?
Vastaa
Laivamatka pimeälle puolelle
Viime viikolla Andrei Golutvin Iso-Britannian Imperial Collegesta ja CERNistä puhui Fysiikan tutkimuslaitoksen seminaarisarjassa CERNin uudesta kokeesta nimeltä SHiP eli Search for Hidden Particles, suomeksi siis piilotettujen hiukkasten etsintä. Golutvin on kokeen puhehenkilö.
Yksi fysiikan isoimpia kysymyksiä on se, mitä pimeä aine on. Jos pimeä aine ei ole mustia aukkoja, niin se koostuu toistaiseksi tuntemattomista hiukkasista. On satoja ehdotuksia siitä, millaisia nämä hiukkaset ovat (esimerkkejä täällä, täällä, täällä, täällä ja täällä).
Viime aikoina on yhä enemmän tutkittu sitä mahdollisuutta, että näkyvän aineen lisäksi ei ole vain yksi pimeän aineen hiukkanen, vaan kokonainen hiukkasfysiikan pimeä puoli, jossa on paljon hiukkasia ja vuorovaikutuksia, jotka ovat vain heikosti kytköksissä tunnettuihin hiukkasiin. Pimeä puoli saattaa liittyä siihen, miksi maailmankaikkeudessa on enemmän ainetta kuin antiainetta.
Toistaiseksi pimeä aine on havaittu vain gravitaation kautta, ja sen luonteen selvittämiseksi pitäisi löytää joko pimeän aineen hiukkanen tai jokin muu pimeän puolen hiukkasista. SHiP lähtee tähän jahtiin.
CERN hyväksyi SHiPin maaliskuussa, ja kokeen on tarkoitus aloittaa datan kerääminen vuonna 2031 tai 2032. Koe käyttää valmista SPS-kiihdytintä, jolla vuonna 1983 löydettiin W– ja Z– bosonit. Se on siksi hiukkasfysiikan hintaluokassa edullinen, 115 miljoonaa euroa.
Uusia hiukkasia etsitään iskemällä hiukkasia yhteen ja katsomalla mitä törmäyksissä syntyy. Tässä on kaksi oleellista tekijää: törmäysten energia ja määrä.
Mitä korkeampi energia, sitä raskaampia hiukkasia pystytään tuottamaan. CERN tunnetaan kenties parhaiten korkeisiin energioihin yltävästä LHC-kiihdyttimestä ja sen koeasemista ATLAS ja CMS, jotka löysivät Higgsin hiukkasen, hiukkasfysiikan Standardimallin viimeisen palan. (Tässäkin tapauksessa energian lisäksi törmäysten määrä oli tärkeä.)
Mutta jos hiukkaset vuorovaikuttavat hyvin heikosti tavallisen aineen kanssa, niiden syntyminen on epätodennäköistä ja havaitseminen vaikeaa, ja silloin törmäysten lukumäärä on energiaa tärkeämpää. Pimeän puolen hiukkaset ovat tällaisia.
SHiP hyödyntää SPS-kiihdyttimen yli jääviä protoneita. Protonit ohjataan kohteeseen, joka pysäyttää ne. Sen takana on 50 metriä pitkä kammio, jossa etsitään tiheästä kohteesta läpi päässeiden hiukkasten hajoamisia tai törmäyksiä.
Pimeän aineen hiukkanen on stabiili (muuten niitä ei olisi enää maailmankaikkeudessa), joten se ei hajoa, mutta muut pimeän puolen hiukkaset saattavat joskus hajota näkyviksi hiukkasiksi. Itseäni kiinnostaa eniten nuMSM–malli, jossa on kolme steriiliä neutriinoa. Niistä kevyin on pimeää ainetta, ja SHiPillä on hyvä mahdollisuus nähdä niistä kaksi raskaampaa.
Uusien hiukkasten lisäksi SHiP tutkii myös tunnettuja hiukkasia, joista taatusti saadaan tuloksia. Golutvin kutsui tätä kokeen rommia-ja-keksejä-osuudeksi (mukaillen englannin ilmaisua bread and butter, suomeksi kenties perus-). Neutriinot ovat Standardimallin huonoiten ymmärretty osa. Erityisesti tau-neutriinoja on nähty koko hiukkasfysiikan historian aikana vain 15 kappaletta, eikä sen antihiukkasia ole havaittu ainuttakaan.
SPS syöttää SHiPille tuhat miljardia protonia joka sekunti. Tau-neutriinoja ja niiden antihiukkasia syntyy niin vähän ja ne vuorovaikuttavat niin heikosti, että niitä jää SHiPin siivilään vain 3 500 vuodessa. Ei voi etukäteen sanoa, löytyykö tuntemattomia hiukkasia, mutta vähintään SHiP tekee rajoista niille tuhat kertaa nykyistä tiukempia.
SPS käynnistyi vuonna 1976, ja sen on määrä syytää protoneita SHiPpiin ainakin 15 vuotta, eli ainakin 2046 asti. Olisi huvittavaa, jos tämä tuolloin 70 vuotta täyttävä kiihdytinveteraani saisi haaviin uusia kevyitä hiukkasia, mutta raskaita hiukkasia tehokkaasti mylläävä LHC ei löytäisi mitään uutta perustavanlaatuista fysiikkaa.
20 kommenttia “Laivamatka pimeälle puolelle”
-
Millaisia rajoituksia hiukkasfysiikan pimeälle puolelle voidaa asettaa? Pimeä vetykaasu ja sitä virittävä pimeä valo vissiin voidaan olettaa, mutta mitään galaktisia rakenteita tuskin muodostuu? P.S. bread and butter kääntynee peruskauraksi.
-
Mitä voisi ajatella siitä, että uudessa tutkimuksessa ei saatu pimeän aineen mallia sopimaan kääpiögalaksien dynamiikkaan muuten kuin antamalla pimeän aineen hiukkasille muutakin vuorovaikutusta kuin gravitaatiota näkyvän aineen kanssa, jotta voisivat kiihdyttää ja laimentaa tavan aineen klimppiytymistä, jonka puute tutkimuksessa havaittiin?
Toinen kyssärini koskee neutriinomakujen massatiloja. Onko hyvät perustelu yhden massatilan nollamassaisuudelle se, että siten neutriinot pitävät vauhtinsa lähellä c, kun vuorollaan kukin oskilloi siihen vauhtiin, eikä koskaan yksikään pääse hidastumaan tiettyä määräänsä enempää, vaikka pari muuta massatilaa antaisivatkin alle c:n vauhdit?
-
Pimeää ainetta ei välttämättä tarvita jos aika-avaruus on alkuperäiseltä luonteeltaan täynnä satunnaisia rihmaisia valuvikoja, jotka eivät perustu mihinkään massalähteeseen tai mond teoriaan.
Vastaa
Minne olemme menossa?
Maa vetää Kuuta puoleensa, Aurinko Maa-Kuu-paria, Linnunradan keskusta Aurinkokuntaa. (Oikeasti on kyse siitä, että aine kaareuttaa aika-avaruutta, mutta tässä yhteydessä on helpompi puhua vetovoimasta.) Linnunrata on osa noin kymmenen miljoonan valovuoden kokoista paikallista ryhmää, jossa galaksit ja kääpiögalaksit kiertävät toisiaan. Mutta paikallinen ryhmä myös liikkuu kokonaisuutena – jokin kaukainen massakeskittymä vetää sitä puoleensa.
1980-luvulla havaittiin, että paikallisen ryhmän lisäksi muutkin galaksit liikkuvat samaan suuntaan. Ehdotettiin, että vastuussa on noin 200 miljoonan valovuoden päässä oleva rakenne, jolle annettiin nimeksi Great Attractor (suomeksi siis suuri puoleensavetäjä).
Periaatteessa on helppo selvittää, missä tuollainen massakeskus on: kun katsoo lähellä olevia galakseja, ne virtaavat kohti massan keskusta, mutta kun katsoo sen taakse, galaksit putoavatkin meitä kohti. Valitettavasti suuren puoleensavetäjän ehdotettu sijainti on Linnunradan levyn takana, mikä vaikeuttaa havaintoja.
Vuosikymmeniä kiisteltiin siitä, onko suurta puoleensavetäjää olemassa. Jotkut totesivat, että kappaleet virtaavat meistä poispäin, vaikka katsoisi väitetyn massakeskittymän ohi, ja että meitä vetää puoleensa vielä kauempana oleva Shapleyn superrypäs, joka on noin 700 miljoonan valovuoden päässä.
Kosminen mikroaaltotausta näyttää ja kosminen inflaatio ennustaa, että maailmankaikkeus on tilastollisesti samanlainen kaikkialla. Se tarkoittaa, että tarpeeksi isossa mittakaavassa joka puolella pitäisi olla yhtä paljon ainetta, joten gravitaatio vetäisi yhtä paljon eri suuntiin. Galaksien odottaisi siis liikkuvan vain keskisuuressa mittakaavassa: yhtenäisesti virtaavat alueet eivät voisi olla muutamaa sataa miljoonaa valovuotta isompia, ja virtausnopeuden pitäisi olla sitä pienempi mitä isommista alueista on kyse.
1980-luvulla mitattiin yksittäisten galaksien liikkumisnopeuksia. On muitakin tapoja selvittää, miten liikumme. Jos galaksien jakauma on samanlainen kaikkialla, niitä pitäisi olla yhtä paljon joka puolella. Mutta kun liikumme johonkin suuntaan, siellä olevat kohteet näyttävät olevan tiheämmässä ja vastakkaisessa suunnassa kohteet näyttävät olevan harvemmassa.
Tämä aberraatioksi nimetty ilmiö liittyy etäisyyksien kutistumiseen suppeassa suhteellisuusteoriassa. Se on merkittävä vain silloin, kun nopeus on lähellä valonnopeutta. Nopeutemme galaksien jakauman suhteen on joitakin satoja kilometrejä sekunnissa, eli noin tuhannesosa valonnopeudesta. Galaksien liikkeestä johtuva tihentyminen on siis heikkoa, joten sen erottamiseksi pitää mitata monta galaksia. 2000-luvulla tästä on tullut mahdollista, koska teknologia on edistynyt niin paljon, että on saatu kartoitettua miljoonien galaksien sijainti.
Fyysikko Subir Sarkar (jonka vaikutuspiirissä olin tutkijanurani alkuvaiheilla Oxfordin yliopistossa vuosina 2002-2005) on ollut viime aikoina yksi näkyvimpiä aiheen tutkijoita. Subir on yhteistyökumppaneineen osoittanut, että galaksien tihentyminen on paljon ennustettua isompaa. Jos tämä johtuu liikkeestämme galaksien suhteen, nopeutemme on siis paljon ennustettua isompi. Nopeutta voi mitata myös muilla tavoin, ja vaikuttaa siltä, että havaintojen selittäminen galaksien liikkeiden avulla edellyttää noin miljardin valovuoden kokoista yhtenäistä virtausta.
Tilastollisesti poikkeama ennusteista on erittäin merkittävä, selvästi yli hiukkasfysiikassa (ja yhä enemmän myös kosmologiassa) löydölle käytetyn rajapyykin, joka on se, että sattuman todennäköisyys on alle yksi kahdesta miljoonasta. Sitä ei kuitenkaan mainosteta löytönä.
Yksi syy on se, että eri ryhmät ovat päätyneet hieman erilaisiin tuloksiin, ja analyysin yksityiskohdista keskustellaan. Toinen liittyy fyysikko Arthur Eddingtonin (jolla oli tärkeä rooli yleisen suhteellisuusteorian testaamisessa ja ymmärtämisessä) nimiin laitettuun sanontaan: ei pidä luottaa kokeisiin ennen kuin teoria on vahvistanut ne.
Joskus esitetään, että empiirinen tiede etenee siten, että teoria hylätään, jos sen ennusteet eivät vastaa havaintoja. Todellisuus on monimutkaisempi, jo pelkästään sen takia, että myös havainnot ovat joskus väärin, mistä Subir on itse usein huomauttanut. Niin kauan kuin havainnoille ei ole hyvää teoreettista selitystä, ne ovat epäilyksenalaisia, tai ainakaan ei tiedetä miten ajattelua pitäisi niiden takia muuttaa.
On vaikea selittää, mistä näin isojen alueiden näin isot nopeudet syntyisivät, ilman että samalla jotkin muut havainnot menisivät pieleen. Yksi mahdollisuus on se, että galaksien jakauman tihentymä ja harventuma ei johdukaan liikkeestämme, vaan galakseja todella on yhdessä taivaan suunnassa tiheämmin.
Nämä kaksi mahdollisuutta on mahdollista erottaa havaintojen avulla. Voidaan esimerkiksi mitata galaksien paikkojen lisäksi myös niiden koot. Jos havaittu galaksien tihentymä johtuu liikkeestämme, se vaikuttaa myös siihen, minkä kokoisilta galaksit eri suunnissa näyttävät. Jos taas galakseja on oikeasti tiheämmässä, ne näyttävät saman kokoisilta eri puolilla.
Tällaiset mittaukset ovat vaativia, mutta Euroopan avaruusjärjestö ESA:n Euclid–satelliitti tekee niitä parhaillaan. Euclidin ensimmäiset kosmologiatulokset julkistetaan vuonna 2026, ja ne kenties kertovat, liikummeko tosiaan paljon odotettua nopeammin, vai ovat galaksit jostain syystä sumpussa.
Kummallekaan vaihtoehdolle ei toistaiseksi ole hyvää selitystä, minkä takia monet kosmologit eivät pidä näitä outoja tuloksia kovin tärkeinä. Kolmas mahdollisuus on se, että havaintojen analysoinnissa on jotain pielessä. Tämä ei olisi harvinaista – toisaalta on tavallista, että läpimurtohavaintojen ratkaiseva merkitys tunnistetaan vasta jälkikäteen, kun kaikki on selvää.
Toistaiseksi emme tiedä, mihin suuntaan tutkimus menee: kertovatko nämä tulokset jostain tärkeästä mitä emme vielä ymmärrä, vaiko vain siitä, miten hankalaa on tulkita havaintoja.
17 kommenttia “Minne olemme menossa?”
-
Onko mitään mahdollisuutta sille, että kaukaisista galakseista virtaavat valo- sekä gravitaatioaallot kulkisivat eri nopeudella? Voisiko sellainen oletus selittää liikkeen ja tiheyshavaintojen suhdetta, vaikka maailmankaikkeus olisi tilastollisesti samanlainen kaikkialla?
-
Olisiko kuitenkin mahdollista, että fraktaalinen rakenteellinen tiheysvaihtelu jatkuu aina vain yhä suurempiin mittakaavoihin, eikä kaikkeus olekaan homogeeninen, vain havaittavuusisotrooppinen, mikä ei riittäisi todisteeksi täydellisestä homogeenisuudesta, vaan ainoastaan siitä, että mittakaavat, joilla epähomogeenisuudet havaitaan, ovat mahdollisesti vielä suurempia kuin mitä tähän asti on kyetty mittaamaan? Jospa Euclid saisi valaistusta tuohon kysymykseen.
-
Millainen tämän Great Attractorin on epäilty olevan? Jokin erittäin massiivinen galaksijoukko?
-
Omasta linkistäsi: ”Fysiikassa onkin sellainen kansanviisaus, että jos teoria sopii kaikkiin havaintoihin, niin se on varmasti väärin, koska osa havainnoista on väärin”. Eli eikö tämän katsantokannan pitäisi vain ”rauhoittaa” meitä? Vanhassa linkissäsi Erkki Tietäväinen totesi neuvostofilosofian (ei välttämättä vitsinä) mukaisesti: ”Vaikuttava esitys, mutta toimiiko kone myös teoriassa?” Jos kaksi asiaa vetävät loogisesti näennäisesti eri suuntiin, niin kummankaan ei välttämättä tarvitse toistaiseksi olla väärin/oikein (eli on kolmas ratkaisu). Olemme kuulolla.
-
kuulin että kvanttilomittuminen voisi aikaansaada painovoiman. mitä tämä tarkoittaa käytännössä?
Vastaa
Hiilenpolttajien todistus
Elokuussa Wendy Freedmanin tutkimusryhmä julkisti uuden artikkelin siitä, miten nopeasti maailmankaikkeus laajenee. Heidän tuloksistaan oli juoruiltu jo etukäteen, ja ne ovat herättäneet paljon huomiota, koska tutkimus iskee yhteen kosmologian isoimmista ongelmista: ovatko mittaukset maailmankaikkeuden laajenemisnopeudesta ristiriidassa teorian ennusteen kanssa?
Kosmologiassa on viimeisten 25 vuoden aikana vakiintunut malli maailmankaikkeudesta, missä on noin 5% tavallista (eli ytimistä ja elektroneista) koostuvaa ainetta, 25% pimeää ainetta, ja 70% tyhjön energiaa. Malli on selittänyt ja ennustanut havaintoja erittäin hyvin, mutta viimeisen kymmenen vuoden aikana on tullut ilmi yhä isompi ongelma. Kun mallin säätää selittämään kosmisen mikroaaltotaustan yksityiskohdat –jotka riippuvat siitä, miten maailmankaikkeus on laajentunut viimeisten 14 miljardin vuoden aikana– niin se ennustaa nykyisen laajenemisnopeuden pieleen.
Ei tiedetä, onko vika mallissa, mikroaaltotaustan havainnoissa, vai nykyisen laajenemisnopeuden mittauksessa. Freedmanin ryhmä pureutuu näistä viimeiseen.
Periaatteessa on yksinkertaista selvittää maailmankaikkeuden laajenemisnopeus. Tarvitsee vain mitata kuinka nopeasti galaksit etääntyvät meistä. Valitettavasti maailmankaikkeus laajenee niin hitaasti, että emme reaaliajassa erota galaksien liikkeitä.
Tiedämme kuitenkin, että läheisten galaksien etäisyys ja punasiirtymä (eli se paljonko niistä tuleva valo on venynyt) ovat verrannollisia toisiinsa, ja verrannollisuuskerroin on maailmankaikkeuden laajenemisnopeus. Niinpä riittää kun mittaa punasiirtymän ja etäisyyden.
Valon venyminen on helppo mitata. Kaikki atomit ja molekyylit lähettävät valoa vain tietyillä niille ominaisilla aallonpituuksilla. Vertaamalla taivaalta tulevan valon aallonpituuksia maanpäällisissä laboratorioissa mitattuihin saa tarkkaan selville, paljonko valo on matkalla venynyt.
Etäisyyksien mittaaminen on sen sijaan vaikeaa. Kuten punasiirtymässä, tässäkin pitää verrata jotain lähellä ja kaukaa mitattua, vaikkapa kohteiden kirkkauksia. Kosmologien ihanteena on standardikynttilä, eli kappale, vaikkapa tähtityyppi, jonka kirkkaus on samanlainen aina ja kaikkialla. Vertaamalla sitä, miten kirkkaalta kaksi standardikynttilää näyttää taivaalla saisi heti selville niiden suhteellisen etäisyyden: mitä himmeämmältä kohde näyttää, sitä kauempana se on.
Ikävä kyllä standardikynttilöitä ei ole olemassa. Tähdet ovat yksilöitä, kaikki erilaisia. Mutta joillakin tähdillä on ominaisuuksia, joita mittaamalla voi päätellä niiden kirkkauden. Esimerkiksi kefeidit ovat tähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee ajan myötä, ja vaihtelun taajuudesta saa selville kirkkauden.
Freedmanin ryhmä on käyttänyt James Webb Space Telescopen (JWST) uusia havaintoja lähigalakseista. Aiemmin paras teleskooppi näihin mittauksiin oli Hubble Space Telescope, mutta JWST on paljon tarkempi. Se myös mittaa pidempiä aallonpituuksia paremmin kuin Hubble, minkä takia sillä saa selvemmän kuvan joistakin tähdistä, joiden valosta tärkeä osa on infrapunaista, eli sen aallonpituus on pidempi kuin näkyvän valon. Toinen uutuus on se, että Freedmanin ryhmä käytti kahden jo tunnetun tähtityypin lisäksi uudenlaisia etäisyysmittareita, tähtiä jotka polttavat ydinreaktioissaan hiiltä.
Syy tulosten saamaan huomioon on se, että Freedman ja kumpp. esittävät, että kosmologian keskiöön noussutta ristiriitaa havaintojen ja ennusteiden kanssa ei ehkä olekaan. Heidän hiilitähtien avulla mittaamansa laajenemisnopeuden arvo on täydellisen sopusoinnussa ennusteen kanssa, eivätkä kahden muunkaan etäisyysmittarin antamat tulokset poikkea ennusteesta merkittävästi.
Freedman johti 90-luvulla ja 2000-luvun alussa projektia, joka mittasi Hubble Space Telescopen avulla maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden. Sen vuonna 2001 julkaisema tulos on kosmologian virstanpylväs.
Vastapuolella on toinen aiheen parhaista asiantuntijoista: Adam Riess, joka palkittiin vuonna 2011 Nobelilla hänen osuudestaan maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen havaitsemisessa. Riess on sittemmin ollut keskeinen tekijä maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden yhä tarkemmissa mittauksissa. Hän on vahvasti korostanut mittausten ja ennusteen välistä ristiriitaa.
Riess on tuoreeltaan arvostellut Freedmanin ryhmän väitteitä toteamalla, että uusien tulosten virherajat ovat niin paljon edellisiä isommat, että niiden perusteella ei voi todeta ristiriidasta mitään. Tähän on syynä se, että JWST ei ole ehtinyt mitata yhtä paljon kohteita kuin vuosikymmeniä toiminut Hubble Space Telescope.
Riessin tutkimusryhmältä kesti alle kolme viikkoa julkistaa vastauksensa Freedmanin ja kumpp. analyysiin, missä he myös osoittivat, että erot aiempiin tuloksiin selittyvät sillä, millaisia kohteita on valikoitunut mukaan, kaikki tähdet kun ovat vähän erilaisia.
Lisäksi Freedmanin ryhmän käyttämään uuteen etäisyysmittariin on syytä suhtautua varauksella juuri siksi, että se on uusi, eikä sen luotettavuutta ja yksityiskohtia ole vielä saatu setvittyä. Jos tämä mittari olisi luotettava ja antaisi erilaisen arvion galaksien etäisyydestä, pitäisi pystyä selittämään, mikä kaikissa muissa mittareissa on pielessä.
Tällä hetkellä etäisyyksistä on paljon erilaisia havaintoja, eikä niitä voi kumota yhdellä uudella menetelmällä. Toisaalta ristiriidalle ei ole löytynyt hyvää teoreettista selitystä, minkä takia monet ovat vielä avoimia sille mahdollisuudelle, että etäisyysmittauksissa on jotain perustavanlaatuisesti pielessä, vaikka ongelmia ei huolellisessa syynäämisessä olekaan löytynyt.
Kuten Riessin tutkimusryhmä on todennut, meiltä puuttuu joku oleellinen pala – mutta emme ole varmoja, mistä kohtaa.
Päivitys (16/09/24): Korjattu tyhjön energian osuus.
14 kommenttia “Hiilenpolttajien todistus”
-
Muistan hyvin vuoden 1987 supernovan (SN 1987A) räjähdyksen Suuren Magellanin pilven Tarantulasumussa, koska kirjoitin silloisen tähtiseuramme lehteen pitkät stoorit räjähdyksestä että seuranneista neutriinoista (eli kopsasin Amerikkalaisten tähtilehtien tekstejä). Eli oli kyse selvästä standardikynttilästä (ja tästähän Nobelikin pokattiin). Homma näytti silloin kovin uskottavalta.
Tyypin 1A-supernovathan ovat olleet starndardikynttilöitä. Tiedän että laajenemisnopeudesta on erilaisia katsantoja, mutta kuinka vakavasti tällaisen Freedmanin ryhmän tuloksia tulisi ottaa? Käsittääkseni neutronitähti on sittemmin löytynyt SN 1987A räjähdyspaikalta.
-
Sanot: ”…monet ovat vielä avoimia sille mahdollisuudelle, että etäisyysmittauksissa on jotain perustavanlaatuisesti pielessä, vaikka ongelmia ei huolellisessa syynäämisessä olekaan löytynyt.”
Esitän taas kysymyksen, johon en ole saanut ymmärtämääni vastausta tällä enkä muullakaan foorumilla: Miten on mahdollista, että voimme havaita kohteen, joka sijaitsee väitetysti yli 13 miljardin valovuoden päässä Maasta, kun koko maailmankaikkeus on vajaat 14 miljardian vuotta vanha? Vielä vaikeampaa minun on ymmärtää, miten maailmankaikkeuden halkaisijaksi kerrotaan 93 miljardia valovuotta, johon se on siis kasvanut tuon vajaan 14 miljardin vuoden kuluessa.
-
Tyhjön energia pitänee olla 70% (eli tekstin 75% lienee typo)
-
Laajeneminen on laskettu melko luotettaavasti sekä cmb, kvasaari että supernova- mittauksista ja tulokset eroavat mittausvirheen puitteessa merkittävästi, mikä vittaisi että kosmologinen vakio ei mahdilliseati ollutkaan aina vakio. Onko johtavia teorioita tälle ajatukselle?
-
Liikkuvatko galaksit superjoukoissa vastaavasti kuin tähdet galaksissa? Jos liikkuvat niin eikö se vaikuta siihen miten galaksi näyttää etääntyvän meistä?
Vastaa
Piikit ja railot
Pimeä aine on paras selitys monille kosmologisille havainnoille, kosmisen mikroaaltotaustan epätasaisuuksista tähtien liikkeisiin galakseissa, ja sen ennusteet ovat pitäneet hyvin paikkansa.
Pimeälle aineelle on taasen monia selityksiä. On esitetty satoja malleja sille, millaisista hiukkasista pimeä aine koostuu, kuten supersymmetriset nynnyt, teknivärihiukkaset, aksionit, steriilit neutriinot (lempiehdokkaani pimeän aineen hiukkaseksi), ja niin edelleen.
Tai sitten ei ole mitään pimeä aineen hiukkasta, vaan kyse on mustista aukoista. Stephen Hawking oli vuonna 1971 ensimmäinen, joka ehdotti tätä. Hän oli aikaansa edellä: 1970-luvun alussa monet tutkijat eivät ottaneet pimeää ainetta vakavasti. Tuolloin ei myöskään vielä tiedetty, mitä maailmankaikkeuden alkuhetkinä oli tapahtunut. Tämän takia ei ollut vankkaa pohjaa ideoille siitä, miten nämä mustat aukot olisivat syntyneet. Ne eivät voi olla peräisin tähtien romahduksesta, koska pimeä aine on vanhempaa kuin tähdet.
Tilanne muuttui 1980-luvulla, kun kosmisen inflaation teoria kehitettiin. Inflaatio tarkoittaa avaruuden kiihtyvää laajenemista varhaisessa maailmankaikkeudessa. Inflaatiossa hiukkasfysiikan pienen mittakaavan kvanttivärähtelyt venyvät kosmisiin mittoihin. Inflaation jälkeen galaksit ja muu rakenne tiivistyy näiden tihentymien ympärille. Nykynäkökulmasta tuntuu luonnolliselta, että samalla voi syntyä epätasaisuuksia, jotka toimivat pienten rakenteiden kuten mustien aukkojen siemeninä.
Kesti kuitenkin yli kymmenen vuotta, vuoteen 1994 asti, ennen kuin mustat aukot ja inflaatio yhdistettiin tällä tavalla. Sen laskeminen, paljonko mustia aukkoja inflaation tuloksena syntyy, onkin sitten osoittautunut sen verta monimutkaiseksi, että asiasta ei ole varmuutta vieläkään, 30 vuotta myöhemmin. Paljon on kuitenkin edetty, ja viimeisimmässä artikkelissamme Sami Raatikainen, Eemeli Tomberg ja minä ratkaisimme osan ongelmasta – tai osoitimme että onkin luultua enemmän ongelmia ratkaistavana, miten asian nyt haluaa nähdä.
Inflaation loputtua alueet, joihin on pakkautunut kovasti ainetta romahtavat mustiksi aukoiksi. Se paljonko tällaisia alueita on ja paljonko niissä on massaa riippuu siitä, miten inflaatio tismalleen tapahtuu. Kuten pimeälle aineelle, myös inflaatiolle on lukuisia erilaisia malleja. Käytännössä halutaan rakentaa sellainen malli, joka tuottaa sopivasti mustia aukkoja selittämään pimeän aineen, samalla kun se synnyttää havaintojen mukaiset galaksien siemenet.
Vaikeutena on se, että mustien aukkojen tuottamiseen tarvitaan isoja epätasaisuuksia, jotka sitten vaikuttavat siihen, miten inflaatio tapahtuu. Inflaatiomalleissa, joissa ei haluta tuottaa mustia aukkoja vaan ainoastaan galakseja, epätasaisuudet ovat pieniä. Tällöin inflaation tarkastelu on kuin tyynellä järvellä liikkuvien heikkojen aaltojen laskemista. Järven pinta määrittää miten aallot liikkuvat, mutta pinnan käytös on yksinkertaista, eivätkä aallot vaikuta siihen. Kun aallot ovat isoja tyrskyjä, jotka vaikuttavat pinnan käytökseen, niiden toisiinsa kytkeytyneiden liikkeen laskeminen on vaikeaa. Sama pätee inflaatiota ajavaan kenttään ja sen värähtelyihin.
Vuonna 2020 Sami, Eemeli ja yhteistyökumppanimme Daniel Figueroa ratkaisimme osan tästä ongelmasta. Laskimme supertietokoneilla pinnan ja tyrskyjen –eli inflaatiota ajavan kentän keskiarvon ja poikkeamien– yhteisen kehityksen. Koska kvanttifluktuaatiot ovat isoja, inflaatio voi kulkea eri tavoilla, eli mustaksi aukoksi mahdollisesti romahtavan alueen tiheys voi olla hyvin erilainen.
Mustien aukkojen tekeminen on vaikeaa: vain hyvin äärimmäiset ja harvinaiset aineen tihentymät romahtavat mustiksi aukoiksi. Tämän takia laskimme inflaation kulun sata miljardia kertaa saadaksemme kiinni tiheysvaihteluiden todennäköisyysjakauman hännästä, josta mustia aukkoja syntyy. Osoitimme, että mustia aukkoja syntyy noin satatuhatta kertaa enemmän kuin silloin kun tyrskyjen vaikutusta pinnan kehitykseen ei oteta huomioon.
Uudessa artikkelissa Sami, Eemeli ja minä tutkimme mitä tapahtuu yhden mahdollisesti romahtavan alueen sisällä. Tai siis, koska vaihtelut ovat isoja ja siis kaikki tapaukset hyvin erilaisia, tutkimme miljardia aluetta, mutta yksi kerrallaan. Aiemmin oli oletettu, että massajakauma tällaisessa alueessa on kuin tasainen kumpu. Käytimme taas supertietokoneita sen laskemiseen, miltä massajakauma oikeasti näyttää. Jaoimme jokaisen alueen noin kymmeneen tuhanteen siivuun saadaksemme hienosyisen kuvan siitä, miten massa on jakautunut.
Tuloksena on se, että massajakauma ei ole sileä kumpu, vaan täynnä teräviä piikkejä ja syviä railoja, koska kvanttivärähtelyt ovat luoneet massaa sinne tänne. Musta aukko syntyy kun tietyn säteen sisällä on tarpeeksi massaa, ja laskujemme mukaan näiden satunnaisten piikkien takia niin käy miljardi kertaa useammin kuin mitä oli luultu.
Kaikkiaan siis mustia aukkoja olisi satatuhatta miljardia kertaa luultua enemmän, eli inflaatiomalleja pitäisi säätää siten, että niitä syntyy vähemmän Mutta tarina ei lopu tähän.
Avaruuden kiihtyvän laajenemisen takia inflaation aikana tyrskyt jäätyvät paikalleen. Kun inflaatio loppuu, ne heräävät taas henkiin ja tarpeeksi isot massakeskittymät romahtavat mustiksi aukoiksi. Seuraavaksi siis simuloimme, miten nuo railojen ja piikkien halkaisemat massajakaumat todella liikkuvat gravitaation ja paineen kamppaillessa. Aiemmat simulaatiot muinaisten mustien aukkojen romahtamisesta ovat perustuneet sileille jakaumille, jotka eivät ollenkaan vastaa todellisuutta. Ne pitää laittaa uusiksi, ja olemme vasta aloittamassa tätä työtä.
Myös siinä, paljonko massaa tihentymiin kertyy, eli mikä on mustan aukon massa, on tulostemme mukaan paljon vaihtelua. Jos kaikki pimeä aine koostuu mustista aukoista (eikä niistä jäljelle jääneistä pienistä nokareista) ainetta, havaintojen mukaan niiden mahdollinen massa on tarkkaan rajattu suunnilleen asteroidin massaksi. Muuten ne olisi jo nähty. Jos massajakauma osoittautuisi aina liian laajaksi havaintoihin, ajatus mustista aukoista pimeänä aineena pitäisi hylätä.
Lopulta havainnot ratkaisevat. Joko nämä mustat aukot löydetään ja niiden massat kertovat meille varhaisen maailmankaikkeuden tapahtumista, missä ne ovat syntyneet. Tai sitten osoittautuu, että pimeä aine ei voi koostua mustista aukoista, mikä olisi vahva todistusaineiston palanen pimeän aineen hiukkasten olemassaolon puolesta.
17 kommenttia “Piikit ja railot”
-
Tuttavani, maallikko niinkuin minäkin, oli kuullut mustista aukoista, oli miettinyt asiaa ja tullut siihen tulokseen, että sellaisia ei meidän maailmassamme voi olla. Sillä jos on totta, että aika pysähtyy tapahtumahorisontissa, ei mitään tapahtumahorisonttia meidän ajassamme ja maailmassamme ehdi koskaan muodostua, vaan kaikki mikä on menossa oletettuun mustaan aukkoon lähestyy ikuisesti rajaa, jota ei vielä ole edes olemassa. Siis meidän näkökulmastamme, joka tarkoittaa sitä maailmaa, jossa elämme. Voi olla, että tuttavani logiikka ontuu jossain kohdassa, mutta maallikko kun olen, en ymmärrä missä kohdassa.
Tämä nyt meni ehkä vähän sivuun aiheesta, mutta voisitko jossain vaiheessa blogissasi selvittää hieman ongelmaa, joka ainakin minua on pitkään askarruttanut sen jälkeen kun tuttavani kertoi siitä minulle. Internetissä asiaa käsitellään paljonkin, mutta itseäni tyydyttävää ratkaisua en ole vielä löytänyt. Olisi myös mielenkiintoista tietää, onko ratkaisu yksinkertainen vai monimutkainen.
-
”tutkimme miljardia aluetta, mutta yksi kerrallaan, ja Jaoimme jokaisen alueen noin kymmeneen tuhanteen siivuun … ja eli miljardi kertaa kymmenen tuhatta ja nämä yksi kerrallaan. ja massajakauma ei ole sileä kumpu, vaan täynnä teräviä piikkejä ja syviä railoja ja laskujemme mukaan näiden satunnaisten piikkien takia niin käy miljardi kertaa useammin kuin mitä oli luultu”.
Ei ihme, että kosmologia tänään on supertietokonehommaa. Meinaan, ideoita ja laskentatehoa ja laskijoitakin kyllä riittää. Melkein toivoisi, että se pimeä aine sittenkin olisi jonkin sortin hiukkanen (kevyt tai painava). Supersymmetria olisi hyvä yritys mutta lienee nyttemmin lässähtänyt (kunnei LHC:kaan mitään näytä löytävän).
-
Sanot, että musta aukko voisii olla vain asteroidin massainen. Tiheytensä vuoksi kuutiosentti mustaa aukkoa painaa puolet Maan massasta, joten asteroidin massaisen mustan aukon koko täytyy olla todella pieni, ehkä alkeishiukkasiakin pienempi. Vai olenko ymmärtänyt jotain väärin?
-
Onko järkevän epäilyn piirissä, että Hawkingin säteilyn energia olisikin väärinymmärrys, esim. gravitaation pintakiihtyvyyteen liittyvää tasapainediversiota tms, eikä höyrystymistä tapahtuisi, jolloin hyvin pienetkin aukot voisivat säilyä?
-
Mitä tarkoittaa ”mustien aukkojen höyrystymisestä jääneitä nokareita”? Mitä nokareita niistä jää jäljelle? Eikö ne höyrystykään kokonaan?
-
Miten noiden kvanttivärähtelyiden voimakkuun on riippuvainen avaruuden koosta? Entä voisiko valtamerten ns. ryöstöaaltoilmiö liittyä mustien aukkojen tehtailuun, kun pienet aaltoset superpositioivat harvinaisen jättiaallon?
-
Onko Hawkingin säteilyn kontra ma:oon sisääntulevan hiukkas- ja säteilyenergian tasetta arvioitu? Siitä kai riippuu onko Hawkingin säteily ylipäätään missään merkittävässä rooliissa ma:n massan muutosten osalta?
-
Ehtisitkö kommentoida jossain vaiheessa tätä tuoretta artikkelia kvanttifysiikan ja suhteellisuusteorian yhdistämisestä, onko tässä löydetty jotain todella uutta vai onko näitä samoja ajatuksia kehitelty jo aiemmin?
”On the same origin of quantum physics and general relativity from Riemannian geometry and Planck scale formalism” https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0927650524001130
Vastaa
Kenttätöitä
Kirjoittaessani ja puhuessani kosmisesta inflaatiosta tai hiukkasfysiikasta olen usein viitannut asiaan nimeltä kenttä. Sen merkitys saattaa jäädä hämäräksi, ja joskus siitä erikseen kysytään. Selitän tässä hieman tätä fysiikan keskeistä käsitettä, jolla on ollut iso rooli matkalla klassisesta moderniin fysiikkaan.
Matemaattisesti on helppo sanoa mikä kenttä on: se on sääntö, joka liittää jokaiseen avaruuden ja ajan pisteeseen yhden tai useamman numeron. Esimerkiksi ilman lämpötila on kenttä: se on erilainen jokaisessa paikassa ja jokaisena ajanhetkenä. Vastaavasti ilman nopeus on kenttä, joka eroaa lämpötilasta siinä, että sillä on voimakkuuden lisäksi suunta: se kertoo, miten ilma virtaa eri kohdissa.
Lämpötila ja ilman nopeus palautuvat hiukkasiin. Kun katsoo tarkemmin, niin huomaa että ilma koostuu molekyyleistä, jotka törmäilevät toisiinsa. Lämpötila kuvaa sitä, kuinka nopeasti nämä molekyylit liikkuvat paikallisesti törmäillessään toisiinsa. Vastaavasti ilman nopeus kertoo, kuinka nopeasti suuret joukot molekyylejä liikkuvat yhdessä paikasta toiseen.
On myös kenttiä, jotka eivät palaudu hiukkasiin.
Fysiikassa tapahtui 1860-luvulla vallankumous, kun James Maxwell esitti sähkön ja magnetismin yhtenäisteorian, joka selitti myös valon. Maxwellin teoriassa sähköä ja magnetismia kuvaavat sähkö- ja magneettikenttä, jotka voidaan ymmärtää yhtenä kokonaisuutena, sähkömagneettisena kenttänä. Niillä on voimakkuuden lisäksi suunta, kuten ilman nopeudella.
Maxwell oli teoriaa kehitellessään miettinyt sähkö- ja magneettikenttien käyttäytymistä vietereiden, hihnojen ja muiden mekaanisten vertausten avulla. Hän ei ajatellut, että kentät koostuvat pienistä mekaanisista laitteista, mutta fyysikot rupesivat pohtimaan sitä, mistä ne sitten koostuvat. Esitettiin, että sähkö- ja magneettikenttä olisivat eetteriksi nimetyn aineen aaltoja.
Eetteriä tutkittiin vuosikymmeniä, mutta lopulta ajatus osoittautui virheelliseksi: sähkökenttä ja magneettikenttä eivät koostu mistään pienemmästä. Niillä ei ole alirakennetta, ne ovat itsessään perustavanlaatuisia. Tämä yksinkertainen ratkaisu oli mullistava.
Aiemmin fysiikassa oli voinut ajatella kaiken koostuvan hiukkasista. Maxwellin jälkeen tarvittiin kahdenlaisia rakennuspalikoita, hiukkasia ja kenttiä. Hiukkanen on yhdessä paikassa oleva jyvänen, kenttä on kaikkialla. Maailmankaikkeudessa on yksi sähkökenttä, jolla on eri paikoissa eri arvoja, ja yksi magneettikenttä.
Maxwellin löytämää sähkömagnetismia oli vaikea yhdistää kvanttifysiikkaan. Avaimeksi osoittautui 1940-luvulla kentän käsite: yhdistäminen oli mahdollista vain jos kaikki aine koostuu kentistä. Niinpä esimerkiksi elektronit ovat elektronikentän kupruja, kuten fotonit, mistä valo koostuu, ovat sähkömagneettisen kentän aaltoja.
Jokaista hiukkaslajia (elektronit, myonit, neutriinot, kvarkit ja niin edelleen) vastaa yksi kenttä, jonka tihentymiä hiukkaset ovat. Sen sijaan, että kenttiä olisi voinut selittää hiukkasten avulla, hiukkaset selittyivät kentillä. Mutta kentät eivät vain ole toisenlainen tapa kuvata samaa asiaa: kenttä voi tehdä asioita, mihin hiukkaset eivät kykene.
Esimerkin tarjoaa Higgsin kenttä. Toisin kuin sähkökenttä, joka on hyvin erilainen eri paikoissa, Higgsin kenttä on nykyään yhtä voimakas kaikkialla. Samaan tapaan kuin sähköisesti varatut hiukkaset vuorovaikuttavat sähkökentän kanssa, lähes kaikki tunnetut hiukkaset vuorovaikuttavat Higgsin kentän kanssa.
Kuten lämpötilalla, Higgsin kentällä ei ole suuntaa, ainoastaan voimakkuus. Niinpä, toisin kuin sähkökenttä, se ei työnnä hiukkasia mihinkään suuntaan. Sen sijaan se kasvattaa hiukkasten massoja, sitä enemmän mitä vahvemmin ne Higgsin kanssa vuorovaikuttavat. Tätä ei voi selittää hiukkasten avulla: kentän tihentymät ja tämä massojen mekanismi ovat eri puolia kentän käyttäytymisessä.
Higgsin kentän vuorovaikutukset ovat paljon heikompia kuin sähkökentän, ja sen hiukkasten elinikä on hyvin lyhyt, toisin kuin fotonien, jotka ovat ikuisia. Siksi sitä on vaikeampi havaita: Higgsin kentän aallot eli Higgsin hiukkanen löydettiin vasta vuonna 2012, CERNin LHC-kiihdyttimessä.
Higgsin löytäminen vahvisti kaikkien tunnettujen vuorovaikutusten (paitsi gravitaation) yhtenäisteorian, hiukkasfysiikan Standardimallin, kuten radioaaltojen ja muiden uusien sähkömagneettisten aaltojen löytäminen 1800-luvulla vahvisti Maxwellin esittämän sähkön ja magnetismin yhtenäisteorian.
18 kommenttia “Kenttätöitä”
-
Aihetoive: Claudia de Rhamin (Imperial College London) ajatus pikkiriikkisen massan omaavista gravitoneista eli ”gravitaation massasta”. Uhka vai mahdollisuus?
-
”Maailmankaikkeudessa on yksi sähkökenttä, jolla on eri paikoissa eri arvoja, ja yksi magneettikenttä.”
Eikö ole syytä puhua vain yhdestä sähkömagneettisesta kentästä? Se, mikä näyttää puhtaalta sähkökentältä yhdessä koordinaatistossa, voi näyttää sähkö- ja magneettikentän yhdistelmältä toisessa koordinaatistossa. Raja-arvoisesti kausaliteetin vauhdissa c kentällä olisi vain magneettista merkitystä?
-
pyyntö:
voisitteko (mikäli ette ole tätä jo tehneet) täsmentää Pimeän virtauksen/Suuren atttrakotrin olemusta meille kuolevaisille.
kiitos!Robert Ekman
-
entä aika? onko aika kenttä?
-
Maallikon näkökulmasta gravitaatio vaikuttaa mitä suurimmassa määrin kentältä, joka on läsnä kaikkialla tuntemassamme maailmassa. Johtuuko sen sopimattomuus yhtenäisteoriaan siitä, ettemme ole löytäneet gravitaation aiheuttajaa vai liittyykö asiaan myös jotain teoreettista yhteensopimattomuutta?
-
Kuinka tuo kentän perustavanlaatuisuus määräytyy?
Sähkö- ja magneettikenttä muodostavat sähkömagneetisen kentän, mutta kummallakaan ei ole omaa erillistä hiukkastaan, magneetti- tai sähköhiukkasta, vaan joillakin hiukkaskentillä on sähkövaraus ominaisuus. Eikö siis sähkömagneettinen kenttä ole pikemminkin näiden varauksellisten hiukkaskenttien vuorovaikutusilmiö ja siis ei perustavanlaatuinen?
-
lievästi kenttään liittyen:
luin Stephen Hawkingin kirjasta(vuodelta 2001) että kosmologinen vakio voisi olla miinus ääretön, mutta onko tämä mahdollinen?
Vastaa
Ennen lämpökylpyä
Kosminen inflaatio on paras selityksemme maailmankaikkeuden rakenteiden alkuperälle. Edellisessä merkinnässä kirjoitin siitä, että emme tiedä miten inflaatio on alkanut. Käsittelen nyt sitä, miten se loppui.
Inflaatiossa maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy. Kun inflaatio loppuu, laajeneminen alkaa siis hidastua. Se hidastuuko vai kiihtyykö laajeneminen riippuu siitä, millainen kappaleiden välinen gravitaatio on. Jos ne vetävät toisiaan puoleensa, laajeneminen hidastuu. Jos ne sen sijaan työntävät toisiaan poispäin, laajeneminen kiihtyy.
Isaac Newtonin vuonna 1687 esittämässä gravitaatioteoriassa massat vetävät toisiaan puoleensa. Mutta vuonna 1915 löydetyn yleisen suhteellisuusteorian, josta Newtonin teoria on vain karkea yksinkertaistus, mukaan on olemassa myös hylkivää gravitaatiota. Antigravitaatio ei ole vain scifi-idea, se on todellisuutta.
Tämä liittyy siihen, että yleisessä suhteellisuusteoriassa gravitaation lähteenä ei ole vain massa, vaan myös muut aineen ominaisuudet, kuten paine. Jos paine on positiivinen (kuten tavallisen aineen tapauksessa), sen gravitaatio on puoleensavetävä. Mutta jos paine on negatiivinen, sen gravitaatio hylkii. Jos negatiivinen paine on tarpeeksi iso, se voittaa massojen puoleensavetävän vaikutuksen ja avaruuden laajeneminen kiihtyy.
Inflaation aikana maailmankaikkeuden aine ei ollut jakautunut lukemattomiin erillisiin hiukkasiin niin kuin nykyään. Silloin avaruuden täytti tasaisesti yksi (tai ehkä useampi) kenttä. Kyseessä voi olla hiukkasfysiikan Standardimallin Higgsin kenttä tai jokin toistaiseksi tuntematon kenttä; on esitetty satoja erilaisia mahdollisuuksia siitä, millainen se olisi.
Kun tämä kenttä on tarpeeksi tasainen (eli sama kaikkialla) ja hitaasti muuttuva (eli sama eri aikoina), sen paine on negatiivinen ja gravitaatio hylkivä, eli avaruuden laajeneminen kiihtyy. Kentän arvo laskee hitaasti, joten se säilyy pitkään suunnilleen samanlaisena, ja siksi inflaatio kestää kauan. Lopulta kenttä kuitenkin lähestyy pienintä mahdollista arvoaan. Tällöin se alkaa muuttua nopeasti kunnes asettuu täysin aloilleen, eikä sen gravitaatio ole enää hylkivää. Siksi maailmankaikkeuden laajeneminen hidastuu.
Kiihtyvä laajeneminen piti kentän tasaisena. Kun inflaatio loppuu, kenttä rypistyy nopeasti, koska gravitaatio on taas puoleensavetävää ja siksi kasvattaa epätasaisuuksia. Kenttään syntyy kupruja, eikä se pysy yhtenäisenä vaan hajoaa hiukkasiksi, kuten näkkileipä rutistaessa pirstaloituu leivänmuruiksi.
Syntyneet hiukkaset voivat sitten törmäillä toisiinsa ja hajota toisiksi hiukkasiksi. Inflaatio on yksinkertainen tapahtuma, missä kaikki on hyvin tasaista ja muuttuu hitaasti, mutta sen loppu on sotkuinen. Hajoamisen yksityiskohdat riippuvat siitä, millainen kenttä inflaatiosta oli vastuussa, millaisia hiukkasia on olemassa ja miten ne vuorovaikuttavat keskenään.
Tämä inflaatiokentän hajoaminen tunnetaan nimellä esilämmitys (engl. preheating). Nimen taustalla on se, että lopuksi inflaatiota ajaneen kentän hajoamisesta syntyneet hiukkaset päätyvät lämpötasapainoon, ja niiden muodostama kuuma keitto tasoittuu. Jotkut kutsuvat tätä aineen syntyä inflaation lopussa ja sekoittumista tasaiseksi kuumaksi keitoksi nimellä alkuräjähdys. Itse käytän sanaa ennemmin sen alkuperäisessä tarkoituksessa, ajan ja avaruuden alkuna (josta emme tiedä mitään), mutta makuja on monia.
Kun lämpötila tasaantuu samaksi kaikkialla ja aine on lähellä lämpökuolemaa, jäljet esilämmityksen monipolvisista vaiheista katoavat. Yksi mahdollinen poikkeus on se, että rypistymisessä saattoi kehittyä niin isoja aineen tihentymiä, että ne romahtivat mustiksi aukoiksi, joita voisi havaita vielä nykyään.
Varmasti jäljelle jäävät vain inflaation aikana syntyneet pienet epätasaisuudet, jotka kattavat niin ison alueen, että ne eivät pyyhkiydy lämpökylvyssä pois. Gravitaatio myöhemmin kasvattaa aineen epätasaisuuksista galakseja ja muita rakenteita. Epätasaisuudet avaruudessa itsessään, eli gravitaatioaallot, matkaavat maailmankaikkeuden halki lähes muuttumattomina, ja niitä voi mitata vielä nykyään. Kenttien ja hiukkasten loiskinta esilämmityksen aikana sekin synnyttää gravitaatioaaltoja.
Oleellisinta esilämmityksessä on kuitenkin se, kauanko se kestää ja paljonko maailmankaikkeus sen aikana laajenee. Tämä vaikuttaa siihen, paljonko inflaation aikana syntyneet epätasaisuudet venyvät, eli minkä kokoisina ne nyt näkyvät meille kosmisessa mikroaaltotaustassa ja galaksien jakaumassa. Taivas kantaa muistoa aineen synnystä.
27 kommenttia “Ennen lämpökylpyä”
-
Kun inflaatiota ajava kenttä hajosi, laajeneminen jatkui vaikkakin hidastuen. Dominoikoi negatiivinen paine myös silloin vai miksi laajeneminen jatkui ? Olettaisi, että tasaisen inflaaation jälkeen hiukkaspiurossa oli pieniä tiheymiä, jotka ylsivät hitusen positiivisen paineen puolelle. Vai oliko muutos paineessa dramaattisempi, vai miten mustia-aukkoja heti syntyisi?
-
Räsänen: ”Jotkut kutsuvat tätä aineen syntyä inflaation lopussa ja sekoittumista tasaiseksi kuumaksi keitoksi nimellä alkuräjähdys. Itse käytän sanaa ennemmin sen alkuperäisessä tarkoituksessa, ajan ja avaruuden alkuna (josta emme tiedä mitään), mutta makuja on monia.”
Tämähän kietoutuu siihen kuuluisaan ja onnettomaan Fred Hoylen 1949 radioesitelmän tölväisyyn Big Bang. Tämä ei tietysti selittänyt tieteellisesti mitään mutta tämä jäi elämään suuren yleisön käsityksenä kosmoksemme synnystä, ns. ”alkuräjähdyksestä”.
Nykytiede selittää asian mieluummin ns HBB:nä, eli Hot Big Banginä. Ja tällä termillä viitataan nimenomaan ns inflatonkentän (mikä se sitten on ollutkin, siitä on monia teorioita, yksi suosittu on Higgsin kenttä) hajoamisena hiukkasiksi. Tästä eteenpäin fysiikkamme selittää asioita johdonmukaisesti.
Tämä on kuitenkin toinen asia kuin absoluuttinen (ideologinen) ”ajan ja avaruuden alku”. Kuten Räsänen toteaa: ”siitä emme TIEDÄ mitään”. Suhtis nyrjähtää tässä singulariteetteineen (Hawkin/Penrose) eikä parempaa teoriaa ole (yleisesti hyväksyttynä) keksitty. -
”Samoin kiihtyvyys muuttuu jatkuvasti positiivisesta negatiiviseen.” Tarkoittanee perioidia ennen kuin tyhjiöenergia muutti kiihtyvyyden positiiviseksi?
Jos esilämmitysvaihe hukkaa todisteet kehityskulusta niin onko inflaatioteoria tasolla ’paras arvaus toistaiseksi’, kunnes ennakoituja jälkiä löydetään?
Jos inflaatiota ajaneen kentän hajoaminen on synnyttänyt hiukkaset jotka törmäillessään hajoivat toisiksi niin eikö kenttä tule olla painavimpien alkeishiukkasten kenttä sekä kaikkien muidenkin alkeishiukkasten kentät sisältävä jotta hajoaminen keveimmiksi olisi mahdollista, eli inlaatio sisältäisi kaikki alkeiskuikkaskentät, ei pelkästään jonkun yhden kenttä?
Toisaalta, kiinnostaa koska katsotaan koittaneen hetki jolloin ajan kulun voi katsoa alkaneen, koska entropiaa on määriteltävissä jne? Ajan kulun käynnistäminenhän määrittäisi esim. voiko inflaatiolla tai valolla katsoa olleen nopeus, ja siis aika-avaruus lainkaan olemassa, vai pitäisikö sen katsoa syntyneen vasta tuossa inflaatiota ajaneen kentän hajoamistapahtumassa.
-
Avaruuden laajeneminen ja suppeneminen ovat oikeastaan aika mielenkiintoisia prosesseja.
Heti kun avaruus laajenee vähänkin niin sehän laajenee etäältä valoa nopeammin muodostaen kosmisen horisontin, vastaavasti suppeneminen. Tuolla kriteerillä inflaation voisi katsoa jatkuva, avaruus kun etääntyy valon nopeuden ylittäen kosmisen horisontin takana. Laajenemisnopeuden muutos siirtää kosmista horisonttia suuntaan tai toiseen. Kaikkien avaruuden pisteiden laajeneminen tai suppeneminen valon nopeudella on kai mahdotonta koska se edellyttäisi ääretöntä nopeutta. Inflaatioteorian valoa nopeamman laajenemisen prosessi vaikuttaisi oikeastaan tarvitsevan hieman tarkempaa kuvausta mitä sillä tasaisessa keskipisteettömässä avaruudessa tarkoitetaan?
Avaruuden supistuminen sinisiirtäisi etäältä tulevan valon niin energiseksi että se varmaan saisi koko taivaan hehkumaan aurinkoakin kuumempana. Todellinen lämpökylpy.
-
Avaruus siis laajenee nopeudella , joka kasvaa lineaarisesti niiden välissä olevaan etäisyyteen verrattuina. Kulmakerroin on noin 70/3=23,3. Tästä seuraa jakolaskulla. Valonnopeus/23.3=noin 12800 miljoonaa valovuotta.
Mikä meni pieleen, kun näemme kuitenkin noin 50000 miljoonan valovuoden päähän.
Johtuuko ero valon venymisestä avaruuden mukana, vai teinkö laskuvirheen
Harri -
Enqvist:
”Willem de Sitter oli jo 1920-luvulla osoittanut, että tuolloin maailmankaikkeus laajenisi eksponentiaalisen nopeasti. Vauhti on niin nopeaa, ettei edes valo pysy laajenemisen perässä. Tätä vaihetta Guth kutsui kosmiseksi inflaatioksi. ”Pedanet:
”Vuonna 1979 Alan Guth oivalsi, että ulkoavaruudessa oli tila, jossa energiaa varastoitui Higgsin kenttään. Joulukuussa hän kokeili Higgsin kenttää oloissa, jotka vastasivat heti alkuräjähdyksen jälkeen vallinnutta tilaa. Tulos oli yllättävä. Higgsin kenttä osoittautui olevan voimakkaasti luotaan työntävä, ja alle 10 potenssiin –35 sekunnissa maailmankaikkeuden koko räjähti 10 potenssiin 100- kertaiseksi.”Nuo Pedanetin luvut voitaneen kääntää myös laajenemisnopeudeksi yksikköön pituus/aika/pituus ja laskea myös millä etäisyydellä horisontti olisi ollut sillä laajenemisvauhdilla, eli millä (varmaan hyvin pienellä) pituus/aika/pituus -yksikön jälkimmäisen pituus-suureen arvolla laajeneminen ylittää valon nopeuden. Jos tarpeen.
Mutta onko niin että ’ulkoavaruudessa’ on edelleenkin samainen tila, jossa energiaa varastoituu Higgsin kenttään saaden aikaan vastaavan räjähdyspotentiaalin, vai pelkästään ”alkuräjähdyksen jälkeen vallinneessa tilassa”, mitä se sitten tarkoittaneekin?
-
Moi Syksy,
Osaisitko vähän avata jotain kohtia kolumnistasi?
En ymmärrä mitä tarkoitat kentällä.
Enkä mitä on kentän arvo ja kuinka se vähenee ja aiheuttaa laajenemisen hidastumista.
Leivän murujen esilämmitys lämpötasapainoon ja siitä seurannut aika-avaruuden alku on myös asia josta haluaisin soittaa ukille jos hän eläisi.
Monipolvisten vaiheiden jälkien katoaminen lämmityksen aikana ei myöskään aukea.
En tainnut ymmärtää kuin lopusta jotain.
No mielenkiintoista oli, luin tekstin monesti ja kirjoitin ylös kahdesti.
Kiitos ja kivoja tulevaisuuden muistoja. -
Kaikkien tietyn lajin hiukkasten ollessa saman kentän tihentymiä sen hajoaminen hiukkasiksi sen laajennettua ja heikennyttyä hieman epätasaiseksi tuntuu hieman epäloogiselta. Onko kenttä voimakkuudella tilavuuteen nähden tekemistä asian kanssa, samaan kvanttitilaanhan kun voi asettua vain yksi fermioni.
-
Korjaus, edellisessä kommentissa ’kvattitilan’ sijaan ’tilakvantti’.
-
”Kun tämä kenttä on tarpeeksi tasainen (eli sama kaikkialla) ja hitaasti muuttuva (eli sama eri aikoina), sen paine on negatiivinen ja gravitaatio hylkivä, eli avaruuden laajeneminen kiihtyy.”
Mikä tuon inflaatiokentän muutosta ohjaa? Onko sillä jokin alkutila, joka ajautuu potentiaalikuoppaan? Onko tuo alunperin tyyni inflaatiokenttä alkanut aikakehityksen myötä aaltoilemaan ja sitten jonkinmoisen resonaation kautta luovuttanut energiansa muille aaltoileville kentille? Voisiko tuo inflaatiokenttä olla edelleen olemassa ja imeä muiden kenttien energiaa ”tasaisella tavalla” itseensä ja sitä kautta aiheuta nykyisen kiihtyvän laajenemisen?
Vastaa
Kolmelta aamuyöstä
Vastailen Ropecon-tapahtumassa paneelissa Kiva tietää kolmelta aamuyöstä… kysymyksiin kosmologiasta ja ehkä muustakin. Lippuja Ropeconiin saa täältä.
Ohjelmanumero pidetään lauantain 21.7. ja sunnuntain 22.7. välisenä yönä kello 2.30-3.15. Sen kuvaus on seuraava:
Mitä olet aina halunnut tietää kolmelta aamuyöstä? Kysy mitä haluat, Ropeconiin kokoontuneet asiantuntijat vastaavat mitä haluavat! Asiantuntijaryhmässä mukana (vähintään) eläinlääkäri Katri, kosmologi Syksy, kallonkutistaja Janka, örkkilogian tohtori Loponen, Ropeconin johtava viherpesuasiantuntija Merli, historian jännien naisienkin tietäjä Maria ja hyvien tarinoiden ja pelisuunnittelun konkari Tuomas ja kenties muitakin kummajaisia. Keskustelua moderoi traumatologi Tube.
Absoluuttinen aika-avaruus ja Lorentz-symmetria tarkoittanee, että ajassa muuttuva tyhjöenergian tiheys (tai muu suure) muuttuu myös tilan suhteen, eikö vain?
Kyllä, jos pimeän energian tiheys on erilainen eri aikoina, se on erilainen myös eri paikoissa. Aikariippuvuus on havaintojen mukaan hyvin pientä (tiheys muuttuu miljardissa vuodessa hieman), jos sitä on ollenkaan, ja myös paikkariippuvuus on pieni.
Nykyinen vakio (kosmologinen vakio) perustunee nykytilaan eikä sen arvoa kyetä selittämään, se on vain korjauslisäys, jossa ei ymmärtääkseni huomioida laajentumisen kiihtyvyyttä.
Universumin energiatiheys on ollut sitä suurempi mitä kauemmas taakse katsotaan, ja pienenee laajentuessa ja sen kiihtyessä koko ajan. Voisiko se olla yksi vaikuttava tekijä myös pimeän energian osalta?
Laajenemisen kiihtyminen on seurausta tyhjön energiasta (mikä on jokseenkin sama asia kuin kosmologinen vakio). Kiihtyvä laajeneminen ei vaikuta tyhjön energian arvoon.
Jos pimeä energia on tyhjön energiaa, sen energiatiheys on aina sama. Jos sen energiatiheys ei ole aina sama, se ei ole tyhjön energiaa.
Ideana siis se, että laajetessa aineen energiatiheys laskee mutta pimeän energian ehkä ei. Tämä johtaa laajenemiseen ja kun suhde koko ajan muuttuu, niin laajeneminen kiihtyy.
Näin minä asian ymmärtäisin.
Energiatiheyksen suhteen muutos ei johda laajenemiseen, eikä suhteen muuttuminen sinällään johda laajenemisen kiihtymiseen.
Maailmankaikkeus laajenee nyt, koska se on alkuaikoina laajentunut, eikä aineen gravitaatio ole ollut tarpeeksi vahvaa laajenemisen pysäyttämiseen. (Emme tiedä miksi maailmankaikkeus alun perin rupesi laajenemaan.)
Maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy silloin kun suurin osa aineesta on pimeää energiaa. Koska tavallisen aineen energiatiheys laskee avaruuden laajetessa mutta pimeän energian ei (ainakaan yhtä nopeasti), pimeä energia saavuttaa aineen aikanaan.