Kosmokseen kirjoitettua

Horjuva kivijalka

17.6.2026 klo 14.27, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Horjuva kivijalka

Kirjoitin viime kuussa siitä miten maailmankaikkeuden laajeneminen synnyttää hiukkasia. Yksi lukija kysyi, että eikö tämä ole vastoin energian säilymisen periaatetta. Vastaus on kyllä: yleisen suhteellisuusteorian mukaan energia ei säily.

Säilymislait ovat keskeisiä fysiikassa. Ilman niitä vakaata ainetta ei olisi olemassa ja maailma näyttäisi hyvin erilaiselta. Isaac Newtonin 1600-luvulla löytämässä klassisessa mekaniikassa energia, liikemäärä ja pyörimismäärä säilyvät. James Maxwellin lopulliseen muotoonsa 1860-luvulla saattamassa klassisessa sähkömagnetismissa myös sähkövaraus säilyy.

Kvanttifysiikka ei muuta näitä säilymislakeja. Sen sijaan yleinen suhteellisuusteoria osoittaa, että energia, liikemäärä ja pyörimismäärä eivät säily. Energian säilyminen ei ole rikkumaton laki, se on vain approksimaatio, joka on hyvä esimerkiksi Aurinkokunnassa, mutta ei kosmisessa mittakaavassa.

Aloitetaan siitä, miksi jotkut suureet ylipäänsä säilyvät. Matemaatikko Emmy Noether osoitti vuonna 1918, että jos systeemiä kuvaavat lait ovat samanlaiset kaikilla jonkin muuttujan arvoilla, niin on olemassa tätä muuttujaa vastaava säilyvä suure. Lause on niin yksinkertainen, että sitä voi olla vaikea hahmottaa. Esimerkit selventävät asiaa.

Klassisessa fysiikassa kappaleiden liikkeitä kuvaavat lait ovat samat kaikkina aikoina. Tästä seuraa, että energia säilyy. Vastaavasti liikemäärä säilyy, koska fysiikan lait ovat samat joka paikassa avaruudessa ja pyörimismäärä säilyy, koska ne ovat samat joka suunnassa. Energiaa ja muita säilyviä suureita voi siirtyä systeemin osasta toiseen, mutta niiden kokonaismäärä on vakio.

Sähkövarauksen säilymisen syy on monimutkaisempi, se ei liity aikaan eikä avaruuteen, palaan aiheeseen myöhemmässä merkinnässä. Ilman energian, liikemäärän ja sähkövarauksen säilymistä ei olisi vakaata ainetta. Tavallinen aine koostuu protoneista, neutroneista ja elektroneista.

Elektroni on vakaa, koska se on kevyin hiukkanen, jolla on sähkövaraus. Se ei voi hajota, koska ei ole mitään hiukkasia, joiden yhteenlaskettu energia ja sähkövaraus olisi pienempi. Fotonien energia voi olla miten pieni tahansa, mutta niillä ei ole sähkövarausta. Up- ja down-kvarkkien sähkövaraus on pienempi kuin elektronin, mutta niiden massa ja siksi energia on isompi. Protoni on vastaavasti kevyin hiukkanen, jolla on baryoniluku, joten sekään ei voi hajota. Yksinäisen neutronin elinikä on noin 15 minuuttia, ne ovat vakaita vain atomiytimissä yhdessä protonien kanssa.

Isossa mittakaavassa pyörimismäärän säilyminen takaa sen, että on olemassa galakseja, aurinkokuntia ja planeettoja. Kun Aurinkokunta muodostui, suurin osa aineesta romahti keskelle missä aineen tiheys kasvoi niin paljon, että ydinreaktiot syttyivät eli Aurinko syntyi. Osa aineesta vältti tämän kohtalon siksi että se kiertää keskustan ympäri niin vinhaan. Maapallo ei putoa Aurinkoon, koska tämä rikkoisi pyörimismäärän säilymistä. Samasta syystä Aurinkokunta ja muu aine ei putoa Linnunradan keskustan mustaan aukkoon.

Säilymislait ovat maailmankaikkeuden kivijalka. Miksi yleisessä suhteellisuusteoriassa osa näistä säilymislaista ei päde – ja miksi maailma on silti jokseenkin vakaa?

Yleisen suhteellisuusteorian mukaan aika ja avaruus ovat erottamaton kokonaisuus, neliulotteinen aika-avaruus. Aika-avaruus on kuin on torni, missä on avaruuden siivuja pinossa, ja aika kulkee alhaalta ylös. Tätä voi ajatella myös niin, että avaruus kehittyy ajassa. Ja koska avaruus muuttuu, energia ei säily. Vastaavasti liikemäärä ja pyörimismäärä eivät säily, koska avaruus ei ole samanlainen kaikkialla ja kaikissa suunnissa.

Punasiirtymä on tunnetuin esimerkki siitä, että energia ei säily. Maailmankaikkeudessa matkaavan valon aallonpituus venyy avaruuden laajenemisen takia, joten sen energia laskee. Punaisen valon aallonpituus on ihmisen silmän havaitseman valon alueelta pisin, joten laajenemisen takia näkyvän valon väri siirtyy kohti punaista ja lopulta sen yli infrapunaan, ihmisen havaintokyvyn tuolle puolen.

Kyse ei ole pienestä muutoksesta. Kun valo ja aine irtosivat maailmankaikkeuden ollessa 380 000 vuoden ikäinen, 14 miljardia vuotta sitten, maailmankaikkeuden täyttävän kosmisen mikroaaltotaustan fotonien energia oli 1090 kertaa isompi kuin tänään. Kun atomiytimet syntyivät maailmankaikkeuden ollessa kymmenen mikrosekunnin ikäinen, näiden fotonien energia oli miljardi kertaa isompi kuin nyt.

Hyvin varhain, kosmisen inflaation aikaan, aineen energia kasvoi pienenemisen sijaan. Tämä johtuu siitä, että silloin inflaatiota ajavan kentän energiatiheys oli lähes vakio. Koska energia on energiatiheys kertaa tilavuus, energia kasvoi lähes samaa tahtia kuin tilavuus. Inflaation alussa koko nykyään näkemämme maailmankaikkeuden alueen energia vastasi korkeintaan tuhannen tonnin massaan liittyvää energiaa (yhtälön E=mc² mukaisesti). Se saattoi olla paljon pienempikin – emme tiedä tarkkaan koska inflaatio alkoi.

Vastaavasti, jos pimeä energia on vastuussa maailmankaikkeuden nykyisestä kiihtyvästä laajenemisesta, niin sen energiatiheys on lähes vakio ja energia kasvaa maailmankaikkeuden laajetessa.

Aurinkokunnassa ja Linnunradassa avaruus ei laajene, ja avaruuden muutokset ajassa ovat pieniä muualla kuin mustien aukkojen ja neutronitähtien törmäyksissä. Niinpä energian säilymisen rikkoutuminen on täällä kotosalla mitättömän pientä. Avaruus on myös lähes samanlainen joka paikassa ja suunnassa niin kotona Linnunradassa kuin kosmisessa mittakaavassa, joten liikemäärä ja pyörimismäärä säilyvät niin paikallisesti kuin isossa mittakaavassa.

Voi olla houkuttelevaa ajatella, että kun aika-avaruus otetaan kunnolla huomioon, niin energia kuitenkin säilyy, se vain siirtyy aineelta aika-avaruudelle. Olen esimerkiksi kuullut selitettävän, että valo tekee työtä maailmankaikkeuden laajenemiseen ja siksi sen energia laskee. Yleisessä suhteellisuusteoriassa asia ei kuitenkaan ole näin.

Yleisessä suhteellisuusteoriassa aika-avaruudelle ei yleensä voi määritellä mitään energiaa. Poikkeuksia on. Mustille aukoille energia voidaan määritellä, samoin heikoille gravitaatioaalloille. Mutta esimerkiksi maailmankaikkeuden laajenemiseen ja muihin ajassa kehittyvän avaruuden piirteisiin ei pystytä liittämään energiaa.

Joidenkin fyysikoiden mielestä tämä on ongelma, ja he etsivät toisenlaisia gravitaatioteorioita, joissa se ratkeaa – joidenkin mukaan ovat jo ongelman ratkaisseetkin. Toiset näkevät asian niin, että yleinen suhteellisuusteoria osoittaa, että energia ei ole perustavanlaatuinen osa fysiikan lakeja, se on vain ominaisuus, joka voidaan määritellä tietyille systeemeille mutta ei toisille. Onkin tavallista, että fysiikan edetessä aiemmin perustavanlaatuisina pidetyt käsitteet osoittautuvat approksimaatioiksi. Suhteellisuusteoriassa näin käy erilliselle ajalle ja avaruudelle sekä energialle, kvanttifysiikassa esimerkiksi hiukkasille.

---

Poissa järjen poluilta

11.6.2026 klo 14.36, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

Mitä yhteistä on Yhdysvaltojen varapresidentti JD Vancella, postmoderneilla filosofeilla, litteä Maa -salaliittoteoreetikoilla ja Yliopisto–lehden päätoimittajalla?

Kollegani Kimmo Tuominen ja minä kirjoitimme Tieteessä tapahtuu -lehteen pseudotieteestä ja tieteen kiistämisestä osana modernismin vastaista viivytystaistelua. Artikkeli päättyy näin:

Tieteeseen kuuluu se, että lopulta oikea tieto saavuttaa pysyvän arvon. Järjetön kiistäminen ja pseudotiede rapisevat ajan myötä pois kuin arjalainen fysiikka tai lysenkolainen biologia. Joskus totuuden hyväksyminen voi kuitenkin kestää kauan, eikä nopeasti etenevän katastrofaalisen ilmastonmuutoksen ja syvenevän poliittisen kriisin aikana ole varaa odottaa: tiedettä pitää puolustaa tässä ja nyt.

Mustan laatikon rapinaa

25.5.2026 klo 23.51, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Onko mustia aukkoja olemassa? Karl Schwarzschild löysi yksinkertaisimman mustia aukkoja kuvaavan yleisen suhteellisuusteorian ratkaisun joulukuussa 1915. Mustien aukkojen olemassaolosta ja ominaisuuksista on keskusteltu siitä asti.

Musta aukko on alue, jonne voi mennä sisälle, mutta jonka sisällä aika-avaruus on niin kaartunut, että ei ole tietä ulos. Tätä saatettiin aluksi pitää outona käytöksenä, mutta nykyään ymmärretään, että tällaisten alueiden mahdollisuus on yleisen suhteellisuusteorian tavallinen ominaisuus.

Sata vuotta Schwarzschildin työn jälkeen LIGO/Virgo-koeryhmä havaitsi kahden yhteen sulautuvan mustan aukon lähettämiä gravitaatioaaltoja – tai ainakin kaksi mustaa aukkoa on perustelluin tulkinta aaltojen lähteestä. Löydöstä myönnettiin Nobelin palkinto vuonna 2017.

Kolme vuotta sen jälkeen Roger Penrose sai puolet Nobelin palkinnosta sen osoittamisesta, että yleisen suhteellisuusteorian mukaan mustia aukkoja oikeasti syntyy. Penrosen työ oli julkaistu 1965, ja sen nostaminen esille 35 vuotta myöhemmin osoittaa miten mustien aukkojen merkitys on kasvanut. Penrosille myönnetyn palkinnon taustamateriaali päättyi kysymykseen:

“Se missä määrin tapahtumahorisontin ympäröimä musta aukon rakenne todella vastaa yleisen suhteellisuusteorian ennusteita on vielä avoin kysymys. Luonnolla voi olla yllätyksiä varastossa.”

Stefano Liberati italialaisesta tutkimuskeskuksesta SISSA (Scuola Internazionale Superiore di Studi Avanzati) on tämän kysymyksen ja kvanttigravitaation asiantuntija. Toissaviikolla hän tarjosi eurooppalaisen astro- ja hiukkasfysiikan verkoston EuCAPT webinaarissa katsauksen tämänhetkiseen vastaukseen.

Fyysikot ovat perinteisesti ajatelleet mustia aukkoja hyvin yksinkertaisina kappaleina. Eristettyä ja ikuista mustaa aukkoa kuvaa vain kolme lukua: massa, pyörimismäärä ja sähkövaraus.

LIGOn ja Virgon havainnot ovat osoittaneet, miksi tämä näkökulma on liian rajoitettu: todelliset mustat aukot eivät ole eristettyjä. Liberati painotti sitä, että ne eivät myöskään ole ikuisia. Mustat aukot syntyvät aineen romahtaessa, ja syntyhistoria vaikuttaa niiden rakenteeseen niin yleisessä suhteellisuusteoriassa kuin sen laajennuksissa. Jos haluaa ymmärtää mustia aukkoja, pitää aloittaa niiden synnystä.

Kun massaa pakkaa tarpeeksi pienen pituuden sisään, niin yleisen suhteellisuusteorian mukaan syntyy suljettu yksisuuntainen pinta eli musta aukko ja sen sisälle singulariteetti, jossa teoria lakkaa toimimasta. Voiko yleisen suhteellisuusteorian tuolla puolen välttää singulariteetin syntymisen, ja olisiko musta aukko tai siltä näyttävä kappale erilainen myös pinnan ulkopuolella? Liberati kävi vaihtoehtoja järjestelmällisesti läpi.

Yksi mahdollisuus on se, että yksisuuntainen pinta syntyy, mutta aineen romahdus loppuu ennen kuin singulariteetti muodostuu. Tällöin mustan aukon keskustaan voi syntyä valkoinen aukko, joka on musta aukko takaperin ajassa. Valkoiseen aukkoon ei voi mennä, mutta sieltä on pakko tulla ulos, eli mustaan aukkoon putoava aine pursuaisi sieltä jossain toisessa paikassa.

Toinen vaihtoehto on se, että yksisuuntaista pintaa ei muodostu. Tämä voi tapahtua siksi, että valkoisen aukon suu on niin iso, että se ei mahdu pinnan sisään, jolloin kyse ei ole enää mustasta aukosta.

Yksisuuntaisen pinnan muodostuminen voi estyä siksi, että aineen romahdus hidastuu niin että se ikuisesti lähestyy mustan aukon syntyä, mutta ei koskaan pääse perille. Tässäkään tapauksessa ei ole kyse mustasta aukosta, ja tyhjän yksisuuntaisen pinnan sijaan tällaisella kappaleella on ainekuori.

Meillä ei ole valmista kvanttigravitaatioteoriaa emmekä tiedä mikä yleisen suhteellisuusteorian sadoista ehdotetuista laajennuksista on oikein. Ei siis ole selvää, mikä yllä mainituista vaihtoehdoista olisi uskottavin, eikä niitä myöskään ymmärretä täydellisesti. Osa vaihtoehdoista on hyvin epävakaita eikä voi siksi voi kuvata todellisuutta: tiedämme että mustat aukot tai niiltä näyttävät kappaleet elävät miljardeja vuosia.

Kysymys siitä, miten mahdollisuudet voi erottaa toisistaan ei ole enää pelkkää teoreettista pohdiskelua. Nyt kun olemme havainneet satoja mustien aukkojen törmäyksiä ja meillä on valokuvia tapahtumahorisonttien liepeiltä, teoreetikkojen pitää laskea ennusteita havainnoille.

Kun musta aukko (tai siltä näyttävä kappale) syntyy tai siihen putoaa ainetta, se värähtelee sille ominaisella tavalla. Samoin kuin kellon ääni kertoo sen koostumuksesta, mustien aukkojen lähettämät gravitaatioaallot kantavat viestiä niiden rakenteesta. Yksi mahdollisuus on se, että havaittaisiin kaikuja: aaltoja, jotka ovat matkanneet mustalta aukolta näyttävän rakenteen läpi ja heijastuneet takaisin.

Gravitaatioaaltohavaintojen myötä mustien aukkojen värähtelyistä on tullut vilkas tutkimusalue. Jotkut ovat julistaneet löytäneensä todisteita kaiuista, mutta LIGO-Virgo-KAGRA-ryhmän tarkka data-analyysi ei tue näitä väitteitä.

Todisteita yleisen suhteellisuusteorian tuolta puolen voi etsiä myös valokuvista. Event Horizon Telescope -ryhmä on tehnyt havaintoja Linnunradan ja galaksin M87 keskustassa lymyävistä massiivisista kappaleista. Valo kiertää niiden ympärillä hieman eri tavalla riippuen siitä, ovatko ne mustia aukkoja vaiko eivät, mutta havainnot eivät ole kovin tarkkoja.

Liberati huomautti, että analyysit eivät toistaiseksi ole myöskään teoreettisesti luotettavia, koska niissä käytetyt mallit vaihtoehdoista mustille aukoille ovat liian yksinkertaisia. Mutta poikkeaman yleisestä suhteellisuusteoriasta odotetaan olevan niin pieni, että Event Horizon Telescope sitä tuskin kuitenkaan näkee.

Joissakin malleissa mustilta aukoilta näyttävät kappaleet lähettävät viimeisen vahvan ja nopean valonpurkauksen ennen romahdusta, ja näitäkin etsitään, toistaiseksi tuloksetta.

Eniten odotetaan seuraavan sukupolven gravitaatioaaltokokeita. Yhdeksän vuoden päästä taivaalle on määrä nousta satelliittikolmikko LISA, joka mittaa galaksien keskustoissa toisiaan kiertävien jättimäisten mustien aukko -parien lähettämiä aaltoja. Yleisessä suhteellisuusteoriassa mustat aukot käyttäytyvät samalla tavalla massasta riippumatta. Joissakin yleisen suhteellisuusteorian laajennuksissa asia on toisin. Tätä voi testata vertaamalla LIGO-Virgo-KAGRA-ryhmän tuloksia mustista aukoista, joiden massa on lähellä Auringon massaa, LISAn havaintoihin miljoonia kertoja raskaammista mustista aukoista.

Liberati totesi, että koska yleinen suhteellisuusteoria pettää mustien aukkojen singulariteetissa, ne ovat hyviä kohteita uuden fysiikan löytämiseen. Ilman selvää ennustetta ei ole selvää koska se saataisiin haaviin. Kysymykseen siitä, onko mustia aukkoja olemassa vastaus ei siis ole kyllä eikä ei, vaan tietty raja sille, millaisia ja kuinka isoja poikkeamat mustista aukoista voivat olla.

Sata vuotta sitten tuskin kukaan uskoi, että pystyisimme kokeellisesti selvittämään tällaisia asioita. Viimeisen 11 vuoden aikana olemme eläneet aikakaudella jossa, kuten Liberati asian ilmaisi, voimme ravistella mustaa laatikkoa ja selvittää rapinasta mitä sen sisällä on.

---

Hälytys tyhjästä

13.5.2026 klo 19.50, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Edellisessä merkinnässä mainitsin että varhaisen maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen synnytti hiukkasia, ja kommenteissa kysyttiin tekeekö nykyinen kiihtyvä laajeneminen samoin.

Sattumoisin kosmologian veteraani Rocky Kolb Chicagon yliopistosta puhui tästä aiheesta viime viikolla Pariisin astrofysiikan instituutissa IAP. Seuraan viime syyskauden tutkimusvapaani jäljiltä vielä IAP:n seminaareja etänä.

Hiukkasten synty maailmankaikkeuden laajenemisen takia on kokeellisesti testattu 1980-luvulla kehitetyn kosmisen inflaation yhteydessä. Varhaisina aikoina avaruuden laajeneminen kiihtyi ja synnytti paljon hiukkasia eli epätasaisuuksina inflaatiota ajavassa kentässä. Nämä epätasaisuudet näkyvät kosmisessa mikroaaltotaustassa ja ne ovat muodostuneet galakseja.

Mutta kuten Rocky muistutti, ilmiö löydettiin kauan ennen inflaatiota. Sen ymmärsi ensimmäisenä Erwin Schrödinger, yksi kvanttimekaniikan pioneereista, jonka suuri yleisö muistaa nykyään enimmäkseen kissaan liittyvästä ajatuskokeesta. Vuonna 1939 Schrödinger julkaisi artikkelin, missä hän selitti, miten avaruuden laajeneminen synnyttää hiukkasia tyhjästä. Ilmiö ymmärrettiin myöhemmin paremmin vuonna 1949 löydetyssä kvanttikenttäteoriassa: avaruuden laajeneminen häiritsee kvanttikenttää, ja siihen syntyvät häiriöt ovat hiukkasia.

Vastoin yleistä käytäntöä Schrödingerin artikkelissa ei mainita kirjoittajan osoitetta eikä instituutiota. Rocky esittää syyksi sen, että Schrödinger oli pakolainen. Itävaltalainen Schrödinger vastusti natseja ja häntä siksi pidettiin poliittisesti epäluotettavana ja kiellettiin poistumasta maasta. Schrödinger pakeni laittomasti Italiaan ja kulki sieltä maasta maahan (hän sai lyhytaikaisen paikan Gentin yliopistosta Belgiasta ja Oxfordin yliopistosta Iso-Britanniasta), kunnes lopulta päätyi Dubliniin vuonna 1940 perustetun DIAS-instituutin ensimmäiseksi johtajaksi.

Rocky pitää huvittavana, että Schrödinger kirjoittaa kuinka hiukkasten synty laajenevassa maailmankaikkeudessa on ”hälyttävä ilmiö”, vaikka voisi ajatella, että Schrödingerin olosuhteet vuonna 1939 huomioon ottaen tämä ei tuntuisi kovin merkittävältä ongelmalta.

Schrödinger saattoi ajatella, että hiukkasten synty tyhjästä rikkoi jotain mitä hän oli pitänyt fysiikan  tärkeänä periaatteena. Onkin totta, että energia ei säily hiukkasten syntyessä. Nykypäivänä on kuitenkin kyse erittäin heikosta ilmiöstä.

Maailmankaikkeuden laajeneminen synnyttää noin yhden hiukkasparin per maailmankaikkeuden näkyvä osa ajassa, missä maailmankaikkeus laajenee merkittävästi. Hiukkasten energia liittyy maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen.

Samaan tapaan sähkökenttä voi synnyttää hiukkasia, jos se on tarpeeksi vahva ja sen voimakkuus muuttuu tarpeeksi nopeasti kohdasta toiseen. Ilmiötä ei ole vielä todettu laboratoriossa, mutta Rocky viittasi vuonna 2018 Nobelilla palkitun Gérard Mouroun arvioon, jonka mukaan hiukkas-antihiukkaspareja onnistutaan tuottamaan sähkökentillä vuoden 2030 tienoilla.

Astrofysiikassa on jo kauan nähty nopeasti muuttuvien vahvojen magneettikenttien synnyttämiä positroneja, elektronin antihiukkasia. Nopeasti pyörivissä neutronitähdissä syntyy paljon hiukkas-antihiukkaspareja, ja osa niistä matkaa Maapallolle asti.

Maailmankaikkeuden laajenemisessa on sama idea: sähkö- tai magneettikentän muutoksen sijaan avaruuden muutos häiritsee ainehiukkasta vastaavaa kvanttikenttää ja synnyttää siihen hiukkasia. Erona on se, että sähkö- ja magneettikenttien tapauksessa energia säilyy, ne menettävät energiaa sen verran kuin mitä hiukkaset saavat.

Kun maailmankaikkeus laajenee, energia ei säily. Mutta tuotettujen hiukkasten energialle on silti yläraja, joka liittyy maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen. Mitä nopeammin avaruus muuttuu, sitä enemmän se häiritsee kvanttikenttiä ja sitä korkeaenergisempiä hiukkasia syntyy. Koska hiukkasilla pitää olla energiaa vähintään sen verran mitä niiden massaan liittyy (tunnetun yhtälön E=mc² mukaisesti), tämä asettaa alarajan laajenemisnopeudella. Hiukkaskiihdyttimissä on samanlainen raja: ei ole mahdollista tuottaa hiukkasia, joiden energia on hiukkassäteen törmäysenergiaa isompi.

Nykyään siis maailmankaikkeuden laajeneminen synnyttäisi yhden hiukkasparin jokaisessa noin kymmenen miljardin valovuoden kokoisessa alueessa noin kymmenen miljardin valovuoden välein. Mutta laajeneminen on nykyään liian heikkoa tuottamaan tunnettuja hiukkasia.

Ongelmana on se, että massallisten hiukkasten synnyttäminen on hankalaa, koska massaan liittyy paljon energiaa. Ainoa tunnettu massaton hiukkanen joka voi liikkua vapaasti on fotoni. Mutta maailmankaikkeuden laajeneminen ei synnytä fotoneita, koska niitä vastaava kenttä mukautuu laajenemiseen sujuvasti, joten laajeneminen ei häiritse fotonikenttää samoin kuin massallisiin hiukkasiin liittyviä kenttiä.

Varhaisessa maailmankaikkeudessa tilanne oli toinen. Jo Schrödinger kirjoitti, että kiihtyvä laajeneminen voisi tuottaa merkittävästi hiukkasia. Kosmisen inflaation aikana maailmankaikkeuden laajenemisnopeus oli kenties noin 10⁵⁵ kertaa isompi kuin nykyään, joten sen aikana syntyi hiukkasia paljon nopeammin, tiheämmin – ja korkeammilla energioilla.

Tämä selittää sen, miksi inflaation aikana sitä ajavaan kenttään syntyy paljon epätasaisuuksia (eli hiukkasia). Rocky keskittyi eri asiaan: voisiko inflaation jälkeinen laajeneminen synnyttää pimeän aineen?

Toistaiseksi kaikki todisteet pimeästä aineesta perustuvat sen gravitaatiovaikutukseen, eli sen vaikutukseen näkyvän aineen ja valon liikkeisiin. On kymmeniä kokeita, jotka etsivät pimeää ainetta eri tavoin perustuen sen vuorovaikutuksiin tavallisen aineen kanssa. Yleensä pimeän aineen synty liittyy tällaisiin vuorovaikutuksiin. Joko sen syntyy inflaatiota ajavan kentän hajotessa koska se vuorovaikuttaa tämän kentän kanssa, tai sitten myöhemmin kun inflaation lopussa syntyneet hiukkaset hajoavat pimeäksi aineeksi.

Mutta entä jos pimeä aine vuorovaikuttaa vain gravitaation kautta? Tällöin se pitää tuottaa gravitaation avulla, ja maailmankaikkeuden varhainen laajeneminen on yksi tapa tähän. Rocky on yhteistyökumppaneidensa kanssa tutkinut monia erilaisia tällaisia mahdollisia hiukkasia.

Yksi vaikeus tässä tapauksessa on se, että tällaisten heikosti vuorovaikuttavien hiukkasten havaitseminen ja siis pimeän aineen olemassaolon varmistaminen niin, että sitä ei voi järkevästi epäillä olisi erittäin vaikeaa ellei käytännössä mahdotonta. Tämän takia kannattaa ensin tutkia helpommat vaihtoehdot. Mutta se onko hiukkanen helposti vai vaikeasti löydettävä ei kerro meille mitään siitä, onko se oikea pimeän aineen ehdokas vai ei: maailmankaikkeuden ei tarvitse tehdä meille asioita helpoksi.

---

Käännekohtia

29.4.2026 klo 17.06, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Kirjoitin edellisessä merkinnässä siitä, miten gravitaatioteorioita on ruvettu kartoittamaan tehokkailla algoritmeilla. Uusi lähestymistapa saattaa viedä odottamattomiin suuntiin, mutta toisaalta on epävarmaa kuinka hyödyllistä on luodata monimutkaisia teorioita ilman fysikaalista ymmärrystä. Yksi esimerkki sekä teoreettisen ymmärryksen merkityksestä että yllättävistä käänteistä on kosmisen inflaation kehittäminen 1980-luvun alussa.

Kosminen inflaatio tarkoittaa avaruuden laajenemisen kiihtymistä varhaisessa maailmankaikkeudessa. Se on osoittautunut parhaaksi selitykseksi muinaisen maailmankaikkeuden tapahtumista ja kosmisen rakenteen siemenistä. Inflaatio on selittänyt ja ennustanut galaksien jakauman ja kosmisen mikroaaltotaustan havaintoja erittäin onnistuneesti. Kokeellisen menestyksen ja teoreettisen selkeyden takia inflaatio on vakiinnuttanut paikkansa, ja siitä kirjoitetaan vuosittain satoja tieteellisiä artikkeleita.

Mutta vaikka inflaatio näyttää nyt helpolta, reitti sen luo oli mutkikas.

Inflaation tarinassa keskeistä roolia näytteli Aleksei Starobinsky. Vuonna 1973 hän tapasi Stephen Hawkingin konferenssissa Krakovassa ja kertoi tälle, että pyörivät mustat aukot lähettävät hiukkasia eli säteilevät. Muutamaa kuukautta myöhemmin Hawking näytti, että myös mustat aukot jotka eivät pyöri lähettävät hiukkasia ja menettävät energiaa.

Tämän nykyään Hawkingin säteilynä tunnetun ilmiön löytäminen oli vallankumous gravitaatioteoriassa, kvanttigravitaation etsimisessä ja kosmologiassa. Aiemmin luultiin, että musta aukko, joka ei pyöri, on täysin stabiili – se elää ikuisesti eikä siitä voi saada ulos energiaa.

Hawking osoitti, että yksinkertaisesta tilasta voi syntyä hiukkasia. Löytö avasi ikkunan uuteen suuntaan, ja muitakin aiemmin muuttumattomina pidettyjä tiloja ruvettiin katsomaan eri tavalla.

Vuonna 1979 Starobinsky sovelsi Hawkingin ideaa mustien aukkojen sijaan kiihtyvästi laajenevaan maailmankaikkeuteen ja huomasi, että tyhjästä tilasta syntyy gravitaatioaaltoja, aivan kuten mustasta aukosta syntyy hiukkasia. Mustan aukon tapauksessa kyse on siitä, että tyhjö on hyvin erilainen lähellä mustaa aukkoa ja kaukana siitä, kosmologiassa se, että avaruus on hyvin erilainen eri ajanhetkinä.

Mutta miksi maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyisi? Vuonna 1980 Starobinsky vieraili Hawkingin luona Cambridgen yliopistossa, ja keskusteltuaan tämän kanssa kirjoitti artikkelin siitä, miten kvanttifysiikan vaatimat muutokset yleiseen suhteellisuusteoriaan johtavat kiihtyvään laajenemiseen.

Starobinskyn artikkeli, kuten Hawkingin tutkimus mustien aukkojen säteilystä, liittyi lähinnä teoreettisiin ongelmiin, ei havaintoihin. Yleiseen suhteellisuusteorian perustuvat kosmologiset mallit ennustavat, että maailmankaikkeudella on alku. Alussa kuitenkin sekä aineen tiheys että aika-avaruuden kaarevuus on ääretön, eikä yleinen suhteellisuusteoria silloin toimi: teoria ennustaa oman pätevyysalueensa lopun. Starobinsky osoitti, että kun kvanttifysiikan aiheuttamat muutokset gravitaatioteoriaan otetaan huomioon, niin ongelmallinen alku korvautuu ikuisella menneisyydellä, jossa laajeneminen kiihtyy.

Näitä kvanttikorjauksia gravitaatioon oli ehdottanut jo legendaarinen neuvostofyysikko Andrei Saharov vuonna 1967. Saharovin artikkelin (joka oli yhden sivun mittainen) jälkeen ilmestyikin useita tieteellisiä artikkeleita, joissa kvanttikorjausten avulla yritettiin välttää alkutila, jossa tiheys on ääretön. Kolmentoista vuoden ajan ennen Starobinskyä kaikki kuitenkin epäonnistuivat.

Yleisen suhteellisuusteorian yhtälöiden ratkaisulla, missä maailmankaikkeus alkaa äärettömästä tiheydestä ja laajenee sitten ikuisesti on pari, missä maailmankaikkeus on sen sijaan supistunut ikuisesti ja romahtaa lopulta äärettömään tiheyteen. Monet yrittivät kvanttikorjausten avulla pysäyttää romahduksen ja kääntää sen laajenemiseksi. Kukaan ei onnistunut, mutta ajatusta on aina 2020-luvulle asti markkinoitu muka uutena vaihtoehtona inflaatiolle.

Starobinskyn oivallus oli heittää tuo romahtava vaihe yli laidan ja keskittyä tutkimaan ikuista laajenemista vailla alkua. Tämä oli pieni mutta ratkaiseva askel. Starobinskyn artikkeli pohjasi fysikaaliseen ymmärrykseen ja aiheen tarkkaan tuntemukseen, mutta se on konstailematon ja lyhyt, tekstiä on vain kolme sivua.

Tähän artikkeliin on nyt viitattu yli 8 000 artikkelissa. Viittausten määrä ei aina ole laadun tae, mutta 46 vuodessa erottuu, mitkä artikkelit olivat aikoinaan muodikkaita mutta lopulta vähäpätöisiä ja millä on kestävää arvoa.

Heti 1980-81 muut tutkijat hahmottivat, että Starobinskyn idean todellinen merkitys ei liittynyt ollenkaan alun äärettömyydestä eroon pääsemiseen. Se on lähinnä teoreettinen ongelma, koska tuskin tulemme koskaan havaitsemaan alkuhetkeä, vaikka Starobinsky olikin ehdottanut alkuhetkinä syntyneiden gravitaatioaaltojen mittaamista.

Oleellista oli vain kiihtyvä laajeneminen, ja Demosthenes Kazanas, Alan Guth ja Katsuhiko Sato osoittivat, että se tasoittaa maailmankaikkeuden ja siten selittää, miksi se näyttää samalta joka suunnassa.

Samoihin aikoihin Gennady Chibisov ja Viatcheslav Mukhanov laskivat, että kiihtyvän laajenemisen takia tyhjästä syntyy gravitaatioaaltojen lisäksi myös ainehiukkasia. Ne selittävät maailmankaikkeuden pienet poikkeamat tasaisuudesta: keskivertoa tiheämmät alueet, joista kasvaa myöhemmin galakseja ja keskivertoa harvemmat alueet, jotka venyvät tyhjiksi onkaloiksi galaksien välissä. Tämäkin mullistava artikkeli oli muuten vain neljä sivua pitkä.

Kiihtyvän laajenemisen ja hiukkasten syntymisen yhdistäminen havaintoihin oli viimeinen naula. Kaikki oli kasassa. Laskujen matemaattisia yksityiskohtia on sittemmin vuosikymmenien aikana hiottu ja laajennettu, mutta inflaation oleelliset piirteet ja keskeiset ennustukset selvitettiin nopeasti parissa vuodessa.

Inflaatio myös aluksi yhdistettiin hiukkasfysiikan suuriin yhtenäisteorioihin: kvanttigravitaation sijaan haluttiin selittää kiihtyvä laajeneminen niillä ylimääräisillä kentillä, joita nuo teoriat vaativat. Tämä saattoi olla harha-askel, koska suurista yhtenäisteorioista ei ole löydetty merkkiäkään, kun taas todistusaineisto inflaatiosta on kasvanut vuosi vuodelta.

Erilaisia vaihtoehtoja inflaatiota ajavalle kentälle on sittemmin esitetty satoja, ja lisää tulee joka viikko. (Lempiehdokkaani on Standardimallin Higgsin kenttä.) Kokeet ovat sulkeneet pois monia inflaatiomalleja, mutta Starobinskyn alkuperäinen ehdotus sopii yhä havaintoihin erinomaisesti. (Muut ovat sittemmin tosin sitä karsineet ja tämä yksinkertaisempi muoto on laitettu Starobinskyn nimiin, mutta perusidea on sama.)

Starobinsky kuoli joulukuussa 2023, joten kun inflaatiosta annetaan Nobelin palkinto, niin hän ei sitä ehdi saada. Vuonna 2019 Starobinsky totesikin, että fyysikon pitää elää pitkään saadakseen kunnon tunnustusta työstään. Esimerkkinä Starobinsky mainitsi vuonna 2008 kuolleen Chibisovin, jota ei muistettu hänen uraauurtavasta tutkimuksestaan.

Fysiikan läpimurrot liittyvät usein uuteen tapaan katsoa ongelmaa – tai siihen, että aiemmin selvänä pidetty asia muotoillaan ongelmaksi. Joskus tämä vaatii uusien käsitteiden ja laskumenetelmien kehittämistä, mutta monesti työkaluja on jo aiemmin kokeiltu eri yhteyksissä, ja matkalla käsitys siitä mikä on oleellista voi kehittyä nopeasti. Inflaation synnyssä näkyy myös tiedeyhteisön kytkösten merkitys: edistys kumpusi Neuvostoliiton Landaun koulukunnan perillisten ja länsimaisten tutkijoiden ajatusten vaihdosta. Kun aika on kypsä, eri tutkijat käyvät läpi samoja käänteitä tutkimuksen maaston mäissä ja huipuissa suunnistaessaan.

---

Algoritminen terveystarkastus

16.4.2026 klo 16.46, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Maailmankaikkeuden energiatiheydestä vain 5% koostuu tunnetuista hiukkasista: 25% on (luultavasti) pimeää ainetta ja 70% (ehkä) pimeää energiaa, jonka gravitaatio on hylkivä. On olemassa satoja pimeän aineen malleja ja tusinoittain pimeän energian malleja. Toistaiseksi havainnot ovat osoittaneet vain osan niistä vääräksi, ja mahdollisuuksia on vielä paljon auki.

Jos pimeää energiaa ei ole olemassa, niin luultavasti maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymisestä on sen sijaan vastuussa muutos yleisessä suhteellisuusteoriassa, joka vaihtaa tavallisen aineen gravitaation miljardien valovuosien mittakaavassa puoleensavetävästä hylkiväksi. Yleisen suhteellisuusteorian tuonpuoleisia gravitaatioteorioita tutkitaankin paljon.

Perinteisesti tutkijat käyvät läpi vaihtoehtoja teoria kerrallaan. Tyypillisesti joukko tutkijoita esittää enemmän tai vähemmän hyvin teoreettisin perustein, että olisi olemassa tietynlainen pimeän aineen hiukkanen tai pimeän energian kenttä, tai yleisen suhteellisuusteorian laajennus, ja sitten tarkistaa miten se sopii havaintoihin.

Will Barker Tšekin Fysiikan instituutista esitteli tänään Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarien sarjassa vastakkaisesta lähestymistapaa, joka pohjaa algoritmeihin ja on datavetoinen.

Barker yhteistyökumppaneineen on kirjoittanut ohjelman nimeltä PSALTer, joka pystyy automaattisesti laskemaan laajasta joukosta gravitaatioteorioita sisältääkö teoria tuntemamme gravitaation rajatapauksena (muutenhan se ei kuvaa todellisuutta), millaisia muita vuorovaikutuksia siinä on, ja onko se vakaa. Suurin osa gravitaatioteorioista on nimittäin täysin epäkelpoja: niissä aine ja aika-avaruus eivät pysy samanlaisina edes hetken aikaa, vaan kaikki hajoa hyvin nopeasti. Fyysikot kutsuvat tällaisia teorioita sairaiksi, ja kelpo teorioita terveiksi.

Sairaat teoriat voi siis hylätä saman tien, niitä ei tarvitse miettiä pidemmälle. Gravitaatioteoriat ovat kuitenkin usein sen verta monimutkaisia, että niiden terveys ei ole ensisilmäyksellä selvää. Esimerkiksi yksi hyvin suosittu teoria, joka selitti maailmankaikkeuden kiihtyvää laajenemista gravitaatioteorian muutoksella ja ylimääräisillä ulottuvuuksilla, osoittautui alkuinnostuksen jälkeen sairaaksi.

Barkerin ja kumpp. algoritmi voi osoittaa, että teoria on sairas, mutta ei varmistaa, että se on terve. Koodi laskee teorian käyttäytymisen tapauksessa, missä gravitaatio ja muut vuorovaikutukset ovat heikkoja, eikä esimerkiksi maailmankaikkeuden laajenemista oteta huomioon. Vaikka ongelmia ei tulisi tässä tapauksessa vastaan, tämä ei takaa, että teoria on terve myös monimutkaisemmissa tapauksissa.

Muutama vuosi sitten minä ja silloinen jatko-opiskelijani Jaakko Annala kompastuimme tutkiessamme monimutkaista yleisen suhteellisuusteorian laajennusten joukkoa. Barkerin koodi osoitti, että yksinkertaisessa tapauksessa tuloksemme yksi osa oli väärin, ja löysimme sitten virheen. Vaikka Barkerin ja kumpp. koodi ei pysty kattamaan kaikkea mitä teimme, sen algoritminen tarkastelu pystyy toistamaan siitä suuren osan. Lisäksi hankalien laskujen automatisaatio poistaa inhimillisten ongelmien mahdollisuuden – ei ole harvinaista, että tutkijat tekevät pitkissä laskuissa virheitä tai jättävät jotain huomiotta.

Mutta teorian vuorovaikutusten ja hiukkasten määrän kasvaessa algoritmisten laskujen monimutkaisuus nousee nopeasti nykyistenkin tietokoneiden ulottumattomiin.

Barker on nyt ohittanut ongelman vaihtamalla näkökulmaa. Hänen ja yhteistyökumppaneidensa uusi koodi ei enää tarkastele tietyn teorian kaikkia mahdollisia vaihtoehtoja (esimerkiksi hiukkasten massoja) kerralla, vaan antaa niille aina tietyt lukuarvot. Näin tekemällä ei tarvitse raksuttaa koneella läpi teorian yleistä rakennetta, vaan ongelma supistuu numeeriseen laskentaan, mikä on paljon yksinkertaisempaa ja nopeampaa.

Lisäksi samalla on helppo yhdistää teorian terveyden tarkastelu ja vertaaminen havaintoihin. Sen lisäksi, että koodi laskee, millä massojen ja muiden suureiden arvoilla teoria on terve, se kertoo, miten hyvin ne sopivat havaintoihin.

Kosmologiassa tulee jatkuvasti uusia havaintoja, ja niiden yksityiskohtainen vertaaminen teorioiden ennusteisiin on mahdollista vain numeerisen laskennan keinoin. Tähän on kehitetty hienostuneita menetelmiä, joissa kuitenkin yleensä tarkastellaan yhtä teoriaa kerrallaan. Tietokoneiden ja algoritmien kehittyessä voi tuntua luontevalta siirtyä luotaamaan sen sijaan kokonaisia teoriaparvia.

Datavetoinen tutkimus on entistä suositumpaa, mutta se on parhaimmillaan sellaisissa tapauksissa, missä joko ei ole hyvää teoriaa tai se on liian vaikea ratkaistavaksi. Fysiikan edistyksessä teoreettiset ideat ovat kuitenkin aina olleet keskeisiä, ja epäilen onko hyödyllistä kehittää uusia monimutkaisia teorioita osana dataan vertaamista ilman käsitystä siitä, miksi juuri näitä teorioita pitäisi tarkastella.

Kosmologiassa on jo nyt paljon teorioita, ja datavetoinen lähestymistapa saattaa osittain kieliä luottamuksen puutteesta siihen, miten perusteltuja monet niistä ovat. Mutta ainakin jo valmiiksi tutkittujen teorioiden ominaisuuksien luotaamisessa ja niiden osoittamisessa joko sairaiksi tai havaintojen kanssa ristiriitaisiksi on syytä hyödyntää yhä tehokkaampia laskennallisia menetelmiä. Tuoreet menetelmät myös ohjaavat ajattelemaan teorioita ja havaintoja uudella tavalla, joka voi viedä odottamattomiin suuntiin.

---

Paria etsimässä

31.3.2026 klo 17.12, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Viikko sitten Lotta Jokiniemi Darmstadtin teknisestä yliopistosta Saksasta puhui Fysiikan tutkimuslaitoksen seminaarissa neutriinoista ja ydinreaktioista.

Kaikista tunnetuista hiukkasista ymmärrämme neutriinoita vähiten. Emme tiedä niiden massaa, emmekä sitä ovatko ne omia antihiukkasiaan (kuten fotonit ja Z-bosoni) vai onko olemassa erilliset neutriinot ja antineutriinot (kuten kaikilla muilla hiukkasilla). Tämä johtuu siitä, että neutriinoita on vaikea mitata, kahdesta syystä.

Ensinnäkin neutriinoilla ei ole sähkövarausta eikä värivarausta, ne tuntevat gravitaation lisäksi vain heikon vuorovaikutuksen, joten neutriinot yleensä kulkevat tavallisen aineen läpi vuorovaikuttamatta.

Toisekseen neutriinojen massa on hyvin pieni, joten ne kuljettavat vain vähän energiaa (jos niiden nopeus on iso). Raskaimpien neutriinojen massa on alle miljoonasosa seuraavaksi kevyimmän hiukkasen, elektronin, massasta.

Nykyään mittalaitteet ovat niin tarkkoja, että elektronin neutriinojen havaitsemisesta on tullut rutiinia. Pian ne ovat taustakohinaa kokeissa, missä etsitään pimeää ainetta, joka vuorovaikuttaa vielä neutriinoja heikommin.

Tunnettuja neutriinoita on kolmenlaisia: yksi niistä on elektronin pari, toiset kaksi myonin ja taun, jotka ovat samantyyppisiä hiukkasia kuin elektroni, mutta raskaampia. Kukin neutriino vuorovaikuttaa lähinnä oman parinsa kanssa. Elektronin neutriino löydettiin vuonna 1956, myonin neutriino 1962. Tau-neutriino löydettiin vasta 2000, ja niitä on havaittu vain parikymmentä.

Neutriinoilla on kuitenkin iso merkitys fysiikassa.

Neutriinoita on valtavasti maailmankaikkeudessa (nykyään 341 per kuutiosenttimetri), minkä takia niillä on suuri vaikutus varhaisen maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen ja jonkinmoinen vaikutus rakenteiden muodostumiseen, ja tämän jäljet näkyvät kosmisessa mikroaaltotaustassa ja galaksien jakaumassa.

Monet ydinreaktiot olisivat mahdottomia ilman neutriinoita. Yksinkertaisimmassa tapauksessa ytimessä oleva neutroni hajoaa protoniksi, elektroniksi ja elektronin antineutriinoksi (joka saattaa siis olla sama kuin neutriino itse). Tämä on monen radioaktiivisen hajoamisen takana.

Hajoamisessa vapautuu ydinsidoksista energiaa, jonka elektroni ja neutriino kuljettavat pois. Energia voi jakautua eri tavalla neutriinon ja elektronin kesken, joten elektronin energia vaihtelee hajoamisesta toiseen. Tämä olikin syy sille, että neutriino vuonna 1930 teoretisoitiin: jos sitä ei olisi, kaikki energia menisi elektronille, ja sen energia olisi aina sama, mikä on vastoin havaintoja.

Joissakin ytimissä yksi neutroni ei voi hajota protoniksi, mutta kaksi voi, jos ne tekevät sen yhtä aikaa. Tällöin ytimestä lentää ulos kaksi elektronia ja kaksi neutriinoa. Hajoamisessa vapautuu energiaa, josta osan saavat elektronit ja osan neutriinot. Tämäkin on havaittu.

Jos neutriinot ovat itsensä antihiukkasia, tässä reaktiossa kaksi neutriinoa voivat kumota toisensa, niin että jäljelle jää vain kaksi elektronia, jolloin niiden energioiden summa on aina sama. Jokiniemi on tutkinut tätä hajoamista. Sen havaitseminen olisi läpimurto: se osoittaisi, että neutriinot ovat itsensä antihiukkasia ja kertoisi neutriinon massan. (Niille, jotka haluavat googlailla aiheesta lisää, mainitsen että hajoamisen tekninen nimi on neutriinoton kaksoisbetahajoaminen.)

Kahden neutronin samanaikainen hajoaminen on erittäin harvinaista. Yhdelle ytimen neutronille se tapahtuu kerran 10²⁰ vuodessa, eli tarvitaan kymmenen miljardia neutronia, että näkee sen kerran vuodessa. (Onneksi ytimistä ei ole pulaa.) Tämä on itse asiassa harvinaisin koskaan mitattu reaktio.

On vielä harvinaisempaa, että neutriinot sattuvat kumoamaan toisensa. Tämä tapahtuu harvemmin kuin kerran 10²⁶ vuodessa, eli ainakin miljoona kertaa vähemmän kuin tavallinen kahden neutronin hajoaminen. Harvinaisuus riippuu neutriinojen massasta ja ydinfysiikan yksityiskohdista. Mitä pienempi massa, sitä harvinaisempi hajoaminen on, ja mitä vahvemmat ydinreaktiot, sitä useammin se tapahtuu.

Ainakin 15 koeryhmää etsii tässä hajoamisessa syntyvää elektroniparia, ja ensiksi maaliviivan ylittänyt luultavasti saa kolmannen neutriinoista myönnetyn Nobelin palkinnon.

Isoin epävarmuustekijä on ydinten ymmärtäminen. Ytimet koostuva protoneista ja neutroneista, jotka eivät ole alkeishiukkasia, vaan koostuvat kvarkeista, samoin kuin niitä yhteen sitovaa ydinvoimaa välittävät hiukkaset. Ytimet ovat niin monimutkaisia, että ydinfysiikan yksityiskohtia ei kuitenkaan osata laskea kvarkeista lähtien. Sen takia ydinfysiikkaa tutkitaan monilla eri tavoilla.

Jokiniemi on alan asiantuntija, ja on yhteistyökumppaneineen tutkinut ytimiä järjestelmällisillä menetelmillä, joissa ymmärretään mitä yksinkertaistuksia on tehty ja joita on mahdollista parantaa askel askeleelta. Vähemmän luotettavat menetelmät olivat hieman yliarvioineet kahden neutronin neutriinottomaan hajoamiseen liittyvien ydinreaktioiden voimakkuuden. Seuraavan sukupolven kokeet ovat sata kertaa nykyisiä herkempiä, ja Jokiniemen mukaan ne pystyvät silti havaitsevat tämän hajoamisen, jos elektronin neutriino ei ole neutriinoista kevyin. Jos elektronin neutriino on kevyin, havainnosta ei ole mitään taetta, koska silloin sen massalle ei ole mitään alarajaa: se voi olla vaikka massaton.

Neutriinojen massojen erot on mitattu neutriinojen muuttumisesta toisikseen. Ilmiö havaittiin ensin Auringosta: sieltä mitattiin vain kolmasosa odotetusta elektronin neutriinojen määrästä, kaksi kolmesta kun oli muuttunut myonin ja taun neutriinoiksi, joita ei havaittu. Aiheesta on myönnetty Nobelin palkinto vuosina 2002 ja 2015. Neutriinojen massoille on yläraja niiden vaikutuksesta kosmiseen mikroaaltotaustaan ja galaksien jakaumaan. Tämä yläraja alkaa olla lähellä kahden neutronin hajoamisesta mitattua alarajaa.

On mahdollista, että kosmologit ehtivät mittaamaan neutriinojen massan ennen hiukkasfyysikoita. Lokakuussa julkistetaan Euroopan avaruusjärjestö ESA:n Euclid–satelliitin ensimmäiset kosmologiset havainnot, jotka saattavat valaista asiaa, vaikka luultavasti pitää odottaa sen myöhempiä ja kattavampia tuloksia.

Mutta havainto ei kertoisi mitään siitä, onko neutriino oma antihiukkasensa. Suuri osa hiukkasfyysikoista pitänee tätä todennäköisenä, ja esimerkiksi oma pimeän aineen suosikkihiukkaseni, kevyt oikeakätinen neutriino, perustuu tähän mahdollisuuteen. Silti asian varmistaminen raottaisi ovea Standardimallin tuonpuoleiseen fysiikkaan hieman entisestään.

Neutriinojen tutkimus yhdistää fysiikan eri alueita: Auringon fysiikkaa, kosmologiaa, hiukkasfysiikkaa ja ydinfysiikkaa. Viimeksi mainittua pidetään joskus hieman vanhanaikaisena, eivätkä teoreettiset fyysikot tuppaa enää olemaan kovin kiinnostuneita ytimistä itsestään: periaatteet tunnetaan ja yksityiskohdat ovat sotkuisia. Mutta ydinfysiikan tunteminen on yhä tärkeää niin neutriinojen, neutronitähtien kuin kevyiden alkuaineiden synnyn saralla.

---

Työnsarkaa

19.3.2026 klo 23.30, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Viime vuoden loppupuolella kansainvälinen tähtitieteen liitto IAU palkitsi minut yhdessä ystäväni ja kollegani Till Sawalan kanssa sukupuoleen perustuvan häirinnän vastaisesta työstä.

Olimme toimineet sen eteen, että häirintään syyllistyneen astrofyysikko Christian Ottin palkkaaminen Turun yliopistoon peruttiin. Osana kampanjaa olimme mukana laatimassa suomalaisten astrofyysikoiden häirinnän vastaista lausuntoa, jolle Suomen tähtitieteilijäseura osoitti tukensa. Ott teki minusta ja Tillistä rikosilmoituksen, mikä johti kolme vuotta kestäneeseen oikeusprosessiin. Kaikki syytteet meitä vastaan lopulta hylättiin. Lisää tapauksesta voi lukea näistä neljästä merkinnästä.

Palkinto oli osa uutta IAU:n palkintojen sarjaa, millä annetaan tunnustusta yhteisön jäsenille, jotka ovat työskennelleet sukupuolten yhdenvertaisuuden eteen tähtitieteessä. Palkinnonsaajat, minä mukaan lukien, puhuivat naistenpäivän viikonlopun webinaarissa siihen liittyvästä työstään. Nauhoitus on katsottavissa YouTubessa (osuuteni alkaa kohdasta 1:13:00). Muut puhujat ovat tehneet tässä asiassa enemmän kuin minä ja Till, ja oli kiinnostava kuulla, miten yhdenvertaisuutta on edistetty. Esittelen tässä joitakin poimintoja puheista. (Lisää aiheesta täällä, täällä ja täällä, sekä niissä linkatuissa merkinnöissä.)

Webinaarin avasi IAU:n naiset tähtitieteessä -työryhmän puheenjohtaja Mamta Pommier. Hän korosti, että palkinnonsaajien työn juhlistamisen lisäksi tarkoituksena on pohtia vielä edessä olevaa työtä.

Maailmanlaajuisesti, ja myös EU:ssa, tieteellisteknillisiltä aloilta valmistuneista noin kolmannes on naisia. Kymmenen vuoden aikana tämä osuus on joissain maissa (mukaan lukien Suomessa) kasvanut, toisissa laskenut, mutta kokonaisuutena ei ole tapahtunut suurta muutosta. Länsi-Euroopassa (mihin Suomi tässä lasketaan) naisten osuus on erityisen pieni, selvästi alhaisempi kuin Itä-Euroopassa.

Naisten osuus laskee merkittävästi uran edetessä. Kaikista tähtitieteilijöistä naisia on noin 20%, mutta professoreista ja muista korkeimmalla portaalla istuvista vain 2%. Kyselyn mukaan alan tutkijat (sekä miehet että naiset) pitävät tärkeimpinä syinä tähän perhe-elämään liittyviä velvollisuuksia, naisiin kohdistuvia ennakkoluuloja sekä häirintää ja kiusaamista. Viimeksi mainitun mainitsi huomattavasti useampi mies kuin nainen. IAU työskentelee asian korjaamiseksi koulutuksen, tiedonkeräämisen, vaikutustyön ja rahoituksen kautta.

Mirjana Pović on tehnyt paljon koulutustyötä Etiopiassa ja muissa Afrikan maissa. Hän korosti sitä, että tähtitieteen opiskeleminen johtaa yleisen koulutustason nousuun ja auttaa teknologian ja talouden kehittämisessä ja köyhyyden vähentämisessä sekä tasa-arvon edistämisessä, itse asiassa kaikkien YK:n kestävän kehityksen tavoitteiden saavuttamisessa.

Tämä varmasti pitää paikkansa, mutta suhtaudun varauksella siihen, että tähtitieteen kaltaisia aloja, joilla ei ole mitään suoria teknologisia sovelluksia, perustellaan niiden välinearvolla. Siihen on helppo vastata, että ainakin lyhyellä aikavälillä saisi vielä enemmän teknologista edistystä keskittymällä tutkimukseen, josta on välitöntä taloudellista hyötyä.

Kun Pović aloitti tähtitieteen maisteriohjelman vetämisen Etiopiassa, hän käytti aluksi kovaa kiintiötä. Hän jakoi hakemukset sukupuolen mukaan kahteen pinoon ja valitsi molemmista yhtä monta opiskelijaa. Hän teki näin vain kahden ensimmäisen vuoden aikana. Sen jälkeen, naisten osuuden noustua, naishakijoita tuli enemmän eikä kiintiötä tarvittu: naiset hakeutuvat aloille, missä on muita naisia. Nykyään ohjelmaan hakee jopa hieman enemmän naisia kuin miehiä, ja miesten ja naisten suoritukset ovat samantasoisia. Tutkinnon saaneet naiset toimivat roolimalleina muille eivät vain tähtitieteen vaan yleisemmin koulutuksen, tutkimuksen ja yhteiskunnan saralla.

Omassa puheessani esittelin lyhyesti Christian Ottin tapauksen ja joitakin häirintään yliopistossa liittyviä asioita, joita se valaisi. Yksi on se, että yliopistoyhteisö on altis häirinnälle, koska se on hierarkinen, siinä on paljon lähinnä kahdenvälisiä suhteita hierarkian eri tasoilla olevien henkilöiden välillä, ja sen jäsenet tuntevat solidaarisuutta lähinnä hierarkian samalla portaalla olevia kohtaan.

Toinen on se, että yliopistojen johtajien moraaliset arviot keskittyvät lähinnä siihen, toimivatko he samalla yleisesti hyväksytyllä tavalla kuin on aiemminkin toimittu, ei virallisiin eettisiin ohjeisiin, tekojen seurauksiin tai samanlaiseen moraaliin kuin mitä he soveltavat henkilökohtaisessa elämässään.

Kolmanneksi tapaus osoitti, että ihmiset voivat yhdessä toimimalla vaikuttaa yksittäisiin tapauksiin, mutta instituutioiden kulttuurin muuttaminen on hitaampaa, ja IAU:n kaltaisista isoista toimijoista on siinä suuri apu.

Prajval Shastri nosti esille sen, että miesten yliedustus tieteessä on oire järjestelmällisestä ongelmasta, joka ulottuu myös siihen, miten sukupuoli-identiteettiin, rotuun, vammaisuuteen ja vastaaviin ominaisuuksiin suhtaudutaan. Sukupuolen osalta ongelma on tiedetty vuosikymmeniä, ja hän kysyi miksi edistys on ollut hidasta: miksi tiede on vieläkin sukupuolittunutta?

Yhtenä syynä Shastri esitti sen, että on keskitytty auttamaan naisia eikä korjaamaan järjestelmää. Esimerkiksi naisille on annettu neuvoja ja järjestetty koulutusta, tytöille on pidetty tiedeleirejä ja niin edelleen. Tällaiset keinot eivät puutu ongelmien syihin. Hän huomautti, että fysiikassa sukupuolivinouma on yhä suurempi kuin muissa luonnontieteissä, vaikka aloittavien yliopisto-opiskelijoiden ja stipendejä saaneiden sukupuolijakauma on tasoittunut huomattavasti. Kyse ei siis ole siitä, etteikö fysiikka kiinnostaisi naisia, eikä yleisistä naisten uraan vaikuttavista tekijöistä (kuten raskaudesta), jotka ovat samoja kaikilla aloilla.

Yksi mielipidemittausten Intiassa osoittama seikka on, että jo huomattavasti useampi poika kuin tyttö uskoo, että tytöt eivät ole kiinnostuneita tieteestä, koska se on niin vaikeaa, eikä koulutus korjaa tätä ongelmaa. Yksi ratkaisu on kouluttaa rahoituksesta ja opiskelijavalinnoista päättäviä henkilöitä korjaamaan tiedostamattomien ennakkoluulojen aiheuttamia vinoumia arvioinnissa., mikä nostaa arvioiden tasoa.

Shastri korosti sitä, että fyysikoiden pitäisi hyödyntää alan asiantuntijoita, eli sosiologeja. Hän mainitsi onnistuneena esimerkkinä Hubble-avaruusteleskoopin hakemukset. Osa Hubblen ja muiden teleskooppien havaintoajasta jaetaan hakemusten perusteella. Tutkijat jättävät hakemuksia, missä he perustelevat miksi teleskoopilla pitäisi katsoa tiettyjä kohteita, ja niiden joukosta on tarkoitus valita parhaat.

Vuonna 2014 huomattiin, että miesten hakemuksista hyväksyttiin 23% ja naisten hakemuksista 19%. Naisten osuuden nostaminen arviointipaneelissa ei muuttanut tilannetta. Sitten paikalle kutsuttiin sosiologeja seuraamaan arviointipaneelin työtä. Heidän suositustensa perusteella hakemukset muutettiin anonyymeiksi ja menettely muutettiin siten, että siinä ei enää arvioida hakijaa, vaan hänen ehdotustaan. Tämän jälkeen miesten ja naisten hakemuksista hyväksyttiin yhtä suuri osa. Lisäksi nuorten tutkijoiden onnistuneiden ehdotusten osuus kasvoi. Yhdysvaltojen avaruusjärjestö NASA on nyt tehnyt tästä vakiokäytännön.

Rita de Cássia dos Anjos ja Duilia F. de Mello ovat tehneet paljon tieteen popularisointia ja lasten, erityisesti tyttöjen, tuomista tieteen pariin. de Cássia dos Anjos mainitsi erittäin käytännöllisiä keinoja, kuten tiedettä esittelevien kirjojen kirjoittamista koululaisille ja pistekirjoituksella tehdyn materiaalin tekemistä heikosti näkeville. Mello korosti oman tarinansa kautta opettajien ja roolimallien (sekä omassa tapauksessaan scifin) merkitystä inspiraatiolle tähtitieteeseen hakeutumiselle.

Puheiden jälkeisessä keskustelussa tuotiin esille muun muassa yhteiskuntatieteiden asiantuntemuksen hyödyntämisen tärkeys. Vaikka esimerkiksi IAU yrittää saada rahoitusta täysiaikaisille työntekijöille, joiden työnä olisi edistää yhdenvertaisuutta, se on vieläkin enimmäkseen tähtitieteen tutkijoiden vapaaehtoisen työpanoksen varassa, mikä näin ison ja vakiintuneen tieteenalan tapauksessa on sekin merkki ongelmasta.

Työ yhdenvertaisuuden ja syrjimättömyyden puolesta pitäisi nähdä osana tiedeyhteisön tieteentekemisen kyvyn kehittämistä siinä missä uusien ohjelmistojen tai instrumenttien rakentaminen, ja sitä pitäisi tehdä samalla ammattitaidolla ja järjestelmällisyydellä.

---

Jyrkkä käänne

27.2.2026 klo 15.49, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Puhun 14. huhtikuuta maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen liittyvästä kiistasta, tässä maistiaisia.

Yleinen suhteellisuusteoria kertoo, että avaruus muuttuu ajassa: se voi laajentua, kutistua, venyä eri suuntiin ja pyöriä. Isossa mittakaavassa ainoastaan laajeneminen on merkittävää. Avaruuden laajenemisnopeus muuttuu ajan myötä: sen nykyinen arvo on ensimmäinen koko maailmankaikkeuden (tai ison osan siitä) ominaisuus, joka kosmologiassa on mitattu. Laajenemisnopeuden nykyistä arvoa kutsutaan Hubblen vakioksi, Edwin Hubblen mukaan, joka oli toinen henkilö, joka otti sen käyttöön ja mittasi sen arvon. (Enemmän tästä historiasta tässä merkinnässä ja sen kommenteissa.)

Hubblen vakio on noin 70 km/s/Mpc. Jos kahden galaksin etäisyys on yksi Mpc (noin kolme miljoonaa valovuotta), niiden väliin syntyy tilaa niin paljon, että niiden etäisyys kasvaa noin 70 kilometriä joka sekunti. Jos etäisyys on kaksi Mpc:tä, niin etäisyys kasvaa noin 140 km/s, ja niin edelleen.

Nyt kiistan aiheena on se, mitä ”noin” merkitsee, eli mikä on laajenemisnopeuden tarkka arvo. Maailmankaikkeuden laajeneminen vaikuttaa moniin eri havaintoihin: galaksien ja niissä olevien tähtien näennäiseen kokoon, muotoon ja kirkkauteen, galaksien ja muiden rakenteiden kehitykseen, aineen tiheyteen ja lämpötilaan, valon taipumiseen, kosmisen mikroaaltotaustan lämpötilaan ja epätasaisuuksiin, ja niin edelleen.

Eri havainnot riippuvat eri tavoin laajenemisnopeudesta, joten meillä on monta riippumatonta keinoa luodata sitä, ja avaruuden laajeneminen on siksi järkevän epäilyn ulkopuolella. Se, että eri mittaustavoilla saadaan yhtäpitäviä tuloksia laajenemisnopeuden arvosta on vahva osoitus siitä, että ymmärryksemme on oikein.

Kosmologian kenties suurin ongelma tällä hetkellä on se, että laajenemisnopeuden mittaukset eivät ole enää yhtäpitäviä. Kun sitä mitataan käyttäen lähellä olevia kohteita kuten supernovia, saadaan nykyiseksi arvoksi 73 km/s/Mpc. Tämä ei riipu siitä, miten maailmankaikkeus on menneisyydessä laajentunut. Heikkoutena on se, että käsityksemme supernovista ja niiden etäisyydestä voi olla pielessä.

Kun nykyinen laajenemisnopeus mitataan havainnoimalla kauempana olevia eli varhaisempien aikojen kohteita taivaalla, tulos riippuu siitä, miten maailmankaikkeus on laajentunut sittemmin. Mutta toisaalta varhainen maailmankaikkeus oli paljon yksinkertaisempi kuin nykyään, koska ei ollut mitään galakseja eikä muita monimutkaisia kappaleita. Ankkuroimalla laajenemisnopeus varhaisiin aikoihin ja laskemalla miten se kehittyisi nykypäivään saadaan tulokseksi 67 km/s/Mpc.

Virherajat ovat niin pieniä, että todennäköisyys sille, että näiden kahden tuloksen välinen ero on sattumaa on mitättömän pieni, yksi miljardisosan sadastuhannesosa. Tämä on vahva osoitus siitä, että ymmärryksemme on jossain suhteessa väärin. Kirjoitin aiheesta vuonna 2019, jolloin näiden kahden mittaustavan ero oli noussut kosmologian keskeiseksi avoimeksi ongelmaksi. Näiden vuosien aikana on tullut paljon uusia tarkkoja mittauksia, ja mutta ratkaisu tuntuu olevan yhä kauempana.

Mahdollisuuksia on ainakin kolme: meillä on väärä käsitys joko laajenemisnopeudesta varhaisina aikoina, laajenemisnopeuden kehityksestä, tai laajenemisnopeudesta nyt.

Kirjoitin vajaa vuosi sitten uusista kosmisen mikroaaltotaustan havainnoista, joiden valossa näyttää epätodennäköiseltä, että ongelma ratkeaisi peukaloimalla varhaisen maailmankaikkeuden tapahtumia.

On esitetty paljon ideoita siitä, miten ongelman voisi korjata muuttamalla sitä, miten maailmankaikkeus laajenee varhaisten aikojen ja nykypäivän välillä. Meillä on viitteitäkin siitä, että laajenemisnopeudelle tapahtuu jotain outoa – valitettavasti ne menevät väärään suuntaan ja vain pahentavat ongelmaa. Tässäkin ratkaisutavassa on kuitenkin isoja ongelmia.

Kolme viikkoa sitten julkistettu Prakhar Bansalin ja Dragan Hutererin artikkeli valaisee tilannetta. He käyttävät uusimpia havaintoja ja selvittävät mitä pitäisi tehdä, jotta ne kaikki sopisivat yhteen. Ongelmana on se, että meillä on havaintoja etäisyyksistä ja siten laajenemisnopeudesta monilla eri etäisyyksillä, ja ne sopivat hyvin nykyiseen käsitykseemme maailmankaikkeuden laajenemisesta, joten säätämisen varaa ei ole paljon – aivan lähellä olevien kohteiden etäisyyksiä lukuun ottamatta.

Ongelmallisimpia ovat tyypin Ia supernovat, jotka ovat tietynlaisia räjähtäviä tähtiä. Niiden kirkkaudesta voidaan päätellä niiden etäisyys (mitä himmeämpiä, sitä kauempana), ja niiden valon punasiirtymästä näkee miten nopeasti ne etääntyvät meistä. Yhdistämällä nämä kaksi mittausta saadaan avaruuden laajenemisnopeus. Jos paikalliset tyypin Ia supernovat vain olisivat kaukaisia himmeämpiä siksi että niiden räjähdyksessä syntyy vähemmän kirkasta ainetta (eivätkä siksi että avaruus laajenee niin nopeasti), niin tämä ratkaisisi kaiken. Muita vakuuttavia selityksiä kuin tällainen jyrkkä käänne supernovien kirkkaudessa ei oikeastaan ole.

Mutta mitä paremmin opimme ymmärtämään supernovia, sitä epätodennäköisemmältä vaikuttaa, että niiden kirkkaudessa olisi niin iso virhe, että se selittäisi havainnot. Alan veteraani Alex Filippenko puhui tällä viikolla Helsingin yliopiston fysiikan osaston astrofysiikan seminaarien sarjassa aiheesta. Hän korosti, että tutkimus on vain pienentänyt virherajoja jokseenkin samojen arvojen ympärillä, eli tulos on entistä varmempi.

Filippenko teki 1990-luvulla Adam Riessin kanssxa tutkimusta maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymisestä, mistä Riess vuonna 2011 sai Nobelin palkinnon. Sitä ennen Filippenko oli mukana kilpailevassa ryhmässä, jota johti Saul Perlmutter (joka sai hänkin osansa Nobelin palkinnosta). Myös kiihtyvän laajenemisen löytämisessä supernovien etäisyyden mittaaminen niiden kirkkauden avulla oli keskeistä. Ja myös tuossa tapauksessa moni (mukaan lukien minä) arveli, että ongelmana olisi vain supernovien puutteellinen ymmärtäminen, mikä ei pitänyt paikkaansa.

Jos pakko olisi (onneksi ei ole), niin laittaisin silti nyt rahani sille, että nykyisessä kriisissä on kyse ongelmista supernovien kanssa. Mutta arvioni pohjannee tieteellisten faktojen lisäksi myös siihen, että en juuri tunne supernovien tutkimusta, joten minun on helpompi epäillä sitä kuin kosmologian niitä osia, jotka tunnen paremmin.

Kiista Hubblen vakiosta havainnollistaa sitä, miksi fysiikassa on tärkeää mitata asioita yhä tarkemmin. Ei kosmologeja kiinnosta se, onko maailmankaikkeuden laajenemisnopeus 67 km/s/Mpc vai 73 km/s/Mpc, vaan se, mitä nämä arvot kertovat maailmankaikkeuden laajenemisesta, ainesisällöstä ja luonnonlaeista. Mitä täsmällisempiä mittauksia tehdään, sitä hienosyisemmin saadaan testattua teorioita, ja joskus pienikin ero johtaa isoon läpimurtoon.

Päivitys (13/03/26): Korjattu todennäköisyys.

---

Paluu kääpiöiden tasangolle

16.2.2026 klo 21.53, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Suurin osa maailmankaikkeuden aineesta on pimeää ainetta – mutta mitä pimeä aine tarkalleen on? Tämä on yksi kosmologian suuria kysymyksiä. Yksinkertaisimmissa malleissa pimeä aine vetää gravitaation takia kaikkea puoleensa samalla tavalla kuin näkyvä aine, ja sen muut vuorovaikutukset ovat liian heikkoja havaittaviksi.

Lokakuussa 2024 blogin kommenteissa kysyttiin tutkimuksesta, jonka mukaan havainnot Linnunrataa kiertävistä kääpiögalakseista ovat ristiriidassa näiden yksinkertaisten mallien kanssa. Aihe osoittautui sen verta kiinnostavaksi, että kutsuimme tutkimusta tehneen Jorge Sanchez Almeidan Helsinkiin puhumaan.

Kirjoitin hänen puheestaan blogissa maaliskuussa 2025. Totesin että ”suurin osa poikkeavista havainnoista ei osoittaudu läpimurroiksi vaan virheiksi havainnoissa tai tulkinnassa, mutta suurin osa läpimurroista alkaa pieninä poikkeamina”, ja että ”tässä tapauksessa saanemme lähitulevaisuudessa tietää, kummasta on kyse”. Nyt asia on selvinnyt.

Ystäväni ja kollegani Till Sawala on galaksien simuloimisen asiantuntija, ja hän rupesi tutkimaan asiaa yhteistyökumppaneidensa kanssa. Viime perjantaina Tillin jatko-opiskelija Jenni Häkkinen raportoi heidän yhdessä Alex Rawlingsin ja Matthew Walkerin kanssa tekemänsä työn tuloksista Helsingin yliopiston fysiikan osaston astrofysiikan seminaarien sarjassa.

Kaikissa galakseissa on sekä tavallista ainetta (joka koostuu ytimistä ja elektroneista) että pimeää ainetta (jonka koostumusta ei tiedetä). Koska pimeää ainetta ei nähdä, meidän pitää päätellä sen jakauma näkemämme tavallisen aineen pohjalta. Toisaalta pimeän aineen liikkeiden mallintaminen on helpompaa kuin tavallisen aineen.

Pimeä aine (yksinkertaisimmillaan) tuntee vain gravitaation, tavallisella aineella on monimutkaisia vuorovaikutuksia. Esimerkiksi tavallisen aineen kaasu muodostaa tähtiä, jotka räjähtävät supernovina, jotka puhaltavat kaasua pois galakseista. Tämän takia pienissä galakseissa on vähemmän tavallista ainetta suhteessa pimeään aineeseen kuin isoissa: pienen galaksien gravitaatio on heikompi, joten supernovien on helpompi työntää ainetta ulos.

Pienet galaksit ovat otollisia tutkimuskohteita pimeän aineen luonteen selvittämiseen, koska tavallisella aineella on vain vähäinen vaikutus niiden kehitykseen. Toisaalta niitä on vaikea havaita juuri siksi, että niissä on vähän näkyvää ainetta.

Almeida ja kumpp. väittivät, että kuuden Linnunrataa kiertävän erittäin himmeän kääpiögalaksin keskustassa pimeän aineen tiheys ei riipu etäisyydestä keskustasta, eli siinä on tasanko. Simulaatiot kuitenkin osoittavat, että jos tavallisen aineen voi jättää huomiotta, niin pimeän aineen tiheys kasvaa kohti keskustaa, eli tiheydessä on terävä huippu.

Tämä ongelma kohdattiin jo 1990-luvulla: simulaatiot ennustavat huipun, mutta monissa havainnoissa näkyy tasanko. Simulaatioiden parantuessa on ymmärretty, että tavallisen aineen vaikutus tasoittaa pimeän aineen huipun tasangoksi. Mutta hyvin himmeissä kääpiögalakseissa näkyvää ainetta on niin vähän, sadastuhannesosan verran, että sillä ei ole merkitystä. Niinpä jos Almeidan havainto pitäisi paikkansa, se osoittaisi, että yksinkertaisin pimeän aineen malli on väärin. Hän tarjosi selitykseksi sitä, että myös pimeä aine vuorovaikuttaa itsensä kanssa muutenkin kuin gravitaation avulla, ja voi siksi tasoittaa huipun ilman tavallista ainetta.

Häkkinen ja kumpp. ottivat askeleen tai kaksi taaksepäin. He esittivät kaksi kysymystä. Ensinnäkin: jos tähtien jakaumassa näkyy tasanko, voiko tästä päätellä, että myös pimeällä aineella on tasanko? Toisekseen: kuinka luotettavasti havainnoista voi päätellä onko tähtien jakaumassa tasanko?

He tekivät kymmenen simulaatiota, joissa seurataan kääpiögalaksin jokaisen 5 000 tähden liikkeitä pimeän aineen ja toistensa gravitaation alaisena. He olettivat, että tähdillä on aluksi tasanko ja pimeällä aineella huippu, ja katsoivat miten tilanne kehittyy. Sen sijaan, että tähdet olisivat seuranneet pimeää ainetta ja tiivistyneet kohti keskustaa, niiden jakauma keskustassa pysyi tasaisena. Toisin sanoen siitä, että tähtien tiheys keskustassa on tasainen ei voi päätellä, että tämä pätisi myös pimeälle aineelle.

Tämä riittäisi kumoamaan Almeidan ja kumpp. väitteen. Lisäksi Häkkinen yhteistyökumppaneineen käsitteli simulaatioidensa tuottamaa dataa tähdistä kuin kyse olisi havainnoista selvittääkseen, kuinka tarkkaan tähtien tiheyden voi päätellä. Tuloksena oli, että näin pienestä määrästä tähtiä ei voi luotettavasti erottaa tasankoa ja huippua, joten Almeidan ja kumpp. tuloksia voi epäillä myös tältä osin.

Tutkimus versoi blogin kommenteissa esitetystä kysymyksestä kääpiögalaksien havainnoista, jotka muka osoittivat, että yksinkertaisin pimeän aineen malli ei pidä paikkaansa. Vastaus muistuttaa siitä, että johtopäätöksiä tieteessä ei voi tehdä yksittäisen artikkelin pohjalta, vaan pitää tietää mistä varmuuden asteesta siinä on kyse.

Alan ulkopuolisten, jotka eivät tunne tutkimuksen maastoa eivätkä tiedä miten artikkeli sinne sijoittuu, on vaikea arvioida sen väitteitä. Ongelma näkyy myös muilla aloilla, esimerkiksi koronapandemian aikana julkisuuteen nostettiin yksittäisiä lääketieteen artikkeleita ilman, että niitä suhteutettiin muuhun tutkimukseen ja epävarmuuksiin.

Kosmologiassa on paljon esimerkkejä joskus (kuten tässä tapauksessa) kohtuullisesti ja joskus (kuten Jättikaaren tapauksessa) liioitellen esitetyistä löydöistä, jotka olisivat mullistavia jos ne olisivat totta. Yleensä tämä tarkoittaa, että ne eivät ole totta – mutta pimeän aineen luonteen selvittäminen jatkuu, emmekä tiedä koska vastaan tulee oikea läpimurto.