Kosmokseen kirjoitettua

Kehittyneitä tutkimuksia

10.5.2024 klo 21.02, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Olin viime viikolla Dublin Institute of Advanced Studiesissa (DIAS) konferenssissa, joka juhlisti sitä että Irlanti on liittymässä hiukkasfysiikan tutkimuskeskus CERNin jäseneksi. DIAS perustettiin vuonna 1940, edellisellä vuosikymmenellä aloittaneen Princetonin Institute of Advanced Studyn mallin mukaisesti. Kun Princetonissa oli Albert Einstein, Dubliniinkin haluttiin merkittävä fyysikko, ja natseja Itävallasta pakoon lähtenyt Erwin Schrödinger, yksi kvanttimekaniikan kehittäjistä, saatiin houkuteltua instituutin ensimmäiseksi johtajaksi.

Konferenssin pääjärjestäjä Venus Keus oli Helsingissä tutkijana ennen kuin sai DIASista Schrödingerin mukaan nimetyn tutkijanpaikan. Kun julkisuuteen on viime vuosina tullut se, miten Schrödinger seksuaalisesti ahdisteli tyttöjä, niin hänen nimeään on Dublinissa häivytetty, ja Venuksenkin titteli on muutettu vain muotoon vanhempi tutkija.

Konferenssin nimi Cosmology, Astrophysics, Theory and Collider Higgs 2024 on valittu siten, että lyhenteeksi tulee CATCH22+2, jälleen yksi esimerkki fyysikoiden huumorista. Nimen mukaisesti konferenssi kattoi laajan alueen: aiheet vaihtelivat kokeellisesta hiukkasfysiikasta teoreettiseen kosmologiaan, ja kaikesta siltä väliltä. Suurin osa oli hyvin erikoistuneita katsauksia, ja oli mielenkiintoista kurkistaa kokeita lähellä olevien hiukkasfyysikoiden tutkimukseen ja kiistoihin.

Viiden päivän aikana oli noin sata puhetta, ja kun jokaisella puhujalla oli 20 minuuttia aikaa, tahti oli hengästyttävä. Sen lisäksi, että konferenssiin saa näin mahtumaan enemmän näkökulmia, lyhyissä puheissa on se hyvä puoli, että siinä vaiheessa kun esitykseen kyllästyy, niin se onkin jo kohta ohi.

Kokeiden puolesta hiukkasfysiikan tilanne on nopeasti kerrottu: kaikki on sopusoinnussa yli 50 vuotta vanhan Standardimallin kanssa. Sekä teoria että sitä luotaavat LHC-kiihdyttimen kokeet ovat kehittyneet tarkaksi kokonaisuudeksi, jonka palat sopivat yhteen vaikka kuinka hienosyisesti katsoo.

Higgsin hiukkanen on Standardimallin huonoimmin tunnettu osuus, ja monet puheet keskittyivät siihen. Erityisesti tutkitaan sitä, ovatko Higgsin hiukkasen vuorovaikutukset itsensä ja muiden hiukkasten kanssa sellaisia kuin mitä Standardimalli ennustaa, koska niissä on vielä eniten tilaa poikkeamille.

Ideat siitä, millaista uutta fysiikkaa mahdollisten poikkeamien taustalle voisi olla eivät valitettavasti ole kehittyneet samaa tahtia kokeiden ja niiden analysoimiseen käytetyn koneiston kanssa.

On joitakin kauniisti kasattuja teorioita, kuten nuMSM ja SM*A*S*H. Mutta monia malleja tunnutaan tutkivan vain sen takia, että saataisiin selville mitä tapahtuu jos ne pitävät paikkansa, ei siksi, että ne ratkaisisivat kokeellisia tai teoreettisia ongelmia kilpailijoitaan paremmin. Tieteenfilosofi Imre Lakatos jakoi teoriat edistyviin ja rappeutuviin, ja joidenkin hiukkasfysiikan teorioiden kohdalla on saanut todistaa siirtymää yhdestä luokasta toiseen vuosien kuluessa.

Kosmologiassa tulee koko ajan uusia havaintoja, ja hiukkasfysiikkaakin luodataan kiihdytinten lisäksi yhä enemmän taivaalle katsomalla. Tämän vuoden tammikuussa otettiin askel, kun Euroopan avaruusjärjestö ESA virallisesti valitsi gravitaatioaaltokoe LISA:n toteutettavaksi. LISA näkee toisiaan kiertäviä mustia aukkoja galaksien keskustoissa ja muualla, ja kenties myös Higgsin jäätyessä syntyneiden kuplien törmäyksiä ensimmäisen sekunnin sadasmiljardisosan ajoilta – jos niitä tapahtui.

Toinen kiinnostava uutinen on se, että CERN hyväksyi maaliskuussa kokeen SHiP, joka etsii uusia kevyitä hiukkasia. Nykyisissä LHC:n kokeissa tähdätään korkeisiin energioihin, jotta hiukkastörmäyksissä voidaan tuottaa raskaita hiukkasia. Jos energia ei riitä hiukkasten tuottamiseen, niitä on vaikea havaita. Vaikeita tavoittaa ovat myös hiukkaset, jotka ovat hyvin kevyitä, mutta vuorovaikuttavat hyvin heikosti. SHiP on kiinnostava avaus tällä uudella saralla, ei vähiten siksi, että se voi löytää hiukkasfysiikan suosikkimallini nuMSM:n uusia neutriinoja.

Maria Martinez Zarazogan yliopistosta raportoi pimeän aineen etsimisestä. Jo monia vuosia koeryhmä nimeltä DAMA/Libra on väittänyt löytäneensä pimeän aineen hiukkasen, mutta kukaan muu ei ole onnistunut toistamaan tulosta. Useampi ryhmä yrittää nyt tehdä kaiken mahdollisimman samalla tavalla kuin DAMA/Libra, jotta asiaan saataisiin selvyys.

Martinez on koeryhmässä ANAIS, joka ei aiemmin nähnyt mitään merkkejä DAMA/Libran tuloksesta. Nyt ANAIS on kerännyt dataa kolmen vuoden ajan, eikä vieläkään näe mitään signaalia, ja tulos on 99.5% varmuudella ristiriidassa DAMA/Libran tulosten kanssa. Tämä sopii yhteen vuosi sitten lopettaneen kokeen COSINE-100 havaintojen kanssa. Ensi vuonna ANAIS saavuttaa asiasta 99.999943% varmuuden, mitä hiukkasfysiikassa pidetään löydön rajapyykkinä.

On hieman mielivaltaista, mihin vedetään rajan siitä, että jotain on löytynyt tai osoitettu olemattomaksi. Tilastollista epävarmuutta isompi kysymys on se, onko kokeiden vertailussa jäänyt jokin asia huomiotta. Ainoa tunnettu iso kysymysmerkki on se, että DAMA/Libra mittaa elektronien törmäyksissä syntynyttä valoa, kun taas ANAIS katsoo atomiydinten törmäyksissä syntynyttä valoa. Valon määrästä päätellään törmäyksen energia, ja se kertoo mahdollisen pimeän aineen hiukkasen massan. Valon määrän ja energian suhde on erilainen elektroneille ja atomiytimille, joten periaatteessa ANAISilta olisi voinut vahingossa jäädä näkemättä DAMA/Libran signaali koska se katsoo väärää energiaa.

COSINUS-koe, missä Helsingin yliopistokin on mukana, sulkee tämän porsaanreiän. COSINUS aloitti virallisesti 18. huhtikuuta, ja ensimmäisiä tuloksia sopii odottaa vuonna 2026. COSINUS ja muut uudet pimeän aineen kokeet myös antavat uusia tarkempia rajoja pimeän aineen vuorovaikutukselle tavallisen aineen kanssa, riippumatta DAMA/Libran tuloksesta – elleivät ne sitten näe jotakin.

Konferensseissa käyminen ylläpitää tajua siitä, mitä alalla tapahtuu. Kun katsoo hieman omasta eroavaa tutkimusta ulkopuolelta, tulee samalla miettineeksi omaa työtä laajemmasta näkökulmasta ja pohtineeksi sen merkitystä. Hiukkasfyysikot myös arvostelevat toisten työtä varsin avokätisesti, ja kritiikkiin vastaaminen kehittää ajattelua enemmän kuin kehuista kiittely.

---

Aina tapahtuu jotakin

27.4.2024 klo 20.44, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Mainitsin edellisessä merkinnässä, että hiukkasfysiikan teoria SM*A*S*H ratkaisee Higgs–inflaation erään ongelman. Kerron tässä hieman tarkemmin tästä ongelmasta, joka liittyy todennäköisyyksiin.

Hiukkasfysiikka pohjaa kvanttifysiikkaan, joten ei ole mahdollista ennustaa mitä tapahtuu, ainoastaan se millaisia asioita voi tapahtua ja millä todennäköisyydellä ne tapahtuvat.

Esimerkiksi kun CERNin LHC-kiihdyttimessä törmäytetään kaksi protonia toisiinsa, ei voida tietää millaisia hiukkasia syntyy. Teoria ennustaa vain sen, kuinka todennäköistä on se, että syntyy tietynlaisia hiukkasia, joilla on tietty energia ja jotka liikkuvat tiettyyn suuntaan tietyllä nopeudella. Jotta voidaan testata teorian harvinaisia ennustuksia, pitää toistaa koe useita kertoja. Koska on epätodennäköistä, että törmäyksessä syntyy Higgsin hiukkanen, joten tarvitaan monta törmäystä sellaisen tuottamiseen ja vielä useampia sen tarkistamiseen, vastaako tuottamisen todennäköisyys ennusteita.

Todennäköisyyksiin liittyy yksi tärkeä sääntö: kun lasketaan yhteen kaikkien eri mahdollisuuksien todennäköisyydet, tulos on aina 100%. Toisin sanoen aina tapahtuu jotakin. Hiukkasfysiikan Standardimallissa Higgsin hiukkanen takaa sen, että tämä sääntö ei rikkoudu.

Standardimallissa W– ja Z-hiukkaset välittävät heikkoa vuorovaikutusta. Tämä tapahtuu siten, että hiukkasten törmäyksissä tai hiukkasen hajoamisessa syntyy W tai Z. Vuorovaikutus on nimetty tuolla tapaa siksi, että pienillä törmäysenergioilla on epätodennäköistä, että näin käy. Mutta kun törmäysten energia kasvaa LHC:ssä käytettäviin arvoihin, yksinään tarkasteltujen W:n ja Z:n syntymisen todennäköisyys kasvaa, ja lopulta se ylittää 100%. Tämä osoittaa, että jokin on pielessä: teoria ei voi enää pitää paikkansa.

Higgsin hiukkanen pelastaa tilanteen. Se kumoaa W– ja Z-hiukkasten liiallisen vaikutuksen, niin että todennäköisyyksien summa on tasan 100%. Standardimalli ilman Higgsin hiukkasta ei päde enää LHC:n energioilla. Niinpä tiedettiin, että LHC löytää varmasti jotakin: joko Higgsin hiukkasen, jotain Standardimallin tuonpuoleista fysiikkaa, tai molemmat. Tylsin vaihtoehto voitti: vain Higgs löytyi.

Standardimalli yhdessä Higgsin kanssa toimii paljon korkeammille energioille kuin mitä LHC saavuttaa. Mutta jos teoriaa muuttaa, Higgsin ja W– ja Z-hiukkasten tarkka tasapaino voi järkkyä.

Higgs–inflaatiossa Higgsin kenttä vuorovaikuttaa gravitaation kautta voimakkaammin kuin Standardimallin muut hiukkaset. Tämä on välttämätöntä sille, että Higgsin kenttä pystyy ajamaan maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymistä maailmankaikkeuden alkuaikoina tarpeeksi monta sekunnin murto-osaa.

Gravitaatio on muihin vuorovaikutuksiin verrattuna hyvin heikko: se tuntuu meistä vahvalta vain koska Maapallolla on niin paljon hiukkasia, jotka kaikki vetävät meitä puoleensa. Niinpä Higgs-inflaatiossa tehty muutos ei juuri vaikuta LHC:n energioilla, koska gravitaation vaikutus törmäyksiin on aivan mitätön.

Mutta kosmisen inflaation aikana maailmankaikkeuden energiatiheys on hyvin korkea. Tällöin Higgs kirii ohi W– ja Z-hiukkasten, ja sen synnyn todennäköisyys kasvaa yli 100% rajan. Tämä on yksinkertaisen ja muuten toimivan Higgs-inflaatioteorian suurin ongelma.

SM*A*S*H-teoria ratkaisee ongelman siten, että inflaatiossa on mukana Higgsin lisäksi aksioni. Higgsin ei tarvitse vuorovaikuttaa gravitaation kanssa niin voimakkaasti, koska aksioni tekee suurimman osan työstä. Ja aksionin vuorovaikutukset puolestaan voivat olla lähtökohtaisesti paljon heikompia kuin Higgsin. Higgsin ominaisuudet tunnetaan hiukkaskiihdytinkokeista, mutta koska aksioni on spekulatiivinen hiukkanen jota ei ole nähty, sen käytöstä voi säätää miten haluaa.

Ongelman voi kuitenkin ratkaista Higgs-inflaatiossakin, ilman uusia hiukkasia. Yksi vaihtoehto on muuttaa gravitaatiota siten, että korkeilla energiatiheyksillä se käyttäytyy eri tavalla. Tälle on hyviä perusteluita: yleisestä suhteellisuusteoriasta on erilaisia versioita ja laajennuksia, jotka ovat samanlaisia pienillä energioilla, mutta eroavat varhaisen maailmankaikkeuden puristuksessa. Olen itse tehnyt jonkin verran tähän liittyvää tutkimusta.

Higgs-inflaation eri versiot voi erottaa toisistaan mittaamalla inflaation synnyttämiä gravitaatioaaltoja. Higgs-inflaation yksinkertaisin versio ennustaa, että gravitaatioaallot ovat niin voimakkaita, että seuraavat kosmista mikroaaltotaustaa mittaavat havaintolaitteet (LiteBIRD-satelliitti, Simons-observatorio ja koe nimeltä CMB-S4) näkevät niiden jäljen. Tämän takia monet kosmologit (mukaan lukien minä) odottavat niiden tuloksia suurella mielenkiinnolla.

Tämä on esimerkki siitä, miten fyysikot paikkaavat teorioiden puutteita ja kääntävät ongelmat mahdollisuuksiksi. Higgsin ja W– ja Z-bosonien tasapaino takasi, että LHC näkee jotain. Samalla tapaa, jos Higgs-inflaatio on oikeassa, niin kosmisen mikroaaltotaustan kokeiden luotaamilla energioilla pitäisi näkyä jotain uutta, vaikka merkit ovatkin vaikeammin taivaalta luettavissa kuin maanpäällisten hiukkasfysiikan kokeiden täsmälliset ja toistettavat signaalit.

---

Ongelmien murskaaminen

19.4.2024 klo 17.26, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Andreas Ringwald saksalaisesta hiukkaskiihdytinkeskuksesta DESY puhui toissapäivänä Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarissa hiukkasfysiikan teoriasta nimeltä SM*A*S*H, joka yrittää ratkaista yhdellä jysäyksellä suurimman osan kosmologian ongelmista. Ringwald on Guillermo Ballesteroksen, Javier Redondon ja Carlos Tamaritin kanssa kehittänyt teorian.

Nimi on lyhenne sanoista Standard Model Axion Seesaw Higgs-Portal Inflation. Tämä ennemmin konkreettinen kuin suureellinen sanarimpsu (vertaa vaikka termiin ”suuri yhtenäisteoria”) kertoo jotain fyysikkojen huumorista, mutta se myös kuvaa hyvin sitä, miten SM*A*S*H on rakennettu liimaamalla yhteen toimivaksi todettuja ideoita mahdollisimman yksinkertaisella liitoksella.

Kuten nimen alku kertoo, SM*A*S*H on hiukkasfysiikan Standardimallin laajennus. Siihen on lisätty kolme steriiliä neutriinoa, samaan tapaan kuin Takehiko Asakan ja Mikhail Shaposhnikovin vuonna 2005 esittämässä mallissa nuMSM. Asaka ja Shaposhnikov halusivat selittää neutriinoilla sekä aineen ja antiaineen välisen epäsuhdan että pimeän aineen. Heidän mallissaan kevyin neutriino on pimeää ainetta. Kahden hieman raskaamman neutriinon muuttuminen tavallisiksi neutriinoiksi synnyttää hieman enemmän neutriinoita kuin antineutriinoita, mikä taasen selittää miksi ainetta on enemmän kuin antiainetta. Asaka ja Shaposhnikov halusivat, että teoriaan ei lisätä mitään hiukkasia, jotka olisivat raskaampia kuin jo tunnetut hiukkaset, joten heidän mallissaan nämä kolme neutriinoa ovat niin kevyitä, että ne on mahdollista löytää kokeellisesti.

Myös SM*A*S*H:issa steriilit neutriinot ovat vastuussa aineen ja antiaineen epäsuhdasta, joskin eri tavalla. Tämä liittyy teorian toiseen S-kirjaimeen, sanaan seesaw eli kiikkulauta, jota en tässä tarkemmin selitä. Nimi liittyy siihen, että tavalliset neutriinot ovat hyvin kevyitä ja steriilit neutriinot hyvin raskaita. Steriilit neutriinot ovat myös hyvin epävakaita, eli elinikä on hyvin lyhyt, joten ne hajoavat hyvin varhaisina aikoina, ja hajoamisessa syntyy enemmän ainetta kuin antiainetta. Hiukkaskiihdytinten energia ei riitä niiden tuottamiseen törmäyksissä, eli niitä ei voi suoraan nähdä.

Pimeä aine selittyy SM*A*S*H:issa neutriinojen sijaan teorian A-kirjaimella, eli aksioneilla. Aksionit on alun perin keksitty ratkaisemaan sen ongelman, että Standardimallista näyttää puuttuvan yksi vuorovaikutus (asiasta tarkemmin täällä). Ne kuitenkin kelpaavat myös pimeäksi aineeksi. Aksionit ovat siitä hankala pimeän aineen ehdokas, että niitä syntyy varhaisessa maailmankaikkeudessa eri tavoilla: kosmisten säikeiden romahtaessa ja inflaation loppuessa. SM*A*S*H:in hyvä puoli on se, että on selvästi määritelty, mitä teoriaan kuuluu ja miksi, joten monimutkaisten laskujen avulla on mahdollista selvittää, miten aksioneja syntyy ja milloin niiden massatiheys vastaa havaintoja pimeästä aineesta.

SM*A*S*H:in viimeinen kirjain H viittaa Higgsin kenttään. Se on Standardimallin keskeinen osa, ja vuonna 2007 Fedor Bezrukov ja Mikhail Shaposhnikov oivalsivat, että Higgs voi olla vastuussa inflaatiosta – eli selittää maailmankaikkeuden rakenteiden alkuperän. SM*A*S*H:issa inflaatio on Higgsin ja aksionin yhteinen hanke, ja tämä ratkaisee Higgs-inflaation erään ongelman.

SM*A*S*H on esimerkki nykypäivän yhtenäisteoriasta: se ei pohjaa yhteen isoon ajatukseen, vaan kokoelmaan hyviksi todettuja ideoita. Fyysikot kutsuvat tällaista lähestymistapaa nimellä bottom-up, ylös pohjalta. Sen vastakohta on top-down, alas huipulta, mistä esimerkkejä ovat yleinen suhteellisuusteoria, suuret yhtenäisteoriat ja säieteoria. SM*A*S*H on sikäli viehättävä, että lähes kaikille palasille on hyvä perustelu ja ne sopivat hyvin yhteen. Monet kosmologian teoriat ovat sen sijaan kyhäelmiä, joihin on pultattu erilaisia osia ilman hyvää syytä. Yksi kauneusvirhe SM*A*S*H:issa on: mukana on yksi uudenlainen kvarkki, joka paikkaa teorian aukkoa, vaikka teoria olisi kauniimpi aukon kanssa: ilman sitä aksioneilla ei olisi massaa, eivätkä ne voisi olla pimeää ainetta.

Kauneudesta on erilaisia näkemyksiä, ja irralliselta näyttävä pala voi osoittautua keskeiseksi kun teoriaa ymmärretään paremmin. Lopulta havainnot ratkaisevat. SM*A*S*H on kunnianhimoinen kokonaisuus, ja sen varmistaminen ja erottaminen kilpailijoista vaatii paljon havaintoja.

Ringwaldin puhe keskittyikin siihen, miten SM*A*S*H:ia voidaan testata. Helpointa on aloittaa inflaatiosta, jonka ennusteita verrataan kosmisen mikroaaltotaustan mittauksiin. SM*A*S*H ennustaa, että inflaation synnyttämien gravitaatioaaltojen voimakkuus on isompi kuin Higgs-inflaatiossa. Rakenteilla tai suunnitteilla olevat LiteBIRD-satelliitti, Simons-observatorio ja nimellä CMB-S4 kulkeva teleskooppikokoelma tulevat lähitulevaisuudessa joko havaitsemaan nämä gravitaatioaallot tai osoittamaan, että SM*A*S*H ei kuvaa todellisuutta.

On muitakin inflaatiomalleja, joiden ennusteet kosmisen mikroaaltotaustan havainnoista ovat samat kuin SM*A*S*H:in, eli lisäksi tarvitaan jotain muuta. Aksionit vuorovaikuttavat valon kanssa, joten magneettikentässä valo joskus muuttuu aksioneiksi. Tätä voi tutkia osoittamalla lampulla seinään ja katsomalla hohkaako seinän toisella puolella valoa: joskus valo muuttuu aksioneiksi, jotka pääsevät seinän läpi, ja sitten takaisin valoksi. Myös muunlaisia kokeita on. SM*A*S*H ennustaa jonkinlaisella tarkkuudella aksionien massan ja sen kuinka usein ne muuttuvat fotoneiksi. Aksioneja etsivät kokeet kattavat lähitulevaisuudessa lähes kaikki mahdollisuudet, isoimpia massoja lukuun ottamatta.

Sen jälkeen voidaan kääntyä tulevaisuuden kokeiden puoleen: erityisen kiinnostavaa on gravitaatioaaltojen tarkempi mittaaminen. Koska niitä syntyy koko ajan ja ne matkaavat esteettä halki avaruuden, niistä voi lukea maailmankaikkeuden historian kaikki vaiheet: ongelmana on se, että gravitaatioaallot ovat erittäin heikkoja.

Ringwald antoi haaveiluksi leimaamansa aikajanan SM*A*S*H:in varmentamisesta. Siinä aksionit ja inflaation aikana syntyneet gravitaatioaallot löydetään pian, 2030-luvulla. Sitten 2060-luvulla LISA–gravitaatioaalto–observatorion seuraaja osoittaa inflaation gravitaatioaaltojen eri aallonpituuksien vastaavan ennusteita. Seuraavaksi 2080-luvulla seuraajan seuraaja näkee aksionien syntymisen jättämät jalanjäljet gravitaatioaalloissa. Ja lopulta ennen vuosisadan loppua uudenlaiset gravitaatioaaltokokeet, joiden teknologiaa ei ole vielä olemassa, näkevät gravitaatioaallot, jotka ovat syntyneet kun aksioni ja Higgsin kenttä inflaation loppuessa hajoavat hiukkasiksi ja niiden synnyttämät aallot vellovat.

On silmiinpistävää, että siinä missä kosmologiassa tällaiset kauaskantoiset visiot esitetään päiväunina –kuka tietää, millaista teknologiaa on 70 vuoden kuluttua?– niin hiukkaskiihdytinten seuraavan sukupolven kehittäjät tekevät vakavissaan suunnitelmia 2090-luvulle asti.

SM*A*S*H:issa näkyy kosmologian ja hiukkasfysiikan vahva suhde. Teorian rakentamisessa on käytetty paljon hiukkasfysiikan tutkimuksessa kertynyttä ymmärrystä, se ratkaisee sekä hiukkasfysiikan että kosmologian ongelmia, ja suurin osa sen testeistä on kosmologisia.

---

Yhdenvertaisuusperiaatteen merkitys

3.4.2024 klo 16.07, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

(Kirjoitus on julkaistu alun perin 29.3.2024.)

On valtava määrä mahdollisia fysiikan teorioita. Fyysikoilla on erilaisia keinoja sen setvimiseksi, mitkä niistä kuvaavat todellisuutta. Havainnoilla on ratkaiseva rooli, mutta ne eivät riitä. Joskus havainnot ovat väärässä, ja yleensä vaihtoehtoja pitää karsia jo ennen havaintoihin vertaamista; joskus taasen on vaikea löytää ainuttakaan sopivaa teoriaa.

Yksi apuväline on symmetria, toinen on se, että mietitään jotain yleisiä periaatteita ennen kuin muotoillaan mitään matemaattisesti.

Yleinen suhteellisuusteoria on hyvä esimerkki. Albert Einsteinin pohdinnoissakeskeisiä olivat ideat nimeltä heikko ekvivalenssiperiaate ja vahva ekvivalenssiperiaate. Nämä koukeroiset nimet viittaavat siihen, että gravitaatio vaikuttaa kaikkien liikkeisiin samalla tavalla ja että paikallisesti liike gravitaation alaisena on sama kuin paikallaan oleminen.

Näitä ideoita havainnollistaa Einsteinin ajatuskoe hissistä. Jos vaijeri katkeaa, niin minkä havaintojen pohjalta voi erottaa, onko vapaassa pudotuksessa vai paikallaan? (Ajatuskoe tehtiin 1900-luvun alussa; nykyäänhän hissit eivät putoa vaikka vaijeri menisi rikki.) Tällöinhän ihminen leijuu ilmassa kuin olisi painoton.

Heikon ekvivalenssiperiaatteen mukaan vapaata pudotusta ja lepoa ei voi erottaa siitä, miten kappaleet liikkuvat hississä, koska ne kaikki putoavat (tai ovat levossa) samalla tavalla. Olen kirjoittanut siitä tarkemmin täällä. Pelkkää gravitaatiota käyttämällä ei siis ole paikallisesti mahdollista erottaa onko vapaassa pudotuksessa vai levossa.

Vahvan ekvivalenssiperiaatteen mukaan eroa ei voi tehdä muidenkaan fysiikan vuorovaikutusten kuin gravitaation avulla – kuten tutkimalla vaikkapa sitä, miten atomit käyttäytyvät tai sähkölaitteet toimivat; kaikki menee kuten levossa olisi.

Einstein etsi matemaattista rakennetta, joka toteuttaisi nämä periaatteet. Hän päätyi siihen, että gravitaatiossa ei ole kyse voimasta, vaan aika-avaruuden kaarevuudesta. Aine kaareuttaa aika-avaruutta, ja kappaleet joihin ei vaikuta voimia, liikkuvat suorilla viivoilla kaarevassa aika-avaruudessa.

Nyt heikko ekvivalenssiperiaate ei ole enää ylimääräinen oletus tai outo asia selitettäväksi, vaan aivan ilmeinen asia. Kun kaikki liikkuvat suoria viivoja pitkin, miten liikkeissä voisi olla eroa? Tämä on esimerkki siitä, miten samalla kun fysiikan teorioiden kehitys kulkee kohti matemaattista hienostuneisuutta, niissä olevien oletusten määrä putoaa, ja asioista tulee teorian puitteissa yksinkertaisempia.

Vahva ekvivalenssiperiaate liittyy yleisessä suhteellisuusteoriassa siihen, että aika-avaruuden kaarevuus ilmenee vain aika-avaruuden paikkojen suhteissa, ei paikallisesti. Tämä on helppo ymmärtää ajattelemalla kaarevaa avaruutta, vaikka pallon pintaa.

Pallon yhdessä pisteessä ei voi erottaa, onko kaarevalla vai tasaisella pinnalla. Jos ajattelee tasoa, joka koskettaa palloa vain tässä pisteessä, niin kyseisessä pisteessä voi olla yhtä hyvin pallolla kuin tuossa tasossa. Pallo on siis paikallisesti tasainen. Jossain toisessa pisteessä on toinen taso, joka koskettaa palloa vain siinä pisteessä. Pallopinta koostuu äärettömästä määrästä tasoja, jotka on nivottu yhteen.

Asiaa voi hahmottaa ajattelemalla pallopinnan yhä tarkempaa mallintamista. Ensin palloa voi karkeasti kuvata kuutiolla, missä on kuusi tasoa, sitten dodekahedrillä, missä on kaksitoista tasoa, ja niin edelleen. Tasojen määrän kasvaessa kappale kuvaa yhä tarkemmin palloa, ja kun tasoja on äärettömän monta, se on täsmälleen pallo. Samalla tavalla voi kuvata minkä tahansa pinnan muodon. Jos pallon pinta ei ole tasainen, vaan siinä on kupruja, niin tasot nivoutuvat toisiinsa eri tavalla.

Yleisen suhteellisuusteorian aika-avaruus on samanlainen. Siinä on äärettömän monta tasaista aika-avaruutta nivottuna yhteen siten, että kokonaisuus on kaareva. Tämän hahmottaminen on vaikeampaa kuin pallopinnan kaarevuuden, koska ulottuvuuksia on neljä kahden sijaan, ja yksi niistä on aika. Rakenne on kuitenkin sama: paikallisesti aika-avaruus on tasainen, kaarevuudessa on kyse paikkojen välisestä suhteesta.

Fysiikan ilmiöiden –vaikkapa atomien värähtelyn tai valon liikkeen– kannalta tämä tarkoittaa sitä, että niitä kuvaavat yhtälöt ovat yhdessä pisteessä samanlaisia kuin siinä tapauksessa, että gravitaatiota ei ole. Kaarevuus näkyy vain kun katsotaan miten asiat muuttuvat kun siirrytään avaruudessa tai kun aika kuluu.

Esimerkiksi jos hissi on tarpeeksi iso (tai mittalaite riittävän tarkka), niin lähettämällä valoa hissin pohjasta kattoon voi selvittää onko aika-avaruus kaareva vaiko ei – eli onko gravitaatiota vaiko ei. Jos aika-avaruus on kaareva, niin hissin kattoon nivottu tasainen pinta osoittaa eri suuntaan kuin lattiaan nivottu, palloesimerkin kieltä käyttääkseni. Tämän takia valon energia kasvaa tai pienenee, riippuen siitä meneekö se isomman vai pienemmän kaarevuuden suuntaan.

Tarinassa on sellainen yksityiskohta, että itse asiassa valon (mutta ei muun aineen) liikettä kuvaavat yhtälöt riippuvat kaarevuudesta paikallisestikin, mikä on yksi tämänhetkisistä tutkimuskohteistani. Tämä havainnollistaa sitä, että fysiikan teorioiden löytämisessä käytetyt periaatteet ovat rakennustelineitä: kun teoria on valmis, niitä ei tarvita. Joskus teoria toteuttaa periaatteet täysin, kuten heikon ekvivalenssiperiaatteen tapauksessa. Toisinaan alkuperäinen ajatus ei ollut täysin oikein, kuten vahvan ekvivalenssiperiaatteen tapauksessa. Teorian matemaattinen rakenne kertoo mitkä periaatteet toteutuvat ja mitä seurauksia niistä on, ja havainnot kertovat kuvaako tämä matemaattinen rakenne todellisuutta, eli onko päädytty oikeaan teoriaan.

Päivitys (19/04/24): Yksi katto korjattu lattiaksi.

Sattuman sormenjäljet

3.4.2024 klo 16.06, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

(Kirjoitus on julkaistu alun perin 23.3.2024.)

Keskiviikkona Jérôme Martin tutkimuslaitoksesta Institut d’Astrophysique de Paris puhui Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarissa maailmankaikkeuden rakenteen kvanttifysikaalisesta alkuperästä.

Menestynein teoria kaikkien rakenteiden –planeettojen, galaksien ja niin edelleen– siementen synnystä on kosminen inflaatio. Inflaatio tarkoittaa maailmankaikkeuden alkuhetkinä tapahtunutta kiihtyvää laajenemista, jonka aikana avaruus paisui valtavasti.

On satoja erilaisia malleja inflaatiosta, mutta perusversio on seuraavanlainen. Avaruuden täytti jokin kenttä, joka sai laajenemisen kiihtymään. Tämä voi olla Higgsin kenttä tai jokin muu kenttä. Kentässä (kuten kaikessa aineessa aina) oli kvanttivärähtelyjä, pieniä eroja kentän arvossa. Kiihtyvän laajenemisen takia ne venyivät nopeasti hiukkasfysiikan skaalasta kosmisiin mittoihin ja jäätyivät paikalleen. Inflaation lopuksi kenttä hajosi hiukkasiksi. Niihin paikkoihin missä kentän energia sattui olemaan vähän keskivertoa isompi syntyi enemmän hiukkasia. Näiden pienten tihentymien ympärille sitten kertyi aikanaan enemmän ainetta, ja niistä kehittyi galakseja ja muita klimppejä.

Inflaatio on ainoa fysiikan alue, jossa on käsitelty aika-avaruutta kvanttifysiikan keinoin ja onnistuneesti testattu ennusteita havaintojen avulla – se on toistaiseksi ainoa kokeellinen näkymämme kvanttigravitaatioon. Galaksien jakauma taivaalla ja kosminen mikroaaltotausta näyttävät siltä kuin mitä inflaatio ennustaa.

Mutta mistä tiedämme, onko inflaatio oikea selitys – voisiko jokin toinen tapahtuma synnyttää samanlaiset rakenteen siemenet inflaation kvanttivärähtelyiden sijaan?

Yksi tapa varmistua asiasta olisi havaita inflaation synnyttämät gravitaatioaallot. Inflaatiossa niitä syntyy tyhjästä kvanttifysikaalisten värähtelyjen takia, ja samanlaisia aaltoja on vaikea tuottaa muuten. Valitettavasti gravitaatioaaltojen voimakkuus vaihtelee eri inflaatiomalleissa, ja joissakin ne ovat niin heikkoja, ettei niitä voi havaita millään nähtävissä olevalla teknologialla.

Entä galaksien jakauma ja kosminen mikroaaltotausta – voimmeko päätellä, että ne eivät voi olla peräisin mistään klassisen fysiikan kuvaamasta tapahtumasta, vaan taustalla on inflaation kvanttifysiikkaa? Martin on yksi tämän kysymyksen parhaita asiantuntijoita.

Avain klassisen fysiikan ja kvanttifysiikan erottamiseen on se, että niissä tapahtumilla on erilaisia korrelaatioita. Korrelaatio kahden asian välillä tarkoittaa sitä, että yhden tietäminen kertoo jotain toisesta.

Esimerkiksi jos uurnassa on yksi musta ja yksi valkoinen kivi ja sieltä nostaa valkoisen, niin tietää, että seuraava on musta, ja toisin päin. Tällöin havaintojen korrelaatio on täydellinen: yksi ennustaa täysin toisen. Yleensä korrelaatio on vain tilastollinen. Jos uurnassa on kaksi mustaa ja kaksi valkoista kiveä ja sieltä nostaa valkoisen, niin todennäköisyys sille, että seuraava kivi on musta on 2/3.

Jokin ilmiö voi myös olla korreloitunut paikassa. Kun Helsingin keskustassa sataa, niin todennäköisyys sille, että myös Tapiolan keskustassa sataa on keskivertoa isompi. Kauempana korrelaatio on pienempi.

Kvanttifysiikassa on korrelaatioita, jotka eivät ole klassisessa fysiikassa mahdollisia. Yksi esimerkki koskee hiukkasten pyörimistä. Ajatellaan, että kansainvälisellä avaruusasemalla laitetaan klassisen fysiikan lakien kuvaama hyrrä pyörimään ilmassa sattumanvaraisesti siten, että sen akseli osoittaa samalla todennäköisyydellä mihin tahansa suuntaan. Jos mitataan kuinka paljon akseli on kallellaan oikealle, niin tämä ei kerro mitään siitä paljonko se on kallellaan eteen tai alas.

Kvanttimekaniikassa on toisin: alkeishiukkasen pyörimisen mittaaminen yhdessä suunnassa vaikuttaa sen pyörimiseen muissa suunnissa. Toisin sanoen pyörimisen suuntien mittaustulosten välillä on korrelaatio. Tätä korrelaatiota kuvaa Bellin epäyhtälö, joka kertoo, kuinka paljon enemmän kvanttifysiikan kuvaama systeemi on korreloitunut kuin klassisen fysiikan kuvaama.

Galaksien jakaumassa (ja kosmisen mikroaaltotaustan täplissä) on korrelaatioita. Kun tiedämme, että taivaalla on galaksi tietyssä kohdassa, se vaikuttaa todennäköisyyteen siitä, onko toisessa kohdassa galaksi.

Jos tarkastellaan vain inflaation tuottamia galaksiparien paikkoja taivaalla, niin niiden korrelaatiot voisi tuottaa jokin klassinen prosessi. Mutta Martin ja hänen yhteistyökumppaninsa ovat osoittaneet, että kun tarkastellaan inflaation tuottamien tihentymien paikkojen lisäksi sitä, miten nopeasti ne muuttuvat, niin korrelaatiot ovat monimutkaisempia, eikä klassinen fysiikka voi tuottaa niitä – kuten Bellin epäyhtälön tapauksessa.

Valitettavasti inflaation synnyttämät tihentymät muuttuvat aluksi erittäin hitaasti, ja muutosta on käytännössä mahdotonta mitata. Myöhemmin esimerkiksi galaksien muodostuessa aineen jakauma kyllä muuttuu nopeasti, mutta se johtuu aineklimppien keskinäisestä gravitaatiosta, eikä kerro mitään inflaation antamasta alkunopeudesta.

Martin on etsinyt asioita, joissa kvanttifysiikan vaikutus näkyisi ja joita olisi helpompi havaita, mutta aluksi lupaaviltakin näyttävät korrelaatiot ovat osoittautuneet tarkemmin katsottuna liian heikoiksi. Yksi mahdollisuus on se, että otetaan huomioon galaksien paikan taivaalla lisäksi myös etäisyys meistä – eli tutkitaan galaksien kolmiulotteisen jakauman korrelaatioita. Toinen mahdollisuus on tarkastella useamman kuin kahden galaksin paikkojen korrelaatioita.

Martin arvelee, että luultavasti kaikki kvanttifysiikan sormenjäljet inflaatiossa ovat liian heikkoja mitattavaksi, mutta tutkimus jatkuu. Joka tapauksessa on kiehtovaa, miten kvanttimekaniikan perustavanlaatuisia piirteitä –joiden luotaamisesta laboratoriossa myönnettiin vuonna 2022 Nobelin palkinto– voi setviä myös taivaalle katsomalla.

---

Maailmankaikkeudesta ihmisessä

4.3.2024 klo 16.29, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Puhun lauantaina 16.3. kello 11.00 Humanistiliiton kevätseminaarissa Helsingissä Paasitornissa (Paasivuorenkatu 5 A) otsikolla Maailmankaikkeus on osa meitä. Päivän koko ohjelma on alla. Tilaisuuteen voi osallistua myös etänä. Tilaisuus on kaikille avoin, muille kuin jäsenille on vapaaehtoinen €0-€30 osallistumismaksu.

11-12 kosmologi Syksy Räsänen: Maailmankaikkeus on osa meitä

12-13 professori em. Tarmo Kunnas: Pyhyys uskontojen tuolla puolen

13-14 omarahoitteinen lounas

14-15 tulevaisuuden tutkija, yrittäjä Aleksi Neuvonen: Ihminen osana luontoa

päiväkahvi

15-16 globaalin oikeuden asiantuntija Eppu Mikkonen, Fingo ry: Sosiaalisen kehityksen lähtökohdat ja merkitys tulevaisuuteen

16-17 professori em. Jukka Kekkonen: Varallisuuserojen ja hallinnon vaikutus yhteiskuntaan ja ihmiseen

---

Koneiden kuvitelmat

29.2.2024 klo 21.30, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Viime perjantaina Guilhem Lavaux tutkimuslaitoksesta Institut d’Astrophysique de Paris puhui Helsingin yliopiston fysiikan osaston astrofysiikan seminaarisarjassa koneoppimisesta kosmologiassa.

Koneoppiminen, joka tunnetaan myös nimellä AI (artificial intelligence eli tekoäly) on muotia, ja sitä halutaan käyttää kaikkialla, mukaan lukien paikoissa, joissa sen hyöty on kyseenalainen. On kuitenkin myös asioita, joihin koneoppimista tarvitaan.

Kosmologiset havainnot etenevät rivakasti. Parhaillaan havaintoja tekevän Euroopan avaruusjärjestö ESA:n satelliitin Euclid mittaukset kattavat maailmankaikkeuden osan, jonka tilavuus on 5 000 kuutiomiljardivalovuotta (vrt. kuutiokilometriä), eli yli 10³⁰ kuutiovalovuotta, ja se havaitsee yli miljardi galaksia.

Datan määrä on kasvanut nopeammin kuin koneiden laskentateho, mikä vaikeuttaa havaintojen käsittelyä ja vertaamista teorioihin. Jossain vaiheessa havainnoissakin tulee raja vastaan: Euclid näkee jo noin 4% havaittavissa olevasta maailmankaikkeudesta. Paremmilla laitteilla jotka näkevät himmeämpiä kohteita voi vielä mitata tuhat kertaa enemmän galakseja kuin Euclid, mutta sitten ne on kaikki kartoitettu. Joka tapauksessa dataa tulee valtavasti, ja koneoppimisesta halutaan apua sen käsittelyyn.

Koneoppimisessa annetaan ohjelmalle joukko esimerkkejä, jotta se oppii tunnistamaan niistä oleellisia piirteitä, jaottelemaan niitä mielekkäästi ja tuottamaan uusia tapauksia itse. Esimerkiksi harjoitusaineistona voi olla kasa kuvia ja tieto siitä missä niistä on ihmiskasvot ja missä ei, jotta ohjelma oppii tunnistamaan kasvoja ja tekemään uusia kasvokuvia.

Koneoppimisen vahvuus on se, että ohjelmoijan ei tarvitse tietää mikä on oleellista, vaan ohjelma kehittyy itse hahmottamaan, mikä on tärkeää tunnistamisen ja toistamisen kannalta.

Lavaux kertoi, miten tätä käytetään kosmologisissa simulaatioissa. Perinteisissä simulaatioissa ohjelmalle annetaan aineen jakauma alussa sekä fysiikan lait, jotka määrittävät, miten aine vuorovaikuttaa. Sitten ohjelma laskee miten aine liikkuu. Koska kosmologiassa halutaan määrittää tunnettuja asioita tarkemmin sekä etsiä poikkeamia tunnetuista fysiikan laeista, on tärkeää simuloida useita eri vaihtoehtoja, jotta tiedetään mitä etsiä havainnoista.

Koneoppimisessa ohjelma koulutetaan joukolla simulaatioita, joista se oppii tunnistamaan miten rakenteet kehittyvät eri tapauksissa. Sitten ohjelmalle annetaan aineen jakauma alussa sekä yksinkertaistetun laskun tulos siitä, miten aine liikkuu. Ohjelma korjaa oppimansa perusteella tulosta parhaaksi katsomallaan tavalla.

Tämä on sata kertaa nopeampaa kuin simulaatioiden tarkka laskeminen. Lopputuloksen luotettavuutta on kuitenkin vaikea arvioida. Lavaux’n esittämien vertailujen perusteella koneoppimisen ja tarkkojen laskujen tulokset vastaavat tällä hetkellä toisiaan prosentin tarkkuudella niistä asioista, mitä on verrattu. Tätä voidaan varmasti parantaa.

Olen kuitenkin epäilevä. Mikään ei takaa, että koneoppiminen antaa oikean tuloksen myös sellaisille asioille, joita ei ole tarkistettu. Päinvastoin, on varmaa, että se ei anna kaikesta oikeaa tulosta. Oppiva ohjelma on nopea, koska se sivuuttaa paljon epäoleellisiksi katsomiaan piirteitä. Mutta kosmologiassa ei ole etukäteen täysin selvää, mikä on oleellista ja mikä ei.

Koneoppimisen vahvuus on myös sen ongelma: kun ei tiedä mitä ohjelma pitää oleellisena, on vaikea sanoa mitkä piirteet se sivuuttaa epäoleellisina. Kosmologian tapauksessa oppiva ohjelma käytännössä yksinkertaistaa fysiikan lakeja, jotka määrittävät sen, miten aine liikkuu. Koska havaintojen tarkoituksena on löytää pieniä ja uusia poikkeamia tunnetuista fysiikan laeista, mutta emme tiedä millaisista poikkeamista on kyse, on vaikea sanoa, sivuuttaako ohjelma oleellisia seikkoja.

Jos ohjelma löytää datasta uuden piirteen jota ei oikeasti ole olemassa, se on helppo tarkistaa ja hylätä. Mutta jos se hukuttaa signaalin kuvitelmaansa siitä, mitä tuloksen pitäisi näyttää, niin puutetta on vaikeampi korjata.

Sudenkuoppa syvenee, kun koneoppimista käytetään datan analysoimiseen. Data ja teoria eivät koskaan ole täysin erillisiä. Datan siivoamisessa ja analysoimisessa käytetään aina teoriaan perustuvia odotuksia siitä, miltä datan pitäisi näyttää, ja datan ja teorian arviointi kulkevat käsi kädessä. Jos teoriaa korvataan koneoppimisella, ennusteiden lisäksi myös datasta saattaa hukkua joitakin piirteitä.

Lavaux puhui myös koneoppimisen käyttämisestä toisenlaiseen tehtävään: auttamaan teorian ja havaintojen yhteyden löytämisessä korvaamatta teoriaa.

Tämä on ongelma, jonka ratkaisemiseen koneoppiminen soveltuu hyvin. Teoriassa on tyypillisesti useita erilaisia lukuja, jotka halutaan selvittää datasta. Ne kuvaavat esimerkiksi tavallisen aineen, pimeän aineen ja pimeän energian määriä ja alkujakaumaa.

Koska havaintojen yksityiskohdat riippuvat näistä luvuista monimutkaisella tavalla, voi olla vaikea löytää ne luvut, jotka kuvaavat havaintoja parhaalla tavalla. Koneoppiminen voi nopeuttaa oikeiden lukujen löytämistä huomattavasti, ja tuloksen voi tarkistaa.

Kuten muillakin aloilla, myös kosmologiassa koneoppimisen käyttö kasvaa nopeasti: viimeisimmässä konferenssissa aiheesta oli 400 osallistujaa, mikä on kosmologiassa paljon. Kun Lavauxilta kysyttiin, missä alan ongelmissa koneoppiminen hänen mielestään auttaa kymmenen vuoden aikana eniten, hän vastasi että on vaikea sanoa, kun siinä tapahtuu iso murros kuuden kuukauden välein tai useammin.

---

Kuplahäiriköt

21.2.2024 klo 21.28, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Toissaviikolla Mark Hindmarsh puhui Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarissa olomuodon muutoksista varhaisessa maailmankaikkeudessa ja kylmässä heliumissa. Mark ja Kuang Zhang kirjoittivat aiheesta myös Fysiikan tutkimuslaitoksen blogiin. Molemmat ovat tutkijoina sekä Helsingin että Sussexin yliopistoissa.

Mark ja Kuang ovat pääasiassa kiinnostuneita siitä, miten aineen olomuoto muuttuu maailmankaikkeuden ollessa sekunnin miljardisodan sadasosan ikäinen. Silloin lämpötila laskee alle miljoonan miljardin asteen, ja Higgsin kenttä muuttaa olomuotoaan – tavallaan jäätyy. Higgsin jäätyminen saattaa alkaa kuplien muodostumisella, samaan tapaan kuin veden kiehuminen. Kuplien pinnan lähellä voi kehittyä enemmän ainetta kuin antiainetta, ja niiden törmäysten mainingit saattavat synnyttää voimakkaita gravitaatioaaltoja, joita valmisteilla oleva LISA-satelliittikolmikko voi havaita.

Hiukkasfysiikan Standardimallissa ei synny kuplia, mutta on valtava määrä Standardimallin laajennuksia, joissa tilanne on toinen. Yleensä hiukkasfysiikot ja kosmologit keskittyvät siihen, millaisia nämä laajennukset ovat ja miten uudet hiukkaset ja vuorovaikutukset vaikuttavat olomuodon muutokseen.

Mark ja Kuang yhteistyökumppaneidensa kanssa ovat ottaneet askeleen taaksepäin. He pohtivat sitä, onko olomuodon muutosta käsitelty alkuunkaan oikein. On olemassa yleisesti käytetty teoria kuplien syntymiselle, ja he tutkivat, voiko sen ennusteisiin luottaa vertaamalla niitä havaintoihin sellaisen aineen tapauksessa, mitä voi mitata maanpäällisissä oloissa.

Joitakin arkisiakin olomuodon muutoksia ymmärretään vielä vajavaisesti. Kaikki tietävät, että normaalipaineessa vesi jäätyy nollassa ja kiehuu sadassa asteessa. Mutta tämän laskeminen vesimolekyylien teoriasta ei ole yksinkertaista. Yksi ongelma on se, että suuri osa olomuodon muutoksista alkaa aineessa olevista epäpuhtauksista: pienet häiriöt johtavat suuriin muutoksiin. Jos lämmittää puhdasta vettä, se säilyy normaalipaineessa nestemäisenä 300 asteeseen asti. Vastaavasti jäähtyvän puhtaan vesihöyryn ennustetaan pysyvän kaasumaisena 50 asteeseen asti.

Veden tapauksessa tämä käytös osataan jokseenkin laskea. Mark ja kumpp. ovat kiinnittäneet huomionsa helium-3:een, eli aineeseen jonka ytimet koostuvat kahdesta protonista ja yhdestä neutronista. Kun lämpötila on noin asteen tuhannesosan verran absoluuttisen nollapisteen yläpuolella, helium-3:lla on kolme erilaista olomuotoa, joiden nimet ovat normaali, A ja B. Kuten veden tapauksessa, riippuu lämpötilasta ja paineesta, missä olomuodossa aine on. Mutta toisin kuin veden kohdalla, teoreettiset laskut ja havainnot ovat aivan ristiriidassa.

Kun soveltaa puhtaaseen helium-3:een varhaisessa maailmankaikkeudessa käytettävää teoriaa kuplista, saa tulokseksi että jos helium-3 päätyy olomuotoon A, se pysyy siinä äärimmäisen kauan – paljon kauemmin kuin miljardeja vuosia. Kokeissa kuitenkin nähdään, että olomuoto A muuttuu B:ksi minuuteissa tai tunneissa.

On ainakin kaksi mahdollisuutta: joko (kuten vedelle) häiriöt ovat tärkeitä olomuodon muutoksissa, tai sitten teoria kuplien muodostumisesta on väärin. Mark ja kumpp. tutkivat asiaa teoreettisesti ja kokeellisesti Aalto-yliopiston matalan lämpötilan asiantuntijoiden sekä Lancasterin ja Royal Hollowayn yliopistojen kokeellisten fyysikoiden kanssa.

Vaikka tekisi helium-3:a miten huolella tahansa, epäpuhtauksilta ei voi välttyä. Lähes kaikki aine on radioaktiivista, eli sisältää ytimiä jotka hajoavat. Hajoamisessa syntyvät hiukkaset voivat kiitää helium-3:en sisälle, tahrata sen puhtauden ja käynnistää olomuodon muutoksen. Lisäksi Maapallolle tulee koko ajan avaruudesta kosmisia säteitä. Ne iskeytyvät ilmakehän atomeihin, ja törmäyksessä syntyvät hiukkaset voivat lentää maan pinnalle, häiriköidä kokeessa käytettävää helium-3:ta ja työntää olomuodon A pois tasapainosta.

Samanlaisia ongelmia tulee vastaan kun etsitään pimeää ainetta. Silloin pitää erottaa pimeän aineen törmäykset muiden hiukkasten tönimisestä. Kun laitteen panee kaivokseen, yllä oleva kivikuori pysäyttää taivaalta tulevat hiukkaset. Laitteesta tulevat ydinten hajoamistuotteet taasen erottaa siitä, että ne törmäävät yleensä lähellä astian reunoja, eivät sen sisuksissa.

Toinen mahdollinen häiriöiden lähde on reunat. Jossain helium-3:n pitää kohdata muu aine, ja kohtaamispinnan epätasaisuus voi suistaa olomuodon pois tolaltaan. Royal Hollowayssä rakennetaan helium3:lle astia, jonka on niin tasainen kuin atomit vain sallivat. Lancasterin yliopistossa taasen eristetään olomuoto A magneettikenttien avulla reunoista.

Mark ja kumpp. ovat jo laskeneet simulaatioiden avulla teoreettisesti, mitä tapahtuu kun olomuotoa A häiritään. Tällöin syntyy olomuodon B kuplia, mutta vastoin odotuksia helium-3 ei siirry ollenkaan normaaliin olomuotoon. Ei vielä ymmärretä, miksi näin on.

Tarkemmat teoreettiset laskut ja kokeiden tulokset osoittavat, onko teoria kuplien muodostumisesta virheellinen vai selviääkö kaikki häiriöillä. Edellisessä tapauksessa arviot aineen ja antiaineen epäsuhdan ja gravitaatioaaltojen syntymisestä varhaisessa maailmankaikkeudessa menevät uusiksi.

Jälkimmäisessä tapauksessa ongelmaa ei ole: varhaisen maailmankaikkeuden aine on erittäin puhdasta ja ulottuu rajattomiin, eli sillä ei ole reunoja. On tosin mahdollista, että sama Standardimallin laajennus, jonka takia syntyy kuplia, saa aikaan myös kosmisia säikeitä tai muita eksoottisia epätasaisuuksia, jotka muuttaisivat tilanteen.

LISA:n on määrä nousta Aurinkoa kiertävälle radalle vuonna 2035, eli on vielä vuosikymmen aikaa saada ennusteet valmiiksi. Samalla saadaan kenties ymmärrettyä muitakin kuin kosmologisia olomuodon muutoksia paremmin.

---

Parisuhteita

30.1.2024 klo 21.25, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Viime viikolla Giorgio Mentasti Iso-Britannian Imperial Collegesta puhui Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarien sarjassa Aurinkokunnan käyttämisestä gravitaatioaaltojen havaitsemiseen.

Sen jälkeen kun LIGO-koeryhmä helmikuussa 2016 ilmoitti ihmiskunnan historian ensimmäisestä suoraan havaitusta gravitaatioaallosta, niistä on tullut astrofysiikan ja kosmologian keskeisiä tutkimuskohteita.

Gravitaatioaalloilla, kuten sähkömagneettisella säteilyllä, on eri aallonpituuksia. Kun tähtitieteessä on laajennettu havaintoja uusille aallonpituuksille, on löytynyt uudenlaisia ilmiöitä. Esimerkiksi mikroaaltojen, röntgensäteiden ja radioaaltojen kautta havaitaan erilaisia kohteita kuin näkyvän valon avulla. Samaan tapaan eripituisten gravitaatioaaltojen avulla näkee eri kohteita.

LIGO-havaintolaitteet, jotka toimivat yhdessä Virgo– ja KAGRA-laitteiden kanssa, ovat nähneet kymmeniä gravitaatioaaltoja, joiden aallonpituus on noin tuhat kilometriä. Euroopan avaruusjärjestö ESA:n LISA–satelliittikolmikon on määrä nousta taivaalle vuonna 2037 mittaamaan gravitaatioaaltoja, joiden aallonpituus on miljardi kilometriä, ja kiinalaiset kilpailijat TianQin ja Taiji kirivät ehtiäkseen ensin. Pulsareiksi kutsuttujen pyörivien neutronitähtien lähettämien radiosignaalien avulla on kenties havaittu gravitaatioaaltoja, joiden aallonpituus on kymmenen valovuoden suuruusluokkaa.

Samalla fyysikot yrittävät keksiä muita keinoja gravitaatioaaltojen havaitsemiseen. Mentis ja hänen väitöskirjaohjaajansa Carlo Contaldi ehdottavat uutta mutta vanhanaikaista menetelmää: mitä jos kalliiden lasersäteiden ja monimutkaisten satelliittien sijaan katsottaisiin Aurinkokunnan kappaleiden liikkeitä?

Aurinkokunnassa on arviolta miljardi asteroidia ja muuta pientä kappaletta. Niistä noin miljoonan paikat tiedetään. Kun gravitaatioaalto, jonka aallonpituus on Aurinkokuntaa isompi, pyyhkäisee halki Aurinkokunnan, se vaikuttaa samalla tavalla kaikkialla. Tällaisia gravitaatioaaltoja odotetaan olevan maailmankaikkeudessa paljon, ja vaikka mittausmenetelmä ei pystyisi erottamaan yksittäisiä kohteita, se voi havaita aaltojen yhdessä muodostaman kohinan – tähän Mentasti ja Contaldi tähtäävät.

Gravitaatioaaltoja on vaikea havaita, koska niiden aiheuttama muutos yksittäisen kappaleen rataan on pieni, mutta kappaleiden iso lukumäärä helpottaa. Mentastin ja Contaldin menetelmässä seurataan kappaleiden paikkoja suhteessa toisiinsa, joten oleellista on erilaisten asteroidiparien määrä: miljoonasta asteroidista saa muodostettua miljoona miljoonaa paria.

ESA:n Gaia-satelliitti on seurannut Aurinkokunnan asteroideja kymmenen vuotta. Elokuussa aloittava Vera C. Rubin -observatorio mittaa kymmenen vuoden aikana yli viiden miljoonan kappaleen paikkoja Aurinkokunnassa. Signaalin voimakkuus kasvaa nopeasti ajan myötä: mitä pidempään kohteita seuraa, sitä isomman poikkeaman gravitaatioaallot aiheuttavat.

Valitettavasti Gaian herkkyys on sata kertaa ja Rubin-observatorion miljoona kertaa pienempi kuin mitä pulsarien mahdollisesti havaitseman gravitaatioaaltotaustan havaitsemiseen vaaditaan. Havainnointiaikaa on vaikea kasvattaa paljon kymmenestä vuodesta, etenkin satelliittien tapauksessa. Mutta seuraavan sukupolven teleskoopit mittaavat asteroidien ratoja tarkemmin ja kenties havaitsevat useampia niitä. Lisää dataa voi saada myös seuraamalla kaukaisten tähtien paikkoja, ja yhdistämällä ne havaintoihin asteroideista.

Vaikka menetelmä ei ainakaan vielä ole kilpailukykyinen pulsarien kanssa, se on sikäli kiinnostava, että se ei maksa mitään. Asteroidien ratoja seurataan joka tapauksessa muista syistä, ja niiden käyttäminen gravitaatioaaltojen havaitsemiseen on ilmainen bonus. Samaan tapaan pulsarihavaintojen tapauksessa oli tärkeää, että planeettojen liikkeet oli selvitetty tarkkaan muihin tarkoituksiin; Jupiterin sijainti tiedetään 10 kilometrin tarkkuudella.

Fysiikassa tieto ei ole kerros toisensa päälle rakentuva torni, vaan se muodostaa verkon, jonka osat tukevat toisiaan. Kun käsityksemme maailmankaikkeudesta eri saroilla tarkentuu, mahdollisuus löytää poikkeamia tunnetusta fysiikasta kasvaa. Vastaavasti yksittäisten poikkeamien selittäminen muuttuu vaikeammaksi, koska selityksen täytyy olla sopusoinnussa monen muunkin asian kanssa..

Esimerkiksi kosmologian tämän hetken merkittävin ristiriita havaintojen ja teorian välillä, joka liittyy maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen, on osoittautunut vaikeaksi ratkaista, koska kun korjaa ongelman joillekin havainnoille, niin samalla huonontaa muiden tilannetta. Tämä voi viitata siihen, että teoriassa on jotain pielessä odotettua pahemmin, tai sitten havainnoissa voi olla isompia puutteita kuin mitä nyt ymmärretään. Yhteistä asteroiditapaukseen on se, että avain edistykseen on tarkemmat havainnot.

---

Lilliputtien sääennusteet

21.1.2024 klo 23.23, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

Toissapäivänä Joonas Nättilä Columbian yliopistosta puhui Helsingin yliopiston (minne hän pian siirtyy) astrofysiikan seminaarisarjassa neutronitähtien säästä.

Neutronitähdet ovat suosittu tutkimusaihe. Niiden törmäyksiä on havaittu gravitaatioaalloilla, ja niiden lähettämien radiosignaalien avulla on kenties löydetty uudenlaisia gravitaatioaaltoja. Lisäksi NICER-koe kansainvälisellä avaruusasemalla mittaa neutronitähtien lähettämiä röntgensäteitä entistä tarkemmin.

Neutronitähdet ovat maailmankaikkeuden tiheimpiä kappaleita (jos mustia aukkoja ei lueta kappaleiksi). Neutronitähti syntyy kun raskas tähti romahtaa, mutta tähden massa ei ole tarpeeksi iso, että aine valahtaisi mustaksi aukoksi. Neutronitähtien säde on kymmenisen kilometriä, tuhat kertaa pienempi kuin Maan. Niiden massa on paljon Maata isompi, suunnilleen yhden ja kahden Auringon massan väliltä. Neutronitähden tiheys on niin iso, että protonit ja elektronit sulautuvat yhteen ja muodostavat neutroneita, jotka pakkautuvat tiiviisti.

Yksinkertaistaen voi sanoa, että neutronitähti on jättimäinen atomiydin. Kuten olen aiemmin kirjoittanut, tämän kuvauksen tarkkuus on suunnilleen sama kuin jos sanoisi Maan olevan iso kivi. Tarkemmin katsottuna niin Maan kuin neutronitähden sisällä on erilaisia kerroksia, ja pinnalla on ohut kerros merta ja ilmakehää.

Neutronitähtien kohdalla englannin sanan atmosphere suomennos ilmakehä on hieman harhaanjohtava, koska tuo kerros ei muodostu ilmasta, vaan vapaiden ydinten ja elektronien plasmasta, jonka lämpötila on kymmenen miljoonaa astetta.

Neutronitähdet ovat voimakkaan gravitaation takia paljon Maata tasaisempia. Neutronitähdissä vuorten korkeus on korkeintaan millimetri, vain kymmenesmiljoonasosa säteestä. Maapallolla vuoret ovat tuhannesosan säteestä korkuisia nyppylöitä pinnalla, yhtä korkeita kuin mitä meri on syvä ja vain vähän ilmakehän paksuutta pienempiä. Siksi Maassa pinnanmuodoilla on säähän iso vaikutus, neutronitähdissä pieni.

Neutronitähtien meren syvyys on noin kymmenen metriä ja ilmakehän paksuus noin kymmenen senttiä. On hauskaa, miten neutronitähdissä äärimmäinen tiheys ja korkea lämpötila yhdistyvät arkiseen kokoon. Neutronitähden meren syvyys on noin tuhannesosa sen säteestä, eli se on yhtä ohut kerros suhteessa kokoon kuin Maapallollakin. Ilmakehä on sen sijaan suhteessa ohuempi kuin Maapallolla. Toisin kuin Maassa, missä meren ja ilman välinen raja on selvä, neutronitähdissä siirtymä merestä ilmaan on tasaisempi. Nättilä mainitsikin, että olisi kiinnostava tutkia meren ja ilmakehän pintaa tarkemmin.

Kun Maapalloa katsoo avaruudesta, näkee vain sen mitä ilmakehässä ja merenpinnalla (ja maanpinnalla, koska Maa ei ole kokonaan meren peitossa) tapahtuu, syvemmälle ei näe. Sama pätee neutronitähtiin. Siksi näiden ylimpien kerrosten ymmärtäminen on tärkeää.

Tähän Nättilä on pureutunut. Hänen tutkimusryhmänsä on laskenut tarkoilla simulaatioilla, miten neutronitähtien meret ja ilmakehät käyttäytyvät, eli tehnyt sääennusteita neutronitähdille. Maassa sääilmiöitä ajaa Auringosta tuleva säteily sekä maansisäiset tapahtumat kuten maanjäristykset ja tulivuoret.

Jos neutronitähti ei ole yksin, vaan sillä on yksi tai useampia tähtiä seuralaisena, niistä putoava aine aiheuttaa sääilmiöitä. Neutronitähden voimakkaan gravitaation takia aine iskeytyy pintaan isolla nopeudella, ja voi saada aikaan ydinräjähdyksen ja sitä seuraavan tsunamin pikkumeressä. Toisaalta pulsareilla on myös yksityinen elämänsä: niillä on tähdenjäristyksiä, joita on havaittu häiriöinä niiden muuten hyvin säntillisessä pyörimisessä.

Pyöriminen vaikuttaa sekin säähän niin Maassa kuin neutronitähdissä. Maapallon pyörimiseen liittyvän Coriolis-vaikutuksen takia ilmavirrat kääntyvät pohjoisella pallonpuoliskolla oikealle ja eteläisellä vasemmalle. Pallonpuoliskojen rajalla, päiväntasaajalla, Coriolis-vaikutus saa aikaan pyörremyrskyjä.

Neutronitähdet pyörivät paljon nopeammin kuin Maa, niiden päivän pituus vaihtelee sekunnin tuhannesosasta sekuntiin. Tämä johtuu siitä, että kun aine pakkautuu pienempään kokoon, sen pyörimisnopeus kasvaa. Tavallinen esimerkki tästä on taitoluistelija, joka kiihdyttää pyörimistään vetämällä raajat lähelle keskiruumista. (Ilmiötä voi kokeilla myös hyvin öljytyillä toimistotuoleilla, joskin on syytä olla varovainen.)

Tämän takia neutronitähdissä pyörremyrskyt voivat olla paljon vahvempia ja kestää kauemmin kuin Maassa. Aurinkokunnan muissa kappaleissa näkyy samanlaisia ilmiöitä, esimerkiksi Jupiterissa on jatkuvia pyörremyrskyjä, joiden keskinäinen vuorovaikutus muodostaa nauhoja. Nättilän ja kumpp. tulosten mukaan samaa tapahtuu myös joissakin neutronitähdissä, riippuen niiden pyörimisnopeudesta ja magneettikentästä.

Magneettikenttä onkin tärkeä tekijä, joka erottaa neutronitähtien sään Maan säästä. Maapallon magneettikenttä on niin heikko, että sillä ei ole suurta vaikutusta säähän. Neutronitähtien magneettikenttä on pienimmillään noin sata miljoonaa kertaa voimakkaampi kuin Maassa, ja isoimmillaan noin miljoona miljoonaa kertaa voimakkaampi.

Mitä nopeammin neutronitähti pyörii, sitä pienempiä ovat pyörteet. Nopeimmin pyörivissä neutronitähdissä pyörremyrskyjen säde on noin sata metriä, hitaimmissa se on tähden koon suuruusluokkaa, jolloin nauhoja ei synny.

Nättilän tutkimusryhmä on laskenut sääennusteita neutronitähdille, jotka pyörivät hitaasti tai nopeasti, ja joiden magneettikenttä on heikko tai vahva. Nättilä mainitsi, että olisi kiinnostava siirtyä säästä ilmaston tutkimiseen. Se vaatii paljon pidempiä simulaatioita eli enemmän tietokoneaikaa. Nyt simuloitujen tapahtumien kesto oli enimmillään sekuntien luokkaa, ilmaston saamiseksi selville pitäisi seurata neutronitähteä viikkojen ajan.

Yksi tärkeä havainto sääsimulaatioista on se, että nopeasti pyörivän neutronitähden nauhat lähettävät röntgensäteitä kirkkaammin kuin jos aine olisi tasaisesti jakautunut. Koska NICERin ja muiden kokeiden havaitsemaa röntgensäteiden kirkkautta käytetään neutronitähtien koon arvioimiseen, nauhojen takia neutronitähteä saattaa luulla todellista pienemmäksi, mikä voi johtaa virheellisiin päätelmiin sen sisärakenteesta ja siten kvarkkien vuorovaikutuksesta.

Tämä on esimerkki fysiikan eri haarojen merkityksestä toisilleen. Havaintojen ja teorian tarkalla ymmärtämisellä yhdellä alueella voi olla yllättävää merkitystä aivan muualla. Neutronitähtien sään ennustamisessa käytetään kokemusta Maan ja muiden Aurinkokunnan kappaleiden sään tutkimuksesta, mikä on kvarkeista kaukana.

Päivitys (22/01/24): Korjattu väite myrskyjen kestosta.