Kosmokseen kirjoitettua

Hiilenpolttajien todistus

14.9.2024 klo 21.58, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Elokuussa Wendy Freedmanin tutkimusryhmä julkisti uuden artikkelin siitä, miten nopeasti maailmankaikkeus laajenee. Heidän tuloksistaan oli juoruiltu jo etukäteen, ja ne ovat herättäneet paljon huomiota, koska tutkimus iskee yhteen kosmologian isoimmista ongelmista: ovatko mittaukset maailmankaikkeuden laajenemisnopeudesta ristiriidassa teorian ennusteen kanssa?

Kosmologiassa on viimeisten 25 vuoden aikana vakiintunut malli maailmankaikkeudesta, missä on noin 5% tavallista (eli ytimistä ja elektroneista) koostuvaa ainetta, 25% pimeää ainetta, ja 70% tyhjön energiaa. Malli on selittänyt ja ennustanut havaintoja erittäin hyvin, mutta viimeisen kymmenen vuoden aikana on tullut ilmi yhä isompi ongelma. Kun mallin säätää selittämään kosmisen mikroaaltotaustan yksityiskohdat –jotka riippuvat siitä, miten maailmankaikkeus on laajentunut viimeisten 14 miljardin vuoden aikana– niin se ennustaa nykyisen laajenemisnopeuden pieleen.

Ei tiedetä, onko vika mallissa, mikroaaltotaustan havainnoissa, vai nykyisen laajenemisnopeuden mittauksessa. Freedmanin ryhmä pureutuu näistä viimeiseen.

Periaatteessa on yksinkertaista selvittää maailmankaikkeuden laajenemisnopeus. Tarvitsee vain mitata kuinka nopeasti galaksit etääntyvät meistä. Valitettavasti maailmankaikkeus laajenee niin hitaasti, että emme reaaliajassa erota galaksien liikkeitä.

Tiedämme kuitenkin, että läheisten galaksien etäisyys ja punasiirtymä (eli se paljonko niistä tuleva valo on venynyt) ovat verrannollisia toisiinsa, ja verrannollisuuskerroin on maailmankaikkeuden laajenemisnopeus. Niinpä riittää kun mittaa punasiirtymän ja etäisyyden.

Valon venyminen on helppo mitata. Kaikki atomit ja molekyylit lähettävät valoa vain tietyillä niille ominaisilla aallonpituuksilla. Vertaamalla taivaalta tulevan valon aallonpituuksia maanpäällisissä laboratorioissa mitattuihin saa tarkkaan selville, paljonko valo on matkalla venynyt.

Etäisyyksien mittaaminen on sen sijaan vaikeaa. Kuten punasiirtymässä, tässäkin pitää verrata jotain lähellä ja kaukaa mitattua, vaikkapa kohteiden kirkkauksia. Kosmologien ihanteena on standardikynttilä, eli kappale, vaikkapa tähtityyppi, jonka kirkkaus on samanlainen aina ja kaikkialla. Vertaamalla sitä, miten kirkkaalta kaksi standardikynttilää näyttää taivaalla saisi heti selville niiden suhteellisen etäisyyden: mitä himmeämmältä kohde näyttää, sitä kauempana se on.

Ikävä kyllä standardikynttilöitä ei ole olemassa. Tähdet ovat yksilöitä, kaikki erilaisia. Mutta joillakin tähdillä on ominaisuuksia, joita mittaamalla voi päätellä niiden kirkkauden. Esimerkiksi kefeidit ovat tähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee ajan myötä, ja vaihtelun taajuudesta saa selville kirkkauden.

Freedmanin ryhmä on käyttänyt James Webb Space Telescopen (JWST) uusia havaintoja lähigalakseista. Aiemmin paras teleskooppi näihin mittauksiin oli Hubble Space Telescope, mutta JWST on paljon tarkempi. Se myös mittaa pidempiä aallonpituuksia paremmin kuin Hubble, minkä takia sillä saa selvemmän kuvan joistakin tähdistä, joiden valosta tärkeä osa on infrapunaista, eli sen aallonpituus on pidempi kuin näkyvän valon. Toinen uutuus on se, että Freedmanin ryhmä käytti kahden jo tunnetun tähtityypin lisäksi uudenlaisia etäisyysmittareita, tähtiä jotka polttavat ydinreaktioissaan hiiltä.

Syy tulosten saamaan huomioon on se, että Freedman ja kumpp. esittävät, että kosmologian keskiöön noussutta ristiriitaa havaintojen ja ennusteiden kanssa ei ehkä olekaan. Heidän hiilitähtien avulla mittaamansa laajenemisnopeuden arvo on täydellisen sopusoinnussa ennusteen kanssa, eivätkä kahden muunkaan etäisyysmittarin antamat tulokset poikkea ennusteesta merkittävästi.

Freedman johti 90-luvulla ja 2000-luvun alussa projektia, joka mittasi Hubble Space Telescopen avulla maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden. Sen vuonna 2001 julkaisema tulos on kosmologian virstanpylväs.

Vastapuolella on toinen aiheen parhaista asiantuntijoista: Adam Riess, joka palkittiin vuonna 2011 Nobelilla hänen osuudestaan maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen havaitsemisessa. Riess on sittemmin ollut keskeinen tekijä maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden yhä tarkemmissa mittauksissa. Hän on vahvasti korostanut mittausten ja ennusteen välistä ristiriitaa.

Riess on tuoreeltaan arvostellut Freedmanin ryhmän väitteitä toteamalla, että uusien tulosten virherajat ovat niin paljon edellisiä isommat, että niiden perusteella ei voi todeta ristiriidasta mitään. Tähän on syynä se, että JWST ei ole ehtinyt mitata yhtä paljon kohteita kuin vuosikymmeniä toiminut Hubble Space Telescope.

Riessin tutkimusryhmältä kesti alle kolme viikkoa julkistaa vastauksensa Freedmanin ja kumpp. analyysiin, missä he myös osoittivat, että erot aiempiin tuloksiin selittyvät sillä, millaisia kohteita on valikoitunut mukaan, kaikki tähdet kun ovat vähän erilaisia.

Lisäksi Freedmanin ryhmän käyttämään uuteen etäisyysmittariin on syytä suhtautua varauksella juuri siksi, että se on uusi, eikä sen luotettavuutta ja yksityiskohtia ole vielä saatu setvittyä. Jos tämä mittari olisi luotettava ja antaisi erilaisen arvion galaksien etäisyydestä, pitäisi pystyä selittämään, mikä kaikissa muissa mittareissa on pielessä.

Tällä hetkellä etäisyyksistä on paljon erilaisia havaintoja, eikä niitä voi kumota yhdellä uudella menetelmällä. Toisaalta ristiriidalle ei ole löytynyt hyvää teoreettista selitystä, minkä takia monet ovat vielä avoimia sille mahdollisuudelle, että etäisyysmittauksissa on jotain perustavanlaatuisesti pielessä, vaikka ongelmia ei huolellisessa syynäämisessä olekaan löytynyt.

Kuten Riessin tutkimusryhmä on todennut, meiltä puuttuu joku oleellinen pala – mutta emme ole varmoja, mistä kohtaa.

Päivitys (16/09/24): Korjattu tyhjön energian osuus.

---

Piikit ja railot

31.8.2024 klo 14.21, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Pimeä aine on paras selitys monille kosmologisille havainnoille, kosmisen mikroaaltotaustan epätasaisuuksista tähtien liikkeisiin galakseissa, ja sen ennusteet ovat pitäneet hyvin paikkansa.

Pimeälle aineelle on taasen monia selityksiä. On esitetty satoja malleja sille, millaisista hiukkasista pimeä aine koostuu, kuten supersymmetriset nynnyt, teknivärihiukkaset, aksionit, steriilit neutriinot (lempiehdokkaani pimeän aineen hiukkaseksi), ja niin edelleen.

Tai sitten ei ole mitään pimeä aineen hiukkasta, vaan kyse on mustista aukoista. Stephen Hawking oli vuonna 1971 ensimmäinen, joka ehdotti tätä. Hän oli aikaansa edellä: 1970-luvun alussa monet tutkijat eivät ottaneet pimeää ainetta vakavasti. Tuolloin ei myöskään vielä tiedetty, mitä maailmankaikkeuden alkuhetkinä oli tapahtunut. Tämän takia ei ollut vankkaa pohjaa ideoille siitä, miten nämä mustat aukot olisivat syntyneet. Ne eivät voi olla peräisin tähtien romahduksesta, koska pimeä aine on vanhempaa kuin tähdet.

Tilanne muuttui 1980-luvulla, kun kosmisen inflaation teoria kehitettiin. Inflaatio tarkoittaa avaruuden kiihtyvää laajenemista varhaisessa maailmankaikkeudessa. Inflaatiossa hiukkasfysiikan pienen mittakaavan kvanttivärähtelyt venyvät kosmisiin mittoihin. Inflaation jälkeen galaksit ja muu rakenne tiivistyy näiden tihentymien ympärille. Nykynäkökulmasta tuntuu luonnolliselta, että samalla voi syntyä epätasaisuuksia, jotka toimivat pienten rakenteiden kuten mustien aukkojen siemeninä.

Kesti kuitenkin yli kymmenen vuotta, vuoteen 1994 asti, ennen kuin mustat aukot ja inflaatio yhdistettiin tällä tavalla. Sen laskeminen, paljonko mustia aukkoja inflaation tuloksena syntyy, onkin sitten osoittautunut sen verta monimutkaiseksi, että asiasta ei ole varmuutta vieläkään, 30 vuotta myöhemmin. Paljon on kuitenkin edetty, ja viimeisimmässä artikkelissamme Sami Raatikainen, Eemeli Tomberg ja minä ratkaisimme osan ongelmasta – tai osoitimme että onkin luultua enemmän ongelmia ratkaistavana, miten asian nyt haluaa nähdä.

Inflaation loputtua alueet, joihin on pakkautunut kovasti ainetta romahtavat mustiksi aukoiksi. Se paljonko tällaisia alueita on ja paljonko niissä on massaa riippuu siitä, miten inflaatio tismalleen tapahtuu. Kuten pimeälle aineelle, myös inflaatiolle on lukuisia erilaisia malleja. Käytännössä halutaan rakentaa sellainen malli, joka tuottaa sopivasti mustia aukkoja selittämään pimeän aineen, samalla kun se synnyttää havaintojen mukaiset galaksien siemenet.

Vaikeutena on se, että mustien aukkojen tuottamiseen tarvitaan isoja epätasaisuuksia, jotka sitten vaikuttavat siihen, miten inflaatio tapahtuu. Inflaatiomalleissa, joissa ei haluta tuottaa mustia aukkoja vaan ainoastaan galakseja, epätasaisuudet ovat pieniä. Tällöin inflaation tarkastelu on kuin tyynellä järvellä liikkuvien heikkojen aaltojen laskemista. Järven pinta määrittää miten aallot liikkuvat, mutta pinnan käytös on yksinkertaista, eivätkä aallot vaikuta siihen. Kun aallot ovat isoja tyrskyjä, jotka vaikuttavat pinnan käytökseen, niiden toisiinsa kytkeytyneiden liikkeen laskeminen on vaikeaa. Sama pätee inflaatiota ajavaan kenttään ja sen värähtelyihin.

Vuonna 2020 Sami, Eemeli ja yhteistyökumppanimme Daniel Figueroa ratkaisimme osan tästä ongelmasta. Laskimme supertietokoneilla pinnan ja tyrskyjen –eli inflaatiota ajavan kentän keskiarvon ja poikkeamien– yhteisen kehityksen. Koska kvanttifluktuaatiot ovat isoja, inflaatio voi kulkea eri tavoilla, eli mustaksi aukoksi mahdollisesti romahtavan alueen tiheys voi olla hyvin erilainen.

Mustien aukkojen tekeminen on vaikeaa: vain hyvin äärimmäiset ja harvinaiset aineen tihentymät romahtavat mustiksi aukoiksi. Tämän takia laskimme inflaation kulun sata miljardia kertaa saadaksemme kiinni tiheysvaihteluiden todennäköisyysjakauman hännästä, josta mustia aukkoja syntyy. Osoitimme, että mustia aukkoja syntyy noin satatuhatta kertaa enemmän kuin silloin kun tyrskyjen vaikutusta pinnan kehitykseen ei oteta huomioon.

Uudessa artikkelissa Sami, Eemeli ja minä tutkimme mitä tapahtuu yhden mahdollisesti romahtavan alueen sisällä. Tai siis, koska vaihtelut ovat isoja ja siis kaikki tapaukset hyvin erilaisia, tutkimme miljardia aluetta, mutta yksi kerrallaan. Aiemmin oli oletettu, että massajakauma tällaisessa alueessa on kuin tasainen kumpu. Käytimme taas supertietokoneita sen laskemiseen, miltä massajakauma oikeasti näyttää. Jaoimme jokaisen alueen noin kymmeneen tuhanteen siivuun saadaksemme hienosyisen kuvan siitä, miten massa on jakautunut.

Tuloksena on se, että massajakauma ei ole sileä kumpu, vaan täynnä teräviä piikkejä ja syviä railoja, koska kvanttivärähtelyt ovat luoneet massaa sinne tänne. Musta aukko syntyy kun tietyn säteen sisällä on tarpeeksi massaa, ja laskujemme mukaan näiden satunnaisten piikkien takia niin käy miljardi kertaa useammin kuin mitä oli luultu.

Kaikkiaan siis mustia aukkoja olisi satatuhatta miljardia kertaa luultua enemmän, eli inflaatiomalleja pitäisi säätää siten, että niitä syntyy vähemmän Mutta tarina ei lopu tähän.

Avaruuden kiihtyvän laajenemisen takia inflaation aikana tyrskyt jäätyvät paikalleen. Kun inflaatio loppuu, ne heräävät taas henkiin ja tarpeeksi isot massakeskittymät romahtavat mustiksi aukoiksi. Seuraavaksi siis simuloimme, miten nuo railojen ja piikkien halkaisemat massajakaumat todella liikkuvat gravitaation ja paineen kamppaillessa. Aiemmat simulaatiot muinaisten mustien aukkojen romahtamisesta ovat perustuneet sileille jakaumille, jotka eivät ollenkaan vastaa todellisuutta. Ne pitää laittaa uusiksi, ja olemme vasta aloittamassa tätä työtä.

Myös siinä, paljonko massaa tihentymiin kertyy, eli mikä on mustan aukon massa, on tulostemme mukaan paljon vaihtelua. Jos kaikki pimeä aine koostuu mustista aukoista (eikä niistä jäljelle jääneistä pienistä nokareista) ainetta, havaintojen mukaan niiden mahdollinen massa on tarkkaan rajattu suunnilleen asteroidin massaksi. Muuten ne olisi jo nähty. Jos massajakauma osoittautuisi aina liian laajaksi havaintoihin, ajatus mustista aukoista pimeänä aineena pitäisi hylätä.

Lopulta havainnot ratkaisevat. Joko nämä mustat aukot löydetään ja niiden massat kertovat meille varhaisen maailmankaikkeuden tapahtumista, missä ne ovat syntyneet. Tai sitten osoittautuu, että pimeä aine ei voi koostua mustista aukoista, mikä olisi vahva todistusaineiston palanen pimeän aineen hiukkasten olemassaolon puolesta.

---

Kenttätöitä

21.8.2024 klo 22.02, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Kirjoittaessani ja puhuessani kosmisesta inflaatiosta tai hiukkasfysiikasta olen usein viitannut asiaan nimeltä kenttä. Sen merkitys saattaa jäädä hämäräksi, ja joskus siitä erikseen kysytään. Selitän tässä hieman tätä fysiikan keskeistä käsitettä, jolla on ollut iso rooli matkalla klassisesta moderniin fysiikkaan.

Matemaattisesti on helppo sanoa mikä kenttä on: se on sääntö, joka liittää jokaiseen avaruuden ja ajan pisteeseen yhden tai useamman numeron. Esimerkiksi ilman lämpötila on kenttä: se on erilainen jokaisessa paikassa ja jokaisena ajanhetkenä. Vastaavasti ilman nopeus on kenttä, joka eroaa lämpötilasta siinä, että sillä on voimakkuuden lisäksi suunta: se kertoo, miten ilma virtaa eri kohdissa.

Lämpötila ja ilman nopeus palautuvat hiukkasiin. Kun katsoo tarkemmin, niin huomaa että ilma koostuu molekyyleistä, jotka törmäilevät toisiinsa. Lämpötila kuvaa sitä, kuinka nopeasti nämä molekyylit liikkuvat paikallisesti törmäillessään toisiinsa. Vastaavasti ilman nopeus kertoo, kuinka nopeasti suuret joukot molekyylejä liikkuvat yhdessä paikasta toiseen.

On myös kenttiä, jotka eivät palaudu hiukkasiin.

Fysiikassa tapahtui 1860-luvulla vallankumous, kun James Maxwell esitti sähkön ja magnetismin yhtenäisteorian, joka selitti myös valon. Maxwellin teoriassa sähköä ja magnetismia kuvaavat sähkö- ja magneettikenttä, jotka voidaan ymmärtää yhtenä kokonaisuutena, sähkömagneettisena kenttänä. Niillä on voimakkuuden lisäksi suunta, kuten ilman nopeudella.

Maxwell oli teoriaa kehitellessään miettinyt sähkö- ja magneettikenttien käyttäytymistä vietereiden, hihnojen ja muiden mekaanisten vertausten avulla. Hän ei ajatellut, että kentät koostuvat pienistä mekaanisista laitteista, mutta fyysikot rupesivat pohtimaan sitä, mistä ne sitten koostuvat. Esitettiin, että sähkö- ja magneettikenttä olisivat eetteriksi nimetyn aineen aaltoja.

Eetteriä tutkittiin vuosikymmeniä, mutta lopulta ajatus osoittautui virheelliseksi: sähkökenttä ja magneettikenttä eivät koostu mistään pienemmästä. Niillä ei ole alirakennetta, ne ovat itsessään perustavanlaatuisia. Tämä yksinkertainen ratkaisu oli mullistava.

Aiemmin fysiikassa oli voinut ajatella kaiken koostuvan hiukkasista. Maxwellin jälkeen tarvittiin kahdenlaisia rakennuspalikoita, hiukkasia ja kenttiä. Hiukkanen on yhdessä paikassa oleva jyvänen, kenttä on kaikkialla. Maailmankaikkeudessa on yksi sähkökenttä, jolla on eri paikoissa eri arvoja, ja yksi magneettikenttä.

Maxwellin löytämää sähkömagnetismia oli vaikea yhdistää kvanttifysiikkaan. Avaimeksi osoittautui 1940-luvulla kentän käsite: yhdistäminen oli mahdollista vain jos kaikki aine koostuu kentistä. Niinpä esimerkiksi elektronit ovat elektronikentän kupruja, kuten fotonit, mistä valo koostuu, ovat sähkömagneettisen kentän aaltoja.

Jokaista hiukkaslajia (elektronit, myonit, neutriinot, kvarkit ja niin edelleen) vastaa yksi kenttä, jonka tihentymiä hiukkaset ovat. Sen sijaan, että kenttiä olisi voinut selittää hiukkasten avulla, hiukkaset selittyivät kentillä. Mutta kentät eivät vain ole toisenlainen tapa kuvata samaa asiaa: kenttä voi tehdä asioita, mihin hiukkaset eivät kykene.

Esimerkin tarjoaa Higgsin kenttä. Toisin kuin sähkökenttä, joka on hyvin erilainen eri paikoissa, Higgsin kenttä on nykyään yhtä voimakas kaikkialla. Samaan tapaan kuin sähköisesti varatut hiukkaset vuorovaikuttavat sähkökentän kanssa, lähes kaikki tunnetut hiukkaset vuorovaikuttavat Higgsin kentän kanssa.

Kuten lämpötilalla, Higgsin kentällä ei ole suuntaa, ainoastaan voimakkuus. Niinpä, toisin kuin sähkökenttä, se ei työnnä hiukkasia mihinkään suuntaan. Sen sijaan se kasvattaa hiukkasten massoja, sitä enemmän mitä vahvemmin ne Higgsin kanssa vuorovaikuttavat. Tätä ei voi selittää hiukkasten avulla: kentän tihentymät ja tämä massojen mekanismi ovat eri puolia kentän käyttäytymisessä.

Higgsin kentän vuorovaikutukset ovat paljon heikompia kuin sähkökentän, ja sen hiukkasten elinikä on hyvin lyhyt, toisin kuin fotonien, jotka ovat ikuisia. Siksi sitä on vaikeampi havaita: Higgsin kentän aallot eli Higgsin hiukkanen löydettiin vasta vuonna 2012, CERNin LHC-kiihdyttimessä.

Higgsin löytäminen vahvisti kaikkien tunnettujen vuorovaikutusten (paitsi gravitaation) yhtenäisteorian, hiukkasfysiikan Standardimallin, kuten radioaaltojen ja muiden uusien sähkömagneettisten aaltojen löytäminen 1800-luvulla vahvisti Maxwellin esittämän sähkön ja magnetismin yhtenäisteorian.

---

Ennen lämpökylpyä

27.6.2024 klo 22.21, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Kosminen inflaatio on paras selityksemme maailmankaikkeuden rakenteiden alkuperälle. Edellisessä merkinnässä kirjoitin siitä, että emme tiedä miten inflaatio on alkanut. Käsittelen nyt sitä, miten se loppui.

Inflaatiossa maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy. Kun inflaatio loppuu, laajeneminen alkaa siis hidastua. Se hidastuuko vai kiihtyykö laajeneminen riippuu siitä, millainen kappaleiden välinen gravitaatio on. Jos ne vetävät toisiaan puoleensa, laajeneminen hidastuu. Jos ne sen sijaan työntävät toisiaan poispäin, laajeneminen kiihtyy.

Isaac Newtonin vuonna 1687 esittämässä gravitaatioteoriassa massat vetävät toisiaan puoleensa. Mutta vuonna 1915 löydetyn yleisen suhteellisuusteorian, josta Newtonin teoria on vain karkea yksinkertaistus, mukaan on olemassa myös hylkivää gravitaatiota. Antigravitaatio ei ole vain scifi-idea, se on todellisuutta.

Tämä liittyy siihen, että yleisessä suhteellisuusteoriassa gravitaation lähteenä ei ole vain massa, vaan myös muut aineen ominaisuudet, kuten paine. Jos paine on positiivinen (kuten tavallisen aineen tapauksessa), sen gravitaatio on puoleensavetävä. Mutta jos paine on negatiivinen, sen gravitaatio hylkii. Jos negatiivinen paine on tarpeeksi iso, se voittaa massojen puoleensavetävän vaikutuksen ja avaruuden laajeneminen kiihtyy.

Inflaation aikana maailmankaikkeuden aine ei ollut jakautunut lukemattomiin erillisiin hiukkasiin niin kuin nykyään. Silloin avaruuden täytti tasaisesti yksi (tai ehkä useampi) kenttä. Kyseessä voi olla hiukkasfysiikan Standardimallin Higgsin kenttä tai jokin toistaiseksi tuntematon kenttä; on esitetty satoja erilaisia mahdollisuuksia siitä, millainen se olisi.

Kun tämä kenttä on tarpeeksi tasainen (eli sama kaikkialla) ja hitaasti muuttuva (eli sama eri aikoina), sen paine on negatiivinen ja gravitaatio hylkivä, eli avaruuden laajeneminen kiihtyy. Kentän arvo laskee hitaasti, joten se säilyy pitkään suunnilleen samanlaisena, ja siksi inflaatio kestää kauan. Lopulta kenttä kuitenkin lähestyy pienintä mahdollista arvoaan. Tällöin se alkaa muuttua nopeasti kunnes asettuu täysin aloilleen, eikä sen gravitaatio ole enää hylkivää. Siksi maailmankaikkeuden laajeneminen hidastuu.

Kiihtyvä laajeneminen piti kentän tasaisena. Kun inflaatio loppuu, kenttä rypistyy nopeasti, koska gravitaatio on taas puoleensavetävää ja siksi kasvattaa epätasaisuuksia. Kenttään syntyy kupruja, eikä se pysy yhtenäisenä vaan hajoaa hiukkasiksi, kuten näkkileipä rutistaessa pirstaloituu leivänmuruiksi.

Syntyneet hiukkaset voivat sitten törmäillä toisiinsa ja hajota toisiksi hiukkasiksi. Inflaatio on yksinkertainen tapahtuma, missä kaikki on hyvin tasaista ja muuttuu hitaasti, mutta sen loppu on sotkuinen. Hajoamisen yksityiskohdat riippuvat siitä, millainen kenttä inflaatiosta oli vastuussa, millaisia hiukkasia on olemassa ja miten ne vuorovaikuttavat keskenään.

Tämä inflaatiokentän hajoaminen tunnetaan nimellä esilämmitys (engl. preheating). Nimen taustalla on se, että lopuksi inflaatiota ajaneen kentän hajoamisesta syntyneet hiukkaset päätyvät lämpötasapainoon, ja niiden muodostama kuuma keitto tasoittuu. Jotkut kutsuvat tätä aineen syntyä inflaation lopussa ja sekoittumista tasaiseksi kuumaksi keitoksi nimellä alkuräjähdys. Itse käytän sanaa ennemmin sen alkuperäisessä tarkoituksessa, ajan ja avaruuden alkuna (josta emme tiedä mitään), mutta makuja on monia.

Kun lämpötila tasaantuu samaksi kaikkialla ja aine on lähellä lämpökuolemaa, jäljet esilämmityksen monipolvisista vaiheista katoavat. Yksi mahdollinen poikkeus on se, että rypistymisessä saattoi kehittyä niin isoja aineen tihentymiä, että ne romahtivat mustiksi aukoiksi, joita voisi havaita vielä nykyään.

Varmasti jäljelle jäävät vain inflaation aikana syntyneet pienet epätasaisuudet, jotka kattavat niin ison alueen, että ne eivät pyyhkiydy lämpökylvyssä pois. Gravitaatio myöhemmin kasvattaa aineen epätasaisuuksista galakseja ja muita rakenteita. Epätasaisuudet avaruudessa itsessään, eli gravitaatioaallot, matkaavat maailmankaikkeuden halki lähes muuttumattomina, ja niitä voi mitata vielä nykyään. Kenttien ja hiukkasten loiskinta esilämmityksen aikana sekin synnyttää gravitaatioaaltoja.

Oleellisinta esilämmityksessä on kuitenkin se, kauanko se kestää ja paljonko maailmankaikkeus sen aikana laajenee. Tämä vaikuttaa siihen, paljonko inflaation aikana syntyneet epätasaisuudet venyvät, eli minkä kokoisina ne nyt näkyvät meille kosmisessa mikroaaltotaustassa ja galaksien jakaumassa. Taivas kantaa muistoa aineen synnystä.

---

Kolmelta aamuyöstä

17.6.2024 klo 17.18, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Vastailen Ropecon-tapahtumassa paneelissa Kiva tietää kolmelta aamuyöstä… kysymyksiin kosmologiasta ja ehkä muustakin. Lippuja Ropeconiin saa täältä.

Ohjelmanumero pidetään lauantain 21.7. ja sunnuntain 22.7. välisenä yönä kello 2.30-3.15. Sen kuvaus on seuraava:

Mitä olet aina halunnut tietää kolmelta aamuyöstä? Kysy mitä haluat, Ropeconiin kokoontuneet asiantuntijat vastaavat mitä haluavat! Asiantuntijaryhmässä mukana (vähintään) eläinlääkäri Katri, kosmologi Syksy, kallonkutistaja Janka, örkkilogian tohtori Loponen, Ropeconin johtava viherpesuasiantuntija Merli, historian jännien naisienkin tietäjä Maria ja hyvien tarinoiden ja pelisuunnittelun konkari Tuomas ja kenties muitakin kummajaisia. Keskustelua moderoi traumatologi Tube.

---

Aivot tyhjyydessä

9.6.2024 klo 22.16, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Kosminen inflaatio on menestynein selitys maailmankaikkeuden rakenteiden alkuperälle. Viime kädessä meidänkin olemassaolomme selittyy inflaatiolla: ihmiset ovat voineet kehittyä tähän koska tässä on planeetta osana aurinkokuntaa; tähän on muodostunut aurinkokunta koska tässä on galaksi; galaksi on syntynyt tähän siksi, että varhaisten aikojen hiukkaskeitossa oli tässä hieman enemmän hiukkasia kuin ympäristössä.

Inflaatiossa jokin kenttä johti hyvin varhaisina aikoina maailmankaikkeuden laajenevaan kiihtymiseen, ja kvanttivärähtelyjen takia kentän voimakkuus oli hieman erilainen avaruuden eri osissa. Kun kenttä inflaation lopuksi hajosi hiukkasiksi, sinne missä kentän energiatiheys on isompi syntyi enemmän ainetta.

Koska kvanttivärähtelyt ovat sattumanvaraisia, ei ole mitään syytä sille, miksi inflaatiota ajava kenttä oli keskivertoa voimakkaampi juuri tässä. Tässä mielessä inflaatio päättää selitysten ketjun. Mutta seuraavaksi tulee mieleen kysyä, miten inflaatio alkoi ja mitä tapahtui ennen sitä.

Tästä on vaikea saada tietoa, koska inflaatio pyyhkii tehokkaasti tiedon aiemmasta. Kiihtyvän laajenemisen takia kappaleet etääntyvät toisistaan yhä nopeammin, joten avaruus näyttää yhä tyhjemmältä. Pian kaikki inflaatiota mahdollisesti edeltäneet rakenteet ovat venyneet niin kauas, että niitä ei voi havaita.

Inflaatio perustuu siihen, että kun kenttä on hyvin tasainen ja muuttuu hyvin hitaasti, eli kun sen voimakkuus on melkein sama kaikkialla ja kaikkina aikoina, niin kentän gravitaatio on hylkivä. Tämä johtaa kiihtyvään laajenemiseen, mikä puolestaan tasoittaa kenttää entisestään. Mutta entä jos kenttä on epätasainen?

On tehty tietokonesimulaatioita, missä oletetaan erilaisia epätasaisuuksia ja katsotaan alkaako inflaatio. Tulokset riippuvat siitä, mitä sisään laittaa. Jos kenttä on hyvin epätasainen tai lähellä pienintä arvoaan, inflaatio ei koskaan lähde käyntiin. Vaikuttaa myös olevan tavallista, että monissa paikoissa kenttä romahtaa ja syntyy mustia aukkoja.

Mutta jos inflaatio alkaa jossain, niin pian inflaatiota läpikäyvä osa kattaa suurimman osan maailmankaikkeuden tilavuudesta, koska sen tilavuus kasvaa niin paljon nopeammin kuin muiden alueiden. Tämän perusteella tekisi mieli todeta, että inflaation alkaminen on äärimmäisen todennäköistä, koska riittää että ehto sille toteutuu yhdessä paikassa.

Tällöin tulee kuitenkin melkein huomaamattaan hyväksyneeksi sen idean, että todennäköisyys on verrannollinen tilavuuteen: mitä isompi osa maailmankaikkeudesta on kokenut inflaation, sitä todennäköisempää on, että olemme sellaisessa osassa jolle niin on käynyt.

Mutta jos jatkaa tätä päättelyä, törmää outoihin ongelmiin. Mitä kauemmin inflaatio jossain alueessa kestää, sitä enemmän sen tilavuus kasvaa. Olisi siis todennäköistä, että näkemässämme maailmankaikkeuden osassa inflaatio olisi loppunut niin myöhään kuin mahdollista – eli maailmankaikkeuden ikä (laskettuna inflaation lopusta) olisi juuri ja juuri niin pitkä, että ihmisiä on ehtinyt syntyä.

Tämä ei vastaa havaintoja: maailmankaikkeus on 14 miljardia vuotta vanha, mikä on paljon enemmän kuin mitä meidän tuottamiseemme tarvitaan. Jokin menee pieleen.

Monissa inflaatiomalleissa takia inflaatio kvanttipotkujen takia jatkuu jossain maailmankaikkeuden kolkissa ikuisesti. Vaikka tämä olisi kuinka epätodennäköistä ja tällainen alue olisi aluksi miten pieni tahansa, sen tilavuus kasvaa valtavan paljon isommaksi kuin kaikkien muiden alueiden.

Niinpä jos todennäköisyys olla jossain alueessa on verrannollinen sen tilavuuteen, on todennäköisempää että mitään planeettoja ja muita rakenteita ei itse asiassa ole olemassa, vaan sen sijaan satunnaisten kvanttivärähtelyjen tuotoksena on syntynyt tyhjästä sinun aivosi, joiden kaikki muistot ovat sattuman tuotosta, ja jotka hetken kuvittelevat lukevansa tätä tekstiä ennen kuin suistuvat takaisin tyhjyyteen. Vaikka tällaisen tapahtuman todennäköisyys on naurettavan pieni, inflaation aiheuttaman tilavuuden kasvu voittaa sen.

Järkevä johtopäätös näyttää olevan, että todennäköisyys sille, että havaitsemme tietyt olosuhteet ei olekaan verrannollinen siihen, kuinka isossa osassa koko maailmankaikkeuden tilavuutta nämä olosuhteet vallitsevat.

Mutta mikä on sitten oikea tapa arvioida inflaation alkamisen todennäköisyyttä? Tai vaikka ei välittäisi siitä, miten inflaatio on alkanut, niin pitää olla joku tapa laskea sen ennusteiden todennäköisyyksiä – inflaation kvanttivärähtelyillehän ei mitään muuta voikaan laskea. Jos eri aikoja inflaatiota läpikäyneissä alueissa on inflaation päättyessä hieman erilaiset epätasaisuudet (eli niissä syntyy hieman erilaisia rakenteita), niin pitää tietää miten painottaa eri alueiden todennäköisyyksiä.

Toistaiseksi tätä ongelmaa ei ole osattu ratkaista. Yleensä vain oletetaan, että inflaatio on alkanut vain yhdessä alueessa, ja että se loppuu sen kaikissa osissa suunnilleen samaan aikaan. Mitään kunnollista perustetta tälle ei kuitenkaan ole.

Jotkut inflaation arvostelijat ovat tarttuneet tähän ja julistaneet, että inflaatio ei ennusta mitään eikä siksi ole tieteellinen teoria. On kuitenkin tavallista, että tieteessä tehdään oletuksia, joita ei osata perustella. Jos havainnot sitten vastaavat ennusteita (kuten inflaation tapauksessa), todetaan että jotain on tehty oikein ja yritetään sitten ymmärtää miksi perusteettomat oletukset näyttävät toimivan.

Yksi lupaava mahdollisuus inflaation syvemmäksi ymmärtämiseksi voisi olla sen kvanttiluonteen jälkien tarkempi etsiminen siinä toivossa, että ne valaisevat tilannetta. Tässä ollaan sikäli onnellisessa tilanteessa, että tulevat havainnot sekä kosmisesta mikroaaltotaustasta että erityisesti galaksien jakaumasta taivaalla antavat meille paljon lisää tietoa, jota verrata inflaation ennusteisiin.

---

Pimeyden perkaaminen

26.5.2024 klo 14.14, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Vuoden toistaiseksi merkittävin askel kosmologiassa otettiin viime kuussa, kun Dark Energy Spectroscopic Instrument eli DESI (suomeksi siis Pimeän Energian Spektroskooppinen Instrumentti eli PESI) julkaisi ensimmäiset havaintonsa.

Sonoran aavikolle Yhdysvalloissa rakennettu teleskooppi mittaa tarkkaan galaksien paikkoja taivaalla. Niiden perusteella se määrittää, miten nopeasti maailmankaikkeus laajenee ja kuinka iso aineen tiheys on. DESI tekee havaintoja yhteensä viisi vuotta, joista on nyt kulunut kolme. Huhtikuussa julkistettu analyysi perustuu ensimmäisen vuoden dataan – nykyään kosmologiset havainnot ovat niin laajoja ja monimutkaisia, että vuodessa kerätyn datan perkaamiseen menee ainakin kaksi vuotta. Ensimmäisen vuoden analyysi ei ole edes vielä kokonaan valmis.

Teknologian kehitys on ollut jo yli 30 vuotta tärkein kosmologiaa eteenpäin vievä tekijä. DESI mittasi vuodessa kuuden miljoonan galaksin paikat. Tämä on kaksi kertaa niin paljon kuin mitä edellinen iso havaintoprojekti Sloan Digital Sky Survey keräsi 20 vuodessa. Viidessä vuodessa DESI tulee mittaamaan 40 miljoonan galaksin sijainnin.

Nyt julkaistu analyysi perustuu varhaisen maailmankaikkeuden ääniaaltojen jalanjäljen seuraamiseen. Kosmisesta mikroaaltotaustasta nähdään, millainen aineen jakauma oli varhaisina aikoina. Kun mitataan galaksien jakaumaa eri aikoina (eli eri etäisyyksillä meistä), niin nähdään miten jakauma muuttuu aikojen kuluessa, eli miten maailmankaikkeus on kehittynyt.

Havaintojen edistymisestä kertoo sekin, että DESIn havainnot ovat niin tarkkoja, että niiden virheet ovat käytännössä merkityksettömiä. Analyysin virherajat, jotka ovat alle prosentin, tulevat kokonaan teoreettisesta mallista galaksien jakauman kehitykselle: jotta galaksien paikoista voi lukea, miten maailmankaikkeus on kehittynyt, pitää tietää, miten ne liikkuvat ympäriinsä aikojen kuluessa.

Yksi DESIn päätavoitteista on pimeän energian muutoksen mittaaminen. Pimeä energia on jokin tuntematon aineen muoto, jonka on kenties vastuussa siitä, että maailmankaikkeuden kiihtyminen on viimeisen muutaman miljardin vuoden aikana kiihtynyt.

Keskeinen kysymys on se, onko pimeä energia tyhjän tilan energiatiheyttä vai jotain monimutkaisempaa (vai onko kiihtymiselle jokin muu selitys). Tyhjön energiatiheys on sama kaikkialla ja aina. Vaihtoehtojen energiatiheys sen sijaan muuttuu ajan myötä, mikä vaikuttaa maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen.

DESIn havainnot eivät ole yksin kovin herkkiä pimeän energian mahdolliselle muutokselle, mutta yhdistettynä muihin havaintoihin ne terävöittävät kuvaa huomattavasti. DESIn uuden analyysin mukaan tyhjön energia ei enää sovi havaintoihin hyvin. Todennäköisyys sille, että tyhjön energia on oikea kuvaus verrattuna malliin, missä pimeä energia muuttuu ajan kuluessa on jotain väliltä 80:1 ja 10 000:1 tyhjön energiaa vastaan, käytetyistä havainnoista riippuen.

Suurin osa tyhjön energiasta poikkeavista havainnoista keskittyy maailmankaikkeuden kehityksen tiettyyn aikaan. Voi olla, että tuolloin tapahtui jotain erityistä, tai sitten siinä kohtaa on analyysissä jokin ongelma.

On liian aikaista tehdä johtopäätöksiä pimeän energian luonteesta: nopeasti etenevät havainnot varmistavat tai kumoavat tämän poikkeaman. On mielenkiintoista nähdä, mitä satelliitin Euclid ensi vuonna julkistettavissa havainnoissa näkyy, Euclid kun on suunniteltu juuri pimeän energian muutoksen mittaamiseen.

Pimeää energiaa vähemmälle huomiolle ovat jääneet DESIn tulokset neutriinoista. Maailmankaikkeudessa on valtavasti neutriinoja, kevyitä hiukkasia, jotka vuorovaikuttavat niin heikosti, että ensimmäisen sekunnin jälkeen ne voi havaita vain gravitaation avulla.

Aikoinaan 1970-luvulla neutriinoja ehdotettiin pimeäksi aineeksi. Pian kuitenkin todettiin, että niiden massa on liian pieni, että ne voisivat selittää kaiken pimeän aineen, ja ne liikkuvat liian nopeasti pysyäkseen sen verta paikallaan mitä galaksien kasaamiseen tarvitaan.

Nämä kaksi seikkaa ovat vieläkin neutriinojen kosmologisen tutkimuksen ytimessä. Varhaisina aikoina neutriinot pyyhkivät aineen jakaumaa tasaisemmaksi kirmatessaan lähes valonnopeudella ympäri maailmankaikkeutta. Tämän takia rakenteita syntyy varhain vähemmän. Kun maailmankaikkeus laajenee, neutriinot hidastuvat, ja myöhäisinä aikoina ne liikkuvat niin hitaasti, että ne putoavat galakseihin ja muihin massakeskittymiin. Siksi rakenteita syntyy myöhään enemmän. Vaikutus on pieni, koska neutriinot ovat paljon kevyempiä kuin muut hiukkaset: niiden massa on ainakin miljoona kertaa pienempi kuin seuraavaksi kevyimmän hiukkasen, elektronin.

DESI on tehnyt tarkimman mittauksen neutriinoiden vaikutuksesta galakseihin. Mitä isompi massa, sitä isompi vaikutus. DESI näkee miten varhaiset neutriinot tasoittavat aineen jakaumaa, mutta ei vielä pysty mittaamaan sitä, miten ne myöhemmin klimppiytyvät. Mutta DESIn tulosten antama isoin mahdollinen neutriinoiden massa on jo lähellä sitä, mikä neutriinokokeista tiedetään niiden pienimmäksi mahdolliseksi massaksi.

On todennäköistä, että neutriinoista tulee lähivuosina ensimmäiset hiukkaset, joiden massa mitataan taivaalta kosmologisin keinoin eikä laboratoriossa hiukkasfysiikan menetelmin. Nähtäväksi jää, ehtiikö ensimmäiseksi DESI, Euclid, vai jokin muu koe. Edistys tapahtuu tässä askel kerrallaan, ei äkillisen läpimurron kautta.

DESI on Euclidin ohella esimerkki siitä, miten kosmologisten havaintojen kärki on siirtymässä kosmisen mikroaaltotaustan havainnoista galaksien muodostamien rakenteiden tutkimiseen. Mikroaaltotaustan yksi etu on se, että sen teoreettinen käsittely on helppoa, kun taas galaksien liikkeisiin liittyy enemmän sotkua, mutta menetelmät galaksien liikkeiden kuvaamiselle ovat jo varsin hienostuneita.

Mikroaaltotaustasta on vielä luvassa kiinnostavia tuloksia muutaman vuoden kuluessa (erityisesti gravitaatioaaltojen saralla), mutta ison mittakaavan rakenteen puolella on enemmän kasvun varaa: moni galaksi on vielä mittaamatta.

---

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.