Mittaamaton sekunti

30.11.2021 klo 00.13, kirjoittaja
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Maailmankaikkeuden historia tunnetaan havaintojen puolesta varsin hyvin sekunnista eteenpäin. Vaikka ensimmäinen sekunti on inhimillisesti mitattuna lyhyt aika, sen aikana voi kosmologisesti tapahtua paljon. Esimerkiksi jos aksioneja on olemassa ja aksionisäikeitä muodostuu, niiden koko elämänkaari mahtuu muutamaan ensimmäiseen mikrosekuntiin.

Kosmologit hahmottavat varhaisen maailmankaikkeuden vaiheita ennemmin energian kuin ajan kautta. Koska maailmankaikkeus laajenee, varhaisempina aikoina aineen energiatiheys (energia jaettuna tilavuudella) oli isompi. Energiatiheys kertoo, mikä on hiukkasten ja niiden välisten reaktioiden tyypillinen energia.

Energialle on yläraja – inflaation energiaskaala oli korkeintaan 10^19 kertaa niin iso kuin energiaskaala ensimmäisen sekunnin aikaan ja 10^28 kertaa niin iso kuin nyt. Jos energiaskaala olisi ollut korkeampi, inflaation aikana syntyneet gravitaatioaallot olisivat niin vahvoja, että ne olisi jo havaittu.

Ensimmäinen sekunti saattaa siis pitää sisällään yli miljardi miljardia kertaluokkaa energioita. Mitä korkeammissa energioissa ollaan, sitä nopeammin maailmankaikkeus laajenee, ja sitä nopeammin energia laskee. Mutta reaktiot vastaavasti tapahtuvat sitä kiivaammin, mitä isompi energia on, joten lyhyeen ajanjaksoon sisältyy sitä enemmän tapahtumia.

Fysiikan tutkimuksessa on tähän mennessä tullut vastaan uudenlaisia ilmiöitä korkeampiin energioihin päästessä. Atomiytimien energiaskaala on noin miljoona kertaa isompi kuin molekyylien ja atomien; protonien ja neutronien energiaskaala on noin kymmenen-sata kertaa isompi kuin ytimien; ja korkein tunnettu energiaskaala, joka liittyy Standardimallin sähköheikkoon vuorovaikutukseen, on siitä tuhatkertainen.

CERNin LHCkiihdytin kurkottaa sähköheikkoa skaalaa sata kertaa korkeampiin energioihin, ja yleisesti odotettiin, että se (ja jo LHC:tä edeltäneet kiihdyttimet, kuten Fermilabin Tevatron) veisi meidät tuntemattoman fysiikan äärelle, mutta tässä on kohdattu pettymys. Energian kasvattaminen kiihdyttimissä kymmen- tai satakertaiseksi vaatii vuosien panostuksen yhä kehittyneempiin laitteisiin. Varhaisessa maailmankaikkeudessa kaikki käydään läpi sekunnissa, mutta ongelmana on se, että havaintojen puolesta ollaan täysin sen varassa, mitä meille jää mitattavaksi.

Ensimmäisen sekunnin rajapyykki tunnetun ja tuntemattoman välillä määräytyy siitä, että silloin alkaa tapahtumasarja, jossa protonit ja neutronit yhtyvät kevyiksi atomiytimiksi, joiden suhteelliset määrät voi nykypäivänä mitata. (Ottaen huomioon sen, miten niitä on myöhemmin rikottu ja koottu tähdissä.) Sen sijaan esimerkiksi mikrosekunnin aikaan tapahtunut kvarkkien yhtyminen protoneiksi ja neutroneiksi ei luultavasti jätä tarpeeksi isoja kosmologisia jälkiä, että pystyisimme niitä erottamaan, vaikka tapahtuma on pystytty toistamaan kiihdyttimissä.

Tavallaan kolme neljästä kosmologian isosta kysymyksestä koskee varhaisten tapahtumien jälkiä. Pimeä aine, näkyvän aineen ja antiaineen epäsuhdan synty, ja rakenteen siemenet (jotka inflaatio selittää) ovat kaikki jäänteitä muinaisilta ajoilta. (Neljännen ison kysymyksen, maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen, kohdalla ei olla niin varmalla maaperällä, että osattaisiin sanoa, liittyykö sen selitys varhaisen maailmankaikkeuden tuntemattomiin tapahtumiin.)

Lisäksi erilaisiin teoreettisiin ideoihin liittyy ennustuksia uudenlaisista merkeistä, joita ei ole vielä havaittu. Tällä hetkellä huomio on kiinnittynyt muinaisten aikojen gravitaatioaaltoihin, joita voi syntyä Higgsin kentän kuplista, aksionisäikeistä, tai muista tapahtumista. Gravitaatioaaltojen hyvä puoli on se, että koska ne vuorovaikuttavat niin heikosti, ne eivät syntynsä jälkeen juuri häiriinny maailmankaikkeuden tapahtumista, ja kantavat siksi ikuisuuteen tietoa kaikesta mitä on koskaan tapahtunut. Huono puoli on se, että koska gravitaatioaallot vuorovaikuttavat niin heikosti, niitä on vaikea havaita.

Kosmologien näkökulmasta ensimmäinen sekunti on mittaamaton alue, joka kätkee uumeniinsa vastaukset kysymyksiin maailmankaikkeuden koostumuksesta ja rakenteista, ja josta meillä on ristiriitaisia ja vajaita teoreettisia karttoja.

22 kommenttia “Mittaamaton sekunti”

  1. Lentotaidoton sanoo:

    Tuo sekunnin mittatolppa on tärkeä myös eräästä muusta syystä, eli neutriinothan rupesivat tuossa vaiheessa jo palelemaan niin että lakkasivat leikkimästä toisten hiukkasten kanssa. Eli muodostui tuo neutriinotaustasäteily, joka teoreettisesti laskettuna täyttää kosmoksen noin 1,95 Kelvinissä. Teknisesti tuon säteilyn suora toteaminen lienee toistaiseksi täydellisen mahdotonta (onhan energistenkin neutriinojen tutkiminen erittäin hankalaa). Käsittääkseni teoreettisesti tuolla neutriinotaustasäteilyllä pitäisi kuitenkin olla myös jonkinmoiset (havaittavat?) vaikutukset esim kosmiseen taustasäteilyyn kuin myös teoriaan nukleosynteesistä.

    Eli kosmisia taustaneutriinoja pitäisi periaatteessa olla myös havittavissa (nehän vuorovaikuttavat niin heikosti, että mihinkä olisivat siis kadonneet ja niitä on viittä vaille pirustas). Aikoinaan 5-6 vuotta sitten lähdettiin toisella asialla soitellen sotaan tiedottamalla inflaation aikuisista mikroaalto-taustasäteilyn polarisaatiosta (BICEP2). Siitä flopista opittiin tiedottamisen varovaisuutta.

    Siksi kysynkin, onko nyt edes menossa minkäänlaisia ”suoria” (eikä niin kauheasti yleisesti mainostettuja) kokeita tämän 1,95 K neutriino- taustasäteilyn toteamiseksi.

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Tuo sekunti on rajapyykki juurikin neutriinoiden irtikytkeytymisen takia. Silloin neutroneiden ja protonien väliset reaktiot (joihin tarvitaan neutriinoita) eivät enää ole tasapainossa, joten neutronit hajoavat protoneiksi, ilman että uusia syntyy tilalle. Tämä vaikuttaa siihen, mikä neutronien ja protonien suhde kun kevyet ytimet alkavat muodostua noin kolme minuuttia myöhemmin.

      Neutriinotaustan olemassaolo on tosiaan mitattu sekä kevyiden alkuaineiden pitoisuuksista että kosmisesta mikroaaltotaustasta. Varhaisina aikoina 41% maailmankaikkeuden kokonaisenergiatiheydestä on neutriinoissa, joten jos niitä ei olisi, laajenemisnopeus olisi erilainen.

      On suunnitteilla koe nimeltä PTOLEMY, jossa pyritään havaitsemaan kosmista neutriinotaustaa. Yksi iso ongelma on se, että kokeeseen tarvittaisiin vähintään kilon luokkaa tritiumia, ja se on hyvin kallista (ja hyvin radioaktiivista ja hyvin vaikeasti käsiteltävää).

      1. Lentotaidoton sanoo:

        Jaahans, täältä näkyy löytyvän lisätietoa:
        https://indico.cern.ch/event/917643/attachments/2055310/3447984/giachero.PTOLEMY.pdf
        Tässä puhutaan 100 gr:sta Tritiumia ja tällä noin 10 tapausta vuodessa.
        “PTOLEMY (Phase-2) • Full-scale experiment • 100 g of Tritium; • Relic neutrino telescope; • around 10 events/y expected”

        Täällä perusteellisempi PDF : file:///C:/Users/Hessu/Downloads/PTOLEMY_A_Proposal_for_Thermal_Relic_Detection_of_.pdf
        Näyttää olevan vielä alkutekijöissään koko projekti

        Näitä erinäisiä tutkimuspapereita näkyy olevan googlettamalla useita (monen vuoden takaa).

        1. Syksy Räsänen sanoo:

          Kensuke Akita puhui syyskuussa aiheesta Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarien sarjassa. (Puhe: https://unitube.it.helsinki.fi/unitube/embed.html?id=6ccf8a7c-3b8b-4de3-9b1b-89414321f0e0)

          Mainitsemasi luvut tapahtumista/vuosi eivät yksinään kerro paljoa, koska pitää ottaa huomioon se, kuinka iso tausta on. Kensuka Akitan mukaan tarvitaan noin 10 kg tritiumia, jotta signaali nähtäisiin kohinasta. Mutta kuten sanot, koe on vasta suunnitteilla.

          1. Lentotaidoton sanoo:

            Heh, väitätkö totisella naamalla saavasi selvää Akitan ”englanninkielestä”? En oikein ymmärrä tällaista. Meillä valitetaan rallienglannista, mutta tämä on sama kuin aitosavolainen, joka ei koskaan ole kuullut Englannin sanaa, pantaisiin sitä puhumaan. Nämä (tiedemiehet) sentään opiskelevat vuosikausia ulkomaisissa yliopistoissa (Jenkeissä?). Itse luulin ymmärtäväni Englantia (asunut joskus Kaliforniassa). Mutta ei. Paras panna ääni pois ja lukea itse.

          2. Syksy Räsänen sanoo:

            Kyllä. Eri puolilta maailmaa tulevilla tutkijoilla on erilaisia englannin kielen aksentteja ja osaamista. Fysiikkaa opiskellaan muuallakin kuin Yhdysvalloissa. Yksi osaamisensa on eri tavalla puhutun englannin seuraaminen.

  2. RäätikkäLoora sanoo:

    avaruuden laajenemisesta; kuu erkaantuu maasta 3.8 cm/ vuosi – hubblen vakio on 380 000 km välimatkalla yhtä paljon. onko tämä sattumaa?

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Kahden avaruuden pisteen, joiden etäisyys on 380 000 km ja jotka etääntyvät toisistaan maailmankaikkeuden keskimääräisellä laajenemisnopeudella, etäisyys kasvaa noin 30 km vuodessa, ei 3.8 cm.

      Kuun kanssa tällä ei ole mitään tekemistä, Aurinkokunnassa (tai missään Linnunradassa) avaruus ei laajene.

      Tämä riittäköön tästä.

      1. RäätikkäLoora sanoo:

        tarkistin laskun; 71 km/s per megaparsek (3,08 x 10e19 km)
        = 8,74x10e-13 km/s per 380,000 km
        2,75 x 10-5 km
        eli 2,757 cm/vuosi , ei suinkaan 30 km

        Tokihan tohtoris mies osaa laskea näinkin yksinkertaisen laskutoimituksen?

        avaruus laajenee myöskin pienillä mittakaavoilla; aurinkokunnassa laajentumisen kumoaa kappaleen (positiivinen käpristyminen)

        1. Syksy Räsänen sanoo:

          Niinpä onkin. Avaruuden laajenemisen kanssa asialla ei kuitenkaan ole mitään tekemistä.

  3. Martti V sanoo:

    Energiaskaala taitaa muuttua inflaation aikana. Oliko tuo mainitsemasi maksimi madollinen alkutila (mikäli inflaatiolla on alkua)? Maksimi energia lienee noin tuhat kertaa alle plackin skaalan (noin 10^25eV).

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Tosiaan.

      Mainitsemani raja energiaskaalalle tulee siitä, että inflaatiossa syntyvien gravitaatioaaltojen korkeus on verrannollinen energiaskaalan neliöön. Gravitaatioaalloille taasen saadaan raja siitä, että niistä ei näy jälkeä kosmisessa mikroaaltotaustassa.

      Kosmisessa mikroaaltotaussa näkyvät epätasaisuudet syntyvät inflaatiossa ajanjaksona, jonka jälkeen maailmankaikkeus laajenee noin tekijällä 10^(22) ennen inflaation loppumista. Sitä isompia epätasaisuuksia (jotka ovat syntyneet aiemmin) emme voi havaita, koska niiden koko on isompi kuin näkemämme osa maailmankaikkeudesta. Sitä paljon pienempiä emme ole vielä mitanneet, koska ne ovat sekoittuneet rakenteiden kehityksessä niin tehokkaasti. (Jonkun verran pienempiä on kyllä mitattu, ja vielä pienempiä tullaan mittaamaan teknologian ja analyysin koko ajan kehittyessä.)

      On muitakin rajoja inflaation energiaskaalalle, erityisesti spektridistortioista (ks. https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/muisto-laheisesta-yhteydesta/) ja siitä, että mustia aukkoja ei ole syntynyt ainakaan enempää kuin mitä pimeää ainetta on olemassa.

  4. Lentotaidoton sanoo:

    OK, en lähde enempää kinaamaan Englannin kielestä. Tuossa ihan lopulla oli kysymysosio ja yksi kysyjä epäili 10 kilon tritiumin saamista (ja käsittelyä) täysin epärealistiseksi missään vaiheessa ja mikäli ymmärsin niin tästä oli itse esitelmöitsijäkin samaa mieltä.

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Kyllä (kysyjä olin minä).

  5. Martti V sanoo:

    Vai oliko energiatiheys vakio inflaation aikana ajan suhteen? Voisiko gravitaatioallot paljastaa myös inflaation alkuvaiheen olemuksesta ja voisiko siinä tulla kvanttigravitaation efektit esiin?

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Inflaation tunnetun osan aikana energiatiheys on melkein vakio, pienenee hitaasti.

      Ei tiedetä, miten kauan inflaatio on kestänyt ennen tuota kosmisessa mikroaaltotaustassa näkyvää periodia. Eri malleissa inflaation kesto vaihtelee paljon, eikä meillä ole sen enempää teorian kuin havaintojen puolesta mitään tietoa inflaation alkuvaiheista. (Vaikka erilaisia ideoita siitäkin on esitetty ja tutkittu.)

  6. Kas sanoo:

    Mikä esti maailmankaikkeuden ”vajoamisen” mustaan aukkoon alkuräjähdyksen alkuvaiheessa? Oliko inflaatio alkuvaiheessa niin voimakas/nopea, että aineen/energian tiheys laski alle kriittisen pisteen tai onko olettama, että gravitaatio ei vaikuttanut alkuräjähdyksen aikana?

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Tätä kysytäänkin usein, pitäisi tehdä ehkä oma merkintänsä mustien aukkojen synnystä.

      Musta aukko ei synny kun tiheys on iso (tarpeeksi massaa tilavuudessa) vaan kun on tarpeeksi massaa tietyn säteen sisällä. Mustien aukkojen tiheys voi periaatteessa olla mitä tahansa – mitä isompia ne ovat, sitä pienempi on tiheys.

      Varhaisessa maailmankaikkeudessa inflaation jälkeen syntyy mustia aukkoja jos alueen tiheys verrattuna ympäristöön on tarpeeksi iso. (Tällöin ehto säteen sisällä olevasta massasta toteutuu aineen romahtaessa.) Tyypillisesti tarpeeksi tiheitä alueita on äärimmäisen vähän, mutta joissakin inflaatiomalleissa niitå on tarpeeksi, jotta mustia aukkoja syntyy merkittäviä määriä. Ks. https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/konservatiivisuuden-nokareet/

      1. Martti sanoo:

        Vaikuttaako se, että alussa energiatiheys oli hyvin tasainen ja avaruuden kaatevuus lähellä nollaa?

        1. Syksy Räsänen sanoo:

          Se, että energiatiheys on hyvin tasainen tosiaan vaikuttaa. Mitä isompia poikkeamia, sitä helpommin mustia aukkoja muodostuu.

          Avaruuden kaarevuuden vaikutuksesta en osaa sanoa varmasti. Luulisin että jos kaarevuus olisi positiivinen, romahdus olisi helpompi, ja jos negatiivinen niin vaikeampi.

  7. Jyri T. sanoo:

    Sitten pieni kysymys spekulatiivista fysiikkaa, joska Syksy ei tunnetusti innostu, mutta minua on pitkään mietityttänyt Paulin kieltosäännön luonne varhaisessa maailmassa. Olisi mahdollista ajatella, että kosmisen inflaation kaltainen tilanne voisi syntyä, jos ensi syntyisi joukko fermioneja (tai ”protofermioneja”) ja vasta sen jälkeen tulisi voimaan Paulin kieltosääntö, joka ajaisi fermionit kauemmaksi toisistaan?

    No, yllä olevaan en odota Syksyltä vastausta, mutta…

    Onko mielekästä edes ajatella fermioneja ja Paulin kieltosääntöä erillisinä ilmiöinä? Eli onko maailmankaikkeuden alussa voinut olla spin-½-hiukkasia (tai niiden prototyyppejä) jo ennen kuin oli Paulin kieltosääntöä?

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Ei.

      Fermioneiksi kutsutaan hiukkasia, jotka noudattavat Fermi-Dirac-statistiikkaa, eli joille Paulin kieltosääntö pätee. Kvanttikenttäteorian perusrakenteesta seuraa, että (3+1 tai useammassa ulottuvuudessa) hiukkasten spin on puoliluku (eli 0, 1/2, 1, 3/2, 2, 5/2, jne.), ja että hiukkaset joiden spin on kokonaisluku ovat bosoneita ja muut fermioneita.

      Tietysti voi olla, että varhaisessa maailmankaikkeudessa ainetta ei enää voi kuvata kvanttikenttäteorian keinoin, tai ulottuvuuksia on vähemmän. (2+1 ulottuvuudessa hiukkasten spin voi olla mikä tahansa reaaliluku.)

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *