Ylös pohjalta

14.2.2019 klo 19.19, kirjoittaja
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Merkinnässä Alas huipulta kirjoitin fysiikan teorioiden kehityksestä kohti matemaattisesti hienostuneempia korkeuksia. Hiukkasfysiikassa on kuitenkin kaksi lähestymistapaa teorioihin: top-down ja bottom-up. Edellisessä kasataan hyvin yleinen teoria matemaattisista ja esteettisistä periaatteista lähtien ja katsotaan, millaisia seurauksia sillä on. Jälkimmäisessä lähdetään tunnettujen asioiden tienoilta, yritetään ratkaista rajattuja ongelmia ja edetään askel kerrallaan.

Tunnetuin esimerkki onnistuneesta huipulta löytyneestä teoriasta on yleinen suhteellisuusteoria. Havainnoilla oli sen muotoilussa vain vähäinen rooli, sen sijaan Albert Einstein, David Hilbert, Michele Besso ja Marcel Grossmann perustivat työnsä filosofisiin ja matemaattisiin pohdintoihin. Yleistä suhteellisuusteoriaa on testattu tarkkaan, ja se on yli sadan vuoden ajan ennustanut tarkasti ilmiöitä, joista ei sitä kehitettäessä ollut vielä aavistustakaan, GPS-satelliittien liikkeistä maailmankaikkeuden laajenemiseen ja mustien aukkojen törmäyksistä syntyviin gravitaatioaaltoihin. Einsteinin ja Hilbertin vuonna 1915 esittämästä yleisen suhteellisuusteorian muotoilusta ei ole tarvinnut yli sadan vuoden aikana muuttaa piiruakaan – ellei sitten kiihtyvään laajenemiseen liittyvän kosmologisen vakion osalta.

Tämä on poikkeuksellista. Kosminen inflaatio tarjoaa tyypillisemmän esimerkin teorioiden kehityksestä. Sen lähtökohtana oli yksinkertainen ongelma: miksi maailmankaikkeus näyttää samanlaiselta joka suunnassa? Koska valo kulkee äärellisellä nopeudella ja maailmankaikkeus on äärellisen ikäinen, vaikuttaisi siltä, että kaukana toisistaan olevat alueet eivät ole ehtineet olla kosketuksissa. Miten ne siis tietävät olla samanlaisia?

Ongelmaa yritettiin 1960-luvulta lähtien ratkaista yleisen suhteellisuusteorian parissa niin kutsutulla Mixmaster-mallilla (suomeksi siis tehosekoittimella), jossa eri alueet sekoittuvat varhaisina aikoina. Nämä yritykset eivät johtaneet tyydyttävään selitykseen, ja vastaus löytyi eri suunnasta.

Vuonna 1980 Aleksei Starobinsky esitti, että kvanttifysiikan korjaukset yleiseen suhteellisuusteoriaan johtavat kiihtyvään laajenemiseen varhaisina aikoina. Starobinsky ei yhdistänyt malliaan kysymykseen sitä, miksi maailmankaikkeus näyttää samalta kaikkialla. Mutta heti samana vuonna Demosthenes Kazanas selitti, miten kiihtyvä laajeneminen voisi ratkaista ongelman.

Kazanas esitti, että jossain hiukkasfysiikan yhtenäisteoriassa on Higgsin kentän kaltainen kenttä, jonka tyhjiön energiaan liittyvä gravitaatio on hylkivää. Tämä saa aikaan kiihtyvän laajenemisen ja avaruuden osat työntyvät pois toisistaan niin nopeasti, että valo ei ehdi kulkea niiden välillä. Tällä tapaa pieni tasainen alue, jonka kaikki osat ovat aluksi kosketuksissa toisiinsa, pullistuu näkemäksemme maailmankaikkeudeksi.

Kazanasin työ unohtui vuosikymmeniksi – en tiedä miksi. Vieläkin inflaation isänä mainitaan usein Alan Guth, joka on pokannut siitä palkintojakin. Guthin artikkeli ilmestyi vuonna 1981, ja sen perusidea oli sama, minkä Kazanas oli jo esittänyt, vaikka Guthin käsittely olikin laajempi ja selkeämpi. Guth myös otti käyttöön termin inflaatio. Vuonna 1981 myös Katsuhiko Sato esitti saman idean Guthista riippumattomasti.

Joka tapauksessa osoittautui, että Kazanasin, Guthin ja Saton malli ei sellaisenaan sovi havaintoihin. Siinä varhaiset pienet alueet paisuvat kuin saippuakuplat, jotka inflaation loputtua törmäävät toisiinsa. Näiden törmäysten takia taivas näyttäisi enemmän vaahtomaiselta kuin tasaiselta. Mutta pian hahmotettiin, että laajeneminen on helppo saada kiihtymään hiukkasfysiikan kentillä muutenkin kuin tyhjön energiaa käyttämällä. Se onnistuu jopa Standardimallin Higgsillä, ilman tarvetta yhtenäisteorialle tai uusille kentille.

Tehosekoittimien kanssa puuhastelleet yleisen suhteellisuusteorian asiantuntijat eivät olleet hahmottaneet mahdollisuutta ongelman ratkaisemiseen kiihtyvällä laajenemisella. Idea ei lopulta ole monimutkainen, mutta monet suhteellisuusteoreetikot olivat omaksuneet sen ajatuksen, että aineella ei yksinkertaisesti voi olla sellaisia ominaisuuksia, jotka johtavat kiihtyvään laajenemiseen. Tarvittiin hiukkasfyysikoita toteamaan, että tunnettujen kenttien ominaisuudet itse asiassa ovat juuri sellaisia.

Jotkut suhteellisuusteoreetikot vastustivat inflaatiota vielä pitkään. Tämä on sinänsä huvittavaa, että inflaatio oli yksi hedelmällisimpiä asioita, mitä yleisen suhteellisuusteorian kentällä oli tapahtunut vuosikymmeniin. Inflaation vierastaminen johtui samasta syystä kuin sen hedelmällisyys: idea ylitti tieteenalan rajat tuomalla uusia ideoita hiukkasfysiikasta.

Lähes heti hahmotettiin, että inflaatio ei selitä vain sitä, miksi maailmankaikkeus näyttää suunnilleen samalta kaikkialla, vaan myös sen, mistä pienet erot johtuvat. Viatcheslav Mukhanov ja Gennady Chibisov laskivat vuonna 1981 Starobinskyn mallin puitteissa, miten kvanttivärähtelyt synnyttävät tyhjästä epätasaisuuksia, jotka voivat olla kaiken rakenteen siemeniä.

Näitä värähtelyjä tapahtuu niin aineessa kuin aika-avaruudessa, eli inflaatio yhdistää kvanttifysiikan ja yleisen suhteellisuusteorian. Inflaatio onkin ensimmäinen fysiikan alue, missä on tehty ennusteita kvanttigravitaatiosta ja onnistuneesti verrattu niitä havaintoihin. Koska alhaalta ylös lähdettäessä ei ole yleistä periaatetta, joka määräisi yksityiskohdat, on kuitenkin satoja erilaisia inflaatiomalleja.

Kunnianhimoiset syviin periaatteisiin pohjaavat ehdotukset kvanttigravitaatioteorioiksi kuten säieteoria ja silmukkakvanttigravitaatio eivät sen sijaan ole (ainakaan vielä) johtaneet valmiiseen teoriaan, joka tekisi ennusteita. Kvanttigravitaation saralla vaatimattomuus on ollut hyve. Säieteoria on tosin poikinut fysiikan ulkopuolella, kun sen kautta on löydetty matemaatikkoja kiinnostavia matemaattisia rakenteita.

Standardimallin kehittäminen oli kenties hiukkasfysiikan ja kosmologian saralla viimeinen tapaus, missä hienostuneiden teoreettisten rakenteiden kehittäminen menestyi, joskin se yhdistyi teorian kasaamiseen pala palalta kasaamisen. Suuri osa fysiikasta on teorioiden rakentamista tunnettujen asioiden tiimoilla, ja pieni osa on suurten ideoiden kehittelyä. Valtaosa yrityksistä kummallakaan saralla ei johda mihinkään. Viime aikoina ylös askel kerrallaan taapertava lähestymistapa on ollut menestyneempi, mutta on mahdoton sanoa, kumpi reitti vie seuraavaksi uuden äärelle.

23 kommenttia “Ylös pohjalta”

  1. Mistä inflaatio tiesi loppua eri alueissa samaan aikaan, jotta tuloksena oli homogeeninen maailmankaikkeus? Inflaatioperiodi kaiketi koostui kymmenistä e-kertaistumisista ja lopputuloksessa kuitenkin vain sadastuhannesosan tiheyserot.

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Inflaatiossa kentän potentiaalista aiheutuva voima ja maailmankaikkeudesta laajenemisesta aiheutuva kitka ovat tasapainossa, joten kiihtyvyys on suunnilleen nolla. Tämän takia kentällä ei ole muistia aiemmasta, tuleva kehitys riippuu vain sen nykyisestä arvosta. Tämä on kuin laskuvarjolla putoaisi.

      Inflaatio toisaalta pyyhkii pois klassisen fysiikan mukaiset epätasaisuudet kentän arvossa, jäljelle jää vain kvanttifluktuaatiot, jotka on tosiaan ovat 10^(-5) luokkaa.

    2. Oliko siis niin että inflaation aikana oli tilaparametrina olemassa vain inflatonikentän arvo, eli ei baryonista muttei myöskään pimeää ainetta, jotka molemmat syntyivät vasta inflatonin hajotessa hiukkasiksi? Jos näin on, niin saisiko tästä jotain rajoitteita pimeän aineen mahdollisille malleille?

      1. Syksy Räsänen sanoo:

        Mitä tahansa ainetta ennen inflaatiota olikin, kiihtyvä laajeneminen pian pudottaa kaikkien muiden paitsi skalaarikenttien energiatiheyden mitättömän pieneksi.

        Tosin ei tiedetä mitä ennen inflaatiota oli. Ei myös olla varmoja siitä, miten inflaatio alkoi.

      2. OK, tajusin nyt että kysymykseni oli tyhmä. Vaikka pimeän aineen tiheys onkin nykyään suurempi kuin baryonisen materian tiheys, molemmat olivat paljon pienempiä kuin kvarkki-antikvarkki-gluoniplasman tiheys inflaation loppuessa, koska melkein kaikki kvarkit ja antikvarkit annihiloivat myöhemmin toisensa, kuten myös niitä seuranneet hadronit ja leptonitkin. Eli fraasi että inflatoni hajosi standardimallin hiukkasiksi on kirjaimellisesti oikein, seassa oleva pimeä komponentti oli siihen nähden energiatiheysmielessä mitätön. (Korjaa jos tämä ei ole näin…tietysti jotain epävarmuuksia on kun ei tiedetä mitä pimeä aine on jne.)

        1. Syksy Räsänen sanoo:

          No, sitähän ei tiedetä miksi hiukkasiksi inflatoni tarkalleen hajosi, koska ei tiedetä mitä kaikkia hiukkasia on olemassa, eikä niiden hajoamisketjuja.

          On mahdollista, että inflatoni hajosi enimmäkseen tuntemattomiksi hiukkasiksi tai enimmäkseen tunnetuiksi.

  2. Ilkka Seittenranta sanoo:

    Ulkopuolisena tulee ihmeteltyä sitä että että aineen ylipäätään oletetaan olevan jotain pysyvää, voisi olettaa että aineen aivan pienin rakenneosanen on mahdoton havaita ja sen olemus joudutaan päättelemään – tässä vaiheessa fyysikot joutuvat perääntymään tavasta havaita ja osoittaa jotain.

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      En ole varma siitä, mitä tarkoitat sillä, että aine on pysyvää. Useimmat hiukkaset ovat epästabiileja, ja stabiilitkin hiukkaset voivat tuhoutua.

      Sen mitä voi olla olemassa ja mitä voi havaita voi osoittaa vain tutkimus.

  3. Jyri T. sanoo:

    Mustan aukon säteily (Hawkingsin säteily) perustuu siihen, että musta aukko luo horisontin aika-avaruuteen. Oliko inflaation aikana vastaavaa säteilyä, kun laajeneminen synnytti samantyyppisen horisontin (tosin nurin päin)? Oliko sillä merkitystä energiatiheyden kannalta?

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Mainio kysymys, joka menee vähän kauas, mutta yritän kuitenkin vastata lyhyesti.

      Mustan aukon horisontti on (ilman Hawkingin säteilyä) ikuinen, eli tapahtumahorisontti.

      Inflaation aikainen horisontti ei ole ikuinen (koska inflaatio loppuu) eli se ei ole tapahtumahorisontti.

      Jos nykyinen kiihtyminen jatkuu loputtomiin, kyseessä on tapahtumahorisontti, ja siihen oletettavasti liittyy Hawkingin säteilyä. (Ei ole yksimielisyyttä siitä, liittyykö ei-ikuiseen horisonttiin tällaista säteilyä.)

      Joka tapauksessa kosmisen horisontin aiheuttama säteily inflaation aikana on mitättömän pientä verrattuna inflaation aiheuttavan kentän vaikutukseen. Jos nykyinen kiihtyvä laajeneminen jatkuisi ikuisesti, näin ei välttämättä ole, vaan horisontin Hawkingin säteily saattaa lopettaa sen. Tommi Markkanen (jonka kanssa minulla on joskus ollut yhteistyötä, ei tosin tästä) on tutkinut aihetta, mutta näitä asioita ei tiedetä varmasti.

  4. Lentotaidoton sanoo:

    ”Tommi Markkanen (jonka kanssa minulla on joskus ollut yhteistyötä, ei tosin tästä) on tutkinut aihetta, mutta näitä asioita ei tiedetä varmasti.”

    Sen verran mielenkiintoista että löytyiskö jostain luettavaa?

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Mitään populaaria esitystä siitä ei taida olla, tässä on Tommin artikkeli:

      https://arxiv.org/abs/1703.06898

  5. Onko niin että inflaatio ei varsinaisesti tarvitse mitään alkuehtoa (tiheyttä, laajenemisnopeutta…), vaan riittää kunhan Lagrange (SM+CDM mukaanlukien inflatoni-skalaarikentän potentiaalin muoto) on juuri oikein, niin tuloksena on meidän näköinen maailmankaikkeus? (Ja lambda mutta vain jos halutaan hifistellä.)

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Tämä on suurin avoin kysymys inflaatiossa. Kentän pitää olla tarpeeksi tasainen, jotta inflaatio käynnistyy. Mutta hyvin epätasaisista alueista ei välttämättä ole haittaa, jos ne romahtavat mustiksi aukoiksi: kunhan inflaatio alkaa jossain osassa avaruutta, sen tilavuus kasvaa niin paljon niin nopeasti, että pian käytännöllisesti katsoen koko maailmankaikkeuden tilavuus inflatoi.

      Inflaation alkamisen ehtoja on tutkittu analyyttisesti, ja ihan viime vuosina on tehty myös tietokonesimulaatioita yleisessä suhteellisuusteoriassa, mutta asiasta ei ole täyttä selvyyttä.

    2. Jos pimeä aine on pieniä mustia aukkoja, silloin kaiketi niitä on inflaation alkaessa pitänyt ollakin todella tiheässä eli varmaan enemmistö silloisesta energiatiheydestä? Vai dilutoiko inflaatio aukot yhettömiin kuten monopolitkin vaikka niitä olisi alussa kuinka tiheässä?

      1. Syksy Räsänen sanoo:

        Inflaatio pyyhkii mustat aukot pois siinä missä muutkin epätasaisuudet.

        Kaikki nykymaailmankaikkeiden mustat aukot ovat syntyneet inflaation jälkeen.

  6. Jos olisi hiukkaskiihdytin jolla pääsisi tutkimaan inflaatioepookin fysiikkaa, mitä silloin näkyisi? Voisiko esimerkiksi miljoonan teraelektronivoltin raskasionitörmäyksessä syntyä baby-inflaatio joka toimisi vähän aikaa? Tulisivatko inflaation reheating-tulokset tänne meidän maailmankaikkeuteemme vai muodostaisivatko ne oman kuplansa jota ei pysty havaitsemaan? Käsittääkseni inflaatio tavallaan luo energiaa tyhjästä, mutta havaitsisimmeko mekin tuollaisessa törmäyksessä energian syntymistä tyhjästä vai menisikö se energia jonnekin piiloon meiltä?

    Kysymys on toki spekulatiivinen koska tuollaisia kiihdyttimiä ei näy ihan nurkan takana ainakaan vielä, mutta 1e9 GeV törmäysenergia on satatuhatta LHC:tä joten kyllä sellainen aurinkokuntaan hyvin mahtuisi. Katsoin energiat sivulta https://en.wikipedia.org/wiki/Chronology_of_the_universe, jossa annetaan inflaatioperiodille 1e15..1e9 GeV.

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Inflaatio ei alkaisi uudelleen. Inflaatiota ajaa koherentti kenttä, joukko inflatonihiukkasia käyttäytyy eri tavalla. (Vrt. vakiosähkökenttä ja kaasu fotoneita.)

    2. Kiitos vastauksesta. Unohdin mainita että kosmisen säteilyn energiaennätys on niinkin iso kuin 3e11 GeV, eli ilman kiihdytintäkin sellaisia törmäyksiä tapahtuu.

      1. Syksy Räsänen sanoo:

        Oleellista on törmäyksen energia massakeskipistekoordinaatistossa, joka kosmisten säteiden törmäyksissä on korkeimmillaan samaa luokkaa kuin LHC:ssä.

  7. Jos ymmärsin oikein, inflaatio on poistanut jäljet sitä edeltäneestä menneisyydestä eikä prosessia voi tuottaa uudelleen laboratoriossa. Miten siis pitäisi edetä sen tutkimisessa?

    Analoginen dilemma on muuten elämän synnyn tutkimuksessa.

    1. Syksy Räsänen sanoo:

      Askel kerrallaan. Kosmologiset havainnot tarkentuvat koko ajan, ja niillä saadaan tarkemmin selvitettyä miten inflaatio tapahtui. On myös erilaisia teoreettisia ehdotuksia uudenlaisista jäljistä (joista osa kertoisi ajasta ennen inflaatiota) joita etsiä, ja niitä onkin etsitty. Mutta ei niistä tässä sen enempää!

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *