Kosmokseen kirjoitettua

Keisarin uusi kaari

14.2.2025 klo 22.10, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Viime viikolla Meri Teeriaho puhui Helsingin yliopiston fysiikan osaston astrofysiikan seminaarien sarjassa hänen ja kumppaneiden tutkimuksesta nimeltä Keisarin uusi kaari. Helsingistä mukana ovat myös Gabor Racz ja ystäväni Till Sawala.

Tutkimuksen kohteena on Jättikaari (engl. Giant Arc). Vuonna 2022 Alexia Lopez ja kaksi muuta tutkijaa väittivät havainneensa yli kolmen miljardin valovuoden pituisen galakseista koostuvan rakenteen, jolle he antoivat tämän nimen. Ryhmän mukaan löytö oli tilastollisesti hyvin merkittävä: todennäköisyys sille, että galakseja olisi niin tiheässä sattumalta oli heidän mukaansa noin yksi sadastatuhannesta.

Teeriaho mainitsi, että Jättikaari on saanut paljon huomiota suuren yleisö keskuudessa. Sillä on oma kritiikitön Wikipedia-sivunsa, ja se on monien YouTube-videoiden tähti (tässä esimerkkinä BBC:n ohjelma).

Väite ei ole ensimmäinen laatuaan. Poikkeuksellisen isoissa rakenteissa tuntuu olevan jotakin suurta yleisöä (tai ainakin tiedetoimittajia) kiehtovaa. Aika ajoin julkisuuteen nostetaan joidenkin tutkijoiden väite siitä, että ne asettavat vallitsevan kosmologisen mallin kyseenalaiseksi. Kun aloitin blogin kirjoittamisen kosmologiasta vuonna 2007, ensimmäisen merkinnän aiheena oli virheellinen väite siitä, että oli löydetty poikkeuksellisen iso tyhjä alue maailmankaikkeudessa.

Jättikaaren löytäjät noudattivat aiheelle tavallista menetelmää, eli huomasivat ensin silmällä katsoen poikkeukselliselta näyttävän kuvion, ja kehittivät sitten mittareita arvioimaan sen harvinaisuutta. Monia maailmankaikkeuden todellisia rakenteita –kuten yli miljardin valovuoden pituinen Sloanin iso muuri– on todella löydetty näin.

Ongelmana on se, että ihmiset herkästi näkevät järjestystä satunnaisissakin kuvioissa. Tällainen kuvankäsittelytapa on varmaankin osoittautunut evoluutiossa edulliseksi. On helppo ymmärtää, että saalistajan tai saaliin havaitseminen lehdistöstä on eduksi henkiin jäämiselle, kun taas siitä, että tekee väärän havainnon ja säikähtää turhaan ei ole vastaavaa haittaa.

Tällainen yliviritetty havaintotapa ei kuitenkaan sovellu sellaiseen analyysiin, jossa halutaan minimoida virheelliset väitteet toistettavalla tavalla, eli luonnontieteeseen. Tämän takia kosmologit arvioivat rakenteiden poikkeuksellisuutta tilastollisesti.

Yksi keino selvittää havaittujen kuvioiden poikkeuksellisuutta on simuloida kyseistä järjestelmää vakiintuneella mallilla ja katsoa kuinka todennäköisesti sieltä löytyy vastaava rakenne. Ongelmana on valita mittari (eli määritellä mikä on ”vastaava rakenne”) sellaisella tavalla, missä ei käytetä hyväksi jo havaitun rakenteen ominaisuuksia, mutta joka on silti herkkä sen ominaisuuksille.

Esimerkiksi jos heittää huoneen lattialle sata kolikkoa, saattaa huomata niiden joukossa pitkän kaaren. Jos kysyy, mikä on todennäköisyys sille, että löytyy kaari, jonka kolikot ovat tismalleen samoissa paikoissa, se on häviävän pieni. Jos kysyy, mikä on todennäköisyys sille, että kolikot muodostavat kaaren, jossa kahden kolikon maksimietäisyys ei ole isompi kuin mitä havaitaan mutta kaaren pituus ei ole pienempi, todennäköisyys on isompi. Jos todennäköisyys on silloin kohtuullisen iso, mitään selitettävää ei ole: kaaret ovat tavallisia. Jos todennäköisyys on yhä pieni, voidaan seuraavaksi kysyä, olisiko todennäköisyys vastaaviin muihin kuvioihin iso: olisimme yhtä yllättyneitä, jos kolikot muodostaisivat jonkun muun kuvion.

Kosmologit havainnollistavat tätä joskus huomauttamalla, että kosmisessa mikroaaltotaustassa erottuvat Stephen Hawkingin nimikirjaimet. Todennäköisyys sille, että näin käy sattumalta on äärimmäisen pieni, mutta todennäköisyys sille, että näkyy joku sellainen kuvio, jonka silmämme tunnistavat kirjaimiksi lienee kohtuullisen iso (joskaan en tiedä, että kukaan olisi sitä laskenut).

Galaksien jakaumasta maailmankaikkeudessa on paljon simulaatioita, missä on otettu huomioon kosmisesta mikroaaltotaustasta mitattu alkutilanne aineen jakaumalle ja sen kehitys vuosimiljardien aikana maailmankaikkeuden laajenemisen ja puoleensavetävän gravitaation alla.

Teeriaho ja kumpp. ovat käyttäneet viime vuonna ilmestynyttä FLAMINGO-simulaatiota. He toteavat, että samanlaiset kaaret ovat siinä tavallisia. Lisäksi he tutkivat satunnaisia pistejakaumia, missä ei ole mitään kosmologista informaatiota –kuin lattialle heitettyjä kolikoita– ja totesivat, että niissäkin tällaiset kaaret ovat tavallisia.

Myös Lopezin ryhmä oli arvioinut tulostensa poikkeuksellisuutta ja saanut tulokseksi, että kaaren tiheys on äärimmäisen harvinainen. He olivat kuitenkin laskeneet todennäköisyyden sille, että löydetyn kokoisessa (ja tietyn muotoisessa) alueessa, joka sijaitsee sattumanvaraisessa paikassa taivaalla on niin paljon galakseja kuin mitä he havaitsevat. Mutta koska kaari on jo löydetty, oikea kysymys on se, mikä on todennäköisyys sille, että tällaisen kaaren alueella on niin paljon galakseja.

Esimerkiksi jos satunnaisessa meille näkyvässä galaksien jakaumassa tyypillisesti olisi kolme tällaista kaarta, niin voisi sanoa, että ne ovat tavallisia. Mutta ne silti kattaisivat silti vain hyvin pienen osan kaikista galakseista: jos valitsee galakseja sattumanvaraisesti, luultavasti ei osu niihin. Niinpä galaksien tiheys kaaren alueella voi olla paljon isompi kuin sattumanvaraisesti valitulla alueella ilman että kaaret ovat poikkeuksellisia. Pitää sen sijaan laskea todennäköisyys sille, että alue on yhtä tiheä kuin mitä havaitaan kun otetaan huomioon, että siinä on kaari, kuten Teeriaho ja kumpp. tekivät.

Lopez ja kumpp. esittivät, että kaari on poikkeuksellinen myös siksi, että se on niin tiheä. Maailmankaikkeudessa on merkittäviä tiheyseroja, jotka ovat sitä isompia mitä pienemmästä mittakaavasta on kyse: Maapallo on noin 10³⁰ kertaa maailmankaikkeuden keskiarvoa tiheämpi, galaksit ovat noin miljoona kertaa keskivertoa tiheämpiä, galaksiryppäät noin sata kertaa ja niin edelleen. Lopez ja kumpp. esittivät uutta galaksien lukumäärään perustuvaa mittaria ylitiheydelle, ja väittivät että kaaren tiheys on noin kaksi kertaa maailmankaikkeuden keskitiheys – mikä on miljardien valovuosien kokoiselle rakenteelle hyvin paljon.

Teeriaho ja kumpp. osoittivat, että galaksien lukumäärä kaarissa ei kuitenkaan mittaa niiden tiheyttä. Simulaatioissa näkyvien kaarten todellinen ylitiheys on jokusen prosentin luokkaa (monissa on itse asiassa keskivertoa vähemmän ainetta), vaikka Lopezin ja kumpp. menetelmä väittää sen olevan kymmeniä kertoja isompi.

Jättikaari on todellinen kuvio taivaalla, mutta se ei vastaa mitään rakennetta, jonka osasilla on joku yhteys: joskus pisteet avaruudessa sattuvat muodostamaan kaaren. Teeriaho puheessaan havainnollisti asiaa näyttämällä FLAMINGO-simulaatiosta poimitun kuvan, missä galaksit muodostavat flamingon. (Sitä ei ole heidän tieteellisessä artikkelissaan.)

Monet tiedesensaatiot ovat tällaisia, kuten olen usein kirjoittanut (ks. täällä, täällä, täällä, täällä, täällä, täällä, täällä, täällä ja täällä). Tämä ei tarkoita sitä, etteikö maailmankaikkeuden ison mittakaavan rakenteita kannattaisi tutkia tai etteikö niistä saattaisi löytyä jotain nykyisen käsityksen vastaista. Esimerkiksi galaksien virtaus satojen miljoonien valovuosien mittakaavassa on yhä selittämättä, tarkasta syynistä huolimatta.

Päivitys (16/02/25): Lisätty yhteistyökumppanien nimiä alkuun.

---

Sadan vuoden yhtenäisyys

29.1.2025 klo 11.59, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

Kvanttimekaniikka täyttää sata vuotta. Vuonna 1925 Werner Heisenberg, Max Born, ja Pascual Jordan löysivät kvanttimekaniikan koko teorian. Seuraavana vuonna Erwin Schrödinger löysi nykyään hänen nimeään kantavan yhtälön, joka kertoo miten kvanttimekaaniset systeemit kehittyvät. Schrödinger osoitti nopeasti, että hänen yhtälönsä on vain toinen tapa kuvata samaa teoriaa kuin Heisenbergin ja kumpp. muotoilu.

Kvanttimekaniikasta kehittynyt kvanttikenttäteoria on yksi kahdesta tällä hetkellä perustavanlaatuisesta teoriasta. Se kuvaa ainetta ja vuorovaikutuksia, gravitaatiota lukuun ottamatta. Toinen perustavanlaatuinen teoria, yleinen suhteellisuusteoria, kuvaa aika-avaruutta ja gravitaatiota.

Kvanttifysiikka ja suhteellisuusteoria molemmat löydettiin ratkaisuina klassisen fysiikan sisäisiin ongelmiin ja ristiriitoihin havaintojen kanssa, joita kertyi 1800-loppupuolelta alkaen yhä enemmän.

Yleinen suhteellisuusteoria, ja sen edeltäjä suppea suhteellisuusteoria, löydettiin pääasiassa matemaattisen päättelyn kautta: havainnoilla oli vain pieni osuus. Suppea ja yleinen suhteellisuusteoria saatiin myös jokseenkin valmiiksi kerralla, niiden sisältöä ei ole nykypäivään mennessä juuri muutettu. Kvanttimekaniikka ja kvanttikenttäteoria (joka yhdistää kvanttimekaniikan ja suppean suhteellisuusteorian) sen sijaan löydettiin pala palalta tiiviissä vuorovaikutuksessa havaintojen kanssa.

Ja siinä missä yleisen suhteellisuusteorian ainoa sovellus on GPS-paikannus, lähes kaikki nykyteknologia pohjaa kvanttifysiikkaan. Klassisesta fysiikasta ponnistava höyrykone oli keskeinen teollisessa vallankumouksessa, joka mullisti maailmaa 1700-luvulta alkaen, ja sähkö määritteli 1800-lukua ja 1900-luvun alkupuolta; samalla tapaa kvanttifysiikka määritti suurimman osan 1900-luvusta.

Teknologinen kehitys on yhteiskunnallisten muutosten veturi, ja on vaikea yliarvioida elektroniikan, digitalisaation, tietokoneiden, tietoverkkojen, ja muiden kvanttimekaniikan hedelmien merkitystä yhteiskunnalle. Yhtä lailla kvanttimekaniikka on mullistanut käsityksemme todellisuudesta. Itse asiassa kvanttimekaniikan paljastama kuva maailmasta on niin vieras arkiajattelullemme, että ilman matematiikkaa on vaikea selittää mistä siinä on kyse.

Kvanttimekaniikan ytimessä on se, että maailmankaikkeus on epämääräinen ja epädeterministinen.

Epämääräisyys tarkoittaa sitä, että yleensä maailman tila ei ole määrätty: hiukkasilla ei ole yhtä tiettyä paikkaa, vain todennäköisyys olla tietyssä paikassa, eivätkä kissat ole elossa tai kuolleita, vaan sekoituksessa näitä mahdollisuuksia.

Epädeterminismi tarkoittaa sitä, että kun tila muuttuu epämääräisestä määrätyksi, niin on sattumanvaraista mikä vaihtoehto valikoituu. Tulevaisuutta ei voi ennustaa, ainoastaan eri vaihtoehtojen todennäköisyydet. Sitä miten tila määräytyy ei tiedetä, ja tämä on kvanttifysiikan suuri ratkaisematon ongelma.

Lisäksi kvanttimekaniikalle keskeistä on se, että maailma on epälokaali. Tämä tarkoittaa sitä, että yleisesti ottaen systeemin yhtä palaa ei voi kuvata erillisenä, vaan systeemiä pitää tarkastella yhtenä kokonaisuutta. Ehkä selvemmin sanoen, paikallisten havaintojen todennäköisyydet voivat riippua siitä, mitä hyvin kaukana tapahtuu.

Klassisessa fysiikassa (ja arkiajattelussa) kappaleilla on aina määrätyt ominaisuudet, eivätkä mittausten tulokset riipu siitä mitä tapahtuu hyvin kaukana. Tätä kutsutaan klassiseksi realismiksi.

John Bell esitti vuonna 1964 tavan kokeellisesti tarkistaa, onko maailma klassisen realistinen. Vuoden 2022 Nobelin palkinto fysiikasta myönnettiin sen osoittamisesta, että maailma rikkoo klassista realismia kvanttimekaniikan ennustamalla tavalla, sekä tämän seikan hyödyntämisestä kvantti-informaatioteoriassa, mihin esimerkiksi suuressa huudossa oleva kvanttilaskenta perustuu.

Nobelilla palkittu työ perustui matalan energian laboratoriokokeisiin, missä on tutkittu esimerkiksi valon polarisaatiota. Viime viikolla Emidio Gabrielli Triesten yliopistosta ja INFN-tutkimusinstituutista Italiasta sekä NICPB-instituutista Tallinnasta puhui Fysiikan tutkimuslaitoksen seminaarisarjassa siitä, miten klassista realismia on alettu testata myös valtavan paljon korkeammilla energioilla hiukkaskiihdyttimillä.

Kvanttikenttäteoriaan pohjaavan hiukkasfysiikan lait ovat kaukana klassisesta fysiikasta, mutta kiihdytinkokeissa ei pitkään juuri mietitty epälokaalisuutta, vaan keskityttiin uusien hiukkasten ja vuorovaikutusten etsimiseen. Viime vuosina on kuitenkin muodostunut noin sadan tutkijan yhteisö, joka soveltaa kvantti-informaatioteorian menetelmiä hiukkastörmäyksiin.

Kun vaikkapa Higgsin hiukkanen hajoaa kahdeksi fotoniksi, niin fotonien tilat ovat kvanttifysiikan mukaan sidoksissa toisiinsa, ja yhden mittaaminen vaikuttaa toisen tilaan. Kvanttimekaniikan mukaan fotonin värähtely on kahden eri tilan sekoituksessa, mikä on malliesimerkki kvantti-informaatioteorian peruspalikasta, qubitista, joka yleistää klassisen fysiikan kyllä-tai-ei-vaihtoehdot kvanttimekaanisen epämääräisiksi.

Hiukkaskiihdyttimissä on paljon eri mahdollisuuksia: esimerkiksi Z-bosonien polarisaatiolla on kahden sijaan kolme mahdollisuutta: tällainen kolmen mahdollisuuden kvanttimekaaninen sekoitus tunnetaan nimellä qutrit.

Klassisen realismin testaaminen hiukkaskiihdyttimillä on ilmaista mitä kokeisiin tulee. Analyysejä varten ei tarvitse tehdä erillisiä mittauksia, kaiken voi lukea datasta, jota kerätään joka tapauksessa muihin tarkoituksiin. Kiihdyttimissä kvanttimekaniikan periaatteita on nyt luodattu energioilla, jotka ovat miljardeja kertoja korkeampia kuin laboratoriokokeissa, ja joissa on mukana sellaisia vuorovaikutuksia (kuten värivuorovaikutus), joiden vaikutusta ei voi nähdä perinteisissä laboratoriolaitteissa. Vähän samaan tapaan viime aikoina on ruvettu testaamaan klassista realismia kosmologiassa, kosmisella mikroaaltotaustalla.

Kokeet jatkuvat, mutta toistaiseksi teoria ja havainnot ovat pitäneet yhtä. Vaikka kvanttimekaniikka on arkijärjelle vieras, se on ennustanut kaiken (mikä ei kuulu yleisen suhteellisuusteorian tontille) tarkalleen oikein jo sata vuotta.

Näkymätön käsi

19.1.2025 klo 20.09, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Pimeä energia on yksi kosmologian keskeisiä tutkimuskohteita, ja olen täällä blogissa kirjoittanut siitä, miten Euclid–satelliitti ja DESI–teleskooppi sitä luotaavat. Kerron nyt hieman pimeän energiasta taustoista ja mitä siitä tiedetään – ja ei tiedetä.

Termin pimeä energia taisi keksiä kosmologi Michael Turner 1990-luvun lopulla kuvaamaan salaperäistä aineen muotoa, jonka gravitaatio olisi hylkivä ja siksi selittäisi juuri havaitun maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymisen. Idean juuret juontuvat 1900-luvun alkupuolelle.

Vuonna 1915 fyysikko Albert Einstein ja matemaatikko David Hilbert löysivät yleisen suhteellisuusteorian, joka on yhä perustavanlaatuisin tuntemamme teoria aika-avaruudesta ja gravitaatiosta. Aluksi yleisen suhteellisuusteorian avulla laskettiin planeettojen ja valon liikkeitä Aurinkokunnassa. Teoria selitti onnistuneesti Merkuriuksen radan poikkeaman Newtonin gravitaatioteorian ennusteesta ja ennusti valon taipumisen Auringon lähellä.

Vuonna 1917 Einstein sovelsi yleistä suhteellisuusteoriaa isoimpaan mahdolliseen järjestelmään, koko maailmankaikkeuteen. Einstein ajatteli, että maailmankaikkeuden pitää olla ikuinen ja muuttumaton. Yleisen suhteellisuusteorian ydin on kuitenkin se, että avaruus muuttuu ajassa (ja aika kulkee eri tavalla eri paikoissa).

Einstein ei ollut valmis hyväksymään yleisen suhteellisuusteorian paljastamaa kuvaa kehittyvästä avaruudesta, koska hän oli liian kiinni aiemmassa maailmankuvassa. Hän ratkaisi teorian epätoivotun ennusteen muuttamalla teoriaa. Hän lisäsi mukaan termin, joka on sittemmin tullut kuuluisaksi nimellä kosmologinen vakio. Se saa avaruuden osat tasaisesti hylkimään toisiaan.

Koska tavallinen aine vetää puoleensa ja kosmologinen vakio hylkii, Einstein tasapainotteli niiden vaikutuksen siten että aine ja siten myös avaruus pysyy paikallaan. Tämä ratkaisu, joka nykyään tunnetaan Einsteinin staattisena maailmankaikkeutena, on kuitenkin epävakaa kuin kärjellään seisova kynä.

Jos jossain alueessa on keskivertoa enemmän ainetta, aineen puoleensavetävä gravitaatio voittaa kosmologisen vakion vaikutuksen, ja aine romahtaa. Koska aineen tiheys kasvaa sen romahtaessa kasaan, sen gravitaatiovuorovaikutus on vieläkin isompi, ja alue romahdusnopeus vain kasvaa. Vastaavasti keskivertoa tyhjemmässä alueessa kosmologisen vakion hylkivä vaikutus voittaa, joten se työntää ainetta harvemmaksi. Koska aineen tiheys laskee, kosmologinen vakio on vielä enemmän voitolla, ja laajeneminen alkaa kiihtymään.

Fyysikko Aleksander Friedmann esitti vuonna 1922 yleisen suhteellisuusteorian yhtälöiden ratkaisun, joka kuvaa laajenevaa maailmankaikkeutta. Siinä tavallisen aineen puoleensavetävä gravitaatio johtaa siihen, että laajeneminen hidastuu. Tämä ratkaisu on vieläkin tärkeä maailmankaikkeuden käytöksen kuvaamisessa. Einstein ei hyväksynyt ajatusta maailmankaikkeuden laajenemisesta, kunnes havainnot 1920-luvun lopulla osoittivat että näin tosiaan tapahtuu.

Einsteinin kerrotaan sen jälkeen kutsuneen kosmologista vakiota suurimmaksi virheekseen. (Tosin Einsteinin myös sanotaan kuolinvuoteellaan todenneen suurimman virheensä olleen se, että hän kehotti Yhdysvaltojen hallitusta rakentamaan ydinaseita.)

Mutta kun kosmologinen vakio oli kerran otettu mukaan, sitä ei ollut mitään syytä heittää pois. Vuosikymmenten ajan kosmologisen vakion avulla välillä selitettiin havaintoja, jotka osoittautuivat virheelliseksi, ja välillä pohdittiin sitä, miksei siitä ole mitään havaintoja.

Teoreettisesti kosmologinen vakio liitettiin tyhjän tilan energiatiheyteen. Kvanttikenttäteoria, mikä on perustavanlaatuisin teoriamme aineesta, ennustaa että tyhjään tilaan liittyy energiaa. Tyhjän tilan energiatiheys on vakio: se on sama aina ja kaikkialla. Niinpä se käyttäytyy tismalleen kuin kosmologinen vakio, ja saa avaruuden kaikki osat hylkimään toisiaan. (Tästä tosin ei ole varmuutta, koska emme täysin tiedä miten kvanttifysiikka ja yleinen suhteellisuusteoria liitetään yhteen.) Matemaattisesti kosmologinen vakio ja tyhjön energia ovat aivan samanlaisia, eikä niitä voi erottaa.

Kosmologisen vakion ymmärtäminen tyhjön energiana liittää sen hiukkasfysiikkaan. Monet hiukkasfyysikot ajattelevat, että jos ymmärtäisimme hiukkasfysiikkaa tarpeeksi hyvin, niin osaisimme laskea paljonko energiaa kuhunkin kenttään tyhjässä tilassa liittyy. Toistaiseksi näin osataan kuitenkin tehdä vain yksinkertaisissa teorioissa, jotka eivät kuvaa todellisuutta. Realistisissa hiukkasfysiikan teorioissa, kuten Standardimallissa, tyhjön energian arvoa ei osata laskea.

Pitkään ajateltiin, että koska tyhjön energiaa ei oltu havaittu, sen arvo oli varmaan nolla. Sitten etsittiin periaatetta, joka asettaisi tyhjön energian nollaksi, mutta vakuuttavaa vastausta ei löydetty.

Havainnot 1990-luvulla muuttivat kaiken. Kun kaksi tutkijaryhmää vuonna 1998 ilmoitti havainneensa, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy ja selityksenä on kosmologinen vakio, tämä oli suurin mullistus kosmologiassa sitten 1920-luvun jolloin maailmankaikkeuden laajeneminen oli havaittu. Havainnoista myönnettiinkin Nobelin palkinto vuonna 2011.

Vaikka monet epäilivät näitä havaintoja, kiihtyvä laajeneminen hyväksyttiin varsin pian, etenkin kun muut havainnot tukivat johtopäätöksiä. Havainnoista on kuitenkin vaikea arvioida, onko laajenemisen kiihtyminen tismalleen sellaista kuin mitä tyhjön energia ennustaa, vaiko hieman hitaampaa tai nopeampaa.

Teoreetikoiden työtä on teorioiden esittäminen, joten nopeasti julkaistiin kymmeniä malleja sellaisista aineen muodoista, jotka voisivat saada aikaan kiihtyvän laajenemisen. Tällaisille aineen muodoille, joiden gravitaatio on hylkivä, Turner sitten antoi yhteisen nimen pimeä energia.

Sana pimeä viittaa siihen, että tällaista ainetta ei ole havaittu mitenkään muuten kuin sen gravitaation kautta: se on näkymätön käsi, joka repii avaruuden osia pois toisistaan. Pimeästä energiasta ei ole vieläkään mitään muita todisteita kuin sen vaikutus maailmankaikkeuden laajenemiseen.

Pimeän energian vaihtoehtoina ovat se, että isoilla etäisyyksillä tavallisen aineen gravitaatio on hylkivä eikä puoleensavetävä ja se, että kiihtyminen johtuu galaksien ja muiden rakenteiden muodostumisesta maailmankaikkeudessa. Viimeksi mainittu oli pitkään oma keskeinen tutkimuskohteeni, ja tällä hetkellä se vaikuttaa paljon aiempaa epätodennäköisemmältä, ei vähiten siksi, että yhä tarkemmat havainnot ovat lähes 30 vuotta vahvistaneet kosmologisen vakion ennusteita. Vasta viime aikoina on tullut huomattavia säröjä.

Kosmologiselle vakiolle on siis hyviä teoreettisia perusteita ja se on sopinut hyvin havaintoihin. Siihen ei kuitenkaan olla tyytyväisiä. Syynä on se, että havaintojen mukaan maailmankaikkeuden energiatiheydestä on tänään pimeää energiaa noin 70% ja tavallista ainetta 30% (pimeää ainetta 25% ja näkyvää ainetta 5%).

Tämä on outoa. Kun maailmankaikkeus laajenee, tyhjän tilan energiatiheys (eli energia per tilavuus) säilyy samana: kun tilaa tulee lisää, myös siihen liittyvää energiaa tulee lisää. Sen sijaan pimeän aineen ja tavallisen aineen energiatiheys laskee: ainetta ei synny lisää, joten tilavuuden kasvaessa ainetta ja siihen liittyvää energiaa on yhä harvemmassa.

Niinpä varhaisina aikoina tavallisen aineen energiatiheys oli paljon nykyistä isompi, ja tulevaisuudessa laajenemisen kiihtyessä se laskee nopeasti. Se, että satumme elämään aikakautena, jolloin tyhjön ja aineen energiatiheydet ovat suunnilleen samat tunnetaan nimellä yhteensattumaongelma. Kyseessä ei ole ristiriita teorian ja havaintojen välillä, vaan oudolta tuntuva sattumus. Usein tiedettä vie eteenpäin se, että etsitään vastauksia oudolta tuntuviin asioihin, ei vain ristiriitoihin.

Jos pimeä energia ei ole tyhjön energiaa, sen tiheys muuttuu hitaasti ajan myötä, mikä voisi tarjota mahdollisuuden ongelman ratkaisemiseen. Valitettavasti mikään kymmenistä pimeän energian malleista ei kuitenkaan ole pystynyt selittämään yhteensattumaongelmaa tavalla, joka olisi vakuuttanut kosmologien yhteisön.

DESI-kokeen uudet havainnot viittaavat siihen, että pimeän energian tiheys muuttuu ajassa, vaikka vielä toistaiseksi luultavin selitys lienee sattuma tai systemaattiset virheet. Jos havainnot varmistetaan, se on ensimmäinen osoitus siitä, että pimeä energia on muutakin kuin tyhjön energiaa (tai että kyse ei ole pimeästä energiasta), mikä olisi mullistava löytö, ja viitoittaisi kenties tien kohti yhteensattumaongelman ratkaisua.

---

Ei suojaa luotisateelta

30.12.2024 klo 20.07, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Edellisen merkinnän kommenteissa kysyttiin, voiko mustien aukkojen törmäyksiä tavalliseen aineeseen havaita, jos pimeä aine koostuu niistä.

Pimeä aine on toistaiseksi havaittu vain sen gravitaation kautta. (Jos pimeä aine siis on oikea selitys havainnoille – ainakin se on erittäin onnistunut ja toistaiseksi paras selitys.) Niinpä tiedetään paljonko tietyssä tilavuudessa on pimeän aineen massaa, mutta ei sitä paljonko siinä on pimeän aineen hiukkasia (tai muita osia).

Meille näkyvässä maailmankaikkeuden alueessa pimeää ainetta on noin kuusi kertaa niin paljon kuin tavallista ainetta, massassa mitattuna. Kotonamme, Linnunradassa Aurinkokunnan kohdalla, pimeän aineen massaa on noin kolmannes protonin massasta kuutiosenttimetrissä – paljon vähemmän kuin näkyvää ainetta. Tavallinen aine on tiivistynyt Linnunradan keskelle, ja tähdiksi ja planeetoiksi, pimeä aine on tasaisemmin jakautunut. Mitä ulommas Linnunradassa mennään, sitä isommaksi pimeän aineen osuus kasvaa.

Mitä raskaammista osista pimeä aine koostuu, sitä vähemmän niitä on, koska kokonaismassa tiedetään havainnoista.

Jos pimeä aine on mustia aukkoja, niiden massa on asteroidin massan luokkaa, muuten ne olisi havaittu. Näitä mustia aukkoja on Aurinkokunnan tienoilla jotain sadasta kymmeneen miljoonaan kymmenestä miljoonaan kappaletta kuutiovalovuodessa, massasta riippuen. Tämä on niin vähän, että törmäykset tavallisen aineen kanssa ovat hyvin harvinaisia. (Jos pimeä aine koostuu mustien aukkojen höyrystymisen lopputuloksena syntyneistä nokareista, niitä törmäilisi Maahan koko ajan, mutta sellaisten vuorovaikutukset ovat niin heikkoja, että niitä on hyvin vaikea havaita.)

Monien suosittujen pimeän aineen hiukkasten (kuten nynnyjen) massa on noin sata protonin massaa. Niitä olisi Maapallolla noin yksi per kahvikuppi. Koska pimeä aine liikkuu noin 200 kilometriä sekunnissa, kahvikupin läpi pyyhältäisi sekunnissa noin miljoona pimeän aineen hiukkasta.

Monet yritykset havaita pimeää ainetta perustuvat tähän isoon hiukkasmäärään. Niissä tarkastellaan huolella valmisteltua koepalaa laboratoriossa ja katsotaan tönäisevätkö pimeän aineen hiukkaset sen atomeita. Isoimmat koepalat ovat muutaman tonnin painoisia. Jos mitään ei nähdä, saadaan yläraja sille, miten voimakkaasti pimeän aineen hiukkaset vuorovaikuttavat tavallisen aineen kanssa.

Jos pimeä aine on paljon raskaampaa, sitä ei enää voi havaita tällä tavalla. Hiukkasia on silloin niin harvassa, että osumia laboratorion koepaloihin ei tule tarpeeksi. Niinpä fyysikot ovat päättäneet käyttää havaintolaitteina hieman kevyempiä mutta monilukuisia ja huolella tarkkailtuja kappaleita: ihmisiä.

Jagjit Singh Sidhu, Robert J. Scherrer ja Glenn Starkman julkistivat vuonna 2019 artikkelin, missä he tutkivat, mitä voimme sanoa pimeästä aineesta sen perusteella, että se ei ole tietääksemme tappanut ketään.

Jos pimeä aine koostuu alkeishiukkasista, sen törmäykset ihmiskehoon eivät ole vaarallisia, koska ne ovat hyvin pienienergisiä. Mutta alkeishiukkasten (kevyitä ja tiheässä) ja mustien aukkojen (raskaita ja harvassa) välissä on se mahdollisuus, että pimeä aine koostuu isoista klimpeistä, joissa on paljon alkeishiukkasia yhteen sitoutuneina – kuten tavallisessa aineessa Maapallolla.

Tällaiset mötikät voivat olla niin raskaita, että sellaisen osuminen ihmiskehoon aiheuttaisi merkittävää vahinkoa, ja niitä voi silti olla niin tiheässä, että osumia tulee paljon – ei yksittäiseen ihmiseen, mutta suureen määrään ihmisiin kokonaisuutena.

Usein sanotaan, että pimeä aine vuorovaikuttaa heikosti itsensä ja näkyvän aineen kanssa. Tämä koskee kuitenkin vain alkeishiukkasia. Jos pimeän aineen järkäleet ovat tarpeeksi raskaita, ne voivat vuorovaikuttaa vahvasti – silloin vuorovaikutukset ovat harvinaisia siksi, että niitä on harvassa.

Sidhu ja kumpp. keskittyvät sellaisiin pimeän aineen mötiköihin, jotka vuorovaikuttavat niin heikosti, että ne pääsevät ilmakehästä maanpinnalle, mutta tarpeeksi voimakkaasti, että ne jättävät ihmisen läpi mennessään jälkeensä vähintään yhtä paljon energiaa kuin .22 kaliiperin kiväärin luoti. Silloin ne myös läpäisevät katot, seinät ja muut rakenteet helposti. Nopeudella 200 km/s kiitävä pimeän aineen mötikkä repisi niihin ja ihmiseen hyvin kuuman ja ohuen reiän.

Sidhu et al. käyttävät vain Yhdysvaltojen, Kanadan ja Länsi-Euroopan väestöä detektorina, koska eivät ole varmoja siitä jäisivätkö tällaiset tapaturmat muualla huomiotta. Oletus on ehkä outo, mutta varovainen, eivätkä rajat muutu siitä suuresti – joka tapauksessa kyse on noin miljardista ihmisestä. Tarkasteluajaksi on otettu kymmenen vuotta.

Siitä, että tällaisia salaperäisiä haavoittumisia tai kuolemantapauksia ei ole raportoitu eikä havaittu ruumiinavauksissa voi päätellä miten vahvasti mötikät voivat vuorovaikuttaa tavallisen aineen kanssa.

Mieleen tulee, että onhan maailmassa paljon muutakin kuin ihmisiä, joihin tällaiset näkymättömät luodit voisivat iskeä. Luotettavia tilastoja vaurioista voi kuitenkin olla vaikea saada. Osa artikkelin kirjoittajista esitti vuonna 2022, että tuolloin Australiassa kuvatut suorat salamat olisivat jälki pimeän aineen syöksystä ilmakehän halki. Muutaman päivän kuluttua he vetivät väitteensä pois, koska salama ei ehkä ollut niin suora kuin miltä se kuvassa näytti.

Maanalaisista mineraaleista on kyllä syynätty pimeän aineen törmäysjälkiä. Niitä voi tutkia kerralla vain pienen määrän, mutta vastineeksi ne kantavat muistoja satojen miljoonien vuosien ajalta. Toisaalta rajoja tulee siitä, että pimeän aineen hiukkasten ja valon vuorovaikutuksesta ei näy mitään merkkejä kosmisessa mikroaaltotaustassa.

Mutta nämäkin huomioon ottaen Sidhun ja kumpp. tarkastelu antaa uusia rajoituksia pimeän aineen mötikköjen vuorovaikutuksille, kun niiden massa on gramman kymmenesosan ja 50 kilogramman välillä. Heidän työnsä havainnollistaa sitä, miten vähän tiedämme pimeästä aineesta ja miten erilaisia keinoja sen tutkimiseen on keksitty.

Päivitys (02/01/25): Korjattu mustien aukkojen lukumäärä kuutiovalovuodessa.

---

Porttiteoria

13.12.2024 klo 19.03, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Kaikki todisteemme pimeän aineen olemassaolosta perustuvat sen gravitaatioon. Havaitsemme että näkyvä aine liikkuu, valo taipuu ja maailmankaikkeus laajenee eri tavalla kuin mitä pelkästään näkyvän aineen perusteella pitäisi. Tästä päättelemme, että on olemassa näkymätöntä ainetta. (Vaikka asiaa voi vielä järkevästi epäillä.) Mutta mitä se on?

Toissapäivänä Alexander Belyav Southamptonin yliopistosta ja Rutherfordin laboratoriosta Iso-Britanniasta puhui Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarien sarjassa pimeän aineen mallien erottamisesta toisistaan.

Pimeä aine voi olla asteroidin massaisia mustia aukkoja, alkeishiukkasia, tai alkeishiukkasten yhdistelmiä. Jos pimeä aine koostuu alkeishiukkasista, emme tiedä niiden massoja, millaisia vuorovaikutuksia niillä on, tai ovatko ne täysin stabiileja (kuten elektronit) vai ainoastaan hyvin pitkäikäisiä.

Pimeän aineen hiukkasiksi on satoja ehdotuksia: nynnyt, aksionit, heksakvarkit, steriilit neutriinot, teknivärihiukkasten kimput, tunnettujen hiukkasten sukulaiset ylimääräisistä ulottuvuuksista, ja niin edelleen.

Pimeän aineen luonteen selvittämiksi (ja sen varmistamiseksi, että pimeää ainetta on olemassa) pitäisi havaita ne hiukkaset (tai mustat aukot) mistä se koostuu. Näitä hiukkasia etsitään erilaisilla tavoilla.

Pimeää ainetta kulkee koko ajan Maan läpi, joten voidaan havaita miten se tönii laboratoriossa olevia hiukkasia. Pimeä aine saattaa annihiloitua paikoissa, missä on paljon sen hiukkasia ja antihiukkasia, ja tästä tulevaa säteilyä voidaan havaita. Pimeän aineen hiukkasia voidaan tuottaa hiukkaskiihdyttimissä. Lisäksi ne voivat vaikuttaa varhaisten tähtien kehitykseen: on ehdotettu, että James Webb Space Telescopen näkemät kirkkaat punaiset pisteet ovat pimeän aineen annihilaation kirkastamia tähtiä.

Pimeän aineen mallissa pitää kertoa myös, millaisen hiukkasen kautta se vuorovaikuttaa näkyvän aineen kanssa. Tällaista hiukkasta kutsutaan joskus porttihiukkaseksi, koska se on ainoa hiukkasfysiikan väylä tunnetun Standardimallin ja tuntemattoman pimeän sektorin välillä. Pimeän aineen hiukkasen lisäksi pimeällä sektorilla voi olla paljon muitakin hiukkasia, joita näemme vain porttihiukkasen kautta.

Pitkään suosituin pimeän aineen ehdokas oli nynny, joka vuorovaikuttaa muun aineen kanssa hiukkasfysiikan Standardimallin W- ja Z-bosonien kautta. Jos tällaisia hiukkasia olisi olemassa, ne olisi jo löydetty, koska W– ja Z-bosonien kautta ne vaikuttaisivat niin voimakkaasti tavalliseen aineeseen. Kertoo teknologian kehityksestä, että W– ja Z-bosonien välittämä vuorovaikutus nimettiin aikoinaan heikoksi vuorovaikutukseksi, mutta nykyisen mittaustarkkuuden puitteissa sen signaali on erittäin vahva.

Pimeästä sektorista on tullut suosittu tutkimusaihe, varsinkin kun sinne voi rakentaa melkein millaisia malleja tahtoo, kunhan pitää portin tarpeeksi kapeana, eli uudet hiukkaset tarpeeksi eristettynä Standardimallista.

Jos jotain sitten havaitaan, mitä siitä voi päätellä? Hiukkaskiihdyttimissä pimeän aineen signaali on vain se, että jotain ei nähdä. Hiukkastörmäyksissä energia ja liikemäärä säilyvät, joten jos havaittujen törmäyksessä syntyneiden hiukkasten energia ja liikemäärä on vähemmän kuin törmäytettyjen hiukkasten energia ja liikemäärä, niin voi päätellä, että on syntynyt hiukkasia, joita ei havaita.

Belyav on yhteistyökumppaneineen selvittänyt, miten tällaisesta yksinkertaisen tuntuisesta signaalista voi erotella, millaisesta pimeän aineen hiukkasesta on kyse. Erilaisten vaihtoehtojen ilmaan heittelemisen sijaan Belyav ja kumppanit käyvät läpi malleja järjestelmällisesti askel kerrallaan sen mukaan, millainen pimeän aineen hiukkanen ja porttihiukkanen niissä on. Samalla he ottavat huomioon kaikki erilaiset tavat havaita pimeää ainetta – nykyään onkin tavallista yhdistää havainnot kiihdyttimissä ja kosmoksessa.

Järjestelmällisen lähestymistavan takia on iso määrä malleja seulottavaksi, ja Belyav haluaa käyttää koneoppimista mahdollisten havaittujen signaalien ja mallien yhdistämiseen. Tällä hetkellä kuitenkaan ongelmana ei ole havaintojen tulkitseminen, vaan se että pimeän aineen hiukkasesta ei ole mitään havaintoja.

Lisäksi Belyavin ja kumpp. tutkailu kattaa vain sellaiset hiukkaset, jotka ovat lähellä nykyisten kiihdyttimien ja tönimiskokeiden rajoja – eli joita voisi löytyä lähitulevaisuuden kokeissa. Mutta ei ole mitään taetta siitä, että aarre odottaa juuri kulman takana. Kun aluksi oli perusteltu pimeän aineen ehdokas –nynnyt– joka kuitenkin osoittautui liian vahvasti vuorovaikuttavaksi, on houkuttelevaa jatkaa teorioiden polulla samaan suuntaan, ja tehdä vuorovaikutuksista vain heikompia ja heikompia, kunnes ollaan kaukana alkuperäisestä motivaatiosta.

Ongelma on sama kuin muunkin Standardimallin tuonpuoleisen hiukkasfysiikan etsimisessä kiihdyttimillä: ei ole hyvää teoreettista syytä odottaa, että kohta näkyy jotain uutta. Ongelmaa pahentaa se, että kiihdytinten luotaama alue kasvaa hyvin hitaasti. Kuten FCC-kiihdytinprojekti osoittaa, tarvitaan paljon teknologista panostusta, jotta saataisiin luodattua hieman korkeampia energioita ja hieman heikompia signaaleja.

Toinen vaihtoehto on vaihtaa reittiä ja tutkia aivan erilaisia pimeän aineen ehdokkaita, kuten kevyisiin pimeän aineen hiukkasiin keskittyvässä SHiP-kokeessa, pimeän aineen hajoamisesta syntyvän röntgensäteilyn mittauksissa, ja pienten mustien aukkojen metsästyksessä.

---

Aarrekartan kertomaa

26.11.2024 klo 22.43, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Kun maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen havaitsemisesta myönnettiin vuonna 2011 Nobelin palkinto, Ruotsin kuninkaallinen tiedeakatemia totesi taustamateriaalissa, että siitä (kenties) vastuussa oleva pimeä energia on fysiikan ehkä suurin arvoitus.

Iso kysymys on se, onko kyseessä tyhjään tilaan liittyvä energia. Se olisi outoa, mutta ainakin kyse olisi jostain mikä tunnetaan. Jos havainnot osoittaisivat, että pimeän energian energiatiheys (energian määrä kuutiometrissä) ei ole aina sama, se ei voi olla tyhjän tilan energiaa. Tämä olisi ainakin yhtä suuri löytö kuin avaruuden laajenemisen kiihtyminen.

Huhtikuussa DESI-tutkimusryhmä julkisti DESI-teleskoopin ensimmäiset havainnot, jotka vihjasivat siitä, että energiatiheys muuttuu ajassa. Viime keskiviikkona DESI-ryhmän jäsen Sesh Nadathur Portsmouthin yliopistosta Iso-Britanniasta puhui Helsingin yliopiston kosmologiaseminaarien sarjassa uusista tuloksista, jotka julkistettiin juuri puhepäivänä. (Sesh oli yhdeksän vuotta sitten postdoc-tutkijana Helsingissä.) Nyt ryhmä on analysoinut teleskoopin ensimmäisenä vuonna tekemät havainnot.

DESI mittaa galaksien paikkoja ennennäkemättömän tehokkaasti ja tarkasti. Teleskooppi näkee galakseja noin 11 miljardin vuoden päähän – koska valo kulkee äärellisellä nopeudella, kun katsoo kauas, näkee menneisyyteen.

DESIn kolmiulotteinen galaksikartta kertoo sen, miten maailmankaikkeus on laajentunut. Yksi tapa on katsoa miltä varhaisessa maailmankaikkeudessa kulkeneiden ääniaaltojen jalanjäljet näyttävät. Osaamme laskea, että galaksien jakaumassa taivaalla pitäisi näkyä kehiä, joiden säde on nykyään noin 500 miljoonaa valovuotta: sekä kehän keskellä että reunalla on keskivertoa enemmän galakseja.

Nämä kehät venyvät ja pullistuvat sen mukaan, miten maailmankaikkeus laajenee, joten havainnoista voi päätellä, miten maailmankaikkeus on laajentunut.

DESI on nopeasti kerännyt maailman isoimman kokoelman näitä kehiä, ja se käyttää myös muita mittareita laajenemisnopeuden selvittämiseen. DESI-ryhmä on petrannut myös teoreettista mallintamista. Uudet tulokset vievät samaan suuntaan kuin huhtikuun osittaiset havainnot: pimeä energian energian tiheys ehkä muuttuu ajan myötä. (Tai sitten vastuussa ei ole pimeä energia.)

Aiemmin DESIn tuloksia arvosteltiin siitä, että suuri osa poikkeamasta näyttää tulevan galakseista, jotka ovat tietyllä etäisyydellä meistä – niistä saapuva valo lähti liikkeelle noin kuusi miljardia vuotta sitten. Jotkut esittivät, että tämä kenties viittaa siihen, että noiden galaksien analyysissä on ongelma. DESI on kuitenkin toistanut analyysin vaihtamalla niitä koskevat havainnot aiemman riippumattoman projektin havaintoihin, eikä tulos muutu merkittävästi.

Muutenkin analyysi vaikuttaa huolelliselta. Sen sijaan tilastollisesti tulos ei vielä ole vahva. Yksi ongelma on se, että toistaiseksi DESIn havainnot pitää yhdistää havaintoihin kosmisen mikroaaltotaustan epätasaisuuksista ja supernovien kirkkaudesta, ja eri tutkijaryhmät saavat supernoville erilaisia tuloksia analyysitavasta riippuen.

DESIn kolmen vuoden havaintoihin perustuvat tulokset julkistetaan maaliskuussa 2025. Havaintoja oli alun perin tarkoitus tehdä viisi vuotta, mutta nyt näyttää siltä, että projektia ehkä jatketaan seitsenvuotiseksi. Kun koko data on kerätty, sitä on niin paljon, että supernovia ei enää tarvita. Nykyiset tulokset voivat olla sattumaa tai systemaattinen virhe, tai ensimmäinen pilke mullistavasta löydöstä.

Euroopan avaruusjärjestö ESAn kosmologiasatelliitti Euclidin ensimmäiset tulokset julkaistaan nekin maaliskuussa 2025, mutta kosmologisesti merkittäviä havaintoja jouduttaneen odottamaan vuoteen 2026. Seshin mukaan Euclid ei saa DESIä kiinni kuin vasta vuosien päästä, jos koskaan, mitä tulee galaksien paikkojen mittaamiseen: DESI ehtii ensin.

Mutta toisin kuin DESI, Euclid mittaa galaksien paikkojen lisäksi myös niiden muotoja, ja nämä havainnot yhdistämällä se voi saada tarkempia tuloksia. Ainakin DESIn uudet tulokset antavat Euclidille maalin mihin tähdätä.  

DESI tuli myös tuli lähelle tunnetun aarteen sijaintia: se melkein mittasi neutriinoiden massat. Maan päällä tehdyistä havainnoista on määritetty neutriinoiden massojen väliset erot, mutta ei massojen itsensä arvoja. Massojen erot yhteen laskemalla saadaan alaraja massojen summalle. Kun DESIn galaksihavainnot yhdistää Planck-satelliitin kosmisen mikroaaltotaustan havaintoihin, saadaan yläraja massoille, joka on vain 20% alarajaa isompi. Tämän raon umpeen kurominen ei kestäne kauan: jokin koe, kenties DESI tai Euclid, saa pian selville neutriinoiden massojen summan. Näin niistä tulee ensimmäiset hiukkaset, joiden massat on mitattu taivaalla eikä laboratoriossa.

---

Aaltojen muisti

14.11.2024 klo 20.08, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Gravitaatioaallot nousivat nopeasti yhdeksi astrofysiikan ja kosmologian keskeisistä aiheista sen jälkeen, kun LIGO-tutkimusryhmä vuonna 2016 julkisti ensimmäiset suorat havainnot niistä.

LIGO/Virgo/KAGRA–laitteet ovat nähneet jo yli sata gravitaatioaaltoa, ja lisää havaintoja tehdään koko ajan. Kun fyysikot analysoivat signaaleja ja pohtivat miten ennustaa niitä he samalla hahmottavat paremmin millaisia ne ovat.

Esimerkki uudenlaisesta signaalista on gravitaatioaaltojen jättämät muistot, mistä Henri Inchauspé Heidelbergin yliopistosta puhui eilen Helsingin yliopiston kosmologiaseminaarien sarjassa.

Gravitaatioaallot ovat avaruuden värähtelyä, samaan tapaan kuin sähkömagneettiset aallot ovat sähkömagneettisen kentän värähtelyä. Gravitaatioaalto venyttää etäisyyksiä yhdessä suunnassa ja litistää niitä toisessa. Gravitaatioaallot ovat hyvin heikkoja (ellei satu olemaan aivan törmäävien mustien aukkojen tai neutronitähtien vieressä), eli etäisyyksien muutos on hyvin pieni.

Nykyiset havaintolaitteet koostuvat kahdesta kohtisuorasta putkesta. Kun gravitaatioaalto kulkee laitteen läpi, se muuttaa putkien pituuksia eri tavalla, koska ne osoittavat eri suuntaan. Muutaman kilometrin pituisissa putkissa tämä muutos on erittäin pieni, protonin halkaisijan tuhannesosan luokkaa, mutta kuitenkin mitattavissa.

Yksinkertaisimmassa tarkastelussa putkien pituus –tai siis avaruus, missä putket ovat– palaa ennalleen aallon mentyä ohi. Mutta kun syynää huolellisemmin, näkee että aallosta jää muisto sen mentyä ohi. Pituudet eivät palaa entiselleen, vaan avaruus jää hieman venyneeksi tai litistyneeksi. Se, että aalloista jää muisto ei ehkä ole outoa, kun ottaa huomioon, että ne jättävät mittalaitteeseen energiaa. Jos en eivät vaihtaisi energiaa mittalaitteen kanssa, niitä ei voisikaan havaita.

Gravitaatioaaltojen muistoa ei ole kunnolla otettu huomioon valtaosassa niistä tuhansista simulaatioista, missä on laskettu millaisia aaltoja mustien aukkojen ja neutronitähtien törmäyksissä syntyy. Ilman kunnollista ennustusta on vaikea etsiä signaalia.

Inchauspén ryhmä on paikannut tätä aukkoa. He ovat käyttäneet uusien tarkempien simulaatioiden tuloksia, missä gravitaatioaaltojen muisto on laskettu kunnolla, ja arvioineet miten sitä voi mitata.

Nykyiset mittalaitteet eivät pysty havaitsemaan aaltojen muistoa, koska ne on suunniteltu nopeasti muuttuvan aallon yksityiskohtien erottamiseen, ei hitaasti kertyvän muutoksen mittaamiseen. (Mahdollinen poikkeus olisi se, että tarkasteltaisiin yhden aallon sijaan monista aalloista vuosien aikana kasautuvaa muutosta.) Sen sijaan Inchauspé ja kumpp. tutkivat mahdollisuuksia ilmiön mittaamiseen LISA–satelliittikolmikolla.

LISAn on määrä nousta taivaalle kiertämään Aurinkoa vuonna 2035. Nykyiset maanpäälliset mittalaitteet havaitsevat sellaisten mustien aukkojen yhteensulautumisia, joiden massat ovat jotain muutamasta Auringon massasta noin sataan Auringon massaan. LISA sen sijaan näkee gravitaatioaaltoja, joita lähettävät galaksien keskustoissa lymyilevät jättimäisten mustien aukkojen parit, joiden massa on kymmeniä tuhansia tai miljoonia kertaa Auringon massa.

Näistä valtavista mustista aukoista on paljon havaintoja, vaikka –kuten edellisessä merkinnässä kirjoitin– ei täysin ymmärretä, miten ne ovat syntyneet. Niinpä tiedämme, että LISA havaitsee niiden lähettämiä gravitaatioaaltoja varmasti.

Nykyiset maanpäälliset havaintolaitteet LIGO/Virgo/KAGRA näkevät vain mustien aukkojen törmäyksen viimeisen sekunnin. Aiemmissa vaiheissa lähetettyjen gravitaatioaaltojen voimakkuus ja aallonpituus eivät mahdu niiden haarukkaan. LISA sen sijaan näkee gravitaatioaaltoja viikkojen tai kuukausien ajan. Muistoja –eli avaruuden pysyvää venymistä ja puristusta– kertyy koko siltä ajalta, kun gravitaatioaalto kulkee kohteen läpi, ja pidempi vipuvarsi auttaa signaalin erottamisessa.

Inchauspén ja kumpp. mukaan LISAn herkkyys riittää näiden muistojen havaitsemiseen. Mitattavien muistojen voimakkuus ja määrä riippuu siitä, millaisia mustat aukot ovat. Esimerkiksi mitä isompina mustat aukot aloittavat, sitä vahvempi on muistijälki ja sitä enemmän niitä on.

Muistot riippuvat myös siitä, kuvaako gravitaatiota yleinen suhteellisuusteoria vai joku sen lukuisista laajennuksista. Muistoilla voi siis testata yleistä suhteellisuusteoriaa, mutta tämän miettiminen on vasta alussa.

LISA näkee aikanaan paljon erilaisia signaaleja – ja paljon kohinaa. Gravitaatioaaltotutkijat eivät ole vielä valmiita, mutta onneksi on 11 vuotta aikaa laskea ennusteita ja valmistella data-analyysiä. Koska fysiikassa oppii vain tekemällä, samalla ymmärretään paremmin mitä kaikkea itse asiassa voikaan mitata ja mitä siitä voi päätellä.

---

Kasvun rajat

31.10.2024 klo 00.20, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Viime viikolla Bastián Reinoso Helsingin yliopistosta puhui Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarien sarjassa mustiin aukkoihin liittyvästä ongelmasta: miten ne ovat paisuneet niin isoiksi niin nopeasti?

Monen galaksin ytimessä on hyvin massiivinen musta aukko. Niistä tuli maailmankuuluja, kun Event Horizon Telescope vuonna 2019 kuvasi galaksin M87 keskustan ja vuonna 2022 Linnunradan keskustan mustan aukon, ja kun Linnunradan mustan aukon löytäminen palkittiin Nobelilla vuonna 2020.

Linnunradan ja Galaksin M87 mustien aukkojen massat ovat neljä miljoonaa ja kuusi miljardia Auringon massaa. Niillä on ollut kauan aikaa kasvaa, Linnunrata kun on yli 13 miljardia vuotta vanha. Mutta tällaisia raskaan sarjan mustia aukkoja nähdään myös varhaisina aikoina.

Jo 1990-luvulla havaittiin hyvin massiivisia mustia aukkoja, jotka olivat muodostuneet maailmankaikkeuden ensimmäisen noin miljardin vuoden aikana. Laitteiden parantuessa niitä on nähty yhä aikaisempina aikoina. Viimeisimpänä ongelmaa on syventänyt vuonna 2021 laukaistu James Webb Space Telescope. Se on nähnyt monia mustia aukkoja, joista varhaisimman massa oli jotain kymmenestä miljoonasta sataan miljoonaan Auringon massaan jo maailmankaikkeuden ollessa 500 miljoonan vuoden ikäinen.

Joidenkin havaintojen tulkinnasta vielä kiistellään, mutta kokonaiskuva on selvä: varhaisina aikoina on odotettua enemmän odotettua isompia mustia aukkoja. Reinoso kävi läpi erilaisia mahdollisia selityksiä.

On yksi tapa tehdä mustia aukkoja, josta olemme varma: tähtien romahdus. Tähtien synnyssä kestää ensin noin sata miljoonaa vuotta, ja kun ne sitten ovat syntyneet, pitää odottaa että ne kuolevat. Ensimmäiset tähdet ovat hyvin erilaisia kuin nykyiset, koska niissä oli vain vetyä ja heliumia – raskaammat alkuaineet syntyvät myöhemmin tähtien ytimissä, räjähdyksissä ja törmäyksissä. Nämä tähdet ovat raskaita, kymmenen ja jokusen sadan Auringon massan väliltä, ja lyhytikäisiä – ne elävät vain miljoona vuotta. Kuollessaan ne valahtavat mustiksi aukoiksi.

Musta aukko voi sitten kasvaa ahmimalla lähellä olevaa ainetta, mutta kasvulla on rajansa. Mitä enemmän mustaan aukkoon virtaa ainetta, sitä isompi on tämän aineen säteilyn paine, joka puskee ainetta ulospäin ja estää sitä putoamasta. Tästä seuraa yläraja sille, miten nopeasti musta aukko voi ainetta kiskoa.

Tämän fyysikko Arthur Eddingtonin mukaan nimetyn rajan mukaan varhaisilla mustilla aukoilla kestää noin 30 miljoonaa vuotta kaksinkertaistaa massansa. Tämä on tuhottoman hidasta: 400 miljoonassa vuodessa tähden massa kasvaisi vain tuhatkertaiseksi, eli lopullinen massa olisi kenties tuhat tai kymmenentuhatta Auringon massaa, aivan liian vähän.

On erilaisia tapoja ylittää Eddingtonin raja. Esimerkiksi jos aine virtaa aukkoon eri suunnista kuin mihin säteily puskee, niin aukkoa voi syöttää nopeammin. Valitettavasti varhaisten mustien aukkojen ympärillä ei taida olla näin.

Päinvastoin, simulaatiot näyttävät että mustat aukot tyypillisesti kasvavat paljon hitaammin kuin mitä Eddingtonin raja sallisi, koska niiden ympärillä ei ole tarpeeksi ainetta. Mustat aukot vaeltavat syntygalaksissaan kaasupilvien läpi pysähtymättä, eivätkä ehdi ottaa matkalla suupalaa. Mustan aukon pitäisi olla vähintään kymmenen tuhannen Auringon massan kokoinen alun alkaenkin, jotta se saisi vedettyä ainetta tarpeeksi tehokkaasti.

Jos mustat aukot eivät voi kasvaa riittävän nopeasti, niin ainoa vaihtoehto on, että ne syntyvät isompina.

Yksi mahdollinen tapa tehdä isoja mustia aukkoja on törmäyttää monta tähteä yhteen. Jos tähtiä syntyy tiheään, ne voivat törmätä ja romahtaa suoraan tuhannen tai kymmenentuhannen Auringon massan massaiseksi mustaksi aukoksi.

Toinen mahdollisuus on se, että iso kaasupilvi romahtaa valtavaksi tähdeksi, jonka massa on jotain kymmenentuhannen ja miljoonan Auringon massan välillä, joka sitten pikaisesti romahtaa mustaksi aukoksi.

Ongelmana on se, että yleensä gravitaatio tiivistää kaasua monissa eri paikoissa ja synnyttää siksi useita pieniä tähtiä, ei yhtä jättiläistä. Tähdet syntyvät siten, että kaasu jäähtyy ja voi siksi tiivistyä gravitaation vetämänä. Jäähtymiseen tarvitaan molekyylejä, jotka voivat säteillä kaasun energiaa pois. Niinpä tähtien syntymistä voi rajoittaa siten, että alueella on paljon säteilyä, joka rikkoo molekyylit. Mutta tällaista säteilyä tulee vain tähdistä, joiden muodostumista on juuri tarkoitus estää.

Ristiriidan voi ratkaista siten, että säteily tulee galaksin kiekosta, ja musta aukko taasen syntyy galaksia kiertävässä satelliitissa. Kun kiekkoon muodostuu paljon tähtiä, niiden säteily estää satelliittia muodostamasta pieniä tähtiä. Reinoso on tutkinut tapahtumien kulkua simulaatioissa, ja näyttää siltä, että järjestely voi todella toimia, kunhan tällainen ympäristö löytyy.

Sitten pitää vielä saada massiiviset mustat aukot raahattua tarpeeksi nopeasti galaksin keskustaan, missä niitä havaitaan, eikä ole vielä selvää, miten tämä tapahtuu.

Kaikkiaan nämä selitykset vaikuttavat monimutkaisilta. Tämä ei tarkoita sitä, etteivätkö ne voisi olla oikein: jotkut asiat ovat monimutkaisia. Mutta voi myös olla, että mustat aukot eivät ole syntyneet tähtien kautta, vaan ennen niitä, ensimmäisen sekunnin aikana suoraan isoista aineen tihentymistä. Nämä muinaisia mustia aukkoja synnyttävät tihentymät saattavat olla peräisin kosmisesta inflaatiosta, kuten galaksien siemeninä toimivat paljon heikommat tihentymät. Olen itse tutkinut tätä vaihtoehtoa.

James Webb -avaruusteleskooppi on nähnyt myös ”pieniksi punaisiksi täpliksi” nimettyjä ilmiöitä, eli pieniä punaisia täpliä, jotka ovat hyvin kirkkaita ja hyvin kaukana. Ei vielä ymmärretä, mitä ne oikein ovat. On ehdotettu, että kyseessä on mustien aukkojen ympärille kertyneen aineen säteily. Jos tämä pitää paikkansa, isoja mustia aukkoja on varhaisina aikoina enemmän kuin mitä yllä mainitut tähtiin liittyvät selitykset ennustavat.

Tätä voisi pitää todistusaineiston palasena sen puolesta, että kyse on ennen tähtiä syntyneistä muinaisista mustista aukoista – tai sen, että tarvitaan parempia malleja siitä, miten kaasu ja tähdet varhaisina aikoina kehittyvät ja romahtavat. Varmaa on ainakin se, että koko ajan tarkentuvat havainnot osoittavat lähitulevaisuudessa suurimman osan nykyisistä selityksistä vääriksi.

---

Laivamatka pimeälle puolelle

16.10.2024 klo 16.50, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Viime viikolla Andrei Golutvin Iso-Britannian Imperial Collegesta ja CERNistä puhui Fysiikan tutkimuslaitoksen seminaarisarjassa CERNin uudesta kokeesta nimeltä SHiP eli Search for Hidden Particles, suomeksi siis piilotettujen hiukkasten etsintä. Golutvin on kokeen puhehenkilö.

Yksi fysiikan isoimpia kysymyksiä on se, mitä pimeä aine on. Jos pimeä aine ei ole mustia aukkoja, niin se koostuu toistaiseksi tuntemattomista hiukkasista. On satoja ehdotuksia siitä, millaisia nämä hiukkaset ovat (esimerkkejä täällä, täällä, täällä, täällä ja täällä).

Viime aikoina on yhä enemmän tutkittu sitä mahdollisuutta, että näkyvän aineen lisäksi ei ole vain yksi pimeän aineen hiukkanen, vaan kokonainen hiukkasfysiikan pimeä puoli, jossa on paljon hiukkasia ja vuorovaikutuksia, jotka ovat vain heikosti kytköksissä tunnettuihin hiukkasiin. Pimeä puoli saattaa liittyä siihen, miksi maailmankaikkeudessa on enemmän ainetta kuin antiainetta.

Toistaiseksi pimeä aine on havaittu vain gravitaation kautta, ja sen luonteen selvittämiseksi pitäisi löytää joko pimeän aineen hiukkanen tai jokin muu pimeän puolen hiukkasista. SHiP lähtee tähän jahtiin.

CERN hyväksyi SHiPin maaliskuussa, ja kokeen on tarkoitus aloittaa datan kerääminen vuonna 2031 tai 2032. Koe käyttää valmista SPS-kiihdytintä, jolla vuonna 1983 löydettiin W– ja Z– bosonit. Se on siksi hiukkasfysiikan hintaluokassa edullinen, 115 miljoonaa euroa.

Uusia hiukkasia etsitään iskemällä hiukkasia yhteen ja katsomalla mitä törmäyksissä syntyy. Tässä on kaksi oleellista tekijää: törmäysten energia ja määrä.

Mitä korkeampi energia, sitä raskaampia hiukkasia pystytään tuottamaan. CERN tunnetaan kenties parhaiten korkeisiin energioihin yltävästä LHC-kiihdyttimestä ja sen koeasemista ATLAS ja CMS, jotka löysivät Higgsin hiukkasen, hiukkasfysiikan Standardimallin viimeisen palan. (Tässäkin tapauksessa energian lisäksi törmäysten määrä oli tärkeä.)

Mutta jos hiukkaset vuorovaikuttavat hyvin heikosti tavallisen aineen kanssa, niiden syntyminen on epätodennäköistä ja havaitseminen vaikeaa, ja silloin törmäysten lukumäärä on energiaa tärkeämpää. Pimeän puolen hiukkaset ovat tällaisia.

SHiP hyödyntää SPS-kiihdyttimen yli jääviä protoneita. Protonit ohjataan kohteeseen, joka pysäyttää ne. Sen takana on 50 metriä pitkä kammio, jossa etsitään tiheästä kohteesta läpi päässeiden hiukkasten hajoamisia tai törmäyksiä.

Pimeän aineen hiukkanen on stabiili (muuten niitä ei olisi enää maailmankaikkeudessa), joten se ei hajoa, mutta muut pimeän puolen hiukkaset saattavat joskus hajota näkyviksi hiukkasiksi. Itseäni kiinnostaa eniten nuMSM–malli, jossa on kolme steriiliä neutriinoa. Niistä kevyin on pimeää ainetta, ja SHiPillä on hyvä mahdollisuus nähdä niistä kaksi raskaampaa.

Uusien hiukkasten lisäksi SHiP tutkii myös tunnettuja hiukkasia, joista taatusti saadaan tuloksia. Golutvin kutsui tätä kokeen rommia-ja-keksejä-osuudeksi (mukaillen englannin ilmaisua bread  and butter, suomeksi kenties perus-). Neutriinot ovat Standardimallin huonoiten ymmärretty osa. Erityisesti tau-neutriinoja on nähty koko hiukkasfysiikan historian aikana vain 15 kappaletta, eikä sen antihiukkasia ole havaittu ainuttakaan.

SPS syöttää SHiPille tuhat miljardia protonia joka sekunti. Tau-neutriinoja ja niiden antihiukkasia syntyy niin vähän ja ne vuorovaikuttavat niin heikosti, että niitä jää SHiPin siivilään vain 3 500 vuodessa. Ei voi etukäteen sanoa, löytyykö tuntemattomia hiukkasia, mutta vähintään SHiP tekee rajoista niille tuhat kertaa nykyistä tiukempia.

SPS käynnistyi vuonna 1976, ja sen on määrä syytää protoneita SHiPpiin ainakin 15 vuotta, eli ainakin 2046 asti. Olisi huvittavaa, jos tämä tuolloin 70 vuotta täyttävä kiihdytinveteraani saisi haaviin uusia kevyitä hiukkasia, mutta raskaita hiukkasia tehokkaasti mylläävä LHC ei löytäisi mitään uutta perustavanlaatuista fysiikkaa.

---

Minne olemme menossa?

25.9.2024 klo 23.13, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Maa vetää Kuuta puoleensa, Aurinko Maa-Kuu-paria, Linnunradan keskusta Aurinkokuntaa. (Oikeasti on kyse siitä, että aine kaareuttaa aika-avaruutta, mutta tässä yhteydessä on helpompi puhua vetovoimasta.) Linnunrata on osa noin kymmenen miljoonan valovuoden kokoista paikallista ryhmää, jossa galaksit ja kääpiögalaksit kiertävät toisiaan. Mutta paikallinen ryhmä myös liikkuu kokonaisuutena – jokin kaukainen massakeskittymä vetää sitä puoleensa.

1980-luvulla havaittiin, että paikallisen ryhmän lisäksi muutkin galaksit liikkuvat samaan suuntaan. Ehdotettiin, että vastuussa on noin 200 miljoonan valovuoden päässä oleva rakenne, jolle annettiin nimeksi Great Attractor (suomeksi siis suuri puoleensavetäjä).

Periaatteessa on helppo selvittää, missä tuollainen massakeskus on: kun katsoo lähellä olevia galakseja, ne virtaavat kohti massan keskusta, mutta kun katsoo sen taakse, galaksit putoavatkin meitä kohti. Valitettavasti suuren puoleensavetäjän ehdotettu sijainti on Linnunradan levyn takana, mikä vaikeuttaa havaintoja.

Vuosikymmeniä kiisteltiin siitä, onko suurta puoleensavetäjää olemassa. Jotkut totesivat, että kappaleet virtaavat meistä poispäin, vaikka katsoisi väitetyn massakeskittymän ohi, ja että meitä vetää puoleensa vielä kauempana oleva Shapleyn superrypäs, joka on noin 700 miljoonan valovuoden päässä.

Kosminen mikroaaltotausta näyttää ja kosminen inflaatio ennustaa, että maailmankaikkeus on tilastollisesti samanlainen kaikkialla. Se tarkoittaa, että tarpeeksi isossa mittakaavassa joka puolella pitäisi olla yhtä paljon ainetta, joten gravitaatio vetäisi yhtä paljon eri suuntiin. Galaksien odottaisi siis liikkuvan vain keskisuuressa mittakaavassa: yhtenäisesti virtaavat alueet eivät voisi olla muutamaa sataa miljoonaa valovuotta isompia, ja virtausnopeuden pitäisi olla sitä pienempi mitä isommista alueista on kyse.

1980-luvulla mitattiin yksittäisten galaksien liikkumisnopeuksia. On muitakin tapoja selvittää, miten liikumme. Jos galaksien jakauma on samanlainen kaikkialla, niitä pitäisi olla yhtä paljon joka puolella. Mutta kun liikumme johonkin suuntaan, siellä olevat kohteet näyttävät olevan tiheämmässä ja vastakkaisessa suunnassa kohteet näyttävät olevan harvemmassa.

Tämä aberraatioksi nimetty ilmiö liittyy etäisyyksien kutistumiseen suppeassa suhteellisuusteoriassa. Se on merkittävä vain silloin, kun nopeus on lähellä valonnopeutta. Nopeutemme galaksien jakauman suhteen on joitakin satoja kilometrejä sekunnissa, eli noin tuhannesosa valonnopeudesta. Galaksien liikkeestä johtuva tihentyminen on siis heikkoa, joten sen erottamiseksi pitää mitata monta galaksia. 2000-luvulla tästä on tullut mahdollista, koska teknologia on edistynyt niin paljon, että on saatu kartoitettua miljoonien galaksien sijainti.

Fyysikko Subir Sarkar (jonka vaikutuspiirissä olin tutkijanurani alkuvaiheilla Oxfordin yliopistossa vuosina 2002-2005) on ollut viime aikoina yksi näkyvimpiä aiheen tutkijoita. Subir on yhteistyökumppaneineen osoittanut, että galaksien tihentyminen on paljon ennustettua isompaa. Jos tämä johtuu liikkeestämme galaksien suhteen, nopeutemme on siis paljon ennustettua isompi. Nopeutta voi mitata myös muilla tavoin, ja vaikuttaa siltä, että havaintojen selittäminen galaksien liikkeiden avulla edellyttää noin miljardin valovuoden kokoista yhtenäistä virtausta.

Tilastollisesti poikkeama ennusteista on erittäin merkittävä, selvästi yli hiukkasfysiikassa (ja yhä enemmän myös kosmologiassa) löydölle käytetyn rajapyykin, joka on se, että sattuman todennäköisyys on alle yksi kahdesta miljoonasta. Sitä ei kuitenkaan mainosteta löytönä.

Yksi syy on se, että eri ryhmät ovat päätyneet hieman erilaisiin tuloksiin, ja analyysin yksityiskohdista keskustellaan. Toinen liittyy fyysikko Arthur Eddingtonin (jolla oli tärkeä rooli yleisen suhteellisuusteorian testaamisessa ja ymmärtämisessä) nimiin laitettuun sanontaan: ei pidä luottaa kokeisiin ennen kuin teoria on vahvistanut ne.

Joskus esitetään, että empiirinen tiede etenee siten, että teoria hylätään, jos sen ennusteet eivät vastaa havaintoja. Todellisuus on monimutkaisempi, jo pelkästään sen takia, että myös havainnot ovat joskus väärin, mistä Subir on itse usein huomauttanut. Niin kauan kuin havainnoille ei ole hyvää teoreettista selitystä, ne ovat epäilyksenalaisia, tai ainakaan ei tiedetä miten ajattelua pitäisi niiden takia muuttaa.

On vaikea selittää, mistä näin isojen alueiden näin isot nopeudet syntyisivät, ilman että samalla jotkin muut havainnot menisivät pieleen. Yksi mahdollisuus on se, että galaksien jakauman tihentymä ja harventuma ei johdukaan liikkeestämme, vaan galakseja todella on yhdessä taivaan suunnassa tiheämmin.

Nämä kaksi mahdollisuutta on mahdollista erottaa havaintojen avulla. Voidaan esimerkiksi mitata galaksien paikkojen lisäksi myös niiden koot. Jos havaittu galaksien tihentymä johtuu liikkeestämme, se vaikuttaa myös siihen, minkä kokoisilta galaksit eri suunnissa näyttävät. Jos taas galakseja on oikeasti tiheämmässä, ne näyttävät saman kokoisilta eri puolilla.

Tällaiset mittaukset ovat vaativia, mutta Euroopan avaruusjärjestö ESA:n Euclid–satelliitti tekee niitä parhaillaan. Euclidin ensimmäiset kosmologiatulokset julkistetaan vuonna 2026, ja ne kenties kertovat, liikummeko tosiaan paljon odotettua nopeammin, vai ovat galaksit jostain syystä sumpussa.

Kummallekaan vaihtoehdolle ei toistaiseksi ole hyvää selitystä, minkä takia monet kosmologit eivät pidä näitä outoja tuloksia kovin tärkeinä. Kolmas mahdollisuus on se, että havaintojen analysoinnissa on jotain pielessä. Tämä ei olisi harvinaista – toisaalta on tavallista, että läpimurtohavaintojen ratkaiseva merkitys tunnistetaan vasta jälkikäteen, kun kaikki on selvää.

Toistaiseksi emme tiedä, mihin suuntaan tutkimus menee: kertovatko nämä tulokset jostain tärkeästä mitä emme vielä ymmärrä, vaiko vain siitä, miten hankalaa on tulkita havaintoja.