Kosmokseen kirjoitettua

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.

---

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.