Ennen lämpökylpyä
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.
7 kommenttia “Ennen lämpökylpyä”
Vastaa
Kolmelta aamuyöstä
Vastailen Ropecon-tapahtumassa paneelissa Kiva tietää kolmelta aamuyöstä… kysymyksiin kosmologiasta ja ehkä muustakin. Lippuja Ropeconiin saa täältä.
Ohjelmanumero pidetään lauantain 21.7. ja sunnuntain 22.7. välisenä yönä kello 2.30-3.15. Sen kuvaus on seuraava:
Mitä olet aina halunnut tietää kolmelta aamuyöstä? Kysy mitä haluat, Ropeconiin kokoontuneet asiantuntijat vastaavat mitä haluavat! Asiantuntijaryhmässä mukana (vähintään) eläinlääkäri Katri, kosmologi Syksy, kallonkutistaja Janka, örkkilogian tohtori Loponen, Ropeconin johtava viherpesuasiantuntija Merli, historian jännien naisienkin tietäjä Maria ja hyvien tarinoiden ja pelisuunnittelun konkari Tuomas ja kenties muitakin kummajaisia. Keskustelua moderoi traumatologi Tube.
Vastaa
Aivot tyhjyydessä
Kosminen inflaatio on menestynein selitys maailmankaikkeuden rakenteiden alkuperälle. Viime kädessä meidänkin olemassaolomme selittyy inflaatiolla: ihmiset ovat voineet kehittyä tähän koska tässä on planeetta osana aurinkokuntaa; tähän on muodostunut aurinkokunta koska tässä on galaksi; galaksi on syntynyt tähän siksi, että varhaisten aikojen hiukkaskeitossa oli tässä hieman enemmän hiukkasia kuin ympäristössä.
Inflaatiossa jokin kenttä johti hyvin varhaisina aikoina maailmankaikkeuden laajenevaan kiihtymiseen, ja kvanttivärähtelyjen takia kentän voimakkuus oli hieman erilainen avaruuden eri osissa. Kun kenttä inflaation lopuksi hajosi hiukkasiksi, sinne missä kentän energiatiheys on isompi syntyi enemmän ainetta.
Koska kvanttivärähtelyt ovat sattumanvaraisia, ei ole mitään syytä sille, miksi inflaatiota ajava kenttä oli keskivertoa voimakkaampi juuri tässä. Tässä mielessä inflaatio päättää selitysten ketjun. Mutta seuraavaksi tulee mieleen kysyä, miten inflaatio alkoi ja mitä tapahtui ennen sitä.
Tästä on vaikea saada tietoa, koska inflaatio pyyhkii tehokkaasti tiedon aiemmasta. Kiihtyvän laajenemisen takia kappaleet etääntyvät toisistaan yhä nopeammin, joten avaruus näyttää yhä tyhjemmältä. Pian kaikki inflaatiota mahdollisesti edeltäneet rakenteet ovat venyneet niin kauas, että niitä ei voi havaita.
Inflaatio perustuu siihen, että kun kenttä on hyvin tasainen ja muuttuu hyvin hitaasti, eli kun sen voimakkuus on melkein sama kaikkialla ja kaikkina aikoina, niin kentän gravitaatio on hylkivä. Tämä johtaa kiihtyvään laajenemiseen, mikä puolestaan tasoittaa kenttää entisestään. Mutta entä jos kenttä on epätasainen?
On tehty tietokonesimulaatioita, missä oletetaan erilaisia epätasaisuuksia ja katsotaan alkaako inflaatio. Tulokset riippuvat siitä, mitä sisään laittaa. Jos kenttä on hyvin epätasainen tai lähellä pienintä arvoaan, inflaatio ei koskaan lähde käyntiin. Vaikuttaa myös olevan tavallista, että monissa paikoissa kenttä romahtaa ja syntyy mustia aukkoja.
Mutta jos inflaatio alkaa jossain, niin pian inflaatiota läpikäyvä osa kattaa suurimman osan maailmankaikkeuden tilavuudesta, koska sen tilavuus kasvaa niin paljon nopeammin kuin muiden alueiden. Tämän perusteella tekisi mieli todeta, että inflaation alkaminen on äärimmäisen todennäköistä, koska riittää että ehto sille toteutuu yhdessä paikassa.
Tällöin tulee kuitenkin melkein huomaamattaan hyväksyneeksi sen idean, että todennäköisyys on verrannollinen tilavuuteen: mitä isompi osa maailmankaikkeudesta on kokenut inflaation, sitä todennäköisempää on, että olemme sellaisessa osassa jolle niin on käynyt.
Mutta jos jatkaa tätä päättelyä, törmää outoihin ongelmiin. Mitä kauemmin inflaatio jossain alueessa kestää, sitä enemmän sen tilavuus kasvaa. Olisi siis todennäköistä, että näkemässämme maailmankaikkeuden osassa inflaatio olisi loppunut niin myöhään kuin mahdollista – eli maailmankaikkeuden ikä (laskettuna inflaation lopusta) olisi juuri ja juuri niin pitkä, että ihmisiä on ehtinyt syntyä.
Tämä ei vastaa havaintoja: maailmankaikkeus on 14 miljardia vuotta vanha, mikä on paljon enemmän kuin mitä meidän tuottamiseemme tarvitaan. Jokin menee pieleen.
Monissa inflaatiomalleissa takia inflaatio kvanttipotkujen takia jatkuu jossain maailmankaikkeuden kolkissa ikuisesti. Vaikka tämä olisi kuinka epätodennäköistä ja tällainen alue olisi aluksi miten pieni tahansa, sen tilavuus kasvaa valtavan paljon isommaksi kuin kaikkien muiden alueiden.
Niinpä jos todennäköisyys olla jossain alueessa on verrannollinen sen tilavuuteen, on todennäköisempää että mitään planeettoja ja muita rakenteita ei itse asiassa ole olemassa, vaan sen sijaan satunnaisten kvanttivärähtelyjen tuotoksena on syntynyt tyhjästä sinun aivosi, joiden kaikki muistot ovat sattuman tuotosta, ja jotka hetken kuvittelevat lukevansa tätä tekstiä ennen kuin suistuvat takaisin tyhjyyteen. Vaikka tällaisen tapahtuman todennäköisyys on naurettavan pieni, inflaation aiheuttaman tilavuuden kasvu voittaa sen.
Järkevä johtopäätös näyttää olevan, että todennäköisyys sille, että havaitsemme tietyt olosuhteet ei olekaan verrannollinen siihen, kuinka isossa osassa koko maailmankaikkeuden tilavuutta nämä olosuhteet vallitsevat.
Mutta mikä on sitten oikea tapa arvioida inflaation alkamisen todennäköisyyttä? Tai vaikka ei välittäisi siitä, miten inflaatio on alkanut, niin pitää olla joku tapa laskea sen ennusteiden todennäköisyyksiä – inflaation kvanttivärähtelyillehän ei mitään muuta voikaan laskea. Jos eri aikoja inflaatiota läpikäyneissä alueissa on inflaation päättyessä hieman erilaiset epätasaisuudet (eli niissä syntyy hieman erilaisia rakenteita), niin pitää tietää miten painottaa eri alueiden todennäköisyyksiä.
Toistaiseksi tätä ongelmaa ei ole osattu ratkaista. Yleensä vain oletetaan, että inflaatio on alkanut vain yhdessä alueessa, ja että se loppuu sen kaikissa osissa suunnilleen samaan aikaan. Mitään kunnollista perustetta tälle ei kuitenkaan ole.
Jotkut inflaation arvostelijat ovat tarttuneet tähän ja julistaneet, että inflaatio ei ennusta mitään eikä siksi ole tieteellinen teoria. On kuitenkin tavallista, että tieteessä tehdään oletuksia, joita ei osata perustella. Jos havainnot sitten vastaavat ennusteita (kuten inflaation tapauksessa), todetaan että jotain on tehty oikein ja yritetään sitten ymmärtää miksi perusteettomat oletukset näyttävät toimivan.
Yksi lupaava mahdollisuus inflaation syvemmäksi ymmärtämiseksi voisi olla sen kvanttiluonteen jälkien tarkempi etsiminen siinä toivossa, että ne valaisevat tilannetta. Tässä ollaan sikäli onnellisessa tilanteessa, että tulevat havainnot sekä kosmisesta mikroaaltotaustasta että erityisesti galaksien jakaumasta taivaalla antavat meille paljon lisää tietoa, jota verrata inflaation ennusteisiin.
13 kommenttia “Aivot tyhjyydessä”
-
Lentotaidoton sanoo:
”Niinpä jos todennäköisyys olla jossain alueessa on verrannollinen sen tilavuuteen, on todennäköisempää että mitään planeettoja ja muita rakenteita ei itse asiassa ole olemassa, vaan sen sijaan satunnaisten kvanttivärähtelyjen tuotoksena on syntynyt tyhjästä sinun aivosi, joiden kaikki muistot ovat sattuman tuotosta, ja jotka hetken kuvittelevat lukevansa tätä tekstiä ennen kuin suistuvat takaisin tyhjyyteen. Vaikka tällaisen tapahtuman todennäköisyys on naurettavan pieni, inflaation aiheuttaman tilavuuden kasvu voittaa sen.”
Tulipa heti mieleen :Aivot tyhjyydessä: Boltzmannin aivot -väite on äärimmilleen viety johtopäätös siitä, että pienen mittakaavan häiriö on todennäköisempi kuin ison mittakaavan.
-
Joksa sanoo:
Inflaation alkamisen todennäköisyyden arvionti tuntuu olevan vähintään yhtä spekulatiivinen asia kuin lopun Big Ripkin.
Selittääkö inflaatio avaruuden säikeisen rakenteen? Jos varhaisten aikojen hiukkaskeitto oli täysin satunnaista kvanttiporeilua niin se ei kai voinut sisältää säikeiden aihioita? Jos säikeet ovat inflaatiota myöhemmän kehityksen tuotosta niin kai sen myötä myös galaksit.
-
Syksy Räsänen sanoo:
Inflaatio on selittänyt ja ennustanut havaintoja suurella menestyksellä. Big rip on spekulaatio, jolle ei ole tukea havainnoista.
Tarkoitatko avaruuden säikeisellä rakenteella sitä, että galaksit muodostavat rihmoja? Tämä (ja muut suuren mittakaavan rakentene yksityiskohdat) tosiaan selittyy inflaation avulla. Inflaatio ennustaa rihmojen siemenet.
-
Big Riphän on avaruuden kiihtyvän laajenemisen väistämätön lopputulema eli havaintoon perustuva päätelmä. Eikö pikemminkin merkittävä muutos avaruuden laajenemisvauhdissa ja sen myötä Big Ripiltä välttyminen olisi havaintoon perustumaton spekulatiivinen teoria?
-
Ei ole. Big Rip tapahtuu malleissa, joissa kiihtyvän laajenemisen aiheuttavan pimeän energian energiatiheys kasvaa (ja kasvaa rajatta) laajenemisen myötä. Useimmissa pimeän eergian malleissa näin ei tapahtu, mahdollisuutta pidetöön varsin spekulatiivisena eikä sille ole tukea havainnoista.
-
-
-
-
Voiko pimeän energian energiatiheys olla kasvamatta kiihtyen laajenevassa avaruudessa koska vakiolla etäisyydellä ja pimeän energian energiatiheydellä lajenemisvauhdin pitäisi myös pysyä vakiona? Vakiokiihtyvyydelläkin kosmologinen horisontti väistämättä kutistuisi pisteeseen joskus, vaikea sanoa voisiko sitten tai sen jälkeen pitää pimeän energian energiatiheyttä rajattomana tai ei.
-
Virkkeesi eivät pidä paikkaansa. Jos pimeän energian energiatiheys on vakio (kuten on tyhjön energialla, eli parhaiten motivoidulla ehdokkaalla, joka myös sopii havaintoihin hyvin), maailmankaikkeuden laajenemisnopeus kasvaa tulevaisuudessa eksponentiaalisesti.
Ei tästä sen enempää.
-
-
maanmittari sanoo:
Minkä kokoinen maailmankaikkeus oli inflaation alkaessa? Onko mahdollista, että osa maailmankaikkeutta ei kokenut inflaatiota?
-
Ensimmäiseen kysymykseen ei tiedetä vastausta, lisää aiheesta täällä: https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/sormustimen-verran/
Kyllä, on mahdollista, että osassa maailmankaikkeutta inflaatio ei koskaan alkanut. Tehdyissä simulaatioissa tyypillisesti niin käykin: inflaatio alkaa jossain, mutta ei kaikkialla.
-
Martti V sanoo:
Onko inflaatio korkealla energiaskaalalla tapahtuva faasimuutos? Jos inflaatio ei tapahtunut kaikkialla niin oliko näillä alueella alhaisempi energiatiheys?
-
Inflaatio ei ole faasitransitio. Yksi ensimmäisiä ideoita inflaatiosta tosin oli sellainen, missä inflaatio tapahtuu faasitransition yhteydessä: korkeaenergisemmän faasin energiatiheys johtaa silloin kiihtyvään laajenemiseen.
Maailmankaikkeuden alueiden energiatiheys laskee koko ajan, ja inflaation aikana se laskee hitaammin kuin silloin kun ei ole inflaatiota. Niissä alueissa, missä ei tapahtunut inflaatiota on siis tosiaan alhaisempi energiatiheys. (Näin ainakin teorian mukaan – emmehän havaintojen kautta tiedä niistä mitään, tai edes onko sellaisia alueita olemassa.)
-
-
Jos maailmankaikkeus on joskus ollut niinkin äärellisen kokoinen kuin sormustin niin miten sen rajattomuutta tulee tulkita? Kuten mustan aukon horisontin sisäpuolta, eli geodeeseja ei johda sen ulkopuolelle..ko?
-
Tuo viittaa siihen, minkä kokoinen nyt näkemämme maailmankaikkeuden osa oli varhain, ei koko maailmankaikkeuden kokoon. Lisää alla olevassa merkinnässä:
https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/sormustimen-verran/
-
-
-
Vastaa
Pimeyden perkaaminen
Vuoden toistaiseksi merkittävin askel kosmologiassa otettiin viime kuussa, kun Dark Energy Spectroscopic Instrument eli DESI (suomeksi siis Pimeän Energian Spektroskooppinen Instrumentti eli PESI) julkaisi ensimmäiset havaintonsa.
Sonoran aavikolle Yhdysvalloissa rakennettu teleskooppi mittaa tarkkaan galaksien paikkoja taivaalla. Niiden perusteella se määrittää, miten nopeasti maailmankaikkeus laajenee ja kuinka iso aineen tiheys on. DESI tekee havaintoja yhteensä viisi vuotta, joista on nyt kulunut kolme. Huhtikuussa julkistettu analyysi perustuu ensimmäisen vuoden dataan – nykyään kosmologiset havainnot ovat niin laajoja ja monimutkaisia, että vuodessa kerätyn datan perkaamiseen menee ainakin kaksi vuotta. Ensimmäisen vuoden analyysi ei ole edes vielä kokonaan valmis.
Teknologian kehitys on ollut jo yli 30 vuotta tärkein kosmologiaa eteenpäin vievä tekijä. DESI mittasi vuodessa kuuden miljoonan galaksin paikat. Tämä on kaksi kertaa niin paljon kuin mitä edellinen iso havaintoprojekti Sloan Digital Sky Survey keräsi 20 vuodessa. Viidessä vuodessa DESI tulee mittaamaan 40 miljoonan galaksin sijainnin.
Nyt julkaistu analyysi perustuu varhaisen maailmankaikkeuden ääniaaltojen jalanjäljen seuraamiseen. Kosmisesta mikroaaltotaustasta nähdään, millainen aineen jakauma oli varhaisina aikoina. Kun mitataan galaksien jakaumaa eri aikoina (eli eri etäisyyksillä meistä), niin nähdään miten jakauma muuttuu aikojen kuluessa, eli miten maailmankaikkeus on kehittynyt.
Havaintojen edistymisestä kertoo sekin, että DESIn havainnot ovat niin tarkkoja, että niiden virheet ovat käytännössä merkityksettömiä. Analyysin virherajat, jotka ovat alle prosentin, tulevat kokonaan teoreettisesta mallista galaksien jakauman kehitykselle: jotta galaksien paikoista voi lukea, miten maailmankaikkeus on kehittynyt, pitää tietää, miten ne liikkuvat ympäriinsä aikojen kuluessa.
Yksi DESIn päätavoitteista on pimeän energian muutoksen mittaaminen. Pimeä energia on jokin tuntematon aineen muoto, jonka on kenties vastuussa siitä, että maailmankaikkeuden kiihtyminen on viimeisen muutaman miljardin vuoden aikana kiihtynyt.
Keskeinen kysymys on se, onko pimeä energia tyhjän tilan energiatiheyttä vai jotain monimutkaisempaa (vai onko kiihtymiselle jokin muu selitys). Tyhjön energiatiheys on sama kaikkialla ja aina. Vaihtoehtojen energiatiheys sen sijaan muuttuu ajan myötä, mikä vaikuttaa maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen.
DESIn havainnot eivät ole yksin kovin herkkiä pimeän energian mahdolliselle muutokselle, mutta yhdistettynä muihin havaintoihin ne terävöittävät kuvaa huomattavasti. DESIn uuden analyysin mukaan tyhjön energia ei enää sovi havaintoihin hyvin. Todennäköisyys sille, että tyhjön energia on oikea kuvaus verrattuna malliin, missä pimeä energia muuttuu ajan kuluessa on jotain väliltä 80:1 ja 10 000:1 tyhjön energiaa vastaan, käytetyistä havainnoista riippuen.
Suurin osa tyhjön energiasta poikkeavista havainnoista keskittyy maailmankaikkeuden kehityksen tiettyyn aikaan. Voi olla, että tuolloin tapahtui jotain erityistä, tai sitten siinä kohtaa on analyysissä jokin ongelma.
On liian aikaista tehdä johtopäätöksiä pimeän energian luonteesta: nopeasti etenevät havainnot varmistavat tai kumoavat tämän poikkeaman. On mielenkiintoista nähdä, mitä satelliitin Euclid ensi vuonna julkistettavissa havainnoissa näkyy, Euclid kun on suunniteltu juuri pimeän energian muutoksen mittaamiseen.
Pimeää energiaa vähemmälle huomiolle ovat jääneet DESIn tulokset neutriinoista. Maailmankaikkeudessa on valtavasti neutriinoja, kevyitä hiukkasia, jotka vuorovaikuttavat niin heikosti, että ensimmäisen sekunnin jälkeen ne voi havaita vain gravitaation avulla.
Aikoinaan 1970-luvulla neutriinoja ehdotettiin pimeäksi aineeksi. Pian kuitenkin todettiin, että niiden massa on liian pieni, että ne voisivat selittää kaiken pimeän aineen, ja ne liikkuvat liian nopeasti pysyäkseen sen verta paikallaan mitä galaksien kasaamiseen tarvitaan.
Nämä kaksi seikkaa ovat vieläkin neutriinojen kosmologisen tutkimuksen ytimessä. Varhaisina aikoina neutriinot pyyhkivät aineen jakaumaa tasaisemmaksi kirmatessaan lähes valonnopeudella ympäri maailmankaikkeutta. Tämän takia rakenteita syntyy varhain vähemmän. Kun maailmankaikkeus laajenee, neutriinot hidastuvat, ja myöhäisinä aikoina ne liikkuvat niin hitaasti, että ne putoavat galakseihin ja muihin massakeskittymiin. Siksi rakenteita syntyy myöhään enemmän. Vaikutus on pieni, koska neutriinot ovat paljon kevyempiä kuin muut hiukkaset: niiden massa on ainakin miljoona kertaa pienempi kuin seuraavaksi kevyimmän hiukkasen, elektronin.
DESI on tehnyt tarkimman mittauksen neutriinoiden vaikutuksesta galakseihin. Mitä isompi massa, sitä isompi vaikutus. DESI näkee miten varhaiset neutriinot tasoittavat aineen jakaumaa, mutta ei vielä pysty mittaamaan sitä, miten ne myöhemmin klimppiytyvät. Mutta DESIn tulosten antama isoin mahdollinen neutriinoiden massa on jo lähellä sitä, mikä neutriinokokeista tiedetään niiden pienimmäksi mahdolliseksi massaksi.
On todennäköistä, että neutriinoista tulee lähivuosina ensimmäiset hiukkaset, joiden massa mitataan taivaalta kosmologisin keinoin eikä laboratoriossa hiukkasfysiikan menetelmin. Nähtäväksi jää, ehtiikö ensimmäiseksi DESI, Euclid, vai jokin muu koe. Edistys tapahtuu tässä askel kerrallaan, ei äkillisen läpimurron kautta.
DESI on Euclidin ohella esimerkki siitä, miten kosmologisten havaintojen kärki on siirtymässä kosmisen mikroaaltotaustan havainnoista galaksien muodostamien rakenteiden tutkimiseen. Mikroaaltotaustan yksi etu on se, että sen teoreettinen käsittely on helppoa, kun taas galaksien liikkeisiin liittyy enemmän sotkua, mutta menetelmät galaksien liikkeiden kuvaamiselle ovat jo varsin hienostuneita.
Mikroaaltotaustasta on vielä luvassa kiinnostavia tuloksia muutaman vuoden kuluessa (erityisesti gravitaatioaaltojen saralla), mutta ison mittakaavan rakenteen puolella on enemmän kasvun varaa: moni galaksi on vielä mittaamatta.
19 kommenttia “Pimeyden perkaaminen”
-
Eusa sanoo:
Voisiko neutriinomeren energia korreloida pimeän aineen jakaumaan neutriino-oskillaatiolla? Yksittäisten neutriinojen energiahan vaihtelee. Onko pois suljettua, että energia neutriinojen kesken kimpuissa voisi jakautua ”matkan varrelle” niin, että ryhmänä ottaisi isompaa amplitudia pimeän aineen haloissa. Neutriinot olisivat tuossa spekulaatiossa siis aika-avaruuden runsainta rakennetta koheroiden siihen eikä itseensä kuten sähkömagneettinen aalto…
-
Ei.
-
-
Mika sanoo:
Mitä tarkoittaa ”Kun maailmankaikkeus laajenee, neutriinot hidastuvat”?
-
Kun maailmankaikkeus laajenee, niin kaikkien vapaasti liikkuvien hiukkasten liikemäärä laskee.
Fotoneille, jotka ovat massattomia, tämä tarkoittaa sitä, että niiden aallonpituus venyy suoraan verrannollisesti maailmankaikkeuden laajenemiseen, mutta ne kulkevat silti aina valonnopeudella.
Massallisille hiukkasille tämä tarkoittaa sitä, että niiden aallonpituus venyy kohti niiden massan antamaa alarajaa, ja niiden nopeus pienenee suoraan verrannollisesti siihen maailmankaikkeuden laajenemiseen.
-
Kiitos. Ymmärränkö oikein, että hiukkasen aallonpituus on suoraan yhteydessä sen liikemäärään ja (massallisilla hiukkasilla) siten nopeuteen?
Maailmankaikkeushan laajenee edelleen, kenties kiihtyvästi, joten hidastuuko kaikkien massallisten hiukkasten liike siis yhä tänäkin päivänä?
-
Aallonpituus on kääntäen verrannollinen hiukkasen energiaan. Energia E liittyy massaan m ja liikemäärään p yhtälön E^2 = (m c^2)^2 + (p c)^2 mukaisesti.
Liikemäärä p on kääntäen verrannollinen maailmankaikkeuden laajenemiseen: kun pituudet kaksinkertaistuvat, liikemäärä puolittuu. Eli vapaiden massallisten hiukkasten nopeudet tosiaan laskevat jatkuvasti.
-
-
-
-
Aivan tietysti, aallonpituus ja energia ovat se yhdistävä tekijä ja liikemäärä tosiaan tulee tuosta yhtälöstä. Kiitos!
Onko tällä vapaiden massallisten hiukkasten nopeuksien laskulla jotain käytönnön merkitystä nykyisessä maailmankaikkeudessa, vai onko se merkityksellinen ilmiö ainoastaan varhaisten aikojen ilmiöita tutkittaessa?
-
Isoin vaikutus on neutriinoihin, koska varhaisina aikoina niiden liikemäärään liittyvä energia on paljon isompi kuin massaan liittyvä energia, mutta myöhäisinä aikoina niiden liikemäärään liittyvä energia laskee alle massaan liittyvän energian. Silloin ne putoavat galakseihin.
Muiden hiukkasten massat ovat niin isot eli nopeudet ovat jo varhain niin pieniä, että niiden käytös ei kvalitatiivisesti muutu, mutta isommalla nopeudella on toki kvantitatiivinen merkitys. Lisäksi massaklimppeihin kuten galakseihin gravitaation takia sitoutuneiden hiukkasten nopeus määräytyy klimpin massajakaumasta, eikä enää laske laajenemisen takia (koska galaksit jne. eivät laajene).
-
Neutriinon kosminen käyttäytyminen on mielenkiintoinen ilmiö ja tässä keskustelussa aivan kiitettävästi avattu. Konkretisoi kosmologisen, matemaattisen ja kvanttinäkökulmien nivoutumista.
Eikö avaruuden laajenemisilmiö aiheuta galaksien ja galaksiryhmien ulkopuolellakaan aineessa jotain rakennemuutosta tai epävakautta perusvuorovaikutusten vaikutusetäisyyksien mittakaavojen muutoksesta johtuen? Tai säilyykö aineen vakaus myös hajottavien voimien vähenemisestä johtuen?
-
Mitä tarkoitat ”perusvuorovaikutusten vaikutusetäisyyksien mittakaavojen muutoksella” ja ”hajottavien voimien vähenemisellä”?
-
Ajatushypoteesina oli että Big Rip ei olisi alkeishiukasten tasollakaan on-off tilanne vaan kehittyisi avaruuden laajetessa. Vahvan vuorovaikutuksen näkökulmasta kvarkien etäisyydet kasvaisivat ytimissä paikallisen avaruuden laajenemisen mukana. Täydessä Big Rip tilanteessa matka kosmologiseen horisonttiin olisi pienempi kuin kvarkkien välimatka jolloin gluoni ei enää kykene välittämään vahvaa vuorovaikutusta. Tätä ennen perusvuorovaikutukset heikkenisi etäisyyksien kasvun suhteessa ja ydin hajoaisi aikaisempaa herkemmin esim. hiukkastörmäyksien seurauksena elleivät törmäysenergiat olisi heikeneet samassa suhteessa. Kehityskulku ilmenisi avaruuden laajenevilla alueilla aikaisemmin kuin galaksien sisällä ja galaksit jäisivät saarekkeiksi kvarkki-gluonimassaan..?
-
Big Rip eli se, että maailmankaikkeuden laajenemisnopeus kasvaa niin nopeasti, että siitä tulee äärellisessä ajassa ääretön ja maailmankaikkeus lakkaa olemasta on hyvin spekulatiivinen. Se on eri asia kuin se, että maailmankaikkeus laajenee tai että se laajeneminen kiihtyy.
Ei siitä sen enempää.
-
-
-
-
-
Räsänen: ”eikä enää laske laajenemisen takia (koska galaksit jne. eivät laajene)”.
Sinä, maapallo, aurinko, galaksimme emme laajene. Gravitaatio pitää yhdessä. Nykyään vasta galaksijoukot laajenevat toisistaan. Selityksenä n 5 miljardia vuotta sitten ns pimeä energia ”voitti” gravitaation. Noin 4,5 gigaparsekin etäisyydellä olevat galaksit etääntyvät jo valoa nopeammin. Näitä voimme kuitenkin toistaiseksi nähdä, koska menneisyydessä kosmos laajeni hitaammin. Esim laajenemisen pysyvä jatkuminen eristää kuitenkin joskus galaksimme (tai senaikuisen yhdistyneen ellipsigalaksin) muista galakseista.
Tulemme paradoksaalisesti takaisin käsitykseen kosmoksesta kuten se oli Einsteinin aikaan. Ei ole mahdollisuuksia todeta tieteellisesti muita galakseja (ei edes taustasäteilyä eikä kosmoksen laajenemista). Tähtien alkuaineprosentteja voisimme tutkia – jos vain tietäisimme mitä ne kosmologisesti tarkoittavat. Silloin elliptinen galaksimme olisi maailmankaikkeuden ”keskus” ja ainut mitä yleensä mielestämme on olemassa. JOS tuolloin yleensä olisi minkäänlaisia olioita tekemässä kosmologisia havaintoja.
-
Pienenä korjauksena se, että Linnunrata ei ole elliptinen galaksi vaan spiraaligalaksi. Ja pimeä energia ei heti vie Linnunrataa pois muiden galaksien läheisyydestä, koska galaksimme on sitoutunut osaksi paikallista galaksien ja kääpiögalaksien ryhmää. Lopulta senkin jäsenet yksitellen irtautuvat toisistaan, mutta siihen menee kauemmin.
-
Siis se tuleva galaksimme, johonka olisi tulevaisuudessa sulautunut Andromedasta alkaen paljon paikallista tavaraa, tulisi siis olemaan se suuri elliptinen galaksimme. Pikkuhiljaa (noin 3 triljoonan, 30^18 vuoden päästä) kaikki muut galaksit häipyvät näkyvistä. Jäljellä on vain se yhdistetty elliptinen jättigalaksi, eli senaikuisten tiedemiesten koko maailmankaikkeus. Silloin kosminen taustasätelykin olisi niin heikkoa, että se ei pystyisi läpäisemään tämän galaksin omaa sätelyä (ja siis kertomaan kosmoksen todellista ikää). Käsitys olisi silloin sama kuin Einsteinin aikaan: maailmankaikkeus on yhtä kuin oma (ikuinen) galaksimme. Näin minä sen käsitin.
-
Till Sawala sanoo:
On totta, että jos kosminen laajeneminen jatkuu LCDM-mallissa ennustetulla tavalla, tulevaisuuden ”paikallinen universumimme” on paljon pienempi. Paikallisen ryhmän ulkopuoliset galaksit saattavat kadota näkyvistä jo muutaman 100 miljardin (10^8) vuoden kuluttua. Meillä saattaa olla pian uutisia Linnunradan ja Andromedan törmäyksestä. Palataan tähän pian – voisimme elää spiraaligalaksissa vielä jonkin aikaa 🙂
-
”Paikallisen ryhmän ulkopuoliset galaksit saattavat kadota näkyvistä jo muutaman 100 miljardin (10^8) vuoden kuluttua.”
Toki näin voi käydä. Mutta pointti oli se, että tuolloiset astronomit voisivat toki silti vielä havaita kosmista taustasäteilyä (sekä laskea tähtien alkuaineprosentteja) ja tehdä siitä johtopäätöksiä kosmoksen äärellisestä iästä ja maailmankaikkeuden laajenemisesta. Eli ”poissa näkyvistä” ei vielä tarkoita etteivätkö astronomit voisi silti vielä laskeskella kosmoksen ikää ja olettaa, että jotain muutakin on saattanut olla olemassa. Vasta kun taustasäteily ei enää pysty läpäisemään silloista (mainitsemani vanhaa) elliptistä galaksia, syntyy käsite maailman ainoana olemisesta.
-
-
-
-
-
”Suurin osa tyhjön energiasta poikkeavista havainnoista keskittyy maailmankaikkeuden kehityksen tiettyyn aikaan. Voi olla, että tuolloin tapahtui jotain erityistä, tai sitten siinä kohtaa on analyysissä jokin ongelma. – ja: Nyt julkaistu analyysi perustuu varhaisen maailmankaikkeuden ääniaaltojen jalanjäljen seuraamiseen. Ja: Yksi DESIn päätavoitteista on pimeän energian muutoksen mittaaminen”.
Onko tämä sanomasi ”poikkeavat havainnot” ja ”tietty aika” eli ”tuolloin” se 380.000 vuotta BB:stä tapahtunut?
-
Ei, DESI:n havainnot ovat paljon myöhemmiltä ajoilta. Ongelmallinen kohta vastaa noin punasiirtymää 0.5, eli noin 8 miljardin vuoden ikää.
-
Vastaa
Kehittyneitä tutkimuksia
Olin viime viikolla Dublin Institute of Advanced Studiesissa (DIAS) konferenssissa, joka juhlisti sitä että Irlanti on liittymässä hiukkasfysiikan tutkimuskeskus CERNin jäseneksi. DIAS perustettiin vuonna 1940, edellisellä vuosikymmenellä aloittaneen Princetonin Institute of Advanced Studyn mallin mukaisesti. Kun Princetonissa oli Albert Einstein, Dubliniinkin haluttiin merkittävä fyysikko, ja natseja Itävallasta pakoon lähtenyt Erwin Schrödinger, yksi kvanttimekaniikan kehittäjistä, saatiin houkuteltua instituutin ensimmäiseksi johtajaksi.
Konferenssin pääjärjestäjä Venus Keus oli Helsingissä tutkijana ennen kuin sai DIASista Schrödingerin mukaan nimetyn tutkijanpaikan. Kun julkisuuteen on viime vuosina tullut se, miten Schrödinger seksuaalisesti ahdisteli tyttöjä, niin hänen nimeään on Dublinissa häivytetty, ja Venuksenkin titteli on muutettu vain muotoon vanhempi tutkija.
Konferenssin nimi Cosmology, Astrophysics, Theory and Collider Higgs 2024 on valittu siten, että lyhenteeksi tulee CATCH22+2, jälleen yksi esimerkki fyysikoiden huumorista. Nimen mukaisesti konferenssi kattoi laajan alueen: aiheet vaihtelivat kokeellisesta hiukkasfysiikasta teoreettiseen kosmologiaan, ja kaikesta siltä väliltä. Suurin osa oli hyvin erikoistuneita katsauksia, ja oli mielenkiintoista kurkistaa kokeita lähellä olevien hiukkasfyysikoiden tutkimukseen ja kiistoihin.
Viiden päivän aikana oli noin sata puhetta, ja kun jokaisella puhujalla oli 20 minuuttia aikaa, tahti oli hengästyttävä. Sen lisäksi, että konferenssiin saa näin mahtumaan enemmän näkökulmia, lyhyissä puheissa on se hyvä puoli, että siinä vaiheessa kun esitykseen kyllästyy, niin se onkin jo kohta ohi.
Kokeiden puolesta hiukkasfysiikan tilanne on nopeasti kerrottu: kaikki on sopusoinnussa yli 50 vuotta vanhan Standardimallin kanssa. Sekä teoria että sitä luotaavat LHC-kiihdyttimen kokeet ovat kehittyneet tarkaksi kokonaisuudeksi, jonka palat sopivat yhteen vaikka kuinka hienosyisesti katsoo.
Higgsin hiukkanen on Standardimallin huonoimmin tunnettu osuus, ja monet puheet keskittyivät siihen. Erityisesti tutkitaan sitä, ovatko Higgsin hiukkasen vuorovaikutukset itsensä ja muiden hiukkasten kanssa sellaisia kuin mitä Standardimalli ennustaa, koska niissä on vielä eniten tilaa poikkeamille.
Ideat siitä, millaista uutta fysiikkaa mahdollisten poikkeamien taustalle voisi olla eivät valitettavasti ole kehittyneet samaa tahtia kokeiden ja niiden analysoimiseen käytetyn koneiston kanssa.
On joitakin kauniisti kasattuja teorioita, kuten nuMSM ja SM*A*S*H. Mutta monia malleja tunnutaan tutkivan vain sen takia, että saataisiin selville mitä tapahtuu jos ne pitävät paikkansa, ei siksi, että ne ratkaisisivat kokeellisia tai teoreettisia ongelmia kilpailijoitaan paremmin. Tieteenfilosofi Imre Lakatos jakoi teoriat edistyviin ja rappeutuviin, ja joidenkin hiukkasfysiikan teorioiden kohdalla on saanut todistaa siirtymää yhdestä luokasta toiseen vuosien kuluessa.
Kosmologiassa tulee koko ajan uusia havaintoja, ja hiukkasfysiikkaakin luodataan kiihdytinten lisäksi yhä enemmän taivaalle katsomalla. Tämän vuoden tammikuussa otettiin askel, kun Euroopan avaruusjärjestö ESA virallisesti valitsi gravitaatioaaltokoe LISA:n toteutettavaksi. LISA näkee toisiaan kiertäviä mustia aukkoja galaksien keskustoissa ja muualla, ja kenties myös Higgsin jäätyessä syntyneiden kuplien törmäyksiä ensimmäisen sekunnin sadasmiljardisosan ajoilta – jos niitä tapahtui.
Toinen kiinnostava uutinen on se, että CERN hyväksyi maaliskuussa kokeen SHiP, joka etsii uusia kevyitä hiukkasia. Nykyisissä LHC:n kokeissa tähdätään korkeisiin energioihin, jotta hiukkastörmäyksissä voidaan tuottaa raskaita hiukkasia. Jos energia ei riitä hiukkasten tuottamiseen, niitä on vaikea havaita. Vaikeita tavoittaa ovat myös hiukkaset, jotka ovat hyvin kevyitä, mutta vuorovaikuttavat hyvin heikosti. SHiP on kiinnostava avaus tällä uudella saralla, ei vähiten siksi, että se voi löytää hiukkasfysiikan suosikkimallini nuMSM:n uusia neutriinoja.
Maria Martinez Zarazogan yliopistosta raportoi pimeän aineen etsimisestä. Jo monia vuosia koeryhmä nimeltä DAMA/Libra on väittänyt löytäneensä pimeän aineen hiukkasen, mutta kukaan muu ei ole onnistunut toistamaan tulosta. Useampi ryhmä yrittää nyt tehdä kaiken mahdollisimman samalla tavalla kuin DAMA/Libra, jotta asiaan saataisiin selvyys.
Martinez on koeryhmässä ANAIS, joka ei aiemmin nähnyt mitään merkkejä DAMA/Libran tuloksesta. Nyt ANAIS on kerännyt dataa kolmen vuoden ajan, eikä vieläkään näe mitään signaalia, ja tulos on 99.5% varmuudella ristiriidassa DAMA/Libran tulosten kanssa. Tämä sopii yhteen vuosi sitten lopettaneen kokeen COSINE-100 havaintojen kanssa. Ensi vuonna ANAIS saavuttaa asiasta 99.999943% varmuuden, mitä hiukkasfysiikassa pidetään löydön rajapyykkinä.
On hieman mielivaltaista, mihin vedetään rajan siitä, että jotain on löytynyt tai osoitettu olemattomaksi. Tilastollista epävarmuutta isompi kysymys on se, onko kokeiden vertailussa jäänyt jokin asia huomiotta. Ainoa tunnettu iso kysymysmerkki on se, että DAMA/Libra mittaa elektronien törmäyksissä syntynyttä valoa, kun taas ANAIS katsoo atomiydinten törmäyksissä syntynyttä valoa. Valon määrästä päätellään törmäyksen energia, ja se kertoo mahdollisen pimeän aineen hiukkasen massan. Valon määrän ja energian suhde on erilainen elektroneille ja atomiytimille, joten periaatteessa ANAISilta olisi voinut vahingossa jäädä näkemättä DAMA/Libran signaali koska se katsoo väärää energiaa.
COSINUS-koe, missä Helsingin yliopistokin on mukana, sulkee tämän porsaanreiän. COSINUS aloitti virallisesti 18. huhtikuuta, ja ensimmäisiä tuloksia sopii odottaa vuonna 2026. COSINUS ja muut uudet pimeän aineen kokeet myös antavat uusia tarkempia rajoja pimeän aineen vuorovaikutukselle tavallisen aineen kanssa, riippumatta DAMA/Libran tuloksesta – elleivät ne sitten näe jotakin.
Konferensseissa käyminen ylläpitää tajua siitä, mitä alalla tapahtuu. Kun katsoo hieman omasta eroavaa tutkimusta ulkopuolelta, tulee samalla miettineeksi omaa työtä laajemmasta näkökulmasta ja pohtineeksi sen merkitystä. Hiukkasfyysikot myös arvostelevat toisten työtä varsin avokätisesti, ja kritiikkiin vastaaminen kehittää ajattelua enemmän kuin kehuista kiittely.
Yksi kommentti “Kehittyneitä tutkimuksia”
-
Kyselin aikoja sitten, että voisiko aika-avaruudella olla primitiivisiä rakenteita eikä pimeää ainetta tarvittaisi. Keskustelu johti MONDiin. Nyt asia on muotoiltu paremmin https://www.avaruus.fi/uutiset/kosmologia-ja-teoreettinen-fysiikka/painovoimaa-saattaa-esiintya-ilman-massaa.html
Vastaa
Aina tapahtuu jotakin
Mainitsin edellisessä merkinnässä, että hiukkasfysiikan teoria SM*A*S*H ratkaisee Higgs–inflaation erään ongelman. Kerron tässä hieman tarkemmin tästä ongelmasta, joka liittyy todennäköisyyksiin.
Hiukkasfysiikka pohjaa kvanttifysiikkaan, joten ei ole mahdollista ennustaa mitä tapahtuu, ainoastaan se millaisia asioita voi tapahtua ja millä todennäköisyydellä ne tapahtuvat.
Esimerkiksi kun CERNin LHC-kiihdyttimessä törmäytetään kaksi protonia toisiinsa, ei voida tietää millaisia hiukkasia syntyy. Teoria ennustaa vain sen, kuinka todennäköistä on se, että syntyy tietynlaisia hiukkasia, joilla on tietty energia ja jotka liikkuvat tiettyyn suuntaan tietyllä nopeudella. Jotta voidaan testata teorian harvinaisia ennustuksia, pitää toistaa koe useita kertoja. Koska on epätodennäköistä, että törmäyksessä syntyy Higgsin hiukkanen, joten tarvitaan monta törmäystä sellaisen tuottamiseen ja vielä useampia sen tarkistamiseen, vastaako tuottamisen todennäköisyys ennusteita.
Todennäköisyyksiin liittyy yksi tärkeä sääntö: kun lasketaan yhteen kaikkien eri mahdollisuuksien todennäköisyydet, tulos on aina 100%. Toisin sanoen aina tapahtuu jotakin. Hiukkasfysiikan Standardimallissa Higgsin hiukkanen takaa sen, että tämä sääntö ei rikkoudu.
Standardimallissa W– ja Z-hiukkaset välittävät heikkoa vuorovaikutusta. Tämä tapahtuu siten, että hiukkasten törmäyksissä tai hiukkasen hajoamisessa syntyy W tai Z. Vuorovaikutus on nimetty tuolla tapaa siksi, että pienillä törmäysenergioilla on epätodennäköistä, että näin käy. Mutta kun törmäysten energia kasvaa LHC:ssä käytettäviin arvoihin, yksinään tarkasteltujen W:n ja Z:n syntymisen todennäköisyys kasvaa, ja lopulta se ylittää 100%. Tämä osoittaa, että jokin on pielessä: teoria ei voi enää pitää paikkansa.
Higgsin hiukkanen pelastaa tilanteen. Se kumoaa W– ja Z-hiukkasten liiallisen vaikutuksen, niin että todennäköisyyksien summa on tasan 100%. Standardimalli ilman Higgsin hiukkasta ei päde enää LHC:n energioilla. Niinpä tiedettiin, että LHC löytää varmasti jotakin: joko Higgsin hiukkasen, jotain Standardimallin tuonpuoleista fysiikkaa, tai molemmat. Tylsin vaihtoehto voitti: vain Higgs löytyi.
Standardimalli yhdessä Higgsin kanssa toimii paljon korkeammille energioille kuin mitä LHC saavuttaa. Mutta jos teoriaa muuttaa, Higgsin ja W– ja Z-hiukkasten tarkka tasapaino voi järkkyä.
Higgs–inflaatiossa Higgsin kenttä vuorovaikuttaa gravitaation kautta voimakkaammin kuin Standardimallin muut hiukkaset. Tämä on välttämätöntä sille, että Higgsin kenttä pystyy ajamaan maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymistä maailmankaikkeuden alkuaikoina tarpeeksi monta sekunnin murto-osaa.
Gravitaatio on muihin vuorovaikutuksiin verrattuna hyvin heikko: se tuntuu meistä vahvalta vain koska Maapallolla on niin paljon hiukkasia, jotka kaikki vetävät meitä puoleensa. Niinpä Higgs-inflaatiossa tehty muutos ei juuri vaikuta LHC:n energioilla, koska gravitaation vaikutus törmäyksiin on aivan mitätön.
Mutta kosmisen inflaation aikana maailmankaikkeuden energiatiheys on hyvin korkea. Tällöin Higgs kirii ohi W– ja Z-hiukkasten, ja sen synnyn todennäköisyys kasvaa yli 100% rajan. Tämä on yksinkertaisen ja muuten toimivan Higgs-inflaatioteorian suurin ongelma.
SM*A*S*H-teoria ratkaisee ongelman siten, että inflaatiossa on mukana Higgsin lisäksi aksioni. Higgsin ei tarvitse vuorovaikuttaa gravitaation kanssa niin voimakkaasti, koska aksioni tekee suurimman osan työstä. Ja aksionin vuorovaikutukset puolestaan voivat olla lähtökohtaisesti paljon heikompia kuin Higgsin. Higgsin ominaisuudet tunnetaan hiukkaskiihdytinkokeista, mutta koska aksioni on spekulatiivinen hiukkanen jota ei ole nähty, sen käytöstä voi säätää miten haluaa.
Ongelman voi kuitenkin ratkaista Higgs-inflaatiossakin, ilman uusia hiukkasia. Yksi vaihtoehto on muuttaa gravitaatiota siten, että korkeilla energiatiheyksillä se käyttäytyy eri tavalla. Tälle on hyviä perusteluita: yleisestä suhteellisuusteoriasta on erilaisia versioita ja laajennuksia, jotka ovat samanlaisia pienillä energioilla, mutta eroavat varhaisen maailmankaikkeuden puristuksessa. Olen itse tehnyt jonkin verran tähän liittyvää tutkimusta.
Higgs-inflaation eri versiot voi erottaa toisistaan mittaamalla inflaation synnyttämiä gravitaatioaaltoja. Higgs-inflaation yksinkertaisin versio ennustaa, että gravitaatioaallot ovat niin voimakkaita, että seuraavat kosmista mikroaaltotaustaa mittaavat havaintolaitteet (LiteBIRD-satelliitti, Simons-observatorio ja koe nimeltä CMB-S4) näkevät niiden jäljen. Tämän takia monet kosmologit (mukaan lukien minä) odottavat niiden tuloksia suurella mielenkiinnolla.
Tämä on esimerkki siitä, miten fyysikot paikkaavat teorioiden puutteita ja kääntävät ongelmat mahdollisuuksiksi. Higgsin ja W– ja Z-bosonien tasapaino takasi, että LHC näkee jotain. Samalla tapaa, jos Higgs-inflaatio on oikeassa, niin kosmisen mikroaaltotaustan kokeiden luotaamilla energioilla pitäisi näkyä jotain uutta, vaikka merkit ovatkin vaikeammin taivaalta luettavissa kuin maanpäällisten hiukkasfysiikan kokeiden täsmälliset ja toistettavat signaalit.
4 kommenttia “Aina tapahtuu jotakin”
-
Mikko sanoo:
Olipa mielenkiintoista saada tietää miten poikkeamat malleissa/teorioissa näkyy eri pätevyysalueilla. Tällaista asiaa on vaikea ymmärtää/saada tietoon ilman kaltaistasi blogin pitäjää, kiitos siis kirjoituksista.
-
Kiitos.
-
-
Kiitos hyvästä blogista. Hyvää vappua myös!
-
Kiitos, ja kiitos samoin!
-
Vastaa
Ongelmien murskaaminen
Andreas Ringwald saksalaisesta hiukkaskiihdytinkeskuksesta DESY puhui toissapäivänä Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarissa hiukkasfysiikan teoriasta nimeltä SM*A*S*H, joka yrittää ratkaista yhdellä jysäyksellä suurimman osan kosmologian ongelmista. Ringwald on Guillermo Ballesteroksen, Javier Redondon ja Carlos Tamaritin kanssa kehittänyt teorian.
Nimi on lyhenne sanoista Standard Model Axion Seesaw Higgs-Portal Inflation. Tämä ennemmin konkreettinen kuin suureellinen sanarimpsu (vertaa vaikka termiin ”suuri yhtenäisteoria”) kertoo jotain fyysikkojen huumorista, mutta se myös kuvaa hyvin sitä, miten SM*A*S*H on rakennettu liimaamalla yhteen toimivaksi todettuja ideoita mahdollisimman yksinkertaisella liitoksella.
Kuten nimen alku kertoo, SM*A*S*H on hiukkasfysiikan Standardimallin laajennus. Siihen on lisätty kolme steriiliä neutriinoa, samaan tapaan kuin Takehiko Asakan ja Mikhail Shaposhnikovin vuonna 2005 esittämässä mallissa nuMSM. Asaka ja Shaposhnikov halusivat selittää neutriinoilla sekä aineen ja antiaineen välisen epäsuhdan että pimeän aineen. Heidän mallissaan kevyin neutriino on pimeää ainetta. Kahden hieman raskaamman neutriinon muuttuminen tavallisiksi neutriinoiksi synnyttää hieman enemmän neutriinoita kuin antineutriinoita, mikä taasen selittää miksi ainetta on enemmän kuin antiainetta. Asaka ja Shaposhnikov halusivat, että teoriaan ei lisätä mitään hiukkasia, jotka olisivat raskaampia kuin jo tunnetut hiukkaset, joten heidän mallissaan nämä kolme neutriinoa ovat niin kevyitä, että ne on mahdollista löytää kokeellisesti.
Myös SM*A*S*H:issa steriilit neutriinot ovat vastuussa aineen ja antiaineen epäsuhdasta, joskin eri tavalla. Tämä liittyy teorian toiseen S-kirjaimeen, sanaan seesaw eli kiikkulauta, jota en tässä tarkemmin selitä. Nimi liittyy siihen, että tavalliset neutriinot ovat hyvin kevyitä ja steriilit neutriinot hyvin raskaita. Steriilit neutriinot ovat myös hyvin epävakaita, eli elinikä on hyvin lyhyt, joten ne hajoavat hyvin varhaisina aikoina, ja hajoamisessa syntyy enemmän ainetta kuin antiainetta. Hiukkaskiihdytinten energia ei riitä niiden tuottamiseen törmäyksissä, eli niitä ei voi suoraan nähdä.
Pimeä aine selittyy SM*A*S*H:issa neutriinojen sijaan teorian A-kirjaimella, eli aksioneilla. Aksionit on alun perin keksitty ratkaisemaan sen ongelman, että Standardimallista näyttää puuttuvan yksi vuorovaikutus (asiasta tarkemmin täällä). Ne kuitenkin kelpaavat myös pimeäksi aineeksi. Aksionit ovat siitä hankala pimeän aineen ehdokas, että niitä syntyy varhaisessa maailmankaikkeudessa eri tavoilla: kosmisten säikeiden romahtaessa ja inflaation loppuessa. SM*A*S*H:in hyvä puoli on se, että on selvästi määritelty, mitä teoriaan kuuluu ja miksi, joten monimutkaisten laskujen avulla on mahdollista selvittää, miten aksioneja syntyy ja milloin niiden massatiheys vastaa havaintoja pimeästä aineesta.
SM*A*S*H:in viimeinen kirjain H viittaa Higgsin kenttään. Se on Standardimallin keskeinen osa, ja vuonna 2007 Fedor Bezrukov ja Mikhail Shaposhnikov oivalsivat, että Higgs voi olla vastuussa inflaatiosta – eli selittää maailmankaikkeuden rakenteiden alkuperän. SM*A*S*H:issa inflaatio on Higgsin ja aksionin yhteinen hanke, ja tämä ratkaisee Higgs-inflaation erään ongelman.
SM*A*S*H on esimerkki nykypäivän yhtenäisteoriasta: se ei pohjaa yhteen isoon ajatukseen, vaan kokoelmaan hyviksi todettuja ideoita. Fyysikot kutsuvat tällaista lähestymistapaa nimellä bottom-up, ylös pohjalta. Sen vastakohta on top-down, alas huipulta, mistä esimerkkejä ovat yleinen suhteellisuusteoria, suuret yhtenäisteoriat ja säieteoria. SM*A*S*H on sikäli viehättävä, että lähes kaikille palasille on hyvä perustelu ja ne sopivat hyvin yhteen. Monet kosmologian teoriat ovat sen sijaan kyhäelmiä, joihin on pultattu erilaisia osia ilman hyvää syytä. Yksi kauneusvirhe SM*A*S*H:issa on: mukana on yksi uudenlainen kvarkki, joka paikkaa teorian aukkoa, vaikka teoria olisi kauniimpi aukon kanssa: ilman sitä aksioneilla ei olisi massaa, eivätkä ne voisi olla pimeää ainetta.
Kauneudesta on erilaisia näkemyksiä, ja irralliselta näyttävä pala voi osoittautua keskeiseksi kun teoriaa ymmärretään paremmin. Lopulta havainnot ratkaisevat. SM*A*S*H on kunnianhimoinen kokonaisuus, ja sen varmistaminen ja erottaminen kilpailijoista vaatii paljon havaintoja.
Ringwaldin puhe keskittyikin siihen, miten SM*A*S*H:ia voidaan testata. Helpointa on aloittaa inflaatiosta, jonka ennusteita verrataan kosmisen mikroaaltotaustan mittauksiin. SM*A*S*H ennustaa, että inflaation synnyttämien gravitaatioaaltojen voimakkuus on isompi kuin Higgs-inflaatiossa. Rakenteilla tai suunnitteilla olevat LiteBIRD-satelliitti, Simons-observatorio ja nimellä CMB-S4 kulkeva teleskooppikokoelma tulevat lähitulevaisuudessa joko havaitsemaan nämä gravitaatioaallot tai osoittamaan, että SM*A*S*H ei kuvaa todellisuutta.
On muitakin inflaatiomalleja, joiden ennusteet kosmisen mikroaaltotaustan havainnoista ovat samat kuin SM*A*S*H:in, eli lisäksi tarvitaan jotain muuta. Aksionit vuorovaikuttavat valon kanssa, joten magneettikentässä valo joskus muuttuu aksioneiksi. Tätä voi tutkia osoittamalla lampulla seinään ja katsomalla hohkaako seinän toisella puolella valoa: joskus valo muuttuu aksioneiksi, jotka pääsevät seinän läpi, ja sitten takaisin valoksi. Myös muunlaisia kokeita on. SM*A*S*H ennustaa jonkinlaisella tarkkuudella aksionien massan ja sen kuinka usein ne muuttuvat fotoneiksi. Aksioneja etsivät kokeet kattavat lähitulevaisuudessa lähes kaikki mahdollisuudet, isoimpia massoja lukuun ottamatta.
Sen jälkeen voidaan kääntyä tulevaisuuden kokeiden puoleen: erityisen kiinnostavaa on gravitaatioaaltojen tarkempi mittaaminen. Koska niitä syntyy koko ajan ja ne matkaavat esteettä halki avaruuden, niistä voi lukea maailmankaikkeuden historian kaikki vaiheet: ongelmana on se, että gravitaatioaallot ovat erittäin heikkoja.
Ringwald antoi haaveiluksi leimaamansa aikajanan SM*A*S*H:in varmentamisesta. Siinä aksionit ja inflaation aikana syntyneet gravitaatioaallot löydetään pian, 2030-luvulla. Sitten 2060-luvulla LISA–gravitaatioaalto–observatorion seuraaja osoittaa inflaation gravitaatioaaltojen eri aallonpituuksien vastaavan ennusteita. Seuraavaksi 2080-luvulla seuraajan seuraaja näkee aksionien syntymisen jättämät jalanjäljet gravitaatioaalloissa. Ja lopulta ennen vuosisadan loppua uudenlaiset gravitaatioaaltokokeet, joiden teknologiaa ei ole vielä olemassa, näkevät gravitaatioaallot, jotka ovat syntyneet kun aksioni ja Higgsin kenttä inflaation loppuessa hajoavat hiukkasiksi ja niiden synnyttämät aallot vellovat.
On silmiinpistävää, että siinä missä kosmologiassa tällaiset kauaskantoiset visiot esitetään päiväunina –kuka tietää, millaista teknologiaa on 70 vuoden kuluttua?– niin hiukkaskiihdytinten seuraavan sukupolven kehittäjät tekevät vakavissaan suunnitelmia 2090-luvulle asti.
SM*A*S*H:issa näkyy kosmologian ja hiukkasfysiikan vahva suhde. Teorian rakentamisessa on käytetty paljon hiukkasfysiikan tutkimuksessa kertynyttä ymmärrystä, se ratkaisee sekä hiukkasfysiikan että kosmologian ongelmia, ja suurin osa sen testeistä on kosmologisia.
7 kommenttia “Ongelmien murskaaminen”
-
Cargo sanoo:
Onko jotakin periaatetta jonka mukaan alkuräjähdyksen energia jakautuu erilaisten kenttien kesken? Näin insinöörinä voisi olettaa, että mitä pienempi kentän hiukkasen massa on niin sitä suuremman enrgiaosuuden se kaappaa maailmankaikkeuden alkuaikoina. Kevyitä, neutriinonkailtaisia hiukkasia olisi sitten lentänyt runsain mitoin ympäriinsä ja lopulta jäänyt gravitaation vietäväksi, mikä nykyään ilmenisi pimeänä aineena?
-
Onpa hyvinkin. Silloin kun kaikki kentät ovat lämpötasapainossa, energia jakautuu niiden kesken suunnilleen tasaisesti (riippuen tosin vähän siitä, millainen kenttä on kyseessä). Aksionit vuorovaikuttavat kuitenkin niin heikosti, että ne eivät ole koskaan olleet lämpätasapainossa.
nuMSM-mallissa yksinkertaisin idea oli se, että steriilien neutriinojen lukumäärä selittyisi sillä, että lämpötasapainossa olevat tavalliset neutriinot ovat oskilloineet steriileiksi neutriinoiksi. Tämä ei kuitenkaan toimi, pimeää ainetta syntyy liian vähän, joten syntymekanismi on monimutkaisempi.
-
Niin eikö tuota lämpötasapainovaatimusta voi vähän sörkkiä ja antaa suurempi osuus kentille, joilla on kevyt hiukkanen? Eihän meillä ole mitään kiveenhakattua tietoa siitä, miten perusrakenteet ja -prosessit käyttäytyvät.
-
Varhaisina aikoina kaikki kentät ovat kevyitä suhteessa lämpötilaan. Oleellista on se, miten voimakkaasti kentät vuorovaikuttavat. Mutta SM*A*S*H:in ongelma ei ole se, että aksioneja ei ole tarpeeksi, vaan ennemmin se, että niitä syntyy helposti liian paljon.
-
-
-
-
Herttaista ottaa optimistinen kulma tuohon SM*A*S*Hiin, mutta oikeasti se on unelmointia toiveilla. Pitäisi löytää CMB:n B-moidit, stokastinen gw-tausta, ne axionit ja niihin liityyvät topologiset defektit…
Tutkimusohjelma on kehitelty tulevaisuuteen ja saanee tukea kyllä ihan rahoitustoiveikkuuden motivoimana.
Epäilen, että löytyy keino falsifioida rakennelma jo aikaisemmin.
-
Miten axion ja higgs käyttäytyvät inflaation aikana? Muuttuiko axion kenttä suoraan inflaation jälkeen axioneiksi ja osa higgs kentän energiasta standardimallin hiukkasiksi ?
-
Inflaation aikana sekä Higgsin kenttä että aksionikenttä ovat hyvin tasaisia (siis samanlaisia kaikkialla) ja muuttuvat hitaasti. Inflaation lopussa käy suunnilleen kuten kuvailet: Higgs hajoaa lähinnä top-kvarkeiksi, joiden hajoaminen tuottaa muita hiukkasia, ja aksionikenttä muuttuu aksioneiksi. Tarkemmin katsottuna prosessi on monimutkainen, esimerkiksi myös Higgs tuottaa aksioneja.
-
Vastaa
Yhdenvertaisuusperiaatteen merkitys
(Kirjoitus on julkaistu alun perin 29.3.2024.)
On valtava määrä mahdollisia fysiikan teorioita. Fyysikoilla on erilaisia keinoja sen setvimiseksi, mitkä niistä kuvaavat todellisuutta. Havainnoilla on ratkaiseva rooli, mutta ne eivät riitä. Joskus havainnot ovat väärässä, ja yleensä vaihtoehtoja pitää karsia jo ennen havaintoihin vertaamista; joskus taasen on vaikea löytää ainuttakaan sopivaa teoriaa.
Yksi apuväline on symmetria, toinen on se, että mietitään jotain yleisiä periaatteita ennen kuin muotoillaan mitään matemaattisesti.
Yleinen suhteellisuusteoria on hyvä esimerkki. Albert Einsteinin pohdinnoissakeskeisiä olivat ideat nimeltä heikko ekvivalenssiperiaate ja vahva ekvivalenssiperiaate. Nämä koukeroiset nimet viittaavat siihen, että gravitaatio vaikuttaa kaikkien liikkeisiin samalla tavalla ja että paikallisesti liike gravitaation alaisena on sama kuin paikallaan oleminen.
Näitä ideoita havainnollistaa Einsteinin ajatuskoe hissistä. Jos vaijeri katkeaa, niin minkä havaintojen pohjalta voi erottaa, onko vapaassa pudotuksessa vai paikallaan? (Ajatuskoe tehtiin 1900-luvun alussa; nykyäänhän hissit eivät putoa vaikka vaijeri menisi rikki.) Tällöinhän ihminen leijuu ilmassa kuin olisi painoton.
Heikon ekvivalenssiperiaatteen mukaan vapaata pudotusta ja lepoa ei voi erottaa siitä, miten kappaleet liikkuvat hississä, koska ne kaikki putoavat (tai ovat levossa) samalla tavalla. Olen kirjoittanut siitä tarkemmin täällä. Pelkkää gravitaatiota käyttämällä ei siis ole paikallisesti mahdollista erottaa onko vapaassa pudotuksessa vai levossa.
Vahvan ekvivalenssiperiaatteen mukaan eroa ei voi tehdä muidenkaan fysiikan vuorovaikutusten kuin gravitaation avulla – kuten tutkimalla vaikkapa sitä, miten atomit käyttäytyvät tai sähkölaitteet toimivat; kaikki menee kuten levossa olisi.
Einstein etsi matemaattista rakennetta, joka toteuttaisi nämä periaatteet. Hän päätyi siihen, että gravitaatiossa ei ole kyse voimasta, vaan aika-avaruuden kaarevuudesta. Aine kaareuttaa aika-avaruutta, ja kappaleet joihin ei vaikuta voimia, liikkuvat suorilla viivoilla kaarevassa aika-avaruudessa.
Nyt heikko ekvivalenssiperiaate ei ole enää ylimääräinen oletus tai outo asia selitettäväksi, vaan aivan ilmeinen asia. Kun kaikki liikkuvat suoria viivoja pitkin, miten liikkeissä voisi olla eroa? Tämä on esimerkki siitä, miten samalla kun fysiikan teorioiden kehitys kulkee kohti matemaattista hienostuneisuutta, niissä olevien oletusten määrä putoaa, ja asioista tulee teorian puitteissa yksinkertaisempia.
Vahva ekvivalenssiperiaate liittyy yleisessä suhteellisuusteoriassa siihen, että aika-avaruuden kaarevuus ilmenee vain aika-avaruuden paikkojen suhteissa, ei paikallisesti. Tämä on helppo ymmärtää ajattelemalla kaarevaa avaruutta, vaikka pallon pintaa.
Pallon yhdessä pisteessä ei voi erottaa, onko kaarevalla vai tasaisella pinnalla. Jos ajattelee tasoa, joka koskettaa palloa vain tässä pisteessä, niin kyseisessä pisteessä voi olla yhtä hyvin pallolla kuin tuossa tasossa. Pallo on siis paikallisesti tasainen. Jossain toisessa pisteessä on toinen taso, joka koskettaa palloa vain siinä pisteessä. Pallopinta koostuu äärettömästä määrästä tasoja, jotka on nivottu yhteen.
Asiaa voi hahmottaa ajattelemalla pallopinnan yhä tarkempaa mallintamista. Ensin palloa voi karkeasti kuvata kuutiolla, missä on kuusi tasoa, sitten dodekahedrillä, missä on kaksitoista tasoa, ja niin edelleen. Tasojen määrän kasvaessa kappale kuvaa yhä tarkemmin palloa, ja kun tasoja on äärettömän monta, se on täsmälleen pallo. Samalla tavalla voi kuvata minkä tahansa pinnan muodon. Jos pallon pinta ei ole tasainen, vaan siinä on kupruja, niin tasot nivoutuvat toisiinsa eri tavalla.
Yleisen suhteellisuusteorian aika-avaruus on samanlainen. Siinä on äärettömän monta tasaista aika-avaruutta nivottuna yhteen siten, että kokonaisuus on kaareva. Tämän hahmottaminen on vaikeampaa kuin pallopinnan kaarevuuden, koska ulottuvuuksia on neljä kahden sijaan, ja yksi niistä on aika. Rakenne on kuitenkin sama: paikallisesti aika-avaruus on tasainen, kaarevuudessa on kyse paikkojen välisestä suhteesta.
Fysiikan ilmiöiden –vaikkapa atomien värähtelyn tai valon liikkeen– kannalta tämä tarkoittaa sitä, että niitä kuvaavat yhtälöt ovat yhdessä pisteessä samanlaisia kuin siinä tapauksessa, että gravitaatiota ei ole. Kaarevuus näkyy vain kun katsotaan miten asiat muuttuvat kun siirrytään avaruudessa tai kun aika kuluu.
Esimerkiksi jos hissi on tarpeeksi iso (tai mittalaite riittävän tarkka), niin lähettämällä valoa hissin pohjasta kattoon voi selvittää onko aika-avaruus kaareva vaiko ei – eli onko gravitaatiota vaiko ei. Jos aika-avaruus on kaareva, niin hissin kattoon nivottu tasainen pinta osoittaa eri suuntaan kuin lattiaan nivottu, palloesimerkin kieltä käyttääkseni. Tämän takia valon energia kasvaa tai pienenee, riippuen siitä meneekö se isomman vai pienemmän kaarevuuden suuntaan.
Tarinassa on sellainen yksityiskohta, että itse asiassa valon (mutta ei muun aineen) liikettä kuvaavat yhtälöt riippuvat kaarevuudesta paikallisestikin, mikä on yksi tämänhetkisistä tutkimuskohteistani. Tämä havainnollistaa sitä, että fysiikan teorioiden löytämisessä käytetyt periaatteet ovat rakennustelineitä: kun teoria on valmis, niitä ei tarvita. Joskus teoria toteuttaa periaatteet täysin, kuten heikon ekvivalenssiperiaatteen tapauksessa. Toisinaan alkuperäinen ajatus ei ollut täysin oikein, kuten vahvan ekvivalenssiperiaatteen tapauksessa. Teorian matemaattinen rakenne kertoo mitkä periaatteet toteutuvat ja mitä seurauksia niistä on, ja havainnot kertovat kuvaako tämä matemaattinen rakenne todellisuutta, eli onko päädytty oikeaan teoriaan.
Päivitys (19/04/24): Yksi katto korjattu lattiaksi.
12 kommenttia “Yhdenvertaisuusperiaatteen merkitys”
-
”Tämä on esimerkki siitä, miten samalla kun fysiikan teorioiden kehitys kulkee kohti matemaattista hienostuneisuutta, niissä olevien oletusten määrä putoaa, ja asioista tulee teorian puitteissa yksinkertaisempia.”
Olisiko mahdollista, että tulevaisuuden teorian selittävät valon nopeuden invarianssin? Nythän se on jokseenkin järjenvastainen ilmiö.
”Tarinassa on sellainen yksityiskohta, että itse asiassa valon (mutta ei muun aineen) liikettä kuvaavat yhtälöt riippuvat kaarevuudesta paikallisestikin, mikä on yksi tämänhetkisistä tutkimuskohteistani.”
Saako tuosta mitään analogiaa Heisenbergin mikroskooppiin? Avaruuden läpi ammutaan fotoneita joka suunnasta ja siten yritetään muodostaa alueen ”topografista karttaa”. Lisäksi voisi nojatuoliteorisoida, että mitä energeettisempi fotoni niin sitä paremmin se reagoi kaarevuuteen, mutta toisaalta vaikuttaa voimakkaammin itse kaarevuuteen, jota ollaan mittaamassa.
”Teorian matemaattinen rakenne kertoo mitkä periaatteet toteutuvat ja mitä seurauksia niistä on, ja havainnot kertovat kuvaako tämä matemaattinen rakenne todellisuutta, eli onko päädytty oikeaan teoriaan.”
Mutta mites kun Schrödingerin yhtälöä pidetään kvanttiteorian postulaattina; eikö myös kvanttimekaniikassakin matemaattiset yhtälöt pidä johtaa joistakin ilmiöpohjaisista periaatteista?
-
Se, että valon nopeus on sama kaikille havaitsijoille selittyi vuonna 1905 kun Albert Einstein löysi suppean suhteellisuusteorian.
Ei, asia ei liity Heisenbergin mikroskooppina tunnettuun ajatuskokeeseen.
Perustavanlaatuisia fysiikan lakeja ei (ihan määritelmän mukaan) voi johtaa mistään. Tarkemmin, ks.https://web.archive.org/web/20220618081432/http://www.tiede.fi/blogit/maailmankaikkeutta_etsimassa/perustuslakien_saatamisjarjestys
-
-
Oletan, että halusit verrata hissin lattiaa ja kattoa – ei kattoa ja kattoa. 🙂
Tiedämme aineen jakautuvan kvantittuneisiin 3-elementteihin, alkeishiukkasiin ja viritystiloihin. Millainen olisi aika-avaruuden kvantittunut 4-elementti? Voisiko sillä yleensä olla mitään fysikaalisesti merkityksellisiä mittoja? Voiko valoa hitaammista elementeistä olla ollenkaan aika-avaruuden rakennuspalikoiksi? Kuinka jakaisi invariantin 4-intervallin kahden tapahtuman välillä diskreetisti osiin? Klein-Gordon -aaltopakettihilalla on äärellinen virheensä johtuen juurikin fysikaalisuusjumista… Jos spekulatiivinen aika-avaruuskvantti joskus konsistentisti löydettäisiin, voisiko kuitenkin valonlaatuisilla vaikutuksilla olla parhaat edellytykset toimia elementteinä?
-
Tosiaan, kiitos, korjasin.
Virkkeesi, joka alkaa sanalla ”Tiedämme” ei pidä paikkaansa.
Aika-avaruuden ainesosista hieman täällä:
https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/aika-avaruuden-ainesosat/
https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/aika-avaruuden-atomit/
-
-
Mitä tarkoittanee: ”Jos aika-avaruus on kaareva, niin hissin kattoon nivottu tasainen pinta osoittaa eri suuntaan kuin kattoon nivottu” ?
Tulkitsen termiä paikallisuus mukana kulkevana koordinaatistona, kiihtyvässä liikkeessä olevana kehyksenä kuten putoavana hissinä. Koordinaatiston kiihtyvä liike ilmenee valossa suunnasta riippuvana energiatason muutoksena, joskus gravitaation vaikutus samaistetaan paikallaanolon sijasta kiihtyvään liikkeeseen. Ilmeneekö valon energiatason muutos kiihtyvässä kehyksessä muilla keveillä hiukkasilla kuten neutriinoilla?
-
Toisen pitäisi olla lattia, ei katto. Korjasin.
Kyllä, kiihtyvä liike näkyy periaatteessa kaikkien hiukkasten käytöksessä.
-
-
” Jos aika-avaruus on kaareva, niin hissin kattoon nivottu tasainen pinta osoittaa eri suuntaan kuin kattoon nivottu, palloesimerkin kieltä käyttääkseni.”
Onkos tässä lauseessa jokin kieliopillinen kömmähdys: niin ”hissin kattoon nivottu” tasainen pinta osoittaa eri suuntaan kuin ”kattoon nivottu” ? Itse ajatuksen ymmärsin kyllä.
-
Tosiaan, kiitos, korjasin. Pahoittelen korjauksen viipymistä, blogien uudelleen asentamisen myötä minulle ei enää tullut sähköpostitse tietoa kommenteista.
-
-
Sivuaako tutkimusaihe sitä onko suora viiva aina lyhin matka?
-
Ei – mutta kylläkin sitä, kulkeeko valo suorinta reittiä.
-
-
”Einstein etsi matemaattista rakennetta, joka toteuttaisi nämä periaatteet. Hän päätyi siihen, että gravitaatiossa ei ole kyse voimasta, vaan aika-avaruuden kaarevuudesta. Aine kaareuttaa aika-avaruutta, ja kappaleet joihin ei vaikuta voimia, liikkuvat suorilla viivoilla kaarevassa aika-avaruudessa.”
Onko tuo ”kaarevuus = voima” yleinenkin teema fysiikassa? Esimerkiksi kvanttimekaniikassa mitä enemmän kaareutunut aaltofunktio on niin sitä enemmän siihen on latautunut sisäistä voimaa, joka pyrkii levittämään ko. aaltoa; kvanttipotentiaalitermissäkin on mukana kaarevuutta kuvaava Laplacen operaattori. Tuikitavallinen aaltoyhtälökin tuntuu noudattavan tätä periaatetta: (kaarevuus/Laplace) = (vakio)x(kiihtyvyys) = (voima).
En ole alan ekspertti, mutta ilmeisesti Einsteinin oletti jo 1912, että staattisen painovoimakentän tapauksessa potentiaalin kaarevuus vastaa sekä massan että painovoimakentän energiatiheyttä. Sen jälkeen hän alkoi työstämään geometristä esitystä, https://arxiv.org/pdf/2311.04612.pdf
-
Tosiaan, kiitos, korjasin.
Yleinen suhteellisuusteoria ei sano, että ”kaarevuus=voima”, vaan sen mukaan aika-avaruuden kaarevuus ja voima ovat aivan eri asioita.
-
Vastaa
Sattuman sormenjäljet
(Kirjoitus on julkaistu alun perin 23.3.2024.)
Keskiviikkona Jérôme Martin tutkimuslaitoksesta Institut d’Astrophysique de Paris puhui Helsingin yliopiston fysiikan osaston kosmologiaseminaarissa maailmankaikkeuden rakenteen kvanttifysikaalisesta alkuperästä.
Menestynein teoria kaikkien rakenteiden –planeettojen, galaksien ja niin edelleen– siementen synnystä on kosminen inflaatio. Inflaatio tarkoittaa maailmankaikkeuden alkuhetkinä tapahtunutta kiihtyvää laajenemista, jonka aikana avaruus paisui valtavasti.
On satoja erilaisia malleja inflaatiosta, mutta perusversio on seuraavanlainen. Avaruuden täytti jokin kenttä, joka sai laajenemisen kiihtymään. Tämä voi olla Higgsin kenttä tai jokin muu kenttä. Kentässä (kuten kaikessa aineessa aina) oli kvanttivärähtelyjä, pieniä eroja kentän arvossa. Kiihtyvän laajenemisen takia ne venyivät nopeasti hiukkasfysiikan skaalasta kosmisiin mittoihin ja jäätyivät paikalleen. Inflaation lopuksi kenttä hajosi hiukkasiksi. Niihin paikkoihin missä kentän energia sattui olemaan vähän keskivertoa isompi syntyi enemmän hiukkasia. Näiden pienten tihentymien ympärille sitten kertyi aikanaan enemmän ainetta, ja niistä kehittyi galakseja ja muita klimppejä.
Inflaatio on ainoa fysiikan alue, jossa on käsitelty aika-avaruutta kvanttifysiikan keinoin ja onnistuneesti testattu ennusteita havaintojen avulla – se on toistaiseksi ainoa kokeellinen näkymämme kvanttigravitaatioon. Galaksien jakauma taivaalla ja kosminen mikroaaltotausta näyttävät siltä kuin mitä inflaatio ennustaa.
Mutta mistä tiedämme, onko inflaatio oikea selitys – voisiko jokin toinen tapahtuma synnyttää samanlaiset rakenteen siemenet inflaation kvanttivärähtelyiden sijaan?
Yksi tapa varmistua asiasta olisi havaita inflaation synnyttämät gravitaatioaallot. Inflaatiossa niitä syntyy tyhjästä kvanttifysikaalisten värähtelyjen takia, ja samanlaisia aaltoja on vaikea tuottaa muuten. Valitettavasti gravitaatioaaltojen voimakkuus vaihtelee eri inflaatiomalleissa, ja joissakin ne ovat niin heikkoja, ettei niitä voi havaita millään nähtävissä olevalla teknologialla.
Entä galaksien jakauma ja kosminen mikroaaltotausta – voimmeko päätellä, että ne eivät voi olla peräisin mistään klassisen fysiikan kuvaamasta tapahtumasta, vaan taustalla on inflaation kvanttifysiikkaa? Martin on yksi tämän kysymyksen parhaita asiantuntijoita.
Avain klassisen fysiikan ja kvanttifysiikan erottamiseen on se, että niissä tapahtumilla on erilaisia korrelaatioita. Korrelaatio kahden asian välillä tarkoittaa sitä, että yhden tietäminen kertoo jotain toisesta.
Esimerkiksi jos uurnassa on yksi musta ja yksi valkoinen kivi ja sieltä nostaa valkoisen, niin tietää, että seuraava on musta, ja toisin päin. Tällöin havaintojen korrelaatio on täydellinen: yksi ennustaa täysin toisen. Yleensä korrelaatio on vain tilastollinen. Jos uurnassa on kaksi mustaa ja kaksi valkoista kiveä ja sieltä nostaa valkoisen, niin todennäköisyys sille, että seuraava kivi on musta on 2/3.
Jokin ilmiö voi myös olla korreloitunut paikassa. Kun Helsingin keskustassa sataa, niin todennäköisyys sille, että myös Tapiolan keskustassa sataa on keskivertoa isompi. Kauempana korrelaatio on pienempi.
Kvanttifysiikassa on korrelaatioita, jotka eivät ole klassisessa fysiikassa mahdollisia. Yksi esimerkki koskee hiukkasten pyörimistä. Ajatellaan, että kansainvälisellä avaruusasemalla laitetaan klassisen fysiikan lakien kuvaama hyrrä pyörimään ilmassa sattumanvaraisesti siten, että sen akseli osoittaa samalla todennäköisyydellä mihin tahansa suuntaan. Jos mitataan kuinka paljon akseli on kallellaan oikealle, niin tämä ei kerro mitään siitä paljonko se on kallellaan eteen tai alas.
Kvanttimekaniikassa on toisin: alkeishiukkasen pyörimisen mittaaminen yhdessä suunnassa vaikuttaa sen pyörimiseen muissa suunnissa. Toisin sanoen pyörimisen suuntien mittaustulosten välillä on korrelaatio. Tätä korrelaatiota kuvaa Bellin epäyhtälö, joka kertoo, kuinka paljon enemmän kvanttifysiikan kuvaama systeemi on korreloitunut kuin klassisen fysiikan kuvaama.
Galaksien jakaumassa (ja kosmisen mikroaaltotaustan täplissä) on korrelaatioita. Kun tiedämme, että taivaalla on galaksi tietyssä kohdassa, se vaikuttaa todennäköisyyteen siitä, onko toisessa kohdassa galaksi.
Jos tarkastellaan vain inflaation tuottamia galaksiparien paikkoja taivaalla, niin niiden korrelaatiot voisi tuottaa jokin klassinen prosessi. Mutta Martin ja hänen yhteistyökumppaninsa ovat osoittaneet, että kun tarkastellaan inflaation tuottamien tihentymien paikkojen lisäksi sitä, miten nopeasti ne muuttuvat, niin korrelaatiot ovat monimutkaisempia, eikä klassinen fysiikka voi tuottaa niitä – kuten Bellin epäyhtälön tapauksessa.
Valitettavasti inflaation synnyttämät tihentymät muuttuvat aluksi erittäin hitaasti, ja muutosta on käytännössä mahdotonta mitata. Myöhemmin esimerkiksi galaksien muodostuessa aineen jakauma kyllä muuttuu nopeasti, mutta se johtuu aineklimppien keskinäisestä gravitaatiosta, eikä kerro mitään inflaation antamasta alkunopeudesta.
Martin on etsinyt asioita, joissa kvanttifysiikan vaikutus näkyisi ja joita olisi helpompi havaita, mutta aluksi lupaaviltakin näyttävät korrelaatiot ovat osoittautuneet tarkemmin katsottuna liian heikoiksi. Yksi mahdollisuus on se, että otetaan huomioon galaksien paikan taivaalla lisäksi myös etäisyys meistä – eli tutkitaan galaksien kolmiulotteisen jakauman korrelaatioita. Toinen mahdollisuus on tarkastella useamman kuin kahden galaksin paikkojen korrelaatioita.
Martin arvelee, että luultavasti kaikki kvanttifysiikan sormenjäljet inflaatiossa ovat liian heikkoja mitattavaksi, mutta tutkimus jatkuu. Joka tapauksessa on kiehtovaa, miten kvanttimekaniikan perustavanlaatuisia piirteitä –joiden luotaamisesta laboratoriossa myönnettiin vuonna 2022 Nobelin palkinto– voi setviä myös taivaalle katsomalla.
2 kommenttia “Sattuman sormenjäljet”
-
Eikö galakseilla ole muitakin ominaisuuksia, joita voisi käyttää korrelaation löytämiseksi, kuten massa ja pyörimisakselin suunta?
-
Tässä ei käytetä galaksien massaa eikä pyörimisakselin suuntaa. Pyörimisakselin suunta liittyy galaksien synnyn aikaisiin tapahtumiin, ja sen yhteys inflaation ajan tapahtumiin on liian monimutkainen selvitettäväksi. Massa taas liitty siihen, minkä kokoisia klimppejä tarkastellaan ja miten ne ovat myöhemmin kehittyneet.
Tarkasteltavana ovat kosmisen mikroaaltotausta täplien korrelaatiot ja galaksien paikkojen korrelaatiot.
-
Vastaa
Maailmankaikkeudesta ihmisessä
Puhun lauantaina 16.3. kello 11.00 Humanistiliiton kevätseminaarissa Helsingissä Paasitornissa (Paasivuorenkatu 5 A) otsikolla Maailmankaikkeus on osa meitä. Päivän koko ohjelma on alla. Tilaisuuteen voi osallistua myös etänä. Tilaisuus on kaikille avoin, muille kuin jäsenille on vapaaehtoinen €0-€30 osallistumismaksu.
11-12 kosmologi Syksy Räsänen: Maailmankaikkeus on osa meitä
12-13 professori em. Tarmo Kunnas: Pyhyys uskontojen tuolla puolen
13-14 omarahoitteinen lounas
14-15 tulevaisuuden tutkija, yrittäjä Aleksi Neuvonen: Ihminen osana luontoa
päiväkahvi
15-16 globaalin oikeuden asiantuntija Eppu Mikkonen, Fingo ry: Sosiaalisen kehityksen lähtökohdat ja merkitys tulevaisuuteen
16-17 professori em. Jukka Kekkonen: Varallisuuserojen ja hallinnon vaikutus yhteiskuntaan ja ihmiseen
Kun inflaatiota ajava kenttä hajosi, laajeneminen jatkui vaikkakin hidastuen. Dominoikoi negatiivinen paine myös silloin vai miksi laajeneminen jatkui ? Olettaisi, että tasaisen inflaaation jälkeen hiukkaspiurossa oli pieniä tiheymiä, jotka ylsivät hitusen positiivisen paineen puolelle. Vai oliko muutos paineessa dramaattisempi, vai miten mustia-aukkoja heti syntyisi?
Inflaation jälkeen paine on positiivinen, ja gravitaatio on puoleensavetävä.
Jos gravitaatiota ei olisi, maailmankaikkeus laajenisi tasaisesti vakionopeudella. Kun gravitaatio on puoleensavetävä, laajenemisnopeus laskee. Se ei kuitenkaan laske heti (jos koskaan) nollaan.
Muuttuiko paine inflaation loputtua kuitenkin jatkuvana funktiona negatiivisesta positiiviseen? Ilmeisesti laajeneminen koki äkkijarrutuksen. Voiko ajatella, että laajenemiseen jäi kuitenkin tietty inertiaan verrattavissa oleva energia, jolla laajeneminen jatkui vakionopeudella, jota gravitaatio alkoi hidastaa?
”Muuttuiko paine inflaation loputtua kuitenkin jatkuvana funktiona negatiivisesta positiiviseen?”
Kyllä. Samoin kiihtyvyys muuttuu jatkuvasti positiivisesta negatiiviseen.
Räsänen: ”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.”
Tämähän kietoutuu siihen kuuluisaan ja onnettomaan Fred Hoylen 1949 radioesitelmän tölväisyyn Big Bang. Tämä ei tietysti selittänyt tieteellisesti mitään mutta tämä jäi elämään suuren yleisön käsityksenä kosmoksemme synnystä, ns. ”alkuräjähdyksestä”.
Nykytiede selittää asian mieluummin ns HBB:nä, eli Hot Big Banginä. Ja tällä termillä viitataan nimenomaan ns inflatonkentän (mikä se sitten on ollutkin, siitä on monia teorioita, yksi suosittu on Higgsin kenttä) hajoamisena hiukkasiksi. Tästä eteenpäin fysiikkamme selittää asioita johdonmukaisesti.
Tämä on kuitenkin toinen asia kuin absoluuttinen (ideologinen) ”ajan ja avaruuden alku”. Kuten Räsänen toteaa: ”siitä emme TIEDÄ mitään”. Suhtis nyrjähtää tässä singulariteetteineen (Hawkin/Penrose) eikä parempaa teoriaa ole (yleisesti hyväksyttynä) keksitty.
”Samoin kiihtyvyys muuttuu jatkuvasti positiivisesta negatiiviseen.” Tarkoittanee perioidia ennen kuin tyhjiöenergia muutti kiihtyvyyden positiiviseksi?
Jos esilämmitysvaihe hukkaa todisteet kehityskulusta niin onko inflaatioteoria tasolla ’paras arvaus toistaiseksi’, kunnes ennakoituja jälkiä löydetään?
Jos inflaatiota ajaneen kentän hajoaminen on synnyttänyt hiukkaset jotka törmäillessään hajoivat toisiksi niin eikö kenttä tule olla painavimpien alkeishiukkasten kenttä sekä kaikkien muidenkin alkeishiukkasten kentät sisältävä jotta hajoaminen keveimmiksi olisi mahdollista, eli inlaatio sisältäisi kaikki alkeiskuikkaskentät, ei pelkästään jonkun yhden kenttä?
Toisaalta, kiinnostaa koska katsotaan koittaneen hetki jolloin ajan kulun voi katsoa alkaneen, koska entropiaa on määriteltävissä jne? Ajan kulun käynnistäminenhän määrittäisi esim. voiko inflaatiolla tai valolla katsoa olleen nopeus, ja siis aika-avaruus lainkaan olemassa, vai pitäisikö sen katsoa syntyneen vasta tuossa inflaatiota ajaneen kentän hajoamistapahtumassa.
Aivan, kiihtyvyys muuttuu miljardeja vuosia myöhemmin taas positiiviseksi joko tyhjön energian takia tai jostain muusta syystä.
Inflaatiota voi vielä järkevästi epäillä, mutta se on tehnyt useita ennusteita, jotka on kokeellisesti varmennettu. Kuten tekstin lopussa mainitaan, inflaation synnyttämät pitkät epätasaisuudet aineessa eivät katoa esilämmityksen melskeissä. Inflaation ennusteista lisää täällä: https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/seitseman-ennustusta-menneisyydesta/
Inflaatiokenttä ei koostu yksittäisistä kenttää vastaavista hiukkasista. Esimerkiksi jos Higgsin kenttä on inflaatiota ajava kenttä, se ei koostu Higgsin hiukkasista. Hiukkaset ovat pieniä tihentymiä kentässä, inflaatiota ajava kenttä on tasainen (kvanttifluktuaatioita lukuun ottamatta). Niinpä se voi hajota myös hiukkasiksi, jotka ovat raskaampia kuin Higgsin hiukkanen. Hajoamisprosessi on monimutkainen ja riippuu vahvasti siitä, millainen kenttä on ja millaisia hiukkasia on. Mutta yksi tapa on se, että inflaatiokenttä muuttuu nopeasti ajassa, ja tämän takia sen kanssa vuorovaikuttavien kenttien massa muuttuu ajassa nopeasti (vrt. se miten Higgsin kenttä antaa hiukkasille massat), minkä takia niiden hiukkasia syntyy (ja Higgsin kentän energia pienenee).
Inflaation aikana aika kuluu kuten nytkin. Ei tiedetä mitä tapahtui ennen inflaatiota eli koska aika on alkanut (vai onko maailmankaikkeus ollut aina olemassa).