Kosmokseen kirjoitettua

Etäisiä otoksia

31.5.2020 klo 23.20, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Tällä viikolla Durhamin yliopiston hiukkasfysiikan instituutti IPPP järjesti etäkonferenssin RECONNECT (REmote COnference on NEw Concepts in particle Theory). Järjestäjät sanoivat haluavansa vastata kahden c:n (climate change ja corona, ilmastonmuutos ja koronavirus) haasteeseen ja auttaa ylläpitämään hiukkasfysiikan yhteisöä tilanteessa, jossa yhteistyön tekeminen on vaikeutunut.

Etäkonferensseissa on etunsa. Kuten järjestäjät totesivat, osallistumista eivät rajoita rahalliset, poliittiset (kasvava ongelma erityisesti Yhdysvalloissa) tai henkilökohtaisista syistä johtuvat esteet matkustamiselle.

Lisäksi puhujiksi on mahdollista saada tutkijoita laajemmalta alueelta kuin yleensä. Normaalisti esityksen valmistelun ja pitämisen lisäksi puhujalla menee ainakin pari päivää matkustamiseen. Tämän takia konferenssiin ei välttämättä viitsi lähteä elleivät muiden puheet kiinnosta tarpeeksi. Etätapaamisessa puheen voi pitää omassa nojatuolissa, joten RECONNECTiin oli saatu kerättyä laaja kirjo hiukkasfysiikan eri alojen kärkinimiä.

Haittapuoli on se, että etäpuheisiin on vaikeampi keskittyä. Tämän takia ohjelma oli tavallista konferenssia väljempi, tunnin pituisia puheita oli kolme tai neljä päivässä. Esitykset oli ajoitettu siten, että ainakin jotkut ovat sopivaan aikaan riippumatta siitä, missä päin maailmaa on.

Puheiden seuraaminen yhdessä kollegoiden kanssa, jotka ovat eri vuorokaudenajoissa eri puolilla samaa palloa korostaa sekä yhteyttä että etäisyyttä. Hiukkasfysiikassa seremoniaan kuuluu taputtaa puheen loputtua ja uudelleen kysymysten jälkeen, ja tuntuu oudolta niin olla taputtamatta kuin taputtaa yksin.

Yleensä konferensseissa kuuntelen kaikki puheet (paitsi jos niitä on useita samaan aikaan), nyt poimin vain ne, joita pidin erityisen kiinnostavina. Mainitsen tässä vain muutaman otoksen.

Hitoshi Murayama puhui pimeän aineen malleista, joissa pimeän aineen hiukkanen on osa kokonaisuutta, joka on hyvin samankaltainen kuin kvarkkeihin liittyvä värivuorovaikutus. Tämä on vähän samanlainen kuin tekniväri, mutta pienemmillä massoilla, teknivärin hiukkasia kun ei ole kiihdyttimissä näkynyt.

Murayama teki kiinnostavan huomion hiukkasfysiikan ”sosiologiasta”, kuten hiukkasfyysikot tutkimukseen vaikuttavia yhteisöllisiä tekijöitä kutsuvat.

Sen jälkeen, kun hiukkasfysiikan Standardimalli saatiin 1970-luvulla valmiiksi, hiukkasfysiikka kääntyi ratkaisemaan sisäisiä ongelmia. Yritettiin selittää esimerkiksi sitä, miksi Standardimallin energiaskaala on niin paljon pienempi kuin kvanttigravitaation, tai miksi Standardimallista puuttuu yksi mahdollinen vuorovaikutus.

Havainnot toivat pimeän aineen mukaan kuvioihin 70-80-luvun vaihteessa, mutta sitä pidettiin pitkään toissijaisena. Jos malli sisälsi muun muassa pimeää aineen hiukkasen, se oli ehkä mukava pieni lisä. Tutkimusta ajoivat suuret ideat huipulta alas, kuten supersymmetria ja ylimääräiset ulottuvuudet.

Näille ideoille ei ole hiukkaskiihdyttimissä eikä muissa kokeissa löytynyt tukea, eikä pitkään suosituinta pimeän aineen ehdokasta, nynnyä, ole odotuksista huolimatta löytynyt. Toisaalta kosmologiassa on piisannut uusia havaintoja, joita pimeä aine selittää. Niinpä on kysyntää (tai ainakin tarjontaa) uusille pimeän aineen ehdokkaille. Näin pimeä aine on noussut hiukkasfysiikan keskeiseksi kysymykseksi. Nyt pidetään tärkeänä, että mallissa on havaintoihin sopiva pimeän aineen hiukkanen; jos malli liittyy aiemmin tärkeinä pidettyihin teoreettisiin kysymyksiin, niin se voi olla kiva lisä.

Kosmologian ja astrofysiikan vahva asema näkyy siinäkin, että Juan Maldacena, joka tunnetaan parhaiten uraauurtavista teoreettisista oivalluksista gravitaation ja hiukkasfysiikan suhteesta säieteoriassa, puhui mustista aukoista, joilla on magneettinen varaus. Vaikka Maldacena käsitteli mustia aukkoja teoreettisesti, hän korosti niiden mitattavia ominaisuuksia ja pohjusti sen selvittämistä, olisiko niitä todella olemassa ja miten niitä voisi havaita.

Gerardus ’t Hooftin puhe oli spekulatiivisemmasta ja perustavanlaatuisemmasta päästä. ’t Hooft on omaperäinen ajattelija ja hän oli keskeinen hahmo hiukkasfysiikan Standardimallin kehittämisessä. Yhdessä väitöskirjaohjaajansa Martinus Veltmanin kanssa hän osoitti vuonna 1971, että Standardimalli on matemaattisesti ristiriidaton. Kaksikolle myönnettiin työstä Nobelin palkinto vuonna 1999.

’t Hooftista kertoo jotain se, että hän todisti seuraavana vuonna, että värivuorovaikutuksen voimakkuus menee nollaan pienillä etäisyyksillä, mutta piti asiaa niin vähäpätöisenä, että ei viitsinyt julkaista työtään. Tuloksen vuotta myöhemmin julkaisseet David Gross, Frank Wilczek ja David Politzer palkittiin siitä vuonna 2004 Nobelin palkinnolla. ’t Hooft ei ole välittänyt seurata muotia eikä antanut muiden mielenkiinnon määrätä tutkimusaiheitaan. Jotkut hänen ideansa ovat olleet mullistavia, toisten kohtalo on vielä epäselvä.

’t Hooft puhui siitä, miten kvanttimekaniikan taustalla voisi olla deterministinen teoria. Hän on työskennellyt aiheen parissa vuosia, ja on löytänyt kiinnostavia samankaltaisuuksia yksinkertaisten determinististen teorioiden ja kvanttimekaniikan rakenteen välillä. Kvanttimekaniikan kaikkien piirteiden selittäminen ei kuitenkaan ole onnistunut. Tällaisten perusteisiin pureutuvien läpimurtokysymysten pohtimista vaikeuttaa läpimurtoja janoava lyhytjänteinen rahoitusympäristö, eikä moni ’t Hooftin lisäksi asiaa mieti.

Konferenssipuheista saa usein selkeämmän käsityksen siitä, mistä on kyse ja mitä ideoita työn taustalla on kuin tieteellisistä artikkeleista. Tämä toimii myös etäpuheissa, vaikka vuorovaikutus onkin kömpelömpää. Konferenssien sosiaalinen anti on tärkeä, ja kytkeytyy vahvasti tieteeseen. Usein tutkimushankkeet lähtevät liikkeelle puheista kimmokkeensa saaneista epämuodollisista keskusteluista ja väittelyistä. Tämä etätapaamisista puuttuu. Ne ovat kokoelma konferenssin palasia, joiden välistä puuttuu oleellisia osia. Etäkonferensseja on lähiaikoina luvassa lisää, joten näemme miten niiden vahvuuksia opitaan paremmin hyödyntämään ja heikkouksia lieventämään.

---

Seitsemän ennustusta menneisyydestä

16.5.2020 klo 16.37, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Kosminen inflaatio on paras selitys sille, miksi maailmankaikkeus näyttää isossa mittakaavassa samanlaiselta kaikkialla ja mikä on rakenteiden, kuten galaksien, planeettojen ja kissojen, alkuperä. Inflaation mukaan varhaisina aikoina avaruuden laajeneminen kiihtyi ja kvanttivärähtelyt jäätyivät rakenteen siemeniksi.

Olen maininnut, että inflaatio on ainoa fysiikan alue, jossa kvanttifysiikka ja yleinen suhteellisuusteoria on yhdistetty siten, että on tehty ennusteita joita on onnistuneesti testattu. Inflaatio on siis toistaiseksi ainoa kokeellinen kosketuksemme kvanttigravitaatioon. Avainasemassa ovat havainnot galaksien jakaumasta ja kosmisesta mikroaaltotaustasta. Yksi tärkeimpiä havaintolaitteita on ollut Euroopan avaruusjärjestö ESAn Planck-satelliitti.

Inflaatio tapahtui kenties ensimmäisen sekunnin miljardisosan miljardisosan miljardisosan miljardisosan tienoilla. Saattaa tuntua uskomattomalta, että noin varhaisista ajoista voidaan saada mitään tietoa. Selvennän tässä asiaa käymällä läpi inflaation seitsemän ennustusta.

1. Avaruus on tasainen

Inflaatio ennustaa, että avaruus on keskimäärin hyvin laakea (sen sijaan että se olisi kaareva), eivätkä yhdensuuntaiset viivat kohtaa.

Avaruuden kiihtyvä laajeneminen on kuin suurennuslasi: se venyttää avaruuden osia isommiksi. Jos jotain kaarevaa katsoo tarpeeksi läheltä, se näyttää tasaiselta. Pala Maapalloakin näyttää tasaiselta kun pläntti on tarpeeksi pieni, vaikka Helsingin kokoinen.

Avaruuden tasoittaminen oli yksi alkuperäinen motivaatio inflaatiolle 1980-luvun alussa. Tuolloin havainnot avaruuden kaarevuudesta olivat hyvin epätarkkoja. Nykyisten havaintojen mukaan (ainakin niiden yksinkertaisimmassa tulkinnassa) avaruuden kaarevuus on nolla tuhannesosan tarkkuudella.

Tasaisuus ei ole kovin monimutkainen ennuste: se kertoo vain, että yksi maailmankaikkeutta kuvaava luku on nolla. Inflaation tärkeimmät ennusteet koskevat aineen ja aika-avaruuden epätasaisuuksia, joissa on enemmän yksityiskohtia.

2. Epätasaisuudet ovat lähes samanlaisia kaikissa mittakaavoissa

Kiihtyvä laajeneminen pyyhkii pöydän tyhjäksi aiemmista epätasaisuuksista. Sen aikaiset kvanttivärähtelyt taasen selittävät, miksi näkemämme maailmankaikkeus ei ole aivan tasainen, vailla mitään rakenteita.

Aineessa ja aika-avaruudessa on koko ajan kvanttivärähtelyitä. Inflaation aikana nämä häiriöt venyvät hiukkasfysiikan piperryksestä kosmisiin mittoihin ja niiden värähtely hidastuu lähes olemattomiin. Samalla ne muuttuvat kvanttivärähtelyistä tavallisiksi epätasaisuuksiksi. (Tarkemmin tässä merkinnässä.)

Jäätyneet aallot vain venyvät muotonsa säilyttäen. Samalla koko ajan syntyy, venyy ja jäätyy pienempiä aaltoja. Mitä varhaisemmin aalto syntyy, sitä enemmän se ehtii venyä.

Jos olosuhteet olisivat samat koko inflaation ajan, aaltojen korkeus olisi samanlainen kaikille aallonpituuksille. Inflaation aikana aika-avaruuden kaarevuus kuitenkin vähän laskee. Tämän takia myöhemmin syntyvät (eli lyhyemmät) aallot ovat heikompia, eli niiden korkeus on pienempi.

Aallot pysyvät jäissä kunnes inflaatio loppuu. Sitten ne alkavat hiljalleen värähdellä yksi toisensa jälkeen, pienimmistä alkaen. Kosmisessa mikroaaltotaustassa, joka on valokuva maailmankaikkeudesta 380 000 vuoden ikäisenä, näkyy niin jäätyneitä kuin värähteleviä aaltoja. Siitä on mitattu, että lyhyemmät aallot ovat tosiaan vähän matalampia kuin pitkät, ja suhde vastaa inflaation ennustetta.

Koska kyse on kvanttifysiikasta, jokaisen aallon korkeus itse asiassa määräytyy sattumanvaraisesti, ja on siksi erilainen. Tässä on siis kyse aaltojen tyypillisestä korkeudesta. Mutta inflaatio ennustaa myös sen, millainen aallonkorkeuksien todennäköisyysjakauma on.

3. Epätasaisuuksien jakauma on gaussinen

Kvanttifysiikka kertoo, että inflaatiossa todennäköisyys kunkin aallon korkeudelle on muista aalloista riippumaton ja että todennäköisyysjakauma korkeudelle on kellokäyrän muotoinen. Tällaisia epätasaisuuksia sanotaan gaussisiksi.

Tämä on inflaation parhaiten testattu ennustus: havaitut epätasaisuudet kosmisessa mikroaaltotaustassa ovat gaussisia sadastuhannesosan tarkkuudella.

4. Epätasaisuudet ovat kaikkialla samanlaisia

Kvanttivärähtelyjen kehitys määräytyy niiden ympäristöstä. Koska inflaatio pyyhkii pois kaikki aiemmat epätasaisuudet, avaruus on samanlainen kaikkialla, joten kvanttivärähtelyt ovat samanlaisia joka paikassa ja suunnassa.

Niinpä kvanttivärähtelyistä myöhemmin syntyvät kosminen mikroaaltotausta ja galaksit ovat tilastollisesti samanlaisia kaikkialla. Yksittäiset galaksit ja niiden ryppäät ovat erilaisia, mutta kun katsotaan kuutiota, jonka sivu on vähintään 500 miljoonaa valovuotta, sen sisällä olevat rakenteet ovat keskimäärin samanlaisia olipa kuutio missä tahansa paikassa tai asennossa.

Pienemmässä mittakaavassa gravitaatiosta johtuva klimppiytyminen on piilottanut tämän alkuperäisen samankaltaisuuden. Inflaatio ennustaa myös sen, millaista tämä gravitaatio on.

5. Gravitaatio näyttää samanlaiselta kuin Newtonin teoriassa

Aineen liike gravitaation alla liittyy aika-avaruuden epätasaisuuksiin. Tämä on helppo ymmärtää: jos joka suunnassa olisi samanlaista, ei gravitaatio voisi vetää mihinkään päin. Yleisessä suhteellisuusteoriassa on kolmenlaisia gravitaatiokenttiä, jotka ovat aika-avaruuden kaarevuuden erilaisia ilmentymiä.

Ensinnäkin on samanlainen gravitaatiokenttä kuin Newtonian teoriassa. Mitä isompi on energian tihentymä, sitä isompi on kentän arvo. Tämä kenttä vetää kappaleita toisiaan kohti.

Toisekseen on gravitaatiokenttä, joka syntyy aineen liikkeestä, ja osoittaa aineen nopeuden suuntaan. Tämä kenttä kiertää kappaleita ratoja, sen sijaan että vetäisi niitä kohti massakeskittymiä.

Kolmannekseen on gravitaatioaaltoja, jotka matkaavat valonnopeudella ympäriinsä ja muuttavat etäisyyksiä läpi kulkiessaan.

Inflaatio ennustaa, että gravitaatiokenttä on enimmäkseen samanlainen kuin Newtonin teoriassa ja että liikkeen synnyttämä kenttä on mitättömän pieni. Gravitaatioaaltojen voimakkuus on inflaation mukaan pienempi kuin tavallisen gravitaatiokentän. Tarkka suhde riippuu siitä, miten inflaatio on tarkalleen tapahtunut.

Yksinkertaisimmissa inflaatiomalleissa gravitaatioaaltojen voimakkuus on noin puolet tavallisen gravitaatiokentän voimakkuudesta. Mutta näin voimakkaiden aaltojen vaikutus olisi jo nähty kosmisessa mikroaaltotaustassa. Koeryhmä BICEP2 väittikin vuonna 2014 havainneensa ne, mutta oli väärässä. Joissakin inflaatiomalleissa aallot ovat niin heikkoja, että niitä ei tulla havaitsemaan nähtävissä olevassa tulevaisuudessa.

6. Rakenteen siemeniä syntyy vain varhaisina aikoina

Inflaation mukaan epätasaisuudet ovat syntyneet hyvin varhaisina aikoina, ensimmäisen sekunnin murto-osan aikana. Sen jälkeen ne ovat vain kehittyneet gravitaation myötä. Tämä vastaa havaintoja.

1980-luvulla inflaation kanssa kilpaili idea, jonka mukaan epätasaisuudet syntyvät kosmisten säikeiden liikkuessa ainepuuron läpi. Säikeet synnyttäisivät epätasaisuuksia jatkuvasti, mikä on ristiriidassa havaintojen kanssa.

7. Epätasaisuudet ovat samanlaisia eri hiukkasille

Kun inflaatio loppuu, sitä ajanut kenttä (ehkä Higgsin kenttä) hajoaa hiukkasiksi. Paikkoihin, missä kenttä on voimakkaampi, syntyy enemmän hiukkasia. Jos kaikki aine on peräisin tästä samasta kentästä, niin näihin paikkoihin syntyy siis enemmän jokaista hiukkaslajia: tavallista ainetta, pimeää ainetta, fotoneita ja neutriinoita.

Tämä koskee varhaista maailmankaikkeutta. Kun tavallinen aine ja pimeä aine myöhemmin tihentyvät gravitaation takia, tilanne muuttuu, koska neutriinot kasautuvat paljon myöhemmin ja valo ei lainkaan.

Havaintojen perusteella varhaisessa maailmankaikkeudessa eri hiukkaslajien kummut ja laaksot todella olivat samoissa kohdissa, noin prosentin tarkkuudella.

Kosmiset säikeet ennustivat päinvastaista. Ne saavat aikaan epätasaisuuksia sekoittamalla eri hiukkaslajeja keskenään, niin että yhden kummussa on toisen laakso.

Inflaatio ei ole teoria eikä malli, vaan tieteellinen idea, josta on olemassa erilaisia toteutuksia. On satoja inflaatiomalleja, joissa on erilaisia kenttiä ja erilaisia gravitaatioteorioita, ja ne ennustavat erilaisia asioita. Lähes kaikkia yllä mainittuja ennusteita voi muuttaa kun tarpeeksi säätää: avaruuden kiihtyvällä laajenemisella voi olla erityinen suunta, aaltojen korkeus voi pienentyä aallonpituuden myötä sen sijaan että se kasvaisi, ja niin edelleen.

Tarkkaan ottaen ei siis pitäisi puhua inflaation ennusteista, ainoastaan inflaatiomallien ennusteista. Tämän takia jotkut ovat arvostelleet inflaatiota epätieteelliseksi. Mutta on tavallista, että onnistuneista ideoista esitetään kaikenlaisia versioita. Yksinkertaisten inflaatiomallien ennusteiden on havaittu pitävän kutinsa kerta toisensa jälkeen, mikä on lisännyt luottamusta ideaan. Inflaatiossa syntyneiden gravitaatioaaltojen löytäminen olisi kirsikka kakun päälle.

Päivitys (18/05/20): Korjattu korkeat-> pitkät.

---

Jälleen fysiikkaa runoilijoille

12.5.2020 klo 16.18, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Luennoin taas kurssin Fysiikkaa runoilijoille, alkaen 1. syyskuuta. Ilmoittautuminen opiskelijoille aukeaa kesäkuun lopulla, mutta kurssille ovat tervetulleita myös Helsingin yliopiston ulkopuoliset.

Kurssin tarkoituksena on avata fysiikan käsitteitä ja maailmankuvallista merkitystä. Käsittelytapa on kvalitatiivinen ja keskusteleva. Aiheisiin kuuluu Newtonin klassinen mekaniikka, suppea suhteellisuusteoria, yleinen suhteellisuusteoria, kvanttimekaniikka, kvanttikenttäteoria ja hiukkasfysiikka, kosmologia sekä yritykset kohti kaiken teoriaa. Tieteen historiaa ja filosofiaa käsitellään vähän.

Olen aiemmin luennoinut kurssin vuosina 2016 ja 2019. Lisäsin kurssin sivuille kurssin käyneiden antamia neuvoja tuleville kurssilaisille, niistä näkyy hieman miten opiskelijat kurssin kokivat. Kirjoitin vuoden 2016 kurssin palautteesta laajemmin täällä.

---

Huippujen laskeminen

29.4.2020 klo 16.06, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Oikeakätinen neutriino on kenties yksinkertaisin ehdokas pimeän aineen hiukkaseksi. Viime kuussa kirjoitin oikeakätisen neutriinon yhteydestä siihen kysymykseen, miksi maailmankaikkeudessa on enemmän ainetta kuin antiainetta. Tulin kommenteissa maininneeksi, että oikeakätisen neutriinon massalle on yläraja siitä, että se voi hajota tavalliseksi neutriinoksi ja röntgensäteeksi, eikä tällaista säteilyä ole nähty.

Kommenttini sattuikin olemaan sikäli ajankohtainen, että Science-lehdessä julkaistiin viisi päivää sen jälkeen artikkeli (tässä ilmainen versio), jonka pääsisältö on juurikin se, että tuota neutriinoiden hajoamissäteilyä ei ole havaittu. Kaksi ja puoli viikkoa myöhemmin puolestaan julkistettiin kaksi sitä arvostelevaa artikkelia. Selvitän tässä tilannetta, mutta tiivistettynä vastaus kysymykseen siitä, onko pimeän aineen säteilyä havaittu on ”ehkä”.

Jos pimeän aineen hiukkanen voi hajota, siitä syntyvää säteilyä pitäisi tulla joka puolelta, koska pimeää ainetta on kaikkialla. Säteilyä pitäisi tulla sitä enemmän, mitä isompi pimeän aineen tiheys on. Niinpä kirkkaimmin pimeydestä hohtaisivat sellaiset paikat kuin Linnunradan keskusta ja galaksiryppäät.

Valitettavasti siellä, missä on eniten pimeää ainetta on myös eniten tavallista ainetta. Suurin pulma on pimeän aineen säteilyn erottaminen tavallisen aineen säteilyn seasta. Tämä ongelma on riivannut myös muiden pimeän aineen hiukkasiksi tarjottujen ehdokkaiden annihilaatiossa syntyvän signaalin etsimistä.

Syynäämistä helpottaa se, että hajoamisessa tai annihilaatiossa syntyvillä hiukkasilla on aina sama energia. Jos oikeakätinen neutriino hajoaa neutriinoksi ja fotoniksi, kummankin energia vastaa puolta neutriinon massasta. Niinpä taivaalla näkyvän säteilyn energiajakaumassa pitäisi näkyä terävä piikki.

Useimpien tähtitieteellisten kappaleiden ja ilmiöiden –vaikkapa neutronitähtien törmäysten– lähettämän säteilyn kirkkaus riippuu melko tasaisesti energiasta kuin nouseva tai laskeva mäki, siinä ei ole kapeita piikkejä eikä kuoppia. Poikkeuksena ovat yksittäiset atomit, joiden energia on kvantittunut, eli ne lähettävät valoa vain tietyillä energioilla.

Oikeakätisten neutriinojen etsimiseen taivaalta on siis periaatteessa yksinkertainen resepti: mitataan röntgensäteitä, siivotaan pois tasaisesti energiasta riippuva tausta ja atomien tunnetut energiapiikit. Jos jäljelle jää energiapiikki, on löydetty pimeää ainetta. Säteilyn energia kerrottuna kahdella kertoo sitten pimeän aineen hiukkasen massan. Säteilyn kirkkaudesta voi puolestaan päätellä hiukkasen eliniän, jos tietää pimeän aineen tiheyden. Mitä lyhytikäisempi hiukkanen, sitä useammin niitä hajoaa, joten sitä enemmän säteilyä tulee.

Reseptin seuraaminen ei käytännössä ole aivan helppoa. Viime viikkoina esille nousseen kiistan juuret ovat vuoden 2014 havainnoissa. Silloin kaksi ryhmää kävi läpi galaksiryppäistä ja Andromedan galaksista tehtyjä röntgensädehavaintoja. Eri kohteissa näkyi energiahuippu, joka ei vastaa mitään atomien lähettämää valoa ja sopii hyvin oikeakätisen neutriinon odotettuun massaan. Lisäksi eri teleskooppien havainnot olivat yhteensopivia. Säteilyn kirkkaus vieläpä sopi pimeän aineen odotettuun tiheyteen ja oikeakätisen neutriinon mahdolliseen elinikään. Havaintojen mukaan oikeakätisen neutriinon elinikä olisi 10^27 sekuntia, eli kymmenen miljardia kertaa pidempi kuin maailmankaikkeuden ikä. (Koska hiukkasia on paljon, osa niistä silti hajoaa koko ajan.)

Signaali oli kuitenkin heikko, kirkkaus oli huipussaan vain prosentin taustaa korkeammalla. Lisäksi esitettiin erilaisia tähtitieteellisiä selityksiä huipun alkuperälle. Tulkintaa vaikeutti se, että röntgenteleskoopit eivät pystyneet mittaamaan energiaa tarpeeksi tarkkaan tehdäkseen eroa terävän piikin ja vähän leveämmän huipun välillä. Niinpä jäätiin odottamaan uusia havaintoja, jotka voisivat varmistaa tai kumota piikin olemassaolon ja alkuperän.

Nyt maaliskuussa julkaistussa Science-lehden artikkelissa onkin kokonaisen vuoden verran uusia röntgenhavaintoja Linnunradasta. Tutkijat katsoivat Linnunradan sellaisia suuntia, joissa taivas on mahdollisimman tyhjä, jotta tavallisesta aineesta syntyvää säteilyä olisi mahdollisimman vähän. He eivät löytäneet mitään energiapiikkiä. Tästä he päättelivät, että pimeä aine ei ole oikea selitys aiemmille havainnoille galaksiryppäistä ja Andromedasta, koska silloin myös näissä Linnunradan havainnoissa olisi pitänyt näkyä huippu.

Tässä vaiheessa mainittakoon, että vaikka Science ja Nature ovat maailman arvostetuimpia tiedelehtiä, kosmologiassa niille vähän naureskellaan. Näihin lehtiin halutaan erityisen tärkeitä tuloksia ja läpimurtoja, mikä johtaa (ainakin kosmologiassa) siihen, että niissä julkaistaan suureelliseen kuosiin puettua vakiotavaraa sekä liian kauas kurottavia ja siksi virheellisiä tuloksia.

Niin ilmeisesti nytkin. Kaksi ja puoli viikkoa Sciencen artikkelin ilmestymisen jälkeen (se oli sitä ennen ollut yli vuoden saatavilla arXiv-nettiarkistossa) jälkeen kahdessa kommentissa huomautettiin vakavista puutteista.

Science-artikkelin kirjoittajat vertasivat analyysissään kahta vaihtoehtoa: onko energiajakauma tasainen vai onko tasaisen jakauman päällä yksi huippu? Näistä tasainen jakauma ilman huippua sopii havaintoihin paremmin. Havaitulla energia-alueella on kuitenkin kaksi tunnettua atomeista syntyvää energiahuippua. On siis mielekkäämpää verrata seuraavaa kahta vaihtoehtoa: tasainen jakauma plus kaksi huippua vai tasainen energiajakauma plus kolme huippua?

Käyrä, jossa on kolme huippua sopii havaintoihin selvästi paremmin kuin sellainen, jossa on vain kaksi huippua tai ei yhtään. Science-artikkelin kirjoittajat eivät siis onnistuneet löytämään taivaalta tarpeeksi tyhjää aluetta, etteikö siellä hehkuvia atomeita lymyäisi. Sitten he olivat luulleet kolmea matalaa vierekkäin olevaa huippua tasaiseksi käyräksi.

Kolmannen huipun paikka ja korkeus sopii hyvin yhteen aiempien havaintojen kanssa. Havaintojen tarkkuus ei kuitenkaan vieläkään riitä pimeän aineen selityksen varmistamiseen tai kumoamiseen. Tarvitaan parempia laitteita.

Japanin avaruusjärjestö JAXA laukaisi helmikuussa 2016 Hitomi-satelliitin, jonka laitteiden joukossa oli erittäin tarkka röntgenteleskooppi. Hitomin odotettiin ratkaisevan ongelman hyvin nopeasti. Ohjelmisto- ja laiteongelmien takia satelliitti kuitenkin tuhoutui kiertoradalla maaliskuussa 2016 ennen mittausten aloittamista. JAXA lähettää yhdessä Yhdysvaltojen avaruusjärjestö NASAn ja Euroopan avaruusjärjestö ESAn kanssa lähivuosina taivaalle XRISM-teleskoopin, joka korvaa Hitomin. Tuloksia odotetaan suurella mielenkiinnolla.

Oikeakätisten neutriinojen metsästykseen suunnitellaan myös hiukkaskiihdytinkokeita. Jos jotain löytyy taivaalta tai maan päältä, toisella saralla voidaan varmistaa ensimmäinen havainto täysin riippumattomasti – tai osoittaa, että jotain on taas tulkittu väärin.

---

Kuin putoava kivi

18.4.2020 klo 14.31, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Aika-avaruutta kuvaavan yleisen suhteellisuusteorian ja ainetta kuvaavan kvanttifysiikan yhdistäminen on fysiikan kenties suurin avoin kysymys. Ongelman kokonaisuuden kanssa ei tiedetä edes, ollaanko menossa oikeaan suuntaan, mutta kahdesta asiasta on melko vankalla pohjalla oleva ennuste.

Vuosina 1974-75 Stephen Hawking osoitti, että mustan aukon luona kvanttikentät säteilevät ulospäin. Vaikka tähtien romahduksessa syntyneitä mustia aukkoja on havaittu, niiden Hawkingin säteily on sen verta heikkoa, että sitä tuskin tullaan ikinä mittaamaan.

Toisaalta joukko tutkijoita –kärjessä Vjatseslav Mukhanov ja V.G. Chibisov– hahmotti 1980-luvun alussa, että varhaisessa maailmankaikkeudessa kosmisen inflaation aikana aika-avaruudessa on kvanttivärähtelyitä, jotka jäätyvät paikalleen. Näin syntyy pieniä epätasaisuuksia maailmankaikkeuden aineessa. Ne toimivat galaksien, planeettojen ja kaiken muun rakenteen siemeninä gravitaation kasvattaessa tihentymiä.

1980-luvulla kosminen inflaatio oli yksi spekulaatio muiden joukossa. Inflaatio kuitenkin eroaa Hawkingin säteilystä siinä, että sitä on 90-luvulta alkaen kokeellisesti testattu. Inflaatio ennustaa millaisia kvanttivärähtelyt ovat, ja kosmisen mikroaaltotaustan epätasaisuudet ja galaksien jakauma taivaalla vastaavat ennusteita monin tavoin.

Periaatteessa kuitenkin jokin muu tapahtuma voisi rypyttää maailmankaikkeutta samalla tavalla. Luottamusta inflaatioon lisäisi se, jos saisimme osoitettua, että rypyt ovat tosiaan peräisin kvanttivärähtelyistä.

Kvanttifysiikassa todellisuus on epämääräinen: esimerkiksi hiukkasilla ei ole määrättyä paikkaa, ainoastaan todennäköisyys olla eri paikoissa. Mitä tarkemmin hiukkasen paikka on määrätty, sitä epämääräisempi sen nopeus on, ja toisinpäin. Klassisessa fysiikassa sen sijaan hiukkasella on koko ajan sekä määrätty paikka että nopeus.

Arjen esineillä todennäköisyys olla yhdessä tietyssä paikassa ja liikkua tietyllä nopeudella on hyvin iso ja todennäköisyys olla missään muualla ja liikkua millään toisella nopeudella hyvin pieni, eli ne näyttävät käyttäytyvän klassisen fysiikan mukaan. (Ei tosin oikein ymmärretä miksi.) Mutta pienessä mittakaavassa –ja varhaisessa maailmankaikkeudessa– epämääräisyys on merkittävää.

Kosmisesta inflaatiosta on vastuussa jokin kenttä –ehkä Higgsin kenttä, ehkä joku toistaiseksi tuntematon kenttä– joka panee avaruuden laajenemaan kiihtyvällä nopeudella.

Kuten hiukkasen paikalla, kentän voimakkuudella ei ole yhtä määrättyä arvoa, vaan eri arvoja eri todennäköisyyksillä. Tätä arvojen epämääräisyyttä sanotaan kvanttivärähtelyiksi. Kun kentän voimakkuudesta tulee määrätty (ei tiedetä miten tämä tapahtuu), sen arvot eri paikoissa määräytyvät tämän todennäköisyysjakauman mukaan. Inflaation lopussa hajoaa tavalliseksi aineeksi, ja paikoissa, joissa kentän arvo on isompi, syntyy enemmän ainetta, ja niihin kehittyy galakseja. Inflaatiota ajaneen kentän arvojen todennäköisyysjakauma on siten painettu galaksien jakaumaan, ja myös kosmiseen mikroaaltotaustaan.

Nopeus, jolla kentän arvo muuttuu inflaation aikana, on sekin epämääräinen. Kentän muutosnopeus liittyy kentän arvoon samalla tavalla kuin hiukkasen nopeus liittyy hiukkasen paikkaan: mitä määrätympi on yksi, sitä epämääräisempi on toinen.

Inflaation aikana todennäköisyys pusertuu siten, että kentän arvosta tulee yhä tarkempi ja muutosnopeudesta yhä epämääräisempi. Samalla kuitenkin kentän arvo määrää muutosnopeuden yhä tiukemmin, eli ne ovat yhä vahvemmin kytköksissä.

Tämä ei ole ristiriitaista, vaikka siltä voi aluksi tuntua. Tilannetta voi verrata korkealta pudotettuun kiveen. Jos tietää, missä kohtaa kivi on, tietää tarkasti myös sen nopeuden, jos tuntee gravitaation ja ilmanvastuksen. Mutta nopeuden tietäminen ei anna yhtä tarkkaa tietoa kiven paikasta sen pudottua jonkin aikaa, koska ilmanvastuksen takia nopeus on alkuvaiheen jälkeen melkein sama paikasta riippumatta. Siis pieni muutos paikassa ei juuri vaikuta nopeuteen, mutta pieni ero nopeudessa tarkoittaa hyvin erilaista paikkaa.

Klassisessa fysiikassa paikalla ja nopeudella on tarkasti määrätty arvo, eli jos tietää yhden tismalleen, niin tietää toisenkin tismalleen. Mutta jos molemmilla olisi vain todennäköisyysjakauma, ja paikan todennäköisyys olisi keskittynyt yhteen arvoon, niin nopeuden todennäköisyysjakauma olisi hyvin lavea. Juuri näin käy inflaatiossa kentän arvon ja muutosnopeuden suhteen. Kentän nopeus lähestyy vakiota kuin putoavan kiven nopeus, joten pieni muutos kentän arvossa johtaa isoon muutokseen nopeudessa.

Kvanttioptiikan tutkijat kutsuvat tällaista systeemiä erittäin kvanttimekaaniseksi, koska se näyttää hyvin erilaiselta kuin klassinen systeemi, jossa paikka ja nopeus ovat suunnilleen yhtä epämääräisiä. (Gravitaatioaaltojen havaitsemisessa muuten käytetään fotoneita, joiden todennäköisyys on tällä tavoin puristunut.)

Kosmologit sen sijaan kutsuvat tällaista systeemiä klassiseksi. Tämä johtuu siitä, että kun mitataan kentän arvo, tiedetään myös sen muutosnopeus aika tarkkaan, eli näyttää siltä kuin molemmilla olisi määrätty arvo, kuten klassisessa fysiikassa. Jos mitattaisiin kentän nopeus, tilanne olisi tietysti toinen, mutta kentän nopeudesta ei jää jälkiä galaksien jakaumaan ja mikroaaltotaustaan, toisin kuin sen arvosta.

Kaiken kaikkiaan tulos on turhauttava: kvanttiefektit ovat inflaation aikana merkittäviä, mutta niiden todentaminen on hankalaa.

Ei kuitenkaan tiedetä tarkkaan, miten inflaatio on tapahtunut, ja on esitetty inflaatiomalleja, joissa kentän kvanttiluonteesta jää galaksien jakaumaan ja kosmiseen mikroaaltotaustaan leima. Toistaiseksi nämä mallit ovat melko koukeroisia, eikä niitä ole tarkoitettu realistisiksi, vaan osoittamaan, että on periaatteessa mahdollista mitata rakenteen siementen kvanttiluonne taivaalta, ja ideat kehittyvät koko ajan.

Tämä on hyvä esimerkki siitä, miten hedelmällisistä tutkimussuunnista löytyy usein yllättäviä yhteyksiä ja tuoreita tuloksia. Inflaatio kehitettiin vuonna 1980 selittämään, miksi maailmankaikkeus näyttää samanlaiselta kaikissa suunnissa. Tuskin kukaan arvasi, että tähän kysymykseen vastaaminen johtaisi siihen, miten todellisuuden kvanttiluonteen voi mitata taivasta katsoen – ja ehkä myös siihen, miksi maailmankaikkeuden tila nykyään näyttää määrätyltä eikä epämääräiseltä.

---

Ympyrä sulkeutuu

31.3.2020 klo 12.17, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

Edellisessä merkinnässä mainitsin tekstistäni, joka käsitteli kauneuden eri ilmenemismuotoja fysiikassa: ilmiöiden kauneutta, tarinoiden kauneutta ja sääntöjen kauneutta. (Aiemmin aiheesta täällä, täällä ja täällä.)

Käsittelemättä jäi eräs seikka, jota joskus kysytään: miksi fysiikan lait tuntuvat kauniilta? Tähän on vähintään yhtä vaikea vastata kuin siihen, miksi maalaukset näyttävät kauniilta, mutta yritän hahmotella yhtä puolta asiasta.

Miksi mitään ylipäänsä pidetään kauniina? Aivomme ovat evoluution myötä kehittyneet merkitsemään tietyt aistimukset miellyttäviksi ja toiset epämiellyttäviksi. Vahvimmat tällaiset leimat annetaan tuntoaistimuksille, mutta ne rajoittuvat yleensä välittömiin kokemuksiin.

Sen sijaan tiettyjen asioiden näkemisen aiheuttama mielihyvä yleistyy hetken tuntemusta kauemmas. Koska näkö on ihmisen merkittävin aisti, hahmotamme esimerkiksi esineiden muotoja ennemmin näkemisen kuin tuntemisen kautta. Näkymiin ja muotoihin liittyvät mielihyvän tunteet yhdistyvät niitä kuvaavan säännönmukaisuuden myötä abstraktimpiin käsitteisiin.

Esimerkiksi ympyrä on kaunis muoto. Ympyrä on kiertosymmetrian ilmentymä: se säilyy samana keskipisteen ympäri kierrettäessä. Niinpä silmin havaittavaan muotoon liittyy avaruutta koskeva muutos. Näön kautta koettu kauneus tarttuu kierron käsitteeseen, joka on konkreettista muotoa yleisempi. Kiertosymmetria perii kauneuden yhdeltä ilmentymältään, ympyrältä.

Olen aiemmin maininnut siirtymän Nikolaus Kopernikuksen ympyräradoista Isaac Newtonin kiertosymmetriseen painovoimalakiin esimerkkinä kehityksestä ilmiöiden kauneudesta lakien kauneuteen. Newtonin gravitaatiolain mukaiset radat eivät kaikki ole kiertosymmetrisiä (planeettojen radat ovat ellipsejä, eivät ympyröitä), mutta sen sijaan gravitaatiolaki on samanlainen joka suunnassa.

Newtonin gravitaatiolaissakin on vielä kyse avaruuden kierroista. Kiertojen kauneus vie kuitenkin avaruutta pidemmälle. Sähkömagnetismin kaunis teoria perustuu siihen, että kaikki säilyy samana, kun fotoneita ja varattuja hiukkasia kuvaavia kenttiä muutetaan tavalla, joka on matemaattisesti samanlainen kuin avaruuden kierto.

Olemme siis lähteneet liikkeelle konkreettisesta ympyrästä, siirtäneet sen kauneuden avaruuden kiertoihin ja päätyneet hahmottamaan ainetta ja valoa kuvaavien kenttien lakeja tämän avaruudesta tutun käsitteen avulla. Ympyrä sulkeutuu, kun ymmärrämme, että maailman ilmiöiden muodot ovat taasen seurausta näistä kenttiä koskevista laeista.

Koska ajattelumme on kehittynyt mallintamaan karkeaa ilmiöiden maailmaa, lähestymme hienoja lakeja niiden karkeista ilmentymistä yleistetyillä käsitteillä.

Monet fysiikan lakien symmetrioista ovat kauempana välittömistä havainnoista kuin kiertosymmetria, ja on paljon kauneutta, jolla ei ole vastinetta havaittavissa muodoissa. Mutta niidenkin matemaattisten rakenteiden ymmärtämiseen käytetään silmillä nähtävien muotojen hahmottamisessa harjaantuneita nystyröitä.

Konkreettisten esineiden käsittelemiseen kehittyneen ajatuskoneistomme valjastamista matemaattisten rakenteiden ymmärtämiseen kutsutaan geometriseksi lähestymistavaksi. Siinä etusijalla ovat tilaan ja kuvalliseen ajatteluun liittyvät käsitteet kuten muodot, koot, suunnat ja etäisyydet. Se täydentää algebralliseksi lähestymistavaksi kutsuttua mallintamista, missä käytetään tinkimättömiä yhtälöitä.

Helposti hahmotettava esimerkki geometrian ja algebran yhteydestä on Metta Savolaisen kuvateos, jonka muodoista ja pinta-aloista voi lukea Pythagoraan lauseen z²=x²+y² todistuksen. Kuva ja yhtälö yhdessä ovat otos geometrian ja algebran välisestä sanakirjasta. Yhtälö z²=x²+y² kuvaa myös ympyrää, jonka säde on z, joten se havainnollistaa myös sitä, miten yhtälöt liittävät erilaisia muotoja toisiinsa.

Ihmisten ja enkelien kielillä

23.3.2020 klo 18.05, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Helsingin opettajien ammattiyhdistyksen HOAY lehden Rihveli numerossa 1/2020 on artikkelini Ihmisten ja enkelien kielillä: kauneus, yksinkertaisuus ja symmetria fysiikassa. Kirjoitan muuan muassa näin:

“Ilmiöiden ja tarinoiden kauneuden lisäksi fysiikassa on kaukaisempaa ja puhtaampaa kauneutta, joka ei koske ilmiöitä, vaan sääntöjä ilmiöiden takana: se on sekä aineetonta että epäinhimillistä.”

---

Vasemmalta oikealle

21.3.2020 klo 17.46, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

Kosmologiassa on neljä isoa avointa ongelmaa: mitä on pimeä aine, miksi ainetta on enemmän kuin antiainetta, miten kosminen inflaatio on tapahtunut, ja mistä viime aikojen kiihtyvä laajeneminen johtuu.

Ratkaisuehdotuksia on satoja. Erityisen viehättäviä ovat sellaiset, joissa tehdään vain vähän oletuksia ja jotka selittävät useita asioita. Yksi tällainen on nuMSM, neutriinojen Minimaalinen Standardimalli. Siinä hiukkasfysiikan Standardimallia laajennetaan kenties yksinkertaisimmalla tavalla, lisäämällä kolme neutriinoa.

Hiukkasfysiikan Standardimallissa on kahdenlaisia ainehiukkasia: kvarkkeja ja leptoneita. Värivuorovaikutus sitoo kvarkit protoneiksi ja neutroneiksi. Leptonit eivät tunne värivuorovaikutusta, ja niitä on kahdenlaisia: sellaisia joilla on sähkövaraus (kuten elektroni), ja sellaisia joilla ei ole. Varauksettomia leptoneita sanotaan neutriinoiksi, ja niitä on kolme erilaista.

Kaikista ainehiukkasista paitsi neutriinoista on neljä versiota: hiukkanen ja antihiukkanen, ja kummastakin kaksi spin-tilaa. Jälkimmäinen tarkoittaa karkeasti yksinkertaistaen sitä, että hiukkanen voi pyöriä vastapäivään tai myötäpäivään. Sanotaan, että on vasenkätinen ja oikeakätinen hiukkanen.

Kun Standardimallia muotoiltiin 1970-luvulla, siihen laitettiin vain vasenkätisiä neutriinoita, ei oikeakätisiä. Syynä oli yksinkertaisuus. Toisin kuin sähkövaraukselliset oikeakätiset ainehiukkaset, oikeakätiset neutriinot vuorovaikuttavat vain vasenkätisten kumppaneidensa kanssa, ja sitäkin heiveröisesti. (Siispä niitä kutsutaan myös steriileiksi neutriinoiksi.) Niinpä oikeakätisistä neutriinoista ei ole toistaiseksi mitään merkkiä, eikä Standardimallin matemaattinen rakenne edellytä niitä. Siksi niitä 1970-luvulla pidettiin ylimääräisinä.

Tuuli kääntyi 1990-luvulla, kun tavallisten, vasenkätisten, neutriinoiden havaittiin muuttuvan toisikseen. (Havainnosta on myönnetty Nobelin palkinto vuosina 2002 ja 2015.) Tämä on mahdollista vain jos neutriinoilla on massa – 1970-luvulla ne oli jätetty massattomiksi. Niinpä Standardimallia piti päivittää. Vasenkätisille neutriinoille voi antaa massat lisäämättä uusia hiukkasia, mutta on luontevampaa lisätä samaan syssyyn myös oikeakätiset neutriinot.

Tämä on kenties yksinkertaisin hiukkasfysiikan Standardimallin laajennus, ja nuMSM:ssä yritetään lypsää siitä niin paljon kuin mahdollista. Vasenkätiset neutriinot voivat muuttua paitsi toisikseen, myös oikeakätisiksi neutriinoiksi. Tällä ilmiöllä pyritään selittämään sekä pimeä aine että aineen ja antiaineen epäsuhta.

Kevyin oikeakätinen neutriino on oiva ehdokas pimeäksi aineeksi: sillä ei ole sähkövarausta (eikä värivarausta) ja se voi olla erittäin pitkäikäinen. On mahdollista että pimeä aine on syntynyt tavallisten neutriinoiden muuttuessa oikeakätisiksi neutriinoiksi varhaisessa maailmankaikkeudessa. Olen aiemmin kirjoittanut tästä, nyt avaan sitä, miten tavallisten neutriinoiden muuttuminen kahdeksi muuksi oikeakätiseksi neutriinoksi voisi selittää aineen ja antiaineen välisen epäsuhdan.

Vaikka kaikista ainehiukkasista on sekä tavallinen hiukkanen että antihiukkanen, maailmankaikkeudessa näkyvät kappaleet koostuvat vain hiukkasista. Ei ole antiaineplaneettoja, antiainetähtiä eikä antiainegalakseja. Kun aine ja antiaine kohtaavat, ne annihiloituvat, eli muuttuvat toisiksi hiukkasiksi, erityisesti fotoneiksi. Jos jossain olisi antiainetta, näkisimme aineen ja antiaineen rajapinnalla syntyvää annihilaatiosäteilyä. Jonkin verran tällaista säteilyä itse asiassa mitataan taivaalta, koska vinhasti pyörivissä neutronitähdissä ja supernovien jäänteissä syntyy pieniä määriä antihiukkasia, jotka törmäävät tavalliseen aineeseen.

Varhaisessa maailmankaikkeudessa tilanne oli toinen: ainetta ja antiainetta oli lähes yhtä paljon. Hiukkaspuurossa hiukkaset ja antihiukkaset törmäsivät ja annihiloituivat koko ajan, mutta vastaavasti fotonit muuttuivat koko ajan takaisin hiukkas- ja antihiukkaspareiksi, niin että aineen ja valon suhde pysyi tasapainossa. Esimerkiksi fotoneita ja elektroneita oli suunnilleen yhtä paljon.

Mutta kun maailmankaikkeus laajenee, fotonien aallonpituus venyy ja energia laskee. Niinpä jonkun ajan kuluttua fotoneilla ei ole enää tarpeeksi energiaa hiukkasten ja antihiukkasten tuottamiseen. Sitten hiukkaset ja antihiukkaset kuluttavat toisensa loppuun, kun uusia ei tule. Ensin katoavat top-kvarkki ja sen antihiukkanen, koska se on kaikkein raskain hiukkanen, eli sen tuottaminen vaatii eniten energiaa. Tämä tapahtuu maailmankaikkeuden ollessa noin sekunnin miljardisosan sadasosan ikäinen. Viimeiseksi poistuvat elektroni ja antielektroni, jotka kuluvat loppuun kun maailmankaikkeus on sekunnin vanha.

Jos ainetta ja antiainetta olisi ollut yhtä paljon, jäljelle oli jäänyt vain fotoneita ja neutriinoita. Ainetta oli kuitenkin hitusen verran enemmän. Nykyään maailmankaikkeudessa on noin miljardi fotonia jokaista protonia ja elektronia kohti, eli aineen ja antiaineen epäsuhta oli vain miljardisosan luokkaa. Kaikki näkyvät rakenteet koostuvat tuosta pienestä ylijäämästä.

Tapahtumaa jossa aineen ja antiaineen välisen epäsuhta saa alkunsa kutsutaan nimellä baryogeneesi, baryonisen aineen synty. Baryoninen aine tarkoittaa ainetta, joka koostuu kvarkeista. Nimi tulee siitä, että asiaa ajatellaan yleensä sen kautta, miten saataisiin tuotettua enemmän kvarkkeja kuin antikvarkkeja, ja elektronit tulevat siinä sivussa.

Nykymaailmankaikkeudessa baryoniluku säilyy. Protoneilla ja neutroneilla on baryoniluku +1, niiden antihiukkasilla -1. Aina kun syntyy protoneita ja neutroneita, syntyy siis yhtä paljon antiprotoneita plus antineutroneita. Varhaisessa maailmankaikkeudessa tämäkin on toisin.

Yksi suosittu mahdollisuus baryogeneesille on se, että Higgsin kentän olomuodon muutoksessa kehkeytyy kuplia, joiden törmäyksissä syntyy enemmän kvarkkeja kuin antikvarkkeja. Tämä vaatii sitä, että on olemassa uusia hiukkasia, jotka ovat jonkin verran mutta ei liikaa nykyistä raskaampia. Toistaiseksi sellaisia ei ole näkynyt.

nuMSM lähestyy baryogeneesiä kiertotien kautta. Baryoniluvun lisäksi nykymaailmankaikkeudessa säilyy (ainakin enimmäkseen) leptoniluku. Kaikilla leptoneilla on leptoniluku +1 ja niiden antihiukkasilla -1, oikeakätisiä neutriinoja lukuun ottamatta.

Kun tavalliset neutriinot muuttuvat oikeakätisiksi neutriinoiksi, leptoniluku siis muuttuu. Tässä voi syntyä epäsuhta leptonien ja antileptonien välille. Varhaisina aikoina (ennen sekunnin miljardisosan sadasosaa) baryoniluku ja leptoniluku sekoittuvat koko ajan, joten leptoniluvun ylijäämä siirtyy baryonilukuun.

Tapahtuman yksityiskohdat ovat monimutkaisia, vaikka lähtökohta on yksinkertainen. Tämä on yleensä hyvä merkki. nuMSM:n baryogeneesi nähtävästi toimii vain silloin, kun kahden raskaamman oikeakätisen neutriinon massat ovat lähellä protonin massaa ja hyvin lähellä toisiaan.

Toisin kuin Standardimallin laajennuksissa yleensä, nuMSM:ssä uusien hiukkasten havaitseminen ei ole vaikeaa siksi, että ne olisivat niin raskaita, vaan siksi, että ne vuorovaikuttavat niin heikosti. Suunnitteilla on useita kokeita, jotka yrittävät mitata näiden hiukkasten heiveröisiä signaaleja, esimerkiksi CERNin SHiP.

nuMSM kietoo neutriinojen muuttumisen toisikseen, pimeän aineen ja baryogeneesin tiiviiksi paketiksi. Oikeakätisten neutriinoiden massoilla on mallissa tiukat rajat, joten ne joko löydetään tai malli osoitetaan vääräksi. Tällainen ennustusvoimaisuus on käytännöllistä ja kaunista.

Heinät heinäsuovasta

29.2.2020 klo 14.03, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Torstaina Helsingin yliopiston fysiikan osastolla oli sarja puheita LISA–projektin etenemisestä ja Suomessa sen tiimoilta tehtävästä tai samankaltaisesta tutkimuksesta. LISA on kolmesta satelliitista koostuva observatorio, joka mittaa gravitaatioaaltoja. Euroopan avaruusjärjestö ESA on päättänyt rakentaa sen, ja Yhdysvaltojen avaruusjärjestö NASA hankkeessa mukana.

LISAsta oli kertomassa tutkimusryhmän paikallisten jäsenten lisäksi Martin Hewitson, joka on LISA-ryhmän koordinaattori ja LISAn instrumenttiryhmän johtaja, sekä Antoine Petiteau, joka on LISA-ryhmän kanssajohtaja johtokunnassa, Ranskan edustaja LISAssa ja LISAn dataprosessointiryhmän johtaja.

Teknisesti LISA on erittäin vaativa projekti, ja tuntuu uskomattomalta, että se voi toimia. LISAn tavoittelemien gravitaatioaaltojen korkeus vaihtelee (kohteesta riippuen) välillä 10^(-17) ja 10^(-21) – ne muuttavat satelliittien välisiä etäisyyksiä etäisyyksiä suurimmillaan kymmenen miljardisosan miljardisosan verran. Nykyisten gravitaatioaaltodetektorien LIGOn ja Virgon näkemät gravitaatioaallot ovat tuosta heikommasta päästä, joten näin pieniä signaaleja on mahdollista havaita, ja LISAn teknologiaa on jo onnistuneesti testattu LISA Pathfinder -nimisellä koesatelliitilla.

LISA yhdistää isoa ja pientä. LISAn satelliittien etäisyys toisistaan Aurinkoa kiertävällä radalla on 2.5 miljoonaa kilometriä, ja niiden paikkaa pitää pystyä säätämään nanometrin tarkkuudella. Kunkin satelliitin sisällä on kaksi vapaasti kelluvaa detektoria, jotka lähettävät valoa toisilleen ja muiden satelliittien detektoreille. Laitteet mittaavat gravitaatioaaltojen aiheuttamia muutoksia valon matka-ajassa. Kokeen herkkyydestä kertoo se, että yksi merkittävä virhelähde on se, että noin 500 kilon painoisen satelliitin detektoriin kohdistama gravitaatiovoima ei ole samanlainen kaikissa suunnissa, minkä takia se liikkuu satelliitin sisällä.

LISAa alettiin suunnitella 1990-luvulla. Satelliittien on määrä nousta taivaalle vuonna 2034, aloittaa mittaukset vuonna 2036 ja jatkaa vähintään neljä vuotta. Satelliiteissa on tarpeeksi polttoainetta ja muita tykötarpeita vuoteen 2046 asti, ja data-analyysi jatkuu vielä sen jälkeen vaikka, kuten Martin Hewitson puheessaan totesi, ”emme kaikki ehkä ole sitä enää näkemässä”. Kokonaisuudessaan LISA-projekti kestää yli puoli vuosisataa, ja mittausten tekeminen on siitä vain pieni osa.

LISAn on tarkoitus olla päällä jatkuvasti, ja se mittaa taivasta kaikissa suunnissa. Olen aiemmin maininnut sen kohteista suunnilleen Auringon massaisten mustien aukkojen kiertoliikkeen, galaksien keskustoissa istuvien mustien aukkojen yhteensulautumisen ja Higgsin kentän kuplien törmäykset maailmankaikkeuden alkuhetkinä. Viimeksi mainitut ovat yksi kosmologian päätutkimuskohde Helsingissä, mutta niistä tuleva signaali on erittäin epävarma – ei nimittäin tiedetä, syntyykö noita kuplia ollenkaan. Sen sijaan tunnettuja kohteita on riesaksi asti.

Helsingissä Peter Johansson tutkii tietokonesimulaatioilla galaksien törmäyksiä ja galaksien keskustojen mustien aukkojen sulautumisessa syntyviä gravitaatioaaltoja. Näiden miljoonia tai miljardeja kertoja Aurinkoa raskaampien mustien aukkojen syntyä ja kehitystä ei tunneta vielä tarkkaan, ja LISA voi valaista asiaa merkittävästi. LISA on niin herkkä laite, että se havaitsee näiden jättimäisten kohteiden yhtymisen kaikkialta maailmankaikkeudesta, mistä signaalit ovat ehtineet tulla meille, eli 50 miljardin valovuoden säteeltä. Näitä törmäyksiä odotetaan tapahtuvan noin 10-100  kertaa vuodessa – tai ne siis tapahtuivat miljardeja vuosia sitten, mutta valonnopeudella kulkevat gravitaatioaallot saavuttavat meidät vasta nyt.

Yleisen suhteellisuusteorian testaamisen kannalta isojen ja pienten kohteiden yhdistelmä voi olla kiinnostavampi. Kun pieni musta aukko kiertää paljon isompaa, sen rata on erittäin monimutkainen ja se riippuu yleisen suhteellisuusteorian yksityiskohdista. Samasta syystä on vaikea selvittää, millainen gravitaatioaalto tästä tarkalleen syntyy, eli miten pieni musta aukko riepottaa avaruutta ison ympärillä viuhuessaan. Tätä ei vielä pystytä laskemaan edes parhailla supertietokoneilla, mutta vielä on 16 vuotta aikaa. LISAn odotetaan näkevän noin 1-1000 tällaista kohdetta vuodessa.

On myös kohteita, jotka tunnetaan hyvin. Linnunradassa arvioidaan olevan noin 10 miljoonaa valkoisten kääpiöiden pariskuntaa. Valkoiset kääpiöt ovat ydinpolttoaineensa loppuun kuluttaneita tähtiä, joiden massa ei ollut tarpeeksi iso (alle noin kahdeksan Auringon massaa), että ne olisivat musertuneet neutronitähdiksi. Ne ovat silti raskaita ja tiiviitä. Kun kaksi valkoista kääpiötä kiertää toistaan vinhaan, ne synnyttävät tarpeeksi gravitaatioaaltoja, että LISA näkee ne. Tässä on hyvät ja huonot puolensa.

Linnunradassa on valon avulla nähty parikymmentä valkoisten kääpiöiden paria. Niitä voi käyttää LISAn kalibrointiin, koska tiedetään tismalleen millainen signaali niistä pitäisi tulla. Ongelmana on se, että LISA pystyy erottamaan 25 000 muunkin valkoisten kääpiöiden parin gravitaatioaallot, ja loppujen noin 10 miljoonan aallot ovat taustakohinaa. Kun pannaan päälle se, että galaksien keskustojen mustien aukkojen törmäykset ja isoihin mustiin aukkoihin putoavat pienemmät mustat aukot saattavat tapahtua keskenään osittain samaan aikaan, signaalin erottaminen vaatii hienostuneita menetelmiä ja paljon laskentatehoa.

Nykyisillä gravitaatioaaltodetektoreilla ei ole tällaista ongelmaa. LIGO, Virgo ja hiljattain käynnistynyt KAGRA saavat haaviinsa noin kymmenen signaalia vuodessa, joiden kesto on sekunnin luokkaa. Kun signaalit ovat kaukana toisistaan, niiden erottaminen on helppoa. LISAssa pitää sen sijaan erotella heinät heinäsuovasta.

On säväyttävää, miten teknologia on edennyt. Muutama vuosikymmen sitten LISAn mittaamia aaltoja olisi pidetty mitättöminä ja mahdottomina mitata, mutta nyt (tai pian) niitä on taustakohinaksi asti; näin ihmeellisestä tulee arkea.

Kiinnostavinta on tietysti se, mitä ei osata odottaa. LISA saattaa löytää jotain, mistä meillä ei ole vielä aavistusta, mutta samalla on taattua, että se tuo tunnettuihin asioihin lisävalaistusta.

---

Raapimisjälkiä haudassa

27.2.2020 klo 19.10, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Noin 80% maailmankaikkeuden aineesta on pimeää ainetta, eli ainetta joka on havaittu vain gravitaation kautta. Näin ainakin arvellaan: pimeä aine on lähes sata vuotta vanha idea, joka on erittäin onnistuneesti selittänyt ja ennustanut havaintoja. Mutta pimeän aineen olemassaolosta voidaan olla varmoja vasta kun se on havaittu muutenkin kuin gravitaation avulla.

On satoja erilaisia ehdokkaita sille, mitä pimeä aine on, kuten nynnyt, aksionit, steriilit neutriinot, heksakvarkit ja mustat aukot. Eri ehdokkaita voi havaita eri tavoin. Pimeää ainetta on haettu muun muassa etsimällä taivaalta hiukkasten annihilaatiosta tai hajoamisesta syntyvää säteilyä (ks. täällä, täällä ja täällä), tutkimalla syntyykö hiukkaskiihdytinten hiukkastörmäyksissä pimeän aineen hiukkasia, ja etsimällä kitkaa pimeän aineen liikkeissä. On myös esitetty, että siitä voitaisiin saada todisteita mittaamalla ensimmäisten tähtien kirkkautta.

Yksi suosituimpia pimeän aineen etsimisen menetelmiä on se, että seurataan tarkkaan laboratoriossa olevaa koepalaa (tai säiliötä täynnä nestettä ja/tai kaasua) ja odotetaan, että pimeän aineen hiukkaset potkivat siinä olevia atomiytimiä (ks. täällä, täällä, täällä ja täällä). Koe perustuu siihen, että koska Aurinkokunta (ja samalla Maa) kulkee Linnunradan pimeän aineen halki, pimeän aineen hiukkasia pyyhältää koko ajan lävitsemme.

Toistaiseksi tällaiset kokeet eivät ole löytäneet mitään, kuten eivät muutkaan pimeää ainetta etsineet kokeet. (Poikkeuksena on koe nimeltä DAMA, joka on jo pitkään väittänyt löytäneensä pimeän aineen hiukkasen.) Niinpä etsinnät suuntautuvat yhä vaikeammin löydettäviin pimeän aineen hiukkasiin ja niihin tarvitaan yhä herkempiä menetelmiä. Tähän tarvitaan uusien laitteiden lisäksi uusia ideoita.

Vuonna 2018 joukko tutkijoita tarkasteli kiehtovaa versiota tällaisista kokeista: mitä jos käytetään detektorina laboratoriossa tarkkaan valvottujen koepalojen sijaan maan syvyyksissä olevia kiviä, joihin on voinut jäädä jälkiä satojen miljoonien vuosien ajan? Idea oli esitetty jo 1980-luvulla, mutta teknologia on sittemmin edistynyt paljon.

Tutkijat nimesivät tähän tarkoitukseen käytettävät mineraalit paleodetektoreiksi. Koska etuliite paleo viittaa muinaisten aikojen elämään, geodetektorit olisi asianmukaisempi ilmaisu, mutta fyysikoilla on tapana ottaa vapaat kädet mitä termien keksimiseen tulee.

Koska pimeän aineen hiukkaset vuorovaikuttavat heikosti tavallisen aineen kanssa, ne enimmäkseen sujahtavat Maan läpi ketään häiritsemättä. Toisinaan pimeän aineen hiukkanen kuitenkin törmää atomiytimeen ja työntää sen sijoiltaan. Mitä kovemman potkun ydin saa, sitä pidemmän matkan se liikkuu. Potkun energia riippuu kahdesta seikasta (ytimen massan lisäksi): pimeän aineen hiukkasen massasta ja nopeudesta. Mitä nopeampi ja raskaampi hiukkanen, sitä kovempi potku.

Ytimen liikkeestä jää aineeseen raapaisujälki. Mitä lyhyempiä jälkiä pystytään mittaamaan, sitä kevyempien hiukkasten merkkejä voidaan nähdä. (Pimeän aineen hiukkasten nopeus Maan suhteen lienee noin 200 km/s siitä riippumatta siitä, millaisia ne ovat.)

Nykyisellä teknologialla pystytään erottamaan kivistä noin nanometerin tai kymmenen nanometrin pituisia jälkiä. (Nanometri on metrin miljardisosa.) Edelliset vastaavat pimeän aineen hiukkasia, joiden massa on suunnilleen sama kuin protonin massa, jälkimmäiset hiukkasia, joiden massa on vähän yli kymmenen protonin massaa. Tyypillisesti kymmentä protonin massaa kevyempien hiukkasten törmäyksiä on vaikea nähdä laboratoriossa tehdyissä kokeissa, koska ydinten saama energia on niin pieni, että se hukkuu taustakohinaan. (Herkkyyttä voi tosin parantaa käyttämällä hyväksi kohteen olevien molekyylien muotoja.)

Paleodetektorit voivat siis olla herkempiä kuin monet laboratoriokokeet. Niitä kuitenkin rajoittaa se, että nanometristen naarmujen havaitseminen vaatii tarkkaa syynäämistä, minkä voi tehdä vain pienille paloille. Nanometrin tarkkuuteen pääsee noin kymmenen mikrogramman hippusesta, kymmenen nanometrin jäljet erottaa noin sadan gramman murusta. Laboratoriokokeissa koepalojen massat ovat sen sijaan satojen kilojen tai tonnin luokkaa. Toisaalta laboratoriokokeiden kesto on korkeintaan kymmenen vuoden luokkaa, kun taas yli kymmenen kilometrin syvyydessä olevissa kivissä jäljet säilyvät satoja miljoonia vuosia. Kokeen pitkä kesto korvaa myös sitä, että yksittäiset törmäykset ovat harvinaisia: kun odottaa tarpeeksi kauan, naarmuja kyllä syntyy, jos sopivia pimeän aineen hiukkasia on olemassa.

Suurin ongelma on sen selvittäminen, ovatko kivissä näkyvät jäljet peräisin pimeästä aineesta. Maapallolle tulee avaruudesta korkeaenergistä säteilyä (enimmäkseen protoneita) joka iskeytyy ytimiin. Tämän takia pimeän aineen laboratoriokokeet ovat kaivoksissa tai vastaavissa paikoissa, missä maaperä suojaa säteilyltä. Paleodetektorien kohdalla kosmisen säteilyn vaikutus on mitätön kun mineraalit ovat hautautuneet yli viiden kilometrin syvyyteen.

Lisäksi Auringosta ja kauempaa tulee neutriinoja, jotka pimeän aineen lailla yleensä läpäisevät Maan, mutta joskus törmäävät ytimiin. Ne rajoittavat sitä, miten heikkoja jälkiä voi nähdä: jos pimeän aineen potkut ovat paljon pienempiä kuin neutriinoiden, ne hukkuvat neutriinokohinaan.

Kolmas vaikeus on se, että kaikessa aineessa on radioaktiivisia ytimiä, joiden hajoaminen saa aikaan jälkiä. Ne voi erotella vertaamalla jälkien yksityiskohtia. Esimerkiksi radioaktiivinen hajoaminen tapahtuu usein ketjuissa: ydin hajoaa pienemmäksi radioaktiiviseksi ytimeksi (ja muiksi hiukkasiksi), joka sitten puolestaan myöhemmin hajoaa. Eri hajoamisissa syntyvien hiukkasten energiat ovat erilaiset, joten ne jättävät erilaisia jälkiä kiveen. Niinpä hajoamisketjulla ominainen jalanjälki, jonka voi lukea kivestä.

Kun tämän kaiken laittaa yhteen, paleodetektorit ovat kuitenkin kevyitä pimeän aineen hiukkasia etsittäessä merkittävästi herkempiä kuin nykyiset laboratoriokokeet – jos kaikki sujuu kuten on kaavailtu. Tutkijat testaavat ensin menetelmäänsä jälkien lukemisesta mineraaleihin, jotka on kerätty läheltä pintaa. Jos tämä onnistuu, vuorossa on mineraalien poraaminen yli kymmenen kilometrin syvyydestä.

Jos jälkiä löytyy, voisi myös tutkia sitä, miten ne eroavat eri aikoina muodostuneissa mineraaleissa. Tätä kautta voisi saada tietoa siitä, miten pimeän aineen tiheys ja nopeus on muuttunut Maan kohdalla satojen miljoonien vuosien aikana. Tämä puolestaan kertoisi siitä, miten Linnunradan rakenne on kehittynyt. Mutta voi myös olla, että pimeän aineen hiukkanen on niin kevyt tai vuorovaikuttaa niin heikosti, että se ei merkittävästi potki ytimiä, jolloin tarvitaan toisenlaisia kokeita sen saamiseksi haaviin.