Kosmokseen kirjoitettua

Monta roolia avoinna

31.5.2019 klo 22.16, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Tällä viikolla Helsingin yliopiston fysiikan osastolla oli Higgsin kenttään keskittyvä pieni konferenssi NonMinimalHiggs. Ohjelmassa oli teoreettisia pohdintoja, kokeita lähellä olevien mallien rakentamista ja havaintojen analysointia. Higgs nivookin yhteen useita hiukkasfysiikan ja kosmologian isoja kysymyksiä.

Higgsin kentän tunnetuin rooli lienee se, että se antaa massan kaikille tunnetuille hiukkasille (paitsi ehkä neutriinoille). Kun Higgsin hiukkanen (joka on kentän tihentymä) saatiin vuonna 2012 pitkän jahdin jälkeen kiinni, massojen mekanismista annettiin seuraavana vuonna Nobelin palkinto. Tämä oli kuitenkin vain välietappi, tutkimusmatka jatkuu.

Se, että hiukkasfysiikan Standardimallin hiukkaset vuorovaikuttavat Higgsin kentän kanssa, ja Higgsin kenttiä on vain yksi, on yksinkertaisin tapa antaa hiukkasille massa. Ennen Higgsin löytämistä oli pitkään tutkittu vaihtoehtoja, missä Higgsin kenttiä on useampia, niin että hiukkaset saavat massansa eri kentiltä. Näin käy esimerkiksi supersymmetrisissä malleissa. Toisaalta oli ehdotettu, että ehkä Higgs ei ole alkeishiukkanen, vaan koostuu muista hiukkasista, kuten protoni koostuu kvarkeista.

Tällaisia ideoita tutkitaan vieläkin tarkasti, ja konferenssissa käytiin läpi useita eri mahdollisuuksia. Niin teoriapuolen pohdinnat ja tarkasteluihin käytetyt ohjelmistopakkaukset kuin datatuotteet ja analyysin menetelmät ovat vuosien aikana hioutuneet tarkoiksi, mutta toistaiseksi vuosikymmenten työn tulos helppo tiivistää: mitään poikkeamia Standardimallista ei ole löytynyt.

Yksi ajankohtainen keskustelunaihe on se, millainen on seuraava hiukkaskiihdytin, joka porautuu Higgsin löytänyttä LHC:tä syvemmälle, minne se rakennetaan, millä aikataululla ja kenen rahoilla. Konferenssissa esiteltiin sitä, miten eri kiihdyttimet luotaisivat Higgsin ja muiden hiukkasten eri ominaisuuksia. Yhtenä perusteluna seuraavan sukupolven kiihdyttimille esitettiin, että ne pystyvät luotaamaan Standardimallia prosentin tarkkuudella, minkä suuruisia poikkeamia Standardimallista nykyiset mallit juuri ennustavat.

Perustelussa näkyy asialle omistautuneiden asiantuntijoiden näkökulmaharha: nykyiset mallit ennustavat prosentin suuruisia poikkeamia vain siksi, että isommat olisi jo nähty LHC:ssä. Vastaavasti edellisen sukupolven mallit ennustivat juuri sen suuruisia poikkeamia, mitä edelliset kiihdyttimet eivät olisi nähneet, mutta jotka olivat LHC:n ulottuvilla.

Oli erinomaisen perusteltua odottaa, että LHC löytää Higgsin hiukkasen (tai jotain eksoottisempaa), mutta sitä pidemmälle ei ole takeita. Nyt liikutaan avomerellä vailla tietoa siitä, koska maata löytyy, mutta on tietysti lohdullista ajatella, että huomenna horisontissa kajastaa uusi maailma. Tämä ei tarkoita sitä, etteikö kiihdyttimiä kannattaisi rakentaa: tuntemattomilla vesillä voi tehdä odottamattomia löytöjä, mutta on syytä olla rehellinen ehdotusten perusteista.

Tässäkin konferenssissa näkyi se trendi, että kaiken teoriasta ja huipulta alas rakennetuista yhtenäisteorioista puhutaan entistä vähemmän. Enemmän keskitytään rakentamaan tunnetulta pohjalta ylöspäin, ja katsomaan mitä tunnettujen asioiden läheisyydestä voisi löytyä.

Toinen selvä trendi on kosmologian nousu. Higgs voi olla vastuussa kosmisesta inflaatiosta, joka synnytti galaksien ja kaiken muun rakenteen siemenet. Vaikka näin ei olisi, Higgsin käytökseen varhaisessa maailmankaikkeudessa liittyy kiinnostavia kysymyksiä, kuten se, onko tyhjä avaruus vakaa vai voiko maailmankaikkeus tuhoutua noin vain.

Higgsiin liittyvän kosmologian tutkiminen on hyvä esimerkki siitä, miten ideat kulkeutuvat fysiikan alueilta toisille ja pölyttävät tutkijoita. Monia Higgsin kosmologiaan liittyviä aiheita ruvettiin tutkimaan vasta 2000-luvulla Higgsin hiukkaskiihdytintutkimuksen kehityksen myötä. Kyse ei niinkään ole siitä, että kiihdyttimet olisivat kertoneet tärkeää uutta tietoa: sitäkin oli, mutta enimmäkseen kaikki tarpeellinen tiedettiin jo 1980-luvulla. Tärkeämpää oli se, että kun Higgsistä puhuttiin ja vaihdettiin ideoita, niin siihen liittyviä kysymyksiä tultiin miettineeksi tarkemmin.

Yksi kosmologinen aihe, jota on tutkittu jo pitkään, on se, meneekö aineen ja antiaineen välisen epäsymmetrian alkuperä sekin Higgsin piikkiin. Kirjoitan tästä kiehtovasta mahdollisuudesta ehkä myöhemmin tarkemmin, tässä vain pikainen katsaus. Muinaisina aikoina Higgsin kentällä ei ollut erityistä suuntaa: kuten nestemäinen vesi, se oli samanlainen kaikissa suunnissa. Kun maailmankaikkeus oli sekunnin miljardisosan ikäinen, lämpötila laski niin alhaiseksi (miljoona miljardia astetta), että Higgsin kenttä jäätyi tiettyyn asentoon. Jäätyminen alkaa eri paikoissa eri aikaan, joten jäätyneet alueet muodostavat kuplia, jotka hiljalleen täyttävät koko avaruuden. Jos tämä tapahtuu tarpeeksi äkillisesti ja väkivaltaisesti, niin tapahtumassa saattaa syntyä enemmän hiukkasia kuin antihiukkasia. Kuplien törmätessä voi myös syntyä gravitaatioaaltoja, jotka taivaalle 2030-luvulla nouseva LISA-satelliitti voisi havaita.

Standardimallisssa Higgs kuitenkin jäätyy leppoisasti, niin että ei synny merkittävissä määrin antimaterian ja materian epäsuhtaa eikä gravitaatioaaltoja. Monissa Standardimallin laajennuksissa on toisin, ja asiaa voi ajatella myös niin, että jos LISA näkee tällaisia gravitaatioaaltoja, tämä olisi selvä merkki uudesta fysiikasta. Onkin kiinnostavaa, miten erilaisin tavoin hiukkasfysiikkaa nykyään luodataan: taivaalla kulkevat aika-avaruuden häiriöt voivat kertoa samasta asiasta kuin maanalaisten kiihdytinten törmäyksissä syntyvät hiukkaset.

---

Maxwellin tiimalasi

15.5.2019 klo 22.51, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

Luin Ari Tervashongan gradun Fysiikan referenssiraamin muutos: maxwellilaisen eetterihypoteesin teoriaperinne vuosina 1879–1916. Tämä kiinnostava opinnäytetyö käsittelee nimensä mukaisesti eetteriteorioiden kehitystä sähkömagnetismin kehittäjän James Clerk Maxwellin kuoleman ja yleisen suhteellisuusteorian löytämisen välisenä aikana. Eetteriteorialla ei ole merkitystä nykyfysiikalle mitä sisältöön tulee, mutta sen historia valaisee joitakin piirteitä tieteellisten ideoiden kehityksessä.

Niin fysiikan oppikirjoissa ja kursseilla kuin suurelle yleisölle suunnatuissa kirjoituksissa yleensä esitetään fysiikan kehityksestä yksinkertaistettu versio, missä on karsittu harhapolut ja keskitytään oikeisiin ratkaisuihin. Tämä auttaa ymmärtämään fysiikan teorioiden sisältöä, mutta voi hämärtää käsitystä siitä, miten teorioita kehitetään. Kuten Tervashonka kirjoittaa, tutkimuksen eteneminen ei koostu yksinkertaisista ongelma-ratkaisu-pareista, jotka seuraavat toinen toistaan. Enemmän kuin suoraa punosta, fysiikan kehitys muistuttaa verkkoa, joka kasvaa eri suuntiin, ja jonka osista suurin osa kuihtuu tarpeettomina pois vailla kosketusta todellisuuteen.

Maxwell tunnetaan siitä, että hän löysi sähkön ja magnetismin yhtenäisteorian, sähkömagnetismin. Sen merkitys sekä myöhemmälle fysiikalle että teknologisille sovelluksilla on mittaamaton. Sähkömagnetismi ennusti näkymättömän valon, eli radioaallot, infrapunasäteilyn ja niin edelleen, ja antoi alustan sähköisten ilmiöiden ymmärtämiselle – molemmilla on nykyteknologiassa keskeinen rooli. Se oli myös ponnistuslauta niin suppealle suhteellisuusteorialle, ja siten yleiselle suhteellisuusteorialle, kuin kvanttikenttäteoriallekin – eli molemmille tällä hetkellä perustavanlaatuisille teorioille.

Melko vähän muistetaan sitä, että Maxwell itse hahmotti sähkömagneettiset ilmiöt eetterin kautta. Kun valon ymmärrettiin olevan sähkömagneettista aaltoliikettä, heräsi kysymys minkä aaltoilusta oikein on kyse. (Tarkemmin asiasta täällä.) Jo aiemmin käytössä ollut käsite eetteri valjastettiin tähän rooliin. Eetterin ajateltiin olevan näkymätöntä ainetta, joka täyttää avaruuden kaikkialla ja vuorovaikuttaa tavallisen aineen kanssa, saaden aikaan kaikki sähkömagneettiset ilmiöt ja lämmön.

Maxwellin sähkömagnetismin menestyksen myötä eetterinkin suosio kasvoi. Tervashonka vertaa eetteriteorioiden kehitystä tiimalasiin, jonka uuma on Maxwellin teoria. Ennen Maxwellia oli kaikenlaisia malleja eetteristä, Maxwellin jälkeen suuri osa niistä karsiutui, ja eetteriteorioita rakennettiin lähinnä Maxwellin löytöjen ja ideoiden päälle.

Maxwell oli selittänyt sähkömagnetismia eetterin mekaanisten ominaisuuksien, kuten vieterien ja rattaiden avulla. Tervashongan mukaan Maxwell kuitenkin näki tällaiset ideat vertauskuvallisina tapoina hahmottaa uudenlaista fysiikkaa, eikä halunnut ottaa niitä turhan kirjaimellisesti. Maxwellin sähkömagnetismin teoriassa ei mitään eetteriä tarvitakaan.

Tämä on esimerkki siitä, miten perusteiltaan virheelliset ideat voivat joskus olla hyödyllisiä oikeiden selitysten löytämisessä, kun osaa pitää erillään rakennustelineet ja rakennuksen – ja kun käytössä on uusia havaintoja. Niels Bohrin vuonna 1913 esittämä atomimalli, missä elektronit kiertävät ydintä tiukoilla radoilla on toinen vastaava tapaus, missä yksityiskohdat ovat täysin väärin, mutta ydin ja havaintojen kuvailu oikea.

Maxwellin jälkeen tieteilijät kuitenkin yrittivät ymmärtää eetterin koostumusta sekä selittää havaintoja suoraan eetterimallien avulla, sen sijaan että olisivat vain käyttäneet mekaanisia vertauskuvia apuna niistä riippumattomien teorioiden rakentamiselle. Tämä oli umpikuja, ja ristiriitaisten ideoiden avulla päädyttiin usein selittämään sitä, miksei eetteriä oltu havaittu sen sijaan, että olisi onnistuneesti ennustettu havaintoja ja löydetty uusia ilmiöitä. Toisaalta tämä antoi lukuisia tilaisuuksia kehittää eetterille uudenlaisia ominaisuuksia selitykseksi sille, miksi sitä ei havaittu.

Nykynäkökulmasta eetteritutkimus näyttää hedelmättömältä. Tervashonka kuitenkin muistuttaa, että monet eetteriä tutkineet fyysikot olivat alansa huippua. Hän toteaa, että ideaa ei hylätty vaikeuksienkaan edessä, koska se olisi ollut vielä vaikeampaa kuin jatkaminen. Jos ei ole hyviä ideoita, on pakko käyttää huonoja. Vaihtoehtona olisi myöntää, että ei pääse enää eteenpäin jonkun asian tutkimisessa ja siirtyä tutkimaan jotain muuta. Vaikeutta tuskin vähensi se, että eetterin avulla haluttiin selittää lähes kaikki fysikaaliset ilmiöt. Se, että teorian ennusteet ovat pielessä (tai se ei ennusta mitään) ei riitä sen hylkäämiseen. Kuten yleensä, teoria hylättiin vasta kun keksittiin parempia selityksiä, osittain uusien havaintojen kautta.

Eetteriteorioiden loppuun vaikutti merkittävästi kaksi tapahtumaa. Ensinnäkin Albert Einsteinin esittämä suppea suhteellisuusteoria vuonna 1905 ratkaisi kaikki Maxwellin sähkömagnetismin ja Newtonin mekaniikan väliset ongelmat (muuttamalla jälkimmäistä), joilla oli motivoitu eetterin tutkimista. Toisekseen sähkövirtaa kuljettava elektroni löydettiin, minkä jälkeen sähkön selittämiseen ei tarvittu eetteriä. Kuten Tervashonka toteaa, teorioista luopuminen oli kuitenkin hidasta ja tapahtui eri tahtiin eri paikoissa. Elektronikin liitettiin ensin osaksi eetterimalleja, ja jotkut puolustivat eetteriteoriaa vielä 20 vuotta suppean suhteellisuusteorian löytämisen jälkeen.

Ratkaisevana tekijänä mainitaan usein Michelsonin ja Morleyn vuoden 1887 koe, joka ei löytänyt eetterituulta ja vahvisti epäilyksiä eetterin olemassaolosta. Tervashongan mukaan eetteriä kuitenkin puolustettiin kokeen jälkeen entistä vahvemmin. On vaikea olla vertaamatta tällaista suhtautumista viime vuosikymmenten tutkimukseen säieteoriasta kaikkien vuorovaikutusten yhtenäisteoriana, jota jatketaan teoreettisen edistyksen, ennusteiden ja kokeellisen näytön puutteesta huolimatta. Osa säieteoriayhteisöstä on reagoinut samalla tavalla siihen, että CERNin LHC-kiihdytin ei ole nähnyt merkkejä supersymmetriasta. Kummassakin tapauksessa teoriasta ei ole yhtä kiinnitettyä muotoilua, vaan erilaisia versioita. Jotkut niistä ennustavat, että kokeessa pitäisi näkyä tietynlainen signaali, toisten mukaan mitään ei pitäisi nähdä. Niinpä jos sopivia merkkejä olisi nähty, se olisi tukenut teoriaa, mutta niiden puute ei kumoa teoriaa.

Eetterin historiasta ei voi päätellä mitään siitä, onko säieteoria oikein, mutta se muistuttaa, miten kärkitutkijoiden hartaudella kehittämät kokonaiset viitekehykset voivat olla väärin, ja että ilman uusia havaintoja on vaikea löytää oikeita kysymyksiä, saati vastata niihin.

Toismaailmallinen arki

29.4.2019 klo 13.20, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Gravitaatioaaltoja kuuntelevien laitteiden LIGO ja Virgo kolmas havaintokausi alkoi huhtikuun 1. päivä. Toinen kausi päättyi vuoden 2017 elokuussa, ja laitteita päivitettiin puolitoista vuotta herkkyyden kasvattamiseksi. Gravitaatioaallot ovat sitä heikompia mitä kauempana niiden lähde on. Toisin sanoen mitä tarkempi laite on, sitä kauempaa se naaraa maailmankaikkeutta.

Kahdeksan kuukautta kestäneellä toisella havaintokaudella LIGO/Virgo näkivät kahdeksan gravitaatioaaltoa, noin yhden kuukaudessa. Nyt kuukaudessa on saatu haaviin jo viisi mahdollista havaintoa, noin yksi viikossa. Kolmannen kauden on määrä kestää ainakin vuoden, joten luvassa on kymmeniä havaintoja mustien aukkojen törmäyksistä, varmaan myös neutronitähtien törmäyksistä, ja kenties nähdään uudenlaisiakin signaaleja.

Varaus ”mahdollinen” yllä liittyy siihen, että LIGO/Virgo on alkanut ilmoittaa havainnoista nopeasti, ennen kuin niiden tulkintaa on täysin varmistettu. Tarkoituksena on, että muut koeryhmät voivat suunnata teleskooppinsa oikeaan kohtaan taivasta mahdollisimman pian etsiessään gravitaatioaallot synnyttäneessä törmäyksessä ja sen jälkimainingeissa syntynyttä valoa ja muuta sähkömagneettista säteilyä. Toistaiseksi sellaista on nähty vain kerran, lokakuussa 2017, kun havaittiin (luultavasti) kahden neutronitähden törmäys räväkästi gravitaatioaaltojen lisäksi gammasäteillä, näkyvällä valolla, röntgensäteillä ja radioaalloilla. Mustien aukkojen törmäyksistä ei odoteta syntyvän havaittavissa määrin sähkömagneettista säteilyä.

LIGOn/Virgon ilmoitukset mahdollisista gravitaatioaalloista ovat julkisia. On jopa tehty ilmainen sovellus, jolla voi saada niistä puhelimeensa viestin yhtä aikaa tiedeyhteisön kanssa.

Olen kirjoittanut siitä, miten gravitaatioaaltojen kasvava määrä mahdollistaa uudenlaista tietoa antavan tilastollisen tarkastelun ja auttaa muun muassa selvittämään, ovatko mustat aukot syntyneet tähtien romahduksessa vai onko niiden taustalla sen sijaan kosminen inflaatio tai muu muinaisen maailmankaikkeuden ilmiö. Mutta mustien aukkojen gravitaatioaaltojen arkistuminen tuntuu merkitykselliseltä muutenkin kuin tulevia tieteellisiä tuloksia ajatellen.

Muutama vuosikymmen sitten ajatus siitä, että voi saada mukana kantamaansa pieneen levyyn missä tahansa päin Maata, tai vaikka kilometrien korkeudessa ilmassa, lähes reaaliaikaisia tiedotteita siitä, että Maapallon läpi pyyhkäisee miljardisosan miljardisosan tuhannesosan suuruisia värähtelyitä, jotka ovat peräisin kymmenien, satojen tai tuhansien miljoonien valovuosien päässä menneisyydessä tapahtuneista mustien aukkojen törmäyksistä olisi vaikuttanut epärealistisen scifistiseltä jopa vuoden 2020 tienoilla.

Sata vuotta sitten, kun yleisen suhteellisuusteorian ensimmäistä ennustetta valon taipumisesta testattiin, välineet mustien aukkojen tieteen ymmärtämiseen olivat uusia, mutta niiden havaitsemiseen ja siitä kertomiseen käytetty teknologia olisi tuntunut niin uskomattomalta, että siitä hädin tuskin uskaltaisi unelmoida.

Muutama vuosisata sitten koko asia mustista aukoista, gravitaatioaalloista sekä näkymättömään valoon ja sähköön pohjaavista kämmenen kokoisista viestimistä, jotka on koottu metallista, lasista ja muovista, ja jotka viiveettä välittävät tietoa ympäri maailmaa olisi ollut käsityspiirin ulkopuolella. Kukaan ei tuolloin pystynyt kuvittelemaan nykyelämämme arkisia teknologisia piirteitä sähköstä ja tietokoneista lähtien, saati tieteen paljastamaa epäinhimillistä totuutta maailmasta. Kun ei ollut viitekehystä tällaisten asioiden ymmärtämiseen, edes niiden reunoja ei olisi voinut hahmottaa muuten kuin epäjärjestelmällisen taikuuden tai irrallisten ihmeiden kautta.

Koska asioita hahmotetaan suhteessa toisiinsa ja tiede sekä teknologia kasvavat kanssamme samaa tahtia, taianomaisten tapahtumien tulo todeksi ei ole saanut elämäämme tuntumaan toismaailmalliselta, vaan se on muuttanut ihmeellisen arkiseksi. Ihmetyksen tunne vaatii pysähtymistä ja vertailukohdan hakemista jokapäiväisen ulkopuolelta, menneisyyden ottamista kiintopisteeksi kuin tähtitaivaan, jonka etäinen vieraus asettaa maanpäällisen elämän eri mittoihin.

---

Marssi ja päivät

18.4.2019 klo 15.48, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

Puhun lauantaina 4.5. joskus kello 13-15 välillä tiedemarssilla Tiedekulmassa omasta tutkimuksestani, sen merkityksestä ja tieteen merkityksestä yhteiskunnalle yleensä. Sanonpa muutaman sanasen tiedemarssinkin merkityksestä. Kokoontuminen tiedemarssille alkaa kello 11.30.

Puhun lauantaina 24.8. kello 13.00-13.45 Kuopion tieteen päivillä osana Kuopio juhlii -tapahtumaa otsikolla ”Rohkeus ja rakenteet – miksi on turhaa etsiä seuraavaa Einsteinia”. Luvassa yleisen suhteellisuusteorian ja kosmologian historiaa ja huomioita tieteen edistämisestä. Tiivistelmä täällä (Kuopion esitys tosin on laveampi, ja ehkä eri tavalla painotettu.). Minua haastateltiin aiheen tiimoilta Helsingin tieteen päivien yhteydessä.

Äärimmäisyyden reunalta

12.4.2019 klo 21.49, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Keskiviikkona Event Horizon Telescope (EHT) -tutkimusryhmän ottama kuva galaksin M87 mustan aukon tapahtumahorisontin liepeiltä levisi kulovalkean tavoin ympäri maailmaa. Tämä oli historiallinen hetki, ensimmäinen kerta kun ihmiskunta on nähnyt valon läheltä yleisen suhteellisuusteorian ennustamaa viimeistä rajaa. Valokuva tuotiin julki sata vuotta sen jälkeen kun ensimmäinen havainto valon taipumisesta varmisti yleisen suhteellisuusteorian. Mustien aukkojen salaperäinen maine ja säväyttävä kuva aiheuttivat samanlaisen innostuksen kuin Higgsin hiukkasen löytäminen vuonna 2012 ja gravitaatioaaltojen suora havaitseminen vuonna 2016.

Kurkistan tässä kuvan taakse ja hahmottelen mitä se meille kertoo. EHT:n tiivistelmäartikkeli löytyy täältä, ja EHT:n suomalaisen jäsenen Tuomas Savolaisen kokemuksesta voi lukea täällä.

EHT-ryhmä teki havainnot ympäri Maapalloa sijaitsevilla teleskoopeilla viime vuoden 2017 huhtikuussa. Kirjoitin aiheesta viime toukokuussa, jolloin arveltiin, että kuva olisi valmis viime vuoden loppuun mennessä. EHT on teleskooppien verkosto, ja jokainen sen teleskooppien pari näkee pienen siivun taivasta. Näiden kuvien puhdistaminen, analysoiminen ja yhdistäminen sekä väliin jäävien alueiden täyttäminen todennäköisimmällä kuvanjatkeella kesti hieman odotettua kauemmin.

Galaksi M87 on 55 miljoonan valovuoden päässä, eli kosmologisesti ajateltuna samassa korttelissa. M87 on lähitienoon massiivisin galaksi, ja sen keskellä mollottava kuuden miljardin Auringon painoinen musta aukko on niin ikään naapuruston isoin. Keskustasta pursuaa 200 000 valovuotta pitkä hiukkassuihku, joka havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 1918. Tällaiset valtavat suihkut syntyvät kun aine syöksyy mustaan aukkoon kierteessä kuin vesi kylpyammeen aukkoon. Aineen pyöriessä kehittyy vahvoja magneettikenttiä, jotka kiihdyttävät hiukkasia korkeisiin energioihin. Varhaisessa maailmankaikkeudessa mustiin aukkoihin virtaa ainetta vuolaana koskena. Tämä synnyttää erittäin voimakkaita suihkuja, ja tällaiset mustat aukot tunnetaan nimellä kvasaari. Kvasaareja on mitattu satojatuhansia, mutta ne ovat liian kaukana, jotta kiekoista saisi selvää.

Galaksin M87 hiukkassuihku on hillitympi, mutta sen perusteella odotettiin, että mustaa aukkoa kiertävästä ainekiekosta saataisiin viimein kuva. Tässä ei jouduttu pettymään. Kuvan valodonitsi syntyy elektroneista, jotka kiertävät mustan aukon nielua lähes valonnopeudella miljardin asteen lämpötilassa ennen suistumistaan nieluun. Donitsin paksuus kuvassa johtuu teleskooppien erotuskyvyn rajoituksista: kiekko on huomattavasti ohuempi kuin miltä näyttää. Alapuoli on kirkkaampi, koska siellä elektronit liikkuvat meitä kohti.

Kuvassa näkyvä tumma keskus on nimetty ”mustan aukon varjoksi”. Koska musta aukko ei käytännössä lähetä eikä heijasta säteilyä (Hawkingin säteily on aivan liian heikkoa havaittavaksi), se näyttäytyy tummana alueena kirkkauden keskellä. Toisin kuin miltä kuvasta saattaa näyttää, keskusta ei itse asiassa ole täysin musta, sen kirkkaus on noin 10% kiekon kirkkaudesta. Tämä on odotettavissa ensinnäkin siksi, että musta aukko taivuttaa valoa niin että sen taakse voi nähdä. Toisekseen, mikä tärkeämpää, EHT:n erotuskyky ei aivan riitä keskustan erottamiseen ympäristöstä, joten kiekon kirkkaus tuhraantuu vähän sisemmällekin.

Galaksin M87 keskustan musta aukko on noin Aurinkokunnan kokoinen, kuten sarjakuva xkcd havainnollistaa. 55 miljoonan valovuoden etäisyydeltä se näyttää kuitenkin pieneltä kuin soranjyvä Atlantin takana. EHT:n erotuskyky on vähän keskustan mustaa aluetta huonompi. Mustan aukon ympärillä oleva alue, josta valo päätyy aukkoon, on puolestaan noin 2.6 kertaa tapahtumahorisontin kokoinen. On kutkuttavaa päästä näkemään näinkin lähelle tapahtumahorisonttia, ja EHT on tekninen taidonnäyte. Tuhansien kilometrien päässä olevien teleskooppien etäisyys pitää tuntea millimetrin tarkkuudella, ja ne keräsivät dataa samaa tahtia kuin CERNin LHC-kiihdyttimen kaikki kokeet yhteensä, 32 PB (eli 32 miljoonaa gigabittiä) sekunnissa.

Tieteellisesti tästä ensimmäisestä havainnosta ei kuitenkaan opittu paljon. EHT-ryhmä teki 43 kappaletta simulaatioita erilaisista kertymäkiekoista mustan aukon ympärillä, joissa huomioitiin yleisen suhteellisuusteorian kaikki hienoudet, mutta EHT:n erotuskyvyllä ne näyttävät melkein kaikki jokseenkin samalta. Asian voi ilmaista myös niin, että mallit ovat hyvin ennustusvoimaisia: jos havainnot olisivat näyttäneet jotain muuta, sitä olisi ollut vaikea selittää säätämällä kiekon yksityiskohtia. Mutta nyt ei nähty mitään odotuksista poikkeavaa.

Mustien aukkojen tapahtumahorisontin läheisyydestä tehdyillä havainnoilla voi testata yleisen suhteellisuusteorian ennusteita. Tämän ensimmäisen havainnon antamat rajat ovat kuitenkin hyvin heikkoja. Toistaiseksi voidaan sanoa vain, että mustan aukon pyörimisestä aiheutuva gravitaatiokentän poikkeama pallosymmetriasta voi olla korkeintaan neljä kertaa niin iso kuin mitä suhteellisuusteoria ennustaa. Näillä havainnoilla ei voida sulkea pois moniakaan vaihtoehtoja mustille aukoille.

Vaikka EHT-ryhmä summaa muuttaneensa tapahtumahorisontin ”matemaattisesta käsitteestä fyysiseksi olioksi jota voi tutkia toistuvilla tähtitieteellisillä havainnoilla”, mustien aukkojen törmäyksistä syntyneiden gravitaatioaaltojen havaitseminen on jo antanut tarkempia rajoja mustien aukkojen ominaisuuksille. Ryhmä on kuitenkin oikeassa siinä, että se on avannut mahdollisuuden tutkia samoja mustia aukkoja useampia kertoja yhä tarkemmin, siinä missä gravitaatioaallot kiitävät ohi valonnopeudella.

Lähitulevaisuudessa sopii odottaa tietoa kiekon valon polarisaatiosta, nyt julkaistiin vasta data valon kirkkaudesta. Polarisaatio kertoo kiekon magneettikentästä. Lisäksi on luvassa kuva EHT:n toisesta kohteesta, Linnunradan keskustan mustasta aukosta. Se on vaikeampi  nähdä, koska Linnunradan keskustassa ja matkalle sinne on kaikenlaista roskaa. Lisäksi Linnunradan mustan aukon ympäristö muuttuu nopeammin kuin galaksin M87 mustan aukon ja on siksi vaikeammin kuvattava.

Kuten ensimmäinen suora havainto gravitaatioaalloista, ensimmäinen valokuva mustasta aukosta on enemmän lupaus tulevasta kuin itsessään mullistava löytö.

Päivitys (16/04/19): Havaintojen vuosi korjattu.

---

Yhtenäisyyden kuorimista

7.4.2019 klo 18.50, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Kirjoitin Helsingin opettajien ammattiyhdistyksen lehteen Rihveli 1/2019 artikkelin kvanttigravitaatiosta otsikolla Yhtenäisyyden kuorimista. Sen viimeinen kappale on tämä:

Inflaation kautta olemme jo saaneet käsityksen siitä, mitä maailmankaikkeuden ensimmäisen sekunnin perukoilla tapahtui ja hahmottaneet, että kaikki näkemämme –tähdet, planeetat, DNA, ihmiset, koko inhimillinen kulttuuri– on lähtöisin sattumanvaraisista kvanttivärähtelyistä. Kokonaisen kvanttigravitaatioteorian, saati kaiken teorian, löytäminen luultavasti myllertäisi käsityksemme kosmisesta historiasta vielä perinpohjaisemmin, ja asettaisi ajan, avaruuden ja aineen aivan uuteen valoon. Toistaiseksi vuoren huippu on sumun peitossa, eikä tiedetä mikä polku sinne vie.

---

Lähellä ja kaukana

28.3.2019 klo 20.21, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Maailmankaikkeuden laajenemisnopeus on eräs kosmologian keskeisiä suureita. Vuonna 1927 Georges Lemaître osoitti, että yleisen suhteellisuusteorian ennustaman maailmankaikkeuden laajenemisen takia galaksit etääntyvät toisistaan nopeudella, joka on verrannollinen niiden etäisyyteen. Samalla Lemaître määritti havainnoista nopeuden ja etäisyyden välisen verrannollisuuskertoimen. Tämä oli yksi modernin kosmologian ensimmäisiä askelia.

Lemaîtren löytämä laajenemislaki tunnetaan nykyään Hubblen lakina ja siinä oleva vakio Hubblen vakiona, muistaen Edwin Hubblea. Kaksi vuotta myöhemmin Hubble nimittäin löysi havainnoista saman lain ja määritti saman kertoimen. Hubblea on sittemmin tituleerattu ”laajenevan maailmankaikkeuden isäksi”, mikä on sikäli eriskummallista, että hän kuolemaansa asti kiisti sen, että havainnot osoittivat maailmankaikkeuden laajenevan.

Lemaître määritti Hubblen vakion arvoksi arvoksi 625 km/s/Mpc, Hubble 500 km/s/Mpc, missä Mpc on noin 3 miljoonaa valovuotta. Tämä tarkoittaa sitä, että jos kahden galaksin etäisyys on kolme miljoonaa valovuotta, niiden väliin tulee joka sekunti 500 km lisää etäisyyttä; jos etäisyys on kuusi miljoonaa valovuotta, etäisyys kasvaa 1 000 km sekunnissa, ja niin edelleen.

Periaatteessa Hubblen vakion arvon selvittäminen on helppoa: katsotaan, millä nopeudella galaksi etääntyy meistä ja jaetaan sen etäisyydellä. Nopeus on helppo määrittää valon punasiirtymästä, mutta etäisyyden mittaaminen on vaikeampaa. Vielä 1900-luvun alussa luultiin, että paljain silminkin näkyvä Andromeda ja muut galaksit ovat ”tähtisumuja” Linnunradassa. Vuonna 1924 Hubblen oli osoittanut, että ne ovat liian kaukana ollakseen osa Linnunrataa. Havainto osoitti, että Linnunrata on vain yksi galaksi muiden joukossa, mullisti käsityksen maailmankaikkeudesta ja valmisti tien laajenemisen löytämiselle.

Mistä tietää onko Andromeda pieni ja lähellä vai iso ja kaukana? Yksi keino on verrata samanlaisia kohteita täällä kotogalaksissa ja Andromedassa. Taivaan tähdet näyttävät sitä himmeämmiltä, mitä kauempana ne ovat. Vertaamalla sitä, miten himmeältä läheinen ja kaukainen tähti näyttävät voi määrittää niiden etäisyyksien suhteen. Jos tietää läheisen tähden etäisyyden, tästä saa selville kuinka kaukana toinen tähti on.

Menetelmän heikkous on se, että tähtien pitää olla tarpeeksi samanlaisia. Lemaître ja Hubble vertasivat virheellisesti erilaisia tähtiä. Heidän käyttämänsä muiden galaksien tähdet olivat luonnostaan Linnunradan vertailutähtiä kirkkaampia, joten he aliarvioivat galaksien etäisyyden. Senkin jälkeen kun virhe korjattiin, on Hubblen vakion historia ollut täynnä epävarmuutta ja kiistoja. Pitkään Hubblen vakiosta oli kaksi kilpailevaa arviota, 50 km/s/Mpc ja 100 km/s/Mpc.

1990-luvulla tilanne muuttui, kun tehtiin entistä monimuotoisempia ja tarkempia kosmologisia havaintoja, ja kohteiden ominaisuudet ymmärrettiin tarkemmin. Yksi tärkeimpiä uusia havaintokohteita oli kosminen mikroaaltotausta, jonka epätasaisuudet COBE-satelliitti mittasi vuonna 1992. (Tämä palkittiin Nobelilla vuonna 2006.)

Kosminen mikroaaltotausta on näkymätöntä valoa, joka lähti matkaan aineen ja valon erotessa toisistaan maailmankaikkeuden ollessa 380 000 vuotta vanha, 14 miljardia vuotta sitten. Kuten auringonpilkut näyttävät sitä pienemmiltä, mitä kauempana Aurinko on, mikroaaltotaustan täplät näyttävät sitä pienemmiltä, mitä pidemmän matkan se on kulkenut. Kosmisen mikroaaltotaustan täplien koko on siis kääntäen verrannollinen sen kulkemaan matkaan, mikä taasen riippuu siitä, miten maailmankaikkeus on laajentunut, eli Hubblen vakiosta.

Menetelmän heikkous on se, että laajenemisnopeus muuttuu ajan myötä – aiemmin maailmankaikkeuden laajeneminen hidastui, viimeisen muutaman miljardin vuoden aikana se on kiihtynyt. Etäisyyden ja Hubblen vakion määrittämiseksi kosmisesta mikroaaltotaustasta pitää tietää, miten laajenemisnopeus on muuttunut. Yleisessä suhteellisuusteoriassa maailmankaikkeuden ainesisältö määrää sen laajenemisen. Pitää siis tietää millaista ainetta maailmankaikkeudessa on ja kuinka paljon. Suurin tähän liittyvä epävarmuus on se, millaista kiihtyvän laajenemisen aiheuttava pimeä energia on – vai onko kiihtymisellä joku muu selitys.

Asian voi nähdä myös parhain päin: koska Hubblen vakion arvo riippuu pimeän energian mallista, niin sen mittaamalla saa tietoa pimeästä energiasta. Fyysikoita ei yleensä kiinnostakaan Hubblen vakion, Higgsin massan tai muiden suureiden arvo sinänsä, vaan se mitä niistä voi päätellä siitä, millainen maailma on.

Kun olettaa että kiihtyvästä laajenemisesta on vastuussa tyhjön energia, mikä on yksinkertaisin selitys, niin Planck-satelliitin mikroaaltotaustan mittausten mukaan Hubblen vakio on 67.4 km/s/Mpc, tarkkuudella 0.5 km/s/Mpc.

Hubblen vakiota mitataan yhä myös samaan tapaan kuin Lemaîtren ja Hubblen aikaan, vertaamalla lähellä ja kaukana näkyviä tähtiä. Nykyään käytetään useampia askelmia: lähitienoiden tähtien avulla selvitetään naapurigalaksien etäisyydet, ja niissä räjähtävien supernovien avulla määritetään kaukaisempien galaksien etäisyydet. Viime viikolla ilmestyi uusin tutkimus näin päätellystä Hubblen vakion arvosta: 74.0 km/s/Mpc, tarkkuudella 1.4 km/s/Mpc. Tutkimusta johti Adam Riess, joka on etäisyyksien ja supernovien tutkimisen veteraani, ja sai vuonna 2011 kolmanneksen Nobelin palkinnosta kiihtyvän laajenemisen löytämisestä supernovien avulla.

Kosmisen mikroaaltotaustan ja läheisten galaksien avulla määriteltyjen Hubblen vakion arvojen ero on paljon virherajoja isompi. Todennäköisyys sille, että kyseessä on tilastollinen sattuma on yksi miljardista. Riessin ja kumpp. tutkimus on viimeisin sana eri ryhmien tutkimuksissa, jotka ovat syynänneet lähialueiden etäisyysmittauksia. Mitä tarkemmin asiaa on katsottu, sitä isommaksi ero Planckin tulokseen on kasvanut.

Riess ja kumpp. ehdottavat, että ratkaisuna olisi muutokset kosmisen mikroaaltotaustan muodostumisen aikoihin. Jos maailmankaikkeus laajenee 380 000 vuoden ikäisenä eri tavalla, mikroaaltotaustaan voi syntyä odotettua pienempiä täpliä, jolloin etäisyys näyttää isommalta kuin mitä onkaan.

Samalla pitäisi kuitenkin selittää muut mittaukset Hubblen vakiosta. Maailmankaikkeuden laajenemista on esimerkiksi selvitetty galaksien iän avulla. Idea on yksinkertainen. Kun mitataan galaksista tulevaa valoa, sen punasiirtymä kertoo, paljonko maailmankaikkeus on laajentunut sen jälkeen kun valo lähti galaksista. Kun määritetään galaksien ikä ja toistetaan mittaukset eri galakseille, saadaan selville maailmankaikkeuden koon muutos ajan myötä, ja siitä laajenemisnopeus. Näin saatu arvo Hubblen vakiolle on riippumaton kosmisesta mikroaaltotaustasta. Se kuitenkin sopii yhteen Planckin kanssa, ei läheisten supernovien. Tässäkin mittauksessa voi tosin olla omat ongelmansa.

Toinen mahdollisuus on se, että maailmankaikkeuden kiihtyvästä laajenemisesta ei olekaan vastuussa tyhjön energia, joten maailmankaikkeus laajenee eri tavalla kuin mitä odotetaan. Tämä voisi sopia yhteen kaikkien havaintojen kanssa. Mitään vakuuttavaa ideaa tästä ei kuitenkaan ole toistaiseksi ole esitetty, ja muitakin vaihtoehtoja on tutkittu.

Kosmologit ovat lämmenneet Planckin ja lähitienoon mittausten ristiriidan merkitykselle hitaasti, kenties Hubblen vakion poukkoilevan historian takia. Muutamassa vuodessa se on kuitenkin tasaisesti noussut kosmologian suurimmaksi ongelmaksi mitä havaintoihin tulee, ja nyt on ainakin selvää, että kyseessä ei ole sattuma. Jos vastuussa on etäisyyden määrittämiseen liittyvä virhe, se ei ole aivan yksinkertainen, kun tarkka seulonta ei ole sitä vielä löytänyt. Jos tämä sen sijaan on merkki uudenlaisesta fysiikasta, se olisi merkittävin löytö kosmologiassa ainakin kahteen vuosikymmeneen.

---

Kolmesataa

14.3.2019 klo 20.52, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Kollegani Cyril Pitrou vieraili eilen Fysiikan tutkimuslaitoksella Helsingissä puhumassa kevyiden alkuaineiden synnystä. Tämä on ensimmäisiä tutkimuskohteita, joissa kosmologia toi yhteen yleisen suhteellisuusteorian ja hiukkasfysiikan, ja siinä on vieläkin setvimistä.

Tarina alkoi vuonna 1948, kun jatko-opiskelija Ralph Alpher ja hänen ohjaajansa George Gamow julkaisivat reilun sivun mittaisen artikkelin Origin of the Chemical Elements, Alkuaineiden alkuperä. Tunnettu jekkuilija Gamow lisäsi tekijäksi myös fyysikko Hans Bethen, jotta kirjoittajien nimet Alpher-Bethe-Gamow kuulostaisivat englanninkielisen ääntäminä kreikkalaisten aakkosten alulta, alfa-beta-gamma. Bethe ei tiettävästi pannut pahakseen, mutta Alpher ei juuri ilahtunut siitä, että heppoisin perustein mukaan tungettiin arvostettu vanhempi tutkija, jonka hän pelkäsi varjostavan hänen osuuttaan. (Usein muuten jatko-opiskelijat tekevät suurimman osan työstä, en tiedä miten tässä tapauksessa.)

Mitä fysiikkaan tulee, Alpherin ja Gamowin idea oli, että alkuaineet ovat syntyneet protonien ja neutronien törmäillessä toisiinsa varhaisen maailmankaikkeuden kuumassa hiukkaspuurossa. Kun maailmankaikkeus laajenee, aineen tiheys laskee, koska aineen määrä säilyy ja avaruuden tilavuus kasvaa. Toisin sanoen aineen tiheys on sitä isompi, mitä nuorempi maailmankaikkeus on. Vastaavasti aineen lämpötila laskee maailmankaikkeuden laajetessa, eli varhaisempina aikoina aine on kuumempaa.

Kun maailmankaikkeus on alle kahden minuutin ikäinen, protonit ja neutronit ovat vapaita. Ydinvoima yrittää tuoda niitä yhteen, mutta lämpötila on niin iso, että sidos hajoaa saman tien ja hiukkaset menevät omia teitään. Kahden minuutin iässä lämpötila putoaa alle miljardin asteen. Kun protoni ja neutroni kohtaavat ja ydinvoiman vetäminä yhtyvät deuterium-ytimeksi, lämpötila ei enää riitä niiden liiton tuhoamiseen. Deuterium voi sitten törmätä protoniin muodostaen helium-3:a ja niin edelleen.

Alpherin ja Gamowin idea oli, että kaikki alkuaineet syntyvät tällä tapaa, porras kerrallaan raskaampia kohti nousten. Koska lämpötila laskee koko ajan, ydinten muodostumiseen on kuitenkin käytössä vain lyhyt aika.

Helium-4:n muodostuminen loppuu noin viiden minuutin iässä, kun kaikki neutronit on käytetty. Raskaampia alkuaineita ei ehdi muodostua kuin vähäisiä määriä, koska maailmankaikkeudesta tulee niin kylmä että ydinreaktiot sammuvat. Cyril huomauttikin, että nobelisti Steven Weinbergin menestyskirjan Ensimmäiset kolme minuuttia nimen olisi pitänyt olla Ensimmäiset kolmesataa sekuntia.

Tuloksena on keitos, josta 76% on vedyn isotooppeja (yksinäisiä protoneita ja deuteriumia) ja 24% heliumin isotooppeja (helium-3 ja helium-4, joissa on yksi tai kaksi neutronia). Raskaampia alkuaineita syntyy vain vähän, eniten -miljardisosan verran- litium-7:ää (jossa on kolme protonia ja neljä neutronia). Raskaammat alkuaineet kehittyvät vuosimiljoonia myöhemmin tähtien fuusioreaktioissa, räjähdyksissä ja törmäyksissä.

Kevyiden alkuaineiden synty tuo yhteen yleisen suhteellisuusteorian ja hiukkasfysiikan Standardimallin kaikki vuorovaikutukset. Gravitaatio kertoo, miten maailmankaikkeus laajenee ja jäähtyy. Ydinvoima, joka on vahvan vuorovaikutuksen jäännös, vetää protoneita ja neutroneita yhteen, kun taas sähkömagneettinen vuorovaikutus työntää protoneita erilleen: näiden kahden voiman kilpailu määrää sen, millaisia ytimiä syntyy. Heikko vuorovaikutus taasen kertoo, miten ytimet hajoavat muodostuttuaan.

Kaikki nämä vuorovaikutukset on mitattu Maapallolla ja Aurinkokunnassa nykypäivänä. Ainoa tuntematon seikka on se, paljonko säteilyä (fotoneita ja neutriinoja) alkuminuuteilla on suhteessa protoneihin ja neutroneihin – eli kuinka kuuma maailmankaikkeus on. (Nykyään tämä voidaan määrittää erikseen kosmisesta mikroaaltotaustasta.) Niinpä teoria on ennustusvoimainen: tuntemattomia lukuja on yksi ja ennusteita on neljä: deuteriumin, helium-3:n, helium-4:n ja litium-7:n määrä suhteessa yksin jääneisiin protoneihin.

Kolmen ensimmäisen ytimen osalta ennustukset vastaavat havaintoja. Tämä on merkittävä saavutus: tulos osoittaa, että nykyään mittaamamme luonnonlait pätivät maailmankaikkeuden alkuminuutteina. Sittemmin luonnonlakeja on luodattu kauas ensimmäisen sekunnin perukoille kosmisen inflaation kautta, mutta kevyiden alkuaineiden synty oli ensimmäinen onnistunut katsaus maailmankaikkeuden alkuhetkiin, ja osoitti miten varhaista maailmankaikkeutta voi käyttää hiukkasfysiikan laboratoriona.

Litium-7:n kohdalla ennustus menee kuitenkin pieleen. Sitä havaitaan vain kolmannes ennustetusta määrästä. Joitakin vuosia helpoin selitys oli mittausvirheet siinä, miten voimakkaasti ytimet vuorovaikuttavat toistensa kanssa. Kun virherajat ovat kutistuneet, ero ennustuksen ja havaintojen välillä on kuitenkin vain kasvanut. Nykyään ydinfysiikka tunnetaan niin hyvin, että sitä on vaikea sorkkia pilaamatta onnistuneita ennusteita muille ytimille.

Cyril arveli, että vika piilee tähtien mallintamisessa. Litiumin määrä nimittäin mitataan vanhojen tähtien pinnalta. Jos tähdissä kiertää arveltua enemmän litiumia pinnalta keskustaan, se voi palaa siellä pois. Tähtien fysiikan asiantuntijoiden on kuitenkin ollut vaikea ymmärtää, miten kaksi kolmannesta litium-7:stä voisi tuhoutua siten, että muiden ydinten kohdalla ei tule ongelmia. Lisäksi mekanismin pitäisi toimia samalla tavalla monissa erilaisissa tähdissä, joissa näkyy suunnilleen sama määrä litium-7:ää.

Litium-ongelma voi myös olla merkki jostain Standardimallin tuonpuoleisesta fysiikasta, joka tuhoaa litiumia. On esimerkiksi ehdotettu, että on olemassa hieman pimeän aineen hiukkasta raskaampi hiukkanen, joka hajoaa pimeäksi aineeksi ja fotoniksi. Jos hajoamisessa syntyvän fotonin energia on juuri sopiva litium-7-ytimen rikkomiseen, se voi hävittää niitä juuri sopivasti. Pitää taas olla huolellinen, että samalla ei riko muita ytimiä, mutta tämä onnistuu.

Ei tiedetä mistä suunnasta ratkaisu löytyy, mutta on selvää, että vastauksen löytämiseksi pitää tuntea erilaisia fysiikan haaroja, yleisesti suhteellisuusteoriasta vanhojen tähtien rakenteeseen.

---

Parempi väärässä kuin sekaisin

22.2.2019 klo 21.43, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Edellisessä merkinnässä mainitsin, että idea kosmisesta inflaatiosta syntyi hiukkasfysiikan yhtenäisteorioiden piirissä. Kyse on nimenomaisesti suurista yhtenäisteorioista, Grand Unified Theories eli GUTs. (Alkuperäiselle hengelle uskollisin suomennos lyhenteelle olisi varmaan SISU – joku keksinee sopivat sanat joista tämä saataisiin.) Ne ovat hiukkasfysiikan Standardimallin yläpuolella viimeinen askelma ennen kvanttigravitaation ja kaiken teorian tuomista mukaan kuvioihin.

Suurten yhtenäisteorioiden juuret juontavat 70-luvulle. Silloin oli saatu valmiiksi hiukkasfysiikan Standardimalli, joka kattoi sähkömagneettisen vuorovaikutuksen sekä heikon ja vahvan vuorovaikutuksen. Standardimalli osoitti, että sähkömagneettinen ja heikko vuorovaikutus ovat vain osia sähköheikosta vuorovaikutuksesta. Ne näyttävät erilaisilta, koska Higgsin kenttä antaa massan heikkoa vuorovaikutusta välittäville W– ja Z-bosoneille, mutta ei sähkömagneettista vuorovaikutusta välittäville fotoneille.

Mitä isompi massa hiukkasella on, sitä lyhyempi kantama sen välittämällä vuorovaikutuksella on. Massaa alemmilla alhaisemmilla energioilla vuorovaikutus on myös sitä heikompi, mitä isompi välittäjän massa on. Korkeilla energioilla, jotka LHC-kiihdyttimessä saavutetaan, heikko vuorovaikutus on yhtä voimakas kuin sähkömagneettinenkin. Varhaisen maailmankaikkeuden (ennen 10^(-11) sekuntia) korkeissa lämpötiloissa (yli miljoona miljardia astetta) Higgsin kenttä on sulanut eikä anna hiukkasille massoja, joten silloinkin sähkömagneettinen ja heikko vuorovaikutus yhtyvät.

Standardimallissa vahva vuorovaikutus on kuitenkin erillinen kokonaisuus, joka on vain pultattu kiinni sähköheikkoon vuorovaikutukseen. Suurten yhtenäisteorioiden lähtökohta on yksinkertainen: entäpä jos vielä suuremmilla energioilla sähköheikko ja vahva vuorovaikutuskin yhtyvät?

Suuren yhtenäisteorian voi rakentaa samalla reseptillä kuin sähköheikon vuorovaikutuksen. Kirjoitetaan paperille sellainen vuorovaikutus, jossa on tarpeeksi monta palikkaa selittämään sekä sähköheikkoa vuorovaikutusta välittävät kolme hiukkasta että vahvaa vuorovaikutusta välittävät kahdeksan gluonia. Kun sähköheikko vuorovaikutus ja vahva vuorovaikutus yhdistetään, mukaan tulee väistämättä tulee uusia hiukkasia, jotka välittävät niitä molempia samaan aikaan. Nämä hiukkaset on nimetty mielikuvituksellisesti X– ja Y-bosoneiksi. Koska tällaisia hiukkasia ei ole havaittu, teoriaan pannaan uusi Higgsin kenttä, joka antaa niille korkean massan. Tämä rikkoo sähköheikon ja vahvan vuorovaikutuksen yhtenäisyyden ja työntää uudet hiukkaset korkeille energioille.

Koska suuren yhtenäisteorian uudet välittäjähiukkaset välittävät sekä sähköheikkoa että vahvaa vuorovaikutusta, ne eivät erottele Standardimallin hiukkasia sen mukaan, tuntevatko ne vahvan vuorovaikutuksen vaiko eivät, vaan tarttuvat kiinni kaikkiin. Standardimallissa vain kvarkit tuntevat vahvan vuorovaikutuksen, mikä takaa sen, että protoni, joka koostuu kolmesta kvarkista, on vakaa:  se koostuu kolmesta kevyimmästä kvarkista, joten sillä ei ole mitään, mihin hajota. Sen sijaan suuressa yhtenäisteoriassa kvarkit voivat muuttua elektroneiksi ja muiksi hiukkasiksi, minkä myötä protoni voi hajota. Jotta hajoamista tapahtuisi tarpeeksi harvoin, välittäjähiukkasten massan pitää olla hyvin iso, noin 10^(14) kertaa W– ja Z-bosonien massa.

Samaan korkeaan massaan päädyttiin toistakin reittiä. 1970-80-luvulla vaikutti siltä, että Standardimallin sähkömagneettisen, heikon ja vahvan vuorovaikutuksen voimakkuudet yhtyvät tällä samalla energiaskaalalla. (Vuorovaikutusten voimakkuus nimittäin riippuu energiasta.) Jos kahden riippumattoman polun päätyminen samaan paikkaan ei olisi riittänyt, niin kosmologia antoi kolmannen vihjeen siitä, että ollaan oikeilla jäljillä.

Sähköheikon ja vahvan vuorovaikutuksen eroon liittyy Higgsin kentän olomuodon muutos. 70-luvulla Tom Kibble hahmotti, että siinä syntyy kosmisia säikeitä ja muita virheitä Higgsin kentässä, hieman kuin veden jäätyessä. Näiden kosmisten säikeiden ehdotettiin sekoittavan maailmankaikkeuden ainetta ja synnyttävän siten rakenteen siemenet. Säikeiden vispaamien epätasaisuuksien koko riippuu niiden jännityksestä, mikä liittyy suoraan uusien välittäjähiukkasten massaan. Protonien hajoamisesta ja vuorovaikutusten yhdistymisesta päätelty energia antoi juuri oikean suuruuden, joka sopi havaintoihin.

Kolme aivan erilaista argumenttia johtivat samaan kauniiseen tuloksen. Sääli vain, että ne olivat kaikki väärin.

Ensinnäkin, protonin hajoamista ei ole nähty. Koska suuren yhtenäisteorian vuorovaikutus on heikko, protonin hajoaminen on harvinaista. Tämän ongelman voi ratkaista tarkkailemalla montaa protonia. Japanilainen koe Kamiokande tarttui haasteeseen. Vuoren sisälle Kamiokan kaivokseen rakennettiin vuosina 1982-83 kolmen miljoonan litran vesisäiliö, jonka reunat vuorattiin valoa havaitsevilla laitteilla. Protonin hajoamisesta seuraa valonvälähdys, ja tankissa oli noin 10^(33) protonia. Sitten tarvitsi vain odottaa.

Sen enempää Kamiokande kuin sen vuonna 1996 viisitoista kertaa isommaksi laajennettu versio Super-Kamiokande eivät nähneet yhdenkään protonin hajoavan. Tästä tiedetään, että protonin elinikä on vähintään 10^(33) vuotta. Tämä on satatuhatta miljardia miljardia kertaa maailmankaikkeuden ikä. Protonin ikää voi kasvattaa nostamalla sitä hajottavan välittäjähiukkasen massaa, mutta ei mielin määrin. Yksinkertaisimmassa suuressa yhtenäisteoriassa oli massalle vain pieni ikkuna – mikä olikin motivaatio Kamiokandelle ja sen superversiolle. Kamiokande ja Super-Kamiokande sulkivat tämän ikkunan: yksinkertaisin suuri yhtenäisteoria ei kuvaa todellisuutta.

Toisekseen, mitä vuorovaikutusten yhtymiseen tulee, tarkemmat mittaukset ovat osoittaneet, että Standardimallissa niiden voimakkuudet eivät kohtaakaan odotetulla yhtenäisteorian energialla, tai itse asiassa missään. Tämä ei ole ratkaiseva muutos, koska yhtenäisteoriassa vuorovaikutukset voivat kehittyä eri tavalla kuin Standardimallissa jo ennen yhtymistään, mutta murentaa motivaatiota.

Kolmannekseen, 90-luvun havainnot kosmisesta mikroaaltotaustasta osoittivat, että inflaation ennustukset rakenteen siemenistä pitävät paikkansa ja kosmisten säikeiden ennustukset eivät pidä paikkaansa.

Havainnot sulkevat pois vain suurten yhtenäisteorioiden yksinkertaisimmat versiot, mikään ei estä rakentamasta monimutkaisempia teorioita. Vaatimuksena on vain se, että yhtenäisvuorovaikutus pitää sisällään sähköheikon ja vahvan vuorovaikutuksen. Yksinkertaisinta on ottaa sellainen vuorovaikutus, joka lisää mahdollisimman vähän uusia hiukkasia. Ei kuitenkaan ole mitään rajaa sille, miten monimutkaisen elämästään voi tehdä, ja sama pätee teorioihin: vuorovaikutuksia lisäämällä voi työntää protonin elinikää korkeammalle. Apuun on otettu myös supersymmetria, joka sopivasti sovellettuna auttaa estämään protonin hajoamista.

Epäonnistumiselle voi keksiä monia selityksiä, mutta harvoin ne ovat yhtä vakuuttavia kuin onnistuminen. Todisteiden puute sai tutkijat arvioimaan suuria yhtenäisteorioita kriittisemmin. Alusta asti oli hankala ymmärtää, miksi X– ja Y-bosonien massa on niin valtavan paljon isompi kuin W– ja Z-bosonien massa.

Yhtenäisteoriassa kaikki välittäjähiukkaset käyttäytyvät korkeilla energioilla samalla tavalla, ja ero tulee niiden erilaisesta kytkennästä Higgsin kenttiin. Standardimallin Higgs antaa pienen massan, uusi Higgs ison. Mutta miksi? Yhtenäisteoriassa nimittäin molemmat Higgsit ovat aluksi osa samaa kokonaisuutta, yhtenäistä Higgsin kenttää. Teorian matemaattinen rakenne ei kiellä sitä, että Higgsin eri osat käyttäytyvät eri tavalla, mutta se on vähintäänkin teorian hengen vastaista – sanalla sanoen rumaa. Ottaen huomioon, että yksi tärkeimpiä motivaatioita suurille yhtenäisteorioille oli samanlaisen estetiikan seuraaminen, joka oli vienyt voittoon Standardimallin kanssa, esteettiset ongelmat ovat vakava asia.

Mutta vaikka osoittautuisi, että suurta yhtenäisteoriaa ei ole, olisi yksisilmäistä tuomita sen tutkiminen harhapoluksi.

Kuten kosmiset säikeet, inflaatio kehittyi suurten yhtenäisteorioiden kehdossa. Alun perin yksi inflaation motivaatio oli sen selittäminen, miksi suuren yhtenäisteorian olomuodon muutoksissa syntyviä virheitä Higgsin kentässä (kosmisia säikeitä ja muita) ei näy. Inflaation haluttiin pyyhkivän ne pois, ja suurin osa varhaisista inflaatiomalleista perustui suuren yhtenäisteorian olomuodon muutokseen. Sittemmin nämä rakennustelineet on voitu purkaa, eikä inflaatio kaipaa suurta yhtenäisteoriaa. Kiinnittyminen yhtenäisteorian ideaan saattoi kyllä vaikuttaa siihen, että kesti 27 vuotta huomata, että Standardimallin Higgskin voi olla vastuussa inflaatiosta: katse oli suunnattu liian korkealle.

Mitä kokeelliseen puoleen tulee, Super-Kamiokande ei nähnyt protonin hajoamista, mutta se havaitsi neutriinojen muuttumisen toisikseen. Löytö oli ensimmäinen varma merkki Standardimallin tuonpuoleisesta fysiikasta, ja siitä myönnettiin Nobelin palkinto vuonna 2015. Super-Kamiokandesta on ollut muutakin hyötyä (pieni esimerkki: se on rajoittanut heksakvarkkien mahdollisuutta) ja samaan vuorenalaiseen laboratorioon on rakennettu myös gravitaatioaaltokoe KAGRA.

Tutkimuksen polut ovat harvoin suoria. Suurten yhtenäisteorioiden tapaus osoittaa, että selvältä vaikuttavat vihjeet voivat viedä suohon. Mutta siitä näkee myös sen, miten väärät ideat voivat ohjata tärkeisiin löytöihin, kun ne keskittävät ajattelua hedelmälliseen suuntaan. Prototieteilijä Francis Baconin sanoin, ”totuus kehkeytyy ennemmin virheestä kuin sekasorrosta”.

---

Ylös pohjalta

14.2.2019 klo 19.19, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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