Kosmokseen kirjoitettua

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.

---

Tieteellisten lehtien tulevaisuus täällä tänään

8.2.2019 klo 14.49, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

Kirjoitin overlay-lehteen Open Journal of Astrophysics blogitekstin tieteellisen julkaisemisen kriisistä. Kirjoitin samasta aiheesta lyhyemmän tekstin Twitterissä (helpommin luettava versio täällä). Olen kirjoittanut aiheesta suomeksi täällä, täällä, täällä, täällä, täällä, täällä ja täällä; muutaman vuoden takainen puheeni asian tiimoilta löytyy täältä.

Blogitekstin ingressi on tämä:

The bad news: the scientific community can no longer afford commercial science journals.

The good news: the scientific community no longer needs commercial science journals.

The bottom line: open internet archives and overlay journals are the solution.

Lyhyesti sanottuna:

We do not need to reform the business model of scientific journal publishing, we have to abandon it.

Alas huipulta

30.1.2019 klo 21.56, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Sain tietää, että edellisessä merkinnässä kommentoimani Ylen artikkeli antiuniversumiin liittyvästä spekulaatiosta on saanut poikkeuksellisen paljon huomiota: sillä on yli 120 000 klikkausta ja tekstistä on luettu keskimäärin 75% (miten tämä sitten onkaan arvioitu). Vastasin jatkojutussa (ilmestynee pian julkaistu täällä) lukijoiden kysymyksiin aiheen tiimoilta.

En tiedä pitäisikö jutun suosion palauttaa vai horjuttaa uskoani tiedejournalismiin, mutta se sai minut miettimään fyysikoiden suhdetta teoreettisiin kehitelmiin.

Ehdotus antimaailmankaikkeudesta lienee herättänyt mielenkiintoa suuren yleisön parissa, koska idea tuntuu hurjalta, mutta siitä on helppo saada kiinni. Tutkijat hahmottavat oman alansa teorioita eri tavalla, eikä tämä Boylen, Finnin ja Turokin spekulaatio ole teoreettisen kosmologian kannalta kovin hurja. Se on tunnetun fysiikan yksinkertainen jatke, johon ei liity uudenlaisia matemaattisia rakenteita, eikä se tarjoa entistä parempaa vastausta ongelmiin.

Ihmetyksen tuntua herättävät sen sijaan teoriat, joissa todellisuuden alta paljastuu uudenlainen matemaattinen rakenne, jossa vanha tieto asettuu uuteen valoon ja joka ratkaisee nykyisiä ongelmia. Kyse ei ole niinkään siitä, minkälaisia teorian kuvaamat ilmiöt (olivatpa ne vaikka ylimääräisiä maailmankaikkeuksia) ovat, vaan siitä, millaisia sen lait –muodot muotojen takana– ovat.

Tämä on avain siihen, miksi säieteoria (hitaan alun jälkeen) otettiin 1980-luvulla haltioituneesti vastaan. Teoriassa oli aivan uudenlainen matemaattinen rakenne. Sen ristiriidattomuus vaikutti yllättävältä, kuten myös se, että teoria tuotti uusista lähtökohdista samankaltaista fysiikkaa kuin mitä jo tunnettiin, mennen kuitenkin entistä tietoa kauemmas. Säieoria ei ole lunastanut suuria lupauksia, mutta sen arvostus on jatkunut pitkälle, vaikka onkin hiipumaan päin. (Esimerkiksi nykyään kuulee letkautuksia siitä, tutkitaanko jotain asiaa ”tosimaailmassa vai säieteoriassa”.)

Muistan miten avartavalta tuntui fysiikkaa opiskellessa tutustua ensin klassiseen mekaniikkaan  ja sähkömagnetismiin, sitten kvanttimekaniikkaan, suppeaan ja yleiseen suhteellisuusteoriaan, kvanttikenttäteoriaan, supersymmetriaan, supergravitaatioon ja lopulta säieteoriaan. Jokainen teoria rakentui edellisten pohjalle, sisälsi ne ja ylitti ne. Teorioiden lähtöoletukset osoittautuivat seurauksiksi yhä perustavanlaatuisemmista ja kauniimmista laeista. Esimerkiksi Newtonin toinen laki (kiihtyvyys on verrannollinen voimaan) seuraa yleisessä suhteellisuusteoriassa siitä, että kaikki tavat luetteloida aika-avaruuden pisteitä ovat yhtä päteviä.

Opinnot olivat kuin kiipeämistä yhä korkeammalle, kohti hienosyisempää ymmärrystä todellisuudesta. Pidemmälle kehiteltyjen teorioiden hahmottaminen vaati myös kehittyneempien matemaattisten työkalujen opettelemista. Helposti arvostaa sitä, mikä on ymmärryksen rajoilla ja mikä on vaikeaa, ja teoreettiset rakennelmat saattavat herättää ihailua siksi, että niissä käytetty matematiikka on vaativaa.

Vuoren huipulle päästyä vaikutelma voi kääntyä uskomukseksi siitä, että oma hahmotuskyky on kirkkaampi kuin niiden, jotka pelaavat karkeammalla kädellä. Hiukkasfysiikkaa läheisenä ulkopuolisena seurannut fyysikko Philip Anderson kirjoitti vuonna 2011 kirjassaan More and Different: Notes from a Thoughtful Curmudgeon, että ”kvanttikenttäteoria on magneetti häikäilemättömän loistaville, ylimielisille, elitistisille nuorille miehille”. Hän oli myös sitä mieltä, että alan on pelastanut ”narsistiselta jämähtämiseltä” vain se, että sen harjoittajat ovat usein niin älykkäitä, että heidän mielensä on avoin.

Andersonin arvio oli sikäli huonosti ajoitettu, että teoreettinen hiukkasfysiikka vaikuttaa 2000-luvulla jääneen polkemaan paikalleen. Erityisesti maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen selitykseksi hinatun multiversumi-idean suosio vaikuttaa perustuvan osittain ajatteluun, että jos me emme ole keksineet ratkaisua johonkin ongelmaan, niin ratkaisua ei ole olemassa. Ehkä aiempina vuosikymmeninä hiukkasfyysikoita ei pelastanut heidän avomielisyytensä, vaan virta koetuloksia, joka auttoi teoreettisten ideoiden seulomisessa ja muotoilemisessa.

Pitkälle menevän matematiikan omaksuminen vaatii tiettyä älykkyyttä, mutta matemaattisesti hienostuneempien mallien kanssa työskentely ei tarkoita sitä, että on fiksumpi, vain sitä, että on opetellut käyttämään erikoistuneempia työkaluja. Fysiikan kannalta on kuitenkin oleellista, mitä työkaluilla saa aikaan.

Rakastan yhä teoriaa, mutta olen hiljalleen oppinut arvostamaan myös kokeellisten fyysikoiden ja havaitsijoiden taitoja ja saavutuksia. Hiukkaskosmologian suurimmat edistysaskeleet viimeisten 30 vuoden aikana ovatkin tulleet havainnoista, eivät teoriasta. Saa nähdä kauanko tämä jatkuu, ja koska teorian seuraava kerros saadaan kuorittua esiin.

Päivitys (03/02/19): Lisätty linkki Ylen jatkojuttuun.

---

Eilispäivän rohkeutta

24.1.2019 klo 21.45, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua

Yle julkaisi toissaviikolla uutisen, joka oli varustettu otsikolla Hurja teoria: Alkuräjähdys synnytti myös antimateriasta koostuvan antiuniversumin, jossa aika kulkee taaksepäin. Juttu käsittelee Latham Boylen, Kieran Finnin ja Neil Turokin kahta tieteellistä artikkelia viime maaliskuulta, joissa he esittivät idean pimeän aineen hiukkasesta ja vaihtoehdon kosmiselle inflaatiolle.

Minua haastateltiin juttuun: ingressissä lukee paikkansapitävästi, että en ”liputa puolesta eikä vastaan”. Boylen ja kumpp. ehdotus on saanut paljon huomiota mediassa: Yle viittaa PhysicsWorldin artikkeliin (joka saa, ihmeellistä kyllä, vapaan tahdon sotkettua soppaan). Niinpä ajattelin kirjoittaa hieman ehdotuksen taustoista ja laittaa sen jonkinlaiseen kehykseen.

Kosminen inflaatio on menestynein selitys varhaisen maailmankaikkeuden tapahtumille. Sen mukaan maailmankaikkeuden ensimmäisen sekunnin varhaisina murto-osina avaruuden laajeneminen kiihtyi. Kiihtyvä laajeneminen teki maailmankaikkeudesta tasaisen ja selittää, miksi se näyttää samanlaiselta kaikkialla. Inflaation loputtua siitä vastuussa oleva kenttä (ehkä Higgsin kenttä) hajoaa aineeksi. Tämä selittää kaiken aineen alkuperän. Inflaation aikaiset kvanttifluktuaatiot synnyttivät kenttään epätasaisuuksia, jotka aine perii. Tämä selittää maailmankaikkeuden kaiken rakenteen alkuperän yksityiskohtaisesti.

Boyle, Finn ja Turok ehdottavat, että kosmista inflaatiota ei tapahtunut. Sen sijaan he esittävät, että samalla kun maailmankaikkeutemme syntyi, syntyi myös toinen maailmankaikkeus, jossa aika kulkee vastakkaiseen suuntaan. Jossain mielessä tämä toinen maailmankaikkeus on siis menneisyydessämme ajassa ennen alkuräjähdystä. On kuitenkin ehkä havainnollisempaa sanoa, että kyseessä on erillinen maailmankaikkeus, joka on meissä kiinni alkuräjähdyksen kohdalla ja jossa aika menee eteenpäin, koska meillä ei ole mitään tapaa saada sieltä viestejä.

Yksi syy siihen ehdotuksen saamaan huomioon on varmaankin ajan taaksepäin kulkemiseen liittyvä scifistinen ihmetyksen tuntu. Ideasta voi saada kiinni ilman erityistuntemusta, mutta samalla se herättää tuntemuksia arjen tuolta puolen. (En ole itsekään viaton mitä scifiin tulee, käytettyäni televisiosarjasta Dr Who englanninkieleen tarttunutta termiä Tardis artikkelin otsikossa, helposti arvattavin seurauksin.)

Boylen ja kumpp. ehdotuksessa on muutama puute: toisin kuin inflaatio, se ei selitä miksi avaruus näyttää samanlaiselta kaikkialla ja tasaiselta, miten kaikki aine on syntynyt ja mistä maailmankaikkeuden rakenne on peräisin. Tämä inflaation vaihtoehtona markkinoitu idea ei siis selitä mitään niitä keskeisiä asioita, jotka inflaatio selittää, ja joista monet se on ennustanut. Poikkeuksena on pimeän aineen synty, josta Boyle ja kumpp. esittävät mielenkiintoisen (ja spekulatiivisen) idean. Esityksen ennusteet liittyvätkin lähinnä pimeään aineeseen, jonka he esittävät koostuvan paljon tutkitusta ehdokkaasta, steriileistä neutriinoista.

Kyseessä ei siis ole inflaatiolle vaihtoehtoinen teoria, vaan hahmotelma, josta voidaan kenties kehittää toimiva vaihtoehto – tai sitten ei. Boyle ja Turok lupaavat palata keskeisiin kysymyksiin piakkoin. On tavallista ja ymmärrettävää, että kun esittää vaihtoehtoisen tavan tehdä jotain, ei pysty heti selittämään kaikkea yhtä perusteellisesti kuin mitä sadat tutkijat ovat vuosikymmeniä tunnettuja ideoita syynäämällä tehneet. Ideoiden kypsytteleminen tarvitsee usein aikaa.

Boylen ja kumpp. ehdotus ei kuitenkaan tule täysin puskasta. Idealla alkuräjähdyksen tuolla puolen olevasta toisesta maailmanajasta on pitkä historia. Säieteorian kehittäjiin kuuluva Gabriele Veneziano esitti vuonna 1991, että ennen alkuräjähdystä oli olemassa meidän maailmankaikkeudellemme tietyssä mielessä vastakkainen maailmankaikkeus.

Tämän pre-big bang -skenaarion mukaan maailmankaikkeus ensin romahti äärettömän kauan, kunnes romahdus pysähtyi ja maailmankaikkeus rupesi laajenemaan. Nytkähdys romahduksesta laajenemiseen on se, mitä olemme pitäneet alkuräjähdyksenä.

Pre-big bang -skenaario oli aito vaihtoehto inflaatiolle. Sen mukaan maailmankaikkeuden rakenteen siemenet syntyivät pitkän romahduksen aikana, ja se ennusti millaisia ne ovat. Valitettavasti ennuste ei vastannut 90-luvun kuluessa tehtyjä tarkkoja havaintoja kosmisesta mikroaaltotaustasta ja galaksien jakaumasta taivaalla. Esitettiin erilaisia tapoja tilanteen korjaamiseksi. (Sattumoisin ehkä oivaltavimman ehdotuksen esittivät Kari Enqvist ja hänen ohjauksessaan samaan aikaan kanssani väitöskirjaa tehnyt huonetoverini Martin Sloth.) Idean toinen heikko kohta oli kääntyminen romahduksesta laajenemiseen. Yleisessä suhteellisuusteoriassa alkuräjähdyksestä ei voi jatkaa taaksepäin: säieteoriassa se voi olla mahdollista, mutta asiaa ei saatu selitettyä tyydyttävästi.

Seuraava kehitysvaihe alkoi vuonna 2001, jolloin jatko-opiskelija Justin Khoury, säieteoreetikko Burt Ovrut ja kosmologit Paul Steinhardt ja Neil Turok esittivät uuden vaihtoehdon inflaatiolle, jonka he nimesivät stoalaisesta filosofiasta poimimallaan termillä ekpyroottiseksi skenaarioksi. (Sattumoisin tein Kari Enqvistin ja Esko Keski-Vakkurin ohjauksessa väitöskirjan tämän ehdotuksen tiimoilta.) Idea sai julkisuutta lehdistössä siinä määrin, että inflaatiota kehittänyt ja reviiriään terhakkaasti puolustava Andrei Linde lohkaisi sen olevan ”huono idea, josta pitävät vain journalistit”.

Ensin ajatuksena oli, että maailmankaikkeutemme on neliulotteinen siivu korkeampiulotteisessa avaruudessa, ja alkuräjähdyksessä on kyse siitä, että se tormää toiseen siivuun. Törmäyksestä syntyvä ilotulitus synnyttää aineen, ja siivujen kuprut toimivat rakenteen siemeninä.

Mallissa ilmeni pian vikoja – inflaatioväen ohella Veneziano oli kärkkäimpänä osoittamassa erinäisiä ongelmia. Pian kehitettiin uusi versio, syklinen maailmankaikkeus, jossa ylimääräiset ulottuvuudet unohdettiin ja alkuräjähdystä edeltävä aika korvattiin romahduksella, pre-big bang -skenaarion tapaan. Romahduksen kääntäminen laajenemiseksi ja rakenteen siementen saaminen oikein vaivasivat tätäkin viritelmää, eikä se saanut merkittävää suosiota tutkijoiden keskuudessa.

Boylen ja kumpp. ehdotus ei siis ole uusi ja rohkea teoria, vaan viimeisin vedos kohta 30 vuotta vanhasta ideasta. Entiset ongelmat eivät ole menneet mihinkään, ja toistaiseksi Boyle ja kumpp. eivät ole yrittäneetkään selittää, miten maailmankaikkeudet voi yhdistää sujuvasti. Heidän tarkastelunsa ei päde alkuräjähdyksessä, jonka varassa koko idea pyörii. Inflaation yksi hyve taasen on se, että ei tarvitse välittää siitä, mitä inflaatiota ennen tapahtui.

PhysicsWorldin haastattelun mukaan Turok arvostelee inflaatiota siitä, että kuin Ptolemaioksen malli Aurinkokunnalle, se on vailla kunnon perusteita ja vaatii aina uutta säätöä sopiakseen havaintoihin. Itse asiassa inflaatio on perusteiltaan yksinkertainen idea, joka on kohta 40 vuoden ajan ennustanut havaintoja suurella menestyksellä, ja kuvaus sopii paremmin romahtavien tai aikakäännettyjen maailmankaikkeuksien eri versioihin.

Ylen juttu ei ole huono mitä tieteen esittelyyn tulee, mutta aina fyysikkojen puheita ei voi ymmärtää vain fysiikasta käsin, vaan täytyy myös tarkastella sosiologiaa. Steinhardt, joka vieläkin työskentelee syklisen mallin parissa, oli eräs ensimmäisistä inflaatiota tutkineista fyysikoista, mutta on sittemmin ruvennut esittämään kaikenlaista, ei aina aivan paikkansapitävää, arvostelua inflaatiota kohtaan omien ideoidensa pönkittämiseksi. Turok aloitti 80-luvulla inflaation vaihtoehtona esitettyjen kosmisten säikeiden parissa, ja on jatkanut oppositiossa halki vuosikymmenten.

On tervettä, että yleisesti hyväksyttyjä ideoita arvostellaan niin paljon kuin sielu sietää ja esitetään vaihtoehtoja, vaikka ne eivät täysin toimisikaan. Se, että kaikki kritiikittä toistaisivat yleisesti hyväksyttyjä ideoita olisi tieteelle vaarallisempaa kuin se, että joskus arvostellaan aiheetta. Tiedeuutisoinnin pohjalta on kuitenkin usein vaikea hahmottaa, mitä on hurjien puheiden takana.

Täältäkin on turha etsiä seuraavaa Einsteinia

18.1.2019 klo 23.46, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Puhun lauantaina 9.2. kello 14.15 Oulun Tieteen päivillä Oulun teatterissa samasta aiheesta kuin Helsingissäkin, eli Rohkeus ja rakenteet: miksi on turha etsiä seuraavaa Einsteinia. Jonkinlainen tiivistelmä puheesta löytyy täältä.

Puhun tästä myös keskiviikkona 10.4. kello 13.15 Mikkelin Tieteen päivillä Mikkelin lukiolla.