Muistinmenetykset ennustusten takana
Klassisen fysiikan laeista voi periaatteessa laskea, millainen tulevaisuus on ja millainen menneisyys oli, jos tietää nykyhetken. Käytännössä tätä rajoittaa se, että ensinnäkin nykytilaa ei tunneta tarkasti ja toisekseen monimutkaisten järjestelmien kehityksen laskeminen on vaikeaa. Niinpä emme esimerkiksi osaa sanoa, missä Aurinkokunnan planeetat ovat miljardien vuosien kuluttua tai missä ne olivat miljardeja vuosia sitten. (Kvanttifysiikan epädeterminismin takia tulevaisuus ei ole täysin ennustettavissa eikä menneisyys täysin selvitettävissä, mutta isossa mittakaavassa tällä ei ole juuri merkitystä.)
Miten sitten voidaan tutkia paljon monimutkaisemman järjestelmän, kuten koko näkemämme maailmankaikkeuden, kehitystä – eli miksi kosmologia on mahdollista?
Yksi syy on se, että kun systeemi tarpeeksi iso, sitä on helpompi käsitellä. Jos mukana on riittävän monta palaa, meitä ei enää kiinnosta se, mitä jokaiselle niistä tapahtuu, vaan tutkimuksen kohteena on niiden muodostama kokonaisuus. Yksittäisten palojen sijaan seurataan niiden ominaisuuksien jakaumaa: kuinka suuri osa liikkuu tietyllä nopeudella, kuinka suuri osa on tietyssä paikassa, ja niin edelleen.
Vaikeimpia käsitellä ovat järjestelmät, joissa on muutamasta muutamaan kymmentä kappaletta – liian paljon, jotta kaikkien vuorovaikutuksia olisi helppo seurata, mutta liian vähän, jotta keskiarvoihin tiivistyisi kaikki oleellinen. Esimerkiksi Aurinkokunnan planeetat ovat tällainen järjestelmä.
Koko näkemämme maailmankaikkeuden tapauksessa palasia sen sijaan on valtavan paljon, olivatpa ne sitten alkeishiukkasia (joita seurataan varhaisina aikoina) tai galakseja (joita tarkastellaan myöhemmin). Emme osaa laskea, mitä jokaisessa galaksissa tapahtuu, mutta sen kyllä, millaisia tapahtumat tilastollisesti ovat.
Toinen ennustuksia helpottava tekijä on se, että maailmankaikkeuden menneisyys on yksinkertainen. Sen lisäksi, että palasia on paljon, ne ovat varhaisina aikoina jakautuneet hyvin tasaisesti. Tässä on kaksi puolta: ensinnäkin aine oli lähes lämpötasapainossa, ja toisekseen poikkeamat ovat tilastollisesti samanlaisia kaikkialla.
Varhaisina aikoina aine on yksittäisistä hiukkasista koostuvaa keittoa. Keiton lämpötila kertoo, kuinka vinhaan hiukkaset poukkoilevat toisistaan, toisin sanoen mikä on niiden liike-energia. Mutta lämpötasapaino on paljon muutakin: lämpötasapainossa hiukkasten vuorovaikutukset ylläpitävät sitä, että aine on samanlaista joka paikassa ja kaikkina aikoina. Hiukkasten törmäykset esimerkiksi pyyhkivät pois tiheyserot vierekkäisten alueiden välillä.
Yhtä lailla eri hiukkasten lukumäärä on tasapainossa. Esimerkiksi keitossa on sekä hiukkasia ja antihiukkasia, kuten elektroneja ja positroneja. Kun elektroni ja positroni kohtaavat, ne annihiloituvat eli muuttuvat fotoneiksi. Lämpötasapainossa toisaalta fotonit yhtyvät toisiinsa samaa tahtia muuttuen elektroni- ja positronipareiksi, niin että elektronien, positronien ja fotonien suhde säilyy samana.
Lämpötasapainossa tietyn hiukkaslajin lukumäärä määräytyy vain sen massasta. Jos hiukkasen massa on isompi kuin keiton hiukkasten tyypillinen liike-energia, sen tuottaminen on vaikeaa, ja näitä hiukkasia on vähän. Muita hiukkasia on kaikkia yhtä paljon. (Lukuun ottamatta pieniä hiukkasten spiniin liittyviä eroja.)
Ainoa poikkeus liittyy siihen, että jotkut hiukkasreaktiot ovat kiellettyjä. Esimerkiksi sähkövaraus säilyy, joten plus- ja miinusvarauksia häviää tai syntyy aina yhtä paljon. Niinpä maailmankaikkeuden kokonaissähkövaraus säilyy aina samana. Maailmankaikkeuden kokonaisvaraus on kuitenkin nolla, joten tästä ei seuraa rajoituksia.
Toisin on baryoniluvun kohdalla. Baryoniluku kertoo montako protonia ja neutronia miinus antiprotonia ja antineutronia on olemassa. Baryoniluku säilyy kun lämpötila on alle miljoona miljardia astetta, ja se on positiivinen. Niinpä keitossa on protoneita enemmän kuin antiprotoneita, vaikka niiden massat ovat samat.
Kaikkiaan tämä tarkoittaa sitä, että lämpötasapainossa hiukkaskeiton tila tiivistyy kahteen lukuun: lämpötilaan ja baryonitiheyteen. (Jos on säilyvä leptoniluku, se pitää lisätä listaan.) Lämpötasapainossa ei ole muuta muistia: hiukkasten törmäykset pyyhkivät pois tiedon siitä mitä on aiemmin tapahtunut.
Maailmankaikkeus ei kuitenkaan ole täysin lämpötasapainossa, koska avaruus laajenee. Varhaisina aikoina aine on tiheää ja siksi hiukkasten törmäystahti on iso verrattuna maailmankaikkeuden laajenemisnopeuteen. Avaruuden laajentuessa lämpötila laskee, ja aineen tiheys sekä hiukkasten törmäystahti pienenee.
Kun maailmankaikkeus on sekunnin ikäinen, aineesta tulee niin harvaa, että heikoimmin vuorovaikuttavat hiukkaset –neutriinot– eivät enää törmäile muihin, vaan irtoavat keitosta. Tämä rajapyykki erottaa muinaiset ajat, jolloin kaikki hiukkaset olivat yhteydessä toisiinsa, myöhemmästä maailmankaikkeudesta, jossa aineen osat eriytyvät yhä enemmän. (Pimeä aine on luultavasti irronnut jo aiemmin, jos on koskaan ollutkaan kosketuksissa tavallisen aineen kanssa.) Tapahtuma on niin tärkeä, että Kari Enqvist nimesi kirjansa Ensimmäinen sekunti sen mukaan.
Lämpötila ei kuitenkaan edes varhaisina aikoina ole sama kaikkialla. Siinä on pieniä, sadastuhannesosan kokoisia vaihteluita, jotka näkyvät nykyään kosmisessa mikroaaltotaustassa. Hiukkasten törmäykset eivät pyyhi pois näitä epätasaisuuksia lämpötasapainosta huolimatta, koska niiden mittakaava on niin iso. Esimerkiksi jos kylmä ja kuuma alue ovat kymmenen valosekunnin päässä toisistaan, niin maailmankaikkeuden ollessa sekunnin ikäinen niiden välillä ei ole ehtinyt välittyä törmäyksiä, jotka olisivat ne voineet tasoittaa ne
Lämpimämmät alueet ovat myös tiheämpiä, joten ne vetävät ainetta puoleensa ja toimivat galaksien ja kaiken muun rakenteen siemeninä. Lämpimien ja kylmien alueiden jakauma on samanlainen kaikkialla ja hyvin yksinkertainen (kuten mikroaaltotaustasta näkee). Niinpä galaksien jakauma isossa mittakaavassa on helposti ennustettavissa.
Se, että lämpötilavaihtelujen jakauma on yksinkertainen, puolestaan johtuu kosmisesta inflaatiosta, joka pyyhki pois tiedon kaikesta sitä aiemmasta (jos ennen kosmista inflaatiota ylipäänsä oli mitään), ja synnytti kvanttivärähtelyjen avulla pieniä vaihteluita tyhjästä. Galaksien jakauma on yksinkertainen koska kvanttivärähtelyt ovat yksinkertaisia.
Maailmankaikkeuden ennustettavuus pohjaa siis kahteen muistinmenetykseen: inflaatioon ja sen lämpötasapainoon.
Siis tuossa alkukeitossa on elektroneja, positroneja, fotoneja ja netriinoja. Mitä muita hiukkasia (kvarkkeja?) siinä on voinut olla ja tapahtuuko noita kvanttivärähtelyjä kaikissa hiukkasissa vai vain osassa niitä. Fotonihan on bosoni, joka voi syntyä kahdesta fermionista kuten neutriinosta ja antineutriinosta eli silloinhan neutriinot olisivat olleet olemassa jo ennen fotoneja?
Keitossa on aina merkittävästi kaikkia hiukkasia, joiden massat ovat pienempiä kuin lämpötilaan liittyvä keiton hiukkasten keskimääräinen liike-energia ja vuorovaikuttavat tarpeeksi voimakkaasti pysyäkseen keitossa mukana. (Periaatteessa siinä on kaikkia hiukkasia, mutta raskaita ja heikosti vuorovaikuttavia hiukkasia on erittäin vähän.)
Ennen mikrosekuntia keitossa on kvarkkeja, sen jälkeen ne ovat sitoutuneet protoneiksi ja neutroneiksi.
Inflaation aikana ei ole hiukkasia. Kyseessä on inflaatiota ajavan kentän kvanttivärähtelyistä.
Kahdesta neutriinosta ei voi syntyä yhtä fotonia, kaksi fotonia periaatteessa kyllä. Tästä ei voi päätellä, että fotonit ovat syntyneet neutriinoista. Lämpötasapainossa kaikki reaktiot tapahtuvat molempiin suuntiin.
On teorioita, että ennen inflaatiota olisi ollut GUT materiaa, joka muuntautui inflaation aikana leptonien ja kvarkkien yhdistelmähiukkasiksi ja raskaiksi bosoneiksi.
En ole tuohon törmännyt, mutta kaikenlaisia teorioita kyllä on. Inflaation aikana sitä ennen mahdollisesti olemassa olleiden hiukkasten tiheys kuitenkin laskee mitättömän pieneksi: inflaatio pyyhkii menneisyyden pois.
Toki inflaatio olisi repinyt mahdolliset materiaaliklimpit kausaalisesti irti toisistaan ennen kun olisivat hajonneet standarimallin mukaisiksi hiukkaskeitoiksi.
Missä mielessä inflaatio pyyhkii menneisyyden? On selvää, että tarpeeksi kauas toisistaan pyyhkäistyt hiukkaset eivät enää voi vaihtaa informaatiota. Lähemmäksi jääneet ovat tavoittaneet toisensa valonnopeudella ja niiden historia on nähtävissä. Olisiko kvanttilomittuminen säilynyt inflaation jäljiltä? Mietin, että teoriassa pystyisimme havaitsemaan kaksi kaukaista kohdetta, jotka eivät ole kausaalisessa yhteydessä, mutta jakavan saman lomittuneen tilan.
Inflaation aikana mahdollisesti aiemmin olemassa olleen aineen tiheys laskee tyypillisesti niin paljon, että kukaan inflaation jälkeinen havitsija ei näe siitä ainuttakaan hiukkasta.
Inflaatio ei poista aiemmin mahdollisesti olemassa olleiden hiukkasten lomittumista, mutta tällä ei ole mitään merkitystä, koska näitä hiukkasia ei havaita.
Onko mahdollista, että inflaatio olisi ollut heikompaa pienillä mittaskaaloilla? Tällöin olisi jäänyt lokaaleja hiukkasten tiheentymiä
Ei.
Jos pystyisimme näkemään tuonne menneisyyden alkukeittoon jollain tavalla ja meillä kuluisi oman kellomme mukaan yksi sekunti, niin näyttäisikö tuolla alkukeitossa myös siltä, että siellä kului yksi sekunti?
Maailmankaikkeuden laajenemisen takia menneet tapahtumat näkyvät meille hitaampina, suoraan verrannollisesti avaruuden laajenemiseen. Esimerkiksi kosmisen mikroaaltotaustan syntymisen jälkeen pituudet ovat venyneet tekijällä 1090, joten näemme sen muuttuvan hitaammin tekijällä 1090. (Kosminen mikroaaltotausta joka tapauksessa muuttuu niin hitaasti, että tätä muutosta ei ole vielä pystytty havaitsemaan, mutta on suunnitteilla kokeita, jotka yrittävät mitata tätä muutosta.)
Baryoniluku vakiintui siis, kun higgs kenttä ”jäätyi”. Oliko hiukkaset sitä ennen massattomia ? Voitko selventää hieman, mitä tarkoitetaan raskailla hiukkasilla, jos niillä ei ole massaa?
Kaikki tunnetut hiukkaset (neutriinoita ehkä lukuun ottamatta) olivat massattomia ennen kuin Higgsin kenttä jäätyi.
Raskas tarkoittaa tässä sitä, että hiukkasen massaan liittyvä lepoenergia on yhtä suuri tai suurempi kuin sen liike-energia. Massattomat hiukkaset eivät siis koskaan ole raskaita.
Oliko ennen jäätymistä vain termistä liike-energiaa, joka oli kaikilla hiukkasilla lähes sama?
Kyllä, ainakin tunnettujen hiukkasten osalta. Liike-energiassa on pieni ero sen mukaan, mikä on hiukkasen spin, mutta se on silti kaikilla samaa suuruusluokkaa.
Voidaanko ajatella että baryoniluku vakiintui jo aikaimmin jos kvarkkien määrä ylitti antikvarkkien? Leptonien määrä ei liity baryoni lukuun?
Higgsin olomuodon muutoksessa leptoneita voi muuttua baryoneiksi, eli se voi muuttaa baryonilukua. Jos nykyhavaintoihin sopiva baryonien ylijäämä syntyy aiemmin, olomuodon muutoksen pitää siis olla sellainen, että se ei muuta ylijäämää liikaa.
Mielenkiintoista että hiukkaset muuttuivat toisikseen ja niillä oli pitkälti samat piirteet ja mikä niitä lopulta erotti toisistaan