Kosmokseen kirjoitettua

Taivaan merkit

31.10.2022 klo 13.16, kirjoittaja Syksy Räsänen
Kategoriat: Kosmokseen kirjoitettua , Kosmologia

Mainitsin viime kuussa, että kosmisen mikroaaltotaustan perusteella tiedämme, että pimeä aine (jos sitä on olemassa) on tähtiä vanhempaa. Merkinnän kommenteissa pyydettiin avaamaan sitä, miten kosmisesta mikroaaltotaustasta voi päätellä tällaisia asioita. Tämä onkin hauska aihe.

Varhaisina aikoina maailmankaikkeuden aine oli hiukkaskeittoa. Kun avaruus laajenee, keiton lämpötila laskee. Kun maailmankaikkeus saavutti 380 000 vuoden iän, lämpötila laski alle 3 000 kelvinin. Tällöin keiton valohiukkasten energia ei enää riittänyt atomiytimien ja elektronien välisen sidoksen rikkomiseen, joten ne yhtyivät atomeiksi.

Tätä ennen valo, elektronit ja ytimet olivat tiukasti kytköksissä, kun valo poukkoili elektronien sähkövarauksista, ja maailmankaikkeus oli läpinäkymätön. Atomit ovat sähköisesti neutraaleja, joten niiden muodostuttua valo ei juuri vuorovaikuta aineen kanssa, ja on siitä lähtien matkannut jokseenkin esteettä halki maailmankaikkeuden.

Tämä valo tunnetaan nimellä kosminen mikroaaltotausta. Se on kirjaimellisesti valokuva maailmankaikkeudesta 380 000 vuoden iässä, ja näyttää tältä:

Kuvassa näkyy taivas mikroaaltoaallonpituudella, kun on poistettu Linnunradasta ja joistakin muista lähellä olevista lähteistä tuleva säteily. Punakeltaiset alueet ovat kirkkaampia ja siniset himmeämpiä; erot ovat muutaman sadastuhannesosan kokoisia. Näistä taivaan merkeistä voi lukea, millainen maailmankaikkeus oli nuorena.

Suoraviivaisin päätelmä on se, että valon ja tavallisen aineen tiheys oli 380 000 vuoden aikaan sama kaikkialla sadastuhannesosan tarkkuudella. Tarkempaa tietoa saa tutkimalla sitä, miten täplien kirkkaus riippuu niiden koosta. Vältän blogissa kuvaajien käyttämistä, mutta tätä en malta olla laittamatta:

Kuvassa on x-akselilla täplän koko taivaalla, ja y-akselilla se, paljonko kirkkaus poikkeaa keskiarvosta. Isoimmat täplät ovat 90 asteen kokoisia; Planck pystyy erottamaan pienimmillään vajaan asteen kymmenesosan kokoisia täpliä.

Kirkkaimpia ovat noin asteen kokoiset täplät. Tästä voi päätellä sen, miten nopeasti maailmankaikkeus laajenee. Sitä varten pitää tietää, miten täplät syntyvät.

Kun keskivertoa tiheämmät alueet varhaisina aikoina gravitaation takia tiivistyivät, valon paine työnsi niitä takaisin, mikä johti vuoroittaiseen tiivistymiseen ja harventumiseen. Edestakainen liike synnytti aaltoja, kuin järven pintaa vatkaava käsi. Aallot matkasivat nopeudella joka on noin puolet valonnopeudesta. Vanhimmat aallot olivat 380 000 vuoden aikaan ehtineet matkata 400 000 valovuotta, nuoremmat vähemmän. (Kuljettu matka on isompi kuin maailmankaikkeuden ikä kertaa nopeus, koska avaruus laajenee.)

Kappaleen kulmakoko taivaalla on sen pituus jaettuna sen etäisyydellä: mitä pienemmältä kappale näyttää, sitä kauempana se on. Kun siis tiedämme aaltojen pituuden ja kulmakoon, voimme päätellä kuinka kaukaa kosminen mikroaaltotausta on nykypäivään asti matkannut. Jos valon ja aineen eron hetkeä siirtäisi kauemmas tai lähemmäs, niin kaikkien täplien koko taivaalla muuttuisi tasaisesti. Tästä voi mitata etäisyyden tarkasti.

Koska tämä etäisyys riippuu siitä, miten maailmankaikkeus on laajentunut, kosmisesta mikroaaltotaustasta voi päätellä maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden. Kosmologian tämän hetken merkittävin ristiriita ennusteiden ja havaintojen välillä onkin se, että tällä tavalla saa eri tuloksen kuin mittaamalla laajenemisnopeuden suoraan siitä, miten nopeasti lähellä olevat galaksit meistä etääntyvät.

Entäpä se pimeä aine? Aaltojen pituus taivaalla kertoo vain etäisyyden, mutta niiden korkeudesta voi lukea monta seikkaa. Mitä vahvemmin tiheiden alueiden gravitaatio varhaisina aikoina vetää ainetta puoleensa, eli mitä enemmän massaa niissä on, sitä voimakkaampia aallot ovat. Toisaalta näkyvä aine (eli elektronit ja atomiytimet) törmäilee koko ajan valoon, mikä hidastaa sen liikkeitä kitkan tavoin, ja vaimentaa aaltoja. Pimeällä aineella ei ole tällaista ongelmaa.

Mitä enemmän on pimeää ainetta, sitä korkeampi on pisimmän aallon aallonhuippu, ja mitä enemmän on näkyvää ainetta, sitä matalampi se on. Yhdestä huipusta ei siis voi päätellä erikseen pimeän aineen ja tavallisen aineen määrää, koska niitä molempia sopivasti kasvattamalla korkeus pysyy samana.

Mutta pimeä aine ja näkyvä aine vaikuttavat eri tavalla kuvassa näkyviin eri huippuihin. Kuvassa ei ole erotettu aallonharjoja ja -pohjia: siinä näkyy vain paljonko kirkkaus poikkeaa keskiarvosta, ei onko alue keskivertoa kirkkaampi vai himmeämpi. Joka toinen huippu vastaa itse asiassa aallonharjaa ja joka toinen aallonpohjaa.

Näkyvän aineen kitka syventää aallonpohjia ja laskee aallonhuippuja, kun taas pimeän aineen gravitaatio vahvistaa molempia. Niinpä ottamalla huomioon sekä ensimmäisen että toisen huipun korkeuden voi päätellä sekä pimeän aineen että näkyvän aineen tiheyden. Huippujen korkeuksien suhteesta voi lukea, että pimeää ainetta on noin viisi kertaa niin paljon kuin näkyvää ainetta.

Pimeä aine esitettiin alun perin selittämään sitä, miksi näkyvä aine galakseissa ja galaksiryppäissä liikkuu nopeammin kuin mitä sen oma gravitaatio pystyy selittämään. Tarvittiin ainetta, jota ei voi nähdä, eli joka ei juuri vuorovaikuta valon kanssa. Vapaus valosta osoittautui sittemmin avaimeksi myös kosmisen mikroaaltotaustan täplien ymmärtämiseen. Tämä on hyvä esimerkki siitä, miten oikeansuuntaiset ideat ratkaisevat myös uusia ongelmia ilman erillistä säätämistä – eli tekevät onnistuneita ennustuksia.

Ainoa vaihtoehto pimeälle aineelle on se, että gravitaatio käyttäytyisi eri tavalla kuin mitä yleinen suhteellisuusteoria ennustaa. On kuitenkin vaikea selittää, miksi kosmisen mikroaaltotaustan muodostumisen aikaan gravitaatio olisi kuusi kertaa odotettua vahvempi, mutta Aurinkokunnassa ei ole nähty poikkeamia yleisen suhteellisuusteorian ennusteista, vaikka niitä on mitattu sadastuhannesosan tarkkuudella. Yksikään ehdokas uudeksi gravitaatioteoriaksi ei ole pystynyt edes jälkikäteen selittämään kosmisen mikroaaltotaustan kaikkien huippujen korkeuksia, saati ennustamaan niitä.

Kosmisen mikroaaltotaustan analyysi on oikeasti monimutkaisempaa kuin vain huippujen korkeuksien ja aineen tiheyksien vertaaminen. Mikroaaltotaivaan merkeistä voi lukea fotonien ja neutriinojen tiheyden, testata kosmisen inflaation ennustetta siitä, millainen aaltojen lähteinä toimivien ylitiheiden alueiden jakauma on, ja paljon muuta.

Kosminen mikroaaltotausta on ehkä antoisin yksittäinen kosmologinen havainto: se sisältää paljon tietoa, sitä voidaan mitata tarkasti, ja sen teoreettinen tarkastelu on suoraviivaista. On paljon helpompi mallintaa pieniä aaltoja kaasussa kuin vaikkapa törmääviä mustia aukkoja.

Seuraavaksi halutaan mitata tarkemmin kosmisen mikroaaltotaustan fotonien polarisaatiota, eli sitä, mihin suuntiin ne värähtelevät. Tuloksia on odotettavissa kymmenen vuoden kuluessa japanilaiselta satelliitilta LiteBIRD sekä kansainvälisiltä maanpäällisiltä teleskooppihankkeilta Simons-observatorio ja CMB-S4.