Varhainen maailmankaikkeus ja uusi fysiikka Kari Rummukainen Oulun Yliopisto, Fysikaalisten tieteiden laitos Viimeisten parin vuosikymmenen aikana kosmologiassa -- maailmankaikkeuden alkuhetkien tutkimuksessa -- on tapahtunut ratkaiseva läpimurto: uudet tarkkuusmittaukset ovat ratkaisevasti lisänneet meidän ymmärrystämme maailmankaikkeuden alkuhetkien fysiikasta. Sanotaankin että kosmologiasta on tullut nyt täsmätiedettä, aikaisempien varsin summittaisten tulosten sijaan. Samalla kosmologian ja alkeishiukkasten välisen fysiikan yhteys on saanut keskeisen aseman, ja nämä kaksi fysiikan alaa ovatkin nykyään täysin kietoutuneet toisiinsa. Kosmologisten havaintojen selittäminen onkin nykyisen hiukkasfysiikan suurimpia haasteita. Pimeä aine ja energia Aivan viime vuosina on useiden havaintojen vahvistamana ilmennyt että maailmankaikkeuden koko energiabudjetista on "tavallisen" aineen -- siis aineen mikä koostuu tunnetuista alkeishiukkasista -- osuus vain noin 4-5%. Tästä siis koostuvat kaikki planeetat, tähdet, tähtien välinen pöly, me itse ja niin edellen. Noin 24% on "pimeää ainetta", mikä koostuu todennäköisesti vielä tuntemattomista alkeishiukkasista. Nämä hiukkaset muodostavat ikään kuin suuren pölypilven kaikkien galaksien ja galaksijoukkojen ympärille. Suurin osuus, noin 71%,on vielä eksoottisempaa "pimeää energiaa". Pimeä energia vastaa täysin tyhjän avaruuden energiasisältöä, ja sen koko luonne on vielä mysteeri. Pimeä aine ja pimeä energia eivät kuulu nykyisin tunnettujen fysiikan teorioiden piiriin. Ne vuorovaikuttavat tavallisen aineen kanssa hyvin heikosti, ja ne onkin havaittu ainoastan epäsuorasti niiden aiheuttaman painovoiman vaikutuksesta. Pimeän aineen ja pimeän energian luonteen selvittäminen onkin nykyisen hiukkasfysiikan ja kosmologian keskeisimpiä ongelmia. Pimeän aineen hiukkasten suhteen onkin toiveita että niitä havaitaan suoraan lähitulevaisuudessa. Pimeän aineen ominaisuuksista on esitetty useita teoreettisia malleja, ja joidenkin niistä mukaan pimeän aineen hiukkasia voidaan kenties tuottaa Euroopan hiukkasfysiikan tutkimuskeskukseen, CERNiin, rakenteilla olevalla uudella LHC-hiukkaskiihdyttimellä. Toinen mahdollisuus on että havaitsemme suoraan avaruudesta maapallolle tulevan pimeän aineen hiukkasen. Näitä virtaa jatkuvasti maapallon läpi, mutta niitä on hyvin vaikea havaita johtuen erittäin heikosta vuorovaikutuksesta normaalin aineen kanssa. Pimeä aineen ja energian havainnot ovat yksi konkreettisimpia todisteita siitä että nykyisin tunnettu hiukkasfysiikka, niin sanottu hiukkasfysiikan standardimalli, ei voi sisältää koko totuutta fysiikasta. Tarvitaan siis "uutta fysiikkaa". Teoreettiset fyysikot ovatkin esittäneet kymmenittäin erilaisia malleja mahdolliselle uudelle fysiikalle. Havaitut pimeän energian sekä etenkin pimeän aineen ominaisuudet asettavat tiukat rajat sille millaista tämä uusi fysiikka voi olla, ja havaintotulosten tarkentuessa yhä suurempi osa ehdotetuista malleista karsiutuu pois väärien ennustusten vuoksi. Tällä tavalla kosmologia ja maailmankaikkeuden rakenne toimivat eräänlaisena äärimmäisenä hiukkasfysiikan laboratoriona. Alkuräjähdyksen jäljet Nykyisen kosmologian voidaan sanoa alkaneen vuonna 1928, kun Edwin Hubble havaitsi että kaukaiset galaksit etääntyvät toisistaan: maailmankaikkeus siis laajenee. Tämä oli yllätys ajan tiedeyhteisölle: yleinen käsitys oli että maailmankaikkeus on staattinen ja ikuinen. Varsin pian oivallettiin että jos galaksien liikettä jatketaan ajassa taaksepäin, päädytään tilanteeseen missä kaikki galaksit ovat samassa pisteessä: äärimmäisen kuuma ja tiheä alkusingulariteetti, alkuräjähdys. Muita todisteita alkuräjähdyksestä ei tässä vaiheessa vielä tunnettu, joten koko alkuräjähdysteorian todenmukaisuus oli pitkään varsin kiistanalainen. Alkuräjähdyksen englanninkielinen nimitys, "Big Bang", onkin pilkkanimi minkä alkuräjähdysteorian vastustaja Fred Hoyle keksi 50-luvulla. Nykyään alkuräjähdyksen olemassaolo on täysin varmistunut useiden havaintojen nojalla. Tärkeimpinä näistä ovat niin sanottu mikroaaltotaustasäteily (alkuräjähdyksen jälkihehku) sekä keveiden alkuaineiden suhteellinen runsaus maailmankaikkeudessa, nukleosynteesi. Maailmankaikkeuden laajenemisesta seuraa että sen keskimääräinen lämpötila laskee. Tästä seuraa kääntäen että varhainen maailmankaikkeus oli hyvin kuuma. Jos siis käännämme kellon viisareita taaksepäin, niin näemme että noin 300.000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa lämpötila oli noin 3000 Kelvin-astetta; niin suuri että atomit olivat täysin ionisoituneita, toisin sanoen elektronit olivat vapaita atomiytimistä. Maailmankaikkeus oli täynnä valkohehkuista, läpinäkymätöntä plasmaa, muistuttaen auringon pintaa. Kun maailmankaikkeus jäähtyi, elektronit tarttuivat atomeihin ja plasma muuttui läpinäkyväksi neutraaliksi kaasuksi. Tässä vapautunut säteily voidaan nykyään havaita mikroaaltotaustasäteilynä. Viimeaikaiset mikroaaltotaustasäteilyn tarkkuushavainnot antavat erittäin tarkan "valokuvan" 300.000 vuoden ikäisen maailmankaikkeuden rakenteesta. Siinä näkyvät yksityiskohdat luonnollisesti riippuvat vieläkin varhaisemmassa maailmankaikkeudessa tapahtuneista ilmiöistä, ja mikroaaltotaustasäteilyä voidaankin käyttää tarkkuusinstrumenttina monien kosmologisten suureiden määräämiseen. Jos menemme edelleen ajassa taaksepäin vain muutaman minuutin ikäiseen maailmankaikkeuteen, saavumme nukleosynteesin eli keveiden alkuaineiden synnyn ajankohtaan. Lämpötila oli nyt noin miljardi astetta, vastaten ydinfysiikan energiatasoa. Ennen nukleosynteesin alkua maailmankaikkeus oli vielä niin kuuma, että atomiydinten rakenneosat, protonit ja neutronit, liikkuivat niin nopeasti, etteivät ne pystyneet muodostamaan sidottuja tiloja. Lämpötilan laskiessa niiden nopeus hidastui, ja ennen pitkää ne takertuivat toisiinsa muodostaen erilaisia keveiden alkuaineiden ytimiä. Tässä prosessissa syntyneiden alkuaineiden tiheys voidaan laskea luotettavasti; tuloksena saadaan (olettaen yllä mainittu 4% kokonaisainemäärä) että maailmankaikkeuden normaalista aineesta tulisi olla 76% vetyä (ydin siis pelkkä protoni), 24% heliumia, 0.007% deuteriumia ja prosentin murto-osia muita keveitä alkuaineita ja niiden isotooppeja. Lasketut arvot sopivat hyvin yhteen tähtitieteellisten mittausten kanssa. Nukleosynteesissä syntyy vain muutamia keveimmistä alkuaineista. Raskaammat alkuaineet, kuten lähes kaikki maapallolla esiintyvät alkuaineet, syntyivät (ja syntyvät edelleen!) paljon myöhemmin ydinreaktioissa tähtien sisällä. Kun massiivisimmat tähdet räjähtävät supernovaräjähdyksinä, valtava määrä ainetta sinkoutuu kaasuna tähtienväliseen avaruuteen, mukana myös ydinreaktioissa syntyneet raskaammat alkuaineet. Näistä kaasupilvistä voi myöhemmin tiivistyä uusia tähtiä ja planeettoja. Täten se aine, mistä planeettamme ja me itse koostumme, on kierrätysmateriaalia kuolleista tähdistä. Se että nukleosynteesi selittää hyvin eri alkuaineiden yleisyyden on yksi vahvimmista todisteista alkuräjähdysteorian puolesta. Nukleosynteesi on ainoa tunnettu mekanismi mikä pystyy onnistuneesti selittämään havaitut keveiden alkuaineiden suhteelliset tiheydet. Lisäksi se rajoittaa tarkkaan maailmankaikkeuden sisältämän aineen kokonaismäärän. Vielä mentäessä ajassa taaksepäin tulemme syvälle hiukkasfysiikan alueelle: noin 10 mikrosekunnin ikäisessä maailmankaikkeudessa protonit ja neutronit puolestaan "sulavat" niin sanotuksi kvarkki-gluoniplasmaksi. Viimein noin 0.1 nanosekunnin ikäisessä maailmankaikkeudessa fysiikan tuntemuksemme loppuu: tätä aiemmin lämpötilat ja energiat olivat niin suuria, ettei niitä ole vielä voitu tutkia hiukkaskiihdyttimissä. Äärimmäisten varhaisten hetkien fysiikka on kuitenkin vaikuttanut maailmankaikkeuden myöhempään kehitykseen, ja jälkiä niitä voidaan nähdä esimerkiksi mikroaaltotaustasäteilyssä. Uusi fysiikka ja kosmologia Hiukkasfysiikan standardimalli on nykyisin tunnetun fysiikan teoria, ja se on pystynyt menestyksellisesti kuvaamaan kaikkien maanpäällisissä laboratorioissa tehtyjen kokeiden tuloksia jo yli 30 vuoden ajan. Viimeaikaiset kosmologiset havainnot ovat kuitenkin vakavasti nakertaneet standardimallin asemaa: edellä mainittujen pimeän aineen ja pimeän energian lisäksi kosmologiassa on useita muita ongelmia ja ilmiöitä joiden selitys vaatii uutta, toistaiseksi tuntematonta fysiikkaa. Kosmologisten havaintojen epäsuoruudesta johtuu, ettemme pysty vielä sanomaan mikä tämä standardimallin korvaava teoria on, mutta joka tapauksessa havainnot asettavat tiukkoja ehtoja uudelle fysiikalle. Teorian lopullinen määrittäminen vaatii uusia hiukkaskiihdytinkokeita. Ei siis ihme että kosmologian kehitys on herättänyt valtavasti mielenkiintoa hiukkasfyysikoiden parissa, ja kosmologiasta on tullut hiukkasfysiikan yksi tärkeimmistä sovelluskohteista. Lähivuosien aikana tilanne tulee kehittymään ratkaisevasti, kun sekä CERNin uusi LHC-hiukkaskiihdytin että ESAn mikroaaltotaustasäteilyä mittaava Planck-satelliitti otetaan käyttöön. Kuvassa on Kari ja Akseli Rummukainen