Kosminen inflaatio

Kari Enqvist

Helsingin yliopisto

 

Kaikkialta avaruudesta saapuva, alkuräjähdyksestä peräisin oleva kosminen mikroaaltotaustasäteily on muodostunut nykykosmologian Rosettan kiveksi. Tuohon kiveen on piirretty hieroglyfejä, joita tulkitsemalla avautuu ovi maailmankaikkeuden olemukseen. Nämä salaisuudet on kirjattu kosmisen mikroaaltotaustan vähäisiin lämpötilaeroihin.  Mikroaaltotaustan keskilämpötila on 2.735 K, mutta suunnasta riippuen siinä näkyy noin asteen sadastuhannesosan suuruisia poikkeamia, kuumia ja kylmiä alueita toinen toistensa sisällä. Näiden alueiden jakauma ja intensiteetti taivaanpallolla, eli niiden spektri, sisältää tiedon maailmankaikkeuden fysikaalisista parametreista. Niiden avulla päästään kurkistamaan myös aivan maailmanalkuun, sen ensimmäisiin silmänräpäyksiin, jolloin kosmos oli tyystin toisenlainen kuin nyt.

 

Kosminen mikroaaltotausta syntyi kun universumi oli noin 380 000 vuotta vanha. Siitä huolimatta lämpötilavaihtelut viestittävät paljon varhaisemmasta universumista. Ne kertovat kosmoksesta, joka oli jäätäkin kylmempi ja joka hetken aikaa laajeni valoakin nopeammin. Tätä tapahtumaa kutsutaan kosmiseksi inflaatioksi.

 

Inflaatio-idea näki päivänvalon 1980-luvun alussa. Tuolloin oli jo pitkään tiedetty, että Big Bang -mallissa on tiettyjä esteettisiä vikoja. Esimerkiksi universumin massaenergian arvon tuli aikojen alussa olla äärimmäisen lähellä ns. kriittistä arvoa. Massaenergian tiheyttä kriittisen tiheyden yksiköissä merkitään symbolilla Omega; Einsteinin yhtälöt kertovat, että jotta saisimme nyt havaitun arvon Omega = 1, Omegan alkuarvo sai poiketa ykkösestä vain tekijällä 10-60. Tämä haiskahtaa hienosäädöltä, ja sellaista fyysikot kavahtavat.

 

Amerikkalainen hiukkasfyysikko Alan Guth keksi kuitenkin keinon, jolla Omegan arvo tulee ykköseksi dynaamisesti ja alkuarvosta riippumatta. Tammikuun lopulla 1980 Guth piti Stanfordin lineaarikiihdytinkeskuksessa esitelmän, jonka otsikko oli ”10-35 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen”. Se muodostui inflaatio-teorian ensiesiintymiseksi. Hiukkasfyysikko-taustansa ansiosta Guth oli oivaltanut jotakin, mitä astrofyysikot eivät olleet tulleet ajatelleeksi.

 

Maailmankaikkeuden laajeneminen riippuu sen sisältämästä energiasta. Guth oivalsi, että hiukkasfysiikan teorioihin liittyvissä faasimuutoksissa universumi voi olla tilassa, jossa siihen on ladattu suuri määrä energiaa. Tyhjiöön voi näet varastoitua energiaa. Tällainen tilanne esiintyy esimerkiksi hiukkasvuorovaikutukset yhdistävissä suurissa yhtenäisteorioissa, joiden teoreettinen tutkimus oli kiihkeimmillään 1970-luvun loppupuolella. Yhtenäisteorioihin liittyy suuri symmetria, joka universumin lämpötilan laskiessa rikkoutuu kun epäsymmetrinen tila tulee energeettisesti edullisimmaksi. Kyseessä on samantapainen olomuodon muutos kuin vesihöyryn tiivistyminen nesteeksi tai vaikkapa jään sulaminen. Guth osoitti, että faasimuutos varhaisessa maailmankaikkeudessa voi johtaa dramaattisiin seuraamuksiin,.

 

Guth huomasi, että symmetriseen tilaan sidottu piilevä energia voi tietyissä olosuhteissa tulla säteilyenergiaa paljon suuremmaksi niin, että se määrää koko maailmankaikkeuden kehityksen. Koska kyseessä on vakioinen tyhjiöenergia, se toimii Einsteinin yhtälöihinsä lisäämän kosmologisen vakion tavoin. Willem de Sitter oli jo 1920-luvulla osoittanut, että tuolloin maailmankaikkeus laajenisi eksponentiaalisen nopeasti. Vauhti on niin nopeaa, ettei edes valo pysy laajenemisen perässä. Tätä vaihetta Guth kutsui kosmiseksi inflaatioksi.

 

Ilmapallon kaksiulotteista pintaa voi pitää analogiana kolmiulotteiselle käyristyneelle avaruudelle. Samaan tapaan kuin ilmapallon pinta tulee tasaisemmaksi kun palloon puhalletaan ilmaa, eksponentiaalinen laajeneminen tekee avaruuden geometrialtaan hyvin tasaiseksi. Suhteellisuusteorian mukaan avaruuden massaenergia ja sen geometria ovat naimisissa keskenään, ja täysin tasainen geometria tarkoittaa itse asiassa kriittistä tiheyttä eli Omegaa, jonka arvo on tasan yksi. Näin Guthin mekanismi antaa mahdollisuuden selittää maailmankaikkeuden alkuarvojen virityksen luonnollisella tavalla.

 

Inflaatio olisi saattanut jäädä kiinnostavaksi mutta spekulatiiviseksi ideaksi ellei pian olisi oivallettu, että se selittää paljon muutakin kuin vain universumin hienovirityksen. Inflaatiodynamiikka perustuu kenttään, joka vierii potentiaalissaan hyvin hitaasti. Hidas muutos tarkoittaa liki vakioista potentiaalienergiaa; tämä toimii Einsteinin yhtälöiden tyhjiöenergiana. Eksponentiaalisen laajenemisen ansiosta universumin ainetiheys ja lämpötila ryntäävät nollaa kohti. Inflaation loppuessa kenttä vierii minimiinsä, jolloin tyhjiöenergian latentti lämpö vapautuu ja kuuma maailmankaikkeus saa alkunsa.

 

Inflaatiokenttä kokee vieriessään jatkuvasti kvanttiepämääräisyyttä. Kentän paikka potentiaalissa ei ole aivan täysin määrätty, ja sen vuoksi myös maailmankaikkeuden näkemän efektiivisen kosmologisen vakion arvossa esiintyy pientä vaihtelua. Tämän tyhjiöenergian lepattamisen osoitettiin pian johtavan alkuavaruuden energiatiheyden paikallisiin tihentymiin ja harventumiin.

 

Inflaation ansiosta yhtäälle kasautuu aavistuksen verran enemmän massaenergiaa kuin keskimäärin, toisaalle taas aavistuksen verran vähemmän. Tätä pidetään nykyään inflaation melkeinpä merkittävimpänä saavutuksena, sillä se on selitys sille, miksi maailmankaikkeudessa ylipäätään on minkäänlaista rakennetta. Massatihentymät alkavat nimittäin gravitaation ansiosta vetää ainetta puoleensa. Harventumat taas menettävät ainetta entisestäänkin. Varhaisessa maailmankaikkeudessa sille, jolla jo on, annetaan lisää, ensin lusikalla ja sitten suurella kauhalla.

 

Kun ainetta puristetaan kasaan, se kuumenee. Niinpä tihentymät ja harventumat ovat suoraan tekemisissä kosmisen mikroaaltotaustan lämpövaihteluiden kanssa. Ja mikä parasta, inflaatioteoriat kykenevät ennustamaan niiden spektrin.

 

Inflaation keskeinen ennuste on, että tiheyshäiriöt ovat kokoskaalasta riippumattomia. Mikroaaltotaivaalla näkyvien kuumien ja kylmien alueiden pitäisi siis perustua eräänlaiseen täsmällisesti määriteltyyn fraktaalirakenteeseen, missä jokaisen kuuman ja kylmän alueen sisällä on edelleen kuumia ja kylmiä alueita, ja näiden sisällä lisää pienempiä mutta identtisiä alueita kuin venäläisessä nukessa. Tämän seurauksena tietyillä kokoskaaloilla saadaan suhteellisesti suurempia lämpötiloja. Näitä maksimiarvoja kutsutaan akustisiksi piikeiksi. Akustisten piikkien ominaisuudet riippuvat hyvin herkästi kosmologisista parametreista: pimeän aineen määrästä, baryonien määrästä, Hubblen parametrista, avaruuden geometriasta, ja niin edelleen.  Niiden avulla voidaan siis määrittää kaikki universumin perusparametrit.

 

Inflaation kannattajat huokasivat helpotuksesta kun amerikkalainen COBE-satelliitti vuonna 1991 onnistui havaitsemaan mikroaaltotaustan vähäisen lämpötilavaihtelun. Inflaatio läpäisi ensimmäisen testinsä, ja samalla tuloksista voitiin lukea inflaatiokenttään varastoidun energian määrä. Tyhjiöenergian suuruus on näet parametri, joka täytyy määrittää havaintojen perusteella.

 

 

Jo mikroaaltotaivasta 1990-luvun loppupuolella mitannut Boomerang-ilmapallokoe ilmoitti yksiselitteisesti, että (mittaustarkkuuden puitteissa) Omega = 1 – kuten inflaatiomallit ennustavat. Amerikkalainen WMAP-satelliitti, jonka tulokset julkaistiin alkuvuodesta 2003, tarkensi sitten tilanteen huomattavasti. Massaenergian tiheydeksi saatiin Omega = 1.02 ± 0.02, josta tavallista ainetta on 4.4%. Loppu on pimeää ainetta ja pimeää energiaa.

 

Pimeä aine on mitä luultavimmin kaasua, joka koostuu alkeishiukkasista, jotka eivät vuorovaikuta fotonien kanssa. Siksi se ei säteile eikä sitä voida nähdä. ”Pimeän” aineen sijasta parempi nimi voisikin olla ”läpinäkyvä” aine. WMAPin mukaan sitä on 23% maailmankaikkeuden massaenergiasta.

 

On vielä epäselvää, mitä pimeä aine on. Neutriinot olisivat eräs kandidaatti pimeäksi aineeksi, mutta niiden massojen tiedetään olevan aivan liian keveitä havaintotuloksien selittämiseksi. Toisaalta esimerkiksi supersymmetrisissä hiukkasteorioissa, jotka ovat teoreetikkojen lemmikkejä, löytyy sopivia pimeän aineen hiukkasia. Supersymmetriaa tullaan etsimään CERNin vuonna 2006 alkavissa kiihdytinkokeissa.

 

Pimeä energia on arvoitus. Sen olemassaolo vahvistui jo 1990-luvun lopun supernovahavaintojen ansiosta. Me teoreetikot voisimme sanoa kuin Anneli Jäätteenmäki: emme sitä pyytäneet, ja se tuli yllätyksenä. Mutta luonto näyttää valinneen tämän option meistä ihmisistä piittaamatta, niin kuin sillä on ollut ennenkin tapana. Pimeän energian luonne saattaa liittyä hiukkasteorioiden syvimpiin kysymyksiin, joita yritetään selvitellä säieteorioiden kaltaisilla kvanttifysiikan ja yleisen suhteellisuusteorian yhdistävillä rakennelmilla.

 

WMAP vahvisti myös, että massaenergian alkuperäiset häiriöt ovat olleet inflaation ennustamalla tavalla kokoskaalasta riippumattomia. Kosminen inflaatio ja maailmankaikkeuden valoa nopeampi laajeneminen on varmistunut samankaltaiseksi tieteelliseksi tosiseikaksi kuin mikä tahansa laboratoriotulos.

 

Tällä tavoin mikroaaltotausta on johdattanut meidät aivan uuteen aikakauteen: katsoessamme taivaalle katsomme samalla aivan konkreettisesti alkeishiukkasten sisään. Varhainen maailmankaikkeus ei ole vain mittari kosmoksen parametreille; se on myös mikroskooppi, jolla voi nähdä syvälle aineen perimmäiseen olemukseen.

 

 

Inflaation aikainen mitätön kvanttiheilahtelu, jonka eksponentiaalinen laajeneminen suurensi kuin elektronimikroskooppi, muodostaa siis perustan koko olemassaolollemme. Inflaatiomallin mukaan galaksien ryppäät, niiden kymmenien ja satojen miljoonien valovuosien suuruiset nauhamaiset rakenteet, ovat olemassa vain koska 10-35 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen tapahtui vähäpätöisiä kvanttiheilahteluja. Me ihmiset olemme olemassa näiden kvanttihäiriöiden ansiosta. Kaiken universumissa näkyvän rakenteen alkusyy on inflaatio. Kaikki aine on syntynyt inflaatiokentän hajoamisesta; kaikki se antiaine, joka myöhemmin annihiloitui aineen kanssa, syntyi inflaatiokentän hajoamisessa.  Inflaatiokenttään varastoitu tyhjiöenergia on siis aines, josta kaikki unelmat on sananmukaisesti tehty.