Pimeää ainetta etsimässä

      No Comments on Pimeää ainetta etsimässä

Näkymätön aine

Pimeälle aineelle ehkä kuvaavampi nimi olisi näkymätön aine. Se on jotain toistaiseksi tuntematonta ainetta, joka ei näy kaukoputkella (eli näkyvän valon aallonpituudella), eikä muitakaan sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksia (kuten infrapunaa tai röntgensäteilyä) havainnoivilla instrumenteilla. Pimeä aine ei siis säteile eikä absorboi sähkömagneettista säteilyä. Hiukkasfysiikan kielellä, se ei vuorovaikuta sähkömagneettisen kentän kanssa.

Tämän näkymättömän aineen olemassaolo käy ilmi painovoiman kautta: Tähdet liikkuvat galakseissa nopeammin kuin galaksien näkyvän aineen jakauma antaisi olettaa. Ylimääräinen liike-energia selittyy sillä, että galaksin gravitaatiopotentiaalista suurin osa on näkymättömän pimeän aineen aiheuttamaa. Vastaavanlaiset havainnot yksittäisten galaksien liikkeistä galaksiryppäiden sisällä kertovat että myös galaksiryppäiden massasta noin viisi kuudesosaa koostuu pimeästä aineesta, ja vain yksi kuudesosa on tavallista näkyvää ainetta, pääosin vetyä.

Yhtälailla painovoimaan perustuen pimeä aine voidaan havaita gravitaatiolinssiefektin avulla: Yleisen suhteellisuusteorian mukaisesti massa kaareuttaa sen ohi kulkevien valonsäteiden reittejä, ja siten massiiviset rakenteet kuten galaksiryppäät toimivat linsseinä taittaen niiden takaa näkyvien valonlähteiden lähettämiä kuvia. Näitä gravitaatiolinssien muokkaamia kuvia analysoimalla voidaan päätellä kuinka paljon linssinä toimivassa rakenteessa on massaa ja miten se on jakautunut. Ehkä tunnetuin esimerkki tällaisista havainnoista on niinkutsuttu bullet cluster. Kuvassa näkyy kahden galaksiryppään törmäys, jonka johdosta näkyvä vetykaasu on irtaantunut pimeästä aineesta, jonka sijainti käy ilmi gravitaatiolinssiefektin avulla.

Painovoimansa avulla pimeä aine myös selittää miten kosmiset rakenteet kuten galaksit ja galaksiryppäät ovat alunperin syntyneet. Varhaisessa maailmankaikkeudessa aine oli hyvin tasaisesti jakautunutta kuumaa hiukkaspuuroa, eli plasmaa. Jossain kohdin ainetta oli hieman tiheämmin ja toisaalla taas harvemmin. Painovoima pyrkii kasvattamaan näitä epätasaisuuksia, kun tiheät kohdat vetävät lisää ainetta puoleensa ja tihentyvät siten entisestään. Kasaantuessaan tavallinen aine kuitenkin kuumenee ja säteilee lämpösäteilyä, joka puolestaan työntää ainetta poispäin tiheämmistä alueista. Tämä ilmiö hidastaisi rakenteen muodostumista, jos kaikki aine olisi tavallista ainetta, eikä aineen jakauma maailmankaikkeudessa näyttäisi sellaiselta kuin sen nyt havaitsemme. Mutta pimeä aine on näkymätöntä juuri siksi, että se ei vuorovaikuta sähkömagneettisen säteilyn kanssa. Se ei siis tunne säteilyn painetta ja pystyy siksi kasautumaan painovoiman vaikutuksesta tehokkaasti jo varhaisessa maailmankaikkeudessa. Näkyvät kosmiset rakenteet ovat syntyneet kun näkyvä aine on luhistunut pimeän aineen tihentymien luomiin gravitaatiopotentiaalin kuoppiin.

Kolme tapaa löytää näkymätön

Pimeän aineen uskotaan koostuvan jostain tuntemattomasta hiukkasesta, koska mikään tunnetuista hiukkasfysiikan standardimallin alkeishiukkasista ei sovi pimeän aineen rooliin. Ominaisuuksiltaan muuten pimeäksi aineeksi sopivat, sähkövarauksettomat neutriinot ovat liian kevyitä muodostaakseen pimeän aineen rakenteet. Pimeän aineen etsinnässä on siis kyse uuden, standardimallin ulkopuolisen alkeishiukkasen etsimisestä. Tämä hiukkasjahti tapahtuu kolmella rintamalla:

Hiukkaskiihdyttimissä, kuten CERNin LHCssa, törmäytetään protoneita yhteen suurella energialla, ja mitataan tarkasti törmäyksessä syntyneiden hiukkasten energiat ja liikemäärät. Miljardien törmäysten joukosta pyritään löytämään sellaisia, joissa syntyneiden hiukasten liikemäärävektorit eivät ole tasapainossa. Tämä kertoisi siitä, että osa liikemäärästä on kulkeutunut pois havaintolaitteiden ohi näkymättömien hiukkasten kantamana. Jos tällaisia tapahtumia nähtäisiin enemmän kuin standardimallin ennustamat neutriinot voivat selittää, voisi se olla osoitus siitä, että törmäyksissä on syntynyt näkymättömiä pimeän aineen hiukkasia.

Jos pimeä aine koostuu tasapuolisesti hiukkasista ja antihiukkasista (toisin kuin näkyvä aine, joka koostuu vain hiukkasista, joita jostain syystä oli varhaisessa maailmankaikkeudessa hieman enemmän kuin antihiukkasia), nämä voivat joskus törmätä toisiinsa ja annihiloitua näkyviksi hiukkasiksi, kuten fotoneiksi tai varatuiksi hiukkasiksi. Toisaalta jos pimeä aine ei ole eliniältään ikuista, mutta vain erittäin pitkäikäistä, pimeän aineen hiukkaset voisivat toisinaan hajota näkyviksi hiukkasiksi. Tällaisia pimeän aineen annihilaatioista tai hajoamisista syntyviä hiukkasia etsitään suuntaamalla teleskoopit tai hiukkasilmaisimet kohti linnunradan keskustaa, galaksiryppäitä, tai linnunradan ympärillä kiertäviä kääpiögalakseja, koska jokaisen näkyvän rakenteen tiedetään sijaitsevan suuren pimeän aineen muodostaman ”kehän” eli halon sisällä. Pimeän aineen halo on tiivein sen keskikohdassa, joten keskellä rakennetta pitäisi myös tapahtua eniten annihilaatioita tai hajoamisia.

Kolmas tapa etsiä pimeää ainetta on niinsanottu suora havainnointi, joka perustuu maapallon liikkeeseen aurinkokunnan mukana linnunrataa ympäröivän pimeän aineen halon läpi. Aurinkokuntamme kiertää linnunradan keskustaa noin 220 km/s nopeudella. Näin ollen, liikkuessamme pimeän aineen halon läpi, on maapallolle kiinnitetyn havaitsijan näkökulmasta vastassamme jatkuva pimeän aineen hiukkasten vuo, ikäänkuin pimeän aineen muodostama tuuli. Suoran havainnoinnin kokeissa tarkkaillaan jotain kohdemateriaalia, esim suurta tankillista nestemäistä Xenon-kaasua, ja pyritään näkemään valotuikkeita jotka syntyisivät kun pimeän aineen hiukkanen osuu kohdeaineen atomiin ja siirtää sille energiaa tässä törmäyksessä.

Pimeän aineen tuulen vuodenajat

Aurinkokunnan kierros galaksin ympäri, eli galaktinen vuosi, kestää yli 200 miljoonaa vuotta. Siten aurinkokunnan liike suhteessa pimeän aineen haloon on ihmiselämän aikaskaalassa vakio. Mutta maapallon mukana matkustavan havaitsijan kokeman pimeän aineen tuulen nopeus vaihtelee hieman vuodenaikojen mukana, johtuen maapallon liikkeestä auringon ympäri. Tämä kiertonopeus on noin 30 km/s, ja siten joko kasvattaa tai pienentää pimeän aineen tuulen nopeutta aurinkokunnan 220 km/s vauhdista sen mukaan, kuljemmeko auringon ympäri myötä- vai vastatuuleen. Vastatuuli osuu kesäkuulle, jolloin siis yhteenlaskettuna pimeän aineen tuulennopeus on suurimmillaan, ja myötätuuli eli pimeän aineen tuulennopeuden minimi puolestaan joulukuulle.

Suoran havainnoinnin kokeissa tämä tuulennopeuden vaihtelu vaikuttaa siten, että kesällä törmäykset tapahtuvat keskimäärin hieman suuremmalla energialla kuin talvella. Jos törmäysenergia on liian pieni, se ei riitä aiheuttamaan havaittavaa valontuiketta, ja siten matalaenergisin osa törmäyksistä saattaa jäädä kokonaan näkemättä. Näin ollen kesällä suurempi osa mahdollisista pimeän aineen törmäyksistä on kokeiden kannalta sopivalla energia-alueella, ja siten kokeen pitäisi nähdä enemmän törmäyksistä kertovia valotuikkeita kesällä kuin talvella.

Italian Gran Sasson vuoren uumenissa sijaitseva DAMA-koe onkin jo vuosikausia raportoinut havaitsevansa juuri odotetunlaisen vuosivaihtelun natriumjodidi-kiteeseen perustuvassa ilmaisimessaan. Ilmaisin tuikkii hieman tiuhempaan kesäisin ja hieman harvemmin talvisin, juuri niinkuin pimeän aineen törmäyksistä kertovien tuikkeiden tulisikin käyttäytyä. Näiden havaintojen tulkinta osoituksena pimeän aineen hiukkasen löytymisestä on kuitenkin ongelmallista, koska monet muut kokeet maailmalla eivät ole nähneet vastaavaa signaalia, vaikka teoreettiset mallit jotka voisivat kuvata DAMAn havaitsemia törmäyksiä, ennustaisivat että nämä törmäykset pitäisi havaita myös esim Xenon-kokeessa. Asia on hämmästyttänyt tiedeyhteisöä jo toistakymmentä vuotta, mutta selvää virhettä DAMAsta tai muistakaan kokeista ei ole löytynyt, joka voisi selittää ristiriitaiselta vaikuttavat tulokset.

Tarkempaa tietoa monipuolisemmilla mittauksilla

DAMAn ja muiden suoran havainnoinnin kokeiden tulosten yhteismitallista tulkintaa hankaloittaa se, että DAMA on näistä kokeista ainoa joka käyttää kohdeaineena natriumjodidia. On mahdollista, että pimeä aine vuorovaikuttaa eritavalla eri alkuaineiden atomien kanssa, ja siten eri kohdeaineisiin perustuvat mittaukset eivät olisi suoraan vertailukelpoisia. Viimevuosina onkin maailmalla ryhdytty rakentamaan muitakin DAMAn kaltaisia natriumjodidi-ilmaisimia, joiden avulla tulosten vertailu olisi selkeämpää.

Vuodesta 2020 alkaen HIP on liittynyt mukaan italialaisten, saksalaisten ja itävaltalaisten tutkimusryhmien yhteistyössä aloittaman COSINUS-kokeen toimintaan. Tämä koe on rakenteilla samaan Gran Sasson laboratorioon jossa myös DAMA toimii, ja kohdeaineena on natriumjodidi-kide kuten DAMAlla. DAMAsta ja muista natriumjodidi-ilmaisimista poiketen COSINUS-kokeen tarkoitus on kuitenkin mitata törmäyksen aiheuttaman valontuikkeen lisäksi myös törmäyksessä kiteeseen siirtynyt lämpö- ja värähtelyenergia. Vertaamalla törmäyksen tuottaman valontuikkeen voimakkuutta värähtelyenergian määrään saadaan tarkempaa tietoa siitä, minkälainen sirontaprosessi on tapahtunut. Tämän tiedon avulla voidaan esimerkiksi erottaa atomiytimistä ja niitä verhoavista elektroneista tapahtuneet sironnat toisistaan. Lisäksi värähtelyenergian mittaus tuottaa paljon tarkemman tiedon törmäysenergiasta kuin pelkän valontuikkeen mittaaminen, ja siten on mahdollista määrittää havaittujen törmäysten energiajakauma entistä tarkemmin. Tämä tieto puolestaan auttaa tulkitsemaan mahdollista signaalia pimeästä aineesta kertovien hiukkasfysiikan teorioiden kannalta. Näin COSINUS-kokeen tuottama moniulotteisempi ja tarkempi data voisi lopulta tuoda selvyyden pitkään jatkuneeseen mysteeriin DAMAn signaalin takana. Yksittäisessä hiukkasen ja atomin törmäyksessä kiteeseen siirtynyt energia on hyvin vähäinen verrattuna huoneenlämpöisen kiteen sisältämään lämpöenergiaan. Tästä johtuen COSINUS-kokeessa kohdeaineena toimiva natriumjodidi-kide jäähdytetään lähelle absoluuttista nollapistettä, alle 10 millikelvinin lämpötilaan kryostaatin avulla. Tämä mahdollistaa pientenkin kidevärähtelyiden mittaamisen erityisen herkkien lämpömittareiden (TES eli transition edge sensor) avulla. TES on mikroskooppinen, suprajohtavasta metallista valmistettu liuska, joka pidetään juuri suprajohtavuuslämpötilan tuntumassa. Tässä kriittisessä lämpötila-alueessa pienikin lämpötilan muutos aiheuttaa suuren muutoksen liuskan sähkönjohtavuudessa, joka voidaan mitata, ja siten sensori toimii äärimmäisen tarkkana lämpöenergian mittarina.

COSINUS-kokeessa kohdeainekide on kytketty kryostaatin tuottamaan alle 10mK lämpökylpyyn lämmönjohtimen kautta, ja TES on sijoitettu lämmönjohtimen ja kiteen väliin, oheisen kuvan mukaisesti. Näin hiukkassironnan kiteeseen synnyttämät värähtelykvantit eli fononit joutuvat kulkemaan TESin kautta matkallaan lämpökylpyyn, ja niiden kuljettama värähtelyenergia voidaan mitata. Tämä mittalaitteisto on taustasäteilyltä suojaamiseksi peitetty kuparilla ja upotettu vesitankkiin, jonka lisäksi kosmiselta säteilyltä suojaa antaa sijainti Gran Sasson vuoren uumenissa. Oheisessa kuvassa näkyy suunnitelma kokeen rakennelmasta, jossa korkean vesitankin ympärille on rakennettu mittauksissa tarvittavat tekniset tilat ja puhdashuone.

HIPistä COSINUS-toimintaan osallistuvat tohtoriopiskelija Alex Stendahl, yliopistotutkija Matti Heikinheimo sekä yliopistonlehtori Kimmo Tuominen.

Matti Heikinheimo
Yliopistotutkija, HIP-projekti (High Energy Phenomenology in the LHC era)
Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos

Kosmologian tutkimus Euclid-avaruusteleskoopilla

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) Euclid-avaruusteleskoopin (https://www.euclid-ec.org/) suunniteltu laukaisu on vuoden 2022 loppupuolella. Euclidin tarkoitus on kartoittaa kuuden vuoden aikana yli kolmasosa taivaasta havaiten yli miljardi galaksia ja mitata kymmenien miljoonien galaksien spektri.  Spektristä voidaan määrittää galaksin punasiirtymä, mikä kertoo galaksin etäisyyden (olettaen, että punasiirtymän ja etäisyyden välinen yhteys tunnetaan).  Näin saadaan maailmankaikkeuden kolmiulotteinen kartta, jossa kukin galaksi on paikallaan.

Kuva 1: Taiteilijan näkemys Euclid-avaruusteleskoopista. (Credit: ESA/ATG medialab (satelliitti); NASA, ESA, CXC, C. Ma, H. Ebeling ja E. Barrett (University of Hawaii/IfA), et al. ja STScI (tausta))

Tällä hetkellä kosmologian merkittävin havaintoaineisto on ESAn edellisen kosmologiaprojektin, Planck-satelliitin, vuosina 2009-2013 tekemien mittausten tuloksena saatu koko taivaan kattava kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn kartta.  Kosminen taustasäteily syntyi kun maailmankaikkeuden ikä oli 370 000 vuotta.  Maailmankaikkeuden ikä on nyt noin 13,8 miljardia vuotta, joten taustasäteily ollut matkalla kauan eli se on kulkenut hyvin pitkän matkan.  Kosminen taustasäteily näyttää universumin kaukaisimmat meille näkyvät osat sellaisina kuin ne olivat tuossa nuoressa iässä.  Nämä muodostavat havaittavan maailmankaikkeuden reunan – sen kauemmaksi emme näe, koska ensimmäiset 370 000 vuotta maailmankaikkeuden täyttävä aine oli läpinäkymätöntä plasmaa, vapaita elektroneja, protoneja ja alfa-hiukkasia (helium-ytimiä).   Kosminen taustasäteily vapautui, kun nämä yhtyivät läpinäkyväksi vety- ja heliumkaasuksi.  Kosminen taustasäteily siis kertoo erityisesti varhaisesta maailmankaikkeudesta, sen rakenteesta ja koostumuksesta.   Sen perusteella tiedämme kuinka paljon maailmankaikkeudessa on tavanomaista, siis protoneista, neutroneista ja elektroneista koostuvaa ainetta, ja kuinka paljon on niin sanottua pimeää ainetta.

Koska kosminen taustasäteily on kulkenut läpi koko havaittavan maailmankaikkeuden ja lähes koko sen historian, se kertoo myös jotain maailmankaikkeuden geometriasta ja historiasta: siitä saadaan nimittäin määritettyä havaittavan maailmankaikkeuden reunan niin sanottu kulmahalkaisijaetäisyys hyvin suurella tarkkuudella.  Kulmahalkaisijaetäisyyden määritelmä on havaitun kohteen halkaisija jaettuna sillä kulmalla missä se näkyy.  Jos maailmankaikkeus ei laajenisi ja sen geometria ei ole kaareva, kulmahalkaisijaetäisyys olisi sama kuin todellinen etäisyys.  Käyttämällä hyväksi myös muita kosmologisia havaintoja saamme tietoa maailmankaikkeuden laajenemishistoriasta ja kaarevuudesta ja voimme määrittää mm. maailmankaikkeuden iän.  Kaarevuus on niin vähäistä, että sitä ei ole ainakaan toistaiseksi havaittu – sanomme, että maailmankaikkeus on “laakea”: siis ei kaareva, vaan noudattaa eukleidista kolmiulotteista geometriaa.

Jos tunnetaan punasiirtymän ja etäisyyden välinen yhteys, siitä saadaan maailmankaikkeuden laajenemishistoria: punasiirtymä kertoo suoraan kuinka paljon avaruus on laajentunut sinä aikana kun valo on ollut matkalla ja etäisyys taas on yhteydessä siihen, kuinka kauan aikaa tähän on kulunut.  Punasiirtymä saadaan kohteen spektristä; ongelmaksi jää etäisyyden määritys.  Pääasiallinen menetelmä kosmologisten etäisyyksien määrittämiseksi on perustunut ns. standardikynttilöihin: kohteisiin, joiden voi olettaa olevan keskenään samanlaisia niin, että niiden havaittu kirkkausero on kääntäen verrannollinen niiden etäisyyden neliöön.  Suurille etäisyyksille tähän on käytetty ns. tyypin Ia supernovia. 

Tällaisten supernovahavaintojen perusteella saatiin 1990-luvun loppupuolella selville, että laajenemien on ollut kiihtyvää viimeiset 6 miljardia vuotta.  Tämä oli odottamaton tulos, sillä oli pidetty selvänä, että painovoiman vuoksi laajenemisen täytyy hidastua.  Selitykseksi on ehdotettu uutta universumin täyttävää energiakomponenttia, ns. pimeää energiaa, tai painovoimalain (yleisen suhteellisuusteorian) korjaamista kosmologisilla etäisyyksillä.  Kummassakaan selityskategoriassa ei teoreetikoilla tunnu olevan tarjolla kovin luontevia teoriakandidaatteja.  Jotta pääsisimme asiassa eteenpäin, täytysi laajenemishistoria määrittää mahdollisimman tarkasti.

Ongelma tässä on, että oikeasti supernovat eivät ole keskenään täysin samanlaisia.  Siksi niistä määritetty laajenemishistoria jää epätarkaksi.  Tämä on esimerkki monia kosmologisia havaintoaineistoja vaivaavasta ongelmasta: emme havaitse suoraan kosmologisia suureita, vaan arvioimme niitä astrofysikaalisten kohteiden perusteella ja kosmologisten suureiden määritykseen jää näiden kohteiden vajavaisesti tunnetun monimutkaisen astrofysiikan aiheuttama epävarmuus.  Kosmisen taustasäteilyn havainnot ovat juuri siksi parasta nykyistä kosmologista dataa, että niistä lähes puuttuu tällainen astrofysikaalinen epävarmuus.

Onneksi supernovien tilalle kosmologia tarjoaa standardimittatikun, jota ei vaivaa astrofysikaalinen epävarmuus. 

Varhaisen maailmankaikkeuden plasman tiheysvaihtelut aaltoilivat painovoiman ja säteilypaineen vaikutuksesta.  Tämä aaltoilu lakkasi, kun säteily vapautui, mutta siitä jäi jäljelle aineen tiheysvaihtelu, missä korostuu tietty etäisyys, ns. baryonien akustisen oskillaation (BAO) skaala, joka vastaa sitä aallonpituutta, joka oli juuri saavuttanut maksimikorkeutensa kun aaltoilu lakkasi.  Tämä BAO-skaala on noin 500 miljoonaa valovuotta universumin mukana laajenevissa koordinaateissa (kun se syntyi, se oli noin 500 000 valovuotta todellista etäisyyttä –  maailmankaikkeus on sen jälkeen laajentunut noin tuhatkertaiseksi).  Kun kartoitamme tarkasti galaksien kolmiulotteisen jakauman, tämä BAO-skaala tulee siinä esille. 

Suuremmilla etäisyyksillä BAO-skaala näkyy pienemmässä kulmassa.  Saamme selville punasiirtymän ja etäisyyden välisen yhteyden kun määritämme, missä kulmassa BAO-skaala näkyy minkäkin punasiirtymän galakseille.  BAO-skaala ei ole kovin voimakkaasti korostunut, joten tällainen määritys edellyttää miljoonien galaksien punasiirtymän mittausta, jotta saadaan riittävän suuri aineisto BAO-skaalan tilastolliseen määrittämiseen.

Laajenemishistorian määrittäminen ei vielä riitä ratkaisemaan kumpi selitysmalli laajenemisen kiihtymiselle, pimeä energia vai painovoimalain muuttaminen, on oikea.  Sama laajenemishistoria voidaan näet toteuttaa kummallakin tavalla.  Näiden erottamiseen toisistaan tarvitaan toisenlaisia havaintoja.  Maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteet, siis galaksien jakauman tihentymät ja harventumat, ovat muodostuneet painovoiman vaikutuksesta alkuavaruuden pienistä tiheysvaihteluista (samoin ovat muodostuneet pienemmät rakenteet, kuten galaksit ja tähdet, mutta tässä meitä kiinnostavat suuret skaalat).  Universumin laajeneminen jarruttaa näiden rakenteiden kasvua.  Jos painovoimalaki on annettu, laajenemishistorian ja rakenteiden kasvuhistorian välillä on yksikäsitteinen vastaavuus.   Mutta jos muutamme painovoimalakia, tämä vastaavuus muuttuu.  Laajenemisen kiihtymisen kaksi selitysmallia voidaan siis erottaa toisistaan mittaamalla tarkasti sekä laajenemishistoria että rakenteiden kasvuhistoria.

Rakenteiden kasvuhistorian tarkkaan mittaamiseen ei riitä tutkia näkyvien galaksien jakautumaa eri etäisyyksillä, vaan meidän tarvitsisi saada selville koko massajakauma, mitä dominoi pimeä aine.  Massajakauman määrittämiseen voidaan käyttää gravitaatiolinssi-ilmiötä.   Kun valo kulkee kaukaisista galakseista meitä kohti, se ohittaa universumin rakenteiden massatihentymiä, jotka painovoimallaan taivuttavat valon kulkua.  Lopputulos on, että näemme kaukaiset galaksit vääristyneinä.  Tämä vääristymä on suhteessa siihen kuinka paljon yli- ja alitiheyttä valon matkalla oli yhteensä.  Määrittämällä tämä vääristymä kaikissa suunnissa ja havaittuen galaksien etäisyyden funktiona, voidaan ratkaista universumin kolmiulotteinen massajakauma, missä kaukaisemmat osat ovat kauempana menneisyydessä.  Koska oletamme että rakenteet ovat kiinnitettynä ajanhetkenä tilastollisesti samanlaisia kaikissa avaruuden osissa, saamme näin rakenteiden kasvuhistorian.

Ongelma on, että galaksista saamamme kuvan vääristymän määrittämiseksi meidän pitäisi tietää galaksin todellinen muoto; sitä emme kuitenkaan tiedä.  Lisäksi useimpien galaksien kohdalla tämä vääristymä on vain prosentin tai parin luokkaa (tällöin puhutaan heikosta gravitaatiolinssi-ilmiöstä, weak lensing, WL).  Tällaiset pienet vääristymät ilmenevät kuvan venymisenä johonkin suuntaan.  Siksi määritys on tehtävä tilastollisesti.  Likimain samasta suunnasta on havaittava suuri määrä galakseja.  Galaksien todelliset asennot ovat oletettavasti määräytyneet satunnaisesti, joten jos niiden kuvat ovat voittopuolisesti pitkulaisia yhteen suuntaan, tämä on merkki siitä että gravitaatiolinssi-ilmiö on venyttänyt kuvia siihen suuntaan.

2000-luvun alussa alkoi selkiytyä, että merkittävimmät kosmologian edistysaskeleet Planckin taustasäteilyhavaintojen jälkeen olisivat saavutettavissa isoilla panostuksilla BAO-skaalaan ja gravitaatiolinssi-ilmiöön kohdistuvilla galaksikartoituksilla.  Tällä hetkellä suuret tällaiset havaintoaineistot ovat peräisin maanpäällisistä observatorioista.  BAO-skaalan osalta tärkeimmät ovat BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) ja eBOSS (extended …), osa laajaa SDSS-projektia (Sloan Digital Sky Survey, http://www.sdss.org/), ja gravitaatiolinssien osalta KiDS (Kilo-Degree Survey, http://kids.strw.leidenuniv.nl/) ja DES (Dark Energy Survey, https://www.darkenergysurvey.org/).  Oli kuitenkin heti selvää, että parhaiden tulosten saavuttamiseksi olisi teleskoopit lähetettävä avaruuteen.  Ilmakehä häiritsee pahasti erityisesti galaksien muotojen tarkka mittaamista, vääristäen niitä omalta osaltaan.  Myös kaukaisempien galaksien punasiirtymän määrittäminen on vaikeampaa maan päältä; punasiirtymä on nimittäin siirtänyt voimakkaimmat spektriviivat infrapuna-alueelle, missä ilmakehä absorboi ison osan säteilystä.

Niinpä sekä Euroopassa (ESA), että Yhdysvalloissa (NASA) alettiin valmistella avaruusmissiota, jonka fokus olisi tässä ns. pimeän energian ongelmassa: miksi avaruuden laajeneminen kiihtyy.  Tarvitaan mahdollisimman laaja ja syvä galaksikartoitus, jossa mitataan tarkasti mahdollisimman monen galaksin muoto ja punasiirtymä; reunaehtona kustannuskatto, joka rajoittaa kuinka suuri laite voidaan avaruuteen lähettää.  Tarvittava laite on laajakulmainen optisen ja infrapuna-alueen avaruusteleskooppi.  ESAn projektin nimeksi tuli Euclid eurooppalaisen antiikin matemaatikon Eukleideen mukaan;  Eukleides tutki geometriaa ja Euclid määrittää universumin geometriaa.  NASAn projektin työnimenä oli WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope); NASA teki päätöksen sen toteuttamisesta vuonna 2016 ja vuonna 2020 se sai viralliseksi nimekseen Nancy Grace Roman Space Telescope (https://www.nasa.gov/content/goddard/nancy-grace-roman-space-telescope) NASAn edesmenneen pääastronomin mukaan.  Roman-avaruusteleskoopin laukaisu avaruuteen on suunniteltu vuoteen 2025.

ESA teki päätöksen Euclid-projektin toteuttamisesta vuonna 2011.  Tunnustelut Suomen osallistumisesta projektiin alkoivat vuonna 2009, kun eräs italialainen kollegani Planck-projektista, joka oli siirtynyt vastuutehtäviin Euclidissa, otti minuun yhteyttä kysyen mahdollisesta Suomen kiinnostuksesta.  ESAn tiedeprojektit ovat ESAn ja kansallisten avaruusorganisaatioiden yhteisprojekteja.  ESA rahoittaa avaruuteen laukaistavan satelliitin rakentamisen, sen laukaisun ja operoinnit ja kansalliset organisaatiot rahoittavat satelliittiin tulevat mittalaitteet ja havaintodatan analyysin ja siihen tarvittavat tietokonelaitteistot.   Projektiin mukaan pääseminen edellytti Suomen osallistuvan johonkin näistä.  ESA rahoittaa myös teleskoopin, joka on halkaisijaltaan 1,2 metriä.  Kansalliset organisaatiot rahoittavat Euclidin instrumentit, jotka ovat infrapuna-alueen kuvia ottava ja spektrejä mittaava NISP (Near Infrared Spectrometer and Photometer) ja näkyvän valon alueella kuvia ottava VIS (visual imager).  

Kuva 2: Euclid rakenteilla. VIS-instrumentti on vasemmalla mustalle eristekalvolla päällystettynä, NISP-instrumentti ylhäällä kultakalvolla päällystettynä. Kuva on vuoden 2020 heinäkuulta. (Credit: Airbus)

Selvitimme suomalaisen teollisuuden mahdollisuutta osallistua NISP-instrumentin rakentamiseen, mutta osoittautui, että siihen ei ollut saatavissa Suomesta rahoitusta.  Suomen osuudeksi tuli osallistua havaintodatan analyysiin ja tietokonelaitteistoon: sovittiin, että Suomeen perustetaan yksi Euclidin tiededatakeskuksista (Science Data Center, SDC).   Suomi hyväksyttiin (yhdessä Tanskan ja Romanian kanssa) Euclid-konsortion uusiksi jäsenmaiksi vuonna 2011 samalla kun ESA päätti toteuttaa mission.  Alkuperäisiä jäseniä oli yhdeksän Euroopan maata.  Myöhemmin on mukaan hyväksytty vielä kaksi Euroopan maata, Yhdysvallat ja Kanada, joten kaikkiaan jäsenmaita on nyt 16.  Yhdeksällä näistä on oma Euclid-tiededatakeskus. 

Suomesta Euclidiin osallistuu viisi yliopistoa: Helsingin, Turun, Jyväskylän ja Oulun yliopistot sekä Aalto-yliopisto. 

Datakeskuksemme, SDC-FI, toimii CSC:n tiloissa sen Kajaanin datakeskuksessa ja sitä rahoittavat Suomen Akatemia ja osallistuvien yliopistojen ja CSC:n muodostama konsortio.  Tällä hetkellä laitteistossa on 26 laskentanoodia (noin 1000 laskentaydintä) ja noin 200 teratavua tallennustilaa.  Laitteistoa täytyy vielä merkittävästi laajentaa ja erityisesti tallennustilaa kasvattaa useihin petatavuihin, jotta voimme analysoida osuutemme Euclidin datasta.  Tarkoitus on, että kaikissa datakeskuksissa toimii sama analyysiohjemisto ja data jaetaan eri maiden kesken, siten että kukin maa analysoi oman osansa taivasta. Suomen osuudeksi on alustavasti sovitttu 5% datasta.  Analyysin loppuvaihe kohdistuu koko aineiston kattaviin galaksiluetteloihin, joten siinä vaiheessa jakoperiaate ei enää mene taivaanosittain.

Tässä vaiheessa projektissa kehitetään datan analyysimenetelmiä ja testataan niitä simuloidulla datalla.  Fysiikan tutkimuslaitoksessa toimiva Euclid-ryhmä on SDC-FI:n operoinnin lisäksi vastuussa erityisesti NISP-instrumentin datan simuloinnista ja galaksien kaksipistekorrelaatiofunktion määrittämiseen käytettävän menetelmän kehitttämisestä.   BAO-skaala havaitaan piikkinä kaksipistekorrelaatiofunktiossa, joten se on yksi Euclidin keskeisimmistä tuloksista.  Kosmologisten parametrien määrittäminen datasta edellyttää huolellisia datan virhearvoita; tätä varten on määritettävä kaksipistekorrelaation kovarianssimatriisi, mikä edellyttää kaksipistekorrelaation määrittämisestä tuhansista simuloiduista Euclid-datarealisaatioista.  Tämä uhkasi dominoida koko Euclid-data-analyysin laskentabudjettia; mutta olemme onnistuneet tekemään koodista kymmenen kertaa nopeamman optimoimalla käytettyä algoritmia. Euclid-satelliitti on jo lähes valmis: teleskooppi ja instrumentit ovat valmiina ja tällä hetkellä on käynnissä niiden testaus ja integrointi yhteen.  Satelliitin laukaisu on suunniteltu tehtäväksi Soyuz-kantoraketilla ESAn avaruuskeskuksesta Kourosta, Ranskan Guyanasta, lähellä päiväntasaajaa.

Hannu Kurki-Suonio
Yliopistonlehtori, projektipäällikkö (EUCLID)
Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos

Merituulen tuoksahdus CERN:issä – CLOUD kokeessa tutkitaan ilmakehän pienhiukkasten muodostumista

CERN:issä tutkitaan muitakin hiukkasia kuin alkeishiukkasia. Aerosolihiukkasiksi kutsutaan ilmassa leijuvia kiinteitä tai nestemäisiä pienhiukkasia, joiden koko vaihtelee molekyylitasolta eli noin nanometrin kokoluokasta kymmeniin mikrometreihin. Aerosolihiukkaset vaikuttavat ilmastoon sirottamalla ja absorboimalla auringonsäteilyä, sekä osallistumalla pilvien muodostumiseen. Suurina pitoisuuksina aerosolihiukkaset huonontavat ilmanlaatua ja lisäävät kuolleisuutta keuhko- ja verisuonisairauksiin.

Tutkimme aerosolihiukkasten syntyä CERN:issä sijaitsevan CLOUD kammion avulla. CLOUD (Cosmics Leaving Outdoors Droplets) projektin tavoitteena on ymmärtää paremmin niitä fysikaalisia ja kemiallisia prosesseja, joiden seurauksena aerosolihiukkasia muodostuu ilmakehässä. Eräs hiukkasmuodostukseen vaikuttavista tekijöistä on kosminen säteily, joka synnyttää ilmakehässä ioneja. CERN:in protonisynkrotronin avulla voimme säädellä tutkimuskammiossa muodostuvien ionien määrää ja siten simuloida olosuhteita ilmakehän eri korkeuksilla.

Kuva 1. CLOUD kammio CERN:issä mittauslaitteistojen ympäröimänä.

Tutkimuskammioon syötettävä ilma sekoitetaan hapesta ja typestä, jonka jälkeen seokseen lisätään tarvittava määrä hivenkaasuja, kuten otsonia ja vesihöyryä. Kammion ja kokeissa tarvittavan kaasuseoksen on oltava äärimmäisen puhtaita. Aiemmissa kokeissa osoitimme, että erittäin pienet pitoisuudet (jopa pptv) tiettyjä emäksiä, kuten ammoniakkia ja amiineja, voivat ratkaisevasti vaikuttaa hiukkasmuodostukseen.

Viime aikoina olemme tehneet kokeita, joiden tarkoitus on selvittää muodostuuko hiukkasia merestä peräisin olevista kaasumaisista yhdisteistä. Biologinen toiminta merissä tuottaa jodia ja rikkiä sisältäviä yhdisteitä, esimerkiksi dimetyylisulfidia, joka aiheuttaa merivedelle ominaisen hajun. Näiden yhdisteiden tietyt hapetustuotteet voivat muodostaa aerosolihiukkasia, mutta mekanismi on mittausdatan puuteen vuoksi vielä huonosti tunnettu, vaikka meret peittävät suurimman osan maapallosta! Ensimmäisiä tuloksia meriin liittyvästä mittaussarjasta odotetaan julkaistavaksi pian.

Toinen uusi aluevaltaus CLOUD projektille on jäänukleaatiotutkimus. Kylmässä ilmassa jääkiteitä voi alkaa muodostua suoraan aerosolihiukkasten pinnalle, mikä on pilvien syntymisen ja siten ilmaston kannata oleellinen prosessi. Hiukkasten koostumus vaikuttaa niiden kykyyn toimia jäänukleaatioytiminä. Mittaussarjan avulla pyrimme vastaamaan kysymykseen siitä mitkä ilmakehässä muodostuneista hiukkasista voisivat toimia jäänukleaatioytiminä.

Kuva 2. CLOUD projektin väitöskirjatutkijat pääsivät osallistumaan järjestämäämme talvikouluun Hyytiälässä viime keväänä juuri ennen pandemiarajoitusten alkua.

Katrianne Lehtipalo
Apulaisprofessori
INAR Helsingin Yliopisto ja Ilmatieteen laito
s

Emergenssiä ja hiukkasia – tiiviin aineen fyysikon apologia

Klassikkoesseessään Matemaatikon apologia G. H. Hardy kuvaa puhtaan matemaatiikan estetiikkaa ja matemaatikoiden työtä luovina taiteilijoina. Kirjoitus on puolustuspuhe  sovelluksista vapaan “hyödyttömän” matematiikan puolesta. Teoreettiset fyysikot varmaan allekirjoittavat jossain määrin työhönsä liittyvän estetiikan ja luovan taiteen roolin. Silti fyysikot tuskin laajemmin tekevät hyödyttömyydestä hyvettä – epäkonkreettinen hyöty artikuloidaan mielummin ihmisen pohjattoman uteliaisuuden tyydyttämisenä.  Uumoilen tämän blogin tavoittavan hiukkasfyysiikkaa ja kosmologiaa tuntevia lukijoita, joten  kirjoitukseni toimikoon tiiviin aineen fyysikon apologiana. Yritän selvittää kvanttiaineen tutkimuksen motivaatioita, estetiikkaa sekä valottaa työn arkea ja juhlaa.

Vaikka tiiviin aineen fysiikan potentiaaliset sovellukset ovat paljon lähempänä kuin hiukkasfysiikassa, ei aineen kvanttiteoreetikon mielessä usein pyöri konkreettiset kvanttitietokoneet tai muut härpäkkeet. Rahoitushakemuksissa sovelluksia toki painotetaan, mutta päivittäinen työmotivaatio tulee muualta.  Mielestäni kvanttiaineen ajankohtaiset tutkimuskysymykset ovat yhtä perustavanlaatuisia kuin hiukkasfysiikassa.

Tiiviin aineen kvanttifysiikassa systeemit tyypillisesti näyttäytyvät sitä universaaleimmilta ja symmetrisimmiltä mitä matalampia energioita tarkastellaan. Tilanne on siis päinvastainen kuin hiukkasfysiikassa. Ihmeellistä kyllä, aineen kollektiiviset kvanttiominaisuudet voivat joskus johtaa uskomattomiin ilmiöihin kuten elektronien hajoamiseen murtolukuisiin varauksiin tai muun tyyppisiin partonirakenteisiin. Uudet hiukkaset ovat emergenttejä: niillä ei ole itsenäistä asemaa tarkasteltavan aineen ulkopuolella.  Kvanttiluvuiltaan silpoutuneet effektiiviset kvasihiukkaset ovat seurausta elektronien välisten vuorovaikutusten ja kvanttimekaniikan epäintuitiivisesta salaliitosta. Kuitenkin ne manifestoituvat kokeissa ja voivat muuttaa jopa  aineen  makroskooppista käytöstä.

Tiiviin aineen kvanttimateriaaleissa tavataan suunnattoman rikas ja alati karttuva kokoelma erilaisia kvasihiukkasia. Effektiivisissä teorioissa  relativistiset varauksenkuljettajat ovat ihan arkisia vaikka lähtökohtaisesti mikroskooppisella Hamiltonilla ei ole edes likimääräistä relativistista invarianssia. Toisaalta tästä syystä hiukkasfysiikasta tutut Diracin, Weylin ja Majoranan fermionit muodostavat vain osajoukon tiiviin aineen fermionisista eksitaatioista.

On mielestäni erittäin kiehtovaa että tiiviin aineen systemeissä voi tutkia saman tyyppisiä ilmiöitä kuin hiukkasfysiikassa ja kosmologiassa, vaikkapa kaarevan avaruuden kvanttifysiikkaa [1-3]. Tiiviin aineen tutkimus ei  silti suoraan paljasta universumin syvimpiä salaisuuksia. Se kompensoi asiaa tarjoamalla lukemattomia mahdollisia universumeita salaisuuksineen. Pidän selvänä että joidenkin näiden tutkiminen auttaa rakentamaan parempia vimpaimia. Mutta niidenkin vaihtoehtojen tutkiminen, jotka eivät konkreettiseen hyötyyn johda, on itsessään palkitsevaa. Hyötyjä on myös vaikea ennakoida: Hardyn arviot lukuteorian ja suhteellisteorian hyödyttömyydestä ovat myöhemmin osoittautuneet lievästi sanottuna vääriksi.

Kun hiukkasfysiikan teorioissa tavan takaa tupataan lisäämään ulottuvuuksia, tiiviin aineen systeemeissä  voidaan tutkia effektiivisesti yksi- ja kaksiulotteista fysiikkaa. Matalaulotteinen kvanttimekaniikkka sallii uudenlaisia hiukkasia fermioni-bosoniparadigman ulkopuolelta. Nämä anyoneina tunnetut hiukkaset  voivat olla abelisia tai epäabelisia riippuen onko niitä kuvaava aaltofunktio skalaari vai vektori. Viime aikoina erityisen kiinnostuksen kohteena ovat olleet Majorana-hiukkasiksi kutsutut  monihiukkaseksitaatiot jotka ovat yksinkertaisimpia epäabelisia anyoneja. Epäabelisten anyonien avulla voi periaatteessa luotettavasti säilöä kvantti-informaatiota ja niitä voi käyttää kvanttitietokoneiden rakennuspalikoina. Kiinteän aineen Majorana-hiukkasia, jotka käyttäytyvät tietyssä mielessä kuin elektronien partonihiukkaset, on ennustettu esiintyvän topologisina suprajohteina tunnetuissa systemeeissä. Topologiset suprajohteet ovat uudentyyppinen suprajohtava aineen olomuoto, jonka kokeellinen realisaatio on kvanttiaineen tutkimuksen keskeisimpiä tavoitteita. Topologisia suprajohteita ja niiden Majorana-hiukkasia ei ole varmuudella havaittu vaikka useita erittäin lupaavia signaaleja onkin raportoitu. Eräs mielenkiintoisimmista uusimmista tuloksista on saavutettu akatemiaprofessori Peter Liljerothin ryhmässä Aalto-Yliopistossa [4]. Yhdistämällä yhden atomikerroksen paksuisen ferromagneettin suprajohtavan NbSe2 pinnalle, tutkijat havaitsivat magneetin reunalle lokalisoituneen äärellisen tilatiheyden suprajohtavan energia-aukon sisällä (Ks. Kuva 1). Olin itse rakentamassa teoreettista mallia kokeelliselle systeemille ja totesimme että havainnot ovat erittäin hyvin sopusoinnussa kiraalisten Majorana-hiukkasten reunakanavan tuottaman teoreettisen signaalin kanssa. Tutkimuksemme ilmestyy Joulukuussa Nature-tiedelehdessä, mikä on todellinen joulujytky projektiin osallistuneille kymmenelle fyysikolle.



Kuva 1: Havainnekuva Aalto-Yliopiston kokeissa valmistetusta topologisesta suprajohteesta. Harmaa alue esittää ohutkalvomagneettia joka on kasvatettu suprajohtavan substraatin päälle. Magneteetin kontakti suprajohteen kanssa muuttaa alla olevan suprajohteen topologiseksi. Topologisen ja tavallisen suprajohteen välille muodostuu kiraalisten Majorana-hiukkasten reunakanava. Tunnelointimikroskoopin kärjestä (harmaa pallukkaröykkiö) tunneloituvat elektronit paljastavat Majorana-hiukkasten lokaation ja energian. Tieteen historian ja tiedepolitiikan kyseenalaisia (mutta elinvoimaisia) perinteitä vaalien kuvaan on merkitty projektiin osallistuneiden ryhmien johtajat ja heidän kontribuutionsa (jättäen mainitsematta seitsemän muuta tutkijaa joiden ansiosta läpimurto varsinaisesti saavutettiin).

Kokeellisessa fysiikassa ei todisteta teorioita oikeaksi tai vääräksi vaan arvioidaan onko karttunut havaintoaineisto sopusoinnussa ehdotetun selityksen kanssa. Aika näyttää kestääkö tulkintamme topologisesta suprajohtavuudesta. Projekti joka tapauksessa valottaa tiiviin aineen fysiikan versatiilisuutta. Vaikka on epäselvää onko mikään tunnettu luonnollinen materiaali itsessään topologinen suprajohde, on täysin mahdollista valmistaa magneetin ja suprajohteen keinomateriaali Majorana-hiukkasineen. Tässä kiteytyy modernin tiiviin aineen tutkimuksen vetovoima: riittävällä luovuudella esoteerisetkin teoriat voivat konkretisoitua tosimaailmassa. Eli hiukan karrikoiden, jos neutronitähden sisus ei anna kvarkkiainetta, pitää rakentaa uusi neutronitähti josta sitä löytyy.

Itse viihdyn mainiosti tiiviin aineen teorian tutkimuksessa joka ammentaa ideansa eri fysiikan aloilta. Toisaalta en tunne tarvetta todistella oman tutkimusalueeni ylivertaisuutta. Seuraan suurella mielenkiinnolla hiukkasfysiikan ja kosmologian tutkimusta, vähintään yleistajuisten uutisten tasolla. Suomessa fysiikan laitosten segregoituminen tutkimusaiheiden mukaan on ymmärrettävää mutta valitettavaa. Topologisen aineen teoriat, korreloituneet kvanttisysteemit sekä kvantti-informaatio (laboratoriossa ja kvanttigravitaatiossa) ovat esimerkkejä nopeasti kasvavasta tiiviin aineen ja hiukkasfysiikan rajapinnasta, jonka kummankin puolen tehdään aikamme merkittävimpiä keksintöjä. Vaikka yllä mainitsemiani aiheita meillä jossain määrin tutkitaankin, ovat eri alojen tutkijat etääntyneet tapahtumahorisontin taakse.

Mielestäni modernin tiiviin aineen teoreetikon hyvä pohjakoulutus kaipaa traditionaalisen aineksen lisäksi hiukkasfysiikan ja yleisen suhteellisuusteorian perusteet ja säieteorian alkeet. Ajankohtaiset tutkimustrendit osoittavat että tiiviin aineen teorioiden tuntemus on arvokasta myös hiukkasfyysikoiksi identifioituville. Jos teoreettisen fysiikan intressejä ei saada paremmin yhdistettyä marginalisoimme itsemme keskeisillä aloilla.

Teemu Ojanen
Assoc. Prof., projektipäällikkö (topological matter)
Tampereen Yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos


[1] A. Westström and T. Ojanen, Designer curved-space geometry for relativistic fermions in Wey metamaterials,  Phys. Rev. X 7 041026 (2017).

[2] Long Liang and Teemu Ojanen,  Curved spacetime theory of inhomogeneous Weyl materials, Phys. Rev. Research 1, 032006 (2019).

[3] Long Liang and Teemu Ojanen, Magnetotorsional effect in Weyl Semimetals,  Phys. Rev. Research 2, 022016 (2020).

[4] Shawulienu Kezilebieke, Md Nurul Huda, Viliam Vaňo, Markus Aapro, Somesh C. Ganguli, Orlando J. Silveira, Szczepan Głodzik, Adam S. Foster, Teemu Ojanen, Peter Liljeroth, Topological superconductivity in a designer ferromagnet- superconductor van der Waals heterosturcture,  arXiv:2002:02141, to appear in Nature.

Kuuman kvarkkiaineen tutkimus ALICE-kokeessa

CERNin suuren hadronitörmäyttimen, LHC:n, varrella on neljä suurta koeasemaa, joista jokaisella on omat painoalueet tutkimuskohteissa. CMS ja ATLAS ovat yleiskokeita, jotka ottavat vastaan mahdollisimman suuren määrän törmäyksiä. Tyypillisesti kokeet pyrkivät valitsemaan liipaisuehdoilla (trigger) kiinnostavia ja harvinaisia tapahtumia, joiden pohjalta etsitään uusia hiukkasia ja vuorovaikutuksia. LHCb-kokeen mittalaitteet keskittyvät etusuuntaan. Eräs LHCb-kokeen erikoisalueista on b-kvarkkeja sisältävien hadronien mittaukset, joilla tavoitellaan ymmärrystä maailmankaikkeudessa vallitsevasta hiukkasten ja antihiukkasten epätasapainosta. ALICE-koe on erikoistunut kvanttiväridynamiikan (QCD) tutkimuksiin, erityisesti raskasionitörmäyksissä syntyvän kvarkki-gluoniplasman (QGP) ominaisuuksien kartoittamiseen.

Normaaleissa olosuhteissa kvarkit ja gluonit ovat kahliutuneet hadronien sisään, eikä luonnossa olla koskaan havaittu yhtään vapaata kvarkkia. Tämä on yksi keskeinen ero sähkömagneettisen ja vahvan vuorovaikutuksen välillä. Atomin voi ionisoida, eli varsin pieni määrä energiaa riittää elektronin viemiseen äärettömän kauas atomin ytimen läheisyydestä. Saman tekeminen vaikkapa protoniin sitoutuneelle kvarkille ei onnistu. Vahvan vuorovaikutuksen (potentiaali)energia kasvaa etäisyyden kasvaessa ja yritys yhden kvarkin viemiseksi kauas protonista voi purkautua vaikkapa kvarkki-antikvarkkiparin muodostumisella, jolloin lopputilassa nähdään vapaan kvarkin sijasta baryoni ja mesoni, eli kaksi erillistä kvarkkien muodostamaa sidottua tilaa.

Erityisen mielenkiintoinen tilanne syntyy, kun kuumennamme hadroneista koostuvan aineen äärimmäiseen, yli 2000 miljardin asteen, lämpötilaan tai vaihtoehtoisesti puristamme sitä kasaan paineisiin, jotka vallitsevat raskaiden neutronitähtien ytimissä. Tuolloin tiheys kasvaa niin suureksi, että hadronien varaussäteet alkavat mennä päällekkäin ja kvarkit vapautuvat kahliutumisesta tiheän aineen sisällä. Neutronitähtien ytimissä esiintyvää ainetta kutsutaan kylmäksi kvarkkiaineeksi, jonka ominaisuuksia tutkitaan HIP:ssä Aleksi Vuorisen vetämässä teoriaprojektissa. Varhainen, alle 10 mikrosekunnin ikäinen, maailmankaikkeus oli täynnä kuumaa kvarkkiainetta. Vastaaviin olosuhteisiin päästään laboratoriossa tutkimalla raskaiden ytimien törmäyksiä, joissa syntyy atomin ytimen kokoinen kuuma ainepisara. Sekä kuuman että kylmän vahvasti vuorovaikuttavan aineen tapauksessa kyse on olomuodon muutoksesta tavallisesta aineesta plasmaksi. Vertailun vuoksi, sähkömagneettinen plasma koostuu ioneista, eli siinä on vapaita sähkövarauksia. Vastaavasti QCD plasmassa on vapaita värivarauksia. Kvarkki-gluoniplasman olemassa olon katsotaan saaneen kokeellisen varmistuksen viimeistään Brookhavenin kansallisessa laboratoriossa (BNL) sijaitsevalla RHIC-törmäyttimellä tehdyissä mittauksissa. Siten tänä päivänä QGP:n kokeellinen ja teoreettinen tutkimus keskittyy enemmän aineen yksityiskohtaisempien ominaisuuksien ymmärtämiseen, kuten esimerkiksi QGP:n leikkausviskositeetin määrittämiseen. Kuva 1 esittää eri aineiden leikkausviskositeetin ja entropian suhdetta, joka mittaa aineen juoksevuutta, kunkin aineen faasitransitiolämpötilan ympärillä. Vaikka QGP:n absoluuttinen viskositeetti on erittäin suuri, sen juoksevuus on jopa pienempi kuin nestemäisellä heliumilla. QGP onkin ideaalisin tunnettu neste.

Kuva 1: Eri aineiden leikkausviskositeetteja faasitransition ympäristöstä. Kuva artikkelista Lacey et
al., Phys. Rev. Lett. 98 (2007) 092301

ALICE-kokeen suunnittelu alkoi jo 80-luvulla ja kokeesta jätettiin CERNiin Letter of Intent 1. maaliskuuta 1993 (Kuva 2). Tuolloin relativistisen raskasionifysiikan mittaukset nähtiin paljolti ns. ”pehmeiden havaintojen” (englanniksi soft probes) kautta, joihin liittyy keskeisesti aineen kemiallisen koostumuksen ja matalaenergisten fotonien tutkimus. Siten ALICE koe rakennettiin maailman suurimman TPC:n (Time Projection Chamber) ympärille maltillisessa 0.5 T magneettikentässä, jotta mitattuihin ratoihin saataisiin mahdollisimman tarkka hiukkasten tunnistus pieniin liikemääriin saakka. TPC tunnistaa (sähköisesti varatut) hiukkaset kaasussa tapahtuvan energiahäviön perusteella. Sen lisäksi ALICE-kokeessa hiukkasten tunnistamista tuetaan muun muassa lentoaikamittauksilla, Tšerenkovin säteilyn mittauksilla sekä ”pienellä”, mutta erittäin hienojakoisella, sähkömagneettisella kalorimetrillä. Perusajatus poikkeaa erittäin huomattavasti ATLAS and CMS kokeista, joiden keskeisissä fysiikkatavoitteissa hiukkasen tunnistus ei ole yhtä merkittävässä roolissa. Lisäksi näissä kokeissa käytetään voimakkaampaa magneettikenttää, jolloin hiukkasten ratoja saadaan paremmin mitattua suuremmille liikemäärille, joskin samalla pienen liikemäärän alue kärsii. ATLAS ja CMS kokeiden kalorimetrit ovat hieman karkeampia, mutta kattavat paljon suuremman akseptanssin. Nämä painoalueet antavat erittäin hyvän suorituskyvyn esimerkiksi jettien tutkimukseen.

Kuva 2: (vasen) Alkuperäinen ALICE suunnitelma vuodelta 1993. Kuva: A Letter of Intent for A Large
Ion Collider Experiment [ALICE], CERN-LHCC-93-016 ; LHCC-I-4. (oikea) ALICE LS2 jälkeen.

Alkuperäisen suunnitelman mukaan ainoastaan ALICE-kokeen oli tarkoitus mitata lyijy-lyijy törmäyksiä LHC:ssa muiden kokeiden ollessa pois päältä samaan aikaan. RHIC-törmäyttimen kokeelliset mittaukset kuitenkin muuttivat raskasionifysiikan tutkimuskenttää merkittävällä tavalla. Erityisesti jettien energiahäviöiden löytymisen seurauksena suurienergisten, eli ”kovien prosessien” (hard probes), merkitys raskasionifysiikan tutkimuksessa kasvoi. Toisekseen mittausten perusteella tuli ilmeiseksi, ettei törmäyksessä tuotettujen hiukkasten lukumäärä, multiplisiteetti, tule olemaan LHC-energialla niin suuri kuin 80-luvulla ennustettiin. Näiden seurauksena tultiin lopulta tilanteeseen, missä kaikki LHC-kokeet mittaavat kaikkia törmäyssysteemejä, protoni-protoni, protoni-lyijy ja lyijy-lyijy törmäyksiä. Kehityksellä on erittäin suuri merkitys koko raskasionifysiikan kentälle, sillä CMS ja ATLAS kokeet pystyvät monissa koviin prosesseihin liittyvissä aiheissa, kuten esimerkiksi W ja Z bosonien mittauksissa raskasionitörmäyksissä, laajentamaan fysiikan mittauksia huomattavasti siitä, mihin ALICE olisi yksin pystynyt. Monipuolisempien fysiikan mittausten – ja teoreettisen tutkimuksen – lisäksi kaikkien kokeiden osallistumisella raskasionitörmäysten mittaamiseen on sekin ilmeinen arvo, että kaikki kokeet voivat hyödyntää kaiken suihkuajan LHC:ssa. Jatkossa keskityn yksinomaan ALICE-kokeeseen tässä kirjoituksessa.

LHC:ssa on meneillään toinen pitkä huoltotauko, Long Shutdown LS2, jonka aikana ALICE ja LHCb kokeisiin tehdään erittäin merkittävät päivitykset. ATLAS ja CMS kokeiden osalta LS3 on merkittävämpi, koska sen jälkeen siirrytään ”high-luminosity” aikaan LHC:ssa, eli protoni-protoni mittauksissa törmäystaajuutta kasvatetaan huomattavasti. Seuraavassa kuvaan lyhyesti ALICE-kokeen päivitystä ja sen motiiveja, sekä Suomen osallistumista päivitykseen.

Kaikkien kokeiden osallistuminen raskasionitörmäysten mittaamiseen rikastaa LHC:n fysiikkaohjelmaa. Sivutuotteena se myös lisää kokeiden välistä tieteellistä kilvoittelua. Raskasionifysiikan osuus LHC:n suihkuajasta on pieni. Siten on selvää, että ALICE-kokeen täytyy erikoistua ja pystyä osoittamaan osa-alueita, joissa kokeella on erityisiä vahvuuksia muihin LHC-kokeisiin verrattuna. Kuten kerroin, ALICE-koe alun perin suunniteltiin erityisesti matalan liikemäärän ja hyvän hiukkasten tunnistuksen näkökulmasta, koska kuuman QCD aineen kemiallinen koostumus oli kokeen suunnittelun aikaan keskiöissä. ALICE:en tällä hetkellä tehtävän päivityksen on tarkoitus vahvistaa näitä ominaisuuksia ja rakentaa fysiikan ohjelmaa niiden päälle.

Eräs perinteinen tutkimusalue raskasionifysiikassa on termisten fotonien ja dileptonien mittaaminen. Fotonit ja dileptonit eivät koe vahvaa vuorovaikutusta, joten niiden vapaa matka QCD aineessa on pitkä atomin ytimen mittakaavassa, arvioiden mukaan suuruusluokkaa 100 fm. Niinpä ne karkaavat törmäysalueelta ilman sekundäärisiä vuorovaikutuksia ja niissä on nähty paljon mahdollisuuksia mitata suoraan vaikkapa törmäyksessä syntyneen tulipallon keskustan lämpötilaa. Toisaalta rho-mesonin on havaittu levenevän raskasionitörmäyksissä, mikä on liitetty kiraalisymmetrian palautumiseen. Fotoneista ja dileptoneista on tehty runsaasti mittauksia SPS ja RHIC kokeissa. Valitettavasti vastaavat mittaukset ovat LHC-energioilla huomattavasti vaikeampia, sillä esimerkiksi fotonien tapauksessa hadronisten resonanssien hajoamisissa syntyvät fotonit enenevässä määrin dominoivat kaikkien fotonien jakaumia, minkä seurauksena signaalin suhde taustaan heikkenee energian kasvaessa. Mittauksen mahdollistamiseksi tarvitaan erittäin paljon statistiikkaa.

Yksi ALICE:n merkittävimmistä tutkimusalueista liittyy raskaiden kvarkkien mittauksiin. Niiden tapauksessa prosesseihin liittyy lopputilan massojen kautta iso tyypillinen skaala, minkä ansiosta häiriöteoreettiset laskut ovat paremmin kontrolloituja. LHC:n kahden ensimmäisen ajon aikana ALICE on mitannut kiinnostavia tuloksia mm. hadronisaatioon liittyen, sillä LHC-energialla törmäyssysteemin tiheys on kasvanut niin merkittävästi, että raskaiden kvarkkien rekombinaatio on noussut esiin uutena ilmiönä verrattuna RHIC-törmäyttimen kokeissa tehtyihin mittauksiin. LHC:n kahden ensimmäisen ajon aikana tehtyihin raskaisiin kvarkkeihin liittyvissä mittauksissa on usein merkittävät statistiset epävarmuudet ja myös osaa systemaattisista epävarmuuksista voisi pienentää lisäämällä statistiikkaa. Vuosien varrella ALICE-kokeen erinomaista hiukkasten tunnistuksen radoissa on opittu soveltamaan myös ehkäpä hieman yllättävissäkin (?) tilanteissa. Kuvassa 3 esitetään ALICE:n mittaus hypertritonin elinajalle. (Lambda-)Hypertriton on protonin, neutronin ja lambda-baryonin muodostama sidottu tila. Tila on tunnettu jo pidemmän aikaa, mutta sen elinajan mittauksissa on ollut epävarmuuksia. Teoreettisten mallien kannalta on keskeistä esimerkiksi se, onko elinaika lähellä lambdan elinaikaa, vai jotain muuta. Tulokset näyttävät, että ALICE pystyy tällä hetkellä tarkimpaan mittaukseen maailmassa. Tämä on esimerkki laajemmasta kehityksestä kokeen sisällä, missä ratailmaisimen mahdollisuuksia hyödynnetään eksoottisten keveiden ytimien havaintoihin.

Kuva 3: Mittauksia ja teoreettisia malleja hypertritonin elinajalle vuodesta 1964 eteenpäin.

Kaikkia edellä mainittuja esimerkkejä yhdistää tarve suurelle statistiikalle ja erityisesti se, että näihin mittauksiin ei voida rakentaa dedikoitua liipaisuehtoa. Niinpä ALICE-kokeen päivitykselle muodostui kolme keskeistä periaatetta:

  1. säilytetään kyky hiukkasten tunnistuksessa,
  2. lisätään raskasionitörmäysten statistiikka 50-100 kertaiseksi ja
  3. kerätään data ilman liipaisuehtojen käyttöä (minimum bias trigger)

Nämä kolme tavoitetta on määritellyt ALICE:en LS2:n aikana tehtävän päivityksen reunaehdot. Esitän seuraavaksi päivityksestä jotain nostoja, kokonaisuuden käsittely olisi hieman pitkällinen.

ALICE:n datan keruu on täytynyt uudistaa perusteellisesti. Kahden ensimmäisen ajon aikana ALICE mittasi lyijy-lyijy törmäyksiä tyypillisesti n. 500 Hz taajuudella. Tulevan ajon aikana törmäystaajuutta kasvatetaan tekijällä 100 aina 50 kHz asti. Tämän seurauksena ilmaisimien datan keräämisen elektroniikka (readout electronics) on täytynyt päivittää suurelta osin. Suomi osallistui TPC:n päivitykseen, missä lankakammiot korvattiin GEM-kalvoihin perustuvalla mittaussysteemillä. HIP:n detektorilaboratoriossa tehtiin iso työ laadunvarmistuksessa, missä isoja GEM-kalvoja tutkittiin optisten skannereiden avulla ja testattiin korkeajännitteellä. ALICE:en rakennetaan uusi seitsenkerroksinen CMOS pikselisensoreihin perustuva ratailmaisin (ITS = Inner Tracking System), jossa 5×5 mikrometrin pikselikoko parantaa huikeasti paikkaresoluutiota, materiaalin määrä vähentyy 0,35 % X/X0 per kerros ja ensimmäinen kerros tulee 2,3 cm etäisyydelle törmäysakselista. Päivitys parantaa merkittävästi resoluutiota ja erityisesti verteksien paikantamista. Erinomaista tarkkuutta sekundääristen verteksien paikan määrityksessä edellytetään mm. raskaisiin kvarkkeihin liittyvissä mittauksia. Samaan teknologiaan pohjaten rakennetaan etusuuntaan ratailmaisin, Muon Forward Tracker, joka nimensä mukaisesti pyrkii tarkentamaan myonien ratoja sekä niihin liittyviä sekundääriverteksejä.

Kuva 4: Fast Interaction Trigger (FIT) -ilmaisimen komponentit

ALICE-kokeen etusuunnan ilmaisimet menevät suurelta osin uusiksi LS2 aikana. Keskeisimpänä uudistuksena rakennetaan uusi vuorovaikutusilmaisin, Fast Interaction Trigger detector FIT, missä on kolme erillistä osailmaisinta (kuva 4). Molemmin puolin vuorovaikutuspistettä sijaitsee FIT Diffractive Detector ilmaisimet, jotka ovat 17 m ja 19,5 m etäisyyksillä vuorovaikutuspisteistä. Niiden tehtävänä on vahvistaa diffraktiivisen fysiikan mittauksia ALICE:ssa sekä auttaa poistamaan varsinaisen suihkun ja suihkuputken tyhjiössä olevan residuaalikaasun välisissä törmäyksissä syntyneitä tapahtumia. Tarkan törmäysajan mittaamiseen rakennetaan FT0 ilmaisimet, jälleen molemmin puolin vuorovaikutuspistettä. Odotettu aikaresoluutio lyijy-lyijy törmäyksissä on 10 ps suuruusluokkaa. Tarkka törmäysaika on keskeistä mm. lentoaikamittauksissa. Kokonaisuuteen kuuluu myös suuren akseptanssin FV0 ilmaisin, joka mittaa esimerkiksi raskasionitörmäyksen keskeisyyttä ja törmäystasoa kulmaa. (FT0 ja FV0 nimityksillä on historiallinen tausta.) Erityisesti, FIT toimii ALICE:n luminometrinä tarjoten on-line tiedon LHC:n suihkun operaattoreille. Ilmaisin tuottaa myös kokeen minimum bias triggerin. Lyhyesti sanottuna, ilman FIT-ilmaisinta ALICE ei mittaa yhtäkään törmäystä. Suomi osallistuu FIT-ilmaisimeen merkittävällä rahallisella panoksella ja puolet ryhmästämme työskentelee ilmaisimen parissa.

Datan hallinta tuo mukanaan merkittäviä haasteita LS2 jälkeen. ALICE:n tavoitteena on tallentaa jokainen lyijy-lyijy törmäys 50 kHz taajuudella. Kuitenkin, mittalaitteet tuottavat raakadataa 3,5 TB sekunnissa, joten raakadatan tallentaminen on yksinkertaisesti mahdotonta. Tämän seurauksena ALICE on päätynyt uudenlaiseen rohkeaan datanhallintaan. Ilmaisimista tuleva raakadata kerätään aluksi FLP (First Level Processors) laskentafarmiin, jonka päätehtävänä on koota kaikkien ilmaisimien data yhteen ja lähettää ne seuraavalla EPN (Event Processing Nodes) farmille. EPN koostuu noin 2000 CPU ja GPU yksiköstä, joiden tehtävänä on keskeisiltä osiltaan rekonstruoida eventit on-line, erityisesti suorittaa klusterointi ja sovittaa perus ratamalli TPC informaatioon. Tämän jälkeen levylle tallennetaan vain hyvin redusoitu informaatio, kuten klusterit, ja varsinainen raakadata dumpataan. Koko prosessin aikana datavirta redusoituu 100 GB/s (raskasionitörmäysten aikana), joka tallennetaan levylle. Kerätyn datamäärän suuren koon takia myös sen louhinta fysiikka-analyysien yhteydessä täytyy optimoida kootusti laskenta-ajan säästämiseksi.

Meidän tutkimusryhmämme keskittyy kollektiivisen virtauksen ominaisuuksien tutkimiseen hienovaraisten korrelaatioiden avulla. Tulevaisuuden tavoitteena on mm. pyrkiä erottelemaan leikkaus- ja bulkkiviskositeetista aiheutuvia efektejä toisistaan. Lisäksi tutkimme (pienen energian) jettien poikittaisrakenteen sekä dijettien massajakaumien muutoksia. Puskeminen kohti pientä jetin energiaa on melko tyypillistä ALICE kokeelle, koska sillä alueella olemme kilpailukykyisiä ATLAS ja CMS kokeiden kanssa, vaikka jettifysiikka       onkin niiden kokeiden paraatilajeja. ALICE:n uusi strategia datanhallintaa on oikein hyvä myös näiden aiheiden näkökulmasta. ALICE-kokeessa valmistaudutaan myös keskipitkän ja pitkän aikavälin päivityksiin. LS3 (2025-2027) aikana ALICE tavoittelee ratailmaisimen päivitystä. Silloin kolme sisintä kehää on tarkoitus korvata kaareville silikoni-ilmaisimilla (Kuva 5), joissa pyritään vähentämään materiaali häkellyttävään 0,05 % X/X0 per kerros! Tämän päivityksen jälkeen tavoittelemme muun muassa herkkyyttä Lambda-c ja Lambda-b hiukkasten mittauksille. Kaarevien silikoni-ilmaisimien R&D kampanja on täydessä vauhdissa ja edistyy oikein hyvin. ALICE on jo tuottanut testisuihkudataa kaareutettujen ilmaisimien kanssa ja tulokset ovat olleet erittäin hyviä.

Kuva 5: ITS-päivityksen jälkeen (LS3) kolme ensimmäistä kerrosta ovat kaarevia ilmaisimia. Kuva: Letter of Intent for an ALICE ITS Upgrade in LS3, CERN-LHCC-2019-018 ; LHCC-I-034

Suomalaisia erityisesti kiinnostava LS3:n aikana tehtävä päivitys on etusuuntaisen kalorimetrin lisääminen ALICE:en. Kalorimetrin tarkoituksena on mitata mm. suoria fotoneita ja neutraaleja pioneja etusuunnalla suurella tarkkuudella. Tuloksia voidaan käyttää ydinpartonijakaumien rajoittamiseen sekä tuloksien avulla pyritään löytämään kokeellisia todisteita nk. gluonien saturaatiosta. Yksinkertaistetusti saturaatiota voi ajatella siten, että erittäin pienen Bjorkenin x:n alueessa gluonien tiheys faasiavaruudessa kasvaa niin suureksi, että gluonien fuusion seurauksena tiheys ei voi enää kasvaa, vaan saturoituu. Tässä alueessa QCD:n epälineaariset ilmiöt tulevat tärkeiksi ja niiden ympärille on kehittynyt rikas teoreettinen fenomenologia viime vuosien aikana. Suomen kannalta merkittävää on, että sekä ydinpartonijakaumia että saturaatiofysiikkaa tutkitaan Jyväskylän teoriaryhmässä intensiivisesti. Mikäli kokeellinen ryhmä suuntautuu näihin mittauksiin tulevaisuudessa, se tarjoaa mahdollisuuden erittäin hedelmälliselle yhteistyölle ryhmien välillä ja tuleville tieteentekijöille mahdollisuuden monipuoliseen kouluttautumiseen. ALICE koe on alkanut valmistautua myös LS4 jälkeiseen aikaan. Vielä ei ole varmistunut, jatketaanko raskasionifysiikkaa LHC:ssa enää tuolloin, eli vuoden 2030 jälkeen. Mikäli jatketaan, niin ALICE-koe olisi tarkoitus rakentaa tuolloin kokonaan uudestaan. Siinä vaiheessa luopuisimme kokonaan TPC:stä ja tilalle kaavaillaan äärimmäisen nopeaa, kokonaan silikoni-ilmaisimiin perustuvaa koetta. Sen suunnittelutyö on alkanut ja Letter of Intent on tarkoitus julkaista vuoden 2021 lopussa.

Sami Räsänen
HIP:n ALICE-projektin päällikkö

The future of physics will be seen with gravitational waves


Gravitational wave amplitude as a function of time in GW190521, as observed by the three gravitational wave detectors in the LIGO/Virgo collaboration, along with the inferred signal from a merger of two black holes with masses of 85 and 66 solar masses. Each vertical line is separated by 0.05 seconds. Reproduced under Creative Commons 4.0 license from Physical Review Letters 125, 101102 (2020).

Biggest black hole merger so far

Great excitement has been generated by the recent publication by the LIGO/Virgo collaboration (LVC) of a gravitational wave burst interpreted as a merger of black holes with masses 85 and 66 times greater than that of the Sun, leaving a final black hole with mass 150 solar masses. The remnant black hole formed in this event, labelled GW190521, is the most massive detected by LVC so far. Black holes with masses in the range 65 – 130 solar masses are not expected to form from collapsing stars, so there is a puzzle about how the more massive progenitor was formed. 

A puzzle – how were these black holes made?

The gap in the range of predicted masses is called the pair instability mass gap. A star with a mass of about 100 solar masses becomes so hot at its centre that the black body photons have enough energy to turn into electron-positron pairs. This reduces the pressure and the centre of the star shrinks and heats up further. If the star is not too massive, it starts pulsating and shedding material, before eventually collapsing into a black hole with mass less than about 65 solar masses. If the star is more than about 130 solar masses, the theoretical expectation is that it blows completely apart, and no black hole is formed at all.

The LVC studies various explanations in detail in a longer paper. One possibility is that at least one of the progenitors is itself the result of a merger. Another more exotic formation mechanism for black holes in the mass gap is by the collapse of a rare large density fluctuation very early in the history of the universe, into what’s called a primordial black hole. This scenario predicts black holes which do not spin, at least until they themselves merge. It’s interesting that there is evidence from the detailed shape of the gravitational wave burst that at least one of the black holes in GW190521 was spinning. 

Was light from the merging black holes also seen?

A further intriguing feature of the event is an observation of a flare in an active galactic nucleus (AGN) in about the right direction and at about the right distance to be a so-called electromagnetic counterpart to the black hole merger. The flare reached peak brightness about 50 days after the merger, which could be consistent with a model in which the binary was located in a disk of hot gas surrounding a supermassive black hole. Variations in the intensity of the electromagnetic radiation from this disk is what makes an AGN “active”. This kind of coordinated observation of an astronomical object or event by several different methods is known as multi-messenger astronomy, and is an important and rapidly growing field. Perhaps the most spectacular example was the simultaneous observation by LIGO and many other instruments detecting electromagnetic radiation of a pair of merging neutron stars in 2017 (see also Aleksi Vuorinen’s blog post, June 2020) .

Nanohertz gravitational waves?

Another recent gravitational wave observation has caused a stir, this time from NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves), which is a collaboration looking for gravitational waves by observing, over a long period, dozens of millisecond pulsars in our galaxy using radio telescopes in the US. Each one of these pulsars is a rapidly-spinning neutron star emitting radio pulses with periods of a few to tens of milliseconds. They act like a set of accurate clocks distributed around us in space.  A gravitational wave passing through this net of clocks would disturb the arrival times of the ticks at the Earth in a characteristic way. In the latest NANOGrav dataset, based on 12.5 years of observations, an unexplained slow variation in the ticking has been seen, which could be gravitational waves with a period of a few years. Such long-wavelength gravitational waves would be produced by the merger of black holes of billions of solar masses, such as those known to exist at the centres of many galaxies, and recently directly observed at the centre of M87 by the Event Horizon Telescope. A more exotic possibility is oscillating loops of cosmic string, remnants of a phase transition in the very early universe. 

Where next for gravitational wave detection?

Naturally, the excitement of gravitational wave astronomy is motivating investment in more detectors around the world. In Japan, KAGRA started observing this year, but as with LIGO and Virgo, had to shut down when the Covid-19 pandemic hit.  A third LIGO detector is going to be built in India. In the more distant future is Einstein Telescope. But the next phase of gravitational wave astronomy will need to be out of this world. On the Earth, seismic activity limits observations to frequencies above 10 Hz or so. This means that mergers of the supermassive black holes known to exist at the centres of galaxies can’t be observed, as they radiate at a much lower frequency. To see these events, gravitational wave detection will move into space. HIP members are involved in the European Space Agency’s LISA (Laser Interferometer Space Antenna), due for launch in 2034. LISA will be a triangular arrangement of satellites using laser interferometry to measure changes in their 2.5 million km separation to an accuracy of a few picometres, enabling the instrument to detect for merging black holes of a million solar masses or more. It will also be able to listen out for gravitational waves from violent events very shortly after the Big Bang, as David Weir explained in his blog post here last year.


The orbit the three LISA satellites will take, trailing the Earth on its path around the Sun by about 10 million km. Reproduced from arxiv:1702.00786

LISA may also be joined by the planned Chinese space-based detectors Taiji and TianQin. Taiji is designed with a very similar specification to LISA, while TianQin would be a smaller constellation orbiting the Earth at a distance of around 100,000 km, placing its three satellites inside the Moon’s orbit.  It will be less sensitive than LISA and Taiji, but it avoids some of the challenges involved in propelling satellites so far away from the Earth. Not least of these is the faintness of the radio signals coming from LISA, which will mean that the data transfer rate will be no better than that of a late 1980s modem.

Seeing the future with gravitational collaboration

Extraordinary discoveries have already been made with gravitational waves, and there will surely be many more. One of the most exciting things about the field is that it brings together scientists working in quite different fields, as the observation of the binary neutron star merger has already shown. Theoretical physicists, like me, trying to use the gravitational echoes of a bubbling universe at around 10 picoseconds after the Big Bang to probe the fundamental nature of matter have a shared interest with astronomers seeking to understand the life-cycle of the huge black holes at the centres of galaxies. Both goals critically depend on the analysis of gravitational waves of frequencies around a millihertz, where LISA will be most sensitive. We will need to work together to disentangle the signals, to learn about the parts of the universe most distant in space and time. This is also perhaps where new laws of physics are hiding.

Mark Hindmarsh

I thank colleagues in Helsinki and elsewhere in Finland for helpful discussions about these exciting results.

In summer 2020, HIP Detector Laboratory had first-ever remote-working summer trainees

The excellent infrastructure of HIP Detector Laboratory serves well for introducing particle physics and its instrumentation for children and youth. Every year, we provide “road-shows” in public events organized by the University, such as Researchers’ Night, bring-your-child-to-work, and tinkering events at University Think Corner. We also welcome high-school students into laboratory for familiarizing themselves with radiation detection. In addition, we have provided one or two week traineeships for middle school students. In summer 2020, two first-ever remote working summer trainees worked in the laboratory under the supervision of laboratory engineer Pirkitta.

Pirkitta, Laboratorioinsinööri. Kokemuksia etäkesätyön ohjaajana toimimisesta.  

Kesällä 2020 toimin työnohjaajana kahdelle 17-vuotiaalle kesäharjoittelijalle. Heidän piti alun perin tulla kahdeksi viikoksi laboratorioon mutta koronavirus muutti suunnitelmat. Ilmaisinlaboratoriolla ei ollut aikaisempaa kokemusta alle 18-vuotiaiden kesäharjoittelijoiden etäohjaamisesta emmekä tienneet mistä olisi saanut neuvoja koska tilanne tuntui olevan kaikille uusi.  

Ennen etätyön alkamista kysyimme harjoittelijoiden mielipidettä tulevasta etätyöstä ja tarvittavista välineistä kuten tietokoneista ja internet-yhteyksistä. Saimme kaksi jokseenkin samanlaista vastausta: ”Zoom ja Teams tulivat tutuiksi jo keväällä etäkoulussa joten eiköhän tuo kesätyö hoidu samaan malliin”.   

Ennen kesää 2020 olen toiminut ohjaajana monille ilmaisinlaboratorioon TET-harjoitteluun tulleille nuorille. Olen huomannut, että asioiden näkeminen käytännössä auttaa työtehtävien hahmottamisessa ja nuoret suoriutuvat monimutkaisiltakin tuntuvista tehtävistä. Nyt kun laboratorioympäristöä ei ollut, aluksi nuorille suunnittelemani kemikaalilainsäädäntöön liittyvät tehtävät alkoivat tuntua huonolta idealta.  Tämän vuoksi päätin hyödyntää nuorten omia kiinnostuksen kohteita kuten Maxilla photoshop-osaamista ja Kaarlolla kuvataiteita.   

Ilmaisinlaboratorion ovien läheisyydestä löytyvät informaatiotaulut laboratorion vaarallisten aineiden ja laitteiden sijainnista ovat Maxin käsialaa. Työ sisälsi photoshopilla piirtämisen lisäksi paljon erilaista yksityiskohtien selvittelytyötä.  Pääasialliseksi yhteydenpitokanavaksi muodostui WhatsApp.    

Kaarlon kesätyönä syntyi lapsille suunnattu koulutusmateriaali ionisoivan säteilyn ilmaisimista. Kaarlo loi materiaaliin visuaalisen ilmeen ja kuvituksen. Itse toimin materiaalin tekstisuunnittelijana. Pidimme yhteyttä ennalta sovituilla Zoom-tapaamisilla.   Nuorten etätyön ohjaajana toimiminen oli hyvin antoisa ja samalla uuvuttava kokemus. Omasta mielestäni tärkeimmiksi tekijöiksi työn onnistumisen kannalta nousivat mahdollisimman luontevan yhteydenpitokanavan löytäminen ja työtehtävien suunnittelu etätyöhön sopiviksi nuorten omia vahvuuksia hyödyntäen.

Summer trainee Max tells about his experience

How I ended up at the Detector Laboratory started with me wanting to work somewhere where I could learn something new. I didn’t want to do superficial mechanical labour which would serve no other purpose other than convenience. I wanted something more than restocking products at a store and simply being a cog in the machine, so I took contact with the Detector Laboratory.

The previous summer that I worked on site at the laboratory was the most fruitful when it came to experience and learning. I was working on site, so I had better opportunities to ask a lot of questions and help with the measurements that were being made. Whenever something came up that I didn’t know what it was or how it worked, I asked about it. I think the main reason that I learnt so much during last year’s summer job at the lab was me asking a lot of questions and getting high quality answers to them. I do value questioning and I think it’s a shame that many people lose that curiosity when they get older, so they stop asking a lot of questions which could otherwise further their understanding.

This summer however I worked from home and while I was able to hone my editing skills when I worked on designing a couple fire safety sheets for the fire department in case a fire broke out, I didn’t have as many opportunities to ask questions that would’ve helped my understanding. While I did learn, I learnt less than I would’ve learnt on site.

While I found no issues working a summer job from home, there were different pros and cons between being at the lab and being at home. Working from home offered more freedom as to how I’d plan my day but as I’ve mentioned before, it wasn’t as good when it came to furthering my understanding. Working on site had the benefit of me being more immersed into the environment and easily being able to ask questions. The tasks that I worked on were very similar at home and on site, but it offered more meaning to the work to see the results shown in real life. If I had to pick whether I worked from home or on site, I’d choose working on site simply for the fact that I’d have better opportunities to learn and further my understanding, but I have absolutely nothing wrong against working from home either.

Summer trainee Max working from home

Kesäharjoittelija Kaarlo kertoo kokemuksestaan

Kesätyöni piti sisältää kaksi viikkoa työskentelyä ilmaisinlaboratoriossa kemikaalilainsäädäntöön ja kemikaaliturvallisuusohjeisiin liittyvien asioiden parissa. Suunnitelmat kuitenkin muuttuivat covid-19 takia. Ensiksi oli tarkoitus, että työtehtävä säilyisi mutta tekisin työn etänä. ”Ylemmästä johtoportaasta” tuli kuitenkin päätös, että kemikaalilainsäädäntö olisi liian tylsää yksin etänä tehtäväksi ja tehtävänkuvaa muutettiin. Uusi työtehtävä oli kuvittaa lapsille suunnattu koulutusmateriaali säteilynilmaisimista.

Harrastan piirtämistä, jonka takia tämä työtehtävä sopi minulle hyvin. Varsinkin toisella viikolla pääsin hyvään työrytmiin ja työn tekeminen ei tuntunut enää työltä. Piirtäessäni pystyin kuuntelemaan musiikkia, luentoja ja podcasteja, joten opin myös paljon muistakin asioista kuin säteilyn ilmaisimista. Minulla ei ole aikaisempaa työkokemusta, joten en voi verrata etäkesätyötä mihinkään mutta kokonaisuudessa pidin erittäin paljon tästä kahden viikon jaksosta.

Alkuun työn tekeminen tuntui haastavalta. En oikein tiennyt mitä tehdä ja aikaa kului turhiin asioihin. Vaikka olen piirtänyt paljon, en ole koskaan joutunut piirtämään tietyn aikataulun mukaisesti, joten alkuun etätyö oli minulle hieman vaikeaa ja ahdistavaakin. Etäältä töiden tekeminen käy välillä yksinäiseksi mutta onneksi pidimme melkein joka päivä Zoom-kokouksia ja tietenkin toisessa huoneessa etätyössä olevat vanhemmat olivat kotona. Vanhemmilta sai myös apua, vaikka sitä ei olisi pyytänytkään. Laboratoriossa työskentely olisi varmasti ollut hauskaa mutta minua ei oikeastaan haittaa, että työt olivat tällä kertaa etänä. Olen erittäin kiitollinen siitä, että sain tällaisen työkokemuksen.

Kaarlon omakuva kesäharjoittelusta

Max, Kaarlo, Pirkitta ja Eija

Central exclusive physics at LHC: a look forward

We are surrounded by them, composed of them, constantly interacting with them. However with their complex structure and behaviour, protons are still covering a large fraction of the uncharted territory of modern particle physics.

Few classes of instruments allow to probe its constituents with high precision. Among the man-made flavour, the Large Hadron Collider at CERN became widely known to be smashing a few billions of them every fraction of a second (precisely, in normal proton-proton operation mode, bunches of about 1.15×1011 protons are collided every 25 nanosecond) in large detectors under the Rhône plain stretching between Switzerland and France. A handful of physicists are particularly interested in studying the tiny fraction of all possible reactions where protons are surviving this violent encounter. At HIP, this interest is materialised with of a team of half a dozen researchers partaking on both the theoretical and experimental fronts.

A generic two-photon central exclusive process at a proton-proton collider.
A generic two-photon process in proton-proton collisions as studied both phenomenologically and experimentally with the CMS-TOTEM’s PPS.

For the theoretical part, a lasting international collaboration allows the development and maintenance of a tool to estimate numerically the contribution of multiple photon-induced (and more generally central exclusive, and diffractive) processes in proton-proton and heavy ions collisions. Through the factorisation from fluxes of photon emitted from the proton of the central matrix element describing the two-photon process under study, increasingly complex final states can be modelled. These comprise fermion, vector boson, or supersymmetric particles pair production. Its originality with respect to “traditional” equivalent photon approximation principles commonly used to describe this class of processes lies in its transverse-momentum dependent modelling of both the intermediate particle fluxes and matrix elements. This framework also allows to account for multiple kinematic features arising from the non-empty probability of protons to dissociate even in cases of elastic photon emission. It hence provides an interesting toolbox for both the phenomenological and experimental communities to study the effect of proton survival factors at unprecedented energy scales.

On the experimental front, HIP is involved in the development, operation, maintenance, and data analysis of the precision proton spectrometer (PPS), a joint collaboration between the CMS and TOTEM experiments at CERN. Located at about 220 metres on each side of the CMS detector, PPS hosts an array of various technologies of near-beam detectors designed to tag and localise scattered protons moving in close vicinity from the LHC primary beam. A good fraction of central exclusive reactions, this particular class of interactions where only colour-singlet objects (such as photons) are exchanged, involves the “survival” of both protons interacting. Experimentally, this provides a striking signature of a central system with exclusive-like kinematic features, and two leading protons to be observed downstream of the collision point. In PPS, both tracking and timing detectors are embedded in so-called Roman pots stations for proton detection.

Sketch of the TOTEM-PPS apparatus in the CMS environment.
Sketch of one sector of the CMS and TOTEM Roman pots encasing tracking and timing detectors for the observation of forward scattered protons in elastic, central exclusive, or non-diffractive scattering. The various optical elements composing the LHC beamline between the central and forward detectors are depicted in grey/green.

The tracking component consists of silicon sensors (initially edgeless strips as used in TOTEM, then arrays of 3D pixels as developed for the CMS central tracker, with a finer spatial resolution and radiation hardness), allowing the reconstruction of proton transverse positions. Combined with the precise knowledge of optical properties of the LHC beamline elements located between the spectrometer and the proton-proton interaction point, it provides the proton longitudinal momentum loss ξ and the single-sided virtuality t = -q² (well know since the era of deep inelastic scattering experiments at e.g. SLAC or HERA).

scCVD diamond detector as used in PPS timing detector.
Closeup of the scCVD diamond strips installed in the PPS timing detector.

The second PPS component acts as a time of flight detector, where a measurement of the arrival time difference between the two protons (in the case of fully exclusive production) determines the longitudinal coordinate of the collision point. With a precision of about 2 mm per 10 picosecond of time precision, a large suppression of secondary interactions occurring at each crossing of the proton bunches (often referred to as pileup) can be expected from well performing sensors. At HIP, half a dozen researchers are involved in the R&D, testing, characterisation (thanks to a campaign of test beams operated at DESY-II during the second long shutdown of CERN accelerators chain), and commissioning of existing and new single-crystal chemical vapour deposition (scCVD) diamond sensors. Already reaching a timing precision of about 100 ps per proton track as measured in 2018, thanks to an innovative calibration procedure developed for the full readout chain [1], a second station will be installed on both arms at the dawn of LHC’s Run 3 (2021-2023). HIP is in charge of the procurement, quality testing, and integration of the new sensors in the PPS environment, involving a big fraction of the HIP CMS upgrade project members.

In terms of research output, using only a small fraction of the 110 fb-1 collected in 2016-2018 at 13 TeV, the CMS-TOTEM PPS has already demonstrated its ability to operate continuously a near-beam proton spectrometer at nominal LHC luminosity rates through the observation of high-mass lepton pairs correlated with forward proton tracks [2]. This result, still not exploiting the good performances of timing detectors, will soon be joined with additional, more complex final states thanks to the outstanding performance of PPS along LHC’s Run 2.

Laurent Forthomme
Postdoctoral researcher.
Department of Physics and HIP, University of Helsinki

[1] CERN-CMS-DP-2019-034. CERN, Geneva, 2019.
[2] JHEP 07 (2018) 153; e-Print: arXiv:1803.04496 [hep-ex]

Kvarkkiainetta näköpiirissä!

Hiukkasfysiikan Standardimalli kuvaa kolmea luonnon neljästä perusvuorovaikutuksesta: sähkömagnetismia sekä heikkoa ja vahvaa ydinvoimaa. Näistä laskennallisesti ylivoimaisesti vaikeimmin hallittava on vahva ydinvoima, jota vastaavaa Standardimallin osaa kutsutaan nimellä kvanttiväridynamiikka, tuttavallisemmin QCD. Kyseisen teorian monimutkaisuus on seurausta voiman nimestäkin pääteltävissä olevasta asiasta: se on pienillä energioilla eli suurilla etäisyyksillä erittäin vahva. Tästä johtuen esimerkiksi hadronien roolia teorian matalan energian eksitaatioina ei ole pystytty johtamaan analyyttisesti, vaan teorian ns. confinement- eli värivankeusominaisuus on alunperin päätelty havaintojen perusteella ja vasta myöhemmin pystytty numeerisesti mallintamaan tietokonesimulaatioiden avulla.

QCD-teorian toinen hyvin perustavanlaatuinen ominaisuus – vuorovaikutuksen voimakkuuden heikkeneminen suurien energioiden ja pienien etäisyyksien rajalla, ns. asymptoottinen vapaus – antaa mahdollisuuden käyttää analyyttistä häiriöteorian koneistoa tietyissä, hyvin rajatuissa tilanteissa. Yksi esimerkki tästä on kuuluisa ennuste, jonka mukaan riittävän kuumissa tai tiheissä olosuhteissa tavallinen vahvasti vuorovaikuttava aine, siis hadronikaasu tai ydinaine, käy läpi olomuodonmuutoksen faasiin, jossa vapausasteet ovat värivankeudestaan vapautuineita kvarkkeja ja gluoneja. Riittävä on kuitenkin varsin venyvä käsite: tässä tapauksessa se tarkoittaa jopa n. 1012 Kelvin-asteen lämpötiloja tai vastaavasti äärimmäisen korkeita tiheyksiä.

Korkeissa lämpötiloissa kvarkkien ja gluonien muodostamaa eksoottista ainetta kutsutaan kvarkkigluoniplasmaksi. Niin hämmästyttävältä kuin se kuulostaakin, tätä ainetta on onnistuttu tuottamaan hyvin lyhyiksi ajanjaksoiksi törmäyttämällä lähes valonnopeutta kulkevia raskaita atomiytimiä toisiinsa: näitä ns. relativistisia raskasionitörmäyksiä on tutkittu mm. BNL:n RHIC- sekä CERN:n LHC-kiihdyttimissä. QCD:n faasidiagramman toiselle laidalle – hyvin korkeiden baryonitiheyksien ja niihin nähden matalien lämpötilojen alueelle – on huomattavasti hankalampaa yltää maanpäällisissä kiihdyttimissä, mutta motivaatiota tutkimukselta ei puutu. Tiheän kvarkkiaineen muodostamiseen vaadittavia, monta kertaa ydinaineen saturaatiotiheyden 0.16 baryonia/fm3 ylittäviä tiheyksiä voidaan nimittäin saavuttaa hyvin mielenkiintoisessa paikassa: supernovaräjähdysten myötä muodostuneiden neutronitähtien sisällä.

Taiteilijan näkemys neutronitähden rakenteesta. Tähden keskellä näkyvä punainen pallo kuvaa kvarkkiaineesta koostuvaa ydintä, jonka säde voi olla jopa puolet koko tähden säteestä. (Jyrki Hokkanen, CSC)

Kvarkkiaineen mahdollista olemassaoloa neutronitähtien ytimissä on pohdittu jo useiden vuosikymmenten ajan, mutta selkeää ”savuavaa asetta” kvarkkiytimien olemassaololle ei lukuisista yrityksistä huolimatta ole löydetty. Tehtävän vaikeus on helppo ymmärtää, kun muistetaan neutronitähtien olevan meistä vähintään satojen valovuosien päässä sijaitsevia, läpimitaltaan pääkaupunkiseudun kokoisia äärimmäisen tiheitä palloja. Toivoa herättää kuitenkin se, että neutronitähtipopulaation kaikkein perustavanlaatuisimmalla ominaisuudella – niiden massojen ja säteiden muodostamalla ns. MR-käyrällä – on yksikäsitteinen vastaavuus neutronitähtiaineen tilanyhtälön kanssa. Jos pystymme määrittämään tarkan MR-käyrän, saamme siis sivutuotteena tietää, miten tiheän QCD-aineen paine riippuu systeemin tiheydestä.

Aivan viime vuosina neutronitähtiaineen tutkimuksessa on tehty useita merkittäviä edistysaskeleita. Havaintopuolelta mainittakoon entistä tarkemmat sädemittaukset, useammat yli kahden auringon massan neutronitähtien olemassaoloon viittaavat havainnot, sekä ensi kertaa elokuussa 2017 havaittu kahden neutronitähden törmäyksestä lähtöisin ollut gravitaatioaaltosignaali, joka antoi osviittaa siitä, kuinka paljon toisiaan kiertävien tähtien muoto muuttuu ennen varsinaista yhteentörmäystä. Teoriapuolella on puolestaan tehty lukuisia edistysaskeleita – merkittäviltä osin suomalaisvoimin (ks. esim. [1])  – kylmän ja tiheän ydin- ja kvarkkiaineen termodynaamisten ominaisuuksien selvittämisessä. Työsarkaa kuitenkin riittää, sillä hiukkas- ja ydinfysiikan kannalta kaikkein monimutkaisin tiheysalue juuri ydin- ja kvarkkiaineen välisen faasitransition lähellä on vielä pitkälti hämärän peitossa.

Perinteisesti neutronitähtiaineen ominaisuuksia on ennustettu erilaisilla fenomenologisilla ydinfysiikan malleilla. Viimeisten vuosien aikana niille on kuitenkin ilmaantunut varsin erilaisista lähtökohdista ponnistava suomalaishaastaja. Yhdessä Aleksi Kurkelan (CERN ja Stavangerin yliopisto) sekä muiden yhteistyökumppaniemme kanssa olemme nimittäin osoittaneet, että interpoloimalla neutronitähtiaineen tilanyhtälöä matalan ja korkean tiheyden tunnettujen rajojen välillä on mahdollista johtaa sille hyvin rajattuja ja täysin malliriippumattomia ennusteita [2]. Hyvin pian ensimmäisten gravitaatioaaltomittausten raportoimisen jälkeen johdimme yhdessä Eemeli Annalan ja Tyler Gordan kanssa – molemmat silloin Helsingin yliopiston tutkijoita – siihen asti tarkimman malliriippumattoman ennusteen tilanyhtälölle, josta sittemmin muodostui standardireferenssi kyseiselle suureelle [3]. Hivenen myöhemmin ymmärsimme lähestymistapamme kykenevän muuhunkin: oikein sovellettuna se antaa mahdollisuuden johtaa erittäin hyödyllisiä rajoja monille neutronitähtiaineen ominaisuuksille aina äänen nopeudesta lähtien. Aivan erityisesti voimme esittää seuraavan kysymyksen: muistuttaako aine neutronitähtien keskustassa ominaisuuksiltaan enemmän ydin- vai kvarkkiainetta? Vastausta kysymykseen lähdimme etsimään yhteistyössä Joonas Nättilän (Columbian yliopisto) kanssa, jonka erikoisalaa ovat neutronitähtien sädemittaukset.

Neutronitähtitutkijat Aleksi Kurkela sekä Vuorinen kylmän ja melko tiheän aineen keskellä Seattlen lähellä keväällä 2012.

Projektimme lopputulos julkaistiin aivan hiljattain Nature Physics –lehdessä [4]: löysimme vahvaa näyttöä sille, että ainakin kaikkein massiivisimpien neutronitähtien ytimistä todella löytyy kvarkkiainetta. Käymällä läpi n. puoli miljoonaa satunnaisesti generoitua tilanyhtälöä ja poistamalla joukosta havaintoihin yhteensopimattomat yksilöt näimme, että mahdollisten tilanyhtälöiden joukosta lähes kaikki ennustavat massiivisten neutronitähtien ytimien käyttäytyvän kvarkkiaineen tavoin. Tämän lisäksi pystyimme rajaamaan tilanyhtälön käytöksen hyvin tarkkaan siinä tapauksessa, että kvarkkiainetta ei löydy lainkaan: äänen nopeuden täytyy tällöin saavuttaa ydinaineessa lähes valonnopeuden arvo, ja faasitransition ydin- ja kvarkkiaineen välillä tulee olla vahvasti ensimmäistä kertaluokkaa.

Erityisen mielenkiintoinen tilanne syntyy silloin, jos oletetaan, ettei äänen nopeus tiheässä QCD-aineessa milloinkaan ylitä ultrarelativistisen kaasun arvoa c/√3, jota sen tiedetään hyvin korkeilla tiheyksillä lähestyvän alapuolelta. Tällöin neutronitähtien kvarkkiytimet ovat nimittäin todella kookkaita, ja niiden säteet voivat parhaassa tapauksessa kattaa jopa puolet koko tähdestä. Koska äänen nopeus jää tämän rajan alle kaikissa tunnetuissa fysikaalisissa systeemeissä – mukaanlukien kuuma kvarkkigluoniplasma – on houkuttelevaa spekuloida sillä ajatuksella, että luonto käyttäytyy näin myös korkeiden tiheyksien rajalla. Tällöin tuloksistamme seuraa, että deconfinement-faasitransitio on hyvin suurella todennäköisyydellä vain pehmeä ”crossover”, eikä QCD:n faasidiagrammasta tarvitse lainkaan löytyä ns. kriittistä pistettä.

Kvarkkiydinten olemassaolon varmistuminen olisi valtavan iso edistysaskel neutronitähtien tutkimukselle, ja toisaalta kaikki tiheän QCD-aineen käytöstä rajaavat havainnot kullanarvoisia vahvan ydinvoiman fyysiikalle. Koska interpolaatiomenetelmällä johdetut tulokset tarkentuvat automaattisesti uusien teoreettisten tai kokeellisten tulosten ilmaantuessa, on odotettavissa, että jo lähivuodet tulevat antamaan osviittaa siitä, saavatko uudessa artikkelissamme esitetyt havainnot vahvistusta. Aivan erityisesti meitä kiinnostaa nähdä, pitääkö tekemämme otaksuma äänen nopeuden käytöksestä paikkansa. Paljon on siis pelissä, ja olo vähän kuin Anders Tegnellillä juuri ennen vasta-ainetestien valmistumista: kunpa luonto toimisi meidän ennustamallamme tavalla!

Aleksi Vuorinen
Apulaisprofessori, Projektipäällikkö, Suurenergiafenomelogia (High Energy Phenomenology in the LHC era)
Fysiikan osasto ja Fysiikan tutkimuslaitos (linkkejä asiaan liittyvään uutisointiin)

[1] T. Gorda, A. Kurkela, P. Romatschke, S. Säppi, A. Vuorinen, ”Next-to-Next-to-Next-to-Leading Order Pressure of Cold Quark Matter: Leading Logarithm”, Physical Review Letters 121 (2018) 20, 202701. https://arxiv.org/abs/1807.04120

[2] A. Kurkela, E. Fraga, J. Schaffner-Bielich, A. Vuorinen, ”Constraining neutron star matter with Quantum Chromodynamics”, Astrophysical Journal 789 (2014) 127 https://arxiv.org/abs/1402.6618

[3] E. Annala, T. Gorda, A. Kurkela, A. Vuorinen, ”Gravitational-wave constraints on the neutron-star-matter Equation of State”, Physical Review Letters 120 (2018) 17, 172703 https://arxiv.org/abs/1711.02644

[4] E. Annala, T. Gorda, A. Kurkela, J. Nättilä, A. Vuorinen, ”Evidence for quark-matter cores in massive neutron stars”, Nature Physics (2020)

Materials for future particle colliders

Discovery of the Higgs particles in 2012 became possible because of the tremendous international collaborative effort of a large group of high-energy particle and accelerator physicists and engineers, who enabled the construction of the unprecedentedly powerful 13 TeV Large Hadron Collider, LHC. Yet, not all the mysteries of the Universe were unrevealed by this unique machine.  What is the nature of the dark matter? Why does matter prevail over antimatter? What are the neutrino masses? Answering all these questions requires pushing the energy frontiers even further, beyond the current limits. Scientists are looking for alternative solutions, proposing new design studies covering different energy ranges for new discoveries. 

One of the design studies at CERN for more precise and accurate study of Higgs particles is the new Compact Linear Collider. The concept of CLIC is a TeV-scale high-luminosity linear electron-positron collider that is aimed to be built in stages, at center-of-mass energies 380 GeV, 1.5 TeV and 3 TeV. CLIC uses a novel two-beam acceleration scheme, in which 12 GHz accelerating structures are powered via a high-current drive beam. The development of this technology benefits many other fields based on use of particle accelerators. Among these are medical accelerators for cancer treatment and free electron lasers. The efforts of many international experts in different fields, including the group of Materials scientists at HIP, have resulted in a thorough optimization of CLIC accelerators, increasing energy efficiency for the 380 GeV stage and significant cost reduction that is estimated at the level of 6 billion CHF. A wide range of CLIC physics studies demonstrated the full CLIC physics potential. It was shown that each of the three energy stages build up the knowledge step-wise. It will be possible to measure Higgs width and couplings, top-quark properties, Higgs self-coupling, direct searches etc. The projected start of the tunnel construction in 2026 may enable the first beams by 2035.

The European Strategy for Particle Physics of 2013 (CERN Council, European Strategy Session of Council, 30 May 2013, CERN-Council-S/106 (2013)) states:  “CERN should undertake design studies for accelerator projects in a global context, with emphasis on proton-proton and electron-positron high-energy frontier machines. These design studies should be coupled to a vigorous accelerator R&D programme, including high-field magnets and high-gradient accelerating structures, in collaboration with national institutes, laboratories and universities worldwide.” In response to this, a Future Circular Collider (FCC) study was launched at CERN.  This project aims to build a large collider of 80 to 100 km in circumference (for comparison, the circumference of LHC is “only” 27 km).


International team, working together to decipher the mechanisms of vacuum arcing, includes the groups from CERN, HIP, Hebrew University of Jerusalem and University of Uppsala. In the background, the artistic vision of CLIC built under the Jura Mountains near CERN.

The physics opportunities within FCC include electron-positron (FCC-ee), proton-proton (FCC-hh), electron-proton (FCC-eh) and heavy ion programmes. It will cover the studies of electroweak, Higgs and strong interactions, the top quark and flavor as well as search for phenomena beyond the Standard Model. The same infrastructure (including building of an expensive tunnel) can be used for different FCC programmes. The first programme, FCC-ee is a high precision instrument to study the Z, W, Higgs and top particles, operating at multiple center-of-mass energies, from 91 GeV to 365 GeV. The FCC-hh will reach 100 TeV center-of-mass energy for proton-proton collision and 39 TeV for Pb-Pb collision. Optionally, the FCC-eh will generate the 50 TeV proton beam to collide with the 60 GeV electrons.

All this impressive physics is not possible without the expertise of the people from many different fields involved in the building of the ambitious machines. Rather unexpectedly, materials physics happened to be in the core of the cost-efficiency of the construction. One of the largest part of the construction costs is the accelerating structures, which are electromagnetic waveguides made of industrial Cu. However, these are needed in a quantity that can match the length of a multi-km accelerator! The accelerating structures of the μm precision geometry are designed to face unprecedented high-gradient electromagnetic waves to carry bunches of GeV or even TeV accelerated particles. It is important to minimize the failure probability of these structures, while push the value of the fields as high as possible. One of the most mysterious phenomena known as vacuum arcing sets physical limits on how high electric fields at a metal surface can be raised. Understanding the cause of this phenomenon can push the working limits higher up, improving the performance of the acceleration, while reducing the costs and possible failure routes. The theoretical model incorporating multiphysics processes on multi- length and time scales, which we develop at HIP, aims to decipher the complex phenomenon, helping to set up a control over the detrimental and wasteful power consumption source.

Long-established expertise in the physics of radiation effects at the Accelerator Laboratory of the University of Helsinki places the group also in the right position to deal with the problems of high flux proton and heavy ion irradiation on materials of beam facing components for future FCC accelerators. On the other hand, huge superconducting magnets build all around the FCC circumference require a very thorough analysis of the quality of the superconducting films. Here again, the Helsinki Accelerator Laboratory is able to offer the unique opportunity of positron annihilation measurements combined with the theoretical modelling of the thin film growth. Joining efforts with the accelerator physicists and engineers, the materials scientists can help to expand the frontiers of high-energy physics beyond the imagined!

Flyura Djurabekova
Prof. in Materials in Extreme Environments
Department of Physics and HIP, University of Helsinki