Maailmankaikkeuden rakenne on kehittynyt hyvin pienistä alkuhäiriöistä, eli tihentymistä ja harventumista aineen jakaumassa. Painovoiman vaikutuksesta tihentymät kasvoivat vetämällä ympäröivää ainetta puoleensa, ja näin muodostui vähitellen verkkomaista suuremman mittakaavan rakennetta. Muutaman sadan miljoonan vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa verkoston tiheimmissä solmukohdissa alkoi syntyä ensimmäisiä tähtiä ja niistä edelleen galakseja. Ensimmäisen sukupolven tähtien jäänteistä muodostui raskaampia alkuaineita sisältäviä pitkäikäisempiä tähtiä, galaksit ja galaksiryhmät kasvoivat suuremmiksi ja maailmankaikkeus kehittyi sellaiseksi kuin se nykyään 13,8 miljardin vuoden ikäisenä on.

Kosmologin kuvaus rakenteen synnystä ei tässä valeuutisten luvatussa ajassa kenties kuullosta juuri sen kummemmalta kuin muinaiskalevalaisissa piireissä kiertänyt vaihtoehtoinen tieto, jonka mukaan maailma syntyi sotkan munasta. Oleellinen ero on tietysti se, että kosmologian tutkimuksen tuottama tieto ei ole kiisteltävissä oleva mielipide, vaan sen taustalla on valtava määrä havaintodataa, vankka teoreettinen pohja ja tuhansien tutkijoiden vuosikymmenten työ. Alkuhäiriöt ovat yhä tänäkin päivänä suoraan havaittavissa kosmisessa mikroaaltotaustasäteilyssä. Taustasäteily on kuin valokuva maailmankaikkeudesta 380 000 vuoden iässä, jolloin baryoninen aine sitoutui neutraaleiksi atomeiksi ja fotonit pääsivät liikkumaan vapaasti. Alkuhäiriöt näkyvät suuruusluokaltaan sadastuhannesosan vaihteluina eri suunnista tulevan fotonitaustan lämpötilassa. Pienten alkuhäiriöiden kehittyminen suuren mittakaavan rakenteiksi on täsmällisesti mallinnettavissa oleva prosessi, jonka yksityiskohdat riippuvat sekä painovoimaa kuvaavasta teoriasta että maailmankaikkeuden koostumuksesta. Havainnot rakenteen ominaisuuksista ja kehityksestä kaikilla mitattavissa olevilla skaaloilla ovat pääosin erittäin hyvin sopusoinnussa yleiseen suhteellisuusteoriaan, kylmän pimeän aineen komponenttiin ja kosmologiseen vakioon perustuvan ns. LCDM-mallin ennusteiden kanssa.

Todennäköisin selitys alkuhäiriöiden synnylle on inflaatioksi kutsuttu kiihtyvän laajenemisen vaihe hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa, jo ennen kuumaa ja tiheää alkuvaihetta. Inflaation aikana minkä tahansa riittävän kevyen skalaarikentän kvanttimekaanisista fluktuaatioista muodostuu alkuhäiriöiksi jäätyvää rakennetta. Inflaatiossa syntyvien häiriöiden jakauma on lähes gaussinen ja varianssi lähes sama kaikilla pituusskaaloilla. Nämä inflaation keskeiset ennusteet vastaavat täsmälleen mikroaaltotaustahavaintoja, missä tarkkuuden huippua edustaa Planck-satelliitin data. Havaintosektorilla on edelleen odotettavissa uusia edistysaskelia, erityisesti mikroaaltotaustan polarisaatiosignaalin ja maailmankaikkeuden suuren skaalan rakenteen yksityiskohtien mittaustarkkuuden kehittyessä. Polarisaatiosignaalin avulla voitaisiin esimerkiksi havaita inflaation synnyttämä gravitaatioaaltotausta. Se olisi melkoinen lottopotti ja harppaus kohti inflaatiomallin varmentamista. Rakenteen entistä tarkempi kartoittaminen taas tuottaa lisää tietoa alkuhäiriöiden rakenteesta ja inflaatiodynamiikan yksityiskohdista. On kuitenkin todennäköistä, että inflaatiovaiheen taustalla vaikuttavaa fysikaalista mekanismia ei tulevaisuudessakaan voida suoraan rekonstruoida mittausdatasta.

Ainakin teoreetikon näkökulmasta kaikkein kiinnostavin kysymys koskee inflaatiovaiheen mikroskooppista luonnetta. Mitä alkuhäiriöiden mitatut ominaisuudet kertovat hiukkasfysiikasta ja gravitaatiosta inflaatioskaalalla, ja miten inflaation aikana tapahtuvat prosessit kytkeytyvät tunnettuun alkeishiukkasfysiikkaan?

Teorian ja havaintojen valossa vaikuttaa vahvasti siltä, että inflaatiovaiheessa jonkin skalaarikentän potentiaalienergia dominoi maailmankaikkeutta. Hiukkasfysiikan standardimallissa on yksi alkeishiukkasiin lukeutuva skalaarivapausaste eli Higgsin bosoni. Hiukkasfysiikan standardimalli selittää yhä edelleen äärimmäisen tarkasti kaikki hiukkaskiihdyttimillä havaitut ilmiöt. Tästä huolimatta on selvää, että se ei sellaisenaan voi olla täydellinen teoria, sillä se ei selitä pimeän aineen luonnetta, valtavaa epäsuhtaa aineen ja antiaineen määrissä, eikä neutriinojen massoja. Nämä havainnot voidaan kuitenkin selittää varsin pienillä lisäyksillä standardimalliin. Onkin erityisen kiinnostavaa tutkia, voisiko odottamattoman menestyksekkääksi teoriaksi osoittautunut standardimalli jollakin minimaalisella laajennuksella täydennettynä kuvata alkeishiukkasfysiikkaa joko kokonaan tai osittain aina inflaatioskaalalle asti. Samalla voidaan kysyä, miten inflaatiofysiikkaan liittyvä havaintodata ja erilaiset teoreettiset konsistenssiusehdot rajoittavat tällaisia malleja. HIP-kosmologiaprojektin inflaatiotutkimus pyrkii tuottamaan uusia vastauksia muun muassa näihin avoimiin kysymyksiin.

Keskeinen tutkimusaihe on Higgsin kentän rooli inflaatiovaiheen aikana. Tässä on kaksi mahdollisuutta: Higgsin kenttä joko dominoi maailmankaikkeuden energiatiheyttä ja aiheuttaa inflaation tai sitten se on inflaatiodynamiikan kannalta merkityksetön, eli ns. spektaattorikenttä. Voisi ajatella, että jälkimmäinen tapaus on merkityksetön myös tutkimuksen kannalta, mutta spektaattorikentillekin syntyy fluktuaatiota inflaation aikana. Näistä fluktuaatioista voi muodostua havaittavia alkuhäiriöitä, jos spektaattorikentän lokaali arvo vaikuttaa maailmankaikkeuden kehitykseen jossakin vaiheessa inflaation jälkeen. Tällainen mekanismi on olemassa esimerkiksi oikeakätisillä neutriinoilla laajennetussa standardimallissa, ja äskettäin osoitimme, että Higgsin kentän fluktuaatioista seuraa kiinnostavia rajoituksia neutriinosektorin kytkennöille. Higgsin kentän fluktuaatioiden tulee myös pysyä tietyn kriittisen rajan alapuolella, jotta ne eivät aiheuttaisi siirtymää sähköheikon potentiaaliminimin lähettyviltä standardimallin absoluuttiseen minimiin, josta ei enää ole paluuta havaittavan maailmankaikkeuden kaltaiseen tilaan. Tämän konsistenssiehdon avulla voidaan testata erilaisten hiukkasfysiikan teorioiden yhteensopivuutta inflaation kanssa. HIP-ryhmän tutkimustulosten perusteella tiedetään esimerkiksi, että vaatimus sähköheikon minimin stabiiliudesta inflaation aikana ja sen jälkeen antaa täsmällisen ennusteen Higgsin kentän epäminimaalisen gravitaatiokytkennän arvolle, joka itse asiassa on viimeinen tuntematon parametri hiukkasfysiikan standardimallissa. Erittäin merkittävä kysymys on se, voisiko Higgsin kentän dynamiikka selittää koko inflaatiomekanismin. Higgs-inflaatiota on tutkittu paljon, mutta aiheeseen liittyy vielä useita avoimia kysymyksiä koskien erityisesti mallien toimivuutta kvanttikenttäteorian tasolla. Tällä saralle ryhmässämme tehty tutkimus on hiljattain tuottanut uutta tietoa muun muassa gravitaatiosektorin rakenteesta ja materiasektorin kvanttikorjauksista.

Inflaatiofysiikka asettaa alkuehdot koko maailmankaikkeuden kehitykselle, joten on oleellista ymmärtää miten inflaation aikaiset prosessit kytkeytyvät paitsi alkuhäiriöiden ominaisuuksiin myös kaikkeen muuhun kosmologiseen havaintoaineistoon. Tutkimuksemme on osoittanut mielenkiintoisia yhteyksiä muun muassa pimeän aineen ja inflaatiofysiikan välillä. Epätasapainoilmiöt inflaatiovaiheen lopussa voivat esimerkiksi synnyttää hiukkasmuotoista pimeää ainetta, jopa puhtaasti gravitaatiokytkentöjen välityksellä. Tiedetään myös, että tietyissä tilanteissa inflaatio voi synnyttää primordiaalisia mustia aukkoja. Havainnot rajoittavat niiden osuuden alle prosenttiin pimeän aineen kokonaisenergiatiheydestä lähes kaikilla massaskaaloilla. Näinkin pieni osuus vaikuttaa kuitenkin hiukkasmuotoisen pimeän aineen klusteroitumiseen ja annihilaatioprosessien voimakkuuteen, joihin liittyviä karakteristisia havaintosignaaleja tutkimme äskettäin termisten reliikkien ja QCD-aksionien tapauksessa. Ryhmässämme tehtiin viime vuonna myös ensimmäinen täydellinen simulaatio primordiaalisten mustien aukkojen syntyyn liittyvästä alkuhäiriöiden kasvusta inflaatiossa.

Vanhan viisauden mukaan elefanttia ei syödä kerralla vaan pieninä paloina. Tämä pätee myös inflaatiofysiikan suhteen. Vegaani tai muuten vaan norsujen ystävä voi tässä kohtaa mielessään korvata elefantin vaikka jättimäisellä kurpitsalla. Alkupaloista on siirrytty jo tukevasti pääruoan puolelle, mutta ymmärryksessä on edelleen suuria aukkoja. Tämä ei oikeastaan ole kovinkaan yllättävää kun pidetään mielessä, että inflaation aikainen energiaskaala on mahdollisesti jopa kaksitoista kertalukua suurempi kuin maailman tehokkaimmalla hiukkaskiihdyttimellä, CERN:in LHC:lla, saavutettu taso. Kosmologisen havaintodatan tarkentuminen ja lisääntyvä tutkimustieto erilaisten teorioiden ennusteista aina inflaatioskaalle asti antaa kuitenkin uusia tehokkaita työkaluja, joiden avulla sitkeämpiäkin paloja voidaan alkaa nostella lautaselle ihan syömistarkoituksessa.

Sami Nurmi
Projektipäällikkö, HIP-projekti (Theoretical cosmology)
Jyväskylän yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos