Planck-satelliitti ja kosmologia

Planck on Euroopan avaruusjärjestön (ESA) satelliitti, joka lähetetään avaruuteen toukokuussa 2009. Planckin tehtävä on kartoittaa kosmisen taustasäteilyn kirkkaus- ja polarisaatiovaihtelut taivaalla. Planckin edeltäjä on amerikkalainen WMAP-satelliitti. Planckin mittaukset tulevat olemaan noin kolme kertaa tarkempia.
Planck

Kosminen taustasäteily

Kosminen taustasäteily on mikroaaltosäteilyä, joka tulee varhaisesta, noin 400 000 vuoden ikäisestä, maailmankaikkeudesta. Tuolloin maailmankaikkeuden täyttänyt kuuma alkuplasma nimittäin muuttui läpinäkyväksi kaasuksi, ja plasman lämpösäteily pääsi etenemään vapaasti. Lähtiessään säteily oli punaista valoa, mutta maailmankaikkeuden laajetessa säteilyn aallonpituus venyi, niin että se on nykyään pääosin alueella 1 mm - 1 cm, eli mikroaaltoja. Kosminen taustasäteily on siis matkustanut avaruuden halki lähes koko maailmankaikkeuden 14 miljardin vuoden iän, joten se tulee hyvin kaukaa. Näemme sen kaikissa suunnissa, kaukaisimpienkin galaksien takana, lähes tasaisen kirkkaana hohteena.

Taustasäteilyn kirkkausvaihtelut

Kaasu puolestaan kerääntyi seuraavien vuosimiljardien aikana painovoiman vaikutuksesta tähdiksi ja galakseiksi. Tätä ei kuitenkaan olisi tapahtunut, ellei jo alkuplasmassa olisi ollut siellä täällä heikkoja tihentymiä, jotka saattoivat toimia tämän kerääntymisen keskuksina. Kosminen taustasäteily näyttää meillä tämän alkuplasman 400 000 vuoden ikäisenä, ja taustasäteilyn vähäiset kirkkausvaihtelut taivaalla näyttävät alkuplasmassa olevat heikot tihentymät ja harventumat.
Taustasäteilyn kirkkausvaihtelut WMAP-satelliitin havaintojen mukaan (NASA/WMAP Science Team)

Alkuperäiset tiheysvaihtelut

Mikä synnytti nämä tihentymät ja harventumat? Tämä on yksi nykykosmologian tärkeimmistä avoimista kysymyksistä. Kysymys on maailmankaikkeuden kaiken rakenteen, galaksien, tähtien, ja planeettojen alkuperästä. Emme tiedä mikä ne synnytti, mutta suosituin selitys on inflaation aikaiset kvanttimekaaniset värähtelyt.

Inflaatio

Inflaatioksi kutsutaan maailmankaikkeuden alkuvaiheessa mahdollisesti tapahtunutta universumin hyvin nopeaa kiihtyvän laajenemisen vaihetta. Kysymys on sekunnin murto-osassa tapahtuneesta vähintään kvintiljoonakertaisesta (siis 1 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 -kertaisesta) laajenemisesta. Kvanttimekaniikan mukaan aineen ja energian tiheydessä tapahtuu jatkuvasti värähtelyjä mikroskooppisilla skaaloilla. Inflaatio olisi laajentanut mikroskooppiset skaalat tähtitieteellisiin mittoihin, ja värähtely olisi samalla pysähtynyt, niin että sen hetkellinen tila olisi "jäätynyt" tiheysvaihteluiksi. Ei ole varmoja todisteita, että tällainen inflaatio olisi tapahtunut, mutta on vaikea kuvitella muuta tapaa miten havaitun kaltainen rakenne olisi voitu tuottaa maailmankaikkkeuteen niin suurille etäisyysskaaloille niin lyhyessä ajassa, kuin havaitsemme 400 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa. Pidetään siis todennäköisenä, että inflaatio tapahtui ja synnytti alkuperäiset tiheysvaihtelut, maailmankaikkeuden rakenteen siemenet. Mutta mikä aiheutti inflaation? Sitä emme tiedä, koska se liittyy niin korkeiden energioiden fysiikkaan, että sitä ei pystytä tutkimaan ihmisen rakentamissa laboratorioissa, ei edes pian käynnistyvässä CERNin LHC-hiukkaskiihdyttimessä. Teoreetikoilla on siis ollut vapaus kehitellä suuri määrä erilaisia inflaatioteorioita. Se mikä nämä teoriat erottaa toisistaan, on pienet erot siinä, minkälaisen alkuperäisen rakenteen ne tuottavat. Oikean teorian erottamiseksi vääristä meidän on siis tutkittava mahdollisimman suurella tarkkuudella tämän alkuperäisen rakenteen ominaisuuksia. (Tämä koskee paitsi inflaatioteorioita, myös muita mahdollisia teorioita alkuperäisten tiheysvaihtelujen synnylle.) Tämä on yksi Planck-satelliitin tärkeimpiä tehtäviä, sillä taustasäteilyn kirkkauden ja polarisaation vaihtelut taivaalla määräytyvät tästä alkuperäisestä rakenteesta.

Mahdollisimman yksinkertainen satunnainen rakenne

Kvanttimekaaninen värähtely on satunnaisilmiö, ja tarkastelemalla taustasäteilynkirkkaudenvaihteluita, ne todellakin näyttävät varsin satunnaisilta. Satunnaisellakin rakenteella on kuitenkin tilastollisia ominaisuuksia, joilla sitä voidaan kuvata. Useimmille inflaatiomalleille on yhteistä, että niiden ennustama rakenne on lähellä mahdollisimman yksinkertaista satunnaista rakennetta. Tällä tarkoitetaan seuraavia ominaisuuksia: Havaintojen perusteella alkuperäinen rakenne on todellakin ollut lähellä tätä yksinkertaisinta mahdollista satunnaista rakennetta. Tämä on todiste inflaation puolesta. Oleellista ovat kuitenkin pienet poikkeamat tästä. Juuri nämä pienet poikkeamat erottavat tosistaan eri inflaatioteoriat. Ja siksi taustasäteilyä on mitattava tarkemmin, jotta nämä poikkeamat voidaan havaita. Planckin edeltäjän, amerikkalaisen WMAP-satelliitin havaintojen perusteella näyttää jo siltä, että rakenteessa on pieni poikkeama (n. 4%) skaalainvarianssista: rakenne on suuremmilla etäisyysskaaloilla hieman voimakkaampaa kuin pienemmillä.

Primordiaaliset gravitaatioaallot ja taustasäteilyn polarisaatio

Tiheysvaihteluiden lisäksi inflaation aikaiset kvanttivärähtelyt tuottavat myös gravitaatioaaltoja, muutoksia aika-avaruuden geometriassa, jotka ovat tiheysvaihteluista riippumattomia. Näillä gravitaatioaallot pystytään parhaiten havaitsemaan tutkimalla taustasäteilyn polarisaatiota, sillä ne tuottavat taustasäteilyn polarisaatioon erilaisen kuvion, ns. B-moodin, kuin tiheysvaihtelut. Inflaatioteoriat eroavat toisistaan myös siinä, kuinka voimakkaita gravitaatioaaltoja ne tuottavat. Jos ne ovat riittävän voimakkaita, Planck pystyy havaitsemaan polarisaation B-moodin. Tämä olisi erittäin merkittävä edistysaskel havaitsevassa kosmologiassa.

Maailmankaikkeuden koostumus

Taustasäteily ei näytä alkuperäisiä tiheysvaihteluita sellaisenaan. Vaikka inflaation jälkeen nämä alkuplasman tiheysvaihtelut olivat pitkään "jäätyneitä" paikalleen, ne alkoivat vähitellen aaltoilla. Painovoima veti tihentymiä kasaan, minkä takia säteilypaine näissä tihentymissä nousi, mikä johti tihentyneen aineen laajenemiseen ja harvenemiseen ja paineen laskuun, minkä jälkeen painovoima sai taas yliotteen. Tämä aaltoilu päättyi kun alkuplasma muuttui kaasuksi, minkä jälkeen säteily ei enää estänyt ainetihentymien voimistumista. Taustasäteily näyttää siis alkuplasman tiheysvaihtelut tämän aaltoilun loppuvaiheessa. Tämän takia tiettyjen etäisyysskaalojen rakenteet näkyvät voimistuneena; näiden skaalojen tihentymät olivat juuri ehtineet aaltoilun ääriasentoon kun se loppui. Suurin tällainen etäisyysskaala näkyy taivaalla noin yhden asteen kulmassa. Tämänkokoiset kirkaammat ja himmeämmät alueet erottuvatkin selvästi taustasäteilyn kartassa. Tämän aaltoilun luonne riippuu maailmankaikkeuden ainekoostumuksesta, miten paljon on tavanomaista ainetta, miten paljon pimeää ainetta, ja miten paljon säteilyä. Siksi taustasäteilyhavainnoista voidaan määrittää näitä suhteita.

Maailmankaikkeuden geometria ja laajenemishistoria

Taustasäteily on kulkenut läpi koko havaittavan maailmankaikkeuden ja sen kulku on kestänyt lähes koko universumin historian. Avaruuden geometria ja laajenemishistoria toimii eräänlaisena linssinä siten, että näemme varhaisen maailmankaikkeuden rakenteet suurennettuina. Tämä suurennuskerroin voidaan määrittää havainnoista hyvin tarkasti. Toisaalta se määräytyy avaruuden geometriasta, laajenemisnopeudesta, ja laajenemista kiihdyttävän pimeän energian määrästä. Nämä suureet voidaan määrittää kun taustasäteilyhavaintoja yhdistetään muuhun kosmologiseen havaintoaineistoon.