Lectio
Noin kuukausi sitten puolustin väitöskirjaani (luettavana täällä) Aalto Yliopiston Sähkötekniikan korkeakoulussa ja kuten tapoihin kuuluu pidin tilaisuuden alussa suomenkielisen, yleistajuisen pohjustuksen (ns. lectio præcursoria) väitöskirjani aihepiiristä. Liitän alle kokonaisuudessaan esitelmän kalvot sekä muistiinpanot (tavoistani poiketen päädyin kirjoittamaan muistiin koko esitelmän, koska se sattui olemaan ensimmäinen suomenkielellä pitämäni tieteellinen esitelmä yliopistourani aikana).
Arvoisa valvoja, arvoisa vastaväittäjä, arvoisat kuulijat.
Katsellessamme yötaivaalle voimme ihailla avaruuden tähtien, planeettojen ja Linnunradan kauneutta. Samalla voimme erehtyä luulemaan että mikään ei muutu tässä seesteisessä, rauhallisessa ja muuttumattomassa ilmakehän ylisessä avaruudessa aivan kuten ihmiskunta on sen ajatellut olevan ennen modernia tähtitiedettä. Mutta todellisuus osoittautuikin täysin vastakkaiseksi.
Avaruus on täynnä suunnattoman tiheitä ja raskaita kohteita, jotka voivat päästää valloilleen valtavan määrän energiaa hyvin lyhyessä ajassa. Nämä kohteet ovat yksi kiehtovimmista tutkimusaiheista modernissa tähtitieteessä ja niihin törmää usein myös populaarikulttuurissa. Kyse on tietenkin mustista aukoista. Mustat aukot ovat päätepiste raskaiden tähtien elämässä. Polttoaineen loputtua tähden keskustasta, tähti ei enää kykene pitämään itseään kasassa vaan luhistuu kokoon painovoimansa alla yhä pienemmäksi, kunnes jäljelle jää vain musta aukko. Mikäli musta aukko syntyy kaksoistähtijärjestelmässä, se voi alkaa haalia ainetta sen kumppanitähdeltä, kuten kuvaan on piirretty. Koska musta aukko on kirjaimellisesti musta, josta valokaan ei pääse karkuun, emme voi nähdä mustaa aukkoa suoraan. Mutta kaksoistähtijärjestelmän tapauksessa voimme nähdä aineen joka on putoamaisillaan mustaan aukkoon. Niinpä nämä järjestelmät toimivat uniikkeina laboratorioina — laboratorioina, jotka olisi mahdotonta rakentaa Maan päälle — joissa voimme tutkia aineen käyttäytymistä mustan aukon läheisyydessä, eli erittäin voimakkaassa painovoimakentässä.
Aine mustan aukon läheisyydessä kuumenee kitkavoimien ansiosta miljooniin asteisiin, jolloin se säteilee röntgensäteilyä. Tästä syystä näitä kohteita kutsutaan yleisimmin röntgenkaksoistähdiksi. Röntgensäteily on elektromagneettista säteilyä, aivan kuten näkyvä valo, mutta vain pienempi aallonpituuksista ja suurempi taajuuksista. Röntgensäteet eivät kuitenkaan läpäise ilmakehää (mikä on elämän kannalta hyvä juttu), joten havaitakseen röntgenkaksoistähtiä tutkijoiden täytyi lähettää röntgenilmaisimia ilmakehän yläpuolelle.
1960-luvulla Geiger-ilmaisimet luotainrakettien mukana mittasivat avaruudesta säteilyä ensimmäisistä röntgenkaksoistähdistä. Näille epätavallisille röntgenkohteille Linnunradassa annettiin nimet niiden tähdistöjen mukaan, joista ne löydettiin, ja numero löytämisjärjestyksen mukaan: esim. Scorpius (skorpioni) X-1, Cygnus (joutsen) X-1, Cygnus X-2 ja Cygnus X-3. 1970-luvulta alkaen kymmeniä röntgensatelliitteja on laukaistu avaruuteen ja havaittujen röntgenkaksoistähtien määrä on noussut jo kolmeen sataan.
Avaruus on kirjaimellisesti valtava, melkein tyhjä paikka, jossa on harvakseltaan siellä täällä aineen keskittymiä joita kutsumme galakseiksi. Jopa suhteellisen tiheässä ja aktiivisessa keskuksessa, kuten omassa galaksissamme Linnunradassa, tähtienväliset etäisyydet mitataan valovuosissa. Tästä syystä suurin osa aurinkokunnan ulkopuolisista yksittäisistä kohteista näyttää pistemäisiltä, kirkkaudeltaan vaihtelevilta kohteilta, jopa tarkastellessa niitä tähtitieteellisten observatorioiden suuremmalla resoluutiolla.
Mutta tähtitieteilijälle pelkkä pistemäinen kohde sisältää paljon tietoa kun sitä tarkastellaan koko elektromagneettisen spektrin läpi. Sopivilla instrumenteilla tarkasteltuna Maan päältä ja avaruudesta tämä valopiste paljastuu eri energia-alueille ulottuvaksi spektriksi joka muuttuu ajan mukana.
Röntgenkaksoistähtien tapauksessa tätä spektriä voidaan kuvitella palapeliksi, jossa yksittäiset palat ovat säteilyprosessien malleja, jotka kuvaavat aineen käyttäytymistä voimakkaassa painovoimakentässä. Jotta palapeli saadaan ratkaistuksi täytyy palojen sopia koko spektriin ja toisiinsa johdonmukaisesti. Näin ollen pelkkä piste muuttuu mielessämme todelliseksi fysikaaliseksi kohteeksi avaruudessa, jonka perusteella voimme tarkastella ja testata maailmankaikkeuden perusperiaatteita tavalla joka ei olisi mahdollista Maan päällä.
Cygnus X-3, eli kolmas röntgenkohde Joutsenen tähdistöstä, havaittiin ensimmäistä kertaa vuonna 1966 luotainraketilla. Se on yksi kirkkaimmista röntgen- ja radiokohteista Linnunradassa. Cygnus X-3 luokitellaan mikrokvasaariksi, joka on röntgenkaksoistähti, jossa mustaan aukkoon putoava aine voi satunnaisesti kanavoitua mustan aukon läheisyydestä lähes valonnopeudella liikkuviin hiukkassuihkuihin, jotka säteilevät radiosäteilyä. Cygnus X-3 sijaitsee noin 9 kiloparsekin tai 30000 valovuoden päässä Maasta galaksin tasossa.
Cygnus X-3:n ajatellaan koostuvan mustasta aukosta ja raskaasta, voimakkaan tähtituulen omaavasta Wolf-Rayet tähdestä, eikä toista vastaavaa röntgenkaksoistähteä tunneta galaksissamme. Cygnus X-3 on myös ensimmäinen ja toistaiseksi ainoa mikrokvasaari, josta on selkeästi havaittu gammasäteilyä.
Cygnus X-3 on hyvin vaihteleva kohde sekä radio- että röntgentaajuuksilla. Cygnus X-3:sta havaitaankin useampia röntgen- ja radiotiloja. Kuvaajassa esitetään havainnot Cygnus X-3:n radiovuontiheydestä noin vuoden ajalta, josta eri radiotilat voidaan tunnistaa. Suurimman osan ajasta se viettää ns. quiescent tai hiljaisessa radiotilassa (punainen), jossa radiosäteily on tasaisen voimakasta, radiovuontiheydeltään n. 100 mJy. Ajoittain Cygnus X-3:ssa esiintyy pieniä radiopurkauksia (flaring-tila, vihreä), tai purkaukset esiintyvät suurten radiopurkausten välissä tai niiden jälkeen. Flaring-tilassa radiosäteilyn määrä kasvaa radiovuontiheydelle 300-1000 mJy. Noin kerran vuodessa Cygnus X-3:sta havaitaan suuria radiopurkauksia (major flaring tila, violetti) jolloin radiovuontiheys voi yltää jopa 20 Jy (tällöin Cygnus X-3 on kirkkain radiokohde Linnunradassa). Major flaring tilaa edeltää aina radiohiljainen tila (quenched-tila, sininen), jolloin radiovuontiheys on alle 20 mJy.
Samaan tapaan Cygnus X-3:sta havaitut röntgenspektrit, jotka on piirretty oikeanpuoleiseen kuvaajaan, voidaan jaotella eri röntgenspektritiloihin riippuen siitä mikä niiden voimakkuus on kovan röntgensäteilyn alueella (punainen alue) verrattuna siihen mikä se on pehmeän röntgensäteilyn alueella (sininen alue). Vasemmanpuoleinen kuvaaja esittää yllä olevassa paneelissa näiltä alueilta mitatun röntgensäteilyn määrän. Alla olevassa paneelissa on vastaavasti samanaikaisesti mitattu radiovuontiheys. Hiljaisessa tai quiescent radiotilassa Cygnus X-3:n röntgenspektri on ”kova” eli kirkkaampi suurenergisemmällä röntgenalueella. Ajoittain röntgenspektri muuttuu ”pehmeäksi”, jolloin suurenergisen röntgensäteilyn määrä ja radiovuontiheys tippuu huomattavasti ja matalampienergisen röntgensäteilyn määrä kasvaa. Kovan ja pehmeän röntgentilan välissä röntgenspektri on näiden kahden ”päätilan” sekoitus.
Aikaisemman viiden röntgentilan lisäksi väitöskirjassa lisätään jaotteluun yksi, ns. ”hyperpehmeä” röntgentila, joka pystytään erottamaan spektrien joukosta ottamalla huomioon samanaikaisesti Cygnus X-3:sta havaitut radiotilat. Kuvaajassa on esitetty 10 vuoden ajalta mitattu röntgenkirkkaus röntgenkovuuden funktiona, eli vasemmalla olevat datapisteet ovat röntgenspektriltään pehmeämpiä ja vastaavasti oikealla olevat ovat kovempia. Keskimääräinen röntgenspektri on kuvaajassa näytetty ylhäällä. Datapisteet on myös väritetty sen mukaan kuinka kirkas Cygnus X-3 on samanaikaisesti radioalueella: vähäinen radiosäteily tummanruskealla ja voimakas radiosäteily keltaisella. Hyperpehmeä röntgentila erottuu selkeästi radiohavaintojen joukosta. Hyperpehmeässä röntgentilassa radiosäteily ja kova röntgensäteily on erittäin vähäistä ellei olematonta.
Vaihdokset pehmeän ja kovan röntgentilan välillä kuvaavat muutosta aineen geometriassa mustan aukon lähellä. Pehmeässä röntgentilassa havaitsemme säteilyä mustan aukon ympärille muodostuvasta kertymäkiekosta, kun taas kovassa röntgentilassa kertymäkiekon röntgensäteily saa lisäenergiaa energeettisiltä elektroneilta, joita esiintyy mustan aukon lähettyvillä. Yleisesti mikrokvasaareilla voimakkaat radiopurkaukset ja hiukkassuihkut esiintyvät siirryttäessä kovasta röntgentilassa pehmeään röntgentilaan. Cygnus X-3 käyttäytyy kuitenkin päinvastaisesti: sen siirtyessä pehmeään tai hyperpehmeään röntgentilaan voimakkaita radiopurkauksia ei esiinny, vaan ainoastaan kun Cygnus X-3 vaihtaa takaisin pehmeästä kovaan röntgentilaan. Toistaiseksi syytä tähän päinvastaiseen käytökseen ei tiedetä.
Cygnus X-3:sta havaittu gammasädesäteily esiintyy lähes ainoastaan kohteen laskeutuessa ja/tai noustessa hyperpehmeästä tilasta. Gammasäteily todennäköisesti syntyy relativististen hiukkassuihkujen vaikutuksesta ja näin ollen gammasäteily viestittää hiukkassuihkujen olemassaolosta myös Cygnus X-3:ssa sen siirtyessä hyperpehmeään röntgentilaan. Se miksi radiosäteilyä ei tällöin havaita on vielä epäselvää.
Cygnus X-3:n voimakkaisiin radiopurkauksiin liittyy myös muita mielenkiintoisia havaintoja. Joissain tapauksissa radiopurkausten jälkeen esiintyy nopeaa, näennäisjaksollista, eli lähes jaksollista, röntgensäteiden kirkkausvaihtelua. Ensimmäisen kerran nopea kirkkauden vaihtelu havaittiin EXOSAT röntgensatelliitin mittaamassa datassa, mutta sen jälkeen lisää havaintoja jaksollisuudesta ei olla löydetty. Väitöskirjassa haravoitiin 14 vuoden ajalta RXTE röntgensatelliitin mittaamaa dataa, ja etsintä tuotti kaksi havaintoa jolloin näennäisjaksollisia värähtelyjä oli näkyvissä (kalvolla näkyy näistä toinen tapaus). Molemmat havainnot oli tehty heti tai melkein heti voimakaan radiopurkauksen jälkeen. Vaikka näennäisjaksollisten värähtelyjen synty on vielä epäselvää, on todennäköistä että ne liittyvät suoraan tai epäsuorasti radiopurkauksiin ja hiukkassuihkuihin.
Väitöskirjassa tutkittiin myös voimakkaiden radiopurkausten aikana esiintyviä röntgenspektrejä. Röntgenspektrit ja niiden muuttuminen röntgentilasta toiseen purkauksen aikana pystyttiin parhaiten mallintamaan kolmella komponentilla: jarrutussäteilyllä (vihreä), Compton-sironnalla (sininen) ja viivaemissiolla (oranssi). Jarrutussäteily oletettavasti syntyy mustan aukon ja kumppanitähden voimakkaan tähtituulen vaikutuksesta keskenään. Compton-sironta vastaavasti kertymäkiekon fotonien saadessa energiaa törmäämällä hiukkassuihkujen energeettisiin elektroneihin ja viivaemissio edellä mainittujen säteilykomponenttien ionisoidessa ainetta kaksoistähden ympärillä. Jarrutussäteilykomponentti voimistuu röntgenspektrin pehmetessä (vasemmassa kuvaajassa paneelista a paneeliin b), mikä voi viitata tähtituulen voimistumiseen. Jarrutussäteily ajoittuu myös voimakkaammin kahteen vastakkaiseen vaiheeseen mustan aukon kiertoradalla, mikä voi viitata tähtituulen kiekkomaiseen olemukseen.
Kokonaisuudessaan tärkein havainto väitöskirjassa on hiukkassuihkujen merkittävä vaikutus Cygnus X-3:sta havaittuun säteilyyn. Kova röntgensäteily näyttäisi olevan vahvasti kytköksissä radiosäteilyyn radiopurkausten aikana. Sopiva malli purkausten aikana kovalle röntgensäteilylle on Compton-sironta, jossa kertymäkiekon hiukkaset siroavat ja saavat energiaa hiukkassuihkujen relativistisilta elektroneilta. Cygnus X-3 on ensimmäinen mikrokvasaari, josta on selkeästi havaittu gammasäteilyä. Gammasäteily rajoittuu enimmäkseen hyperpehmeän röntgentilan reunamille, mahdollisesti merkiten hiukkassuihkujen alkamista.
Näennäisjaksollisia, nopeita röntgensäteilyn kirkkauden muutoksia havaitaan satunnaisesti Cygnus X-3:sta voimakkaiden radiopurkausten jälkeen. Näin ollen hiukkassuihkujen suora tai epäsuora vaikutus näennäisjaksollisien värähtelyjen syntyyn on todennäköistä. Hiukkassuihkujen aikaan havaitut röntgenspektrit voidaan sovittaa kolmen säteilykomponentin mallilla, jotka osoittavat hiukkassuihkujen lisäksi myös kumppanitähden voimakkaan tähtituulen merkityksen, erityisesti pehmeän röntgensäteilyn mallintamisessa.
I call upon you distinguished Doctor, as the opponent appointed by Aalto University School of Electrical Engineering, to present such comments on my dissertation as you deem appropriate.
Ja hyvinhän se meni…
Hiukkasen Higgsin hiukkasesta
Palasin jälleen elävien kirjoihin. Kiitokset kaikille lukijoille, jotka ovat jaksaneet odotella näinkin kauan tulevia postauksia!
Tämän vuoden ehdoton ykköstiedeuutinen tuli CERN:stä: Higgsin hiukkanen on löydetty! Fyysikot hurraavat ja Higgsin mekanismin kehittelijöille povataan Nobelin palkintoa (jota ei ainakaan vielä tänä vuonna myönnetty). Ihmiskunta on askeleen edempänä tiellä kohti yhtenäistä hiukkasfysiikan mallia. Higgsin hiukkanen, tai tarkemmin Higgsin kvanttikenttä, antaa muille hiukkasille niiden massan. Mutta mitä massa oikeastaan on? Ainekin se on jotain joka kertyy iän karttuessa vyötärön ympärille, mutta mikä on sen pohjimmainen olomuoto ja miten Higgsin hiukkanen siihen loppujen lopuksi liittyy?
Vaikka Higgsin hiukkanen on vastuussa hiukkasten lepomassoista, suurin osa asioiden massasta ei kuitenkaan ole peräisin Higgsin hiukkasesta. Esimerkiksi ihmisen painosta keskimäärin noin prosentti pohjaa Higgsin hiukkaseen. Mistä loppu massa sitten tulee? Atomien massa keskittyy lähes kokonaan sen ytimeen. Atomin ytimen protonit ja neutronit taas koostuvat kvarkeista, jotka liikkuvat vinhaa vauhtia ympäriinsä. Jotta protonit ja neutronit pysyisivät kasassa, vahva vuorovaikutus estää kvarkkeja lentämästä ympäriinsä. Suhteellisuusteorian mukaan energia ja massa ovat saman kolikon eri puolia, ja suurin osa atomien massasta onkin kvarkkien ja vahvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkasten — gluonien — energiaa.
Massan käsitteeseen pääsemme kenties helpommin sisälle jos ajattelemme sen vastakohtaa: minkälaista on massaton aine? Hyvä esimerkki massattomista hiukkasista ovat fotonit. Fotonien ominaisuuksiin kuuluu, että ne liikkuvat jatkuvasti valonnopeudella (suhteessa väliaineeseen). Fotonit eivät voi myöskään koskaan hidastaa vauhtia, pysähtyä paikalleen tai liikkua nopeammin kuin valonnopeus. Toisin sanoen massan omaavien hiukkasten etuoikeuksiin kuuluu pysähtyminen paikoilleen. Tästä ominaisuudesta seuraa yllättävä sivuvaikutus, nimittäin mahdollisuus liikkua myös ajassa. Suhteellisuusteoriassa aika- ja avaruusulottuvuudet on pakattu yhteen muottiin — aika-avaruuteen. Sen ominaisuuksiin kuuluu, että mitä nopeammin avaruudessa oleva havaitsija liikkuu suhteessa paikallaan olevan havaitsijaan sitä vähemmän aikaa kuluu liikkuvan havaitsijan mielestä. Tämä on juuri se kuuluisa ”kaksosparadoksi”, jossa tähtienväliselle matkalle lähtevä sisar vanhentuu vähemmän kuin Maahan jäävä sisar. Mikäli havaitsija liikkuisi valonnopeudella, suhteellisuusteorian mukaan aikaa ei kuluisi ollenkaan. Kuvitellaan, että ampaisisit liikkeelle nyt valonnopeudella ja vuotta myöhemmin palaisit takaisin täsmälleen samaan paikkaan. Aikaa ei mielestäsi olisi kulunut lainkaan, mutta kaikki ympärilläsi olisivat ”taianomaisesti” vanhentuneet vuoden verran silmänräpäyksessä (ja huonekalut siirtyneet paikoiltaan). Toisaalta tämä ajatus on suhteellisuusteoreettisesti täysin mahdoton, koska massalliset havaitsijat eivät voi liikkua koskaan valonnopeudella. Jotta voisit liikkua vapaasti valitsemallasi valonnopeutta pienemmällä nopeudella ja samalla vanhentua tarvitset siis massaa. Mikäli kaikki hiukkaset olisivat massattomia ne eivät voisi muodostaa atomeja, ja näin ollen koko maailmankaikkeuden rakenteiden kirjo — galaksit, tähdet, planeetat ja elämä — olisi mahdoton. Massa on siis yksi tärkeimmistä ellei jopa tärkein aineen ominaisuus, ja Higgsin hiukkanen on massan mysteerin pohjalla. Mutta Higgsin hiukkasen, ja itseasiassa koko maailmankaikkeuden, pohjalla on kuitenkin symmetria.
Symmetria
Symmetria on kaikille intuitiivisesti tuttu käsite. Yleensä pidämme symmetrisiä asioita kauniina. Taide- sekä design-maailma käyttävät symmetriaa jatkuvaksi hyväkseen. Tahallinen symmetrian rikkominen voidaan myös nähdä uutena elämyksenä, joka poikkeaa normaalista symmetrisestä käsityksestämme. Myös moderni fysiikka nojaa vahvasti symmetriaan ja erityisesti sen (paikalliseen) rikkoutumiseen. Tavallisesti ajattelemme symmetriaa geometrisesti, mutta symmetrian käsite ulottuu paljon laajemmalle. Symmetria määritellään matematiikassa asiaksi, joka ei muutu tarkasti määritellyn muutoksen aikana. Esimerkiksi ympyrä ei muutu, kun sitä pyöritetään keskipisteensä ympäri. Voimme kääntää tämän määritelmän myös toisinpäin: kun kaksiulotteiseen avaruuteen asetetaan pyörimissymmetria se määrittää ympyrän. Samaan tapaan kolmiulotteiseen avaruuteen asetettu pyörimissymmetria määrittää pallon.
Symmetria on kiinteästi yhteydessä fysiikan klassisiin säilymislakeihin. Säilymislaeissa jokin suure ”säilyy”, eli ei muutu tarkasti määritellyn muutoksen aikana. Fyysikkoslangilla puhutaan invarianteista. Esimerkiksi energiansäilymislaissa systeemin kokonaisenergia alkutilanteessa on sama kuin systeemin kokonaisenergia lopputilanteessa huolimatta välissä tapahtuvista systeemin osasten välisistä vuorovaikutuksista. Tässä tapauksessa kokonaisenergia on siis invariantti suure, ja tarkasti määritelty muutos on ajan kuluminen alkutilanteesta lopputilanteeseen. Toisin sanoen, kun asetetaan symmetria ajan suhteen (fysiikan lait eivät muutu mentäessä ajan hetkestä toiseen tai toisinpäin) niin kokonaisenergian säilyminen on väistämätön lopputulos.
Kuten moni muukin, myös symmetrian voittokulku fysiikan lakien perustalle alkoi Einsteinista. Suhteellisuusteoriassa symmetria on avainasemassa: valonnopeus on sama kaikille havaitsijoille riippumatta havaitsijan liiketilasta. Toisin sanoen kun neliulotteiseen aika-avaruuteen asetetaan symmetria havaitsijan liiketilan suhteen ulos pulpahtaa (erityinen) suhteellisuusteoria. Suhteellisuusteoriakin on siis vain seuraus alla piilevästä symmetriasta. Kuulostaa hokkuspokkukselta, mutta sama mekanismi toimii muillakin fysiikan osa-alueilla.
Mittakenttä
Miten symmetria ilmenee hiukkasfysiikassa? Geometrinen symmetria on helposti visualisoitavissa, mutta hiukkasten välinen symmetria kuulostaa sangen abstraktilta. Protonit ja neutronit käyttäytyvät vahvan vuorovaikutuksen alla lähes samalla tavalla, missä ”lähes” viittaa pieniin eroihin, jotka voidaan selittää protonin tunteman sähkömagneettisen voiman avulla. Jos sähkömagneettinen voima jätetään huomiotta (sangen hyvä approksimaatio ottaen huomioon, että vahva vuorovaikutus on sähkömagneettista voimaa noin sata kertaa voimakkaampi), niin mikä tahansa fysikaalinen prosessi pysyy muuttumattomana kun protonit vaihdetaan neutroneiksi ja päin vastoin. Eli vahva vuorovaikutus on symmetrinen protonien ja neutronien väliselle vaihdolle. Vaihto tässä tapauksessa tarkoittaa hiukkasten muuttumista toisikseen täysin samanaikaisesti ottamatta huomioon hiukkasten avaruudellista sijaintia ja siksi tällaista symmetriaa kutsutaan globaaliksi. Tämä kuitenkin kalskahtaa heti korvaan suhteellisuusteorian vastaisena toimenpiteenä. Suhteellisuusteorian mukaan informaatio kulkee rajallisella nopeudella ja näin ollen hiukkaset tässä ja hiukkaset tuolla vastaanottavat informaation muuttumisesta eri aikoina. Suhteellisuusteoriaan sopii paremmin lokaali symmetria, joka koskee jokaista avaruuden pistettä erikseen.
Nyt kysymys kuuluukin, onko hiukkasfysiikassa olemassa lokaalia symmetriaa – symmetriaa johon liittyisi hiukkasten muuttuminen toisiksi hiukkaseksi avaruusajan eri pisteissä? Vaikka ensi alkuun lokaali symmetria kuulostaa asialta, joka olisi helpommin toteutettavissa kuin globaali symmetria, niin itseasiassa se on hyvinkin rajoittava tekijä. Otetaan esimerkiksi jo aikaisemmin käytetty ympyräsymmetria (kts. kuva alla). Globaali symmetria pyörittää ympyrän jokaista pistettä saman verran keskipisteen ympäri ja näin ympyrä pysyy muuttumattomana tämän toimenpiteen jälkeen. Sitä vastoin lokaali symmetria pyörittää ympyrän jokaista pistettä eri verran, jolloin ympyrä muuttuu radikaalisti kaareksi, useammiksi kaariksi tai jopa romahtaa yhdeksi pisteeksi. Näin ollen ympyrä ei pysy muuttumattomana, eli ei ole invariantti, lokaalin symmetrian vaikutuksen alla. Niinpä säilyttääkseen identiteettinsä ympyränä, ympyrän täytyy olla ovela ja kehittää jonkinlainen korjaustoimenpide joka pitää sen kasassa lokaalin symmetrian vaikutuksen alla. Tämä korjaustoimenpide on nimeltään mittakenttä.
Globaali symmetria pyörittää ympyrän jokaista pistettä saman verran (yllä). Lokaali symmetria pyörittää ympyrän jokaista pistettä eri verran (alla). Ympyrä siis säilyttää muotonsa globaalin mutta ei lokaalin symmetrian alla.
Mittakenttä on kuin elastinen kude, joka venyy juuri oikealla tavalla jokaisessa avaruuden pisteessä, jotta mikä tahansa elementti pysyy muuttumattomana lokaalin symmetrian vaikutuksen alla. Näin ollen kun jokaista ympyrän pistettä pyöritetään eri verran, mittakenttä mukautuu jokaisen pisteen kohdalla niin, että ympyrä pysyy muuttumattomana. Niinpä globaali symmetria voidaan muuttaa lokaaliksi symmetriaksi lisäämällä tarkasteltavaan avaruuteen uusi elementti: mittakenttä.
Vaikka teoria on kaunis, ei maailmankaikkeuden tarvitse sitä välttämättä noudattaa. Mittakenttä, tai pikemminkin mittakentät, eivät kuitenkaan jääneet vinksahtaneen teoreetikon abstraktiksi keksinnöksi vaan ne osoittautuivat erittäin todellisiksi ja konkreettisiksi entiteeteiksi. Protonien ja neutronien muuttuminen toisikseen lokaalin symmetrian mukaisesti vaatii mittakenttiä, jotka vastaavat täsmälleen gluonien, eli vahvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkasien, kvanttikenttiä. Symmetriaperiaate hiukkasten välillä konkretisoituu siis välittäjähiukkasten (fyysikkoslangilla mittabosonien) olemassaoloon. Ja mikä parasta, nämä välittäjähiukkaset pystytään havaitsemaan. Samaan tapaan kaikkien muiden voimien välittäjähiukkaset ovat seurausta alla piilevästä symmetriasta.
Otetaan vielä toinen esimerkki. Kvanttimekaniikan mukaan elektroni voidaan ajatella sekä hiukkasena että aaltona. Elektronin aaltokuvauksessa sille on määritelty tietty amplitudi (aallon korkeus) ja taajuus (aallon huippujen välinen matka). Tämän lisäksi sillä on vielä vaihe, eli missä aallon huiput sijaitsevat suhteessa johonkin referenssiin, esimerkiksi toiseen aaltoon. Vaihe-ero määritellään kahden eri aallon huippujen väliseksi eroksi. Elektronin amplitudi ja taajuus ovat sille ominaisia tunnuspiirteitä, joita muuttamalla emme enää puhuisi elektroneista, mutta elektronin aaltofunktion vaihe voi saada minkä tahansa arvon. Niinpä muuttamalla kaikkien maailmankaikkeuden elektronien vaihetta saman verran samaan aikaan mikään ei muuttuisi. Kuulostaa tutulta ja kyseessä on globaali symmetria (joka itseasiassa määrittää sähkövarauksen säilymislain). Lokaalin symmetrian asettaminen tässäkin tapauksessa aiheuttaa ongelmia, sillä elektronien välinen vaihe-ero on nähtävissä ja se aiheuttaisi interferenssiä aaltofunktioiden välillä, joten tilanne olisi hyvin erilainen kuin se mistä alunperin lähdettiin. Asettamalla kuitenkin sopiva mittakenttä ongelmista päästään eroon. Tässä tapauksessa mittakenttä vastaa fotonin kvanttikenttää, eli sähkömagneettista kenttää.
Fysiikan lait ovat siis seurausta symmetriasta. Kaikki eri perusvoimat voidaan koota saman katon alle pohjaamalla symmetriaperiaatteeseen ja mittakenttiin, tai yhteen paketoituna mittasymmetriaan. Mutta mittakentissä piilee kuitenkin sananmukaisesti massiivinen ongelma.
Massiivinen ongelma
Hiukkasfysiikan standardimalli kokoaa yhteen sähkömagneettisen, heikon ja vahvan vuorovaikutuksen mittasymmetrian avulla. Sangen abstrakti käsite — mittakenttä — varmistaa, että symmetria toteutuu puhtaimmalla mahdollisella tavalla. Kaupan päälle mittakentät sisältävät voimien välittäjähiukkaset: fotonin, gluonit ja heikon vuorovaikutuksen välittäjähiukkaset W:n ja Z:n. Mittakentissä piilee kuitenkin ongelma, joka ei sovi yhteen havaintojen kanssa. Mittakenttäteorian mukaan kaikkien välittäjähiukkasten pitäisi olla massattomia. Tämä sopii hyvin fotonille ja gluoneille, jotka ovat massattomia, mutta W ja Z ovat suhteellisen raskaita hiukkasia. Kuinka sitten mittakenttäteoriaan saadaan sisällytettyä massiivisia välittäjähiukkasia? Ratkaisu piilee juurikin Higgsin kentässä, mutta ennen kuin päästään Higgsin kimppuun, tarkastellaan ensin miksi mittakentät syrjivät massiivisia hiukkasia.
Fotonit voidaan kvanttimekaniikan mukaan ajatella sekä hiukkasina että sähkömagneettisina aaltoina. Sähkömagneettiset aallot ovat värähtelyjä sähkö- ja magneettikentässä, jossa värähtelyt tapahtuvat poikittain aallon menosuuntaa vastaan. Värähtelyjä ei siis tapahdu pitkittäin, kuten esimerkiksi ääniaalloissa, jotka ovat ilman, tai minkä tahansa kaasun, vuorottelevaa tiivistymistä ja harvenemista. Yleisesti ottaen aallot voivat värähdellä sekä poikittain että pitkittäin, kuten esimerkiksi aallot vedessä, jotka muodostuvat vesimolekyylien pyörivästä liikkeestä (kts. kuva alla). Pitkittäisten aaltojen puuttuminen sähkömagneettisilta aalloilta ei ole sattumaa vaan seurausta mittasymmetriasta. Mittasymmetria suodattaa pitkittäiset aallot mittabosoneilta, jolloin ne ovat fotonien kaltaisia, mittakentissä valonnopeudella eteneviä poikittaisia aaltoja. Massiivisilla hiukkasilla sitä vastoin täytyy olla pitkittäin värähteleviä aaltoja, koska ne voivat olla levossa. Kun massiivista hiukkasta tarkastellaan hiukkasen ollessa levossa (esimerkiksi liikkumalla sen vieressä täsmälleen samalla nopeudella) pitkittäisiä ja poikittaisia aaltoja ei voida erottaa toisistaan, koska liikkeen suuntaa ei voida määrittää. Toisaalta alkuperäinen tarkastelijan ja hiukkasen välinen liike (vaikka ne itse eivät siitä tietäisikään) voi olla mihin suuntaan tahansa, ja tästä suunnasta huolimatta tarkastelija pitäisi hiukkasta täsmälleen samannäköisenä. Näin ollen massiivisella hiukkasella täytyy olla sekä poikittaisia että pitkittäisiä aaltoja. Tästä seuraa ns. sähköheikon vuorovaikutuksen symmetriarikko, jossa mittasymmetria ei sisällä massiivisia välittäjähiukkasia, mutta on silti aivan pätevä teoria selittämään miten heikko vuorovaikutus toimii.
Pitkittäiset aallot, esimerkiksi ääniaallot ovat vuorotellen tihentyviä ja harventuvia (ylhäällä). Poikittaiset aallot ovat vuorotellen nousevia ja laskevia (keskellä). Aallot vedessä ovat sekä pitkittäisiä että poikittaisia, koska vesimolekyylit niissä liikkuvat ylös ja alas sekä sivuttain (alhaalla).
Itsestään rikkoutuvia symmetrioita
Vaikka yllä on paasattu symmetrioista väsymykseen saakka, se ei tarkoita sitä, että maailmankaikkeus sisältäisi vain symmetrisiä paikkoja. Otetaan esimerkiksi huone, jossa istut lukemassa tätä postausta. Vaikka fysiikan lait noudattavat ympyräsymmetriaa (kaikki suunnat ovat siis yhtä päteviä), voit helposti todeta tavaroiden tippuvan aina lattialle, eli alaspäin. Pystysuora suunta siis näyttää olevan meille erityislaatuinen, koska satumme elämään Maapallon pinnalla. Tästä voidaan siis vetää johtopäätös, että tietyt fysikaaliset systeemit eivät sisällä kaikkia niitä hallitsevien perusvoimien symmetrioita.
Otetaan toinen esimerkki. Auringon painovoima heikkenee pallosymmetrisesti joka suuntaan etäisyyden neliön verran. Pallosymmetrian mukaisesti planeettojen radat täytyisivät olla siis ympyröitä. Tämä on kuitenkin ristiriidassa Keplerin havaintojen kanssa, jonka mukaan planeettojen radat ovat ellipsejä. Saattaakseen ristiriitaiset havainnot ja teorian yhteen, Newton osoitti, että planeettojen elliptiset radat voidaan selittää niiden erilaisilla alkunopeuksilla, jotka eivät noudata pallosymmetriaa Auringon ympäri. Niinpä yhtälön symmetria (painovoimalaki) ei välttämättä ole sen ratkaisun symmetria (planeetan rata), ottaen huomioon uusi vapausaste (alkunopeus).
Yo. kaksi esimerkkiä osoittavat, että symmetrian puute johtuu paikallisista olosuhteista vaikka fysiikan lait ovatkin pohjimmiltaan symmetrisiä. Mielenkiintoinen ilmiö syntyy, kun systeemi ajautuu itsestään pois symmetrisestä asetelmasta. Tällöin puhutaan ns. spontaanista symmetriarikosta, vaikka symmetria ei tässä varsinaisesti ”rikkoudu” vaan häviää paikallisesti. Spontaani symmetriarikko on juuri se puuttuva elementti, jolla mittasymmetria saadaan yhteensopivaksi massiivisten välittäjähiukkasten kanssa. Meille tutumpi esimerkki spontaanista symmetriarikosta on ferromagnetismi. Ferromagneetti on ainetta, joka tietyissä olosuhteissa magnetisoituu ja pysyy magneettisena kunnes se toisenlaisissa olosuhteissa voidaan palauttaa takaisin ei-magneettiseksi aineeksi. Ferromagnetismi perustuu atomien elektronien mikroskooppisiin magneettikenttiin sekä elektronien liikkeeseen atomin sisällä. Kun ferromagneetin atomien magneettikentät osoittavat satunnaisiin suuntiin, atomien mikroskooppiset magneettikentät kumoavat toisensa ja nettomagneettikenttää ei synny. Tällöin ferromagneetti on symmetrisessä tilassa. Miten päin tahansa ferromagneettia käännellään, niin se näyttää samalta magneettikentän kannalta. Spontaani symmetriarikko kuitenkin tapahtuu, kun atomien mikroskooppiset magneettikentät järjestäytyvät samansuuntaisesti voimistaen ferromagneetin nettomagneettikenttää. Tällöin magneettikentän symmetria rikkoutuu, koska ferromagneettia käännellessä se ei enää näytä samalta magneettikentän kannalta. Samaan tapaan kuin gravitaatioesimerkissä magneettikentällä on nyt erityinen suunta: magneettinen pohjois- ja etelänapa. Miksi ferromagneetti sitten ylipäätään magnetisoituu? Ferromagneettien atomit järjestäytyvät magneettikenttien kannalta yhdensuuntaisiksi, koska se on ferromagneetille energeettisesti edullisin tila johon sen kannattaa pyrkiä. Magneettikentän voi kuitenkin hävittää lämmittämällä ferromagneettia yli kriittisen lämpötilan, jolloin sen atomien terminen liike muuttaa niiden mikroskooppisten magneettikenttien suuntaa. Tärkein huomio tässä esimerkissä on, että systeemin energeettisesti edullisin tila (mihin luonto aina pyrkii) voi olla tila jossa symmetria on rikkoutunut.
Vihdoin Higgs
Lyhykäisyydessään Higgsin mekanismi on (sähköheikon) mittasymmetrian spontaani symmetriarikko. Nyt on päästy siis vihdoin asian ytimeen. Mitä tämä sitten tarkalleen ottaen tarkoittaa? Pistetään propellihatut päähän ja yritetään summata yllä opitut asiat yhteen.
Sähköheikko mittasymmetria on siis kvanttikenttä, joka takaa paikallisen symmetrian säilymisen kun vaihdamme hiukkasia päikseen. Tämän kvanttikentän värähtelyt ilmenevät meille hiukkasina, jotka heikon vuorovaikutuksen tapauksessa ovat W- ja Z-hiukkaset. Mutta ongelmia syntyi niiden havaitusta massasta, joka kielii pitkittäisistä aalloista niiden aaltokuvauksissa. Spontaani symmetriarikko sitä vastoin on tila, jossa symmetria on erityisissä olosuhteissa hävinnyt, ja systeemille on syntynyt jokin erityinen suunta. Se osoittautui sekä energeettisesti edullisimmaksi tilaksi johon luonto ”luonnostaan” hakeutuu että fysiikan lain symmetrian epäsymmetriseksi ratkaisuksi sisältäen uuden vapausasteen. Higgsin mekanismi on siis kaikki tämä yhdessä paketissa. Se on maailmankaikkeuden alkuarvo, koko avaruuden kattava kvanttikenttä (Higgsin kenttä) ja seuraus maailmankaikkeuden hakeutumisesta energeettisesti edullisimpaan tilaan. Se on pelastusrengas mittasymmetrialle, maailmankaikkeuden perustalla olevalle symmetrialle, jolla W- ja Z-hiukkasten massat pystytään selittämään. Higgsin kenttä on se erityinen suunta, jota pitkin kulkemalla hiukkaset näyttävät massiivilta.
Higgsin kenttää voidaan tavallaan ajatella uutena ulottuvuutena ja nimitetään sitä huvikseen siirappiulottuvuudeksi. Hiukkaset voivat siis kulkea kolmessa avaruusulottuvuudessa, yhdessä aikaulottuvuudessa ja yhdessä (kuvitteellisessa) siirappiulottuvuudessa. Siirappiulottuvuus on avaruusulottuvuuksien kaltainen, siinä mielessä että sitä pitkin voidaan kulkea tai olla kulkematta. Siirappiulottuvuuden ominaisuuksiin kuuluu, että mitä enemmän hiukkaset siellä kulkevat sitä vähemmän ne voivat edetä avaruusulottuvuuksissa, tai toisin sanoen sitä ”jähmeämpää” niiden liike on avaruusulottuvuuksissa. Kaikki hiukkaset kulkevat siis valonnopeudella, joka hiukkasesta riippuen jakautuu avaruus- ja siirappiulottuvuuksien kesken. Esimerkiksi fotonit eivät kulje lainkaan siirappiulottuvuudessa, ja niinpä ne sinkoilevat avaruusulottuvuuksia pitkin valonnopeudella. Sitä vastoin W- ja Z-hiukkaset kulkevat osittain siirappiulottuvuudessa ja niinpä niiden nopeus avaruusulottuvuuksissa on valonnopeutta pienempi. Tämä taas näyttää meille siltä, että hiukkasella on massaa. Siirappiulottuvuus ikään kuin ”hidastaa” hiukkasta ja antaa sille samalla massan. Ilman siirappiulottuvuutta kaikki hiukkaset liikkuisivat valonnopeudella paikasta toiseen olematta koskaan levossa. Aaltokuvauksessa tämä tarkoittaa sitä, että massiivisten hiukkasten kytkös Higgsin kentän kanssa näyttäytyy niiden pitkittäisinä aaltoina. Hiukkaset siis hieman ”lainaavat” Higgsin kenttää ja naamioivat sen pitkittäisiksi aalloiksi.
Samantyyppinen ilmiö esiintyy suprajohtavassa materiaalissa. Suprajohtava materiaali hylkii magneettikenttiä, ja näin ollen se yrittää tukahduttaa siinä liikkuvien fotonien oskilloivan magneettikentän. Tämä johtaa siihen, että fotoneille ilmestyy pitkittäisiä aaltoja ja näyttävät massiivisilta eivätkä liiku enää valonnopeudella. Suprajohtavuus rikkoo siis spontaanisti sähkömagneettisen kentän mittasymmetrian. Higgsin kenttä toimii siis samalla tavalla kuin suprajohtavuus.
Higgsin kenttä ja hiukkasten kytkös siihen määrää siis hiukkasten massan ja myös sen miksi heikko ja sähkömagneettinen vuorovaikutus näyttävät meille niin erilaisilta, vaikka pohjimmiltaan ne ovat saman voiman, sähköheikon vuorovaikutuksen, aiheuttamia hiukkasten välisiä vuorovaikutuksia.
Massan arvoitus
Onko nyt massan arvoitus ratkaistu ja uusia tuloksia mahtuu enää Higgsin hiukkasen energian desimaaleihin? No ei sentään. Massan arvoitus on vain lakaistu seuraavan maton alle. Nyt kysymys kuuluukin mikä antaa massan Higgsin hiukkaselle? Standardimalli ei ennusta Higgsin hiukkasen massaa vaan se esiintyy teoriassa annettuna parametrinä. Jotta Higgsin hiukkasen massa pystyttäisiin selittämään tarvitaan uusia teorioita. Näiden teorioiden valossa Higgsin hiukkanen saa massansa vaikuttaessaan Higgsin kvanttikentän, mutta myös muiden hiukkasten kvanttikenttien kanssa, joista suurinosa lisää massaa Higgsin hiukkaselle ja loput vähentävät massaa Higgsin hiukkaselta. Niinpä nyt havaittu Higgsin hiukkasen massa(/energia) — 125 GeV — on itseasiassa yllättävän pieni. Kolme suosituinta teoriaa, jotka selittävät Higgsin hiukkasen keveyden ovat supersymmetria, komposiittiteoria ja ylimääräiset ulottuvuudet. Supersymmetria selittää Higgsin hiukkasen massan postuloimalla uusia hiukkasia, superpartnereita, jotka ovat ikäänkuin tavallisten hiukkasten peilikuvia. Nämä hiukkaset kumoavat lähes kokonaan tavallisten hiukkasten vaikutuksen Higgsin hiukkasen massaan ja jättävät jäljelle vain kevyen Higgsin hiukkasen. Komposiittiteoria taas selittää Higgsin hiukkasen massan postuloimalla vielä kevyempiä hiukkasia, jotka yhdessä muodostavat hiukkasen, joka muistuttaa standardimallin Higgsin hiukkasta. Higgsin hiukkasen massa rakentuisi tässä tapauksessa kevyempien hiukkasten massasta ja energiasta joka pitää ne koossa. Toisaalta on myös mahdollista, että Higgsin hiukkanen todella painaa huomattavasti enemmän kuin havaittu 125 GeV, mutta se vain piileskelee ylimääräisissä ulottuvuuksissa.
Vaikka hiukkasfysiikan standardimalli on yksi historian paikkaansa pitävimmistä teorioista on selvää, että kyseessä ei ole ns. kaiken teoria. Yleinen suhteellisuusteoria ja 96% maailmankaikkeudesta (pimeä energia ja pimeä aine) ei ole selitettävissä standardimallin avulla. Tutkimalla tarkemmin juuri havaitun Higgsin hiukkasen ominaisuuksia, jotka taas peilaavat Higgsin kvanttikentän ominaisuuksia, tutkijat voivat saada osviittaa maailmankaikkeuden muista epäselvistä ominaisuuksista: onko maailmankaikkeudessa kaksi kertaa enemmän hiukkasia, vai koostuuko aine sittenkin vielä pienemmistä osasta, vai elämmekö neljän ulottuvuuden sijaan useampi ulottuvuuksisessa maailmankaikkeudessa?
Lähteet:
Gian Francesco Giudice: A Zeptospace Odyssey
http://www.symmetrymagazine.org/article/october-2012/what-else-could-the-higgs-be
Tiedekatsaus 1/12
Hyvää uutta vuotta! Viime vuoden loppu puolella tiedeviikko ei pysynyt enää viikkoaikataulussa, joten uuden vuoden kunniaksi tiedeviikko muutetaan tiedekatsaukseksi. Uusi vuosi alkaa tähtitieteen parissa ja ensimmäinen katsaus käsittelee tammikuussa järjestetyn Amerikan tähtitieteellisen seuran talvikokouksen antia. Luvassa on uusia tutkimuksia tämän vuoden varmaksi hittituotteeksi muodostuvista eksoplaneetoista ja pimeästä aineesta gammasäteitä unohtamatta. Ja eikun menoksi…
Pimeän aineen verkko
- Credit: Van Waerbeke, Heymans & CFHTLens collaboration
- Credit: Van Waerbeke, Heymans & CFHTLens collaboration
Emme voi nähdä sitä, emme voi tuntea sitä, emmekä voi reagoida sen kanssa, mutta pimeä aine on yksi maailmankaikkeutemme peruspilareista. Ensimmäiset vihjeet meille näkymättömän aineen olemassaolosta saatiin 1970-luvulla spiraaligalaksihavainnoista, joiden pyörimisprofiilin selittämiseksi pimeää ainetta ensimmäisenä ehdotettiin. Sittemmin tutkijat ovat osoittaneet, että pimeä aine hallitsee maailmankaikkeuden aineen määrää viisinkertaisella osuudellaan verrattuna näkyvään, atomeista koostuvaan aineeseen. Simulaatiot ovat osoittaneet, että maailmankaikkeus on järjestäytynyt verkkomaiseksi rakenteeksi, jossa pimeän aineen solmukohtiin on kerääntynyt näkyvän aineen keskittymiä, galaksijoukkoja, mutta toistaiseksi tutkijat eivät ole pystyneet osoittamaan tätä havaintojen pohjalta. Nyt kansainvälinen tutkimusryhmä käyttäen Canada-France-Hawaii -teleskooppia on onnistunut havaitsemaan pimeän aineen laajan mittakaavan verkkomaisen rakenteen. Mutta miten se on mahdollista, kun pimeää ainetta on mahdoton nähdä? Ratkaisu on käyttää itse pimeää ainetta havaintovälineenä. Tutkijat selvittivät miten etualalla sijaitsevat galaksijoukot kaareuttavat avaruutta, ja samalla vääristävät joukon takana olevien galaksien valoa, toimien ns. gravitaatiolinssinä. Tutkijat havaitsivat taustalla sijaitsevien galaksien näennäistä kaareutumista ja laskivat kuinka massiivinen etualan galaksijoukon täytyy olla, jotta havaittu kaareutuvuus pystyttiin toistamaan tietokonemallia apuna käyttäen. Näin pystytään arvioimaan galaksijoukon todellinen massa pimeä aine mukaanlukien. Vastaavasti pimeän aineen määrä saadaan vähentämällä kokonaismassasta näkyvän aineen eli tähtien ja galaksien massa, joka taas voidaan arvioida galaksijoukon kirkkauden perusteella. Tulokset pohjautuvat viiden vuoden aikana tehtyihin havaintoihin kymmenestä miljoonasta galaksista, joiden avulla yo. pimeän aineen kartta pystyttiin muodostamaan. Kartta vahvistaa edelleen käsitystä siitä, että maailmankaikkeuden rakenne koostuu tiheistä solmukohdista, massiivisista galaksijoukoista, joita yhdistää ohuet säikeet, jotka ympäröivät tyhjiä alueita.
Planeetat ovat ennemmin sääntö kuin poikkeus
- Credit: ESO/Z. Bardon/ProjectSoft
Gravitaatiolinssien avulla voidaan tutkia myös muutakin kuin pimeää ainetta, nimittäin planeettoja. Samaan tapaan kuin galaksijoukot vääristävät joukon takana olevien galaksien valoa, niin yksittäinen tähti (ja sitä kiertävät planeetat) Linnunradassa voi vääristää sen takana sijaitsevan tähden valoa. Kaksi tähteä täytyy sijaita täsmälleen samassa linjassa Maasta katsottuna, jotta etualan tähden ja planeetan aihettama kirkkauden muutos on havaittavissa. Todennäköisyys sille, että kaksi tähteä sattuu sijaitsemaan näin on siis erittäin pieni. Onneksi Linnunradassa ei ole pulaa tähdistä, joten ratkaisu on havaita hyvin montaa eri tähteä ja toivoa parasta. Niinpä tähtitieteilijät ovat havainneet useampaa miljoonaa tähteä joka yö kuuden vuoden ajan. Kaiken kaikkiaan planeetan aiheuttamia gravitaatiolinssi-ilmiöitä havaittiin kokonaiset kolme kappaletta. Määrä ei ehkä kuulosta paljolta, mutta itseasiassa se on yllättävänkin paljon ottaen huomioon kuinka harvinainen kyseinen ilmiö on. Gravitaatiolinssimenetelmä on kohtuullisen herkkä metodi planeetan massan ja sen kiertoradan määrityksessä. Sitä voidaan käyttää havaitsemaan eksoplaneettoja joiden massa vaihtelee viidestä Maan massasta aina kymmeneen Jupiterin massaan saakka, ja jotka sijaitsevat 0.5-10 AU:n (1 AU = Maan keskimääräinen etäisyys Auringosta) etäisyydellä emotähdestään. Aiempien tutkimusten mukaan eksoplaneettojen massat tähtien ympärillä jakautuvat potenssilain mukaisesti vähentyen mitä raskaammiksi planeetat tulevat. Toisin sanoen keveiden, Maan massaisten, planeettojen määrä galaksissamme on suurempi kuin raskaiden Jupiterin kaltaisten planeettojen. Käyttäen hyväksi tätä tietoa, tutkijat pystyivät arvioimaan eri massaisten planeettojen määrää Linnunradassa pohjautuen uusiin gravitaatiolinssihavaintoihin eksoplaneetoista. Meillä ei tietenkään ole mitään syytä epäillä, että kyseiset havainnot olisivat jotenkin erityislaatuisia, vaan kyseessä on satunnainen otos Linnunradan tähdistä, joten havaintojen pohjalta tehty planeettojen määrän yleistys on sangen pätevä. Mikä tuo tulos sitten tarkkaan ottaen on? Tutkijat arvioivat, että keskimäärin jokaisen tähden ympärillä on 1.6 (+0.72/-0.89) planeettaa. Tämä ei siis merkitse sitä, että jokaisen tähden ympärillä olisi planeetta. Onhan Aurinkokunnassakin jo kahdeksan planeettaa. Mutta alkaa näyttää siltä, että sadan miljardin tähden lisäksi Linnunradasta löytyy myös sata miljardia planeettaa. Täytyy myös muistaa, että havainnot jättävät ulkopuolelle vielä planeetat, jotka ovat kevyempiä kuin viisi Maan massaa (Aurinkokunnassa tämä vastaa 50% planeetoista) ja jotka ovat lähempänä tai kauempana emotähdestä kuin 0.5-10 AU:ta (Aurinkokunnassa tämä koskee Merkuriusta, joka sijaitsee 0.4 AU:n etäisyydellä Auringosta, sekä Uranusta ja Neptunusta, jotka sijaitsevat 19.6 AU:n ja 30 AU:n etäisyydellä Auringosta). Eli mikäli joku toinen sivilisaatio Linnunradassa havaitsisi samalla tavalla Aurinkoa, se toteasi Aurinkoa kiertävän kaksi planeettaa: Jupiterin ja Saturnuksen. Näin ollen tuo 1.6 planeettaa per tähti on todennäköisesti vähemmän kuin todellinen planeettojen määrä Linnunradassa. Tämän tuloksen lisäksi tutkijat arvioivat, että jokaisella tähdellä on 17% todennäköisyys Jupiterin massaiseen planeettaan ja 52% todennäköisyys Neptunuksen massaiseen planeettaan. Olettaen, että planeettojen massan potenssilakijakauma pätee myös viittä Maan massaa kevyempiin planeettoihin, voidaan tuloksesta ekstrapoloida 67% todennäköisyys Maan massaiseen planeettaan kiertämässä kutakin Linnunradan tähteä.
Saturnuksen kaksoisolento?
- Credit: Michael Osadciw/University of Rochester
Havaitsemalla eksoplaneetan siluettia sen kulkiessa emotähdensä editse noin 420 valovuoden päässä Maasta tutkijat ovat löytäneet mahdollisesti Saturnuksen kaksoisolennon. Sco-Cen tähden (oikea nimi 1SWASP J140747.93-394542.6 tai ASAS J140748-3945.7) ympäriltä on löydetty eksoplaneetta, jolla todennäköisesti on ympärillään valtava rengasjärjestelmä. Yksi käytetyimmistä tavoista havaita eksoplaneettoja on nk. transit-metodi (kts. kuva alla), jossa eksoplaneetta kulkee emotähtensä editse ja näin ollen himmentää hieman tähden valoa. Pallomainen planeetta himmentää tähden valoa säännöllisesti, mutta Sco-Cen tähden valo havaittiin himmenevän erittäin epäsäännöllisesti. Jos Sco-Cen tähteä kiertävä kappale ei voi olla pallomainen planeetta, niin mikä se sitten on? Kappaleen havaittiin himmentävän maksimissaan jopa 95% tähden valosta, kun normaalisti eksoplaneetan havaitaan himmentävän emotähtensä valoa vain pari prosenttia. Ensiksi tutkijat yrittivät selittää tähden epätavallisen himmenisen johtuvan toisen tähden tai Sco-Cen tähden ympärillä olevan kaasu- ja pölykiekon avulla, mutta tulokset eivät vastanneet havaintoja. Parhaiten tähden himmenemisen selitti malli, jossa eksoplaneetta tai kevyt tähti, jolla on valtava kaasu- ja pölykiekko tai toisin sanoen rengasjärjestelmä, ohitti emotähden. Tässä tapauksessa kaasu- ja pölykiekon läpimitaksi saatiin huikeat 0.2-0.8 AU:ta. Verrattuna Saturnuksen renkaitten läpimittaan tämä kiekko on 200-800 kertaa suurempi. Tutkijat pystyivät myös päättelemään himmenemismallista, että renkaita on kolme kappaletta, joita erottaa samantyyppiset aukot kuin Saturnuksen renkaissa. Saturnuksen aukot ovat syntyneet sen kuiden vetovoiman aiheuttamista ratahäiriöistä, joten mikäli tämä sama efekti toimii Sco-Cen tähden ympärillä kiertävällä eksoplaneetalla, voisi se olla ensimmäinen epäsuora havainto eksokuista! Tähän mennessä tähden himmeneminen on havaittu vain kerran, joten Sco-Cen tähden kumppanin kiertoaikaa emotähden ympäri ei vielä tunneta. Todennäköisin vaihtoehto selittämään outo havainto on kuitenkin kaksoistähtijärjestelmä, jossa kaksi tähteä ovat eri evolutiivisessa vaiheessa. Näistä keveämmällä ja nuoremmalla tähdellä on vielä pöly- ja kaasukiekko ympärillään ja se kiertää vanhempaa tähteä, joka on puhaltanut jo oman kiekkonsa tähtienväliseen avaruuteen. Vastaavanlainen tähtijärjestelmä, jossa toista tähteä kiertää kaasu- ja pölykiekon omaava kappale on esimerkiksi ε Aurigae.
- Ylhäällä: transit-metodin havainnekuva. Alhaalla vasemmalla: Sco-Cen:stä havaittu valokäyrä (mustat pisteet) ja siihen sovitettu eksoplaneetta ja rengasjärjestelmämalli (katkoviiva). Alhaalla oikealla: Nk. normaali eksoplaneetan aiheuttama emotähden himmenemisprofiili (Kepler 6b)
Kolme vuotta maailmankaikkeutta Fermin silmin
Jos näkisit näkyvän valon sijaan yli 1 GeV:n (miljardi elektronivolttia, eli noin miljardi kertaa näkyvän valon aallonpituutta pienempää) säteilyä ja katsoisit taivaalle, näkisit kutakuinkin seuraavanlaisen maiseman:
- Credit: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration
Yo. kuva näyttää gammasädesatelliitti Fermin havaitsevan koko taivaan kartan. Kirkkaampi väri vastaa kirkkaampia gammasädekohteita. Kuvasta näkyy kuinka diffuusi gammasädehehku täyttää taivaan ja on kaikista kirkkain Linnunradan tasossa (keskellä kuvaa). Tämä hehku syntyy kun kosmiset säteet törmäävät tähtienvälisen aineen kanssa ja kattaa noin 75% Linnunradan gammasäteilystä. Pistemäisistä kohteista (noin 500 kappaletta, kts. kuva alla) noin 10% on Linnunradassa sijaitsevia pulsareita ja supernovajäänteitä, yli puolet on kaukaisia kvasaareja ja loput ovat toistaiseksi tuntemattomia kohteita.
Maailmankaikkeus tietokoneessa (ja tietokone maailmankaikkeudessa)
2012: Higgsin vuosi?
Vaikka vuonna 2011 ei havaittukaan ekstraterrestiaalista elämää, oli se ehdottomasti eksoplaneettojen vuosi. Esimerkiksi ensimmäiset Maan kokoiset planeetat havaittiin kiertämässä Auringon kaltaista tähteä. Todennäköisesti havaittujen eksoplaneettojen määrä jatkaa kasvamistaan vuonna 2012 ja löydämme yhä enemmän Maan kokoisia planeettoja mahdollisesti jopa elämänvyöhykkeeltä. Viiden vuoden tauon jälkeen myös fysiikan nobel jaettiin vuonna 2011 tähtitieteilijöille maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen löytämisestä supernovahavaintojen pohjalta. Vuosi 2012 on kuitenkin hiukkasfysiikan vuosi. Vuoden 2011 aikana tehdyt mittaukset CERN:in Large Hadron Collider -hiukkaskiihdyttimellä ovat osoittaneet, että tutkijat ovat lähempänä kuin koskaan selvittääkseen mysteerisen Higgsin hiukkasen* olemassaolon. Vuosi 2012 todennäköisesti jää historian kirjoihin vuodeksi, jolloin Higgsin hiukkanen löydetään, tai todetaan, että se ei esiinny maailmankaikkeudessa sellaisena kuin ajattelemme. Mutta mikä on tämä hiukkaseläintarhan outo lintu ja miksi tutkijat ovat äärimmäisen kiinnostuneita löytämään Higgsin hiukkasen?
Aaltoja, hiukkasia vai aaltohiukkasia?
Lähdetään liikkeelle siitä mitä hiukkaset oikeastaan ovat. Samalla hyppäämme pois klassisen mekaniikan kelkasta ja astumme kvanttimekaniikan maailmaan. Kvanttimekaniikan mukaan hiukkaset käyttäytyvät samanaikaisesti sekä pistemäisen hiukkasen että aallon tavoin. Esimerkiksi kuuluisa Youngin kaksoisrakokoe osoittaa hiukkasten aaltoluonteen. Vastaavasti esimerkiksi digikamerassa valohiukkanen, eli fotoni, käyttäytyy pistemäisen hiukkasen tavoin kopauttaessaan kameran CCD-kennosta elektronin irti, jota voidaan helposti liikutella ja rekisteröidä (muodostaen loppujen lopuksi pienen osan lopullisesta kuvasta). Aallot tarvitsevat väliaineen edetäkseen, kuten veden aaltojen tai ilman ääniaaltojen tapauksessa, mutta mikä on hiukkasaaltojen väliaine? Esimerkiksi fotoneilla väliaineena toimii sähkömagneettinen kenttä. Voimme mitata sähkömagneettisen kentän voimakkuuden missä avaruuden pisteessä tahansa. Tässä pisteessä se voi keskimäärin olla joko nolla tai saada jonkun arvon. Mikäli sähkömagneettinen kenttä on jossain nollaa suurempi se voi aiheuttaa fysikaalisia ilmiöitä, kuten nostaa hiukset pystyyn tai iskeä kipinää. Kun sähkömagneettinen kenttä väreilee, näemme sen avaruudessa ristiin rastiin liikkuvina fotoneina ja riippuen aaltojen taajuudesta se voi olla esimerkiksi röntgen-, radio- tai näkyvän valon säteilyä. Jokaisella hiukkasella on oma ”väliaineensa”, joita kutsutaan yhteisnimellä kvanttikenttä. Kvanttikentän ominaisuuksiin kuuluu, että sen voimakkuus ei voi saada mitä arvoja tahansa. Pienintä mahdollista nollasta poikkeavaa kvanttikentän arvoa kutsutaan kyseisen kvanttikentän hiukkaseksi. Siispä Higgsin hiukkanen on yksinkertaisesti pienin mahdollinen arvo, jonka Higgsin kvanttikenttä, tai lyhyemmin Higgsin kenttä, voi saada. Tutkijat ovat erityisen kiinnostuneita juuri Higgsin kentästä eivätkä niinkään Higgsin hiukkasesta. Tosin Higgsin hiukkasen avulla pystytään selvittämään Higgsin kentän ominaisuuksia.
Kaiken takana on kenttä
Miksi Higgsin kenttä on sitten niin tärkeä? Kysymys voidaan myös muotoilla toisin: miksi hiukkasilla on massa**? Kysymys askarrutti erityisesti fyysikko Peter Higgsiä***, joka ehdotti, että hiukkasten massa (eli niiden taipumus vastustaa liiketilan muutoksia) syntyy niiden vaikuttaessa Higgsin kentän kanssa. Higgsin kenttä on kuin eräänlainen koko avaruuden täyttämä tahmea entiteetti, jonka läpi hiukkaset kyntävät. Mitä enemmän hiukkaset ”kulkevat” tässä tahmeassa entiteetissä sitä vaikeampi niiden liiketilaa on muuttaa (esimerkiksi näiden hiukkasten kiihdyttämiseen tarvitaan suurempi voima), jolloin hiukkaset näyttävät meille massiivisempina. Jos Higgsin kentän arvo olisi keskimäärin nolla, kaikki hiukkaset, esimerkiksi atomin osat – neutronit, elektronit ja protonit – olisivat massattomia tai hyvin keveitä. Tästä seuraisi totaalinen katastrofi, koska atomit eivät pysyisi kasassa vaan hajoaisivat. Ilman Higgsin kenttää meitä tai sen puoleen Maatakaan ei olisi olemassa. Fyysikot ovatkin sitä mieltä pohjautuen lukuisiin kokeisiin ja niiden matemaattiseen tulkintaan, että jonkinlainen kenttä, jonka arvo on nollasta poikkeava ja joka antaa massan hiukkasille on oltava olemassa. Määritelmän mukaan kyse on juuri Higgsin kentästä. Tutkijoille on kuitenkin vielä epäselvää minkälainen tämä Higgsin kenttä tarkalleen on. Onko olemassa mahdollisesti yksi Higgsin kenttä vai useampia? Tällöin jokaisella Higgsin kentällä olisi oma Higgsin hiukkasensa. Kenties Higgsin kenttä koostuu useammasta osakentästä, kuten esimerkiksi protonin kvanttikenttä koostuu kvarkki-, antikvarkki-, ja gluonikentistä. Ainoa tapa selvittää asia on suorittaa koe, jota CERN on juuri tekemässä LHC -hiukkaskiihdyttimellä. LHC on periaatteessa suunniteltu vastaamaan tutkijoiden kysymyksiin Higgsin kentästä riippumatta siitä löytääkö LHC itse Higgsin hiukkasta vai ei. Higgsin hiukkasen metsästyksen tulokset voidaankin jaotella seuraavasti:
- On olemassa ainakin yksi Higgsin hiukkanen, jonka LHC löytää ennemmin tai myöhemmin.
- LHC ei löydä Higgsin hiukkasta, jolloin Higgsin hiukkanen hajoaa liian nopeasti ennenkuin pystymme sitä havaitsemaan vaikuttaessaan joidenkin uusien, ennen näkemättömien hiukkasten ja voimien kanssa.
Toteutuipa kumpi kohta tahansa tutkijat saavat vihjeitä siitä kuinka Higgsin kenttä oikein toimii.
Laivanupotusta
Kuka muistaa lapsuudesta pelin laivanupotus, jossa kumpikin pelaaja sijoittaa omat laivansa pelikentälle toisen pelaajan tietämättä minne, jonka jälkeen pelaajat vuorotellen alkavat ”pommittaa” pelikentän ruutuja satunnaisesti tai järjestyksessä toiveissaan osua toisen pelaajan piilottamiin laivoihin? Higgsin hiukkasen etsiminen on kuin laivanupotuksen pelaamista maailmankaikkeutta vastaan, joka on piilottanut Higgsin hiukkasen jonnekin pelikentälle. Pelikenttä tässä tapauksessa vastaa Higgsin hiukkasen kaikkia mahdollisia massoja (hiukkasfysiikassa käytetään usein yksikköä GeV/c² – gigaelektronivoltti jaettuna valonnopeuden neliöllä – joka vastaa kutakuinkin yhden protonin massaa eli vajaa 2*10-27 kilogrammaa). Ensimmäisillä pommituksilla vastustajan laivoihin on erittäin vaikeaa osua, mutta jostain pommitukset on kuitenkin aloitettava. Pikkuhiljaa laudalle alkaa muodostua laivojen muotoisia aukkoja ja jossain vaiheessa osumme vastustajan laivaan. On toki mahdollista, että vastustajamme on huijannut eikä ole laittanut pelikentälle yhtäkään laivaa, mutta pelin kuluessa sekin selviää. Aikaisemmat kokeet ovat osoittaneet, että hiukkasfysiikan standardimallin Higgsin hiukkasen täytyy olla raskaampi kuin 115 GeV/c². Toisaalta standardimallin mukaan Higgsin hiukkasen täytyy olla keveämpi kuin 800 GeV/c². Tämä jättää aukon 115-800 GeV/c², jota LHC nimenomaan rakennettiin tutkimaan. Vuoden 2011 aikana LHC on pommittanut tiuhasti pelikenttää ja hiljalleen Higgsin hiukkasen muotoinen aukko alkaa olla näkyvissä. Massa-alue 141-470 GeV/c² on kokonaisuudessaan käyty läpi Higgsin hiukkasta löytämättä. Jäljellä on siis kaksi aluetta: kevyt alue 115-141 GeV/c² ja raskas alue 470-800 GeV/c². Nämä kaksi aluetta eroavat Higgsin hiukkasen massan lisäksi myös siinä kuinka Higgsin hiukkanen hajoaa (kts. kuva alla). Keveä Higgsin hiukkanen hajoaa enimmäkseen kahdeksi fotoniksi, ja sitä vastoin raskas Higgsin hiukkanen hajoaa kahdeksi W- tai Z-bosoniksi (jotka heti hajoavat kahdeksi muuksi hiukkaseksi). Nämä hajoamistuotteet juuri havaitaan ATLAS- ja CMS-ilmaisimilla, mukaanlukien hajoamistuotteet muiden hiukkasten miljoonista hajoamistuotteista. Niinpä hiukkaskiihdyttimellä on tehtävä lukuisia törmäyskokeita, jotta Higgsin hiukkasen heikko signaali pystytään erottamaan taustakohinasta. Monet tutkijat ovat sitä mieltä, että viimeisen 20 vuoden aikana tehdyt mittaukset osoittavat, että Higgsin hiukkasen täytyy olla keveämpi kuin 400 GeV/c², joka jättää Higgsin hiukkaselle välin 115-141 GeV/c².
Mitä tarkalleen ottaen on havaittu?
Katsotaanpa tarkemmin itse havaittua aineistoa LHC:n ATLAS- ja CMS-ilmaisimesta.
Yo. kuvaajissa vaakasuora akseli näyttää hiukkasen massan ja pystysuora akseli näyttää sen kuinka varmoja tutkijat ovat mittauksen todellisuudesta, joka riippuu siitä kuinka monta kertaa he näkivät hiukkasen hiukkaskiihdyttimen törmäyskokeissa. Mitä suurempi arvo pystysuoralla akselilla sitä varmempi mittaustulos on. Pystysuoran akselin yksikkö on sigma. Yksi sigma vastaa 68% todennäköisyyttä, että mittaustulos ei ole mittauksessa syntyvää kohinaa. Tai päin vastoin on 32% mahdollisuus, että mittaustulos on vain kohinan aiheuttama signaali. Vastaavasti kaksi sigmaa vastaa 95% todennäköisyyttä, että mittaustulos ei ole kohinaa. Kolme sigmaa vastaa todennäköisyyttä 99.7%, neljä 99.99%, viisi 99.9999% jne. Kuvaajissa katkoviiva näyttää sen mitä hiukkasfysiikan standardimalli ennustaa ilman Higgsin hiukkasta. Vihreä ja keltainen vyöhyke näyttää yhden ja kahden sigman luottamusvälin tälle ennusteelle. Musta viiva näyttää ATLAS (ylempi kuvaaja) ja CMS -ilmaisimien (alempi kuvaaja) mittaustuloksen. Se mitä tutkijat käytännössä etsivät ovat kohtia, missä musta viiva ylittää keltaisen vyöhykkeen sekä nousee mahdollisimman korkealle pystysuoralla akselilla. Näissä kohdissa standardimalli ei pysty selittämään mittaustulosta ilman Higgsin hiukkasen olemassaoloa. Molemmissa kuvaajissa mittaustuloksen varmuus nousee yli kahden sigman vyöhykkeen suurinpiirtein 125 GeV/c² kohdalla. ATLAS -ilmaisimessa huippu osuu noin 2.4 sigman kohdalle vastaten 98% varmuutta, ja CMS -ilmaisimessa vastaavasti 1.9 sigman kohdalle vastaten 94% varmuutta. Vaikka mittaustulosten varmuus ei vielä ole päätä huimaava, on mittaustulos juuri sitä, mitä tutkijat ovat odottaneetkin, koska teoria standardimallin yksinkertaisimmasta Higgsin hiukkasesta antaa sille massan, joka on suurinpiirtein sama kuin mitattu 125 GeV/c². Tämän lisäksi lisävarmuutta mittaukseen tuo kaksi toisistaan riippumatonta mittausta ATLAS- ja CMS-ilmaisimilla.
Mitä vuosi 2012 tuo tullessaan?
Vuoden 2012 aikana kertyneen aineiston perusteella LHC:n pitäisi pystyä mittaamaan Higgsin hiukkasen signaalin viiden sigman todennäköisyydellä, eli tällöin olisi erittäin epätodennäköistä (noin yksi kymmenestä miljoonasta), että Higgsin hiukkasen signaali olisi kohinan aiheuttamaa. On myös mahdollista, että nyt mitattu signaali osoittautuu kohinaksi ja Higgsin hiukkanen jää toistaiseksi löytämättä. On kuitenkin hyvä pitää mielessä, että nyt etsittävä Higgsin hiukkanen on yksinkertaisin mahdollinen standardimallin puitteissa. Kuten yllä mainittiin, yksinkertaisinta Higgsin hiukkasta ei välttämättä pystytä havaitsemaan sen hajotessa liian nopeasti reagoidessaan joidenkin ennen näkemättömien hiukkasten kanssa. Tämä tilanne olisi fyysikoille vieläkin mielenkiintoisempi, koska uudet ongelmat fysiikassa tuovat meille aina loppujen lopuksi paremman ymmärryksen maailmankaikkeudestamme.
Lisätietoa erinomaisista blogeista, joita tätä kirjoittaessa olen monesti lukenut:
- Of Particular Significance (englanniksi)
- Higgsin metsästäjät (suomeksi)
* Higgsin hiukkasta kutsutaan usein myös Higgsin bosoniksi. Hiukkasfysiikassa maailmankaikkeudessa esiintyvät hiukkaset jaetaan kahteen luokkaan: fermioneihin ja bosoneihin. Lyhykäisyydessään fermionit ovat hiukkasia, jotka ”ottavat tilaa” itselleen, eli kahta fermionia ei voi asettaa täysin samaan kvanttitilaan (sama avaruudellinen paikka, spin jne.). Näin ollen fermioneihin kuuluu ”ainehiukkaset”, esimerkiksi atomin osaset elektronit ja kvarkit. Maailma olisi hyvin outo paikka mikäli voisimme sijaita täsmälleen samassa paikassa samaan aikaan. Sitä vastoin bosonit voivat, ja suorastaan hinkuvat, sijaita samassa kvanttitilassa, ja niihin kuuluvat esimerkiksi sähkömagnetismin välittäjähiukkaset fotonit, vahvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkaset gluonit ja heikon vuorovaikutuksen välittäjähiukkaset W- ja Z-bosonit. Esimerkiksi laserin toiminta perustuu juuri siihen, että fotonit ovat bosoneita ja voivat asettua suurina määrinä samaan kvanttitilaan. Higgsin hiukkanen sattuu olemaan bosoni, mutta se ei ole erityisen tärkeä seikka siihen miksi tutkijat haluavat löytää sen. Usein Higgsin hiukkasta tituleerataan myös ”jumalhiukkaseksi” (God particle), mutta se on keksitty ainoastaan mainostusmielessä. Professori ja nobelin palkinnon saaja Leon Ledermanin kirja Higgsin hiukkasesta on saanut kyseisen nimen ainoastaan kirjan myyntilukujen kasvattamista varten. Jääköön mietittäväksi onko se hyvä vai huono asia, mutta lempinimessä ei ainakaan ole tippaakaan tieteellistä saati uskonnollista perää.
** Hiukkasten massa on monitahoisempi juttu mitä ensikuulemalta ajattelee ja se koostuu useammasta komponentista. Koska suhteellisuusteorian mukaan massa on energiaa ja päinvastoin (E=mc²), hiukkasen liike-energia kasvattaa sen massaa. Samoin esimerkiksi protonin massasta suurin osa on kvarkkien koossapitävän vahvan vuorovaikutuksen energian aiheuttamaa massaa. Z- ja W-bosonit saavat suoraan massansa Higgsin kvanttikentästä, mutta esimerkiksi elektronien ja kvarkkien kytkeytymisen voimakkuudesta Higgsin kentän kanssa ei ole varmuutta. Mitä voimakkaampi kytkös sitä enemmän massaa hiukkanen saa Higgsin kentästä.
*** Vaikka Higgsin kenttä on nimetty Peter Higgsin mukaan, samaan ratkaisuun päätyivät myös kaksi muuta tutkimusryhmää (Francois Englert ja Robert Brout sekä Gerald Guralnik, C. R. Hagen ja Tom Kibble) samanaikaisesti ja toisistaan tietämättä.
Neutriinon tarina
Credit: Berkeley Lab
On aika rikkoa bittihiljaisuus ja tarttua jälleen kynän varteen. Syksyn varmasti yksi puhutuimmista tiedeuutisista oli havainto valoa nopeammista neutriinoista, jossa tutkijat lähettivät myonin neutriinosuihkun CERN:stä Genevestä läpi Alppien (piittaamatta vuorista lainkaan, koska neutriinot eivät juurikaan reagoi aineen kanssa) Italiaan 732 kilometrin pääähän, jossa muutamia neutriinoja havaittiin OPERA-ilmaisimella. Neutriinojen koko matka kellotetaan hyvin tarkasti GPS-synkronoituja kelloja käyttäen, ja jaettuna neutriinojen kulkema matka sen kulkemiseen käytetyllä ajalla, tutkijat saivat tulokseksi nopeuden, joka on himpun verran (2-3*10-5) suurempi kuin valonnopeus (299 792 458 m/s), eli neutriinot kulkivat noin 6000-9000 m/s ylivalonnopeutta. Mikäli havainto voidaan toistaa toisistaan riippumattomalla kokeella ja näin ollen tuoda lisää varmuutta valonnopeuden rikkomiseen, tulos on erittäin mielenkiintoinen ja varmasti vuosisadan havainto. Toisaalta, jo nyt on kerääntynyt hyviä syitä miksi havainto ei ehkä vastaakaan todellisuutta. Mutta ennen paneutumista tähän tutkimukseen on hyvä kerrata, miten nämä lähestulkoon olemattomat hiukkaset löysivät tiensä fyysikoiden hiukkasarsenaaliin.
Neutriinojen esiinmarssi radioaktiivisuuden pelastajina
Neutriinot ilmestyivät ensimmäistä kertaa hiukkasfysiikkaan vuonna 1930 epätoivoisena yrityksenä pelastaa tietyntyyppisten radioaktiivisten hiukkasten hajoaminen. 1800-luvun loppupuolella lähtien tiedettiin, että jotkut atomit ovat radioaktiivisia, jotka satunnaisesti säteilevät energeettisiä hiukkasia. Radioaktiivisuuden tutkijat, kuten Henri Becquerel ja Marie Curie sekä hänen miehensä Pierre osoittivat, että radioaktiivista säteilyä on kolmentyyppistä: alfa-, beta– ja gammasäteilyä (nimetty kolmen ensimmäisen kreikkalaisen aakkosen mukaan). Curieiden tutkimusten mukaan samaan aikaan kun radioaktiiviset atomit säteilevät betasäteilyä ne muuttuvat kevyemmiksi atomeiksi, joilla on positiivinen varaus. Tasapainottaakseen ytimien positiivisen varauksen betasäteily, joka koostuu elektroneista, kuljettaa mukanaan saman verran negatiivista varausta. Esimerkiksi tietyn tyyppisistä kaliumatomeista tulee kalsiumatomeja niiden säteillessä betasäteilyä. Curiet ajattelivat, että joka kerta kun betahajoaminen tapahtuu, siinä syntyvällä elektronilla on saman suuruinen energia, koska Einsteinin mukaan massa on energiaa (E=mc²) elektronin energia vastaisi täten kaliumytimen menettämää massaa sen muuttuessa kalsiumytimeksi. Koska kalium- ja kalsiumytimien massat tunnettiin tarkkaan jo Curieiden aikaan, elektronien energia pystyttiin ennustamaan tarkasti. Hyvästä teoriasta huolimatta betasäteilyn elektronien energia ei vastannut teorian mukaista massan menetystä vaan elektroneiden energia vaihteli arvosta toiseen. Mutta asiat olivat vieläkin huonommin, nimittäin näytti siltä, että massan ja energian kokonaismäärä ei säilynyt betahajoamisessa. Pelastavana toimenpiteenä itävaltalainen fyysikko Wolfgang Pauli ehdotti, vaikkei sitä edes itse tosissaan uskonut, että betahajoamisessa syntyi elektronin lisäksi myös toinen hiukkanen, joka kuljettaisi mukanaan osan energiasta. Tämän lisäksi energia pystyi jakautumaan näiden kahden hiukkasen välillä eri tavalla, jolloin elektronilla voi olla suurempi tai pienempi energia hajoamisprosessissa. Pauli antoi toistaiseksi hypoteettiselle hiukkaselle nimeksi neutroni, mutta myöhemmin se muutettiin neutriinoksi (”pikku neutroni” italiaksi), koska muutama vuosi myöhemmin brittifyysikko James Chadwick löysi hiukkasen atomin ytimestä, jonka tänä päivänä tunnemme nimellä neutroni. Paulin uuden hiukkasen ja Chadwickin neutronin pohjalta italialainen fyysikko Enrico Fermi kehitti betahajoamisen teorian, joka selitti kaikki tehdyt havainnot. Hän osoitti, että kun raskaampi radioaktiivinen ydin muuttuu kevyemmäksi betahajoamisessa, niin itseasiassa ytimen yksi neutroneista hajoaa protoniksi, elektroniksi ja Paulin uudeksi hiukkaseksi, neutriinoksi. Kaikki hiukkasten väliset reaktiot pohjautuvat johonkin voimaan. Mutta mikä voima oli vastuussa neutronin hajoamisesta? Fermin julkaistessa teoriansa betahajoamisesta ainoa voima, jonka tiedettiin operoivan hiukkastasolla oli sähkömagneettinen voima. Fermi kuitenkin laski, että mikäli neutronin hajoamisen aiheuttaa sähkömagneettinen voima sen olisi pitänyt tapahtua miljardi kertaa useammin kuin havainnot antoivat olettaa. Niinpä Fermi ehdottikin uutta heikkoa atomitason voimaa (joka myöhemmin on vahvistettu heikoksi vuorovaikutukseksi), joka olisi vastuussa neutronin hajoamisesta. Neutriinojen havaitsemiseen meni kuitenkin vielä yli kaksikymmentä vuotta Fermin teorian julkaisemisesta.
Olemattomat hiukkaset putkahtavat esiin ydinvoimaloista
Vuonna 1959 neutriinoja havaittiin ensimmäisen kerran kokeella, nimeltään Poltergeist, joka mittasi ydinreaktorista tulevia neutriinoja. Ydinvoimaloissa energiaa tuotetaan fissiolla, joka sivutuotteena tuottaa valtavasti neutriinoja. Projekti Poltergeist havaitsi ydinreaktorista yhden neutriinon muutamassa tunnissa, siitä huolimatta, että neutriinoja lensi ilmaisimen jokaisen neliösenttimetrin läpi miljardeja sekunnissa. Joka tapauksessa neutriinoja kuitenkin havaittiin jolloin Paulin sekä Fermin teoriat saivat viimein varmistuksen, ja hiukkasfysiikkaan muodostui uusi osa-alue: neutriinofysiikka. Neutriinojen löydyttyä fyysikot havaitsivat, että itseasiassa yhden neutriinon sijaan neutriinoja onkin kolmea eri tyyppiä. Lisäksi niiden havaittiin olevan massattomia tai hyvin keveitä ja liikkuvan lähes valonnopeudella. Nämä hiukkasmaailman kummitukset täyttävät maailmankaikkeuden jokaisen kolkan valtavina määrinä. Miljardeja neutriinoja kulkee lävitsesi joka sekunti huomaamattasi. Käytännössä katsoen neutriinot ovat kuin toisesta maailmasta, ne ovat lähes tulkoon kytkeytyneet kokonaan irti siitä maailmankaikkeudesta jonka tunnemme.
Pimeän aineen heikkopeikko
Nyky-kosmologian mukaan maailmankaikkeuden massa-energiatiheys koostuu enimmäkseen meille näkymättömästä tavarasta. Pimeä energia kattaa siitä noin 72%, pimeä aine noin 23% ja loput vajaa viisi prosenttia jää ”normaalille” aineelle, kuten galakseille, tähdille, planeetoille, apinoille ja kahvikupeille. Neutriinojen häilyvä olemus sopii kuin nenä päähän pimeän aineen kandidaatiksi. Kun maailmankaikkeus oli nuori ja erittäin kuuma, neutriinoja syntyi valtava määrä, joiden arvellaan säilyneen nykypäivään saakka. Keskimäärin maailmankaikkeudessa arvioidaan olevan kymmeniä miljoonia neutriinoja kuutiometrissä. Mikäli neutriinoilla on pikkiriikkisenkin verran massaa, noin sadastuhannesosa elektronin massasta, riittäisi se kattamaan koko pimeän aineen osuuden maailmankaikkeudessa. Mutta kuinka neutriino punnitaan? Neutriinojen massan arvoitus ratkesi yllättäen havaitsemalla meitä lähintä tähteä, eli Aurinkoa. Auringon keskustassa tapahtuvat fuusioreaktiot tuottavat sivutuotteena neutriinoja. Ensimmäistä kertaa Auringon neutriinot havaittiin Etelä-Dakotassa vanhassa kultakaivoksessa sijaitsevalla Homestake-kokeella vuonna 1968, jossa puolentoista kilometrin syvyydellä sijaitsevaan kaivokseen sijoitettiin 380 kuutiometrin tankki täynnä tetrakloorietyleeniä, joka on tavallisessa kemiallisessa pesussa käytettävä liuotin. Tankki haluttiin sijoittaa mahdollisimman syvälle, jotta muut häiriötekijät eivät pääsisi tuottamaan ilmaisimeen kohinaa. Neutriinon tönäistessä klooriatomia, se muuttuu radioaktiiviseksi argonin isotoopiksi, joka voidaan heliumia apuna käyttäen kerätä tankista talteen ja laskea sen määrä, joka vastaa kaapattujen neutriinojen määrää. Homestake-kokeen Auringosta havaitsemien neutriinojen määrä ei kuitenkaan vastannut teoreetikkojen ennustamaa määrää, vaan oli kolme kertaa tätä pienempi. Joko Auringon neutriinotuotannon laskut olivat täysin pielessä tai neutriinoille tapahtui jotain matkalla Auringosta Maahan. Vasta vuonna 1998 tutkijat saivat todisteita siitä, että kaikki Auringosta tulevat neutriinot eivät saavu Maahan asti tai ne muuttuvat matkalla jollakin tapaa. Tulokset saatiin Super-Kamiokande kokeesta, joka alunperin suunniteltiin havaitsemaan protonien hajoamista, mutta joka on osoittautunut erittäin hyväksi neutriino-observatorioksi. Super-Kamiokande on valtava tankki täynnä erittäin puhdasta vettä, joka sijaitsee kilometrin syvyydellä maanpinnan alapuolella. Tankissa olevaa vettä, jota on 50 000 tonnia, ympäröi 13 000 ilmaisinta, jotka pystyvät havaitsemaan äärimmäisen heikkoa valoa, parhaimmillaan jopa yksittäisen fotonin. Yksi tuhannesta miljardista neutriinosta joka kulkee tankin läpi osuu neutroniin tai protoniin, joka tuottaa minimaalisen valon välähdyksen. Laskemalla välähdysten määrä voitiin Auringosta tulevien neutriinojen määrä laskea. Tulokseksi saatiin noin puolet oletetusta Auringon neutriinojen määrästä. Tulos voi kuulostaa pettymykseltä, mutta Super-Kamiokande osoitti neutriinojen mielenkiintoisimman ominaisuuden – yhden tyyppiset neutriinot voivat muuttua matkallaan toisen tyyppisiksi neutriinoiksi. Super-Kamiokande mittaa kaikista herkimmin elektronin neutriinoita (toiset neutriinot ollen myonin neutriinoita ja taun neutriinoita), ja havainnot osoittivat, että puolet Auringossa syntyvistä elektronin neutriinoista muuttuu matkalla myonin tai taun neutriinoiksi. Näin ollen sekä Homestaken että Super-Kamiokanden havainnot pystyttiin selittämään neutriinojen muuttumisella toisikseen, eli neutriinojen oskillaatiolla. Viimeinen niitti neutriinojen mysteeriin tuli vuonna 2001, kun Solar Neutrino -observatorio Sudburyn kaivoksessa Kanadassa havaitsi Auringosta tulevia kaiken tyyppisiä neutriinoja ja havaitsi niiden vastaavan teorian mukaista neutriinojen määrää olettaen, että osa elektronin neutriinoista muuttuu matkalla toisiksi neutriinoiksi. Neutriinojen oskillaatio osoitti, että ainakin kahden tyyppisillä neutriinoilla on massaa. Kvanttimekaniikan mukaan kahden hiukkastyypin välillä oskilloivat hiukkaset muuttuvat toisikseen sitä nopeammin, mitä suurempi massaero niillä on. Jos kaikki neutriinot olisivat massattomia oskillaatiota ei tapahtuisi. Näin ollen ainakin kahden tyyppisellä neutriinolla on oltava nollasta eroava massa, jolloin niiden voidaan ajatella olevan heikosti vuorovaikuttavaa pimeää ainetta. Neutriinot kuuluvatkin pimeän aineen kandidaatteihin, joita kutsutaan yhteisnimikkeellä WIMP (Weakly Interacting Massive Particle). Myöhemmin on kuitenkin osoitettu, että neutriinot eivät riitä kattamaan kaikkea pimeän aineen määrää, vaan itseasiassa suurinosa pimeästä aineesta on jotain muuta, joka liikkuu huomattavasti hitaammin kuin neutriinot.
OPERAn kummitus
Hiukkasfysiikassa samoin kuin tähtitieteessä tutkitaan luontoa äärimmäisillään, jolloin koevälineet ovat tulevaisuuden teknologiaa siinä mielessä, että niistä poikivat spin-offit kaupalliseen käyttöön materialisoituvat vasta vuosikymmenten päästä (esim. internetin esimuoto kehitettiin CERN:ssä, ja digikameroiden yleistyminen johtui tähtitieteilijöiden tarpeesta saada käyttöönsä mahdollisimman hyviä CCD-kennoja), sekä havaittavat ilmiöt ovat yleensä äärimmäisen heikkoja, jolloin havaittavat signaalit eivät välttämättä ylitä kohinan määrää datassa. Yleensä nyrkkisääntönä pidetään, että merkittävän signaalin täytyy ylittää vähintään kolmen, mielellään viiden sigman tilastollinen merkittävyys, jolloin on 0.26% (kolme sigmaa) tai 0.000057% (viisi sigmaa) mahdollisuus, että havaittu signaali on osa kohinaa. Esimerkiksi tällä hetkellä Higgsin bosoni on havaittu noin 2 sigman tarkkuudella, mikä ei ole vielä riittävä tulos sen toteamiseksi. Nyt tutkijat kuitenkin mittasivat neutriinojen nopeuden kuuden sigman tarkkuudella, eli on erittäin epätodennäköistä, että mittaustulos olisi kohinaa.
Oletetaan, että neutriinot todellakin kulkevat nopeammin kuin valo tyhjiössä, mutta mitä se oikein tarkoittaa? Suhteellisuusteoriassa valonnopeus tyhjiössä on raja, jota nopeammin hiukkanen ei voi kulkea. Hypätäänpä hetkeksi hypoteettisen, lähes valonnopeutta kulkevan avaruusaluksen kyytiin matkalle Maasta Aurinkoon. Matkan aikana ehdimme sopivasti keittää ja juoda kupposen teetä ennen perille pääsyä. Voimme siis ajatella, että Aurinko on teen keiton ja yhden kupillisen juomiseen kuluvan ajan päässä Maasta. Mutta jos lisäämme alukseemme pökköä pesään, huomaamme että emme enää ehdikkään juomaan teetä ennen kuin olemme jo perillä. Eli meidän näkökulmasta katsoen Aurinko onkin enää teen keittoon kuluvan ajan päässä Maasta. Mikäli pystyisimme pusertamaan aluksemme kulkemaan valonnopeudella huomaisimme, että olemme perillä samaan aikaan kun lähdimme liikkeelle. Itseasiassa riippumatta kuljettavasta matkasta, oli se sitten Maasta Aurinkoon tai Alfa Centauriin, huomaisimme olevamme perillä samaan aikaan kun lähdimme liikkeelle, vaikka fyysisesti kulkisimme valonnopeudella paikasta toiseen. Hinta valonnopeudella kulkemiseen on siis täydellinen ajan katoaminen. Todellisuudessa meidän ja aluksemme pitäisi olla myös massattomia, jotta yltäisimme valonnopeuteen. Mikäli ajatusleikki laajennetaan ylivalonnopeuteen huomaisimme olevamme perillä ennen kuin edes lähdimme liikkeelle. Tarpeeksi ajatusta venyttäen voimme kuvitella olevamme perillä ennen kuin olimme edes syntyneet. Ylivalonnopeudella kulkeminen mahdollistaa ajassa taaksepäin kulkemisen, jolloin kaikki isoisä-paradoksit tulevat kaupan päälle. Epäjohdonmukaisuuksista johtuen teoriat, jotka sallivat kulkemisen ajassa taaksepäin hylätään yleensä hyvin pian. Mutta voi olla mahdollista, että neutriinot kulkevat nopeammin kuin valo, vaikka ne eivät voisikaan matkustaa menneisyyteen. Yksi mahdollinen teoria on nk. Lorentzin symmetriarikko, jolloin maailmankaikkeuden täyttäisi taustakenttä, eräänlainen moderni eetteri, jonka suhteen hiukkaset voivat liikkua. Suhteellisuusteorian ytimessä on nimenomaan Lorentzin symmetria, jonka mukaan fysiikan lait ovat samat havaitsijoille, jotka liikkuvat eri nopeuksilla toistensa suhteen. Suhteellisuusteoriassa ei ole olemassa mitään absoluuttista taustaa, jonka suhteen liikkuminen tapahtuu, vaan kaikki on – niin, suhteellista – valonnopeuden ollessa kaikille havaitsijoille se suurin nopeus. On kuitenkin mahdollista, että alkuräjähdyksen jälkeen Lorentzin symmetria rikkoontui spontaanisti ja maailmankaikkeuden täytti taustakenttä, jonka kanssa neutriinot pystyvät reagoimaan mutta fotonit eivät. Neutriinot ovat kuin väreitä tässä taustakentässä samaan tapaan kuin aallot ovat väreitä veden pinnalla tai ääniaallot väreitä ilmassa. Tällöin neutriinoiden nopeus riippuu siitä mihin suuntaan ne kulkevat suhteessa taustakenttään. Jos neutriinot kulkevat valonnopeudella ja taustakenttä liikkuu jollakin nopeudella samaan suuntaan suhteessa muuhun maailmankaikkeuteen, näemme neutriinojen liikkuvan nopeammin kuin valo. Missään vaiheessa neutriinot eivät kuitenkaan matkusta menneisyyteen ja pääse tappamaan omia isovanhempiaan.
Toinen mahdollinen teoria ylivalonnopeudesta sisältää oikoreitin ylimääräisten ulottuvuuksien kautta. Mikäli maailmankaikkeudessa on olemassa lisää avaruudellisia ulottuvuuksia kolmen tuntemamme lisäksi, joita pitkin neutriinot pystyvät kulkemaan, voi niiden matkaan käyttämä aika vähentyä huomattavasti, vaikka ne eivät kulkisikaan ylivalonnopeutta. Havainnollistava esimerkki ylimääräisen ulottuvuuden tuomaan vaikutukseen voi olla vaikkapa muurahainen, joka elelee Z-muotoisen yksiulotteisen viivan pinnalla (kts. kuva alla). Olkoon muurahaisen nopeus maksiminopeus Z-maailmankaikkeudessa. Eräänä päivänä muurahainen tekee kuitenkin havainnon toisesta muurahaisesta Z:n yläkärjessä, ryntää Z:aa pitkin maksiminopeudella Z:n alakulmaan vain huomatakseen toisen muurahaisen jo olevan siellä. Niinpä Z-maailman muurahainen päättelee toisen muurahaisen kulkevan ylimuurahaisnopeudella, ja välttääksen sellaisen epäloogisuuden kehittää teorian tasomaailman muurahaisista, jotka voivat kulkea Z:n sisältävän tason pinnalla. Tällöin on helppo huomata, että ylimuurahaisnopeus ei ole tarpeellinen koska matka Z:n yläkärjestä alakulmaan on tasomaailmassa selvästi lyhyempi kuin Z-maailmassa.
Supernovat kosmisina liikennepoliiseina
Jos OPERA:n havainto osoittautuu todeksi, merkitsee se mullistavaa loikkausta eteenpäin fysiikan lakien ja maailmankaikkeuden rakenteen tutkimuksessa. Mutta kyseessä on kuitenkin vielä iso ”jos”. Vaikka mittaustulos ei olekaan kohinaa on mahdollista, että kokeessa on jokin systemaattinen virhe. Heti OPERA:n tulosten julkaisun jälkeen monen tutkijan epäily kohdistui neutriinopulssien pituuteen ja GPS-mittauksen tarkkuuteen. Aluksi CERN:stä lähetetyt neutriinopulssit olivat suhteellisen pitkiä, noin 10 mikrosekuntia, joka aiheutti suuren virheen neutriinojen matka-ajan mittaukseen. Neutriinojen käyttämä matka-aika oli noin 60 nanosekuntia nopeampi kuin valon, ja 10 mikrosekuntia on noin 150 kertaa suurempi kuin tuo 60 nanosekuntia, joten pienetkin epäselvyydet missä vaiheessa pulssia neutriinot sijaitsevat voivat helposti johtaa mitattuun eroon. Marraskuussa tehdyt uudet mittaukset käyttäen tuhat kertaa lyhyempiä pulsseja kuitenkin osoittivat, että virheen syy ei ollut neutriinopulsseissa, ja neutriinojen mitattiin edelleen kulkevan ylivalonnopeudella. GPS-mittauksen tarkkuus voi kuitenkin vielä olla mahdollinen virhetekijä. Neutriinojen matka-ajan mittaus on äärimmäisen tarkkaa puuhaa, joten pienikin ero CERN:in ja OPERA:n kellojen synkronoinnissa voi johtaa mitattuun valonnopeuden ylitykseen. Koska yleisen suhteellisuusteorian mukaan painovoima kaareuttaa aika-avaruutta, eri painovoimaolosuhteet (esim. korkeus maanpinnasta) vaikuttavat siihen kuinka nopeasti kellot mittaavat aikaa. Pienetkin huomiotta jääneet erot CERN:n ja OPERA:n painovoimakentissä voivat johtaa virheeseen matka-ajan mittauksessa. Sitten on toki mahdollista, että on olemassa virhetekijöitä joita kukaan ei ole vielä ajatellut. Tärkeintä olisikin, että neutriinojen nopeudesta saataisiin toisistaan riippumattomia mittauksia toisilla koelaitoksilla.
Credit: NASA/Hubble Heritage
Yksi riippumaton mittaustulos on kuitenkin jo saatu, nimittäin supernovasta SN1987A. Vuonna 1987 yllä esitelty Super-Kamiokande havaitsi neutriinosuihkun (kokonaiset 12 neutriinoa!) SN1987A:sta. Myös kaksi muuta neutriinoilmaisinta havaitsi saman neutriinosuihkun: IMB Ohiossa, Yhdysvalloissa havaitsi samaan aikaan 8 neutriinoa ja Baksan Venäjällä 5 neutriinoa. Tässä kohtaa on hyvä pysähtyä ja miettiä kuinka häilyväsiä neutriinot todellakin ovat. Supernovassa syntyi arviolta 1058 neutriinoa, jotka levisivät tasaisesti joka puolelle ympäröivään avaruuteen. Tätä voi ajatella kuvittelemalla alati laajenevan neutriinokuplan, josta pieni osa pyyhkäisee Maapallon yli kun kupla on säteeltään 168 000 valovuotta, joka on etäisyys Maasta SN1987A:han. Laimennuskerroin neutriinojen määrässä on tällöin 1/4πD² ≈ 1/1044 m², missä D on etäisyys supernovaan. Huolimatta valtavasta etäisyydestä meihin neutriinoja riittää vieläkin noin 1014 kappaletta neliömetrille, joista kolme neutriinoilmaisinta havaitsi yhteensä 25 kappaletta! Vain kolme tuntia neutriinojen jälkeen supernova havaittiin näkyvän valon aallonpituudella. Jos neutriinot ja fotonit lähtivät samasta paikasta samaan aikaan, olisivat neutriinot kulkeneet ylivalonnopeutta, joka toisi niille matkaetua kolme tuntia 168 000 valovuodessa. Tämä on kuitenkin huomattavasti pienempi valonnopeuden ylitys kuin OPERA:n neutriinoilla. Mikäli neutriinot supernova 1987A:sta olisivat kulkeneet samalla nopeudella kuin OPERA:n neutriinot, olisi niiden pitänyt olla perillä Maassa neljä vuotta aikaisemmin. Sen lisäksi neutriinojen ja näkyvän valon välillä oleva ero on helposti selitettävissä supernovien syntyteorialla, jossa räjähdys alkaa tähden keskustassa lähettäen valtavan määrän neutriinoja, jotka lentävät ympäröivään avaruuteen välittämättä ympärillä olevasta tähdestä. Räjähtävän tähden pinta ei kuitenkaan ole tietoinen sen keskustassa tapahtuneesta räjähdyksestä ennen kuin tieto siitä saapuu pinnalle shokkiaaltojen muodossa noin kolme tuntia räjähdyksen jälkeen, jotka lopullisesti posauttavat tähden ja tällöin räjähdyksessä syntyneet fotonit pääsevät esteettä etenemään ympäröivään avaruuteen. Ainakin tämän supernovahavainnon mukaan neutriinot kulkisivat lähes tarkalleen valonnopeudella, mikä sotisi OPERA:n mittauksia vastaan.
En jaksanut lukea, joten hyppäsin loppuun
– Kulkevatko neutriinot nopeammin kuin valo? Se on epätodennäköistä, mutta ei täysin mahdotonta.
– No mistä kaikki sitten oikein hössöttää? Koska hiukkasfyysikot ovat tehneet erittäin tarkan mittauksen ja tarkistaneet kaikki mahdolliset virheet moneen kertaan ja edelleen neutriinot näyttävät kulkevan nopeammin kuin valo. Niinpä hämmentyneet tutkijat julkaisivat tuloksensa odottaen, että joku keksisi uuden virhetekijän, joka selittäisi tuloksen tai tekisi uuden mittauksen, joka vahvistaisi tai kumoaisi havaitun ylivalonnopeudella liikkumisen.
– Miksi neutriinojen ylivalonnopeudella liikkuminen on sitten epätodennäköistä? Tutkijat ovat kerran havainneet sekä fotoniryöpyn että neutriinosuihkun räjähtävästä supernovasta, jotka saapuivat samaan aikaan havaintolaitteisiin osoittaen, että neutriinot kulkevat lähes tarkalleen valonnopeudella.
– Mitä nämä neutriinot oikeastaan ovat? Erittäin heikosti tavallisen aineen kanssa vuorovaikuttavia hiukkasia, joiden arvellaan kattavan noin 10% maailmankaikkeuden pimeästä aineesta.
– Miksi tämä ketään kiinnostaa? Jos neutriinot havaitaan kulkevan ylivalonnopeudella toisistaan riippumattomilla kokeilla, joka näin ollen todistaisi valonnopeuden rikkomisen, olisi se vähintäänkin maailmankaikkeuden ymmärrystämme mullistava havainto. Jos kokeet osoittaisivat, että maailmankaikkeudessa on avaruudellisia ulottuvuuksia enemmän kuin tähän mennessä tuntemamme kolme ulottuvuutta, olisi se mullistavampaa kuin havainto siitä, että Maa ei olekaan maailmankaikkeuden keskipiste vaan se kiertää Aurinkoa, joka kiertää Linnunradan keskustaa galaksissa, joka on vain yksi sadoista miljoonista galakseista maailmankaikkeudessa. Koko käsityksemme maailmankaikkeuden rakenteesta muuttuisi kertaheitolla.
Nobel-viikko
Fysiikan Nobel
- Credit: NASA/WMAP Science Team
Fysiikan Nobel meni tällä kertaa kolmelle tähtitieteilijälle: Saul Perlmutterille, Adam Riessille ja Brian Schmidtille, jotka supernovahavaintojen pohjalta osoittivat, että maailmankaikkeus laajenee kiihtyvällä nopeudella. Maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen havaitseminen tuli tutkijoille täydellisenä yllätyksenä, mutta sitä pohjustamassa ovat monet havainnot, mm. tyypin Ia supernovista (kts. lyhyt johdatus supernoviin), ns. maailmankaikkeuden standardikynttilöistä, joiden järjestelmällisestä havaitsemisesta tuoreet nobelistit pokkasivat palkintonsa. Aiemmin tutkijat ajattelivat, että alun perin Edwin Hubblen havaitsema maailmankaikkeuden laajeneminen ennen pitkää pysähtyy galaksien välisen painovoiman vastustaessa laajenemista ja hiljalleen maaailmankaikkeus alkaisi pienentyä ja luhistua kasaan. Supernovahavainnot kuitenkin selvästi osoittavat, että maailmankaikkeus laajenee kiihtyvällä nopeudella, eli havaitsemme kauempana olevien galaksien etääntyvän meistä nopeammin kuin lähempänä olevat galaksit. Itseasiassa tämä on juuri Perlmutterin, Riessin ja Schmidtin tutkimusryhmien tulos. He havaitsivat eri etäisyyksillä sijaitsevissa galakseissa räjähtäviä tyypin Ia supernovia, joiden kirkkaus on standardisoitavissa, ja näin ollen niiden avulla pystytään määrittämään galaksien etäisyys. Havaintojen mukaan tyypin Ia supernovien kirkkaus vaihtelee hieman supernovasta toiseen, mutta räjähdyksien keston ja kirkkauden välillä havaittiin yhteys vuonna 1990, jonka avulla eri etäisyyksillä tapahtuvien supernovien kirkkaudet pystyttiin standardisoimaan. Supernovat ovat erittäin harvinaisia, keskimäärin niitä tapahtuu kerran sadassa vuodessa per galaksi. Onneksi maailmankaikkeudessa on kuitenkin runsaasti galakseja tarjolla ja näin ollen supernovia pystytään havaitsemaan hieman inhimillisemmällä aikataululla. Perlmutter, Riess ja Schmidt havaitsivat mahdollisimman suurta osaa taivaasta kolmen viikon välein, ja vertasivat havaintoja aikaisempiin saadakseen selville mikäli uusia supernovia oli ilmestynyt taivaalle. Jos supernovakandidaatteja löytyi, niitä havaittiin tehokkaammilla teleskoopeilla, jotta niiden supernovatyyppi saatiin määritettyä. Mikäli supernova havaittiin tyypin Ia supernovaksi, sitä havaittiin aina siihen asti kunnes räjähdys oli himmentynyt olemattomiin, josta purkauksen kesto ja näin ollen sen absoluuttinen kirkkaus pystyttiin laskemaan. Kaiken kaikkiaan Perlmutter, Riess ja Schmidt havaitsivat 52 supernovan kirkkauden ja huomasivat kauempana olevien supernovien olevan himmeämpiä kuin odotettiin, eli toisin sanoen sijaitsevan kauempana kuin odottettiin. Näytti myös siltä, että himmeneminen ei johtunut galaksin tai galaksienvälisen avaruuden välisestä kaasusta ja pölystä, koska supernovista ei havaittu merkittävää ”punastumista”. Kaasu ja pölypilvet sirottavat enemmän sinistä kuin punaista valoa tehden kohteista, joiden valo kulkee pilvien läpi punaisempia.
Kosmologeilla ei kestänyt kauan kaivaa pöytälaatikoistaan vastaus maailmankaikkeuden kiihtyvälle laajenemiselle, ja suhteellisen pian nk. pimeä energia nostettiin vastuuseen kiihtyvästä laajenemisesta. Itseasiassa Einsteinin kehittämä ja hylkäämä kosmologinen vakio, Λ, yleisessä suhteellisuusteoriassa pystyi selittämään pimeän energian ja maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen. Tämän lisäksi pimeä energia ratkaisi kertaheitolla myös muita siihen aikaan kosmologien pähkäilemiä ongelmia, kuten miksi maailmankaikkeus vaikutti nuoremmalta kuin sen vanhimmat tähdet, miksi maailmankaikkeudessa ei näyttänyt olevan tarpeeksi ainetta, ja miksi suuren mittakaavan rakenteet olivat tasaisia. Sittemmin pimeän energian olemassaololle on tullut vahvistuksia muista havainnoista, kuten mikroaaltotaustasäteilyn, joka mittaa maailmankaikkeuden sisältämää energiaa (sisältäen myös aineen), ja galaksien sekä galaksijoukkojen sisältämän aineen välisestä erosta. Laskettaessa yhteen aineen määrä maailmankaikkeudessa (mukaan lukien pimeä aine) saadaan vain 27% kaikesta energiasta, joka on mitattu mikroaaltotaustasäteilystä. Näin ollen 73% energiasta jää käyttämättä johonkin näkymättömään asiaan, joka ei ole ainetta: eli pimeään energiaan. Tämä pimeän energian määrä on myös juuri oikea selittämään havaittu maailmankaikkeuden laajeneminen. Pimeää energiaa tukevat myös havainnot nk. baryonisista akustisista oskillaatioista ja maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteen evoluutiosta. Koska pimeän aineen osuus maailmankaikkeudessa on 23%, niin kertaheitolla kaikki materia, josta ajattelimme maailmankaikkeuden koostuvan – galaksit, tähdet, kaasu, pöly, planeetat ja planeettojen asukkaat – kattavatkin vain 4% koko maailmankaikkeuden energiasta. Toisin sanoen meillä ei ole tarkkaa käsitystä siitä mitä 96% meidän maailmankaikkeudesta on.
No mitä ajattelemme pimeän energian sitten olevan? Pimeällä energialla on kolme tärkeää ominaisuutta. Ensiksi, se on pimeää: emme voi nähdä sitä, ja havaintojen (sillä tarkkuudella kuin se on teknisesti mahdollista) perusteella se ei reagoi aineen kanssa ollenkaan. Toiseksi, se on tasaisesti jakautunutta kaikkialle avaruuteen: se ei putoa galakseihin tai galaksijoukkoihin tai muuten se olisi jo huomattu tutkittaessa näiden kohteiden dynamiikkaa. Kolmanneksi, siitä ei pääse eroon millään: pimeän energian tiheys pysyy vakiona vaikka maailmankaikkeus laajeneekin. Tällä hetkellä suosituin kandidaatti pimeälle energialle on yllä mainittu kosmologinen vakio, joka vastaa käytännössä tyhjiön energiaa. Mikäli avaruuden jokaisessa kohdassa on energiaa 10-9 Joulea/m³, riittää se kattamaan pimeän energian osuuden maailmankaikkeudessa. Määrä kuulostaa pieneltä, ja sitä se onkin, mutta yhteenlaskettuna pimeä energia kattaa juuri 73% maailmankaikkeuden energiasta ottaen huomioon maailmankaikkeuden valtavan koon.
Mistä tyhjiöön sitten tulee energiaa? Klassisen mekaniikan mukaan tyhjiö on totaalisen tyhjä, mutta kvanttimekaniikka on muuttanut tutkijoiden käsitystä tyhjiön tyhjyydestä. Kvanttitasolla tyhjiökään ei ole tyhjä vaan kuhisee virtuaalisia hiukkasia, jotka pulpahtavan esiin hetkiseksi vain tuhoutuakseen pian uudelleen. Mikäli tyhjiön energia on peräisin näistä kvanttitason heilahteluista, voidaan niiden energia laskea yhteen ja verrata pimeän energian arvoon. Valitettavasti tyhjiön energia tässä tapauksessa on 10¹²º kertaa suurempi kuin pimeän energian havaittu määrä, joten selvästikin jotain on pielessä. Mutta asiat ovat vieläkin huonommin. Meillä ei ole minkäänlaista käsitystä siitä, miksi kosmologinen vakio on niin pieni kuin se on. Selittääkseen kosmologisen vakion arvon teoreetikot ovat keksineet toinen toistaan nerokkaampia ja ”hullumpia” teorioita. Esimerkiksi yksi mahdollinen teoria, joka selittää kosmologisen vakion arvon on multiversumi, jonka mukaan maailmankaikkeus on vain yksi monista maailmankaikkeuksista, joissa kaikissa on eri kosmologisen vakion arvo, mutta juuri meidän maailmankaikkeudessa se on sellainen, joka mahdollistaa elämän synnyn. Itse asiassa voidaan laskea minkä suuruinen kosmologinen vakio täytyisi olla, jotta maailmankaikkeus ei laajenisi liian nopeasti, jolloin tähdet, galaksit ja elämä ehtivät muodostua, mutta ei myöskään liian hitaasti, jolloin maailmankaikkeus tähtineen ja galakseineen luhistuisi heti kasaan. Yllätys, yllätys, näin laskettu arvo vastaa täsmälleen havaittua kosmologisen vakion arvoa. Vaihtoehtoiset teoriat, jotka pyrkivät selittämään kosmologisen vakion arvoa käyttävät hyväkseen teorioita mm. kvanttigravitaatiosta, ylimääräisistä ulottuvuuksista, madonrei’istä ja supersymmetriasta.
Onko sitten mahdollista, että pimeä energia on jotain muuta kuin tyhjiön energiaa? Toki – ainoat kriteerit pimeälle energialle mainittiin yllä, mutta on hyvin hankalaa keksiä jotain, joka on hyvin tasaisesti levittäytynyt avaruuteen ja joka ei avaruuden laajenemisesta huolimatta harvene ollenkaan. Yksi vaihtoehto kosmologiselle vakiolle on nk. kvintessenssi, joka on avaruuden täyttävä skalaarikenttä, joka muuttuu hyvin hitaasti ajan kuluessa. Toinen mahdollisuus on, että kosmologista vakiota ei ole olemassakaan, vaan sen korvaa jollain lailla mukautettu suhteellisuusteoria (esim f(R) painovoima tai DGP-painovoima). Mikään näistä teorioista ei kuitenkaan ole ongelmaton, ja kaiken kaikkiaan pimeä energia on suurimmilta osin vielä täysi mysteeri. Todennäköisesti tarvitsemme paljon lisää Nobelin arvoisia havaintoja maailmankaikkeudesta, jotta pääsemme perille pimeän energian luonteesta, maailmankaikkeuden synnystä ja todennäköisesti myös siitä miten suhteellisuusteoria ja kvanttimekaniikka saadaan sulautettua yhden teorian alle. Ja tämä sisältääkin tieteen tekemisen mielenkiintoisimman puolen: vastaukset eivät löydy kirjan viimeiseltä sivulta, vaan meidän on selvitettävä ne itse.
Ig Nobelit
Tuttuun tapaan myös vuoden 2011 Ig® Nobelit on jaettu ja palkinnot menivät seuraavasti:
- Fysiologian Ig Nobel meni kansainväliselle tutkimusryhmälle, joka ei löytänyt näyttöä siitä, että haukotus tarttuisi punajalkakilpikonnilla (Geochelone carbonari). Tulos: todennäköisesti haukotuksen tarttuvuus liittyy lajien kykyyn tuntea empatiaa.
- Biologian Ig Nobel meni australialaiselle tutkimusryhmälle, joka havaitsi, että tietyn tyyppinen kovakuoriaiskoiras (Julodimorpha bakervelli) parittelee tietyn tyyppisen olutpullon kanssa. Tulos: kovakuoriaskoiras luulee otetta parantavia kohoumia pullon alaosassa naaraaksi.
- Psykologian Ig Nobel meni Karl Halvor Teigenille tutkimuksesta miksi ihmiset huokailevat. Tulos: ihmiset ajattelevat huokailevan ihmisen olevan surullinen, kun itseasiassa hän on omasta mielestään vain luovuttanut jonkin asian tekemisen/ajattelemisen.
- Lääketieteen Ig Nobel meni kahdelle tutkimusryhmälle, jotka selvittivät, että ihmiset tekevät toisaalta parempia päätöksiä ja toisaalta huonompia päätöksiä kun heillä on vahva virtsaamisen tunne. Tulos: On parempi siis totella kun luonto kutsuu.
- Kemian Ig Nobel meni japanilaiselle tutkimusryhmälle, joka kehitti wasabi-palohälyttimen. Tulos: kun palohälytin laukeaa, se ruiskuttaa ympäristöön kaasumaista wasabia, joka varmasti herättää kaikki huoneessa sikeääkin unta nukkuvat asukkaat ilman, että heidän toimintakykynsä lamautuu.
- Fysiikan Ig Nobel meni hollantilainen tutkimusryhmälle, joka selvitti miksi kiekonheittäjät kärsivät pään huimaamisesta, mutta moukarinheittäjät eivät. Tulos: se on monimutkaista, sisältäen mm. Coriolis-kiihtyvyyden aiheuttaman vaikutuksen.
- Kirjallisuuden Ig Nobel meni John Perrylle rakenteellisen viivyttelyn teoriasta. Tulos: ollakseen tehokas täytyy tehdä jotain tärkeää, välttääkseen tekemästä jotain vielä tärkeämpää.
- Matematiikan Ig Nobel jaettiin kuuden henkilön kesken. Palkinnon sai Dorothy Martin (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1954), Pat Robertson (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1982), Elisabeth Clare Prophet (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1990), Lee Jang Rim (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1992), Credonia Mwerinde (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1999) ja Harold Camping (joka ennusti maailmanlopun koittavan 6.9.1994, ja myöhemmin 21.10.2011). Tulos: on syytä olla huolellinen tehdessään matemaattisia oletuksia ja laskelmia.
- Rauhan Ig-Nobel meni Vilnan kaupunginjohtajalle luksusautojen parkkeeraamisen estämisestä luvattomille paikoille. Tulos: tehokkain tapa estää luvaton parkkeeraaminen tulevaisuudessa on murskata autot ajamalla niiden päältä tankilla.
- Turvallisuus: John Senders tutki uraauurtavasti jo 1960-luvulla paljon ennen kännyköitä, kuinka häiriötekijät ajaessa vaikuttavat ajamiseen. Tulos: häiriötekijät vaikeuttavat oman auton ja toisten autojen sijainnin määrittämistä.
Viikon kuva (”I come in peace”):
Jälleen kerran myös Nikon Small World -valokuvakilpailu on pidetty ja henkilökohtainen suosikkini on tässä:
Credit: Nikon Small World Competition
Poimintoja, osa II
Kaukaisin kvasaari
- Credit: ESO/M. Kornmesser
Aikaisemmin tänä vuonna Hubble -avaruusteleskooppi havaitsi galaksin, jonka valo lähti matkaan, kun maailmankaikkeus oli vain 480 miljoonan vuoden ikäinen (kts. Tiedeviikko 3+4/11: Kaukaisin galaksi). Kyseessä oli noin sata kertaa Linnunrataa pienempi galaksi täynnä nuoria ja kuumia tähtiä. Nyt tukijat ovat todisteita galaksista, jonka sisuksissa majailee usemman miljardin Auringon massainen musta aukko (noin tuhat kertaa massiivinen kuin Linnunradan keskustan supermassiivinen musta aukko), jonka valo lähti liikkeelle vain 290 miljoonaa vuotta myöhemmin. Kyseessä on kaukaisin tähän mennessä havaittu kvasaari, ULAS J1120+0641, jonka tutkijat löysivät UKIRT -teleskoopin infrapunakartoituksessa. Samaan tapaan kuin Hubblen löytämä kaukaisin galaksi, ULAS J1120+0641 löytyi ns. poissulkumenetelmällä, jossa galaksin kuumien tähtien säteilemän ultraviolettisäteilyn absorptio meidän ja galaksin välisessä vetypilvessä siirtyy maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta pidemmille aallonpituuksille. Tarkemmat havainnot Gemini North ja VLT -teleskoopeilla vahvistivat kohteen olevan kvasaari, jonka punasiirtymä on hulppeat 7.085. ULAS J1120+0641:n spektri muistuttaa hyvin paljon kvasaareita, jotka sijaitsevat pienemmillä punasiirtymillä lukuunottamatta nk. Lyman α -emissioviivaa. Kvasaarit ionisoivat säteilyllään galaksienvälistä ainetta ja muodostavat ympärilleen ionisoituneen vedyn alueen, joka kaapatessaan elektronin lähettää säteilyä tietyllä aallonpituudella, joka laboratoriossa mitattuna on noin 0.12 μm. Avaruuden laajeneminen meidän ja kvasaarin välillä ”venyttää” emissioviivan aallonpituutta, jolloin vertaamalla havaittua aallonpituutta laboratoriossa mitattuun saamme selville säteilyn punasiirtymän (z+1=λ[hav]/λ[lab]), josta voidaan suoraan laskea kvasaarin etäisyys (ULAS J1120+0641:n spektrissä Lyman α -viiva havaittiin noin 1 μm kohdalla vastaten suurinpiirtein z=7). Tutkimalla Lyman α -viivan profiilia spektrissä voidaan myös saada selville jotain alueesta, jossa viiva muodostuu. ULAS J1120+0641:n Lyman α -viivaprofiili eroaa muista pienemmän punasiirtymän kvasaareista siten, että osa sen säteilystä puuttuu kokonaan*. Puuttuva säteily voidaan selittää kvasaarin lähellä olevalla galaksienvälisellä neutraalilla vedyllä, joka absorboi kvasaarin säteilyä ja estää näin säteilyn etenemisen pidemmälle avaruuteen. Tutkijat arvioivat neutraalin vedyn osuudeksi noin 10% kaasusta kvasaarin ympärillä. Neutraalin vedyn esiintyminen galaksienvälisessä avaruudessa punasiirtymällä z~7 on mielenkiintoista, koska punasiirtymällä z~6 galaksienvälinen vety on jo täysin ionisoitunutta. Universumin historian aikakautta 20<z<6 (noin 200-1000 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen) kutsutaan reionisaation aikakaudeksi, jolloin kvasaarit, mikrokvasaarit (kts. Tiedeviikko 6+7/11: Mustat aukot vastuussa reionisaatiosta?) ja ensimmäisen sukupolven tähdet ionisoivat rekombinaation aikana syntynyttä neutraalia vetyä. ULAS J1120+0641:n ympäriltä löydetty neutraalin vedyn pitoisuus on kuitenkin huomattavasti suurempi kuin mitä tähän mennessä on ajateltu. Näin ollen jotain mielenkiintoista tapahtui välillä 7<z<6, ja lisää havaintoja saman aikakauden kvasaareista tarvitaan, jotta pystytään tarkalleen sanomaan mistä on kyse. ULAS J1120+0641 asettaa rajoja myös teorioille galaksien muodostumisesta maailmankaikkeuteen, sillä sen spektrin Mg II -emissioviivan leveys edellyttää kvasaarin supermassiivisen mustan aukon olevan kahden miljardin Auringon massainen**. Se miten supermassiivinen musta aukko on vain 770 miljoonassa vuodessa kasvattanut itsensä näin suureksi on toistaiseksi mysteeri. Joko sen on täytynyt syntyä jo valmiiksi supermassiivisena, tai sitten se on syntynyt monen, pienemmän mustan aukon törmäyksen johdosta.
* Kts. kuva alla, jonka punainen spektri vastaa pienemmän punasiirtymän kvasaareita ja musta spektri on ULAS J1120+0641. Huomaa jyrkkä pudotus Lyman α -viivasta alkaen vasemmalle, eli korkeammille energioille/pienemmille aallonpituuksille.
** Emissioviivanleveys kertoo kuinka nopeasti kyseistä säteilyä emittoiva kohde liikkuu. Mg II -emissionviivan ajatellaan olevan yhteydessä kvasaarin kertymäkiekkoon, jolloin voidaan päätellä kuinka massiivinen musta aukko tarvitaan liikuttamaan kohdetta havaitulla nopeudella.
- Credit: Mortlock et al.
Lyman α -möykyt
Lyman α -möykyt (vihreä läntti yo. kuvassa) ovat suurimpia yksittäisiä kohteita maailmankaikkeudessa, läpimitaltaan usemman galaksin kokoisia. Ne ovat jättiläismäisiä vetykaasupilviä, jotka usein yhdistetään maailmankaikkeuden tiheimpiin alueisiin. Lyman α -möykyt ovat erittäin kirkkaita ja nimensä mukaan ne säteilevät Lyman α -säteilyä, jonka aallonpituus on noin 0.12 μm osuen UVC-säteilyalueelle, joka absorboituu Maan ilmakehään. Havaitut Lyman α -möykyt sijaitsevat kuitenkin hyvin kaukana, joten niiden säteily lähti matkaan kun maailmankaikkeus oli vain muutaman miljardin vuoden ikäinen. Näin ollen säteily on punasiirtynyt pidemmälle aallonpituusalueelle kohti näkyvän valon aallonpituuksia, mikä on kätevää tutkijoiden kannalta, koska tällöin säteily läpäisee Maan ilmakehän ja Lyman α -säteily voidaan ylipäätään havaita. Lyman α -möykkyjen säteilyn syntyperä on kuitenkin ollut arvoitus. Joidenkin möykkyjen läheisyydessä on havaittu kirkkaita ultravioletti- tai infrapunagalakseja, joiden supermassiivisten mustien aukkojen hiukkassuihkut tai tähtiensyntyalueet valaisevat möykkyä saaden sen säteilemään (kts. video alla). Toinen mahdollisuus on, että galakseissa räjähtävien supernovien shokkiaallot kuumentavat kaasua Lyman α -möykyssä. Toisaalta joidenkin Lyman α -möykkyjen läheisyydessä ei näy mitään pilveä kuumentavaa lähdettä, ja tutkijat arvelevat näiden pilvien kuumentuvan, kun niiden kaasu putoaa kohti meille näkymätöntä pimeän aineen keskittymää. Nyt tutkijat ovat kuitenkin päätyneet ensimmäiseen ratkaisuun, ainakin kaikista ensimmäiseksi havaitussa Lyman α -möykyssä nimeltä LAB-1 (Lyman Alpha Blob). Tutkijat havaitsivat LAB-1:stä VLT:llä ja mittasivat sen säteilyn polarisaatiota. Polarisaation avulla voidaan selvittää säteilyn heijastumis- ja siroamishistoriaa. Säteily joka on peräisin suoraan pilvestä tai säteily, joka on vain heijastunut tai sironnut pilvestä muodostaa erilaisen polarisaatiokuvion taivaalle. Samaan tapaan katsottaessa sateenkaarta polaroivilla aurinkolaseilla, voidaan selvittää minkä suuntainen polarisaatio kaaren kussakin pisteessä on. Tutkijat havaitsivat LAB-1:n säteilyn olevan ympyräpolarisoitunut 45 kiloparsekin etäisyydellä pilven keskustasta. Tämä viittaa vahvasti siihen, että LAB-1:stä valaisee pilven sisäpuolella sijaitsevat aktiiviset galaksit, koska vastaavanlaista ympyräpolarisaatiota olisi erittäin vaikeata, ellei mahdotonta, muodostaa mikäli säteilylähteet sijaitsisivat itse pilvessä. Toisaalta pilveä valaisevien galaksien säteily luonnollisesti ympyräpolarisoituu heijastuttuaan tai sirottuaan Lyman α -möykyn neutraalista vedystä (kts. kuva alla). Mielenkiintoinen kysymys seuraakin onko kaikkien Lyman α -möykkyjen säteily ympyräpolarisoitunutta, vai voidaanko pimeän aineen keskittymään putoavan kaasun malli vielä herättää henkiin?
- Credit: nature.com
Kuvapoiminta II: Jättiläismäinen kosminen hymiö
Markarian 739 on 425 miljoonan valovuoden päässä sijaitseva aktiivinen galaksi, jonka keskustassa majailee kaksi supermassiivista mustaa aukkoa. Aktiiviset galaksi tuplaytimellä ovat erittäin harvinaisia ja tähtitieteilijät ovat havainnet niitä tähän mennessä vain muutamia.
- Credit: Sloan Digital Sky Survey
Videopoiminta II
Animaatio spiraaligalaksista, jossa tähtiensyntyalueet ympäri galaksin kiekkoa lähettävät röntgensäteilyä. Lopussa komposiittikuva ultravioletti- ja röntgenalueen havainnoista galaksista NGC 4631.
Poimintoja, osa I
Suomen kesä on lyhyt ja ytimekäs, mutta paljon mielenkiintoista ehti kuitenkin tapahtua tieteen saralla. Tässä muutamia poimintoja mielenkiintoisimmista tiedeuutisista. Jatkoa seuraa…
Antimateriavyöhyke Maan ympärillä
Credit: NASA
Antimateriaa on erittäin hankalaa valmistaa laboratoriossa, sillä päästessään kosketuksiin materian kanssa se tuhoutuu ja muuttuu välittömästi säteilyksi. Ainoa keino sen säilytykseen on pitää antimateriaa kasassa magneettikentän avulla irti sen säilytysastian seinistä. Maailmanennätys antimaterian, tarkemmin antivedyn, säilömisessä onkin vain 15 minuuttia. Tämän lisäksi antimateriaa täytyy synnyttää törmäyttämällä lähes valonnopeudella kulkevia protoneja kohtioon, jolloin törmäystuotteeksi syntyy fantastinen määrä eri hiukkasia, muunmuassa antiprotoneja. Antimateriatutkijan elämä ei siis ole helppoa, koska elämme keskellä erittäin materiapainotteista maailmaa. Maan pinnalta poistuessa materiatiheys putoaa kuitenkin huomattavasti, minkä lisäksi antimateriaa eristäviä magneettikenttiä risteilee avaruudessa siellä sun täällä. Käyttäen PAMELA -instrumenttia tutkijat ovat löytäneet antiprotoneita avaruudesta, joita Maan magneettikenttä pitää otteessaan. Antiprotonit löytyivät tarkemmin ottaen Van Allenin säteilyvyöhykkeen alueesta nimeltä Etelä-Atlantin anomalia, jossa säteilyvyöhyke tulee lähimmäksi Maan pintaa (noin 350-600 kilometriä Maan pinnan yläpuolella). Antiprotonit muodostuvat Maan ympärille osittain samaan tapaan kuin Maan pinnalla laboratoriossakin, kun kosmiset säteet, jotka ovat lähes valonnopeudella kulkevia hiukkasia (mm. alfaytimiä ja protoneita), törmäävät Maan ilmakehän ulko-osiin synnyttäen protoneita ja antiprotoneita. Antiprotonit jäävät kiertämään Maata vangittuina Maan magneettikenttään, kunnes ne tuhoutuvat törmätessään tavalliseen aineeseen, tyypillisesti kuljettuaan keskimäärin kymmenisen tuhatta kilometriä säteilyvyöhykkeessä. Havaittuaan 850 päivää säteilyvyöhykettä, PAMELA rekisteröi kaiken kaikkiaan 28 antiprotonia. Havaittujen antiprotonien määrä ei ehkä kuulosta kovin suurelta, mutta ottaen huomioon, että PAMELA havaitsi luotettavasti vain muutaman antiprotonin, havainnot voidaan ekstrapoloida kattamaan koko havaintoaikana säteilyvyöhykkeessä olevien antiprotonien määrä, joka on kolme kertaluokkaa suurempi kuin tähtienvälisessä avaruudessa. Näin ollen Etelä-Atlannin anomalia on rikkain antiprotonien lähde lähiavaruudessa. Vielä on epäselvää voitaisiinko antiprotoneita käyttää jotenkin hyödyksi, mutta ehkäpä tulevaisuudessa antiainetta voitaisiin kerätä luotaimien polttoaineeksi. Esimerkiksi sadan tonnin hyötykuorman lähettäminen vuoden mittaiselle matkalle Jupiteriin ja takaisin vaatisi ainoastaan alle 10 mikrogrammaa antiainetta.
Raportti antiaineen keräämisestä ja käytöstä
Oliko Maalla joskus kaksi kuuta?
Credit: Jutzi & Asphaug
Vaikka Kuu onkin avaruuden kappaleista meille lähin ja tutuin, sekä ainoa johon ihminen on jalallaan astunut, tutkijat ovat kiistelleet sen syntyperästä yli sata vuotta. Pikkuhiljaa vallalle on asettunut teoria, jonka mukaan Kuu syntyi, kun hypoteettinen protoplaneetta Theia törmäsi Maahan noin 50 miljoonaa vuotta Aurinkokunnan muodostumisen jälkeen. Theian törmäyksen nostattama Maa-aines kasautui vähitellen suuremmiksi kappaleiksi Maan ympärille, jotka loppujen lopuksi muodostivat Kuun. Viitteitä teorian paikkansapitävyydelle on saatu Kuusta tuoduilla näytteillä, joista mitattu hapen isotooppisuhde on lähes identtinen Maasta otettujen näytteiden kanssa. Mutta Kuulla riittää vielä mysteereitä selvitettäviksi. Esimerkiksi Kuun kääntöpuoli, joka osoittaa aina Maasta poispäin on täysin eri näköinen kuin Maahan näkyvä puoli. Meille tutumpi puolisko on tasainen, matala ja merien peitossa, kun taas Kuun kääntöpuoli on vuoristoinen ja täynnä kraatereita. Aikaisemmin tutkijat ovat selittäneet rakenteellisen eron Kuun eri puolien välillä vuorovesivoimilla. Koska Kuu on vuorovesilukkiutunut Maan kanssa, se on voinut aiheuttaa epäsymmetristä vuorovesikuumentumista, konvektiivisiä prosesseja ja merien kristalloitumista kun Kuu oli mahdollisesti vielä sulaa kiveä. Nyt tutkijat ovat kuitenkin ehdottaneet vaihtoehtoista tapaa Kuun puoliskojen erilaisuudelle. Selittääkseen rakenteellisen eron Kuun eri puolien välillä tutkijat simuloivat tilanteen, jossa Theian törmäyksen jälkeen Maan ympärille muodostui hetkellisesti kaksi kuuta. Useamman kuun pitäminen Maata kiertävillä radoilla on kuitenkin hyvin epästabiili järjestelmä, ja ennen pitkää (noin kymmenen tuhannen vuoden aikaskaalalla) se hajoaa. Mikäli toinen kuu, joka simulaation mukaan olisi halkaisijaltaan noin kolmasosa Kuusta, törmäsi hitaasti Kuuhun (eli pikemmin tarttuisi kiinni Kuuhun, kuin mäjäyttäisi sitä tuhannen päreiksi, kts. kuva yllä), se olisi voinut muodostaa samanlaiset erot Kuun pinnanmuodoissa mitä tänä päivänä havaitsemme. Koska pienemmän kuun pinta olisi vanhempaa sen jähmettyessä nopeammin kuiden muodostumisen jälkeen, kyseinen malli ennustaa, että Kuusta pitäisi löytyä eri ikäisiä kivilajeja, joten tätä teoriaa voidaan tulevaisuudessa testata. Kuun syntyperään on odotettavissa lähiaikoina lisää tietoa, kun juuri laukaistu Kuun painovoimakenttää erittäin tarkasti mittaava GRAIL -luotain pääsee perille uudenvuoden aattona.
Kylmin tähti
Credit: NASA/JPL-Caltech/UCLA
Tavallisesti ajattelemme tähtien olevan valtavan kuumia energiapalloja, jotka fuusioimalla atomeja niiden ytimien miljoonien asteiden lämpötiloissa säteilevät energiaa ympäröivään avaruuteen. Mutta avaruus on myös täynnä tähtiä, jotka ovat ovat kylmempiä kuin keskiverto pitsauuni. Nämä nk. ruskeat kääpiöt ovat tähtiä, jotka ovat massiivisempia kuin suurimmat kaasuplaneetat, mutta eivät tarpeeksi massiivisia ollakseen täysivertoisia tähtiä. Jotta tähti pystyy fuusioimaan vetyä heliumiksi sen täytyy painaa vähintään noin 75 Jupiterin massan verran. Mikäli tähti painaa vähemmän, sen painovoima ei riitä luomaan tarpeeksi hikisiä olosuhteita tähden keskustaan, jotta vety-ytimien välinen vahva voima ylittyisi ja vedyn fuusioituminen heliumiksi pääsisi käyntiin. Fuusion sijasta tähden keskustaan syntyy painovoimaa vastustava kvanttimekaaninen paine elektronien välille. Tämä tasapainotila säilyy koko tähden loppu elämän, joten tähti hiljalleen himmenee ja jäähtyy kohti tausta-avaruuden lämpötilaa. Massiivisimmat ruskeat kääpiöt voivat syntyessään fuusioida deuteriumia ja litiumia ytimissään, mutta ne jäähtyvät suhteellisen nopeasti ja fuusio loppuu viimeistään miljardin vuoden kuluttua tähden syntymästä. Alle 13 Jupiterin massan ruskeat kääpiöt eivät ole tarpeeksi massiivisia edes fuusioimaan deuteriumia tai litiumia, ja yleisesti ottaen tätä rajaa pidetäänkin erottamaan ruskeat kääpiöt kaasuplaneetoista. Nyt tähtitieteilijät ovat löytäneet kylmimmän ruskean kääpiön (WISE 1541-2250), jonka pintalämpötila on vaivaiset 25 astetta. Tähti sijaitsee noin yhdeksän valovuoden päässä Maasta tehden siitä tähän mennessä seitsemänneksi lähimmän tähden. WISE 1541-2250 havaittiin nimensä mukaan NASA:n WISE -infrapunasatelliitilla, jonka herkät instrumentit pystyivät havaitsemaan tähdestä tulevan heikon infrapunasäteilyn (300 Kelvinin mustan kappaleen säteilyn maksimi osuu juuri infrapuna-alueelle). Varmistaakseen uuden löytönsä olevan ruskea kääpiö, tutkijat havaitsivat tähden spektriä Magellan -teleskoopilla, josta he löysivät veden ja metaanin absorptioviivoja — merkkejä ruskean kääpiön kaasukehästä. Uusi löytö osoittaa, että lähiavaruudessa voi majailla täysin uusi tähtipopulaatio, jota emme ole aikaisemmin vain huomanneet johtuen niiden kylmästä ja heikosta säteilystä. On hyvin mahdollista, että joku päivä havaitsemme tähden joka osoittautuu sijaitsevan lähempänä meitä kuin lähin tähti Proxima Centauri.
Kuvapoiminta I:
HiRISE -kameran ottama kuva maanalaisesta luolasta Marsin pinnalla. Luola on todennäköisesti laavatunneli − jäänne Marsin tuliperäisestä menneisyydestä. Jostain tuntemattomasta syystä Marsin pinta on romahtanut laavatunnelin päältä muodostaen noin 35 metriä leveän ja 20 metriä syvän aukon luolaan ja sen ympärille pienehkön kraaterin luoden vastustamattoman mysteerisen vaikutelman.
Credit: NASA/JPL/University of Arizona
Videopoiminta I:
Kiehtovaa magneettisen nesteen liikehdintää saippuakylvyssä.
Supermassiiviset mustat aukot: elämä, maailmankaikkeus – ja kaikki
On aika rikkoa blogin bittihiljaisuus pitkästä aikaa runsaan matkustelun jälkeen. Edellämainittu sisälsi visiitin mm. Amerikan tähtitieteellisen seuran (American Astronomical Society) tapaamiseen Bostonissa, Massachusettsissa. Tapaamisen yhdeksi kohokohdista nousi Ryan C. Hickoxin esitelmä What Drives the Growth of Black Holes? Esitelmän pohjalta olen koonnut alle artikkelin supermassiivisten mustien aukkojen elämästä ja niiden vaikutuksesta ympäristöönsä (kuvat on myös muokattu kyseisestä esitelmästä).
Mustia aukkoja on kaikkialla
Ensikuulemalta mustat aukot vaikuttavat varsin eksoottisilta kohteilta, universumin oikuilta tai suhteellisuusteorian erikoistapauksilta, mutta todellisuudessa ne ovat hyvin yleisiä maailmankaikkeudessamme. Supermassiivisia (yli miljoonan Auringon massaisia) mustia aukkoja majailee lähes kaikkien massiivisten galaksien ytimissä mukaan lukien oma Linnunratamme. Vaikka mustien aukkojen ymmärtämiseen tarvitaan yleistä suhteellisuusteoriaa, niiden olemassaolo voidaan vakuuttavasti todistaa käyttämällä vain Newtonin painovoimateoriaa. Seuraamalla Linnunradan keskustan tähtien liikkeitä niiden kiertäessä ympäri meille näkymätöntä kappaletta, ja käyttämällä Keplerin kolmatta liikeyhtälöä (johdettavissa Newtonin painovoimalaista), voimme johtaa kyseisen näkymättömän kappaleen massaksi noin neljä miljoonaa Auringon massaa. Jotta vakuuttuisit varmasti supermassiivisten mustien aukkojen olemassaolosta, oikeaa suuruusluokkaa olevan arvion voi laskea helposti ao. videon avulla. Videossa on esitetty tähtien liike ja erityisesti tähden S2 liike Linnunradan keskustan näkymättömän kappaleen ympäri. Karkeasti katsoen videosta saamme tähden S2 kiertoajaksi P noin 15 vuotta (4.73⨯108 s) ja ellipsin isoakselin a pituudeksi noin 5 valopäivää (1.30⨯1014 m). Syöttämällä nämä arvot Keplerin kolmanteen liikeyhtälöön P²=4πa³/MG ja käyttämällä gravitaatiovakion arvoa G=6.67⨯1011 Nm²/kg² saamme massalle arvon M = 4π²a³/P²G ≈ 1.85⨯1036 kg, mikä vastaa vajaata miljoonaa Auringon massaa. Niinpä on erittäin hankalaa keksiä yhtä yksinkertaista ratkaisua kohteelle, joka sijaitsee keskellä Linnunrataa alueella, jonka läpimitta on korkeintaan kolmanneksen Maan ja Auringon välimatkasta, joka painaa yli miljoona Auringon massaa, ja joka ei säteile näkyvän valon aallonpituudella* kuin supermassiivinen musta aukko.
* ollen siis ”musta”, mutta esimerkiksi radioaallonpituuksilla kyseessä on erittäin kirkas kohde, johtuen mustan aukon navoilta linkoutuvien hiukkassuihkujen radiosäteilystä, kts. seuraava kappale.
Supermassiiviset mustat aukot ovat yksi universumin kirkkaimmista kohteista
Intuitiivisesti ajateltuna mustien aukkojen tutkiminen on mahdotonta. Miten kohdetta joka on musta ja jonka painovoima on niin suuri, että edes valo ei pääse sieltä karkuun voidaan ylipäätään tutkia? Vastaus on tietysti jo edellisessä kappaleessakin käsitellyt toissijaiset vaikutukset. Mustan aukon painovoima (tai suhteellisuusteoreettisesti sanottuna sen kaareuttama aika-avaruus) muuttaa lähiavaruuden tähtien ratoja, joita seuraamalla pääsemme käsiksi mustan aukon massaan. Mikäli tähti kulkee tarpeeksi läheltä mustaa aukkoa, se voi hajota kappaleiksi ja tähtiaines (tai plasma) alkaa hiljalleen vajota kohti väistämätöntä kohtaamista mustan aukon kanssa. Vasta aivan viime aikoina tutkijat ovat päässeet todistamaan reaaliajassa tähden ja mustan aukon kohtaamista (kts. Tiedeviikko 14+15/11: Supermassiivisen mustan aukon lounas). Mustat aukot eivät ole turhan tarkkoja siitä mitä ne suuhunsa laittavat. Tähtien lisäksi mustiin aukkoihin putoaa runsaasti lähiavaruuden kaasua ja pölyä. Ennen aukkoon putoamista kaasu, pöly tai tähtiaines ehtivät kuumeta kitkan ja magneettisten vuorovaikutusten ansiosta kymmeniin tuhansiin asteisiin*, jolloin plasma säteilee ultraviolettisäteilyä. Mustat aukot kasvavat siis jatkuvasti olettaen, että materiaa on kokoajan saatavilla, mutta samalla mustaan aukkoon putoava materia säteilee valtavan määrän energiaa. Karkeasti arvioituna säteilyn energia tai luminositeetti L (säteilyenergia per aikayksikkö) on materian muuttumista energiaksi jossakin aikayksikössä m’ (Einsteinin E=mc² mukaisesti) jollakin hyötysuhteella ε, eli L = εm’c². Esimerkiksi aineen kohdatessa antiainetta ε=1 (kaikki aine muuttuu energiaksi) ja vastaavasti tähtien fuusion hyötysuhde on ε=0.007. Mustien aukkojen ympärillä olevan plasman hyötysuhde on noin ε=0.1, eli mustat aukot ovat erittäin tehokkaita muuttamaan ainetta energiaksi (tämä siis olettaen, että mustien aukkojen ympärillä on tarjolla materiaa, joka voi ylipäätään pudota mustaan aukkoon). Tästä syystä ne ovat yksiä kirkkaimmista kohteista maailmankaikkeudessa ja näemmekin supermassiivisia mustia aukkoja aina näkyvän maailmankaikkeuden reunalle saakka. Yo. luminositeetin kaavasta nähdään, että mitä enemmän ainetta aikayksikköä kohden putoaa kohti mustaa aukkoa sitä suuremmaksi sen luminositeetti kasvaa ja näin ollen sitä kirkkaammaksi näemme mustan aukon tulevan. Tästä voisi vetää johtopäätöksen, että mustien aukkojen ympärillä olevan aineen säteily voisi kasvaa mielivaltaisen suureksi. Tässä tapauksessa raja tulee kuitenkin vastaan, kun aineen säteilypaine kasvaa niin suureksi, että se estää materian putoamisen kokonaan kohti mustaa aukkoa. Kun aineen putoaminen mustaan aukkoon vähenee, luminositeetti ja vastaavasti säteilypaine vähenee, jolloin mustan aukon painovoima alkaa taas voittaa säteilypaineen ja materiaa alkaa jälleen putoamaan kohti mustaa aukkoa. Sama sykli toistuu aina uudelleen ja uudelleen niin kauan kuin materiaa mustan aukon ympärillä riittää. Tämä painovoiman ja säteilypaineen välinen tasapainoilu johtaa mustan aukon ympärillä olevan materian säteilyn vaihteluun ja jaksoihin, jolloin säteily on vähäistä ja vastaavasti jaksoihin jolloin se on suurempaa. Kyseinen raja, jolloin säteilypaine ja painovoima ovat yhtäsuuret on sen verran tärkeä astrofysiikassa, että sille on annettu nimi sen keksijän mukaan: Eddingtonin raja, ja sen arvo on LEdd = 1038 erg s-1 kertaa mustan aukon massa Auringon massoina mitattuna. Eli miljoonan Auringon massaisen mustan aukon Eddingtonin raja on LEdd = 1046 erg s-1. Yo. kaavasta voidaan siis huomata, että mitä massiivisempi musta aukko sitä suurempi on Eddingtonin raja ja näin ollen sitä nopeammin musta aukko voi kasvaa. Verratessa havaintoihin tutkijat ovat huomanneet, että nopeasti kasvavat massiiviset mustat aukot ovat harvinaisia lähiavaruudessa, jossa on enimmäkseen hitaammin kasvavia (siis niiden säteily on heikompaa) supermassiivisia mustia aukkoja. Jos lähiavaruuden mustien aukkojen nykyinen kasvunopeus summataan yli maailmankaikkeuden iän, ei päästä lähellekään niiden havainnoista mitattua massaa, joten näiden supermassiivisten mustien aukkojen on täytynyt kasvaa nopeammin jossain maailmankaikkeuden varhaisemmassa vaiheessa.
* Kymmeniin tuhansiin asteisiin supermassiivisten mustien aukkojen tapauksessa. Jos kyse on muutaman Auringon massaisesta mustasta aukosta, jonka tapahtumahorisontti on huomattavasti pienempi, plasma lähellä horisonttia kuumenee miljooniin asteisiin säteillen röntgensäteilyä
Mustien aukkojen vaikutus emogalaksiin ja suuren mittakaavan rakenteisiin
Kun nyt olemme päässeet tilanteeseen, jossa supermassiivisten mustien aukkojen olemassaolo on perusteltu, ja se kuinka paljon energiaa vapautuu materian matkatessa kertymäkiekossa kohti mustaa aukkoa, voimme kysyä mitä tuolle energialle sitten tapahtuu? Samoin olemme raapaisseet hieman pintaa kuinka supermassiiviset mustat aukot kasvavat, mutta kuinka mustien aukkojen kasvu on kytköksissä emogalakseihin ja suuren mittakaavan rakenteisiin? Ja viimeiseksi kuinka massiiviset mustat aukot kasvoivat nopeasti jossain maailmankaikkeuden varhaisemmassa vaiheessa? Palataanpa hetkeksi takaisin Eddingtoniin rajaan, ja määritetään uusi suure, Eddingtonin suhde, joka on mustaan aukkoon putoava aineen luminositeetti jaettuna Eddingtonin rajalla (L/LEdd). Kun supermassiivisen mustan aukon ympärillä olevan aineen luminositeetti lähenee Eddingtonin rajaa, Eddingtonin suhde lähenee ykköstä ja vastaavasti kun luminositeetti pienenee Eddingtonin suhde lähenee nollaa. Kun Eddingtonin suhde on lähellä ykköstä, plasma työntyy lähelle mustan aukon tapahtumahorisonttia, kuumenee huomattavasti, säteilee paljon, mikä tuottaa suuren säteilypaineen ja puhaltaa ainetta pois mustan aukon lähettyviltä hiukkastuulen muodossa. Matalemmilla Eddingtonin suhteen arvoilla, säteilypaine on paljon pienempi, mutta tällöin supermassiivisen mustan aukon navoilta havaitaan kaksi toisiaan vastakkain olevaa hiukkassuihkua. Hiukkassuihkujen syntymekanismi ei ole tutkijoille vielä täysin selvä, mutta havainnot mustista aukoista osoittavat, että niitä esiintyy lähes aina mustien aukkojen ympärillä aina kun säteilypaine ei ole liian suuri. Toisin kuin voimakas säteily, hiukkassuihkujen energia on mekaanista ja törmätessään galaksienväliseen aineeseen ne luovuttavat sille huomattavasti enemmän energiaa kuin säteilypaine. Näin ollen hiukkassuihkut muokkaavat ympäristöään voimakkaasti. Esimerkiksi miljardin Auringon massaisen mustan aukon navoilta sinkoutuva hiukkassuihku omaa kaksikymmentä kertaa suuremman energian kuin kymmenen tuhatta kertaa massiivisemman mustan aukon ympärillä olevan kertymäkiekon säteilyenergia (kts. hiukkassuihkujen vaikutuksia ympäristöönsä esim. Tiedeviikko 44/10: Hannyn Voorwerp ja kvasaarin kaiku, tai Tiedeviikko 32+33/10: Kosminen tulivuori).
Karkeasti ottaen galakseja on kahden tyyppisiä: punaisia, pallomaisia, massiivisia, vain vähän tähtiensyntyalueita sisältäviä galakseja ja sinisiä, kiekkomaisia, vähemmän massiivisia sekä paljon tähtiensyntyaluieta sisältäviä galakseja. Nämä galaksit jakautuvat maailmankaikkeuteen enimmäkseen myös siten, että punaiset, massiiviset galaksit sijaitsevat paikoissa, joihin pimeää ainetta on kasaantunut paljon ja vastaavasti siniset galaksit paikoissa, joissa pimeää ainetta on vähemmän.
Galaksien evoluutiossa tämä tarkoittaa, että massiiviset galaksit syntyvät minne syntyvät, niiden supermassiivisiin mustiin aukkoihin tippuu runsaasti materiaa eli kertymäkiekon Eddingtonin suhde on lähellä ykköstä, ja tähtiensyntyalueet ovat aktiivisia. Galaksien ikääntyessä säteilypaineen vaikutus galaksiin puhaltaa ainetta pois galaksin keskustasta, jolloin supermassiiviselle mustalle aukolle on tarjolla vähemmän materiaa, Eddingtonin suhde vähenee ja hiukkassuihkut alkavat toimia syytäen mekaanista energiaa emogalaksiin häiriten tähtiensyntyprosessia. Samalla galaksit vajoavat hiljalleen kohti suuremman painovoiman alueita, joissa on enemmän pimeää ainetta. Tämä galaksien evoluutio pystytään myös havaitsemaan, koska eri elämänvaiheessa olevat galaksit säteilevät eri aallonpituuksilla. Nuoret, paljon tähtiensyntyalueita omaavat galaksit havaitaan infrapuna-alueella (tähdistä säteilevä valo), kun taas vanhat galaksit havaitaan radioaalueella (hiukkassuihkuista tuleva säteily).
Valon äärellisen nopeuden ansiosta mitä kauemmaksi katsomme sitä varhaisemman maailmankaikkeuden vaiheen näemme. Havaintojen mukaan näyttäisi siltä, että varhaisemmassa maailmankaikkeudessa galaksit olivat enimmäkseen sinisiä ja vastaavasti tullessa lähemmäksi nykypäivää ne ovat enenevissä määrin punaisia. Galaksien elämä ei kuitenkaan ole ihan näin yksinkertaista vaan jotain kummaa tapahtuu niille näiden kahden vaiheen välissä: massiivisten galaksien havaitaan säteilevän röntgensäteilyä. Eikä aivan vähäpätöisiä määriä vaan niin paljon, että ne ovat yksiä kirkkaimmista maailmankaikkeuden kohteista: kvasaareja. Jotta galaksit yltävät näin kirkkaiksi niiden täytyy syytää materiaa hyvin nopeasti supermassiiviseen mustaan aukkoon. Niin paljon, että kyseessä täytyy olla jokin dramaattinen luhistuminen. Hyvä esimerkki tällaisesta voisi olla kahden galaksin törmäys, jolloin huomattavia määriä ainetta syöksyy kohti mustaa aukkoa. Ao. kuva esittää simulaatiota kahden kiekkogalaksin törmäyksestä toisiinsa, ja kuinka törmäys vaikuttaa galaksien tähtiensyntynopeuteen ja materian kertymiseen mustaan aukkoon.
Törmäyksen johdosta galaksien pöly- ja kaasuvarastot järjestäytyvät uudelleen ja galaksien ytimissä sijaitsevat supermassiiviset mustat aukot yhdistyvät yhdeksi isoksi mustaksi aukoksi. Galaksiin syntyy nopeasti uusia tähtiä pöly- ja kaasutihentymistä, ja tällöin puhutaan ns. tähtiryöppygalakseista (haaleanpunainen palkki yo. kuvassa). Materiaa on myös tarjolla uudelle mustalle aukolle, joka kasvaa nopeasti ja sen Eddingtonin suhde kasvaa kohti ykköstä. Jossain vaiheessa mustan aukon säteilypaine sammuttaa tähtiensyntyprosessin ja galaksista tulee kenties nk. himmeä kvasaari (punainen palkki yo. kuvassa). Eddingtonin suhteen saavuttaessa maksiminsa, säteilypaine puhaltaa materiaa mustan aukon lähettyviltä pois ja Eddingtonin suhde pienenee sallien samalla hiukkassuihkujen syntymisen, jolloin näemme galaksin kirkkaana kvasaarina. Niinpä massiivisten galaksien evoluutio voidaankin summata seuraavasti:
Supermassiiviset mustat aukot ovat siis tiukasti kytköksissä emogalaksiinsa ja säätelevät galaksin elämänvaiheita. Loppujen lopuksi supermassiiviset mustat aukot säätelevät myös galaksissa mahdollisesti vallitsevan elämän kohtaloa, tehden olosuhteet elämälle mahdottomaksi tai ainakin erittäin epätodennäköiseksi kun säteilypaine on suurimmillaan. Sama kohtalo on tiedossa myös Linnunradallekin kun Andromedan galaksi törmää Linnunrataan noin kolmen miljardin vuoden kuluttua.
Tiedeviikko 14+15/11
Supermassiivisen mustan aukon lounas
- Credit: NASA/CXC/M.Weiss
28. päivä maaliskuuta Swift -röntgensatelliitin Burst Alert Telescope -ilmaisin havaitsi voimakkaan röntgenpurkauksen, mikä alkuun näytti aivan tavalliselta gammasädepurkauksen jälkihehkulta, ja sille annettiinkin nimi GRB 110328A. Gammasädepurkaus syntyy, kun hyvin massiivinen tähti luhistuu mustaksi aukoksi, tai kun kaksi toisiaan kiertävää neutronitähteä törmää toisiinsa muodostaen mustan aukon. Tähden nopea luhistuminen tai neutronitähtien törmäys aiheuttaa äärimmäisen energeettisen räjähdyksen, joka lähettää gammasäteitä kahdessa toisiaan vastakkaisessa hiukkassuihkussa. Gammasädepurkauksen kesto on hyvin lyhyt, vaihdellen muutamista sekunneista minuutteihin, mutta purkauksen energia vastaa Auringon koko elinkaarensa aikana syntyvän säteilyn energian määrää. Hiukkassuihkujen törmätessä tähtienväliseen aineeseen, ne hidastuvat ja säteilevät yhä pidemmillä aallonpituuksilla röntgensäteistä radioaaltoihin asti. Tämä jälkihehku kestää yleensä päiviä, jopa viikkoja gammasädepurkauksen jälkeen. GRB 110328A osoittautui kuitenkin nopeasti aivan erilaiseksi gammasädepurkaukseksi, sillä vielä viikon jälkeen Swift havaitsi kohteesta vuorotelleen kirkastuvaa ja himmenevää säteilyä (kts. kuva alla).
- Credit: NASA/Swift/Penn State/J. Kennea
Tähtitieteilijät eivät olleet koskaan havainneet yhtä kirkasta ja pitkään säteilevää kohdetta. Lisähavainnot Hubble -avaruusteleskoopilla ja Chandra -röntgenteleskoopilla osoittivat, että GRB 110328A sijaitsee 3.8 miljardin valovuoden päässä olevan galaksin keskellä. Niinpä on hyvin todennäköistä, että gammasädepurkaus on kytköksissä galaksin keskustassa sijaitsevaan supermassiiviseen mustaan aukkoon. Supermassiiviset mustat aukot ovat miljoonien tai miljardien Auringon massan painoisia mustia aukkoja, joiden ajatellaan sijaitsevan jokaisen massiivisen galaksin (kuten Linnunradan) keskustassa. Tutkijat ajattelevatkin, että kyseinen gammasädepurkaus johtui yhden galaksin tähden ajautumisesta liian lähelle mustaa aukkoa, jolloin supermassiivisen mustan aukon aiheuttamat vuorovesivoimat repivät tähden kappaleiksi (kts. kuva yllä). Irtonainen tähtiaines kerääntyi supermassiivisen mustan aukon ympärille muodostaen ns. kertymäkiekon, josta materia lähellä mustaa aukkoa linkoutuu ulospäin voimakkaan magneettikentän avustuksella mustan aukon navoilta kahdessa toisiaan vastakkain olevissa hiukkassuihkuissa, samaan tapaan kuin varsinaisissa gammasädepurkauksissa. Kertymäkiekossa sijaitseva materia ei kuitenkaan kerralla putoa mustaan aukkoon tai linkoudu hiukkassuihkuihin, vaan se ruokkii mustaa aukkoa ja hiukkassuihkuja pikku hiljaa, aiheuttaen havaitunlaisen pitkäikäisen ja kirkkaudeltaan vaihtelevan purkauksen. GRB 110328A on kuitenkin niin kirkas, että yllä mainittu skenaario pätee ainoastaan mikäli Maa sijaitsee suoraan kohti yhtä hiukkassuihkua, jolloin suhteellisuusteorian mukaan säteily näennäisesti voimistuu. Maa sijaitsee kuitenkin niin kaukana tästä kohteesta, joten hiukkassuihkujen säteily ei aiheuta meille minkäänlaista vaaraa. Päinvastoin meillä on mahdollisuus ihastella yhtä maailmankaikkeuden ihmettä aitiopaikalla.
Pioneer-anomalia
- Credit: NASA
Käsi pystyyn kuka muistaa vielä Pioneer-anomalian? Kyseessä on yksi viime vuosikymmenen suurimmista ratkaisemattomista kysymyksistä astrofysiikassa. Ongelma on siis seuraavanlainen. Pioneer 10 ja 11 luotaimet laukaistiin 1970-luvun alkupuolella kohti Jupiteria ja Saturnusta. Saavutettuaan kohteensa luotaimet jatkoivat matkaansa pois Aurinkokunnasta, niiden nopeuden kuitenkin hidastuen pikku hiljaa Auringon vetovoiman vaikutuksesta. Mutta tarkat mittaukset osoittivat, että luotaimet hidastuivat enemmän kuin niiden olisi pitänyt, aivan kuin joku näkymätön voima vetäisi niitä kohti Aurinkoa. Vähennettyään Auringon ja planeettojen painovoimakentistä aiheutuvat häiriöt, hidastuvuudeksi jäi vielä jäljelle minimaalinen (8.74±1.33)*10^-10 m/s². Kyseessä on kuitenkin todellinen, mitattava vaikutus, joten kysymys kuuluukin mistä se on peräisin. Tutkijat ajattelivat ensimmäiseksi, että avaruusaluksen lämpösäteily aiheuttaisi ylimääräisen hidastuvuuden, mutta loppujen lopuksi päätyivät selittämään vain 67% hidastuvuudesta. Selittämätön voima räjäytti fysiikan uusien lakien teorioiden pankin ja hidastuvuutta on selitetty mm. Auringon painovoiman olevan voimakkaampi suurilla etäisyyksillä (nk. modifioitu newtonilainen dynamiikka). Nyt tutkijat ovat toistaneet alkuperäisen luotaimen lämpösäteilylaskun. Alkuperäinen tutkimus vain arvioi karkeasti vaikutuksen luotaimen lämpösäteilyn heijastumisesta sen rakenteista, mutta uudessa tutkimuksessa tutkijat mallinsivat tietokoneella, kuinka luotaimen lämpösäteily tarkkaan ottaen heijastuu ja mihin suuntaan se jatkaa matkaansa. Mallinnus perustui 1970-luvulla, eli osuvasti Pioneer-luotaimien aikakautena kehitettyyn tekniikkaan nimeltään Phong-varjostus, jota nykyään käytetään yleisesti renderointiohjelmissa mallintamaan heijastuksia kolmiulotteisista kappaleista. Tutkimuksessa saatiin selville, että lämpösäteily päätarvikesäiliön takaseinästä osuu luotaimen antenniin ja kimpoaa siitä takaisin. Koska antenni osoittaa kohti Maata ja näin ollen myös kohti Aurinkoa, heijastuksien aiheuttama säteily lisää luotaimen hidastuvuutta juuri tarvittavan määrän, jotta anomalia häviää. Näyttäisi vahvasti siltä, että uusia fysiikan lakeja ei tarvittaisikaan tämän ilmiön selittämiseksi.
Uusi hiukkanen, uusi voima?
Tieteen eturintamalla signaalin erottaminen kohinasta on erittäin vaikeaa, kuten käy ilmi tästäkin tuloksesta, jonka juuri lopettamaisillaan oleva hiukkaskiihdytin Tevatron on löytänyt. Toisin kuin LHC:ssä, joka törmäyttää vastakkain kahta protonisuihkua, Tevatronissa on protoni ja antiprotonisuihkut. Nyt Tevatronin aineistosta on löytynyt viitteitä täysin uudesta hiukkasesta törmäyksissä, jotka tuottavat W- ja Z-bosoneita, eli heikon vuorovaikutuksen välittäjähiukkasia. WZ-pareja syntyy törmäyksissä satunnaisesti ja ne eivät ole kovinkaan pitkäikäisiä, vaan hajoavat nopeasti stabiileimmiksi hiukkasiksi, jotka selviävät hiukkaskiihdyttimen ilmaisimille asti. Havaitsemalla törmäyksen hajoamistuotteita, pystytään niiden alkuperä jäljittämään. Summaamalla hajoamistuotteiden energiat yhteen saadaan selville, minkä hiukkasen hajoamisesta ne ovat peräisin ja kuinka paljon tuo kyseinen hiukkanen painaa. Valitsemalla havainnot sopivia kriteerejä käyttäen tutkijat pystyivät poimimaan sellaiset reaktiot, joissa W/Z-bosoneita oletettavasti syntyy, laskea niiden energian ja verrata sitä tunnettuun W/Z-bosonin energiaan. Tutkijoiden täytyi ottaa myös huomioon muita prosesseja, joiden hajoamistuotteet näyttävät samanlaisilta, esimerkiksi huippu-kvarkin hajoaminen. Loppujen lopuksi tutkijat päätyivät tähän:
- Credit: Fermilab
Vasen kuvaaja näyttää, kuinka havaitut hajoamisreaktiot jakautuvat eri hiukkasille. Väritetyt alueet vastaavat kunkin hajoamistuotteen teoreettisesti laskettua mallia. Kuitenkin näyttäisi siltä, että malli ei aivan sopisi havaintoihin 120-160 GeV/c² (hieman hassu massan yksikkö, mutta käytännöllinen hiukkasten parissa työskenteleville, 1 GeV/c² ≈ 1.78*10^-27 kg) alueella. Tämä ylijäämä erottuu paremmin kun aineistosta vähennetään kaikki muu paitsi W/W- ja W/Z-bosoniparien aiheuttama piikki noin 80 GeV/c² kohdalla, eli juuri siellä missä sen teorian mukaan pitäisikin olla. Samanlainen piikki on kuitenkin havaittavissa 144 GeV/c² ympärillä, missä nykyteorian mukaan ei pitäisi sijaita mitään hiukkasta. Sen ei myöskään pitäisi olla Higgsin hiukkanen, vaan kyseessä olisi täysin tieteelle uusi hiukkanen. Mutta kuinka merkittävä tämä tulos on? Tiukkojen testien jälkeen, tutkijat päätyivät tulokseen, että todennäköisyys havaita mittauskohinasta samanlainen piikki on 0.00076, vastaten 3.2 sigman (keskihajonnan) merkitsevyyttä. Kun signaali ylittää tieteessä kolme sigmaa, tutkijat alkavat innostua asiasta, mutta se ei vielä tarkoita, että kyseessä olisi todellinen signaali. Niinpä lisäaineisto olisi tässäkin tapauksessa paikallaan, jota varmasti saadaan piakkoin LHC:n syövereistä.
Viikon video
50-vuotta sitten ihmiskunta muuttui avaruusmatkailevaksi sivilisaatioksi.
uniVersI/O 