Lectio

Jätä kommentti

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…

 

---

Tiedekatsaus 1/12

Comments (2)

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.

Lehdistötiedote

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.

ESO:n lehdistötiedote

Tieteellinen artikkeli

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)

Lehdistötiedote

Tieteellinen artikkeli

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)

---

Poimintoja, osa II

Comments (1)

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.

Tieteellinen artikkeli

ESO:n lehdistötiedote

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

Tieteellinen artikkeli

ESO:n lehdistötiedote

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

Jätä kommentti

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.

Tieteellinen artikkeli

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.

Tieteellinen artikkeli

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

Jätä kommentti

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 L_Edd = 10³⁸ erg s^-1 kertaa mustan aukon massa Auringon massoina mitattuna. Eli miljoonan Auringon massaisen mustan aukon Eddingtonin raja on L_Edd = 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/L_Edd). 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

Comments (1)

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.

NASA:n lehdistötiedote

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.

Tieteellinen artikkeli 

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.

Tieteellinen artikkeli

Viikon video

50-vuotta sitten ihmiskunta muuttui avaruusmatkailevaksi sivilisaatioksi.

---

Tiedeviikko 12+13/11

Comments (1)

Kuten olette varmaan huomanneet, blogia on viime aikoina päivitetty harvakseltaan. Tämä johtuu siitä, että minulla on tällä hetkellä kädet täynnä töitä väitöskirjan parissa, ja todennäköisesti tämä trendi jatkuu vielä tulevaisuudessakin. Toivon mukaan tiedeuutiset maistuvat vielä, vaikka niitä tuleekin tänne hieman hitaammalla tahdilla.

Asteroidien louhinta ja Maan ulkopuolinen älyllinen elämä

Maan ulkopuolisen älyllisen elämän etsiminen on yksi tieteen mielenkiintoisimmista kysymyksistä, mutta menetelmät sen toteuttamiseen ovat toistaiseksi lähes olemattomat. Tähän mennessä ainoa keino on ollut etsiä keinotekoisia radiosignaaleja lähimmistä tähtijärjestelmistä, mutta 50 vuoden ahkeran havaitsemisen jälkeen olemme vieläkin tyhjin käsin. Uusien eksoplaneettahavaintojen myötä Maan ulkopuolisen elämän etsiminen on kuitenkin saanut lisää potkua, erityisesti eksoplaneettojen kaasukehien havaitsemisen ansiosta. Mikäli havaitsemme planeetan kaasukehän koostumuksen olevan erilainen kuin pelkkä planetaarinen kemia antaisi olettaa, sisältäen etenkin runsaasti jotain biogeenistä kaasua, esim. happea, elämän esiintyminen planeetan pinnalla on tällöin todennäköistä (kts. lisää täältä). Tutkijat ovat ehdottaneet myös muita tapoja, joilla vieraan sivilisaation olemassaolo saataisiin selville, esimerkiksi hieman villimpi idea on havaita teknologisesti meitä kehittyneempien sivilisaatioiden tähtien kutittamista. Nyt tutkijat ovat ehdottaneet, että älykkään sivilisaation laajamittainen asteroidien louhinta olisi havaittavissa sivilisaation asuttaman tähtijärjestelmän pölykiekossa. Tähtien ympärillä olevat pölykiekot koostuvat nimensä mukaisesti pölystä sekä suuremmista kappaleista läpimitaltaan aina satoihin kilometreihin saakka. Pölykiekkoa hallitsee tähden painovoiman ja säteilypaineen välinen tasapaino. Siinä missä säteilypaine puhaltaa pienimmät hiukkaset pois tähtijärjestelmästä, suurempien kappaleiden törmäykset synnyttävät niitä lisää. Tasapainotilassa hiukkasten kokojakauma pölykiekossa seuraa potenssilakia. Miksi asteroidien louhinta sitten kiinnostaisi avaruusmatkailevaa sivilisaatiota? Jos kyseessä on teknologisesti meitä edellä oleva sivilisaatio, on todennäköistä, että se on elänyt meitä pidempään kotiplaneetallaan ja käyttänyt loppuun planeetan saatavilla olevat mineraalit. Tutkijat arvelevat myös ihmiskunnan siirtyvän ennen pitkää asteroidien louhintaan mineraalien huvetessa olemattomiin Maassa, kunhan se on ensin ekonomisesti järkevää. Laajamittainen asteroidien louhinta vaikuttaisi pölykiekkoon kolmella eri tavalla. Ensimmäiseksi pölykiekon kemiallinen koostumus muuttuisi, koska louhinta poistaisi suuria määriä louhittavia aineita pölykiekosta. Verrattaessa pölykiekon kemiallista koostumusta tähden kemialliseen koostumukseen (joiden pitäisi olla suurin piirtein samat, koska tähti sekä sitä ympäröivä pölykiekko ovat muodostuneet samasta kaasu- ja pölypilvestä) voidaan havaita mahdollisesta louhinnasta aiheutuvat erot näiden välillä. Toiseksi pölykiekon kappaleiden kokojakauma ei noudattaisi enää tähden painovoiman ja säteilypaineen tasapainon aiheuttamaa potenssilakia louhinnan vähentäessä suurten kappaleiden ja lisätessä pienten kappaleiden määrää pölykiekossa. Kolmanneksi louhinta muuttaisi pölykiekon lämpöjakaumaa, koska asteroidien poraaminen ja kaivaminen synnyttäisi kuumaa pölyä, joka kuitenkin nopeasti jäähtyisi avaruudessa minuuttien aikaskaalassa. Niinpä tietyllä aallonpituudella voisi havaita säteilyvaihteluita, jotka olisivat verrattavissa kuuman porauspölyn jäähtymisen aikaskaalaan. Olisiko asteroidien louhimista siis mahdollista havaita nykyteknologialla? Tutkijat päätyvät artikkelissaan tulokseen, että ainoastaan jos louhinta on mittakaavaltaan teollisuusluokkaa, se voisi aiheuttaa havaittavia muutoksia tähden pölykiekkoon. Mikäli epäilyttävän näköisiä pölykiekkoja havaittaisiin, yllämainitut kohdat eivät vielä kuitenkaan yksin riittäisi vieraan sivilisaation olemassaolon todistamiseen, mutta ne antaisivat astrobiologeille mahdollisia tähtijärjestelmäkandidaatteja lisätutkimuksia varten.

Tieteellinen artikkeli

Universumin pimeä virtaus

Credit: universe-review.ca

Universumin pimeä virtaus on teoria, jonka mukaan näkyvään maailmankaikkeuteemme vaikuttaa jokin voima sen ulkopuolelta, jota emme voi itse suoraan havaita, mutta jonka toissijaisia vaikutuksia näemme galaksijoukkojen poikkeavana liikkeenä. Yleensä ottaen galaksit loittonevat toisistaan maailmankaikkeuden laajetessa, mutta galakseilla on myös nk. ominaisliike, joka syntyy niiden painovoiman vuorovaikutuksesta lähiympäristön galaksien kanssa. Esimerkiksi Linnunrata ja Andromeda ovat törmäyskurssilla toistensa kanssa, vaikka maailmankaikkeus niiden välissä kokoajan laajeneekin. Niinpä mikäli haluat tutkia maailmankaikkeuden liikettä suuressa mittakaavassa, on parempi keskittyä havaitsemaan suuria määriä kohteita kerralla, joilloin galaksien ominaisliikkeet keskiarvoistuvat pois jättäen jäljelle kaikkien galaksien ja galaksijoukkojen yhtenäisen liikkeen johonkin suuntaan. Mikäli maailmankaikkeuden laajeneminen galaksien ominaisliikkeen lisäksi on ainut galakseihin vaikuttava voima, pitäisi niiden liikkua silloin yhtäläisesti joka suuntaan. Vuonna 2008 tutkijat kuitenkin havaitsivat galaksijoukkojen liikkuvan tiettyyn suuntaan kohti 20 asteen laajuista taustataivaan aluetta Kentaurin ja Purjeen tähdistössä, mikä ei ole selitettävissä pelkästään galaksijoukkojen ominaisliikkeellä. Samaan tapaan kuin pimeän aineen ja pimeän energian nimeämisessä, tuntemattomista tekijöistä johtuva galaksijoukkojen liike sai nimekseen pimeä virtaus. Tutkijat arvelivat, että pimeä virtaus saattaa johtua valtavasta massakeskittymästä näkyvän maailmankaikkeuden ulkopuolella, joka vetäisi galaksijoukkoja puoleensa. Tämä voisi olla mahdollista, jos maailmankaikkeus sisälsi massakeskittymiä jo ennen inflaatiota. Tämä teoria kuitenkin sotii nykyistä maailmankaikkeuden evoluutioteoriaa (nimeltään ΛCDM) vastaan. Vuoden 2008 tutkimuksessa käytettiin hyväksi Sunyaevin-Zel’dovitchin vaikutusta, jossa galaksijoukkojen kuumat elektronit sirottavat mikroaaltotaustasäteilyn fotoneja luoden havaittuun taustasäteilykarttaan epätasaisuuksia. Havaitsemalla näitä epätasaisuuksia voidaan galaksijoukkojen liike määrittää. Nyt uusi tutkimus haastaa nämä havainnot tutkimalla suuria määriä yksittäisiä kohteita, tyypin 1a supernovia, ja kuinka niiden ominaisliike sopisi maailmankaikkeuteen, joka sisältää pimeän virtauksen. Tutkimuksen mukaan vuoden 2008 tulos pystyttiin toistamaan, mutta ainoastaan pienillä punasiirtymän arvoilla. Tämän lisäksi vuoden 2008 tutkimuksen mukaan pimeän virtauksen nopeus olisi 600 km/s, kun taas uuden tutkimuksen mukaan supernovista saadut havainnot sopivat malliin, jossa pimeän virtauksen nopeus olisi 180 km/s, mikä taas on lähellä maailmankaikkeuden laajenemisesta saatua nopeutta 170 km/s. Niin tai näin, on aina hyvä muistaa tieteen nyrkkisääntö numero yksi: extraordinary claims require extraordinary evidence. Tässäkin tapauksessa lisäaineisto olisi paikallaan.

Tieteellinen artikkeli

Tähti teekupissa

Tähtitieteilijät ovat löytäneet kylmimmän koskaan havaitun tähden, jonka lämpötila on noin sata astetta (370 Kelviniä), vastaten kiehuvan veden lämpötilaa. Löytö hämärtää rajan kylmien ja pienten tähtien sekä kuumien ja suurten planeettojen välillä. Kyseinen tähti, CFBDSIR 1458+10B, sijaitsee kaksoistähtijärjestelmässä noin 75 valovuoden päässä Maasta. Kaksoistähden molemmat komponentit ovat ruskeita kääpiöitä, jotka ovat ns. epäonnistuneita tähtiä, joilla ei ole tarpeeksi massaa, jotta ydinreaktiot tähden keskustassa käynnistyisivät. Vaikka ruskeiden kääpiöiden olemassaolo ennustettiin jo monta vuosikymmentä sitten, ensimmäinen ruskea kääpiö havaittiin vasta vuonna 1995. Samana vuonna havaittiin myös ensimmäinen eksoplaneetta, joka oli kaasujättiläinen tai ns. kuuma jupiter kiertämässä emotähteään. Himmeimmät ruskeat kääpiöt, nimeltään T-kääpiöt, joiden lämpötila keikkuu 600-1400 Kelvinin välillä, toimivat laboratoriona myös massiivisten eksoplaneettojen tutkimiselle. Toisin kuin eksoplaneetatoilla, ruskeiden kääpiöiden lähistöllä ei usein sijaitse kirkasta tähteä, joka lähes tukahduttaa himmeämmästä kohteesta tulevan säteilyn omalla kirkkaalla säteilyllään. Vaikka ruskeilla kääpiöillä hädin tuskin lämmittäisi pitsan, tutkijat ovat ennustaneet niiden kaasukehissä tapahtuvan mielenkiintoisia sääilmiöitä (tai mielenkiintoisia ainakin tähdistä puhuttaessa), nimittäin vedestä koostuvia pilviä; niitä samoja haituvia, joita tämänkin planeetan ilmakehässä leijailee.

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva (1): Avaruusameeba vai Tycho supernovajäänne?

Chandra röntgenteleskoopin ottama kuva Tycho supernovajäänteestä (punainen väri vastaa matalaenergisempiä röntgenfotoneita kuin sininen väri). Supernovajäänteen oikealla alareunassa on näkyvillä sinisiä, eli hyvin korkeaenergisiä röntgenfotoneja säteileviä raitoja, joita ei olla tähän mennessä koskaan vielä havaittu supernovajäänteistä. Nämä ”röntgenraidat” auttavat tutkijoita selvittämään kuinka kosmiset säteet syntyvät supernovajäänteissä.

Credit: NASA/CXC/Rutgers/K.Eriksen et al.

Viikon kuva (2): Syzygy

NASAn SDO-luotaimen ottama kuva auringonpimennyksestä, jossa luotaimen ja Auringon välissä on Maa. Rosoinen pinta alareunassa johtuu Maan ilmakehästä, jonka tiheydenvaihtelut päästävät Auringon säteilyn paikoittain läpi.

Credit: NASA/SDO

---

Tiedeviikko 8+9/11

Comments (1)

Supranestettä neutronitähdessä

Tutkijat ovat löytäneet ensimmäistä kertaa todisteita supranesteestä, eli kitkattomasta aineesta, neutronitähden ytimessä käyttäen Chandra -röntgensatelliittia. Kyseinen neutronitähti sijaitsee supernovajäänne Cassiopeia A:n (kts. kuva yllä) keskellä, joka sijaitsee noin 11000 valovuoden päässä Maasta. Massiivisen tähden supernovaräjähdys tapahtui noin 330 vuotta sitten (Maasta katsottuna), ja jätti jäljelle neutronitähden sekä tähtienväliseen avaruuteen leviävän ainepilven. Neutronitähdet ovat tiheimpiä kappaleita maailmankaikkeudessa, jotka ovat vielä suoraan havaittavissa. Neutronitähden aiheuttama painovoimakenttä synnyttää tähden keskustaan valtavan paineen, joka pusertaa suurimman osan varatuista hiukkasista, elektroneista ja protoneista, toisiinsa muodostaen neutroneita. Tutkijat vertasivat Chandran havaintoja Cassiopeia A:sta kymmenen vuoden ajalta ja havaitsivat neutronitähden jäähtyneen noin neljä prosenttia tuona ajanjaksona. Neljä prosenttia ei ehkä kuulosta kovin paljolta, mutta neutronitähden tapauksessa pudotus on suuri, sillä nykyiset mallit neutronitähdistä eivät pysty selittämään näin nopeaa jäähtymistä. Tutkimuksen mukaan äkillisen jäähtymisen selittäisi se, jos neutronitähden ytimen neutronit muodostaisivat supranesteen. Supranesteissä normaalisti toisiaan hylkivät nukleonit (protonit, elektronit tai neutronit) muodostavat pareja, mikä muuttaa aineen kvanttimekaanisia ominaisuuksia (nukleonit ovat yksittäin fermioneja, kun taas nukleoniparit ovat bosoneja). Laboratoriossa aineen muuttamiseen supranesteeksi tarvitaan erittäin matalia lämpötiloja, mutta neutronitähden valtavan paineen ansiosta ytimen neutronit voivat muodostaa supranesteen, vaikka niiden lämpötila on noin miljardi astetta. Neutronitähden ytimessä jatkuvasti muodostuvat ja hajoavat neutroniparit synnyttävät neutriinosäteilyä, joka pääsee karkaamaan pois neutronitähdestä jäähdyttäen sitä tarpeeksi selittäen havainnot. Jäähtyminen neutriinosäteilyn avulla on tehokasta juuri nk. kriittisen lämpötilan alapuolella, joka uuden tutkimuksen mukaan on noin puoli miljardia astetta. Neutriinosäteily tehostaa neutronitähden säteilyä muutaman vuosikymmenen ajan. Tulokset auttavat tutkijoita ymmärtämään paremmin kuinka nukleonien välinen vahva vuorovaikutus käyttäytyy hyvin suurissa tiheyksissä, ja miten se vaikuttaa muihin neutronitähdistä havaittuihin ilmiöihin, esimerkiksi neutronitähtien prekessioon, sykkimiseen tai magneettikentän evoluutioon.

Tieteellinen artikkeli

Kosmisten säteiden arvoitus

Credit: Adriani et al.

Kosmiset säteet ovat korkeaenergisiä hiukkasia, jotka pommittavat Maapalloa jatkuvasti joka suunnalta. Niiden ajatellaan syntyvän supernovajäänteiden shokkiaalloissa, joissa hiukkaset kiihtyvät asteittain hyppimällä edestakaisin shokkirintaman yli. Shokkiaallot kuljettavat mukanaan magneettikenttää, jossa tyypillisesti on epätasaisuuksia shokkiaallon molemmin puolin. Kun shokkiaalto pyyhältää varattujen hiukkasten yli, osa hiukkasista törmää näihin epätasaisuuksiin shokkiaallon takana, saa niistä energiaa ja heijastuu takaisin shokkiaallon eteen, joista osa törmää jälleen epätasaisuuksiin shokkiaallon takana ja heijastuu shokkiaallon eteen jne. Aina vain pienempi osa varatuista hiukkasista saa enemmän ja enemmän energiaa, kunnes lopulta ne saavuttavat tarpeeksi suuren energian paetakseen tähtienväliseen avaruuteen. Kyseinen prosessi, jossa vähemmän ja vähemmän hiukkasista saa enemmän ja enemmän energiaa muodostaa hiukkasten energiaspektriksi potenssilain. Kuitenkin uudet havainnot kyseenalaistavat nykyisen käsityksen kosmisten hiukkasten syntymisestä. Käyttäen PAMELA -kosmisen säteilyn ilmaisinta tutkijat ovat havainneet yllätyksekseen nopeuseron kosmisen säteilyn protoneilla ja helium-ytimillä. Eli protonien ja helium-ytimien energiaspektri on erilainen, eivätkä ne vastaa potenssilakia, mikä seuraisi jos hiukkaset kiihtyisivät pelkästään supernovajäänteissä. Vaikka ero on erittäin pieni, niin hiukkasten nopeuden pitäisi olla täsmälleen sama, jos niiden kiihdyttäminen on tapahtunut samassa prosessissa. Niinpä tutkijat ajattelevat kosmisten säteiden syntyvän supernovajäänteiden lisäksi toistaiseksi tuntemattomissa galaktisissa lähteissä, mahdollisesti pulsareissa tai pimeän aineen aiheuttamissa prosessissa.

Tieteellinen artikkeli

LHC ja supersymmetria

 

Credit: FERMILAB

Supersymmetria on hiukkasfysiikan teoria, joka yrittää pelastaa hiukkasfysiikan standardimallin ns. hienosäätö-ongelmalta, jonka mukaan vielä löytämättä olevalla Higgsin hiukkasella täytyisi olla erittäin tarkasti rajattu massa. Standardimallissa Higgsin hiukkanen antaa muille hiukkasille niiden massat. Teorian mukaan maailmankaikkeuden täyttää kvanttimekaaninen Higgsin kenttä, joka reagoi hiukkasten kanssa Higgsin hiukkasen välityksellä. Mitä suurempi tämä vuorovaikutus sitä massiivisempi hiukkanen on. Toisiin hiukkasiin vuorovaikutusta ei ole ollenkaan, jolloin nämä hiukkaset ovat massattomia, esimerkiksi fotonit. Myös Higgsin hiukkasella on massa, mutta sen arvo vaihtelee villisti eri teorioiden välillä. Standardimallissa hiukkasten kvanttiheilahtelut vaikuttavat myös Higgsin hiukkasen ennustettuun massaan, joka voi nousta niin korkeaksi, että se vuorostaan nostaa hiukkasten massaa liikaa ja romauttaa koko teorian (standardimallilla on myös muitakin ongelmia, kts. esimerkiksi Tiedeviikko 23/10: Neutriinot vaihtavat makua). Standardimalli toimii ainoastaan mikäli Higgsin hiukkasella on tarkasti rajattu massa, joka eliminoi muiden hiukkasten aiheuttamat kvanttiheilahtelut. Yleensä ottaen teoreetikot eivät pidä teorioista, joita täytyy hienosäätää erittäin tarkasti toimiakseen, joten supersymmetria kehitettiin väistämään tämä ongelma tuomalla esiin läjä uusia hiukkasia. Supersymmetriassa jokaisella hiukkasella on oma super-partneri, massiivinen hiukkanen, joka on usein epästabiili ja reagoi heikosti muun aineen kanssa. Jokaisen supersymmetrisen hiukkasen kvanttiheilahtelut kuitenkin eliminoivat hiukkasparinsa kvanttiheilahtelut, joten Higgsin hiukkasen massa palautuu takaisin teoreetikkoja miellyttäviin lukemiin. Supersymmetriaa on myös ehdotettu ratkaisemaan muitakin ongelmia, esimerkiksi pimeä aine voisi koostua kevyemmistä supersymmetrisistä hiukkasista, tai supersymmetria pystyy yhdistämään kaikki hiukkasten väliset vuorovaikutukset, paitsi painovoiman, yhdeksi ainoaksi vuorovaikutukseksi korkeilla energioilla, mikä on askel kohti kaiken teoriaa. Nyt Large Hadron Collider -hiukkaskiihdyttimellä saatu aineisto ajaa kuitenkin supersymmetrian ahtaalle. Tähän mennessä LHC ei ole havainnut ainuttakaan supersymmetristä kvarkkia (skvarkki), joka asettaa alarajan skvarkkien massalle. Kun supersymmetristen hiukkasten massat nousevat ne eivät enää kumoakaan täysin tavallisten hiukkasten kvanttiheilahteluja, ellei niiden massoja hienosäädetä tarkasti. Ja tämähän oli juuri se asia, jonka välttämiseen supersymmetria alunperin kehitettiin. Vuoden loppuun mennessä dataa pitäisi olla jo tarpeeksi hylkäämään suurin osa supersymmetrisistä teorioista, mutta nähtäväksi vielä jää, löytyykö LHC:n uumenista skvarkkeja vai ei.

Tieteellinen artikkeli

P.S. Myöskään Higgsin hiukkasta ei olla LHC:n vuoden 2010 aineistosta löydetty, mutta toistaiseksi aineisto ei vielä riitä tutkimaan energia-aluetta, jossa sen ajatellaan sijaitsevan. Siitä huolimatta joitakin villeimpiä teorioita voidaan sulkea jo pois, joissa Higgsin hiukkanen on huomattavan raskas.

CMS:n lehdistötiedote

Viikon video 1: Keplerin telluurio

Kyseinen video näyttää kaikki Kepler -satelliitin havaitsemat useamman planeetan sisältävät planeettakunnat koko sen tähänastisen 3.5 vuoden havaintojakson ajalta. Planeettojen värit heijastavat planeettojen kokoa, punaisen ollessa suurempi ja sinisen pienempi verrattuna planeettakunnan muihin planeettoihin.

Viikon video 2: Valtava Auringon protuberanssi

---

Tiedeviikko 6+7/11

Comments (1)

Mustat aukot vastuussa reionisaatiosta?

Jos mustat aukot tuntuvat mielestäsi vihamielisiltä maailmankaikkeuden ainetta ja elämää kohtaan, imien sisuksiinsa ja tuhoten kaiken mikä erehtyy kulkemaan liian läheltä, niin et voisi olla enempää väärässä. Itseasiassa nykyiset maailmankaikkeuden mallit osoittavat, että varhaisen maailmankaikkeuden mustat aukot ovat todennäköisesti siemeniä, joiden ympärille galaksit muodostuivat. Uuden tutkimuksen mukaan näyttäisi myös siltä, että mustat aukot olisivat vastuussa ainakin osittain myös vielä varhaisemman maailmankaikkeuden ”faasimuutoksesta”, ns. reionisaatiosta. Reionisaatio on vaihe maailmankaikkeuden historiassa, joka alkoi kun ensimmäiset tähdet alkoivat muodostua neutraalin kaasun  tihentymiin ja päättyi maailmankaikkeuden ollessa noin miljardin vuoden ikäinen. Ensimmäiset tähdet olivat todennäköisesti todella suuria, koska neutraalit vety- ja heliumatomit helposti kasautuivat ja kerääntyivät yhteen. Intensiivinen säteily tähdistä lämmitti ja ionisoi nopeasti tähtienvälisen kaasun atomit synnyttäen harvaa ja kuumaa plasmaa. Todennäköisesti reionisaatio rajoitti muodostuvien tähtien kokoa, sekä uusien galaksien kasvua, koska kuumat, ionisoituneet atomit eivät kasaannu yhteen niin helposti kuin neutraalit atomit. Reionisaatio mahdollisesti vaikutti myös maailmankaikkeuden aineen jakaumaan, tehden siitä rypäsmäisemmän, eli koostuen yksittäisistä tähtirykelmistä, galakseista, eikä tasaisesta jakaumasta yksittäisiä tähtiä. Aikaisemmin tutkijat ovat ajatelleet, että ensimmäisten tähtien ionisoiva säteily aiheutti pääasiassa maailmankaikkeuden kaasun reionisaation, mutta uuden tutkimuksen mukaan mustilla aukoilla, tarkemmin ottaen mustilla aukoilla röntgenkaksoistähtijärjestelmissä, voi olla merkittävä osuus reionisaatiossa. Tietokonesimulaatioiden mukaan varhaisen maailmankaikkeuden jättiläistähdet luhistuivat enimmäkseen mustiksi aukoiksi ja vähemmän neutronitähdiksi tai valkoisiksi kääpiöiksi. Massiiviset tähdet myös muodostavat kevyempiä tähtiä helpommin useamman tähden järjestelmiä, joten mustat aukot sijaitsivat todennäköisesti useimmin jonkun tähden kumppanina kuin yksittäisinä mustina aukkoina. Tällaisissa kaksoistähtijärjestelmissä musta aukko alkaa nopeasti imeä materiaa kumppanitähden pinnalta. Materia kerääntyy mustan aukon ympärille nk. kertymäkiekoksi ja kuumenee kymmeniin miljooniin asteisiin säteillen energiaansa röntgensäteilynä. Röntgensäteily vastaavasti on erittäin ionisoivaa säteilyä, ja röntgenfotonit pystyvät ionisoimaan useampia atomeja verrattuna tähtien ultraviolettisäteilyyn, joiden fotonit pystyvät ionisoimaan yhden tai kaksi atomia kerrallaan. Näin ollen iso osa reionisaation aiheuttavasta säteilystä voi olla peräisin mustista aukoista, ja mustat aukot ovat olleet osana rakentamassa maailmankaikkeutta sellaiseksi kuin sen tänä päivänä näemme.

Tieteellinen artikkeli

Maailman prosessointikapasiteetti

Kuinka paljon informaatiota maailmassa lähetetään, prosessoidaan ja varastoidaan? Saadakseen jonkinlaisen arvion tutkijat ovat seuranneet 60 eri analogista ja digitaalista teknologiaa, sanomalehdistä kännyköihin, yli 20 vuoden ajan alkaen vuodesta 1986. Tulokset olivat osaltaan odotettavissa, esimerkiksi internet on syrjäyttänyt tiedonsiirrossa lähes kokonaan anologiset sekä digitaaliset puhelimet, ja osaltaan yllättäviä, kuten pelaamiseen tarkoitetuilla laitteilla on ollut aina enemmän laskentatehoa kuin kaikilla maailman supertietokoneilla yhteensä. Tutkimuksessa otettiin huomioon lähes kaikki mahdollinen tallennustila, esimerkiksi paperit, filmit ja vinyylit, kuin myös Blu-ray dvd:t ja muistikortit. Jotta eri medioita voidaan verrata keskenään, tutkijat käyttivät informaatioteoriaa muuttaen kaiken tallennustilan optimaalisesti pakatuiksi biteiksi. Näin ollen esimerkiksi kuuden neliösentin sanomalehtikuva vastaa tuhatta sanaa. 20 vuoden aikana tallennustilan määrä on kasvanut 23% joka vuosi, ollen parhaimmillaan lähes 300 eksabittiä, joka vastaa tallennustilana 61 CD:tä jokaiselle ihmiselle maailmassa. Vuonna 1986 yli puolet tallennustilasta oli analogisissa videoissa, ja neljäsosa vinyyleissä sekä kaseteissa. Vuoteen 1993 mennessä 86% kaikesta tallennustilasta oli videoissa. Vuonna 2000 CD:t ja erilaiset digitaaliset tallennusmediat alkoivat haastaa analogisen videon tallennuskapasiteettia, mutta silti vielä noin 70% tallennustilasta oli analogisissa videoissa. Vuoteen 2007 mennessä analoginen video oli pudonnut kuuten prosenttiin ja maailman tallennustilan oli ottanut haltuun digitaalinen tallennusmedia, kuten kovalevyt, DVD:t ja Blu-Ray:t. Kahdenvälisessä tiedonsiirrossa liikkui vuonna 2007 65 eksabittiä, kun taas televisiolähetyksissä liikkui hulppeat kaksi zetabittiä dataa. Vaikka televisiolähetykset ovat lisääntyneet lineaarisesti, niin internet on lisännyt lähetettyjen bittien määrää 29-kertaisesti seitsemän vuoden aikana kahdenvälisessä tiedonsiirrossa. Sen sijaan 40% maailman prosessointitehosta oli vuonna 1986 taskulaskimissa hakaten kotitietokoneet (33%) ja serverit (17%). Vuoteen 2000 mennessä taskulaskimet putosivat kokonaan listalta ja kotitietokoneet kohosivat maksimiinsa (86%). Vuonna 2007 mobiililaitteet nousivat kuuteen prosenttiin, kotitietokoneet laskivat kahteen kolmasosaan ja pelilaitteet kohosivat neljäsosaan prosessointitehosta. Tutkimuksessa tarkasteltiin myös pelkästään komponenttiavaruutta, jossa grafiikkaprosessorit hallitsivat ylivoimaisesti (97%) prosessointitehoa haukaten suurimman osan maailman prosessointitehosta, joka on 6.4 miljoonaa miljardia toimintoa sekunnissa. Jotta emme vallan tuudittautuisi tietokoneiden ylivaltaan, yllä mainittu maailman prosessointiteho, eli 6.4 miljoonaa miljardia toimintoa sekunnissa, vastaa suurinpiirtein ihmisaivojen neuroimpulssien määrää sekunnissa. Maailman tallennuskapasiteetti, noin 290 miljoonaa miljardia bittiä, vastaa sitä vastoin aikuisen ihmisen DNA:n tallennuskapasiteettia. Maailmassa on useita miljardeja ihmisiä. Mietipä sitä.

Tieteellinen artikkeli

Kilogramma

Credit: BIPM

Kuinka paljon painaa kilogramma? Kysymys voi tuntua hieman oudolta, mutta tällä hetkellä se on kuuma puheenaihe oikeissa piireissä. Kilogramma, siis se oikea kilogramma, sijaitsee holvissa lukemattomien lasikupujen alla Sèvresissä Ranskassa. Se on viimeinen SI-yksikkö, joka määritellään vielä fyysisen kappaleen mukaan, tässä tapauksessa kilogramman painoinen platinasta ja iridiumista valmistettu pallo. Esimerkiksi metri määritellään matkaksi, jonka valo kulkee tyhjiössä 1/299792458 sekunnissa, tai sekunti ajaksi, jossa cesium-133-atomi värähtelee 9192631770 kertaa. Nyt myös kilogramma haluttaisiin määritellä maailmankaikkeuden perussuureiden pohjalta. Kansainvälinen yhteistyöprojekti Project Avogadro on ottanut tehtäväkseen yrittää määrittää kilogrammaa Avogadron lukuun perustuen. Avogadron luku on siis atomien määrä yhdessä moolissa ainetta, eli noin 6.022 x 10²³ kappaletta. Ongelmana kuitenkin on, että emme tunne Avogadron lukua vielä tarpeeksi tarkasti, jotta se kelpaisi kilogramman määrittämiseen. Vaadittu tarkkuus edellyttää Avogadron luvun tuntemista 20 miljardisosan tarkkuudella. Jotta kyseinen tarkkuus pystytään saavuttamaan, Project Avogadro on valmistanut kaksi yksikiteistä palloa pii-28:sta, jotka painavat tarkalleen kilogramman ja ovat lähinnä täydellisintä palloa Maan päällä (täydellisin ihmisen valmistama pallo löytyy avaruudesta Gravity Probe B:n kyydistä). Mikäli yksi näistä palloista suurennettaisiin Maapallon kokoiseksi, olisi sen korkeimmalla ja matalimmalla kohdalla eroa vain 2.4 metriä. Selvittämällä pii-28:n moolitilavuuden ja pallon yhden kidehilan tilavuuden tutkijat määrittivät Avogadron luvuksi 6.02214078(18) x 10²³ atomia moolissa 30 miljardisosan tarkkuudella. Tämä ei kuitenkaan riitä vielä ihan kilogrammalle, mutta tutkijat uskovat, että ymmärtämällä paremmin pallojen hionnasta jääneitä epäpuhtauksia ja käyttämällä mittauksissa parempia interferometrejä vaadittu tarkkuus saavutetaan muutaman vuoden kuluessa. Sèvresin holvin vartijoiden täytyy siis vielä odotella, ennen kuin he pääsevät pelaamaan petankkia kilogrammalla.

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva: Mustien aukkojen ympyrä

Viikon kuvassa spiraaligalaksi (oikealla) on törmännyt elliptiseen galaksiin (vasemmalla), mikä on aiheuttanut massiivisen tähtiensyntyaallon spiraaligalaksissa muodostaen rengasmaisen kuvion (sininen väri vastaa ultraviolettisäteilyä). Osa tähdistä on räjähtänyt jo supernovana ja muodostanut mustia aukkoja, joista osa sijaitsee röntgenkaksoistähtijärjestelmissä ja säteileivät näin ollen voimakkaasti röntgenalueella (pinkit läntit renkaan sisällä).

Credit: NASA/STScI/CXC/MIT/S.Rappaport et al

---

Tiedeviikko 3+4/11

Comments (1)

Tiedeviikko laahaa pahasti aikaansa jäljessä, joten on aika korjata tilanne. Tässä ensimmäiseksi viikot kolme ja neljä:

Kaukaisin galaksi

Vuoden ensimmäinen superlatiivi on kaukaisin galaksi. Tutkijat ovat löytäneet galaksin UDFj-39546284 (etukirjaimet tarkoittavat Hubble -avaruusteleskoopin pitkän valotusajan kuvia: Ultra Deep Field), joka on meistä 13.2 miljardin valovuoden päässä. Eli sen valo lähti liikkeelle, kun maailmankaikkeus oli vain 480 miljoonan vuoden ikäinen. Tutkijat arvelevat ensimmäisten galaksien muodostuneen maailmankaikkeuteen, kun se oli 200-300 miljoonan vuoden ikäinen, joten juuri havaittu galaksi ulottuu melkein ensimmäisten galaksien joukkoon. UDFj-39546284 on pieni galaksi, noin sata kertaa pienempi kuin Linnunrata, sisältäen pääosin sinisiä eli nuoria ja kuumia tähtiä. Galaksin etäisyys määriteltiin ns. poissulkumenetelmällä, jossa galaksin kuumien tähtien säteilemän ultraviolettisäteilyn absorptio meidän ja galaksin välisessä vetypilvessä siirtyy maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta pidemmille aallonpituuksille. Ultraviolettisäteily on tarpeeksi energeettistä säteilyä, jotta se voi ionisoida vetyä eli potkaista elektronin pois vetyatomin kuorelta. Törmätessään vetypilveen ultraviolettisäteily jää meiltä kokonaan havaitsematta sen jäädessä ionisoimaan vetypilven vetyä. Toisaalta galaksista säteilevä optinen säteily ei kykene ionisoimaan vetyä ja pääsee kulkemaan esteettä Maahan saakka. Maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta säteilyn aallonpituus pitenee eli punasiirtyy, joten myös UDFj-39546284:n säteily, mukanaan ultraviolettisäteilyn absorptioalue, punasiirtyy. Havaitsemalla millä aallonpituuskaistalla galaksi ei näy saadaan karkea arvio galaksin punasiirtymästä, josta voidaan vastaavasti laskea galaksin etäisyys. Tutkimusryhmän tekemissä aikaisemmissa tutkimuksessa löydettiin 47 galaksia hieman lähempää, noin 13 miljardin valovuoden päästä. Juuri löydetyn galaksin ja aikaisemmin havaittujen galaksin välinen aikaero on kuitenkin maailmankaikkeuden mittapuulla mitattuna pieni, muutama sata miljoonaa vuotta, joten galaksien kehityksessä tapahtui tänä aikajaksona suuri harppaus. Ensimmäisen 170 miljoonan vuoden aikana tähtisyntynopeus kymmenkertaistui ja sitä seuraavan 130 miljoonan vuoden aikana se kymmenkertaistui uudellen. Tulos vahvistaa tutkijoiden käsitystä galaksien muodostumisesta maailmankaikkeudessa, missä galaksit kasvavat ja törmäilevät toisiinsa pimeän aineen vaikutuksen alaisena.

Tieteellinen artikkeli

Kosminen röntgentaustasäteily

Credit: NASA/Goddard Space Flight Center

 

Kun on puhe kosmisesta taustasäteilystä, mieleen juolahtaa ensimmäisenä mikroaaltotaustasäteily, mutta maailmankaikkeus hehkuu myös muilla aallonpituusalueilla, esimerkiksi röntgenalueella. Suurin osa kosmisesta röntgentaustasäteilystä ajatellaan syntyvän aktiivisten galaksien keskustoissa majailevien supermassiivisten mustien aukkojen ympäriltä. Ongelmana on kuitenkin ollut, että aktiivisia galakseja ei ole tähän mennessä havaittu tarpeeksi, jotta koko röntgentaustasäteily pystyttäisiin selittämään. Uuden tutkimuksen mukaan meiltä onkin jäänyt laskematta viidesosa kaikista aktiivisista galakseista. Käyttäen NASA:n Swift -röntgesatelliittia tutkijat ovat löytäneet uuden aktiivisten galaksien joukon, joiden säteily on erittäin himmeää. Aktiivisissa galakseissa materiaa putoaa hiljalleen supermassiiviseen mustaan aukkoon, josta osa linkoutuu magneettikenttien vaikutuksesta pois mustan aukon navoilta muodostaen erittäin energeettiset hiukkassuihkut samaan tapaan kuin mikrokvasaareissa (kts. mustien aukkojen olemisen sietämätön keveys). Mikäli katsomme enemmän tai vähemmän suoraan hiukkassuihkua päin, kutsumme kohdetta kvasaariksi tai blasaariksi, jotka ovat maailmankaikkeuden kirkkaimpia kohteita. Sitä vastoin jos katsomme galaksia sivusta, peittää galaksin kiekko keskustan supermassiivisen mustan aukon ja säteily himmenee matkalla galaksin reunalle huomattavasti. Ultravioletti-, optinen ja ns. pehmeä röntgensäteily (noin 1 keV tai 500 kertaa näkyvää valoa energisempi) absorboituu kokonaan galaksin aineeseen. Infrapunasäteily pääsee kulkemaan galaksin läpi, mutta se saattaa sekoittua galaksin tähtiensyntyalueista säteilevään infrapunasäteilyyn. Niinpä ainoa galaksin läpäisevä supermassiivisen mustan aukon säteily on ns. kova röntgensäteily (noin 20 keV tai 10000 kertaa näkyvää valoa energisempi). Swiftin koko taivaan röntgenkartasta tutkijat valitsivat 199 aktiivista galaksia, jotka eivät sijainneet liian lähellä Linnunradan tasoa, ja joilla ei ollut hiukkassuihkuja näkyvillä. Näistä galakseista tutkijat päätyivät yhdeksään galaksiin, jotka kuuluvat uuteen aktiivisten galaksien joukkoon. Jopa Swiftillä oli ongelmia havaita näitä yhdeksää galaksia, joten todennäköisesti siltä jää suurinosa galakseista tästä erittäin himmästä aktiivisten galaksien ryhmästä havaitsematta. Ottaen satelliitin havaitsemisherkkyyden huomioon, tutkijat arviovat uuden galaksiryhmän sisältävän 20-30 prosenttia kaikista aktiivisista galakseista. Ensimmäistä kertaa tutkijat pystyivät myös mittaamaan näiden galaksien röntgenspektrin, jonka perusteella galaksit näyttäisivät muodostavan kosmisen röntgentaustasäteilyn huipun (kts. kuva yllä). Uusi löytö tukee teoriaa röntgentaustasäteilyn synnystä, jonka mukaan se on peräisin himmeistä, galaksin suojissa piileskelevistä supermassiivisista mustista aukoista, kun maailmankaikkeus oli noin seitsemän miljardin vuoden ikäinen.

Tieteellinen artikkeli

Askel kohti kvanttitietokoneita: 10 miljardin hiukkasparin kvanttilomittuminen

Tutkijat ovat onnistuneet kvanttilomittamaan 10 miljardia hiukkasta kerralla menetelmällä, joka käyttää fosfori-rikastettua piitä, mikro- ja radioaaltopulssia. Tutkijat onnistuivat kvanttilomittamaan 98% kaikista mahdollisista hiukkaspareista, ja vaikka lomittuneiden hiukkasten hallitseminen on vielä hyvin rajallista, on hiukkasten massalomittuminen askel kohti kvanttitietokoneita. Koejärjestely sisälsi piikuution rikastettuna fosfori-ioneilla, jossa fosforiatomin ydin ja yksi sen elektroneista (joka muodostaa sidoksen piiatomin kanssa) muodosti kvanttilomitettavan hiukkasparin. Puolijohteeseen, kuten piihin, sekoitettuna fosforiytimen ja elektronin kvanttilomittuminen saadaan kestämään sekunteja kerrallaan verrattuna muihin materiaaleihin, joissa kvanttilomittuminen hajoaa sekunnin tuhannesosassa tai lyhyemmässä ajassa. Tutkijat tarvitsivatkin ylimääräistä aikaa saadakseen kaikki hiukkaset käyttäytymään samalla tavalla. Mikroaaltopulssilla hiukkasten kvanttimekaaninen aaltofunktio saadaan sopivaan tilaan, jotta sitä seuraava radioaaltopulssi pystyy kvanttilomittamaan hiukkaset. Jotta kvanttilomittuneita hiukkasia voitaisiin käyttää kvanttitietokoneiden kubitteina, täytyisi niitä pystyä vielä lukemaan ja kirjoittamaan. 10 miljardia hiukkasta tarjoaisi kuitenkin jo mukavat 2.5 gigabittiä muistia, joten tutkimus on ehdottomasti askel eteenpäin kohti kvanttitietokoneita.

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva

Tieteellisen yhteistyön maailman kartta (hieman suurempi kuva täällä).

Credit: O. Beauchesne

 

---