Category Archive
The following is a list of all entries from the Fuusio category.
Lyhyt johdatus supernoviin (ja pienimuotoinen vuodatus Betelgeusesta)
Uusi Suomi -lehti pääsi juuri mustalle listalleni tällä uutisella: Suuri räjähdys tulossa taivaalle? – ”Yö muuttuu päiväksi”. Kyseinen uutinen toistaa kelvottoman ja sensaatiohakuisen uutisen australialaisen uutistoimiston news.com.au sivuilta. Lyhykäisyydessään uutisen mukaan Orionin tähtikuvion vasemman ylänurkan jättiläistähti Betelgeuse voi räjähtää supernovana jo tämän vuoden aikana (tai vuonna 2012, uuu… maailmanlopun ennustajat hierovat jo käsiä yhteen), ja räjähdys näyttäisi Maasta katsottuna yhtä kirkkaalta kuin Aurinko. On totta, että Betelgeuse on juuri räjähtämäisillään oleva massiivinen tähti, mutta tähtitieteessä pelataan aina suurilla numeroilla. Tutkijat arvioivat, että Betelgeuse räjähtää supernovana seuraavan miljoonan vuoden kuluttua. Räjähdyksen todennäköisyys tälle vuodelle on äärimmäisen pieni, varsinkin kun ennustukseen vaikuttavilla parametreillä, massa ja etäisyys, on tähtitieteelliset virherajat. Betelgeusen massaksi arvioidaan noin 18-19 Auringon massaa ja sen etäisyydeksi 643±143 valovuotta. Ja vaikka Betelgeuse räjähtäisikin (arvioitu kirkkaus vastaisi noin miljardin Auringon säteilyn määrää), se näkyisi Maahan muutaman viikon ajan suurinpiirtein yhtä kirkkaana kuin Kuun sirppi, koska se sijaitsee niin kaukana meistä. Säteilyn määrä, tai teknisemmin sen intensiteetti, vähenee etäisyyden neliönä, joten 643 valovuoden takaa säteily himmenee noin kertoimella 10^35. Uusi Suomi osoitti siis uutisellaan lähdekritiikin puutetta (todennäköisesti 10 minuutin googlaus olisi selvittänyt uutisen erheellisyyden, alkuun pääsee esimerkiksi täältä tai täältä) sekä välinpitämättömyyttä tiedettä kohtaan, koska minkäänlaista korjausta ei uutiseen ole tullut, vaikka news.com.au sellaisen julkaisikin. Eniten tässä kuitenkin ärsyttää se, että näiden uutistoimistojen mielestä tiedettä täytyy höystää fiktiolla, jotta siitä tulisi suurelle yleisölle mielenkiintoista. Mutta veikkaan, että pienellä lukemisella ja paneutumisella tulisi hyvin nopeasti selville, että maailmankaikkeudessa on paljon asioita, joita emme pystyisi edes kuvittelemaan. Otetaanpa nyt esimerkiksi vaikka supernovat.
Lyhyt johdatus supernoviin
Supernovat ovat lyhyitä, mutta äärimmäisen kirkkaita räjähdyksiä, jotka päättävät tarpeeksi massiivisten tähtien elinkaaren. Supernova voi loistaa kirkkaampana kuin sen emogalaksin satojen miljardien tähtien yhteenlaskettu valo. Eikä siinä vielä kaikki. Supernovien ansiosta Maapallolla on elämää ja meillä on tietokoneita sekä (ydin-)sähköä lukea tätä artikkelia niistä. Viime kädessä supernovat ovat auttaneet meitä ymmärtämään maailmankaikkeuden pohjimmaista rakennetta.
Kokoelma supernovajäänteitä. Vasemmalta oikealle, ylhäältä alas SN 1572, SN 1006, Cassiopeia A ja N 49.
Atomitehdas
Emme voisi elää ilman supernovia. Alkuräjähdyksen jälkeinen maailmankaikkeus koostui lähes yksinomaan vedystä ja heliumista, kahdesta kevyimmästä alkuaineesta. Sitä vastoin elämä pohjautuu monimutkaiselle järjestelmälle kemiallisia reaktioita raskaampien atomien, kuten hiilen ja hapen, välillä. Jonkinlainen atomitehtailu, nukleosynteesi, on siis täytynyt tapahtua alkuräjähdyksen ja elämän syntymisen välissä. Raskaampia atomeja voidaan fuusioida kevyemmistä atomeista, mutta vain tietyissä olosuhteissa. Koska atomien ytimet koostuvat sähkövarauksettomien neutroneiden lisäksi positiivisesti varatuista protoneista, kaksi ydintä hylkivät toisiaan. Jotta atomit pääsevät fuusioitumaan, täytyy niiden voittaa ytimien aiheuttama toisiaan hylkivä sähkömagneettinen voima, Coulombin voima. Tämä vaatii atomeilta liike-energian, joka on saavutettavissa vain erittäin kuumissa lämpötiloissa ja korkeassa paineessa, esimerkiksi tähden keskustassa. Tähtien koko olemassaolo perustuu niiden keskustan kevyempien atomien fuusioitumiseen raskaammiksi atoimeiksi. Fuusioprosessi tuottaa säteilyä tähden keskustassa, joka pyrkii laajentamaan tähteä säteilypaineen avulla suuremmaksi. Sitä vastoin tähden sisältämä materia pyrkii kutistamaan tähteä painovoimallaan. Nämä kaksi voimaa asettuvat ennen pitkää yhtä suuriksi tähden syntymisen jälkeen, ja näin tähti pysyy tasapainossa niin pitkään kuin fuusioitavia atomeja riittää, yleensä miljardeja vuosia. Atomien fuusioituminen etenee kohti raskaampia aineita kevyempien loppuessa. Kun kaikki vety on fuusioitu heliumiksi, helium alkaa fuusioitua hiileksi jne. Samalla vedyn loppuessa tähden keskustasta sen fuusiopalo siirtyy kohti kuorikerrosta. Edellämainitut kaksi asiaa johtavat tähden ns. sipulinkuorimalliin, jossa tähden eri kerroksissa on käynnissä eri aineiden fuusiopalo, fuusioitavien atomien käydessä raskaammiksi tähden keskustaan päin mentäessä. Atomien fysiikasta johtuen energiaa tuottava fuusio toimii vain rautaan saakka, josta eteenpäin fuusio muuttuu energiaa kuluttavaksi. Näin ollen fuusioprosessit lopulta muodostavat tähden keskustaan rautaytimen, eikä säteilyä enää synny vastustamaan ytimen painovoimaa. Rautaytimen saavuttaessa kriittisen massan ydin luhistuu salamannopeasti oman painovoimansa alla, jolloin tähti räjähtää supernovana sylkäisten uloimmat kuorikerroksensa, atomikoktailin vedystä raskaampiin atomeihin, tähtienväliseen avaruuteen monimutkaisessa ja osaltaan vielä epäselvässä prosessissa. Supernovaräjähdys tuottaa myös valtavan määrän neutroneita, jotka törmäämällä raskaisiin atomin ytimiin voivat kasvattaa ytimien kokoa huomattavasti ja beetahajoamisen kautta muodostaa rautaa raskaampia aineita aina uraaniin ja plutoniumiin saakka.
Elämän raaka-aineet ja kaasun kierto galakseissa
Ns. ydinluhistumissupernovat, tai tyypin II -supernovat, ovat yli kahdeksan Auringon massaisten tähtien kuolinkouristuksia ja pääasiallinen lähde elämän tarvitsemille aineille Maassa. Nämä supernovat ovat kaikista yleisimpiä maailmankaikkeudessa ja niitä alkaa räjähdellä heti kunhan tähtiensyntyprosessi galaksissa lähtee käyntiin. Näin massiivisten tähtien eliniät ovat paljon lyhyempiä kuin pääsarjan tähtien, esimerkiksi Auringon, joiden elinikä keikkuu kymmenen miljardin vuoden kieppeillä. Niinpä ydinluhistumissupernovat täyttivät galaksimme elämän tarvitsevilla raaka-aineilla paljon ennen Aurinkokunnan muodostumista. Galaksien historiaa voidaankin katsoa kaasukierron avulla, jossa supernovat ovat vahvasti osallisena. Koska supernovat rikastavat tähtienvälistä kaasua omalla alkuainekoktailillaan, ne muuttavat seuraavan sukupolven tähtien koostumusta ja ominaisuuksia. Supernovat voivat myös laukaista tai estää tähtiensyntyprosessin. Supernovaräjähdyksistä valtavalla nopeudella puhaltava kaasusuihku voi painaa tähtienvälistä kaasua kokoon aiheuttaen tihentymiä, joissa uusia tähtien syntyprosessi pääsee käynnistymään. Toisaalta ne voivat myös hajottaa tähtienvälisen kaasun tihentymiä, ja estää niissä muodostumassa olevien tähtien synnyn. Ao. simulaatio esittää muodostumassa olevaa kääpiögalaksia, jonka kaasujakaumaa supernovaräjähdykset jatkuvasti muokkaavat.
Tieteellisen vallankumouksen airut
Supernovat ovat muokanneet myös käsitystämme maailmankaikkeudesta. Ennen modernia tähtitieteen aikakautta vain muutama supernova on ollut niin kirkas, että se on pystytty havaitsemaan Maan päällä. Ensimmäinen rekisteröity supernova nähtiin todennäköisesti Kiinassa 185 jaa. Länsimaissa Tycho Brahen havaitsema supernova vuonna 1572 muutti ihmiskunnan käsityksen aristoteliläisestä pysyvän ja muuttumattoman taivaankannen mallista kohti nykyistä käsitystä maailmankaikkeudesta, ja se oli todennäköisesti yksi suurimmista tieteellisen vallankumoukseen johtaneista syistä.
Universumin kirkkaimmat kohteet vastuussa näkymättömän voiman havaitsemisesta
Supernovahavainnot ovat myös avainroolissa maailmankaikkeuden ominaisuuksien hahmottamisessa. Vuonna 1998 kaksi tutkimusryhmää tulivat tulokseen havaitessaan tyypin Ia -supernovia, että maailmankaikkeus laajenee kiihtyvällä nopeudella. Tyypin Ia -supernovia voidaan käyttää ns. standardikynttilöinä, koska niiden kirkkaus voidaan laskea supernovan himmenemisnopeudesta, ja näin ollen niiden etäisyys tunnetaan tarkasti. Tyypin Ia -supernovat ovat todennäköisesti valkoisia kääpiöitä, pieniä tähtien ytimiä, jotka jäävät jäljelle kun Auringon massainen tähti kuolee. Koska valkoiset kääpiöt eivät kuitenkaan luhistu oman painovoimansa alla, eivätkä koskaan itsenäisesti tuota supernovaräjähdystä, täytyy valkoisten kääpiöiden saada materiaa jostain, jotta kriittinen massaraja ylittyy. Tutkijat ajattelevat tyypin Ia -supernoviin johtavien valkoisten kääpiöiden sijaitsevan kaksoistähtijärjestelmissä, jolloin valkoinen kääpiö voi imeä kriittiseen massarajaan tarvittavan materian kumppanitähden pinnalta. Vaihtoehtoisesti ylimääräinen massa voidaan saada myös törmäyksestä toiseen valkoiseen kääpiöön. Koska supernovat ovat niin kirkkaita, niitä voidaan havaita suurien etäisyyksien päästä, jolloin maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen tulee paremmin esiin verrattuna Henrietta Swan Leavittin ja Edwin Hubblen tekemiin aikaisempiin havaintoihin maailmankaikkeuden laajenemisesta käyttäen kefeidejä, sykkiviä tähtiä. Maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyvällä tahdilla sen sijaan vihjaa, että jokin tuntematon voima työntää galakseja pois toisistaan voittaen galakseja yhteen vetävän painovoiman vaikutuksen. Tämä tuntematon voima tunnetaan nykyään nimellä pimeä energia.
Supernovien havaitseminen käytännössä
Vaikka supernovat ovat niinkin kirkkaita kuin ovat, niitä on silti vaikeaa havaita omasta galaksistamme. Tähtitieteilijät ovat löytäneet 274 supernovajäännettä Linnunradasta, mutta suurinosa uusista supernovista jää Linnunradan kiekossa sijaitsevan pölyn peittoon. Itseasiassa yhtäkään uutta supernovaa ei olla havaittu Linnunradassa sitten teleskoopin keksimisen jälkeen. Toisaalta esimerkiksi vuonna 1987 havaittu läheisessä galaksissa räjähtänyt supernova (SN 1987a) pystyttiin havaitsemaan paljain silmin, vaikka se sijaitseekin 168000 valovuoden päässä. SN 1987a onkin tärkeä tutkimuskohde, joka auttaa tutkijoita selvittämään miten supernovaräjähdys vaikuttaa sitä ympäröivään tähtienväliseen avaruuteen, ja mitkä seikat vaikuttavat siihen jääkö supernovasta jäljelle neutronitähti vai musta aukko (kts. Tiedeviikko 46/10: Nuorin musta aukko). Supernovien metsästys muista galakseista tuo tutkijoille mukanaan runsauden ongelman. Maailmankaikkeus on pullollaan potentiaalisia galakseja, joista supernovia on mahdollista havaita, joten valinta mitä galakseja havaitaan on vaikea. Valinta riippuu vahvasti myös siitä, kuinka isoa osaa taivaasta teleskoopilla on mahdollista havaita, ja kuinka pitkään kuvia voidaan valottaa, eli kuinka kaukaisia supernovia haluaisimme havaita. Tämän lisäksi supernovat himmenevät muutamassa viikossa näkymättömiin, joten valittuihin kohdegalakseihin täytyy palata aina uudelleen viikon tai kahden päästä. Kaikista kirkkaimpia galakseja monitoroidaan säännöllisesti, mutta jos meillä olisi mahdollista käyttää resursseja myös himmeämpien galaksien havaitsemiseen, löytäisimme todennäköisesti paljon uusia supernovia ja oppisimme kuinka supernovat käyttäytyvät paljon monipuolisimmissa galaktisissa ympäristöissä.
Nykyteknologia tuo mukanansa tutkijoille paljon kehittyneemmät mahdollisuudet havaita supernovia. Viime vuosikymmenellä tutkijat (ja pikkutytöt) ovat havainneet suurinpiirtein kaksi kertaa enemmän supernovia kuin kaikki aikaisemmin havaitut yhteensä, ja tahti on yhä kiihtymässä. Esimerkiksi Havaijille rakennettu Pan-STARRS -observatorio koostuu neljästä halkaisijaltaan 1.8 metrisestä teleskoopista, joissa jokaisessa on 1400-megapikselin kamera, ja ne pystyvät kuvaamaan koko Havaijilta nähdyn taivaan viikossa. Pan-STARRS:in odotetaan löytävän noin 5000 uutta tyypin Ia -supernovaa, joka on kaksi kertaa enemmän kuin niiden tunnettu määrä tänä päivänä.
Kuten tähtitieteilijät tuppaavat sanomaan: olemme tähtipölyä, lukemattomien supernovaräjähdysten tuotos. Mitä enemmän havaitsemme ydinluhistumissupernovia, sitä enemmän tiedämme kuinka kemialliset elementit syntyvät ja hajaantuvat galakseissa. Vastaavasti mitä enemmän havaitsemme tyypin Ia -supernovia, sitä enemmän tiedämme pimeän aineen luonteesta. Kuolevilla tähdillä on siis paljon sanottavaa Maapallon ja maailmankaikkeuden historiasta, ja lienee perusteltua tutkia kohteita, jotka ovat viime kädessä vastuussa meistä kaikista.
Tiedeviikko 36+37/10
Tiedeviikko sisältää jälleen kaksi edellistä viikkoa, sillä vietin suurimman osan tästä ajasta IAU Symposium 275: Jets at all scales -konferenssissa (josta todennäköisesti tulee jonkinlainen tiivistelmä vähän myöhemmin). Mutta sitten asiaan:
Tähden kuoleman spiraali
- Credits: ESA/NASA/R. Sahai
Tutkijat ovat havainneet uskomattoman säännöllisen spiraalimaisen muodostelman käyttäen Hubble -avaruusteleskoopin Advanced Camera for Surveys -instrumenttia. Kyseessä ei ole spiraaligalaksi vaan esi-planetaarinen sumu IRAS 23166+1655, joka on paksun pölypilven taakse piiloutuneen tähden LL Pegasi (tai AFGL 3068) ympärillä. Spiraalin muodostava materia liikkuu noin 15 kilometriä sekunnissa ja mittaamalla spiraalin kerrosten etäisyyden toisistaan (noin 0.035 valovuotta) tutkijat pystyivät arvioimaan kerrosten pyyhkäisevän saman kohdan avaruudessa noin 710 vuoden välein. Näin säännöllinen kuvio edellyttää säännöllistä fysikaalista prosessia sen syntymiseltä ja tutkijat huomasivat LL Pegasin olevan kaksoistähti käyttäen infrapunahavaintoja Keck II -teleskoopilla (infrapunasäteily läpäisee pölypilven helpommin kuin näkyvä valo). Havaintojen perusteella tutkijat pystyivät arvioimaan LL Pegasin tähtien kiertoajaksi toistensa ympäri olevan 810 M-0.5 vuotta olettaen, että molemmat tähdet painavat saman verran (=M). Samojen havaintojen mukaan toinen tähdistä on vanhempi, elämänsä loppuvaiheessa oleva, materiaa menettävä hiilitähti ja toinen nuorempi, noin Auringon massainen tähti. Hiilitähti on normaali, noin Auringon massainen tähti, joka on fuusioinut kaiken vetynsä heliumiksi ja vedyn loputtua alkanut fuusioida heliumia hiileksi. Tämä prosessi aiheuttaa tähden pullistumisen ja voimistuva säteilypaine puhaltaa tähden ulkokuoren valtavana tähtituulena avaruuteen. Tähtituuli on pallosymmetrinen, mutta tähden kiertäessä toista tähteä, tähtituuli muodostaa spiraalimaisen kuvion pyörivän sprinklerin tapaan. Kaksoistähden kiertoaika-arvio onkin erittäin lähellä spiraalin kerrosten etäisyydestä saatua aika-arviota, joten todennäköisesti yllä kuvailtu mekanismi on spiraalikuvion syntymekanismi. Jotta pystymme kuitenkin ylipäätään näkemään tämän spiraalin, täytyy sitä valaista taustalta jollain, samaan tapaan kuin Aurinko valaisi pyörivästä ohjuksesta vuotavan polttoainesuihkun Norjan taivaalla viime vuonna. Valo ei kuitenkaan voi tulla itse kaksoistähdestä, sillä se on tähtituulen synnyttämän paksun pölysumun peitossa, joten tutkijat arvevat itse galaksin kaikkien tähtien yhteenlasketun valon valaisevan spiraalia. Spiraali näyttäisikin olevan kirkkaampi oikealta laidaltaan, jossa galaksin taso ja näin ollen suuri määrä tähtiä sijaitsee.
Elämä alkoi ehkä kunnon rysäyksellä
Yksi kuuluisimpia elämän syntyä tutkivista kokeista on Stanley Millerin koe, jolla hän osoitti, että Maapallon esi-ilmakehä pystyisi synnyttämään aminohappoja, jotka ovat proteiinien rakennuspalikoita. Myöhemmin tutkijat ovat kuitenkin osoittaneet, että Maapallon esi-ilmakehän koostumus ei itseasiassa vastaa Millerin kokeessa käytettyä koostumusta. Nyt kuitenkin Nature Chemistry -lehdessä julkaistu artikkeli ehdottaa, että komeetan shokkiaalto sen törmätessä Maahan pystyisi synnyttämään elämän tarvitsemat biologiset osaset huolimatta siitä, mikä Maapallon ilmakehän koostumus oli. Komeetat sisältävät yksinkertaisia orgaanisia yhdisteitä kuten ammoniakkia (salmiakkia!) ja etanolia, mutta ei lähellekkään niin monimutkaisia yhdisteitä kuten aminohappoja. Komeetoilla näyttäisi olevan kuitenkin oma tapansa synnyttää aminohappoja. Ensinnäkin niitä on paljon ja Maapalloon törmäsi todennäköisesti valtava määrä komeettoja tuoden arviolta 1013 kilogrammaa orgaanista materiaalia vuosittain Maapallolle satojen miljoonien vuosien ajan. Toiseksi komeettojen törmäykset olivat vähintäänkin väkivaltaisia prosesseja, joissa epätavallisia kemiallisia prosesseja saattoi tapahtua, mitä ei olisi tapahtunut ’normaaleissa’ sen aikakauden olosuhteissa. Näin ollen tutkijat ajoivat molekyyliskaalan simulaatioita supertietokoneilla, joissa tutkittiin mitä tapahtuu kun shokkiaalto kulkee komeettojen tuoman orgaanisen aineen läpi. Shokkiaalto luo nopeasti olosuhteet, joissa yksinkertaiset yhdisteet hajoavat ja luovuttavat vetyioneita, muodostaen hiili-typpiyhdisteitä, jotka ovat olennaisia osasia aminohapoissa ja nukleotideissä. Shokkiaallon aiheuttaman paineen olessa suurimmillaan, jopa kymmenen atomin ketjut olivat mahdollisia. Shokkiaallon liikkuessa nopeasti eteenpäin, juuri syntyneet yhdisteet eivät hajonneet ja näin ollen jäljelle jäi runsaasti glysiiniä, yksinkertaisinta aminohappoa sekä sinihappoa ja formaldehydiä, jotka voivat synnyttää monimutkaisempia aminohappoja reagoidessaan toistensa kanssa. Nykyään tutkijat uskovat elämän syntyneen kuitenkin RNA-maailmassa, jossa proteiineja ei ollut, aminohappojen ollessa mukana vain joissain tärkeissä kemiallisissa reaktioissa. Siitä huolimatta ko. tutkimus luo valoa siihen, miten elämä on voinut alkaa käyttää aminohappoja matkalla proteiinien tuotantoon. Jos yksinkertaisia aminohappoja oli jo valmiiksi helposti tarjolla on evoluutio voinut yksinkertaisesti valita tavan käyttää niitä.
Hienorakennevakio ei ehkä olekaan vakio
- Credit: Berengut/UNSW
Tutkiessaan maailmankaikkeutta tähtitieteilijät luottavat fysikaalisten prosessien olevan avaruuden kaukaisimmassa kolkassa samanlaiset kuin Maan päällä mitatut. Havaintojen mukaan tämä oletus näyttäisi pätevän erityisen hyvin. Mikäli fysiikan lakien vakiot vaihtelisivat suuresti paikasta toiseen ei tähtiä tai galakseja muodostuisi, mutta koska näemme niitä niin kaukana kuin havaintolaitteet antavat myöten, ainakin näkyvän maailmankaikkeuden alueella vakiot ovat tosiaan vakioita. Tästä huolimatta uusi tutkimus (tosin vasta lähetetty arvioitavaksi Physical Review Letters -lehteen) näyttäisi osoittavan, että yhden universumin vakion, hienorakennevakion, arvo vaihetelisi riippuen mihin suuntaan maailmankaikkeutta tarkastellaan. Hienorakennevakio kuvaa sähkömagneettisen vuorovaikutuksen suuruutta ja se on osa vedyn rakenteen kvanttimekaanista kuvausta määrittäen sallitut elektronien energiatasot atomissa. Ensialkuun tuntuu hieman oudolta, että tähtitieteen havaintoja käytetään atomiskaalan ilmiöiden tutkimisessa, mutta havaitsemalla tähtitieteellisten kohteiden energiaspektrejä, atomien energiatasot näkyvät niissä absorptio- ja emissioviivoina. Atomien absorboidessa sopivan aallonpituuden omaavan säteilyn fotoneja vastaten energiaa, jolla elektroni voi siirtyä energiatasolta toiselle, se jättää energiaspektriin kuopan kyseisen energian kohdalle ja päinvastoin atomin emittoidessa fotonin elektronin pudotessa ylemmältä energiatasolta alemmalle, se muodotaa piikin kyseisen energian kohdalle spektriin. Ko. tutkimuksessa tutkijat havaitsivat 300 galaksin energiaspektrejä ja havaitsivat pieniä muutoksia energiaspektrien absorptioviivojen paikoissa, jotka voivat syntyä mikäli hienorakennevakio ei olisikaan vakio. Käyttäen kahta teleskooppia sekä pohjoisella (Keck) että eteläisellä (VLT) pallonpuoliskolla tutkijat huomasivat, että hienorakennevakio on hitusen pienempi pohjoisella pallonpuoliskolla ja hitusen suurempi eteläisellä pallonpuoliskolla. Tämä hitunen on kuitenkin melko pieni, vain yksi sadastuhannesosa ja sillä ei olisi suurta merkitystä näkyvän maailmankaikkeuden rakenteen kannalta. Kuitenkin tutkijat spekuloivat, että hienorakennevakion ei-vakioisuudella on merkitys suuremman mittakaavan etäisyyksillä kuin näkyvän maailmankaikkeuden. Tutkijat ehdottavat tulosten olevan ristiriidassa Einsteinin ekvivalenssiperiaatteen kanssa ja osoittavan maailmankaikkeuden olevan hyvin suuri (jossa näkyvä maailmankaikkeus on vain pieni osa), missä hienorakennevakio voi vaihdella hyvinkin paljon muuttaen paikallisia fysiikan lakeja. Näin ollen oma maailmankaikkeuden kolkkamme olisi kuin pieni keidas, jossa elämän synty on mahdollista. Tämä lähestymistapa poistaisi myös ns. hienosäädetyn kaikkeuden ongelman ilman tukeutumista sellaisiin konsepteihin kuin multiversumi. Kaikesta huolimatta kyseinen tutkimus on vasta ensimmäinen laatuaan ja näin mullistavalle tulokselle vaaditaan lisää varmistavia havaintoja (skeptinen näkökulma löytyy esim. täältä). Joten sanoisin, että tämä tutkimus kuuluu ’stay tuned’ -kategoriaan.
Viikon kuva
Astronomy Photographer of the Year -kisan voittokuva ’Blazing Bristlecone’:
- Credits: Tom Lowe
Viikon video
Lähes 400 km/h, yli 10 G:n kiihdytysvoimat ja senttien päässä maasta: muutto- ja kanahaukan uskomattomat lentotaidot (katso erityisesti loppupuolella oleva metsäosuus)
Tiedeviikko 18/10
Hubblen teini-ikä on ohi
Viime viikolla yksi kaikkien aikojen tunnetuimmista ja menestyksekkäimmistä tieteellisistä projekteista täytti 20 vuotta, nimittäin NASA:n avaruusteleskooppi Hubble Space Telescope. Hubblen tieteellistä antia voi seurata täältä, joka koostuu mm. eksoplaneetoista ja pimeästä aineesta aina kaukaisiin galakseihin asti. Syntymäpäivän kunniaksi STScI (Space Telescope Science Institute) julkaisi Hubblen ottaman upean kuvan kaasusumu Carina Nebula:sta ja tässä siitä hieno 3D zoom-up versio:
Juhlan kunniaksi on julkaistu myös video Hubblesta, jonka kertojana on Star Trekistä tuttu Brent Spiner (Data).
Uutta Planck dataa tarjolla
Kosmista mikroaaltotaustasäteilyä mittaava ESA:n Planck-satelliitti antaa vielä odottaa karttaansa maailmankaikkeuden alkuhetkiltä, mutta siinä sivussa tarjoaa kuvia edessäolevilta ”häiriötekijöiltä”. Ja mikä on toisen tähtitieteilijän kohinaa on se toisen dataa. Ensimmäiseksi Planck-tiimi julkaisi kuvan Linnunradan lähialueen pölyjakaumasta ja nyt on tarjolla kuvia tähtiensyntypaikoista, pölyisiä paikkoja nekin. Jotta Planckin datasta voidaan luotettavasti poistaa kaikki etualan kohteet, se havaitsee taivasta useammalla aallonpituudella. Linnunradan magneettikentän mukaan liikkuvat nopeat elektronit lähettävät synkrotronisäteilyä noin senttimetrin aallonpituudella (punainen väri alla olevassa kuvassa), kun taas muutaman millimetrin aallonpituuksia dominoi juuri syntyneiden tähtien voimakkaan säteilyn kuumentama ja ionisoima kaasu (vihreä). Vastaavasti kymmenesosa millimetrin aallonpituuksia hallitsee tähtienvälisen kaasun lämpösäteily (sininen).
- Credits: ESA/LFI & HFI Consortia
LHC:n ensiaskelia
LHC hiukkaskiihdytin on ottanut askeleen eteenpäin kohti vuoden tavoitetta. LHC:n protonisuihkuja puristettiin onnistuneesti kasaan, jolloin törmäysten määrä nousi kertaluokkaa suuremmaksi, ja LHC saavutti käänteisen nanobarnin verran dataa (eli yksi törmäys per miljardisosa barnia). Vuoden tavoitteeseen on kuitenkin vielä matkaa, joka on miljoona kertaa enemmän dataa.
Uusi italialais-venäläinen fuusioreaktori suunnitteilla
Viime maanantaina lyötiin lukkoon Italian ja Venäjän välinen fuusioreaktorisuunnitelma IGNITOR. Samaan tapaan kuin kansainvälinen fuusioreaktoriprojekti ITER, IGNITOR on myös tokamak, munkkirinkilän muotoinen reaktori joka ohjailee magneettikentän avulla fuusioitavia aineita (yleensä deuteriumia ja tritiumia) äärimmilleen kuumennetussa plasmassa. IGNITOR:n pääasiallinen tavoite on saavuttaa plasmatila, jossa kuumennettu plasma pitää fuusioreaktiot itsenäisesti käynnissä ilman ulkoista kuumennusta. Vastaavasti ITER:n tavoite on tuottaa enemmän energiaa fuusioreaktioista kuin mitä niiden käynnistämiseen tarvitaan.
E-ELT:n rakennuspaikka vahvistui
ESO:n seuraava jättiteleskooppi European Extremely Large Telescope tullaan rakentamaan Chileen Cerro Armazones alueelle muutama kymmenen kilometriä Paranalista, missä sijaitsee ESO:n muita teleskooppeja mm. Very Large Telescope. Loppusuoralla sijaintivaihtoehtona oli Espanjan La Palma saari Kanariansaarilla, jonka lisäksi Espanja oli valmis tukemaan teleskooppia 300 miljoonalla eurolla, mutta Cerro Armazonesin havainto-olosuhteet olivat ratkaisevasti paremmat.
Lyhyesti
- Vesijäätä ja orgaanista ainetta on löydetty 24 Themis asteroidin pinnalta. Uusi löytö vahvistaa teoriaa, jonka mukaan vesi ja orgaaninen aine olisi kulkeutunut Maahan asteroidien mukana. Tutkimus julkaistiin Nature-lehdessä.
- Parin sadan kilometrin mittainen hiekkamyrsky Saharassa NASA:n MODIS-satelliitin kuvaamana:
Credits: NASA/Jeff Schmaltz/MODIS Rapid Response Team
uniVersI/O 