uniVersI/O


Category Archive

The following is a list of all entries from the Galaksit category.

Tiedekatsaus 1/12

Hyvää uutta vuotta! Viime vuoden loppu puolella tiedeviikko ei pysynyt enää viikkoaikataulussa, joten uuden vuoden kunniaksi tiedeviikko muutetaan tiedekatsaukseksi. Uusi vuosi alkaa tähtitieteen parissa ja ensimmäinen katsaus käsittelee tammikuussa järjestetyn Amerikan tähtitieteellisen seuran talvikokouksen antia. Luvassa on uusia tutkimuksia tämän vuoden varmaksi hittituotteeksi muodostuvista eksoplaneetoista ja pimeästä aineesta gammasäteitä unohtamatta. Ja eikun menoksi…

Pimeän aineen verkko

Credit: Van Waerbeke, Heymans & CFHTLens collaboration
Credit: Van Waerbeke, Heymans & CFHTLens collaboration

Emme voi nähdä sitä, emme voi tuntea sitä, emmekä voi reagoida sen kanssa, mutta pimeä aine on yksi maailmankaikkeutemme peruspilareista. Ensimmäiset vihjeet meille näkymättömän aineen olemassaolosta saatiin 1970-luvulla spiraaligalaksihavainnoista, joiden pyörimisprofiilin selittämiseksi pimeää ainetta ensimmäisenä ehdotettiin. Sittemmin tutkijat ovat osoittaneet, että pimeä aine hallitsee maailmankaikkeuden aineen määrää viisinkertaisella osuudellaan verrattuna näkyvään, atomeista koostuvaan aineeseen. Simulaatiot ovat osoittaneet, että maailmankaikkeus on järjestäytynyt verkkomaiseksi rakenteeksi, jossa pimeän aineen solmukohtiin on kerääntynyt näkyvän aineen keskittymiä, galaksijoukkoja, mutta toistaiseksi tutkijat eivät ole pystyneet osoittamaan tätä havaintojen pohjalta. Nyt kansainvälinen tutkimusryhmä käyttäen Canada-France-Hawaii -teleskooppia on onnistunut havaitsemaan pimeän aineen laajan mittakaavan verkkomaisen rakenteen. Mutta miten se on mahdollista, kun pimeää ainetta on mahdoton nähdä? Ratkaisu on käyttää itse pimeää ainetta havaintovälineenä. Tutkijat selvittivät miten etualalla sijaitsevat galaksijoukot kaareuttavat avaruutta, ja samalla vääristävät joukon takana olevien galaksien valoa, toimien ns. gravitaatiolinssinä. Tutkijat havaitsivat taustalla sijaitsevien galaksien näennäistä kaareutumista ja laskivat kuinka massiivinen etualan galaksijoukon täytyy olla, jotta havaittu kaareutuvuus pystyttiin toistamaan tietokonemallia apuna käyttäen. Näin pystytään arvioimaan galaksijoukon todellinen massa pimeä aine mukaanlukien. Vastaavasti pimeän aineen määrä saadaan vähentämällä kokonaismassasta näkyvän aineen eli tähtien ja galaksien massa, joka taas voidaan arvioida galaksijoukon kirkkauden perusteella. Tulokset pohjautuvat viiden vuoden aikana tehtyihin havaintoihin kymmenestä miljoonasta galaksista, joiden avulla yo. pimeän aineen kartta pystyttiin muodostamaan. Kartta vahvistaa edelleen käsitystä siitä, että maailmankaikkeuden rakenne koostuu tiheistä solmukohdista, massiivisista galaksijoukoista, joita yhdistää ohuet säikeet, jotka ympäröivät tyhjiä alueita.

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

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

Credit: ESO/M. Hayes

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.


Supermassiiviset mustat aukot: elämä, maailmankaikkeus – ja kaikki

On aika rikkoa blogin bittihiljaisuus pitkästä aikaa runsaan matkustelun jälkeen. Edellämainittu sisälsi visiitin mm. Amerikan tähtitieteellisen seuran (American Astronomical Society) tapaamiseen Bostonissa, Massachusettsissa. Tapaamisen yhdeksi kohokohdista nousi Ryan C. Hickoxin esitelmä What Drives the Growth of Black Holes? Esitelmän pohjalta olen koonnut alle artikkelin supermassiivisten mustien aukkojen elämästä ja niiden vaikutuksesta ympäristöönsä (kuvat on myös muokattu kyseisestä esitelmästä).

Mustia aukkoja on kaikkialla

Ensikuulemalta mustat aukot vaikuttavat varsin eksoottisilta kohteilta, universumin oikuilta tai suhteellisuusteorian erikoistapauksilta, mutta todellisuudessa ne ovat hyvin yleisiä maailmankaikkeudessamme. Supermassiivisia (yli miljoonan Auringon massaisia) mustia aukkoja majailee lähes kaikkien massiivisten galaksien ytimissä mukaan lukien oma Linnunratamme. Vaikka mustien aukkojen ymmärtämiseen tarvitaan yleistä suhteellisuusteoriaa, niiden olemassaolo voidaan vakuuttavasti todistaa käyttämällä vain Newtonin painovoimateoriaa. Seuraamalla Linnunradan keskustan tähtien liikkeitä niiden kiertäessä ympäri meille näkymätöntä kappaletta, ja käyttämällä Keplerin kolmatta liikeyhtälöä (johdettavissa Newtonin painovoimalaista), voimme johtaa kyseisen näkymättömän kappaleen massaksi noin neljä miljoonaa Auringon massaa. Jotta vakuuttuisit varmasti supermassiivisten mustien aukkojen olemassaolosta, oikeaa suuruusluokkaa olevan arvion voi laskea helposti ao. videon avulla. Videossa on esitetty tähtien liike ja erityisesti tähden S2 liike Linnunradan keskustan näkymättömän kappaleen ympäri. Karkeasti katsoen videosta saamme tähden S2 kiertoajaksi P noin 15 vuotta (4.73⨯108 s) ja ellipsin isoakselin a pituudeksi noin 5 valopäivää (1.30⨯1014 m). Syöttämällä nämä arvot Keplerin kolmanteen liikeyhtälöön P²=4πa³/MG ja käyttämällä gravitaatiovakion arvoa G=6.67⨯1011 Nm²/kg² saamme massalle arvon M = 4π²a³/P²G ≈ 1.85⨯1036 kg, mikä vastaa vajaata miljoonaa Auringon massaa. Niinpä on erittäin hankalaa keksiä yhtä yksinkertaista ratkaisua kohteelle, joka sijaitsee keskellä Linnunrataa alueella, jonka läpimitta on korkeintaan kolmanneksen Maan ja Auringon välimatkasta, joka painaa yli miljoona Auringon massaa, ja joka ei säteile näkyvän valon aallonpituudella* kuin supermassiivinen musta aukko.

* ollen siis ”musta”, mutta esimerkiksi radioaallonpituuksilla kyseessä on erittäin kirkas kohde, johtuen mustan aukon navoilta linkoutuvien hiukkassuihkujen radiosäteilystä, kts. seuraava kappale.

Supermassiiviset mustat aukot ovat yksi universumin kirkkaimmista kohteista

Intuitiivisesti ajateltuna mustien aukkojen tutkiminen on mahdotonta. Miten kohdetta joka on musta ja jonka painovoima on niin suuri, että edes valo ei pääse sieltä karkuun voidaan ylipäätään tutkia? Vastaus on tietysti jo edellisessä kappaleessakin käsitellyt toissijaiset vaikutukset. Mustan aukon painovoima (tai suhteellisuusteoreettisesti sanottuna sen kaareuttama aika-avaruus) muuttaa lähiavaruuden tähtien ratoja, joita seuraamalla pääsemme käsiksi mustan aukon massaan. Mikäli tähti kulkee tarpeeksi läheltä mustaa aukkoa, se voi hajota kappaleiksi ja tähtiaines (tai plasma) alkaa hiljalleen vajota kohti väistämätöntä kohtaamista mustan aukon kanssa. Vasta aivan viime aikoina tutkijat ovat päässeet todistamaan reaaliajassa tähden ja mustan aukon kohtaamista (kts. Tiedeviikko 14+15/11: Supermassiivisen mustan aukon lounas). Mustat aukot eivät ole turhan tarkkoja siitä mitä ne suuhunsa laittavat. Tähtien lisäksi mustiin aukkoihin putoaa runsaasti lähiavaruuden kaasua ja pölyä. Ennen aukkoon putoamista kaasu, pöly tai tähtiaines ehtivät kuumeta kitkan ja magneettisten vuorovaikutusten ansiosta kymmeniin tuhansiin asteisiin*, jolloin plasma säteilee ultraviolettisäteilyä. Mustat aukot kasvavat siis jatkuvasti olettaen, että materiaa on kokoajan saatavilla, mutta samalla mustaan aukkoon putoava materia säteilee valtavan määrän energiaa. Karkeasti arvioituna säteilyn energia tai luminositeetti L (säteilyenergia per aikayksikkö) on materian muuttumista energiaksi jossakin aikayksikössä m’ (Einsteinin E=mc² mukaisesti) jollakin hyötysuhteella ε, eli L = εm’c². Esimerkiksi aineen kohdatessa antiainetta ε=1 (kaikki aine muuttuu energiaksi) ja vastaavasti tähtien fuusion hyötysuhde on ε=0.007. Mustien aukkojen ympärillä olevan plasman hyötysuhde on noin ε=0.1, eli mustat aukot ovat erittäin tehokkaita muuttamaan ainetta energiaksi (tämä siis olettaen, että mustien aukkojen ympärillä on tarjolla materiaa, joka voi ylipäätään pudota mustaan aukkoon). Tästä syystä ne ovat yksiä kirkkaimmista kohteista maailmankaikkeudessa ja näemmekin supermassiivisia mustia aukkoja aina näkyvän maailmankaikkeuden reunalle saakka. Yo. luminositeetin kaavasta nähdään, että mitä enemmän ainetta aikayksikköä kohden putoaa kohti mustaa aukkoa sitä suuremmaksi sen luminositeetti kasvaa ja näin ollen sitä kirkkaammaksi näemme mustan aukon tulevan. Tästä voisi vetää johtopäätöksen, että mustien aukkojen ympärillä olevan aineen säteily voisi kasvaa mielivaltaisen suureksi. Tässä tapauksessa raja tulee kuitenkin vastaan, kun aineen säteilypaine kasvaa niin suureksi, että se estää materian putoamisen kokonaan kohti mustaa aukkoa. Kun aineen putoaminen mustaan aukkoon vähenee, luminositeetti ja vastaavasti säteilypaine vähenee, jolloin mustan aukon painovoima alkaa taas voittaa säteilypaineen ja materiaa alkaa jälleen putoamaan kohti mustaa aukkoa. Sama sykli toistuu aina uudelleen ja uudelleen niin kauan kuin materiaa mustan aukon ympärillä riittää. Tämä painovoiman ja säteilypaineen välinen tasapainoilu johtaa mustan aukon ympärillä olevan materian säteilyn vaihteluun ja jaksoihin, jolloin säteily on vähäistä ja vastaavasti jaksoihin jolloin se on suurempaa. Kyseinen raja, jolloin säteilypaine ja painovoima ovat yhtäsuuret on sen verran tärkeä astrofysiikassa, että sille on annettu nimi sen keksijän mukaan: Eddingtonin raja, ja sen arvo on LEdd = 1038 erg s-1 kertaa mustan aukon massa Auringon massoina mitattuna. Eli miljoonan Auringon massaisen mustan aukon Eddingtonin raja on LEdd = 1046 erg s-1. Yo. kaavasta voidaan siis huomata, että mitä massiivisempi musta aukko sitä suurempi on Eddingtonin raja ja näin ollen sitä nopeammin musta aukko voi kasvaa. Verratessa havaintoihin tutkijat ovat huomanneet, että nopeasti kasvavat massiiviset mustat aukot ovat harvinaisia lähiavaruudessa, jossa on enimmäkseen hitaammin kasvavia (siis niiden säteily on heikompaa) supermassiivisia mustia aukkoja. Jos lähiavaruuden mustien aukkojen nykyinen kasvunopeus summataan yli maailmankaikkeuden iän, ei päästä lähellekään niiden havainnoista mitattua massaa, joten näiden supermassiivisten mustien aukkojen on täytynyt kasvaa nopeammin jossain maailmankaikkeuden varhaisemmassa vaiheessa.

* Kymmeniin tuhansiin asteisiin supermassiivisten mustien aukkojen tapauksessa. Jos kyse on muutaman Auringon massaisesta mustasta aukosta, jonka tapahtumahorisontti on huomattavasti pienempi, plasma lähellä horisonttia kuumenee miljooniin asteisiin säteillen röntgensäteilyä

Mustien aukkojen vaikutus emogalaksiin ja suuren mittakaavan rakenteisiin

Kun nyt olemme päässeet tilanteeseen, jossa supermassiivisten mustien aukkojen olemassaolo on perusteltu, ja se kuinka paljon energiaa vapautuu materian matkatessa kertymäkiekossa kohti mustaa aukkoa, voimme kysyä mitä tuolle energialle sitten tapahtuu? Samoin olemme raapaisseet hieman pintaa kuinka supermassiiviset mustat aukot kasvavat, mutta kuinka mustien aukkojen kasvu on kytköksissä emogalakseihin ja suuren mittakaavan rakenteisiin? Ja viimeiseksi kuinka massiiviset mustat aukot kasvoivat nopeasti jossain maailmankaikkeuden varhaisemmassa vaiheessa? Palataanpa hetkeksi takaisin Eddingtoniin rajaan, ja määritetään uusi suure, Eddingtonin suhde, joka on mustaan aukkoon putoava aineen luminositeetti jaettuna Eddingtonin rajalla (L/LEdd). Kun supermassiivisen mustan aukon ympärillä olevan aineen luminositeetti lähenee Eddingtonin rajaa, Eddingtonin suhde lähenee ykköstä ja vastaavasti kun luminositeetti pienenee Eddingtonin suhde lähenee nollaa. Kun Eddingtonin suhde on lähellä ykköstä, plasma työntyy lähelle mustan aukon tapahtumahorisonttia, kuumenee huomattavasti, säteilee paljon, mikä tuottaa suuren säteilypaineen ja puhaltaa ainetta pois mustan aukon lähettyviltä hiukkastuulen muodossa. Matalemmilla Eddingtonin suhteen arvoilla, säteilypaine on paljon pienempi, mutta tällöin supermassiivisen mustan aukon navoilta havaitaan kaksi toisiaan vastakkain olevaa hiukkassuihkua. Hiukkassuihkujen syntymekanismi ei ole tutkijoille vielä täysin selvä, mutta havainnot mustista aukoista osoittavat, että niitä esiintyy lähes aina mustien aukkojen ympärillä aina kun säteilypaine ei ole liian suuri. Toisin kuin voimakas säteily, hiukkassuihkujen energia on mekaanista ja törmätessään galaksienväliseen aineeseen ne luovuttavat sille huomattavasti enemmän energiaa kuin säteilypaine. Näin ollen hiukkassuihkut muokkaavat ympäristöään voimakkaasti. Esimerkiksi miljardin Auringon massaisen mustan aukon navoilta sinkoutuva hiukkassuihku omaa kaksikymmentä kertaa suuremman energian kuin kymmenen tuhatta kertaa massiivisemman mustan aukon ympärillä olevan kertymäkiekon säteilyenergia (kts. hiukkassuihkujen vaikutuksia ympäristöönsä esim. Tiedeviikko 44/10: Hannyn Voorwerp ja kvasaarin kaiku, tai Tiedeviikko 32+33/10Kosminen 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 12+13/11

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 6+7/11

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

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

 


Tiedeviikko 2/11

Uusi vuosi on lähtenyt hyvää vauhtia käyntiin ainakin tieteen osalta, ja jos sama tahti jatkuu niin luvassa on erityisen mielenkiintoinen tiedevuosi. Juuri Helsingissä loppuneet Tieteen Päivät painottuivat arkeen ja tämän kertaisessa tiedeviikossa selviää, että jokaisen arjessa on mukana eksotiikkaa ainakin tieteellisessä mielessä, nimittäin antimateriaa ja suhteellisuusteoriaa.

Ukkosmyrskyt sinkoavat antimateriaa avaruuteen

Credit: NASA

 

Tutkijat ovat havainneet käyttäen NASA:n gammasädesatelliitti Fermiä, jonka leipätyö on mm. havaita gammasäteitä kaukaisissa galakseissa tapahtuvien supermassiivisten tähtien räjähdyksistä, gammasäteitä huomattavasti läheisemmästä kohteesta, nimittäin Maasta. Eikä mitä tahansa gammasäteitä, vaan juuri tietyn energistä (511 keV) säteilyä, joka syntyy kun elektroni ja sen antihiukkanen, positroni, törmäävät ja tuhoavat toisensa. Kyseessä on ensimmäinen suora havainto ilmiöstä, jonka tutkijat ovat ajatelleet syntyvän ukkosmyrskyissä. Havaintojen perusteella näyttäisi siltä, että ukkosmyrskyt tuottavat jatkuvasti antimateriasuihkuja salamien sivutuotteena nk. maanpäällisissä gammasädevälähdyksissä. Sopivissa olosuihteissa voimakkaat sähkökentät lähellä ukkosmyrskyn huippua voivat laukaista ylöspäin suuntautuvan korkeaenergisen vyöryn elektroneja, jotka kohdatessaan ilmakehän molekyylejä muuttavat suuntaa lähettäen jarrutussäteilyä, jonka energia on gamma-alueella. Vastaavasti nämä gammasäteet törmäävät elektroneihin kiihdyttäen ne lähelle valonnopeutta, tai ne sattuvat kulkemaan läheltä atomin ydintä, jolloin gammasäde muuttuu elektroni-positronipariksi. Juuri syntyneet korkeaenergiset elektronit ja positronit pääsevät karkaamaan avaruuteen liikkuen pitkin Maan magneettikentän voimaviivoja, jossa ne voivat törmätä esimerkiksi gammasädesatelliittiin. Itseasiassa gammasädesatelliitin ei tarvitse edes nähdä koko ukkosmyrskyä vaan riittää, että se on magneettisesti kytköksissä siihen. Näin tapahtui 14. päivä viime joulukuussa, kun Fermi havaitsi positroniryöpyn Egyptin yllä, vaikka ukkosmyrsky ja gammasädevälähdys tapahtui 4500 kilometriä etelämpänä Sambian yläpuolella. Positroniryöppy jatkoi vielä matkaansa magneettikentän voimaviivaa pitkin magneettiseen pullonkaulaan, josta se heijastui ja osui matkallaan takaisin uudelleen satelliittiin (kts. kuva alla oikealla).

Credit: NASA

Kun positronit törmäävät satelliittien elektroneihin, ne tuhoutuvat välittömästi tuottaen yllämainittua 511 keV:n gammasäteilyä. Maapallolla on jokaisella ajanhetkellä käynnissä ukkosmyrskyjä noin pari tuhatta kappaletta ja gammasädevälähdyksiä arvioidaan tapahtuvan noin 500 päivässä, tosin useimmat näistä jäävät havaitsematta. Esimerkiksi Fermi on havainnut vasta 130 gammasädevälähdystä vuodesta 2008 lähtien. Mutta seuraavan kerran kun katselet ukkosmyrskyä ja komeaa salamatykitystä, voit hyvällä tuurilla samanaikaisesti ihailla luonnon omaa antimateriakonetta toiminnassa.

Credit: NASA

Einstein käynnistää autosi

Yleensä puhuttaessa suhteellisuusteoriasta mieleen tulee lähes valonnopeudella liikkuvat junanvaunut tai avaruusalukset, joissa aika hidastuu, pituudet muuttuvat ja samanaikaiset tapahtumat tapahtuvat eri aikaan. Näiden ajatusleikkien pohjalta on vaikea kuvitella suhteellisuusteorian vaikuttavan jokapäiväisessä elämässämme, mutta uuden tutkimuksen mukaan näin todellakin on asian laita. Physical Review Letterissä julkaistussa artikkelissa, jossa myös oli suomalaisia mukana Helsingin Yliopiston kemian laitokselta, väitettiin, että suhteellisuusteoriaa tarvitaan auton käynnistämisessä. Mistä siis on oikein kyse? Suhteellisuusteoria täytyy ottaa huomioon kun tarkastellaan elektronien liikettä raskaiden atomien ytimien ympärillä. Mitä raskaampi ydin sitä nopeammin sisimmät elektronit kiertävät ydintä. Kun nopeudet lähenevät valonnopeutta suhteellisuusteoreettiset vaikutukset tulevat mukaan kuviohin, ja raskaansarjan atomeilla, esimerkiksi lyijyllä, ulommaisten elektronien energiatasot muuttuvat tämän johdosta. Lyijyä sattuu löytymään paljon myös auton akuista, joka tuottaa sähköä reagoidessaan rikkihapon kanssa. Tutkijat mallinsivat sähkökemiallisia reaktioita ja totesivat suhteellisuusteorian olevan vastuussa 1.7-1.8:sta perusakun lyijyparin 2.11 voltista. Toisin sanoen ilman suhteellisuusteoriaa autosi ei käynnistyisi.

Tieteellinen artikkeli

Planckin ensimmäiset tulokset

Vuonna 2009 laukaistu Euroopan avaruusjärjestö ESA:n Planck-luotaimen ensimmäiset tiedeartikkelit ovat viimein julkaistu. Näistä mikään ei vielä käsittele luotaimen varsinaista tutkimuskohdetta, mikroaaltotaustasäteilyä, jonka tuloksia joudumme odottamaan vuoteen 2013 asti, vaan nk. etualan kohteita. Eli käytännössä kaikkea sitä, mitä on meidän ja taustasäteilyn välissä. Kaiken kaikkiaan Planck-tutkijat julkaisivat 25 artikkelia (jotka ovat luettavissa täällä), joista osa käsittelee Planckin instrumenttien toimintaa, datan prosessointia, datajulkaisua kompakteista kohteista ja loput sisältävät ensimmäisen analyysin etualan kohteista. Kohokohdat näistä ovat:

1) Tutkijoille on ollut jo pitkään selvää, että suurin osa maailmankaikkeuden tähdistä syntyy paikoissa, joita ympäröi paksu pölypilvi, joka estää näkyvän valon kulkeutumisen tähdistä meille saakka. Pölypilven sisällä sijaitsevat tähdet kuitenkin lämmittävät niitä ympäröivän pölyn huomattavasti kuumemmaksi kuin pöly, joka sijaitsee kaukana tähtiensyntyalueilta. Lämmin pöly säteilee Planckin kattamilla taajuusalueilla siirtyen punasiirtymän ansiosta matalemmille taajuuksille mitä kauempana galaksi meistä sijaitsee. Ensimmäistä kertaa Planck on havainnut tätä kosmista infrapunataustasäteilyä galaksien tähtiensyntyalueilta, jotka muodostuivat kun maailmankaikkeus oli noin kaksi miljardia vuotta vanha. Alla kuva kosmisesta infrapunataustasäteilystä kuudessa eri paikassa Planckin koko taivaan kartalla.

Credit: ESA / Planck Collaboration

2) Toinen mielenkiintoinen tulos koskee pölyä omassa galaksissamme. Nk. epätavallinen etualan mikroaaltosäteily (tai Foreground X), joka on diffuusia hehkua tiheistä ja pölyisistä alueista Linnunradassa, on askarruttanut tutkijoita jo vuosikymmeniä, mutta Planck näyttäisi tukevan teoriaa, jossa säteily tulisi nopeasti pyörivistä, pitkulaisista pölyhiukkasista. Alla kuva, jossa pyörivien pölyhiukkasten lähettämä säteily 30 GHz taajuusalueella vastaa pölyn lämpösäteilyn alueita 857 GHz taajuusalueella.

Credit: ESA / Planck Collaboration

3) Yo. tulosten lisäksi Planck on löytänyt uusia supergalaksijoukkoja niiden aiheuttaman nk. Sunyaev-Zel’dovitchin vaikutuksen kautta. Supergalaksijoukkojen Sunyaev-Zel’dovitchin vaikutus näyttäytyy Planckille kompakteina ja kylmempinä tai kuumempina (riippuen taajuudesta) kohteina mikroaaltotaustasäteilykartassa. Supergalaksijoukot ovat harvinaisia ja niiden määrä maailmankaikkeudessa kertoo meille universumimme koostumuksesta, kuinka nopeasti se laajenee, ja kuinka paljon materiaa se sisältää. Alla kuva juuri havaitusta, uudesta supergalaksijoukosta PLCK G214.6+37.0, joka on ensimmäinen Planckin havaitsema supergalaksijoukko. Vasemmalla Planckin havaitsema joukon Sunyaev-Zel’dovitchin vaikutus (punainen läiskä keskellä) ja oikealla ESA:n XMM-Newton -röntgensatelliitin kuva, joka paljastaa supergalaksijoukon koostuvan kolmesta galaksijoukosta.

Credit: ESA / Planck Collaboration

Lyhyesti:

Rapusumu

Rapusumun gammapurkausten arvoitus näyttäisi saavan jatkoa (kts. alustus Tiedeviikko 40/10:stä). NASA:n gammasädesatelliitti Fermin ja Italian avaruusjärjestö ASI:n gammasädesatelliitti AGILE:n tutkimusryhmät ovat julkaisseet artikkelin Science-lehdessä, joissa molemmissa päädytään samaan tulokseen: Rapusumun gammasädepurkausten syy on varattujen hiukkasten synkrotronisäteily. Synkrotronisäteilyä syntyy kun sähkömagneettiset kentät muuttavat varattujen hiukkasten ratoja, saaden ne säteilemään energialla, joka on verrannollinen hiukkasten nopeuteen. Fermin ja AGILEn mittaamat hiukkaset säteilevät kuitenkin PeV:n (siis Petaelektronivoltti) energialla, joten hiukkaset Rapusumussa liikkuvat todella, todella nopeasti (LHC on Rapusumun rinnalla lasten leikkiä). Itseasiassa niin nopeasti, että molempien tutkimusryhmien tutkijat ovat ymmällään, kuinka koko hiukkaskiihdytinprosessi Rapusumussa toimii.

Tieteellinen artikkeli 1 ja 2

Maa + 0.4

NASA:n Kepler -avaruusteleskooppi on löytänyt tähän mennessä pienimmän eksoplaneetan, jonka halkaisija on 1.4 kertaa Maan halkaisija. Eksoplaneetta Kepler-10b on kuitenkin huomattavasti massiivisempi (noin 4.6 Maan massaa) ja kuumempi, sillä se kiertää emotähteään lähempänä kuin Merkurius Aurinkoa. Kepler 10b ei missään nimessä ole elinkelpoinen millekään elämänmuodolle, mutta löytö osoittaa Keplerin olevan kunnossa metsästämään lisää Maan kokoisia planeettoja.

NASA:n lehdistöjulkaisu

Viikon kuva: Terapikselin kokoinen potretti universumista

Alhaalla koko taivas Sloan Digital Sky Survey III:n kuvaamana pohjoisella ja eteläisellä pallonpuoliskolla (universumin rakenne näkyvissä selvästi) ja ylhäällä zoom emissiosumu NGC 604:ään. Katso myös tämä video.


Viikon video: Osittainen Auringon pimennys radioteleskoopin (Metsähovi) silmin



Tiedeviikko 46/10

Nuorin musta aukko

Credits: Röntgen: NASA/CXC/SAO/D.Patnaude et al, Optinen: ESO/VLT, Infrapuna: NASA/JPL/Caltec

 

Palatkaamme vuoteen 1979, tarkemmin ottaen huhtikuuhun, jolloin M100 galaksissa räjähtäneen supernovan valo saapui Maahan 50 miljoonan vuoden matkaltaan. Supernovan havaitsi ensimmäisenä tähtiharrastaja Gus Johnson ja siitä lähtien tähtitieteilijät ovat seuranneet SN 1979C:tä tarkasti. SN 1979C kuluu nk. lineaarisiin tyypin II supernoviin, toisin sanoen supernoviin, joissa tähden ydin luhistuu kasaan muodostaen mustan aukon, jos ytimen massa on riittävän suuri. SN 1979C:n tapauksessa tähti painoi räjähtäessään noin 20 Auringon massaa ja sen ydin noin kolme Auringon massaa. SN 1979C:n ytimen massa olikin nykyteorioiden mukaan kiikun kaakun mustaan aukkoon vaadittava massa, joten tähtitieteilijät eivät olleet varmoja jäikö supernovasta jäljelle neutronitähti vai musta aukko. Perustuen kahdentoista vuoden röntgensatelliittihavaintoihin tutkijat ovat tulleet päätökseen, että kyseessä on todennäköisesti nuorin tuntemamme musta aukko. Tämä päätelmä perustuu siihen, että kohteesta mitatun röntgensäteilyn määrä on pysynyt hyvin tasaisena koko havaintojakson ajan, mikä viittaisi keskuskappaleen olevan musta aukko, joka imee tasaisesti supernovaräjähdyksestä aukon ympärille jäänyttä kaasua. Mikäli supernovajäänne on neutronitähti, olisi sen pitänyt jäähtyä kuluneen 31 vuoden aikana huomattavasti johtaen röntgensäteilyn himmenemiseen. Neutronitähteä ei voida kuitenkaan sulkea vielä kokonaan pois, sillä tasaista röntgensäteilyä havaitaan myös pulsareiden ympäriltä, jotka puhaltavat avaruuteen korkeaenergisiä hiukkasia voimakkaana tähtituulena muodostaen kohteen ympärille tasaisesti röntgensäteilyä säteilevän kaasusumun (esim. Rapusumu on tällainen kohde). Huolimatta siitä kumpi supernovajäänne on kyseessä, kohde on erityisen mielenkiintoinen siksi, että sen syntymäpäivä on tarkalleen tiedossa. Näin tutkijat pystyvät seuraamaan miten supernovajäänteiden ensiaskeleet etenevät sekä tarkentamaan teoreettisia malleja siitä, kuinka musta aukko tai vastaavasti neutronitähti syntyy supernovaräjähdyksessä.

Tieteellinen artikkeli

Eksoplaneetta-adoptio toisesta galaksista

Noin 6-9 miljardia vuotta sitten Linnunrata ja toinen pienempi galaksi löysivät itsensä suurinpiirtein samasta paikasta samaan aikaan. Linnunrata selvisi kohtaamisesta voittajana ja otti mukaansa sotasaalista: tähtiä, kaasua ja pölyä rusentuneesta galaksista, jotka eivät vielä tänä päivänäkään ole kokonaan sekoittuneet Linnunradan aineen joukkoon vaan muodostavat nk. Helmi-virran. Nyt tutkijat ovat havainneet, että noin 2000 valovuoden päässä Sulatusuunin tähtikuviossa yhtä tällaista kaapattua tähteä kiertää noin Jupiterin massainen planeetta, HIP 13044b. Kyseessä on ensimmäinen havainto planeetasta joka ei ole kotoisin Linnunradasta. Havinto antaa vihiä siitä, että myös muiden galaksien tähtien ympäriltä löytyy planeettoja. Sen lisäksi, että HIP 13044b selvisi galaksinvaihdosta, on sen emotähti pullistunut vetyä polttavasta keski-ikäisestä tähdestä heliumia polttavaksi punaiseksi jättiläiseksi. Emotähden pyörimisnopeuden perusteella, joka on nopeampi kuin sen pitäisi, tutkijat ajattelevat tähden jo nielaisseen muutaman planeetan sisuksiinsa. Kaiken lisäksi HIP 13044b:n olemassaolo kummastuttaa tutkijoita, sillä se on ensimmäinen planeetta, joka on löydetty metalliköyhän (tähtitieteilijöiden mielestä kaikki heliumia raskaammat atomit ovat metalleja) tähden ympäriltä. Tähän mennessä on ajateltu, että metalliköyhillä tähdillä ei olisi tarvittavia ainemääriä muodostamaan planeettoja. Tutkijat jatkavat edellen havaintoja HIP 13044 -tähdestä, mikäli planeettakuntaan löytyisi mahdollisesti lisäjäseniä HIP 13044b:n seuraksi.

ESO:n lehdistötiedote

Energiaa informaatiosta

Credit: G. Gamow

Ne ketkä tuntevat Maxwellin demonin tietävät kyseessä olevan pienen paholaisen, joka vartioi pientä porttia lämpötasapainossa olevan laatikon keskellä. James Clerk Maxwellin yli sata vuotta sitten kehittämä ajatusleikki menee seuraavasti: ajatellaan, että laatikossa on tasaisesti joka paikassa tietyssä lämpötilassa olevaa kaasua. Olettaen, että laatikko on tiivis ja kaasua ei pääse vuotamaan sieltä pois kyseessä on kaasun maksimientropiatila. Toisin sanoen, kaasulla on tietty määrä energiaa, mutta se ei ole erityisen hyödyllistä. Yksi tapa ajatella entropiaa onkin, että se on tietyn energiamäärän hyödyttömyyden mitta. Jos kyseessä on matalan entropian omaava tila, siitä on mahdollista saada energiaa, vaikka männän avulla. Esimerkiksi, jos kaikki kaasu laatikossa on pelkästään toisella puoliskolla, laatikon puoleen väliin asetettu mäntä siirtyy ajan kuluessa laatikon reunaan, kaasun atomien luovuttaessa liike-energiaansa törmäilemällä mäntään (kts. alla, ylempi kuva). Vastaavasti männän liike voidaan esimerkiksi muuntaa generaattorilla suoraan sähköksi. Mikäli kaasu täyttää tasaisesti koko laatikon, ollen korkean entropian tilassa, törmää laatikon keskellä sijaitsevaan mäntään sen vasemmalta ja oikealta puolen keskimäärin yhtä paljon atomeja, jolloin mäntä pysyy paikallaan (kts. alla, alempi kuva).

Niinpä Maxwell ajatteli, että jos laatikossa olisi olemassa pienen pieni demoni, joka männässä sijaitsevasta pienestä luukusta pystyisi tarkkailemaan mitä laatikon toisella puolella tapahtuu ja tarvittaessa päästämään läpi tarpeeksi vauhdikkaita kaasuatomeja (pienen luukun avaamiseen tarvittava energia olisi huomattavasti pienempi kuin ”kuuman” atomin liike-energia), se pystyisi tekemään lämpötilaeron laatikkoon ja liikuttamaan mäntää, eli synnyttämään energiaa. Mutta kuten yksi maailmankaikkeuden universaaleista laeista sanoo: ilmaista lounasta ei ole olemassa, joten jostain pienen demoninkin on murkinansa saatava, nimittäin informaatiosta. Demonin täytyy tietää mitkä atomit ovat ”kuumia” laatikon toisella puolella ennen kuin se pystyy päättämään koska portti pitäisi aukaista. Energian ja informaation välinen yhteys on todistettu teoreettisesti, mutta vasta nyt japanilainen tutkimusryhmä on tehnyt kokeen, joka testaa yhteyttä käytännössä. Tutkimusryhmän koejärjestely koostui hiukkaspallosta, joka oli kiinnitetty paikalleen lasilevylle, mutta se pystyi pyörimään vapaasti itsensä ympäri Brownin liikkeen mukaisesti. Levyn alapuolelle oli asetettu neljä elektrodia, jotka synnyttivät siniaallon muotoisen sähkökentän. Kun hiukkaspallo on sähkökentän potentiaaliaallon pohjassa, vastaa se pallon matalaenergisintä tilaa. Mikäli pallo seikkailee potentiaaliaallossa jossain muussa kohden, putoaa se väistämättä hetken kuluttua takaisin pohjalle. Tutkijat asettivat sähkökentäksi kaksi siniaaltoa, joilla oli tietyn suuruinen vaihe-ero, eli aallonharjat ja -pohjat sijaitsivat eri paikassa. Kun pallo Brownin liikkeen ansiosta liikkuu pois ensimmäisen siniaaltoisen sähkökentän pohjalta, se jossain vaiheessa saavuttaa pisteen, jossa toisen siniaaltoisen sähkökentän potentiaali tulee voimakkaammaksi ja pallo putoaakin toisen sähkökentän aallonpohjalle. Koejärjestely takasi, että toisen sähkökentän aallonpohjalla on suurempi potentiaali kuin ensimmäisellä, joten hiukkaspallo sai näin hieman lisää energiaa vaihtamalla sähkökenttää. Tarkastelemalla koska kyseinen siirtymä tapahtuu, tutkijat pystyivät siirtämään ensimmäisen kentän potentiaalia suuremmaksi siten, että hiukkaspallo ei pysty putoamaan enää toisen sähkökentän aallonpohjalta ensimmäisen kentän matalampaan energiatilaan. Nyt muokatun ensimmäisen sähkökentän potentiaali aallonpohjalla on suurempi kuin toisen, joten hiukkaspallo pystyy toistamaan askeleen ja siirtymään jälleen korkeampaan energiatilaan. Tutkijat kuvaavat artikkelissaan koejärjestelyä kierreporrasanalogiana (kts. kuva alla), jossa hiukkaspallo siirtyy askelmalta toiselle, askelten eron vastatessa pallon Brownin liikkeen keskimääräistä energiaa. Mikäli pallo sijaitsee keskellä portaikkoa ja on vapaa liikkumaan portaissa ylös ja alas, liikkuu se keskimääräisesti enemmän alaspäin päätyen lopulta portaikon pohjalle. Mutta jos Maxwellin demoni asettaa seinän pallon taakse aina kun se liikkuu askelen ylöspäin, päätyy pallo lopulta portaikon huipulle. Koejärjestelyssä demonin asemassa toimivat mittalaitteet, jotka tarkastelivat missä hiukkaspallo kulloinkin sijaitsee, ja seinänlaittoa vastasi sähkökentän potentiaalin siirtäminen ylöspäin. Jos energiahäviöt mittalaitteesta ja sitä käyttävästä jatko-opiskelijasta unohdetaan, tulokset vastasivat teoreettisia ennusteita hyvin, eli hiukkaspallon saama energia vastasi informaation määrää, joka tarvittiin asettamaan sähkökentän potentiaali oikealla hetkellä suuremmaksi.

Credit: Toyabe et al.

Tieteellinen artikkeli



Tiedeviikko 45/10

Linnunradan gammasädehalo

Credit: NASA-Goddard

 

Tähtitieteilijät ovat löytäneet Linnunradan keskustasta kaksi laajenevaa 25000 valovuoden läpimittaista kuplaa, jotka säteilevät röntgen- ja gammasäteilyä. Kuplien olemassaolosta on saatu viitteitä aikaisemmista koko taivaan röntgenkartoituksista ja kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn kartoista, mutta vasta nyt NASA:n gammasädesatelliitti Fermi on vahvistanut niiden olemassaolon. Mikään aikaisempi Fermin havaitsema kohde ei vastaa juuri löydettyjä valtavia gammasädekuplia, joten tutkijat ajattelevatkin niiden olevan täysin uudentyyppinen kohde. Koska sijatsemme itse Linnunradassa, kuplat kattavat taivaasta yli puolet, Neitsyen tähdistöstä aina Kurjen tähdistöön saakka. Kuplien energia vastaa noin 100000 supernovan energiaa, ja tutkijat ovat ehdottaneet kahta vaihtoehtoa näin valtavan energisen ilmiön selitykseksi. Joko kyseessä on Linnunradan keskustassa tapahtunut räjähdysmäinen raskaiden tähtien syntyprosessi, jossa tähtien voimakkaat tähtituulet ovat lingonneet korkeaenergisiä hiukkasia avaruuteen, tai sitten kyseessä on Linnunradan keskustan supermassiivisen mustan aukon aktiivivaiheen jäänne. Ensiksimainitun ongelma on kuitenkin se, että kuplissa olevan energian syöttämiseen menisi tähtituulilta huomattavasti aikaa, joten toinen vaihtoehto vaikuttaa hieman todennäköisemmältä. Tähtitieteilijät ovatkin havainneet useammista aktiivisista galakseista hyvin energeettisiä hiukkassuihkuja niiden supermassiivisten mustien aukkojen läheisyydestä, suihkujen ulottuessa aina satoihin tuhansiin valovuosiin asti. Tähän mennessä oma musta aukkomme on kuitenkin pysytellyt hiljaisena ja havaintoja hiukkassuihkuista ei ole. Tämä ei kuitenkaan tarkoita sitä, ettei niitä olisi aikaisemmin ollut olemassa. Linnunradan keskustan musta aukko on noin 400 miljoonaa kertaa massiivisempi kuin Aurinko, ja se ei ole voinut kasvaa niin suureksi vain istuskellessaan hiljaa paikallaan. Todennäköisesti sillä on ollut erittäin aktiivisia jaksoja, jolloin paljon materiaa on pudonnut aukkoon. Osa mustaan aukkoon kertyvästä materiasta linkoutuu kuitenkin voimakkaiden magneettikenttien avustuksella poispäin aukosta muodostaen hiukkassuihkut. Supermassiivisen mustan aukon hiukkassuihkut pystyisivät selittämään kuplien energiamäärän noin 10000-100000 vuoden aktiivijaksolla, joka on vain silmänräpäys galaksin elämässä.

Tieteellinen artikkeli

Tarkin pimeän aineen kartta

Credit: NASA, ESA, D. Coe (NASA Jet Propulsion Laboratory/California Institute of Technology, and Space Telescope Science Institute), N. Benitez (Institute of Astrophysics of Andalusia, Spain), T. Broadhurst (University of the Basque Country, Spain), and H. Ford (Johns Hopkins University)

 

Käyttäen Hubble -avaruusteleskoopin kuvia hyväkseen tutkijat ovat pystyneet kartoittamaan pimeän aineen jakauman 2.2 miljardin valovuoden etäisyydellä sijaitsevasta Abell 1689 galaksijoukosta. Säteilemättömän ja vuorovaikuttamattoman (paitsi painovoimansa kautta) aineen havaitseminen on äärimmäisen hankalaa, mutta tähtitietelijät ovat yrittäneet tehdä sitä jo yli kymmenen vuotta. Abell 1689 toimii gravitaatiolinssinä taustalla sijaitseville galakseille, joiden valo voimistuu ja vääristyy galaksijoukon painovoimakentän mukaisesti. Mittaamalla kaikkien taustagalaksien valon vääristymän, tutkijat pystyivät rakentamaan ensimmäistä kertaa painovoimakartan galaksijoukosta, joka pystyy selittämään kerralla kaikki gravitaatiolinssi-ilmiöt Hubblen kuvista. Vertaamalla mallista saatua aineen jakaumaa galaksijoukosta havaittavaan säteilevään aineeseen, saadaan tulokseksi kartta aineesta joka ei säteile, vaan vaikuttaa ainoastaan painovoimansa kautta, eli pimeästä aineesta. Pelkästään näkyvän aineen aiheuttama painovoima ei pystyisi vääristämään takana olevien galaksien valoa yhtä paljon kuin Hubblen kuvista näkyy. Tutkimus antaa vihjeitä myös vielä pimeää ainettakin oudommasta universumin komponentista, pimeästä energiasta, ja sen roolista maailmankaikkeuden historiassa. Nykyisten kosmologisten teorioiden mukaan pimeä energia on tyhjiön energiaa, joka venyttää avaruutta laajentaen sitä kiihtyvällä tahdilla. Jotta niinkin suuria rakenteita kuin galaksijoukkoja pystyisi muodostumaan, täytyy niiden pystyä vastustamaan painovoimallaan pimeän energian luotaantyöntävää voimaa. Tutkimus vahvistaa Abell 1689 galaksijoukosta tehdyt aikaisemmat pimeän aineen tulokset, joiden mukaan galaksijoukon keskustassa on huomattava määrä pimeää ainetta, enemmän kuin olisi odotettavissa Abell 1689:n kokoiselta galaksijoukolta. Niinpä tutkijat päättelivät, että galaksijoukkojen on täytynyt muodostua hyvin varhaisessa vaiheessa maailmankaikkeuden alkutaipaleella, jolloin universumi oli tiheämmin pakattu ja pimeää ainetta oli vielä runsaasti tarjolla.

Tieteellinen artikkeli

Higgs?

Yksi suurista LHC -hiukkaskiihdyttimen tavoitteista on havaita Higgsin hiukkanen – osa mekanismista, jonka fyysikot ajattelevat antavan aineelle massan. LHC:n CMS -ilmaisin ilmoitti, että se on tehnyt ensimmäisen havainnon Z-bosoniparista. Z-bosonit ovat heikon vuorovaikutuksen välittäjähiukkasia samaan tapaan kuin fotonit ovat sähkömagneettisen ja gluonit vahvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkasia. Mikäli Higgsin hiukkanen on raskas, se todennäköisesti hajoaa kahdeksi Z-bosoniksi. Z-bosonit vuorostaan hajoavat korkeaenergisiksi myoneiksi (vähän kuin raskaampi versio elektronista), jotka matkaavat suoraan halki CMS:n voimakkaan magneettikentän (kts. kuva ylhäällä). Niinpä CMS mahdollisesti havaitsi Higgsin hiukkasen hajoamisen. Tai sitten ei. On olemassa myös muita reaktioita, jotka voivat tuottaa Z-bosoneja, esimerkiksi ne voivat syntyä suoraan protoni-protoni törmäyksessä. Mutta kuten monessa muussakin asiassa korkeaenergiafysiikassa, tilastot ovat kaikki kaikessa. Tarvitaan ehkä noin sata vastaavanlaista tapahtumaa, jotta voidaan sanoa mistä Z-bosonit oikein tulevat. LHC on juuri ryhtynyt törmäyttämään lyijyatomeita, joten protonitörmäyksiä joudutaan odottelemaan ensi vuoteen. Mutta kenties saimme nähdä ensimmäisen pilkahduksen Higgsin hiukkasesta jo tänä vuonna. Lisää tietoa törmäyksestä täällä (englanniksi).


Tiedeviikko 44/10

Marsin värikäs dyynikokoelma

Credit: NASA/JPL/University of Arizona

 

Mars Reconnaissance Orbiterin HiRISE -kameran ottamat kuvat Marsin pinnasta ovat olleet järisyttävän hienoja, mutta tällä hetkellä yksi kiinnostavimmista kohteista ovat Marsin dyynit. HiRISE:n dyynikuvia katsellessa on selvää, että Mars on täysin erilainen maailma kuin Maa, mutta samalla dyyneistä löytyy myös samankaltaisuuksia Maan päällisten versioiden kanssa. Onhan molemmista vastuussa sama ilmiö: tuuli. Yo. kuva on noin 150 kilometriä leveästä Proctor -kraaterista ja silmiinpistävintä siinä ovat valtavat, matomaiset ja kiiltävän mustat dyynit pienempien dyynien ja lohkareiden päällä. Aikojen saatossa Marsin vulkaaninen toiminta on muodostanut basalttista kiveä sen pinnalle, joka myöhemmin on tuulen aiheuttaman eroosion kautta hajonnut hienojakoiseksi basalttiseksi hiekaksi. Tuulen kuljettama hiekka on vastaavasti kasautunut kraaterin pohjalle, jossa se on hiljattain muodostanut mustia basalttihiekkadyynejä kraaterin pohjalle. Dyynit ovatkin Marsin yksi dynaamisimmista geologisista prosesseista. Valtavia, paljon suurempia kuin Maan päällisiä dyynejä pystyy muodostumaan Marsin pinnalle sen harvan ilmakehän ja heikomman painovoiman ansiosta, kun tuulen puhaltaessa hiekanjyviä ne ”pomppaavat” sata kertaa korkeammalle ja pidemmälle, sekä kymmenen kertaa nopeammin kuin Maan pinnalla. Alla muutama poiminta HiRISEn dyynikokoelmasta:

Credit: NASA/JPL/University of Arizona

Hannyn Voorwerp ja kvasaarin kaiku

Credit: WIYN/William Keel/Anna Manning

 

Galaxy Zoo on kansalaistiedeprojekti, jossa kuka tahansa voi osallistua tähtitieteen tekemiseen luokittelemalla galakseja. Yksi suurimmista löydöistä projektissa on tähän mennessä ollut hollantilaisen Hanny Van Arkelin huomaama omituisen näköinen vihreä suttu erään galaksin alapuolella. Tarina löydöstä tuli niin tunnetuksi, että siitä on tehty jopa sarjakuva (pdf, 35 MB). Vihreä suttu, nimeltään Voorwerp (”kohde” hollanniksi), löytyy myös aikaisemmista vuosia sitten otetuista kuvista, mutta kukaan ei tähän mennessä ollut kiinnittänyt siihen huomiota. Oudolle kohteelle ei myöskään löytynyt heti selitystä. Kyseessä on kaasupilvi noin 70000 valovuoden päässä lähellä sijaitsevasta galaksista, mutta erityisesti sen vihreä väri (täysin vihreät kohteet ovat maailmankaikkeudessa harvinaisia) sekä kaasupilveä valaisevan säteilylähteen puuttuminen on tuonut päänvaivaa tutkijoille. Viereinen galaksi sijaitsi kuitenkin sen verran lähellä, että sen keskustassa sijaitseva kvasaari voisi olla vastuussa kaasupilven energisoimisesta. Niinpä tutkijat suuntasivat röntgenteleskoopit Suzakun ja XMM-Newtonin kohti galaksin keskustaa, jossa oletettavasti keskustan supermassiiviseen mustaan aukkoon putoaa jatkuvasti materiaa, joka kuumenee miljooniin asteisiin säteillen röntgensäteilyä ympäristöön. Tutkijat havaitsivatkin keskustasta röntgensäteilyä, mutta se oli 10000 kertaa himmeämpää kuin mitä kaasupilven valaisemiseen olisi tarvittu. Niinpä tutkijat päättelivät, että kvasaari galaksin keskellä on sammunut, mutta me vielä näemme sen viimeisen valon heijastuksen kaasupilvestä. Myöskään muita selityksiä Voorwerpille ei voida sulkea pois, mutta kvasaari säteilylähteenä selittää kohteesta havaitun spektrin rakenteen muita mahdollisia säteilylähteitä paremmin. Kaasupilven vihreä väri johtuu suuresta määrästä ionisoitunutta happea, mutta spektristä löytyi myös kapeita heliumin ja neonin emissioviivoja, jotka sulkevat pois tähtiensynnyn tai shokkiaaltojen aiheuttamat spektrit, joissa kyseiset emissioviivat olisivat Doppler-levinneet. Vaihtoehtoisesti kvasaarista suoraan Maahan päin tuleva säteily voi absorboitua ja näin ollen himmentää kvasaarin kokonaissäteilyä vaadittavan määrän. Tutkijat pystyivät kuitenkin sulkemaan pois tämänkin vaihtoehdon, koska röntgenspektrin raudan emissioviivaa ei havaittu, mikä kielisi kvasaarin valon absorptiosta. Niinpä kvasaarin sammuminen jäi ainoaksi vaihtoehdoksi ja Voorwerp olisi täten sammuneen kvasaarin optinen kaiku. Kvasaarin nopea sammuminen ei sinällään ole yllättävää, sillä nyky-maailmankaikkeudessa jopa galaksien keskustan aine on suhteellisen harvaa ja kvasaarit eivät voi pitää jatkuvasti intensiivistä säteilyä yllä. Myös Linnunradassa sijaitsevat kvasaarien pikkusisaret, mikrokvasaarit, voivat sammua noin vuodeksi kerrallaan, mikä skaalautuu kvasaareille 10000-100000 vuoteen sopien Voorwerpin etäisyyteen läheisestä kvasaarista. Yllättävää tuloksessa kuitenkin oli, että vaikka kvasaari sammuu, sitä ympäröivän kertymäkiekon aineen jäähtymiseen kuluisi huomattavasti enemmän aikaa kuin vaadittu 70000 vuotta. Niinpä kertymäkiekon on täytynyt olla huomattavasti pienempi mitä nykyiset kvasaarimallit antavat olettaa.

Tieteellinen artikkeli

Hologrammit

Credit: gargaszphotos.com/University of Arizona

Jos artikkelin toinen lause kuuluu, että (vapaasti suomennettuna) kolmiulotteisen etäläsnäolon käsite, reaaliaikainen ja dynaaminen hologrammi, on herättänyt kiinnostusta yleisössä aina siitä lähtien kun se esiintyi alkuperäisessä Star Wars elokuvassa, luvassa on jotain mielenkiintoista. Toistaiseksi tuo vuonna 1977 esitelty idea ei ole vielä toteutunut käytännössä. Nyt scifistä alkaa kuitenkin tulla todellisuutta kun yhdysvaltalainen tutkimusryhmä esitteli hologramminäyttönsä, joka toisti verkon välityksellä hologrammeja suhteellisen nopeaan tahtiin, yhden hologrammin kahdessa sekunnissa, tosin varsinaisesta reaaliaikaisesta ”videopuhelimesta” ei voida vielä puhua. Tutkimusryhmän hologramminäyttö on tehty orgaanisesta polymeeristä, joka muuttaa heijastusominaisuuksiaan paikallisesti kun sitä valaistaan laserilla, tehden mahdolliseksi monimutkaisten interferenssikuvioiden, eli hologrammin, muodostumisen näyttöön. Näyttöön suunnattu laservalo koostuu nanosekuntien pulsseista, jotka hajotetaan tarpeeksi moneksi säteeksi, jotta sata hogelia (hologrammin elementti, eräänlainen kolmiulotteinen pikseli) voidaan valaista kerrallaan yhdellä pulssilla. Laserpulssien taajuus on 50 Hz, mikä mahdollistaa ”nopean” virkistystaajuuden. Tutkijat osoittivat myös pystyvänsä tekemään värikkäitä hologrammeja käyttäen useampaa laseria, mutta muuttaen jokaisen laserin valotusaikaa ja polarisaatiota, jotta ne eivät interferoisi keskenään. Varsinainen etäläsnäolo saatiin tutkimuksessa aikaiseksi kuvaamalla kohdetta 16 perinteisellä kameralla ja lähettämällä kuvat verkkoa pitkin koneeseen, joka muodosti niistä kolmiulotteisen mallin ja käytti sitä ohjaamaan lasereita, jotka piirsivät lopullisen kolmiulotteisen hologrammin näytölle.

Tieteellinen artikkeli

Viikon video: Leijuva kuutio