uniVersI/O


kategoria-arkisto

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

Hiukkasen Higgsin hiukkasesta

Palasin jälleen elävien kirjoihin. Kiitokset kaikille lukijoille, jotka ovat jaksaneet odotella näinkin kauan tulevia postauksia!

Tämän vuoden ehdoton ykköstiedeuutinen tuli CERN:stä: Higgsin hiukkanen on löydetty! Fyysikot hurraavat ja Higgsin mekanismin kehittelijöille povataan Nobelin palkintoa (jota ei ainakaan vielä tänä vuonna myönnetty). Ihmiskunta on askeleen edempänä tiellä kohti yhtenäistä hiukkasfysiikan mallia. Higgsin hiukkanen, tai tarkemmin Higgsin kvanttikenttä, antaa muille hiukkasille niiden massan. Mutta mitä massa oikeastaan on? Ainekin se on jotain joka kertyy iän karttuessa vyötärön ympärille, mutta mikä on sen pohjimmainen olomuoto ja miten Higgsin hiukkanen siihen loppujen lopuksi liittyy?

Vaikka Higgsin hiukkanen on vastuussa hiukkasten lepomassoista, suurin osa asioiden massasta ei kuitenkaan ole peräisin Higgsin hiukkasesta. Esimerkiksi ihmisen painosta keskimäärin noin prosentti pohjaa Higgsin hiukkaseen. Mistä loppu massa sitten tulee? Atomien massa keskittyy lähes kokonaan sen ytimeen. Atomin ytimen protonit ja neutronit taas koostuvat kvarkeista, jotka liikkuvat vinhaa vauhtia ympäriinsä. Jotta protonit ja neutronit pysyisivät kasassa, vahva vuorovaikutus estää kvarkkeja lentämästä ympäriinsä. Suhteellisuusteorian mukaan energia ja massa ovat saman kolikon eri puolia, ja suurin osa atomien massasta onkin kvarkkien ja vahvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkasten — gluonien — energiaa.

Massan käsitteeseen pääsemme kenties helpommin sisälle jos ajattelemme sen vastakohtaa: minkälaista on massaton aine? Hyvä esimerkki massattomista hiukkasista ovat fotonit. Fotonien ominaisuuksiin kuuluu, että ne liikkuvat jatkuvasti valonnopeudella (suhteessa väliaineeseen). Fotonit eivät voi myöskään koskaan hidastaa vauhtia, pysähtyä paikalleen tai liikkua nopeammin kuin valonnopeus. Toisin sanoen massan omaavien hiukkasten etuoikeuksiin kuuluu pysähtyminen paikoilleen. Tästä ominaisuudesta seuraa yllättävä sivuvaikutus, nimittäin mahdollisuus liikkua myös ajassa. Suhteellisuusteoriassa aika- ja avaruusulottuvuudet on pakattu yhteen muottiin — aika-avaruuteen. Sen ominaisuuksiin kuuluu, että mitä nopeammin avaruudessa oleva havaitsija liikkuu suhteessa paikallaan olevan havaitsijaan sitä vähemmän aikaa kuluu liikkuvan havaitsijan mielestä. Tämä on juuri se kuuluisa ”kaksosparadoksi”, jossa tähtienväliselle matkalle lähtevä sisar vanhentuu vähemmän kuin Maahan jäävä sisar. Mikäli havaitsija liikkuisi valonnopeudella, suhteellisuusteorian mukaan aikaa ei kuluisi ollenkaan. Kuvitellaan, että ampaisisit liikkeelle nyt valonnopeudella ja vuotta myöhemmin palaisit takaisin täsmälleen samaan paikkaan. Aikaa ei mielestäsi olisi kulunut lainkaan, mutta kaikki ympärilläsi olisivat ”taianomaisesti” vanhentuneet vuoden verran silmänräpäyksessä (ja huonekalut siirtyneet paikoiltaan). Toisaalta tämä ajatus on suhteellisuusteoreettisesti täysin mahdoton, koska massalliset havaitsijat eivät voi liikkua koskaan valonnopeudella. Jotta voisit liikkua vapaasti valitsemallasi valonnopeutta pienemmällä nopeudella ja samalla vanhentua tarvitset siis massaa. Mikäli kaikki hiukkaset olisivat massattomia ne eivät voisi muodostaa atomeja, ja näin ollen koko maailmankaikkeuden rakenteiden kirjo — galaksit, tähdet, planeetat ja elämä — olisi mahdoton. Massa on siis yksi tärkeimmistä ellei jopa tärkein aineen ominaisuus, ja Higgsin hiukkanen on massan mysteerin pohjalla. Mutta Higgsin hiukkasen, ja itseasiassa koko maailmankaikkeuden, pohjalla on kuitenkin symmetria.

Symmetria

Symmetria on kaikille intuitiivisesti tuttu käsite. Yleensä pidämme symmetrisiä asioita kauniina. Taide- sekä design-maailma käyttävät symmetriaa jatkuvaksi hyväkseen. Tahallinen symmetrian rikkominen voidaan myös nähdä uutena elämyksenä, joka poikkeaa normaalista symmetrisestä käsityksestämme. Myös moderni fysiikka nojaa vahvasti symmetriaan ja erityisesti sen (paikalliseen) rikkoutumiseen. Tavallisesti ajattelemme symmetriaa geometrisesti, mutta symmetrian käsite ulottuu paljon laajemmalle. Symmetria määritellään matematiikassa asiaksi, joka ei muutu tarkasti määritellyn muutoksen aikana. Esimerkiksi ympyrä ei muutu, kun sitä pyöritetään keskipisteensä ympäri. Voimme kääntää tämän määritelmän myös toisinpäin: kun kaksiulotteiseen avaruuteen asetetaan pyörimissymmetria se määrittää ympyrän. Samaan tapaan kolmiulotteiseen avaruuteen asetettu pyörimissymmetria määrittää pallon.

Symmetria on kiinteästi yhteydessä fysiikan klassisiin säilymislakeihin. Säilymislaeissa jokin suure ”säilyy”, eli ei muutu tarkasti määritellyn muutoksen aikana. Fyysikkoslangilla puhutaan invarianteista. Esimerkiksi energiansäilymislaissa systeemin kokonaisenergia alkutilanteessa on sama kuin systeemin kokonaisenergia lopputilanteessa huolimatta välissä tapahtuvista systeemin osasten välisistä vuorovaikutuksista. Tässä tapauksessa kokonaisenergia on siis invariantti suure, ja tarkasti määritelty muutos on ajan kuluminen alkutilanteesta lopputilanteeseen. Toisin sanoen, kun asetetaan symmetria ajan suhteen (fysiikan lait eivät muutu mentäessä ajan hetkestä toiseen tai toisinpäin) niin kokonaisenergian säilyminen on väistämätön lopputulos.

Kuten moni muukin, myös symmetrian voittokulku fysiikan lakien perustalle alkoi Einsteinista. Suhteellisuusteoriassa symmetria on avainasemassa: valonnopeus on sama kaikille havaitsijoille riippumatta havaitsijan liiketilasta. Toisin sanoen kun neliulotteiseen aika-avaruuteen asetetaan symmetria havaitsijan liiketilan suhteen ulos pulpahtaa (erityinen) suhteellisuusteoria. Suhteellisuusteoriakin on siis vain seuraus alla piilevästä symmetriasta. Kuulostaa hokkuspokkukselta, mutta sama mekanismi toimii muillakin fysiikan osa-alueilla.

Mittakenttä

Miten symmetria ilmenee hiukkasfysiikassa? Geometrinen symmetria on helposti visualisoitavissa, mutta hiukkasten välinen symmetria kuulostaa sangen abstraktilta. Protonit ja neutronit käyttäytyvät vahvan vuorovaikutuksen alla lähes samalla tavalla, missä ”lähes” viittaa pieniin eroihin, jotka voidaan selittää protonin tunteman sähkömagneettisen voiman avulla. Jos sähkömagneettinen voima jätetään huomiotta (sangen hyvä approksimaatio ottaen huomioon, että vahva vuorovaikutus on sähkömagneettista voimaa noin sata kertaa voimakkaampi), niin mikä tahansa fysikaalinen prosessi pysyy muuttumattomana kun protonit vaihdetaan neutroneiksi ja päin vastoin. Eli vahva vuorovaikutus on symmetrinen protonien ja neutronien väliselle vaihdolle. Vaihto tässä tapauksessa tarkoittaa hiukkasten muuttumista toisikseen täysin samanaikaisesti ottamatta huomioon hiukkasten avaruudellista sijaintia ja siksi tällaista symmetriaa kutsutaan globaaliksi. Tämä kuitenkin kalskahtaa heti korvaan suhteellisuusteorian vastaisena toimenpiteenä. Suhteellisuusteorian mukaan informaatio kulkee rajallisella nopeudella ja näin ollen hiukkaset tässä ja hiukkaset tuolla vastaanottavat informaation muuttumisesta eri aikoina. Suhteellisuusteoriaan sopii paremmin lokaali symmetria, joka koskee jokaista avaruuden pistettä erikseen.

Nyt kysymys kuuluukin, onko hiukkasfysiikassa olemassa lokaalia symmetriaa – symmetriaa johon liittyisi hiukkasten muuttuminen toisiksi hiukkaseksi avaruusajan eri pisteissä? Vaikka ensi alkuun lokaali symmetria kuulostaa asialta, joka olisi helpommin toteutettavissa kuin globaali symmetria, niin itseasiassa se on hyvinkin rajoittava tekijä. Otetaan esimerkiksi jo aikaisemmin käytetty ympyräsymmetria (kts. kuva alla). Globaali symmetria pyörittää ympyrän jokaista pistettä saman verran keskipisteen ympäri ja näin ympyrä pysyy muuttumattomana tämän toimenpiteen jälkeen. Sitä vastoin lokaali symmetria pyörittää ympyrän jokaista pistettä eri verran, jolloin ympyrä muuttuu radikaalisti kaareksi, useammiksi kaariksi tai jopa romahtaa yhdeksi pisteeksi. Näin ollen ympyrä ei pysy muuttumattomana, eli ei ole invariantti, lokaalin symmetrian vaikutuksen alla. Niinpä säilyttääkseen identiteettinsä ympyränä, ympyrän täytyy olla ovela ja kehittää jonkinlainen korjaustoimenpide joka pitää sen kasassa lokaalin symmetrian vaikutuksen alla. Tämä korjaustoimenpide on nimeltään mittakenttä.

Globaali symmetria pyörittää ympyrän jokaista pistettä saman verran (yllä). Lokaali symmetria pyörittää ympyrän jokaista pistettä eri verran (alla). Ympyrä siis säilyttää muotonsa globaalin mutta ei lokaalin symmetrian alla.

Mittakenttä on kuin elastinen kude, joka venyy juuri oikealla tavalla jokaisessa avaruuden pisteessä, jotta mikä tahansa elementti pysyy muuttumattomana lokaalin symmetrian vaikutuksen alla. Näin ollen kun jokaista ympyrän pistettä pyöritetään eri verran, mittakenttä mukautuu jokaisen pisteen kohdalla niin, että ympyrä pysyy muuttumattomana. Niinpä globaali symmetria voidaan muuttaa lokaaliksi symmetriaksi lisäämällä tarkasteltavaan avaruuteen uusi elementti: mittakenttä.

Vaikka teoria on kaunis, ei maailmankaikkeuden tarvitse sitä välttämättä noudattaa. Mittakenttä, tai pikemminkin mittakentät, eivät kuitenkaan jääneet vinksahtaneen teoreetikon abstraktiksi keksinnöksi vaan ne osoittautuivat erittäin todellisiksi ja konkreettisiksi entiteeteiksi. Protonien ja neutronien muuttuminen toisikseen lokaalin symmetrian mukaisesti vaatii mittakenttiä, jotka vastaavat täsmälleen gluonien, eli vahvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkasien, kvanttikenttiä. Symmetriaperiaate hiukkasten välillä konkretisoituu siis välittäjähiukkasten (fyysikkoslangilla mittabosonien) olemassaoloon. Ja mikä parasta, nämä välittäjähiukkaset pystytään havaitsemaan. Samaan tapaan kaikkien muiden voimien välittäjähiukkaset ovat seurausta alla piilevästä symmetriasta.

Otetaan vielä toinen esimerkki. Kvanttimekaniikan mukaan elektroni voidaan ajatella sekä hiukkasena että aaltona. Elektronin aaltokuvauksessa sille on määritelty tietty amplitudi (aallon korkeus) ja taajuus (aallon huippujen välinen matka). Tämän lisäksi sillä on vielä vaihe, eli missä aallon huiput sijaitsevat suhteessa johonkin referenssiin, esimerkiksi toiseen aaltoon. Vaihe-ero määritellään kahden eri aallon huippujen väliseksi eroksi. Elektronin amplitudi ja taajuus ovat sille ominaisia tunnuspiirteitä, joita muuttamalla emme enää puhuisi elektroneista, mutta elektronin aaltofunktion vaihe voi saada minkä tahansa arvon. Niinpä muuttamalla kaikkien maailmankaikkeuden elektronien vaihetta saman verran samaan aikaan mikään ei muuttuisi. Kuulostaa tutulta ja kyseessä on globaali symmetria (joka itseasiassa määrittää sähkövarauksen säilymislain). Lokaalin symmetrian asettaminen tässäkin tapauksessa aiheuttaa ongelmia, sillä elektronien välinen vaihe-ero on nähtävissä ja se aiheuttaisi interferenssiä aaltofunktioiden välillä, joten tilanne olisi hyvin erilainen kuin se mistä alunperin lähdettiin. Asettamalla kuitenkin sopiva mittakenttä ongelmista päästään eroon. Tässä tapauksessa mittakenttä vastaa fotonin kvanttikenttää, eli sähkömagneettista kenttää.

Fysiikan lait ovat siis seurausta symmetriasta. Kaikki eri perusvoimat voidaan koota saman katon alle pohjaamalla symmetriaperiaatteeseen ja mittakenttiin, tai yhteen paketoituna mittasymmetriaan. Mutta mittakentissä piilee kuitenkin sananmukaisesti massiivinen ongelma.

Massiivinen ongelma

Hiukkasfysiikan standardimalli kokoaa yhteen sähkömagneettisen, heikon ja vahvan vuorovaikutuksen mittasymmetrian avulla. Sangen abstrakti käsite — mittakenttä — varmistaa, että symmetria toteutuu puhtaimmalla mahdollisella tavalla. Kaupan päälle mittakentät sisältävät voimien välittäjähiukkaset: fotonin, gluonit ja heikon vuorovaikutuksen välittäjähiukkaset W:n ja Z:n. Mittakentissä piilee kuitenkin ongelma, joka ei sovi yhteen havaintojen kanssa. Mittakenttäteorian mukaan kaikkien välittäjähiukkasten pitäisi olla massattomia. Tämä sopii hyvin fotonille ja gluoneille, jotka ovat massattomia, mutta W ja Z ovat suhteellisen raskaita hiukkasia. Kuinka sitten mittakenttäteoriaan saadaan sisällytettyä massiivisia välittäjähiukkasia? Ratkaisu piilee juurikin Higgsin kentässä, mutta ennen kuin päästään Higgsin kimppuun, tarkastellaan ensin miksi mittakentät syrjivät massiivisia hiukkasia.

Fotonit voidaan kvanttimekaniikan mukaan ajatella sekä hiukkasina että sähkömagneettisina aaltoina. Sähkömagneettiset aallot ovat värähtelyjä sähkö- ja magneettikentässä, jossa värähtelyt tapahtuvat poikittain aallon menosuuntaa vastaan. Värähtelyjä ei siis tapahdu pitkittäin, kuten esimerkiksi ääniaalloissa, jotka ovat ilman, tai minkä tahansa kaasun, vuorottelevaa tiivistymistä ja harvenemista. Yleisesti ottaen aallot voivat värähdellä sekä poikittain että pitkittäin, kuten esimerkiksi aallot vedessä, jotka muodostuvat vesimolekyylien pyörivästä liikkeestä (kts. kuva alla). Pitkittäisten aaltojen puuttuminen sähkömagneettisilta aalloilta ei ole sattumaa vaan seurausta mittasymmetriasta. Mittasymmetria suodattaa pitkittäiset aallot mittabosoneilta, jolloin ne ovat fotonien kaltaisia, mittakentissä valonnopeudella eteneviä poikittaisia aaltoja. Massiivisilla hiukkasilla sitä vastoin täytyy olla pitkittäin värähteleviä aaltoja, koska ne voivat olla levossa. Kun massiivista hiukkasta tarkastellaan hiukkasen ollessa levossa (esimerkiksi liikkumalla sen vieressä täsmälleen samalla nopeudella) pitkittäisiä ja poikittaisia aaltoja ei voida erottaa toisistaan, koska liikkeen suuntaa ei voida määrittää. Toisaalta alkuperäinen tarkastelijan ja hiukkasen välinen liike (vaikka ne itse eivät siitä tietäisikään) voi olla mihin suuntaan tahansa, ja tästä suunnasta huolimatta tarkastelija pitäisi hiukkasta täsmälleen samannäköisenä. Näin ollen massiivisella hiukkasella täytyy olla sekä poikittaisia että pitkittäisiä aaltoja. Tästä seuraa ns. sähköheikon vuorovaikutuksen symmetriarikko, jossa mittasymmetria ei sisällä massiivisia välittäjähiukkasia, mutta on silti aivan pätevä teoria selittämään miten heikko vuorovaikutus toimii.

Pitkittäiset aallot, esimerkiksi ääniaallot ovat vuorotellen tihentyviä ja harventuvia (ylhäällä). Poikittaiset aallot ovat vuorotellen nousevia ja laskevia (keskellä). Aallot vedessä ovat sekä pitkittäisiä että poikittaisia, koska vesimolekyylit niissä liikkuvat ylös ja alas sekä sivuttain (alhaalla).

Itsestään rikkoutuvia symmetrioita

Vaikka yllä on paasattu symmetrioista väsymykseen saakka, se ei tarkoita sitä, että maailmankaikkeus sisältäisi vain symmetrisiä paikkoja. Otetaan esimerkiksi huone, jossa istut lukemassa tätä postausta. Vaikka fysiikan lait noudattavat ympyräsymmetriaa (kaikki suunnat ovat siis yhtä päteviä), voit helposti todeta tavaroiden tippuvan aina lattialle, eli alaspäin. Pystysuora suunta siis näyttää olevan meille erityislaatuinen, koska satumme elämään Maapallon pinnalla. Tästä voidaan siis vetää johtopäätös, että tietyt fysikaaliset systeemit eivät sisällä kaikkia niitä hallitsevien perusvoimien symmetrioita.

Otetaan toinen esimerkki. Auringon painovoima heikkenee pallosymmetrisesti joka suuntaan etäisyyden neliön verran. Pallosymmetrian mukaisesti planeettojen radat täytyisivät olla siis ympyröitä. Tämä on kuitenkin ristiriidassa Keplerin havaintojen kanssa, jonka mukaan planeettojen radat ovat ellipsejä. Saattaakseen ristiriitaiset havainnot ja teorian yhteen, Newton osoitti, että planeettojen elliptiset radat voidaan selittää niiden erilaisilla alkunopeuksilla, jotka eivät noudata pallosymmetriaa Auringon ympäri. Niinpä yhtälön symmetria (painovoimalaki) ei välttämättä ole sen ratkaisun symmetria (planeetan rata), ottaen huomioon uusi vapausaste (alkunopeus).

Yo. kaksi esimerkkiä osoittavat, että symmetrian puute johtuu paikallisista olosuhteista vaikka fysiikan lait ovatkin pohjimmiltaan symmetrisiä. Mielenkiintoinen ilmiö syntyy, kun systeemi ajautuu itsestään pois symmetrisestä asetelmasta. Tällöin puhutaan ns. spontaanista symmetriarikosta, vaikka symmetria ei tässä varsinaisesti ”rikkoudu” vaan häviää paikallisesti. Spontaani symmetriarikko on juuri se puuttuva elementti, jolla mittasymmetria saadaan yhteensopivaksi massiivisten välittäjähiukkasten kanssa. Meille tutumpi esimerkki spontaanista symmetriarikosta on ferromagnetismi. Ferromagneetti on ainetta, joka tietyissä olosuhteissa magnetisoituu ja pysyy magneettisena kunnes se toisenlaisissa olosuhteissa voidaan palauttaa takaisin ei-magneettiseksi aineeksi. Ferromagnetismi perustuu atomien elektronien mikroskooppisiin magneettikenttiin sekä elektronien liikkeeseen atomin sisällä. Kun ferromagneetin atomien magneettikentät osoittavat satunnaisiin suuntiin, atomien mikroskooppiset magneettikentät kumoavat toisensa ja nettomagneettikenttää ei synny. Tällöin ferromagneetti on symmetrisessä tilassa. Miten päin tahansa ferromagneettia käännellään, niin se näyttää samalta magneettikentän kannalta. Spontaani symmetriarikko kuitenkin tapahtuu, kun atomien mikroskooppiset magneettikentät järjestäytyvät samansuuntaisesti voimistaen ferromagneetin nettomagneettikenttää. Tällöin magneettikentän symmetria rikkoutuu, koska ferromagneettia käännellessä se ei enää näytä samalta magneettikentän kannalta. Samaan tapaan kuin gravitaatioesimerkissä magneettikentällä on nyt erityinen suunta: magneettinen pohjois- ja etelänapa. Miksi ferromagneetti sitten ylipäätään magnetisoituu? Ferromagneettien atomit järjestäytyvät magneettikenttien kannalta yhdensuuntaisiksi, koska se on ferromagneetille energeettisesti edullisin tila johon sen kannattaa pyrkiä. Magneettikentän voi kuitenkin hävittää lämmittämällä ferromagneettia yli kriittisen lämpötilan, jolloin sen atomien terminen liike muuttaa niiden mikroskooppisten magneettikenttien suuntaa. Tärkein huomio tässä esimerkissä on, että systeemin energeettisesti edullisin tila (mihin luonto aina pyrkii) voi olla tila jossa symmetria on rikkoutunut.

Vihdoin Higgs

Lyhykäisyydessään Higgsin mekanismi on (sähköheikon) mittasymmetrian spontaani symmetriarikko. Nyt on päästy siis vihdoin asian ytimeen. Mitä tämä sitten tarkalleen ottaen tarkoittaa? Pistetään propellihatut päähän ja yritetään summata yllä opitut asiat yhteen.

Sähköheikko mittasymmetria on siis kvanttikenttä, joka takaa paikallisen symmetrian säilymisen kun vaihdamme hiukkasia päikseen. Tämän kvanttikentän värähtelyt ilmenevät meille hiukkasina, jotka heikon vuorovaikutuksen tapauksessa ovat W- ja Z-hiukkaset. Mutta ongelmia syntyi niiden havaitusta massasta, joka kielii pitkittäisistä aalloista niiden aaltokuvauksissa. Spontaani symmetriarikko sitä vastoin on tila, jossa symmetria on erityisissä olosuhteissa hävinnyt, ja systeemille on syntynyt jokin erityinen suunta. Se osoittautui sekä energeettisesti edullisimmaksi tilaksi johon luonto ”luonnostaan” hakeutuu että fysiikan lain symmetrian epäsymmetriseksi ratkaisuksi sisältäen uuden vapausasteen. Higgsin mekanismi on siis kaikki tämä yhdessä paketissa. Se on maailmankaikkeuden alkuarvo, koko avaruuden kattava kvanttikenttä (Higgsin kenttä) ja seuraus maailmankaikkeuden hakeutumisesta energeettisesti edullisimpaan tilaan. Se on pelastusrengas mittasymmetrialle, maailmankaikkeuden perustalla olevalle symmetrialle, jolla W- ja Z-hiukkasten massat pystytään selittämään. Higgsin kenttä on se erityinen suunta, jota pitkin kulkemalla hiukkaset näyttävät massiivilta.

Higgsin kenttää voidaan tavallaan ajatella uutena ulottuvuutena ja nimitetään sitä huvikseen siirappiulottuvuudeksi. Hiukkaset voivat siis kulkea kolmessa avaruusulottuvuudessa, yhdessä aikaulottuvuudessa ja yhdessä (kuvitteellisessa) siirappiulottuvuudessa. Siirappiulottuvuus on avaruusulottuvuuksien kaltainen, siinä mielessä että sitä pitkin voidaan kulkea tai olla kulkematta.  Siirappiulottuvuuden ominaisuuksiin kuuluu, että mitä enemmän hiukkaset siellä kulkevat sitä vähemmän ne voivat edetä avaruusulottuvuuksissa, tai toisin sanoen sitä ”jähmeämpää” niiden liike on avaruusulottuvuuksissa. Kaikki hiukkaset kulkevat siis valonnopeudella, joka hiukkasesta riippuen jakautuu avaruus- ja siirappiulottuvuuksien kesken. Esimerkiksi fotonit eivät kulje lainkaan siirappiulottuvuudessa, ja niinpä ne sinkoilevat avaruusulottuvuuksia pitkin valonnopeudella. Sitä vastoin W- ja Z-hiukkaset kulkevat osittain siirappiulottuvuudessa ja niinpä niiden nopeus avaruusulottuvuuksissa on valonnopeutta pienempi. Tämä taas näyttää meille siltä, että hiukkasella on massaa. Siirappiulottuvuus ikään kuin ”hidastaa” hiukkasta ja antaa sille samalla massan. Ilman siirappiulottuvuutta kaikki hiukkaset liikkuisivat valonnopeudella paikasta toiseen olematta koskaan levossa. Aaltokuvauksessa tämä tarkoittaa sitä, että massiivisten hiukkasten kytkös Higgsin kentän kanssa näyttäytyy niiden pitkittäisinä aaltoina. Hiukkaset siis hieman ”lainaavat” Higgsin kenttää ja naamioivat sen pitkittäisiksi aalloiksi.

Samantyyppinen ilmiö esiintyy suprajohtavassa materiaalissa. Suprajohtava materiaali hylkii magneettikenttiä, ja näin ollen se yrittää tukahduttaa siinä liikkuvien fotonien oskilloivan magneettikentän. Tämä johtaa siihen, että fotoneille ilmestyy pitkittäisiä aaltoja ja näyttävät massiivisilta eivätkä liiku enää valonnopeudella. Suprajohtavuus rikkoo siis spontaanisti sähkömagneettisen kentän mittasymmetrian. Higgsin kenttä toimii siis samalla tavalla kuin suprajohtavuus.

Higgsin kenttä ja hiukkasten kytkös siihen määrää siis hiukkasten massan ja myös sen miksi heikko ja sähkömagneettinen vuorovaikutus näyttävät meille niin erilaisilta, vaikka pohjimmiltaan ne ovat saman voiman, sähköheikon vuorovaikutuksen, aiheuttamia hiukkasten välisiä vuorovaikutuksia.

Massan arvoitus

Onko nyt massan arvoitus ratkaistu ja uusia tuloksia mahtuu enää Higgsin hiukkasen energian desimaaleihin? No ei sentään. Massan arvoitus on vain lakaistu seuraavan maton alle. Nyt kysymys kuuluukin mikä antaa massan Higgsin hiukkaselle? Standardimalli ei ennusta Higgsin hiukkasen massaa vaan se esiintyy teoriassa annettuna parametrinä. Jotta Higgsin hiukkasen massa pystyttäisiin selittämään tarvitaan uusia teorioita. Näiden teorioiden valossa Higgsin hiukkanen saa massansa vaikuttaessaan Higgsin kvanttikentän, mutta myös muiden hiukkasten kvanttikenttien kanssa, joista suurinosa lisää massaa Higgsin hiukkaselle ja loput vähentävät massaa Higgsin hiukkaselta. Niinpä nyt havaittu Higgsin hiukkasen massa(/energia) — 125 GeV — on itseasiassa yllättävän pieni. Kolme suosituinta teoriaa, jotka selittävät Higgsin hiukkasen keveyden ovat supersymmetria, komposiittiteoria ja ylimääräiset ulottuvuudet. Supersymmetria selittää Higgsin hiukkasen massan postuloimalla uusia hiukkasia, superpartnereita, jotka ovat ikäänkuin tavallisten hiukkasten peilikuvia. Nämä hiukkaset kumoavat lähes kokonaan tavallisten hiukkasten vaikutuksen Higgsin hiukkasen massaan ja jättävät jäljelle vain kevyen Higgsin hiukkasen. Komposiittiteoria taas selittää Higgsin hiukkasen massan postuloimalla vielä kevyempiä hiukkasia, jotka yhdessä muodostavat hiukkasen, joka muistuttaa standardimallin Higgsin hiukkasta. Higgsin hiukkasen massa rakentuisi tässä tapauksessa kevyempien hiukkasten massasta ja energiasta joka pitää ne koossa. Toisaalta on myös mahdollista, että Higgsin hiukkanen todella painaa huomattavasti enemmän kuin havaittu 125 GeV, mutta se vain piileskelee ylimääräisissä ulottuvuuksissa.

Vaikka hiukkasfysiikan standardimalli on yksi historian paikkaansa pitävimmistä teorioista on selvää, että kyseessä ei ole ns. kaiken teoria. Yleinen suhteellisuusteoria ja 96% maailmankaikkeudesta (pimeä energia ja pimeä aine) ei ole selitettävissä standardimallin avulla. Tutkimalla tarkemmin juuri havaitun Higgsin hiukkasen ominaisuuksia, jotka taas peilaavat Higgsin kvanttikentän ominaisuuksia, tutkijat voivat saada osviittaa maailmankaikkeuden muista epäselvistä ominaisuuksista: onko maailmankaikkeudessa kaksi kertaa enemmän hiukkasia, vai koostuuko aine sittenkin vielä pienemmistä osasta, vai elämmekö neljän ulottuvuuden sijaan useampi ulottuvuuksisessa maailmankaikkeudessa?

Lähteet:

Gian Francesco Giudice: A Zeptospace Odyssey

http://www.symmetrymagazine.org/article/october-2012/what-else-could-the-higgs-be

http://profmattstrassler.com/


2012: Higgsin vuosi?

Vaikka vuonna 2011 ei havaittukaan ekstraterrestiaalista elämää, oli se ehdottomasti eksoplaneettojen vuosi. Esimerkiksi ensimmäiset Maan kokoiset planeetat havaittiin kiertämässä Auringon kaltaista tähteä. Todennäköisesti havaittujen eksoplaneettojen määrä jatkaa kasvamistaan vuonna 2012 ja löydämme yhä enemmän Maan kokoisia planeettoja mahdollisesti jopa elämänvyöhykkeeltä. Viiden vuoden tauon jälkeen myös fysiikan nobel jaettiin vuonna 2011 tähtitieteilijöille maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen löytämisestä supernovahavaintojen pohjalta. Vuosi 2012 on kuitenkin hiukkasfysiikan vuosi. Vuoden 2011 aikana tehdyt mittaukset CERN:in Large Hadron Collider -hiukkaskiihdyttimellä ovat osoittaneet, että tutkijat ovat lähempänä kuin koskaan selvittääkseen mysteerisen Higgsin hiukkasen* olemassaolon. Vuosi 2012 todennäköisesti jää historian kirjoihin vuodeksi, jolloin Higgsin hiukkanen löydetään, tai todetaan, että se ei esiinny maailmankaikkeudessa sellaisena kuin ajattelemme. Mutta mikä on tämä hiukkaseläintarhan outo lintu ja miksi tutkijat ovat äärimmäisen kiinnostuneita löytämään Higgsin hiukkasen?

Aaltoja, hiukkasia vai aaltohiukkasia?

Lähdetään liikkeelle siitä mitä hiukkaset oikeastaan ovat. Samalla hyppäämme pois klassisen mekaniikan kelkasta ja astumme kvanttimekaniikan maailmaan. Kvanttimekaniikan mukaan hiukkaset käyttäytyvät samanaikaisesti sekä pistemäisen hiukkasen että aallon tavoin. Esimerkiksi kuuluisa Youngin kaksoisrakokoe osoittaa hiukkasten aaltoluonteen. Vastaavasti esimerkiksi digikamerassa valohiukkanen, eli fotoni, käyttäytyy pistemäisen hiukkasen tavoin kopauttaessaan kameran CCD-kennosta elektronin irti, jota voidaan helposti liikutella ja rekisteröidä (muodostaen loppujen lopuksi pienen osan lopullisesta kuvasta). Aallot tarvitsevat väliaineen edetäkseen, kuten veden aaltojen tai ilman ääniaaltojen tapauksessa, mutta mikä on hiukkasaaltojen väliaine? Esimerkiksi fotoneilla väliaineena toimii sähkömagneettinen kenttä. Voimme mitata sähkömagneettisen kentän voimakkuuden missä avaruuden pisteessä tahansa. Tässä pisteessä se voi keskimäärin olla joko nolla tai saada jonkun arvon. Mikäli sähkömagneettinen kenttä on jossain nollaa suurempi se voi aiheuttaa fysikaalisia ilmiöitä, kuten nostaa hiukset pystyyn tai iskeä kipinää. Kun sähkömagneettinen kenttä väreilee, näemme sen avaruudessa ristiin rastiin liikkuvina fotoneina ja riippuen aaltojen taajuudesta se voi olla esimerkiksi röntgen-, radio- tai näkyvän valon säteilyä. Jokaisella hiukkasella on oma ”väliaineensa”, joita kutsutaan yhteisnimellä kvanttikenttä. Kvanttikentän ominaisuuksiin kuuluu, että sen voimakkuus ei voi saada mitä arvoja tahansa. Pienintä mahdollista nollasta poikkeavaa kvanttikentän arvoa kutsutaan kyseisen kvanttikentän hiukkaseksi. Siispä Higgsin hiukkanen on yksinkertaisesti pienin mahdollinen arvo, jonka Higgsin kvanttikenttä, tai lyhyemmin Higgsin kenttä, voi saada. Tutkijat ovat erityisen kiinnostuneita juuri Higgsin kentästä eivätkä niinkään Higgsin hiukkasesta. Tosin Higgsin hiukkasen avulla pystytään selvittämään Higgsin kentän ominaisuuksia.

Kaiken takana on kenttä

Miksi Higgsin kenttä on sitten niin tärkeä? Kysymys voidaan myös muotoilla toisin: miksi hiukkasilla on massa**? Kysymys askarrutti erityisesti fyysikko Peter Higgsiä***, joka ehdotti, että hiukkasten massa (eli niiden taipumus vastustaa liiketilan muutoksia) syntyy niiden vaikuttaessa Higgsin kentän kanssa. Higgsin kenttä on kuin eräänlainen koko avaruuden täyttämä tahmea entiteetti, jonka läpi hiukkaset kyntävät. Mitä enemmän hiukkaset ”kulkevat” tässä tahmeassa entiteetissä sitä vaikeampi niiden liiketilaa on muuttaa (esimerkiksi näiden hiukkasten kiihdyttämiseen tarvitaan suurempi voima), jolloin hiukkaset näyttävät meille massiivisempina. Jos Higgsin kentän arvo olisi keskimäärin nolla, kaikki hiukkaset, esimerkiksi atomin osat – neutronit, elektronit ja protonit – olisivat massattomia tai hyvin keveitä. Tästä seuraisi totaalinen katastrofi, koska atomit eivät pysyisi kasassa vaan hajoaisivat. Ilman Higgsin kenttää meitä tai sen puoleen Maatakaan ei olisi olemassa. Fyysikot ovatkin sitä mieltä pohjautuen lukuisiin kokeisiin ja niiden matemaattiseen tulkintaan, että jonkinlainen kenttä, jonka arvo on nollasta poikkeava ja joka antaa massan hiukkasille on oltava olemassa. Määritelmän mukaan kyse on juuri Higgsin kentästä. Tutkijoille on kuitenkin vielä epäselvää minkälainen tämä Higgsin kenttä tarkalleen on. Onko olemassa mahdollisesti yksi Higgsin kenttä vai useampia? Tällöin jokaisella Higgsin kentällä olisi oma Higgsin hiukkasensa. Kenties Higgsin kenttä koostuu useammasta osakentästä, kuten esimerkiksi protonin kvanttikenttä koostuu kvarkki-, antikvarkki-, ja gluonikentistä. Ainoa tapa selvittää asia on suorittaa koe, jota CERN on juuri tekemässä LHC -hiukkaskiihdyttimellä. LHC on periaatteessa suunniteltu vastaamaan tutkijoiden kysymyksiin Higgsin kentästä riippumatta siitä löytääkö LHC itse Higgsin hiukkasta vai ei. Higgsin hiukkasen metsästyksen tulokset voidaankin jaotella seuraavasti:

  1. On olemassa ainakin yksi Higgsin hiukkanen, jonka LHC löytää ennemmin tai myöhemmin.
  2. LHC ei löydä Higgsin hiukkasta, jolloin Higgsin hiukkanen hajoaa liian nopeasti ennenkuin pystymme sitä havaitsemaan vaikuttaessaan joidenkin uusien, ennen näkemättömien hiukkasten ja voimien kanssa.

Toteutuipa kumpi kohta tahansa tutkijat saavat vihjeitä siitä kuinka Higgsin kenttä oikein toimii.

Laivanupotusta

Kuka muistaa lapsuudesta pelin laivanupotus, jossa kumpikin pelaaja sijoittaa omat laivansa pelikentälle toisen pelaajan tietämättä minne, jonka jälkeen pelaajat vuorotellen alkavat ”pommittaa” pelikentän ruutuja satunnaisesti tai järjestyksessä toiveissaan osua toisen pelaajan piilottamiin laivoihin? Higgsin hiukkasen etsiminen on kuin laivanupotuksen pelaamista maailmankaikkeutta vastaan, joka on piilottanut Higgsin hiukkasen jonnekin pelikentälle. Pelikenttä tässä tapauksessa vastaa Higgsin hiukkasen kaikkia mahdollisia massoja (hiukkasfysiikassa käytetään usein yksikköä GeV/c² – gigaelektronivoltti jaettuna valonnopeuden neliöllä – joka vastaa kutakuinkin yhden protonin massaa eli vajaa 2*10-27 kilogrammaa). Ensimmäisillä pommituksilla vastustajan laivoihin on erittäin vaikeaa osua, mutta jostain pommitukset on kuitenkin aloitettava. Pikkuhiljaa laudalle alkaa muodostua laivojen muotoisia aukkoja ja jossain vaiheessa osumme vastustajan laivaan. On toki mahdollista, että vastustajamme on huijannut eikä ole laittanut pelikentälle yhtäkään laivaa, mutta pelin kuluessa sekin selviää. Aikaisemmat kokeet ovat osoittaneet, että hiukkasfysiikan standardimallin Higgsin hiukkasen täytyy olla raskaampi kuin 115 GeV/c². Toisaalta standardimallin mukaan Higgsin hiukkasen täytyy olla keveämpi kuin 800 GeV/c². Tämä jättää aukon 115-800 GeV/c², jota LHC nimenomaan rakennettiin tutkimaan. Vuoden 2011 aikana LHC on pommittanut tiuhasti pelikenttää ja hiljalleen Higgsin hiukkasen muotoinen aukko alkaa olla näkyvissä. Massa-alue 141-470 GeV/c² on kokonaisuudessaan käyty läpi Higgsin hiukkasta löytämättä. Jäljellä on siis kaksi aluetta: kevyt alue 115-141 GeV/c² ja raskas alue 470-800 GeV/c². Nämä kaksi aluetta eroavat Higgsin hiukkasen massan lisäksi myös siinä kuinka Higgsin hiukkanen hajoaa (kts. kuva alla). Keveä Higgsin hiukkanen hajoaa enimmäkseen kahdeksi fotoniksi, ja sitä vastoin raskas Higgsin hiukkanen hajoaa kahdeksi W- tai Z-bosoniksi (jotka heti hajoavat kahdeksi muuksi hiukkaseksi). Nämä hajoamistuotteet juuri havaitaan ATLAS- ja CMS-ilmaisimilla, mukaanlukien hajoamistuotteet muiden hiukkasten miljoonista hajoamistuotteista. Niinpä hiukkaskiihdyttimellä on tehtävä lukuisia törmäyskokeita, jotta Higgsin hiukkasen heikko signaali pystytään erottamaan taustakohinasta. Monet tutkijat ovat sitä mieltä, että viimeisen 20 vuoden aikana tehdyt mittaukset osoittavat, että Higgsin hiukkasen täytyy olla keveämpi kuin 400 GeV/c², joka jättää Higgsin hiukkaselle välin 115-141 GeV/c².

Mitä tarkalleen ottaen on havaittu?

Katsotaanpa tarkemmin itse havaittua aineistoa LHC:n ATLAS- ja CMS-ilmaisimesta.

Yo. kuvaajissa vaakasuora akseli näyttää hiukkasen massan ja pystysuora akseli näyttää sen kuinka varmoja tutkijat ovat mittauksen todellisuudesta, joka riippuu siitä kuinka monta kertaa he näkivät hiukkasen hiukkaskiihdyttimen törmäyskokeissa. Mitä suurempi arvo pystysuoralla akselilla sitä varmempi mittaustulos on. Pystysuoran akselin yksikkö on sigma. Yksi sigma vastaa 68% todennäköisyyttä, että mittaustulos ei ole mittauksessa syntyvää kohinaa. Tai päin vastoin on 32% mahdollisuus, että mittaustulos on vain kohinan aiheuttama signaali. Vastaavasti kaksi sigmaa vastaa 95% todennäköisyyttä, että mittaustulos ei ole kohinaa. Kolme sigmaa vastaa todennäköisyyttä 99.7%, neljä 99.99%, viisi 99.9999% jne. Kuvaajissa katkoviiva näyttää sen mitä hiukkasfysiikan standardimalli ennustaa ilman Higgsin hiukkasta. Vihreä ja keltainen vyöhyke näyttää yhden ja kahden sigman luottamusvälin tälle ennusteelle. Musta viiva näyttää ATLAS (ylempi kuvaaja) ja CMS -ilmaisimien (alempi kuvaaja) mittaustuloksen. Se mitä tutkijat käytännössä etsivät ovat kohtia, missä musta viiva ylittää keltaisen vyöhykkeen sekä nousee mahdollisimman korkealle pystysuoralla akselilla. Näissä kohdissa standardimalli ei pysty selittämään mittaustulosta ilman Higgsin hiukkasen olemassaoloa. Molemmissa kuvaajissa mittaustuloksen varmuus nousee yli kahden sigman vyöhykkeen suurinpiirtein 125 GeV/c² kohdalla. ATLAS -ilmaisimessa huippu osuu noin 2.4 sigman kohdalle vastaten 98% varmuutta, ja CMS -ilmaisimessa vastaavasti 1.9 sigman kohdalle vastaten 94% varmuutta. Vaikka mittaustulosten varmuus ei vielä ole päätä huimaava, on mittaustulos juuri sitä, mitä tutkijat ovat odottaneetkin, koska teoria standardimallin yksinkertaisimmasta Higgsin hiukkasesta antaa sille massan, joka on suurinpiirtein sama kuin mitattu 125 GeV/c². Tämän lisäksi lisävarmuutta mittaukseen tuo kaksi toisistaan riippumatonta mittausta ATLAS- ja CMS-ilmaisimilla.

Mitä vuosi 2012 tuo tullessaan?

Vuoden 2012 aikana kertyneen aineiston perusteella LHC:n pitäisi pystyä mittaamaan Higgsin hiukkasen signaalin viiden sigman todennäköisyydellä, eli tällöin olisi erittäin epätodennäköistä (noin yksi kymmenestä miljoonasta), että Higgsin hiukkasen signaali olisi kohinan aiheuttamaa. On myös mahdollista, että nyt mitattu signaali osoittautuu kohinaksi ja Higgsin hiukkanen jää toistaiseksi löytämättä. On kuitenkin hyvä pitää mielessä, että nyt etsittävä Higgsin hiukkanen on yksinkertaisin mahdollinen standardimallin puitteissa. Kuten yllä mainittiin, yksinkertaisinta Higgsin hiukkasta ei välttämättä pystytä havaitsemaan sen hajotessa liian nopeasti reagoidessaan joidenkin ennen näkemättömien hiukkasten kanssa. Tämä tilanne olisi fyysikoille vieläkin mielenkiintoisempi, koska uudet ongelmat fysiikassa tuovat meille aina loppujen lopuksi paremman ymmärryksen maailmankaikkeudestamme.

Lisätietoa erinomaisista blogeista, joita tätä kirjoittaessa olen monesti lukenut:

* Higgsin hiukkasta kutsutaan usein myös Higgsin bosoniksi. Hiukkasfysiikassa maailmankaikkeudessa esiintyvät hiukkaset jaetaan kahteen luokkaan: fermioneihin ja bosoneihin. Lyhykäisyydessään fermionit ovat hiukkasia, jotka ”ottavat tilaa” itselleen, eli kahta fermionia ei voi asettaa täysin samaan kvanttitilaan (sama avaruudellinen paikka, spin jne.). Näin ollen fermioneihin kuuluu ”ainehiukkaset”, esimerkiksi atomin osaset elektronit ja kvarkit. Maailma olisi hyvin outo paikka mikäli voisimme sijaita täsmälleen samassa paikassa samaan aikaan. Sitä vastoin bosonit voivat, ja suorastaan hinkuvat, sijaita samassa kvanttitilassa, ja niihin kuuluvat esimerkiksi sähkömagnetismin välittäjähiukkaset fotonit, vahvan vuorovaikutuksen välittäjähiukkaset gluonit ja heikon vuorovaikutuksen välittäjähiukkaset W- ja Z-bosonit. Esimerkiksi laserin toiminta perustuu juuri siihen, että fotonit ovat bosoneita ja voivat asettua suurina määrinä samaan kvanttitilaan. Higgsin hiukkanen sattuu olemaan bosoni, mutta se ei ole erityisen tärkeä seikka siihen miksi tutkijat haluavat löytää sen. Usein Higgsin hiukkasta tituleerataan myös ”jumalhiukkaseksi” (God particle), mutta se on keksitty ainoastaan mainostusmielessä. Professori ja nobelin palkinnon saaja Leon Ledermanin kirja Higgsin hiukkasesta on saanut kyseisen nimen ainoastaan kirjan myyntilukujen kasvattamista varten. Jääköön mietittäväksi onko se hyvä vai huono asia, mutta lempinimessä ei ainakaan ole tippaakaan tieteellistä saati uskonnollista perää.

** Hiukkasten massa on monitahoisempi juttu mitä ensikuulemalta ajattelee ja se koostuu useammasta komponentista. Koska suhteellisuusteorian mukaan massa on energiaa ja päinvastoin (E=mc²), hiukkasen liike-energia kasvattaa sen massaa. Samoin esimerkiksi protonin massasta suurin osa on kvarkkien koossapitävän vahvan vuorovaikutuksen energian aiheuttamaa massaa. Z- ja W-bosonit saavat suoraan massansa Higgsin kvanttikentästä, mutta esimerkiksi elektronien ja kvarkkien kytkeytymisen voimakkuudesta Higgsin kentän kanssa ei ole varmuutta. Mitä voimakkaampi kytkös sitä enemmän massaa hiukkanen saa Higgsin kentästä.

*** Vaikka Higgsin kenttä on nimetty Peter Higgsin mukaan, samaan ratkaisuun päätyivät myös kaksi muuta tutkimusryhmää (Francois Englert ja Robert Brout sekä Gerald Guralnik, C. R. Hagen ja Tom Kibble) samanaikaisesti ja toisistaan tietämättä.


Neutriinon tarina

Credit: Berkeley Lab

On aika rikkoa bittihiljaisuus ja tarttua jälleen kynän varteen. Syksyn varmasti yksi puhutuimmista tiedeuutisista oli havainto valoa nopeammista neutriinoista, jossa tutkijat lähettivät myonin neutriinosuihkun CERN:stä Genevestä läpi Alppien (piittaamatta vuorista lainkaan, koska neutriinot eivät juurikaan reagoi aineen kanssa) Italiaan 732 kilometrin pääähän, jossa muutamia neutriinoja havaittiin OPERA-ilmaisimella. Neutriinojen koko matka kellotetaan hyvin tarkasti GPS-synkronoituja kelloja käyttäen, ja jaettuna neutriinojen kulkema matka sen kulkemiseen käytetyllä ajalla, tutkijat saivat tulokseksi nopeuden, joka on himpun verran (2-3*10-5) suurempi kuin valonnopeus (299 792 458 m/s), eli neutriinot kulkivat noin 6000-9000 m/s ylivalonnopeutta. Mikäli havainto voidaan toistaa toisistaan riippumattomalla kokeella ja näin ollen tuoda lisää varmuutta valonnopeuden rikkomiseen, tulos on erittäin mielenkiintoinen ja varmasti vuosisadan havainto. Toisaalta, jo nyt on kerääntynyt hyviä syitä miksi havainto ei ehkä vastaakaan todellisuutta. Mutta ennen paneutumista tähän tutkimukseen on hyvä kerrata, miten nämä lähestulkoon olemattomat hiukkaset löysivät tiensä fyysikoiden hiukkasarsenaaliin.

Neutriinojen esiinmarssi radioaktiivisuuden pelastajina

Neutriinot ilmestyivät ensimmäistä kertaa hiukkasfysiikkaan vuonna 1930 epätoivoisena yrityksenä pelastaa tietyntyyppisten radioaktiivisten hiukkasten hajoaminen. 1800-luvun loppupuolella lähtien tiedettiin, että jotkut atomit ovat radioaktiivisia, jotka satunnaisesti säteilevät energeettisiä hiukkasia. Radioaktiivisuuden tutkijat, kuten Henri Becquerel ja Marie Curie sekä hänen miehensä Pierre osoittivat, että radioaktiivista säteilyä on kolmentyyppistä: alfa-, beta- ja gammasäteilyä (nimetty kolmen ensimmäisen kreikkalaisen aakkosen mukaan). Curieiden tutkimusten mukaan samaan aikaan kun radioaktiiviset atomit säteilevät betasäteilyä ne muuttuvat kevyemmiksi atomeiksi, joilla on positiivinen varaus. Tasapainottaakseen ytimien positiivisen varauksen betasäteily, joka koostuu elektroneista, kuljettaa mukanaan saman verran negatiivista varausta. Esimerkiksi tietyn tyyppisistä kaliumatomeista tulee kalsiumatomeja niiden säteillessä betasäteilyä. Curiet ajattelivat, että joka kerta kun betahajoaminen tapahtuu, siinä syntyvällä elektronilla on saman suuruinen energia, koska Einsteinin mukaan massa on energiaa (E=mc²) elektronin energia vastaisi täten kaliumytimen menettämää massaa sen muuttuessa kalsiumytimeksi. Koska kalium- ja kalsiumytimien massat tunnettiin tarkkaan jo Curieiden aikaan, elektronien energia pystyttiin ennustamaan tarkasti. Hyvästä teoriasta huolimatta betasäteilyn elektronien energia ei vastannut teorian mukaista massan menetystä vaan elektroneiden energia vaihteli arvosta toiseen. Mutta asiat olivat vieläkin huonommin, nimittäin näytti siltä, että massan ja energian kokonaismäärä ei säilynyt betahajoamisessa. Pelastavana toimenpiteenä itävaltalainen fyysikko Wolfgang Pauli ehdotti, vaikkei sitä edes itse tosissaan uskonut, että betahajoamisessa syntyi elektronin lisäksi myös toinen hiukkanen, joka kuljettaisi mukanaan osan energiasta. Tämän lisäksi energia pystyi jakautumaan näiden kahden hiukkasen välillä eri tavalla, jolloin elektronilla voi olla suurempi tai pienempi energia hajoamisprosessissa. Pauli antoi toistaiseksi hypoteettiselle hiukkaselle nimeksi neutroni, mutta myöhemmin se muutettiin neutriinoksi (”pikku neutroni” italiaksi), koska muutama vuosi myöhemmin brittifyysikko James Chadwick löysi hiukkasen atomin ytimestä, jonka tänä päivänä tunnemme nimellä neutroni. Paulin uuden hiukkasen ja Chadwickin neutronin pohjalta italialainen fyysikko Enrico Fermi kehitti betahajoamisen teorian, joka selitti kaikki tehdyt havainnot. Hän osoitti, että kun raskaampi radioaktiivinen ydin muuttuu kevyemmäksi betahajoamisessa, niin itseasiassa ytimen yksi neutroneista hajoaa protoniksi, elektroniksi ja Paulin uudeksi hiukkaseksi, neutriinoksi. Kaikki hiukkasten väliset reaktiot pohjautuvat johonkin voimaan. Mutta mikä voima oli vastuussa neutronin hajoamisesta? Fermin julkaistessa teoriansa betahajoamisesta ainoa voima, jonka tiedettiin operoivan hiukkastasolla oli sähkömagneettinen voima. Fermi kuitenkin laski, että mikäli neutronin hajoamisen aiheuttaa sähkömagneettinen voima sen olisi pitänyt tapahtua miljardi kertaa useammin kuin havainnot antoivat olettaa. Niinpä Fermi ehdottikin uutta heikkoa atomitason voimaa (joka myöhemmin on vahvistettu heikoksi vuorovaikutukseksi), joka olisi vastuussa neutronin hajoamisesta. Neutriinojen havaitsemiseen meni kuitenkin vielä yli kaksikymmentä vuotta Fermin teorian julkaisemisesta.

Olemattomat hiukkaset putkahtavat esiin ydinvoimaloista

Vuonna 1959 neutriinoja havaittiin ensimmäisen kerran kokeella, nimeltään Poltergeist, joka mittasi ydinreaktorista tulevia neutriinoja. Ydinvoimaloissa energiaa tuotetaan fissiolla, joka sivutuotteena tuottaa valtavasti neutriinoja. Projekti Poltergeist havaitsi ydinreaktorista yhden neutriinon muutamassa tunnissa, siitä huolimatta, että neutriinoja lensi ilmaisimen jokaisen neliösenttimetrin läpi miljardeja sekunnissa. Joka tapauksessa neutriinoja kuitenkin havaittiin jolloin Paulin sekä Fermin teoriat saivat viimein varmistuksen, ja hiukkasfysiikkaan muodostui uusi osa-alue: neutriinofysiikka. Neutriinojen löydyttyä fyysikot havaitsivat, että itseasiassa yhden neutriinon sijaan neutriinoja onkin kolmea eri tyyppiä. Lisäksi niiden havaittiin olevan massattomia tai hyvin keveitä ja liikkuvan lähes valonnopeudella. Nämä hiukkasmaailman kummitukset täyttävät maailmankaikkeuden jokaisen kolkan valtavina määrinä. Miljardeja neutriinoja kulkee lävitsesi joka sekunti huomaamattasi. Käytännössä katsoen neutriinot ovat kuin toisesta maailmasta, ne ovat lähes tulkoon kytkeytyneet kokonaan irti siitä maailmankaikkeudesta jonka tunnemme.

Pimeän aineen heikkopeikko

Nyky-kosmologian mukaan maailmankaikkeuden massa-energiatiheys koostuu enimmäkseen meille näkymättömästä tavarasta. Pimeä energia kattaa siitä noin 72%, pimeä aine noin 23% ja loput vajaa viisi prosenttia jää ”normaalille” aineelle, kuten galakseille, tähdille, planeetoille, apinoille ja kahvikupeille. Neutriinojen häilyvä olemus sopii kuin nenä päähän pimeän aineen kandidaatiksi. Kun maailmankaikkeus oli nuori ja erittäin kuuma, neutriinoja syntyi valtava määrä, joiden arvellaan säilyneen nykypäivään saakka. Keskimäärin maailmankaikkeudessa arvioidaan olevan kymmeniä miljoonia neutriinoja kuutiometrissä. Mikäli neutriinoilla on pikkiriikkisenkin verran massaa, noin sadastuhannesosa elektronin massasta, riittäisi se kattamaan koko pimeän aineen osuuden maailmankaikkeudessa. Mutta kuinka neutriino punnitaan? Neutriinojen massan arvoitus ratkesi yllättäen havaitsemalla meitä lähintä tähteä, eli Aurinkoa. Auringon keskustassa tapahtuvat fuusioreaktiot tuottavat sivutuotteena neutriinoja. Ensimmäistä kertaa Auringon neutriinot havaittiin Etelä-Dakotassa vanhassa kultakaivoksessa sijaitsevalla Homestake-kokeella vuonna 1968, jossa puolentoista kilometrin syvyydellä sijaitsevaan kaivokseen sijoitettiin 380 kuutiometrin tankki täynnä tetrakloorietyleeniä, joka on tavallisessa kemiallisessa pesussa käytettävä liuotin. Tankki haluttiin sijoittaa mahdollisimman syvälle, jotta muut häiriötekijät eivät pääsisi tuottamaan ilmaisimeen kohinaa. Neutriinon tönäistessä klooriatomia, se muuttuu radioaktiiviseksi argonin isotoopiksi, joka voidaan heliumia apuna käyttäen kerätä tankista talteen ja laskea sen määrä, joka vastaa kaapattujen neutriinojen määrää. Homestake-kokeen Auringosta havaitsemien neutriinojen määrä ei kuitenkaan vastannut teoreetikkojen ennustamaa määrää, vaan oli kolme kertaa tätä pienempi. Joko Auringon neutriinotuotannon laskut olivat täysin pielessä tai neutriinoille tapahtui jotain matkalla Auringosta Maahan. Vasta vuonna 1998 tutkijat saivat todisteita siitä, että kaikki Auringosta tulevat neutriinot eivät saavu Maahan asti tai ne muuttuvat matkalla jollakin tapaa. Tulokset saatiin Super-Kamiokande kokeesta, joka alunperin suunniteltiin havaitsemaan protonien hajoamista, mutta joka on osoittautunut erittäin hyväksi neutriino-observatorioksi. Super-Kamiokande on valtava tankki täynnä erittäin puhdasta vettä, joka sijaitsee kilometrin syvyydellä maanpinnan alapuolella. Tankissa olevaa vettä, jota on 50 000 tonnia, ympäröi 13 000 ilmaisinta, jotka pystyvät havaitsemaan äärimmäisen heikkoa valoa, parhaimmillaan jopa yksittäisen fotonin. Yksi tuhannesta miljardista neutriinosta joka kulkee tankin läpi osuu neutroniin tai protoniin, joka tuottaa minimaalisen valon välähdyksen. Laskemalla välähdysten määrä voitiin Auringosta tulevien neutriinojen määrä laskea. Tulokseksi saatiin noin puolet oletetusta Auringon neutriinojen määrästä. Tulos voi kuulostaa pettymykseltä, mutta Super-Kamiokande osoitti neutriinojen mielenkiintoisimman ominaisuuden – yhden tyyppiset neutriinot voivat muuttua matkallaan toisen tyyppisiksi neutriinoiksi. Super-Kamiokande mittaa kaikista herkimmin elektronin neutriinoita (toiset neutriinot ollen myonin neutriinoita ja taun neutriinoita), ja havainnot osoittivat, että puolet Auringossa syntyvistä elektronin neutriinoista muuttuu matkalla myonin tai taun neutriinoiksi. Näin ollen sekä Homestaken että Super-Kamiokanden havainnot pystyttiin selittämään neutriinojen muuttumisella toisikseen, eli neutriinojen oskillaatiolla. Viimeinen niitti neutriinojen mysteeriin tuli vuonna 2001, kun Solar Neutrino -observatorio Sudburyn kaivoksessa Kanadassa havaitsi Auringosta tulevia kaiken tyyppisiä neutriinoja ja havaitsi niiden vastaavan teorian mukaista neutriinojen määrää olettaen, että osa elektronin neutriinoista muuttuu matkalla toisiksi neutriinoiksi. Neutriinojen oskillaatio osoitti, että ainakin kahden tyyppisillä neutriinoilla on massaa. Kvanttimekaniikan mukaan kahden hiukkastyypin välillä oskilloivat hiukkaset muuttuvat toisikseen sitä nopeammin, mitä suurempi massaero niillä on. Jos kaikki neutriinot olisivat massattomia oskillaatiota ei tapahtuisi. Näin ollen ainakin kahden tyyppisellä neutriinolla on oltava nollasta eroava massa, jolloin niiden voidaan ajatella olevan heikosti vuorovaikuttavaa pimeää ainetta. Neutriinot kuuluvatkin pimeän aineen kandidaatteihin, joita kutsutaan yhteisnimikkeellä WIMP (Weakly Interacting Massive Particle). Myöhemmin on kuitenkin osoitettu, että neutriinot eivät riitä kattamaan kaikkea pimeän aineen määrää, vaan itseasiassa suurinosa pimeästä aineesta on jotain muuta, joka liikkuu huomattavasti hitaammin kuin neutriinot.

OPERAn kummitus

Hiukkasfysiikassa samoin kuin tähtitieteessä tutkitaan luontoa äärimmäisillään, jolloin koevälineet ovat tulevaisuuden teknologiaa siinä mielessä, että niistä poikivat spin-offit kaupalliseen käyttöön materialisoituvat vasta vuosikymmenten päästä (esim. internetin esimuoto kehitettiin CERN:ssä, ja digikameroiden yleistyminen johtui tähtitieteilijöiden tarpeesta saada käyttöönsä mahdollisimman hyviä CCD-kennoja), sekä havaittavat ilmiöt ovat yleensä äärimmäisen heikkoja, jolloin havaittavat signaalit eivät välttämättä ylitä kohinan määrää datassa. Yleensä nyrkkisääntönä pidetään, että merkittävän signaalin täytyy ylittää vähintään kolmen, mielellään viiden sigman tilastollinen merkittävyys, jolloin on 0.26% (kolme sigmaa) tai 0.000057% (viisi sigmaa) mahdollisuus, että havaittu signaali on osa kohinaa. Esimerkiksi tällä hetkellä Higgsin bosoni on havaittu noin 2 sigman tarkkuudella, mikä ei ole vielä riittävä tulos sen toteamiseksi. Nyt tutkijat kuitenkin mittasivat neutriinojen nopeuden kuuden sigman tarkkuudella, eli on erittäin epätodennäköistä, että mittaustulos olisi kohinaa.

Oletetaan, että neutriinot todellakin kulkevat nopeammin kuin valo tyhjiössä, mutta mitä se oikein tarkoittaa? Suhteellisuusteoriassa valonnopeus tyhjiössä on raja, jota nopeammin hiukkanen ei voi kulkea. Hypätäänpä hetkeksi hypoteettisen, lähes valonnopeutta kulkevan avaruusaluksen kyytiin matkalle Maasta Aurinkoon. Matkan aikana ehdimme sopivasti keittää ja juoda kupposen teetä ennen perille pääsyä. Voimme siis ajatella, että Aurinko on teen keiton ja yhden kupillisen juomiseen kuluvan ajan päässä Maasta. Mutta jos lisäämme alukseemme pökköä pesään, huomaamme että emme enää ehdikkään juomaan teetä ennen kuin olemme jo perillä. Eli meidän näkökulmasta katsoen Aurinko onkin enää teen keittoon kuluvan ajan päässä Maasta. Mikäli pystyisimme pusertamaan aluksemme kulkemaan valonnopeudella huomaisimme, että olemme perillä samaan aikaan kun lähdimme liikkeelle. Itseasiassa riippumatta kuljettavasta matkasta, oli se sitten Maasta Aurinkoon tai Alfa Centauriin, huomaisimme olevamme perillä samaan aikaan kun lähdimme liikkeelle, vaikka fyysisesti kulkisimme valonnopeudella paikasta toiseen. Hinta valonnopeudella kulkemiseen on siis täydellinen ajan katoaminen. Todellisuudessa meidän ja aluksemme pitäisi olla myös massattomia, jotta yltäisimme valonnopeuteen. Mikäli ajatusleikki laajennetaan ylivalonnopeuteen huomaisimme olevamme perillä ennen kuin edes lähdimme liikkeelle. Tarpeeksi ajatusta venyttäen voimme kuvitella olevamme perillä ennen kuin olimme edes syntyneet. Ylivalonnopeudella kulkeminen mahdollistaa ajassa taaksepäin kulkemisen, jolloin kaikki isoisä-paradoksit tulevat kaupan päälle. Epäjohdonmukaisuuksista johtuen teoriat, jotka sallivat kulkemisen ajassa taaksepäin hylätään yleensä hyvin pian. Mutta voi olla mahdollista, että neutriinot kulkevat nopeammin kuin valo, vaikka ne eivät voisikaan matkustaa menneisyyteen. Yksi mahdollinen teoria on nk. Lorentzin symmetriarikko, jolloin maailmankaikkeuden täyttäisi taustakenttä, eräänlainen moderni eetteri, jonka suhteen hiukkaset voivat liikkua. Suhteellisuusteorian ytimessä on nimenomaan Lorentzin symmetria, jonka mukaan fysiikan lait ovat samat havaitsijoille, jotka liikkuvat eri nopeuksilla toistensa suhteen. Suhteellisuusteoriassa ei ole olemassa mitään absoluuttista taustaa, jonka suhteen liikkuminen tapahtuu, vaan kaikki on – niin, suhteellista – valonnopeuden ollessa kaikille havaitsijoille se suurin nopeus. On kuitenkin mahdollista, että alkuräjähdyksen jälkeen Lorentzin symmetria rikkoontui spontaanisti ja maailmankaikkeuden täytti taustakenttä, jonka kanssa neutriinot pystyvät reagoimaan mutta fotonit eivät. Neutriinot ovat kuin väreitä tässä taustakentässä samaan tapaan kuin aallot ovat väreitä veden pinnalla tai ääniaallot väreitä ilmassa. Tällöin neutriinoiden nopeus riippuu siitä mihin suuntaan ne kulkevat suhteessa taustakenttään. Jos neutriinot kulkevat valonnopeudella ja taustakenttä liikkuu jollakin nopeudella samaan suuntaan suhteessa muuhun maailmankaikkeuteen, näemme neutriinojen liikkuvan nopeammin kuin valo. Missään vaiheessa neutriinot eivät kuitenkaan matkusta menneisyyteen ja pääse tappamaan omia isovanhempiaan.

Toinen mahdollinen teoria ylivalonnopeudesta sisältää oikoreitin ylimääräisten ulottuvuuksien kautta. Mikäli maailmankaikkeudessa on olemassa lisää avaruudellisia ulottuvuuksia kolmen tuntemamme lisäksi, joita pitkin neutriinot pystyvät kulkemaan, voi niiden matkaan käyttämä aika vähentyä huomattavasti, vaikka ne eivät kulkisikaan ylivalonnopeutta. Havainnollistava esimerkki ylimääräisen ulottuvuuden tuomaan vaikutukseen voi olla vaikkapa muurahainen, joka elelee Z-muotoisen yksiulotteisen viivan pinnalla (kts. kuva alla). Olkoon muurahaisen nopeus maksiminopeus Z-maailmankaikkeudessa. Eräänä päivänä muurahainen tekee kuitenkin havainnon toisesta muurahaisesta Z:n yläkärjessä, ryntää Z:aa pitkin maksiminopeudella Z:n alakulmaan vain huomatakseen toisen muurahaisen jo olevan siellä. Niinpä Z-maailman muurahainen päättelee toisen muurahaisen kulkevan ylimuurahaisnopeudella, ja välttääksen sellaisen epäloogisuuden kehittää teorian tasomaailman muurahaisista, jotka voivat kulkea Z:n sisältävän tason pinnalla. Tällöin on helppo huomata, että ylimuurahaisnopeus ei ole tarpeellinen koska matka Z:n yläkärjestä alakulmaan on tasomaailmassa selvästi lyhyempi kuin Z-maailmassa.

Supernovat kosmisina liikennepoliiseina

Jos OPERA:n havainto osoittautuu todeksi, merkitsee se mullistavaa loikkausta eteenpäin fysiikan lakien ja maailmankaikkeuden rakenteen tutkimuksessa. Mutta kyseessä on kuitenkin vielä iso ”jos”. Vaikka mittaustulos ei olekaan kohinaa on mahdollista, että kokeessa on jokin systemaattinen virhe. Heti OPERA:n tulosten julkaisun jälkeen monen tutkijan epäily kohdistui neutriinopulssien pituuteen ja GPS-mittauksen tarkkuuteen. Aluksi CERN:stä lähetetyt neutriinopulssit olivat suhteellisen pitkiä, noin 10 mikrosekuntia, joka aiheutti suuren virheen neutriinojen matka-ajan mittaukseen. Neutriinojen käyttämä matka-aika oli noin 60 nanosekuntia nopeampi kuin valon, ja 10 mikrosekuntia on noin 150 kertaa suurempi kuin tuo 60 nanosekuntia, joten pienetkin epäselvyydet missä vaiheessa pulssia neutriinot sijaitsevat voivat helposti johtaa mitattuun eroon. Marraskuussa tehdyt uudet mittaukset käyttäen tuhat kertaa lyhyempiä pulsseja kuitenkin osoittivat, että virheen syy ei ollut neutriinopulsseissa, ja neutriinojen mitattiin edelleen kulkevan ylivalonnopeudella. GPS-mittauksen tarkkuus voi kuitenkin vielä olla mahdollinen virhetekijä. Neutriinojen matka-ajan mittaus on äärimmäisen tarkkaa puuhaa, joten pienikin ero CERN:in ja OPERA:n kellojen synkronoinnissa voi johtaa mitattuun valonnopeuden ylitykseen. Koska yleisen suhteellisuusteorian mukaan painovoima kaareuttaa aika-avaruutta, eri painovoimaolosuhteet (esim. korkeus maanpinnasta) vaikuttavat siihen kuinka nopeasti kellot mittaavat aikaa. Pienetkin huomiotta jääneet erot CERN:n ja OPERA:n painovoimakentissä voivat johtaa virheeseen matka-ajan mittauksessa. Sitten on toki mahdollista, että on olemassa virhetekijöitä joita kukaan ei ole vielä ajatellut. Tärkeintä olisikin, että neutriinojen nopeudesta saataisiin toisistaan riippumattomia mittauksia toisilla koelaitoksilla.

Credit: NASA/Hubble Heritage

Yksi riippumaton mittaustulos on kuitenkin jo saatu, nimittäin supernovasta SN1987A. Vuonna 1987 yllä esitelty Super-Kamiokande havaitsi neutriinosuihkun (kokonaiset 12 neutriinoa!) SN1987A:sta. Myös kaksi muuta neutriinoilmaisinta havaitsi saman neutriinosuihkun: IMB Ohiossa, Yhdysvalloissa havaitsi samaan aikaan 8 neutriinoa ja Baksan Venäjällä 5 neutriinoa. Tässä kohtaa on hyvä pysähtyä ja miettiä kuinka häilyväsiä neutriinot todellakin ovat. Supernovassa syntyi arviolta 1058 neutriinoa, jotka levisivät tasaisesti joka puolelle ympäröivään avaruuteen. Tätä voi ajatella kuvittelemalla alati laajenevan neutriinokuplan, josta pieni osa pyyhkäisee Maapallon yli kun kupla on säteeltään 168 000 valovuotta, joka on etäisyys Maasta SN1987A:han. Laimennuskerroin neutriinojen määrässä on tällöin 1/4πD² ≈ 1/1044 m², missä D on etäisyys supernovaan. Huolimatta valtavasta etäisyydestä meihin neutriinoja riittää vieläkin noin 1014 kappaletta neliömetrille, joista kolme neutriinoilmaisinta havaitsi yhteensä 25 kappaletta! Vain kolme tuntia neutriinojen jälkeen supernova havaittiin näkyvän valon aallonpituudella. Jos neutriinot ja fotonit lähtivät samasta paikasta samaan aikaan, olisivat neutriinot kulkeneet ylivalonnopeutta, joka toisi niille matkaetua kolme tuntia 168 000 valovuodessa. Tämä on kuitenkin huomattavasti pienempi valonnopeuden ylitys kuin OPERA:n neutriinoilla. Mikäli neutriinot supernova 1987A:sta olisivat kulkeneet samalla nopeudella kuin OPERA:n neutriinot, olisi niiden pitänyt olla perillä Maassa neljä vuotta aikaisemmin. Sen lisäksi neutriinojen ja näkyvän valon välillä oleva ero on helposti selitettävissä supernovien syntyteorialla, jossa räjähdys alkaa tähden keskustassa lähettäen valtavan määrän neutriinoja, jotka lentävät ympäröivään avaruuteen välittämättä ympärillä olevasta tähdestä. Räjähtävän tähden pinta ei kuitenkaan ole tietoinen sen keskustassa tapahtuneesta räjähdyksestä ennen kuin tieto siitä saapuu pinnalle shokkiaaltojen muodossa noin kolme tuntia räjähdyksen jälkeen, jotka lopullisesti posauttavat tähden ja tällöin räjähdyksessä syntyneet fotonit pääsevät esteettä etenemään ympäröivään avaruuteen. Ainakin tämän supernovahavainnon mukaan neutriinot kulkisivat lähes tarkalleen valonnopeudella, mikä sotisi OPERA:n mittauksia vastaan.

En jaksanut lukea, joten hyppäsin loppuun

- Kulkevatko neutriinot nopeammin kuin valo? Se on epätodennäköistä, mutta ei täysin mahdotonta.

- No mistä kaikki sitten oikein hössöttää? Koska hiukkasfyysikot ovat tehneet erittäin tarkan mittauksen ja tarkistaneet kaikki mahdolliset virheet moneen kertaan ja edelleen neutriinot näyttävät kulkevan nopeammin kuin valo. Niinpä hämmentyneet tutkijat julkaisivat tuloksensa odottaen, että joku keksisi uuden virhetekijän, joka selittäisi tuloksen tai tekisi uuden mittauksen, joka vahvistaisi tai kumoaisi havaitun ylivalonnopeudella liikkumisen.

- Miksi neutriinojen ylivalonnopeudella liikkuminen on sitten epätodennäköistä? Tutkijat ovat kerran havainneet sekä fotoniryöpyn että neutriinosuihkun räjähtävästä supernovasta, jotka saapuivat samaan aikaan havaintolaitteisiin osoittaen, että neutriinot kulkevat lähes tarkalleen valonnopeudella.

- Mitä nämä neutriinot oikeastaan ovat? Erittäin heikosti tavallisen aineen kanssa vuorovaikuttavia hiukkasia, joiden arvellaan kattavan noin 10% maailmankaikkeuden pimeästä aineesta.

- Miksi tämä ketään kiinnostaa? Jos neutriinot havaitaan kulkevan ylivalonnopeudella toisistaan riippumattomilla kokeilla, joka näin ollen todistaisi valonnopeuden rikkomisen, olisi se vähintäänkin maailmankaikkeuden ymmärrystämme mullistava havainto. Jos kokeet osoittaisivat, että maailmankaikkeudessa on avaruudellisia ulottuvuuksia enemmän kuin tähän mennessä tuntemamme kolme ulottuvuutta, olisi se mullistavampaa kuin havainto siitä, että Maa ei olekaan maailmankaikkeuden keskipiste vaan se kiertää Aurinkoa, joka kiertää Linnunradan keskustaa galaksissa, joka on vain yksi sadoista miljoonista galakseista maailmankaikkeudessa. Koko käsityksemme maailmankaikkeuden rakenteesta muuttuisi kertaheitolla.


Tiedeviikko 14+15/11

Supermassiivisen mustan aukon lounas

Credit: NASA/CXC/M.Weiss

28. päivä maaliskuuta Swift -röntgensatelliitin Burst Alert Telescope -ilmaisin havaitsi voimakkaan röntgenpurkauksen, mikä alkuun näytti aivan tavalliselta gammasädepurkauksen jälkihehkulta, ja sille annettiinkin nimi GRB 110328A. Gammasädepurkaus syntyy, kun hyvin massiivinen tähti luhistuu mustaksi aukoksi, tai kun kaksi toisiaan kiertävää neutronitähteä törmää toisiinsa muodostaen mustan aukon. Tähden nopea luhistuminen tai neutronitähtien törmäys aiheuttaa äärimmäisen energeettisen räjähdyksen, joka lähettää gammasäteitä kahdessa toisiaan vastakkaisessa hiukkassuihkussa. Gammasädepurkauksen kesto on hyvin lyhyt, vaihdellen muutamista sekunneista minuutteihin, mutta purkauksen energia vastaa Auringon koko elinkaarensa aikana syntyvän säteilyn energian määrää. Hiukkassuihkujen törmätessä tähtienväliseen aineeseen, ne hidastuvat ja säteilevät yhä pidemmillä aallonpituuksilla röntgensäteistä radioaaltoihin asti. Tämä jälkihehku kestää yleensä päiviä, jopa viikkoja gammasädepurkauksen jälkeen. GRB 110328A osoittautui kuitenkin nopeasti aivan erilaiseksi gammasädepurkaukseksi, sillä vielä viikon jälkeen Swift havaitsi kohteesta vuorotelleen kirkastuvaa ja himmenevää säteilyä (kts. kuva alla).

Credit: NASA/Swift/Penn State/J. Kennea

Tähtitieteilijät eivät olleet koskaan havainneet yhtä kirkasta ja pitkään säteilevää kohdetta. Lisähavainnot Hubble -avaruusteleskoopilla ja Chandra -röntgenteleskoopilla osoittivat, että GRB 110328A sijaitsee 3.8 miljardin valovuoden päässä olevan galaksin keskellä. Niinpä on hyvin todennäköistä, että gammasädepurkaus on kytköksissä galaksin keskustassa sijaitsevaan supermassiiviseen mustaan aukkoon. Supermassiiviset mustat aukot ovat miljoonien tai miljardien Auringon massan painoisia mustia aukkoja, joiden ajatellaan sijaitsevan jokaisen massiivisen galaksin (kuten Linnunradan) keskustassa. Tutkijat ajattelevatkin, että kyseinen gammasädepurkaus johtui yhden galaksin tähden ajautumisesta liian lähelle mustaa aukkoa, jolloin supermassiivisen mustan aukon aiheuttamat vuorovesivoimat repivät tähden kappaleiksi (kts. kuva yllä). Irtonainen tähtiaines kerääntyi supermassiivisen mustan aukon ympärille muodostaen ns. kertymäkiekon, josta materia lähellä mustaa aukkoa linkoutuu ulospäin voimakkaan magneettikentän avustuksella mustan aukon navoilta kahdessa toisiaan vastakkain olevissa hiukkassuihkuissa, samaan tapaan kuin varsinaisissa gammasädepurkauksissa. Kertymäkiekossa sijaitseva materia ei kuitenkaan kerralla putoa mustaan aukkoon tai linkoudu hiukkassuihkuihin, vaan se ruokkii mustaa aukkoa ja hiukkassuihkuja pikku hiljaa, aiheuttaen havaitunlaisen pitkäikäisen ja kirkkaudeltaan vaihtelevan purkauksen. GRB 110328A on kuitenkin niin kirkas, että yllä mainittu skenaario pätee ainoastaan mikäli Maa sijaitsee suoraan kohti yhtä hiukkassuihkua, jolloin suhteellisuusteorian mukaan säteily näennäisesti voimistuu. Maa sijaitsee kuitenkin niin kaukana tästä kohteesta, joten hiukkassuihkujen säteily ei aiheuta meille minkäänlaista vaaraa. Päinvastoin meillä on mahdollisuus ihastella yhtä maailmankaikkeuden ihmettä aitiopaikalla.

NASA:n lehdistötiedote

Pioneer-anomalia

Credit: NASA

Käsi pystyyn kuka muistaa vielä Pioneer-anomalian? Kyseessä on yksi viime vuosikymmenen suurimmista ratkaisemattomista kysymyksistä astrofysiikassa. Ongelma on siis seuraavanlainen. Pioneer 10 ja 11 luotaimet laukaistiin 1970-luvun alkupuolella kohti Jupiteria ja Saturnusta. Saavutettuaan kohteensa luotaimet jatkoivat matkaansa pois Aurinkokunnasta, niiden nopeuden kuitenkin hidastuen pikku hiljaa Auringon vetovoiman vaikutuksesta. Mutta tarkat mittaukset osoittivat, että luotaimet hidastuivat enemmän kuin niiden olisi pitänyt, aivan kuin joku näkymätön voima vetäisi niitä kohti Aurinkoa. Vähennettyään Auringon ja planeettojen painovoimakentistä aiheutuvat häiriöt, hidastuvuudeksi jäi vielä jäljelle minimaalinen (8.74±1.33)*10^-10 m/s². Kyseessä on kuitenkin todellinen, mitattava vaikutus, joten kysymys kuuluukin mistä se on peräisin. Tutkijat ajattelivat ensimmäiseksi, että avaruusaluksen lämpösäteily aiheuttaisi ylimääräisen hidastuvuuden, mutta loppujen lopuksi päätyivät selittämään vain 67% hidastuvuudesta. Selittämätön voima räjäytti fysiikan uusien lakien teorioiden pankin ja hidastuvuutta on selitetty mm. Auringon painovoiman olevan voimakkaampi suurilla etäisyyksillä (nk. modifioitu newtonilainen dynamiikka). Nyt tutkijat ovat toistaneet alkuperäisen luotaimen lämpösäteilylaskun. Alkuperäinen tutkimus vain arvioi karkeasti vaikutuksen luotaimen lämpösäteilyn heijastumisesta sen rakenteista, mutta uudessa tutkimuksessa tutkijat mallinsivat tietokoneella, kuinka luotaimen lämpösäteily tarkkaan ottaen heijastuu ja mihin suuntaan se jatkaa matkaansa. Mallinnus perustui 1970-luvulla, eli osuvasti Pioneer-luotaimien aikakautena kehitettyyn tekniikkaan nimeltään Phong-varjostus, jota nykyään käytetään yleisesti renderointiohjelmissa mallintamaan heijastuksia kolmiulotteisista kappaleista. Tutkimuksessa saatiin selville, että lämpösäteily päätarvikesäiliön takaseinästä osuu luotaimen antenniin ja kimpoaa siitä takaisin. Koska antenni osoittaa kohti Maata ja näin ollen myös kohti Aurinkoa, heijastuksien aiheuttama säteily lisää luotaimen hidastuvuutta juuri tarvittavan määrän, jotta anomalia häviää. Näyttäisi vahvasti siltä, että uusia fysiikan lakeja ei tarvittaisikaan tämän ilmiön selittämiseksi.

Tieteellinen artikkeli 

Uusi hiukkanen, uusi voima?

Tieteen eturintamalla signaalin erottaminen kohinasta on erittäin vaikeaa, kuten käy ilmi tästäkin tuloksesta, jonka juuri lopettamaisillaan oleva hiukkaskiihdytin Tevatron on löytänyt. Toisin kuin LHC:ssä, joka törmäyttää vastakkain kahta protonisuihkua, Tevatronissa on protoni ja antiprotonisuihkut. Nyt Tevatronin aineistosta on löytynyt viitteitä täysin uudesta hiukkasesta törmäyksissä, jotka tuottavat W- ja Z-bosoneita, eli heikon vuorovaikutuksen välittäjähiukkasia. WZ-pareja syntyy törmäyksissä satunnaisesti ja ne eivät ole kovinkaan pitkäikäisiä, vaan hajoavat nopeasti stabiileimmiksi hiukkasiksi, jotka selviävät hiukkaskiihdyttimen ilmaisimille asti. Havaitsemalla törmäyksen hajoamistuotteita, pystytään niiden alkuperä jäljittämään. Summaamalla hajoamistuotteiden energiat yhteen saadaan selville, minkä hiukkasen hajoamisesta ne ovat peräisin ja kuinka paljon tuo kyseinen hiukkanen painaa. Valitsemalla havainnot sopivia kriteerejä käyttäen tutkijat pystyivät poimimaan sellaiset reaktiot, joissa W/Z-bosoneita oletettavasti syntyy, laskea niiden energian ja verrata sitä tunnettuun W/Z-bosonin energiaan. Tutkijoiden täytyi ottaa myös huomioon muita prosesseja, joiden hajoamistuotteet näyttävät samanlaisilta, esimerkiksi huippu-kvarkin hajoaminen. Loppujen lopuksi tutkijat päätyivät tähän:

Credit: Fermilab

Vasen kuvaaja näyttää, kuinka havaitut hajoamisreaktiot jakautuvat eri hiukkasille. Väritetyt alueet vastaavat kunkin hajoamistuotteen teoreettisesti laskettua mallia. Kuitenkin näyttäisi siltä, että malli ei aivan sopisi havaintoihin 120-160 GeV/c² (hieman hassu massan yksikkö, mutta käytännöllinen hiukkasten parissa työskenteleville, 1 GeV/c² ≈ 1.78*10^-27 kg) alueella. Tämä ylijäämä erottuu paremmin kun aineistosta vähennetään kaikki muu paitsi W/W- ja W/Z-bosoniparien aiheuttama piikki noin 80 GeV/c² kohdalla, eli juuri siellä missä sen teorian mukaan pitäisikin olla. Samanlainen piikki on kuitenkin havaittavissa 144 GeV/c² ympärillä, missä nykyteorian mukaan ei pitäisi sijaita mitään hiukkasta. Sen ei myöskään pitäisi olla Higgsin hiukkanen, vaan kyseessä olisi täysin tieteelle uusi hiukkanen. Mutta kuinka merkittävä tämä tulos on? Tiukkojen testien jälkeen, tutkijat päätyivät tulokseen, että todennäköisyys havaita mittauskohinasta samanlainen piikki on 0.00076, vastaten 3.2 sigman (keskihajonnan) merkitsevyyttä. Kun signaali ylittää tieteessä kolme sigmaa, tutkijat alkavat innostua asiasta, mutta se ei vielä tarkoita, että kyseessä olisi todellinen signaali. Niinpä lisäaineisto olisi tässäkin tapauksessa paikallaan, jota varmasti saadaan piakkoin LHC:n syövereistä.

Tieteellinen artikkeli

Viikon video

50-vuotta sitten ihmiskunta muuttui avaruusmatkailevaksi sivilisaatioksi.


Tiedeviikko 8+9/11

Supranestettä neutronitähdessä

Credit: Röntgen: NASA/CXC/UNAM/Ioffe/D. Page, P. Shternin et al.; Optinen: NASA/STScI; Kuvitus: NASA/CXC/M. Weiss

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

Tieteellinen artikkeli

Kosmisten säteiden arvoitus

Credit: Adriani et al.

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

Tieteellinen artikkeli

LHC ja supersymmetria

 

Credit: FERMILAB

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

Tieteellinen artikkeli

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

CMS:n lehdistötiedote

Viikon video 1: Keplerin telluurio

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

Viikon video 2: Valtava Auringon protuberanssi


Tiedeviikko 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 47+48/10

Tällä kertaa tiedeviikko tulee taas kaksinkertaisena painoksena:

Syklinen universumi?

Credit: Gurzadyan & Penrose

 

Vaikka maailmankaikkeuden synty alkuräjähdyksestä (eli kun maailmankaikkeus oli erittäin tiheä ja kuuma) yhdistettynä inflaatioon (maailmankaikkeuden nopea laajeneminen) onkin vallalla oleva kosmologinen teoria, se ei tarkoita sitä, ettei muita vaihtoehtoja universumin synnylle mahtuisi joukkoon. Maailmankaikkeuden synnyn teoreettisen pohdiskelun taustalla on havainto kosmisesta taustasäteilystä, universumin alkuhetkien reliikistä, joka syntyi kun koko maailmankaikkeuden täyttänyt hiukkaspuuro muuttui sähkövaraukseltaan neutraaliksi elektronien yhtyessä atomien ytimiin antaen fotoneille tilaa levitä vapaasti avaruuteen. Tänä päivänä havaitsemme tuon reliikin koko avaruuden kattavana mikroaaltotaustasäteilynä. Koska taustasäteily on kauttaaltaan erittäin tasalämpöinen sisältäen vain miljoonasosien lämpötilaeroja eri alueiden välillä, on se vahva todiste alkuräjähdykselle ja inflaatiolle. Teorian mukaan inflaatio on tasoittanut maailmankaikkeuden rakenteen alkuhetkien epätasaisuuksista sellaiseksi kuin se havaitaan mikroaaltotaustasäteilykartassa. Pienet lämpötilaerot heijastavatkin sitä, kuinka massa oli jakautunut maailmankaikkeuden alkuhetkillä ja antavat siten viitteitä universumin rakenteesta, iästä ja historiasta. Inflaatio takaa myös sen, että mikäli jonkinlaista informaatiota olisi säilynyt tapahtumista ennen alkuräjähdystä (mitä ikinä se sitten olisikaan), olisi tieto siitä pyyhkiytynyt pois nopean laajenemisen seurauksena. Nyt fyysikot Vahe Gurzadyan ja Roger Penrose kuitenkin ehdottavat, että mikroaaltotaustasäteily sisältää rakenteita, jotka kielisivät tapahtumista ennen alkuräjähdystä. Heidän mukaansa taustasäteily sisältää ympyrämäisiä väreitä (kts. kuva yllä), joiden keskimääräinen lämpötila on hitusen alempi niitä ympäröiviä alueita. Tässä vaiheessa on kuitenkin hyvä muistaa kuinka varsinaiseen mikroaaltotaustasäteilykarttaan päästään käsiksi. Maailmankaikkeudessa on toki muitakin komponentteja, jotka säteilevät mikroaaltoalueella, esimerkiksi tähtienvälinen pöly, galaksit ja galaksijoukot. Kaikki nämä kohteet sijaitsevat taustasäteilyn ja meidän välissä, joten niiden tuottama signaali täytyy ensin poistaa, jotta allaolevaan taustasäteilyyn päästään käsiksi. Tämä ei todellakaan ole yksinkertainen ongelma, etenkään kun etualan kohteiden fysiikka ei kokonaisuudessaan ole tutkijoille selvää. Tietokonealgoritmit, joiden pohjalta lopullinen mikroaaltotaustasäteilykartta saadaan ulos, voivat luoda karttaan keinotekoisia signaaleja. Esimerkiksi, nk. suuri tyhjiö tai kylmä kohta taustasäteilyssä, jonka povattiin olevan merkki rinnakkaisulottuvuuksista, osoittautui tietyn analyysimenetelmän aiheuttamaksi harhaksi. Niinpä erityisesti suuriin tai säännöllisiin poikkeamiin mikroaaltotaustasäteilykartassa, nk. anomalioihin, kannattaa suhtautua tietyllä varauksella. Mutta palaten takaisin varsinaiseen tutkimukseen, Gurzadyan ja Penrose ajattelevat väreiden olevan merkki syklisestä universumista, teoriasta, jossa yhden alkuräjähdyksen sijaan onkin useampia alkuräjähdyksiä, joiden välissä universumi laajenee ja supistuu kosmisen makkarapötkön tavoin. Fyysikkoparin mukaan edellisten universumien supermassiivisten mustien aukkojen törmäysten aiheuttamat gravitaatioaallot muuttuisivat energiaksi seuraavan universumin räjähtäessä eloon. Ylimääräinen energiapotku vaikuttaisi pimeän aineen jakaumaan uudessa universumissa synnyttäen säännöllisiä ja ympyrämäisiä kuvioita siihen, jotka näyttäytyisivät uuden universumin fyysikoille ja tähtitieteilijöille kutakuinkin yllä olevan kuvan muodossa. On sanomattakin selvää, että taustasäteilyn väreet voidaan tulkita monella muullakin tapaa, mutta hulluilla teorioilla on oma jalansijansa tieteen tekemisessä (mieleen tulee Fritz Zwicky ja neutronitähdet, pimeä aine sekä gravitaatiolinssit), jos ei muuten niin ainakin ne aiheuttavat keskustelua.

Tieteellinen artikkeli (pre-print)

LHC:n mini-alkuräjähdykset ja maailmankaikkeuden nestemäinen olotila

Credit: CERN/ALICE

 

Marraskuussa LHC-hiukkaskiihdytin lopetti toistaiseksi fyysikoilta kadoksissa olevan Higgsin hiukkasen etsimiseen tarkoitetut kokeet protoneilla, ja siirtyi törmäyttämään lyijy-ioneja. Lyijy-ydin on huomattavasti raskaapi kuin protoni, joten sillä on myös huomattavasti enemmän energiaa kiitäessään hiukkaskiihdyttimessä. Lähes valonnopeudella liikkuvien lyijy-ionien törmäys tuottaa fantastisen määrän hiukkasia ja energiaa törmäystuotteina. Sekunnin murto-osan ajan lämpötila törmäyksen jälkeen on noin 10 miljoonaa miljardia astetta, saman verran kuin maailmankaikkeudella noin 0.000001 sekunnin ikäisenä. Niinpä LHC:n lyijytörmäytyksiä voidaankin hyvällä syyllä sanoa mini-alkuräjähdyksiksi. Käyttäen LHC:n ALICE-ilmaisinta tutkijat ovat päässeet kurkistamaan miltä maailmankaikkeus on näyttänyt heti alkuräjähdyksen jälkeen. Siihen aikaan universumi oli niin kuuma, että nykyisin atomien sisään kahlitut kvarkit poukkoilivat vapaina nk. kvarkki-gluoniplasmassa. Sama aineen tila on myös havaittavissa LHC:n lyijytörmäyksissä, ja tutkijat havaitsivat, että lyijytörmäyksissä syntynyt kvarkki-gluoniplasma käyttäytyi kuin matalan viskositeetin omaava neste. Samanlaisiin tuloksiin oltiin päädytty myös aikaisemmissa kokeissa RHIC-kiihdyttimellä, mutta tutkijoille oli yllätys, että kvarkki-gluoniplasma käyttäytyi nestemäisesti myös LHC:n huomattavasti korkeammilla energioilla. LHC jatkaa vielä lyijy-ionien törmäytyksiä, joten luultavasti paljon uusia tuloksia tullaan näkemään kun alkuräjähdyksen historiaa kuoritaan kerros kerrokselta mikrosekunti kerrallaan.

Missä ovat pienet mustat aukot?

Mustien aukkojen havaitseminen on nimensä mukaisesti hankalaa. Käytännössä Auringon massaisten mustien aukkojen havaitseminen vaatii aina mustan aukon sijaitsemisen kaksoistähtijärjestelmässä. Tällöin materiaa virtaa kumppanitähdestä mustaan aukkoon säteillen matkallaan kiivaasti röntgensäteilyä ja näin ollen paljastaen tähtitieteilijöille mustan aukon olemassaolon. Mustan aukon massan arvioiminen tarkasti riippuu kaksoistähtijärjestelmän parametreistä, olennaisesti tähden ja mustan aukon kiertoajasta toistensa ympäri, niiden massasuhteesta, kiertoradan kaltevuudesta ja kumppanitähden Doppler-nopeudesta, joiden mittaaminen ei aina ole mahdollista tai hyvin hankalaa. Niinpä tiedämme Linnunradasta noin viitisenkymmentä kaksoistähtijärjestelmää, joissa toinen tähti on todennäköisesti musta aukko. Näistä noin parinkymmenen massa on enemmän tai vähemmän tarkalleen mitattu. Nyt tutkijat ovat valinneet 16 tarkimmin mitattua mustan aukon sisältävää kaksoistähtijärjestelmää, analysoineet todennäköisyysjakaumat mustien aukkojen massoille ja havainneet massojen keskittyvän 6-10 Auringon massan välille. Erityistä tässä ei ole mihin massajakauma keskittyy, vaan mihin se ei keskity. Tutkimuksessa havaittiin selvä mustien aukkojen ”massa-aukko” 2-5 Auringon massan välillä, joten Linnunradassa näyttäisi olevan pienet mustat aukot kadoksissa. Tietenkään 16 mustan aukon otos ei voi olla kovin kattava Linnunradan kokoisen galaksin mustien aukkojen jakaumassa, mutta tutkimus pohtii miksi pieniä mustia aukkoja ei pitäisikään olla tarjolla. Mustien aukkojen elämä alkaa yli kahdeksan Auringon massaisen tähden räjähtäessä supernovana ja tähden ytimen luhistuessa kasaan hyvin nopeasti. Jos ytimen massa ylittää kriittisen massan, eli noin kolme Auringon massaa, pitäisi se nykyteorioiden mukaan johtaa mustan aukon muodostumiseen. Mikäli ytimen massa ei ylitä kriittistä massaa, supernovaräjähdyksen jälkeen jäljelle jää neutronitähti. Toisaalta neutronitähteen johtava supernovaräjähdyksen energia on suurempi kuin mustan aukon tuottava räjähdys, joten tutkijat ehdottavatkin, että pienten mustien aukkojen puuttuminen johtuu supernovaräjähdyksien eroavaisuuksista. Raskaamman tähden aiheuttaman supernovaräjähdyksen energia on kevyempää heikompi, joten se puhaltaa vähemmän materiaa kaksoitähtijärjestelmästä ulos, jolloin enemmän materiaa jää mustan aukon naposteltavaksi lihottaen sen nopeasti yli viiden Auringon massan painoiseksi. Näin ollen keveimmät mahdolliset mustat aukot ovat erittäin harvinaisia tai lyhytikäisiä muodostaen eron keveimmän mustan aukon ja raskaimman neutronitähden välille.

Tieteellinen artikkeli

(kts. myös Tiedeviikko 42+43/10Neutronitähden ja mustan aukon häilyvä massaraja sekä aineen äärimmäinen olomuoto sekä Tiedeviikko 46/10: Nuorin musta aukko)

Viikon video: Liitokäärme


Joulunodotusta

Boston Globe:n Hubble-joulukalenteri

Royal Society:n artikkelisarja Science sees further


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 39/10

Ensimmäinen planeetta löydetty ns. elämänvyöhykkeeltä

Credit: Zina Deretsky, National Science Foundation

PÄIVITYS: Ups… koskaan ei kannattaisi julkaista tutkimusta liian hätäisesti. Juuri meneillään olevassa IAU 276 The Astrophysics of Planetary Systems: Formation, Structure, and Dynamical Evolution -konferensissa on käynyt ilmi, että käyttäen HARPS-instrumentilla saatua uudempaa dataa vuodesta 2008 eteenpäin (noin 50% enemmän dataa kuin ao. tutkimuksessa), tutkimusryhmä Genevestä ei ole pystynyt toistamaan havaintoa Gliese 581g:stä. Päinvastoin, jos he pakottavat ratkaisun, jossa kyseinen planeetta on mukana, he saivat tulokseksi negatiivisen signaalin, joka ei tarkoita, että instrumentti olisi liian epätarkka vaan, että planeettaa ei todennäköisesti ole ollenkaan planeettakunnassa. Tulosta ei ole vielä kuitenkaan julkaistu missään, mutta asetelma on sangen mielenkiintoinen…

Viime viikon suurin tähtitiedeuutinen oli varmasti ensimmäinen planeetta, joka löydettiin kyseisen planeettakunnan ns. elämänvyöhykkeeltä. Tutkijat käyttivät Havaijilla sijaitsevaa Keck-teleskooppia havaitakseen tuttua, noin 20 valovuoden päässä sijaitsevaa planeettakuntaa Gliese 581, ja löysivät sieltä kuudennen planeetan, Gliese 581g:n. Suurin osa löydetyistä eksoplaneetoista on Jupiterin kaltaisia kaasujättiläisiä, mutta todennäköisesti Gliese 581g on kiviplaneetta, jonka massa on kolmen Maan massan luokkaa (tosin tutkijoiden käyttämä menetelmä antaa planeetan massalle vain alarajan). Gliese 581g on myös oikean kokoinen, jotta sillä pystyisi olemaan ilmakehä, ja se kiertää emotähteään etäisyydellä, joka mahdollistaa veden esiintymisen planeetan pinnalla. Kaikki nämä seikat puoltavat elämälle edullisia olosuhteita, ja tutkijat innostuineita löydöstään ilmoittivatkin elämän esiintymisen planeetan pinnalla olevan 100%, mutta eipä nuolaista ennen kuin tipahtaa… Gliese 581 on punainen kääpiö, massaltaan noin kolmasosan ja sata kertaa himmeämpi Aurinkoa. Mutta minkä punaiset kääpiöt menettävät massassa ja luminositeetissään, ovat ne paljon pitkäikäisempiä ja runsaslukuisempia kuin kirkaammat tähdet. Hyvin massiiviset tähdet ovat harvinaisia ja polttavat itsensä loppuun vain kymmenissä tai sadoissa miljoonissa vuosissa. Auringonmassaiset tähdet voivat loistaa kymmenestä kahteentoista miljardiin vuoteen, mutta punaiset kääpiöt puksuttavat menemään lähes ikuisesti. Elämällä punaista kääpiötä kiertävällä planeetalla olisi huomattavasti pidempi aika syntyä, kehittyä ja kasvaa kuin Maapallolla, joten voi olla, että Auringonkaltaisten tähtien ympärillä olevilla planeetoilla on paljon huonommat mahdollisuudet elämän synnylle kuin punaisten kääpiöiden planeetoilla. Toisaalta elämänvyöhyke sijaitsee punaisia kääpiöitä huomattavasti lähempänä kuin Auringon massaisten tähtien tapauksessa. Gliese 581:n viisi sisintä planeettaa kiertävät emotähteään lähempänä kuin Merkurius Aurinkoa. Vuonna 2007 havaittu Gliese 581c -planeetta kiertää emotähteään vain noin 13 päivän kiertoajalla ja on todennäköisesti liian kuuma elämälle. Vastaavasti saman tutkimusryhmän löytämä Gliese 581d kiertää emotähteään noin 67 päivän kiertoajalla ja on liian suuri ja kylmä elämälle. Vastalöydetty Gliese 581g kiertää emotähteään näiden kahden välissä noin 37 päivän kiertoajalla, vähän samaan tapaa kuin Maapallo kiertää Aurinkoa liian kuuman Venuksen ja liian kylmän Marsin välissä. Vaikka Gliese 581g:n kiertorata on suotuisassa paikassa, olosuhteet sen pinnalla ovat todennäköisesti hyvin rankat. Koska se kiertää emotähteään erittäin lähellä, tähden aiheuttamat vuorovesivoimat pakottavat planeetan pyörimään itsensä ympäri kerran paikallisessa vuodessa, eli planeetan toinen puoli osoittaa kokoajan kohti emotähteä toisen puolen jäädessä ikuisesti varjoon. Näin ollen päiväpuoli jää liian kuumaksi ja yöpuoli liian kylmäksi elämälle. Ainut mahdollinen, lämpötilan puolesta sopiva paikka elämälle olisi terminaattorilla, pienellä suikaleella planeettaa päivä- ja yöpuolen välissä. Tämä tietysti edellyttää, että planeetalla olisi ilmakehä, joka sisältäisi tarpeeksi hiilidioksidia, jotta kasvihuoneilmiö pystyisi tasaamaan lämpötilaeroja planeetan pinnalla. Pysyvä ilmakehä taas edellyttää suuria meriä planeetan pinnalla, jotka toimisivat lämpövarastoina, mutta vain jos tarpeeksi vettä on jotenkin päätynyt planeetan pinnalle sen muodostuessa tai muodostumisen jälkeen. Terminaattorilla asustelevat oliot altistuisivat kokoajan raivoisille myrskyille, jotka kiertäisivät planeettaa päivä- ja yöpuolen lämpötilaeron ajamana, Maata suuremmasta painovoimasta johtuvien latteiden pinnanmuotojen ollessa hyödyttömiä pysäyttämään tuulia. Jopa yllä maalailtu maisema on erittäin spekulatiivistä, sillä tutkijoiden käyttämä menetelmä, jolla mitataan planeettojen painovoimallaan aiheuttamia häiriöitä emotähden liikkeeseen, antaa planeetalle vain arvion sen massasta sekä planeetan kiertoajan eikä mitään muuta. Jotta planeetan tarkka koko ja mahdollisesti ilmakehän koostumus saataisiin selville, olisi planeetan kuljettava suoraan emotähden edestä. Tällöin planeetan koko tiedetään sen emotähden vähenevästä säteilystä planeetan kulkiessa sen editse. Vastaavasti ilmakehän koostumus saadaan selville emotähden säteilyn kulkiessa planeetan ilmakehän lävitse ja törmäillessä siinä sijaitseviin atomeihin aiheuttaen säteilyn spektriin absorptio- ja emissioviivoja. Katsomme kuitenkin Gliese 581:n planeettoja kulmassa, jossa planeetat eivät kulje koskaan emotähdensä editse Maasta katsoen, joten myös tulevaisuudessakin Gliese 581g:n ominaisuudet jäävät hämärän peittoon ja spekulaation kohteeksi. Suurin epävarmuustekijä elämän etsimisessä avaruudesta on kuitenkin itse elämä, tai sen mahdolliset eri olomuodot. Tällä hetkellä etsimme Maan kaltaisia planeettoja, joilla on ilmakehä ja pinnalla sopiva lämpötila veden esiintymiselle. Planeettojen koostumus punaisten kääpiöiden tai muiden tähtien ympärillä voi olla kuitenkin täysin erilainen kuin Maan koostumus. Sen sijaan, että ne koostuisivat silikaateista kuten Maa, ne voisivat olla kokonaan veden peitossa tai niiden pinta voisi koostua piikarbidivuorista joita kastelisivat hiilivetysateet, tai koko planeetan pinta voisi olla loputtomien rautatasankojen peittämä. Kukaan ei tiedä minkälaista elämää, jos ollenkaan, näissä olosuhteissa voisi syntyä. Niinpä tähtitieteilijät toistaiseksi keskittyvät etsimään Maan kaltaisia planeettoja. Suurin anti kyseisessä tutkimuksessa onkin tilastollinen. Mikäli laskemme oman Aurinkokuntamme mukaan, 20 valovuoden säteisessä pallossa sijaitsevilla tähdillä on 1.7% mahdollisuus omata planeetta elämänvyöhykkeellä. Jos oletamme, että oma paikallinen alueemme edustaa keskivertoaluetta Linnunradassa, olisi tutkijoiden mukaan koko galaksissamme noin 20 prosentilla tähtiä planeetta elämänvyöhykkeellä. Eli toisin sanoen galaksimme kuhisee mahdollisuuksia elämän, kuten sen parhaiten tunnemme, synnylle.

Tieteellinen artikkeli

Ig Nobelit 2010

Nobelien jaon ollessa käynnissä, Ig Nobelit on kuitenkin jo jaettu, ja jälleen luvassa on jotain hupaisaa:

Tekniikan Ig Nobel meni kolmelle naistutkijalle valaan rään kaukomittauksesta. Tutkijat rakensivat kauko-ohjattavan helikopterin, jolla he keräsivät näytteitä pinnalle hengittämään tulleiden valaiden hengitysteistä. Näytteistä paljastui kuitenkin suuria määriä limaa, josta tutkijat pystyivät tutkimaan valaiden hengitysteiden bakteerikantaa antaen uuden näkökulman valaiden terveyteen.

Lääketieteen Ig Nobel meni kahdelle hollantilaiselle tutkijalle astmaoireiden vähentämisestä vuoristorata-ajeluilla. Tutkimuksessa koehenkilöt kokivat hengenahdistusten vähenevän ajeluiden jälkeen aikana, jolloin koehenkilöt kokivat positiivista ja emotionaalista stressiä.

Liikennesuunnittelun Ig Nobel meni tutkimusryhmälle, joka demonstroi tehokkaan rautatieverkoston suunnittelua limasienten avulla.

Fysiikan Ig Nobel meni tutkimusryhmälle Uudesta-Seelannista, joka osoitti, että pukemalla sukat saappaiden päälle vähentää liukastumisriskiä jäisillä pinnoilla. Tutkimus julkaisiin yllättäen lääketieteellisessä lehdessä.

Rauhan Ig Nobel meni englantilaiselle tutkimusryhmälle, joka osoitti kiroilemisen helpottavan kivun tunnetta. Koehenkilöt upottivat kätensä kylmään veteen, jonka jälkeen yhdelle ryhmälle annettiin kirosana ja toiselle sattumanvarainen sana hoettavaksi. Kiroilevan ryhmän koehenkilöiden kivun toleranssi kasvoi, sydämenlyönnit nopeutuivat ja he kokivat vähemmän kipua koetilanteessa.

Kansanterveyden Ig Nobel meni tutkimukselle, jonka mukaan joidenkin mikrobiologien parrat voivat tuoda vaarallisia töitä kotiin. Parralliset mikrobiologit, jotka työskentelevät taudinaiheuttajabakteerien parissa, voivat huomaamattaan kuljettaa parrassaan bakteereista aerosolien välityksellä kulkeutuvia vaarallisia organismeja. Kaiken lisäksi tutkimus osoittaa, että mikro-organismit ja myrkyt lähtevät parrasta huonosti pesemällä.

Talouden Ig Nobel meni puolikkalle Wall Streetiä (Goldman Sachs, AIG, Lehman Brothers, Bear Stearns, Merrill Lynch ja Magnetar) nykyisestä taloustilanteesta.

Kemian Ig Nobel meni kolmelle tutkijalle, jotka osoittivat, että öljy ja vesi eivät sekoitu vapauttamalla Norjan rannikolla hiilivetyjä mereen simuloidakseen öljyvuotoa. BP öljy-yhtiö sai kunniamaininnan kyseisten tulosten tukemisesta oikealla datalla.

Hallinnon Ig Nobel meni italialaiselle tutkimusryhmälle, jotka osoittivat, että tehokkain tulos saavutetaan yrityksissä kun työntekijöitä ylennetään satunnaisesti.

Biologian Ig Nobel meni kiinalais-englantilaiselle tutkimusryhmälle demonstraatiosta, että fellaatio kuuluu hedelmälepakkojen normaaliin seksiin. Normaaliin siinä mielessä, että sitä tapahtuu samanaikaisesti yhdynnän ollessa käynnissä.

Hawkingin säteilyä mahdollisesti havaittu keinotekoisesta tapahtumahorisontista

Tutkimusryhmä Italiasta on valmistanut keinotekoisen tapahtumahorisontin, ja havainneet siitä tulevan säteilyä, joka nykytietämyksen mukaan olisi selitettävissä ainoastaan Hawkingin säteilynä. Stephen Hawking postuloi vuonna 1974, yhdistämällä kvanttimekaniikan ominaisuuksia yleiseen suhteellisuusteoriaan, että mustat aukot kaikesta materian rohmuamisesta huolimatta säteilevät energiansa hiljalleen takaisin avaruuteen erittäin heikkona (Hawkingin) säteilynä. Mustien aukkojen Hawkingin säteily on kuitenkin niin heikkoa, että se ei nykyisellä eikä todennäköisesti lähitulevaisuuden kalustolla ole havaittavissa, joten nyt tutkijat ovat tehneet miniatyyri-tapahtumahorisontin tutkiakseen toimiiko säteilymekanismi noin periaatteessa. Periaate Hawkingin säteilyn takana on, että kvanttimekaniikan mukaan tyhjä avaruus ei itseasiassa ole koskaan tyhjä, vaan sekamelska virtuaalisia (virtuaalinen siinä mielessä, että emme koskaan voi havaita näitä hiukkasia suorasti, mutta voimme havaita niiden vaikutuksen muihin hiukkasiin, esim. Casimirin ilmiö) hiukkasia ja antihiukkasia, jotka sekunnin murto-osaksi pompahtavat esiin avaruuden kudoksesta vain eliminoituakseen heti kohdatessaan toisensa. Mutta jos virtuaalinen hiukkas-antihiukkaspari syntyy tapahtumahorisontin reunalla siten, että toinen hiukkasista ilmestyy tapahtumahorisontin ”väärälle” ja toinen ”oikealle” puolelle, ne eivät koskaan pääse eliminoimaan toisiaan, ja näin ollen mustan aukon tapahtumahorisontista virtaa hiukkasia ja antihiukkasia sen ulkopuolelle. Pian nämä hiukkaset ja antihiukkaset kuitenkin annihiloivat toisensa synnyttäen säteilyä, joka pääsee karkuun mustan aukon tapahtumahorisontin reunalta. Koska mustan aukon valmistaminen ei käsipelillä vielä onnistu, tutkijat ovat turvautuneet analogiohin mustan aukon tapahtumahorisontista. Periaatteessa tapahtumahorisontti voidaan ajatella rajana, jossa väliaine liikkuu nopeammin kuin siinä kulkevat aallot. Itseasiassa yhtälöt, jotka kuvaavat valon kulkua mustan aukon painovoimakentässä ovat täsmälleen samat kuin yhtälöt, jotka kuvaavat aaltojen liikettä liikkuvassa nesteessä tai kaasussa. Myöskään Hawkingin säteilyn matemaattinen kuvaus ei vaadi painovoimaa tai kaareutuvaa aika-avaruutta toimiakseen vaan ainoastaan tapahtumahorisontin. Uudessa tutkimuksessa tutkijat loivat keinotekoisen tapahtumahorisontin laserpulsseilla lasipalan sisällä. Riippuen väliaineesta valonnopeus siinä vaihtelee, ollen aina kuitenkin hitaampi kuin valonnopeus tyhjiössä. Lasipalaan ensiksi ammuttu laserpulssi lämmittää pientä osaa lasia ja näin muuttaa sen ominaisuuksia ja valonnopeutta kyseisessä osassa. Säätäen tarkasti pulssin vaikutuksen lasipalaan, tutkijat pystyivät muuttamaan lasin ominaisuuksia paikallisesti. Kun seuraava pulssi törmää tähän paikalliseen ”häiriöön” se loppujen lopuksi pysähtyy paikalleen luoden keinotekoisen tapahtumahorisontin (itse asiassa tämä on valkoisen aukon tapahtumahorisontti). Samaan aikaan tutkijat mittasivat tapahtumahorisontin mahdollisesti aiheuttamaa Hawkingin säteilyä lasersädettä kohtisuoraan olevalla ilmaisimella ja yllätyksekseen rekisteröivät yhden ylimääräisen fotonin keskimäärin noin joka sadas pulssi. Varmistaakseen, että ylimääräiset fotonit eivät ole peräisin jostain muusta lähteestä, erityisesti lasin fluoresenssistä, tutkijat muuttivat ensimmäisen pulssin aiheuttaman häiriön nopeutta, jonka teorian mukaan pitäisi vaikuttaa myös ylimääräisten fotonien aallonpituuteen. Tulokset olivat positiiviset myös vaihtelevalle nopeudelle, ja näin ollen Hawkingin säteily on ainut tähän mennessä tunnettu fysikaalinen malli havaitulle säteilylle. Koska Hawkingin säteilyn kuvaus yhdistää kavanttimekaniikkaa ja suhteellisuusteoriaa, se on erityisen tärkeä tutkimuskohde fyysikoille matkalla kohti kaiken teoriaa.

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva: Suihkumoottoreilla varusteltu Encleadus

 

Credit: NASA/JPL/Space Science Institute

 

 



Seuraa

Get every new post delivered to your Inbox.