uniVersI/O


Category Archive

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

Lectio

Noin kuukausi sitten puolustin väitöskirjaani (luettavana täällä) Aalto Yliopiston Sähkötekniikan korkeakoulussa ja kuten tapoihin kuuluu pidin tilaisuuden alussa suomenkielisen, yleistajuisen pohjustuksen (ns. lectio præcursoria) väitöskirjani aihepiiristä. Liitän alle kokonaisuudessaan esitelmän kalvot sekä muistiinpanot (tavoistani poiketen päädyin kirjoittamaan muistiin koko esitelmän, koska se sattui olemaan ensimmäinen suomenkielellä pitämäni tieteellinen esitelmä yliopistourani aikana).

Koljonen_lectio.001

Arvoisa valvoja, arvoisa vastaväittäjä, arvoisat kuulijat.

Koljonen_lectio.002

Katsellessamme yötaivaalle voimme ihailla avaruuden tähtien, planeettojen ja Linnunradan kauneutta. Samalla voimme erehtyä luulemaan että mikään ei muutu tässä seesteisessä, rauhallisessa ja muuttumattomassa ilmakehän ylisessä avaruudessa aivan kuten ihmiskunta on sen ajatellut olevan ennen modernia tähtitiedettä. Mutta todellisuus osoittautuikin täysin vastakkaiseksi.

Koljonen_lectio.003

Avaruus on täynnä suunnattoman tiheitä ja raskaita kohteita, jotka voivat päästää valloilleen valtavan määrän energiaa hyvin lyhyessä ajassa. Nämä kohteet ovat yksi kiehtovimmista tutkimusaiheista modernissa tähtitieteessä ja niihin törmää usein myös populaarikulttuurissa. Kyse on tietenkin mustista aukoista. Mustat aukot ovat päätepiste raskaiden tähtien elämässä. Polttoaineen loputtua tähden keskustasta, tähti ei enää kykene pitämään itseään kasassa vaan luhistuu kokoon painovoimansa alla yhä pienemmäksi, kunnes jäljelle jää vain musta aukko. Mikäli musta aukko syntyy kaksoistähtijärjestelmässä, se voi alkaa haalia ainetta sen kumppanitähdeltä, kuten kuvaan on piirretty. Koska musta aukko on kirjaimellisesti musta, josta valokaan ei pääse karkuun, emme voi nähdä mustaa aukkoa suoraan. Mutta kaksoistähtijärjestelmän tapauksessa voimme nähdä aineen joka on putoamaisillaan mustaan aukkoon. Niinpä nämä järjestelmät toimivat uniikkeina laboratorioina — laboratorioina, jotka olisi mahdotonta rakentaa Maan päälle — joissa voimme tutkia aineen käyttäytymistä mustan aukon läheisyydessä, eli erittäin voimakkaassa painovoimakentässä.

Koljonen_lectio.004

Aine mustan aukon läheisyydessä kuumenee kitkavoimien ansiosta miljooniin asteisiin, jolloin se säteilee röntgensäteilyä. Tästä syystä näitä kohteita kutsutaan yleisimmin röntgenkaksoistähdiksi. Röntgensäteily on elektromagneettista säteilyä, aivan kuten näkyvä valo, mutta vain pienempi aallonpituuksista ja suurempi taajuuksista. Röntgensäteet eivät kuitenkaan läpäise ilmakehää (mikä on elämän kannalta hyvä juttu), joten havaitakseen röntgenkaksoistähtiä tutkijoiden täytyi lähettää röntgenilmaisimia ilmakehän yläpuolelle.

Koljonen_lectio.005

1960-luvulla Geiger-ilmaisimet luotainrakettien mukana mittasivat avaruudesta säteilyä ensimmäisistä röntgenkaksoistähdistä. Näille epätavallisille röntgenkohteille Linnunradassa annettiin nimet niiden tähdistöjen mukaan, joista ne löydettiin, ja numero löytämisjärjestyksen mukaan: esim. Scorpius (skorpioni) X-1, Cygnus (joutsen) X-1, Cygnus X-2 ja Cygnus X-3. 1970-luvulta alkaen kymmeniä röntgensatelliitteja on laukaistu avaruuteen ja havaittujen röntgenkaksoistähtien määrä on noussut jo kolmeen sataan.

flicker

Avaruus on kirjaimellisesti valtava, melkein tyhjä paikka, jossa on harvakseltaan siellä täällä aineen keskittymiä joita kutsumme galakseiksi. Jopa suhteellisen tiheässä ja aktiivisessa keskuksessa, kuten omassa galaksissamme Linnunradassa, tähtienväliset etäisyydet mitataan valovuosissa. Tästä syystä suurin osa aurinkokunnan ulkopuolisista yksittäisistä kohteista näyttää pistemäisiltä, kirkkaudeltaan vaihtelevilta kohteilta, jopa tarkastellessa niitä tähtitieteellisten observatorioiden suuremmalla resoluutiolla.

lightcurves

Mutta tähtitieteilijälle pelkkä pistemäinen kohde sisältää paljon tietoa kun sitä tarkastellaan koko elektromagneettisen spektrin läpi. Sopivilla instrumenteilla tarkasteltuna Maan päältä ja avaruudesta tämä valopiste paljastuu eri energia-alueille ulottuvaksi spektriksi joka muuttuu ajan mukana.

spectra

Röntgenkaksoistähtien tapauksessa tätä spektriä voidaan kuvitella palapeliksi, jossa yksittäiset palat ovat säteilyprosessien malleja, jotka kuvaavat aineen käyttäytymistä voimakkaassa painovoimakentässä. Jotta palapeli saadaan ratkaistuksi täytyy palojen sopia koko spektriin ja toisiinsa johdonmukaisesti. Näin ollen pelkkä piste muuttuu mielessämme todelliseksi fysikaaliseksi kohteeksi avaruudessa, jonka perusteella voimme tarkastella ja testata maailmankaikkeuden perusperiaatteita tavalla joka ei olisi mahdollista Maan päällä.

Koljonen_lectio.009

Cygnus X-3, eli kolmas röntgenkohde Joutsenen tähdistöstä, havaittiin ensimmäistä kertaa vuonna 1966 luotainraketilla. Se on yksi kirkkaimmista röntgen- ja radiokohteista Linnunradassa. Cygnus X-3 luokitellaan mikrokvasaariksi, joka on röntgenkaksoistähti, jossa mustaan aukkoon putoava aine voi satunnaisesti kanavoitua mustan aukon läheisyydestä lähes valonnopeudella liikkuviin hiukkassuihkuihin, jotka säteilevät radiosäteilyä. Cygnus X-3 sijaitsee noin 9 kiloparsekin tai 30000 valovuoden päässä Maasta galaksin tasossa.

Koljonen_lectio.010

Cygnus X-3:n ajatellaan koostuvan mustasta aukosta ja raskaasta, voimakkaan tähtituulen omaavasta Wolf-Rayet tähdestä, eikä toista vastaavaa röntgenkaksoistähteä tunneta galaksissamme. Cygnus X-3 on myös ensimmäinen ja toistaiseksi ainoa mikrokvasaari, josta on selkeästi havaittu gammasäteilyä.

Koljonen_lectio.011

Cygnus X-3 on hyvin vaihteleva kohde sekä radio- että röntgentaajuuksilla. Cygnus X-3:sta havaitaankin useampia röntgen- ja radiotiloja. Kuvaajassa esitetään havainnot Cygnus X-3:n radiovuontiheydestä noin vuoden ajalta, josta eri radiotilat voidaan tunnistaa. Suurimman osan ajasta se viettää ns. quiescent tai hiljaisessa radiotilassa (punainen), jossa radiosäteily on tasaisen voimakasta, radiovuontiheydeltään n. 100 mJy. Ajoittain Cygnus X-3:ssa esiintyy pieniä radiopurkauksia (flaring-tila, vihreä), tai purkaukset esiintyvät suurten radiopurkausten välissä tai niiden jälkeen. Flaring-tilassa radiosäteilyn määrä kasvaa radiovuontiheydelle 300-1000 mJy. Noin kerran vuodessa Cygnus X-3:sta havaitaan suuria radiopurkauksia (major flaring tila, violetti) jolloin radiovuontiheys voi yltää jopa 20 Jy (tällöin Cygnus X-3 on kirkkain radiokohde Linnunradassa). Major flaring tilaa edeltää aina radiohiljainen tila (quenched-tila, sininen), jolloin radiovuontiheys on alle 20 mJy.

Koljonen_lectio.012

Samaan tapaan Cygnus X-3:sta havaitut röntgenspektrit, jotka on piirretty oikeanpuoleiseen kuvaajaan, voidaan jaotella eri röntgenspektritiloihin riippuen siitä mikä niiden voimakkuus on kovan röntgensäteilyn alueella (punainen alue) verrattuna siihen mikä se on pehmeän röntgensäteilyn alueella (sininen alue). Vasemmanpuoleinen kuvaaja esittää yllä olevassa paneelissa näiltä alueilta mitatun röntgensäteilyn määrän. Alla olevassa paneelissa on vastaavasti samanaikaisesti mitattu radiovuontiheys. Hiljaisessa tai quiescent radiotilassa Cygnus X-3:n röntgenspektri on ”kova” eli kirkkaampi suurenergisemmällä röntgenalueella. Ajoittain röntgenspektri muuttuu ”pehmeäksi”, jolloin suurenergisen röntgensäteilyn määrä ja radiovuontiheys tippuu huomattavasti ja matalampienergisen röntgensäteilyn määrä kasvaa. Kovan ja pehmeän röntgentilan välissä röntgenspektri on näiden kahden ”päätilan” sekoitus.

Koljonen_lectio.013

Aikaisemman viiden röntgentilan lisäksi väitöskirjassa lisätään jaotteluun yksi, ns. ”hyperpehmeä” röntgentila, joka pystytään erottamaan spektrien joukosta ottamalla huomioon samanaikaisesti Cygnus X-3:sta havaitut radiotilat. Kuvaajassa on esitetty 10 vuoden ajalta mitattu röntgenkirkkaus röntgenkovuuden funktiona, eli vasemmalla olevat datapisteet ovat röntgenspektriltään pehmeämpiä ja vastaavasti oikealla olevat ovat kovempia. Keskimääräinen röntgenspektri on kuvaajassa näytetty ylhäällä. Datapisteet on myös väritetty sen mukaan kuinka kirkas Cygnus X-3 on samanaikaisesti radioalueella: vähäinen radiosäteily tummanruskealla ja voimakas radiosäteily keltaisella. Hyperpehmeä röntgentila erottuu selkeästi radiohavaintojen joukosta. Hyperpehmeässä röntgentilassa radiosäteily ja kova röntgensäteily on erittäin vähäistä ellei olematonta.

Koljonen_lectio.014

Vaihdokset pehmeän ja kovan röntgentilan välillä kuvaavat muutosta aineen geometriassa mustan aukon lähellä. Pehmeässä röntgentilassa havaitsemme säteilyä mustan aukon ympärille muodostuvasta kertymäkiekosta, kun taas kovassa röntgentilassa kertymäkiekon röntgensäteily saa lisäenergiaa energeettisiltä elektroneilta, joita esiintyy mustan aukon lähettyvillä. Yleisesti mikrokvasaareilla voimakkaat radiopurkaukset ja hiukkassuihkut esiintyvät siirryttäessä kovasta röntgentilassa pehmeään röntgentilaan. Cygnus X-3 käyttäytyy kuitenkin päinvastaisesti: sen siirtyessä pehmeään tai hyperpehmeään röntgentilaan voimakkaita radiopurkauksia ei esiinny, vaan ainoastaan kun Cygnus X-3 vaihtaa takaisin pehmeästä kovaan röntgentilaan. Toistaiseksi syytä tähän päinvastaiseen käytökseen ei tiedetä.

Cygnus X-3:sta havaittu gammasädesäteily esiintyy lähes ainoastaan kohteen laskeutuessa ja/tai noustessa hyperpehmeästä tilasta. Gammasäteily todennäköisesti syntyy relativististen hiukkassuihkujen vaikutuksesta ja näin ollen gammasäteily viestittää hiukkassuihkujen olemassaolosta myös Cygnus X-3:ssa sen siirtyessä hyperpehmeään röntgentilaan. Se miksi radiosäteilyä ei tällöin havaita on vielä epäselvää.

Koljonen_lectio.015

Cygnus X-3:n voimakkaisiin radiopurkauksiin liittyy myös muita mielenkiintoisia havaintoja. Joissain tapauksissa radiopurkausten jälkeen esiintyy nopeaa, näennäisjaksollista, eli lähes jaksollista, röntgensäteiden kirkkausvaihtelua. Ensimmäisen kerran nopea kirkkauden vaihtelu havaittiin EXOSAT röntgensatelliitin mittaamassa datassa, mutta sen jälkeen lisää havaintoja jaksollisuudesta ei olla löydetty. Väitöskirjassa haravoitiin 14 vuoden ajalta RXTE röntgensatelliitin mittaamaa dataa, ja etsintä tuotti kaksi havaintoa jolloin näennäisjaksollisia värähtelyjä oli näkyvissä (kalvolla näkyy näistä toinen tapaus). Molemmat havainnot oli tehty heti tai melkein heti voimakaan radiopurkauksen jälkeen. Vaikka näennäisjaksollisten värähtelyjen synty on vielä epäselvää, on todennäköistä että ne liittyvät suoraan tai epäsuorasti radiopurkauksiin ja hiukkassuihkuihin.

Koljonen_lectio.016

Väitöskirjassa tutkittiin myös voimakkaiden radiopurkausten aikana esiintyviä röntgenspektrejä. Röntgenspektrit ja niiden muuttuminen röntgentilasta toiseen purkauksen aikana pystyttiin parhaiten mallintamaan kolmella komponentilla: jarrutussäteilyllä (vihreä), Compton-sironnalla (sininen) ja viivaemissiolla (oranssi). Jarrutussäteily oletettavasti syntyy mustan aukon ja kumppanitähden voimakkaan tähtituulen vaikutuksesta keskenään. Compton-sironta vastaavasti kertymäkiekon fotonien saadessa energiaa törmäämällä hiukkassuihkujen energeettisiin elektroneihin ja viivaemissio edellä mainittujen säteilykomponenttien ionisoidessa ainetta kaksoistähden ympärillä. Jarrutussäteilykomponentti voimistuu röntgenspektrin pehmetessä (vasemmassa kuvaajassa paneelista a paneeliin b), mikä voi viitata tähtituulen voimistumiseen. Jarrutussäteily ajoittuu myös voimakkaammin kahteen vastakkaiseen vaiheeseen mustan aukon kiertoradalla, mikä voi viitata tähtituulen kiekkomaiseen olemukseen.

Koljonen_lectio.017

Kokonaisuudessaan tärkein havainto väitöskirjassa on hiukkassuihkujen merkittävä vaikutus Cygnus X-3:sta havaittuun säteilyyn. Kova röntgensäteily näyttäisi olevan vahvasti kytköksissä radiosäteilyyn radiopurkausten aikana. Sopiva malli purkausten aikana kovalle röntgensäteilylle on Compton-sironta, jossa kertymäkiekon hiukkaset siroavat ja saavat energiaa hiukkassuihkujen relativistisilta elektroneilta. Cygnus X-3 on ensimmäinen mikrokvasaari, josta on selkeästi havaittu gammasäteilyä. Gammasäteily rajoittuu enimmäkseen hyperpehmeän röntgentilan reunamille, mahdollisesti merkiten hiukkassuihkujen alkamista.

Koljonen_lectio.018

Näennäisjaksollisia, nopeita röntgensäteilyn kirkkauden muutoksia havaitaan satunnaisesti Cygnus X-3:sta voimakkaiden radiopurkausten jälkeen. Näin ollen hiukkassuihkujen suora tai epäsuora vaikutus näennäisjaksollisien värähtelyjen syntyyn on todennäköistä. Hiukkassuihkujen aikaan havaitut röntgenspektrit voidaan sovittaa kolmen säteilykomponentin mallilla, jotka osoittavat hiukkassuihkujen lisäksi myös kumppanitähden voimakkaan tähtituulen merkityksen, erityisesti pehmeän röntgensäteilyn mallintamisessa.

I call upon you distinguished Doctor, as the opponent appointed by Aalto University School of Electrical Engineering, to present such comments on my dissertation as you deem appropriate.

Ja hyvinhän se meni…

 


Poimintoja, osa II

Kaukaisin kvasaari

Credit: ESO/M. Kornmesser

Aikaisemmin tänä vuonna Hubble -avaruusteleskooppi havaitsi galaksin, jonka valo lähti matkaan, kun maailmankaikkeus oli vain 480 miljoonan vuoden ikäinen (kts. Tiedeviikko 3+4/11: Kaukaisin galaksi). Kyseessä oli noin sata kertaa Linnunrataa pienempi galaksi täynnä nuoria ja kuumia tähtiä. Nyt tukijat ovat todisteita galaksista, jonka sisuksissa majailee usemman miljardin Auringon massainen musta aukko (noin tuhat kertaa massiivinen kuin Linnunradan keskustan supermassiivinen musta aukko), jonka valo lähti liikkeelle vain 290 miljoonaa vuotta myöhemmin. Kyseessä on kaukaisin tähän mennessä havaittu kvasaari, ULAS J1120+0641, jonka tutkijat löysivät UKIRT -teleskoopin infrapunakartoituksessa. Samaan tapaan kuin Hubblen löytämä kaukaisin galaksi, ULAS J1120+0641 löytyi ns. poissulkumenetelmällä, jossa galaksin kuumien tähtien säteilemän ultraviolettisäteilyn absorptio meidän ja galaksin välisessä vetypilvessä siirtyy maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta pidemmille aallonpituuksille. Tarkemmat havainnot Gemini North ja VLT -teleskoopeilla vahvistivat kohteen olevan kvasaari, jonka punasiirtymä on hulppeat 7.085. ULAS J1120+0641:n spektri muistuttaa hyvin paljon kvasaareita, jotka sijaitsevat pienemmillä punasiirtymillä lukuunottamatta nk. Lyman α -emissioviivaa. Kvasaarit ionisoivat säteilyllään galaksienvälistä ainetta ja muodostavat ympärilleen ionisoituneen vedyn alueen, joka kaapatessaan elektronin lähettää säteilyä tietyllä aallonpituudella, joka laboratoriossa mitattuna on noin 0.12 μm. Avaruuden laajeneminen meidän ja kvasaarin välillä ”venyttää” emissioviivan aallonpituutta, jolloin vertaamalla havaittua aallonpituutta laboratoriossa mitattuun saamme selville säteilyn punasiirtymän (z+1=λ[hav]/λ[lab]), josta voidaan suoraan laskea kvasaarin etäisyys (ULAS J1120+0641:n spektrissä Lyman α -viiva havaittiin noin 1 μm kohdalla vastaten suurinpiirtein z=7). Tutkimalla Lyman α -viivan profiilia spektrissä voidaan myös saada selville jotain alueesta, jossa viiva muodostuu. ULAS J1120+0641:n Lyman α -viivaprofiili eroaa muista pienemmän punasiirtymän kvasaareista siten, että osa sen säteilystä puuttuu kokonaan*. Puuttuva säteily voidaan selittää kvasaarin lähellä olevalla galaksienvälisellä neutraalilla vedyllä, joka absorboi kvasaarin säteilyä ja estää näin säteilyn etenemisen pidemmälle avaruuteen. Tutkijat arvioivat neutraalin vedyn osuudeksi noin 10% kaasusta kvasaarin ympärillä. Neutraalin vedyn esiintyminen galaksienvälisessä avaruudessa punasiirtymällä z~7 on mielenkiintoista, koska punasiirtymällä z~6 galaksienvälinen vety on jo täysin ionisoitunutta. Universumin historian aikakautta 20<z<6 (noin 200-1000 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen) kutsutaan reionisaation aikakaudeksi, jolloin kvasaarit, mikrokvasaarit (kts. Tiedeviikko 6+7/11: Mustat aukot vastuussa reionisaatiosta?) ja ensimmäisen sukupolven tähdet ionisoivat rekombinaation aikana syntynyttä neutraalia vetyä. ULAS J1120+0641:n ympäriltä löydetty neutraalin vedyn pitoisuus on kuitenkin huomattavasti suurempi kuin mitä tähän mennessä on ajateltu. Näin ollen jotain mielenkiintoista tapahtui välillä 7<z<6, ja lisää havaintoja saman aikakauden kvasaareista tarvitaan, jotta pystytään tarkalleen sanomaan mistä on kyse. ULAS J1120+0641 asettaa rajoja myös teorioille galaksien muodostumisesta maailmankaikkeuteen, sillä sen spektrin Mg II -emissioviivan leveys edellyttää kvasaarin supermassiivisen mustan aukon olevan kahden miljardin Auringon massainen**. Se miten supermassiivinen musta aukko on vain 770 miljoonassa vuodessa kasvattanut itsensä näin suureksi on toistaiseksi mysteeri. Joko sen on täytynyt syntyä jo valmiiksi supermassiivisena, tai sitten se on syntynyt monen, pienemmän mustan aukon törmäyksen johdosta.

* Kts. kuva alla, jonka punainen spektri vastaa pienemmän punasiirtymän kvasaareita ja musta spektri on ULAS J1120+0641. Huomaa jyrkkä pudotus Lyman α -viivasta alkaen vasemmalle, eli korkeammille energioille/pienemmille aallonpituuksille.

** Emissioviivanleveys kertoo kuinka nopeasti kyseistä säteilyä emittoiva kohde liikkuu. Mg II -emissionviivan ajatellaan olevan yhteydessä kvasaarin kertymäkiekkoon, jolloin voidaan päätellä kuinka massiivinen musta aukko tarvitaan liikuttamaan kohdetta havaitulla nopeudella.

Credit: Mortlock et al.

Tieteellinen artikkeli

ESO:n lehdistötiedote

Lyman α -möykyt

Credit: ESO/M. Hayes

Lyman α -möykyt (vihreä läntti yo. kuvassa) ovat suurimpia yksittäisiä kohteita maailmankaikkeudessa, läpimitaltaan usemman galaksin kokoisia. Ne ovat jättiläismäisiä vetykaasupilviä, jotka usein yhdistetään maailmankaikkeuden tiheimpiin alueisiin. Lyman α -möykyt ovat erittäin kirkkaita ja nimensä mukaan ne säteilevät Lyman α -säteilyä, jonka aallonpituus on noin 0.12 μm osuen UVC-säteilyalueelle, joka absorboituu Maan ilmakehään. Havaitut Lyman α -möykyt sijaitsevat kuitenkin hyvin kaukana, joten niiden säteily lähti matkaan kun maailmankaikkeus oli vain muutaman miljardin vuoden ikäinen. Näin ollen säteily on punasiirtynyt pidemmälle aallonpituusalueelle kohti näkyvän valon aallonpituuksia, mikä on kätevää tutkijoiden kannalta, koska tällöin säteily läpäisee Maan ilmakehän ja Lyman α -säteily voidaan ylipäätään havaita. Lyman α -möykkyjen säteilyn syntyperä on kuitenkin ollut arvoitus. Joidenkin möykkyjen läheisyydessä on havaittu kirkkaita ultravioletti- tai infrapunagalakseja, joiden supermassiivisten mustien aukkojen hiukkassuihkut tai tähtiensyntyalueet valaisevat möykkyä saaden sen säteilemään (kts. video alla). Toinen mahdollisuus on, että galakseissa räjähtävien supernovien shokkiaallot kuumentavat kaasua Lyman α -möykyssä. Toisaalta joidenkin Lyman α -möykkyjen läheisyydessä ei näy mitään pilveä kuumentavaa lähdettä, ja tutkijat arvelevat näiden pilvien kuumentuvan, kun niiden kaasu putoaa kohti meille näkymätöntä pimeän aineen keskittymää. Nyt tutkijat ovat kuitenkin päätyneet ensimmäiseen ratkaisuun, ainakin kaikista ensimmäiseksi havaitussa Lyman α -möykyssä nimeltä LAB-1 (Lyman Alpha Blob). Tutkijat havaitsivat LAB-1:stä VLT:llä ja mittasivat sen säteilyn polarisaatiota. Polarisaation avulla voidaan selvittää säteilyn heijastumis- ja siroamishistoriaa. Säteily joka on peräisin suoraan pilvestä tai säteily, joka on vain heijastunut tai sironnut pilvestä muodostaa erilaisen polarisaatiokuvion taivaalle. Samaan tapaan katsottaessa sateenkaarta polaroivilla aurinkolaseilla, voidaan selvittää minkä suuntainen polarisaatio kaaren kussakin pisteessä on. Tutkijat havaitsivat LAB-1:n säteilyn olevan ympyräpolarisoitunut 45 kiloparsekin etäisyydellä pilven keskustasta. Tämä viittaa vahvasti siihen, että LAB-1:stä valaisee pilven sisäpuolella sijaitsevat aktiiviset galaksit, koska vastaavanlaista ympyräpolarisaatiota olisi erittäin vaikeata, ellei mahdotonta, muodostaa mikäli säteilylähteet sijaitsisivat itse pilvessä. Toisaalta pilveä valaisevien galaksien säteily luonnollisesti ympyräpolarisoituu heijastuttuaan tai sirottuaan Lyman α -möykyn neutraalista vedystä (kts. kuva alla). Mielenkiintoinen kysymys seuraakin onko kaikkien Lyman α -möykkyjen säteily ympyräpolarisoitunutta, vai voidaanko pimeän aineen keskittymään putoavan kaasun malli vielä herättää henkiin?

Credit: nature.com

Tieteellinen artikkeli

ESO:n lehdistötiedote

Kuvapoiminta II: Jättiläismäinen kosminen hymiö

Markarian 739 on 425 miljoonan valovuoden päässä sijaitseva aktiivinen galaksi, jonka keskustassa majailee kaksi supermassiivista mustaa aukkoa. Aktiiviset galaksi tuplaytimellä ovat erittäin harvinaisia ja tähtitieteilijät ovat havainnet niitä tähän mennessä vain muutamia.

Credit: Sloan Digital Sky Survey

 Videopoiminta II

Animaatio spiraaligalaksista, jossa tähtiensyntyalueet ympäri galaksin kiekkoa lähettävät röntgensäteilyä. Lopussa komposiittikuva ultravioletti- ja röntgenalueen havainnoista galaksista NGC 4631.


Supermassiiviset mustat aukot: elämä, maailmankaikkeus – ja kaikki

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

Mustia aukkoja on kaikkialla

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

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

Supermassiiviset mustat aukot ovat yksi universumin kirkkaimmista kohteista

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

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

Mustien aukkojen vaikutus emogalaksiin ja suuren mittakaavan rakenteisiin

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

Karkeasti ottaen galakseja on kahden tyyppisiä: punaisia, pallomaisia, massiivisia, vain vähän tähtiensyntyalueita sisältäviä galakseja ja sinisiä, kiekkomaisia, vähemmän massiivisia sekä paljon tähtiensyntyaluieta sisältäviä galakseja. Nämä galaksit jakautuvat maailmankaikkeuteen enimmäkseen myös siten, että punaiset, massiiviset galaksit sijaitsevat paikoissa, joihin pimeää ainetta on kasaantunut paljon ja vastaavasti siniset galaksit paikoissa, joissa pimeää ainetta on vähemmän.

Galaksien evoluutiossa tämä tarkoittaa, että massiiviset galaksit syntyvät minne syntyvät, niiden supermassiivisiin mustiin aukkoihin tippuu runsaasti materiaa eli kertymäkiekon Eddingtonin suhde on lähellä ykköstä, ja tähtiensyntyalueet ovat aktiivisia. Galaksien ikääntyessä säteilypaineen vaikutus galaksiin puhaltaa ainetta pois galaksin keskustasta, jolloin supermassiiviselle mustalle aukolle on tarjolla vähemmän materiaa, Eddingtonin suhde vähenee ja hiukkassuihkut alkavat toimia syytäen mekaanista energiaa emogalaksiin häiriten tähtiensyntyprosessia. Samalla galaksit vajoavat hiljalleen kohti suuremman painovoiman alueita, joissa on enemmän pimeää ainetta. Tämä galaksien evoluutio pystytään myös havaitsemaan, koska eri elämänvaiheessa olevat galaksit säteilevät eri aallonpituuksilla. Nuoret, paljon tähtiensyntyalueita omaavat galaksit havaitaan infrapuna-alueella (tähdistä säteilevä valo), kun taas vanhat galaksit havaitaan radioaalueella (hiukkassuihkuista tuleva säteily).

Valon äärellisen nopeuden ansiosta mitä kauemmaksi katsomme sitä varhaisemman maailmankaikkeuden vaiheen näemme. Havaintojen mukaan näyttäisi siltä, että varhaisemmassa maailmankaikkeudessa galaksit olivat enimmäkseen sinisiä ja vastaavasti tullessa lähemmäksi nykypäivää ne ovat enenevissä määrin punaisia. Galaksien elämä ei kuitenkaan ole ihan näin yksinkertaista vaan jotain kummaa tapahtuu niille näiden kahden vaiheen välissä: massiivisten galaksien havaitaan säteilevän röntgensäteilyä. Eikä aivan vähäpätöisiä määriä vaan niin paljon, että ne ovat yksiä kirkkaimmista maailmankaikkeuden kohteista: kvasaareja. Jotta galaksit yltävät näin kirkkaiksi niiden täytyy syytää materiaa hyvin nopeasti supermassiiviseen mustaan aukkoon. Niin paljon, että kyseessä täytyy olla jokin dramaattinen luhistuminen. Hyvä esimerkki tällaisesta voisi olla kahden galaksin törmäys, jolloin huomattavia määriä ainetta syöksyy kohti mustaa aukkoa. Ao. kuva esittää simulaatiota kahden kiekkogalaksin törmäyksestä toisiinsa, ja kuinka törmäys vaikuttaa galaksien tähtiensyntynopeuteen ja materian kertymiseen mustaan aukkoon.

Törmäyksen johdosta galaksien pöly- ja kaasuvarastot järjestäytyvät uudelleen ja galaksien ytimissä sijaitsevat supermassiiviset mustat aukot yhdistyvät yhdeksi isoksi mustaksi aukoksi. Galaksiin syntyy nopeasti uusia tähtiä pöly- ja kaasutihentymistä, ja tällöin puhutaan ns. tähtiryöppygalakseista (haaleanpunainen palkki yo. kuvassa). Materiaa on myös tarjolla uudelle mustalle aukolle, joka kasvaa nopeasti ja sen Eddingtonin suhde kasvaa kohti ykköstä. Jossain vaiheessa mustan aukon säteilypaine sammuttaa tähtiensyntyprosessin ja galaksista tulee kenties nk. himmeä kvasaari (punainen palkki yo. kuvassa). Eddingtonin suhteen saavuttaessa maksiminsa, säteilypaine puhaltaa materiaa mustan aukon lähettyviltä pois ja Eddingtonin suhde pienenee sallien samalla hiukkassuihkujen syntymisen, jolloin näemme galaksin kirkkaana kvasaarina. Niinpä massiivisten galaksien evoluutio voidaankin summata seuraavasti:

Supermassiiviset mustat aukot ovat siis tiukasti kytköksissä emogalaksiinsa ja säätelevät galaksin elämänvaiheita. Loppujen lopuksi supermassiiviset mustat aukot säätelevät myös galaksissa mahdollisesti vallitsevan elämän kohtaloa, tehden olosuhteet elämälle mahdottomaksi tai ainakin erittäin epätodennäköiseksi kun säteilypaine on suurimmillaan. Sama kohtalo on tiedossa myös Linnunradallekin kun Andromedan galaksi törmää Linnunrataan noin kolmen miljardin vuoden kuluttua.


Tiedeviikko 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 6+7/11

Mustat aukot vastuussa reionisaatiosta?

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

Tieteellinen artikkeli

Maailman prosessointikapasiteetti

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

Tieteellinen artikkeli

Kilogramma

Credit: BIPM

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

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva: Mustien aukkojen ympyrä

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

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

Tiedeviikko 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

 

 



Tiedeviikko 34/10

Planeetanmetsästyksen aikakausi

Tämän viikon myötä on selvää, että olemme siirtyneet tähtitieteessä eksoplaneettojen aikakaudelle. Löydettyjen Aurinkokunnan ulkopuolisten planeettojen määrä lähenee 500 (tosin kesäkuussa eksoplaneettahavaintoihin erikoistuneen Kepler-satelliitin tutkijaryhmä ilmoitti havainneensa satelliitilla yli 700 eksoplaneettakandidaattia) ja tällä viikolla tutkijat ovat löytäneet kaksi planeettakuntaa, jossa toisessa on 5(+2) planeettaa ja toisessa 2(+1) planeettaa.

1) ESO:n tutkijat ovat löytäneet auringonkaltaisen tähden HD 10180:n ympäriltä ainakin viiden planeetan planeettakunnan, jossa mahdollisesti on vielä kaksi planeettaa lisää, joista toinen olisi vain noin 1.4 kertaa Maan massainen planeetta, nk. super-Maa. Mikäli tämä havainto vahvistetaan on se pienin tähän mennessä löydetyistä eksoplaneetoista. HD 10180 sijaitsee noin 127 valovuoden päässä Hydran tähdistössä ja tähtitietelijät havaitsivat kuusi vuotta sen monimutkaista ja heikkoa edestakaista vaappumista, jonka sitä kiertävät planeetat aiheuttavat painovoimallaan. Viisi vahvinta signaalia vastaavat Neptunuksen kokoisia, 13-25 Maan massaisia planeettoja, jotka kaikki kiertävät emotähteään lähempänä kuin Mars Aurinkoa. Niiden lisäksi planeettakunnassa on todennäköisesti yli 65 Maan massainen, suurin piirtein Saturnuksen kokoinen planeetta noin Jupiterin rataa vastaavalla etäisyydellä ja 1.4 Maan massainen planeetta erittäin lähellä, vain 2% Maan ja Auringon etäisyydestä, emotähteään. Pienin planeetta aiheuttaa vain noin 3 km/h vaappumisen, joten sitä on erittäin vaikea havaita. Vaikka Maa 2:sta saadaan vielä odottaa on uusi planeettakunta erityisen mielenkiintoinen ja täysin erilainen kuin oma Aurinkokuntamme. HD 10180:n planeetat ovat sulloutuneet lähelle emotähteään ja ovat huomattavasti massiivisempia kuin Aurinkokunnan sisäplaneetat. Sen lisäksi planeettakunnassa ei todennäköisesti ole Jupiterin kaltaista kaasujättiläistä ja kaikkien planeettojen radat osoittautuivat lähes ympyröiksi. Tutkijoiden yllätykseksi planeettojen etäisyydet noudattavat empiiristä 1700-luvulla keksittyä Titiuksen-Boden lakia, jonka mukaan seuraavan planeetan etäisyys on suurinpiirtein kaksi kertaa edellisen planeetan etäisyys emotähdestä. Nykyään lakia ei pidetä todenmukaisena, koska sillä ei ole teoreettista perustaa eikä se ennusta Neptunuksen etäisyyttä oikein, mutta ehkäpä uudet planeettakunnat tuovat lisää valoa tähän historialliseen kuriositeettiin.

ESO:n lehdistötiedote, tieteellinen artikkeli

2) Tutkijat ovat havainneet Kepler-satelliitilla kaksi Saturnuksen kokoista planeettaa ja mahdollisesti kolmannen vain puolitoista kertaa Maan kokoisen planeetan kiertämässä tähteä Kepler-9. Toisin kuin yo. havaintomenelmässä, Kepler havaitsee emotähden säteilyn heikkoa himmenemistä kun planeetta kulkee tähden editse. Näin saadaan selville planeettojen massat suhteellisen tarkasti sekä mahdollisesti myös muita planeettojen fysikaalisia parametrejä. Sisempi planeetoista painaa noin 0.25 Jupiterin massaa (80 Maan massaa) ja ulompi noin 0.17 Jupiterin massaa (54 Maan massaa) ja ne kiertävät emotähteään 19.2 ja 38.9 päivän kiertoajalla. Helpolla kertolaskulla huomaa, että ulomman planeetan kiertoaika on suurinpiirtein kaksi kertaa sisemmän planeetan kiertoaika ja planeetat näyttävät olevan ns. 2:1 kiertoaikaresonanssissa, jolloin planeetat vaikuttavat toisiinsa painovoimallaan säännöllisessä jaksossa, mikä usein johtaa häiriöhin rataliikkeissä. Tutkijat ovatkin havainneet, että sisemmän planeetan kiertoaika emotähden ympäri kasvaa neljä minuuttia ja ulomman hidastuu 39 minuuttia per kierros. Planeettojen kiertoaikojen välinen resonanssi kielii planeettojen kulkeutuneen kaeummilta radoilta lähemmäs toisiaan ja emotähteään. Planeetat todennäköisesti syntyivät samaan aikaan kuin emotähti, mutta paljon kauempana kuin Maan etäisyys Auringosta, ja dynaamisten prosessien kautta siirtyivät lähemmäs emotähteään. Kolmas, pienempi planeetta kiertää Kepler-9 tähteä paljon sisempänä kuin kaksi suurempaa planeettaa, luultavasti noin 1.6 päivän kiertoajalla, mutta planeetan aiheuttama emotähden himmeneminen on niin pieni, että lisähavaintoja tarvitaan sen vahvistamiseksi.

NASA:n lehdistötiedote

Supermassiivisten mustien aukkojen valmistusohje

Kvasaarit kuuluvat maailmankaikkeuden kirkkaimpiin kohteisiin säteillen valtavia määriä energiaa ja lähes valonnopeudella liikkuvia hiukkasia avaruuteen galaksien keskustojen supermassiivisten mustien aukkojen avustuksella. Johtuen kvasaarien kirkkaudesta, niitä pystytään havaitsemaan erittäin kaukaa ja ne muodostavatkin yhden kaukaisimmista sekä vanhimmista kohteista taivaalla. Tämä seikka kuitenkin askarruttaa tutkijoita hyvin paljon. Kaikissa varhaisten galaksien syntymalleissa supermassiivisten mustien aukkojen muodostuminen vie huomattavan määrän aikaa. Tavallisesti musta aukko syntyy Aurinkoa massiivisemman tähden luhistuessa kokoon. Varhaisessa maailmankaikkeudessa on todennäköisesti ollut massiivisia tähtiä, mutta tähden koko elämänkaari kestää useita satoja tuhansia vuosia ennen luhistumista. Tämän jälkeen vastasyntynyt musta aukko vaatisi erittäin pitkän ajan, jotta se saisi haalittua tarpeeksi ympäröivää kaasua kasvaakseen tarpeeksi suureksi muodostaakseen supermassiivisen mustan aukon. Tämän lisäksi sekä tähtiensyntyprosessi että mustan aukon muodostuminen tähden räjähtäessä supernovana karkottaa kaasua tulevan mustan aukon läheisyydestä. Vaikka mustan aukkojen valmistus tiukalla aikataululla onnistuukin, on niiden lihottaminen varsin ongelmallista. Mikäli musta aukko on kuitenkin onnistunut keplottelemaan itsensä galaksin keskustaan, ei kasvaminen supermittoihin ole edelleenkään helppoa. Tietokonesimulaatioiden perusteella galaksin keskustaan putoava kaasu ehtii matkalla muodostua tähdiksi pitkään ennen kuin se putoaa keskustan mustaan aukkoon. Selvästi maailmankaikkeus kuitenkin tehtailee supermassiivisia mustia aukkoa suhteellisen nopeasti, joten tutkijat ovat vailla hyvää teoriaa. Yksi mahdollinen ratkaisu julkaistiin Nature-lehdessä, jossa tutkijat olivat tietokonesimulaation avulla tutkineet mitä tapahtuu kahden kahden galaksin törmätessä toisiinsa tarkastellen erityisesti niiden keskustoihin. Varhaisessa maailmankaikkeudessa galaksien törmäykset olivat suhteellisen yleisiä, joissa vuorovesivoimat ja shokkiaallot voivat siirtää helposti valtavia määriä ainetta, mahdollisesti samalla ruokkien galaksien keskustojen mustia aukkoja. Tutkijat selvittivät mitä voi tapahtua kun kaksi kiekkomaista galaksia, ajalleen tyypillisillä metalli- ja pimeä aine pitoisuuksilla, törmäävät toisiinsa. Tulokset olivat vähintäänkin yllättäviä. Ensiksi kaksi galaksin ydintä yhdistyivät yhdeksi isoksi ytimeksi, johon muodostui noin kahden miljardin Auringon massainen ja 260 valovuotta halkaisijaltaan oleva kaasukiekko. Kiekko osoittautui kuitenkin epävakaaksi ja nopeasti muodosti kaksi spiraalihaaraa, jotka kuljettivat kaasua kohti kiekon keskustaa. Alle kymmenessä tuhannessa vuodessa kiekon keskustaan päätyi yli sadan miljardin Auringon massan verran ainetta ja lisää virtasi sinne noin kymmenen tuhannen Auringon massan verran vuodessa. Simulaation lopussa kiekon keskusta luhistuu pienemmäksi kuin simulaatiossa käytetty resoluutio ja näin ollen aineelle ei jää keskustassa muuta vaihtoehtoa kuin muodostaa musta aukko, joko suoraan tai nopeasti mustaksi aukoksi luhistuvan tähden kautta. Joka tapauksessa kaikki on ohi alle sadassa tuhannessa vuodessa galaksien törmäyksen jälkeen ja supermassiivinen musta aukko on valmis havaintojen mukaisessa aikataulussa. Voilá! Kyseinen malli ei vielä ole testattavissa olemassa olevilla havaintolaitteilla, mutta se voi olla mahdollista lähitulevaisuudessa gravitaatioaaltoja mittaavalla LISA:lla (Laser Interferometer Space Antenna).

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva & video: Selvästikin lopunajan merkkejä, we’re doomed 🙂

Credit: Big Bear Solar Observatory