uniVersI/O


Category Archive

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

Nobel-viikko

Fysiikan Nobel

Credit: NASA/WMAP Science Team

Fysiikan Nobel meni tällä kertaa kolmelle tähtitieteilijälle: Saul Perlmutterille, Adam Riessille ja Brian Schmidtille, jotka supernovahavaintojen pohjalta osoittivat, että maailmankaikkeus laajenee kiihtyvällä nopeudella. Maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen havaitseminen tuli tutkijoille täydellisenä yllätyksenä, mutta sitä pohjustamassa ovat monet havainnot, mm. tyypin Ia supernovista (kts. lyhyt johdatus supernoviin), ns. maailmankaikkeuden standardikynttilöistä, joiden järjestelmällisestä havaitsemisesta tuoreet nobelistit pokkasivat palkintonsa. Aiemmin tutkijat ajattelivat, että alun perin Edwin Hubblen havaitsema maailmankaikkeuden laajeneminen ennen pitkää pysähtyy galaksien välisen painovoiman vastustaessa laajenemista ja hiljalleen maaailmankaikkeus alkaisi pienentyä ja luhistua kasaan. Supernovahavainnot kuitenkin selvästi osoittavat, että maailmankaikkeus laajenee kiihtyvällä nopeudella, eli havaitsemme kauempana olevien galaksien etääntyvän meistä nopeammin kuin lähempänä olevat galaksit. Itseasiassa tämä on juuri Perlmutterin, Riessin ja Schmidtin tutkimusryhmien tulos. He havaitsivat eri etäisyyksillä sijaitsevissa galakseissa räjähtäviä tyypin Ia supernovia, joiden kirkkaus on standardisoitavissa, ja näin ollen niiden avulla pystytään määrittämään galaksien etäisyys. Havaintojen mukaan tyypin Ia supernovien kirkkaus vaihtelee hieman supernovasta toiseen, mutta räjähdyksien keston ja kirkkauden välillä havaittiin yhteys vuonna 1990, jonka avulla eri etäisyyksillä tapahtuvien supernovien kirkkaudet pystyttiin standardisoimaan. Supernovat ovat erittäin harvinaisia, keskimäärin niitä tapahtuu kerran sadassa vuodessa per galaksi. Onneksi maailmankaikkeudessa on kuitenkin runsaasti galakseja tarjolla ja näin ollen supernovia pystytään havaitsemaan hieman inhimillisemmällä aikataululla. Perlmutter, Riess ja Schmidt havaitsivat mahdollisimman suurta osaa taivaasta kolmen viikon välein, ja vertasivat havaintoja aikaisempiin saadakseen selville mikäli uusia supernovia oli ilmestynyt taivaalle. Jos supernovakandidaatteja löytyi, niitä havaittiin tehokkaammilla teleskoopeilla, jotta niiden supernovatyyppi saatiin määritettyä. Mikäli supernova havaittiin tyypin Ia supernovaksi, sitä havaittiin aina siihen asti kunnes räjähdys oli himmentynyt olemattomiin, josta purkauksen kesto ja näin ollen sen absoluuttinen kirkkaus pystyttiin laskemaan. Kaiken kaikkiaan Perlmutter, Riess ja Schmidt havaitsivat 52 supernovan kirkkauden ja huomasivat kauempana olevien supernovien olevan himmeämpiä kuin odotettiin, eli toisin sanoen sijaitsevan kauempana kuin odottettiin. Näytti myös siltä, että himmeneminen ei johtunut galaksin tai galaksienvälisen avaruuden välisestä kaasusta ja pölystä, koska supernovista ei havaittu merkittävää ”punastumista”. Kaasu ja pölypilvet sirottavat enemmän sinistä kuin punaista valoa tehden kohteista, joiden valo kulkee pilvien läpi punaisempia.

Kosmologeilla ei kestänyt kauan kaivaa pöytälaatikoistaan vastaus maailmankaikkeuden kiihtyvälle laajenemiselle, ja suhteellisen pian nk. pimeä energia nostettiin vastuuseen kiihtyvästä laajenemisesta. Itseasiassa Einsteinin kehittämä ja hylkäämä kosmologinen vakio, Λ, yleisessä suhteellisuusteoriassa pystyi selittämään pimeän energian ja maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen. Tämän lisäksi pimeä energia ratkaisi kertaheitolla myös muita siihen aikaan kosmologien pähkäilemiä ongelmia, kuten miksi maailmankaikkeus vaikutti nuoremmalta kuin sen vanhimmat tähdet, miksi maailmankaikkeudessa ei näyttänyt olevan tarpeeksi ainetta, ja miksi suuren mittakaavan rakenteet olivat tasaisia. Sittemmin pimeän energian olemassaololle on tullut vahvistuksia muista havainnoista, kuten mikroaaltotaustasäteilyn, joka mittaa maailmankaikkeuden sisältämää energiaa (sisältäen myös aineen), ja galaksien sekä galaksijoukkojen sisältämän aineen välisestä erosta. Laskettaessa yhteen aineen määrä maailmankaikkeudessa (mukaan lukien pimeä aine) saadaan vain 27% kaikesta energiasta, joka on mitattu mikroaaltotaustasäteilystä. Näin ollen 73% energiasta jää käyttämättä johonkin näkymättömään asiaan, joka ei ole ainetta: eli pimeään energiaan. Tämä pimeän energian määrä on myös juuri oikea selittämään havaittu maailmankaikkeuden laajeneminen. Pimeää energiaa tukevat myös havainnot nk. baryonisista akustisista oskillaatioista ja maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteen evoluutiosta. Koska pimeän aineen osuus maailmankaikkeudessa on 23%, niin kertaheitolla kaikki materia, josta ajattelimme maailmankaikkeuden koostuvan – galaksit, tähdet, kaasu, pöly, planeetat ja planeettojen asukkaat – kattavatkin vain 4% koko maailmankaikkeuden energiasta. Toisin sanoen meillä ei ole tarkkaa käsitystä siitä mitä 96% meidän maailmankaikkeudesta on.

No mitä ajattelemme pimeän energian sitten olevan? Pimeällä energialla on kolme tärkeää ominaisuutta. Ensiksi, se on pimeää: emme voi nähdä sitä, ja havaintojen (sillä tarkkuudella kuin se on teknisesti mahdollista) perusteella se ei reagoi aineen kanssa ollenkaan. Toiseksi, se on tasaisesti jakautunutta kaikkialle avaruuteen: se ei putoa galakseihin tai galaksijoukkoihin tai muuten se olisi jo huomattu tutkittaessa näiden kohteiden dynamiikkaa. Kolmanneksi, siitä ei pääse eroon millään: pimeän energian tiheys pysyy vakiona vaikka maailmankaikkeus laajeneekin. Tällä hetkellä suosituin kandidaatti pimeälle energialle on yllä mainittu kosmologinen vakio, joka vastaa käytännössä tyhjiön energiaa. Mikäli avaruuden jokaisessa kohdassa on energiaa 10-9 Joulea/m³, riittää se kattamaan pimeän energian osuuden maailmankaikkeudessa. Määrä kuulostaa pieneltä, ja sitä se onkin, mutta yhteenlaskettuna pimeä energia kattaa juuri 73% maailmankaikkeuden energiasta ottaen huomioon maailmankaikkeuden valtavan koon.

Mistä tyhjiöön sitten tulee energiaa? Klassisen mekaniikan mukaan tyhjiö on totaalisen tyhjä, mutta kvanttimekaniikka on muuttanut tutkijoiden käsitystä tyhjiön tyhjyydestä. Kvanttitasolla tyhjiökään ei ole tyhjä vaan kuhisee virtuaalisia hiukkasia, jotka pulpahtavan esiin hetkiseksi vain tuhoutuakseen pian uudelleen. Mikäli tyhjiön energia on peräisin näistä kvanttitason heilahteluista, voidaan niiden energia laskea yhteen ja verrata pimeän energian arvoon. Valitettavasti tyhjiön energia tässä tapauksessa on 10¹²º kertaa suurempi kuin pimeän energian havaittu määrä, joten selvästikin jotain on pielessä. Mutta asiat ovat vieläkin huonommin. Meillä ei ole minkäänlaista käsitystä siitä, miksi kosmologinen vakio on niin pieni kuin se on. Selittääkseen kosmologisen vakion arvon teoreetikot ovat keksineet toinen toistaan nerokkaampia ja ”hullumpia” teorioita. Esimerkiksi yksi mahdollinen teoria, joka selittää kosmologisen vakion arvon on multiversumi, jonka mukaan maailmankaikkeus on vain yksi monista maailmankaikkeuksista, joissa kaikissa on eri kosmologisen vakion arvo, mutta juuri meidän maailmankaikkeudessa se on sellainen, joka mahdollistaa elämän synnyn. Itse asiassa voidaan laskea minkä suuruinen kosmologinen vakio täytyisi olla, jotta maailmankaikkeus ei laajenisi liian nopeasti, jolloin tähdet, galaksit ja elämä ehtivät muodostua, mutta ei myöskään liian hitaasti, jolloin maailmankaikkeus tähtineen ja galakseineen luhistuisi heti kasaan. Yllätys, yllätys, näin laskettu arvo vastaa täsmälleen havaittua kosmologisen vakion arvoa. Vaihtoehtoiset teoriat, jotka pyrkivät selittämään kosmologisen vakion arvoa käyttävät hyväkseen teorioita mm. kvanttigravitaatiosta, ylimääräisistä ulottuvuuksista, madonrei’istä ja supersymmetriasta.

Onko sitten mahdollista, että pimeä energia on jotain muuta kuin tyhjiön energiaa? Toki – ainoat kriteerit pimeälle energialle mainittiin yllä, mutta on hyvin hankalaa keksiä jotain, joka on hyvin tasaisesti levittäytynyt avaruuteen ja joka ei avaruuden laajenemisesta huolimatta harvene ollenkaan. Yksi vaihtoehto kosmologiselle vakiolle on nk. kvintessenssi, joka on avaruuden täyttävä skalaarikenttä, joka muuttuu hyvin hitaasti ajan kuluessa. Toinen mahdollisuus on, että kosmologista vakiota ei ole olemassakaan, vaan sen korvaa jollain lailla mukautettu suhteellisuusteoria (esim f(R) painovoima tai DGP-painovoima). Mikään näistä teorioista ei kuitenkaan ole ongelmaton, ja kaiken kaikkiaan pimeä energia on suurimmilta osin vielä täysi mysteeri. Todennäköisesti tarvitsemme paljon lisää Nobelin arvoisia havaintoja maailmankaikkeudesta, jotta pääsemme perille pimeän energian luonteesta, maailmankaikkeuden synnystä ja todennäköisesti myös siitä miten suhteellisuusteoria ja kvanttimekaniikka saadaan sulautettua yhden teorian alle. Ja tämä sisältääkin tieteen tekemisen mielenkiintoisimman puolen: vastaukset eivät löydy kirjan viimeiseltä sivulta, vaan meidän on selvitettävä ne itse.

Ig Nobelit

Tuttuun tapaan myös vuoden 2011 Ig® Nobelit on jaettu ja palkinnot menivät seuraavasti:

  • Fysiologian Ig Nobel meni kansainväliselle tutkimusryhmälle, joka ei löytänyt näyttöä siitä, että haukotus tarttuisi punajalkakilpikonnilla (Geochelone carbonari). Tulos: todennäköisesti haukotuksen tarttuvuus liittyy lajien kykyyn tuntea empatiaa. 

Tieteellinen artikkeli

  • Biologian Ig Nobel meni australialaiselle tutkimusryhmälle, joka havaitsi, että tietyn tyyppinen kovakuoriaiskoiras (Julodimorpha bakervelli) parittelee tietyn tyyppisen olutpullon kanssa. Tulos: kovakuoriaskoiras luulee otetta parantavia kohoumia pullon alaosassa naaraaksi.

Tieteellinen artikkeli

  • Psykologian Ig Nobel meni Karl Halvor Teigenille tutkimuksesta miksi ihmiset huokailevat. Tulos: ihmiset ajattelevat huokailevan ihmisen olevan surullinen, kun itseasiassa hän on omasta mielestään vain luovuttanut jonkin asian tekemisen/ajattelemisen.
  • Lääketieteen Ig Nobel meni kahdelle tutkimusryhmälle, jotka selvittivät, että ihmiset tekevät toisaalta parempia päätöksiä ja toisaalta huonompia päätöksiä kun heillä on vahva virtsaamisen tunne. Tulos: On parempi siis totella kun luonto kutsuu.
  • Kemian Ig Nobel meni japanilaiselle tutkimusryhmälle, joka kehitti wasabi-palohälyttimen. Tulos: kun palohälytin laukeaa, se ruiskuttaa ympäristöön kaasumaista wasabia, joka varmasti herättää kaikki huoneessa sikeääkin unta nukkuvat asukkaat ilman, että heidän toimintakykynsä lamautuu.
  • Fysiikan Ig Nobel meni hollantilainen tutkimusryhmälle, joka selvitti miksi kiekonheittäjät kärsivät pään huimaamisesta, mutta moukarinheittäjät eivät. Tulos: se on monimutkaista, sisältäen mm. Coriolis-kiihtyvyyden aiheuttaman vaikutuksen.
  • Kirjallisuuden Ig Nobel meni John Perrylle rakenteellisen viivyttelyn teoriasta. Tulos: ollakseen tehokas täytyy tehdä jotain tärkeää, välttääkseen tekemästä jotain vielä tärkeämpää.

Essee

  • Matematiikan Ig Nobel jaettiin kuuden henkilön kesken. Palkinnon sai Dorothy Martin (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1954), Pat Robertson (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1982), Elisabeth Clare Prophet (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1990), Lee Jang Rim (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1992), Credonia Mwerinde (joka ennusti maailmanlopun koittavan 1999) ja Harold Camping (joka ennusti maailmanlopun koittavan 6.9.1994, ja myöhemmin 21.10.2011). Tulos: on syytä olla huolellinen tehdessään matemaattisia oletuksia ja laskelmia.
  • Rauhan Ig-Nobel meni Vilnan kaupunginjohtajalle luksusautojen parkkeeraamisen estämisestä luvattomille paikoille. Tulos: tehokkain tapa estää luvaton parkkeeraaminen tulevaisuudessa on murskata autot ajamalla niiden päältä tankilla.

  • Turvallisuus: John Senders tutki uraauurtavasti jo 1960-luvulla paljon ennen kännyköitä, kuinka häiriötekijät ajaessa vaikuttavat ajamiseen. Tulos: häiriötekijät vaikeuttavat oman auton ja toisten autojen sijainnin määrittämistä.

Viikon kuva (”I come in peace”):

Jälleen kerran myös Nikon Small World -valokuvakilpailu on pidetty ja henkilökohtainen suosikkini on tässä:

Credit: Nikon Small World Competition

Mainokset

Lyhyt johdatus supernoviin (ja pienimuotoinen vuodatus Betelgeusesta)

Uusi Suomi -lehti pääsi juuri mustalle listalleni tällä uutisella: Suuri räjähdys tulossa taivaalle? – ”Yö muuttuu päiväksi”. Kyseinen uutinen toistaa kelvottoman ja sensaatiohakuisen uutisen australialaisen uutistoimiston news.com.au sivuilta. Lyhykäisyydessään uutisen mukaan Orionin tähtikuvion vasemman ylänurkan jättiläistähti Betelgeuse voi räjähtää supernovana jo tämän vuoden aikana (tai vuonna 2012, uuu… maailmanlopun ennustajat hierovat jo käsiä yhteen), ja räjähdys näyttäisi Maasta katsottuna yhtä kirkkaalta kuin Aurinko. On totta, että Betelgeuse on juuri räjähtämäisillään oleva massiivinen tähti, mutta tähtitieteessä pelataan aina suurilla numeroilla. Tutkijat arvioivat, että Betelgeuse räjähtää supernovana seuraavan miljoonan vuoden kuluttua. Räjähdyksen todennäköisyys tälle vuodelle on äärimmäisen pieni, varsinkin kun ennustukseen vaikuttavilla parametreillä, massa ja etäisyys, on tähtitieteelliset virherajat. Betelgeusen massaksi arvioidaan noin 18-19 Auringon massaa ja sen etäisyydeksi 643±143 valovuotta. Ja vaikka Betelgeuse räjähtäisikin (arvioitu kirkkaus vastaisi noin miljardin Auringon säteilyn määrää), se näkyisi Maahan muutaman viikon ajan suurinpiirtein yhtä kirkkaana kuin Kuun sirppi, koska se sijaitsee niin kaukana meistä. Säteilyn määrä, tai teknisemmin sen intensiteetti, vähenee etäisyyden neliönä, joten 643 valovuoden takaa säteily himmenee noin kertoimella 10^35. Uusi Suomi osoitti siis uutisellaan lähdekritiikin puutetta (todennäköisesti 10 minuutin googlaus olisi selvittänyt uutisen erheellisyyden, alkuun pääsee esimerkiksi täältä tai täältä) sekä välinpitämättömyyttä tiedettä kohtaan, koska minkäänlaista korjausta ei uutiseen ole tullut, vaikka news.com.au sellaisen julkaisikin. Eniten tässä kuitenkin ärsyttää se, että näiden uutistoimistojen mielestä tiedettä täytyy höystää fiktiolla, jotta siitä tulisi suurelle yleisölle mielenkiintoista. Mutta veikkaan, että pienellä lukemisella ja paneutumisella tulisi hyvin nopeasti selville, että maailmankaikkeudessa on paljon asioita, joita emme pystyisi edes kuvittelemaan. Otetaanpa nyt esimerkiksi vaikka supernovat.

Lyhyt johdatus supernoviin

Supernovat ovat lyhyitä, mutta äärimmäisen kirkkaita räjähdyksiä, jotka päättävät tarpeeksi massiivisten tähtien elinkaaren. Supernova voi loistaa kirkkaampana kuin sen emogalaksin satojen miljardien tähtien yhteenlaskettu valo. Eikä siinä vielä kaikki. Supernovien ansiosta Maapallolla on elämää ja meillä on tietokoneita sekä (ydin-)sähköä lukea tätä artikkelia niistä. Viime kädessä supernovat ovat auttaneet meitä ymmärtämään maailmankaikkeuden pohjimmaista rakennetta.

Kokoelma supernovajäänteitä. Vasemmalta oikealle, ylhäältä alas SN 1572, SN 1006, Cassiopeia A ja N 49.

Atomitehdas

Emme voisi elää ilman supernovia. Alkuräjähdyksen jälkeinen maailmankaikkeus koostui lähes yksinomaan vedystä ja heliumista, kahdesta kevyimmästä alkuaineesta. Sitä vastoin elämä pohjautuu monimutkaiselle järjestelmälle kemiallisia reaktioita raskaampien atomien, kuten hiilen ja hapen, välillä. Jonkinlainen atomitehtailu, nukleosynteesi, on siis täytynyt tapahtua alkuräjähdyksen ja elämän syntymisen välissä. Raskaampia atomeja voidaan fuusioida kevyemmistä atomeista, mutta vain tietyissä olosuhteissa. Koska atomien ytimet koostuvat sähkövarauksettomien neutroneiden lisäksi positiivisesti varatuista protoneista, kaksi ydintä hylkivät toisiaan. Jotta atomit pääsevät fuusioitumaan, täytyy niiden voittaa ytimien aiheuttama toisiaan hylkivä sähkömagneettinen voima, Coulombin voima. Tämä vaatii atomeilta liike-energian, joka on saavutettavissa vain erittäin kuumissa lämpötiloissa ja korkeassa paineessa, esimerkiksi tähden keskustassa. Tähtien koko olemassaolo perustuu niiden keskustan kevyempien atomien fuusioitumiseen raskaammiksi atoimeiksi. Fuusioprosessi tuottaa säteilyä tähden keskustassa, joka pyrkii laajentamaan tähteä säteilypaineen avulla suuremmaksi. Sitä vastoin tähden sisältämä materia pyrkii kutistamaan tähteä painovoimallaan. Nämä kaksi voimaa asettuvat ennen pitkää yhtä suuriksi tähden syntymisen jälkeen, ja näin tähti pysyy tasapainossa niin pitkään kuin fuusioitavia atomeja riittää, yleensä miljardeja vuosia. Atomien fuusioituminen etenee kohti raskaampia aineita kevyempien loppuessa. Kun kaikki vety on fuusioitu heliumiksi, helium alkaa fuusioitua hiileksi jne. Samalla vedyn loppuessa tähden keskustasta sen fuusiopalo siirtyy kohti kuorikerrosta. Edellämainitut kaksi asiaa johtavat tähden ns. sipulinkuorimalliin, jossa tähden eri kerroksissa on käynnissä eri aineiden fuusiopalo, fuusioitavien atomien käydessä raskaammiksi tähden keskustaan päin mentäessä. Atomien fysiikasta johtuen energiaa tuottava fuusio toimii vain rautaan saakka, josta eteenpäin fuusio muuttuu energiaa kuluttavaksi. Näin ollen fuusioprosessit lopulta muodostavat tähden keskustaan rautaytimen, eikä säteilyä enää synny vastustamaan ytimen painovoimaa. Rautaytimen saavuttaessa kriittisen massan ydin luhistuu salamannopeasti oman painovoimansa alla, jolloin tähti räjähtää supernovana sylkäisten uloimmat kuorikerroksensa, atomikoktailin vedystä raskaampiin atomeihin, tähtienväliseen avaruuteen monimutkaisessa ja osaltaan vielä epäselvässä prosessissa. Supernovaräjähdys tuottaa myös valtavan määrän neutroneita, jotka törmäämällä raskaisiin atomin ytimiin voivat kasvattaa ytimien kokoa huomattavasti ja beetahajoamisen kautta muodostaa rautaa raskaampia aineita aina uraaniin ja plutoniumiin saakka.

Elämän raaka-aineet ja kaasun kierto galakseissa

Ns. ydinluhistumissupernovat, tai tyypin II -supernovat, ovat yli kahdeksan Auringon massaisten tähtien kuolinkouristuksia ja pääasiallinen lähde elämän tarvitsemille aineille Maassa. Nämä supernovat ovat kaikista yleisimpiä maailmankaikkeudessa ja niitä alkaa räjähdellä heti kunhan tähtiensyntyprosessi galaksissa lähtee käyntiin. Näin massiivisten tähtien eliniät ovat paljon lyhyempiä kuin pääsarjan tähtien, esimerkiksi Auringon, joiden elinikä keikkuu kymmenen miljardin vuoden kieppeillä. Niinpä ydinluhistumissupernovat täyttivät galaksimme elämän tarvitsevilla raaka-aineilla paljon ennen Aurinkokunnan muodostumista. Galaksien historiaa voidaankin katsoa kaasukierron avulla, jossa supernovat ovat vahvasti osallisena. Koska supernovat rikastavat tähtienvälistä kaasua omalla alkuainekoktailillaan, ne muuttavat seuraavan sukupolven tähtien koostumusta ja ominaisuuksia. Supernovat voivat myös laukaista tai estää tähtiensyntyprosessin. Supernovaräjähdyksistä valtavalla nopeudella puhaltava kaasusuihku voi painaa tähtienvälistä kaasua kokoon aiheuttaen tihentymiä, joissa uusia tähtien syntyprosessi pääsee käynnistymään. Toisaalta ne voivat myös hajottaa tähtienvälisen kaasun tihentymiä, ja estää niissä muodostumassa olevien tähtien synnyn. Ao. simulaatio esittää muodostumassa olevaa kääpiögalaksia, jonka kaasujakaumaa supernovaräjähdykset jatkuvasti muokkaavat.

Tieteellisen vallankumouksen airut

Supernovat ovat muokanneet myös käsitystämme maailmankaikkeudesta. Ennen modernia tähtitieteen aikakautta vain muutama supernova on ollut niin kirkas, että se on pystytty havaitsemaan Maan päällä. Ensimmäinen rekisteröity supernova nähtiin todennäköisesti Kiinassa 185 jaa. Länsimaissa Tycho Brahen havaitsema supernova vuonna 1572 muutti ihmiskunnan käsityksen aristoteliläisestä pysyvän ja muuttumattoman taivaankannen mallista kohti nykyistä käsitystä maailmankaikkeudesta, ja se oli todennäköisesti yksi suurimmista tieteellisen vallankumoukseen johtaneista syistä.

Universumin kirkkaimmat kohteet vastuussa näkymättömän voiman havaitsemisesta

Supernovahavainnot ovat myös avainroolissa maailmankaikkeuden ominaisuuksien hahmottamisessa. Vuonna 1998 kaksi tutkimusryhmää tulivat tulokseen havaitessaan tyypin Ia -supernovia, että maailmankaikkeus laajenee kiihtyvällä nopeudella. Tyypin Ia -supernovia voidaan käyttää ns. standardikynttilöinä, koska niiden kirkkaus voidaan laskea supernovan himmenemisnopeudesta, ja näin ollen niiden etäisyys tunnetaan tarkasti. Tyypin Ia -supernovat ovat todennäköisesti valkoisia kääpiöitä, pieniä tähtien ytimiä, jotka jäävät jäljelle kun Auringon massainen tähti kuolee. Koska valkoiset kääpiöt eivät kuitenkaan luhistu oman painovoimansa alla, eivätkä koskaan itsenäisesti tuota supernovaräjähdystä, täytyy valkoisten kääpiöiden saada materiaa jostain, jotta kriittinen massaraja ylittyy. Tutkijat ajattelevat tyypin Ia -supernoviin johtavien valkoisten kääpiöiden sijaitsevan kaksoistähtijärjestelmissä, jolloin valkoinen kääpiö voi imeä kriittiseen massarajaan tarvittavan materian kumppanitähden pinnalta. Vaihtoehtoisesti ylimääräinen massa voidaan saada myös törmäyksestä toiseen valkoiseen kääpiöön. Koska supernovat ovat niin kirkkaita, niitä voidaan havaita suurien etäisyyksien päästä, jolloin maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen tulee paremmin esiin verrattuna Henrietta Swan Leavittin ja Edwin Hubblen tekemiin aikaisempiin havaintoihin maailmankaikkeuden laajenemisesta käyttäen kefeidejä, sykkiviä tähtiä. Maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyvällä tahdilla sen sijaan vihjaa, että jokin tuntematon voima työntää galakseja pois toisistaan voittaen galakseja yhteen vetävän painovoiman vaikutuksen. Tämä tuntematon voima tunnetaan nykyään nimellä pimeä energia.

Supernovien havaitseminen käytännössä

Vaikka supernovat ovat niinkin kirkkaita kuin ovat, niitä on silti vaikeaa havaita omasta galaksistamme. Tähtitieteilijät ovat löytäneet 274 supernovajäännettä Linnunradasta, mutta suurinosa uusista supernovista jää Linnunradan kiekossa sijaitsevan pölyn peittoon. Itseasiassa yhtäkään uutta supernovaa ei olla havaittu Linnunradassa sitten teleskoopin keksimisen jälkeen. Toisaalta esimerkiksi vuonna 1987 havaittu läheisessä galaksissa räjähtänyt supernova (SN 1987a) pystyttiin havaitsemaan paljain silmin, vaikka se sijaitseekin 168000 valovuoden päässä. SN 1987a onkin tärkeä tutkimuskohde, joka auttaa tutkijoita selvittämään miten supernovaräjähdys vaikuttaa sitä ympäröivään tähtienväliseen avaruuteen, ja mitkä seikat vaikuttavat siihen jääkö supernovasta jäljelle neutronitähti vai musta aukko (kts. Tiedeviikko 46/10: Nuorin musta aukko). Supernovien metsästys muista galakseista tuo tutkijoille mukanaan runsauden ongelman. Maailmankaikkeus on pullollaan potentiaalisia galakseja, joista supernovia on mahdollista havaita, joten valinta mitä galakseja havaitaan on vaikea. Valinta riippuu vahvasti myös siitä, kuinka isoa osaa taivaasta teleskoopilla on mahdollista havaita, ja kuinka pitkään kuvia voidaan valottaa, eli kuinka kaukaisia supernovia haluaisimme havaita. Tämän lisäksi supernovat himmenevät muutamassa viikossa näkymättömiin, joten valittuihin kohdegalakseihin täytyy palata aina uudelleen viikon tai kahden päästä. Kaikista kirkkaimpia galakseja monitoroidaan säännöllisesti, mutta jos meillä olisi mahdollista käyttää resursseja myös himmeämpien galaksien havaitsemiseen, löytäisimme todennäköisesti paljon uusia supernovia ja oppisimme kuinka supernovat käyttäytyvät paljon monipuolisimmissa galaktisissa ympäristöissä.

Nykyteknologia tuo mukanansa tutkijoille paljon kehittyneemmät mahdollisuudet havaita supernovia. Viime vuosikymmenellä tutkijat (ja pikkutytöt) ovat havainneet suurinpiirtein kaksi kertaa enemmän supernovia kuin kaikki aikaisemmin havaitut yhteensä, ja tahti on yhä kiihtymässä. Esimerkiksi Havaijille rakennettu Pan-STARRS -observatorio koostuu neljästä halkaisijaltaan 1.8 metrisestä teleskoopista, joissa jokaisessa on 1400-megapikselin kamera, ja ne pystyvät kuvaamaan koko Havaijilta nähdyn taivaan viikossa. Pan-STARRS:in odotetaan löytävän noin 5000 uutta tyypin Ia -supernovaa, joka on kaksi kertaa enemmän kuin niiden tunnettu määrä tänä päivänä.

Kuten tähtitieteilijät tuppaavat sanomaan: olemme tähtipölyä, lukemattomien supernovaräjähdysten tuotos. Mitä enemmän havaitsemme ydinluhistumissupernovia, sitä enemmän tiedämme kuinka kemialliset elementit syntyvät ja hajaantuvat galakseissa. Vastaavasti mitä enemmän havaitsemme tyypin Ia -supernovia, sitä enemmän tiedämme pimeän aineen luonteesta. Kuolevilla tähdillä on siis paljon sanottavaa Maapallon ja maailmankaikkeuden historiasta, ja lienee perusteltua tutkia kohteita, jotka ovat viime kädessä vastuussa meistä kaikista.


Tiedeviikko 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 41/10

Tämä tiedeviikko on omistettu galakseille:

Galaksien kasvatuksesta

Galaksit muodostuivat maailmankaikkeuteen ennen kuin se täytti miljardi vuotta, mutta ne olivat vielä silloin huomattavasti pienempiä verrattuna tämän päivän galakseihin. Eli jossain vaiheessa galaktista aikuistumista ja pullistumista on täytynyt tapahtua, mutta tutkijat eivät ole olleet varmoja kuinka galaksien evoluutio on aikojen saatossa oikein kehittynyt. Mahdollisia ravintolähteitä nuorelle galaksille on kaksi: sulautuminen suuremmaksi galaksiksi toisen galaksin kanssa tai galaksia ympäröivän kaasun kerääminen hiljalleen itseensä. Törmäämisen kautta kasvavat galaksit ovat olleet Hubblen kuukauden kuvina jo monta vuotta, mutta nyt tutkijat ovat löytäneet todisteita, että myös toinen ravintolähde on käytössä galakseilla. Käyttäen VLT -teleskooppia tutkijat havaitsivat galakseja, jotka olivat erittäin säännöllisen muotoisia, tasaisesti pyöriviä kiekkoja, joita muut galaksit eivät ole millään tavalla häirinneet. Galaksien punasiirtymäksi valittiin noin kolme, mikä vastaa aikaa noin kaksi miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Vanhetessaan galaksit keräävät raskasmetalleja (eli raskaampia atomeja kuin vety tai helium) niiden keskustoihin, mutta tutkijoiden havaitsemat galaksit sisälsivät keskustoissaan alueita, joiden metallisuus oli matala, koostuen enimmäkseen vetyä ja heliumia sisältävästä kaasusta, mutta joissa oli käynnissä vilkas tähtiensyntyprosessi. Näin ollen tutkijat päättelivät galaksien haalivan kaasua niiden ympäristöstään ja käyttävän sitä muodostaessaan uuden sukupolven tähtiä.

Tieteellinen artikkeli

Galaksijoukkojen raskaansarjan mestari

 

Credit: Infrapuna: NASA/JPL-Caltech/M. Brodwin (Harvard-Smithsonian CfA) Optinen: CTIO Blanco 4-m telescope/J. Mohr (LMU Munich)

Siitä huolimatta, että galaksit olivat huomattavasti pienempiä varhaisessa maailmankaikkeudessa, niin galaksijoukot olivat vastaavasti jättiläisiä tuona aikana. Nyt tutkijat ovat löytäneet galaksijoukon, joka sisältää satoja galakseja ja painaa noin 800 miljoonaa miljoonaa Auringon massaa. Galaksijoukon etäisyys meistä on noin seisemän miljardia valovuotta, joten näemme sen aikana jolloin maailmankaikkeuden ikä oli noin puolet nykyisestä eikä Aurinkokuntaa ollut vielä olemassa. Tämän lisäksi kaikki galaksijoukon galaksit näyttävät vanhoilta, joten galaksijoukon on täytynyt muodostua paljon aikaisemmin, tutkijoiden mukaan noin kaksi miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Jo tuon ikäisenä galaksijoukko oli yhtä suuri kuin Coman galaksijoukko, mutta se on kasvanut todennäköisesti neljä kertaa suuremmaksi tähän päivään mennessä. Havainnot tehtiin uutukaisella South Pole -teleskoopilla, joka havaits nk. Sunyaevin-Zel’dovichin ilmiötä, jossa galaksijoukossa sijaitsevat kuumat elektronit antavat lisäenergiaa mikroaaltotaustasäteilyn fotoneille luoden taustasäteilyyn pienen häiriön. Varhaisen maailmankaikkeuden galaksijoukkojen tutkiminen auttaa tutkijoita ymmärtämään, kuinka pimeä energia ja aine vaikuttivat kosmisten rakenteiden muodostumiseen. Kun maailmankaikkeus oli nuorempi, painovoimalla oli suurempi vaikutus ja galaksijoukkojen oli helpompaa kasvaa suuremmiksi, erityisesti niillä alueilla, jotka olivat ennestään jo tiheitä. Vastaavasti maailmankaikkeuden vanhetessa ja laajetessa pimeällä energialla on yhä suurempi ainetta hajaannuttava vaikutus ja nykyään se dominoi maailmankaikkeuden rakennetta estäen uusien galaksijoukkojen muodostumisen.

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva: Neliögalaksi

Uuden tutkimuksen mukaan osa Linnunradan kierrehaaroista on paikoin suoria, kuten yllä olevassa Tuulimyllygalaksissa. Tutkimuksen mukaan Aurinkokunta sijaitsisi yhdellä kaikkein suorimista haaroista. It’s hip to be square!