uniVersI/O


Category Archive

The following is a list of all entries from the Röntgenkaksoistähdet 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 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

Valitut palat

Back to the drawing board! Alla kohokohtia viime kuukauden tiedeannista:

Pienen mustan aukon valtavat kaasusuihkut

Credit: X-ray (NASA/CXC/Univ of Strasbourg/M. Pakull et al); Optical (ESO/VLT/Univ of Strasbourg/M. Pakull et al); H-alpha (NOAO/AURA/NSF/CTIO 1.5m)

Tutkijat ovat löytäneet läheisestä, noin 12 miljoonan valovuoden päässä sijaitsevasta galaksista NGC 7793 muutaman auringonmassaisen mustan aukon, joka sylkee sisuksistaan kaasusuihkuja, joiden energia ja mittasuhteet ylittävät aikaisemmin havaitut vastaavanlaisista kohteista. Käyttäen ESO:n VLT -teleskooppia ja NASA:n Chandra -röntgensatelliittia, tutkijat havaitsivat uudelleen supernovajäännekandidaatiksi luokiteltua kaasusumua S26, ja huomasivat kyseessä olevan ns. mikrokvasaari, jonka tavaramerkki on sen keskusosista linkoutuvat valtavan energiset hiukkassuihkut. S26:n hiukkassuihkujen törmätessä niitä ympäröivään tähtienvälisen kaasuun, ne synnyttävät kuuman kaasukuplan, jonka tutkijat havaitsivat laajenevan noin miljoona kilometriä tunnissa (275 km/s). Kupla on läpimitaltaan 1000 valovuotta ja hiukkassuihkujen pituus hulppeat 300 parsekia. Jos S26:n musta aukko kutistettaisiin jalkapallon kokoiseksi ja sijoittettaisiin Maan keskipisteeseen, ulottuisivat hiukkassuihkut Maasta aina Pluton kiertoradan ohi. Mikrokvasaarit ovat kaksoistähtiä, joissa toinen tähdistä on luhistunut neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi, johon ainetta putoaa kumppanitähdestä. Putoava materia muodostaa kompaktin kohteen ympärille kertymäkiekon, joka lähellä neutronitähteä tai mustaa aukkoa kuumenee valtavasti ja lähettää lämpösäteilyä röntgenalueella. Tämän lisäksi mikrokvasaareista, vastaavasti kuin niille nimensä antaneista kvasaareista, linkoutuu toisiaan vastakkaiset hiukkassuihkut kompaktin kohteen läheisyydestä tutkijoille vielä tuntemattoman prosessin kautta. Linnunradassa mikrokvasaareita tunnetaan kourallinen ja niiden aiheuttamien kaasukuplien koko jää vain kymmeniin valovuosiin. Suurin osa galaktisten mikrokvasaarien energiasta havaitaankin tulevan juuri kertymäkiekosta tai lähellä kompaktia kohdetta olevasta kuumemman plasman alueesta, ns. koronasta, mutta S26:n tapauksessa suurin osa kohteesta tulevasta tehosta keskittyy hiukkassuihkuihin. Hiukkassuihkujen tehoksi tutkimuksessa laskettiin hulppeat 5×10^40 erg/s (5×10^33 W), mikä on noin 10000 kertaa enemmän kuin mitä S26 mikrokvasaarin ytimen säteily tuottaa. Tutkimus tuo lisää valoa siihen, millä tavalla mikrokvasaareiden sekä kvasaareiden hiukkassuihkut syntyvät. Se on myös mahdollinen puuttuva osa palapelistä nimeltä ULX (Ultra-Luminous X-ray source), eli ultrakirkas röntgenlähde. ULX:ien alkuperää ei vielä tiedetä, mutta niiden ympärillä havaitaan vastaavanlaisia kuumia kaasukuplia kuin S26 tapauksessa.

ESO:n lehdistötiedote, Naturessa julkaistu tieteellinen artikkeli

Koko taivas PLANCKin silmin


ESA julkaisi ensimmäisen koko taivaan kartan, joka on kuvattu Planck-satelliitilla. Planck havaitsee taivasta taajuusalueella, joka ulottuu kaukoinfrapunataajuuksilta radiotaajuuksille (30-857 GHz tai aallonpituuksissa 10 mm – 350 μm). Tässä alueessa säteilevät mm. kylmä kaasu ja pöly, tähtiensyntyalueet sekä mikrokvasaarit/kvasaarit, mutta Planckin pääasiallinen kohde on havaita alkuräjähdyksen jälkihehkua, mikroaaltotaustasäteilyä. Yo. kuvassa infrapunasäteilyä merkitään sinisellä ja mitä enemmän mennään kohti radiotaajuuksia sitä punaisemmaksi väri muuttuu. Karttaa hallitseva keskellä kulkeva viiru on Linnunrata, tarkemmin ottaen Linnunradassa oleva pöly ja kaasu. Harsomainen rakenne kiekon ylä- ja alapuolella on pölyä, jota nuorten massiivisten tähtien voimakkaat tähtituulet tai elämänsä loppuvaiheessa olevien massiivisten tähtien räjähdykset puhaltavat ulos galaksista. Punainen hehku lähellä kartan napoja on mikroaaltotaustasäteilyä, joka syntyi alkuräjähdyksen jäähdyttyä tarpeeksi, ns. rekombinaatiovaiheessa, jossa elektronit ja protonit yhdistyivät atomeiksi. Näin ollen hiukkaspuuro muuttui varaukseltaan neutraaliksi ja sen aiemmin kahlitsemat fotonit pääsivät etenemään vapaasti avaruuteen. Mikroaaltotaustasäteily onkin reliikki ajalta jolloin maailmankaikkeus oli vain 380 000 vuotta vanha ja sitä tutkimalla saadaan tietoa universumin rakenteesta ja koostumuksesta. Planck käytti koko taivaan kartoittamiseen noin yhdeksän kuukautta ja luvassa on vielä toinen kierros. Saatuaan sen päätökseen on mikroaaltokartta noin kolme kertaa tarkempi kuin aikaisempi WMAP-satelliitin mittaama kartta. Yo. kuva on kuitenkin tahallisesti käsitelty huonommaksi, koska ESA:n tutkijat ovat parhaillaan analysoimassa tarkempaa karttaa. Planckin mittaama mikroaaltokartta on vain yksi ikkuna maailmankaikkeuteen ja muilla taajuusalueilla universumimme näyttäytyy huomattavasti erilaiselta. Saadakseen kokonaiskäsityksen koko elektromagneettisen spektrin ulottuvasta maailmankaikkeudesta kannattaa suunnata Chromoscopeen.

ESA:n lehdistötiedote

Swift sokaistui tähän mennessä kirkkaimmasta gammapurkauksesta

Credit: NASA/Swift/Stefan Immler

21. kesäkuuta NASA:n röntgensatelliitti Swift:n data-analyysisofta sammutti itsensä kohdatessaan valtavan röntgenfotonitulvan gammapurkauksesta GRB 100621A. Tutkijat pystyivät kuitenkin jälkikäteen selvittämään purkauksen kulun ja laskivat fotonivuon olleen purkauksen huipulla (0.2 sekunnin ajan) hulppeat 143 000 röntgenfotonia sekunnissa. Kuinka paljon se oikeastaan on? Vertaukseksi se on 1.5 kertaa enemmän kuin tähän mennessä kirkkain havaittu gammapurkaus GRB 080319B, jonka olisi pystynyt havaitsemaan hetkellisesti paljain silmin pimeässä paikassa, 200 kertaa enemmän kuin tavallinen gammapurkaus tai 14 kertaa enemmän kuin galaksimme kirkkain yhtämittaisesti röntgensäteilyä lähettävä kohde, neutronitähti Scorpius X-1. Gammapurkaukselle 100621A laskettiin etäisyydeksi noin 5.2 miljardia valovuotta, joten se tapahtui suurinpiirtein samoihin aikoihin kun Aurinkokunta muodostui. Gammapurkausten synty on vielä tutkijoille epäselvää, mutta suosituin teoria niiden syntymekanismille on massiivisen tähden räjähdys ja luhistuminen mustaksi aukoksi tähden elämän loppuvaiheessa. Mustaan aukkoon putoava aine muodostaa sen ympärille kertymäkiekon ja lähellä mustaa aukkoa linkoutuu toisiaan vastakkaisiin hiukkassuihkuihin kvasaareiden/mikrokvasaareiden tapaan (kts. yllä). Tunkeutuessaan tähden pinnan läpi hiukkassuihkut kulkevat jopa 0.9999 kertaisella valonnopeudella ja säteilevät enimmäkseen gammasäteilyä, kunnes törmätessään matkalla tähtienväliseen aineeseen hidastuvat ja lähettävät säteilyä röntgensäteistä radioaaltoihin asti. Gammapurkaus 100621A oli myös siitä erikoinen, että vaikka se säteili röntgenalueella ennätysmäisen voimakkaasti oli sen jälkihehku optisella ja ultraviolettialueella verrattavissa tavalliseen gammapurkaukseen.

Penn State yliopiston lehdistötiedote

Kuuhissi

Credit: Liftport, courtesy Michael Laine

Avaruushissin konsepti on pyörinyt tutkijoiden mielessä jo 1800-luvulta asti, mutta Maasta avaruuteen ulottuva hissi on edelleen scifi-ainesta. Suurimmaksi ongelmaksi hissin rakentamisessa on muodostunut tarpeeksi ohuen ja voimakkaan materiaalin valmistaminen, joka kestäisi vaadittavat rasitteet ja olosuhteet. Kuun vetovoima on kuitenkin vain kuudesosa Maan vetovoimasta, joten Kuusta avaruuteen ulottuvan hissin kaapelin ei tarvitse olla niin voimakasta. Itseasiassa Liftport-yrityksen Michael Laine uskoo, että kuuhissin valmistaminen on jo nykyteknologian ulottuvilla. Nimittäin synteettinen polymeerimateriaali nimeltä zylon saattaisi olla tarpeeksi vahvaa hissikaapelin rakentamiseen. Kaapeli olisi 50 000 kilometriä pitkä ja ulottuisi Kuun pinnalta Maan ja Kuun L1-pisteeseen, johon nykyisella rakettiteknologialla pääsisi suhteellisen halvalla. Käyttäen rakettia vastapainona pystyisi kuuhissi kuljettamaan noin 200-250 kilon lastia kerralla ylös ja alas. Ensimmäisellä kuuhissillä voitaisiinkin siirtää näytteitä Kuun pinnalta kohtuullisen halvalla jo 5-7 vuoden päästä. Kuuhissiltä, jonka hintalappu on liikkuu muutamissa sadoissa miljoonissa dollareissa, puuttuu kuitenkin vielä rahoitus ja ongelmaksi voi muodostua myös tarvittavan määrän löytäminen zylonia.

Kuukauden kuva: Linnunratasimulaatio

Simulaatio siitä, miltä Linnunrata olisi voinut näyttää viisi miljardia vuotta sitten, kun suurinosa satelliittigalaksien törmäyksistä oli käynnissä.

Credit: Andrew Cooper, John Helly (Durham University)

Durhamin yliopiston lehdistötiedote


Andromeda vs. Linnunrata, osa II

Nyt seuraa jatkoa paikallisen galaksiryhmän kilpakumppanien nahistelulle galaksiryhmän herruudesta (kts. Linnunradan uudet vaatteet). Viime kerralla Linnunrata osoittautui yhtä massiiviseksi kuin Andromedan galaksi pökäten rakkaan naapurimme pois egosentrisyyden pilvilaitumilta. Tällä kertaa vaakakupissa on kuitenkin hienompi tieteellinen kuva.

Tämä kuva vakuutti minut äskettäin ja aktivoi sisäisen wow-mittarini:

386917main_Swift_M31_uv_800

Credit: NASA/Swift/Stefan Immler (GSFC) ja Erin Grand (UMCP)

Kuvassa poseeraa tietenkin naapurimme Andromeda. Tosin emme näkisi sitä tässä valossa, ellei silmämme rekisteröisi näkyvää valoa energisempää ultraviolettivaloa (tarkemmin kolmella eri aallonpituuskaistalla siinä 200 nanometrin kieppeillä) ja ellemme voisi seistä paikallaan 24 tuntia vastaanottamassa näitä andromedalaisia ultraviolettifotoneja kokoajan pitäen kirjaa siitä, kuinka monta fotonia kustakin pisteestä on kertynyt ja millä aallonpituuskaistalla, ja summaten sitten kaikki yhteen uutteran havainnointivuorokauden jälkeen. Mutta onneksi meidän ei tarvitse seisoskella tumput suorina yöpakkasessa taivaalle katsoen ilta toisensa jälkeen (vaikka varsinaisesti ei tässäkään aktiviteetissa ole mitään vikaa), vaan voimme rakentaa ilmaisimen tekemään sen puolestamme. Juuri tällainen ilmaisin, tai detektori in finglish, löytyy Nasan Swift satelliitista, mielikuvituksellisesti nimetty Ultraviolet/Optical Telescope:ksi (UVOT). Normaalisti Swiftin leipätyö on metsästää mystillisiä gammapurkauksia, mutta aina silloin tällöin löytyy tilaa myös muille tähtitieteellisille kohteille (onneksi, sillä olen itsekin käyttänyt Swiftiä röntgenmittauksiin). Tässä tapauksessa linkki gammapurkauksiin on kuitenkin olemassa, sillä tutkijat halusivat selvittää Andromedan tähtiensyntyprosessia aiempaa tarkemmin, jotta sitä voidaan verrata kaukaisiin galakseihin, joissa gammapurkauksia syntyy.

Yllä oleva kuva on kooltaan valtava ja UVOT joutui ottamaan kaiken kaikkiaan 330 kuvaa kattaakseen koko galaksin. Sen fysikaalinen leveys on 200 000 valovuotta ja korkeus 100 000 valovuotta (vastaten 100 kaariminuuttia kertaa 50 kaariminuuttia taivalla). Andromeda on yksi taivaan suurikokoisimpia kohteita, mikä näkyy hyvin seuraavasta kuvasta, johon on vertailukohteeksi lisätty Kuu.

m31abtpmoon

Credit: Astronomy Picture of the Day/Adam Block/Tim Puckett

Andromedan voi havaita myös paljain silmin, tosin vain sen kirkkaan keskustan, mutta sen nähtyään voi kavereille kehuskella paistatelleen noin kaksi ja puoli miljoonaa vuotta vanhassa valossa. Kun kyseiset fotonit lähtivät Andromedasta pitkälle matkalleen kohti silmiäsi, Maapallolla apinat opettelivat vasta kävelemään kahdella jalalla.

Esteettisen vaikutelman lisäksi kuvassa on valtavasti tiedettä. Kuvasta voidaan paikantaa yli 20 000 pistemäistä ultraviolettilähdettä. Pelkästään katsomalla tätä kuvaa voidaan jo päätellä muutamia mielenkiintoisia asioita ilman sen syvällisempää paneutumista dataan. Esimerkiksi spiraalihaaroista tuleva valo on jakautunut yksittäisiksi möykyiksi, kun taas keskuspullistumasta tuleva valo on sumumaisen tasaista. Spiraalihaaroissa sijaitsevissa jättiläismäisissä kaasupilvissä syntyy kokoajan uusia tähtiä, joista massiivisimmat säteilevät ultraviolettivaloa sekä synnyttävät voimakkaita tähtituulia. Nämä energeettiset tähtituulet lämmittävät tähtiä ympäröivää pilveä voimakkaasti aina kymmeniin tuhansiin asteisiin, jolloin pilvi alkaa itsekin säteillä ultraviolettivaloa. Silmiinpistävää on myös näiden tähtiensyntyalueiden kansoittama kirkas rengas galaksin ympärillä, jonka halkaisija on noin 150 000 valovuotta. Aikaisemmat tutkimukset ovat osoittaneet, että läheisten kääpiögalaksien aiheuttamat vuorovesivoimat tehostavat tähtien syntymisprosessia kaasupilvissä. Vastaavasti galaksin keskustan säteily on sumumaisen tasaista, sillä siellä majailevat tähdet ovat vanhoja eikä uusia tähtiä enää synny. Keskustan tähtitiheys on sen verran suuri, että se näyttää kuvassa yhdeltä tasaiselta alueelta.

Äskettäin julkaistiin Chandra First Decade konferenssissa kuva Linnunradan keskustasta:

gcenter
Credit: NASA/CXC/UMass/D. Wang et al.

Ja tässä ovat silmiinpistävimmät kohteet nimettyinä:

gcenter_label
Credit: NASA/CXC/UMass/D. Wang et al.

Kyseinen kuva on mosaiikki Linnunradan keskustasta (kuvan koko on 117 kertaa 36 kaariminuuttia vastaten todellisuudessa noin 900 kertaa 400 valovuotta) koostuen 88 röntgenalueen kuvasta kolmella eri kaistalla: punainen vastaa matalaenergistä röntgensäteilyä (1-3 keV), sininen korkeaenergistä (5-8 keV) ja vihreä näiden kahden välistä (3-5 keV). Röntgenalueen havainnoilla on erityisen suuri merkitys tutkittaessa Linnunradan keskustaa, sillä röntgensäteily läpäisee keskustaa ympäröiviä kaasu- ja pölypilviä, jotka estävät alueen havainnointia optisella alueella.

Mistä tämä kaikki röntgensäteily on peräisin? Kuvaa tarkastelemalla säteily jakautuu sumumaisiin ja pistemäisiin komponentteihin. Röntgensumut (Sagittarius A, B1, B2, C ja Cold Gas Cloud) ovat kaasupilviä, joita energeettinen säteily massiivisista nuorista tähdistä (Arches ja DB kohteet), lähellä paukahtaneista supernovista (SNR 0.9+0.1) ja Linnunradan keskustassa majailevan supermassiivisen mustan aukon (Sagittarius A*, sisältyy alueeseen Sagittarius A) sylkemistä hiukkassuihkuista on lämmittänyt miljooniin asteisiin. Kaikki tämä kylpee harvassa kuumassa kaasussa, joka näkyy laajoina väriläiskinä ympäri kuvaa kirkastuen galaksin keskustaa kohden. Sgr A*:n ympäröivä alue sisältää myös mysteerisiä röntgenfilamentteja (kts. kuva alla), joiden epäillään syntyvän valtavien magneettisten rakenteiden reagoidessa pulsareiden energeettisten hiukkassuihkujen kanssa tai sitten sen luullaan olevan galaktinen vastine auringonpurkauksille.

gcenter_sm
Röntgenfilamentteja lähellä Linnunradan keskustan supermassiivista mustaa aukkoa. Credit: NASA/CXC/UMass/D. Wang et al.

Pistemäiset röntgenlähteet (1E kohteet) ovat röntgenkaksoistähtiä, joissa toinen tähti on luhistunut neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi. Tähdet kiertävät toisiaan sen verran lähellä, että neutronitähti tai musta aukko voi haalia materiaa kumppanitähdestään. Pudotessaan kohti kompaktia kappaletta plasmatilassa oleva tähtiaines kuumenee miljooniin asteisiin säteillen täten röntgenalueella (kts. Mustien aukkojen olemisen sietämätön keveys). Sadat nimettömät pienet pallerot ovat todennäköisesti yksittäisiä valkoisia kääpiöitä tai neutronitähtiä valaisten aluetta omalla pienellä panoksellaan.

Voittajaa on vaikea julistaa, sillä molemmat kuvat ovat älyttömän hienoja sisältäen erittäin mielenkiintoista tiedettä. Varsinainen koitos tapahtuu kuitenkin noin kolmen miljardin vuoden kuluttua kun Linnunrata ja Andromeda törmäävät toisiinsa.


Mustien aukkojen olemisen sietämätön keveys

Mustia aukkoja voidaan tarkastella kahdella tavalla: teoreettisesti tai havainnollisesti. Teoreettisesti mustien aukkojen idea on jo kohtalaisen vanha. Vuonna 1784 englantilainen luonnonfilosofi ja geologi John Michell pohti jo kappaletta, jonka pakonopeus ylittäisi valon nopeuden. Tuohon aikaan jo tiedettiin, että valolla on jokin äärellinen nopeus, ja nykyään sen voi itse helposti todistaa vaikka suklaalla ja mikroaaltouunilla. Kokonaan toinen asia oli kuitenkin se, tunteeko valo painovoiman vaikutuksen, eli onko se jonkin massan omaava hiukkanen. Tämä Isaac Newtonin alulle panema valon korpuskulaarinen teoria ei kuitenkaan pystynyt selittämään valon havaittuja ominaisuuksia, kuten diffraktiota, interferenssiä ja polarisaatiota.

Maailma joutui vielä odottamaan mustia aukkoja aina Einsteinin yleiseen suhteellisuusteoriaan saakka. Mustat aukot nousevatkin luonnostaan esille tämän teorian seurauksena. Yleisen suhteellisuusteorian mukaan massa, eli energia (E=mc²), kaareuttaa avaruutta, vaikuttaen näin ollen avaruudessa liikkuvien kappaleiden liikeratoihin. Kaksiulotteinen analogia avaruuden kaareutumiselle voisi olla vaikka seuraavanlainen: ajat pyörällä tasaisessa maastossa, kunnes kohdallesi osuu hiekkamonttu. Ennen kuin ehdit jarruttaa, sukellat pyöräsi kanssa montun reunan yli. Koska sinulla oli jo valmiiksi vauhtia, et suinkaan syöksy montun keskustaa kohden (olettaen, että nenäsi ei alun perin osoittanut sinne), vaan ajat pitkin montun reunaa kaartaen hieman oikealle tai vasemmalle, riippuen siitä satuitko osumaan montun vasemmalle vai oikealle reunalle. Mikäli sinulla oli tarpeeksi alkuvauhtia tai poljet montussa lisää, pääset sieltä pois sillä seurauksella, että nenäsi osoittaa nyt hieman eri suuntaan kuin saapuessasi monttuun. Monttu näin ollen kaareutti reittiäsi (kts. kuva alla). Jos energiasi ei riitä saamaan pyörääsi ja itseäsi ulos montusta, voit suhteellisen pienellä vaivalla kiertää monttua sen sivua pitkin. Itseasiassa, jos ilmanvastusta sekä kitkaa pyörien ja hiekan välissä ei olisi, voisit kiertää monttua ikuisesti (avaruudessa nämä elementit luonnollisesti puuttuvat). Tässä analogiassa monttu vastaa tähteä, joka kaareuttaa massallaan avaruutta, ja pyöräsi kappaletta, jonka reitti kaareutuu sen tullessa tarpeeksi lähelle tähteä.  Kun jäit pyöräsi kanssa kiertämään montun reunaa, vastaisi se samaa kuin kappale, esimerkiksi planeetta, kiertäisi tähteä. Neliulotteisessa aika-avaruudessa tämä analogia yleistyy juuri painovoimakenttään, tosin kappaleiden välillä ei ole vetovoimaa vaan tämä näennäinen vuorovaikutus johtuu massan aiheuttamasta avaruuden kuoppaisuudesta. Missä tässä analogiassa on vastaavasti musta aukko? Itseasiassa ne ovat vain samanlaisia monttuja kuin tähdetkin. Eroavaisuudet tähtien kanssa huomataan vain erittäin lähellä niiden pohjaa. Lähellä montun keskustaa seinä kasvaa niin jyrkäksi, että edes valo ei pääse polkemaan sieltä ylös. Tämän lisäksi syöksyessäsi kohti tähteä törmäät ennemmin tai myöhemmin sen pintaan, kun taas mustalla aukolla ei ole pintaa mihin syöksyä. Jossain vaiheessa ylität vain nk. tapahtumahorisontin, pallomaisen rajan avaruudessa, jonka jälkeen paluuta ei enää ole.

Hiekkakuoppa-analogia

Kaksiulotteinen hiekkakuoppa-analogia massan aiheuttamasta avaruuden kaareutumisesta yleisen suhteellisuusteorian mukaan.

Rajaa, jossa mustan aukon pakonopeus ylittää valon nopeuden kutsutaan siis tapahtumahorisontiksi. Kun kappale ylittää kyseisen rajan, siitä ei enää saada mitään informaatiota, valon nopeuden ollessa suurin mahdollinen nopeus, jolla informaatiota voidaan välittää paikasta toiseen. Näin ollen tapahtumahorisontin taakse ei voida nähdä, mitä sana horisontti osuvasti kuvaa. Tapahtumahorisonttia tituleerataan usein myös Schwarzchildin säteeksi, saksalaisen Karl Schwarzschildin mukaan, joka kehitti pallomaisten kappaleiden ratkaisun Einsteinin yleiseen suhteellisuusteoriaan hyvin pian teorian julkaisemisen jälkeen. Mikään teoria ei itsessään vielä kerro totuudesta mitään ennen kuin sitä on testattu havaintoihin. Vaikka yleinen suhteellisuusteoria on yksi parhaiten paikkaansa pitävistä teorioista (esim. Kramer et al. 2006), kuinka mustat aukot sopivat havaintoihimme? Mustat aukot ovat, no… mustia. Miten niitä pystytään havaitsemaan, kun niitä ei voi nähdä ollenkaan?

Onneksemme mustien aukkojen ympäristö voi olla hyvinkin aktiivista seutua, kiitos niiden voimakkaan avaruuden kaareuttamisen. Havainnollisesti mustat aukot jaetaan karkeasti kolmeen luokkaan: auringonmassaiset, keskisuuret ja supermassiiviset mustat aukot. Tähän mennessä kaikki havainnot ovat olleet epäsuoria: materian kiertoaikojen mittauksia jonkun näkymättömän, massiivisen ja kompaktin kappaleen ympäri tai voimakkaimpia säteilylähteitä maailmankaikkeudessa, kvasaareja, joiden säteilymekanismi suorastaan vaatii supermassiivista mustaa aukkoa keskelleen. Yo. havainnot eivät vielä kuitenkaan aukottomasti todista mustien aukkojen olemassa oloa ja niinpä mukaan mahtuu monen monta yrittäjää, esimerkiksi gravastar, MECO, bosonitähdet ja fermionipallot.

Auringonmassaisia mustia aukkoja havaitaan Linnunradassa ja lähigalakseissa kaksoistähtijärjestelmissä, joissa toinen tähti on luhistunut mustaksi aukoksi kulutettuaan polttoaineensa loppuun, eikä enää pysty vastustamaan säteilypaineellaan kokoon puristavaa painovoimaa (kts. animaatio tähden säteilytasapainosta). Jos luhistumisen jälkeen musta aukko ja kumppanitähti kiertävät suhteellisen lähellä toisiaan, alkaa jäljelle jääneestä tähdestä virrata plasmatilassa olevaa materiaa kohti mustaa aukkoa (nk. Roche Lobe overflow). Samaan tapaan kuin planeetat kiertävät Aurinkoa (polkupyörä hiekkamonttua), asettuu plasma kiertämään mustaa aukkoa. Koska plasmaa virtaa kumppanitähdestä kokoajan lisää, muodostaa se kiekkomaisen rakenteen mustan aukon ympärille: kertymäkiekon. Vierekkäisten plasma-alkioiden välinen kitka jarruttaa plasmaa, jolloin se menettää energiaansa ja putoaa hiljalleen kohti mustan aukon keskustaa. Tässä prosessissa plasma menettää energiaansa ja säteilee sen systeemistä pois. Kyseinen säteily lähellä mustaa aukkoa on niin energeettistä, että se havaitaan röntgensäteinä. Tätä röntgensäteilyä havaitsemalla voidaan tehdä johtopäätöksiä siitä kuinka lähellä säteilevä plasma on kompaktia kohdetta ja kuinka massiivinen kyseinen kohde on. Jos massaksi saadaan reilusti yli kolme auringon massaa, mikä on suurin neutronitähden massa, ei vaihtoehdoksi jää muuta kuin musta aukko tai yllämainitut vaihtoehtoiset teoriat. Ensimmäinen tällainen kaksoistähtijärjestelmä, joka havaittiin Maasta avaruuden rajalle laukaistussa raketissa olevalla röntgeninstrumentilla, oli Cygnus X-1, ja myöhemmin röntgensatelliittien aikakaudella on tullut lisää varteenotettavia musta aukko kandidaatteja, kuten GRS 1915+105 tai V404 Cygni.

blah

Kaksoistähtijärjestelmä, jossa toinen tähti on luhistunut mustaksi aukoksi. Kumppanitähdestä (Companion star) virtaa plasmaa kohti mustaa aukkoa (Compact object) ja muodostaa kertymäkiekon (Accretion disk) mustan aukon ympärille. Joissakin tapauksissa havaitaan kertymäkiekon keskiosista hiukkassuihku (Jet). Credit: Imago Mundi

Keskisuuria ja supermassiivisia mustia aukkoja havaitaan tarkastelemalla tähtien kiertoaikoja jonkun näkymättömän, erittäin massiivisen, mutta pieneen tilaan mahtuvan kappaleen ympäri (esim. Linnunradan keskustassa sijaitseva kohde Sagittarius A*). Näistä laskelmista on saatu selville, että näiden tähtien kiertoratojen sisään jäävä kappale painaa kymmenestä tuhannesta kymmeneen miljardiin auringonmassaa ja mahtuu niinkin pieneen tilaan kuin kaksi kertaa Maan etäisyys Auringosta. Samaan tapaan kuin auringonmassaisilla musta aukko kaksoistähtijärjestelmillä, myös näiden supermassiivisten mustien aukkojen ympärille muodostuu kertymäkiekko, joka säteilee tapahtumahorisontin lähellä tajuttomat määrät energiaa (kvasaarien tapauksessa kymmenen tuhannen miljardin Auringon verran, mikä itsessään on valtava luku; jos annat kadulla joka sekunti euron jollekin vastaantulijalle, joutuisit jakamaan kymmenen tuhannen miljardin euron pottia n. 3 miljoonaa vuotta). Nämä supermassiiviset mustat aukot majailevat galaksien keskustoissa popsien keskimäärin kymmenen Auringon verran materiaa vuodessa. Kvasaareista havaitaan myös jättimäisiä radiosuihkuja, jotka parhaimmillaan yltävät satojen tuhansien valovuosien päähän. Ilman mustia aukkoja, näin valtavia ilmiöitä olisi vaikea selittää.

Tämä oli pieni pinnan raapaisu mustien aukkojen teoreettiseen ja havainnolliseen maailmaan. Aina välttämättä nämä kaksi eivät kohtaa, mutta siitä ollaan ainakin yhtä mieltä, että universumissamme majailee äärimmäisen tiheitä, kompakteja, massiivisia, ja mustia kappaleita.