uniVersI/O


Category Archive

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

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.


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.