uniVersI/O


Category Archive

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

Hiukkasen Higgsin hiukkasesta

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

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

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

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

Symmetria

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

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

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

Mittakenttä

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

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

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

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

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

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

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

Massiivinen ongelma

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

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

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

Itsestään rikkoutuvia symmetrioita

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

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

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

Vihdoin Higgs

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

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

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

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

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

Massan arvoitus

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

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

Lähteet:

Gian Francesco Giudice: A Zeptospace Odyssey

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

http://profmattstrassler.com/


Nobel-viikko

Fysiikan Nobel

Credit: NASA/WMAP Science Team

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

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

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

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

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

Ig Nobelit

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

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

Tieteellinen artikkeli

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

Tieteellinen artikkeli

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

Essee

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

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

Viikon kuva (”I come in peace”):

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

Credit: Nikon Small World Competition


Tiedeviikko 2/11

Uusi vuosi on lähtenyt hyvää vauhtia käyntiin ainakin tieteen osalta, ja jos sama tahti jatkuu niin luvassa on erityisen mielenkiintoinen tiedevuosi. Juuri Helsingissä loppuneet Tieteen Päivät painottuivat arkeen ja tämän kertaisessa tiedeviikossa selviää, että jokaisen arjessa on mukana eksotiikkaa ainakin tieteellisessä mielessä, nimittäin antimateriaa ja suhteellisuusteoriaa.

Ukkosmyrskyt sinkoavat antimateriaa avaruuteen

Credit: NASA

 

Tutkijat ovat havainneet käyttäen NASA:n gammasädesatelliitti Fermiä, jonka leipätyö on mm. havaita gammasäteitä kaukaisissa galakseissa tapahtuvien supermassiivisten tähtien räjähdyksistä, gammasäteitä huomattavasti läheisemmästä kohteesta, nimittäin Maasta. Eikä mitä tahansa gammasäteitä, vaan juuri tietyn energistä (511 keV) säteilyä, joka syntyy kun elektroni ja sen antihiukkanen, positroni, törmäävät ja tuhoavat toisensa. Kyseessä on ensimmäinen suora havainto ilmiöstä, jonka tutkijat ovat ajatelleet syntyvän ukkosmyrskyissä. Havaintojen perusteella näyttäisi siltä, että ukkosmyrskyt tuottavat jatkuvasti antimateriasuihkuja salamien sivutuotteena nk. maanpäällisissä gammasädevälähdyksissä. Sopivissa olosuihteissa voimakkaat sähkökentät lähellä ukkosmyrskyn huippua voivat laukaista ylöspäin suuntautuvan korkeaenergisen vyöryn elektroneja, jotka kohdatessaan ilmakehän molekyylejä muuttavat suuntaa lähettäen jarrutussäteilyä, jonka energia on gamma-alueella. Vastaavasti nämä gammasäteet törmäävät elektroneihin kiihdyttäen ne lähelle valonnopeutta, tai ne sattuvat kulkemaan läheltä atomin ydintä, jolloin gammasäde muuttuu elektroni-positronipariksi. Juuri syntyneet korkeaenergiset elektronit ja positronit pääsevät karkaamaan avaruuteen liikkuen pitkin Maan magneettikentän voimaviivoja, jossa ne voivat törmätä esimerkiksi gammasädesatelliittiin. Itseasiassa gammasädesatelliitin ei tarvitse edes nähdä koko ukkosmyrskyä vaan riittää, että se on magneettisesti kytköksissä siihen. Näin tapahtui 14. päivä viime joulukuussa, kun Fermi havaitsi positroniryöpyn Egyptin yllä, vaikka ukkosmyrsky ja gammasädevälähdys tapahtui 4500 kilometriä etelämpänä Sambian yläpuolella. Positroniryöppy jatkoi vielä matkaansa magneettikentän voimaviivaa pitkin magneettiseen pullonkaulaan, josta se heijastui ja osui matkallaan takaisin uudelleen satelliittiin (kts. kuva alla oikealla).

Credit: NASA

Kun positronit törmäävät satelliittien elektroneihin, ne tuhoutuvat välittömästi tuottaen yllämainittua 511 keV:n gammasäteilyä. Maapallolla on jokaisella ajanhetkellä käynnissä ukkosmyrskyjä noin pari tuhatta kappaletta ja gammasädevälähdyksiä arvioidaan tapahtuvan noin 500 päivässä, tosin useimmat näistä jäävät havaitsematta. Esimerkiksi Fermi on havainnut vasta 130 gammasädevälähdystä vuodesta 2008 lähtien. Mutta seuraavan kerran kun katselet ukkosmyrskyä ja komeaa salamatykitystä, voit hyvällä tuurilla samanaikaisesti ihailla luonnon omaa antimateriakonetta toiminnassa.

Credit: NASA

Einstein käynnistää autosi

Yleensä puhuttaessa suhteellisuusteoriasta mieleen tulee lähes valonnopeudella liikkuvat junanvaunut tai avaruusalukset, joissa aika hidastuu, pituudet muuttuvat ja samanaikaiset tapahtumat tapahtuvat eri aikaan. Näiden ajatusleikkien pohjalta on vaikea kuvitella suhteellisuusteorian vaikuttavan jokapäiväisessä elämässämme, mutta uuden tutkimuksen mukaan näin todellakin on asian laita. Physical Review Letterissä julkaistussa artikkelissa, jossa myös oli suomalaisia mukana Helsingin Yliopiston kemian laitokselta, väitettiin, että suhteellisuusteoriaa tarvitaan auton käynnistämisessä. Mistä siis on oikein kyse? Suhteellisuusteoria täytyy ottaa huomioon kun tarkastellaan elektronien liikettä raskaiden atomien ytimien ympärillä. Mitä raskaampi ydin sitä nopeammin sisimmät elektronit kiertävät ydintä. Kun nopeudet lähenevät valonnopeutta suhteellisuusteoreettiset vaikutukset tulevat mukaan kuviohin, ja raskaansarjan atomeilla, esimerkiksi lyijyllä, ulommaisten elektronien energiatasot muuttuvat tämän johdosta. Lyijyä sattuu löytymään paljon myös auton akuista, joka tuottaa sähköä reagoidessaan rikkihapon kanssa. Tutkijat mallinsivat sähkökemiallisia reaktioita ja totesivat suhteellisuusteorian olevan vastuussa 1.7-1.8:sta perusakun lyijyparin 2.11 voltista. Toisin sanoen ilman suhteellisuusteoriaa autosi ei käynnistyisi.

Tieteellinen artikkeli

Planckin ensimmäiset tulokset

Vuonna 2009 laukaistu Euroopan avaruusjärjestö ESA:n Planck-luotaimen ensimmäiset tiedeartikkelit ovat viimein julkaistu. Näistä mikään ei vielä käsittele luotaimen varsinaista tutkimuskohdetta, mikroaaltotaustasäteilyä, jonka tuloksia joudumme odottamaan vuoteen 2013 asti, vaan nk. etualan kohteita. Eli käytännössä kaikkea sitä, mitä on meidän ja taustasäteilyn välissä. Kaiken kaikkiaan Planck-tutkijat julkaisivat 25 artikkelia (jotka ovat luettavissa täällä), joista osa käsittelee Planckin instrumenttien toimintaa, datan prosessointia, datajulkaisua kompakteista kohteista ja loput sisältävät ensimmäisen analyysin etualan kohteista. Kohokohdat näistä ovat:

1) Tutkijoille on ollut jo pitkään selvää, että suurin osa maailmankaikkeuden tähdistä syntyy paikoissa, joita ympäröi paksu pölypilvi, joka estää näkyvän valon kulkeutumisen tähdistä meille saakka. Pölypilven sisällä sijaitsevat tähdet kuitenkin lämmittävät niitä ympäröivän pölyn huomattavasti kuumemmaksi kuin pöly, joka sijaitsee kaukana tähtiensyntyalueilta. Lämmin pöly säteilee Planckin kattamilla taajuusalueilla siirtyen punasiirtymän ansiosta matalemmille taajuuksille mitä kauempana galaksi meistä sijaitsee. Ensimmäistä kertaa Planck on havainnut tätä kosmista infrapunataustasäteilyä galaksien tähtiensyntyalueilta, jotka muodostuivat kun maailmankaikkeus oli noin kaksi miljardia vuotta vanha. Alla kuva kosmisesta infrapunataustasäteilystä kuudessa eri paikassa Planckin koko taivaan kartalla.

Credit: ESA / Planck Collaboration

2) Toinen mielenkiintoinen tulos koskee pölyä omassa galaksissamme. Nk. epätavallinen etualan mikroaaltosäteily (tai Foreground X), joka on diffuusia hehkua tiheistä ja pölyisistä alueista Linnunradassa, on askarruttanut tutkijoita jo vuosikymmeniä, mutta Planck näyttäisi tukevan teoriaa, jossa säteily tulisi nopeasti pyörivistä, pitkulaisista pölyhiukkasista. Alla kuva, jossa pyörivien pölyhiukkasten lähettämä säteily 30 GHz taajuusalueella vastaa pölyn lämpösäteilyn alueita 857 GHz taajuusalueella.

Credit: ESA / Planck Collaboration

3) Yo. tulosten lisäksi Planck on löytänyt uusia supergalaksijoukkoja niiden aiheuttaman nk. Sunyaev-Zel’dovitchin vaikutuksen kautta. Supergalaksijoukkojen Sunyaev-Zel’dovitchin vaikutus näyttäytyy Planckille kompakteina ja kylmempinä tai kuumempina (riippuen taajuudesta) kohteina mikroaaltotaustasäteilykartassa. Supergalaksijoukot ovat harvinaisia ja niiden määrä maailmankaikkeudessa kertoo meille universumimme koostumuksesta, kuinka nopeasti se laajenee, ja kuinka paljon materiaa se sisältää. Alla kuva juuri havaitusta, uudesta supergalaksijoukosta PLCK G214.6+37.0, joka on ensimmäinen Planckin havaitsema supergalaksijoukko. Vasemmalla Planckin havaitsema joukon Sunyaev-Zel’dovitchin vaikutus (punainen läiskä keskellä) ja oikealla ESA:n XMM-Newton -röntgensatelliitin kuva, joka paljastaa supergalaksijoukon koostuvan kolmesta galaksijoukosta.

Credit: ESA / Planck Collaboration

Lyhyesti:

Rapusumu

Rapusumun gammapurkausten arvoitus näyttäisi saavan jatkoa (kts. alustus Tiedeviikko 40/10:stä). NASA:n gammasädesatelliitti Fermin ja Italian avaruusjärjestö ASI:n gammasädesatelliitti AGILE:n tutkimusryhmät ovat julkaisseet artikkelin Science-lehdessä, joissa molemmissa päädytään samaan tulokseen: Rapusumun gammasädepurkausten syy on varattujen hiukkasten synkrotronisäteily. Synkrotronisäteilyä syntyy kun sähkömagneettiset kentät muuttavat varattujen hiukkasten ratoja, saaden ne säteilemään energialla, joka on verrannollinen hiukkasten nopeuteen. Fermin ja AGILEn mittaamat hiukkaset säteilevät kuitenkin PeV:n (siis Petaelektronivoltti) energialla, joten hiukkaset Rapusumussa liikkuvat todella, todella nopeasti (LHC on Rapusumun rinnalla lasten leikkiä). Itseasiassa niin nopeasti, että molempien tutkimusryhmien tutkijat ovat ymmällään, kuinka koko hiukkaskiihdytinprosessi Rapusumussa toimii.

Tieteellinen artikkeli 1 ja 2

Maa + 0.4

NASA:n Kepler -avaruusteleskooppi on löytänyt tähän mennessä pienimmän eksoplaneetan, jonka halkaisija on 1.4 kertaa Maan halkaisija. Eksoplaneetta Kepler-10b on kuitenkin huomattavasti massiivisempi (noin 4.6 Maan massaa) ja kuumempi, sillä se kiertää emotähteään lähempänä kuin Merkurius Aurinkoa. Kepler 10b ei missään nimessä ole elinkelpoinen millekään elämänmuodolle, mutta löytö osoittaa Keplerin olevan kunnossa metsästämään lisää Maan kokoisia planeettoja.

NASA:n lehdistöjulkaisu

Viikon kuva: Terapikselin kokoinen potretti universumista

Alhaalla koko taivas Sloan Digital Sky Survey III:n kuvaamana pohjoisella ja eteläisellä pallonpuoliskolla (universumin rakenne näkyvissä selvästi) ja ylhäällä zoom emissiosumu NGC 604:ään. Katso myös tämä video.


Viikon video: Osittainen Auringon pimennys radioteleskoopin (Metsähovi) silmin



Tiedeviikko 42+43/10

Syysjumitus on iskenyt itse kuhunkin, mutta tässä viimeisen kahden viikon kohokohdat:

Mandelbrot

Matemaatikko Benoit Mandelbrot, joka on parhaiten tunnettu fraktaaligeometrian isänä, kuoli lokakuun 14. päivä 2010, 85 vuoden ikäisenä. Mandelbrot löysi matemaattisen kuvauksen fraktaalimuodoille – muodoille, joiden osat muistuttavat kokonaisuutta. Fraktaaleja ovat esimerkiksi jonkin valtion rantaviiva, parsakaalin nuput, saniaisen lehdet tai pörssikurssien heilahtelut. Suurennus jostakin yksityiskohdasta fraktaaleissa ei paljasta yksinkertaisempaa rakennetta, vaan loputtoman ja samankaltaisen monimutkaisuuden kuin miltä alkuperäinen muoto näyttää. Mandelbrot keksikin nimen fraktaali latinan sanasta fractus, rikkonainen. Fraktaaligeometria ei ole vain kaunista, vaan sitä käytetään laajasti eri tieteenaloilla, mm. mallintamaan turbulenssia, finanssijärjestelmiä ja galaksien jakautumista maailmankaikkeudessa. Matemaattisesti fraktaalin voi kuvata erittäin yksinkertaisesti, esimerkkinä olkoon Mandelbrotin joukko, jonka määritelmä on seuraavanlainen: ota mikä tahansa kompleksiluku (koskaan ei ole liian myöhäistä opetella niiden käyttöä, ja nyt siihen on hyvä syy) ja tee sille seuraavanlainen testi: mikäli lukusarja kn+1 = kn2 + t (k on lukusarjan muodostavat kompleksiluvut, t on testattava kompleksiluku ja n juoksee nollasta niin pitkälle kuin laskijalla riittää puhtia) kasvaa rajatta aina äärettömään (tai miinus-äärettömään) asti, t ei kuulu Mandelbrotin joukkoon. Esimerkiksi luku t=1 (myös reaaliluvut ovat kompleksilukuja, joiden imaginääriosa on nolla) tuottaa seuraavan sarjan: 0,1,2,5,26,677,458330…, joten näyttäisi siltä, että lukujoukko kasvaa rajatta ja näin ollen luku 1 ei kuulu Madelbrotin joukkoon. Vastaavasti, jos lukusarja ei kasva rajatta vaan jää toistamaan itseään hamaan laskutarkkuuden loppuun saakka, kuuluu t Mandelbrotin joukkoon. Esimerkiksi luku t=0 tuottaa sarjan 0,0,0,0,0… ja on täysin varmaa, että se ei siitä miksikään muutu, joten luku 0 kuuluu Mandelbrotin joukkoon. Vastaavasti luku t=i, missä i on imaginääriyksikkö (määritellään i*i=-1)  tuottaa sarjan 0,i,(-1+i),-i,(-1+i),-i…, joten luku i kuuluu myös Mandelbrotin joukkoon. Sitten vain käydään läpi kaikki kompleksitason luvut halutulla tarkkuudella ja väritetään taso kahdella värillä, mustalla mikäli testiluku kuuluu tai valkealla mikäli se ei kuulu Mandelbrotin joukkoon. Tietokoneen ruksuttaessa hetken aikaa, tulokseksi saadaan seuraavanlainen kuva:

Yleensä lisäten estetiikkaa ja tuoden paremmin esiin lukusarjojen matemaattisen käyttäytymisen pisteet voidaan värittää eri tavalla riippuen siitä, kuinka nopeasti lukusarja ylittää ns. pakopisteen. Mandelbrotin joukon pakopiste on 2 sekä reaali- että imaginääriosalla. Lähellä joukkoa sijaitsevilla luvuilla voi mennä hyvinkin pitkään ennen kuin pakopiste sarjassa ylittyy, tällöin luku väritetään esim. tummalla värillä. Vastaavasti nopeammin pakopisteen ylittävät luvut väritetään asteittain vaaleammilla väreillä. Tulokseksi saadaan hyvinkin kaunista visuaalista matematiikkaa. Alla yksi suurennusmatka Mandelbrotin joukkoon:

Vanhin galaksi

Credit: NASA, ESA, G. Illingworth (UCO/Lick Observatory and University of California, Santa Cruz) and the HUDF09 Team

 

Vanhin koskaan havaittu galaksin on nyt nimeltään UDFy-38135539. Tähtitieteilijät ovat havainneet tähän mennessä vanhimman galaksin yhdessä Hubble Ultra Deep Field -kuvassa. Kärpäsenkakan kokoisen läntin valo (punaisen ympyrän keskellä yo. kuvassa) on lähtenyt liikkeelle yli 13 miljardia vuotta sitten, kun maailmankaikkeus oli hyvin nuori. Galaksin punasiirtymäksi Hubblen kuvassa mitattiin oletusarvoisesti 8.6, mutta sama data pystyttiin selittämään myös punasiirtymällä 2.12 ja olettamalla galaksi epätavallisen nuoreksi. Selvittääkseen kumpi tulos oli kyseessä tutkijat havaitsivat galaksia ESO:n VLT -teleskoopilla ja mittasivat erityisesti galaksin valon spektriä. Spektrissä esiintyvistä emissioviivoista erityisen mielenkiintoinen on Lyman-α viiva, joka syntyy kun elektroni putoaa vetyatomissa virittyneestä tilasta (kvanttitila n=2) takaisin perustilaan (n=1). Koska atomien sallitut paikat elektroneille ovat kvantittuneita, syntyy tästä prosessista aina saman energian omaavia fotoneita. Vastaavasti kun näitä prosesseja tapahtuu hyvin monta, ylittävät fotonit määrällään ”taustakohinan” fotonit ja alamme havaita energiapiikkiä galaksin valon spektrissä. Koska vetyatomin Lyman-α viivan energia on mitattu laboratoriossa hyvin tarkasti, voimme verrata sitä galaksin valosta mitattuun Lyman-α viivan energiaan ja saada selville kuinka paljon sen energia on vähentynyt maailmankaikkeuden laajenemisen seurauksena. Energiaerotuksesta vastaavasti saadaan suoraan selville galaksin valon punasiirtymä ja näin ollen galaksin ikä. Tutkijat havaitsivat galaksista mitatun Lyman-α viivan energian olevan 11615.6±2.4 Å (1 Ångström = 0.1 nm = 10−10 m) vastaten punasiirtymää 8.5549±0.0002, joka sopivasti osuu Hubblen arvioon varmistaen UDFy-38135539:lle maailmankaikkeuden vanhimman kohteen tittelin. Havainto on merkittävä myös maailmankaikkeuden kehityshistorian kannalta. UDFy-38135539 kuuluu maailmankaikkeuden ensimmäisiin galakseihin, jotka ovat vastuussa ns. reionisaatio-aikakaudesta, joka alkoi noin 150 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen ja loppui noin miljardi vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, jolloin ultraviolettisäteily ensimmäisistä tähdistä ja galakseista ionisoi neutraalia vetyä. Maailmankaikkeuden laajetessa törmäykset atomien välillä harvenivat ja ionisoituneesta vedystä muodostui kylmä ja harva plasma kaikkialle maailmankaikkeuteen, kuten sen tänä päivänä havaitsemme. Havaitsemalla UDFy-38135539:n kaltaisia galakseja reionisaatio-aikakaudelta tutkijat pystyvät paremmin luotaamaan mitä oikein tapahtui tuona ajanjaksona, miksi galaksit muodostuivat niinkin aikaisin alkuräjähdyksen jälkeen, muodostuivat tähdet vai galaksit ensin tai muodostuivatko ne kenties samanaikaisesti.

Tieteellinen artikkeli

Neutronitähden ja mustan aukon häilyvä massaraja sekä aineen äärimmäinen olomuoto

Credit: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

 

Neutronitähdet ovat yksi maailmankaikkeuden tiheimmistä kappaleista. Tähden räjähtäessä supernovana sen tiheä ydin luhistuu kasaan pusertaen tähden atomien ytimien elektronit niiden protoneihin. Jos ytimen massa on sopiva, juuri muodostuneiden neutronien välinen vahva vuorovaikutus ja degeneraatiopaine estää ytimen luhistumisen mustaksi aukoksi jättäen neutronitähden muistomerkiksi supernovasta. Neutronitähdet ovat juuri siksi erityisen mielenkiintoisia, koska pystymme tutkimaan ainetta äärimmäisen paineen alla, verrattuna mustiin aukkoihin, joiden sisältämä aine katoaa tapahtumahorisontin taakse jättäen tutkijoille havaittavaksi vain mustan aukon massan ja pyörimisnopeuden. Raja neutronitähtien ja mustien aukkojen välillä on kuitenkin häilyvä. Neutronitähtien maksimimassaksi arvellaan 2-3 Auringon massaa, mutta se riippuu käytetystä teoreettisesta mallista aineen olomuodolle. Havainnoista tähän mennessä saatu raskain neutronitähti painaa noin 1.74 Auringon massaa. Nyt tutkijat ovat havainneet tätä raskaamman neutronitähden, joka painaa 1.97±0.04 Auringon massaa. Ero ei ensialkuun kuulosta kovin merkittävältä, mutta itseasiassa se rajaa pois useampia eksoottisempia neutronitähden aineen teorioita, jotka sisältävät esimerkiksi hyperoneja tai bosonikondensaatteja. Tutkijat pystyivät mittaamaan neutronitähden massan näinkin tarkasti käyttäen hyväkseen ns. Shapiron viivettä, joka on suhteellisuusteoreettinen ilmiö. PSR J1614-2230 on nk. pulsari, joka pyörii itsensä ympäri erittäin nopeasti. Voimakkaan magneettikentän ansiosta pulsarit lähettävät erittäin intensiivistä säteilyä niiden navoilta joka yhdistettynä nopeaan pyörimiseen tekee niistä kosmisia majakoita. Katsomme PSR J1614-2230:ä juuri sopivasti, että sen säteilykartio pyyhkäisee Maan yli yhden pyörähdyksen aikana, kellontarkasti 317 kertaa sekunnissa. PSR J1614-2230 sijaitsee tutkijoiden onneksi kaksoistähtijärjestelmässä, jossa se kiertää yhdeksän päivän kiertoajalla valkoista kääpiötä. Satumme katsomaan kaksoistähtijärjestelmää lähes ratatason suuntaisesti, joten pulsarin säteily kulkee läheltä valkoista kääpiötä aina pulsarin kiertäessä valkoisen kääpiön taakse. Tällöin pulsarin säteily vääristyy valkoisen kääpiön painovoimakentässä ja aiheuttaa häiriöitä säteilypulsseihin (Shapiron viiveen), joiden perusteella molempien tähtien massat pystyttiin laskemaan hyvin tarkasti.

Tieteellinen artikkeli

Viikon video: Auringonpimennys

Kyse on tietenkin vain perspektiivistä, mutta on se silti melko hieno:

Viikon kuva: Kirppu

Yhdeksäs sija Nikon Small World -valokuvakilpailussa

Credit: Nikon Small World Competition

Tiedeviikko 39/10

Ensimmäinen planeetta löydetty ns. elämänvyöhykkeeltä

Credit: Zina Deretsky, National Science Foundation

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

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

Tieteellinen artikkeli

Ig Nobelit 2010

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Hawkingin säteilyä mahdollisesti havaittu keinotekoisesta tapahtumahorisontista

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

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva: Suihkumoottoreilla varusteltu Encleadus

 

Credit: NASA/JPL/Space Science Institute

 

 



Tiedeviikko 38/10

Uusi pulsarityyppi vastuussa ylimääräisistä positroneista?

Kun uutta energia-aluetta lähdetään tutkimaan on enemmän sääntö kuin poikkeus, että jotain odottamatonta on aina luvassa. Näin on käynyt myös PAMELA -satelliitille, joka on havannut 10-100 GeV:n energia-alueella enemmän positroneja, elektronin antihiukkasia, kuin mitä aiemmin on ajateltu. Muiden tutkimusten mukaan sama trendi näyttäisi jatkuvan aina TeV-energioihin saakka. Tutkijat ovat ymmällään näistä ”ylimääräisistä” positroneista, koska antiainetta ei pitäisi juurikaan maailmankaikkeudessamme esiintyä. Niinpä jonkun fysikaalisen prosessin on täytynyt ne synnyttää, ja vieläpä suhteellisen lähellä, koska erittäin energinen hiukkanen menettää energiaansa kohdatessaan magneettikentän tai toisen hiukkasen ja todennäköisyys kohtaamiseen kasvaa mitä kauempana Maapallolta hiukkanen on syntynyt. Kandidaatteja on kuitenkin ilmennyt runsaasti aina pimeän aineen hajoamisprosesseista, neutronitähtiin, pulsareihin, supernoviin ja gammapurkauksiin saakka. Nämä kaikki siksi, että edellä mainittujen kohteiden fysikaalisten prosessien energia on tarpeeksi suuri, jotta spontaania parinmuodostusta (elektroni-positroni pareja) pääsee tapahtumaan. Esimerkiksi pulsareiden tiedetään lähettävän suuria määriä erittäin energistä säteilyä yhdistämällä nopean pyörimisen voimakkaaseen magneettikenttään. Nyt listaan voidaan lisätä myös hieman tavanomaisempikin kohde, nimittäin valkoinen kääpiö, mutta joka voisi yltää tarvittaviin energiamääriin samalla tavalla kuin pulsaritkin. Valkoiset kääpiöt eivät ole olleet tutkijoiden silmätikkuina aikaisemmin, koska ne eivät luhistu niin pieniksi kuin neutronitähdet ja näin ollen eivät saavuta tarpeeksi suurta pyörimisnopeutta. Uusi tutkimus kuitenkin ehdottaa, että valkoinen kääpiö voisi saavuttaa tarvittavan pyörimisnopeuden mikäli se sijaitsee kaksoistähtijärjestelmässä, jossa kaksi valkoista kääpiötä törmää toisiinsa tai jossa valkoinen kääpiö imee materiaa toisesta tähdestä röntgenkaksoitähtijärjestelmien tapaan. Kyseisten valkoisen kääpiön sisältävien kaksoitähtien ajatellaan myös olevan yksi tyypin 1A -supernovan aiheuttamista kohteista, joten on todennäköistä, että näitä kaksoistähtiä on runsaasti tarjolla galaksissamme. Pyörimisen lisäksi tarvitaan kuitenkin vielä voimakas magneettikenttä ja tutkijat arvelevat noin kymmenesosalla valkoisista kääpiöstä olevan tarpeeksi voimakas, noin miljoonan Gaussin magneettikenttä. Seuraavaksi tutkijat haluaisivatkin suoraan havaita kyseisiä kohteita, ja erottaa ne tavallisista, neutronitähden sisältävistä pulsareista. Tämä on mahdollista, koska tavallisen pulsarin ympärillä on supernovaräjähdyksestä jäänyt shokkiaalto, joka on paljon tiheämpi tähtienvälistä avaruutta, kun taas valkoisen kääpiön sisältävä pulsari on muodostunut lempeämmin ja sen ympäristö ei ole niin tiheä. Näin ollen uudesta pulsarityypistä tuleva säteily ei törmää matkalla ympäröivään aineeseen ja menetä törmäyksessä energiaansa niin paljon kuin tavallisesta pulsarista tuleva säteily. Täten vertaamalla pulsareiden energiajakaumia voitaisiin mahdollisesti erottaa valkoiset kääpiöt neutronitähtien sisältämistä pulsareista. Muutama kandidaatti uudeksi pulsarityypiksi on olemassa (AE Aquarii ja EUVE J0317-855), mutta varmaa havaintoa ei olla vielä tähän mennessä saatu.

Tieteellinen artikkeli

Arkipäivän suhteellisuusteoriaa

Suhteellisuusteoria, yleinen ja erityinen, on yksi modernin fysiikan häkellyttävimmistä teorioista. Sen mukaan avaruus ja aika ovat yksi ja sama entiteetti, aika-avaruus, joka vääntyy ja taipuu kappaleiden massan mukaan, ja missä havainnot riippuvat siitä kuinka nopeasti havaitsija liikkuu. Suhteellisuusteoria ei ole kovin intuitiivinen, koska sen aiheuttamat ilmiöt tulevat selkeästi esiin vasta erittäin suurien painovoimakenttien tai nopeuksien yhteydessä. Näin ollen ihmiset yleensä ajattelevat, että suhteellisuusteorialla ei ole merkitystä arkipäivän elämän kannalta, mikä ei varsinaisesti pidä paikkaansa. Esimerkiksi GPS-paikantimet eivät toimisi, ellei satelliittien lähettämää aikasignaalia korjattaisi suhteellisuusteorian mukaan ottamaan huomioon satelliitin liikkeen (n. 14000 km/h) paikantimen suhteen. Suhteellisuusteoria on kuin onkin osa arkipäiväämme, ja nyt tutkijat ovat mitanneet sen vaikutuksen meidän kaikkien tuntemissa olosuhteissa. Käyttäen kahta maailman tarkinta atomikelloa – jotka jätättävät vain yhden sekunnin 3.7 miljardissa vuodessa – sijoitettuna vierekkäisiin laboratorioihin ja yhdistettynä toisiinsa, tutkijat suorittivat kaksi koetta, joissa toisessa yhtä kelloa liikutettiin toisen suhteen ja toisessa yksi kello sijaitsi korkeammalla kuin toinen. Ensimmäisessä kokeessa testattiin erityisen suhteellisuusteorian aikadilataatiota, jossa liikkuva kello tikittää hitaammin: atomikellon viisarin liikahtaminen on elektronin värähtelyä atomin kuorelta toiselle (voit kuvitella sen ylös-alas liikkeenä), joten liike suhteessa havaitsijaan (esim. eteenpäin) lisää elektronin matkaa (hypotenuusaa pitkin) ja näin ollen värähtelyyn kuluvaa aikaa. Kokeessa toinen atomikelloista liikkui 36 km/h toisen suhteen ja aiheutti värähtelyn taajuuteen 45 x 10-17 muutoksen, juuri sen verran kuin teoria ennustaa. Toisessa kokeessa testattiin yleisen suhteellisuusteorian ilmiötä, jonka mukaan voimakkaammassa painovoimakentässä sijaitseva kello tikittää hitaammin. Kokeessa yksi kelloista asetettiin 30 cm korkeammalle kuin toinen, joka aiheutti (4.1±1.6) x 10-17 eron kellojen välisiin värähtelyjen taajuuksiin. Sijoittaen tämän yleisen suhteellisuusteorian kaavoihin, kellojen väliseksi korkeudeksi saatiin 37±15 cm, joka nätisti haarukoi todellisen korkeuseron.

Tieteellinen artikkeli

LHC aloitti tieteellisen antinsa selvittämällä protonien sisäistä rakennetta

Credit: CERN/CMS

LHC:n Compact Muon Solenoid -ilmaisimen tutkijat raportoivat ensimmäiset tulokset kokeista, joissa on havaittu mahdollisesti jotain uutta fysiikkaa. Joidenkin protonien välisien törmäysten aiheuttamissa hiukkasryöpyissä on havaittu säännönmukaisuutta, joissa syntyneet hiukkaset suuntautuvat tiettyihin suuntiin törmäyksen jälkeen. Koska protonien nopeudet kiihdyttimessä ovat lähes valonnopeuden verran, suhteellisuusteorian mukaan protonin elämä lähes ”jäätyy” paikalleen ja näin ollen tutkijat pystyvät havaitsemaan äärimmäisen lyhytkestoisiakin prosesseja protonien välisissä törmäyksissä. Uusien havaintojen mukaan hiukkasryöppyjen säännönmukaisuudet voisivat johtua protonien gluonien (hiukkaset, jotka sitovat protonin kvarkit toisiinsa) jakaumasta ennen törmäystä ja sen vaikutuksesta törmäystuotteena syntyviin hiukkasiin ennenkuin gluonit hajoavat lopullisesti törmäyksessä. Koska suurinosa protonin massasta sijaitsee juuri gluoneissa, ja koska tavallinen aine koostuu pääasiassa protoneista, kyseinen tutkimus voi luoda valoa siihen mistä aine oikeastaan koostuu. Lisää tietoa suomeksi kokeesta voi löytää myös täältä.

Viikon kuva: Rauhaa, rakkautta ja Venuksen sisus

Venuksen sisäosien lämpötilajakauma sekä paikallinen liike sen pinnalla.

Credit: DLR


Tiedeviikko 35/10

Peregrinen solitoni

Tutkijat ovat viimein yli 25 vuoden päänraapimisen jälkeen onnistuneet demonstroimaan nk. Peregrinen solitonin laboratorio-olosuhteissa. Peregrinen solitoni on erikoistapaus solitonista, aallosta, joka etenee väliaineessa huomattavia etäisyyksiä vakionopeudella säilyttäen muotonsa. Peregrinen solitoni on hyvin suuri ja eristäytynyt ympäristöstään. Tutkijat arvelevat esimerkiksi valtavien hyökyaaltojen, jotka näyttävät ilmestyvän tyhjästä (tosin myrskyn aikaan, kts. Deadliest Catch -video alla) ja keikauttavat risteilyaluksien kokoisia laivoja kumoon, olevan malliesimerkki Peregrinen solitonista valtamerissä. Tähän mennessä ilmiö on pystytty selittämään teoreettisesti, jonka mukaan suuri aalto muodostuu useammista pienemmistä aalloista, mutta kokeellisesti sitä ei olla pystytty vielä todistamaan. Tehdäkseen keinotekoisen Peregrinen solitonin tutkijat lähettivät valokuitua pitkin epälineaarisia, sykkiviä valoaaltopaketteja, nk. hengittäjiä (breathers). Ajoittamalla hengittäjien koon ja etäisyyden toisistaan juuri oikein, tutkijat pystyivät yhdistämään ne yhdeksi suureksi aalloksi, Peregrinen solitoniksi. Tutkijat toivovat, että meteorologit pystyvät käyttämään tutkimuksen informaatiota hyväkseen ja ennustamaan tulevaisuudessa yllätyksellisiä hyökyaaltoja. Peregrinen solitonin ratkaisu ulottuu myös epälineaariseen matematiikkaan ja erityisesti se voi asettaa rajoituksia joukolle ratkaisuja kvanttimekaniikan epälineaarisessa Schrödingerin yhtälössä.

Tieteellinen artikkeli

Säieteoria sittenkin testattavissa?

Credits: XKCD

Säieteoria on 1960-luvulta lähtien toitotettu olevan ns. kaiken teoria, joka pystyisi selittämään kaiken olemassa olevan, mutta erityisesti sen meriitti on mikromaailmaa kuvaavan kvanttimekaniikan ja makromaailmaa kuvaavan yleisen suhteellisuusteorian yhdistäminen yhden teorian alle. Säieteoriassa pistemäiset hiukkaset on korvattu yksiulotteisilla suljetuilla tai avonaisilla säikeillä, jotka liikkuvat ja sykkivät eri tavoin antaen hiukkasille niiden havaitun massan, varauksen, spinin ja maun. Teoria on kuitenkin saanut kovaa kritiikkiä siitä, että se ei ole kokeellisesti tai havainnollisesti testattavissa. Tutkijat ovat nyt kuitenkin löytäneet tavan, jolla säieteorian toimivuutta voidaan testata. Tutkimusryhmä Lontoon Imperial Collegesta yllätyksekseen huomasi, että eräs säieteorian mustia aukkoja kuvaava ratkaisu vastasi myös kolmen kubitin välisen kvanttimekaanisen lomittumisen matemaattista kuvausta. Käyttäen hyväkseen kahta maailmankaikkeuden erikoisimmista ilmiöistä, mustia aukkoja ja kvanttilomittumista, tutkijat pystyivät laatimaan ennustuksen mitä tapahtuu, kun neljä kubittia ovat kvanttilomittuneita toistensa kanssa. Vaikka se onkin teknisesti erittäin vaikeaa, neljän kubitin kvanttilomittumisen mittaus on mahdollista suorittaa laboratoriossa ja näin ollen testata ennustuksen (ja säieteorian) paikkansapitävyyttä. Positiivinen tulos ei kuitenkaan vielä merkitse, että säieteoria olisi ”kaiken teoria”, mutta se olisi todiste, että säieteoria toimii ainakin jossain eikä se jäisi yli neljänkymmenen vuoden tutkimisen jälkeen matemaattiseksi kuriositeetiksi. Tutkijat eivät kuitenkaan pystyneet osoittamaan, että tutkimuksessa löydettyyn yhteyteen säieteorian ja kvanttilomittumisen välillä olisi joku järkevä syy. Se voi kertoa maailmankaikkeudesta jotain syvällistä tai sitten se voi olla vain sattuman kauppaa. Jää nähtäväksi.

Viikon video: Supernova 1987A

Hubble -avaruusteleskoopin ottama kuva-aikasarja 12 vuoden ajalta (1994-2006), jossa massiivisen tähden puhaltama kaasupilvi kirkastuu helminauhamaiseksi renkaaksi shokkiaallon, joka on syntynyt tähden myöhemmin räjähdettyä supernovana, kohdatessa pilven.


Tiedeviikko 29/10

Uusi tähtien kokoluokka

R 136 tähtijoukon sijainti Suuressa Magellanin pilvessä lähtien Tarantellasumusta (vasen, näkyvän valon kuva) ja päätyen R 136 tähtijoukkoon (oikea). Credit: ESO/P. Crowther/C.J. Evans

Tähtitieteilijät ovat löytäneet maailmankaikkeudesta tähän mennessä kirkkaimmat ja massiivisimmat tähdet. Suurin niistä on jopa 265 kertaa massiivisempi ja kymmenen miljoonaa kertaa kirkkaampi kuin Aurinko. Wow! Erityisen merkittäväksi löydön tekee se, että kukaan ei uskonut maailmankaikkeudesta löytyvän yli 150 auringonmassaisia tähtiä perustuen tähtien massan jakaumaan tähtijoukoissa sekä teorioihin tähtien rakenteesta. Tähden pitää koossa sen keskustan ydinfuusioiden säteilypaineen sekä tähden vetovoiman välinen tasapaino. Yli 150 massaisten tähtien on arveltu omaavan liian suuren säteilypaineen, jota tähden gravitaatio ei pysty enää kompensoimaan. Tutkijat löysivät jättiläistähdet ESO:n VLT -teleskoopilla havaitessaan kahta tähtijoukkoa NGC 3603 ja RMC 136a. RMC 136a sijaitsee 165 000 valovuoden päässä Suuressa Magellanin Pilvessä, ja tutkijat löysivät sen noin 100 000 tähden joukosta neljä yli 150 auringonmassaista tähteä. Yksi niistä, nimeltään R136a1, on juuri yllä mainittu kaikista massiivisin ja kirkkain tähän mennessä havaituista tähdistä. Koska massiiviset tähdet syntyvät raskaina ja elämänkaarensa aikana menettävät huomattavia määriä ainetta tähtituulien avulla, on R136a1 ollut syntyessään vieläkin raskaampi, tutkijoiden mukaan noin 320 auringonmassainen jättiläinen. Kuinka se on päätynyt niinkin suureksi on vielä tutkijoille suuri mysteeri. Yli 150 auringonmassaiset tähdet tuovat myös uuden päätöspisteen tähtien evoluutiolle: ei mitään. Yleensä kulutettuaan polttoaineensa loppuun tähti päätyy joko valkoiseksi kääpiöksi, neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi. Mutta nk. pair-instability supernova -teorian mukaan yli 150 auringonmassaisten, elämänsä loppuvaiheessa olevien tähtien säteily on niiden keskustassa niin intensiivistä, että fotonit muuttuvat spontaanisti elektroni-positroni pareiksi aiheuttaen supernovan, josta ei jää jäljelle yhtään mitään.

Tähtien kokoluokat pienimmästä (punaiset kääpiöt) suurinpaan (R136a1). Credit: ESO/M. Kornmesser

ESO:n lehdistötiedote

Kvanttimekaniikka selvisi kolmoisrakokeesta

Yksi kuuluisimpia kvanttimekaniikan outouksia esittelevistä kokeista on kaksoisrakokoe. Siinä läpinäkymätöntä kappaletta sisältäen kaksi pientä rakoa valaistaan, jonka seurauksena valon fotonit interferoivat keskenään kulkiessaan rakojen läpi luoden aaltomaisen kuvion kappaleen toisella puolella koostuen kirkkaammista huipuista ja himmeämmistä laaksoista vastaten kohtia, joissa fotonien aallonpituudet interferoivat konstruktiivisesti tai destruktiivisesti. Okei, sama ilmiö esiintyy esimerkiksi vedellä, no big deal, mutta entäs jos sama koe toistetaan siten, että lähetetään fotoneita yksi kerrallaan kohti kaksoisrakoa? Tulokseksi saamme täsmälleen saman interferenssikuvion. Kulkiessaan kaksoisraon läpi, fotoni itseasiassa kulkee sen läpi todennäköisyysaaltona, ja nämä todennäköisyydet, eli missä fotoni todennäköisesti sijaitsee, interferoivat keskenään rakojen toisella puolen. Nyt alkaa kuulostaa kvanttimekaniikalta. Sama koe voidaan toistaa myös aineella, esimerkiksi elektroneilla, joka intuitiivisesti on ”kiinteää” ainetta, mutta kohdatessaan kaksoisraon sekin käyttäytyy todennäköisyysaaltona. Mitä sitten tapahtuu jos rakoja onkin enemmän kuin kaksi? Uuden tutkimuksen mukaan, jossa testattiin miten fotonit käyttäytyvät kohdatessaan kahden raon sijasta kolme, vastaus on jokseensakin tylsä: ei mitään. Kokeessa tuloksena syntynyt interferenssikuvio pystyttiin selittämään sekoituksena monesta eri kaksoisrakointerferenssistä. Tutkimus on kuitenkin merkittävä siinä suhteessa, että se vahvistaa nk. Bornin lain (1% virhemarginaalilla) eli yhden kvanttimekaniikan aksiooman, jonka mukaan kvanttimekaanista interferenssiä voi tapahtua vain kahden todennäköisyyden välillä. Teoreettisten fysiikkojen graalin malja on yhdistää kvanttimekaniikka sekä yleinen suhteellisuusteoria, ja lähtökohtana yhdistymiselle on haettu jommankumman teorian yleistystä niin, että se sisältäisi molemmat teoriat. Kvanttimekaniikan yleistys vaatisi Bornin lain rikkomista ja kokeellisesti se ei näyttäisi olevan mahdollista.

Science-lehdessä julkaistu tieteellinen artikkeli

Kvasaari gravitaatiolinssinä

Credit: Courbin, Meylan, Djorgovski, et al., EPFL/Caltech/WMKO

Gravitaatiolinssi on suhteellisuusteorian ennustama ilmiö, joka toimii tähtitieteilijöiden iloksi maailman suurimpana teleskooppina. Siinä taustalla olevan kohteen valo taipuu edustalla sijaitsevan massiivisen kohteen gravitaation ansiosta muodostaen useamman suurentuneen kuvan taustakohteesta. Gravitaatiolinssi on erityisesti kätevä kun tutkitaan erittäin kaukaisia kvasaareja, joiden valo taipuu läheisempien galaksien painovoiman avustuksella. Tutkijat ovat kuitenkin löytäneet nyt ensimmäisen kvasaarin, joka toimii gravitaatiolinssinä kaukaisemmalle galaksille. Kvasaari SDSS J0013+1523 sijaitsee 1.6 miljardin valovuoden päässä ja sen ympäriltä havaittiin kaksi vääristynyttä kuvaa galaksista, joka sijaitsee 5.9 miljardin valovuoden päässä kvasaarin takana. Koska kvasaarin keskustan supermassiivinen musta aukko voi kirkkaudellaan peittää koko sen kotigalaksin kaikkien tähtien yhteenlasketun valon on itse kotigalaksin tutkiminen erittäin vaikeaa. Kyseessä olevan tutkimuksen ansiosta kvasaarin kotigalaksin massa kuitenkin pystyttiin laskemaan hyvinkin tarkasti perustuen juuri gravitaatiolinssi-ilmiöön.

Tieteellinen artikkeli (arXiv)

Viikon video: Kaikki räjäytetyt atomipommit 1945-1998

2053. Ei järjen hiventäkään.

[blip.tv ?posts_id=1671472&dest=-1]


Mustia aukkoja Prahassa

Olen tällä hetkellä Prahassa Probing Strong Gravity Near Black Holes -konferenssissa tutustumassa mustien aukkojen tutkimuksen eturintamaan. Konferenssi keskittyy nimensä mukaisesti tutkimaan voimakasta painovoimakenttää mustien aukkojen läheisyydessä. Alla hieman ”muistiinpanoja” konferenssissa kuulluista esitelmistä.

Mustien aukkojen kauneus piilee niiden yksinkertaisuudessa. Mikä tahansa musta aukko voidaan kuvata kahdella parametrilla: mustan aukon massalla ja pyörimisnopeudella. Kun meillä on hallussa nämä kaksi parametria, ne voidaan syöttää suhteellisuusteoriaan, joka sylkäisee koko mustan aukon aiheuttaman gravitaatiokentän sisuksistaan. Helppoa… tai sitten ei. Koska mustat aukot ovat nimensä mukaisesti mustia, tarvitaan jotain, joka valaisee mustan aukon ympäristön. Tällöin musta aukko korostuu ”mustuudessaan” taustasta, koska emme voi havaita säteilyä enää tapahtumahorisontin sisäpuolelta. Tämä jotain on materiaa, joka putoaa kohti aukkoa muodostaen kertymäkiekon aukon ympärille. Kertymäkiekko, joka tarvitaan mustan aukon paljastamiseksi, mutkistaa asioita huomattavasti. Lähellä mustaa aukkoa, erittäin voimakkaassa painovoimakentässä, kiekko kuumenee erittäin paljon johtuen plasman viskositeetistä ja säteilee lämpönsä röntgensäteinä. Plasma on myös magneettista, joka voi aiheuttaa kiekossa paikallisesti lisäkuumenemista ja yhdistettynä mustan aukon pyörimiseen valtavan energeettisiä hiukkassuihkuja. Havaitsemalla mustia aukkoja kaksoistähtijärjestelmissä tai galaksien ytimissä astrofyysikot voivat saada vastauksia prosesseista lähellä tapahtumahorisonttia, plasman käyttäytymisestä äärimmäisessä painovoimakentässä ja samalla havainnot testaavat myös suhteellisuusteorian paikkansapitävyyttä.

Ensimmäinen päivä keskittyi auringonmassaisten mustien aukkojen tutkimukseen Linnunradassa. Se alkoi Ron Remillardin (MIT) esitelmällä musta aukko röntgenkaksoistähtien eri röntgentiloista ja kvasiperiodisista oskillaatioista (QPO), karkeasti suomennettuna enemmän tai vähemmän säännöllisestä jaksollisuudesta kohteesta mitatussa aikasarjassa. Yleisesti ottaen tutkijat ovat sitä mieltä, että lähellä mustaa aukkoa plasma jakautuu kahteen komponenttiin: kertymäkiekkoon ja ns. koronaan. Eri röntgentilat heijastavat sitä, milloin nämä kaksi komponenttia esiintyvät ja miten ne vaikuttavat toinen toiseensa lähellä mustaa aukkoa fotonien heijastuessa tai sirotessa ”kylmästä” (~1 keV eli ~10 miljoonaa astetta) kiekosta tai ”kuumasta” (~100 keV eli noin miljardi astetta) koronasta. QPO:iden taas ajatellaan olevan äkillisiä kirkkaita purkauksia kertymäkiekossa, jotka lähellä mustaa aukkoa kiertävät tapahtumahorisonttia erittäin lähellä, lähettäen näin säännöllisiä pulsseja ennen kuin putoavat tapahtumahorisontin sisäpuolelle. Eri taajuuden omaavien QPO:iden arvellaan johtuvan relativistisista efekteistä lähellä mustaa aukkoa, kuten suhteellisuusteoreettinen prekessio ja Lense-Thirring efekti (Luigi Stella, INAF), tai kyseessä voi olla kertymäkiekon plasman muodostava prekessoiva rinkula (Omar Blaes, UC Santa Barbara; Adam Ingram, University of Durham). Päivä jatkui Jörn Wilmsin (ECAP) esitelmällä mustien aukkojen viivaspektroskopiasta. Emissioviivat röntgenspektrissä ovat ikään kuin atomien kädenjälkiä ja tärkein niistä on kertymäkiekon plasmassa esiintyvä rauta. Lähellä mustaa aukkoa viivaprofiili muuttuu relativististen efektien kuten punasiirtymän, valon taipumisen tai relativistisen Doppler-siirtymän ansiosta. Iltapäivällä painopiste siirtyi mustien aukkojen pyörimisnopeuden mittaamiseen ja Jeffrey McClintockin (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) esitelmässä pyörimisnopeutta haettiin tutkimalla röngenkaksoistähtien röntgentilaa, jolloin kertymäkiekko ulottuu tietylle radalle aivan lähelle mustan aukon tapahtumahorisonttia (tutuille ISCO, Inner-most Stable Circular Orbit), jonka sijainti riippuu mustan aukon pyörimisnopeudesta. Toisaalta mustan aukon pyörimisnopeus aiheuttaa relativistisia efektejä, joita havaitaan raudan emissioviivasta. Ongelmia esiintyy kuitenkin näiden kahden metodin yhdistämisestä (Mari Kolehmainen, University of Durham). Raudan emissioviivan relativistisia efektejä on havaittu myös röntgentiloista, joissa kertymäkiekko on ajateltu sijaitsevan huomattavasti kauempana ISCO:sta (Jörn Wilms), mutta toisaalta niiden on havaittu myös puuttuvan näistä tiloista (Emrah Kalemci, Sabanci University). Suurimmat ongelmat liityvätkin eri röntgentilojen fysikaaliseen tulkintaan, milloin relativistisia efektejä havaitaan ja milloin ei, ja kuinka QPO:t sopivat kuvaan sekä mikä on niiden fysikaalinen perusta.

Toisen päivän aiheena olivat supermassiiviset mustat aukot. Periaatteessa kaikki samat efektit ovat näkyvissä supermassiivissa mustissa aukoissa kuin auringonmassaisissa mustissa aukoissa, mutta skaalattuna massan mukaan, mikä pidentää tapahtumien aikaskaalaa. Tämä vertaus ei kuitenkaan ole täydellinen, kuten kävi ilmi Ari Laorin (Israel Institute of Technology) esitelmästä, jossa aktiivisen galaksiytimen kertymäkiekon spektri eroaa auringonmassaisten mustien aukkojen kertymäkiekkojen spektristä. Myös QPO:iden puuttuminen supermassiivisten mustien aukkojen ympäriltä on hämmentänyt tutkijoita, ja vihdoin ensimmäinen sellainen on löytynyt (Matthew Middleton, University of Durham) vain hävitäkseen uudestaan seuraavissa havainnoissa. Supermassiivisten mustien aukkojen aiheuttamia relativistisia efektejä voidaan toki tutkia myös raudan emissioviivasta ja muista heijastusefekteistä. Näistä mielenkiintoisimmaksi nousi valon taipuminen lähellä mustaa aukkoa: kertymäkiekosta tuleva fotoni taipuu mustan aukon gravitaatiokentässä ja heijastuu takaisin kertymäkiekkoon ja kimpoaa siitä kohti havaitsijaa (Kazushi Iwasawa, INAF; Michal Dovciak, Checz Astronomical Institute; Dom Walton, University of Cambridge).

Kolmas päivä alkoi Linnunradan keskustan supermassivisen mustan aukon, Sgr A*, merkeissä ja iltapäivällä siirtyi tulevaisuuden observatorioihin. Sgr A* on siitä mielenkiintoinen kohde, että sen läheisen sijainnin ansiosta yksittäisten tähtien liike Sgr A*:n ympäri voidaan havaita. Keskustan suuren tähtitiheyden vuoksi on mahdollista, että mustaa aukkoa tarpeeksi läheltä kulkeva tähti muuttuu ns. ”pannukakkutähdeksi” mustan aukon voimakkaan vuorovesivoiman ansiosta tai se voi saada mustalta aukolta valtavan gravitaatiopotkun, joka lisää tähden vauhdin prosentteihin valonnopeudesta (Shiho Kobayashi, Liverpool John Moores Univerisity). Mielenkiintoisin Sgr A* ympärillä kiertävistä tähdistä on S2, joka kiertää mustaa aukkoa niin läheltä, että tarpeeksi tarkoilla havainnoilla voidaan testata suhteellisuusteorian aiheuttamia efektejä, tosin arviolta vasta vuonna 2020 (Tobias Fritz, MPI). Tulevaisuuden observatorioista mielenkiintoisimmat koskevat mustan aukon kuvaamista. Alimillimetrialueen interferometrialla tai ns. space-VLBI observatoriolla päästää niin suuriin resoluutioihin, että mustan aukon aiheuttama ”varjo” kertymäkiekkoa vasten voidaan suoraan havaita (Makoto Miyoshi, NAOJ; Seiji Kameno, Kagoshima University).

Kaiken kaikkiaan mustien aukkojen tutkimuksessa ollaan siirrytty eteenpäin: kymmenisen vuotta sitten erimielisyyksiä aiheutti se, onko mustia aukkoja ylipäätään olemassa ja mikä niiden massa on. Nyt ollaan päästy tilanteeseen, jossa suurin osa tutkijoista hyväksyy mustien aukkojen olemassaolon ja kymmenien mustien aukkojen massat tiedetään jo hyvinkin tarkasti. Tulevaisuuden kysymykset sijoittuvatkin mustien aukkojen pyörimisnopeuden mittaamiseen, QPO:den fysikaalisen perustan selvittämiseen ja uuden tekniikan myötä myös itse mustien aukkojen kuvaamiseen. Over and out.


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.