uniVersI/O


Category Archive

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

Neutriinon tarina

Credit: Berkeley Lab

On aika rikkoa bittihiljaisuus ja tarttua jälleen kynän varteen. Syksyn varmasti yksi puhutuimmista tiedeuutisista oli havainto valoa nopeammista neutriinoista, jossa tutkijat lähettivät myonin neutriinosuihkun CERN:stä Genevestä läpi Alppien (piittaamatta vuorista lainkaan, koska neutriinot eivät juurikaan reagoi aineen kanssa) Italiaan 732 kilometrin pääähän, jossa muutamia neutriinoja havaittiin OPERA-ilmaisimella. Neutriinojen koko matka kellotetaan hyvin tarkasti GPS-synkronoituja kelloja käyttäen, ja jaettuna neutriinojen kulkema matka sen kulkemiseen käytetyllä ajalla, tutkijat saivat tulokseksi nopeuden, joka on himpun verran (2-3*10-5) suurempi kuin valonnopeus (299 792 458 m/s), eli neutriinot kulkivat noin 6000-9000 m/s ylivalonnopeutta. Mikäli havainto voidaan toistaa toisistaan riippumattomalla kokeella ja näin ollen tuoda lisää varmuutta valonnopeuden rikkomiseen, tulos on erittäin mielenkiintoinen ja varmasti vuosisadan havainto. Toisaalta, jo nyt on kerääntynyt hyviä syitä miksi havainto ei ehkä vastaakaan todellisuutta. Mutta ennen paneutumista tähän tutkimukseen on hyvä kerrata, miten nämä lähestulkoon olemattomat hiukkaset löysivät tiensä fyysikoiden hiukkasarsenaaliin.

Neutriinojen esiinmarssi radioaktiivisuuden pelastajina

Neutriinot ilmestyivät ensimmäistä kertaa hiukkasfysiikkaan vuonna 1930 epätoivoisena yrityksenä pelastaa tietyntyyppisten radioaktiivisten hiukkasten hajoaminen. 1800-luvun loppupuolella lähtien tiedettiin, että jotkut atomit ovat radioaktiivisia, jotka satunnaisesti säteilevät energeettisiä hiukkasia. Radioaktiivisuuden tutkijat, kuten Henri Becquerel ja Marie Curie sekä hänen miehensä Pierre osoittivat, että radioaktiivista säteilyä on kolmentyyppistä: alfa-, beta– ja gammasäteilyä (nimetty kolmen ensimmäisen kreikkalaisen aakkosen mukaan). Curieiden tutkimusten mukaan samaan aikaan kun radioaktiiviset atomit säteilevät betasäteilyä ne muuttuvat kevyemmiksi atomeiksi, joilla on positiivinen varaus. Tasapainottaakseen ytimien positiivisen varauksen betasäteily, joka koostuu elektroneista, kuljettaa mukanaan saman verran negatiivista varausta. Esimerkiksi tietyn tyyppisistä kaliumatomeista tulee kalsiumatomeja niiden säteillessä betasäteilyä. Curiet ajattelivat, että joka kerta kun betahajoaminen tapahtuu, siinä syntyvällä elektronilla on saman suuruinen energia, koska Einsteinin mukaan massa on energiaa (E=mc²) elektronin energia vastaisi täten kaliumytimen menettämää massaa sen muuttuessa kalsiumytimeksi. Koska kalium- ja kalsiumytimien massat tunnettiin tarkkaan jo Curieiden aikaan, elektronien energia pystyttiin ennustamaan tarkasti. Hyvästä teoriasta huolimatta betasäteilyn elektronien energia ei vastannut teorian mukaista massan menetystä vaan elektroneiden energia vaihteli arvosta toiseen. Mutta asiat olivat vieläkin huonommin, nimittäin näytti siltä, että massan ja energian kokonaismäärä ei säilynyt betahajoamisessa. Pelastavana toimenpiteenä itävaltalainen fyysikko Wolfgang Pauli ehdotti, vaikkei sitä edes itse tosissaan uskonut, että betahajoamisessa syntyi elektronin lisäksi myös toinen hiukkanen, joka kuljettaisi mukanaan osan energiasta. Tämän lisäksi energia pystyi jakautumaan näiden kahden hiukkasen välillä eri tavalla, jolloin elektronilla voi olla suurempi tai pienempi energia hajoamisprosessissa. Pauli antoi toistaiseksi hypoteettiselle hiukkaselle nimeksi neutroni, mutta myöhemmin se muutettiin neutriinoksi (”pikku neutroni” italiaksi), koska muutama vuosi myöhemmin brittifyysikko James Chadwick löysi hiukkasen atomin ytimestä, jonka tänä päivänä tunnemme nimellä neutroni. Paulin uuden hiukkasen ja Chadwickin neutronin pohjalta italialainen fyysikko Enrico Fermi kehitti betahajoamisen teorian, joka selitti kaikki tehdyt havainnot. Hän osoitti, että kun raskaampi radioaktiivinen ydin muuttuu kevyemmäksi betahajoamisessa, niin itseasiassa ytimen yksi neutroneista hajoaa protoniksi, elektroniksi ja Paulin uudeksi hiukkaseksi, neutriinoksi. Kaikki hiukkasten väliset reaktiot pohjautuvat johonkin voimaan. Mutta mikä voima oli vastuussa neutronin hajoamisesta? Fermin julkaistessa teoriansa betahajoamisesta ainoa voima, jonka tiedettiin operoivan hiukkastasolla oli sähkömagneettinen voima. Fermi kuitenkin laski, että mikäli neutronin hajoamisen aiheuttaa sähkömagneettinen voima sen olisi pitänyt tapahtua miljardi kertaa useammin kuin havainnot antoivat olettaa. Niinpä Fermi ehdottikin uutta heikkoa atomitason voimaa (joka myöhemmin on vahvistettu heikoksi vuorovaikutukseksi), joka olisi vastuussa neutronin hajoamisesta. Neutriinojen havaitsemiseen meni kuitenkin vielä yli kaksikymmentä vuotta Fermin teorian julkaisemisesta.

Olemattomat hiukkaset putkahtavat esiin ydinvoimaloista

Vuonna 1959 neutriinoja havaittiin ensimmäisen kerran kokeella, nimeltään Poltergeist, joka mittasi ydinreaktorista tulevia neutriinoja. Ydinvoimaloissa energiaa tuotetaan fissiolla, joka sivutuotteena tuottaa valtavasti neutriinoja. Projekti Poltergeist havaitsi ydinreaktorista yhden neutriinon muutamassa tunnissa, siitä huolimatta, että neutriinoja lensi ilmaisimen jokaisen neliösenttimetrin läpi miljardeja sekunnissa. Joka tapauksessa neutriinoja kuitenkin havaittiin jolloin Paulin sekä Fermin teoriat saivat viimein varmistuksen, ja hiukkasfysiikkaan muodostui uusi osa-alue: neutriinofysiikka. Neutriinojen löydyttyä fyysikot havaitsivat, että itseasiassa yhden neutriinon sijaan neutriinoja onkin kolmea eri tyyppiä. Lisäksi niiden havaittiin olevan massattomia tai hyvin keveitä ja liikkuvan lähes valonnopeudella. Nämä hiukkasmaailman kummitukset täyttävät maailmankaikkeuden jokaisen kolkan valtavina määrinä. Miljardeja neutriinoja kulkee lävitsesi joka sekunti huomaamattasi. Käytännössä katsoen neutriinot ovat kuin toisesta maailmasta, ne ovat lähes tulkoon kytkeytyneet kokonaan irti siitä maailmankaikkeudesta jonka tunnemme.

Pimeän aineen heikkopeikko

Nyky-kosmologian mukaan maailmankaikkeuden massa-energiatiheys koostuu enimmäkseen meille näkymättömästä tavarasta. Pimeä energia kattaa siitä noin 72%, pimeä aine noin 23% ja loput vajaa viisi prosenttia jää ”normaalille” aineelle, kuten galakseille, tähdille, planeetoille, apinoille ja kahvikupeille. Neutriinojen häilyvä olemus sopii kuin nenä päähän pimeän aineen kandidaatiksi. Kun maailmankaikkeus oli nuori ja erittäin kuuma, neutriinoja syntyi valtava määrä, joiden arvellaan säilyneen nykypäivään saakka. Keskimäärin maailmankaikkeudessa arvioidaan olevan kymmeniä miljoonia neutriinoja kuutiometrissä. Mikäli neutriinoilla on pikkiriikkisenkin verran massaa, noin sadastuhannesosa elektronin massasta, riittäisi se kattamaan koko pimeän aineen osuuden maailmankaikkeudessa. Mutta kuinka neutriino punnitaan? Neutriinojen massan arvoitus ratkesi yllättäen havaitsemalla meitä lähintä tähteä, eli Aurinkoa. Auringon keskustassa tapahtuvat fuusioreaktiot tuottavat sivutuotteena neutriinoja. Ensimmäistä kertaa Auringon neutriinot havaittiin Etelä-Dakotassa vanhassa kultakaivoksessa sijaitsevalla Homestake-kokeella vuonna 1968, jossa puolentoista kilometrin syvyydellä sijaitsevaan kaivokseen sijoitettiin 380 kuutiometrin tankki täynnä tetrakloorietyleeniä, joka on tavallisessa kemiallisessa pesussa käytettävä liuotin. Tankki haluttiin sijoittaa mahdollisimman syvälle, jotta muut häiriötekijät eivät pääsisi tuottamaan ilmaisimeen kohinaa. Neutriinon tönäistessä klooriatomia, se muuttuu radioaktiiviseksi argonin isotoopiksi, joka voidaan heliumia apuna käyttäen kerätä tankista talteen ja laskea sen määrä, joka vastaa kaapattujen neutriinojen määrää. Homestake-kokeen Auringosta havaitsemien neutriinojen määrä ei kuitenkaan vastannut teoreetikkojen ennustamaa määrää, vaan oli kolme kertaa tätä pienempi. Joko Auringon neutriinotuotannon laskut olivat täysin pielessä tai neutriinoille tapahtui jotain matkalla Auringosta Maahan. Vasta vuonna 1998 tutkijat saivat todisteita siitä, että kaikki Auringosta tulevat neutriinot eivät saavu Maahan asti tai ne muuttuvat matkalla jollakin tapaa. Tulokset saatiin Super-Kamiokande kokeesta, joka alunperin suunniteltiin havaitsemaan protonien hajoamista, mutta joka on osoittautunut erittäin hyväksi neutriino-observatorioksi. Super-Kamiokande on valtava tankki täynnä erittäin puhdasta vettä, joka sijaitsee kilometrin syvyydellä maanpinnan alapuolella. Tankissa olevaa vettä, jota on 50 000 tonnia, ympäröi 13 000 ilmaisinta, jotka pystyvät havaitsemaan äärimmäisen heikkoa valoa, parhaimmillaan jopa yksittäisen fotonin. Yksi tuhannesta miljardista neutriinosta joka kulkee tankin läpi osuu neutroniin tai protoniin, joka tuottaa minimaalisen valon välähdyksen. Laskemalla välähdysten määrä voitiin Auringosta tulevien neutriinojen määrä laskea. Tulokseksi saatiin noin puolet oletetusta Auringon neutriinojen määrästä. Tulos voi kuulostaa pettymykseltä, mutta Super-Kamiokande osoitti neutriinojen mielenkiintoisimman ominaisuuden – yhden tyyppiset neutriinot voivat muuttua matkallaan toisen tyyppisiksi neutriinoiksi. Super-Kamiokande mittaa kaikista herkimmin elektronin neutriinoita (toiset neutriinot ollen myonin neutriinoita ja taun neutriinoita), ja havainnot osoittivat, että puolet Auringossa syntyvistä elektronin neutriinoista muuttuu matkalla myonin tai taun neutriinoiksi. Näin ollen sekä Homestaken että Super-Kamiokanden havainnot pystyttiin selittämään neutriinojen muuttumisella toisikseen, eli neutriinojen oskillaatiolla. Viimeinen niitti neutriinojen mysteeriin tuli vuonna 2001, kun Solar Neutrino -observatorio Sudburyn kaivoksessa Kanadassa havaitsi Auringosta tulevia kaiken tyyppisiä neutriinoja ja havaitsi niiden vastaavan teorian mukaista neutriinojen määrää olettaen, että osa elektronin neutriinoista muuttuu matkalla toisiksi neutriinoiksi. Neutriinojen oskillaatio osoitti, että ainakin kahden tyyppisillä neutriinoilla on massaa. Kvanttimekaniikan mukaan kahden hiukkastyypin välillä oskilloivat hiukkaset muuttuvat toisikseen sitä nopeammin, mitä suurempi massaero niillä on. Jos kaikki neutriinot olisivat massattomia oskillaatiota ei tapahtuisi. Näin ollen ainakin kahden tyyppisellä neutriinolla on oltava nollasta eroava massa, jolloin niiden voidaan ajatella olevan heikosti vuorovaikuttavaa pimeää ainetta. Neutriinot kuuluvatkin pimeän aineen kandidaatteihin, joita kutsutaan yhteisnimikkeellä WIMP (Weakly Interacting Massive Particle). Myöhemmin on kuitenkin osoitettu, että neutriinot eivät riitä kattamaan kaikkea pimeän aineen määrää, vaan itseasiassa suurinosa pimeästä aineesta on jotain muuta, joka liikkuu huomattavasti hitaammin kuin neutriinot.

OPERAn kummitus

Hiukkasfysiikassa samoin kuin tähtitieteessä tutkitaan luontoa äärimmäisillään, jolloin koevälineet ovat tulevaisuuden teknologiaa siinä mielessä, että niistä poikivat spin-offit kaupalliseen käyttöön materialisoituvat vasta vuosikymmenten päästä (esim. internetin esimuoto kehitettiin CERN:ssä, ja digikameroiden yleistyminen johtui tähtitieteilijöiden tarpeesta saada käyttöönsä mahdollisimman hyviä CCD-kennoja), sekä havaittavat ilmiöt ovat yleensä äärimmäisen heikkoja, jolloin havaittavat signaalit eivät välttämättä ylitä kohinan määrää datassa. Yleensä nyrkkisääntönä pidetään, että merkittävän signaalin täytyy ylittää vähintään kolmen, mielellään viiden sigman tilastollinen merkittävyys, jolloin on 0.26% (kolme sigmaa) tai 0.000057% (viisi sigmaa) mahdollisuus, että havaittu signaali on osa kohinaa. Esimerkiksi tällä hetkellä Higgsin bosoni on havaittu noin 2 sigman tarkkuudella, mikä ei ole vielä riittävä tulos sen toteamiseksi. Nyt tutkijat kuitenkin mittasivat neutriinojen nopeuden kuuden sigman tarkkuudella, eli on erittäin epätodennäköistä, että mittaustulos olisi kohinaa.

Oletetaan, että neutriinot todellakin kulkevat nopeammin kuin valo tyhjiössä, mutta mitä se oikein tarkoittaa? Suhteellisuusteoriassa valonnopeus tyhjiössä on raja, jota nopeammin hiukkanen ei voi kulkea. Hypätäänpä hetkeksi hypoteettisen, lähes valonnopeutta kulkevan avaruusaluksen kyytiin matkalle Maasta Aurinkoon. Matkan aikana ehdimme sopivasti keittää ja juoda kupposen teetä ennen perille pääsyä. Voimme siis ajatella, että Aurinko on teen keiton ja yhden kupillisen juomiseen kuluvan ajan päässä Maasta. Mutta jos lisäämme alukseemme pökköä pesään, huomaamme että emme enää ehdikkään juomaan teetä ennen kuin olemme jo perillä. Eli meidän näkökulmasta katsoen Aurinko onkin enää teen keittoon kuluvan ajan päässä Maasta. Mikäli pystyisimme pusertamaan aluksemme kulkemaan valonnopeudella huomaisimme, että olemme perillä samaan aikaan kun lähdimme liikkeelle. Itseasiassa riippumatta kuljettavasta matkasta, oli se sitten Maasta Aurinkoon tai Alfa Centauriin, huomaisimme olevamme perillä samaan aikaan kun lähdimme liikkeelle, vaikka fyysisesti kulkisimme valonnopeudella paikasta toiseen. Hinta valonnopeudella kulkemiseen on siis täydellinen ajan katoaminen. Todellisuudessa meidän ja aluksemme pitäisi olla myös massattomia, jotta yltäisimme valonnopeuteen. Mikäli ajatusleikki laajennetaan ylivalonnopeuteen huomaisimme olevamme perillä ennen kuin edes lähdimme liikkeelle. Tarpeeksi ajatusta venyttäen voimme kuvitella olevamme perillä ennen kuin olimme edes syntyneet. Ylivalonnopeudella kulkeminen mahdollistaa ajassa taaksepäin kulkemisen, jolloin kaikki isoisä-paradoksit tulevat kaupan päälle. Epäjohdonmukaisuuksista johtuen teoriat, jotka sallivat kulkemisen ajassa taaksepäin hylätään yleensä hyvin pian. Mutta voi olla mahdollista, että neutriinot kulkevat nopeammin kuin valo, vaikka ne eivät voisikaan matkustaa menneisyyteen. Yksi mahdollinen teoria on nk. Lorentzin symmetriarikko, jolloin maailmankaikkeuden täyttäisi taustakenttä, eräänlainen moderni eetteri, jonka suhteen hiukkaset voivat liikkua. Suhteellisuusteorian ytimessä on nimenomaan Lorentzin symmetria, jonka mukaan fysiikan lait ovat samat havaitsijoille, jotka liikkuvat eri nopeuksilla toistensa suhteen. Suhteellisuusteoriassa ei ole olemassa mitään absoluuttista taustaa, jonka suhteen liikkuminen tapahtuu, vaan kaikki on – niin, suhteellista – valonnopeuden ollessa kaikille havaitsijoille se suurin nopeus. On kuitenkin mahdollista, että alkuräjähdyksen jälkeen Lorentzin symmetria rikkoontui spontaanisti ja maailmankaikkeuden täytti taustakenttä, jonka kanssa neutriinot pystyvät reagoimaan mutta fotonit eivät. Neutriinot ovat kuin väreitä tässä taustakentässä samaan tapaan kuin aallot ovat väreitä veden pinnalla tai ääniaallot väreitä ilmassa. Tällöin neutriinoiden nopeus riippuu siitä mihin suuntaan ne kulkevat suhteessa taustakenttään. Jos neutriinot kulkevat valonnopeudella ja taustakenttä liikkuu jollakin nopeudella samaan suuntaan suhteessa muuhun maailmankaikkeuteen, näemme neutriinojen liikkuvan nopeammin kuin valo. Missään vaiheessa neutriinot eivät kuitenkaan matkusta menneisyyteen ja pääse tappamaan omia isovanhempiaan.

Toinen mahdollinen teoria ylivalonnopeudesta sisältää oikoreitin ylimääräisten ulottuvuuksien kautta. Mikäli maailmankaikkeudessa on olemassa lisää avaruudellisia ulottuvuuksia kolmen tuntemamme lisäksi, joita pitkin neutriinot pystyvät kulkemaan, voi niiden matkaan käyttämä aika vähentyä huomattavasti, vaikka ne eivät kulkisikaan ylivalonnopeutta. Havainnollistava esimerkki ylimääräisen ulottuvuuden tuomaan vaikutukseen voi olla vaikkapa muurahainen, joka elelee Z-muotoisen yksiulotteisen viivan pinnalla (kts. kuva alla). Olkoon muurahaisen nopeus maksiminopeus Z-maailmankaikkeudessa. Eräänä päivänä muurahainen tekee kuitenkin havainnon toisesta muurahaisesta Z:n yläkärjessä, ryntää Z:aa pitkin maksiminopeudella Z:n alakulmaan vain huomatakseen toisen muurahaisen jo olevan siellä. Niinpä Z-maailman muurahainen päättelee toisen muurahaisen kulkevan ylimuurahaisnopeudella, ja välttääksen sellaisen epäloogisuuden kehittää teorian tasomaailman muurahaisista, jotka voivat kulkea Z:n sisältävän tason pinnalla. Tällöin on helppo huomata, että ylimuurahaisnopeus ei ole tarpeellinen koska matka Z:n yläkärjestä alakulmaan on tasomaailmassa selvästi lyhyempi kuin Z-maailmassa.

Supernovat kosmisina liikennepoliiseina

Jos OPERA:n havainto osoittautuu todeksi, merkitsee se mullistavaa loikkausta eteenpäin fysiikan lakien ja maailmankaikkeuden rakenteen tutkimuksessa. Mutta kyseessä on kuitenkin vielä iso ”jos”. Vaikka mittaustulos ei olekaan kohinaa on mahdollista, että kokeessa on jokin systemaattinen virhe. Heti OPERA:n tulosten julkaisun jälkeen monen tutkijan epäily kohdistui neutriinopulssien pituuteen ja GPS-mittauksen tarkkuuteen. Aluksi CERN:stä lähetetyt neutriinopulssit olivat suhteellisen pitkiä, noin 10 mikrosekuntia, joka aiheutti suuren virheen neutriinojen matka-ajan mittaukseen. Neutriinojen käyttämä matka-aika oli noin 60 nanosekuntia nopeampi kuin valon, ja 10 mikrosekuntia on noin 150 kertaa suurempi kuin tuo 60 nanosekuntia, joten pienetkin epäselvyydet missä vaiheessa pulssia neutriinot sijaitsevat voivat helposti johtaa mitattuun eroon. Marraskuussa tehdyt uudet mittaukset käyttäen tuhat kertaa lyhyempiä pulsseja kuitenkin osoittivat, että virheen syy ei ollut neutriinopulsseissa, ja neutriinojen mitattiin edelleen kulkevan ylivalonnopeudella. GPS-mittauksen tarkkuus voi kuitenkin vielä olla mahdollinen virhetekijä. Neutriinojen matka-ajan mittaus on äärimmäisen tarkkaa puuhaa, joten pienikin ero CERN:in ja OPERA:n kellojen synkronoinnissa voi johtaa mitattuun valonnopeuden ylitykseen. Koska yleisen suhteellisuusteorian mukaan painovoima kaareuttaa aika-avaruutta, eri painovoimaolosuhteet (esim. korkeus maanpinnasta) vaikuttavat siihen kuinka nopeasti kellot mittaavat aikaa. Pienetkin huomiotta jääneet erot CERN:n ja OPERA:n painovoimakentissä voivat johtaa virheeseen matka-ajan mittauksessa. Sitten on toki mahdollista, että on olemassa virhetekijöitä joita kukaan ei ole vielä ajatellut. Tärkeintä olisikin, että neutriinojen nopeudesta saataisiin toisistaan riippumattomia mittauksia toisilla koelaitoksilla.

Credit: NASA/Hubble Heritage

Yksi riippumaton mittaustulos on kuitenkin jo saatu, nimittäin supernovasta SN1987A. Vuonna 1987 yllä esitelty Super-Kamiokande havaitsi neutriinosuihkun (kokonaiset 12 neutriinoa!) SN1987A:sta. Myös kaksi muuta neutriinoilmaisinta havaitsi saman neutriinosuihkun: IMB Ohiossa, Yhdysvalloissa havaitsi samaan aikaan 8 neutriinoa ja Baksan Venäjällä 5 neutriinoa. Tässä kohtaa on hyvä pysähtyä ja miettiä kuinka häilyväsiä neutriinot todellakin ovat. Supernovassa syntyi arviolta 1058 neutriinoa, jotka levisivät tasaisesti joka puolelle ympäröivään avaruuteen. Tätä voi ajatella kuvittelemalla alati laajenevan neutriinokuplan, josta pieni osa pyyhkäisee Maapallon yli kun kupla on säteeltään 168 000 valovuotta, joka on etäisyys Maasta SN1987A:han. Laimennuskerroin neutriinojen määrässä on tällöin 1/4πD² ≈ 1/1044 m², missä D on etäisyys supernovaan. Huolimatta valtavasta etäisyydestä meihin neutriinoja riittää vieläkin noin 1014 kappaletta neliömetrille, joista kolme neutriinoilmaisinta havaitsi yhteensä 25 kappaletta! Vain kolme tuntia neutriinojen jälkeen supernova havaittiin näkyvän valon aallonpituudella. Jos neutriinot ja fotonit lähtivät samasta paikasta samaan aikaan, olisivat neutriinot kulkeneet ylivalonnopeutta, joka toisi niille matkaetua kolme tuntia 168 000 valovuodessa. Tämä on kuitenkin huomattavasti pienempi valonnopeuden ylitys kuin OPERA:n neutriinoilla. Mikäli neutriinot supernova 1987A:sta olisivat kulkeneet samalla nopeudella kuin OPERA:n neutriinot, olisi niiden pitänyt olla perillä Maassa neljä vuotta aikaisemmin. Sen lisäksi neutriinojen ja näkyvän valon välillä oleva ero on helposti selitettävissä supernovien syntyteorialla, jossa räjähdys alkaa tähden keskustassa lähettäen valtavan määrän neutriinoja, jotka lentävät ympäröivään avaruuteen välittämättä ympärillä olevasta tähdestä. Räjähtävän tähden pinta ei kuitenkaan ole tietoinen sen keskustassa tapahtuneesta räjähdyksestä ennen kuin tieto siitä saapuu pinnalle shokkiaaltojen muodossa noin kolme tuntia räjähdyksen jälkeen, jotka lopullisesti posauttavat tähden ja tällöin räjähdyksessä syntyneet fotonit pääsevät esteettä etenemään ympäröivään avaruuteen. Ainakin tämän supernovahavainnon mukaan neutriinot kulkisivat lähes tarkalleen valonnopeudella, mikä sotisi OPERA:n mittauksia vastaan.

En jaksanut lukea, joten hyppäsin loppuun

Kulkevatko neutriinot nopeammin kuin valo? Se on epätodennäköistä, mutta ei täysin mahdotonta.

No mistä kaikki sitten oikein hössöttää? Koska hiukkasfyysikot ovat tehneet erittäin tarkan mittauksen ja tarkistaneet kaikki mahdolliset virheet moneen kertaan ja edelleen neutriinot näyttävät kulkevan nopeammin kuin valo. Niinpä hämmentyneet tutkijat julkaisivat tuloksensa odottaen, että joku keksisi uuden virhetekijän, joka selittäisi tuloksen tai tekisi uuden mittauksen, joka vahvistaisi tai kumoaisi havaitun ylivalonnopeudella liikkumisen.

Miksi neutriinojen ylivalonnopeudella liikkuminen on sitten epätodennäköistä? Tutkijat ovat kerran havainneet sekä fotoniryöpyn että neutriinosuihkun räjähtävästä supernovasta, jotka saapuivat samaan aikaan havaintolaitteisiin osoittaen, että neutriinot kulkevat lähes tarkalleen valonnopeudella.

Mitä nämä neutriinot oikeastaan ovat? Erittäin heikosti tavallisen aineen kanssa vuorovaikuttavia hiukkasia, joiden arvellaan kattavan noin 10% maailmankaikkeuden pimeästä aineesta.

Miksi tämä ketään kiinnostaa? Jos neutriinot havaitaan kulkevan ylivalonnopeudella toisistaan riippumattomilla kokeilla, joka näin ollen todistaisi valonnopeuden rikkomisen, olisi se vähintäänkin maailmankaikkeuden ymmärrystämme mullistava havainto. Jos kokeet osoittaisivat, että maailmankaikkeudessa on avaruudellisia ulottuvuuksia enemmän kuin tähän mennessä tuntemamme kolme ulottuvuutta, olisi se mullistavampaa kuin havainto siitä, että Maa ei olekaan maailmankaikkeuden keskipiste vaan se kiertää Aurinkoa, joka kiertää Linnunradan keskustaa galaksissa, joka on vain yksi sadoista miljoonista galakseista maailmankaikkeudessa. Koko käsityksemme maailmankaikkeuden rakenteesta muuttuisi kertaheitolla.

Mainokset

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 12+13/11

Kuten olette varmaan huomanneet, blogia on viime aikoina päivitetty harvakseltaan. Tämä johtuu siitä, että minulla on tällä hetkellä kädet täynnä töitä väitöskirjan parissa, ja todennäköisesti tämä trendi jatkuu vielä tulevaisuudessakin. Toivon mukaan tiedeuutiset maistuvat vielä, vaikka niitä tuleekin tänne hieman hitaammalla tahdilla.

Asteroidien louhinta ja Maan ulkopuolinen älyllinen elämä

Maan ulkopuolisen älyllisen elämän etsiminen on yksi tieteen mielenkiintoisimmista kysymyksistä, mutta menetelmät sen toteuttamiseen ovat toistaiseksi lähes olemattomat. Tähän mennessä ainoa keino on ollut etsiä keinotekoisia radiosignaaleja lähimmistä tähtijärjestelmistä, mutta 50 vuoden ahkeran havaitsemisen jälkeen olemme vieläkin tyhjin käsin. Uusien eksoplaneettahavaintojen myötä Maan ulkopuolisen elämän etsiminen on kuitenkin saanut lisää potkua, erityisesti eksoplaneettojen kaasukehien havaitsemisen ansiosta. Mikäli havaitsemme planeetan kaasukehän koostumuksen olevan erilainen kuin pelkkä planetaarinen kemia antaisi olettaa, sisältäen etenkin runsaasti jotain biogeenistä kaasua, esim. happea, elämän esiintyminen planeetan pinnalla on tällöin todennäköistä (kts. lisää täältä). Tutkijat ovat ehdottaneet myös muita tapoja, joilla vieraan sivilisaation olemassaolo saataisiin selville, esimerkiksi hieman villimpi idea on havaita teknologisesti meitä kehittyneempien sivilisaatioiden tähtien kutittamista. Nyt tutkijat ovat ehdottaneet, että älykkään sivilisaation laajamittainen asteroidien louhinta olisi havaittavissa sivilisaation asuttaman tähtijärjestelmän pölykiekossa. Tähtien ympärillä olevat pölykiekot koostuvat nimensä mukaisesti pölystä sekä suuremmista kappaleista läpimitaltaan aina satoihin kilometreihin saakka. Pölykiekkoa hallitsee tähden painovoiman ja säteilypaineen välinen tasapaino. Siinä missä säteilypaine puhaltaa pienimmät hiukkaset pois tähtijärjestelmästä, suurempien kappaleiden törmäykset synnyttävät niitä lisää. Tasapainotilassa hiukkasten kokojakauma pölykiekossa seuraa potenssilakia. Miksi asteroidien louhinta sitten kiinnostaisi avaruusmatkailevaa sivilisaatiota? Jos kyseessä on teknologisesti meitä edellä oleva sivilisaatio, on todennäköistä, että se on elänyt meitä pidempään kotiplaneetallaan ja käyttänyt loppuun planeetan saatavilla olevat mineraalit. Tutkijat arvelevat myös ihmiskunnan siirtyvän ennen pitkää asteroidien louhintaan mineraalien huvetessa olemattomiin Maassa, kunhan se on ensin ekonomisesti järkevää. Laajamittainen asteroidien louhinta vaikuttaisi pölykiekkoon kolmella eri tavalla. Ensimmäiseksi pölykiekon kemiallinen koostumus muuttuisi, koska louhinta poistaisi suuria määriä louhittavia aineita pölykiekosta. Verrattaessa pölykiekon kemiallista koostumusta tähden kemialliseen koostumukseen (joiden pitäisi olla suurin piirtein samat, koska tähti sekä sitä ympäröivä pölykiekko ovat muodostuneet samasta kaasu- ja pölypilvestä) voidaan havaita mahdollisesta louhinnasta aiheutuvat erot näiden välillä. Toiseksi pölykiekon kappaleiden kokojakauma ei noudattaisi enää tähden painovoiman ja säteilypaineen tasapainon aiheuttamaa potenssilakia louhinnan vähentäessä suurten kappaleiden ja lisätessä pienten kappaleiden määrää pölykiekossa. Kolmanneksi louhinta muuttaisi pölykiekon lämpöjakaumaa, koska asteroidien poraaminen ja kaivaminen synnyttäisi kuumaa pölyä, joka kuitenkin nopeasti jäähtyisi avaruudessa minuuttien aikaskaalassa. Niinpä tietyllä aallonpituudella voisi havaita säteilyvaihteluita, jotka olisivat verrattavissa kuuman porauspölyn jäähtymisen aikaskaalaan. Olisiko asteroidien louhimista siis mahdollista havaita nykyteknologialla? Tutkijat päätyvät artikkelissaan tulokseen, että ainoastaan jos louhinta on mittakaavaltaan teollisuusluokkaa, se voisi aiheuttaa havaittavia muutoksia tähden pölykiekkoon. Mikäli epäilyttävän näköisiä pölykiekkoja havaittaisiin, yllämainitut kohdat eivät vielä kuitenkaan yksin riittäisi vieraan sivilisaation olemassaolon todistamiseen, mutta ne antaisivat astrobiologeille mahdollisia tähtijärjestelmäkandidaatteja lisätutkimuksia varten.

Tieteellinen artikkeli

Universumin pimeä virtaus

Credit: universe-review.ca

Universumin pimeä virtaus on teoria, jonka mukaan näkyvään maailmankaikkeuteemme vaikuttaa jokin voima sen ulkopuolelta, jota emme voi itse suoraan havaita, mutta jonka toissijaisia vaikutuksia näemme galaksijoukkojen poikkeavana liikkeenä. Yleensä ottaen galaksit loittonevat toisistaan maailmankaikkeuden laajetessa, mutta galakseilla on myös nk. ominaisliike, joka syntyy niiden painovoiman vuorovaikutuksesta lähiympäristön galaksien kanssa. Esimerkiksi Linnunrata ja Andromeda ovat törmäyskurssilla toistensa kanssa, vaikka maailmankaikkeus niiden välissä kokoajan laajeneekin. Niinpä mikäli haluat tutkia maailmankaikkeuden liikettä suuressa mittakaavassa, on parempi keskittyä havaitsemaan suuria määriä kohteita kerralla, joilloin galaksien ominaisliikkeet keskiarvoistuvat pois jättäen jäljelle kaikkien galaksien ja galaksijoukkojen yhtenäisen liikkeen johonkin suuntaan. Mikäli maailmankaikkeuden laajeneminen galaksien ominaisliikkeen lisäksi on ainut galakseihin vaikuttava voima, pitäisi niiden liikkua silloin yhtäläisesti joka suuntaan. Vuonna 2008 tutkijat kuitenkin havaitsivat galaksijoukkojen liikkuvan tiettyyn suuntaan kohti 20 asteen laajuista taustataivaan aluetta Kentaurin ja Purjeen tähdistössä, mikä ei ole selitettävissä pelkästään galaksijoukkojen ominaisliikkeellä. Samaan tapaan kuin pimeän aineen ja pimeän energian nimeämisessä, tuntemattomista tekijöistä johtuva galaksijoukkojen liike sai nimekseen pimeä virtaus. Tutkijat arvelivat, että pimeä virtaus saattaa johtua valtavasta massakeskittymästä näkyvän maailmankaikkeuden ulkopuolella, joka vetäisi galaksijoukkoja puoleensa. Tämä voisi olla mahdollista, jos maailmankaikkeus sisälsi massakeskittymiä jo ennen inflaatiota. Tämä teoria kuitenkin sotii nykyistä maailmankaikkeuden evoluutioteoriaa (nimeltään ΛCDM) vastaan. Vuoden 2008 tutkimuksessa käytettiin hyväksi Sunyaevin-Zel’dovitchin vaikutusta, jossa galaksijoukkojen kuumat elektronit sirottavat mikroaaltotaustasäteilyn fotoneja luoden havaittuun taustasäteilykarttaan epätasaisuuksia. Havaitsemalla näitä epätasaisuuksia voidaan galaksijoukkojen liike määrittää. Nyt uusi tutkimus haastaa nämä havainnot tutkimalla suuria määriä yksittäisiä kohteita, tyypin 1a supernovia, ja kuinka niiden ominaisliike sopisi maailmankaikkeuteen, joka sisältää pimeän virtauksen. Tutkimuksen mukaan vuoden 2008 tulos pystyttiin toistamaan, mutta ainoastaan pienillä punasiirtymän arvoilla. Tämän lisäksi vuoden 2008 tutkimuksen mukaan pimeän virtauksen nopeus olisi 600 km/s, kun taas uuden tutkimuksen mukaan supernovista saadut havainnot sopivat malliin, jossa pimeän virtauksen nopeus olisi 180 km/s, mikä taas on lähellä maailmankaikkeuden laajenemisesta saatua nopeutta 170 km/s. Niin tai näin, on aina hyvä muistaa tieteen nyrkkisääntö numero yksi: extraordinary claims require extraordinary evidence. Tässäkin tapauksessa lisäaineisto olisi paikallaan.

Tieteellinen artikkeli

Tähti teekupissa

Tähtitieteilijät ovat löytäneet kylmimmän koskaan havaitun tähden, jonka lämpötila on noin sata astetta (370 Kelviniä), vastaten kiehuvan veden lämpötilaa. Löytö hämärtää rajan kylmien ja pienten tähtien sekä kuumien ja suurten planeettojen välillä. Kyseinen tähti, CFBDSIR 1458+10B, sijaitsee kaksoistähtijärjestelmässä noin 75 valovuoden päässä Maasta. Kaksoistähden molemmat komponentit ovat ruskeita kääpiöitä, jotka ovat ns. epäonnistuneita tähtiä, joilla ei ole tarpeeksi massaa, jotta ydinreaktiot tähden keskustassa käynnistyisivät. Vaikka ruskeiden kääpiöiden olemassaolo ennustettiin jo monta vuosikymmentä sitten, ensimmäinen ruskea kääpiö havaittiin vasta vuonna 1995. Samana vuonna havaittiin myös ensimmäinen eksoplaneetta, joka oli kaasujättiläinen tai ns. kuuma jupiter kiertämässä emotähteään. Himmeimmät ruskeat kääpiöt, nimeltään T-kääpiöt, joiden lämpötila keikkuu 600-1400 Kelvinin välillä, toimivat laboratoriona myös massiivisten eksoplaneettojen tutkimiselle. Toisin kuin eksoplaneetatoilla, ruskeiden kääpiöiden lähistöllä ei usein sijaitse kirkasta tähteä, joka lähes tukahduttaa himmeämmästä kohteesta tulevan säteilyn omalla kirkkaalla säteilyllään. Vaikka ruskeilla kääpiöillä hädin tuskin lämmittäisi pitsan, tutkijat ovat ennustaneet niiden kaasukehissä tapahtuvan mielenkiintoisia sääilmiöitä (tai mielenkiintoisia ainakin tähdistä puhuttaessa), nimittäin vedestä koostuvia pilviä; niitä samoja haituvia, joita tämänkin planeetan ilmakehässä leijailee.

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva (1): Avaruusameeba vai Tycho supernovajäänne?

Chandra röntgenteleskoopin ottama kuva Tycho supernovajäänteestä (punainen väri vastaa matalaenergisempiä röntgenfotoneita kuin sininen väri). Supernovajäänteen oikealla alareunassa on näkyvillä sinisiä, eli hyvin korkeaenergisiä röntgenfotoneja säteileviä raitoja, joita ei olla tähän mennessä koskaan vielä havaittu supernovajäänteistä. Nämä ”röntgenraidat” auttavat tutkijoita selvittämään kuinka kosmiset säteet syntyvät supernovajäänteissä.

Credit: NASA/CXC/Rutgers/K.Eriksen et al.

Viikon kuva (2): Syzygy

NASAn SDO-luotaimen ottama kuva auringonpimennyksestä, jossa luotaimen ja Auringon välissä on Maa. Rosoinen pinta alareunassa johtuu Maan ilmakehästä, jonka tiheydenvaihtelut päästävät Auringon säteilyn paikoittain läpi.

Credit: NASA/SDO


Lyhyt johdatus supernoviin (ja pienimuotoinen vuodatus Betelgeusesta)

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

Lyhyt johdatus supernoviin

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

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

Atomitehdas

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

Elämän raaka-aineet ja kaasun kierto galakseissa

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

Tieteellisen vallankumouksen airut

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

Universumin kirkkaimmat kohteet vastuussa näkymättömän voiman havaitsemisesta

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

Supernovien havaitseminen käytännössä

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

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

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