uniVersI/O


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


Tiedeviikko-special: Japanin maanjäristys

Parin viikon ajan uutiset ovat täyttyneet Japanin maanjäristyksestä ja siitä seuranneesta tsunamista sekä Fukushiman ydinvoimalaonnettomuudesta. Itsekin keskityin lukemaan näitä uutisia ja niihin liittyviä blogikirjoituksia, joten normaalit tiedeuutiset jäivät vähemmälle huomiolle. Niinpä tämänkertaisessa tiedeviikossa ajattelin kirjoittaa hieman Japanin maanjäristyksestä ja siitä seuranneista ilmiöistä pohjautuen artikkeleihin Mountain Beltway, Georneys, Space.com, Highly Allochthonous ja Structuralgeology.org blogeista. Myös wikipediassa kerrotaan tiivistetysti hyvin Sendain/Tohokun maanjäristyksestä (suomeksi, englanniksi).

Miksi Japanissa on ylipäätään maanjäristyksiä?

Koska ainakin minulla maantiedon oppitunneista on vuosia aikaa, on hyvä aloittaa perusteista ja kerrata miksi Japanissa esiintyy maanjäristyksiä. Vaikka Sendain maanjäristys olikin suurin Japanissa koskaan mitattu maanjäristys (9.0 magnitudia), kuuluu Japani alueeseen, jossa suuria ja pieniä maanjäristyksiä voidaan odottaa esiintyvän tiheästi. Alla olevissa kuvissa näkyy Japanissa mitatut maanjäristykset (magnitudi ja sijainti): vasemmalla yli 7 magnitudin maanjäristykset vuodesta 1900 lähtien ja oikealla kaikki maanjäristykset viimeisen 20 vuoden ajalta. Sendain maanjäristys on merkitty oranssilla tähdellä.

Credit: USGS

Japanin saaret ovat osa tuliperäistä saarijonoa, joka on muodostunut Tyynenmeren, Euraasian ja Filippiinien mannerlaattojen subduktiovyöhykkeen päälle. Subduktiovyöhykkeessä siis yksi mannerlaatta tunkeutuu toisen mannerlaatan alle. Japanin tapauksessa Tyynenmeren mannerlaatta tunkeutuu sekä Euraasian että Filippiinien mannerlaatan alle ao. kuvan mukaisesti luoden seismologisesti erittäin epävakaat olosuhteet.

Missä tahansa mannerlaattojen liittymäkohdassa esiintyy maanjäristyksiä, mutta subduktiovyöhykkeessä ne voivat tapahtua myös syvällä Maan vaipassa. Vaikka mannerlaatat liikkuvat tasaisesti ja pehmeästi ilman suuria nopeuden vaihteluita, syntyy kahden laatan välille kitkaa mannerlaattojen liittymäkohdissa. Tämä johtaa siihen, että tasainen voima joka työntää laattoja toisiaan vasten muuttuu nykiväksi. Ensin laatat tarraavat toisiinsa kiinni eivätkä liiku toistensa suhteen. Tasainen voima, joka painaa mannerlaattoja toisiinsa lisää koko ajan kuitenkin jännitettä laattojen välille. Jossain vaiheessa jännite kasvaa tarpeeksi suureksi ylittäen mannerlaattojen välisen kitkan ja purkautuu aiheuttaen äkkinäisen liikkeen, jossa mannerlaatat liikkuvat toistensa suhteen. Jännitteen purkautuminen vapauttaa energiaa, joka liikkuu Maan sisässä seismisinä aaltoina, jotka me tunnemme maanjäristyksinä. Mitä äkkinäisempi ja pidempi liike laattojen välillä tapahtuu sitä voimakkaampi maanjäristys on. Alla video maanjäristyskoneesta, joka demonstroi kuinka tasainen voima ja kitka kahden kappaleen välillä synnyttää nykivää liikettä.

Viime vuosina on vaikuttanut siltä, että maanjäristyksiä on tapahtunut useammin kuin aikaisemmin, mutta pitääkö se paikkansa? Ei. Kuten ao. statistiikasta huomaa, yli 7 magnitudin maanjäristysten määrä on pysynyt tasaisena 30 vuoden ajan. Alle 7 magnitudin maanjäristysten määrä näyttäisi olevan kasvussa, mutta se johtuu todennäköisesti siitä, että maanjäristyksiä rekisteröiviä mittausasemia on perustettu koko ajan enemmän alueille, joissa niitä ei ole aikaisemmin ollut. Kuvaajista näkyy myös, että lähivuosina maanjäristykset ovat osuneet asutetuille alueille, mikä on lisännyt huomattavasti maanjäristyksissä menehtyneiden ihmisten määrää sekä vastaavasti uutisointia ympäri maailmaa.

Credit: USGS

Kuinka maanjäristys siirsi Japania?

Maanjäristyksen seurauksena GPS-asemien mittaustulokset näyttävät asemien siirtyneen Honsun itäosissa maksimissaan 4.4 metriä itään päin ja vajonneen 75 senttimetriä alaspäin. Ao. animaatio näyttää Japanin GPS-asemaverkoston liikkeen Sendain maanjäristyksen ja jälkijäristyksien aikana. Animaatiossa näkyy sekä itärannikon siirtyminen että seismisten aaltojen kulkeminen Japanin läpi (huomaa vektorien skaalaus).

Mutta miksi maanjäristys siirsi maata alaspäin Honsun itärannikolla? Kun subduktiovyöhykkeellä mannerlaatat lukittautuvat toisiinsa, yläpuolella oleva laatta muodostaa liitoskohdan ylle kohouman jännityksen lisääntyessä mannerlaattojen välillä (kts. kuva alla). Maanpinta kohoaa siihen asti, kunnes jännitys purkautuu laattojen välillä maanjäristyksenä ja kohouma vajoaa. Sopiva analogia voisi olla kahden maton työntäminen vastakkain, jolloin toisen maton reuna pullistuu ja muodostaa rypyn mattoon. Kun mattojen välinen kitka ei pysty enää vastustamaan työntövoimaa, maton reuna liukuu toisen maton päälle suoristaen rypyn.

Credit: Hyndman, Scientific American

Kuinka maanjäristys lyhensi päivän pituutta?

Tuoreimpien analyysien mukaan Sendain maanjäristys lyhensi Maan päivän pituutta 1.8 mikrosekuntia (mikrosekunti on siis miljoonasosa sekuntia, joten suurista muutoksista ei todellakaan ole kyse), tosin jälkijäristykset voivat muuttaa vielä tätä arviota. Subduktiovyöhykkeiden maanjäristyksissä päivän pituus lyhenee aina, koska massaa siirtyy lähemmäs Maan keskustaa ja pyörimismäärän säilymisen mukaan kappaleen kulmanopeus suurenee mitä lähempänä se on pyörimisakseliaan. Samaan tapaan taitoluistelijan kulmanopeus kasvaa piruetissa, kun kädet vedetään lähelle vartaloa. Maanjäristys siirsi myös Maan massa-akselia noin 17 senttimetriä. Maan massa-akseli on siis akseli, jonka ympärille Maan massa jakautuu tasaisesti ja se eroaa hieman Maan pyörimisakselista. Maan pyörimisakseli pysyy kuitenkin muuttumattomana ja siihen pystyvät vaikuttamaan vain ulkoiset voimat, kuten Auringon, Kuun tai planeettojen painovoima. Epätasaisuudet Maan massan jakaumassa aiheuttavat Maan vaappumisen pyörimisakselin ympäri. Vaappuminen muuttuu aina massajakauman järjestäytyessä uudelleen vaikuttaen Maan pyörimisnopeuteen. Samankaltaista vaappumista tapahtuu esimerkiksi pesukoneen pyöriessä täydellä lastilla, tässä tapauksessa pesukoneen rummun pyörimisakselin vastatessa Maapallon pyörimisakselia. Pyykit eivät kuitenkaan ole ihan tasaisesti jakautuneena rummun reunoille, jolloin rumpu alkaa vaappua hieman pyörimisakselin ympäri. Vaappuminen voimistuu mitä epätasaisemmin pyykit ovat rummun reunoilla, esimerkiksi suuren pyyhkeen sijaitessa vain yhdellä laidalla, ja vastaavasti vaimenee mitä tasaisemmin pyykit ovat rummussa. Maanjäristykset eivät kuitenkaan ole suurin vaikuttaja Maan massan jakautumisessa, vaan ilmakehän kausittaisten suihkuvirtausten liike muuttaa Maan massajakaumaa huomattavasti enemmän aiheuttaen millisekunnin (1000 mikrosekuntia) vaihtelun Maan pyörimisnopeuteen vuosittain.

Tsunami

Maanjäristykset itsessään aiheuttavat harvoin kuolonuhreja, mutta maanjäristyksestä aiheutuvat seuraukset voivat olla huomattavasti vakavempia, kuten massiivinen hyökyaalto Sendain tapauksessa. Sendain 9.0 magnitudin maanjäristys aiheutti merenpohjaan äkillisen pullistuman, joka liikutti vesimassaa ylöspäin ja siirsi energiaa mereen. Kun vesimassa painovoiman ansiosta putosi takaisin alas, lähetti se useampia hyökyaaltoja joka suuntaan pitkin Tyyntä valtamerta, samaan tapaan kuin veteen heitetty kivi aiheuttaa usemman aallon, jotka loittonevat kohdasta johon kivi upposi. Alla olevat animaatiot näyttävät kuinka aallot etenivät Japanin itärannikolla (ylempi) ja koko Tyynellä valtamerellä (alempi). Hyökyaaltojen nopeus oli noin 400 km/h ja merellä niiden korkeus oli suhteellisen pieni, noin metrin luokkaa. Kun hyökyaalto lähestyy rannikkoa allon etureuna hidastuu ensin, jolloin takana tuleva aalto saavuttaa sen, mikä johtaa aallon korkeuden kasvuun. Maksimissaan aallon korkeus oli Japanin rannikolla 10 metriä ja toisaalta myös Tyynen Valtameren toisella puolella Chilessä mitattiin parin metrin kokoisia aaltoja. Ao. animaatiosta näkyy, että tsunami saavutti Sendain, joka sijaitsee ison lahden alueella, paljon myöhemmin (noin tunti maanjäristyksen jälkeen) kuin sitä pohjoisempana olevat kylät (noin 20 minuuttia maanjäristyksen jälkeen). Riippumatta varoitusajasta tsunami ylitti voimakkuudellaan kaiken sen mitä Japani on aiemmin kokenut mittaushistoriansa aikana, mm. erään ydinvoimalan turvajärjestelyt.

Credit: Tohoku-oki Event Supersite

Jälkijäristyksiä

Sendain 9.0 magnitudin maanjäristys ei suinkaan ollut ainoa maanjäristys alueella, vaan sitä seurasi suuri määrä jälkijäristyksiä. Näistä vajaa parikymmentä on ollut yli 6.3 magnitudin luokkaa tai voimakkaampia, joka oli esimerkiksi Christchurchin maanjäristyksen voimakkuus Uudessa-Seelannissa noin kuukausi sitten.


Tiedeviikko 8+9/11

Supranestettä neutronitähdessä

Credit: Röntgen: NASA/CXC/UNAM/Ioffe/D. Page, P. Shternin et al.; Optinen: NASA/STScI; Kuvitus: NASA/CXC/M. Weiss

Tutkijat ovat löytäneet ensimmäistä kertaa todisteita supranesteestä, eli kitkattomasta aineesta, neutronitähden ytimessä käyttäen Chandra -röntgensatelliittia. Kyseinen neutronitähti sijaitsee supernovajäänne Cassiopeia A:n (kts. kuva yllä) keskellä, joka sijaitsee noin 11000 valovuoden päässä Maasta. Massiivisen tähden supernovaräjähdys tapahtui noin 330 vuotta sitten (Maasta katsottuna), ja jätti jäljelle neutronitähden sekä tähtienväliseen avaruuteen leviävän ainepilven. Neutronitähdet ovat tiheimpiä kappaleita maailmankaikkeudessa, jotka ovat vielä suoraan havaittavissa. Neutronitähden aiheuttama painovoimakenttä synnyttää tähden keskustaan valtavan paineen, joka pusertaa suurimman osan varatuista hiukkasista, elektroneista ja protoneista, toisiinsa muodostaen neutroneita. Tutkijat vertasivat Chandran havaintoja Cassiopeia A:sta kymmenen vuoden ajalta ja havaitsivat neutronitähden jäähtyneen noin neljä prosenttia tuona ajanjaksona. Neljä prosenttia ei ehkä kuulosta kovin paljolta, mutta neutronitähden tapauksessa pudotus on suuri, sillä nykyiset mallit neutronitähdistä eivät pysty selittämään näin nopeaa jäähtymistä. Tutkimuksen mukaan äkillisen jäähtymisen selittäisi se, jos neutronitähden ytimen neutronit muodostaisivat supranesteen. Supranesteissä normaalisti toisiaan hylkivät nukleonit (protonit, elektronit tai neutronit) muodostavat pareja, mikä muuttaa aineen kvanttimekaanisia ominaisuuksia (nukleonit ovat yksittäin fermioneja, kun taas nukleoniparit ovat bosoneja). Laboratoriossa aineen muuttamiseen supranesteeksi tarvitaan erittäin matalia lämpötiloja, mutta neutronitähden valtavan paineen ansiosta ytimen neutronit voivat muodostaa supranesteen, vaikka niiden lämpötila on noin miljardi astetta. Neutronitähden ytimessä jatkuvasti muodostuvat ja hajoavat neutroniparit synnyttävät neutriinosäteilyä, joka pääsee karkaamaan pois neutronitähdestä jäähdyttäen sitä tarpeeksi selittäen havainnot. Jäähtyminen neutriinosäteilyn avulla on tehokasta juuri nk. kriittisen lämpötilan alapuolella, joka uuden tutkimuksen mukaan on noin puoli miljardia astetta. Neutriinosäteily tehostaa neutronitähden säteilyä muutaman vuosikymmenen ajan. Tulokset auttavat tutkijoita ymmärtämään paremmin kuinka nukleonien välinen vahva vuorovaikutus käyttäytyy hyvin suurissa tiheyksissä, ja miten se vaikuttaa muihin neutronitähdistä havaittuihin ilmiöihin, esimerkiksi neutronitähtien prekessioon, sykkimiseen tai magneettikentän evoluutioon.

Tieteellinen artikkeli

Kosmisten säteiden arvoitus

Credit: Adriani et al.

Kosmiset säteet ovat korkeaenergisiä hiukkasia, jotka pommittavat Maapalloa jatkuvasti joka suunnalta. Niiden ajatellaan syntyvän supernovajäänteiden shokkiaalloissa, joissa hiukkaset kiihtyvät asteittain hyppimällä edestakaisin shokkirintaman yli. Shokkiaallot kuljettavat mukanaan magneettikenttää, jossa tyypillisesti on epätasaisuuksia shokkiaallon molemmin puolin. Kun shokkiaalto pyyhältää varattujen hiukkasten yli, osa hiukkasista törmää näihin epätasaisuuksiin shokkiaallon takana, saa niistä energiaa ja heijastuu takaisin shokkiaallon eteen, joista osa törmää jälleen epätasaisuuksiin shokkiaallon takana ja heijastuu shokkiaallon eteen jne. Aina vain pienempi osa varatuista hiukkasista saa enemmän ja enemmän energiaa, kunnes lopulta ne saavuttavat tarpeeksi suuren energian paetakseen tähtienväliseen avaruuteen. Kyseinen prosessi, jossa vähemmän ja vähemmän hiukkasista saa enemmän ja enemmän energiaa muodostaa hiukkasten energiaspektriksi potenssilain. Kuitenkin uudet havainnot kyseenalaistavat nykyisen käsityksen kosmisten hiukkasten syntymisestä. Käyttäen PAMELA -kosmisen säteilyn ilmaisinta tutkijat ovat havainneet yllätyksekseen nopeuseron kosmisen säteilyn protoneilla ja helium-ytimillä. Eli protonien ja helium-ytimien energiaspektri on erilainen, eivätkä ne vastaa potenssilakia, mikä seuraisi jos hiukkaset kiihtyisivät pelkästään supernovajäänteissä. Vaikka ero on erittäin pieni, niin hiukkasten nopeuden pitäisi olla täsmälleen sama, jos niiden kiihdyttäminen on tapahtunut samassa prosessissa. Niinpä tutkijat ajattelevat kosmisten säteiden syntyvän supernovajäänteiden lisäksi toistaiseksi tuntemattomissa galaktisissa lähteissä, mahdollisesti pulsareissa tai pimeän aineen aiheuttamissa prosessissa.

Tieteellinen artikkeli

LHC ja supersymmetria

 

Credit: FERMILAB

Supersymmetria on hiukkasfysiikan teoria, joka yrittää pelastaa hiukkasfysiikan standardimallin ns. hienosäätö-ongelmalta, jonka mukaan vielä löytämättä olevalla Higgsin hiukkasella täytyisi olla erittäin tarkasti rajattu massa. Standardimallissa Higgsin hiukkanen antaa muille hiukkasille niiden massat. Teorian mukaan maailmankaikkeuden täyttää kvanttimekaaninen Higgsin kenttä, joka reagoi hiukkasten kanssa Higgsin hiukkasen välityksellä. Mitä suurempi tämä vuorovaikutus sitä massiivisempi hiukkanen on. Toisiin hiukkasiin vuorovaikutusta ei ole ollenkaan, jolloin nämä hiukkaset ovat massattomia, esimerkiksi fotonit. Myös Higgsin hiukkasella on massa, mutta sen arvo vaihtelee villisti eri teorioiden välillä. Standardimallissa hiukkasten kvanttiheilahtelut vaikuttavat myös Higgsin hiukkasen ennustettuun massaan, joka voi nousta niin korkeaksi, että se vuorostaan nostaa hiukkasten massaa liikaa ja romauttaa koko teorian (standardimallilla on myös muitakin ongelmia, kts. esimerkiksi Tiedeviikko 23/10: Neutriinot vaihtavat makua). Standardimalli toimii ainoastaan mikäli Higgsin hiukkasella on tarkasti rajattu massa, joka eliminoi muiden hiukkasten aiheuttamat kvanttiheilahtelut. Yleensä ottaen teoreetikot eivät pidä teorioista, joita täytyy hienosäätää erittäin tarkasti toimiakseen, joten supersymmetria kehitettiin väistämään tämä ongelma tuomalla esiin läjä uusia hiukkasia. Supersymmetriassa jokaisella hiukkasella on oma super-partneri, massiivinen hiukkanen, joka on usein epästabiili ja reagoi heikosti muun aineen kanssa. Jokaisen supersymmetrisen hiukkasen kvanttiheilahtelut kuitenkin eliminoivat hiukkasparinsa kvanttiheilahtelut, joten Higgsin hiukkasen massa palautuu takaisin teoreetikkoja miellyttäviin lukemiin. Supersymmetriaa on myös ehdotettu ratkaisemaan muitakin ongelmia, esimerkiksi pimeä aine voisi koostua kevyemmistä supersymmetrisistä hiukkasista, tai supersymmetria pystyy yhdistämään kaikki hiukkasten väliset vuorovaikutukset, paitsi painovoiman, yhdeksi ainoaksi vuorovaikutukseksi korkeilla energioilla, mikä on askel kohti kaiken teoriaa. Nyt Large Hadron Collider -hiukkaskiihdyttimellä saatu aineisto ajaa kuitenkin supersymmetrian ahtaalle. Tähän mennessä LHC ei ole havainnut ainuttakaan supersymmetristä kvarkkia (skvarkki), joka asettaa alarajan skvarkkien massalle. Kun supersymmetristen hiukkasten massat nousevat ne eivät enää kumoakaan täysin tavallisten hiukkasten kvanttiheilahteluja, ellei niiden massoja hienosäädetä tarkasti. Ja tämähän oli juuri se asia, jonka välttämiseen supersymmetria alunperin kehitettiin. Vuoden loppuun mennessä dataa pitäisi olla jo tarpeeksi hylkäämään suurin osa supersymmetrisistä teorioista, mutta nähtäväksi vielä jää, löytyykö LHC:n uumenista skvarkkeja vai ei.

Tieteellinen artikkeli

P.S. Myöskään Higgsin hiukkasta ei olla LHC:n vuoden 2010 aineistosta löydetty, mutta toistaiseksi aineisto ei vielä riitä tutkimaan energia-aluetta, jossa sen ajatellaan sijaitsevan. Siitä huolimatta joitakin villeimpiä teorioita voidaan sulkea jo pois, joissa Higgsin hiukkanen on huomattavan raskas.

CMS:n lehdistötiedote

Viikon video 1: Keplerin telluurio

Kyseinen video näyttää kaikki Kepler -satelliitin havaitsemat useamman planeetan sisältävät planeettakunnat koko sen tähänastisen 3.5 vuoden havaintojakson ajalta. Planeettojen värit heijastavat planeettojen kokoa, punaisen ollessa suurempi ja sinisen pienempi verrattuna planeettakunnan muihin planeettoihin.

Viikon video 2: Valtava Auringon protuberanssi


Tiedeviikko 6+7/11

Mustat aukot vastuussa reionisaatiosta?

Jos mustat aukot tuntuvat mielestäsi vihamielisiltä maailmankaikkeuden ainetta ja elämää kohtaan, imien sisuksiinsa ja tuhoten kaiken mikä erehtyy kulkemaan liian läheltä, niin et voisi olla enempää väärässä. Itseasiassa nykyiset maailmankaikkeuden mallit osoittavat, että varhaisen maailmankaikkeuden mustat aukot ovat todennäköisesti siemeniä, joiden ympärille galaksit muodostuivat. Uuden tutkimuksen mukaan näyttäisi myös siltä, että mustat aukot olisivat vastuussa ainakin osittain myös vielä varhaisemman maailmankaikkeuden ”faasimuutoksesta”, ns. reionisaatiosta. Reionisaatio on vaihe maailmankaikkeuden historiassa, joka alkoi kun ensimmäiset tähdet alkoivat muodostua neutraalin kaasun  tihentymiin ja päättyi maailmankaikkeuden ollessa noin miljardin vuoden ikäinen. Ensimmäiset tähdet olivat todennäköisesti todella suuria, koska neutraalit vety- ja heliumatomit helposti kasautuivat ja kerääntyivät yhteen. Intensiivinen säteily tähdistä lämmitti ja ionisoi nopeasti tähtienvälisen kaasun atomit synnyttäen harvaa ja kuumaa plasmaa. Todennäköisesti reionisaatio rajoitti muodostuvien tähtien kokoa, sekä uusien galaksien kasvua, koska kuumat, ionisoituneet atomit eivät kasaannu yhteen niin helposti kuin neutraalit atomit. Reionisaatio mahdollisesti vaikutti myös maailmankaikkeuden aineen jakaumaan, tehden siitä rypäsmäisemmän, eli koostuen yksittäisistä tähtirykelmistä, galakseista, eikä tasaisesta jakaumasta yksittäisiä tähtiä. Aikaisemmin tutkijat ovat ajatelleet, että ensimmäisten tähtien ionisoiva säteily aiheutti pääasiassa maailmankaikkeuden kaasun reionisaation, mutta uuden tutkimuksen mukaan mustilla aukoilla, tarkemmin ottaen mustilla aukoilla röntgenkaksoistähtijärjestelmissä, voi olla merkittävä osuus reionisaatiossa. Tietokonesimulaatioiden mukaan varhaisen maailmankaikkeuden jättiläistähdet luhistuivat enimmäkseen mustiksi aukoiksi ja vähemmän neutronitähdiksi tai valkoisiksi kääpiöiksi. Massiiviset tähdet myös muodostavat kevyempiä tähtiä helpommin useamman tähden järjestelmiä, joten mustat aukot sijaitsivat todennäköisesti useimmin jonkun tähden kumppanina kuin yksittäisinä mustina aukkoina. Tällaisissa kaksoistähtijärjestelmissä musta aukko alkaa nopeasti imeä materiaa kumppanitähden pinnalta. Materia kerääntyy mustan aukon ympärille nk. kertymäkiekoksi ja kuumenee kymmeniin miljooniin asteisiin säteillen energiaansa röntgensäteilynä. Röntgensäteily vastaavasti on erittäin ionisoivaa säteilyä, ja röntgenfotonit pystyvät ionisoimaan useampia atomeja verrattuna tähtien ultraviolettisäteilyyn, joiden fotonit pystyvät ionisoimaan yhden tai kaksi atomia kerrallaan. Näin ollen iso osa reionisaation aiheuttavasta säteilystä voi olla peräisin mustista aukoista, ja mustat aukot ovat olleet osana rakentamassa maailmankaikkeutta sellaiseksi kuin sen tänä päivänä näemme.

Tieteellinen artikkeli

Maailman prosessointikapasiteetti

Kuinka paljon informaatiota maailmassa lähetetään, prosessoidaan ja varastoidaan? Saadakseen jonkinlaisen arvion tutkijat ovat seuranneet 60 eri analogista ja digitaalista teknologiaa, sanomalehdistä kännyköihin, yli 20 vuoden ajan alkaen vuodesta 1986. Tulokset olivat osaltaan odotettavissa, esimerkiksi internet on syrjäyttänyt tiedonsiirrossa lähes kokonaan anologiset sekä digitaaliset puhelimet, ja osaltaan yllättäviä, kuten pelaamiseen tarkoitetuilla laitteilla on ollut aina enemmän laskentatehoa kuin kaikilla maailman supertietokoneilla yhteensä. Tutkimuksessa otettiin huomioon lähes kaikki mahdollinen tallennustila, esimerkiksi paperit, filmit ja vinyylit, kuin myös Blu-ray dvd:t ja muistikortit. Jotta eri medioita voidaan verrata keskenään, tutkijat käyttivät informaatioteoriaa muuttaen kaiken tallennustilan optimaalisesti pakatuiksi biteiksi. Näin ollen esimerkiksi kuuden neliösentin sanomalehtikuva vastaa tuhatta sanaa. 20 vuoden aikana tallennustilan määrä on kasvanut 23% joka vuosi, ollen parhaimmillaan lähes 300 eksabittiä, joka vastaa tallennustilana 61 CD:tä jokaiselle ihmiselle maailmassa. Vuonna 1986 yli puolet tallennustilasta oli analogisissa videoissa, ja neljäsosa vinyyleissä sekä kaseteissa. Vuoteen 1993 mennessä 86% kaikesta tallennustilasta oli videoissa. Vuonna 2000 CD:t ja erilaiset digitaaliset tallennusmediat alkoivat haastaa analogisen videon tallennuskapasiteettia, mutta silti vielä noin 70% tallennustilasta oli analogisissa videoissa. Vuoteen 2007 mennessä analoginen video oli pudonnut kuuten prosenttiin ja maailman tallennustilan oli ottanut haltuun digitaalinen tallennusmedia, kuten kovalevyt, DVD:t ja Blu-Ray:t. Kahdenvälisessä tiedonsiirrossa liikkui vuonna 2007 65 eksabittiä, kun taas televisiolähetyksissä liikkui hulppeat kaksi zetabittiä dataa. Vaikka televisiolähetykset ovat lisääntyneet lineaarisesti, niin internet on lisännyt lähetettyjen bittien määrää 29-kertaisesti seitsemän vuoden aikana kahdenvälisessä tiedonsiirrossa. Sen sijaan 40% maailman prosessointitehosta oli vuonna 1986 taskulaskimissa hakaten kotitietokoneet (33%) ja serverit (17%). Vuoteen 2000 mennessä taskulaskimet putosivat kokonaan listalta ja kotitietokoneet kohosivat maksimiinsa (86%). Vuonna 2007 mobiililaitteet nousivat kuuteen prosenttiin, kotitietokoneet laskivat kahteen kolmasosaan ja pelilaitteet kohosivat neljäsosaan prosessointitehosta. Tutkimuksessa tarkasteltiin myös pelkästään komponenttiavaruutta, jossa grafiikkaprosessorit hallitsivat ylivoimaisesti (97%) prosessointitehoa haukaten suurimman osan maailman prosessointitehosta, joka on 6.4 miljoonaa miljardia toimintoa sekunnissa. Jotta emme vallan tuudittautuisi tietokoneiden ylivaltaan, yllä mainittu maailman prosessointiteho, eli 6.4 miljoonaa miljardia toimintoa sekunnissa, vastaa suurinpiirtein ihmisaivojen neuroimpulssien määrää sekunnissa. Maailman tallennuskapasiteetti, noin 290 miljoonaa miljardia bittiä, vastaa sitä vastoin aikuisen ihmisen DNA:n tallennuskapasiteettia. Maailmassa on useita miljardeja ihmisiä. Mietipä sitä.

Tieteellinen artikkeli

Kilogramma

Credit: BIPM

Kuinka paljon painaa kilogramma? Kysymys voi tuntua hieman oudolta, mutta tällä hetkellä se on kuuma puheenaihe oikeissa piireissä. Kilogramma, siis se oikea kilogramma, sijaitsee holvissa lukemattomien lasikupujen alla Sèvresissä Ranskassa. Se on viimeinen SI-yksikkö, joka määritellään vielä fyysisen kappaleen mukaan, tässä tapauksessa kilogramman painoinen platinasta ja iridiumista valmistettu pallo. Esimerkiksi metri määritellään matkaksi, jonka valo kulkee tyhjiössä 1/299792458 sekunnissa, tai sekunti ajaksi, jossa cesium-133-atomi värähtelee 9192631770 kertaa. Nyt myös kilogramma haluttaisiin määritellä maailmankaikkeuden perussuureiden pohjalta. Kansainvälinen yhteistyöprojekti Project Avogadro on ottanut tehtäväkseen yrittää määrittää kilogrammaa Avogadron lukuun perustuen. Avogadron luku on siis atomien määrä yhdessä moolissa ainetta, eli noin 6.022 x 10²³ kappaletta. Ongelmana kuitenkin on, että emme tunne Avogadron lukua vielä tarpeeksi tarkasti, jotta se kelpaisi kilogramman määrittämiseen. Vaadittu tarkkuus edellyttää Avogadron luvun tuntemista 20 miljardisosan tarkkuudella. Jotta kyseinen tarkkuus pystytään saavuttamaan, Project Avogadro on valmistanut kaksi yksikiteistä palloa pii-28:sta, jotka painavat tarkalleen kilogramman ja ovat lähinnä täydellisintä palloa Maan päällä (täydellisin ihmisen valmistama pallo löytyy avaruudesta Gravity Probe B:n kyydistä). Mikäli yksi näistä palloista suurennettaisiin Maapallon kokoiseksi, olisi sen korkeimmalla ja matalimmalla kohdalla eroa vain 2.4 metriä. Selvittämällä pii-28:n moolitilavuuden ja pallon yhden kidehilan tilavuuden tutkijat määrittivät Avogadron luvuksi 6.02214078(18) x 10²³ atomia moolissa 30 miljardisosan tarkkuudella. Tämä ei kuitenkaan riitä vielä ihan kilogrammalle, mutta tutkijat uskovat, että ymmärtämällä paremmin pallojen hionnasta jääneitä epäpuhtauksia ja käyttämällä mittauksissa parempia interferometrejä vaadittu tarkkuus saavutetaan muutaman vuoden kuluessa. Sèvresin holvin vartijoiden täytyy siis vielä odotella, ennen kuin he pääsevät pelaamaan petankkia kilogrammalla.

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva: Mustien aukkojen ympyrä

Viikon kuvassa spiraaligalaksi (oikealla) on törmännyt elliptiseen galaksiin (vasemmalla), mikä on aiheuttanut massiivisen tähtiensyntyaallon spiraaligalaksissa muodostaen rengasmaisen kuvion (sininen väri vastaa ultraviolettisäteilyä). Osa tähdistä on räjähtänyt jo supernovana ja muodostanut mustia aukkoja, joista osa sijaitsee röntgenkaksoistähtijärjestelmissä ja säteileivät näin ollen voimakkaasti röntgenalueella (pinkit läntit renkaan sisällä).

Credit: NASA/STScI/CXC/MIT/S.Rappaport et al

Universumin koko

Credit: The Millenium Simulation

Maailmankaikkeus on Iso. Megalomaaninen. Niin iso, että jossain vaiheessa sen suuruutta ei enää käsitä vaan tyytyy puhumaan valovuosista, parsekeista, kiloparsekeista, megaparsekeista ja gigaparsekeista.

Saadaksemme kiinni edes häivähdyksen universumin koosta on aloitettava kaikille meille tutusta mittayksiköstä: metristä. Metri on ihmisille kaikista luonnollisin mitta, koska olemme ja elämme nimenomaan tässä kokoluokassa. Se ei ole erityisen tärkeää miksi valitsimme mittajärjestelmämme perusyksiköksi juuri 100 cm pitkän entiteetin. Yhtä hyvin se olisi voinut olla 90 cm tai 110 cm pitkä, tai kuten jossain vaiheessa oli muotia (ja jossain takahikiässä vieläkin), noin 30 cm, keskivertopulliaisen jalan mitta.

Ihminen on osoittautunut kuitenkin sangen joustavaksi etäisyyden käsityksessään, ja siihen olennaisesti liittyvässä ajan käsityksessä. Ennen vanhaan Tampereelta käveltiin Helsinkiin kolmisen päivää, mutta nykyään italialainen pikajuna kellottaa hyvänä päivänä kyseiseen matkaan puolitoista tuntia. Maailmankuvamme on siis olennaisesti pienentynyt, vaikka nykyäänkin sama matka taittuu samassa ajassa kävellen kuin tuhat vuotta sitten. Jo 1800-luvun lopussa ranskalaisella kirjailijalla Jules Vernellä oli Maapallo hyppysissään 80 päivässä. Reilu sata vuotta myöhemmin Maapallo on kierretty kahdeksassa päivässä. Kiitos lentomatkailun, voimme laittaa pöytämaapallomme pyörimään ja tökkäistä sormemme sattumanvaraiseen paikkaan ja kuvitella olevamme siellä ainakin jonain kauniina päivänä. Pääsimme siis kohtuullisen vaivatta seuraavaan etappiimme: 40 miljoonaa metriä, joka siis on suunnilleen Maapallon ympärysmitta. Kuviteltavissa on, vaikka jo kokenutta matkailijaa uuvuttaisi, matka kaksi ja puoli kertaa Maapallon ympäri, jolloin saavutamme nätin pyöreän luvun: 100 miljoonaa metriä.

Avaruus ei ole kaukana. Se on suorastaan käsinkosketeltavan lähellä. Yleisesti hyväksytty avaruuden rajapyykki sijaitsee noin 100 km päittemme yläpuolella. Mutta heti sinne päästyämme etäisyydet alkavat räjähtää käsiin. Lähin taivaankappale, Kuu, kiertää Maapalloa noin neljänsadan miljoonan metrin päässä, siis suurin piirtein kymmenen kertaa matka Maapallon ympäri. Yksi auto saattaisi juuri ja juuri riittää kulkemaan saman verran ennen lopullista hajoamistaan. Samaisella autolla tehty road trip Kuuhun 100 km/h keskinopeudella ja ilman vessataukoja kestäisi noin puoli vuotta. Jos sattuu omistamaan avaruusraketin, matka Kuuhun sujuu huomattavasti nopeammin. Esimerkiksi Apollo 11:n astronautit kiersivät Kuuta jo kolme päivää laukaisun jälkeen. Maailmankaikkeuden vauhtihirmuin on kuitenkin fotoni, joka hurauttaa Kuuhun reilussa sekunnissa.

Aurinko sijaitsee Maasta karkeasti neljäsataa kertaa niin kaukana kuin Kuu. Siinä missä Kuusta Maahan matkaava fotoni käyttää reilun sekunnin, Auringosta saapuvat fotonit joutuvat odottelemaan kahdeksan minuuttia ennen kuin pääsevät lämmittämään kasvojasi kirkkaana talvipäivänä. Tässä vaiheessa metri alkaa käydä turhan pieneksi yksiköksi, joten on aika esitellä uusi etäisyyden mittatikku: AU, astronominen yksikkö (engl. Astronomical Unit ≈ 150 miljoonaa kilometriä), joka on Maan keskimääräinen etäisyys Auringosta. Käyttäen uutta mittatikkua hyväksemme pääsemme tutustumaan paremmin omaa planetaariseen kehtoomme, Aurinkokuntaan.

Aurinkokunnan planeetat ulottuvat 30 AU:n etäisyydelle, josta alkaa Kuiperin vyöhyke sisältäen mm. kääpiöplaneetta Pluton (etäisyys Auringosta keskimäärin 39 AU). Aurinkokunta, vaikka onkin materiaalinen paratiisi maailmankaikkeuden mittapuulla mitaten, on enimmäkseen tyhjää täynnä. Aurinkokunnan mittakaavasta saa hyvän käsityksen tutkimalla ehkä leveintä nettisivua maailmassa täällä. Kuiperin vyöhyke loppuu suunnilleen 50 AU:n kohdalla, josta alkaa nk. hajanainen kiekko, joka on syntynyt aikoinaan Neptunuksen vaellettua lähemmäs Aurinkoa samalla lingoten pienempiä murikoita tieltään kauemmille kiertoradoille. Yksi Aurinkokunnan rajoista tulee vastaan suurinpiirtein 100 AU:n päässä Auringosta, jossa aurinkotuuli kohtaa tähtienvälisen avaruuden ja hidastuu voimakkaasti muodostaen nk. terminaatioshokin. Kaukaisin ihmisen valmistama kappale Maasta on Voyager-1 -luotain, joka on ylittänyt terminaatioshokin ja sijaitsee tällä hetkellä 116 AU:n päässä Auringosta. Radiosignaalien kulkuaika Voyager 1:n ja Maan välillä on tällä hetkellä 16 tuntia, ja Voyager 1 etääntyy Aurinkokunnasta noin 17000 m/s nopeudella. Vastaavalla nopeudella matka Maasta Kuuhun sujuisi reilussa kuudessa tunnissa. Viimeinen etappi ennen poistumistamme Auringon vaikutuspiiristä on Oortin pilvi, joka ulottuu 2000 AU:n ja 50000 AU:n välille. Se koostuu arviolta tuhannesta miljardista jäisestä kappaleesta, jotka Aurinkokunnan juuri muodostuneet jättiläisplaneetat siivosivat painovoimallaan Aurinkokunnan sisäosista sen syntyvaiheessa. 50000 AU on suurin piirtein myös etäisyys, jossa Auringon painovoima ei pysty enää pitämään kappaleita kiertoradalla sen ympäri, joten tällä rajalla voimme viimein sanoa poistuneemme Aurinkokunnasta. Samalla rajalla on luontevaa myös jättää käytöstä astronominen yksikkö ja siirtyä käyttämään etäisyyden mittatikkuna matkaa, jonka valo kulkee vuodessa, eli valovuotta. Astronomiseen yksikköön verrattuna valovuosi on kutakuinkin yllä mainitun 50000 AU:n verran. Tähtitieteilijät käyttävät mielellään myös hieman suurempaa yksikköä nimeltä parsek, eli parallaksisekunti, joka on pituudeltaan reilu kolme valovuotta.

Aurinkoa lähin tähti Proxima Centauri sijaitsee noin 4.2 valovuoden (reilu parsek) päässä. Tähtivaeltaja kuluttaisi matkaan sinne Voyager 1:n nopeudella noin 73600 vuotta. Kaukaisin ihmisen kädenjälki avaruudessa lienevät ensimmäiset televisiosignaalit, jotka yltävät 65 valovuoteen muodostaen 130 valovuoden läpimittaisen kuplan Aurinkokunnan ympärille. Samaisen kuplan sisälle mahtuu pari tuhatta tähteä ja 52 planeettakuntaa, joiden hypoteettiset ja uskomattoman tehokkaan radiovastaanottimen omaavat elämänmuodot voivat nauttia ihmiskunnan saippuasarjojen helmistä läpi 1900-luvun jälkipuoliskon. Ao. kuva näyttää kosmisen televisioaikataulun valikoiduille tähdille lähellä Aurinkoa. Samaan kokoluokkaan televisiokuplan kanssa mahtuu nk. paikallinen kuuma kupla, noin 300 valovuotta läpimitaltaan oleva ympäröivää avaruutta harvempi ja kuumempi alue, jonka keskellä Aurinko suurin piirtein sijaitsee. Kupla on oletettavasti syntynyt massiivisen tähden räjähtäessä supernovana kahdesta neljään miljoonaa vuotta sitten. Supernova on myös jättänyt jälkeensä neutronitähden, joka mahdollisesti voi olla Geminga pulsari 250 parsekin päässä Auringosta. Tähän kokoluokkaan viimeistään käsitys valtavista etäisyyksistä tyssää. Sata valovuotta eli noin 30 parsekia on etäisyys, jonka fotoni kulkee kunnioitettavaan ikään ehtineen ihmisen elinaikana. Sama fotoni siis saavutti Kuun sekunnissa, matkan jonka autolla ajaisi yhtä soittoa puoli vuotta. Mutta avaruus sen kun jatkuu. Samalla tavalla kuin matemaatikot pystyvät työskentelemään vaikka 12 ulotteisten avaruuksien parissa ongelmitta, kuitenkaan ymmärtämättä kyseistä konstruktiota visuaalisesti, pystyvät tähtitieteilijät työskentelemään käsittämättömien etäisyyksien parissa. Etäisyydet ovat loppujen lopuksi vain numeroita.

Credit: Abstruse Goose

Seuraavat etäisyysetapit etenevät maailmankaikkeuden hierarkian mukaan siten, että seuraava etappi on aina kaksi tai kolme kertaluokkaa suurempi kokonaisuus kuin edellinen. Paikallinen kupla kiertää Linnunradan keskustaa noin kahdeksan kiloparsekin päässä, joka vastaa suunnilleen sataa kertaa paikallisen kuplan läpimittaa. Itse asiassa meitä lähin galaksi, Ison Koiran kääpiögalaksi, sijaitsee Aurinkoa hieman lähempänä, noin seitsemän kiloparsekin päässä, kuin Linnunradan keskusta. Linnunrata taasen kuuluu paikalliseen galaksiryhmään, johon kuuluu Linnunradan lisäksi yli 30 galaksia. Andromedan galaksi ja Linnunrata ovat näistä suurimmat, ollen likipitäen samankokoisia, ja hallitsevat paikallista ryhmää painovoimallaan. Paikallinen ryhmä on läpimitaltaan suurin piirtein kolme megaparsekia tai sata kertaa Linnunradan läpimitan verran. Paikallinen ryhmä sitä vastoin on osa Virgon galaksijoukkoa (läpimitta noin 4.5 megaparsekia), joka ei ole paljon suurempi kuin paikallinen ryhmä, mutta sisältää 50 kertaa enemmän galakseja. Virgon galaksijoukko kuuluu puolestaan Virgon supergalaksijoukkoon, joka on yksi miljoonista näkyvän maailmankaikkeuden superjoukoista. Virgon supergalaksijoukko sisältää ainakin sata galaksijoukkoa ja on läpimitaltaan 33 megaparsekia.

Credit: 2MASS/T. H. Jarrett, J. Carpenter, & R. Hurt

Supergalaksijoukot ovat levittäytyneet avaruuteen muodostaen verkkomaisen rakennelman (kts. kuvat yllä), mutta kuinka suuri on koko maailmankaikkeus? Itseasiassa meidän ei tarvitse välttämättä tietää sitä, kun otamme huomioon suhteellisuusteorian mukaisen valon ja informaation äärellisen nopeuden. Maailmankaikkeuden ensimmäinen valo pääsi liikkeelle noin 13.75 miljardia vuotta sitten, joten se asettaa rajan kuinka kauaksi voimme nähdä. Maailmankaikkeuden laajenemisen ansiosta fotonit ovat ehtineet kuitenkin kulkea huomattavasti pidemmän matkan, noin 45 miljardia valovuotta. Vastaava analogia voisi olla vaikka lentokenttien kävelyhihnat, jossa hihnalla kulkeva henkilö pääsee pidemmälle kuin hihnan vieressä kulkeva samalla määrällä samanpituisia askelia. Tässä tapauksessa kävelyhihna vastaa maailmankaikkeuden laajenemista. Siispä näkyvä maailmankaikkeus, eli se osa maailmankaikkeutta, josta voimme saada ylipäätään informaatiota on läpimitaltaan noin 90 miljardia valovuotta tai 30 gigaparsekia tai tuhat kertaa Virgon supergalaksijoukon läpimitta.

Ajan kuluessa näemme siis yhä kauempaa tulevia fotoneita, joten näkyvän maailmankaikkeuden läpimitta kasvaa jatkuvasti ja yhä kaukaisempia galakseja kuuluu näkyvään maailmankaikkeuteen. Kuitenkin nykyisten havaintojen mukaan (esim. supernovista) maailmankaikkeus laajenee kiihtyvällä nopeudella, joten kaukaisimmat galaksit liikkuvat meistä poispäin yhä kiihtyvällä tahdilla. Jossain vaiheessa ne loittonevat meistä yli valonnopeudella (kyllä, mikään ei estä avaruutta itsessään laajenemasta nopeammin kuin valo, mutta galaksien nopeus avaruuden sisällä ei voi ylittää valonnopeutta), joten näkyvän maailmankaikkeuden koko pienenee. Ennen pitkää (siis tuhansien miljardien vuosien päästä) emme voi nähdä muita supergalaksijoukkoja ollenkaan ja meidän täytyy tyytyä vain katselemaan omaamme. Tämä skenaario olettaa, että maailmankaikkeus on avoin, laajenee jatkuvasti ja kiihtyvällä tahdilla, joka on tällä hetkellä parhaiten havaintoihin istuva maailmankaikkeuden malli. On myös mahdollista, että maailmankaikkeus on topologialtaan suljettu, eli maailmankaikkeuden voisi kiertää samaan tapaan kuin Maapallon ja saapua takaisin lähtöpisteeseen kääntymättä matkan varrella ympäri. Uuden tutkimuksen mukaan minimikoko tällaiselle maailmankaikkeudelle olisi kuitenkin 250 kertaa näkyvän maailmankaikkeuden läpimitta eli noin 7 teraparsekia. Maailmankaikkeus on siis läpimitaltaan vähintään 7 teraparsekia, mutta todennäköisesti vieläkin suurempi.

Maailmankaikkeuden kokoskaalat pienimmästä suurimpaan ovat näppärästi sullottuna scaleoftheuniverse.com:iin.


Tiedeviikko 5/11

Maa 2.0:n löytyminen voi olla lähempänä kuin arvaatkaan….

Kepler ja kavalkadi eksoplaneettoja

Credit: Carter Roberts / Eastbay Astronomical Society

Credit: NASA/Wendy Stenzel

 

NASA:n Kepler -satelliitin tutkimusryhmä piti viime viikolla tilannekatsauksen satelliitin tähän mennessä havaitsemista eksoplaneettakandidaateista, joita on kertynyt jo hulppeat 1235 kappaletta (kts. kuva yllä). Kyse on siis vielä kandidaateista, sillä planeettahavainnot täytyy vielä vahvistaa maanpäällisillä teleskoopeilla, mutta tutkijat arvelevat kuitenkin, että yli 80% Keplerin eksoplaneettakandidaateista osoittautuu oikeiksi planeetoiksi. Kepler on myös etsinyt planeettoja vasta neljän kuukauden ajan, joten tähän mennessä havaitut planeetat kiertävät emotähtiään lähellä. 1235 eksoplaneettaa ei ehkä vielä kuulosta kovin paljolta, mutta ottaen huomioon, että Kepler havaitsee aluetta, joka on ainoastaan neljässadasosa koko taivaasta (kts. kuva yllä), eksoplaneettojen määrä on valtava. Kepler pystyy myös havaitsemaan vain planeettakuntia, joiden ratataso on meihin päin siten, että planeetat kulkevat emotähtensä editse himmentäen samalla tähden valoa hieman. Kepler onkin suunniteltu havaitsemaan hyvin tarkasti tähtien kirkkausvaihteluita (vastaa kutakuinkin auton ajovalon editse kulkevan kirpun aiheuttaman valon himmenemisen mittaamista). Kun ylläolevat rajoitukset otetaan huomioon, Keplerin tulos eksoplaneettojen määrästä voidaan ekstrapoloida miljooniin planeettoihin kiertämässä Aurinkoa ympäröiviä läheisiä, 3000 valovuoden säteellä olevia tähtiä. Koska tähtien himmeneminen riippuu sen editse kulkevan planeetan koosta, pystyy Kepler mittaamaan myös planeetan koon suhteellisen tarkasti. Keplerin havaitsemista eksoplaneetoista 68 on Maan kokoisia ja 288 on nk. supermaan kokoisia. Eniten Kepler havaitsi Neptunuksen kokoisia planeettoja: 662 kappaletta. Loput, eli vajaa pari sataa eksoplaneettaa on Jupiterin kokoisia tai suurempia. Eksoplaneettojen uusi kokojakauma on merkittävä tulos, sillä aikaisempien havaintojen perusteella tähtiä ympäröivät planeetat ovat olleet suurimmaksi osaksi Jupiterin kokoisia tai suurempia planeettoja vihjaten, että pienemmät planeetat olisivat harvinaisempia. Keplerin havainnot ovat kuitenkin selvästi osoittaneet, että näin ei ole asian laita. Uusista eksoplaneettakandidaateista 54 sijaitsee emotähden ns. elämänvyöhykkeellä (alue tähden ympärillä, jossa planeetan pinnalla on mahdollista esiintyä nestemäistä vettä), joista viisi on Maan kokoisia. Kertaheitolla hyppäsimme nollasta viiteen maankaltaiseen eksoplaneettaan tähden elämänvyöhykkeellä. Sikäli kun näyttäisi siltä, että maankaltaiset planeetat ovat yleisiä (keskimäärin 400*5=2000 planeettaa 3000 valovuoden säteen sisällä), voimme myös olettaa, että joillakin näistä planeetoista on myös elämää (enemmän elämästä avaruudessa täällä). Tulemme varmasti kuulemaan näistä viidestä planeetasta vielä myöhemmin, ja hyvin todennäköisesti myös uusista maankaltaisista planeetoista emotähtiensä elämänvyöhykkeillä.

Tieteellinen artikkeli

Kepler-11

Credit: NASA/Tim Pyle

86 % Keplerin havaitsemista eksoplaneettakandidaateista sijaitsee planeettakunnissa, joissa useampi planeetta kiertää samaa tähteä. Yksi näistä, Kepler-11, sisältää kuusi planeettaa kiertämässä auringonkaltaista tähteä 2000 valovuoden päässä Maasta. Kepler-11 siirtyikin tähän mennessä havaittujen planeettakuntien planeettojen lukumäärässä jaetulle ykkössijalle yhdessä Gliese 581:n kanssa. Kepler-11:n planeettojen massat vaihtelevat 2.3-13.5 Maan massan välillä, ja tutkijoiden yllätykseksi ne sijaitsevat lähempänä emotähteään kuin Venus Aurinkoa. Tämän lisäksi viisi planeetoista kiertää lähempänä emotähteään kuin Merkurius Aurinkoa (kts. kuva yllä). Tutkijat eivät aikaisemmin olleet ajatelleet näin kompaktin planeettakunnan olevan edes mahdollinen. Koska planeetat kiertävät Kepler-11:tä niin lähellä toisiaan, ne häiritsevät toistensa kiertoratoja painovoimallaan. Esimerkiksi yhden planeetan havaittiin käyttävän 10-20 minuuttia enemmän tähden ylikulkuun, kuin mitä se olisi käyttänyt ilman lähellä kiertäviä kumppaneitaan. Simuloimalla planeettojen aiheuttamia häiriöitä toisiinsa ja vertaamalla tuloksia havaintoihin, tutkijat pystyivät laskemaan planeettekunnan planeettojen massat ja tiheydet sekä ennustamaan, että kyseinen systeemi pysyy tasapainossa miljoonia vuosia huolimatta planeettojen ja emotähden monimutkaisista vuorovaikutuksista. Koostumukseltaan planeetat osoittautuivat sekoitukseksi kaasuja, kiveä ja mahdollisesti myös vettä (kts. kuva alla). Suurinosa planeettojen massasta sijaitsee planeettojen kiviytimessä, kun taas suurinosa planeetan tilavuudesta on kaasua. Kepler-11d, -e, ja -f sisältävät merkittävän määrän keveitä kaasuja, joten ne ovat todennäköisesti muodostuneet muutamassa miljoonassa vuodessa planeettakunnan alkuhetkillä. Kepler jatkaa havaintojaan tästä planeettakunnasta ja on hyvin mahdollista, että siitä löytyy vielä lisääkin emotähdestä kauempana olevia planeettoja. Linnunrata on todennäköisesti pullollaan mitä erilaisimpia planeettakuntia.

Tieteellinen artikkeli

Planeetan metsästykseen käyttäen Keplerin tekemiä havaintoja voi osallistua kuka tahansa planethunter.org sivuilla.

Credit: NASA

Viikon kuva: Puhdas kiekkogalaksi

Normaalisti galakseista voi erottaa kaksi komponenttia: kiekon ja keskuspullistuman, mutta joskus galakseilta puuttuu keskuspullistuma kokonaan, kuten tämän viikon kuvassa. Tutkijat ajattelevat keskuspullistuman syntyvän galaksille sen törmätessä toiseen galaksiin, joten puhtaat kiekkogalaksit ovat jotenkin onnistuneet välttämään kosmista ruuhkaa.

Credit: ESO


Tiedeviikko 3+4/11

Tiedeviikko laahaa pahasti aikaansa jäljessä, joten on aika korjata tilanne. Tässä ensimmäiseksi viikot kolme ja neljä:

Kaukaisin galaksi

Vuoden ensimmäinen superlatiivi on kaukaisin galaksi. Tutkijat ovat löytäneet galaksin UDFj-39546284 (etukirjaimet tarkoittavat Hubble -avaruusteleskoopin pitkän valotusajan kuvia: Ultra Deep Field), joka on meistä 13.2 miljardin valovuoden päässä. Eli sen valo lähti liikkeelle, kun maailmankaikkeus oli vain 480 miljoonan vuoden ikäinen. Tutkijat arvelevat ensimmäisten galaksien muodostuneen maailmankaikkeuteen, kun se oli 200-300 miljoonan vuoden ikäinen, joten juuri havaittu galaksi ulottuu melkein ensimmäisten galaksien joukkoon. UDFj-39546284 on pieni galaksi, noin sata kertaa pienempi kuin Linnunrata, sisältäen pääosin sinisiä eli nuoria ja kuumia tähtiä. Galaksin etäisyys määriteltiin ns. poissulkumenetelmällä, jossa galaksin kuumien tähtien säteilemän ultraviolettisäteilyn absorptio meidän ja galaksin välisessä vetypilvessä siirtyy maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta pidemmille aallonpituuksille. Ultraviolettisäteily on tarpeeksi energeettistä säteilyä, jotta se voi ionisoida vetyä eli potkaista elektronin pois vetyatomin kuorelta. Törmätessään vetypilveen ultraviolettisäteily jää meiltä kokonaan havaitsematta sen jäädessä ionisoimaan vetypilven vetyä. Toisaalta galaksista säteilevä optinen säteily ei kykene ionisoimaan vetyä ja pääsee kulkemaan esteettä Maahan saakka. Maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta säteilyn aallonpituus pitenee eli punasiirtyy, joten myös UDFj-39546284:n säteily, mukanaan ultraviolettisäteilyn absorptioalue, punasiirtyy. Havaitsemalla millä aallonpituuskaistalla galaksi ei näy saadaan karkea arvio galaksin punasiirtymästä, josta voidaan vastaavasti laskea galaksin etäisyys. Tutkimusryhmän tekemissä aikaisemmissa tutkimuksessa löydettiin 47 galaksia hieman lähempää, noin 13 miljardin valovuoden päästä. Juuri löydetyn galaksin ja aikaisemmin havaittujen galaksin välinen aikaero on kuitenkin maailmankaikkeuden mittapuulla mitattuna pieni, muutama sata miljoonaa vuotta, joten galaksien kehityksessä tapahtui tänä aikajaksona suuri harppaus. Ensimmäisen 170 miljoonan vuoden aikana tähtisyntynopeus kymmenkertaistui ja sitä seuraavan 130 miljoonan vuoden aikana se kymmenkertaistui uudellen. Tulos vahvistaa tutkijoiden käsitystä galaksien muodostumisesta maailmankaikkeudessa, missä galaksit kasvavat ja törmäilevät toisiinsa pimeän aineen vaikutuksen alaisena.

Tieteellinen artikkeli

Kosminen röntgentaustasäteily

Credit: NASA/Goddard Space Flight Center

 

Kun on puhe kosmisesta taustasäteilystä, mieleen juolahtaa ensimmäisenä mikroaaltotaustasäteily, mutta maailmankaikkeus hehkuu myös muilla aallonpituusalueilla, esimerkiksi röntgenalueella. Suurin osa kosmisesta röntgentaustasäteilystä ajatellaan syntyvän aktiivisten galaksien keskustoissa majailevien supermassiivisten mustien aukkojen ympäriltä. Ongelmana on kuitenkin ollut, että aktiivisia galakseja ei ole tähän mennessä havaittu tarpeeksi, jotta koko röntgentaustasäteily pystyttäisiin selittämään. Uuden tutkimuksen mukaan meiltä onkin jäänyt laskematta viidesosa kaikista aktiivisista galakseista. Käyttäen NASA:n Swift -röntgesatelliittia tutkijat ovat löytäneet uuden aktiivisten galaksien joukon, joiden säteily on erittäin himmeää. Aktiivisissa galakseissa materiaa putoaa hiljalleen supermassiiviseen mustaan aukkoon, josta osa linkoutuu magneettikenttien vaikutuksesta pois mustan aukon navoilta muodostaen erittäin energeettiset hiukkassuihkut samaan tapaan kuin mikrokvasaareissa (kts. mustien aukkojen olemisen sietämätön keveys). Mikäli katsomme enemmän tai vähemmän suoraan hiukkassuihkua päin, kutsumme kohdetta kvasaariksi tai blasaariksi, jotka ovat maailmankaikkeuden kirkkaimpia kohteita. Sitä vastoin jos katsomme galaksia sivusta, peittää galaksin kiekko keskustan supermassiivisen mustan aukon ja säteily himmenee matkalla galaksin reunalle huomattavasti. Ultravioletti-, optinen ja ns. pehmeä röntgensäteily (noin 1 keV tai 500 kertaa näkyvää valoa energisempi) absorboituu kokonaan galaksin aineeseen. Infrapunasäteily pääsee kulkemaan galaksin läpi, mutta se saattaa sekoittua galaksin tähtiensyntyalueista säteilevään infrapunasäteilyyn. Niinpä ainoa galaksin läpäisevä supermassiivisen mustan aukon säteily on ns. kova röntgensäteily (noin 20 keV tai 10000 kertaa näkyvää valoa energisempi). Swiftin koko taivaan röntgenkartasta tutkijat valitsivat 199 aktiivista galaksia, jotka eivät sijainneet liian lähellä Linnunradan tasoa, ja joilla ei ollut hiukkassuihkuja näkyvillä. Näistä galakseista tutkijat päätyivät yhdeksään galaksiin, jotka kuuluvat uuteen aktiivisten galaksien joukkoon. Jopa Swiftillä oli ongelmia havaita näitä yhdeksää galaksia, joten todennäköisesti siltä jää suurinosa galakseista tästä erittäin himmästä aktiivisten galaksien ryhmästä havaitsematta. Ottaen satelliitin havaitsemisherkkyyden huomioon, tutkijat arviovat uuden galaksiryhmän sisältävän 20-30 prosenttia kaikista aktiivisista galakseista. Ensimmäistä kertaa tutkijat pystyivät myös mittaamaan näiden galaksien röntgenspektrin, jonka perusteella galaksit näyttäisivät muodostavan kosmisen röntgentaustasäteilyn huipun (kts. kuva yllä). Uusi löytö tukee teoriaa röntgentaustasäteilyn synnystä, jonka mukaan se on peräisin himmeistä, galaksin suojissa piileskelevistä supermassiivisista mustista aukoista, kun maailmankaikkeus oli noin seitsemän miljardin vuoden ikäinen.

Tieteellinen artikkeli

Askel kohti kvanttitietokoneita: 10 miljardin hiukkasparin kvanttilomittuminen

Tutkijat ovat onnistuneet kvanttilomittamaan 10 miljardia hiukkasta kerralla menetelmällä, joka käyttää fosfori-rikastettua piitä, mikro- ja radioaaltopulssia. Tutkijat onnistuivat kvanttilomittamaan 98% kaikista mahdollisista hiukkaspareista, ja vaikka lomittuneiden hiukkasten hallitseminen on vielä hyvin rajallista, on hiukkasten massalomittuminen askel kohti kvanttitietokoneita. Koejärjestely sisälsi piikuution rikastettuna fosfori-ioneilla, jossa fosforiatomin ydin ja yksi sen elektroneista (joka muodostaa sidoksen piiatomin kanssa) muodosti kvanttilomitettavan hiukkasparin. Puolijohteeseen, kuten piihin, sekoitettuna fosforiytimen ja elektronin kvanttilomittuminen saadaan kestämään sekunteja kerrallaan verrattuna muihin materiaaleihin, joissa kvanttilomittuminen hajoaa sekunnin tuhannesosassa tai lyhyemmässä ajassa. Tutkijat tarvitsivatkin ylimääräistä aikaa saadakseen kaikki hiukkaset käyttäytymään samalla tavalla. Mikroaaltopulssilla hiukkasten kvanttimekaaninen aaltofunktio saadaan sopivaan tilaan, jotta sitä seuraava radioaaltopulssi pystyy kvanttilomittamaan hiukkaset. Jotta kvanttilomittuneita hiukkasia voitaisiin käyttää kvanttitietokoneiden kubitteina, täytyisi niitä pystyä vielä lukemaan ja kirjoittamaan. 10 miljardia hiukkasta tarjoaisi kuitenkin jo mukavat 2.5 gigabittiä muistia, joten tutkimus on ehdottomasti askel eteenpäin kohti kvanttitietokoneita.

Tieteellinen artikkeli

Viikon kuva

Tieteellisen yhteistyön maailman kartta (hieman suurempi kuva täällä).

Credit: O. Beauchesne

 


Lyhyt johdatus supernoviin (ja pienimuotoinen vuodatus Betelgeusesta)

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

Lyhyt johdatus supernoviin

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

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

Atomitehdas

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

Elämän raaka-aineet ja kaasun kierto galakseissa

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

Tieteellisen vallankumouksen airut

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

Universumin kirkkaimmat kohteet vastuussa näkymättömän voiman havaitsemisesta

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

Supernovien havaitseminen käytännössä

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

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

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


Tiedeviikko 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



2011: Elämää avaruudessa?

 

Maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta jokainen avaruuden piste voi ajatella olevansa keskipiste, josta kaikki muut avaruuden pisteet loittonevat

Onko avaruudessa elämää? On. Me olemme siitä hyvä esimerkki. Eikä sen perusteella, että emme ole vielä löytäneet/tavanneet/havainneet muuta elämää Maapallon ulkopuolelta voi vetää johtopäätöstä oman elämämme ainutkertaisuudesta. Ihmiset ovat olleet väärässä aikaisemminkin asettaessaan itsensä erityisasemaan maailmankaikkeudessa. Esimerkiksi olemme joskus ajatelleet Maapallon, Auringon tai Linnunradan keskustan sijaitsevan universumin keskipisteessä. Nämä käsitykset on kuitenkin kumottu ennemmin tai myöhemmin tähtitietellisten havaintojen myötä. Tämän päivän tietämyksen mukaan koko maailmankaikkeuden keskipisteellä ei ole hyvää määritelmää. Toisin sanoen on yhtäpitävää sanoa maailmankaikkeuden keskipisteen sijaitsevan jokaisessa avaruuden pisteessä tai että sitä ei ole olemassa ollenkaan (kts. kuva oikealla). Alkuräjähdyksen jälkeen äärimmäisen tiheä, kuuma ja pieni maailmankaikkeus paisui tai venyi suuremmaksi samaan tapaan kuin puhallettava ilmapallo (tosin maailmankaikkeus on avaruudellisilta mitoiltaan kolmiulotteinen, joten yksi avaruusulottuvuus täytyy redusoida pois tässä analogiassa). Yhtälailla maailmankaikkeuden kuin ilmapallon pinnan keskipistettä on mahdotonta määrittää. Mikäli tämän alustuksen jälkeen voidaan sanoa, että elämän esiintyminen Maapallon ulkopuolella on mahdollista (sulkien pois astronautit, kosmonautit, taikonautit, apinat, koirat, kissat, hiiret, rotat, kalat, hämähäkit, sisiliskot, sammakot, kilpikonnat ym. Maa-lähtöiset elämänmuodot, joita on todistetusti nähty avaruudessa), kysymys herää miten ja milloin sitä havaitaan? Jääkö vuosi 2011 historiaan ekstraterrestiaalisen elämän löytymisen vuotena?

Vikingit Marsissa

Vuonna 1976 NASA:n kaksi Viking-luotainta laskeutui Marsin pinnalle varustettuna neljällä eri kokeella, jotka oli suunniteltu antamaan varmoja todisteita elämän esiintymisestä punaisella planeetalla. Ensimmäinen koe käristi Marsin pinnalta kerätyn maanäytteen ja analysoi syntyneestä kuumasta kaasusta orgaanista hiiltä, jota ei löytynyt. Toinen ja neljäs koe ruiskutti ravinteita ja sitten hiiltä kahdelle näytteelle toiveena herättää horroksessa olevia marsilaisia mikrobeja ahmimaan tarjolla olevia herkkuja, mutta tulokset vastasivat täysin kontrolleista saatuja. Kolmas koe antoi kuitenkin posiitivisen tuloksen. Jokin Marsin punaisessa hiekassa absorboi luotaimen syöttämää radioaktiivista hiiltä ja sylkäisi sen hiilidioksidipilven mukana pois aivan kuten elävä, hengittävä solu tekisi. Joten löytyikö Marsin pinnalta elämää? Tänä päivänä on varsin helppo sanoa, että ei löytynyt. Jo Viking-luotaimen tutkijat joutuivat luopumaan ajatuksesta koska koetta ei pystytty toistamaan sekä ensimmäinen, toinen ja neljäs koe osoittivat, että Marsin pinta ei sisältänyt orgaanista hiiltä, ja jos jotain elävää siellä olisikin ollut niin se ei ollut kovin nälkäinen. Viking-luotaimien mysteeri ratkesi, kun vuonna 2008 NASA:n Phoenix-luotain laskeutui lähelle Marsin pohjoisnapaa ja havaitsi perkloraattia Marsin pinnalla. Perkloraatti on hyvin reaktiivinen molekyyli, joka voi muodostaa hiilidioksidikaasua reagoidessaan hiilen kanssa ja se selittää Viking-luotaimen kolmannessa kokeessa havaitut tulokset täysin.

Elämän kriteereistä

Enceladus

Mitä muuta Viking-luotaimien kokeista jäi käteen, kuin läjä Marsin elotonta pintaa? Ainakin se, että tutkijat eivät tarpeeksi ajatelleet Marsissa vallitsevia olosuhteita; kuivajäätynyt ja säteilylle altis pinta on varsin vihamielinen ympäristö elämälle, joita luotaimien kokeet oli suunniteltu havaitsemaan. Niinpä elämän etsimisessä avaruudesta on palattu siihen minkä tunnemme parhaiten: elämän Maan pinnalla. Yksi välttämättömistä kriteereistä maankaltaiselle elämälle on nestemäisen veden esiintyminen. Elämä alkoi Maapallolla merissä ja kaikki tunnetut organismit eivät voi selvitä loputtomiin ilman vettä, joten nestemäisen veden esiintyminen planeetan tai kuun pinnalla antaa mahdollisuuden elämälle (kuten sen tunnemme) syntyä ja kehittyä. Tänä päivänä Marsin ilmakehän paine on niin pieni, että vesi ei pysy nestemäisenä Marsin pinnalla. Toisaalta pinnalla esiintyneestä vedestä kaukaisessa menneisyydessä on saatu enenevässä määrin merkkejä, ja nestemäistä vettä voi yhä esiintyä pinnan alla. Myös Jupiterin kuun Europan ja Saturnuksen kuun Enceladuksen pinnan alla ajatellaan olevan meriä. Muinaisten jokien ja järvien jättämät uomat tai pinnanalaiset meret voivat olla paikkoja, joista elävää tai fossiloitunuttta elämää voisi mahdollisesti löytyä. Mutta yksin nestemäisen veden esiintyminen tai sen mahdollisuus esiintyä planeetan pinnalla ei ole nk. biosormenjälki, elämän ehdoton merkki, vaan muitakin kriteereitä tarvitaan elämän etsimisessä.

Miksi tyytyä vain hiileen?

Tähän mennessä olemme etsineet vain hiilipohjaista elämää, mutta kenties elämää voi syntyä pohjautuen muihin atomeihin. Ehkä jossain on olemassa elämänmuotoja, jotka pohjautuvat silikoniatomeihin tai hengittävät metaania. Voiko elämä muodostua ilman DNA:ta, tarvitseeko evoluutio biologisia polymeerejä tai voisiko jokin muu neste kuin vesi pitää yllä kemikaalisia prosesseja, joiden ajatellaan johtaneen elämän syntyyn Maapallolla? Näihin kysymyksiin etsivät vastauksia astrobiologit yhdessä synteettisten biologien kanssa. Pohjautuen tuntemaamme hiilipohjaiseen elämään voidaan olettaa, että mahdollisuus maankaltaisen elämän syntyyn on olemassa myös muuallakin avaruudessa. Niinpä tutkijat lastaavatkin luotaimia kokeilla, jotka keskittyvät tuttuihin biosormenjälkiin. Esimerkiksi hiilipohjainen elämä suosii tiettyjä hiilen isotooppeja, joten mittaamalla kivestä hiilen eri isotooppien suhdetta antaa vihiä olemassa olevan tai olleen elämän esiintymisestä. Nämä menetelmät ovat myös helposti testattavissa maanpinnalla, joten niiden luotettavuus on hyvä.

Elämää joka puolella

Deinococcus radiodurans

Maapallolla esiintyy myös erittäin rankoissa olosuhteissa eläviä ekstremofiilejä, esimerkiksi veteen upotetussa ydinreaktorissa eleleviä sauvabakteereja tai organismeja, jotka menestyvät vahvasti happoisessa tai emäksisessä ympäristössä, kiven sisässä vailla häivähdystäkään Auringosta, sadan asteen lämpötiloissa tai -15 asteen pakkasessa, korkeassa paineessa tai hyvin kuivissa olosuhteissa. Bakteerimaailman ehdoton kestävyyskuningas on kuitenkin polyekstremofiili Deinococcus radiodurans, joka selviää kylmästä, kuivuudesta, tyhjiöstä, happoisista olosuhteista ja kestää tuhansia kertoja voimakkaampaa säteilyä kuin ihminen. Ensimmäisenä tämä bakteerimaailman Conan Bakteeri tavattiin säteilytetystä jauhelihasta 50-luvulla tehdyssä kokeessa, jossa tutkittiin voidaanko purkitettua jauhelihaa steriloida käyttäen gammasäteilyä. Tämän jälkeen Deinococcus radioduransia on tavattu lähes kaikkialla lähtien norsun ulosteista graniittiin Antarktiksen kuivissa laaksoissa (ympäristö, joka muistuttaa Maapallolla eniten Marsin olosuhteita). Pelkästään Deinococcus radioduransin olemassaolo viittaa siihen, että elämälle lähes mikä tahansa on mahdollista.

Eksoplaneettojen kasvillisuudesta

Entäpä jos jostain syystä elämää ei olisikaan muodostunut muualla Aurinkokunnassa, jolloin havaintojen ja kokeiden teko paikanpäällä ei olisi enää mahdollista? Silloin meidän täytyy tyytyä vain teleskoopeilla tehtäviin havaintoihin. Eksoplaneettojen ilmakehien koostumus on mahdollista selvittää spektroskopian avulla, ja tällöin esimerkiksi runsas määrä biogeenistä kaasua ilmakehässä voisi olla merkki elämästä. Toisaalta Viking-luotaimien kokeet osoittivat, että myös abioottiset, eli elottomat kemialliset ja fysikaaliset prosessit voivat tuottaa ”haamu-biosormenjälkiä”. Tulevaisuuden satelliitit (esim. Terrestial Planet Finder) ovat kuitenkin jo niin tarkkoja, että niillä pystytään mahdollisesti havaitsemaan kasvillisuuden aiheuttama varjostuksen määrä eksoplaneetan albedoon menetelmällä, joka on jo käytössä Maata tutkivilla satelliiteilla.

Vieraat sivilisaatiot

Tähtienvälinen Rosettan kivi

Viimeisenä herää kysymys älyllisen elämän esiintymisestä maailmankaikkeudessa Maapallon ulkopuolella. Voimme muodostaa ”älykkäitä arvauksia” sivilisaatioiden määrästä, niiden pitkäikäisyydestä ja tiheydestä galaksissamme tilastollisen matematiikan avulla, mutta tulosten puuttuessa nämä arvaukset sekä kysymykset sivilisaatioiden älykkyydestä, moraalista ja käyttäytymisestä ovat enemmän filosofiaa kuin tiedettä. Ainut instanssi, joka tutkii Maan ulkopuolista älyllistä elämää on SETI ja tähän mennessä sen tulosten perusteella voimme sanoa, että galaksimme ei pursuile älykästä elämää, jotka kattaisivat lähes kaikkien Auringon kaltaisten tähtien planeettakunnat, ja jotka lähettäisivät voimakkaita radiosignaaleja suoraan kohti Maata. Kenties olemme yksin. Pessimisti voisi ajatella, että älykkäät sivilisaatiot tuhoavat ennen pitkää itsensä ydinvoiman avustuksella tai tuhoavat planeettansa ylittämällä sen kantokyvyn tai vaipuvat virtuaalimaailmaan ravinteiden ja stimulanttien virratessa suoraan elimistöön. Enimmäkseen nämä arvailut heijastavat kuitenkin pelkoja oman planeettamme kohtalosta. Kenties on olemassa sivilisaatioita jotka aktiivisesti etsivät älykästä elämää ja tiedottavat itsestään myös muille, mutta sijaitsevat niin kaukana, että signaalin kulkemiseen meille saakka menee satoja, tuhansia tai kymmeniätuhansia vuosia.

Maan ulkopuolisen elämän etsiminen avaruudesta on yksi vuosisadan merkittävimmistä kysymyksistä. Ekstraterrestiaalisen elämän löytyminen olisi verrattavissa Kopernikaaniseen vallankumoukseen ihmiskunnan historiassa, ja sen saavuttaminen vaatii edistysaskeleita niin maanpäällisen elämän etsimisessä ja ymmärtämisessä kuin Maan ulkopuolisen elämän etsimisessä kaikilla mahdollisilla tasoilla pienistä organismeista aina älykkäisiin sivilisaatioihin asti. Odotan mielenkiinnolla mitä seuraava vuosikymmen tuo tullessaan tällä saralla.