Webb- ja Hubble-teleskoopit vahvistavat maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden, mutta arvoitus jatkuu edelleen

Maailmankaikkeuden laajenemisnopeus, jota kutsutaan Hubble-vakioksi, on yksi perusparametreista kosmoksen kehityksen ja lopullisen kohtalon ymmärtämisessä. Hubble-jännitteeksi (Hubble Tension) kutsuttu ero on kuitenkin havaittavissa vakion arvoissa, joita on mitattu useilla riippumattomilla etäisyysmittareilla, ja alkuräjähdyksen ennustetun arvon perusteella. NASA/ESA/CSA:n James Webb -avaruusteleskooppi on vahvistanut, että Hubble-avaruusteleskoopin tekemät havainnot olivat koko ajan oikeita, ja se on poistanut kaikki Hubblen mittauksiin liittyvät epäilykset.

Tämä kuva NGC 5468 -galaksista, joka sijaitsee noin 130 miljoonan valovuoden etäisyydellä Maasta, on yhdistelmä Hubble- ja James Webb -avaruusteleskooppien havainnoista. Tämä on kaukaisin galaksi, josta on tunnistettu kefeidejä, muuttuvia tähtiä. Ne ovat tärkeitä kilometripylväitä maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden mittaamisessa. Kefeidien perusteella laskettu etäisyys on ristiinkorreloitu galaksissa sijaitsevan Ia-tyypin supernovan kanssa. Ia-tyypin supernovat ovat niin kirkkaita, että niiden avulla voidaan mitata kosmisia etäisyyksiä paljon kefeidien etäisyysalueen ulkopuolella, mikä laajentaa universumin laajenemisnopeuden mittauksia syvemmälle avaruuteen.

Tässä spiraaligalaksissa on neljä vastapäivään kaartuvaa spiraalihaaraa. Kierteishaarat ovat täynnä nuoria, sinisiä tähtiä, ja niiden välissä on purppuranpunaisia tähdenmuodostumisalueita, jotka näkyvät pieninä pisteinä. Galaksin keskiosa on paljon kirkkaampi ja kellertävämpi, ja siinä on selvä kapea lineaarinen palkki, joka on kulmassa kello 11:stä kello 5:een. Kierteishaarojen ulkopuolella on kymmeniä punaisena näkyviä taustagalakseja. Avaruuden tausta on musta.]

Kuva: NASA, ESA, CSA, STScI, A. Riess (JHU/STScI).

Yksi NASA/ESA:n Hubble-avaruusteleskoopin rakentamisen tieteellisistä perusteista oli käyttää sen havaintovoimaa universumin laajenemisnopeuden tarkan arvon määrittämiseen. Ennen Hubblen laukaisua vuonna 1990 maanpäällisillä teleskoopeilla tehdyissä havainnoissa oli valtavia epävarmuustekijöitä. Laajenemisnopeudelle saaduista arvoista riippuen maailmankaikkeus saattoi olla 10 – 20 miljardia vuotta vanha. Viimeisten 34 vuoden aikana Hubble on kutistanut tämän mittaustuloksen alle yhden prosentin tarkkuuteen ja kiinnittänyt eron 13,8 miljardin vuoden ikäarvoon.

Ikäarvio on saavutettu tarkentamalla niin sanottuja "kosmisia etäisyysportaita" mittaamalla tärkeitä kilometripylväitä, joita kutsutaan kefeideiksi. Kefeidien valon kirkkaus muuttuu jaksonpituudella, joka on suoraan verrannollinen tähtien massaan. Näin ollen, havaitsemalla kirkkauden muutoksia, voimme määrittää tähden absoluuttisen kirkkauden ja edelleen voimme laskea niiden etäisyydet. Kefeidit ovat myös hyvin kirkkaita tähtiä, joten niitä voidaan havaita hyvin kaukaa, joten ne soveltuvat hyvin tämän tyyppiseen etäisyysmittaukseen.

Hubble-arvo ei kuitenkaan vastaa muita mittaustuloksia, jotka viittaavat siihen, että maailmankaikkeus laajeni nopeammin alkuräjähdyksen jälkeen. Nämä havainnot tehtiin ESA:n Planck-satelliitin kartoittaessa kosmista mikroaaltotaustasäteilyä, joka on suunnitelma siitä, miten maailmankaikkeuden rakenne kehittyy sen jälkeen, kun se on jäähtynyt alkuräjähdyksestä.

Yksinkertainen ratkaisu dilemmaan olisi sanoa, että ehkä Hubble-havainnot ovat vääriä, koska sen mittauksiin on hiipinyt epätarkkuutta syvän avaruuden mittareista. Sitten tuli James Webb -avaruusteleskooppi, jonka avulla tähtitieteilijät voivat tarkistaa Hubblen tulokset. Webbin infrapunanäkymät kefeideistä vastasivat Hubblen optisen valon tietoja. Webb vahvisti, että Hubble-teleskoopin tekemät havainnot olivat koko ajan oikeassa ja poisti kaikki Hubblen mittauksiin liittyvät epäilykset.

Lopputulos on se, että niin sanottu Hubble-jännite (Hubble Tension), joka vallitsee läheisen maailmankaikkeuden tapahtumien ja varhaisen maailmankaikkeuden laajenemisen välillä, on edelleen kosmologeja työllistävä arvoitus. Avaruuden kudokseen saattaa olla kietoutunut jotain, mitä emme vielä ymmärrä.

Vaatiiko tämän ristiriidan ratkaiseminen uutta fysiikkaa? Vai johtuuko se mittausvirheistä kahden eri menetelmän välillä, joita käytetään avaruuden laajenemisnopeuden määrittämiseen?

"Kun mittausvirheet on poistettu, jäljelle jää todellinen ja jännittävä mahdollisuus, että olemme ymmärtäneet maailmankaikkeuden väärin", sanoo Adam Riess, Baltimoressa sijaitsevan Johns Hopkinsin yliopiston fyysikko. Riess on saanut Nobel-palkinnon siitä, että hän oli mukana löytämässä sitä, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy salaperäisen ilmiön, jota nykyään kutsutaan pimeäksi energiaksi.

Vuonna 2023 tehty ensimmäinen Webb-havainto vahvisti, että Hubblen mittaukset laajenevasta maailmankaikkeudesta olivat tarkkoja. Hubble-jännityksen lieventämisen toivossa jotkut tutkijat kuitenkin arvelivat, että mittauksissa olevat näkymättömät virheet voivat kasvaa ja tulla näkyviin, kun katsomme syvemmälle maailmankaikkeuteen. Erityisesti tähtien joukkoistuminen voisi vaikuttaa systemaattisesti kaukaisempien tähtien kirkkausmittauksiin.

Riessin johtama SH0ES (Supernova H0 for the Equation of State of Dark Energy) -ryhmä sai lisähavaintoja Webbillä tehdyillä havainnoista kefeideistä, jotka voidaan nyt korreloida Hubble-tietojen kanssa.

"Olemme nyt kattaneet koko Hubble-havaintojen alueen, ja voimme sulkea mittausvirheen Hubble-jännityksen syyksi erittäin suurella varmuudella pois", Riess sanoi.

Jotkin tähtitieteilijät ovat kuitenkin esittäneet, että kun siirrytään "toista porrasaskelmaa" pitkin eteenpäin, kosmiset etäisyystikkaat saattavat horjua, jos kefeidimittaukset muuttuvat epätarkemmiksi etäisyyden kasvaessa. Tällaisia epätarkkuuksia voi esiintyä, koska kefeidien valo voi sekoittua viereisen tähden valoon - vaikutus voi korostua etäisyyden kasvaessa, kun tähdet pakkautuvat taivaalle ja niitä on vaikeampi erottaa toisistaan.

Havaintohaasteena on se, että aiemmat Hubble-kuvat kaukaisemmista kefeideistä näyttävät yhä enemmän sekoittuneilta ja päällekkäisiltä naapuritähtien kanssa yhä suuremmilla etäisyyksillä meidän ja niiden isäntägalaksien välillä, mikä edellyttää tämän vaikutuksen huolellista huomioon ottamista. Välissä oleva pöly vaikeuttaa entisestään mittausten varmuutta näkyvässä valossa. Webbin ir-havainnot kuitenkin läpäisevät pölyn ja erottaa kefeidit tavallisista naapuritähdistä.

"Webbin ja Hubblen yhdistäminen antaa meille molempien maailmojen parhaat puolet. Huomaamme, että Hubblen mittaukset pysyvät luotettavina, kun nousemme pitemmälle kosmisella etäisyysportaalla", Riess sanoo.

Uusissa Webb-havainnoissa on mukana viisi isäntägalaksia, joissa on kahdeksan Ia-tyypin supernovaa ja joissa on yhteensä 1 000 kefeidiä. Havainnot ulottuvat kaukaisimpaan galaksiin NGC 5468, josta kefeidejä on mitattu ja joka on 130 miljoonan valovuoden etäisyydellä. "Tämä kattaa koko sen alueen, jolla teimme mittauksia Hubblen avulla. Olemme siis päässeet kosmisten etäisyystikkaiden toisen portaan päähän", sanoo toinen kirjoittaja Gagandeep Anand (Space Telescope Science Institute Baltimore).

Hubble- ja Webb-avaruusteleskooppien vahvistus Hubble-jännitteestä antaa muille observatorioille mahdollisuuden ratkaista mysteeri, mukaan lukien NASAn tuleva Nancy Grace Roman -avaruusteleskooppi ja ESA:n hiljattain käynnistämä Euclid-missio.

Tällä hetkellä Hubblen ja Webbin havaitsemat etäisyystikkaat on asettanut tukevan ankkuripisteeseen ja Planckin havaitseman alkuräjähdyksen jälkihehkun (kosminen taustasäteily) maailmankaikkeuden alun välille. Sitä, miten maailmankaikkeuden laajeneminen muuttui näiden kahden päätepisteen välissä kuluneiden miljardien vuosien aikana, ei ole vielä suoraan havaittu. "Meidän on selvitettävä, puuttuuko meiltä jotain siitä, miten yhdistää maailmankaikkeuden alku ja nykyhetki", Riess sanoo.

Nämä havainnot julkaistiin 6. helmikuuta 2024 ilmestyvässä The Astrophysical Journal Letters -lehdessä.

 

Uusi tutkimus Hubblen vakion arvosta

Hubble-avaruus teleskooppia käyttävä tähtitieteilijöiden ryhmä on mitannut maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden tekniikalla, joka on täysin riippumaton aikaisemmasta menetelmästä.

Tarkan Hubblen vakion tunteminen on tärkeä kosmoksen iän, koon ja kohtalon määrittämiseksi. Tämän mysteerin ratkaiseminen on ollut viime vuosien suurimpia astrofysiikan haasteita. Uusi tutkimus lisää käsitystä siitä, että uusia teorioita voidaan tarvita selittämään, mitä tutkijat ovat havainneet.

Jokainen näistä Hubble-avaruusteleskoopin tilannekuvista paljastaa neljä vääristynyttä kuvaa taustakvasaarista. Kuva NASA, ESA, SH Suyu (Max Planckin astrofysiikan instituutti.

Tutkijoiden tulokset vahvistavat edelleen eroa maailmankaikkeuden laajentumisnopeuden (jota kuvataan Hubblen vakiolla) eri tutkimusten välillä. Lasketun Hubblen vakion ero paikallisuniversumin mittausten ja varhaisen maailmankaikkeuden taustasäteilyn perusteella ennustetun nopeuden välillä on merkittävä.

Uusimman tutkimuksen tulos edustaa tarkinta mittausta ja se perustuu gravitaatiolinssimenetelmään, jossa etualalla sijaitsevan galaksin painovoima toimii kuin jättiläinen suurennuslasi, vahvistaen ja vääristäen taustakohteista tulevaa valoa. Tutkimuksessa ei luotettu perinteiseen "kosmisen etäisyyden tikkaisiin" -menetelmään, jossa mitataan etäisyyksiä galakseihin käyttämällä erityyppisiä tähtiä "virstanpylväinä". Sen sijaan tutkijat käyttivät gravitaatiolinssien fysiikkaa maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden laskemiseksi.

Uudet Hubblen vakion mittaukset tehnyt tutkimusryhmä on nimeltään H0LiCOW (H0-linssit COSMOGRAILin Wellspringissä). COSMOGRAIL on lyhenne gravitaatiolinssien kosmologisesta seurannasta, suuri kansainvälinen projekti, jonka tavoitteena on gravitaatiolinssien seuranta. "Wellspring" viittaa kvasaarilinssijärjestelmien runsaaseen tarjontaan.

Tutkimusryhmä laski Hubblen vakion H0LiCOW-arvon tarkkailu- ja analysointitekniikoilla, joita on parannettu huomattavasti kahden viimeisen vuosikymmenen aikana.

H0LiCOW ja muut viimeaikaiset mittaukset viittaavat nopeampaan laajentumisnopeuteen paikallisuniversumissa, kuin mitä odotettiin perustuen Euroopan avaruusjärjestön Planck-satelliitin havaintoihin kosmisen taustasäteilystä yli 13 miljardia vuotta sitten.

Näiden kahden arvon välisellä erolla on tärkeitä vaikutuksia maailmankaikkeuden taustalla olevien fysikaalisten parametrien ymmärtämiseen, ja se voi vaatia uutta fysiikkaa eroavuuksien huomioon ottamiseksi.

"Jos nämä tulokset eivät ole samoja, se voi olla vihje, että emme vielä ymmärrä täysin kuinka aine ja energia kehittyivät ajan myötä, etenkin varhaisina aikoina", sanoi H0LiCOW-ryhmän johtaja Sherry Suyu Max Planckin astrofysiikan instituutista Saksassa, Münchenin tekninen yliopisto ja Academia Sinica -astronomian ja astrofysiikan instituutti Taipeissa, Taiwanissa.

Kuinka se tehtiin

H0LiCOW-ryhmä käytti Hubblea havaitsemaan kuuden kaukaisen kvasaarin valoa. Kvaasarit ovat ihanteellisia kohteita monista syistä; esimerkiksi, ne ovat kirkkaita, erittäin kaukana ja hajallaan taivaalla. Tutkimuksessa havaittiin sitä, kuinka kunkin kvasaarin valo jakaantui neljään kuvaan massiivisen etualan galaksin gravitaatiokentässä. Tutkitut galaksit ovat 3 miljardin - 6,5 miljardin valovuoden etäisyydellä ja kvasaarien keskimääräinen etäisyys on 5,5 miljardia valovuotta maasta.

Kunkin kvasaarin kuvan valonsäteet kulkevat hiukan erilaisella reitillä avaruuden läpi päästäkseen Maahan. Polun pituus riippuu aineen määrästä, joka vääristää avaruutta näkölinjaa pitkin kvasaarista Maahan. Kunkin reitin jäljittämiseksi tähtitieteilijät tarkkailevat kvasaarin valon välkkymistä. Kun valo välähtää, kukin linssin muodostama kuva kirkastuu eri aikaan.

Ymmärtääkseen nämä viiveet kokonaan, ryhmä käytti aluksi Hubblea laatimaan tarkat kartat aineen jakautumisesta kussakin linssigalaksissa. Tähtitieteilijät voivat sitten luotettavasti laskea etäisyydet galaksista kvasaariin ja Maasta galaksiin ja edelleen kvasaariin. Vertaamalla näitä etäisyysarvoja tutkijat mittasivat maailmankaikkeuden laajenemisnopeutta.

Tutkijat laskivat Hubblen vakion arvoksi 73 kilometriä sekunnissa megaparsekia kohden (±2,4%). Ryhmän mittaus on myös lähellä Hubblen vakion arvoa 74 km/s/Mpc, jonka Supernova H0 (SH0ES) tutkimusryhmä, joka käytti kosmisen etäisyyden tikkaat -menetelmää, on laskenut. SH0ES-mittaus perustuu etäisyyksien mittaamiseen kaukana oleviin galakseihin käyttämällä kefeidie ja supernovien kirkkauksia etäisyyden määrittämiseksi.

SH0ES- ja H0LiCOW-arvot eroavat merkittävästi Planckin luvusta 67 km/s/Mpc , vahvistaen eroa nykyisen  maailmankaikkeuden Hubblen vakion ja varhaisen maailmankaikkeuden havaintoihin perustuvan ennustetun arvon välillä.

Vuonna 2012 aloitetulla H0LiCOW-tiimillä on nyt kuvat ja aikaviiveet 10 kvasaarille. Ryhmä jatkaa uusien kvasaarien etsimistä ja seurantaa yhteistyössä kahden uuden ohjelman tutkijoiden kanssa. Ensimmäinen ohjelma on nimeltään STRIDES (STRong-lensing Insights into Dark Energy Survey) ja siinä etsitään uusia gravitaatiolinssien tuottamia kvasaarien kuvia. Toinen ohjelma on nimeltään SHARP ja siinä käytetään WM Keck-teleskooppien adaptiivista optiikkaa gravitaatiolinssien kuvaamiseksi. Ryhmän tavoitteena on tarkkailla yli 30 kvasaarijärjestelmää vähentääkseen tutkimuksen 2,4 prosentin epävarmuutta 1 prosenttiin.

NASAn tuleva James Webbin avaruusteleskooppi, jonka odotetaan aloittavan toimintansa vuonna 2021, voi auttaa tutkimusryhmiä saavuttamaan 1 % tarkkuustavoitteensa.

H0LiCOW-tiimin työ valmistelee myös tietä satojen linssikvasaarien havainnoille, joita tähtitieteilijät ovat löytäneet sellaisten tutkimusten avulla, kuten Dark Energy Survey ja PanSTARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) ja tulevan National Science Foundationin laaja Synoptic Survey Telescope, joiden odotetaan paljastavan tuhansia uusia gravitaatiolinssejä.

Edelleen NASAn laajakenttäinen infrapunateleskooppi (WFIRST) auttaa tähtitieteilijöitä ratkaisemaan Hubblen vakion arvoa jäljittämällä maailmankaikkeuden 

laajentumishistorian. Tehtävässä käytetään myös useita tekniikoita, kuten näytteenottoa tuhansista supernovista ja muista eri etäisyyksillä olevista kohteista, ​​jotta voidaan selvittää johtuuko ero mittausvirheistä, havainnointitekniikasta vai onko tähtitieteilijöiden mukautettava teoriaa, josta he johtavat ennusteita.

Huikea läpimurto

Lokakuun 16. päivänä saatiin odotettu tieto tieteellisestä läpimurrosta. Molemmat LIGO- observatoriot Yhdysvalloissa^[1] ja Virgo-observatorio^[2][6] Italiassa oli havainnut gravitaatioaaltoja, joiden alkuperäksi paljastui kahden neutronitähden^[3] törmäys ja yhteensulautuminen. 

Tapahtuma synnytti myös kirkkaan gammasäteilyn purkauksen^[4] (GRB), jotka puolestaan havaittiin avaruudessa Maata kiertävillä radoilla olvissa Fermi- ja INTEGRAL-obsrevatorioissa. Hyvin pian osoittautui, että molempien havaintojen aiheuttaja sijaitsi eteläisellä tähtitaivaalla Vesikäärmeen tähdistössä sijaitsevassa NGC 4993 galaksissa.

Gravitaatioaallot, jotka saivat tunnuksen GW170817, havaittiin elokuun 17. päivänä (2017) kello 12.41.04 UTC aikaa (kello 15.41.04 Suomen aikaa). Havainto tehtiin kaikissa kolmessa laser-interferometrissä samanaikaisesti, tai oikeammin niin pienellä aikaerolla, että gravitaatioaaltojen lähteen sijainti pystyttiin laskemaan hyvin tarkasti. Gravitaatioaaltoilun kesto oli peräti 100 sekuntia, mikä on ennennäkemättömän pitkä aika. Aikaisemmin havaitut aallot ovat ajallisesti kestäneet vain 0,2–0,5 sekuntia. Poikkeuksena kuitenkin oli GW151226 joulukuun 26. päivänä vuonna 2015 tehty havainto, jolla oli pituutta noin 1,6 sekuntia.

Neutronitähtien törmäyspaikka on osoitettu nuolella. Kuvissa
nähdään jälkihehkun himmeneminen.

Gravitaatioaaltojen havaitsemisen jälkeen kului aikaa vain 1,7 sekuntia, kun röntgenpurkauksia avaruudessa etsivät Fermi- ja INTEGRAL-observatoriot tekivät gammapurkauksesta havainnon. Ne paikansivat purkauksen eteläiselle tähtitaivaalle Vesikäärmeen tähdistöön ja lähettivät automaattiviestin GRB-purkauksesta sähköpostilla. Näin suuri joukko maanpinnalla olevia ja avaruudessa olevia observatorioita pystyi tekemään purkauksesta havaintoja ensimmäisistä minuuteista alkaen.

Seuraavaksi saatiin optinen havainto kilonovaksi^[5] kutsutusta ilmiöstä. Aikaa oli kulunut gravitaatioaaltojen vastaanottamisesta 10 tuntia 52 minuuttia. Kilonovan havaitseminen varmisti paikaksi galaksin NGC 4993 Vesikäärmeen tähdistössä. Varmistus oli välttämätöntä, sillä alustavan paikanmäärityksen epätarkkuudesta johtuen, lähistöllä oli kymmenkunta muutakin mahdollista galaksia missä purkaus olisi voinut tapahtua.

Virgo-observatorio Pisassa Italiassa. Kuva Virgo.

Seuraavaksi havaittiin himmeä infrapunainen säteilylähde samalla paikalla kun aikaa oli kulunut 11 tuntia 36 minuuttia. Seuraavaksi kohde havaittiin kirkkaana uv-valon aallonpituudella kun aikaa oli kulunut 15 tuntia.

Tämän jälkeen kului hieman pitempi aika, sillä röntgensäteilyä kohteesta havaittiin vasta 9 vuorokauden kuluttua.  Viimeksi saatiin havainto radiosäteilystä 16 vuorokauden kuluttua. Näin kohde oli havaittu kaikilla mahdollisilla sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla ja työhön oli osallistunut 70 observatoriota ympäri maapallon.

Tutkijoille oli heti alusta alkaen päivän selvää, että tässä oltiin aivan uudenlaisen ilmiön äärellä. Havaitun gravitaatioaaltoilun pitkä kesto jo paljasti, että kyseessä eivät voineet olla yhteen sulautuvat mustat aukot, vaan neutronitähtipari. Toisiaan kiertäessään neutronitähdet menettävät potentiaalienergiaansa gravitaatiosäteilynä ja lopulta ne törmäävät toisiinsa. Tässä tapauksessa viimevaiheen tapahtumien alkaessa tähtien välinen etäisyys oli vain 300 km ja 100 sekuntia myöhemmin ne törmäsivät toisiinsa.

Gammapurkauksen havaitseminen kertoi myös omaa tarinaansa tapahtumasta, sillä jos kyseessä olisi ollut mustien aukkojen muodostama pari, gammapurkausta ei olisi syntynyt. Näin on käynyt aikaisemmin havaituissa tapauksissa. Selitystä täytyi etsiä muista tapahtumista ja neutronitähtipari on vahvin kandittaatti (toki muutama muukin ilmiö selittäisi gammapurkauksen).

Galaksin NGC 4993 sijainti Vesikäärmeen tähdistössä.

Gravitaatioaaltohavainnosta pystyttiin myös laskemaan monia muita asioita. Neutronitähtiparin etäisyys oli noin 130 miljoonaa valovuotta ja niiden massat olivat 0,86–1,36 ja 1,36–2,2 auringonmassaa. Törmäys aiheutti gammapurkauksen joka siis havaittiin hetki törmäyksen jälkeen.

Gravitaatioaaltojen ja gammapurkauksen samanaikainen havaitseminen todisti tutkijoiden olettaman siitä, että gravitaatioaallot etenevät valonnopeudella. Tästä asiasta tuskin oli eriäviä mielipiteitä tutkijoiden keskuudessa, mutta aaltojen etenemisnopeudelle ei ollut aikaisemmin saatu minkäänlaista tieteellistä näyttöä. Ja tieteessähän ei ole mikään asia varmaa ja totta ennen kuin tieteellinen näyttö on saatu.

Gravitaatioaaltojen ja galaksista NGC 4993 tulevan valon punasiirtymän avulla tutkijat pystyivät laskemaan Hubblen vakion arvon suurella tarkkuudella. Tulos oli 70⁺¹²_-8 km/sMpc, joka on kutakuinkin virherajat huomioiden sama tulos kuin jokunen vuosi sitten Planck-observatorion mittausten perusteella laskettu arvo. 

Gravitaatioaaltojen havainto LIGO-observatoriossa ja
Fermi ja INTEGRAl-observatorioissa. Kuva LIGO.

Neutronitähtien törmäys sinkoaa avaruuteen runsaasti ainetta, joka muodostaa syntyneen neutronitähden ympärille ainepilven. Pilvessä paitsi, että se säteilee kaikilla sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla ajan kuluessa, tapahtuu myös paljon hiukkasfysiikan alueeseen kuuluvia ilmiöitä. Nopea neutronisieppaus muuttaa pilven alkuaineet (esimerkiksi raudan) raskaammiksi alkuaineiksi. Näitä raskaita alkuaineita ja harvinaisia maametalleja ovat esimerkiksi kulta, platina, seleeni, rutenium, teknetium, barium, neodyymi ja erbium sekä uraani. Osa näistä syntyneistä isotoopeista on radioaktiivisia ja siitä syystä pilvessä on myös jonkin verran kevyempiä alkuaineita, jotka ovat syntyneet radioaktiivisissa jakautumisissa.

Katso ESOn julkaisema videoanimaatio neutronitähtiparin törmäyksestä!

Tässä on syventävä video tapahtumasta:

Huomautukset

 [1] The Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) on kaksi laser-interferometriaa käyttävää observatoriota, jotka sijaitsevat Hanfordissa ja Livingstonissa Yhdysvalloissa. Observatorioiden välinen etäisyys on yli 3000 km. Katso hakusanalla LIGO tässä blogissa julkaistuja artikkeleita!

[2] Virgo-observatorio sijaitsee Pisan kaupungin läheisyydessä Italiassa. Rakenteellisesti se on samanlainen kuin LIGO-observatoriot, vain laser-säteiden tyhjiöputket ovat lyhyempiä. Niiden pituus on noin 3 km.

[3] Neutronitähdet koostuvat lähinnä neutroneista, jotka ovat pakkautuneet (ei sähkövarausta) aivan toisiinsa kiinni. Neutronitähden ytimessä on ajateltu aineen olomuodoksi kvarkki-plasmaa. Neutronitähden pinnalla voi olla muutaman senttimetrin vahvuinen ”ilmakehä” joka koostuu raudasta. Neutronitähtien halkaisija on noin 20 km ja massa noin 1–2 auringonmassaa. Neutronitähdet syntyvät kevyimmissä supernovissa, joissa tähden ydin luhistuu noin >1,4 auringonmassaiseksi neutronitähdeksi.

]4] Gammasädepurkaukset ovat lyhytaikaisia ja erittäin kirkkaita nimensä mukaisesti gammasäteilyn purkauksia. Purkausten kesto on lyhytaikaisissa purkauksissa enintään 2 sekuntia ja pitkäaikaiset voivat olla jopa muutaman minuutin mittaisia. Lyhyiden gammapurkausten aiheuttajaksi on ajateltu neutronitähtien törmäyksiä ja pitkäaikaisten purkausten aiheuttajina on pidetty hypernovia, hyvin suurimassaisten tähtien supernovapurkauksia.

Gammapurkaukset ovat kapeita keiloja ja me näemme vain sellaiset, joiden keilat osuvat meihin. Gammapurkauksia havaitaan avaruuteen sijoitetuilla observatorioilla ja niitä nähdään noin kerran vuorokaudessa tai parissa. Gammapurkausten lähteet sijaitsevat yleensä hyvin kaukaisessa avaruudessa, joten GW+GRB170817 tapahtui harvinaisen lähellä, etäisyys oli noin 130 miljoonaa valovuotta.

[5] Tähdissä tapahtuvia kirkastumia kutsutaan yhteisellä nimellä nova. Etuliitteet: hyper-, super- ja kilo- kuvastavat kirkkautta ja vapautuvaa aine- ja energiamäärää siten, että kaikkein massiivisimmat tähdet aiheuttavat hypernovaksi kutsuttuja ilmiöitä. Kilonova on siis supernovaa heikompi ja himmeämpi purkaus mutta tavallista novaa kirkkaampi. Novan himmeämpiä versioita ovat toistuvat novat, novamaiset muuttujat ja muuttujat. Näistä viimeksi mainitut ovat tähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee enemmän tai vähemmän säännöllisesti.

[6] Virgo-observatorion havaitsema signaali oli heikko mutta riittävä paikanmäärityksen tarkentamiseen. Heikon signaalin syy oli observatorion suunta lähteeseen juuri tapahtuma-aikaan. Jos gravitaatioaaltojen tulosuunta muuttaa molempien tyhjiöputkien pituutta lähes yhtä paljon ja samaan suuntaan, signaali jää heikoksi vaikka muutoin (tai muutama tunti aikaisemmin tai myöhemmin) se olisi selvästi havaittavissa.

Maailmankaikkeuden historia tarkentui

Maailmankaikkeuden kehitys uusimman tiedon valossa.
 Kuva ESA/Planck Collaboration.

Vuonna 2013 toimintansa päättänyt Panck-avaruusobservatorion kokoaman datan tutkiminen on alkanut tuottaa uusia tuloksia. Nämä tulokset ovat nyt muuttamassa tai paremminkin tarkentamassa maailmankaikkeutemme historiaa sen alun osalta. Uusia tieteellisiä tuloksia on saavutettu niin ensimmäisten tähtien syntymisajankohdasta kuin oman Linnunratamme magneettikentästä.

Merkittävä uusi tutkimustulos on se, että maailmankaikkeuden ensimmäiset tähdet syntyivät noin 140 miljoonaa vuotta myöhemmin kuin aikaisemmin oli päätelty^[1]. Ero saattaa tuntua pieneltä jos sitä vertaa maailmankaikkeutemme 13,8 miljardin vuoden ikään, mutta näin ei ole. Sataneljäkymmentä miljoonaa vuotta myöhemmin syntyneet tähdet poistavat ongelmat mm. siitä, että ei tarvita mitään aikaisemmin tuntematonta energialähdettä maailmankaikkeuden uudelleen ionisoitumiseen.

Ajatus tuntemattomasta energialähteestä oli syntynyt Hubble avaruuskaukoputken ottamien erittäin syvä taivaan kuvien myötä. Kuvat osoittavat, että reionisaatio^[2] olisi pitänyt käynnistyä ensimmäisten galaksien syntyessä noin 300–400 miljoonaa vuotta maailmankaikkeuden alun jälkeen. Ongelma oli siinä, että silloin galakseissa ei ollut riittävää puhtia reionisaation käynnistämiseen. Galaksien ja ensimmäisten tähtien synty satamiljoonaa vuotta myöhemmin poistaa eksoottisen energialähteen tarpeen.

Planckin tekemien havaintojen perusteella on laskettu uusia lukuja maailmankaikkeudelle

• Maailmankaikkeuden ikä on 13,799±0,038 miljardia vuotta
• Hubblen vakio T₀ on 67,8±0,9 km/s/megaparsek^[3]
• Pimeän energian osuus on 69,2± 1,2 % koko massaenergiasta.

Planckin kokoamasta aineistosta on pystytty määrittämään myös mikroaaltotaustasäteilyn tiheydenvaihtelun muutos kulmamittakaavan funktiona (n_s) josta on myös käytetty ilmaisua ”skalaarispektrin indeksi”. Indeksi kuvaa inflaation lopun tilannetta. Planckin havainnoista on indeksille johdettu arvo 0,968, joka merkitsee sitä että suuren mittakaavan vaihtelun voimakkuus on hitusen voimakkaampaa kuin mitä on ennustettu useimmissa inflaatiomalleissa.

Tähtienvälisen avaruuden pöly pilvien ja Linnunradan magneettikentän rakenteen välinen vuorovaikutus näkyy Planckin tekemissä havainnoissa hyvin selvästi. Mikroskooppisen pienent pölyhiukkaset kääntävät pidemmän akselinsa kohtisuoraan magneettikenttään vastaan. Hiukkasista emittoitunut sähkömagneettinen säteily polarisoituu hiukkasista ja näin polarisaatiosuunnan määrittäminen kertoo magneettikentän suunnan ja pölyhiukkasten tiheyden. Kuvan värit kertovat säteilyn voimakkuudesta: tummanpunainen voimakkainta ja tumman sininen heikointa. Kuva ESA/Planck Collaboration.

Huomautukset

[1] 420 miljoonan vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa

[2] Uudelleen ionisoituminen (engl. reionization) on maailmankaikkeuden sisältämän (vety) kaasun ionisoitumista tähtien säteilemän uv-valon vaikutuksesta.

Noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa protonit ja heliumytimet vangitsivat elektronit orbitaaleille (rekombinaatio), jolloin aineesta tuli sähköisesti neutraalia. Maailmankaikkeuden lämpötila oli tällöin noin 3000 K ja aine säteili voimakkasti valoa. Rekombinaation seurauksena sähkömagneettinen säteily pääsi etenemään vapaasti ja me havaitsemme sen nyt mikroaaltotaustasäteilynä (CMB).

Maailmankaikkeuden laajetessa sen lämpötila laski jatkuvasti ja koska tähtiä ei vielä ollut syntynyt, se oli myös pimeä. Tämä ajanjakso oli ensimmäinen kosminen pimeä aika ja sen on ajateltu kestäneen ensimmäiset 500 miljoona vuotta. Pimeä aika päättyi ensimmäisten kirkkaiden tähtien ja galaksien syntymisen myötä. Tähtien säteilemän voimakkaan uv-valon vaikutuksesta tähtiin sitoutumaton kaasuatomit (uudelleen) ionisoituivat ja muodostivat plasmaa.  Luonnollisesti ionisoituminen ei tapahtunut kaikkialla samaan aikaan vaan se vaati aikaa lähes 500 miljoonaa vuotta ennen kuin reionsaatio oli edennyt kaikkialle maailmankaikkeuteen. Tässä vaiheessa hieman alle miljardin vuoden ikäisen maailmankaikkeuden täytti harva ionisoitunut vety, joka ei pystynyt estämään sähkömagneettisen säteilyn etenemistä.

[3] Megaparsek on miljoona parsekia ja yksi parsek on 3,26 valovuotta (206 265 au). Etäisyys on se, josta Maan radan säde (1 au) näkyy yhden kaarisekunnin mittaisena. Tähtitieteilijät käyttävät parsekia (pc) laskuissaan etäisyysmittana, koska se tekee niistä helpompia, usein jopa päässä laskettavia.