ESA:n Hera-operaatio: Marsin ohitus ja matka Didymokselle

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) Hera-avaruusalus suorittaa 12. maaliskuuta 2025 merkittävän ohilennon Marsin ohi osana planeettojen puolustamiseen tähtäävää missiotaan. Marsin gravitaatio muuttaa Heran lentorataa, ohjaten sen kohti Didymos-kaksoisasteroidijärjestelmää ja lyhentäen sen matkaa useilla kuukausilla. Tämä manööveri mahdollistaa myös huomattavan polttoainesäästön.

Marsin Deimos-kuu. Kuva Wikimedia Commons.

Marsin ohituksen aikana Hera käyttää ensimmäistä kertaa tieteellisiä instrumenttejaan Deimoksen, Marsin pienemmän ja vähemmän tunnetun kuun, kuvaamiseen. Hera havaitsi Marsin jo kymmenen vuorokautta ennen ohitusta, jolloin planeetta näkyi avaruusaluksen kameroissa noin kymmenen pikselin kokoisena.

Deimos on kooltaan 15 × 12,2 × 10,4 km ja sen keskietäisyys Marsista on 23 463 km. Sen alkuperä on yhä arvoitus: se onkin epäilty olevan Marsin kiertoradalle vangiksi jäänyt Jupiterin radaltaan siirtämä asteroidi. Monien muidenkin planeettojen kiertoradoilla olevat pienet kuut voivat olla kaapattuja asteroideja, etenkin sellaiset, joiden kiertosuunta on pääkiertosuuntaan vastaan.

Hera kuvaa Deimosin Marsista poispäin kääntyneen puolen, ja nämä kuvat voivat tarjota tärkeitä tietoja Japanin vuonna 2026 toteutettavalle Marsin kuiden tutkimusmatkalle (MMX, Martian Moons eXploration Mission).

 

HERAn tekemän Deimos-kuun ohilennon vaiheet. Klikaa kuvaa suuremmaksi yksityiskohtien näkymisen helpottamiseksi. Kuva ESA.

Ohilennon keskeiset vaiheet

• Hera saapuu noin 5 000 kilometrin etäisyydelle Marsin pinnasta ja vain 300 kilometrin päähän Deimoksesta.
• Marsin ohituksen jälkeen avaruusalus ehtii kuvata myös Marsin toista kuuta, Phobosta.
• Heran nopeus Marsiin nähden pysyy ennallaan, mutta sen suunta muuttuu kohti Didymosta polttoainetehokkaalla kurssilla.

ESA järjestää 13. maaliskuuta 2025 webcast-lähetyksen, jossa seurataan Heran ohilentoa ja sen keräämiä kuvia.

Lisätietoja Deimoksesta. Kuva ESA.

 

Gravitaatioavustukset ja tieteelliset tavoitteet

Useimmat ESAn planeettojenväliset lennot hyödyntävät planeettojen gravitaatiota nopeuden lisäämiseksi tai reitin muuttamiseksi ohilennoillaan. Tällaiset gravitaatioavusteiset radat suunnitellaan ESAn lentodynamiikkaryhmässä Saksassa. Visualisoinnit ja kuvantamisen suunnittelutukea tarjoaa ESAC-tiimi Espanjassa.

Heran instrumentit

Heran käyttämät instrumentit yli 1 000 kilometrin etäisyydellä Deimoksesta ovat:

• Asteroidikuvakamera: Kaksi 1020 × 1020 pikselin monokromaattista näkyvän valon sensoria navigointiin ja tieteelliseen tutkimukseen.
• Hyperscout H: Anturi, joka havaitsee valoa laajalla spektrillä. Se kattaa 25 näkyvän ja lähi-infrapunan spektrialuetta.
• Thermal Infrared Imager: Japan Aerospace Exploration Agencyn (JAXA) kehittämä keski-infrapuna-alueella toimiva kamera, joka kartoittaa pintamaisemia.

Kohti Didymosta

Heran Mars-ohitus asettaa sen radalle kohti lopullista määränpäätään, Didymos-kaksoisasteroidijärjestelmää, johon se saapuu vuoden 2026 lopulla. 

Kaavio HERA-luotaimen tehtävästä. Klikkaa kuvaa suuremmaksi. Kuva ESA.

Didymoksen pääasteroidi on 750 ± 100 metriä halkaisijaltaan, kun taas sen pienempi kumppani, Dimorphos, on vain 170 ± 30 m kokoinen. Kappaleiden välinen keskietäisyys on 1,18 ± 0,03 km ja kiertoaika 0,4958 ± 0,0002 vuorokautta (11h 55m 17,3s ± 0,2s ennen ja 11h 22m 03,4s ± 5,0s jälkeen DART-luotaimen törmäystä). Järjestelmä kiertää Auringon 770 vuorokaudessa (2,11 vuotta). Dimorphoksen rata muuttui NASAn DART-mission törmäyksen seurauksena 26.9.2022.

Osana maailman ensimmäistä asteroidin poikkeutuskokeilua Hera tekee yksityiskohtaisen törmäyksen jälkeisen havainnoinnin kohdeasteroidista. Heran lähettämät tiedot auttavat parantamaan ymmärrystämme asteroidien poikkeutustekniikoista ja siten lisäävät maapallon turvallisuutta tulevaisuudessa. Heran tekemien havaintojen avulla tutkijat muuttavat suuren mittakaavan kokeen hyvin ymmärretyksi ja toistettavaksi planeetan puolustustekniikaksi. 

 

 

Pimeä aine voi siirtyä galaksista toiseen

Kaksi galaksia sijaitsee noin 44 miljoonan valovuoden etäisyydellä meistä. Toinen niistä on hyvin himmeä ja vaikeasti havaittavissa oleva NGC 1052-DF4 ja siinä on vain hyvin vähän (< 1%) pimeää ainetta. Toinen on hyvin paljon massiivisempi galaksi NGC 1052-DF2, ja siinä on hyvin paljon (> 99 %) pimeää ainetta.

Galaksi NGC 1052-DF4 on keskiosiltaan symmetrinen mutta ulkoreunaltaan se on kehittämässä gravitaatiohäntää massiivisemman naapurigalaksin vaikutuksesta. Kuva Montes et al., ApJ, 2020.

Alkuun näiden kahden galaksin välillä ei näyttänyt olevan mitään yhteyttä, tutkimukset paljastivat DF4n olevan paljon lähempänä kuin mitä ensin ajateltiin. Jokin kuitenkaan ei sopinut kuvaan ja tarkempi analyysi paljasti pimeän aineen puuttumisen galaksista lähes kokonaan. Tulos vaikuttui hyvin oudolta, sillä pimeää ainetta pidetään välttämättömänä, jotta galakseja ylipäätään voisi muodostua.

Tutkijat^[1] saivat havaintoaikaa La Palmalla (Kanariansaaret) sijaitsevalta Gran Telescopio Canarias’ista ja Hubble avaruuskaukoputkesta. Havainnot näillä riittävän suurilla ja herkillä teleskoopeilla paljasti, että suurempi galaksi (DF2) olisi riistänyt pienemmältä (DF4) tähtiä. Pienemmän ydinalueet näyttivät olevan koskemattomia ja tähdet olivat symmetrisesti ytimen ympärillä. Uloimpana kuitenkin oli havaittavissa vuorovesivoiman synnyttäneen jo ”gravitaatiohännän” kohti massiivisempaan galaksia.

Tähdistä muodostunut vuorovesihäntä syntyy sen jälkeen, kun galaksin pimeä aine on ensin siirtynyt suurempimassaiseen galaksiin. Näin on selitettävissä, miksi pienemmästä galaksista pimeä aine puuttuu lähes täysin ja massiivisemmassa sitä taas on ylimäärin. Pimeän aineen poistuttua galaksin gravitaatio on heikentynyt niin paljon, että tähtien siirtyminen massiiviseen galaksiin mahdollistuu. Tämä näyttää alkaneen aivan hiljattain.

Mitä sitten tulee tapahtumaan pimenemälle DF4-galaksille? Luultavasti se tulee liittymään kokonaisuudessaan massiivisempaan galaksiin. Kuinka kauan tähän menee riippuu hyvin monesta tekijästä ja siihen ei nyt julkaistu tutkimus vastaa.

Huomautus

[1] The Astrophysical Journal, 904, osa 2. The Galaxy "Missing Dark Matter" NGC 1052-DF4 is Undergoing Tidal Disruption

 

Tänä vuonna juhlitaan Einsteinin yleistä suhteellisuusteoriaa

Albert Einsteinin kuvaaja oli Doris Ulman.
Kuva Wikimedia Commons.

Tänä vuona tulee kuluneeksi tasan sata vuotta Einstein yleisen suhteellisuusteorian julkaisemisesta. Yleinen suhteellisuusteoria on sen verran merkittävä tieteellinen saavutus, jonka julkaisua ja kehittäjää Albert Einsteinia (1879–1955) on syystäkin juhlia. 

Ironista kyllä, vaikka yleinen suhteellisuusteoria onkin yksi viime vuosisadan merkittävimmistä ja kausikantoisimmista tieteellisistä julkaisuista, Einsteinia ei milloinkaan palkittu tästä työstä Nobelilla^[1]. Nobelin hän sai vuonna 1921 ”ihmevuonna”^[2] 1905 julkaistusta pienestä tutkimuksesta, joka käsitti valosähköisen ilmiön selitystä.

Yleinen suhteellisuusteoria on gravitaatioteoria, jossa Einstein selittää gravitaationa tunnetun ilmiön alkuperäksi aika-avaruuden kaareutumisen. Teoria korvaa tai paremminkin täydentää aikaisemman, vuonna 1687 julkaistun Isaac Newtonin gravitaatioteorian. Newtonin gravitaatioteoria on toimiva arkielämässä, jossa massat ja nopeudet ovat ”ihmismittakaavaisia” mutta teoriaa ei voi käyttää silloin, kun kysymys on tähdistä, mustista aukoista ja valon nopeutta lähestyvistä nopeuksista. Silloin Einsteinin teoria on paljon tarkempi.

Parhaimmin tunnettu esimerkki Einsteinin teorian tarkkuudesta on Merkuriuksen radan perihelin kiertymisen selitys, johon Newtonin teoria ei pysty. Newtonin teoria ei myöskään selitä valon kulkureitin kaareutumista massiivisten kappaleiden läheisyydessä, vaikka Newton tutkikin valon ominaisuuksia hiukkasteorian keinoin.

Yleistä suhteellisuusteorian aika-avaruuden kaareutumista yleensä havainnollistetaan joustavalla kankaalla, joka edustaa kaikkia kolme tilaulottuvuutta. Sijoittamalla kankaan keskelle erimassaisia painoja edustamaan massiivisia tähtiä tai mustia aukkoja, saadaan kangas venymään ja kaareutumaan. Mallilla myös hyvin usein pyritään havainnollistamaan planeettojen liikeradat tähtien ympäri tai jopa valon reitin taipumisen massakeskittymän läheisyydessä.

Massat saavat aika-avaruuden kaareutumaan.
Kuva Wikimedia Commons.

Vaikka analogia on hyvin puutteellinen ja rajoittunut ilmentämään aika-avaruutta, meille useamman kuin kolmen ulottuvuuden hahmottaminen ei luonnistu. Näin ollen analogiamalli on yksi parhaimmista millä tieteellisiä ilmiöitä on voitu havainnollistaa maallikoille.

Suhteellisuusteorian ilmestymisen aikaan Einstein ajatteli maailmankaikkeuden olevan staattinen. Hänen kaavansa kuitenkin osoittivat, että maailmankaikkeuden täytyi joko laajeta tai luhistua, staattinen tila ei ollut mahdollista. Niinpä hän lisäsi kaavoihinsa kosmologisen vakion, jonka arvon sopivalla valinnalla staattinen tila mahdollistui.

Seuraavalla vuosikymmenellä (marraskuussa 1924) Edwin Hubble (1889–1953) kuitenkin pystyi osoittamaan maailmankaikkeuden laajenemisen, joten Einstein joutui muuttamaan käsitystään. Hän kertoi lisäämänsä kosmologisen vakion olleen elämänsä suurin virhe. Niinpä hän poisti kaavoistaan tämä tekijän, mutta se jouduttiin ottamaan takaisin vuonna 1998 julkaistusta tutkimuksesta johtuen, jonka mukaan maailmankaikkeus laajeni kiihtyvästi. Ilman kosmologista vakiota (ja sen edustamaa poistovoimaa) kiihtymistä ei voi tapahtua, vaan laajeneminen hidastuisi ehkäpä ikuisesti gravitaation vaikutuksesta.

Yleisen suhteellisuusteorian tultua ainakin osittain todistetuksi oikeaksi vuonna 1919 tapahtuneen auringonpimennyksen avulla, Einsteinin elämä muuttui varsin ”pyörteiseksi”. Hän muutti usein vaihtaen työpaikkojaan yliopistosta toiseen, matkusti maailmalla mm. useita kertoja Yhdysvaltoihin ja lopulta päätyi muuttamaan pysyvästi New Jerseyiin ja työskenteli Princetonin yliopistossa Euroopan poliittisen ilmapiirin kehityttyä juutalaisvastaiseksi Adolf Hitlerin noustua valtaan Saksassa 1930-luvulla.

Albert Einsteinin suppeamman suhteellisuusteoriaan sisältyvät sellaiset käsitteet kuten valonnopeuden vakioisuus tyhjiössä^[4], suhteellisuusperiaate^[5], aikadilaatio^[6] ja pituuskontraktio^[7].

Yleinen suhteellisuusteoria on suppeamman suhteellisuusteorian laajennus, jonka lisäyksiä oli mm. gravitaatio ja kosmologinen vakio. Einsteinin mukaan gravitaatio oli näennäisvoima (kts. edellä mainittu aika-avaruuden kaareutuminen), joka johtuu käytetystä koordinaatiosta. Yleisen suhteellisuusteorian mukaan myös aika on paikallinen ilmiö ja se kuluu tai etenee erinopeuksilla riippuen havaitsijan liiketilasta ja tai sijaintipaikan gravitaatiokentän voimakkuudesta (jälleen aika-avaruuden kaareutumisesta).

Einsteinin myöhemmät työt liittyivät EPR-paradoksiin (jonka Niels Bohr onnistui kumoamaan), mustiin aukkoihin liittyvään Schwarzschildin ”madon reikiin” (virallisemmin Einsteinin- Rosenin siltaan) ja yrittipä hän kehittää kaiken teorian, jossa yhdistyisivät gravitaatio- ja kvanttiteoriat.

Albert Einsteiniä on luonnehdittu neroksi ja kieltämättä hän jonkin asteinen nero olikin omalla alallaan. Kaikesta päätelleen hän tunsi suurta intohimoa työtään kohtaan, joten onnistuminen monissa tutkimuksissaan oli suora seuraus tästä intohimosta. Vaikka Einstein koki elämässään ja työssään myös monia epäonnistumisia, niin niitä ei sinällään tarvitse muistella, epäonnistumisia kun tulee kaikille ja vain onnistumiset lasketaan.

Huomautukset

[1] Suhteellisuusteoria ei ollut ”keksintö” Nobel-säätiön palkintoehtojen (Alfred Nobelin testamentin) mukaisesti.

 [2] Einsteinin ”ihmevuosi” 1905 on merkittävä, sillä silloin hän julkaisi kolme merkittävää julkaisua jo mainitun valosähköisen ilmiön selityksen lisäksi. Vähintään yhtä merkittävä tutkimus oli Brownin liikkeen^[3] selitys, jolla Einstein onnistui osoittamaan myös atomien olemassa olon. Vuonna 1910 hän oli ehdokkaana Nobelin saajaksi juuri Brownin liikkeen selitysmallin keksimisestä.

Kaksi muuta merkittävää ”ihmevuoden” julkaisua oli Suppea tai erityinen (nimitys vaihtelee) suhteellisuusteoria (Annalen der Physik numero 17) sekä massan ja energian verrannollisuus(Annalen der Physik numero 18), jonka suuri yleisö tuntee kaavasta E=mc². Tutkimus on kuitenkin usein liitetty suppeaan suhteellisuusteoriaan, vaikka se oli selkeästi aivan itsenäinen vaikkakin suppeaa suhteellisuusteoriaa täydentävä teoreettinen tutkimus.

[3] Brownin liike on mikroskoopissa näkyvä hiukkasten satunnainen siksak-liike. Ilmiön pani ensimmäisenä merkille kasvitieteilijä Robert Brown vuonna 1827. Hän ei kuitenkaan löytänyt selitystä ilmiölle. Einsteinin mallin mukaan kyseisen liikkeen saa aikaan vesimolekyylien lämpöliike. Pienet hiukkaset heilahtavat paikaltaan molekyylin törmäyksen voimasta. Suurempiin hiukkasiin vastaavia törmäyksiä tapahtuu runsaammin, mutta kappaleiden joka puolelle, josta johtuen törmäysreaktiot kumoavat toisensa ja kappaleet näyttävät pysyvän paikoillaan.

[4] Valonnopeus tyhjiössä on vakio riippumatta valonlähteen ja tai havaitsijan liikenopeudesta. Väliaineessa (esimerkiksi ilma) valonnopeus ei ole vakio vaan vaihtelee väliaineen sähköisten ominaisuuksien mukaan.

[5] Suhteellisuusperiaatteen mukaan fysiikan lait ovat samat kaikissa tasaisessa liikkeessä liikkuvissa koordinaatistoissa.

[6] Aikadilaatiossa liikkuvan havaitsijan aika kulkee hitaammin kuin paikoillaan olevan havaitsijan. 

[7] Pituuskontraktiossa, josta myös käytetään nimitystä Lorentz-kontraktio, on liikesuunnassa tapahtuva kappaleiden pituuden lyheneminen, joka on suhteessa liikkuvan kappaleen nopeuden suhteesta valonnopeuteen. Valonnopeudella kappaleen pituus olisi nolla.

B-moodi havaittiin

Gravitaatioaaltojen jättämät B-moodin
polarisaatiojäljet kosmisessa
taustasäteilyssä. Kuva BICEP2.

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics tutkijat professori  John Kovacin johdolla ovat havainneet Etelänavalla sijaitsevalla BICEP2 koelaitteistolla kosmisesta mikroaaltosäteilystä (CMB)[1] B-moodin eli spiraalimaisesti polarisoituneen säteilyosan.  Havainto on merkittävä, sillä B-moodi syntyi kosmiseen mikroaaltotaustasäteilyyn gravitaatioaaltojen[2] aiheuttamana. Gravitaatioaallot puolestaan syntyivät maailmankaikkeuden inflaatiokauden[3] aikana, noin 10^-35 sekunnin ikäisessä maailmankaikkeudessa.

Tutkijat itsekin olivat yllättyneitä havaitsemisen helppoutta. He odottivat joutuvansa etsimään hyvin heikkoa signaalia valtavan kohinamäärän joukosta, mutta B-moodin signaali oli yllättävän voimakas ja selkeä. Voimakas signaali osoittaa käytetyn havaintolaitteiston (BICEP2) olevan erityisen sopiva etsittynä olevaan ilmiöön. Kolmen kauden (2010–2012) kerätty mittausdata sopii teoreettisiin malleihin.

Kovacin ryhmän kehittämä havaintolaitteena on täysin jäähdytetty BICEP2 laitteisto, jonka ”aukko” on vain 26 cm. Sen havaintoinstrumenttina toimii 512 antennia kytkettynä TES (transition edge sensor) kanssa, jolloin ne muodostavat 150 GHz bolometrin[3]. Ilmaisinlaitteisto on jäähdytetty 0,25 K lämpötilaan. Suomeksi tämä tarkoittaa sitä, että BICEP2-laitteisto on pienehkö kaukoputken tapainen mikroaaltoja vastaanottava laitteisto ja se pystyy havaitsemaan kosmisesta mikroaaltosäteilystä äärimmäisen pieniä lämpötilavaihteluita ja polarisaatiosuunnan.

BICEP2-laitteisto musituttaa rakenteellisesti
pienehköä harrastajakaukoputkea mutta
vastaanottaa mikroaaltoja.
Kuva Steffen Richter (Harvard University).

Kuten tieteessä tavallisestikin, uutinen vähäisestä havainnosta voi tuntua lähes merkityksettömältä jokapäiväiselle elämällemme. Uutisen arvoa tieteellekin on vielä tässä vaiheessa vaikea arvioida, mutta selvästi tässä ollaan merkittävimpien kosmologisten havaintojen äärellä. 

Nykyiseen standardimalliin sisältyvä kosminen inflaatio on yksi perustekijöistä, johon nykyinen käsityksemme maailmankaikkeuden rakenteesta ja kehityksestä nojautuu. Tähän asti todisteet inflaation esiintymisestä ovat olleet epäsuoria ja lähinnä perustuneet erilaisiin simulaatioihin. Nyt ensimmäistä kertaa on pystytty siis havaitsemaan ilmiö, joka on syntynyt inflaation aikana.

Tutkimustulos on ainutkertainen ja se täytyy varmentaa monta kertaa. Erityisesti tutkimusryhmän itsensä täytyy tehdä moninkertaisia varmistuksia ja tarkistuksia sekä toisten tutkimusryhmien täytyy tehdä varmentavia havaintoja ennen kuin tutkimus on varmaa tieteellistä tietoa. Tarkkaan ottaen, jos tutkimustulos osoittautuu oikeaksi (se on jo nyt tilastollisesti merkitsevä) niin siinä on tehty kaksi merkittävää läpimurtoa: ensimmäinen on siis suora havainto inflaation esiintymisestä ja toinen on ensimmäiset todelliset havainnot gravitaatioaalloista.

Luultavasti aivan lähiaikoina saamme lisää julkaistuja tutkimuksia B-moodista, sillä Planck-observatorio on kartoittanut koko maailmankaikkeudesta tulevan kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn erittäin suurella tarkkuudella ja herkkyydellä. Jos sen kokoamasta datasta löytyy sama B-moodin säteily, havaintojen tieteellinen merkittävyys on valtava. Itse vertaisin havaintoa CMB:n löytämiseen vuonna 1968. Eikä Planck ole ainoa tutkimusprojekti, jossa B-moodi voidaan varmistaa. Sen kanssa kilpailevia projekteja on useita kuten Polarbear, Spider ja EBEX vain muutamia projektien nimiä mainitakseni.

Tutustu myös aihepiiriin liittyviin aikaisempiin artikkeleihin tässä blogissa:

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/12/merkittava-havainto-etelamantereella.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/10/planck-observatorio-suljetaan.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/03/yllattavia-tuloksia-planck-luotamen.html

Huomautukset

Maailmankaikkeuden kehitys.
Kuva Wikimedia Commons.

[1] Kosminen mikroaaltosäteily syntyi noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa, kun laajenevan maailmakaikkeuden lämpötila oli pudonnut sellaisiin lukemiin, että elektronien sitoutuminen atomiytimien orbitaaleille oli mahdollista. Maailmankaikkeuden täyttänyt aine muuttui sähköisesti neutraaliksi ja sähkömagneettinen säteily (mm. valo) pääsi etenemään aineesta riippumatta. Nykyinen maailmankaikkeus on paljon laajempi kuin silloin, joten lämpötila on laskenut edelleen ja nykyisin se on noin 2,7 K. Taustasäteilyn aallonpituus on kasvanut (punasiirtynyt) ainakin tuhatkertaiseksi ja se havaitaan mikroaaltojen aallonpituudella.

(2] Nykyisen käsityksen mukaan inflaation aikana yksi merkittävimmistä tekijöistä oli voimakkaat gravitaatioaallot (IGW), jotka risteilivät laajentuvassa maailmakaikkeudessa. Gravitaatioaallot syntyivät inflaationaikaisissa tapahtumissa, joissa gravitaatio erkaantui muista luonnon perusvoimista (vuorovaikutusvoimista). Perusvoimat gravitaation lisäksi ovat heikko- ja vahva vuorovaikutus sekä sähkövuorovaikutus, jotka erottuivat toisistaan myöhemmin.

Gravitaatioaalloille on ominaista, että ne edetessään tiivistävät, laajentavat ja muuttavat ja muuttavat aika-avaruuden sädettä edetessään maailmankaikkeudessa. Ne ovat jättäneet oman jälkensä paljon myöhemmin syntyneeseen kosmiseen mikroaaltosäteilyyn (CMB) niille tyypillisenä spiraalipolarisaationa. Näin ollen B-moodi on yksi vahvimmista osoituksista tapahtuneesta inflaatiosta.

Ajatuksen B-moodista, eli spiraalista polarisaatiosta kosmessa taustasäteilyssä, keksi professori Marc Kamionkowski Johns Hopkins yliopistosta vuonna 1997.

[3] Inflaatio on 1980-luvulla useiden tutkijoiden kehittelemä malli, jolla pyrittiin ratkaisemaan ns. horisonttiongelma ja se, että maailmankaikkeus on hyvin isotrooppinen. Päärooliin näistä teorioista nousi Alan Guthin malli, jonka mukaan aikavälillä 10^-36–10^-33 sekunnin ikäinen maailmankaikkeus laajeni äärimmäisen nopeasti tasoittaen lämpötilaeroja ja mahdollisti nykyisin havaitsemamme maailmankaikkeuden rakenteen syntymisen. Luonnollisesti Guthin malli ei ollut täysin valmis julkaisunsa aikana, joten sitä on kehitetty paljon eteenpäin kuluneina vuosikymmeninä. Nykyisin Alan Guth toimii professorina MIT:ssä (Massachusetts Institute of Technology).

[4] Bolometri on ilmaisin, jonka tunnistinosa reagoi vastaanottamaansa signaalin energiaan lämpötilamuutoksella. Nykyisin bolometrit voidaan rakentaa (virittää) erittäin herkiksi ja tiettyyn käyttötarkoitukseen sopiviksi. Yksittäisistä tunnistinosista voidaan rakentaa digitaalikameroiden tapaisia tunnistin matriiseja, jolloin vastaanotetusta signaalista voidaan muodostaa ”kuvia”.

Pimeän aineen arvoitus syvenee

Pimeän aineen massiivisimmat keskittymät
on galaksien ympäristöissä. Uusimpien oletusten
mukaan pimeää ainetta voisi olla jopa
renkaana maapallon ympäristössä.
Kuva Nasa.

Nykyisen käsityksen mukaan pimeää ainetta on vähintään nelinkertainen määrä näkyvään aineeseen verrattuna. Mitä pimeä aine on, sitä emme vielä tiedä, mutta sen on todettu muodostavan laajoja pilviä galaksien ympäristöön. Jonkin verran pimeää ainetta on arveltu olevan myös galaksien sisäisessä avaruudessa ja jopa jonkin verran tähdissä. Pimeän aineen tiheys ei kuitenkaan ole pidetty niin suurena, että sen gravitaatiovaikutukset näkyisivät yksittäisissä tähdissä tai planeettakunnissa.

Nyt käsitys näyttäisi olevan uudistamisen tarpeessa. Tutkija Steve Adler (Institute of Advanced Studies in Princeton, New Jersey) julkaisi vuonna 2009 tutkimuksen[1], jonka mukaan pimeä aine voisi olla se tuntematon tekijä, joka kiihdyttää tai hidastaa satunnaisesti maapallon ohilentojen tekevien aurinkokuntaluotainten ratanopeutta[2]. Tutkimuksen mukaan pienen mittakaavan keskittymissä (tähtien ympäristöissä) pimeän aineen tiheys pitäisi olla suurempi kuin galaksiavaruudessa ja planeettojen ympäristössä vielä suurempi kuin tähtien ympäristöissä.

Ben Harris (University of Texas at Arlington) kiinnostui tutkimaan sitä, vaikuttaisiko pimeän aineen keskittyminen maapallon ympäristöön myös satelliittien ja ohilentoja suorittavien luotainten ratanopeuksiin. Hänen mielenkiintonsa kohteena oli erityisesti paikannussatelliitit (GPS, GLONASS ja Galileo), joiden radoista hän kokosi tietoja yhdeksän kuukauden ajalta. Hän laski maapallon massan kunkin satelliitin ratatietojen perusteella. 

Tulos oli mielenkiintoinen; maapallon massa näytti olevan 0,005–0,008 % suurempi kuin IAUn virallinen arvo. Lisäksi pimeä aine näyttäisi muodostavan kiekon maapallon ekvaattoritasolle: kiekon paksuus olisi noin 191 km ja halkaisija noin 70 000 km. Tulos on alustava, sillä siihen ei vielä ole otettu huomioon kaikkia mahdollisia (häiritseviä) tekijöitä. Asiaa tutkittiin myös Nasan Juno-luotaimen[3] tehdessä ohilennon viime lokakuussa[4]. Tulosten mukaan Juno ohitti maapallon kuten ennakoitiin.

Jos Harrisin ajatus olisi oikea, niin pimeän aineen olemassa oloa voitaisiin tutkia satelliittien tarkkojen ratatietojen avulla. Erityisesti voitaisiin tutkia sitä, miten pimeän aineen hiukkaset vuorovaikuttavat keskenään? Kysymys on oleellinen, sillä ilman keskinäistä vuorovaikutusta pimeän aineen hiukkaset vajoaisivat galaksien ytimiin, tähtiin ja planeettoihin. Näin ei selvästikään ole, joten jonkinlainen vuorovaikutusmekanismi täytyy olla olemassa. Tämä saattaa myös merkitä sitä, että pimeä aine koostuu useita eri hiukkastyypeistä ja useista erilaisista vuorovaikutusmekanismeista[5].

Huomautukset

[1] Can theflyby anomaly be attributed to earth-bound dark matter?

[2] ESA etsii kosmista anomaliaa

[3] Juno on Nasan Jupiterin järjestelmää havainnoimaan lähetetty luotain, joka laukaistiin pitkälle matkalleen 5. elokuuta 2011.

[4] Juno suojatilaan ohilennon aikana

[5] James Bullock (University of California, Irvine)

GOCE päätyi Etelä-Atlantiin

GOCE-satelliitti.
Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) maapallon gravitaatiokenttää havainnut GOCE-satelliitti päätyi Tyyneen valtamereen ylitettyään sitä ennen Siperian asumattomat alueet. Tuhoutuminen tapahtui noin kello 2 aikoihin (Suomen aikaa) viimeyönä ja sen ei tiedetä aiheuttaneen minkäänlaisia vahinkoja. Arviolta pari kolmesataa kiloa satelliitin 1100 kg massasta päätyi merenpintaan asti.

Viimeisen kerran satelliittiin oltiin yhteydessä Etelämantereella sijaitsevalta Troll-asemalta kello 0.42. Tällöin mittausdata kertoi satelliitin tietokoneen lämpötilaksi 80 °C ja akkujen lämpötilaksi 84 °C. ESAn insinöörien yllätykseksi satelliitti oli täysin toimintakuntoinen korkeista lämpötiloista huolimatta. Korkeutta satelliitilla oli tuolloin jo alle 120 km. Korkeus oli jo niin vähäinen, että tuhoutuminen oli väistämätöntä seuraavan kierroksen aikana.

12.11.2013

ESA tarkensi putoamispaikkaa. Se tapahtui Tyynen valtameren sijaan Etelä-Atlantilla Tulimaan itäpuolella ja Falkland-saarista etelään. Tuhoutumisaika oli 2.16. Oheisesta kartasta selviää putoamispaikka

 
https://maps.google.de/maps?num=50&q=-56,-60&ie=UTF8&hq=&hnear=0x1a518a690ca2a93d:0xdce616971e86954,-56,-60&gl=de&t=m&ll=-55.998381,-60.007324&spn=5.901093,14.0625&z=6&iwloc=A&source=embed