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.

 

Tähtiharrastajan kaukoputki: Mitä kaukoputkella voi nähdä: Syvä taivas.

Pallomainen tähtijoukko M13
sellaisena kuin sen voi nähdä
visuaalisesti kaukoputkella.
Kuva Kari A. Kuure.

Syvä taivas -kohteilla ymmärretään kaikkia niitä kohteita, jotka eivät kuuluneet aikaisemmin käsiteltyihin ryhmiin. Poikkeuksena pallomaiset tähtijoukot, jotka sijoittuvat selkeästi tähtien ryhmään ja myös nyt käsiteltävään syvä taivas ryhmään.  Koska käsittelin ne edellisessä artikkelissa, en enää palaa aiheeseen. Syvä taivaan kohteita ovat galaksit ja sumut, joista kumpikin ryhmä vielä jakaantuu useampaan alaryhmään.

 Yhteistä syvä taivaan kohteille on se, että visuaalihavainnoista joudutaan käyttämään hyvin valovoimaista kaukoputkea ja havaitsijan silmien on sopeuduttava pimeään. Valokuvatessa joudutaan käyttämään pitkää valotusaikaa tai mieluumin pinoamaan kymmeniä lyhyempiä otoksia, jolloin seuranta virheet jäävät vähäisemmiksi ja yksi tai muutama epäonnistunut otos ei pilaa kokoyön työtä.

Havaitessa visuaalisesti jonkin verran valosaasteisilla alueilla on syytä käyttää valosaastesuodatusta. Kuten kaikki suodattimet, valosaastesuodatinkin vähentää kohteen kirkkautta, joten suodattimen valinnassa tulee olla erityisen huolellinen ja valita tiheydeltään kaukoputken valonkeräyskykyyn sopiva suodatin. Liian tumma suodatin pienessä kaukoputkessa kadottaa valosaasteen mukana myös kohteesta tulevan valon. Liian vaalea suodatin valovoimaisen kaukoputken kanssa ei poista riittävästi valosaastetta.

Sumut

Sumut jaetaan karkeasti seuraaviin tyyppeihin:

• Planetaariset sumut 
• Emissiosumut  
• Supernovajäänteet    
• Pimeät sumut
• Heijastussumut

Planetaariset sumut ovat yksittäisen tähden kehityskaarensa viime vaiheissa avaruuteen sinkoamasta aineesta muodostuneita sumuja. Kaukoputkessa ne näyttävät hieman planeetoilta (etenkin pienillä suurennuksilla), josta ne ovat saaneet nimensä. Planeettojen kanssa niillä ei kuitenkaan ole mitään tekemistä. Sumujen muoto, tai siis se miltä ne näyttävät kaukoputkessa, ovat yleensä olleet nimeämisperusteena, esimerkkinä vaikkapa Lyyran rengassumu, Pöllösumu tai Nostopainosumu. Todellisuudessa planetaariset sumut ovat enempi tai vähempi tiimalasin muotoisia ja niiden kaasujen jakaumassa on selviä eroja. Kahta täysin samanlaista planetaarista sumua tuskin on, joten mielenkiintoisia kohteita on riittävästi.

Orionin kaasusumu sellaisena kuin
sen voi nähdä omin silmin isohkolla
kaukoputkella. Kuva Kari A. Kuure.

Emissiosumut ovat yleensä tähtiensyntyaluetta. Niissä vety ja muut kaasut hehkuvat kirkkaiden lähitähtien valaistessa niitä uv-valollaan. Uv-valo aiheuttaa elektronien viritystilan, jonka lauetessa emittoi tietyillä näkyvän valon aallonpituuksilla, esimerkiksi vedyn-alfa-viivan aallonpituudella punaista valoa. Valitettavasti silmä ei ole kovinkaan herkkä punaiselle valolle, joten ainoastaan kirkkaimmat emissiosumujen alueet näkyvät visuaalisesti havaittuna.

Tyypillinen esimerkki tällaisesta emissiosumusta on Orionin suuri kaasusumu, joka näkyy selkeästi jo isohkolla kiikarilla. Suurin osa sumuista on hyvin himmeitä, mutta onneksi niitä on sentään jokunen kaukoputkella visuaalisesti havaittavissa.

Tähtiensyntyalueilla on myös pölystä ja molekyylimuotoisesta kaasusta syntyneitä pimeitä sumuja, jotka tulevat näkyville, jos niiden takana on kirkas valoa säteilevä emissiosumu. Silloin ne näkyvät mustina siluetteina. Tunnettu esimerkki tällaisesta pimeästä sumusta on Hevosenpääsumu.

Supernovajäänteet ovat erikoinen sumuryhmä. Ne ovat syntyneet nimensä mukaisesti supernovien räjähdyksessä. Ne ovat tähtitieteellisessä aikaskaalassa lyhytaikaisia, nehän katoavat 10–20 tuhannessa vuodessa näkyvistä. Jäänteet näkyvät emittoimansa valon vaikutuksesta. Hiljattain syntyneet supernovajäänteet ovat pallomaisia tai rengasmaisia (SN 1987A eteläisellä tähtitaivaalla). Vanhemmat sumut ovat laajentuneet suurikokoisiksi ja niiden kirkkaus on himmentynyt. Vahat supernovajäänteet ovatkin havaittavissa vain valokuvaamalla.

Heijastussumut ovat sumuja, jotka heijastavat lähistöllä olevien kirkkaiden tähtien valoa. Yleensä heijastussumut ovat suhteellisen himmeitä, joten niiden visuaalinen havaitseminen on varsin vaativaa. Hyvänä esimerkkinä heijastussumuista on Seulasten tähtien ympärillä oleva kaasu ja pöly. Sumut näkyy tähtijoukosta otetussa kuvasta, mutta visuaalisesti niiden näkeminen on mahdotonta.

Olipa sumu tyyppi mikä tahansa, harrastajakaukoputkessa niissä esiintyviä värejä ei pystytä havaitsemaan. Silmän herkkyys, vaikkakin kaukoputken valonkeräyskyvyn vahvistamana, ei riitä värinäkemiseen. Sen sijaan valokuvatessa värit tulevat näkyviin.

Galaksit

Galaksit ovat kymmenien tai satojen miljardien tähtien muodostamia järjestelmiä, joissa tähdet kiertävät galaksin keskustaa gravitaation sitomina. Galakseista ei yleensä nähdä yksittäisiä tähtiä, joitakin poikkeuksia luukuun ottamatta. Jos kaukoputki mahdollistaa suuret suurennukset, voidaan galakseissa nähdä silloin tällöin räjähtäneitä supernovia. Niiden tunnistaminen vaatii kylläkin referenssikartaston, esimerkiksi aikaisempia valokuvia galaksista.

Galakseja on monen tyyppisiä. Yhteistä niille on, että ne ovat yleensä hyvin etäisiä kohteita ja näkyvät suhteellisen himmeinä ja pieninä. Onneksi on olemassa muutamia poikkeuksia, esimerkiksi Andromedan galaksi, joka näkyy pimeässä paikassa paljain silmin. Sen lisäksi Kolmion galaksi pohjoisella pallonpuoliskollamme on paljain silmin näkyvä kohde, mutta vaatii näkyäkseen äärimmäisen pimeän paikan. Muut galaksit näkyvät vain kaukoputkilla.

Eteläisellä pallonpuoliskolla on näkyvissä kaksi pilvimäistä galaksia: Suuri (LMC) ja Pieni Magellanin (SMC) pilvi. Ne ovat muodoltaan epäsäännöllisiä ja niiden etäisyydet meistä ovat noin 179 000 ja 210 000 valovuotta.

Galaksien muoto ja rakenteet vaihtelevat hyvin paljon. Käytössä on edelleenkin Edwin Hubblen 1900-alkupuolella laatima luokittelu, jossa galaksit on jaettu ryhmiin niiden rakenteen mukaan. Päätyypit ovat: ellipsigalaksit, spiraaligalaksit, sauvaspiraaligalaksit ja epäsäännölliset galaksit. Lisäksi on olemassa sekamuotoja ja jokaisessa pääryhmääs lukemattomia versioita. Visuaalihavaitsija voi usein näkemänsä perusteella luokitella galaksit omiin ryhmiinsä, kun taas etenkin sivulta nähtyjen galaksien rakenne on vaikea selvittää pelkästään visuaalisen vaikutelman perusteella.

Linnunrata on poikkeus galaksien joukossa. Se johtuu tietysti siitä, että aurinkokunta kuuluu Linnunrata-nimiseen galaksiin ja katselemme sitä sen spiraalitasosta. Linnunradan keskusta on Jousimiehen tähdistön alueella, mutta paljain silmin näkymättömissä. Suomessa Linnunradan keskustan suunta ei kohoa horisontin yläpuolelle, mutta jo Kanarian saarilla suunta on näkyvissä.

Keskustan alueen näkymisen paljain silmin estää useiden spiraalihaarojen ja keskustan alueen pimeät pöly- ja kaasupilvet. Keskustan alueesta voisi tehdä havaintoja infrapunaisella aallonpituudella ja lähinnä Maata kiertävältä radalta.

Linnunradan spiraalivyön suunnalla sijaitsevat lähes kaikki mielenkiintoiset syvän taivaan kohteet. Niitä on monenmoisia, joten jokaisella havaintovälineelle löytyy monia mielenkiintoisia kohteita. Havaintojen ja taidon karttuessa voi haastaa itsensä ja yrittää löytää ja havainnoida kohteita, jotka ovat kaukoputken ja havaitsijan taitojen vaativammalla puolella.