Pimeää ainetta ei löytynyt

LUX-laitteiston ilmaisin puhdastilassa
ennen sen sijoittamista teräksiseen
termospulloon.
Kuva Matt Kapust,
Sanford Underground Research Facility.

Sanfordin tutkimuslaitoksen^[1] LUX-laitteistolla^[2] tehdyssä ja kolme kuukautta kestäneessä kokeessa ei pimeää ainetta löytynyt. Samalla koe osoittaa, että aikaisemmin epäsuoria vihjeitä pimeästä antaneista kokeissa saavutetut tulokset olivat todennäköisesti vääriä. Ainakaan ne eivät olleet aiheutuneet pimeästä aineesta.

Pimeää ainetta on etsitty vuosikymmeniä sen jälkeen kun tähtien nopeuksissa galaksien ympäri havaittiin poikkeamia, jotka eivät selity tavanomaisen eli näkyvän aineen jakaumalla galakseissa. Selityksenä pidetään hyvin yleisesti pimeää ainetta, joka vuorovaikuttaa tavallisen aineen kanssa lähinnä gravitaation välityksellä. Pimeäksi aineeksi on ehdotettu WIMP-hiukkasia^[3][4], jotka olisivat keskittyneet valtavaksi pilveksi galakseihin ja niiden ympärille.

Pimeä aine ei säteile valoa tai mitään sähkömagneettista säteilyä, joten sen havaitseminen on vaikeaa. Pimeän aineen hiukkaset eivät myöskään muodosta atomien kaltaisia hiukkasryppäitä keskenään. Tähänastiset havainnot ovat epäsuoria ja ne perustuvat gravitaation aikaansaamiin vaikutuksiin kaukaisista kohteista peräisin olevaan valoon. Tällaiset havainnot ovat lähinnä vain suuntaa antavia.

LUX-laitteiston teräksinen termospullo
on sijoitettu isoon vesisäiliöön,
joka suojaa ilmaisinta kosmisen
säteilyn aiheuttamilta häiriöiltä.
Kuva Matt Kapust, Sanford
Underground Research Facility.

Sanfordin LUX-laittesto koostuu teräksisestä termospullosta, jossa on kolme tonnia nestemäistä ksenon kaasua noin –107 °C lämpötilassa. Säiliön pohjalla ja kannessa on valoilmaisimet ja siihen on synnytetty sähkökenttä. WIMP-hiukkasen törmätessä yhteen ksenon-atomiin ja se puolestaan aiheuttaa törmäysten sarjan. Ketjureaktiossa syntyy valonvälähdyksiä ja elektroneja. Valonvälähdykset havaitaan valoilmaisimilla ja elektronit ohjautuvat sähkökentän vaikutuksesta kohti säiliö yläosaa, jossa on ohut kerros ksenon-kaasua. Elektronit saavat aikaan kaasussa lisää valon välähdyksiä. Valoilmaisimilla voidaan paikantaa alkuperäinen törmäys muutaman millimetrin tarkkuudella ja valon voimakkuus kertoo prosessissa vapautuvasta energiasta.

Maanalainen kaivos on valittu sijoituspaikaksi lähinnä kosmisen säteilyn ja neutriinojen aiheuttamien ”väärien hälytysten” vuoksi. Massiivinen kallioperä suodattaa suurimman osan kosmisen säteilyn hiukkasista. Lisäsuojaksi LUX-laitteisto on upotettu yli 320 tonnin pudasvesisäiliöön, joka poistaa loputkin häiriöiden (kohinan) aiheuttajat. Lisäksi LUX-laitteisto on viritetty 33 GeV/c² massaisten^[5] WIMP-hiukkasten etsintään, joten energialtaan erilaiset tapahtumat voidaan seuloa pois.

Tämän vuoden alussa LUX-säiliö täytettiin ksenonilla ja muiden valmistelujen jälkeen tutkijat pääsivät tekemään koetta. Koe kesti kolme kuukautta ja tulosten analysointi on valmistunut syksyn aikana ja ne julkaistiin lokakuun 30 päivänä. Niiden mukaan pimeää ainetta ei havaittu. Tulos on merkittävä, sillä laitteiston herkkyyden lasketaan olevan kolmesta pariinkymmeneen kertaa suurempi kuin muiden aikaisempien laitteistojen.

Aikaisempien kokeiden, esimerkiksi erittäin kylmän pii-ilmaisimella tehdyissä kokeissa havaittiin noin 1600 tapahtumaa, eli sen mukaan matalamassainen WIMP-hiukkanen törmäsi piiatomiin kerran 80 minuutissa. Mitään vastaava ei LUX-laitteistolla havaittu vaikka olisi pitänyt.

Tutkimusta tällä laitteistolla jatketaan ainakin pari seuraavaa vuotta. Tämän jälkeen LUX-laitteisto korvataan suuremmalla, noin 7 tonnin ksenon-vetoisuudella olevalla LUX-SEPLIN-laitteistolla (LZ) samassa puhdasvesisäiliössä. Uusi laitteisto tulee olemaan tuhansia kertoja herkempi kuin nykyinen LUX-laitteisto.

Huomautukset

[1] Sanford Undergrouns Research Facility joka sijaitsee noin 1,5 km syvässä HomeStake-kultakaivoksessa Etelä-Dakotassa (USA). Kaivosyhtiö luovutti tuotantonsa päättäneen kaivoksen Etelä-Dakotalle tutkimuskäyttöön. Sanfordin rahoittajina on kaikkiaan 17 yliopistoa tai tutkimuslaitosta, USA, UK ja Portugal.

[2] Large Underground Xenon (LUX) dark mater detector eli Suuri maanalainen ksenon-ilmaisin pimeän aineen etsintään.

[3] Weakly Interacting Massive Particle eli WIMP; eksoottisia ja teoreettisia hiukkasia, joiden arvellaan muodostavan pimeän aineen joko osaksi tai kokonaan. Hiukkaset ovat massiivisia ja vaikuttavat tavallisen aineen kanssa ainoastaan gravitaation ja heikon vuorovaikutuksen välityksellä. Hiukkasfysiikan standardimalliin WIMP-hiukkaset eivät sisälly, mutta supersymmetriset hiukkasteoriat mahdollistavat ne.

[4] Pimeäksi aineeksi on ehdotettu koko joukko muitakin, lähinnä supersymetrisiä hiukkasia kuten kevyin supersymetrinen hiukkanen LSP tai neutraliino.

[5] GeV/c² = gigaeletronivoltti jaettuna valonnopeuden neliöllä on hiukkasfysiikassa käytetty massanyksikkö.  Yksi eV on energia jonka elektroni saa, kun sen nopeutta kiihdytetään 1 voltin potentiaalieron sähkökentässä. Yhden eV energiamäärä on 1,6021773·10^-19 J (joulea) ja 1 GeV=10⁹ eV.

 

 

 

GOCE tuhoutuu viikon kuluessa

Taiteilijan näkemys GOCE-satelliitista.
Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) maapallon gravitaatiokenttää mitannut GOCE-satellitti päätyy ilmakehään suunnilleen viikon kuluttua. Nyt se on jo alle 190 km korkeudella ja radan korkeus vähenee useita kilometrejä vuorokaudessa. Tällä hetkellä näyttäisi siltä, että tiheämpään ilmakehään se joutuu viimeistään 11. päivänä, jolloin se tuhoutuu. Aivan tarkkaa ajankohtaa ei vielä pystytä ennakoimaan, sillä ilmakehän tiheysvaihtelut vaikuttavat satelliitin matkanteon hidastumiseen.

Ocean Circulation Explorer eli lyhyemmin GOCE-satelliitti on kartoittanut maapallon gravitaatiokenttää aikaisempaa suuremmalla tarkkuudella maaliskuusta 2009 alkaen. Elokuuhun 2012 asti sen rata pidettiin 255 km korkeudella, jonka jälkeen se muutettiin hieman alemmaksi, 224 km korkeuteen. Alemmalla radalla kartoitusta voitiin jatkaa suuremmalla tarkkuudella.

Satelliitin ajoaine^[1], ksenon, loppui 21.10. jonka jälkeen sen rata on alkanut vajota alemmaksi ilmakehässä. Vajoaminen johtuu satelliitin liikkumiseen kohdistuvasta ilmakehän vastustavasta voimasta^[2], joka tällä korkeudella on jo merkittävä satelliittien ratoihin vaikuttava tekijä. Alle 250 km korkeudella ilmakehän vastustava voima on sen verran suurta, että ilman rakettimoottoreiden käyttöä satelliitti vajoaa syvempään ilmakehään tuhoutuakseen vain muutamassa viikossa.

GOCEn rata on ollut matalimmalla mitä koskaan tutkimussatelliitit ovat käyttäneet, vain tiedustelusatelliitit ovat olleet lyhyitä aikoja vielä alemmilla radoilla. GOCE on myös ainutlaatuinen satelliitti, sillä siinä on aerodynaamiset siivekkeet käytössä. Niiden ja ionimoottorin työntövoiman säädöllä pystyttiin satelliitin rataa säätämään erittäin tarkasti.

Geoidi GOCE-satelliitin mittausten
mukaan. Kuva ESA.

Nimensä mukaisesti GOCE on tehnyt mittauksia gravitaationkentän voimakkuuden vaihtelusta. Mittaustulosten perusteella tutkijat ovat onnistuneet määrittämään maapallon geoidi-muodon aikaisempaa paljon suuremmalla tarkkuudella. Geoidi on se pallosta poikkeava muoto, johon maapallon merien pinnat asettuisivat ilman virtauksia ja muita häiritseviä tekijöitä. Merivirrat, ilmanpaineiden vaihtelut, merialueiden erilaiset lämpötilat ja tuulet vaikuttavat siihen, kuinka korkealle paikallinen merenpinta todellisuudessa asettuu.

GOCEn mittaukset antavat tietoa myös edellä lueteltujen ”häiritsevien tekijöiden” vaikutuksesta ja jälleen aikaisempaa suuremmalla tarkkuudella. Näiden tekijöiden vaikutuksen tunteminen auttaa tutkijoita ymmärtämään valtamerien hyvinkin monimuotoista dynamiikkaa.

GOCEn mittaukset eivät kuitenkaan rajoittuneen vain valtameriin, vaan mittaustuloksia saatiin myös maapallon pintakerroksen ja sen alapuolella olevan vaipan (Moho) tiheydestä ja rakenteesta. Mittaustarkkuus oli niin suuri, että Japanissa 11. maaliskuuta 2011 tapahtuneen maanjäristyksen aiheuttamat ääniaallot Mohossa havaittiin mittausdatasta.

Elokuun 2012 tapahtuneen radan alentamisen jälkeen GOCE pystyi havaitsemaan valtamerissä esiintyviä pyörteitä, joista aikaisemmin on saatu vain hyvin vähän tietoja.

GOCEn toiminta-aika oli suunniteltu päättyvän huhtikuussa 2011. Ajoaineen kulutus oli kuitenkin sen verran vähäisempää, että satelliitin toimintaa päätettiin jatkaa. Ajoaineen kulutukseen vaikutti Auringon oletettua vähäisempi aktiivisuus, sillä aktiivisuudella on suora vaikutus ilmakehän tiheyteen ja laajuuteen. Aktiivisina kausina maapallon ilmakehä on tiheämpi ja ulottuu laajemmalle kuin minimin kausina. Tämän lisäksi saatiin suoraa tietoa Auringon aktiivisuuden vaihtelun^[3] vaikutuksesta maapallon ilmakehään.

Tiheään ilmakehään joutuminen aiheuttaa satelliitin tuhoutumisen. Vaikka suurin osa jäännöksistä ehtii höyrystyä maapallon ilmakehässä, on kuitenkin mahdollista että suurimmat ja massiivisimmat osat, kuten ksenon-säiliö ja jotkin moottorin osat voivat päätyä maanpinnalle. Putoamispaikkaa ja aikaa ei kuitenkaan osata ennustaa kuin korkeintaan muutama tunti ennen tuhoutumista. ESA pitää kuitenkin jokaisen rata-alueella olevan valtion viranomaisia selvillä siitä, missä satelliitin lasketaan tuhoutuvan.  Myös ESAn julkaisemalta Internet-sivustolta ^[4]  (englanniksi) voi seurata päivitettyjä tietoja satelliitin statuksesta ja aivan loppuvaiheessa siellä julkaistaan myös tietoja ennakoidusta tuhoutumisalueesta.

GOCEn rata on ollut aurinkosynkroninen ja sen inklinaatio (kaltevuuskulma ekvaattoritasoon nähden) on 96,7°, joten mahdollinen putoamispaikka käsittää koko maapallon. Maapallon pinta-alasta on ¾ merta ja mantereidenkin pinta-alasta merkittävä osa täysin asumatonta, joten satelliitin putoaminen asutuskeskuksiin tai asutulle seudulle on suhteellisen pieni mahdollisuus. Sitä mahdollisuutta ei kuitenkaan ainakaan tässä vaiheessa pystytä sulkemaan pois.

Huomautukset

[1] Ajoaine (ei siis polttoaine!) on ksenon jalokaasua, joka satelliitin ionimoottorissa ensin ionisoidaan ja sen jälkeen kiihdytetään suureen nopeuteen voimakkaalla sähkökentällä. Mekanismi on aivan sama kuin mitä käytettiin (ja on osaltaan edelleen käytössä) vanhoissa tv-kuvaputkissa. Ero kuvaputkeen nähden on, että ionimoottorissa kiihdytys tehdään positiivisesti varautuneille ksenon-atomeille, kun tv-kuvaputkessa kiihdytettiin elektroneja.

Jalokaasuna ksenon ei pala, joten se ei tarvitse hapetinta. Ionimoottorin synnyttämä työntövoima on suhteellisen heikko, mutta vastapainoksi moottoria voidaan pitää jatkuvasti toiminnassa. Tästä syytä moottorilla voidaan saada merkittävästi suurempia matkanopeuksia kuin perinteisillä kemialliseen palamiseen perusvilla rakettimoottoreilla. Lisäksi ajoainetta tarvitaan merkittävästi vähemmän kuin polttoainetta, joten se suoraan vaikuttaa satelliittien ja luotainten rakenteeseen, massaan ja havaintoinstrumenttien määrään.

GOCE-satellittissa ionimoottorin jatkuvakäyttöisyyttä voitiin käyttää hyödyksi kumoamaan ilmakehän liikettä vastustava voima. Ajoaineen määrää ja sähkökentän voimakkuutta säätämällä saatiin satelliitti pysymään hyvin tarkasti määritetyllä radallaan, joka puolestaan helpotti suuremman mittaustarkkuuden saavuttamista.

[2] Ilmakehän vastustava voima koostuu kahdesta tekijästä: ilmakehän kaasun kompressoitumisesta satelliitin etupuolella ja vastaavasti täydellisestä tyhjiöstä jättöpuolella sekä hyvin vähäisessä määrin kitkasta. Paine-ero saa aikaan pienen mutta suhteellisen tasaisen voiman, joka on liikesuunnalle vastakkainen. Tästä syystä se saa aikaan voiman suuntaisen pienen kiihtyvyyden ja satelliitti menettäisi liike-energiaansa, ellei tätä vastustavaa voimaa kumottaisi.

[3] Luotaimen laukaisun aikaan elettiin vähäisen, mutta nousevan aktiivisuuden kautta ja nyt sen päättäessä toimintansa ollaan aktiivisuusmaksimissa tai se voidaan olla jo ohitettu. Lokakuussa 2013 Auringon aktiivisuus oli sen verran korkea, että jos se jatkuu samanlaisena vielä pari kuukautta, voidaan katsoa sen olleen Auringon eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuusmaksimi.

[4] http://www.esa.int/Our_Activities/Observing_the_Earth/GOCE/GOCE_completes_its_mission

Supernova räjähtää Linnunradassa seuraavan 50 vuoden kuluessa

Lunnunradan keskustan alue
peittyy tummiin pölypilviin.
Jousimiehen tähdistön kirkkaimmat
tähdet on merkitty.
Kuva Wikimedia Commons.

Tutkijoita on hieman ihmetyttänyt tieto siitä, että viimeisin Linnunradassa nähty supernova näkyi vuonna 1604^[1]. Kaiken kaikkiaan Linnunradassa nähtyjä supernovia tunnetaan vain viisi. Luku on merkittävän pieni, sillä havainnot muista galakseista osoittavat, että Linnunradan kokoisessa galaksissa paljain silmin näkyviä supernovia pitäisi esiintyä keskimäärin kerran tai pari vuosisadassa.

Luultavasti laskelmien ja todellisuuden välinen suuri ero johtuu sijainnistamme Linnunradan kierteishaarassa. Kierteishaaroissa on tyypillisesti suuria määriä pölyä ja kaasua, jotka rajoittavat näkösäteemme ulottuvuutta huomattavasti etenkin Linnunradan keskustan suuntaan. Lisäksi keskusta-alueen taakse jää näkymättömiin merkittävä osa Linnunradasta. Kylmät pöly- ja kaasupilvet estävät näkyvän valon läpäisyn täydellisesti galaksimme keskustasta ja sen takaisilta alueilta ja tämä selittäisi ”puuttuvat” supernovat.

Ohio State yliopiston tutkijat^[2] ovat päätyneet laskelmissaan tulokseen, että Linnunradassa tulee esiintymään 100 % varmuudella supernova seuraavien 50 vuoden kuluessa. Supernova olisi sellainen, josta voitaisiin tehdä havaintoja lähinnä infrapunaisella aallonpituusalueella. Sen sijaan paljain silmin näkyvällä aallonpituuksilla näkyvän supernovan mahdollisuudet ovat jo merkittävästi vähäisemmät, laskelmat antavat todennäköisyyksiä 20–50 % tai jopa merkittävästi tätä arviota vähäisempiä todennäköisyyksiä.

Linnunradassa esiintyvä supernova antaa tutkijoille erinomaisen mahdollisuuden tehdä erittäin tarkkoja havaintoja tästä vielä niin huonosti tunnetusta ilmiöstä. Näemme supernovia satakunta kertaa vuodessa, mutta ne esiintyvät niin kaukaisissa galakseissa, että havainnot niistä eivät ole kovinkaan tarkkoja ja nekin rajoittuvat itse tapahtuman jälkeiseen aikaan laajenevaan jäännöspilveen. Yleensä ensimmäiset havainnot supernovasta on mahdollista tehdä vasta vuorokauden tai parin kuluttua itse räjähdyksestä ja se on liian myöhäistä itse ilmiön ymmärtämiseksi.

Linnunradassa räjähtävä supernova olisi aivan toista maata. Käytettävissämme on joitakin keinoja joilla supernovaa voidaan seurata lähes reaaliaikaisesti tähden ytimen luhistumista alkaen. Toki pieni viive aina jää mutta tällaisessa tapauksessa se olisi enintään tunteja. Tämä keino on havaita ytimen luhistumisessa syntynyttä neutriinovuota. Tämä tapahtuu neutriino-observatorioissa kuten Super-Kamiokande (Super-K) Japanissa. Toinen, vielä kehittelyasteella oleva menetelmä on havaita gravitaatioaaltoja. Neutriinot ja gravitaatioaallot ovat ensimmäisiä merkkejä tähden luhistavasta ytimestä ja se tapahtuu tunteja ennen kuin ensimmäiset merkit supernovasta näkyvät tähden pinnalla.

Super-K havaintokammion
seinät on verhoiltu valo-
vahvistin-ilmaisimilla.
Kuva Wikimedia Commons.

Super-K-observatorio on suurikokoinen Cherenkovin säteilyä havaitseva laitteisto ^[4]. Sen rakentaminen aloitettiin vuonna 1991 ja ensimmäiset havainnot tehtiin 1.4.1996. Se on 30 instituutin ja tutkimuslaitoksen rahoittama tutkimusprojekti.

Observatorio itsessään kostuu ruostumattomasta teräksestä valmistetusta säiliöstä, jossa on 50 000 tonnia erittäin puhdasta vettä. Säiliön seinämille on kiinnitetty 13 000 valovahvistin-ilmaisinyksikköä, jotka havaitsevat pienimmätkin valonvälähdykset säiliössä. Valon välähdykset syntyvät neutriinojen tunkeutuessa noin 1 km syvyydessä olevaan maanalaiseen säiliöön. Vedessä neutriinojen neutriinot (jotkut niistä) törmäävät vesimolekyyleihin, jolloin ne luovuttavat osan energiastaan. Vapautunut energia näkyy valona.

Neutriinojen havaitsemista Super-K:n vesisäiliössä voidaan tehostaa lisäämällä veteen gadoliumia^[3]. Aineen vaikutusta on testattu toiseen kaivokseen rakennetulla, mittakaavaltaan pienemmällä (200 tonnia) EGADS-vesisäiliöllä, johon gadoliniumia oli lisätty. Gadoliniumin ominaisuus on niiden vesimolekyyliä suurempi vuorovaikutus neutriinojen kanssa. Aine imaisee neutriinojen energian ja säteilee sen ulos sekunnin murto-osaa myöhemmin. Uudelleen säteily tapahtuu aavistuksen verran myöhemmin kuin mitä vesimolekyyleistä emittoituva säteily. Näin ollen se on tunnistettavissa ja myös säteilyn tulosuunta on määritettävissä muutaman asteen tarkkuudella. Päätös Super-K:hon lisättävästä gadoliniumista tehtäneen vuonna 2016.

Neutriino-ilmaisimilla voidaan siis määrittää supernovan suunta muutaman asteen tarkkuudella tunteja ennen kuin taivaalla olisi mitään nähtävää. Tämä antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden suunnata infrapunailmaisimet, kaukoputket ja kuvantavat laitteet kohdealueelle ja näin mahdollistaa ensihavaintojen tekemisen aivan alusta lähtien supernovan kirkastuessa. Vaikka Linnunradan keskustan alueen pölypilvet imevät myös infrapunaista säteilyä, noin 5 % läpäisee sen. Määrä on riittävä havaintojen tekemiseen.

Paljain silmin näkyvän supernovan näkemismahdollisuudet ovat siis suhteellisen pienet. Lisäksi eteläisellä pallonpuoliskolla on paremmat mahdollisuudet kuin pohjoisella pallonpuoliskolla asustavilla. Tämä johtuu siitä, että suurin osa Linnunradasta on näkyvissä etelästä ja esimerkiksi Suomessa Linnunradan keskustan alue ei nouse horisontin yläpuolelle lainkaan. Etelä-Euroopassa ollaan jo tämän suhteen selvästi paremmin sijoittuneita.

Huomautukset

[1] Vuoden 1604 supernova ilmestyi näkyville 9.10.1604 Käärmeenkantajassa ja yksi aikalaisista havaitsijoista oli kuuluisa astronomi Johannes Kepler. Supernovaa kutsutaan Keplerin supernovaksi vaikka hän ei sitä ensimmäisen havainnutkaan. Kepler teki ensimmäisen havaintonsa supernovasta 17.10.1604.

[2] Christopher Kochanek, John Beacom ja Scott Adams työryhmänsä kanssa.

[3] Gadolinium (Gd) on latanideihin (harvinaiset maametallit) kuuluva alkuaine. Se on pehmeä ja hopeanhohtoinen metalli, jota on maankuoressa suhteellisen paljon.

[4] Super-K voi havaita kaukaisesta avaruudesta tulevia, Auringosta peräisin olevia ja ydinvoimaloista ja hiukkaskiihdyttimistä tulevia neutriinoja. Super-K:n avulla pystyttiin osoittamaan vuonna 2001 Auringosta tulevien neutriinojen oskillointi eri neutriinotyyppien välillä ja se, että neutriinoilla täytyi olla massa, vaikkakin hyvin vähäinen.

Laserlinkki Kuun kiertoradalle

Havainnekuva LADEE-luotaimen
laserlinkistä maapallole.
Kuva NASA/ESA.

Euroopan avaruusjärjestö (ESA) on onnistunut luomaan lasersäteeseen perustuvan yhteyslinkin Kuun kiertoradalla olevaan Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer eli LADEE-luotaimeen. Infrapunalaserin avulla on mahdollista saavuttaa jopa 40 Mb/s tiedonsiirtonopeus.

LADEE-luotain laukaistiin kohti Kuuta 7 syyskuuta ja Kuun kiertoradan se saavutti lokakuussa. Luotaimessa on sen varsinaisen tehtävän tarvitsemat instrumentit, mutta niiden lisäksi lasersäteeseen perustuva kommunikointilaitteisto. Lähetys ja vastaanotto maanpinnalla tapahtuvat Teneriffalla olevalla optiselta maa-asemalta.

LADEE-luotaimen laserlinkki saatiin toimimaan ensimmäisen kerran Nasan Uudessa Meksikossa olevalle White Sandin maa-asemalle 18 lokakuuta ja Teneriffalle seuraavana päivänä.

Linkin luomisessa hyvin suuri vaikeus on tarvittavan suuntaustarkkuuden vaatimuksessa. Nyt onnistuneiden kokeiden aikana koettiin joitakin teknisiä ongelmia, mutta ESAssa työskentelevän Klaus-Juergen Schulz’in mukaan ne ovat tässä vaiheessa aivan odotettavissa oleva asia.

Laserlinkin testaus jatkuu lähiviikkoina, jonka aikana pyritään saavuttamaan mahdollisimman luotettavan yhteyden luominen ja mahdollisimman suuri tiedonsiirtonopeus. Tiedonsiirtonopeuden kasvattaminen on välttämätöntä, sillä luotainten instrumentit pystyisivät tuottamaan paljon enemmän mittausdataa kuin mitä sitä pystytään välittämään maanpinnalle perinteisiä radiokanavia käyttäen.

 

Mistä avaruus alkaa?

Ilmakehän kerrokset.

Kuva public domain.

Tähtitornilla usein esitetty kysymys liittyy avaruuden käsitteeseen. Kysyjät haluavat tietää kuinka korkealle pitäisi mennä ollakseen avaruudessa? Vaikka kysymys on yleinen ja hyvin helppo, vastaus siihen ei sitä kuitenkaan ole.

Vaikeus liittyy lähinnä siihen, että on olemassa erilaisia käsityksiä siitä, mitä itse avaruus on. Ehkä yleisimpänä avaruuden rajana pidetään helposti muistettavaa 100 km korkeutta. Vaikka tämä raja on sopivasti pyöreä luku, mikään ilmakehän fysiikkaan liittyvä muutos- tai siirtymäkerros ei sijaitse juuri tällä korkeudella. Sen sijaan aivan sen lähistöllä on useampiakin kerroksia, joita voisi pitää avaruuden alarajana.

Jotta asia muuttuisi hieman ymmärrettäväksi, tarkastellaan ilmakehän rakennetta. Alimpana ilmakehässä on troposfääri, joka ulottuu 10–17 km korkeuteen riippuen maantieteellisestä leveydestä ja vuodenajasta. Tässä ilmakerroksessa ilmanpaine vähenee 1030 hPa^[1] noin 300 hPa:iin. Lämpötila on kylmimmillään noin –60 °C. Tässä ilmakerroksessa tapahtuvat lähes kaikki sääilmiöt.

Troposfäärin yläpuolella oleva vaihtumiskerros on nimeltään tropopaussi ja se erottaa stratosfääriksi kutsutun kerroksen troposfääristä. Stratosfääri ulottuu 50 km korkeuteen. Lämpötila kohoaa ylöspäin mentäessä ja on stratopaussissa suunnilleen sama kuin maanpinnalla. Startosfäärissä ilmakehän otsonipitoisuudet ovat suurimmillaan ja ilmapaine on 300 hPa ja 0,05 hPa välillä.

Stratopaussin yläpuolella sijaitsee mesosfääri ja se ulottuu aina 85 km korkeuteen. Kerroksen lämpötila on koko ilmakehän kylmin, sillä kesällä sen lämpötila voi laskea liki –100 °C lämpötilaan, talvella lämpötila on muutaman kymmenen astetta korkeampi. Hieman mesopaussin alapuolella esiintyy kesäisin hohtavia yöpilviä.

Mesosfäärin yläpuolella on termosfääri. Se ulottuu noin 600 km korkeuteen ja ilmanpaineesta ei enää voi puhua. Kerroksessa on kuitenkin jonkin verran kaasumolekyylejä ja atomeja, jotka hidastavat mm. Maata kiertävien satelliittien liikettä. Useimmat revontulet esiintyvät tässä ilmakerroksessa. Useimpien Maata kiertävien satelliittien radat sijaitsevat tässä kerroksessa. Alle 120 km korkeudella ilman satelliittien liikettä vastustava voima kasvaa sen verran suureksi, että niiden radat ilman lisävauhditusta veisivät ne muutaman kierroksen jälkeen syvempään ilmakehään, jossa ne tuhoutuvat.

Ilmakehä ei kuitenkaan ole vielä päättynyt, vaan termosfäärin yläpuolella on eksosfääri, jonka ylärajaa ei pystytä määrittämään kovinkaan tarkasti. Varmaa kuitenkin on, että se ulottuu yli 1000 km korkeuteen. Kaasumolekyylit ja atomit ovat eksofäärissä sen verran harvassa, että ne eivät juuri törmäile toisiinsa.

Mesosfäärin ja ionosfäärin alueilla on myös ionisoituneita ilmakerroksia, joita esimerkiksi lyhytaaltoradioliikenne käyttää hyväksi. Kerroksia on ainakin neljä ja niiden tiheys ja korkeus vaihtelevat vuorokauden ajan mukaan. Radioaallot heijastuvat ionisoituneesta kaasusta (plasmaa) ja näin ne toimivat heijastimina mahdollistaen kaukoyhteydet jopa maapallon ympäri.

Meteori-ilmiöt esiintyvät alle 120 km korkeudella. Ilmakehään syöksyvän kappale kompressoi edellään olevaa  ilmaa ja sen kuumennettuaan riittävästi se säteilee voimakkaasti valoa. Samalla kappaleen pinta voi kuumeta sulamispisteeseen ja höyrystyä. Tapahtuma on kuitenkin sen verran äkillinen, että lämmön siirtymistä syvemmälle kappaleeseen ei ehdi tapahtua.

Meteoreja nähdään suunnilleen 40 km korkeuteen asti. Tällä korkeudella ilmakehän tiheys on kasvanut sen verran suureksi, että avaruudesta tuleva kivinen kappale pirstoutuu pienemmiksi kappaleiksi, jotka puolestaan päätyvät maanpinnalle vapaan putoamisliikkeen nopeudella, siis noin 60 – 70 m/s.

Edellä esitetyn perusteella avaruuden alarajana voitaisiin pitää noin 120 km korkeutta. Toinen vaihtoehto olisi noin 85 km korkeudella oleva mesopaussi. Käytäntöä on paha mennä muuttelemaan, sillä 100 km korkeuden ylittäneitä henkilöitä läntisessä maailmassa kutsutaan astronauteiksi ja rajan alapuolelle jääneitä lentäjiä aeronauteiksi. Avaruus siis alkaa paitsi A-kirjaimella niin myös 100 km korkeudella.

Huomatukset

[1] hehtopascal, hPa ilmanpaineen yksikkö, joka on 100 Pa (pascalia). Se vastaa 1 millibaaria (mbar) ja normaali ilmanpaine on 1030 mbar, ja 1 Pa = 1 N/ m² sekä 1 newton (N) on 1 kgms^–2.