Harrastajan tähtitaivas: Huhtikuu 2014

Kuu ja Mars ovat konjuntiossa
14.4. päivän iltana. Niiden välinen
etäisyys on noin 5 astetta.
Kuva Kari A. Kuure.

Huhtikuu on säiden puolesta yleensä vuoden parhainta havaintoaikaa. Illat ja yöt ovat yleensä selkeitä ja lähes tuulettomia. Näkyvyys on yleensä hyvä ja lämpötila siedettävissä lukemissa vaikka pakkasia yöaikana esiintyykin.

Aurinko viipyy horisontin yläpuolella 13–18 tuntia, joten yölle ei kovin pitkää osuutta vuorokaudesta jää. Siitä huolimatta kuukauden pari ensimmäistä viikkoa on aikaa, jolloin sydänyön hetkinä on vielä pimeää. Viimeiset pimeä ennen elokuuta on 17. huhtikuuta. Auringonpimennys on huhtikuun 29. päivänä, mutta valitettavasti se ei näy Suomessa. Pimennyksen syvin vaihe olisi näkyvissä Etelämantereelta. Pimennys näkyy osittaisena Australiassa ja Tasmaniassa.

Kuunpimennys tapahtuu 15. huhtikuuta. Tämäkään pimennys ei näy Suomessa, sillä Kuu ei ole horisontin yläpuolella pimennyksen aikaan.

Kuun vaiheet: 7.4. kello 8.31 kasvava puolikuu, 15.4. kello 7.42 täysikuu, 22.4. kello7.52 vähenevä puolikuu ja 29.4. kello 6.14 uusikuu.

Merkurius alkaa näkyä kuukauden lopulla, jolloin se ei vielä ehdi kovin korkealla olemaan läntisessä horisontissa auringonlaskun jälkeen.

Venus nousee kuukauden alkupuolella noin 45 minuuttia ennen auringonnousua. Loppukuusta nousuaikojen ero on runsas puoli tuntia. Planeetta on hyvin kirkas (–4,1^m), joten se on mahdollista nähdä vaalealta taivaalta jopa auringonnousun jälkeen. Kulmahalkaisija vähenee kuukauden alun 22”:sta kuukauden loppuun mennessä 17 kaarisekuntiin.

Mars on koko yön näkyvissä ja se ylittää etelämeridiaanin yön pimeimpinä hetkinä. Näin ollen Mars on nyt parhaimmin nähtävissä pitkiin aikoihin. Samoin Marsin kirkkaus on suurin 9. päivänä, jolloin se saavuttaa –1,5^m kirkkauden. Marsin kulmahalkaisija on suurin 14. päivän tienoilla ja oppositio on 8.4. kello 23.55. Mars näkyy Neitsyen tähdistössä.

Jupiter on edelleen Kaksosissa ja näkyy koko yön. Se laskee horisonttiin 1h 40 minuuttia ennen auringonnousua. Jupiterin kirkkaus on hieman vähenemässä; kuukauden alussa se on –2^m ja kuukauden lopulla –1,9^m. Kulmahalkaisijakin vähän pienenee (38–35”) mutta tuo ei vielä juurikaan havaintomahdollisuuksia heikennä.

Saturnus nousee alkukuusta puoliltaöin ja loppukuusta jo iltahämärissä ja on näkyvissä koko loppuyön. Planeetta ylittää etelämeridiaanin kuitenkin vasta aamuhämärän aikaan. Se ei ole mitenkään erityisen kirkas, joten hämärässä sen paikka täytyy tietää, jotta näkisi. Kulmahalkaisija on noin 18 kaarisekuntia ja se on hienoisessa kasvussa. Saturnus on Vaa’an tähdistössä.

Uranus on horisontin yläpuolella vain päiväaikaan ja näin ollen havaitsemattomissa.

Neptunus on Vesimiehen tähdistössä ja nousee vain hetki ennen auringonnousua. Tästä syystä planeetta ei ole näkyvissä.

Huhtikuussa havaitaan Marsia!

Mars 14.4.2014 päivän iltana.
Kuva Kari A. Kuure.

Naapurimme Mars lähestyy oppositiotaan, jonka se saavuttaa huhtikuun 8. päivänä kello 23.55. Tällä kertaa oppositio[1] ei merkitse sitä, että Maan ja Marsin välinen etäisyys olisi kaikkein lyhin. Lyhyin etäisyys on vasta 14. huhtikuuta, jolloin etäisyys on vain 0,618 au (noin  93,05 miljoonaa km). Matka on 598 400 km opposition aikaista (94,45 miljoonaa km) etäisyyttä lyhyempi.

Oppositionsa aikana Mars on näkyvissä koko yön. Etelämeridiaanin ylity tapahtuu kauden alussa aamupuolella yötä ja huhtikuun loppupuolella jo vuorokauden vaihtumisen tietämillä. Mars on helppo löytää, sillä sen kirkkaus on suuri (–1,5^m) ja väri on hieman punertava. Yhtä kirkkaita kohteita Siriusta ja Jupiteria lukuun ottamatta taivaalla ei ole. Mars näkyy Neitsyen tähdistössä.

Huhtikuun 14. päivän iltana Kuu ja Mars näkyvät taivaalla lähekkäin (katso karttaa). Niiden välinen kulmaetäisyys on noin 5 ° ja Kuu on lähestymässä täyttä vaihettaan. Täysikuu on 15.4. kello 10.42, jolloin on myös kuunpimennys[2]. Vaikka Kuu on tässä vaiheessa hyvin kirkas, sen ei pitäisi juurikaan haitata Marsin näkymistä. Valokuvaajille kuvausvinkkinä voisin ehdottaa molempien kohteiden sijoittamista samaan kuvaan!

Mars ja Kuu ovat lähekkäin eteläisellä
taivaalla 14.4. päivän iltana.
Kuva Kari A. Kuure.

Marsin näennäinen koko on noin 15 kaarisekuntia. Tämä merkitsee sitä, että planeetan pinnalta on mahdollista erottaa monia yksityiskohtia, etenkin erityisen hyvän havaintokelin vallitessa ja käytettäessä suurta suurennusta. Hyvässä havaintokelissä visuaalisesti havaintoja tehtäessä yksityiskohtien näkymiseen vaikuttaa myös kaukoputken koko; mitä suurempi kaukoputki sitä pienempiä yksityiskohtia voi nähdä. Havaintokelin salliessa suosittelen käytettäväksi 200–400-kertaisia suurennuksia riippumatta kaukoputken koosta.

Valokuvatessa planeetan pinnan yksityiskohtien määrä riippuu edellisten tekijöiden lisäksi valotuksen kestosta. Jos yhden kuvan valotusaika venyy usean sekunnin mittaiseksi, erotuskyky hyvissäkin olosuhteissa ”putoaa” noin 1–2 kaarisekuntiin tai jopa huonommaksi, eli käytännössä kuva vaikuttaa pehmeältä. Ainoa keino päästä yksityiskohtaisempiin (”terävimpiin”) kuviin on käyttää videokuvausta ja kuvien pinoamista. Tällöin erotuskyky kuvissa parhaimmillaan lähentelee visuaalisen havaitsemisen erotuskykyä[3].

Valokuvausvälineistö voi olla lähes millaista tahansa kompakti- ja järjestelmäkamerasta alkaen ja päätyen hienoihin tähtikuvaukseen suunniteltuihin ccd-kameroihin asti. Kuvaajan tulee tuntea laitteistonsa ja sen asettamat rajoitukset, jotta lopputulos olisi toivotunlainen. Luonnollisesti sääolosuhteet ovat ratkaisevassa asemassa, huonolla kelillä täytyy tyytyä vaatimattomampiin kuviin.

Havaittiinpa Marsia visuaalisesti tai valokuvauksen keinoin, joihinkin mielenkiintoisiin yksityiskohtiin pitäisi kiinnittää huomiota. Tällä kertaa Marsin pohjoisnapa on näkyvissä vaaleana läikkänä planeetan kiekon pohjoisreunassa. Napakalotti ei välttämättä ole Marsin vaalein kohta, vaan se on hyvin usein Hellas-tasanko Marsin eteläisellä pallonpuoliskolla. Sen pohjoispuolella on Marsin pinnan tummin kohta, hain selkäevää muistuttava Syrtis Major. Marsin kartoista voi selvittää mitkä yksityiskohdat ovat näkyvissä havaintosi aikana.

Marsissa esiintyy säännöllisesti pilvien muodostumista. Etenkin aamuhämärässä (Marsin alueilla joilla Aurinko on juuri nousemassa) nähdään säännöllisesti pilvimuodostelmia. Pilviä voi muodostua myös korkeiden tulivuorten (mm. Olympos Mons) huipuille. Pilvet ovat yleensä vesijääkiteitä. Marsin pöly voi myös muodostaa pilviä etenkin myrskyisillä alueilla, mutta näiden pilvien havaitseminen ei ole kovinkaan helppoa ja se yleensä onnistuu vain silloin kun myrskyt laajenevat lähes tai kokonaan koko planeetan kattaviksi. Näin tapahtuu ehkä kerran vuosikymmenessä.

Nasan video oppositiosta ja planeettojen välisestä etäisyydestä

 

Jos jostakin syystä en pysty katselemaan videota suoraan, voit katsella sitä YouTubesta https://www.youtube.com/watch?v=xngUpUyyT70

Huomautukset

[1] Mars on oppositiossa noin 26 kk välein. Maan ja Marsin ratojen soikeudesta ja etenkin Marsin radan epäkeskeisyydestä johtuen, planeettojen välisessä etäisyydessä eri oppositioiden aikaan on huomattavia eroja. Lyhyimmillään etäisyys on Marsin periheliopposition aikaan, joka tapahtuu elokuussa. Seuraavan kerran näin on vuonna 2018. Oppositioetäisyys oli lyhyin yli 50 000 vuoteen vuonna 2003 tapahtuneen opposition aikana. Ero eri perihelioppositioiden välillä johtuu kummankin planeetan radassa tapahtuvista muutoksista.

[2]Kuunpimennys ei näy Suomessa, vaan ainoastaan Amerikkojen mantereilla ja Tyynen meren itäosassa.

[3] Valokuvauksen ja visuaalisen havaitsemisen ero tarkkuudessa johtuu ilmakehän vaikutuksesta kuvan laatuun. Ilmakehän lämpötilaerot, tiheyserot, virtaukset ja turbulenttisuus heikentävät kuvan laatua siten. että parhaimmallakin kelillä valokuvauksellinen erotuskyky jää noin 1–2 kaarisekuntiin pitkillä valotusajoilla.

Visuaalisesti voidaan havaita hetkellisesti noin 0,5 kaarisekunnin erotuskyvyllä edellyttäen, että kaukoputkella on riittävästi kokoa, eli noin 250 mm ja käytetään riittävää suurennusta (≥ 150× tai mieluummin vieläkin enemmän). Videota kuvattaessa yksittäisen ”ruudun” valotusaika on lyhyt, esimerkiksi 3–30 ms, jolloin turbulenttisuuden vaikutus jää kuvan muodon vääristymiseen. Pinottaessa tämä vääristyminen korjaantuu ja summakuvan erotuskyky tulee olemaan visuaalisen havaitsemisen luokkaa.

Aurinkokuntamme ulko-osassa planeettoja?

WISE-observatorion erotuskyvyn rajat
planeettojen koon mukaan.
Kuva Penn State University

Tutkijoita on jo pitkään mietityttänyt ajatus siitä, että aurinkokuntamme ulko-osassa, kaukana Neptunuksen radan ulkopuolella saattaa olla planeettoja. Auringon valo ei riitä valaisemaan niitä riittävästi, jotta ne olisivat havaintolaitteillamme löydettävissä. Erityisesti huuhaa-piirit ovat väittäneet Aurinkokunnan ulko-osissa piileskelevän planeetan, jolle on annettu useita eri nimiä, kuten Planeetta X tai Nibiru, joskin mitään todisteita siitä ei tutkimuksissa ole löytynyt.

Olipa niin tai näin, tutkijamme pyrkivät selvittämään asiaa kaikin käytettävissä olevin keinoin. Jo toimintansa päättänyt WISE-observatoriolla havaittiin aurinkokunnan ulko-osia infrapunaisella aallonpituudella. Infrapunainen valo sopii tämän tyyppiseen tutkimukseen paremmin kuin näkyvä valo, sillä kaikki kappaleet säteilevät infrapunaista valoa, riippumatta siitä kuinka kaukana ne ovat Auringosta. Esimerkiksi kaikki suuret planeetat Jupiterista Neptunukseen aurinkokunnassamme säteilevät [1] enemmän infrapunaista valoa kuin mitä ne vastaanottavat Auringosta.

Tammikuussa julkaistu tutkimus [2] osoitti, että Neptunuksen radan takaisessa Kuiperin vyössä [3] ei piileksi Jupiterin kokoista planeettaa ainakaan lähempänä kuin 26 000 au. Saturnuksen kokoista planeetta ei ole lähempänä kuin 10 000 au. Tämä ei kuitenkaan merkitse sitä, ettei esimerkiksi Merkuriuksen kokoista planeettaa voisi esiintyä lähempänä, mutta se on vain liian himmeä tullakseen havaituksi. Jopa Super-Maan kokoisia planeettoja alueella voisi olla ilman, että ne näkyisivät vielä meidän nykyisissä havaintolaitteissa [4].

Havaitsemisen vaikeutta korostaa vielä toinenkin tosiseikka kuin planeetan koko. Se on tieto siitä, että Kuiperin vyöhön[5] ja sen ulkopuolelle kätkeytyvän planeetan ei tarvitse kiertää Aurinkoa lähellä ekliptikan tasoa [6], kuten tunnetut planeetat. Etsintäalue on laaja ja avaruudessa olevien observatorioiden havaintoaika on rajallista, joten jos joku merkittävän kokoinen planeetta tai edes kääpiöplaneetta kuvakenttään sattuu, sitä on pidettävä erittäin onnekkaana sattumana.

Aivan muutama päivä sitten julkaistiin [7] löytö, joka saattaa osoittaa, että Kuiperin vyöhön ja etenkin sen ulkopuolelle voi todellakin kätkeytyä yllätyksiä. Kyseessä on tunnuksen 2012 VP₁₁₃ saanut ja noin 450 km kokoinen kappale. Se tulee radallaan korkeintaan 80 au etäisyyteen Auringosta, ja radan etäisin piste sijaitsee jopa 472 au etäisyydellä. Jos ja kun useimmat TNO-kohteet ovat todistettavasti suurimmaksi osaksi jäätä, 450 km kokoinen kappale voi olla muodoltaan pallo. Näin ollen muodon ja rakenteen varmistuttua, 2010 VP₁₁₃:n status voidaan määrittää kääpiöplaneetaksi.

Uusi löytö vahvistaa sitä käsitystä, että Kuiperin vyön ulkopuolella (ennen Oortin pilveä) on Aurinkoa kiertäviä kappaleita kohtuullisen runsaasti. Mielestäni on vain ajankysymys milloin löydetään Erisin ja Pluton kokoisia kääpiöplaneettoja, joita voi alueella olla useita kymmeniä. Joukkoon saattaa mahtua muutama isompikin kappale.

Huomautukset

[1] Suurten planeettojen kohdalla ylimääräinen energia voi vapautua kahdesta prosessista: heliumin tiivistymisestä nesteeksi (Jupiter) tai koko planeetan vähäisestä mutta edelleen jatkuvasta tiivistymisestä.

[2] Tutkimusta johti Kevin Luhman (Center for Exoplanets and Habitable Worlds at Penn State University, University Park, Pa) ja se julkaistiin Astrophysical Journal tiedejulkaisussa. Tutkimuksen päätutkijana toimi Ned Wright (University of California, Los Angeles).

[3] Kääpiöplaneetta on muodoltaan kutakuinkin pallomainen, Aurinkoa kiertävä kappale. Sen massa on kuitenkin sen verran vähäinen, että se ei kykene poistamaan radaltaan toisia samalla radalla olevia kappaleita.

Jäinen kappale muotoutuu oman gravitaationsa vaikutuksesta pallomaiseksi, jos sen halkaisija on muutamia satoja kilometrejä. Kivestä koostuvan kappaleen täytyy olla kooltaan kutakuinkin kaksinkertainen, eli noin 400–800 km ennen kuin muotoutuminen pallomaiseksi tapahtuu. Tällä hetkellä kääpiöplaneetoiksi on määritelty Ceres (pääasteroidivyöhykkeellä), Pluto, Eris, Makemake ja Haumea, joista neljä viimeistä kaikki sijaitsevat Kuiperin vyössä.

[4] Maapallon kokoinen kappale olisi havaittu arviolta noin 150–200 au etäisyydeltä riippuen sen koostumuksesta ja pinnan heijastusominaisuudesta, albedosta.

[5] Kuiperin vyö on Neptunuksen radan ulkopuolelle sijoittuva asteroidivyöhyke, jonka kappaleet kiertävät Aurinko jokseenkin ekliptikan tasossa. Yksittäisten kappaleiden ratojen inklinaatiot (kaltevuus ekliptikan suhteen) vaihtelevat suuresti. Kuiperin vyön ulkorajana pidetään noin 50 au etäisyyttä Auringosta, vaikka aivan tarkka se ei ole. Onko raja todellinen vai johtuuko se havaintotarkkuuden ja laitteiden herkkyyden rajallisuudesta onkin sitten tärkeä kysymys, johon ei vielä ole vastausta olemassa.

[6] Ekliptika on maapallon ratataso Auringon ympäri. Kaikki planeetat kiertävät suunnilleen samassa tasossa Maan kanssa, suurin poikkeama (7°) on Merkuriuksella.

[7] Tutkijoina ovat Chadwick Trujillo (Gemini Observatory) ja Scott Sheppard (Carnegie Institution for Science), tutkimus julkaistiin Nature-tiedejulkaisussa.

Yli 100-vuotias arvoitus

UV-teleskooppi sijoitetaan ISS:lle
havaitsemaan ilmakehässä
esiintyvää Cherenkovin säteilyä,
joka syntyy kosmisen säteilyn
törmätessä ilmakehän atomeihin.
Kuva JEM-EUSO. 

Tieteen historia tuntee sitkeitä arvoituksia, joiden ratkeamista saadaan odottaa pitkään. Yksi näistä on kosminen hiukkassäteily [1], jonka havaitsi ensimmäisenä itävaltalainen fyysikko Victor Hess vuonna 1912. Hän teki mittauksia kuuden tunnin ilmapallolennolla ja havaitsi hiukkassäteilyn intensiteetin kasvavan korkeuden myötä.

Kaksi tunnettua kosmisen säteilyn tutkijaa vaikutti 1900-luvun alkupuolella. Robert A. Millikan’in mielestä säteily oli ”kovaa” gammasäteilyä ja hänen kilpailijansa Arthur H. Compton puolestaan piti sitä hiukkassäteilynä. Historia osoitti Comptonin olleen oikeassa. Millikan kuitenkin piti kiinni näkemyksestään.

Aluksi kosmista säteilyä tutkineet tiedemiehet olivat hiukkasfyysikkoja. Tilanne kuitenkin muuttui merkittävästi, kun 1950-luvulla käynnistettiin ensimmäisten hiukkaskiihdyttimien rakentaminen. Vaikka vielä nykyisinkin hiukkaskiihdyttimien energiat jäävät paljon kosmisten hiukkasten energian alapuolelle, astro- ja hiukkasfyysikot ovat jälleen lähentymässä toisiaan.

Tästä lähentymisestä on hyvä esimerkki Chicagon yliopistossa työskentelevän astrofyysikko ja professori Angela Olinto’n johtama projekti, jossa Kansainväliselle avaruusasemalle ollaan rakentamassa isoa uv-teleskooppia [2]. Teleskoopin pitäisi aloittaa toimintansa vuonna 2017. Teleskooppi suunnataan – hieman tavallisuudesta poiketen – maapallonilmakehään ja sillä havaitaan kosmisen hiukkassäteilyn ilmakehässä aikaansaamia vyörypurkauksia. Hankkeessa on mukana tutkijoita ja tutkimuslaitoksia useista USAn tutkimuslaitoksista ja Nasa on tukenut sitä 4,4 miljoonan dollarilla.

Victor Hess ilmapallon korissa.

Kosmisen säteilyhiukkasen energia vastaa helposti hyvin nopeasti (~ 70 m/s) kiitävän tennispallon energiaa[3]. Hiukkasen törmätessä maapallon ilmakehään, ne aiheuttavat kymmenien miljardien alkeishiukkasten vyöryn, joita pystytään havaitsemaan uv-säteilyn aallonpituudella. Jo parin vuosikymmenen ajan tutkijat ovat havainneet ilmakehän hiukkasvyöryjä maanpinnalta, mutta nyt siis ensimmäistä kertaa niitä pyritään havaitsemaan avaruudesta.

Vaikka kosmisen säteilyn energeettiset hiukkaset eivät pysty läpäisemään ilmakehää, vyörypurkausten sekundääriset hiukkaset voivat tuottaa myös terveydellistä haittaa ihmisille. Suurimmassa vaarassa ovat yli 10 kilometrin korkeudella lentävien lentokoneiden miehistöt, sillä he joutuvat jokaisella työvuorollaan kosmisen säteilyn vaikutuksille alttiiksi. Lentomatkustajat saavat kyllä osansa säteilystä, mutta heille säteilyannokset tulevat huomattavasti harvemmin kuin lentohenkilökunnalle.

Myös Kansainvälisellä avaruusasemalla työskentelevät astronautit altistuvat säteilylle. Osa hiukkassäteilystä läpäisee aseman seinämät sellaisenaan ja osa puolestaan saa aikaan sekundäärisen hiukkasryöpyn. Vaikka maapallon magneettikenttä suojaakin osalta säteilyltä, aivan kaikkea se ei kuitenkaan pysty poistamaan. Kuuhun ja Marsiin matkustaminen lisäisi kosmisensäteilyn annoksia merkittävästi ja tällä hetkellä säteilysuojien puute tai niiden massiivisuus on suurin tekninen ongelma pitkille avaruuslennoille ja tutkimusasemien perustamiselle [4]. Ilman suojausta astronautit tuskin selviäisivät hengissä muutamaa kuukautta pitempään.

Ei ainoastaan ihmiset, vaan myös elektroniikka on erittäin herkkää kosmiselle säteilylle. Ilmakehässä syntyvän vyörypurkauksen sekundääriset hiukkaset saavat aikaa helposti häiriöitä heikosti suojatun elektroniikan toimintaa maanpinnalla. Avaruuteen vietävät laitteistojen suojauksiin kiinnitetään paljon suurempaa huomiota ja niitä ”karaistaan” kestämää hiukkaspommitus. Näistä varotoimenpiteistä huolimatta hiukkassäteily saa aikaan avaruuslaitteissa häiriöitä ja vaurioita, joiden korjaaminen on mahdotonta. Vuosittain menetetään useita satelliitteja tästä syystä.

Huomautukset

[1] Kosmisen hiukkassäteilyn alkuperää ei ole täysin varmasti pystytty osoittamaan. Syy tähän on se, että hiukkaset ovat sähköisesti varautuneita hiukkasia (useimmiten protoneja mutta joukossa on myös raskaampia atomiytimiä), joten niiden rata tähtien ja galaksienvälisessä avaruudessa muokkaantuu magneettikenttien vaikutuksesta. Erityisesti Auringon magneettikenttä muuttaa kosmisen säteilyn ratoja aurinkokunnan sisällä, joten säteilylähde on ”sumean ikkunan” takana.

Kosminen säteily saa aikaan
selundääristen hiukkasten
vyörypurkauksen. Kuva JEM-EUSO.

[2] Extreme Universe Space Observatory -teleskoopin kooksi on suunniteltu 2,5 metriä. Sen objektiivina tulee olemaan fresnel-linssi, jonka etuja ovat pieni massa ja vähäinen tilantarve. Lisäksi linssiä käyttämällä saavutetaan laaja kuvakulma (60°), joten havaintoja voidaan tehdä paljon laajemmalta alueelta kuin maanpinnalta. UV-säteily (aallonpituusalueella 330–400 nm) syntyy sekundäärishiukkasten aiheuttamasta Cherenkovin säteilystä, jota syntyy noin 45 km korkeudelta alkaen ja se suuntautuu hiukkasen liikesuuntaan poiketen siitä enintään 1,3°. Syntyneet uv-fotonit siroavat ilmakehän molekyyleistä (ja aerosoleista), joten niitä voidaan havaita muualtakin kuin vyörypurkauksen suunnasta.  Säteilyn voimakkuus on verrannollinen alkuperäisen kosmisen säteilyhiukkasen energiaan.

Ilmakehässä syntyvät
sekundääriset hiukkaset
ovat pioneja, myoneja,
elektroneja ja neutriinoja.
Lisäksi vapautuu energiaa
uv-säteilynä. Kuva JEM-EUSO.

 [3] Jopa E > 5×10¹⁹ eV. Tällä hetkellä tutkijat uskovat kaikkein energeettisimmän kosmisen säteilyn energian olevan peräisin mustien aukkojen syntyessä vapautuneesta energiasta. Kosmista säteilyä näyttäisi tulevan myös galaksien, esimerkiksi Linnunradan, ytimistä.  Suuri energisyys selittyy hiukkasten suurella, lähes valonnopeutta lähentelevällä vauhdilla. Oman osansa kosmiseen hiukkassäteilyyn antaa meidän Aurinkomme, josta merkittävä osa maapallolle saapuva hiukkasäteily on peräisin.

[4] Kts. http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2013/05/sateily-huomattava-terveysriski.html

Lisää tietoa kosmisesta säteilystä tästä blogista löytyy hakusanalla ”kosminen säteily”.

Pimeä aine ehkä koostuu steriileistä neutriinoista

Pimeä aine on kerääntynyt galaksien
ja klusterien ympärille.
Kuva: J.-P. Kneib (Observatoire Midi-Pyrenees,
Caltech) et al., ESA, NASA

Kaksi erillistä tutkijaryhmää [1] on onnistunut havaitsemaan kaukaisista galakseista tulevaa röntgensäteilyä, jonka energia on 7 keV. Ainoa ajateltavissa oleva selitys säteilylle on steriilit neutriinot[2], jonka jakaantuvat spontaanisti röntgensäteilyksi ja tavallisiksi neutriinoiksi. 

Steriilejä neutriinoja voi olla käytännössä mahdotonta havaita suoraan, tavallistenkin neutriinojen havaitseminen on vaikeaa.

Tavallisin selitys pimeälle aineelle on, että se koostuu heikosti vuorovaikuttavista massiivisista hiukkasista eli WIMPeistä. Jos steriileillä neutriinoilla olisi riittävästi massaa (~10 keV), ne pystyisivät selittämään kaiken pimeän aineen. Jos taas massa on tätä pienempi, hiukkaset voivat ratkaista kosmoksen muita perustavaa laatua olevia arvoituksia[3].

Molempien tutkimusryhmien tutkimustuloksen mukaan röntgensäteilyn energia on 3,5 keV. Tämä voisi olla mahdollista, jos steriilin hiukkasen massa olisi 7 keV. Tutkijoilla voi olla vaikeuksia selittää yhtenevä tulos, jos kyseessä ei ole steriilien neutriinojen jakaantuminen. Molemmat ryhmät ovat pystyneet poistamaan havainnoistaan myös teleskooppien aiheuttaman kohinan.

Aikaisemmin pimeästä aineesta olen kirjoittanut artikkeleissa:

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2014/01/pimean-aineen-arvoitus-syvenee.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/11/pimeaa-ainetta-ei-loytynyt.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/02/nasa-liittyi-esan-pimean-aineen-ja.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/04/ams-02-pimean-aineen-jaljilla.html

ja neutriinoista

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2014/03/muuttavatko-neutriinot-makuaan.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/11/supernova-rajahtaa-linnunradassa.html

Huomautukset

[1] Ryhmät ovat Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, johtajanaan tohtori Esra Bulbul ja Leiden University in the Netherlands, johtajanaan tohtori Alexey Boyarsky. Bulbulin ryhmä teki havainnot 73 galaksiklusterista ESAn XMM-Newton avaruusteleskoopilla ja Nasan Chandra röntgenteleskoopilla (avaruusteleskooppi). Boyarskyn ryhmän havainnot tehtiin XMM-Newtonilla Perseuksen galaksiklusterista ja läheltä Andromedan galaksia.

Standardimallin laajennus sisältää
kolme steriiliä neutriinoa.
Kuva Alexey Boyarsky.

[2] Hiukasfysiikan standardi malli sisältää kolme eri makuista neutriinoa, jotka ovat elektronin, taun  ja myonin neutriinot. Nämä ovat lähes massattomia hiukkasia ja niillä kaikilla on vasenkätinen spinkvankkitluku (eräänlainen pyörimismäärä) ½.  Boyarskyn mukaan standardimallin laajennus sisältää kolme oikeakätistä neutriinoa, joita kutsutaan steriileiksi neutriinoiksi (N₁, N₂ ja N₃).

[3] Yksi merkittävimmistä arvoituksista on ”puuttuvat galaksit”. Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn kartoitusta on käytetty mittamaan kuinka nopeasti maailmankaikkeus laajenee ja kuinka tavallinen aine on muodostanut galaksiklustereita ja galakseja. Kartoitus ja paikalliset mittaukset kuitenkin antavat erilaisia arvoja, kartoitus osoittaa maailmankaikkeuden laajenevan liian hitaasti ja että galakseja pitäisi olla kolminkertaisesti havaittuun määrään nähden.

Mark Wyman’in (New York yliopisto) mukaan jos steriileiden neutriinojen massa on vähemmän kuin 1 keV, maailmankaikkeuden laajeneminen asettuu nykyarvoonsa. Lisäksi neutriinojen vähäinen vuorovaikutus mahdollistaisi aineen pakenemisen, jolloin sitä jäisi vähemmän klustereiden ja galaksien muodostumiseen. Wymanin laskema steriilin neutriinon massa olisi aivan liian vähän ratkaisemaan pimeän aineen arvoitusta, mutta toisen ”makuiset” steriilit neutriinot voivat sitä olla, edellyttäen, että niillä on enemmän massaa.