Kysymyksiä meteoreista

Meteoriitteihin liittyviin kysymyksiin on vastattu myös aikaisemmin artikkelissa

http://tu-ukk.blogspot.fi/2015/12/kysymyksia-meteoriiteista.html

Aloittelevan meteoriharrastajan parasta aikaa on elokuussa
näkyvät perseidit. Parvi on suhteellisen runsas ja olosuhteet
eivät ole liian epämukavia. Kuva  © Kari A. Kuure.

K: Milloin voisi nähdä meteoreja?

V: Meteoreja[1] voi nähdä jokaisena selkeänä yönä, tosin harvakseltaan. Maapallon vuoden kierrossa on kuitenkin aikoja, jolloin meteoreja voidaan nähdä runsaammin. Silloin yleensä puhutaan meteoriparvista ja parven ollessa joskus hyvin runsas, meteorisateesta. Joistakin meteoriparvista on aiheutunut niin runsaasti meteoreja, että niitä on kuvattu meteorimyrskyiksi.

Meteoreja voi siis nähdä milloin vain, sillä avaruudessa olevia kiviä on satunnaisilla Aurinkoa kiertävillä radoilla suhteellisen runsaasti. Luonnollisesti meteorin nähdäkseen, sään täytyy olla selkeä ja taivaan pimeä. Joskus kuitenkin maapallon ilmakehään tunkeutuvat kappale on sen verran kookas, että sen aiheuttama valoilmiö on mahdollista nähdä kirkkaassa päivänvalossa tai kajastuksena pilvipeitteen läpi. Kirkkaista meteoreista käytetään nimitystä ”tulipallo”.

Meteoriparvia esiintyy vuosittain muutamia kymmeniä. Suomessa on mahdollista tehdä havaintoja 27 parvesta, joskin osa niistä on hyvin heikkoja ja osa esiintyy vain kesäaikana, jolloin niiden näkeminen on käytännössä mahdotonta.

Huomautukset

[1] Meteori on ilmakehässä näkyvä valoilmiö, jonka aiheuttaa avaruudesta maapallon ilmakehään syöksyvä kivi. Pieni osa avaruudesta tulevista kappaleista on koostumukseltaan rauta-nikkeliseosta tai sekä kiveä, että rata-nikkeliseosta sisältäviä. Aikaisemmin tällaisesta valoilmiöstä käytettiin nimitystä ”tähdenlento” mutta virheellisenä siitä pitäisi luopua.

K: Mitkä ovat runsaimmat meteoriparvet ja milloin niitä voi nähdä?

V: Meteoriparvista muutamat ovat sellaisia, joita voi suositella maallikoillekin havaintokohteeksi. Tällaisia parvia ovat (ainakin):

Parvi	aktiivisuus	maksimi	tähdistö	ZHR (runsaus)
kvadrantidit	1.–5.1.	3.–4.1.	Karhunvartija	30–40 (joskus 120)
lyridit	19.–25.4.	22.4.	Herkules	10–20
perseidit	25.7.–20.8.	12.8.	Perseus	40–50 (joskus 150)
leonidit	6.–30.11.	16.–17.11.	Leijona	15 (joskus hyvin runsas)
geminidit	7.–15.12.	14.12.	Kaksoset	40–50 (joskus 160)

K: Kuinka meteoreja voisi havaita?

V: Meteorien havaitsemiseen ei tarvita mitään havaintovälineitä, omat silmät ovat parhaat havaintovälineet. Havaintopaikaksi pitäisi valita paikka, jossa ei ole valosaastetta. Tällaisia paikkoja löytyy lähinnä maaseudulta, jossa ei ole kirkasta katuvalaistusta tai voimakkaita valonheittäjiä lähellä. 

Meteoreja näkyy kaikissa ilmansuunnissa, mutta jonkinlainen käsitys meteorien tulosuunnasta olisi hyvä olla. Tulosuunta on kerrottu yllä olevassa taulukossa sarakkeessa ”tähdistö”. Jos tähtitaivaan tähdistöä ei tunne, niin silloin on järkevää hankkia jonkinlainen ajankohtaan sopiva tähtikartta, joka kertoo tähdistöjen ilmansuunnat kyseisenä ajankohtana.

Meteoriparvet esiintyvät yleensä viileänä tai kylmänä vuodenaikana. Jopa elokuussa esiintyvän perseidien aikaan on syytä pukeutua lämpimästi. Lisäksi termokseen pakattu lämmin juoma helpottaa oloa yön viileydessä.

Runsaimmin meteoreja voi nähdä keskitaivaalta. Havaintoasento seisten on kuitenkin epämukava, joten meteoriretkelle on hyvä syy varustautua aurinkotuolilla ja makuupussilla. Sitten vain asetutaan makuupussiin ja otetaan mukava asento aurinkotuolissa ja yritetään olla nukahtamatta parin kolmen tunnin havaintotuokion aikana.

Jos olet ensikertalainen, niin yllä kerrottu riittää sinulle jännittäväksi kokemukseksi meteoribongaajana. Jos olet jo ensimmäiset meteoriparvesi nähnyt, voit ryhtyä havaitsemaan niitä toden teolla. Tällöin tehdään muistiinpanoja esimerkiksi ”tukkimiehen kirjanpitoa” käyttäen varttitunnin jaksoissa. Ursan Taivaanvahti ottaa vastaan havaintoilmoituksia kaikenlaisista havainnoista.

K: Kuinka meteoreja valokuvataan?

V: Meteorien valokuvaaminen ei ole niin helppoa kuin voisi kuvitella. Meteori näkyy taivaalla yleensä 0,5–1 sekunnin ajan, joten tavalliseen tapaan valokuvaaminen ei onnistu. Kuvaamisessa täytyy käyttää aikavalotusta ja valotuksen pitää olla menossa silloin, kun meteori tavaalla vilahtaa.

Kamerassa on oltava ehdottomasti käsisäätömahdollisuus. Kaikissa digitaalisissa järjestelmäkameroissa näin onkin, mutta manuaalisäätöjä löytyy myös monista puolijärjestelmistä tai tavallisista digipokkareista. Kännykkäkameroilla meteoreja ei voi kuvata!

Digijärkkäreissä pitäisi olla mahdollisimman laajakulmainen objektiivi. Niitä ei yleensä ole kuin tähtivalokuvauksen harrastajilla, joten yleensä on tultava toimeen vakio-objektiivilla. Meteorisaalis normaaliobjektiiveilla on kuitenkin vähäisempi kuin laajakulmaa käyttävillä.

Tarkennus on tärkein asia, johon tulisi kiinnittää suurta huomiota ja tehdä se oikein. Automaattitarkennus ei toimi, vaan sitä käytettäessä tähtien kuvat ovat pyöreitä renkaita. Tarkennus on tehtävä käsin ja tarkistettava testikuvien avulla. Välttämättä kameran tft-näyttö ei kerro kuvan lopullista tarkkuutta, vaan järkevintä olisi tarkistaa kuva vaikkapa kannettavan tietokoneen ruudulta. Onneksi monet järkkärit voidaan liittää tietokoneeseen usb-kaapelilla tai wifi-yhteydellä. 

Oikean tarkennuksen löydyttyä, se voidaan varmistaa teippaamalla tarkennuspyörä vaikkapa maalarin teipillä liikkumattomaksi. Kuvauksen kuluessa tarkennus olisi tarkistettava vaikkapa puolen tunnin välein.

Toinen tärkeä asia on objektiivissa käytetty aukko. Yleensä se valitaan suurimmaksi mahdolliseksi ja siitä himmennetään puoli askelta. Aukon säädön voi myös teipata liikkumattomaksi.

Kuvauksen aikana objektiivin ulkopintaan (linssiin) voi tiivistyä kosteutta. Sen ehkäisemiseen voidaan käyttää sähköistä objektiivin lämmitintä, joita myydään yleensä kaukoputkia myyvissä liikkeissä. Objektiivin lämmitin tarvitsee tietysti oman virtalähteen, yleensä akun käyttövoimakseen.

Kameran herkkyys vaikuttaa siihen, kuinka himmeitä meteoreja kuvaan tulee näkyville. Yleensä herkkyys säädetään niin suureksi kuin kohina antaa myöten. Mitä suurempaa herkkyyttä käytetään, sitä enemmän kuvassa on näkyvää kohinaa. On sitten kuvaajan oma valinta, milloin kohina on sietämätöntä ja mitä herkkyyttä käytetään. Nykyaikaisilla kameroilla on mahdollista käyttää ISO 1600 – 3200 ja joillakin merkeillä tätäkin suurempia herkkyyksiä.

Valotusaika määräytyy taustataivaan tummuuden mukaan. Jos kuvataan pimeässä tai taustataivas ei ole kirkas, valotusaika voi olla 30 – 60 sekuntia. Perseidien meteoriparvi kuitenkin esiintyy loppukesästä, jolloin taivas ei ole täysin pimeä. Tällöin joudutaan yleensä käyttämään huomattavasti lyhyempiä valotusaikoja, jopa vain 10 sekuntia.

Lankalaukaisin on välttämätön apuväline, mutta vielä parempi olisi käyttää sekvenssivalotuksen mahdollistavaa ohjainlaitetta. Näitä on saatavissa kaikkiin kameramerkkeihin muutamalla kympillä, jos tyytyy kiinalaisvalmisteisiin laitteisiin. Kuvia otetaan siis niin paljon kuin muutamassa tunnissa ehtii ottaa. Kuvien välillä ei pidetä taukoja yhtään sen pitempään kuin mitä valotusten väliin vaatii.

Vielä tarvitaan varuste, jota ilman ei tulla toimeen. Tarvike on kamerajalusta. Mikä tahansa jalusta on parempi kuin ei jalustaa lainkaan, mutta mitä tukevammasta laitteesta on kysymys, sen parempi.

Kokemus kertoo, että on myös hyvä varustautua täyteen ladatuilla vara-akuilla (mieluummin useammilla) ja muistikorteilla. Akut hyytyvät nopeasti kylmässä ja yön kuvasaalis etenkin lyhyillä valotusajoilla tulee hyvin suureksi, usein jopa moniin tuhansiin kuviin. Virtapakki voi olla myös käyttökelpoinen ja monet kamerat mahdollistavat sen käytön kuvausten aikana.

Kysymyksiä mustista aukoista

Taiteilijan näkemys mustasta aukosta.
Kuva Wikimedia Commons.

K: Mikä on musta aukko ja mitä on aukon toisella puolella?

V: Mustan aukon nimitys on hieman harahaanjohtava, sillä ”musta aukko” ei ole aukko sananvarsinaisessa merkityksessä. Musta aukko syntyy kun massiivinen tähti tulee kehityskaarensa loppupuolelle ja räjähtää supernovana. Jos alkuperäisen tähden massa on ollut riittävä, tähden ydin luhistuu ensin neutronitähdeksi ja lopulta mustaksi aukoksi.

Toinen tapa mustien aukkojen muodostumiseen on kaksoistähdissä. Toisiaan kiertävistä tähdistä massiivisempi kehittyy nopeammin ja riippuen tähden massasta, muuttuu valkoiseksi kääpiöksi tai neutronitähdeksi. Lopulta toinenkin alkuperäisistä tähdistä tulee kehityskaarensa päähän ja kokee ns heliumleimahduksen. Se tarkoittaa sitä, että kehityskaaren lopulla energian tuotanto tähden ytimessä siirtyy heliumin fuusiointiin. Tällöin tähden lämpötila kohoaa ja tähti laajenee punaiseksi jättiläiseksi.

Joskus punainen jättiläinen ja valkoinen kääpiö- tai neutronitähti kiertää niin lähellä toisiaan, että punaiseksi jättiläiseksi laajentunut tähti alkaa menettää massaansa kumppanilleen. Siinä vaiheessa kun massaa on siirtynyt riittävästi, kumppani räjähtää supernovana. Jos kumppani tähti oli neutronitähti, se luhistuu mustaksi aukoksi. Vastaavasti valkoinen kääpiötähti luhistuu neutronitähdeksi tai hajoaa supernovaräjähdyksessä kokonaan.

Musta aukko on hyvin pieneen tilavuuteen luhistunut tähden ydin. Mitkään aineen rakennetta ylläpitävät sähköiset ja muut luonnon perusvoimista eivät kykene estämään aineen luhistumista ja niinpä lopputuloksena on, että mustaan aukkoon joutunut aine päätyy musta aukon keskelle singulariteetiksi; äärimmäisen pieneksi pisteeksi, jolla on tähden koko massa.

Galaksien ytimissä on supermassiivisia mustia aukkoja.
Kuva Wikimedia Commons.

Edellä kuvatussa prosessissa syntyy ns. tähdenmassaisia mustia aukkoja.

Galaksien ytimissä sijaitsevia ja ilmeisesti myös siellä syntyneet miljoonien tai kymmenien miljoonien auringonmassaisten mustien aukkojen synty on vielä selvittämättä. Ilmeisesti mustat aukot yhdistyvät galaksien yhdistyessä ja näin niistä syntyy aina vain massiivisempia. Yhdistymisteoria ei kuitenkaan selitä sitä, mistä muinaisiin pieniin galakseihin syntyi supermassiivisia mustia aukkoja heti niiden muodostuttua. Ilmeisesti ensimmäiset supermassiiviset mustat aukot syntyivät itse alkuräjähdyksessä.

Heti kun musta aukko on muodostunut, sen ympärille aiheutuu tapahtumahorisontiksi nimetty raja. Kyseessä ei varsinaisesti ole mikään fyysinen raja, vaan etäisyys, josta poistumiseen mustan aukon ulkopuolelle ei edes massattoman valon nopeus riitä. Kaikki aine, joka päätyy tämän rajan sisäpuolelle, syöksyy singulariteettiin.

Kerrin musta aukkoja. Kuva Wikimedia Commons.

Ilmeisesti kaikki mustat aukot pyörivät itsensä ympäri, jolloin niitä kutsutaan Kerrin aukoksi. Tällöin tapahtumahorisontin välittömästi liittyen syntyy ergosfääriksi nimetty alue, jossa aika-avaruus pyörii valonnopeudella mustan aukon ympäri. Ergosfääri on tapahtumahorisontin ulkopuolella, joten ainakin teoriassa tältä alueelta vielä pääsisi poistumaan mustan aukon vaikutuspiiristä.

Vaikka musta aukko ei ole aukko ja sen toisella puolella ei ole mitään, usein puhutaan singulariteetistä lähtevästä madonreiästä. Tieteellisesti kyse on Einsteinin–Rosenin sillasta (asialle on muitakin nimityksiä) ja sen ajatellaan olevan äärimmäisen ohut kanava tai tunneli aika-avaruudessa. Tunneli johtaisi aika-avaruuden johonkin toiseen kolkkaan, johon syntyisi ns. valkoinen aukko.

Einsteinin–Rosenin silta olisi kuitenkin hyvin kapea ja sen kautta ei pääse siirtymään edes pieninkään hiukkanen. Kaiken lisäksi John Weeler ja Robert Fuller osoittivat vuonna 1962, että madonreiät olisivat äärimmäisen epävakaita ja katoaisivat heti, kun sellainen olisi muodostunut. Näin ollen valkoisia aukkoja ei ole olemassa ja madonreikä on vain suhteellisuusteorian luoma matemaattinen malli, jolla ei ole todellista vastinetta luonnossa.

K: Voiko mustan aukon nähdä?

V: Vastaus riippuu siitä, mitä tarkoitetaan näkemisellä? Jos näkemisellä ymmärrämme mustasta aukosta tulevan valon havaitsemista, niin silloin vastaus on ei. Itse mustasta aukosta ei voi tulla mitään sähkömagneettista säteilyä. Vastaus ei kuitenkaan ole aivan tyhjentävä, sillä käytettävissämme on joitakin keinoja, joilla voimme ainakin paikantaa tai osoittamaan mustan aukon olemassa olon.

Joutsenen tähdistö. Kuva Wikimedia Commons.

Musta aukko vaikuttaa ympäristöönsä monella tavalla. Etenkin galaksien keskustoissa olevien supermassiivisten mustien aukkojen vaikutuspiiriin joutuu tähtiä, jotka kiertävät sitä. Tällöin voimme havaita tähdet monillakin eri aallonpituuksilla, mutta ne näyttävät kiertävän tyhjässä avaruudessa. Tähtien ratoja havaitsemalla pystymme laskemaan musta aukon sijainnin ja massan ja näin olemme tulleet ”näkeneeksi” mustan aukon!

Jos mustaan aukkoon putoaa ainetta, esimerkiksi jokin tähti ajautuu mustan aukon läheisyyteen siten, että tähti ylittää Rochen rajan, silloin voimme nähdä tähän tapahtumaan liittyvää sähkömagneettista säteilyä. Mustan aukon lähellä tähti riipiytyy gravitaation vaikutuksesta kaasupilveksi, joka päätyy lopulta mustaan aukkoon. Aineen putoaminen ei kuitenkaan tapahdu suoraviivaisesti, vaan se muodostaa mustan aukon ympärille ns. kertymäkiekon. Kertymäkiekossa aineen tiheys ja lämpötila kohoavat hyvin suureksi ja aine säteilee kaikilla sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla radioaalloista aina gammasäteilyyn asti. Ja tämän säteilyn pystymme havaitsemaan!

Kolmas tapa "nähdä" mustia aukkoja on tai olisi havaita ns. Hawkingin säteilyä. Se syntyy mustan aukon tapahtumahorisontissa fluktuaatioksi nimetystä virtuaalihiukkasten ilmestymisen seurauksena. Hiukkaset (tavallisimmin fotoneita) syntyvät aina pareittain ja toinen niistä päätyy mustaan aukkoon. Toinen virtuaalinen hiukkanen puolestaan saa prosessissa hieman lisäenergiaa, muuttuu todelliseksi hiukkaseksi ja poistuu mustan aukon vaikutuspiiristä. 

Hawkingin säteilyn seurauksen mustat aukot tavallaan ”kiehuvat” ja menettävät massaansa. Hawkingin säteily on sitä voimakkaampaa mitä pienemmästä mustasta aukosta on kysymys. Lopulta musta aukko on enää vuoren massainen, jolloin Hawkingin säteily on niin voimakasta, että musta aukko katoaa hetkessä. Tämän viimehetken pystyisimme havaitsemaa kohtuullisen kirkkaan valonvälähdyksenä!

Yksittäinen ja paljas musta aukko voi toimia myös gravitaatiolinssinä ns. mikrolinssinä. Mikrolinssi-ilmiön voi aiheuttaa monet muutkin avaruuden kohteet kuten vapaat planeetat, ruskeat kääpiötähdet tai eksoplaneetat, joten ilmiön aiheuttajaa emme useinkaan pysty selvittämään ja sen osoittaminen mustaksi aukoksi on vaikeaa.

Mikrolinssin aiheuttavat kappale liikkuu avaruudessa. Silloin tällöin se joutuu jonkin etäisen ja ehkä himmeän kohteen eteen, jolloin musta aukon (tai muun kappaleen) gravitaatio toimii linssinä ja kirkastaa etäisen kohteen valoa optisen linssin tavoin jonkin aikaa. Ilmiö ei enää saman kohteen kohdalla toistu.

Aivan uusi tapa havaita mustia aukkoja on juuri nyt tulossa käytettäväksi. Kyseessä on gravitaatioaallot ja menetelmällä voidaan havaita toisiaan kiertäviä mustia aukkoja tai muita massiivisia kohteita. Toistaiseksi gravitaatioaaltoja on varmasti havaittu vain kaksi kertaa (v. 2015) ja riittävän herkkiä gravitaatio-observatorioita on vain kaksi, joten paikan määritys on hyvin epätarkkaa. Muutaman vuoden kuluttua, kun toimivia ja riittävän herkkiä observatorioita on enemmän, paikan määritys tarkentuu ja voimme tietää tarkasti missä mustat aukot ovat.

Näiden havaitsemistapojen lisäksi on olemassa joitakin muitakin menetelmiä mustien aukkojen olemassa olon varmistamiseksi.

K: Kuinka laaja mustan aukon tapahtumahorisontti on?

Kuva Wikimedia Commons.

V: Jos tunnemme mustan aukon massan, niin hyvin yksinkertaisella laskutoimituksella pystymme selvittämään tapahtumahorisontin koon (= Schwarzshildin säde). Jokaista auringonmassaa kohti tapahtumahorisontin säde on noin 3 km (~2,95 km). Noin ollen Linnunradan keskustassa oleva noin 4 miljoonan auringonmassaisen mustan aukon tapahtumahorisontin säde on noin 12 miljoona km. Se vastaa noin 1/5 Merkuriuksen radan säteestä.

K: Mitä tapahtuisi jos Aurinko muuttuisi tai salaperäisesti korvautuisi mustaksi aukoksi?

V: Ensinnäkin, Aurinko on aivan liian pieni kappale muuttuakseen mustaksi aukoksi. Auringosta tulee noin viiden miljardin vuoden kuluttua ensin punainen jättiläinen ja sen jälkeen se luhistuu maapallon kokoiseksi valkoiseksi kääpiötähdeksi.

Vastaus itse kysymykseen on, että tapahtumia olisi hyvin vähän. Maapallo jatkaisi Auringon kiertämistä kuten tähänkin asti. Musta aukko ei kuitenkaan säteile minkäänlaista valoa, joten aurinkokuntamme muuttuisi hyvin pimeäksi ja kylmäksi paikaksi. Maapallollakin lopulta ilmakehä tiivistyisi happi- ja typpijääksi maapallon pinnalle. Elämää ei tietystikään tällaisissa olosuhteissa esiintyisi!

K: Missä sijaitsee lähin tunnettu musta aukko?

V: uusimpien havaintojen mukaan lähin musta aukko sijaitsee 2 800 valovuoden etäisyydellä ja se on  kaksoistähtijärjestelmässä. Mustaa aukkoa kiertää G-tyypin tähti Gaia DR3 4373465352415301632. Tähden massa (0.93 M⊙) on suunnilleen sama kuin Auringolla. Mustan aukon (Gaia BH1) massa on 0.93 M⊙.

Aikaisemmin lähin tunnettu musta aukko oli noin 1 564 valovuoden etäisyydellä sijaitseva V616 Mon. Se on myös kaksoistähtijärjestelmässä ja mustan aukon massa on noin 11 auringonmassaa. Sen kumppanitähti on hyvin pieni, vain noin 0,5 auringonmassainen. Kumppani kiertää mustaa aukkoa noin 7,75 tunnissa.

Cygnus X-1. Kuva Wikimedia Commons.

Kolmanneksi lähin musta aukko sijaitsee röntgen- ja radiosäteilystään tunnetussa Cycnus X-1:ssä. Se sijaitsee Joutsenen tähdistössä noin 6 070 valovuoden etäisyydellä ja mustan aukon massaksi lasketaan 14,8 auringonmassaa. Cygnus X-1 on kaksoistähtijärjestelmässä, jonka näkyvä tähti on ylijättiläistähti, joka tunnetaan luettelotunnuksella HDE 226868. Tähdet kiertävät toisiaan vain 0,2 au etäisyydellä (noin 1/5 Maan etäisyydestä Auringosta) ja kierto aika on 5,6 vrk.

Yksi varmimmista kandidaateista mustaksi aukoksi sijaitsee myös Joutsenen tähdistössä. Se tunnetaan luettelotunnuksella V404 Gycni. Kohde on tavallisesta Auringon kaltaisesta tähdestä (spektriluokka G) ja noin 12 auringonmassaisesta näkymättömästä kohteesta koostuva kaksoistähti. Tähtien kiertoaika on noin 6,5 vrk.

Mustan aukon etäisyys on noin 7 800 valovuotta. Itse mustasta aukosta saamme hyvin harvoin mitään havaintoja, ainoastaan joskus useiden vuosien välein havaitsemme kohteen lähettävän röntgensäteilyä.

K: Mitä tiedämme Linnunradan keskustassa olevasta mustasta aukosta?

V: Linnunradan keskustassa oleva musta aukko, jonka tunnemme nimellä Sagitarius A*, on massaltaan noin 4,3 miljoonaa auringonmassaa. Emme pysty tekemään siitä suoria havaintoja, mutta radioaalloilla ja infrapunaisella aallonpituudella valokuvaamalla saamme siitä joitakin tietoja.

Linnunradan keskusta sijairtsee oikeaal näkyvän vaaleaan
alueen keskellä. Kuva Wikimedia Comons.

Mustaa aukko kiertää ainakin satakunta Wolf-Rayet-tähteä, joista parinkymmentä hyvin lähellä mustaa aukkoa. Tähtiä havaitsemalla tutkijat ovat pystyneet laskemaan musta aukon massan.

Sagitarius A* säteilee voimakkaasti myös röntgensäteilyä. Etenkin tammikuussa 2015 havaittiin voimakkuudeltaan jopa 400-kertainen röntgenpurkaus aikaisempaan verrattuna. Tutkijat arvelevat, että purkauksen aiheutti asteroidin massaa vastaava ainemäärän joutuminen mustaa aukkoon. Tutkijat laskevat, että kaasua ajautuu mustaan aukkoon ainakin kolmisen vuosikymmentä ja se tietää edelleen voimistunutta röntgensäteilyä.

Tietokonesimulaatio mustaan aukkoon putoavasta kaasusta.
Kuva Wikimedia Commons.

Alla linkki ESOn tuottamaan videoon Linnunradan keskustassa olevasta musta aukosta.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/transcoded/1/1d/A_Black_Hole%E2%80%99s_Dinner_is_Fast_Approaching_-_Part_2.ogv/A_Black_Hole%E2%80%99s_Dinner_is_Fast_Approaching_-_Part_2.ogv.360p.webm

K: Imeekö musta aukko kaikki tähdet ja planeetat itseensä?

V: Vastaus on yksiselitteisesti ei. Mustaan aukkoon ajautuu ainoastaan materiaa, joka joutuu sen välittömään läheisyyteen. Mustassa aukossa ei ole mitään erityisvoimaa, joka ”imisi” kaiken materian itseensä. Ainoa voima, joka mustalla aukolla on käytettävissään, on sen massaa vastaava gravitaatio! Tämä sama voima on kaikilla galakseilla, tähdillä, planeetoilla ja kuilla. Musta aukko ei tässä suhteessa poikkea mitenkään esimerkiksi vastaavan massaisesta tähdestä.

Maapallon vesi

Maa on sininen planeetta, jossa on runsaasti vettä. Kuva
The Suomi NPP Blue Marble, Credit:NASA/NOAA.

K: Kuinka maapallo sai vetensä?

V: Toistaiseksi kysymykseen ei ole ehdottomasti oikeaa vastausta. Eri tutkijat ja tutkimusryhmät painottavat hieman eri asioita ja veden alkuperälle on useita teorioita. Ilmeisesti yhtä ainoaa alkuperäistä vesilähdettä ei edes ole olemassa, vaan maapallolle on joutunut vettä useasta eri lähteestä.

Maapallo syntyi noin 4,65 miljardia vuotta sitten Auringon synnynjälkeen sitä kiertäneestä protoplanetaarisesta kiekosta. Kiekon koostumus oli sama kuin Auringon, siis raskaista metalleista aina kevyisiin kaasuihin asti. Protoplanetaarisen kiekon hiukkaskoko alun perin oli hyvin pieniä ja sen lämpötilajakauma riippui tarkasteltavan alueen etäisyydestä Auringosta.

 Aurinkoa lähimpänä olevilta alueilta haihtuivat kaikki kevyet alkuaineet ja vain raskaimmat (metallit ja piioksidit) pystyivät tiivistymään suuremmiksi kappaleiksi, planetesimaaleiksi. Kevyemmät alkuaineet kuten kaasut ja vesi säilyivät haihtumatta vasta useiden astronomisten yksiköiden etäisyydellä Auringosta. Tosin Auringon säteilyvoimakkuus oli nykyistä heikompi, joten vesi saattoi säilyä haihtumattomana suhteellisen lähellä protomaata.

Planetesimaalit kerääntyivät keskinäisten gravitaatiohäiriöiden vaikutuksesta suuremmiksi kappaleiksi. Viimein niistä tuli sen verran massiivisia, että ne alkoivat vaikuttaa gravitaatiollaan ympäristöihinsä. Näistä suuremmista kappaleista tuli planeettojen esiasteita, protoplaneettoja.

Protomaapalloon törmäsi suuri määrä planetesimaaleja, joista osa oli peräisin kauempaa aurinkokuntamme ulko-osasta. Näin jo protomaahan tuli jonkin verran vettä. Veden määrää on vaikea arvioida, mutta ilmeisesti se kuitenkin oli merkittävä.

Maapallon massa kasvoi ensimmäisen sadan miljoonan vuoden aikana siten, että se alkoi olla noin 80 %  nykyisestä massasta. Maapallon materiaalissa ollut radioaktiivinen alumiini (ja muut radioaktiiviset alkuaineet) kuumensivat maapalloa jopa niin paljon, että planeetan ydin suli jo hyvin varhaisessa vaiheessa. Tapahtui tiheiden ja vähemmän tiheiden alkuaineiden differentoituminen (erottuminen). Protomaa sai raskaan metalliytimen.

Kuun syntymisen jälkeen maapllo oli kauttaaltaan
sula. Kesti satakunta miljoona vuotta ennen kuin ensimmäiset

meret lainehtivat maapllolla. Kuva Public Domain Freigabe
durch NPS/ Oder Zeichner.

Pintaan törmäävät planetesimaalit puolestaan kuumensivat pintamateriaalin, joka ilmeisesti suli. Pintamateriaalin sisältämät kaasut vapautuivat ja muodostivat suhteellisen tiheän ilmakehän. Tiheä ilmakehä toimi eristeenä, joka hidasti maapallon jäähtymistä. Maapallon pinta oli kuitenkin noin sadan miljoonan vuoden ikäisessä maapallossa jo syntynyt kauttaaltaan ja kuorikerros oli kymmeniä kilometrejä paksu.

Noin sadan miljoonan vuoden ikäiseen maapalloon törmäsi Theia, noin nykyisen Marsin massainen kappale. Törmäys oli uusimpien mallien mukaan täysin kohtisuora ja sen seurauksena maapallo menetti ensimmäisen ilmakehänsä ja ison osan silloisesta kuorikerroksesta. Kuorikerroksen aineksesta syntyi Kuu hyvinkin nopeasti.

Törmäyksen seurauksena menetetyn kuorikerroksen alta paljastui vielä sulassa tilassa ollut mantteli, Theian ja Maan rautapitoiset ytimet yhdistyivät ja vuorovesivoimat kuumensivat ja pitivät sulana kumpaakin kappaletta. Kuu paljon pienempänä kappaleena kuitenkin jäähtyi nopeammin, mutta jo tässä vaiheessa kiertoaikaan lukkiutunut pyöriminen käänsi aina saman puolen kohti Maata. Vuorovedestä johtuen suurempi Maa jäähtyi hitaammin ja piti myös Kuun Maan puoleista osaa sulana pidempään kuin Maasta poispäin kääntynyttä puolta.

Theian mukana oli ilmeisesti tullut merkittävä määrä vettä ja muita kaasuja ja lisäksi maapallon alkuperäiseen ainekseen liuenneet kaasut ainakin osittain vapautuivat ja muodostivat järjestyksessä toisen ilmakehän. Tässä ilmakehässä oli mukana vesihöyryä, joka hiljalleen tiivistyi vedeksi maapallon jäähtyvälle pinnalle. Näin ollen maapallo on saanut ensimmäiset merensä jopa 4,4 miljardia vuotta sitten.

Seuraavien satojen miljoonien vuosien aikana maapalloon törmäsi jonkin verran lisää planetesimaaleja, joiden mukana tuli myös vettä. Noin 4,2 miljardia vuotta sitten käynnistyi ”suurena asteroidipommituksena” tunnettu ajanjakso, jonka aikana aurinkokuntamme sisäosia pommitti nykyistä runsaampi asteroideista ja komeetoista koostuvien törmäysten sarja. Tältä aikakaudelta on säilynyt tunnistettavia kraattereita mm. Kuussa Mare Nectaris (4,1 – 3,9 miljardia vuotta sitten) ja ainakin 12 muuta iskemäallasta. Maapallon aktiivinen laattatektoniikka on hävittänyt kaikki jäljet.  Tällä kaudella maapallo on saanut täydennystä vesivarastoonsa.

Noin 3,85 miljardia vuotta sitten, aurinkokunnan sisäosien asteroidipommitus heikkeni nykyiselleen. Asteroidien mukanaan tuoman veden ja maapallon vulkaanisen toiminnan seurauksena ilmakehään joutui suuri määrä vesihöyryä, joka tiivistyi lopulta meriksi.

Yhteenvetona voidaan sanoa, että maapallon vedellä ei ole vain yhtä alkuperää. Ensimmäisenä maapallolle tuli vettä planetesimaalien mukana. Sen jälkeen Theia toi mukanaan oman annoksensa ja suuren asteroidipommituksen aikana vettä tuli Maahan törmänneiden kappaleiden mukana. Nämä kappaleet olivat peräisin Oortin pilvestä (vesijäästä koostuvia komeettaytimiä) sekä Neptunuksen radan ulkopuolelta (TNO)ja pääasteroidivyöhykkeeltä (asteroidit) peräisin olevia jonkin verran vettä sisältäneitä kappaleita. Nykypäivänä maapallo edelleen vastaanottaa pieniä määri vettä törmänneiden asteroidien ja pienten komeettaytimien tuomana.

Isotooppijakauman tutkiminen on paljastanut, että erityisesti hiilipitoiset ja runsaasti vettä sisältävät asteroidit voivat olla tuoneet mukanaan hyvin suuren osan maapallon vedestä. Komeetoilla ja TNOlla, vaikkakin ne sisältävät vettä hyvin runsaasti, on ollut pienempi merkitys vesikertymässä.

Eräät tutkijat ovat esittäneet, että maapallon alkuperäisen materiaalin mukana tullut vesi on voinut kokea jonkinlaisen isotooppimuutoksen. Deuteriumin ja vedyn suhde (D/H) kasvoi, sillä tavallinen vety katoaa avaruuteen nopeammin kuin hieman raskaampi deuterium. Prosessia on kiihdyttänyt maapallon korkea pintalämpötila ja aktiivinen vulkaaninen toiminta.

Kysymyksiä Kuusta

Vuorovesivoima kohdistuu
eri suurina Maa–Kuu-akselin
jakamaan puoliskoihin. Kuuta
lähempänä oleva vuoksiaaltoon
Maassa ja vastaavasti Maata
lähimpänä olevaan vuoksiaaltoon
Kuussa kohdistuu suurempi
gravitaatiovoima (F₁) kuin
niiden vastakkaisiin puoliskoihin (F₂).
Tästä aiheutuu pyörimistä
hidastavat vääntömomentit (M_v)
sekä Kuun radan tangentin
suuntainen nettovoima (F₃),
joka pyrkii kiihdyttämään Kuun
ratanopeutta. Liikeratojen
dynamiikasta johtuen voimasta (F₃)
 on seurauksena Kuun ratasäteen
kasvaminen, eli Kuu etääntyy
maapallosta. Piirros © Kari A. Kuure.

K: Miksi Kuu ei pyöri?

V: Kuu pyörii itsensä ympäri aivan samalla tavalla kuin kaikki muutkin aurinkokunnan kappaleet. Kuun pyöriminen on vain hieman erikoista, vaikkakaan ei mitenkään ainutlaatuista. Kuu pyörähtää itsensä ympäri samassa ajassa kuin mitä sen yksi kierros maapallon ympäri kestää. Toisin sanoen, Kuun pyörähdysaika on lukkiutunut samaksi kuin mitä sen kiertoaika on. Tästä syystä Kuusta näkyy meille maapallolla aina sama puolisko eikä se näytä pyörivan.

Näin on tapahtunut myös muualla aurinkokunnassamme. Esimerkiksi Jupiterin suuret kuut ovat lukkiutuneet pyörimään itsensä ympäri samassa ajassa kuin mitä ne kiertävät Jupiterin ympäri.

K: Mistä lukkiutuminen johtuu?

V: Kuun syntymisen jälkeen se kiersi maapalloa hyvin lähellä. Yhteen kierrokseen kului aikaa noin 20 tuntia. Maapallon gravitaatio sai aikaan Kuun muodon muuttumisen soikeaksi, samoin Kuu aiheutti maapalloon pienen muodon muutoksen, mutta ei läheskään yhtä suurta kuin mitä Kuuhun syntyi.  Ilmiötä kutsutaan vuorovesivoimaksi, koska maapallolla esiintyvä vuorovesi johtuu juuri tästä samasta syystä.

Koska Kuu pyöri itsensä ympäri nopeammin kuin mitä yhteen kierrokseen maapallon ympäri kului aikaa, soikeus ei kohdistunut suoraan maapalloa kohti, vaan oli hieman vinossa. Tämä puolestaan, johti siihen massajakauman epäsymmetrisyyteen Maa–Kuu -linjalta. Epäsymmetrisyys puolestaan synnytti Kuun pyörimistä hidastava vääntömomentin. Aikojen kuluessa tämä vääntömomentti kulutti lähes kokonaan Kuun pyörimismomentin. Siitä jäi jäljelle vain sen verran, että nykyisin pyörimisaika on sama kuin kiertoaika.

Vuorovesivoima johti toiseen samanaikaiseen tapahtumaan – maapallon pyöriminen hidastuu! Kuu sai aikaan maapallolla samanlaisen vuoksiaallon kuin maapallo Kuuhun. Koska maapallon pyöriminen oli nopeampaa kuin Kuun kiertoliike, vuoksiaalto oli Maa–Kuun linjaa edellä. Jälleen epäsymmetrisestä massajakaumasta johtuen maapallon pyörimisliikettä vastaan syntyi vähäinen sitä vastustava vääntömomentti, jonka seurauksena maapallon pyöriminen itsensä ympäri hidastui ja hidastuu edelleen. 

 

 

Kuu etääntyy

On olemassa vielä kolmaskin seuraus maapallon massajakauman vähäisestä epäsymmetrisyydestä. Se aiheuttaa Kuulle sen ratanopeutta kiihdyttävän voiman. Nykyisin tuo voima on suhteellisen vähäinen, mutta heti Kuun synnyn jälkeen se oli huomattavasti voimakkaampi. Vuorovesivoiman seurauksena Kuun ratanopeus pyrki kiihtymään, josta puolestaan seurasi Kuun radan etääntyminen maapallosta. Näin maapallon menettämä pyörimisenergia siirtyi Kuun potentiaalienergiaksi ilman, että se olisi hävinnyt mihinkään.

Näin jatkui vuosimiljardeja aina nykypäivään asti ja näin tulee tapahtumaan myös tulevaisuudessa. Nykyisin Kuu etääntyy maapallosta noin 3,8 cm vuodessa ja maapallon pyörimisliike hidastuu noin 1,7 ms vuorokautta kohti sadan vuoden aikana.

Koska Kuun pyörimisliike on jo lukkiutunut kiertoaikaan, siinä ei tule tapahtumaan muutosta kuin että Kuun etääntyessä Maasta, sen kiertoaika ja pyörähdysaika pitenevät edelleen.  Maapallon pyörähdysaika hidastuu niin kauan kunnes sekin lukkiutuu Kuun kiertoaikaan. Näin on jo tapahtunut Pluto–Charonin järjestelmässä. Aikaa Maan ja Kuun järjestelmän täydelliseen lukkiutumiseen kuitenkin kuluu useita vuosimiljardeja. On mahdollista, että täydellistä lukkiutumista ei ehdi koskaan tapahtua ennen kuin Aurinko laajenee punaiseksi jättiläiseksi tuhoten Kuun ja mahdollisesti myös Maan.

Päivän pituus

K: Talvipäivänseisauksen jälkeen sanotaan päivän olevan jouluna kukonaskeleen verran pidempi. Mitä tämä tarkoittaa, kuinka paljon pitempi päivän on jouluna?

V: Suomalaisissa sananlaskuissa sanotaan jouluna päivän olevan kukonaskelta pitempi.  Sananlasku on levinnyt lähes koko Suomeen, joskin sanamuodoissa on vaihtelua ja joskus kukko on vaihtunut kanaksi. On myös hieman vaikea tietää tarkasti, mitä joulun päivää tarkoitetaan, mutta ehkä tarkoitettaneen tapaninpäivää^[1] (26.12.).

Tarkastelen päivän pituutta Tampereen horisontin mukaan. Talvipäivänseisauksena (2015) auringonnousu tapahtui kello 9.47 ja lasku kello 15, joten päivällä oli pituutta 5 tuntia 13 minuuttia. Tapaninpäivänä Aurinko nousi kello 9.48 ja laski 15.03, joten päivällä oli pituutta 5 h 15 minuuttia. Laskentaohjelma antaa auringonnousulle ja -laskulle ajat pyöristettynä lähimpään täyteen minuuttiin, joten ajat sisältävät pienen virheen, jonka suuruutta on hieman vaikea arvioida.

Pienestä virheestä johtuen, päivänpituutta Tapanina täytyy tarkastella useamman vuoden ajalta, jotta tarkka kukon askeleen pituus voidaan määritellä. Laskin päivän pituudet kymmenen vuoden ajalta 2016 – 2025 ja sain keskiarvoksi, että päivän pituus oli 1,9 minuuttia (1m 54 s) pidempi kuin talvipäivässeisauksen aikana. Näin ollen voimme aika hyvällä syyllä sanoa, että kukonaskeleen pituus on 2 minuuttia.

Tarkkaan ottaen laskelma pätee vain napapiirin eteläpuolella, sillä sen pohjoispuolella valitsee edelleen kaamos, sen pidempään mitä pohjoisimmassa ollaan.

Huomautukset

[1] http://www.suomisanakirja.fi/kukonaskel

Auringon lämpötila

1. ydin, 2. säteilyvyöhyke, 3. konvektiivinen kerros,
4. fotosfääri, 5. kromosfääri, 6. korona, 7. auringonpilkkuja,
8. granulaatiota ja 9. silmukkaprominenssi.

K: Kuinka kuuma Aurinko on?

V: Aivan yksiselitteistä vastausta ei voi antaa. Lämpötila Auringossa vaihtelee hyvin paljon, riippuen sitä mitä kohtaa tarkastelemme. Joitakin hieman yleisluonteisia lukuarvoja voidaan kuitenkin ilmoittaa.

Auringon efektiivinen lämpötila on 5 777 K^[1]. Tämä lämpötila tarkoittaa sitä, että jos Aurinko olisi fysiikassa määritelty musta kappale^[2] (jota se todellisuudessa on hyvin lähellä), niin sen lämpötila olisi tuo mainittu. Näin ollen voimme hyvällä syyllä ilmoittaa, että Auringon lämpötila on noin 6 000 °C.

Auringon energia tuotetaan sen ytimessä, joka ulottuu noin 146 160 km etäisyydelle säteestä. Ytimen halkaisija on siis noin 300 000 km. Tässä pienessä pallossa syntyy kaikki Auringon säteilemä energia. Jotta energiaa tuottavat ydinfuusiot voisivat tapahtua, tarvitaan yli 10 miljoonan kelvinin lämpötila ja tiheyden täytyy olla suurempi kuin kullan tiheys. Käytännössä Auringon ytimen korkein lämpötila on noin 15 miljoonaa kelviniä ja tiheys on noin kahdeksankertainen kullan tiheyteen verrattuna.

Ytimen ulkopuolella on säteilyvyöhykkeeksi nimetty kerros. Nimitys johtuu energian siirtymistavasta, joka on sähkömagneettisen säteilyn emittoituminen ja absorboituminen. Kerroksen lämpötila putoaa alaosan 10 miljoonasta yläosan pariin miljoonaan kelviniin.

Auringon säteen ylimmän osan muodostaan konvektiivinen kerros. Se käsittää suunnilleen Auringon ylimmän kolmanneksen. Lämpötilan tämän kerroksen alaosassa on noin 2 miljoonaa kelviniä. Noustaessa ylöspäin kohti Auringon pintaa, lämpötila laskee ja saavuttaa noin 10 000 K lämpötilan kerroksen yläosassa.

Auringon kromosfääri ja prominensseja.
Kuva © Kari A. Kuure.

Auringon pinta (kaasukehä) jaetaan kolmeen osaan, joista alin on fotosfääri. Tämä on se kerros, jonka näemme näkyvässä valossa ja jota pidämme ”Auringon pintana”. Lämpötila kerroksen alaosassa on jo painittu 10 000 K mutta se putoaa noin 500 km matkalla noin 6 000 K:iin. Tästä ylöspäin lämpötila kohoaa hitaasti.

Noin 900 km korkeudella fotosfäärin alareunasta tullaan kromosfäärin alueella. Tämä kerroksen säteilemä valo on vielä näkyvän valon aallonpituus alueella (punainen), mutta valon voimakkuus on niin vähäinen, että tarvitaan erikoissuodattimella^[3] varustettu kaukoputki sen näkemiseen. Kromosfäärin lämpötila on noin 8 000 – 10 000 K.

Noin 2 000 km korkeudella tapahtuu todella ihmeellistä, lämpötila kohoaa hyvin lyhyellä matkalla puoleen miljoonaan kelviniin, alue muodostaa Auringon koronan alimman kerroksen. Tämän jälkeen lämpötila kohoaa hieman rauhallisemmin ja miljoonan asteen lämpötila saavutetaan noin 3 000 km korkeudella. Korona ei suinkaan pääty tähän, vaan se jatkuu noin 2/3 säteen päähän fotosfääristä. Lämpötila kohoaa edelleen ja saavuttaa noin 3 miljoonaa kelviniä koronan ulkorajalla.

Fostosfäärissä esiintyy Auringon magneettikentän aikaansaamia ilmiöitä, joita kutsumme auringonpilkuiksi. Niillä on oma rakenteensa, joka johtuu alueilla vallitsevista voimakkaista magneettikentistä. Auringonpilkun ytimenä on voimakkaan magneettikentän alue, jossa lämpötila putoaa noin tuhannen kelvinin verran, eli lämpötila voi olla alle 5 000 kelviniä. 

Auringonpilkun ytimen, umbran, ulkopuolella on hieman heikomman magneettikentän alue, jota kutsutaan penumbraksi. Sen lämpötila asettuu ympäristön ja umbran väliin, ollen noin 5 500 K.

Auringonpilkkujen ympäristöön usein syntyy hieman kirkkaampi ja samalla lämpötilaltaan hieman korkeampaa verkkomaista rakennetta, jota kutsutaan fagulaksi. Näiden lämpötila on noin 6 000 – 8 000 K. Faguloita voi nähdä etenkin Auringon reunatummentuman alueella ja niihin ei aina liity auringonpilkkuja.

Auringonpilkkujen läheisyydessä voi tapahtua flare-purkauksia. Ne ovat magneettisia ”oikosulkuja” ja niissä vapautuu hyvin suuri määrä energiaa lähinnä gammasäteilynä. Osa gammasäteilystä imeytyy syntyalueensa lähistöllä Auringon plasmaan, jolloin sen lämpötila kohoaa nopeasti ja saavuttaa useiden kymmenien miljoonien kelvinien lämpötilan.

 Huomautukset

[1] Fysiikassa lämpötila ilmoitetaan Kelvin-asteina.  Asteikon nolla on absoluuttinen nollapiste (–273,16 °C) ja yksikkö on saman suuruinen kuin käyttämänne Celsius-asteikon. Näin ollen lämpötilan ollessa 0 °C se vastaa 273 K (kelviniä). Kelvineinä ilmoitetun lämpötilan voi ilmoittaa Celsius-asteina lisäämällä lukuun 273. Vastaavasti Celsius-asteina ilmoitetun lämpötilan voi muuttaa Kelvineiksi vähentämällä luvusta 273.

[2] Fysiikassa mustalla kappaleella tarkoitetaan ideaalista kappaletta, joka absorboi kaiken siihen kohdistuneen sähkömagneettisen säteilyn. Toisin sanoen kappale ei heijasta valoa lainkaan. Musta kappale säteilee vastaanottamansa energiaan ja sen säteilyn huipun aallonpituus riippuu yksinomaan kappaleen lämpötilasta. Musta kappale pyrkii aina termiseen tasapainoon ympäristönsä kanssa, toisin sanoen sen absorboima energia on yhtä suuri kuin sen emittoima energia. Mustan kappaleen säteilyn suurimman säteilyvoimakkuuden aallonpituus määräytyy Wienin siirtymälain mukaisesti: aallonpituus on kääntäen verrannollinen kappaleen lämpötilaan.

[3] Erittäin kapeakaistainen vety-alfa suodatin.

Kysymyksiä avaruudesta

K: Mistä ja miten kaikki alkoi?

Maailmankaikkeus alkoi jostakin, syytä emme tiedä. Aikansa
laajennuttuaan, se päättyy jotekin, jota emme sitäkään tiedä.
Kuva Wikimedia Commons.

V: Maailmankaikkeus, jota kutsutaan myös universumiksi, alkoi alkuräjähdykseksi kutsutussa tapahtumassa noin 13,82 miljardia vuotta sitten. Varsinaisesti alkuräjähdyksellä ei ole mitään tekemistä räjähdyksen kanssa; maailmankaikkeuden laajeneminen oli vain niin nopeaa, että se helposti mielletään räjähdykseksi.

Kaiken alun jälkeen ensimmäisen sekunnin aikana syntyi aine (+pimeä aine) ja ensimmäisen kolmen minuutin aikana alkuaineet litiumiin ja booriin asti. Kaikki muut alkuaineet ovat syntyneet myöhemmin supernovien räjähdyksissä.

Laajetessaan hyvin kuuma maailmankaikkeus jäähtyi ja lopulta tultiin siihen pisteeseen (noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa), jolloin elektronit pystyivät asettumaan atomiytimiä kiertäville orbitaaleille. Silloin maailmankaikkeuden täyttänyt plasma muuttui sähköisesti neutraaliksi kaasuksi ja valo pääsi etenemään vapaasti riippumatta aineen liikkeistä. Näin syntyi Kosminen mikroaaltotaustasäteily, jonka me näemme vieläkin kaikkialla maailmankaikkeudessa. Kutsumme sitä myös kolmen asteen säteilyksi, sillä taustasäteilyn aallonpituus on maailmankaikkeuden laajetessa kasvanut siten, että se vastaa 2,7 K lämpötilaisen kappaleen lähettämää mikroaaltosäteilyä.

K: Miten kaikki päättyy?

V: Emme tiedä. Tällä hetkellä on useita hypoteeseja, jotka pyrkivät selittämään maailmankaikkeuden tulevaisuutta:

Lämpökuolema. Aika erikoinen nimitys tapahtumalle, joka johtuu siitä, että lämpötilaeroja ja mitään muutakaan energialähteitä maailmankaikkeudessa ei enää ole. Entropian kasvu on poistanut kaikki energialähteet ja maailmankaikkeuden lämpötila lähestyy absoluuttista nollapistettä. Jo paljon ennen tätä vaihetta aine (protonit ja neutronit) olisivat toistensa vaikutuspiirin ulkopuolella epävakaina lakanneet olemasta. Aine siis katoaisi.

Loppurepeämä tai riipiytyminen. Maailmankaikkeuden kiihtyvä laajeneminen johtaa tilanteeseen, jossa pimeäenergia lopulta repii alkeishiukkasetkin toisistaan ja ne etenevät toistensa suhteen yli valonnopeudella, jolloin ne eivät myöskään vaikuta toisiinsa.

Loppurysähdys ei ole suljettu pois mahdollisista maailmankaikkeuden lopun malleista, vaikka se epätodelta vaikuttaakin juuri tällä hetkellä. Nykyinen maailmankaikkeus siis laajenee kiihtyvästi, mutta kuinka pitkään se jatkuu ja jos se joskus päättyy, mitä tapahtuu? Yksi vaihtoehto on, että jostakin syystä maailmankaikkeus alkaisikin luhistua ja lopulta kaikki aine päätyisi yhteen pisteeseen loppurysähdyksenä.

K: Onko avaruus ääretön?

V: Avaruus tai oikeammin maailmankaikkeus ei ole ääretön, vaikka rajoja sillä ei olekaan. Maailmankaikkeuden todellista kokoa emme kuitenkaan tiedä, sillä havaitsemamme maailmankaikkeus on vain osa koko universumista. Joitakin laskelmia kuitenkin voimme tehdä, jos rajoitumme meille näkyvään maailmankaikkeuteen.

Alun jälkeen valo on edennyt laajenevaan maailmankaikkeuteen niin, että meidät saavuttaessaan se on ollut matkalla 13,8 miljardia vuotta. Valon matkatessa näkemämme maailmankaikkeus on samanaikaisesti laajentunut aluksi hieman hidastuen mutta noin 7 miljardia vuotta sitten laajeneminen muuttui kiihtyväksi. Tällä hetkellä lasketaan näkemämme maailmankaikkeuden säteen olevan noin 45 miljardia valovuotta.

Maailmankaikkeuden laajeneminen aiheuttaa mielenkiintoisia ilmiöitä. Esimerkiksi kaukaiset galaksit etääntyvät meistä sitä nopeammin mitä kauempana ne ovat. Tästä on seurauksena se, että jossakin hyvin kaukana galaksien etääntymisnopeus ylittää valonnopeuden, jolloin niistä lähtenyt valo ei koskaan saavuta meitä. Näin ollen kaukaiset galaksit katoavat näkyvistä yksi toisensa jälkeen.

Hyvin kaukaisessa tulevaisuudessa maailmankaikkeuden laajeneminen johtaa tilanteeseen, että kaikki muut kuin paikalliseen galaksijoukkomme galaksit ovat kadonneet horisontistamme. Lopulta paikallinen galaksijoukkommekin laajenee niin suureksi, että emme näe sen jäseniä, vaan ainoastaan oman Linnunratamme ja Andromedan galaksin yhteen sulautumisessa syntyneen galaksin.

K: Kuinka kylmä avaruudessa on?

V: Lämpötila on aineen atomien ja molekyylien värähtelyliikettä. Avaruudessa olevaan kappaleeseen kohdistuu auringonsäteilyä, jonka imeytyminen ja uudelleen säteily määrää kappaleen lämpötilan. Lämpötila asettuu sellaiseen arvoon, jossa imeytynyt ja uudelleen säteillyt energia ovat yhtä suuria. Mikä se lämpötila on, määräytyy aineen pinnan ja muiden ominaisuuksien mukaan!

Hyvin kaukana tähdistä olevan kappaleen ainoa lämpötilaan vaikuttava tekijä on kosminen taustasäteily. Taustasäteily on peräisin 380 000 vuotta vanhasta maailmankaikkeudesta ja se tulee joka puolelta maailmankaikkeutta. Kun muita säteilylähteitä ei ole lähettyvillä, taustasäteily määrää kappaleen lämpötilan ja se on noin 2,7 K eli noin 2,7 astetta absoluuttisen nollapisteen yläpuolella. Tällöin kappaleeseen imeytynyt ja sen säteilemä energia ovat yhtä suuria.

K: Jos maapallolla ei olisi ilmakehää, mikä olisi sen lämpötila?

V: Jos maapallo olisi ilmakehätön, niin silloin planeettamme keskilämpötila olisi noin –20 °C. Tämä lämpötila on laskettu Auringon säteilemän energian ja kiviaineksen heijastumiskertoimen (albedo) perusteella. Maapallolla on kuitenkin hyvin lämpöä eristävä ja kasvihuoneilmiön aiheuttava ilmakehä, joten koko planeetan keskilämpötila on noin 35 °C korkeampi, eli noin +15 °C.

K: Miksi avaruusasemalla on painotonta?

V: Avaruusasemalla niin astronautit kuin irralliset esineet näyttävät leijuvan vapaasti ”painottomina”. Kyseessä ei ole varsinaisesti painottomuus, jolla ymmärrämme olemista gravitaatiokentän vaikutuspiirin ulkopuolella^[1], vaan vapaan putoamisen aikaansaama illuusio painottomuudesta. Avaruusasema ja sen mukana oleva astronautti putoavat samalla nopeudella, joten ne säilyttävät keskinäiset asemansa ja ovat siis ”painottomia”.

Lyhytaikaisesti ”painottomuutta” voidaan jäljitellä lentokoneella sen lentäessä ns. ballistista rataa. Aluksi lentokone lentää tasaisella nopeudella, kunnes pilotit ohjaavat koneen ballistiselle radalle. Radalla lentokone tekee ylös–alas liikettä, jolloin matkustajat tuntevat olevansa ”painottomia” radan yläosassa. Vastaavasti matkustajiin kohdistuu radan alaosassa kaksinkertainen paino. Yhden jakson kesto on noin 40 sekuntia, josta noin puolet matkustajat kokevat olevansa ”painottomia”. Tällaisia lentokoneharjoituksia järjestetään astronautiksi kouluteltaville ja sen lisäksi avaruuteen lähetettävien testilaitteiden testaamiseen niitä kehitelleille tutkimusryhmille.

Vastaavia ”painottomuuden” tai paremminkin vapaa putoamisen hetkiä voi kokea tivolien tai huvipuistojen laitteissa kuten vuoristoradalla tai vastaavissa kieputtimissa. Niissä ”painottomuus” kestää yleensä korkeintaan sekunnin, mutta sehän on vain hauskaa ja kirpaisee vatsanpohjaa mukavasti.

Huomautukset

[1] Esineiden (ja ihmisten) paino on se voima, joka kohdistuu esineeseen toisen kappaleen, esimerkiksi maapallon aiheuttaman gravitaation vaikutuksesta. Paino on siis suoraan verrannollinen kappaleen massaan ja gravitaatiokentän voimakkuuteen. Historiallisista syistä johtuen, 100 kg massan painon sanotaan olevan 100 kg. Todellisuudessa kappaleeseen kohdistuu noin 981 N^[2] voima silloin, kun kappale sijaitsee maanpinnalla. Kuun gravitaatiokenttä on noin 1/6 maapallon gravitaatiokentästä, joten 100 kg massa painaisi Kuussa vain 163,5 N (16,7 kg). Avaruudessa sama 100 kg massa ei paina mitään (ts. on painoton) jos se ei sijaitse minkään toisen kappaleen gravitaatiokentässä. Sen sijaan sen massa on säilynyt eli on 100 kg.

[2] Kappaleen paino lasketaan kaavalla G=mg, jossa

G On kappaleen paino

m on kappaleen massa

g on gravitaatiokentän aikaansaama putoamiskiihtyvyys, maapinnalla noin 9,81 m/s², Kuussa noin 1,6 m/s².