keskiviikko 6. toukokuuta 2015

Radiantti

2-2015


Tähtitieteellinen yhdistys Tampereen Ursa ry:n jäsenlehti
32. vuosikerta

Julkaisija
Tampereen Ursa ry.
PL. 18, 33501 Tampere
tampereenursa.fi

Toimitus
Päätoimittaja Kari A. Kuure.

Toimituksen sähköpostiosoite: radiantti@tampereenursa.fi

Radiantti ilmestyy neljä kertaa vuodessa: helmi-, touko-, elo- ja marraskuussa. Toimitukselle osoitettu aineisto tulee olla perillä ilmestymiskuukauden ensimmäisenä päivänä. Lehdessä julkaistuista kirjoituksista ja kuvista ei makseta käyttökorvauksia.

Tässä numerossa

Kosmisia säteitä tee-se-itse sumukammiossa

Tavallisen tähtiharrastajan lävistää joka sekunti noin sata kosmista sädettä. Termi säteily on oikeastaan hieman harhaanjohtava, sillä läpäisijät ovat käytännössä alkeishiukkasia, jotka syntyvät suurienergisen hiukkasen, eli primäärisen kosmisen säteen, törmätessä ilmakehän molekyyleihin. Tällöin muodostuvasta sekundäärisestä kosmisesta säteilystä voi tähtiharrastaja tehdä myös havaintoja itse rakennetulla sumukammiolla.

Kosminen säteily

Kosminen säteily ei ole säteilyä sanan tarkassa merkityksessä. Säteilyn ymmärrämme olevan sähkömagneettista säteilyä kuten valo, gammasäteily tai röntgensäteily. Kosminen säteily on suurienergisiä hiukkasia, jotka näyttävät tulevan maapallolle joka suunnalta.

Eksoplaneettoja metsästämässä

Tiedämme, että planeetat ovat yleisiä muillakin tähdillä kuin Auringolla. Niitä ei kuitenkaan ole erityisen helppo havaita. Ensimmäinen todistettu havainto on vuodelta 1992. Sittemmin lähetettiin Kepler-luotain nimenomaan niitä etsimään. Sen saalis vuosilta 2009 – 2013 on tällä hetkellä noin 3000 todennäköistä planeettaa siltä pieneltä osalta taivasta, mitä se on tutkinut. Samaan aikaan myös maanpäälliset observatoriot ovat löytäneet suuren määrän ”eksoja”. Varmoja havaintoja on nyt yhteensä 1700.

Kesäkauden tähtitaivas

Perinteisesti havaitseminen kesäkaudella on hyvin vähäistä. Tähän luonnollisena selityksenä ovat maamme sijainti pohjoisilla leveyksillä, jolloin yöt ovat lyhyitä ja vain hämäriä. Ensimmäiset yöpimeät koetaan Tampereella vasta elokuun viimeisellä puoliskolla, joten kolmen kesäkuukauden aikana joudumme tyytymään vain kirkkaimpiin tähtitaivaan kohteiden havaitsemiseen.

Kirjauutuus: Suomen tähtitieteen historia

Tapio Markkanen on suomalaisille tuttu tieteen popularisoija ja monen Ursan kustantaman kirjan kirjoittaja joko yksin tai yhdessä muiden kirjoittajien kanssa. Näin ollen aloitin kirjan lukemisen mielenkiinnolla – enkä pettynyt.

Kirjauutuus: Hieno kirja higgsistä

Jos vähänkin olet seurannut luonnontieteellistä tutkimusta ja sen uutisointia, et ole voinut välttää uutisia Higgsin hiukkasesta. Higgsin hiukkasen on kerrottu liittyvän tavalla tai toisella aineen massaan, mutta miten, se on saattanut jäädä arvoitukseksi!


Kosmisia säteitä tee-se-itse sumukammiossa

Kosmisen säteilyn suurenergisen hiukkasen törmäys
ilmakehän atomiin tuottaa kokojoukon erilaisia
alkeishiukkasia. Kuvaan on merkitty tärkeimmät
niistä: p (protoni), n (neutroni),
p0, p- ja p+ (pioneja),
µ
- ja µ+ (myoneja), g (fotoni), e- (elektroni), e+ (positroni).
Lisäksi kuvaan on merkitty energian jakautuminen eri
hiukkasten kesken.
 Kuva Wiki Commons.
Teksti Pekka Rautajoki

Tavallisen tähtiharrastajan lävistää joka sekunti noin sata kosmista sädettä. Termi säteily on oikeastaan hieman harhaanjohtava, sillä läpäisijät ovat käytännössä alkeishiukkasia, jotka syntyvät suurienergisen hiukkasen, eli primäärisen kosmisen säteen, törmätessä ilmakehän molekyyleihin. Tällöin muodostuvasta sekundäärisestä kosmisesta säteilystä voi tähtiharrastaja tehdä myös havaintoja itse rakennetulla sumukammiolla.

Mitä kosmiset säteet ovat

Maapalloa pommittaa jatkuvasti avaruudesta lähes valon nopeudella saapuvien alkeishiukkasten ja atomiytimien vuo – näitä suurienergisiä hiukkasia kutsutaan kosmisiksi säteiksi.

Noin 90 prosenttia kosmisesta säteilystä on protoneja, ja lopuista valtaosa on alfahiukkasia eli heliumytimiä – säteiden koostumus on siis lähellä tähtien alkuainejakaumaa. Ilmakehän ulkopuolisia hiukkasia kutsutaan primäärisiksi kosmisiksi säteiksi; törmätessään ilmakehän molekyyleihin nämä synnyttävät ryöpyn sekundäärisiä hiukkasia ns. ilmasuihkuna. Maan pinnalle asti tulevat kosmiset säteet ovatkin juuri näitä sekundäärisiä kosmisia säteitä, joista noin 80 prosenttia on myoneita, mutta joukossa on myös protoneja, alfahiukkasia, pioneja, elektroneita ja neutroneita.

Kosmiset säteet havaitsi ensimmäisenä Victor Hess ilmapallolennollaan vuonna 1912. Energeettisimmät säteet ovat peräisin aktiivisista galaksiytimistä. Vähempienergisiä säteitä puolestaan synnyttävät Linnunradan supernovaräjähdykset, supernovajäänteet ja pulsarit. Myös oma Aurinkomme synnyttää matalaenergisiä kosmisia säteitä flare-purkausten yhteydessä. Kosmisten säteiden tarkkoja syntymekanismeja ei kuitenkaan tunneta vielä täysin.

Primäärisiä kosmisia säteitä voidaan havaita ilmapallojen, satelliittien ja avaruusalusten mukana olevilla ilmaisimilla. Sekundääristen hiukkasten ilmasuihkuja voidaan havaita esimerkiksi sähkövarauksellisten hiukkasten emittoiman Cherenkovin säteilyn avulla. Sekundäärisiä hiukkasia voidaan myös havaita sumu- ja kuplakammioilla ja muilla hiukkasilmaisimilla.

Hiukkasilmaisin kotikonstein

Tampereen Ursan tiimi (Pekka Rautajoki, Maria Lahtinen, Heli Heino ja Maria Messo) kokeili kotitekoisen sumukammion valmistamista ja kosmisten säteiden havaitsemista maaliskuussa. Vaikka laitteiston säädöt eivät ehkä olleet optimaaliset, onnistuttiin säteiden jättämiä tiivistymisvanoja havaitsemaan jo ensi yrityksellä. Sumukammioilmaisimen kehitti alun perin Charles Wilson vuonna 1911. Sumukammiossa varattu hiukkanen jättää tiivistymisytimistä koostuvan sumujäljen kulkiessaan kammion läpi.

Sumukammio on yksinkertaisimmillaan ylikyllästetyllä kaasulla täytetty säiliö, jossa kaasu tiivistyy pisaroiksi läpi kiitävän hiukkasen ionisoidessa kaasuatomeja. Idea harrastajan ikioman sumukammion valmistukseen tuli Brian Coxin tiededokumenttisarjasta ”Wonders of Life”, ja tarkemmat rakennusohjeet American Museum of Natural Historyn verkkosivuilta. (http://www.amnh.org/education/resources/rfl/web/einsteinguide/activities/cloud.html ).

Perusideanamme oli käyttää pientä, tiivistä lasiastiaa (tässä tapauksessa pientä akvaariota), jonka yläosassa on isopropyylialkoholilla kastellut kangastyynyt, ja pohjana on kuivajään viilentämä metallilevy. Kammion yläosa on huoneenlämpöinen (tai jopa hieman lämpimämpi esimerkiksi lämmitetyn kaurapussin ansiosta), jolloin alkoholia höyrystyy kammion sisälle.

Kylmä kammion alaosa jäähdyttää putoavan alkoholihöyryn lämpötilaan, jossa se ei normaalisti esiinny. Akvaarion alaosa siis täyttyy ylikyllästetyllä alkoholikaasulla. Kammion läpi kiitävät kosmiset säteet, eli alkeishiukkaset, aiheuttavat ionisaatiota ja tiivistymisytimien syntyä, jolloin alkoholihöyry palautuu nesteeksi ja tämä voidaan havaita hetkellisesti näkyvinä sumujälkinä. Kammiossa käytettyä isopropyylialkoholia saa apteekista, ja kuivajäätä hankimme AGA:n jälleenmyyjältä Tampereen Nekalasta.

Kolme kuvaa sumukammion läpi
lentäneistä hiukkasista. Tiivistymis-
vanat on merkitty.
Kuva Pekka Rautajoki.
Kokeen tulokset

Usvaa ei muodostunut kahdella koekerralla kovin runsaasti; tähän saattaa vaikuttaa liian vähäinen isopropyylialkoholin määrä tai huono kontakti pohjan metallilevyn ja alla olevan kuivajään välillä. Koejärjestelyssä sumukammio on asetettu pahvilaatikkoon, jonka pohjalla on vaahtomuovia - ajatuksena on, että vaahtomuovi on aluksi kokoon puristuneena, ja jään haihtuessa vaahtomuovin palautuminen pitää jäät vasten kammion pohjan metallilevyä. Käytetty vaahtomuovi oli kuitenkin hyvin tiivistä, eikä se juurikaan puristunut kasaan - kokeilemme seuraavalla kerralla hieman vähemmän tiheää vaahtomuovia.

Pääkuvassa on kollaasi selkeimmistä kosmisten säteiden jättämistä vanoista, muut kuvat esittelevät koejärjestelyjä ja käytettyä laitteistoa. Kuvan, jossa näkyy kaksi sumukammiota, on ottanut Maria Lahtinen, muut kuvat on ottanut Pekka Rautajoki.

Youtubessa on lisäksi kaksi videoa havainnoista; ensimmäisessä, Maria Lahtisen kuvaamassa videossa näkyy sumukammion "ensivalo", eli ensimmäinen taltioitu kosmisen säteen vana: http://youtu.be/3EqyCOu8YNY

Toisessa on koostettuna useampi selkeä vana, kuvaajana Pekka Rautajoki:
http://youtu.be/0zLX0iErDR0

Seuraavaa koekertaa varten olemme jo hankkineet kimmoisampaa vaahtomuovia, ja käytämme enemmän isopropyylialkoholia. Kokeilemme myös, onnistummeko voimakkaan magneetin avulla kaareuttamaan myonien sumujälkiä. Samoin voimme yrittää havaita suuntaa vaihtavia hiukkasia, jolloin luultavasti olemme havainneet myonin hajoamisen. Olemme myös hankkineet thorium-volframisauvan, jollaisia normaalisti käytetään Geiger-mittarin testaamiseen. Thoriumin hajoamisessa syntyvät alfahiukkaset saavat varmasti vipinää myös sumukammioon!


Kosminen säteily

Simuloitu ilmakehässä tapahtunut kosmisen säteilyn
törmäys tuottaa runsaasti sekundäärisiä hiukkasia ja
säteilyä. Kuv Wiki Commons.
Teksti Kari A. Kuure

Kosminen säteily ei ole säteilyä sanan tarkassa merkityksessä. Säteilyn ymmärrämme olevan sähkömagneettista säteilyä kuten valo, gammasäteily tai röntgensäteily. Kosminen säteily on suurienergisiä hiukkasia, jotka näyttävät tulevan maapallolle joka suunnalta.

Kosminen säteilystä osa on peräisin Auringosta, mutta kaikkein suurienergisimmät ovat peräisin aurinkokuntamme tai Linnunratamme ulkopuolelta, jopa toisista galakseista. Näiden alkuperä on vielä varmistamatta, mutta hyvin yleisesti tutkijat pitävät kosmisen säteilyn suurienergisimpien hiukkasten alkuperänä supernovia ja galaksien aktiivisia ytimiä.

Energia
Erilaiset kosmiset säteilylähteet antavat hiukkasille erilaisia energioita. Auringosta peräisin olevien hiukkasten energiat ovat maksimissaan noin 1015 eV. Linnunratamme tuottaa kosmisen säteilyn hiukkasia joiden energia asettuu välille 1015–1018 eV ja kaikkein suurienergisimmät ylittävät 1018 eV energian ja niiden alkuperänä pidetään galaksien aktiivisia ytimiä.

Kaikkein suurin energia mitä koskaan on havaittu, on noin 3×1020 eV, eli noin 40 miljoonaa kertaa suurempi energia kuin mitä CERNin LHC-törmäyttimellä voidaan saavuttaa. Tämä energia vastaa tavanomaiseksi energiayksiköksi muutettuna noin 50 J ja se puolestaan on noin 25 m/s vauhdilla lentävä pesäpallon energia. Hyvin energiset hiukkaset ovat harvinaisia ja hiukkasten mediaani energia on noin 0,3 GeV (4,8×10-11 J).

Historiaa
Kosmisen säteilyn historia alkaa viimevuosisadan alkupuolella. Vuonna 1909 Theodor Wulf (1868–1946) kehitti elektrometrin, jolla pystyi havaitsemaan pieniä sähkövarauksia. Jokainen meistä on kyseiseen laitteeseen tutustunut koulun fysiikan tunnilla. Laite koostuu lasipulloon sijoitetuista rinnakkaisista folioliuskoista ja ne on yhdistetty kannen läpi nousevaan metallipuikkoon. Koskettamalla metallipuikkoa staattisesti varautuneella (bakeliitti)tangolla (tai muovisella kammalla) folioliuskat erkanevat toisistaan. Avautumiskulma on sitä suurempi mitä voimakkaampi sähkövaraus koskettavassa tangossa on.

Vistor Hess valmistautumassa mittauksiin
ilmakehän yläosasta. Kuva Wiki Commons.
Vuonna 1912 itävaltalais-yhdysvaltalainen Victor Hess (1883–1964) teki mittauksia elektrometrillä kuumailmapallosta eri korkeuksilla ilmakehässä. Heti elektrometrin kehittämisen jälkeen useat tutkijat olivat tehneet mittauksia ja todenneet ilmakehässä esiintyvän ionisoituneita molekyylejä. Ionisaation alkuperäksi oletettiin Maan radioaktiivisuus, kun muutakaan säteilylähdettä ei tunnettu. Hessin olettama oli, että jos maaperän radioaktiivisuus olisi ionisaation syy, sen pitäisi heiketä korkeuden myötä.

Hessin ja muiden tutkijoiden hämmästykseksi ionisaation määrä ei suinkaan vähentynyt korkeuden myötä, vaan kasvoi yli 1 km korkeudesta alkaen. Hess teki useita mittauslentoja niin päivisin kuin öisin. Korkeimmillaan hän teki mittauksia 5,3 km korkeudelta, jonne pääsy oli paitsi vaikeaa niin myös hyvin hengenvaarallista. Yli 5 km korkeudella ilman lisähappea on vaarallista oleskella muutamaa minuuttia pitempään. Mittaustulosten mukaan ionisaatio oli kaksinkertainen merenpinnan tasolla havaittuun verrattuna.

Hessin tekemä johtopäätelmä oli, että ilmakehän ionisaation lähde ei ollut maaperä vaan ilmakehän ulkopuolinen avaruus. Hän onnistui pois sulkemaan Auringon kosmisen säteilyn lähteenä tekemällä mittauksia täydellisen auringonpimennyksen aikana. Vuosina 1913–1914 Werner Kolhörster (1887–1946) onnistui vahvistamaan Hessin mittaukset lennättämällä mittauslaitteistoa 9 km korkeudella.

Hessin päätelmän osoitti oikeaksi Robert A. Millikan (1868–1953) vuonna 1925. Millikan myös nimesi ionisaation aiheuttajan ”kosmiseksi säteilyksi”. Hessin havainto oli hiukkasfysiikan alku ja Carl D. Anderson (1905–1991) havaitsi kosmisesta säteilystä positronit ja myonit. Hess ja Anderson jakoivat Nobelin fysiikanpalkinnon vuonna 1936.

Millikanin oletus oli, että kosmisen säteily oli suurienergisiä fotoneita (gammasäteily). Hänen mukaansa kosmisen säteilyn alkuperä oli raskaammiksi alkuaineiksi fuusioituneiden vetyatomien sivutuote ja jonka tuottamat sekundaariset elektronit saivat aikaan ilmakehässä Comptonin sironnalla gammasäteilyä. Selitys ei kuitenkaan ollut kestävällä pohjalla, sillä vuonna 1927 J. Clay onnistui havaitsemaan säteilyn määrän vaihtelun leveyspiirien mukaan. Vaihtelu osoitti, että maapallon magneettikenttä muuttaa kosmisen säteilyn hiukkasten ratoja ja tästä syystä niillä täytyi olla sähkövaraus. Fotonit eivät tällä tavalla käyttäydy. Päätelmälle saatiin vahvistus vuonna 1929 kun Walter Bothe (1891–1957) ja Kolhörster havaitsivat kosmisen säteilyn läpäisevän 4,1 cm vahvuisen kultalevyn.

Kosmisen säteilyn varaustila todettiin ensikerran vuonna 1930 Bruno Rossin (1905–1993) tekemässä tutkimuksessa, jossa todettiin itä-länsisuuntainen anomalia. Länsisuuntainen anomalia oli voimakkaampi, joten suurin osa kosmisesta säteilystä täytyi olla positiivisesti varautuneita hiukkasia. Tutkimukset 1930- ja 1940-luvuilla osoittivat, että suurin osa kosmisen primäärisäteilyn hiukkasista oli protoneja ja ne tuottivat ilmakehässä sekundäärisäteilyä, joka koostui suurimaksi osaksi elektroneista, fotoneista ja myoneista. Vuonna 1948 tehdyllä ilmapalloon sijoitetulla laitteistolla pystyttiin osoittamaan että noin 10 % säteilystä koostui heliumytimistä (alfahiukkasista) ja noin 1 % osuudella raskaammista atomiytimistä.

Alkuperä
Kosmisen säteilyn alkuperä oli kiivaan tutkimuksen kohteena heti säteilyn löytämisen jälkeen. Vuonna 1934 Baade ja Fritz Zwicky (1898–1974) ehdottivat lähteeksi supernovia. Horace W. Babcock (1912–2003) ehdotti vuonna 1948 alkuperäksi sykkiviä magneettisia tähtiä. Vuonna 1951 Y. Sekidon johtama tutkimusryhmä havaitsi Krapu-sumun olevan kosmisen säteilyn lähde. Tämän jälkeen säteilylähteeksi on ehdotettu supernovia, aktiivisia galaksiytimiä, kvasaareita ja gammapurkauksia.

Vuonna 2009 Pierre Auger observatorion tutkimusryhmä pystyi osoittamaan ultraenergeettisten kosmisen säteilyn hiukkasten alkuperäksi radiogalaksi Centaurus A:n, vaikkakin havainnon todettiin vaativan lisätutkimuksia. Lisätutkimuksissa ei toistaiseksi ole onnistuttu varmentamaan yhtä yksittäistä säteilylähdettä.  Tämänkin jälkeen on pystytty osoittamaan Fermi-gammasäteilyavaruuskaukoputken havainnoilla mm. supernovien synnyttämää kosmista säteilyä etenkin energia-alueella 3×1042 – 3×1043 J. Kuitenkin supernovat eivät ole ainoita kosmisen säteilyn lähteitä ja osa on varmasti sellaisista lähteistä, joita ei vielä ole tutkittu (tai edes löydettykään).

Koostumus
Kosminen säteily jakaantuu kahteen osaan: primäärinen ja sekundäärinen säteily. Näistä primäärisäteily on avaruudessa havaittavaa säteilyä ja se koostuu 99 %:sti atomiytimistä (protoneista) ja alfa-hiukkasista. Pieni määrä (noin 1 %) on yksittäisiä elektroneja (beeta-säteilyä). Atomiytimistä 90 % on protoneita eli vetyatomin ydin, 9 % alfa-hiukkasia (heliumatomin ydin) ja 1 % raskaampien atomien ytimiä. Äärimmäisen vähän hiukkasista on antimateriaa kuten positroneja tai antiprotoneita.

Primäärisäteilyn koostumuksesta 28 % on heliumia verrattuna vedyn määrään.  Loput raskaammista ytimistä noudattelee maailmakaikkeuden alkuräjähdyksen tuottamia määriä litiumia, berylliumia ja booria. Näiden määrä ylittää vastaavien aineiden määräsuhteet aurinkokunnassa, jossa niitä on vain 1/10-11 heliumin määrästä. Tutkijat kutsuvat näitä raskaampia atomiytimiä HZE-ioneiksi.

Primäärisäteilyn hiukkaset tuottavat törmäyksillään koko joukon erilaisia hiukkasia. Törmäystä kutsutaan kosmisen säteilyn spallaatioksi, ja sen aikana tapahtuu ydinfissioita ja nukleosynteesejä. Törmäyksessä vapautuu protoneja ja neutroneja ja sen on ajateltu aiheuttaneen suurimman osan alkuräjähdyksen jälkeisestä litiumin, berylliumin ja boorin tuotannosta.

Sekundäärinen säteily (Extensive air shower, EAS) syntyy kosmisen säteilyn hiukkasten iskeytyessä ilmakehän atomeihin ja molekyyleihin (happi ja typpi). Iskeytymisessä syntyy vyörynä röntgensäteilyä, myoneja, protoneja, alfa-hiukkasia, pioneja, elektroneja ja neutroneja. 

Sekundääristen hiukkasten rata poikkeaa alle 1 asteen verran alkuperäisen primäärihiukkasen suunasta. Törmäyksessä syntyy tyypillisesti neutroneja ja varattuja mesoneita kuten positiivisia tai negatiivisia pioneja ja kaoneja. Jotkin näistä hajoavat edelleen myoneinksi, jotka saavuttavat maanpinnan ja jopa tunkeutuvat syviin kaivoksiin.

Kosmisen säteilyn vuo
Kosmisen sätelyn vuo noudattaa käänteisesti Auringon
aktiivisuuden vaihtelusta johtuua aurinkotuulen
voimakkuuden vaihtelua. Kuva Wiki Commons.
Aurinkokuntaan ja Maahan saapuvan kosmisen säteilyn vuon vaihtelu riippuu aurinkotuulesta, Maan magneettiskentästä ja kosmisen säteilyn energiasta.  Aurinkokunnassa on 94 au etäisyydellä päätesokki, jossa yliäänennopeudella etenevien tähtituulen hiukkaset jarruttavat vauhtiaan aliäänennopeuteen. Päätesokin ja heliopaussin välinen alue toimii kosmisen säteilyä estävänä vyöhykkeenä, jossa yli 90 % alle 1 GeV energian hiukkasista suodattuu.

Aurinkotuulen vuontiheys ja nopeus eivät ole vakioita. Tästä syystä kosmisen säteilyn vuo maapallolla noudattelee käänteisesti aurinkotuulen vuon muutoksia. Lisäksi maapallon magneettikenttä ohjaa voimakkaasti kosmisen säteilyn vuota ja reittiä. Magneettikenttä suuntaa kosmista säteilyä kohti magneettisia napoja ja aiheuttaa näin jonkin verran revontulien esiintymistä.

Ottaen huomioon kaikki edellä luetellut vaikuttavat tekijät maanpinnalla voidaan yksinkertaistetusti todeta kosmisen säteilyn vuon muodostuvan energialtaan enintään 1 GeV (109 eV) hiukkasia, joita saapuu maapallolle noin 10 000 neliömetrille sekunnissa, alle 1 TeV (1012 eV) hiukkasia 1 hiukkanen neliömetrille sekunnissa, alle 10 PeV (1015 eV) hiukkasia joitakin neliömetrille vuodessa. Yli 10 EeV (1018 eV)hiukkasia maanpinnalle saapuu yksi hiukkanen neliökilometrille vuodessa ja yli 100 EeV hiukkasia yksi neliökilometrille sadassa vuodessa (1 eV on 1,602176565(35)×10−19 J ja hiukkasten massoja ilmoitettaessa elektronivoltteina on massaekvivalentti 1,783×10−36 kg).

Ilmaisimet
VERITAS Cherenkovin säteilyä havaitseva kaukoutkiverkko.
Kuva Wiki Commons.
Kosmista primäärisätelyä tai sekundäärisätelyä voidaan havainnoida monilla erilaisilla menetelmillä. Kosmisten hiukkasten nopeudet ovat hyvin lähellä valonnopeutta, joten niiden syöksyessä ilmakehään se aiheuttavat Cherenkovin säteilynä tunnetun valoilmiön. Cherenkovin sätely johtuu siitä, että valonnopeus ilmakehässä on pienempi kuin tyhjässä avaruudessa ja säteilynä havaittu energia on kosmisen säteilyn hiukkasten hidastaessaan nopeuttaan.

Ilmakehässä syntyvää Cherenkovin säteilyä voidaan havaita käyttämällä valosaasteettomilla alueilla valovoimaisia peiliteleskooppeja. Hyötynä on, että kosmisen säteilyn suunta voidaan havaita suurella tarkkuudella, mutta ilmiön aiheuttaneiden hiukkasten energia on matala (< 200 GeV). Luonnollisesti säästä ja kuutamosta aiheutuvia havaintokatkoksia on runsaasti ja kaukoputkien havaintokulma on pieni. Näin ollen kaukoputkien käytettävyys jää muutamaan prosenttiin ajasta.

Yksi käytössä olevista menetelmistä on kosmisen säteilyn sekundääristen varattujen hiukkasten ilmaiseminen tunnistaminen tuikelaskureilla. Ongelma vain on siinä, että havaintoaineistoon tulee mukaan runsaasti kohinaa maanpinnalla taustasäteilyn vuoksi.

Kosmista säteilyä voidaan havainnoida myös korkealle nousevia erikoisvalmisteisilla ilmapalloilla. Kosmisen säteilyn hiukkaset tekevät ilmapallon materiaaliin mikroskooppisen pieniä reikiä, joita laskemalla voidaan määrittää säteilyvuo ja jossain määrin myös hiukkasten energioita. Menetelmä soveltuu erityisen hyvin eri alkuaineiden havainnointiin ja suhteellisten määrien laskentaan. Stratosfääri-ilmapalloja voidaan käyttää myös tavanomaisten tutkimuslaitteiden nostamiseen yläilmakehään.

Maanpinnalla suosittu menetelmä on sumukammio. Rakenteellisesti sumukammion voi rakentaa hyvin helposti monista erilaisista materiaaleista ja sillä saadaan näkyville varattujen hiukkasten reitit ja määrät. Sumukammion idean keksi skottilainen Charles T. R. Wilson (1896–1959) vuonna 1911. Alkuperäisessä sumukammiossa Wilson käytti vesihöyryä, jonka hän sai tiivistymään alijäähtyneeseen tilaan laajentamalla kammion tilavuutta männällä. Laajeneminen tapahtuu adiabaattisesti, joten lämpötila alenee ja syntyy alijäähtynyttä höyryä, joka tiivistyi varattujen hiukkasten läpäistessä kammion niiden kulkureitille. Wilson yhdessä Athur Comptonin (1892–1962) kanssa palkittiin Nobelin fysiikan palkinnolla vuonna 1927.

Parannuksen Wilsonin kammioon kehitti Alexander Langsdorf (1912–1996). Hänen kammiossaan ylikylläinen ja alijäähtynyt sumu saatiin aikaa alkoholilla ja sen pohja oli jäähdytetty -26 °C lämpötilaan. Nykyversiossa etyylialkoholin sijaan käytetään usein isopropyylialkoholia (tai metyylialkoholia) ja jäähdytykseen käytetään hiilihappojäätä (kuten Pekka Rautajoen artikkelissa kerrottiin). Sumukammio pitää valaista yhdensuuntaisella valolla (vaakasuoraan), jotta hiukkasten radat tulisivat helpommin näkyviin. Musta tausta on hyvinkin tarpeellinen, sillä tiivistymisvanat ovat vaaleita.

Sumukammiossa hiukkasten tunnistettavuutta voidaan parantaa asettamalla kammioon voimakas sähkö- tai magneettikenttä. Tällöin varattujen hiukkasten reitit kaareutuvat ja kaareutumissuunnasta ja säteestä voidaan päätellä niiden varaukset ja massat.

Tutkijoiden mielikuvitus tuntuu olevan se vihoviimeinen raja tutkimuslaitteita keksittäessä. Yksi erikoisimmista kehitetyistä laitteista on kuplakammio ja se koostuu säiliöstä, joka on täytetty tavallisimmin nestemäisellä vedyllä. Nesteen läpäisevä hiukkanen saa aikaan reitilleen pienien kuplien jonon.

Kipinäkammiossa on paljaiden metallijohtimien hila, johon johdetaan korkeajännite. Kammion läpi kulkeva varattu hiukkanen ionisoi ilmaa (tai kaasua) jolloin lankojen välille syntyy läpilyönnin aiheuttava purkauskanava. Kanavaa pitkin tapahtuu läpilyönti (kipinä) josta kammio on saanut nimensä. Johdinhila on helposti yhdistettävissä tietokoneeseen, jolloin hiukkasten ilmaiseminen ja ainakin summittainen suunta on mahdollista havaita.

Vaikka kosmisen säteilyn alkuperä on vielä löytämättä, tutkimus on antanut vahvoja viitteitä niin säteilylähteestä kuin suuriin energioihin kiihtyneiden hiukkasten kiihdytysmekanismista. Mielenkiintoista tutkimuksessa on, että myös tähtitieteen harrastajat voivat osallistua säteilyn havaitsemiseen ja mahdollisesti jopa tieteellisesti arvokkaiden tutkimusten tekemiseen.



Eksoplaneettoja metsästämässä

Eksot paljastuvat harrastajille ylikulkiessaan tähden editse.
Tapahtuma himmentää hieman tahden kirkkautta ja toistuessaan
se on merkki olemassa olevasta planeetasta.
Teksti Matti Koskinen

Tiedämme, että planeetat ovat yleisiä muillakin tähdillä kuin Auringolla. Niitä ei kuitenkaan ole erityisen helppo havaita. Ensimmäinen todistettu havainto on vuodelta 1992. Sittemmin lähetettiin Kepler-luotain nimenomaan niitä etsimään. Sen saalis vuosilta 2009 – 2013 on tällä hetkellä noin 3000 todennäköistä planeettaa siltä pieneltä osalta taivasta, mitä se on tutkinut. Samaan aikaan myös maanpäälliset observatoriot ovat löytäneet suuren määrän ”eksoja”. Varmoja havaintoja on nyt yhteensä 1700.

Eksoplaneettoja havaitaan useammalla tavalla. Harrastajille helpoin niistä on ylikulkujen havaitseminen. Menetelmässä havaituksi tulee sellainen planeetta, joka kiertää tähteään aika tarkasti juuri siinä tasossa, jossa myös maapallo on. Jos planeetta on vielä kyllin suuri, se himmentää tähden kirkkautta juuri ja juuri havaittavasti silloin, kun se on meistä katsoen tähden edessä. Jos ylikulku toistuu säännöllisesti, ei se oikein voi olla muu kuin planeetta. Meidän harrastajien kannalta on kiinnostavaa, että ylikulkuhavaintoja on mahdollista tehdä käytössämme olevilla laitteilla.

Alkuperäinen kuvakenttä jossa tutkittava tähti on merkitty
nuollella. Kuva Matti Koskinen.

Eksot kiinnostavat tamperelaisia

Eksojen havainnointiin on maailmalle muodostunut ryhmiä, jotka julkaisevat tunnetuista planeetoista luetteloja ja aikatauluja. Kattava luettelo löytyy sivustolta ETD – Exoplanet Transit Database [1].

Taulukoista nähdään, että 12. maaliskuuta 2015 Tampereella oli itäisellä taivaalla Joutsenessa nähtävissä tähti, jonka Trans-Atlantic Exoplanet Survey -yhteisö on nimennyt TrES-5:ksi. Tähden editse kulkee planeetta TrES-5b, jonka ylikulun ajat ovat tiedossa. Planeetan aiheuttama himmennys tähden kirkkauteen on 0,0215 magnitudia ja sen kiertoaika on 1,48 vuorokautta. Mainittakoon, että TrES-ryhmän käyttämät teleskoopit ovat halkaisijaltaan 10 cm ja silti ryhmä on havainnut 5 aikaisemmin tuntematonta eksoa.

Tampereen Ursan työryhmä otti juuri tämän planeetan ensimmäiseksi harjoituskohteekseen. Samana yönä olisi ollut muutama muukin mahdollinen kohde, mutta etelässä haittaa vesitornin katolla oleva radiomasto ja kuvun luukkujen ongelma taas esti länsitaivaan käyttämisen. Sittemmin selvisi, että valittu kohde ei ollut ollenkaan helpoin mahdollinen: tähti on 1 000 valovuoden päässä ja kirkkaudeltaan vain 13,7m.

Alkuillasta havaintokohdetta ideoimassa ja Jounia kannustamassa oli Tomi Hyvönen, Kari Nyman ja Matti Koskinen. Jouni Raunio se sitten tietysti yön pimeinä tunteina otti omilla laitteillaan kuvasarjan, jossa 2 minuutin valotukset seurasivat toisiaan noin minuutin välein. Kuvauslaitteisto muodostui putkesta EdgeHD 800, jalustasta NEQ6, seurannan korjauksesta kameralla SX Lodestar (OAG) ja valosaastesuodattimesta Astronomik CLS-CCD. Varsinainen kuvaus tapahtui kameralla SX-694. Data on yhdistetty (binnattu) kertoimella 2, jolloin pikselien kokoama signaalin voimakkuus nelinkertaistuu ja tiedostojen koko putoaa neljäsosaan. Tällaisella arsenaalilla saatiin sitten tarkoitukseen hyvin kelpaava data. Nyt tästä 74 kuvan muodostamasta sarjasta piti yrittää todentaa ylikulku.

Tutkittava tähti on merkitty vihreällä renkaalla ja
verrokit punaisella. Kuva Matti Koskinen.

Kuvankäsittelyä

Tarkoitukseen tarjoutuu useampikin ihan ilmainen tietokoneohjelma, joista käyttöön valikoitui AstroImageJ (AIJ). Aluksi tähtikuva on tunnistettava sopivalla ohjelmalla, jotta koordinaatit saadaan kiinnitetyiksi ja kohdetähti yleensä löytyy. AIJ turvautuu tässä Astrometry.net – palveluun[2]

Flattikorjattuun[3] kuvasarjaan asetetaan AIJ-ohjelmassa sopivan kokoinen pyöreä apertuuri. Aukon ympärille asetetaan valinnaisen matkan päähän sopivan kokoinen rengas taustakirkkauden vähentämistä varten. Tällainen hiukan kokardia muistuttava havaintoikkuna asetetaan tutkittavan tähden ja sen lähiympäristöstä valittujen kymmenen tai kahdenkymmenen verrokkitähden päälle.

Sitten päästetään töihin ohjelma, joka poimii ja tulostaa taustakorjatut kirkkauskäyrät kaikista valituista tähdistä. Erityisesti ohjelma laskee sellaisen käyrän, jossa kuvataan havaittavan tähden kirkkauden suhdetta kaikkien verrokkitähtien keskiarvokäyrään. Käyttämällä juuri suhdekäyrää yritetään päästä eroon sellaisista kuvaukseen vaikuttavista häiriöistä, jotka vaikuttavat ympäristön kaikkiin tähtiin samalla tavalla. Sellaisia voisivat olla kuvauslaitteiston itsensä aiheuttamat kirkkaudenvaihtelut, ohi kulkevat pilviharsot, ilmakehän paksuus, vaihteleva taustakirkkaus ja joitakin muita vähäisempiä häiriöitä. Kun lasketaan suhde, vaikuttaa sekä osoittajaan että nimittäjään aika tarkoin sama virhekerroin, joka supistuu laskuissa pois. Näin saadaan vakautettua laskentaa. Tässä laskentatavassa ei kyllä suoraan saada selville kirkkauksia.

Kuvassa on AIJ-ohjelman tulostus ylikulusta, jossa toden totta näkyy syvennys. Käyrässä on toki paljon signaaliin mukaan päässyttä kohinaa, mutta jo ihan silmämääräisesti nähdään, että kyllä siinä kuoppa on. AIJ-ohjelma tarjoaa ylimääräisenä apuneuvona käyränsovituksen teoreettiseen pimennysfunktioon. Sovituksestamme voidaan arvioida karkeasti ylikulun kestoksi 108 min. Tuloksessa on iso virheraja sillä oikea tulos olisi 111,3 minuuttia.

TrES-5 – tähden kirkkauskäyrä yöllä 12.3.2105 paljastaa eksoplaneetan. Vahva kohina johtuu ennen muuta tähden himmeydestä. Kuvankäsittely Matti Koskinen.


Miten jatketaan

Tarkoitus on tarkentaa analyysi kvantitatiiviseksi ja laskea tähtien kirkkaudet. Tulevaisuudessa teemme lisää havaintoja myös muista tunnetuista eksoista. Tällä alalla on Suomessa useita mestareita, joiden seuraan meillä on pitkä mutta mielenkiintoinen matka.

Tähtiä ja planeettoja on paljon. Voisivatko harrastajat löytää jokin ennen tuntemattoman planeettaehdokkaan? Se ei välttämättä ole kiinni laitteista, mutta muita haasteita tehtävässä on. Vaikka kameran kuvakentässä todella olisikin planeetallinen tähti, pitää ylikulun osua siihen muutaman tunnin pimeään hetkeen, jolloin kuvasarja on otettu. Samasta kohdasta taivasta pitäisi siis ottaa kuvia monena yönä. Ja ylikulku on aina voinut tapahtua päivällä. Suomalaisten pilvilauttojen alla vaikeusaste kertautuu. Jos ennen tuntematon ylikulku havaitaan, se olisi sitten todennettava uudelleen, mutta nuo jatkotyövaiheet voidaan sitten jättää ammattilaisille.

Huomautukset ja linkit

[1] http://var2.astro.cz/ETD/

[2] http://astrometry.net/

[3] Flat field -kuva (flatti) on kuvankorjaukseen käytetty kuva, jolla poistetaan kuvista useita eri virheellisyyksiä, jotka johtuvat kamerasta ja käytetystä kaukoputkilaitteistosta.


Kesäkauden tähtitaivas

Venus ja Jupiter ovat konjunktiossa heinäkuun 1. päivänä.
Päivän aikana Venus ohitaa Jupiterin ja lähimmillään
ne näkyvät vain 24 kaariminuutin etäisyydellä toisistaan.
Tapahtumaa on mahdollista havainnoida kohtuullisen
kokoisella harrastajakaukoputkella, mutta
Auringon läheisyyden vuoksi se on tehtävä erityistä
varovaisuutta noudattaen. Piirros Kari A. Kuure.
Perinteisesti havaitseminen kesäkaudella on hyvin vähäistä. Tähän luonnollisena selityksenä ovat maamme sijainti pohjoisilla leveyksillä, jolloin yöt ovat lyhyitä ja vain hämäriä. Ensimmäiset yöpimeät koetaan Tampereella vasta elokuun viimeisellä puoliskolla, joten kolmen kesäkuukauden aikana joudumme tyytymään vain kirkkaimpiin tähtitaivaan kohteiden havaitsemiseen.

Aurinko on korkeimmillaan pohjoisella taivaalla. Kesäpäivän seisaus on 21. kesäkuuta kello 19.37, jolloin sen deklinaatio on 23° 25’ 57,49”. Samaan aikaan näemme sen 31’ 48” kokoisena ja päivällä on pituutta 19 h 28 minuuttia. Tämän jälkeen päivän pituus alkaa lyhetä, joten 22. päivä on jo 3 sekuntia lyhyempi.

Päivän pituus

1.6.
18 h 47 m
15.6.
19 h 24 m
21.6.
19 h 28 m
1.7.
19 h 18 m
15.7.
18 h 34 m
1.8.
17 h 12 m
15.8.
15 h 55 m
31.8.
14 h 24 m

Auringon näennäinen koko ole kaikkein pienin juuri kesäpäiväseisauksena, vaan maapallon on aphelissä vasta heinäkuun 6. päivänä kello 22.36 jolloin näennäinen koko on 31’ 27”. Auringon ja Maan välinen etäisyys on tällöin 1,017 au.

Auringon alueen tähtitaivasta emme pysty näkemään, mutta siihen ei nyt ole mitään tarvettakaan. Silti on mukava tietää, että Auringon näennäinen rata vie sen Härästä Kaksosiin kesäkuussa, Krapuun heinäkuussa ja Leijonaan elokuussa.

Kuun vaiheet


kesäkuu
heinäkuu
elokuu
pvm
klo
pvm
klo
pvm
klo
täysikuu
2.6.
16.19
2.7.
02.20


vähenevä puolikuu
9.6.
15.42
8.7.
20.24
7.8.
02.03
uusikuu
16.6.
14.05
16.7.
01.24
14.8.
14.54
kasvava puolikuu
24.6.
11.03
24.7.
04.04
22.8.
19.31
täysikuu


31.7.
10.43
29.8.
18.35

Kuun rata

perigeum
10.6.
5.7.
2.8. & 30.8.
apogemium
23.6.
21.7.
18.8.
etelässä
3.6.
1.7. & 28.7.
25.8.
pohjoisessa
16.6.
14.7.
10.8.



Konjunktiot

Venus ja Jupiter ovat konjunktiossa heinäkuun 1. päivänä, jolloin niiden välinen kulmaetäisyys on vain 24 kaariminuuttia. Molemmat planeetat ovat kirkkaita: Jupiter -1,7m ja Venus -4,3m, joten niiden näkeminen ennen auringonlaskua pitäisi olla mahdollista.

Planeetat
                            
Merkurius on näkyvissä parhaimmin kesäkuun puolivälin jälkeen heinäkuun ensimmäiselle viikolle. Tällöin planeetan ja Auringon välinen kulmaetäisyys ylittää 15° ja suurin se on kesäkuun 23–26. Päivinä, ollen yli 22°. Elokuun loppupuolella kulmaetäisyys on samaa luokkaa, mutta silloin planeetta laskee horisonttiin lähes auringonlaskun aikaan.

Merkuriuksen kirkkaus ei ole suuren suuri, kesäkuun lopulla noin 0,6m. Se ei ole riittävä, että planeetan voisi nähdä paljain silmin ennen auringonnousua.

Venus on kesäkuun ja vielä heinäkuun alkupuolen hyvin näkyvissä auringonlaskun jälkeen pitkälle aamuyöhön. Heinäkuun puolivälin jälkeen se laskee horisonttiin auringonlaskun aikaan ja on sen jälkeen näkyvissä vain päivällä. Venuksen kirkkaus on suurin heinäkuun ensimmäisellä puoliskolla, jolloin se on suurimmillaan -4,3m tietämillä. Planeetta on alakonjunktiossa 14.8. kello 6.51 jolloin kulmaetäisyys on vain 8°. Vaikka kulmaetäisyys on suurehko, niin Venus on Aurinkoa etelämpänä ja näin ollen silloin siitä havaintojen tekeminen onnistuu vain päivällä.

Mars nousee aamutaivaalle ennen auringonnousua. Planeetan kirkkaus on kuitenkin niin vaatimatonta luokkaa, että sen havaitseminen on käytännössä mahdotonta. Planeetan kulmaetäisyys on pienin konjunktiossa 14.6. ollen vain 0,62° (37’ 09”).

Jupiter on näkyvissä iltataivaalla auringonlaskun jälkeen aina heinäkuun puoliväliin asti. Planeetan kirkkaus on hieman heikkenemässä kesäkuun alun -1,8m arvosta, mutta ei kovinkaan merkittävästi. Kirkkauden myötä kulmahalkaisija (35”) on myös pienenemässä mutta siinäkään ei tapahdu kovin nopeaa muutosta. Elokuun loppuun mennessä se on pienentynyt lukemaan 30”.

Saturnus nousee horisontista iltapäivisin ja on etelässä ennen auringonlaskua. Kesäheinäkuun aikana planeetta painuu horisonttiin vasta aamuyön tunteina, jolloin keskiyön hämärät hetket ovat mahdollisia havainnoille. Elokuussa Saturnus painuu horisonttiin pari tuntia auringonlaskun jälkeen. Saturnuksen kirkkaus ei ole suuren suuri (0,2–0,6m) mutta kyllä se taivaalta pitäisi löytyä helposti etenkin jos käyttää kiikaria apuna ja katsoo tähtikarttaohjelmasta missä se sijaitsee. Saturnus on kesäajan Vaa’assa.

Urannus on Kaloissa nousten kesän ensimmäisellä puoliskolla aamuyöstä ja loppukesästä kohta auringonlaskun jälkeen. Planeetan kirkkaus (5,8m) on sen verran heikko, että sitä hämärinä kesäöinä on mahdoton nähdä.

Neptunus on alkukesästä aamuyöllä horisontin yläpuolella ja heinäkuun ensimmäisen viikon jälkeen lähes koko yön. Neptunus näkyy Vesimiehessä, tosin sen kirkkaus on vain 7,8m joten hämärät kesäyöt eivät mahdollista sen havainnointia.

Meteorit


Perseidit saavuttavat maksiminsa elokuun 12. Päivänä. Tällöin ZHR-luku voi nousta hieman yli 100 ja havaitsija voi nähdä kirkkaita ja nopeita meteoreja muutamia kymmeniä tunnin aikana. Meteorit näyttävät tulevan Perseuksen tähdistön pohjoisosasta itäiseltä taivaalta. Havaintopaikaksi pitäisi valita valosaasteeton paikka, josta näkyvyyttä on joka suuntaan tai ainakin valosaasteettomalle taivaanosalle.

Tähtitaivaan tapahtumat





Kirjauutuus: Suomen tähtitieteen historia

Tapio Markkanen
Suomen tähtitieteen historia
Sidottu 269 sivua
ISBN 978-952-5985-26-9
Ursa ry. 2015

Tapio Markkanen on suomalaisille tuttu tieteen popularisoija ja monen Ursan kustantaman kirjan kirjoittaja joko yksin tai yhdessä muiden kirjoittajien kanssa. Näin ollen aloitin kirjan lukemisen mielenkiinnolla – enkä pettynyt.

Kirja tarjoaa kattavan katsauksen suomalaisen tähtitieteellisen tutkimuksen historiaan, jonka juuret ulottuvat peräti 1400-luvun alkupuolelle asti. Tieteellistä tutkimusta tuolloin ei vielä nykyisessä mielessä ollut, mutta jostakin kaiken on täytynyt alkaa. Siinä mielessä Jacopus Petri Röd oli ensimmäinen suomalainen tähtien tutkija, joka myös luennoin aihepiiriin kuuluvista teemoista.

On hieman vaikea arvioida kuinka hyvin suomalaiset tutkijat tunnetaan ulkomailla, mutta moni suomalainen tutkija on ollut oman aikansa tähtitieteen eturintamassa, jopa aivan kärkipaikoilla. Anders Johan Lexell (1740–1784) 1700-luvulla oli hyvin tunnettu ja menestynyt tutkija jonka nimi muistetaan vieläkin ja onpahan hänen mukaansa nimetty komeetta (D/1770 l1 (Lexell).

Suomen tähtitieteen historia -kirja antaa kattavan kuvan tähtitieteen kehittymisestä niin Suomessa kuin muuallakin maailmassa 1700- ja 1800-luvuilla. Tähtitieteen tutkimus ja opetus keskittyi pitkälti Helsingin yliopistoon sen jälkeen kun observatorio oli saatu rakennettua nykyiselle Tähtitorninmäelle.  Sitä ennen tutkimus ja opetus olivat keskittyneet Turkuun.

Helsinkiin muutto tapahtui Turun palon (v. 1827) jälkeen. Turun palo ei kuitenkaan tuhonnut Vartiovuorenmäelle vuonna 1819 valmistunutta observatoriota, mutta keisarillisella määräyksellä Kuninkaallinen Turun akatemia siirrettiin Helsinkiin ja nimettiin uudelleen Aleksanterin yliopistoksi. Ennen yliopiston siirtymistä Helsinkiin Turussa oli ehtinyt työskennellä monia nimekkäitä tutkijoita.

Helsingissä kansainväliset tuulet alkoivat puhaltaa ja monen suomalaisen tutkijanura muuttui kansainväliseksi joko Pietarin, Pulkovan, Tarton tai Tukholman observatorioiden kautta. Itse Helsingin yliopiston observatoriorakennus oli valmistuessaan ehkä edistynein observatorio, jonka teknisiä ratkaisuja seurattiin monissa ulkomaisissa observatorioissa.

Yksi merkittävimmistä tutkimushankkeista, mitä Helsingin observatoriossa pystyttiin tekemään, oli Carte du ciel, joka valmistui nopeasti ja tarkkuudeltaan erinomaisena. Helsingin observatorion kuvaustyöt saatettiin loppuun keväällä 1896 ja viimeinen kahdeksanosaisesta tähtiluettelosta julkaistiin vuonna 1937. Helsingissä kartoitustyötä johti professori Anders Donner (1883–1915). Projektiin osallistuneet ulkomaiset observatoriot eivät saavuttaneet Helsingin tasoa, ja osa ei saanut työtään päätökseen kaikessa laajuudessa milloinkaan.

Nykyaikana tähtitieteen tutkimusta ja opetusta annetaan muissakin maamme yliopistoissa. Tunnetuimpia lienee Turun yliopiston Tuorlan observatorio, eikä varmastikaan vähiten avaruustähtitieteen professorin Esko Valtaojan saaman julkisuuden vuoksi. Tähtitieteen opetusta ja tutkimusta harjoitetaan myös Oulun yliopistossa. Molemmat observatoriot saavat oman katsauksensa kirjan loppupuolella.

Markkasen teksti on rauhallisesti ja johdonmukaisesti etenevää, kirjan kuvitus mielenkiintoista ja koko aihepiiri tähtiharrastajille erittäin kiehtovaa. Erityisen mielenkiintoista oli lukea suomalaisen tähtitieteen varhaishistoriasta, jota ei ole juuri aikaisemmissa kirjoissa käsitelty. Jos pidit Tapio Markkasen Helsingin observatorio-kirjasta, et tule pettymäänSuomen tähtitieteen historia -kirjaankaan.

Kari A. Kuure

Kirjauutuus: Hieno kirja higgsistä

Sean Carroll
Maailmanlopun hiukkanen – Miten Higgsin hiukkasen etsintä vie kohti uutta käsitystä maailmankaikkeudesta

Suomentaja Tuukka Perhoniemi
ISBN 9789525985276
Sidottu, 345 sivua
Ursa ry 2015.

Jos vähänkin olet seurannut luonnontieteellistä tutkimusta ja sen uutisointia, et ole voinut välttää uutisia Higgsin hiukkasesta. Higgsin hiukkasen on kerrottu liittyvän tavalla tai toisella aineen massaan, mutta miten, se on saattanut jäädä arvoitukseksi!

Sean Carrollin kirja Maailmanlopun hiukkanen luo selvyyttä aineen massan ongelmaan, eikä vain aineen vaan myös koko alkeishiukkasten standardimalliin, jonka viimeinen löytymätön hiukkanen Higgsin bosoni oli. Vuonna 2012 Cernissä tehty löytö oli samalla erään aikakauden hieno päätös, ja kuka ties uuden aikakauden alku.

Higgsin bosoni on Higgsin kentän välittäjähiukkanen. Se ei ole massan synnyttäjä! Sen havaitseminen ja olemassa olo on vahvistanut Higgsin kentän olevan todella olemassa. Tavallisista kentistä, kuten sähkö- tai gravitaatiokentistä poiketen Higgsin kenttä on myös täysin tyhjässä avaruudessa. Lisäksi Higgsin kentän energia ei ole nolla edes tyhjässä avaruudessa. Aineen massa näyttäisi syntyvän tavallisten alkeishiukkasten ja kentän välisestä vuorovaikutuksesta; mitä voimakkaampaa vuorovaikutus on sitä massiivisemmasta hiukkasesta on kysymys.

Kuinka Higgsi löydettiin? Carrol kertoo sen kirjassaan. Muista uutisista ehkä sen, että löytö tehtiin Euroopassa, Ranskan ja Sveitsin rajalla sijaitsevassa tutkimuslaitoksessa CERNissä. CERNiin valmistui 2011 suuri hadronitörmäytin, lyhyemmin LHC, jonka toisiinsa törmäävien hiukkasten vapauttama energia mahdollisti Higgsin ilmaantumisen. Itse hiukkasta ei vieläkään ole nähty, sillä siihen se on aivan liian lyhytikäinen mutta sen hajoamistuotteet tutkijat ovat onnistuneet havaitsemaan ja tunnistamaan.

Löytö on sen verran tärkeä hiukkasfysiikassa, että siitä luovutettiin Nobell-palkintoja vuonna 2013. Tällöin palkinnon saajina olivat Peter Higgs ja François Englert. Nämä kaksi tutkijaa olivat tärkeässä asemassa nyttemmin Higgsin bosonina tunnetun hiukkasen teoreettisen pohjan luomisessa, vaikkakaan eivät olleet yksin. Lukuisia muita tutkijoita oli tehnyt työtään löytöön johtaneen teorian kanssa mutta palkinnonsaaneet olivat riittävän lähellä ja ensimmäisinä teorian luomisessa.

Ehkä sattumaa tai ei, mutta samassa CERNin tutkimuslaitoksessa kehitettiin hyperteksti, jonka ensimmäinen ja varmasti tunnetuin sovellus on www eli World Wide Web eli Internetissä käytettävä hyperteksti. Ilman sitä nettisivut ja viestitys olisi edelleen tekstipohjaista ja varsin ikävän näköistä.

Higgs oli viimeinen hiukkasfysiikan standardimallin löytymätön hiukkanen, vai oliko sittenkään? Teoriassa higgsejä voi olla useampia jopa neljä muuta hiukkasta. Uusimpien tutkimusten mukaan CERNissä löydetyn hiukkasen massa on 125,09 GeV (gigaelektronivolttia), joka on teorian mukaan juuri sopiva oikea, Higgsin teorian mukaisen hiukkasen massa. Silti ne neljä muuta voivat olla kyllä olemassa ja löydettävissä kunhan tutkimus jatkuu.

Higgsin olemassa olo voi olla myös uuden hiukkasfysiikan alku, sillä tutkijat ovat teoretisoineet täysin uusista, supersymmetrisistä hiukkasista, jossa jokaisella meidän tuntemallamme alkeishiukkasella on olemassa supersymmetrinen hiukkanen. Supersymmetriset hiukkaset ovat kylläkin hieman erikoisia, sillä meidän tuntemien massan omaavien hiukkasten supersymmetriset hiukkaset olisivat massattomia ja päinvastoin.

Vaikka Maailmanlopun hiukkanen kirja kertookin hiukkasfysiikasta Higgsin bosonin näkökulmasta, se kertoo myös paljon itse hiukkasfysiikasta. Jos et ole aikaisemmin tutustunut hiukkasfysiikkaan, suosittelen kirjan liitteiden lukemista kaikkein ensimmäiseksi. Tällöin saa jonkinlaisen kuvan siitä mistä hiukkasfysiikassa on kysymys. Kirja on sopivaa luettavaa vaikka kesäloman sateisille päiville.

Kari A. Kuure