Ongelmana on pimeä aine, joka muodostaa neljänneksen koko maailmankaikkeudesta. Pimeää energiaa on noin 70 prosenttia, tavallista näkyvää ainetta vain muutama prosentti.

"Yleisesti ottaen luonnon perusteoria selittää tietyt ilmiöt, mutta se ei välttämättä anna oikeaa pimeän aineen määrää", selittää Hooman Davoudiasl, jonka johtama Brookhavenin laboratorion tutkijaryhmä on kehittänyt uuden version inflaatioteoriasta. 

"Jos tuloksena on liian vähäinen määrä pimeää ainetta, voi esittää toista lähdettä, mutta on ongelmallista, jos sitä on liikaa."

Jotkut teoriat selittävät hyvin useita fysiikan omituisuuksia, mutta ne eivät voi olla ihan kohdallaan, koska niiden ennustama pimeän aineen määrä on suurempi kuin sen tiedetään todellisuudessa olevan.

Uusi teoria ratkaisisi ongelman. Standardimallin mukaan inflaatio eli maailmankaikkeuden eksponentiaalinen laajeneminen alkoi ainoastaan 10^-35 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen. Hetken kestäneen humauksen jäljiltä maailmankaikkeus laajeni ja jäähtyi nykyiselleen. Sekuntien tai korkeintaan minuuttien ikäisessä kosmoksessa alkoi muodostua keveimpiä alkuaineita.

Davoudiaslin ryhmän kehittämän teorian mukaan inflaation päättymisen ja alkuaineiden synnyn välillä saattoi olla muitakin inflatorisia ajanjaksoja. 

"Ne eivät olisi olleet yhtä merkittäviä tai voimakkaita kuin ensimmäinen, mutta ne voisivat selittää pimeän aineen määrän", arvelee Davoudiasl.

Kun hyvin pienikokoisen maailmankaikkeuden lämpötila oli miljardeja asteita, pimeän aineen hiukkasia törmäili toisiinsa ja tuhoutui annihilaatiossa. Kun laajeneminen jatkui ja lämpötila laski, törmäysten määrä väheni ja pimeän aineen määrä asettui lopulliselle tasolle.

Ongelmana on se, että alkuvaiheen annihilaatio ei tuhonnut riittävästi pimeää ainetta. Ratkaisu olisi toinen inflaation aikakausi – tai ehkä silmänräpäyksellistä hetkeä ei oikein voi kutsua "aikakaudeksi" – joka kasvatti maailmankaikkeuden tilavuutta ja pienensi pimeän aineen tiheyttä niin paljon, että se vastaa havaittua.

Teorian testaaminen on kuitenkin hyvin vaikeaa. Suurimmilla hiukkaskiihdyttimillä on kenties mahdollista päästä energioihin, joissa tulee esiin toisen inflaation edellyttämiä ilmiöitä.

Tutkimuksesta kerrottiin Brookhaven National Laboratoryn uutissivuilla ja se julkaistaan Physical Review Letters -tiedelehdessä.

Kuva: BNL

Tasan 47 vuotta sitten Maata kiertävällä radalla kaksi miehitettyä alusta, Sojuz 4 ja Sojuz 5, telakoitui toisiinsa ensimmäistä kertaa. Samalla miehistö – tai osa siitä – siirtyi ensimmäistä kertaa aluksesta toiseen. 

Apollo-aluksissa homma hoitui kaksi kuukautta myöhemmin ensimmäisen kerran kätevästi komento- ja kuumoduulia yhdistävää tunnelia pitkin, mutta Sojuz-lennoilla kosmonautit Aleksei Jelisejev ja Jevgeni Krunov tekivät avaruuskävelyn aluksesta toiseen. 

Sojuz 4 -aluksessa oli Maasta lähtiessä vain Vladimir Shatalov, Sojuz 5 -miehistöön kuului Jelisejevin ja Krunovin lisäksi Boris Volinov. Kun Jelisejev ja Krunov olivat vaihtaneet menopeliä, kumpikin alus laskeutui muuttuneine miehistöineen takaisin Maahan: Sojuz 4 seuraavana päivänä ja Sojuz 5 sitä seuraavana.

Alkuräjähdyksen jäljiltä maailmankaikkeus oli niin kuuma ja tiheä, että kaikki aine oli ionisoitunutta – toisin sanoen elektronit olivat ytimien ympäriltä karkuteillä. 

Kuitenkin jo 380 000 vuoden kuluttua lämpötila oli laskenut niin paljon, että atomien ytimet ja elektronit löivät hynttyyt yhteen. Alati laajeneva maailmankaikkeus muuttui läpinäkyväksi, säteily pääsi kulkemaan esteettä ja aine saattoi kasautua vety- ja heliumpilviksi.

Valtavista kaasupilvistä muodostuivat ensimmäiset ja tähdet ja galaksit – kunnes noin miljardi vuotta myöhemmin maailmankaikkeus kuumeni uudelleen.

Ylivoimaisesti yleisin alkuaine vety ionisoitui uudelleen, mutta tähän saakka syytä siihen ei ole tiedetty. Tai ainakin siitä on käyty kovaa kiistaa.

Nyt näyttäisi siltä, että syypäitä tähän kuumentumiseen olivat nuoret kääpiögalaksit. 

Galaksit ovat olleet aiemminkin epäiltyjen listalla, mutta kansainvälinen tutkijaryhmä on tehnyt Hubble-avaruusteleskoopilla ultraviolettihavaintoja, jotka vahvistavat arvelun. 

Tutkimuksen kohteena oli suhteellisen läheinen, hyvin tiivis kääpiögalaksi. Sen todettiin lähettävän voimakkaasti ionisoivaa säteilyä, juuri sellaista, joka voisi olla vastuussa maailmankaikkeuden alkuaikojen ionisaatiosta.

"Galaksi vaikuttaa erinomaiselta paikalliselta vastineelta lukuisille kääpiögalakseille, joiden on arveltu aiheuttaneen varhaisen maailmankaikkeuden ionisoitumisen uudelleen", toteaa tutkijaryhmää johtanut Trinh Thuan Virginian yliopistosta.

Teorian ongelmana on ollut se, että galaksien lähettämän ionisoivan säteilyn pitää päästä etenemään galaksienväliseen avaruuteen: yleensä sen matka päättyy jo galaksien omiin kaasu- ja pölypilviin. Aiemmin ei ole onnistuttu havaitsemaan galaksia, joka lähettäisi riittävästi ultraviolettisäteilyä riittävän kauas avaruuteen.

Tuoreen tutkimuksen kohteiksi valittiin "vihreiksi herneiksi" kutsuttuja pienikokoisia, pyöreitä, hyvin tiiviitä ja näkyvän valon alueella vihreinä näkyviä galakseja. Niissä tapahtuu voimakkaita supernovaräjähdyksiä, joissa vapautuvat ionisoivat fotonit pääsevät galaksienväliseen avaruuteen saakka. Tai näin oletettu. Ja ihan syystä.

Sloan Digital Sky Survey -kartoituksen tietokannasta löytyi peräti 5 000 galaksia, jotka ovat hyvin tiiviitä ja säteilevät hyvin voimakkaasti ultraviolettialueella. Niistä viisi valittiin Hubble-avaruusteleskoopilla tehtävien havaintojen kohteiksi.

Yksi niistä, kuvassa näkyvä J0925+1403, on noin kolmen miljardin valovuoden etäisyydellä. Vain noin 6 000 valovuoden läpimittaisen galaksin todettiin lähettävän ionisoivia fotoneita voimakkaammin kuin koskaan aiemmin on havaittu.

"Hubblella tehtävien lisähavaintojen avulla odotamme ymmärtävämme paremmin, miten fotonit sinkoutuvat tällaisista galakseista, ja millaiset galaksit saivat aikaan kosmisen ionisoitumisen", sanoo Trinh.

Tutkimuksesta kerrottiin EurekAlert-uutissivustolla ja se on julkaistu Nature-tiedelehdessä (maksullinen).

Kuva: NASA

Kesä–heinäkuussa 2008 amerikkalainen tähtiharrastaja Dave Jurasevich kuvasi Joutsenen tähdistöä, kun hän äkkäsi otoksissaan haamumaisen, lähes täydellisen ympyrän.

Jurasevich otti löytökuvansa 16-senttisellä linssikaukoputkella, mutta päivän kuva on napattu 3,5-metrisellä peilikaukoputkella Kitt Peakin observatoriossa Arizonassa. Kohteen virallinen luettelotunnus on PN G75.5+1.7, mutta ulkonäkönsä perusteella sitä kutsutaan osuvasti Saippuakuplasumuksi.

Pallomainen "kupla" on planetaarinen sumu, suunnilleen Auringon kokoisen tähden jäänne. Kun tähti on elinkaarensa loppuvaiheissa laajentunut ensin punaiseksi jättiläiseksi, se on sitten puhaltanut uloimmat kerroksensa avaruuteen laajenevaksi kaasukuoreksi. Vähitellen kaasupilvi harvenee niin paljon, että katoaa kokonaan näkyvistä. 

Kuva: T. Rector (University of Alaska Anchorage)/H. Schweiker (WIYN)/NOAO/AURA/NSF

SDSS-kartoituksen (Sloan Digital Sky Survey) avulla on määritetty yli 70 000 tähden ikä melkein puolen galaksin eli 50 000 valovuoden läpimittaisella alueella.

"Lähellä galaksimme keskusta on vanhoja tähtiä, jotka syntyivät, kun Linnunrata oli nuori ja pieni. Kauempana siitä on nuorempia tähtiä. Voimme päätellä, että kotigalaksimme kasvoi isoksi kasvamalla ulospäin", toteaa tutkimusta johtanut Melissa Ness tähtitieteen Max Planck -instituutista.

Kartoitus tehtiin tarkastelemalla punaisia jättiläisiä, jotka ovat elämänsä ehtoopuolella. Niistä on mahdollista tehdä havaintoja hyvin suurten etäisyyksien päästä, jopa Linnunradan laitamilta saakka.

"Jos tunnemme punaisen jättiläisen massan, saamme selville sen iän tähden sisäisen fuusiokellon avulla", sanoo Marie Martig.

"Punaisten jättiläisten massan määrittäminen on ollut aiemmin hyvin hankalaa, mutta Linnunradan kartoituksessa on voitu ottaa käyttöön uusia, mullistavia menetelmiä."

SDSS-kartoitukseen liittyvä APOGEE (Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment) on mahdollistanut 300 tähden huipputarkan spektrin määrittämisen samanaikaisesti. 

"Näin monen tähden havaitseminen kerralla tarkoittaa, että 70 000 punaisen jättiläisen spektrin määrittäminen onnistuu yhdellä ainoalla kaukoputkella muutamassa vuodessa", kehuu Steve Majewski APOGEE-hankkeesta.

Pelkät spektrit eivät kuitenkaan riitä, joten tutkijat käyttivät hyväkseen eksoplaneettoja etsivän Kepler-avaruusteleskoopin kirkkaushavaintoja. Näin saatiin selvitettyä yhteys tähtien spektrin ja iän välille – kymmenille tuhansille jättiläistähdille.

"Parhaiten tuntemassamme galaksissa – eli omassamme – näemme selvästi, miten kylmän pimeän aineen hallitsemassa maailmankaikkeudessa galaksit muotoutuvat", Ness arvioi.

"Koska näemme Linnunradassa niin suuren määrän yksittäisiä tähtiä, voimme kartoittaa sen kasvun ennennäkemättömällä tarkkuudella."

Kuvassa on taiteilijan näkemys Linnunradasta. Punaisilla pisteillä on merkitty tähdet, jotka ovat syntyneet Linnunradan vaatimattomassa nuoruudessa. Galaksin varttuneemmalla iällä syntyneet nuoremmat tähdet on merkitty sinisellä. Väripalkki kertoo, kuinka monta miljardia vuotta sitten eri väreillä merkityt tähdet ovat syntyneet.

Kuva: G. Stinson (MPIA)

Kerroimme Tiedetuubissa juuri ennen joulua kuinka Rosetta oli saanut yhteyden komeetan pinnalla olevaan Philaeen ja täsmensimme seuraavana päivänä, että kyseessä saattoikin olla viestin sijaan "pelkkä" interferenssi – vaikka se vaikutti omituiselta.

Uusia yhteyksiä ei sen koommin ole saatu, ja myös jouluisesta viestistä on saatu nyt lisäselvyyttä. Ja ei ole.

Miten Philae ja Rosetta puhuvat keskenään?

Yhteys Philaen ja Rosettan välillä avautuu periaatteessa siten, että yhteydestä vastaava Rosettan sähkösysteemiprosessoriyksikkö (Electrical Support System Processor Unit, ESS) on etsintämoodissa, jossa se lähettää signaaleita alas komeetan pinnale ja odottaa Philaen lähettämää vastausta.

Kun Philaen vastaanotin ottaa vastaan signaalin Rosettalta, se tarkistaa onko sillä tarpeeksi virtaa akuissaan ja onko se muuten kunnossa yhteyden muodostamiseen. Jos on, niin se lähettää vastauksen Rosettaan.

Kun Rosetta havaitsee vastauksen, se avaa yhteyden ja Philae lähettää ensi töikseen (suomalaistekoisessa) muistissaan olevat tiedot järjestelmiensä tilasta. Tämän jälkeen, jos yhteys toimii edelleen, voi Rosetta lähettää laskeutujaan myös käskysarjoja, joilla esimerkiksi ohjataan Philae tekemään uusia havaintoja tai toimimaan jollain halutulla tavalla.

Se, miten hyvin yhteys muodostuu, riippuu Philaen ja Rosettan välisestä etäisyydestä ja liikkeestä. Nyt joulukuusta alkaen Rosetta on ollut vajaan sadan kilometrin päässä komeetasta ja olosuhteet ovat suotuisat yhteyden muodostumiseen. Arvioiden mukaan Philaen laskeutumisalueella on tarpeeksi auringonvaloa sähkövirran tuottamiseen ja lämpötila on tarpeeksi korkea, jotta laskeutuja voi toimia hyvin.

Tämä tilanne jatkuu tammikuun loppuun saakka. 

V404 Cygni on noin 8000 valovuoden päässä meistä oleva kaksoistähti, jossa on noin 12 kertaa Aurinkoa massiivisempi musta aukko sekä Auringon kaltainen, mutta sitä hieman pienempi sekä kevyempi tähti toisena osana. Kyseessä on eräs lähimpänä Maata oleva musta aukko.

Tähti ja musta aukko kiertävät toisiaan ja yksi kierros kestää noin 6,5 Maan vuorokautta. Samalla litistyneestä tähdestä virtaa kaasua mustaan aukkoon siten, että todennäköisesti mustan aukon ympärillä on kuuma, vinhasti pyörivä kerääntymäkiekko, mistä kaasu lopulta putoaa mustan aukon sisälle.

Samalla osa kaasusta suihkuaa mustan aukon napa-alueilta ylös- ja alaspäin suurina suihkuina, aivan kuten otsikkokuvassa oleva piirros osoittaa.

Kerääntymäkiekko hohtaa kirkkaasti ja sen voi nähdä hyvin paitsi näkyvän valon alueella, niin myös erityisesti ultraviolettisäteilyn ja röntgensäteilyn taajuuksilla.

Siksi tällaisia kohteita on parasta havaita avaruudessa olevilla röntgenalueen teleskoopeilla.

Nytkin kolme tällaista teleskooppia, suurimmat röntgenalueen avaruusteleskoopit Euroopan avaruusjärjestön Integral ja NASAn Swift sekä pienempi japanilainen MAXI tarkkailevat V404:ää, koska sen tuorein purkaus on jatkoa varsin omituiselle viimeaikaiselle käytökselle.

V404:n kaltaiset mustat aukot tuppaavat kirkastumaan aina välillä voimakkaastikin, kun suuri määrä kerääntymäkiekossa olevaa kaasua romahtaa mustaan aukkoon tai kiekkoon purskahtaa tähdestä enemmän kaasua.

Silloin tähden kirkkaus kasvaa voimakkaasti paitsi näkyvän valon alueella, niin myös etenkin röntgenalueella; V404 on nyt kirkkain kohde taivaalla, jos voisimme nähdä sitä röntgensilmin. Se on myös niin kirkas optisella alueella, että sen voi nähdä tavallisin harrastajateleskoopein.

Ensimmäinen V404:n purkaus rekisteröitiin jo vuonna 1938, mutta silloin tapahtumista ei saatu juurikaan tarkempaa tietoa.

Sen sijaan vuonna 1989 japanilainen pieni röntgensatelliitti Ginga sekä avaruusasema Mirissä olleet mittalaitteet havaitsivat hyvin V404:n purkauksen. Silloin havainnot olivat hyvin tärkeitä mustien aukkojen ymmärtämisen kannalta, koska tuolloin niitä tunnettiin vain muutama muu.

Viimeisin V404:n purkaus ennen tätä joulua tapahtui viime kesänä, 15. kesäkuuta, jolloin Swift-satelliitti havaitsi sieltä tulleen gammasäteilypulssin ja aloitti sen perusteella kuvaamaan sitä röntgenteleskoopillaan. 

Sen jälkeen myös Integral ja japanilainen MAXI liittyivät mukaan havaitsemiseen.

Kesän purkaus oli jo eriskummallinen, sillä sen kuluessa säteilyn kirkkaus vaihteli alle tunnin pulsseissa. Se on hyvin epätavallista mustille aukoille.

Lisäksi V404 oli hyvin kirkas: parhaimmillaan se oli 50 kertaa valovoimaisempi kuin Rapusumu, joka röntgentaivaan kirkkain kohde.

Kesän jälkeen V404 on ollut aktiivinen, ja sitä on voitu havaita monilla eri teleskoopeilla useilla aallonpituusalueilla.

Jouluna alkanut purkaus on jatkoa tälle aktiiviselle ajalle, tosin se on jälleen erilainen. Kirkkaus on vaihdellut runsaasti, ja kohdetta havaitaan nyt mahdollisimman tiiviisti. Juuri tänään esimerkiksi Integral-teleskooppitiimi on lähettänyt tähtitieteilijöille ympäri maailman pyynnön tehdä V404:stä mahdollisimman paljon havaintoja eri aallonpituusalueilla.

Koska V404 on nyt niin kirkas myös näkyvän valon alueella, saadaan siitä varmasti todella kiinnostavia tietoja.