alkuaineet

Elämälle tärkeää happea oli jo 500 miljoonan vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa

Ke, 05/16/2018 - 18:46 Markus Hotakainen

Happi on tuntemamme elämän kannalta keskeinen alkuaine. Se on syntynyt tähtien sisuksissa jylläävissä fuusioreaktioissa – uuden tutkimuksen mukaan jo maailmankaikkeuden vauvaiästä alkaen.

Vetyä, heliumia ja litiumia lukuun ottamatta kaikki universumin alkuaineet – myös elämän kannalta keskeiset hiili, happi ja typpi – ovat tulosta tähtien ydinfuusiosta. Ikääntyvien tähtien räjähtäessä alkuaineet leviävät avaruuteen ja niiden määrä kasvaa tähtisukupolvesta toiseen.

ALMA-teleskoopilla (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) tehtyjen havaintojen perusteella happea on esiintynyt maailmankaikkeudessa jo 13,28 miljardia vuotta sitten eli vain 500 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Universumin ikä oli tuolloin ainoastaan neljä prosenttia nykyisestä.

Jotta nuoreen galaksiin, joka tunnetaan luettelotunnuksella MACS1149-JD1, olisi ennättänyt kertyä havaittava määrä happea, sen tähtien on täytynyt syttyä loistamaan jo paljon aikaisemmin, vain 250 miljoonan vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa.

"Oli jännittävää nähdä kaikkein kaukaisimman hapen signaali", kertoo tutkimusta johtanut Takuya Hashimoto Osaka Sangyo -yliopistosta.

"Äärimmäisen kaukainen ja äärimmäisen nuori galaksi osoittaa hämmästyttävää kemiallista kypsyyttä", ihmettelee puolestaan Wei Zheng, jonka johdolla määritettiin galaksin etäisyys Hubble-avaruusteleskoopin avulla.

Supernovaräjähdysten seurauksena tähtienväliseen avaruuteen levinnyt happi kuumeni ja ionisoitui massiivisten tähtien voimakkaassa säteilyssä, ja alkoi hohtaa infrapunasäteilyn aallonpituuksilla.

Yli 13 miljardissa vuodessa maailmankaikkeuden laajeneminen on venyttänyt hapen lähettämän säteilyn aallonpituutta niin paljon, että nykyisin se on havaittavissa ALMA-teleskoopin rekisteröimällä millimetrialueella.

Itse asiassa hapen ja sitä sisältävän nuoren galaksin etäisyys määritettiin nimenomaan aallonpituudessa tapahtuneen muutoksen perusteella. Havainto varmistettiin Euroopan eteläisen observatorion VLT-teleskoopilla ja lisätietoa galaksista saatiin infrapuna-alueella toimivalla Spitzer-avaruusteleskoopilla.

Sen lisäksi, että happea ei ole koskaan aiemmin havaittu näin etäältä, MACS1149-JD1 on myös kaukaisin galaksi, jonka etäisyys on onnistuttu määrittämään tarkasti.

Tutkijat arvelevat, että galaksin tähdet syntyivät 250 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Niiden voimakas säteily ja tähtituuli puhalsivat ylijääneen kaasun galaksista ulos, jolloin uusia tähtiä ei syntynyt pitkiin aikoihin.

Vasta noin 250 miljoonaa vuotta myöhemmin galaksiin oli kertynyt riittävästi kaasua uutta tähtisukupolvea varten. Uusien tähtien säteily puolestaan ionisoi edellisen sukupolven tuottaman hapen.

"Nyt tehdyn löydön ansiosta olemme päässeet tarkastelemaan tähtien kehityshistorian varhaisinta vaihetta", Hashimoto toteaa.

Tutkimuksesta kerrottiin NRAOn (National Radio Astronomy Observatory) uutissivulla ja se on julkaistu Nature-tiedelehdessä (maksullinen).

Kuvat: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) / NASA/ESA Hubble Space Telescope / W. Zheng (JHU) / M. Postman (STScI) / the CLASH Team / Hashimoto et al. [otsikkokuva]; NRAO/AUI/NSF / S. Dagnello [taiteilijan näkemys]

Ei alkuainetta Lemmylle – Juri sen sijaan saa nimensä taulukkoon

To, 06/09/2016 - 10:32 Jari Mäkinen


Unohda ununtrium, ununpentium, ununseptium ja ununoctium! Tässä tulevat nihonium, moscovium, tennessine ja oganesson.


Kansainvälinen teoreettisen ja sovelletun kemian liitto (International Union of Pure and Applied Chemistry, eli IUPAC) julkisti nimiehdotuksensa neljälle vastikään löydetylle uudelle alkuaineelle.

Hyperraskaat alkuaineet 113, 115, 117 ja 118 on tunnettu tähän saakka vain väliaikaisilla, niiden latinankielisillä numeronimillä, mutta nyt ne ovat saamassa kunnolliset nimet. 

Nimiehdotukset on saatu Japanista Venäjältä ja Yhdysvalloista, eli maista, missä uudet alkuaineet löydettiin. Niissä ei ole mitään yllätyksiä, sillä perinteisen nimeämistavan johdosta mm. julkisuudessa kovasti ollut idea yhden raskaan raudan nimeämiseksi Motörheadin edesmenneen laulajan Lemmyn kunniaksi ei mennyt edes alkukäsittelyyn. 

IUPAC nimittäin hyväksyy nimiksi vain mytologian, mineraalien, paikkojen, alkuaineiden ominaisuuksien tai tutkijoiden mukaan tehtyjä nimiehdotuksia.

Alkuaineen 113 nimeksi japanilaisen RIKEN-tutkimuslaitoksen väki ehdottaa yksinkertaisesti nihoniumia (Nh), koska Nihon on Japanin japaninkielinen nimi.

Alkuaineet 115 ja 117 löydettiin venäläisen Dubnan tutkimuskeskuksen ja yhdysvaltalaisten Oak Ridgen kansallisen laboratorion, Vanderbilt-yliopiston sekä Lawrence Livermoren kansallisen laboratorion (LLNL) yhteistyönä, ja näiden laitosten yhteinen ehdotus nimiksi on moscovium (Mc) ja tennessine (Ts). Taustalla ovat luonnollisesti Moskovan kaupunki ja Tennesseen osavaltio Yhdysvalloissa.

Tennessee on otettu mukaan oletettavasti siksi, että Oak Ridge ja Vandenbilt sijaitsevat siellä, ja LLNL on jo eri muodoissa mukana useassa alkuaineessa (muun muassa 116, eli livermorium).

Ja numero 118 saa nimensä venäläisen fyysikon Juri Oganessianin mukaan: siitä tulee oganesson (Og).

Kyseessä on toistaiseksi virallisesti vain ehdotus, mutta on hyvin todennäköistä, että viisi kuukautta kestävän julkisen kuulemisen jälkeen IUPAC lisää nimet virallisestikin jaksollisen järjestelmän seitsemännelle riville, joka tulee näin täyteen.

Kuva: Otsikkokuvassa on eräs jaksollisesta järjestelmästä tehty vitsimuunnelma, tässä tapauksessa ruoka-aineista paitaan painettuna. Yllä sen sijaan on oikea taulukko, missä nyt kyseessä olevat alkuaineet on seitsemännellä rivillä korostettuina.

Kaikkien aineiden sormenjäljet yhdessä kuvassa

Ti, 05/31/2016 - 11:17 Jarmo Korteniemi
Kuva: Field Tested Systems / Stephen Shawl

Miten alkuaineet erotetaan toisistaan? Tämän kuvan avulla.

Päivän kuvaPäivän kuvana on kemiasta tuttu jaksollinen järjestelmä, johon alkuaineet on luokiteltu ominaisuuksiensa mukaan. Versio on tosin hieman erikoinen, sillä kuvaan on ympätty jokaisen alkuaineen ikioma sormenjälki. Emissiospektri.

Kuvan spektrit tosin kattavat vain näkyvän valon alueen, mutta sekin riittää. Kahta samanlaista ei ole. Viivojen paikka, voimakkuus ja leveys kertovat suoraan, mistä aineesta on kyse.

Oudon aineen tarkka koostumus voidaan selvittää käytännössä varmasti kahdella tavalla. Yksi on kemialliset reaktiot tunnettujen aineiden kuten veden, ilman, happojen tms kanssa. Varmempi keino on kuitenkin selvittää oudon aineen säteilyspektri.

Emissiospektrin saa näkyviin lämmittämällä ainetta. Lisäenergian avulla aineen elektronit siirtyvät ylemmille viritystasoille, ja palatessaan alkuperäisille paikoilleen säteilevät sähkömagneettista säteilyä. Koska jokaisella aineella on oma tarkka määränsä elektroneja, jokainen säteilee omalla tavallaan. Spektri saadaan avattua tulkintakelpoiseksi spektrometrin avulla.

Esimerkiksi vedyltä (vasemmalla ylhäällä) voidaan erottaa näkyvän valon alueelta neljä viivaa, violetista punaiseen.

Vedyn näkyvät aallonpituudet ovat 410.2, 434.1, 486.2 ja 656.3 nanometriä. Balmerin sarjaksi kutsuttuun listaan kuuluu myös neljä ihmissilmälle näkymätöntä ultravioletin puolelle jäävää aallonpituutta (364.6, 383.5, 388.9 ja 397.0 nm). Ja vedyltä löytyy toki muitakin emissioviivasarjoja kuin Balmerin – huolimatta siitä että sillä on vain yksi ainokainen paikkaansa vaihtava elektroni.

Puhtaan spektrikuvan ilman aineiden nimiä voi ladata Field Tested Systemsin sivuilta. Kannattaa humata, että tästä jaksollisesta järjestelmästä puuttuu muutamia hyvin raskaita ja radioaktiivisia alkuaineita.

Otsikkokuva: Field Tested Systems / Stephen Shawl

Sininen pikkugalaksi juoruaa universumin varhaislapsuudesta

Ma, 05/16/2016 - 12:56 Markus Hotakainen
AGC 198691 -kääpiögalaksi

Pienen leijonen tähdistön suunnassa on himmeä galaksi, jolla on etäisyyttä noin 30 miljoonaa valovuotta. Se on siis suhteellisen läheinen tähtijärjestelmä, mutta tuoreen tutkimuksen mukaan se kertoo silti hyvin kaukaisista tapahtumista.

"Pikkuleijonaksi" ristityn AGC 198691 -galaksin tähdissä vetyä ja heliumia raskaampien alkuaineiden eli "metallien" osuus on alhaisempi kuin missään muussa tunnetussa tähtien muodostamassa ryppäässä.

"Metalliköyhimmän galaksin löytyminen on jännittävää, sillä sen avulla on kenties mahdollista testata alkuräjähdystä koskevia teorioita", toteaa tutkimukseen osallistunut John Salzer. "Maailmankaikkeuden syntyolosuhteiden tutkimiseen on käytettävissä vain harvoja keinoja, mutta metallipitoisuudeltaan alhaiset galaksit kuuluvat lupaavimpiin kohteisiin."

Nykyinen alkuräjähdysmalli antaa selkeitä ennusteita vedyn ja heliumin määristä, ja näiden alkuaineiden suhteelliset osuudet metalliköyhissä galakseissa kertovat suoraan aikojen alussa vallinneista olosuhteista.

Yleensä metalliköyhiä galakseja löytyy vain hyvin kaukaa, koska läheisemmissä galakseissa tähtien kehitys on ehtinyt muuttaa huomattavasti alkuainekoostumusta. Pikkuleijona kuuluu kuitenkin "paikalliseen maailmankaikkeuteen", joka ulottuu noin miljardin valovuoden etäisyydelle Linnunradasta.

Alhainen metallipitoisuus kertoo tässä tapauksessa vähäisestä "kosmisesta kierrätyksestä": galaksissa on aikojen kuluessa muodostunut uusia tähtiä vain harvakseltaan, joten vetyä ja heliumia raskaampia alkuaineita on ehtinyt syntyä vain hyvin vähän.  

Tutkimuksessa käytettiin Kitt Peakin observatorion nelimetristä Mayall-teleskooppia ja Mount Hopkinsilla sijaitsevaa MMT-teleskooppia, jossa on 6,5 metrin läpimittainen peili. Kaukoputkilla mitattiin galaksin spektri, jonka avulla pystyttiin määrittämään eri alkuaineiden runsaudet. 

"Kuva kertoo enemmän kuin tuhat sanaa, mutta spektri kertoo enemmän kuin tuhat kuvaa", luonnehtii Salzer. 

Pikkuleijona on todella hyvin pieni galaksi. Sen läpimitta on ainoastaan tuhat valovuotta ja siihen kuuluu vain joitakin miljoonia tähtiä. Galaksi on väriltään selvästi sininen, sillä siinä on suhteellisesti ottaen runsaasti vastikään syntyneitä, kuumia tähtiä. Ne ovat kuitenkin hyvin himmeitä, mikä on ollut alhaisen metallipitoisuuden ohella yllätys tutkijoille.

Tutkimuksesta kerrottiin Indianan yliopiston uutissivuilla ja se on julkaistu Astrophysical Journal -tiedelehdessä (maksullinen).

Kuva: NASA/A. Hirschauer & J. Salzer, Indiana University/J. Cannon, Macalester College/K. McQuinn, University of Texas

Ensimmäinen eksoplaneettajärjestelmä löytyi 99 vuotta sitten - melkein

Ti, 04/12/2016 - 20:20 Markus Hotakainen
van Maanenin tähden spektri

Carnegie-observatorioiden arkistosta on löytynyt lasilevy, jolla on vuodesta 1917 saakka piilotellut todiste eksoplaneettajärjestelmästä.

Noin vuosi sitten Lontoon University Collegen tutkija Jay Farihi oli kirjoittamassa New Astronomy Reviews -tiedelehteen artikkelia valkoisten kääpiöiden planeetoista. Hän otti yhteyttä Carnegie-observatorioiden johtajaan John Mulchaeyyn etsiessään valokuvauslevyä, jolle oli tallennettu van Maanenin tähden spektri 99 vuotta sitten.

Adriaan van Maanen oli löytänyt valkoisen kääpiötähden aiemmin samana vuonna. Valokuvauslevy jäljitettiin arkistosta ja kävi ilmi, että sen oli ottanut observatorioiden silloinen johtaja Walter Adams Mount Wilsonin observatoriossa.

Ensinäkemältä spektrissä ei ollut mitään erikoista, se vain osoitti tähden olevan hieman Aurinkoa kuumempi. Farihin tutkiessa spektriä tarkemmin hän löysi siitä absorptioviivoja, joita siinä ei olisi pitänyt olla.  

Spektriviivat kertovat alkuaineista, jotka ovat "imeneet" säteilystä tiettyjä aallonpituuksia ja siksi niillä kohdin on tummat viivat. van Maanenin tähden spektrissä oli jälkiä esimerkiksi kalsiumista, magnesiumista ja raudasta. Valkoisissa kääpiöissä sellaisia on ainoastaan tähden sisuksissa, sillä raskaina alkuaineina ne vajoavat syvyyksiin.

Negatiivikuvassa varsinainen spektri näkyy ohuena mustana juovana ja ympyröidyt kalsiumin viivat erottuvat valkoisina.

Viime vuosina on käynyt ilmi, että valkoisilla kääpiöillä, joiden spektrissä näkyy raskaiden alkuaineiden aiheuttamia absorptioviivoja, on ympärillään kiviplaneettojen jäänteitä. Aine ajautuu hiljalleen valkoisen kääpiön kaasukehään ja aiheuttaa oudot spektriviivat. 

Tällaiset "saastuneet valkoiset kääpiöt" tulivat tutkijoille yllätyksenä, sillä kuolleen tähden ympärillä ei arveltu voivan olla enää minkäänlaista jäämistöä vanhasta planeettakunnasta.

Sen paremmin van Maanenin tähden kuin muidenkaan valkoisten kääpiöiden ympäriltä ei ole vielä paljastunut varsinaisia planeettoja, mutta Farihi on vakuuttunut, että niitä kyllä löytyy. 

"Mekanismi, joka synnyttää planetaarisen aineen renkaat, ja ajaa ainetta tähden kaasukehään, edellyttää varsinaisten planeettojen gravitaatiovaikutusta", Farihi selittää. "Se ei olisi mahdollista ilman planeettoja."

Löydöstä kerrottiin Carnegien uutissivuilla.

Kuva: Carnegie Institution for Science

Ehdotus: nimetään alkuaine Motörheadin Lemmyn kunniaksi!

Ke, 01/06/2016 - 22:29 Jari Mäkinen
Lemmy

"Uudet alkuaineet ovat raskaita metalleja, aivan kuten Lemmy,"

Kerroimme toissa päivänä superraskaista alkuaineista, jotka löydettiin aikaisemmin, mutta lisättiin virallisesti mukaan alkuaineiden jaksolliseen järjestelmään nyt vuoden alusta. 

Alkuaineet Uut, Uup, Uus ja Uuo tunnetaan tosin edelleen väliaikaisilla nimillä, ja niiden viralliset löytäjät saavat ehdottaa alkuaineille nyt nimiä. Japanilaisryhmä saa nimetä 113:n, kun taas muiden ristiminen on venäläis-amerikkalaisen tutkimusryhmän heiniä.

He siis saavat ehdottaa nimiä, mutta heille luonnollisesti voi ehdottaa nimiä ehdotuksiksi.

Niinpä netissä change.org -sivustolla on adressi, jonka tavoitteena on nimetä yksi alkuaineista Motörheadin viime viikolla menehtyneen perustajan, vetäjän, basistin ja laulajan Ian ‘Lemmy’ Kilmisterin mukaan lemmiumiksi

Anomuksen mukaan Lemmyn elämäntyyli oli juuri sellaista, mikä sopisi superraskaalle alkuaineelle. Uusien alkuaineiden ominaisuuksia ei tiedetä vielä tarkalleen, mutta kaikki niitä ympäröivät aineet ovat metalleja, joten nekin lienevät jossain määrin metallisia – mikä sopisi erinomaisesti Lemmylle.

Lopullisen päätöksen uusista nimistä tekee Kansainvälinen teoreettisen ja sovelletun kemian liitto, mutta siihen saattaa mennä vielä vuoden päivät. Toistaiseksi 117 alkuaineesta 16 on nimetty henkilön mukaan, joista kaikki Kopernikusta lukuun ottamatta ovat olleet fyysikoita tai kemistejä.

Saa nähdä, riittääkö vakavahenkisten tutkijoiden huumori siihen, että Lemmy pääsisi alkuaineeksi.

Kuva: Dena Flows / Flickr

Uusi vuosi toi mukanaan neljä uutta alkuainetta

Ma, 01/04/2016 - 18:48 Jari Mäkinen
Alkuaineet

Vuoden vaihde toi mukanaan neljä uutta alkuainetta, kun aiemmin löydetyt alkuaineet 113, 115, 117 ja 118 hyväksyttiin 30. joulukuuta virallisesti mukaan alkuaineiden jaksolliseen järjestelmään.

Kansainvälinen teoreettisen ja sovelletun kemian liitto hyväksyi 30. joulukuuta pitämässään kokouksessa ununtriumin, ununpentiumin, ununseptiumin ja ununoctiumin virallisesti mukaan alkuaineiden jaksolliseen järjestelmään, joten nyt  taulukon kaikki seitsemän riviä ovat oikeasti täytetty.

Omituiset nimet ja niiden lyhenteet Uut, Uup, Uus ja Uuo ovat kuitenkin vielä väliaikaisia, joten taulukkoa tullaan vielä muuttamaan lähitulevaisuudessa siltä osin.

Edellisen kerran alkuaineita lisättiin mukaan vuonna 2011, jolloin alkuaineet 114 ja 116 laitettiin virallisesti mukaan. Nämäkin alkuaineet tunnettiin aluksi latinankielisillä numeronimillään ununkvadium ja ununheksium, ennen kuin niille annettiin nimet flerovium ja livermorium.

Samalla vahvistettiin uusien alkuaineiden löytäjät: kaikki alkuaineet on tehty Dubnan raskasionitutkimuslaitoksessa Venäjällä, paitsi että alkuainetta 113 ei tunnistettu helmikuussa 2004 tehdyssä kokeessa ja kunnia sen löytämisestä annettiin Japaniin, RIKEN-tutkimuskeskukselle, missä onnistuttiin tekemään elokuussa 2012 ununtriumin isotooppia.

Mukana löydöissä on ollut myös tutkijoita Yhdysvaltain Lawrence Livermoren ja Oak Ridgen kansallisista laboratorioista, joten he voivat nyt ehdottaa nimiä venäläisten kanssa alkuaineille 115, 117 ja 118. Japanilaiset saavat puolestaan nimetä 113:n. 

Keinotekoisia alkuaineita

Luonnossa voi olla alkuaineita vain atomilukuun 94 saakka, eli luontaisesti on olemassa alkuaineita kevyimmästä, yhden protonin sisältävästä vedystä 94 protonia (ja yleensä paljon neutroneita lisäksi) sisältävään plutoniumiin.

Kaikki enemmän protoneita sisältävät alkuaineet ovat keinotekoisia, joskin erilaisissa suurienergisissä tapahtumissa avaruudessa on syntynyt myös alkuaineita aina järjestyslukuun 100 saakka. Nyt näitäkin voidaan tehdä vain laboratorioissa, kuten esimerkiksi Dubnassa Venäjällä.

Dubnassa pääasiallinen työkalu raskaiden atomien tekemisessä on kuvassa yllä oleva U400M -niminen syklotroni.  

Lisäksi kuuluisia ydintutkimuskeskuksia ovat alkuaineiden nimilistaltakin löytyvät GSI Darmstadtissa, Saksassa, sekä Lawrence Berkeleyn laboratoriossa, Kaliforniassa, Yhdysvalloissa. 

Useimmiten raskaimmat alkuaineet synnytetään pakottamalla yhteen kaksi hieman kevyempää, mutta silti raskasta alkuainetta. Kyseessä ovat aineiden varsin raskaat isotoopit, eli mukana protonien kanssa on paljon neutroneita, ja tuloksena on myös runsasneutronisia aineiden isotooppeja. Syntyvien alkuaineiden tunnistaminen ei ole enää helppoa, ja mitä raksaampiin aineisiin on menty, sitä hankalammaksi yhä raskaampien tekeminen on käynyt. 

Erittäin raskaat alkuaineet ovat hyvin lyhytikäisiä, eli ne haluavat käytännössä välittömästi synnyttyään. On tosin mahdollista, että atomiytimet muuttuvat jälleen vakaammiksi, kun ne kasvavat vieläkin suuremmiksi. 

Nykyarvioiden mukaan alkuaineiden määrä voisi ulottua järjestyslukuun 173 saakka, eli jaksollisen järjestelmän taulukkoon täytynee laittaa vielä tulevaisuudessa lisää rivejä.

Miten alkuainetaulukko rakentuu?

Otsikkokuvassa on kemian- ja fysiikantunnelta tuttu jaksollinen järjestelmä, jonka pystyrivejä kutsutaan ryhmiksi. Niitä on 18. Saman ryhmän alkuaineilla on samantapainen uloimman elektronikuoren rakenne, joten niiden ominaisuudet muistuttavat toisiaan. 

Vaakarivejä sanotaan puolestaan jaksoiksi. Jakson numero ilmoittaa, kuinka monta miehitettyä elektronikuorta alkuaineella on. Jaksossa vasemmalta oikealle liikuttaessa alkuaineen järjestysluku eli protonien lukumäärä kasvaa.

Alkuaineiden ominaisuudet vaihtelevat tavallisesti huomattavasti saman jakson sisällä. Metalliset alkuaineet sijaitsevat jakson alkupäässä vasemmassa reunassa ja epämetallit oikeassa reunassa.

Lue lisää: Kirjoittajan viime lokakuussa Tiede-lehdessä ilmestynyt artikkeli Alkuaineita transuraniasta kertoo Dubnasta sekä raskaiden alkuaineiden metsästyksestä.

Ainoa suomalainen alkuaine

Ke, 10/14/2015 - 10:24 Jari Mäkinen
Yttriumia

Päivän kuvaKun katsoo jutun lopussa olevaa alkuaineiden karttaa, missä kukin aine on merkitty sen löytömaan mukaan, huomaa nopeasti Ruotsin olevan listalla varsin korkealla: peräti 19 alkuainetta on löydetty Ruotsissa! Kuinka ne ovatkaan ehtineet tuohon?

Naapurikateutta onneksi lieventää se, että Suomessa on sentään löydetty yksi alkuaine, sillä suurimmassa osassa maailman maita ei ole löydetty yhtään. 

Tuo suomalaisalkuaine on yttrium, eli Y, joka on jaksollisessa järjestelmässä 39. alkuaine. Se on maametalleihin kuuluva metallin tyyppinen alkuaine, jonka tiheys huoneenlämmössä on 4470 kg/m³, sulamispiste 1796 K (eli 1532°C) ja sen atomipaino on 88,91.

Sen löysi Turun yliopiston kemian professori Johan Gadolin 1794 ja hän meni nimeämään aineensa ruotsalaisen, Tukholman luona olevan Ytterbyn kylän mukaan yksinkertaisesti siitä syystä, että aine löytyi sieltä amatöörigeologi, tykistökapteeni C. A. Arrheniuksen talteen vuonna 1787 ottamasta mustasta kivestä. 

Kivi päätyi Turkuun Gadolinin tutkittavaksi ja hän äkkäsi sen sisältävän runsaasti uutta oksidia. Se muistutti ominaisuuksiltaan alumiini- ja kalsiumoksidia, mutta poikkesi kuitenkin selvästi sekä niistä että muista tunnetuista alkuaineista. Pian aine paljastui kokonaan uudeksi alkuaineeksi.

Hän julkaisi löytönsä 1794, ja muut eurooppalaiset kemistit varmistivat pian sen. Ytterbyn mustan mineraalin nimeksi vakiintui gadoliniitti ja uuden alkuaineen nimeksi yttrium.

Gadolinin löydös oli merkittävä myös siksi, että siitä seurasi kokonaisen alkuaineryhmän, harvinaisten maametallien eli lantanidien tutkimus, joka jatkui 1800-luvun loppuun asti.

50 vuotta myöhemmin paljastui, että gadoliniitissa oli yhden alkuaineen sijaan kaikkiaan yhdeksän hyvin samankaltaista, toisistaan vaikeasti erotettavaa harvinaista maametallia. Ruotsalainen kemisti Carl Gustaf Mosander löysi näytteistä terbiumin ja erbiumin. Myöhemmin todettiin, että myöskään Mosanderin löytämät aineet eivät olleet puhtaita, vaan niistä löytyi vielä seitsemää muuta eri alkuainetta.

Yttrium on avaruusajan alkuaine

Metallinen yttrium on väriltään hopeanvalkoista, ja sen pinta on kirkas, kuten muillakin metalleilla. Se johtaa hyvin sähköä. Siitä voidaan valmistaa myös tummaharmaata tai mustaa jauhetta. Sen kiderakenne on heksagoninen. Yttrium on kovaa, kestää kulutusta eikä ruostu.

Ominaisuuksiensa vuoksi sitä käytetään mm. tiivisteissä, laakereissa ja muissa kovaa käyttöä kestämään tarkoitetuissa osissa olevissa metalliseoksissa. Sitä voidaan käyttää myös vahvistamaan alumiinia tai magnesiumia metalliseoksissa, joissa se parantaa lämmön- ja värähtelynkestoa sekä sähkönjohtavuutta. Sitä voidaan myös käyttää mm. vanadiinin kanssa, jolloin vanadiinin myrkyllisyys häviää. 

Yttriumin ja fosforin yhdisteillä tuotetaan väritelevision sekä tietokonenäyttöjen punainen väri. Sitä käytetään myös ydintekniikassa. Yttriumin isotooppia 90Y on tutkittu syövän hoidossa. Yttriumia on käytetty useasti myös loistelampuissa.  

Yttriumin yhdisteistä yttrium-barium-kuparioksidi (YBa2Cu3O7) tunnetaan korkean lämpötilan suprajohteena, sillä se muuttuu suprajohtavaksi jo 90 kelvinin lämpötilassa, joka on saatavissa aikaan nestetypen avulla. Suprajohteita käytetään voimakkaissa magneeteissa muun muassa sairaaloiden kuvauslaitteissa. Yttriumia voidaan käyttää myös lasereissa, jolloin se on yhdisteenä granaatin ja alumiinin kanssa. Yttriumia käytetään raudan (Y3Fe5O12) kanssa mikroaalloilta suojautumiseen. Yttriumia käytetään myös mm. optisissa kuiduissa ja polttokennoissa.

Lähteet: Helsingin yliopiston nettijuttu ja Wikipedia.

Ikivanhat tähdet kertovat nuoresta kosmoksesta

Pe, 05/29/2015 - 08:19 Markus Hotakainen

Kun maailmankaikkeus syntyi noin 13,8 miljardia vuotta sitten, se oli pelkkää kuumaa hiukkaspuuroa. Avaruuden laajeneminen alkuräjähdyksen jäljiltä sai lämpötilan laskemaan ja kosmokseen laskeutui pimeys.

Valot saatiin uudestaan päälle vasta kun maailmankaikkeudella oli ikää "jo" 400 miljoonaa vuotta eli alle kolme prosenttia nykyisestä. Silloin syttyivät ensimmäiset tähdet. 

Tähtien rakennusmateriaaliksi oli tarjolla vain vetyä ja heliumia sekä vähäisiä määriä litiumia. Tähtitieteilijät ovat olleet siinä käsityksessä, että näin ankeasta alkuainevalikoimasta muodostuneet tähdet olisivat olleet hyvin suuria ja massiivisia, ja loistaneet hyvin kirkkaasti.

Tuoreen tutkimuksen mukaan näin ei kuitenkaan välttämättä ollut. Tähtitieteilijät ovat nyt löytäneet kolme "kosmista metusalemia", ikivanhaa tähteä, joilla on ikää noin 13 miljardia vuotta. Ne kuuluisivat siten maailmankaikkeuden ensimmäisiin tähtisukupolviin.

Jotta tähtikolmikko voisi olla yhä olemassa, ne eivät voi olla kovin massiivisia. Mitä suurempi tähti, sitä kiivaammin se kuluttaa ydinpolttoaineensa, ja räjähtää elämänsä ehtoolla supernovana. Ensimmäisten tähtien on ajateltu olleen niin suuria, että niiden elinkaarella olisi ollut mittaa ehkä vain joitakin miljoonia vuosia.

Tähtien sisuksissa vedystä ja heliumista oli fuusioitunut raskaampia alkuaineita ja supernovaräjähdykset levittivät niitä ympäröivään avaruuteen uusien tähtien raaka-aineeksi. Seuraavat tähtisukupolvet olivat selvästi rikkaampia ja niissä oli vedyn, heliumin ja litiumin lisäksi myös raskaampia alkuaineita, kaikkia niitä, joista myös elämä sittemmin kehittyi.

Nyt löytyneissä "ikitähdissä" alkuainekoostumus on hyvin köyhä. Tutkijoiden yllätykseksi niissä on kuitenkin yllättävä määrä hiiltä. Ja juuri siinä saattaa olla avain tähtien pieneen kokoon ja pitkäikäisyyteen.

Tähdistä tehtyjen havaintojen ja niiden kaasukehien koostumusta mallintavien tietokonesimulaatioiden perusteella on päätelty, että hiili toimi hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa jäähdytysaineena. Avaruuden kaasupilvien lämpötila oli aiemmin arveltua alhaisempi, jolloin niistä saattoi tiivistyä oletettua pienempiä ja pidempään loistavia tähtiä.

Ne muodostivat ehkä kokonaan uuden tähtien luokan varhaisessa maailmankaikkeudessa. Kun ihkaensimmäiset, hyvin suuret tähdet räjähtivät jo muutamassa miljoonassa vuodessa, niiden sisuksissa muodostunut hiili ehti mukaan kevyempien tähtien syntyprosessiin ja teki mahdolliseksi niiden muodostumisen. 

Laskelmien mukaan näiden pienempienkin tähtien olisi pitänyt olla vähintään kymmenen kertaa massiivisempia kuin tutkimuksen kohteena ollut kolmikko. Tutkijat arvelevatkin, että hiilen ohella lämpötilaa laski pöly, jota tuolloin jo esiintyi avaruuden kaasupilvissä.  

Vielä suurempi arvoitus on kuitenkin kolmen tähtinestorin litiumin määrä: sitä ei ole ollenkaan. Seuraavaksi tutkijoiden tavoitteena on selvittää, miten se on mahdollista, vaikka litiumia oli maailmankaikkeudessa jo ennen ensimmäistenkään tähtien syntyä.

Tutkimus on julkaistu Astronomy & Astrophysics -lehdessä (maksullinen) ja siitä kerrottiin Heidelbergin yliopiston uutissivuilla.

Kuva: NASA/WMAP Science Team​