Klikkaa kuvaa!Dosentti Karl J. Donner esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa oli 21.10.2008 vuorossa dosentti Karl Johan Donner, jonka aiheena oli Kuinka maailmankaikkeus tuli näkyviin. Esitelmä pidettiin Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa. Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta rahoitti esitelmän. Kuuntelijoita oli noin 75.
Esitelmässä selostettiin viimeisiä käsityksiä havaittavien tähtitaivaan kohteiden muodostumisesta. Kun maailmankaikkeus oli noin 15 miljoonaa vuotta vanha, se koostui huoneenlämpöisestä kaasusta, jonka läpi valo ei päässyt kulkemaan. Noin 500 miljoonan vuoden jälkeen ensimmäiset tähdet syttyivät ja samalla niiden vaikutuksesta maailmankaikkeus muuttui myös läpinäkyväksi. Uusia näkyviä kohteita ilmestyi kuitenkin edelleen. Tämä jatkuu vieläkin, vaikka hitaampaan tahtiin.
Klikkaa kuvaa!
Dosentti Karl J. Donner esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Karl Johan Donner on tähtitieteen dosentti Helsingin yliopistossa. Hän suoritti tohtorin tutkinnon Cambridgessä Englannissa ja on sen jälkeen toiminut mm. Göteborgissa, Turussa ja Kööpenhaminassa. Hän on tutkinut galaksien rakenteeseen ja kehitykseen liittyviä kysymyksiä, mm. spiraalirakennetta, vuorovaikutuksia ja magneettikenttiä. Tällä hetkellä hän on eniten kiinnostunut sauvagalakseista.
Maailmankaikkeuden synty
Maailmankaikkeuden ikä on 13,8 miljardia vuotta. Sen ainetiheys on täsmälleen kriittinen tiheys, jolloin se on myös euklidinen eli se noudattaa tavanomaista geometriaa. Sen aineesta on salaperäistä pimeää energiaa 70 %. Se saa aikaan sen, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy. Pimeää ainetta on 25 %. Ei tiedetä, mitä se on, vain sen gravitaatiovaikutus tunnetaan. Tavanomaista näkyvää ainetta on vain 5 %.
Nykyisen käsityksen mukaan kaikki havaittavat tähtitieteelliset kohteet ovat syntyneet maailmankaikkeuden alkuun sisältyvistä pienistä tihentymistä. Näiden gravitaatio on paikallisesti hidastanut maailmankaikkeuden laajenemista ja näin johtanut tiheyden kasvuun.
Klikkaa kuvaa!
Avaruusteleskooppi Hubble otti tätä ultrasyvää kuvaa lähes
kaksi viikkoa vuoden 2003 lopulla. Miltei kaikki valopilkut ovat kaukaisia galakseja.
Viimeisen kymmenen vuoden kuluessa maailmankaikkeuden ominaisuuksista on päästy laajaan yhteisymmärrykseen. Näin kehitetyn konkordanssimallin mukaan suurinta osaa maailmankaikkeuden historiasta voidaan kuvata painovoiman hidastamana laajenemisena. Viimeisten noin viiden miljardin vuoden aikana laajenemisvauhti näyttää kiihtyvän tuntemattomasta syystä. Tämän kiihtymisen syy on eräs nykyisen kosmologian suurimmista arvoituksista.
Rakenteet syntyvät rekombinaation jälkeen. Maailmankaikkeudessa hallitseva energian muoto on silloin kylmä aine, josta kuitenkin vain viidesosa on normaalia kaasua (baryoneja). Loppu on luonteeltaan tuntematonta säteilemätöntä ainetta. Rakenteiden syntyä hallitsee pimeä aine. Onneksi tässä pimeän kylmän aineen teoriassa pimeän aineen ominaisuudet eivät ole tärkeitä, ainoastaan sen gravitaatio.
Klikkaa kuvaa!
Dosentti Donnerin esitelmää kuunteli noin 75 henkeä. Kuva Seppo
Linnaluoto.
Rekombinaation jälkeen normaali aine oli tasaisesti jakautunutta neutraalia kaasua. Nyt noin 5 % tästä aineesta on muodostunut tähdiksi, mukaan lukien jo loppuun palaneiden tähtien jäännökset. Nämä tähdet sijaitsevat galakseissa, jotka puolestaan ovat osaksi keskittyneitä ryhmiin ja joukkoihin. Galaksien välinen kaasu on ionisoitunutta ja siksi näkyvä säteily pääsee kulkemaan sen läpi. Nykyiset galaksit voidaan jakaa elliptisiin ja spiraaleihin, joissa on kiekko ja usein sauva. Elliptisissä galakseissa tähdet ovat vanhoja ja ne muuttuvat vain tähtien kehittyessä. Spiraaligalakseissa syntyy edelleen nuoria tähtiä.
Ensimmäiset tähdet
Kun punasiirtymä oli noin 10 ja ikä noin 500 miljoonaa vuotta, nuoret tähdet syntyivät ryöpyittäin. Samalla syntyivät ensimmäiset galaksit ja niiden keskelle mustat aukot. Mustiin aukkoihin putoava kaasu lähetti myös säteilyä. Tätä prosessia sanotaan aktiivisiksi galaksien ytimiksi. Tähtiryöpyt ja aktiiviset galaksien ytimet ovat kilpailevia prosesseja, jotka ohjaavat tähtien syntyä ja reionisaatiota.
Ensimmäiset galaksit olivat pieniä kylmän pimeän aineen teorian mukaan. Ne olivat myös hyvin epähomogeenisia ja koostuivat pienemmistä tiivistymistä, jotka sulautuivat yhteen. Koska yhdistyvät systeemit koostuivat pääasiassa kaasusta, näitä sulautumisia sanotaan märiksi. Tämä vaihe loppui noin miljardin vuoden jälkeen.
Reionisaatio tapahtui nopeasti. Jäljelle on jäänyt neutraalin kaasun alueita, jotka näkyvät kvasaarien säteilyn spektrissä " Lyman-alfa-metsänä". Metsä syntyy kvasaarien ja meidän välillä eri etäisyyksillä olevien kaasupilvien absorptiosta.
Seuraava vaihe alkaa näiden alkuperäisten systeemien synnyttyä. Siinä vaiheessa jo syntyneet galaksit sulautuvat yhteen suuremmiksi systeemeiksi. Koska näissä on jo paljon tähtiä, systeemien sanotaan olevan kuivia. Kaasua on kuitenkin vielä paljon, mikä johtaa starburst-ilmiöihin ja ytimen aktiivisuuteen, sekä galaksien kokonaismassan kasvuun. Tämä vaihe saavuttaa huippunsa, kun on kulunut noin viisi miljardia vuotta.
Tämä kuva on esitetty esimerkkinä galaksien vuorovesivaikutuksesta.
Galaksien synnyn jälkeen kaikki tämä vähitellen hiipuu. Yhteensulautumiset ovat yhä enemmän pieniä, jossa pienempi galaksi joutuu suuremman nielemäksi. Luultavasti kiekot pääsevät syntymään vasta tässä vaiheessa. Samoin kiekkoihin syntyvät sauvat. Aikaisemmissa vaiheissa ne ovat tuhoutuneet rajuissa törmäyksissä. Tämä vielä jatkuva kolmas vaihe, jota edustaa noin puolet maailmankaikkeuden nykyisestä elämänajasta, on se jonka aikana galaksit saavuttavat paikallisesti havaitut muotonsa.
Edellä hahmoteltu kuva on vilkkaan tutkimuksen kohteena ja tulee varmaan muuttumaan monilta osin. Muutamat tulokset alkavat olla melko varmoja. Galaksien tunnettu jako spiraaleihin ja elliptisiin ei ole kovin hyödyllinen ennen punasiirtymän arvoa yksi noin 6 miljardia vuotta sitten. Sen sijaan voidaan jakaa galaksit värinsä osalta punaisiin ja sinisiin. Tätä jakoa vastaa galaksit, joissa tähtiä edelleen on syntymässä, ja sellaisia joissa kaikki kaasu on jo muuttunut tähdiksi. Siniset tähdet ovat nuoria ja punaiset vanhoja.
Toinen selvä trendi, josta tutkijat ovat yksimielisiä on ns. downsizing, tähtien synnyn siirtyminen yhä pienempiin yksikköihin. Tämän mukaan toisessa vaiheessa tähtiä syntyi tehokkaimmin isoissa galakseissa suurissa galaksijoukoissa. Ajan myötä tähtien synty siirtyi pienempiin galakseihin joukkojen ulkopuolelle.
Maailmankaikkeuden kehitystä kokonaisuudessaan voidaan kuvata kaasun muuttumisena tähdiksi. Lyhyen vielä huonosti tunnetun alkuvaiheen jälkeen tähtien syntymisvauhti nousee nopeasti korkealle tasolle, jolta se luultavasti vielä hitaasti nousee kunnes se on suurimmillaan, kun maailmankaikkauden ikä on noin puolet nykyisestä. Tämän jälkeen se laskee tuntuvasti. Tulevaisuudessa tähtien synty tulee yhä hitaammaksi, ja galaksien kehitys johtuu osaksi tähtien omasta kehityksestä, mutta pääasiassa galaksien muotojen muuttumisesta kohtaamisten ja pienten seuralaisten tuhojen takia.
Seuraavana Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa on vuorossa professori Kari Enqvist, joka kertoo aiheesta Pimeä energia - mysteeri. Esitelmä pidetään Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa tiistaina 18.11. klo 18.30 alkaen. Vapaa pääsy, tervetuloa!
Karl J. Donner
2,5 minuutin video esitelmästä. (koko 37 MB, ei hitaille yhteyksille)
Klikkaa kuvaa!