Kosmologian tutkimus Euclid-avaruusteleskoopilla

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) Euclid-avaruusteleskoopin (https://www.euclid-ec.org/) suunniteltu laukaisu on vuoden 2022 loppupuolella. Euclidin tarkoitus on kartoittaa kuuden vuoden aikana yli kolmasosa taivaasta havaiten yli miljardi galaksia ja mitata kymmenien miljoonien galaksien spektri.  Spektristä voidaan määrittää galaksin punasiirtymä, mikä kertoo galaksin etäisyyden (olettaen, että punasiirtymän ja etäisyyden välinen yhteys tunnetaan).  Näin saadaan maailmankaikkeuden kolmiulotteinen kartta, jossa kukin galaksi on paikallaan.

Kuva 1: Taiteilijan näkemys Euclid-avaruusteleskoopista. (Credit: ESA/ATG medialab (satelliitti); NASA, ESA, CXC, C. Ma, H. Ebeling ja E. Barrett (University of Hawaii/IfA), et al. ja STScI (tausta))

Tällä hetkellä kosmologian merkittävin havaintoaineisto on ESAn edellisen kosmologiaprojektin, Planck-satelliitin, vuosina 2009-2013 tekemien mittausten tuloksena saatu koko taivaan kattava kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn kartta.  Kosminen taustasäteily syntyi kun maailmankaikkeuden ikä oli 370 000 vuotta.  Maailmankaikkeuden ikä on nyt noin 13,8 miljardia vuotta, joten taustasäteily ollut matkalla kauan eli se on kulkenut hyvin pitkän matkan.  Kosminen taustasäteily näyttää universumin kaukaisimmat meille näkyvät osat sellaisina kuin ne olivat tuossa nuoressa iässä.  Nämä muodostavat havaittavan maailmankaikkeuden reunan – sen kauemmaksi emme näe, koska ensimmäiset 370 000 vuotta maailmankaikkeuden täyttävä aine oli läpinäkymätöntä plasmaa, vapaita elektroneja, protoneja ja alfa-hiukkasia (helium-ytimiä).   Kosminen taustasäteily vapautui, kun nämä yhtyivät läpinäkyväksi vety- ja heliumkaasuksi.  Kosminen taustasäteily siis kertoo erityisesti varhaisesta maailmankaikkeudesta, sen rakenteesta ja koostumuksesta.   Sen perusteella tiedämme kuinka paljon maailmankaikkeudessa on tavanomaista, siis protoneista, neutroneista ja elektroneista koostuvaa ainetta, ja kuinka paljon on niin sanottua pimeää ainetta.

Koska kosminen taustasäteily on kulkenut läpi koko havaittavan maailmankaikkeuden ja lähes koko sen historian, se kertoo myös jotain maailmankaikkeuden geometriasta ja historiasta: siitä saadaan nimittäin määritettyä havaittavan maailmankaikkeuden reunan niin sanottu kulmahalkaisijaetäisyys hyvin suurella tarkkuudella.  Kulmahalkaisijaetäisyyden määritelmä on havaitun kohteen halkaisija jaettuna sillä kulmalla missä se näkyy.  Jos maailmankaikkeus ei laajenisi ja sen geometria ei ole kaareva, kulmahalkaisijaetäisyys olisi sama kuin todellinen etäisyys.  Käyttämällä hyväksi myös muita kosmologisia havaintoja saamme tietoa maailmankaikkeuden laajenemishistoriasta ja kaarevuudesta ja voimme määrittää mm. maailmankaikkeuden iän.  Kaarevuus on niin vähäistä, että sitä ei ole ainakaan toistaiseksi havaittu – sanomme, että maailmankaikkeus on “laakea”: siis ei kaareva, vaan noudattaa eukleidista kolmiulotteista geometriaa.

Jos tunnetaan punasiirtymän ja etäisyyden välinen yhteys, siitä saadaan maailmankaikkeuden laajenemishistoria: punasiirtymä kertoo suoraan kuinka paljon avaruus on laajentunut sinä aikana kun valo on ollut matkalla ja etäisyys taas on yhteydessä siihen, kuinka kauan aikaa tähän on kulunut.  Punasiirtymä saadaan kohteen spektristä; ongelmaksi jää etäisyyden määritys.  Pääasiallinen menetelmä kosmologisten etäisyyksien määrittämiseksi on perustunut ns. standardikynttilöihin: kohteisiin, joiden voi olettaa olevan keskenään samanlaisia niin, että niiden havaittu kirkkausero on kääntäen verrannollinen niiden etäisyyden neliöön.  Suurille etäisyyksille tähän on käytetty ns. tyypin Ia supernovia. 

Tällaisten supernovahavaintojen perusteella saatiin 1990-luvun loppupuolella selville, että laajenemien on ollut kiihtyvää viimeiset 6 miljardia vuotta.  Tämä oli odottamaton tulos, sillä oli pidetty selvänä, että painovoiman vuoksi laajenemisen täytyy hidastua.  Selitykseksi on ehdotettu uutta universumin täyttävää energiakomponenttia, ns. pimeää energiaa, tai painovoimalain (yleisen suhteellisuusteorian) korjaamista kosmologisilla etäisyyksillä.  Kummassakaan selityskategoriassa ei teoreetikoilla tunnu olevan tarjolla kovin luontevia teoriakandidaatteja.  Jotta pääsisimme asiassa eteenpäin, täytysi laajenemishistoria määrittää mahdollisimman tarkasti.

Ongelma tässä on, että oikeasti supernovat eivät ole keskenään täysin samanlaisia.  Siksi niistä määritetty laajenemishistoria jää epätarkaksi.  Tämä on esimerkki monia kosmologisia havaintoaineistoja vaivaavasta ongelmasta: emme havaitse suoraan kosmologisia suureita, vaan arvioimme niitä astrofysikaalisten kohteiden perusteella ja kosmologisten suureiden määritykseen jää näiden kohteiden vajavaisesti tunnetun monimutkaisen astrofysiikan aiheuttama epävarmuus.  Kosmisen taustasäteilyn havainnot ovat juuri siksi parasta nykyistä kosmologista dataa, että niistä lähes puuttuu tällainen astrofysikaalinen epävarmuus.

Onneksi supernovien tilalle kosmologia tarjoaa standardimittatikun, jota ei vaivaa astrofysikaalinen epävarmuus. 

Varhaisen maailmankaikkeuden plasman tiheysvaihtelut aaltoilivat painovoiman ja säteilypaineen vaikutuksesta.  Tämä aaltoilu lakkasi, kun säteily vapautui, mutta siitä jäi jäljelle aineen tiheysvaihtelu, missä korostuu tietty etäisyys, ns. baryonien akustisen oskillaation (BAO) skaala, joka vastaa sitä aallonpituutta, joka oli juuri saavuttanut maksimikorkeutensa kun aaltoilu lakkasi.  Tämä BAO-skaala on noin 500 miljoonaa valovuotta universumin mukana laajenevissa koordinaateissa (kun se syntyi, se oli noin 500 000 valovuotta todellista etäisyyttä –  maailmankaikkeus on sen jälkeen laajentunut noin tuhatkertaiseksi).  Kun kartoitamme tarkasti galaksien kolmiulotteisen jakauman, tämä BAO-skaala tulee siinä esille. 

Suuremmilla etäisyyksillä BAO-skaala näkyy pienemmässä kulmassa.  Saamme selville punasiirtymän ja etäisyyden välisen yhteyden kun määritämme, missä kulmassa BAO-skaala näkyy minkäkin punasiirtymän galakseille.  BAO-skaala ei ole kovin voimakkaasti korostunut, joten tällainen määritys edellyttää miljoonien galaksien punasiirtymän mittausta, jotta saadaan riittävän suuri aineisto BAO-skaalan tilastolliseen määrittämiseen.

Laajenemishistorian määrittäminen ei vielä riitä ratkaisemaan kumpi selitysmalli laajenemisen kiihtymiselle, pimeä energia vai painovoimalain muuttaminen, on oikea.  Sama laajenemishistoria voidaan näet toteuttaa kummallakin tavalla.  Näiden erottamiseen toisistaan tarvitaan toisenlaisia havaintoja.  Maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteet, siis galaksien jakauman tihentymät ja harventumat, ovat muodostuneet painovoiman vaikutuksesta alkuavaruuden pienistä tiheysvaihteluista (samoin ovat muodostuneet pienemmät rakenteet, kuten galaksit ja tähdet, mutta tässä meitä kiinnostavat suuret skaalat).  Universumin laajeneminen jarruttaa näiden rakenteiden kasvua.  Jos painovoimalaki on annettu, laajenemishistorian ja rakenteiden kasvuhistorian välillä on yksikäsitteinen vastaavuus.   Mutta jos muutamme painovoimalakia, tämä vastaavuus muuttuu.  Laajenemisen kiihtymisen kaksi selitysmallia voidaan siis erottaa toisistaan mittaamalla tarkasti sekä laajenemishistoria että rakenteiden kasvuhistoria.

Rakenteiden kasvuhistorian tarkkaan mittaamiseen ei riitä tutkia näkyvien galaksien jakautumaa eri etäisyyksillä, vaan meidän tarvitsisi saada selville koko massajakauma, mitä dominoi pimeä aine.  Massajakauman määrittämiseen voidaan käyttää gravitaatiolinssi-ilmiötä.   Kun valo kulkee kaukaisista galakseista meitä kohti, se ohittaa universumin rakenteiden massatihentymiä, jotka painovoimallaan taivuttavat valon kulkua.  Lopputulos on, että näemme kaukaiset galaksit vääristyneinä.  Tämä vääristymä on suhteessa siihen kuinka paljon yli- ja alitiheyttä valon matkalla oli yhteensä.  Määrittämällä tämä vääristymä kaikissa suunnissa ja havaittuen galaksien etäisyyden funktiona, voidaan ratkaista universumin kolmiulotteinen massajakauma, missä kaukaisemmat osat ovat kauempana menneisyydessä.  Koska oletamme että rakenteet ovat kiinnitettynä ajanhetkenä tilastollisesti samanlaisia kaikissa avaruuden osissa, saamme näin rakenteiden kasvuhistorian.

Ongelma on, että galaksista saamamme kuvan vääristymän määrittämiseksi meidän pitäisi tietää galaksin todellinen muoto; sitä emme kuitenkaan tiedä.  Lisäksi useimpien galaksien kohdalla tämä vääristymä on vain prosentin tai parin luokkaa (tällöin puhutaan heikosta gravitaatiolinssi-ilmiöstä, weak lensing, WL).  Tällaiset pienet vääristymät ilmenevät kuvan venymisenä johonkin suuntaan.  Siksi määritys on tehtävä tilastollisesti.  Likimain samasta suunnasta on havaittava suuri määrä galakseja.  Galaksien todelliset asennot ovat oletettavasti määräytyneet satunnaisesti, joten jos niiden kuvat ovat voittopuolisesti pitkulaisia yhteen suuntaan, tämä on merkki siitä että gravitaatiolinssi-ilmiö on venyttänyt kuvia siihen suuntaan.

2000-luvun alussa alkoi selkiytyä, että merkittävimmät kosmologian edistysaskeleet Planckin taustasäteilyhavaintojen jälkeen olisivat saavutettavissa isoilla panostuksilla BAO-skaalaan ja gravitaatiolinssi-ilmiöön kohdistuvilla galaksikartoituksilla.  Tällä hetkellä suuret tällaiset havaintoaineistot ovat peräisin maanpäällisistä observatorioista.  BAO-skaalan osalta tärkeimmät ovat BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) ja eBOSS (extended …), osa laajaa SDSS-projektia (Sloan Digital Sky Survey, http://www.sdss.org/), ja gravitaatiolinssien osalta KiDS (Kilo-Degree Survey, http://kids.strw.leidenuniv.nl/) ja DES (Dark Energy Survey, https://www.darkenergysurvey.org/).  Oli kuitenkin heti selvää, että parhaiden tulosten saavuttamiseksi olisi teleskoopit lähetettävä avaruuteen.  Ilmakehä häiritsee pahasti erityisesti galaksien muotojen tarkka mittaamista, vääristäen niitä omalta osaltaan.  Myös kaukaisempien galaksien punasiirtymän määrittäminen on vaikeampaa maan päältä; punasiirtymä on nimittäin siirtänyt voimakkaimmat spektriviivat infrapuna-alueelle, missä ilmakehä absorboi ison osan säteilystä.

Niinpä sekä Euroopassa (ESA), että Yhdysvalloissa (NASA) alettiin valmistella avaruusmissiota, jonka fokus olisi tässä ns. pimeän energian ongelmassa: miksi avaruuden laajeneminen kiihtyy.  Tarvitaan mahdollisimman laaja ja syvä galaksikartoitus, jossa mitataan tarkasti mahdollisimman monen galaksin muoto ja punasiirtymä; reunaehtona kustannuskatto, joka rajoittaa kuinka suuri laite voidaan avaruuteen lähettää.  Tarvittava laite on laajakulmainen optisen ja infrapuna-alueen avaruusteleskooppi.  ESAn projektin nimeksi tuli Euclid eurooppalaisen antiikin matemaatikon Eukleideen mukaan;  Eukleides tutki geometriaa ja Euclid määrittää universumin geometriaa.  NASAn projektin työnimenä oli WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope); NASA teki päätöksen sen toteuttamisesta vuonna 2016 ja vuonna 2020 se sai viralliseksi nimekseen Nancy Grace Roman Space Telescope (https://www.nasa.gov/content/goddard/nancy-grace-roman-space-telescope) NASAn edesmenneen pääastronomin mukaan.  Roman-avaruusteleskoopin laukaisu avaruuteen on suunniteltu vuoteen 2025.

ESA teki päätöksen Euclid-projektin toteuttamisesta vuonna 2011.  Tunnustelut Suomen osallistumisesta projektiin alkoivat vuonna 2009, kun eräs italialainen kollegani Planck-projektista, joka oli siirtynyt vastuutehtäviin Euclidissa, otti minuun yhteyttä kysyen mahdollisesta Suomen kiinnostuksesta.  ESAn tiedeprojektit ovat ESAn ja kansallisten avaruusorganisaatioiden yhteisprojekteja.  ESA rahoittaa avaruuteen laukaistavan satelliitin rakentamisen, sen laukaisun ja operoinnit ja kansalliset organisaatiot rahoittavat satelliittiin tulevat mittalaitteet ja havaintodatan analyysin ja siihen tarvittavat tietokonelaitteistot.   Projektiin mukaan pääseminen edellytti Suomen osallistuvan johonkin näistä.  ESA rahoittaa myös teleskoopin, joka on halkaisijaltaan 1,2 metriä.  Kansalliset organisaatiot rahoittavat Euclidin instrumentit, jotka ovat infrapuna-alueen kuvia ottava ja spektrejä mittaava NISP (Near Infrared Spectrometer and Photometer) ja näkyvän valon alueella kuvia ottava VIS (visual imager).  

Kuva 2: Euclid rakenteilla. VIS-instrumentti on vasemmalla mustalle eristekalvolla päällystettynä, NISP-instrumentti ylhäällä kultakalvolla päällystettynä. Kuva on vuoden 2020 heinäkuulta. (Credit: Airbus)

Selvitimme suomalaisen teollisuuden mahdollisuutta osallistua NISP-instrumentin rakentamiseen, mutta osoittautui, että siihen ei ollut saatavissa Suomesta rahoitusta.  Suomen osuudeksi tuli osallistua havaintodatan analyysiin ja tietokonelaitteistoon: sovittiin, että Suomeen perustetaan yksi Euclidin tiededatakeskuksista (Science Data Center, SDC).   Suomi hyväksyttiin (yhdessä Tanskan ja Romanian kanssa) Euclid-konsortion uusiksi jäsenmaiksi vuonna 2011 samalla kun ESA päätti toteuttaa mission.  Alkuperäisiä jäseniä oli yhdeksän Euroopan maata.  Myöhemmin on mukaan hyväksytty vielä kaksi Euroopan maata, Yhdysvallat ja Kanada, joten kaikkiaan jäsenmaita on nyt 16.  Yhdeksällä näistä on oma Euclid-tiededatakeskus. 

Suomesta Euclidiin osallistuu viisi yliopistoa: Helsingin, Turun, Jyväskylän ja Oulun yliopistot sekä Aalto-yliopisto. 

Datakeskuksemme, SDC-FI, toimii CSC:n tiloissa sen Kajaanin datakeskuksessa ja sitä rahoittavat Suomen Akatemia ja osallistuvien yliopistojen ja CSC:n muodostama konsortio.  Tällä hetkellä laitteistossa on 26 laskentanoodia (noin 1000 laskentaydintä) ja noin 200 teratavua tallennustilaa.  Laitteistoa täytyy vielä merkittävästi laajentaa ja erityisesti tallennustilaa kasvattaa useihin petatavuihin, jotta voimme analysoida osuutemme Euclidin datasta.  Tarkoitus on, että kaikissa datakeskuksissa toimii sama analyysiohjemisto ja data jaetaan eri maiden kesken, siten että kukin maa analysoi oman osansa taivasta. Suomen osuudeksi on alustavasti sovitttu 5% datasta.  Analyysin loppuvaihe kohdistuu koko aineiston kattaviin galaksiluetteloihin, joten siinä vaiheessa jakoperiaate ei enää mene taivaanosittain.

Tässä vaiheessa projektissa kehitetään datan analyysimenetelmiä ja testataan niitä simuloidulla datalla.  Fysiikan tutkimuslaitoksessa toimiva Euclid-ryhmä on SDC-FI:n operoinnin lisäksi vastuussa erityisesti NISP-instrumentin datan simuloinnista ja galaksien kaksipistekorrelaatiofunktion määrittämiseen käytettävän menetelmän kehitttämisestä.   BAO-skaala havaitaan piikkinä kaksipistekorrelaatiofunktiossa, joten se on yksi Euclidin keskeisimmistä tuloksista.  Kosmologisten parametrien määrittäminen datasta edellyttää huolellisia datan virhearvoita; tätä varten on määritettävä kaksipistekorrelaation kovarianssimatriisi, mikä edellyttää kaksipistekorrelaation määrittämisestä tuhansista simuloiduista Euclid-datarealisaatioista.  Tämä uhkasi dominoida koko Euclid-data-analyysin laskentabudjettia; mutta olemme onnistuneet tekemään koodista kymmenen kertaa nopeamman optimoimalla käytettyä algoritmia. Euclid-satelliitti on jo lähes valmis: teleskooppi ja instrumentit ovat valmiina ja tällä hetkellä on käynnissä niiden testaus ja integrointi yhteen.  Satelliitin laukaisu on suunniteltu tehtäväksi Soyuz-kantoraketilla ESAn avaruuskeskuksesta Kourosta, Ranskan Guyanasta, lähellä päiväntasaajaa.

Hannu Kurki-Suonio
Yliopistonlehtori, projektipäällikkö (EUCLID)
Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos

Leave a Reply

Your email address will not be published. Required fields are marked *