WEBVTT Kind: captions; Language: fi 1 00:00:00.000 --> 00:00:09.500 2 00:00:09.500 --> 00:00:14.330 Minä olen apulaisprofessori Anu Kankainen täältä Jyväskylän 3 00:00:14.330 --> 00:00:19.340 yliopistosta ja työkseni tutkin eksoottisiä ytimiä, mikä 4 00:00:19.340 --> 00:00:24.020 niiden merkitys on esimerkiksi avaruudessa tapahtuville ilmiöille 5 00:00:24.020 --> 00:00:28.940 ja alkuaineiden alkuperälle. Eli tätä tieteenalaa 6 00:00:28.940 --> 00:00:33.750 tyyppillisesti kutsutaan ydinastrofysiikaksi. 7 00:00:33.750 --> 00:00:40.500 Tuo onkin erittäin hyvä kysymys. 8 00:00:40.500 --> 00:00:46.750 Jos nyt lähdetään ihan aikojen alusta alkaen, niin siinä alkuräjähdyksen jälkeen eli siitä on 9 00:00:46.750 --> 00:00:52.000 aikaa jo melkein neljätoista miljardia vuotta, niin 10 00:00:52.000 --> 00:00:55.570 tapahtui ihan ensimmäisiä ydinraktioita 11 00:00:55.750 --> 00:01:01.450 tai ydinsynteedejä siinä alkuräjähdyksen jälkeen. Ja se käytännössä tuotti meille 12 00:01:01.450 --> 00:01:07.270 vetyä ja heliumia. Karkeasti suhteessa kolmeneljäsosaa 13 00:01:07.270 --> 00:01:11.560 vetyä ja yksi neljäsosa heliumia. Ja erittän pieniä määriä sitten 14 00:01:11.560 --> 00:01:17.000 vielä kolmanneksi keveintä alkuainetta litiumia. 15 00:01:17.000 --> 00:01:23.750 No sitten alkuräjähdyksen jälkeen 16 00:01:23.750 --> 00:01:28.340 kului satojatuhansia vuosia, 17 00:01:28.500 --> 00:01:36.000 aikojen saatossa sitten vety- ja heliumkaasut alkoivat kasaantumaan 18 00:01:36.000 --> 00:01:40.740 kaasupalloiksi siellä avaruudessa. Galaxit aloivat muodostua ja näin poispäin ja 19 00:01:40.740 --> 00:01:45.900 sitten alkoi muodostua näitä ensimmäisiä tähtiä. Ja tähdissähän 20 00:01:45.900 --> 00:01:50.430 ihan se ensimmäinen vaihe sen jälkeen kun kaasupallo 21 00:01:50.430 --> 00:01:55.110 on painovoiman vaikutuksesta puristautunut enemmän kasaan 22 00:01:55.110 --> 00:01:59.750 niin ihan ensimmäiset reaktiot on sitä, että vety 23 00:01:59.750 --> 00:02:05.360 alkaa fuusioitumaan heliumiksi ja siinä syntyy samalla sitten energiaa 24 00:02:05.360 --> 00:02:10.250 joka tavallaan pitää sen tähden hengissä ja tuottaa 25 00:02:10.250 --> 00:02:16.500 säteilypainetta, että tähti pysyy kasassa ja säteilee. 26 00:02:16.500 --> 00:02:21.090 Ja tämähän on meidän auringossakin 27 00:02:21.250 --> 00:02:28.750 voimassa oleva mekanismi tuottaa energiaa, eli fuusioidaan vetyä heliumiksi. 28 00:02:28.750 --> 00:02:34.990 Kuulostaa ehkä yksinkertaselle, että 29 00:02:34.990 --> 00:02:41.250 meillä on vety-ytimessä yksi protoni ja 30 00:02:41.250 --> 00:02:47.000 heliumissa on kaksi protonia ja kaksi neutronia vielä siinä mukana. 31 00:02:47.000 --> 00:02:52.040 Että tämähän on yksinkertaista, senkun yhdistellään näitä vetyjä ja saadaan heliumia. Mutta mutta itse asiassa 32 00:02:52.040 --> 00:02:56.690 se on aika monimutkainen prosessi ja siinä vaaditaan erityisesti 33 00:02:56.690 --> 00:03:01.400 kvanttimekaniikka mukaan. Eli klassisesti jos me ajateltaisiin 34 00:03:01.400 --> 00:03:06.800 että meillä on kaksi protonia eli me haluamme saada fuusioitua 35 00:03:06.800 --> 00:03:11.250 ne yhteen uudeksi ytimeksi, 36 00:03:11.250 --> 00:03:17.500 niin klassisesti meillä ei olisi auringossa ei olisi 37 00:03:17.500 --> 00:03:23.530 riittävästi energiaa niille protoneille että ne pystyisivät fuusioitumaan. 38 00:03:23.530 --> 00:03:28.390 Mutta kvanttimekaniikka onneksi sallii sen että vaikka energiaa ei ole riittävästi 39 00:03:28.390 --> 00:03:33.640 niin on kumminkin tietty pieni todennäköisyys että sillä pienemmälläkin 40 00:03:33.640 --> 00:03:39.250 energialla voidaan niin sanotusti tunneloitua sen 41 00:03:39.250 --> 00:03:45.500 Coulombin vallin läpi ja päästä 42 00:03:45.500 --> 00:03:50.120 fuusioimaan nämä protonit yhteen. Mutta siinä ei ole vielä kaikki. Sen lisäksi 43 00:03:50.120 --> 00:03:55.000 kun tapahtuu fuusioreaktio, 44 00:03:55.000 --> 00:04:00.160 niin samalla pitää tapahtua vielä heikon vuorovaikutuksen 45 00:04:00.160 --> 00:04:04.690 reaktio. Eli ei ole semmoista pysyvää ydintä, jossa on kaksi protonia. 46 00:04:04.690 --> 00:04:09.970 Sellasta ei ole. Vaan kun ne kaksi protonia yhdistyy niin pitää tapahtua vielä sellanen 47 00:04:09.970 --> 00:04:14.920 juttu, että yksi protoni muuttuu heikon vuorovaikutuksen avulla neutroniksi. 48 00:04:14.920 --> 00:04:20.350 Sitä kautta me saadaan raskasta vetyä eli puhutaan deuteroniytimestä, 49 00:04:20.350 --> 00:04:24.250 eli siinä on yksi protoni ja yksi neutroni. 50 00:04:24.250 --> 00:04:30.040 Ehkä jos nyt poimii jotain muita 51 00:04:30.040 --> 00:04:35.250 tärkeitä alkuaineita elämälle, vaikka hiili ja happi. 52 00:04:35.250 --> 00:04:40.110 Nämä syntyy myöskin tähtien keskuksissa, siinä vaan käytännössä 53 00:04:40.110 --> 00:04:44.820 sitten fuusioidaan helium-ytimiä yhteen eli hiiltä tuotetaan 54 00:04:44.820 --> 00:04:49.250 siten, että käytännössä yhdistetään kolme heliumydintä 55 00:04:49.250 --> 00:04:54.410 yhteen ja happi saadaan sitten, kun mennään vielä pykälän verran edemmäs, 56 00:04:54.410 --> 00:04:59.750 että lisätään vielä siihen hiileen yksi heliumydin niin sitten tulee happea. 57 00:04:59.750 --> 00:05:05.510 Ja ihmisestähän on valtaosa vettä, niin kuin varmaan muistatte. Ja vesi on H2O, eli 58 00:05:05.510 --> 00:05:10.310 siinä on happea ja vetyä. Ja ihmisen massasta 59 00:05:10.310 --> 00:05:15.080 on tosi iso osa happea. Ja jokainen voikin sitten miettiä, että juuri se happi 60 00:05:15.080 --> 00:05:20.270 mitä meissäkin on todella paljon, niin se on aikoinaan syntynyt jossain erittäin 61 00:05:20.270 --> 00:05:25.520 ison tähden, massiivisen tähden keskuksessa tällaisten fuusioreaktioiden 62 00:05:25.520 --> 00:05:30.290 kautta. Eli voidaan sanoa että me kaikki ollaan tähtiainesta tavalla tai toisella. 63 00:05:30.290 --> 00:05:35.180 Tietysti vedessä tämä H2O, tämä vety mistä puhuttiinkin, 64 00:05:35.180 --> 00:05:40.160 protoneista, vedystä, se on ihan sieltä alkuräjähdyksestä asti sitten 65 00:05:40.160 --> 00:05:45.500 voidaan ajatella me kannamme mukanamme jotain joka on sieltä 66 00:05:45.500 --> 00:05:50.750 ihan alkuräjähdyksen jälkeisestä ydinsynteesistä. 67 00:05:50.750 --> 00:05:56.150 Tämmöisten 68 00:05:56.150 --> 00:06:01.070 isojen tähtien keskuksissa tämmöisillä erilaisilla fuusioreaktioilla voidaan tuottaa 69 00:06:01.070 --> 00:06:05.960 alkuaineita rautaan asti ja sen jälkeen 70 00:06:05.960 --> 00:06:11.330 rautaytimien fuusio, se ei tuota energiaa, vaan se vaatisi energiaa, että 71 00:06:11.330 --> 00:06:16.010 saataisiin tehtyä fuusioreaktio. Eli sen jälkeen 72 00:06:16.010 --> 00:06:21.080 tarvitaan vähän toisenlaisia mekanismeja, joilla niitä rautaa raskaampia alkuaineita 73 00:06:21.080 --> 00:06:26.240 voidaan tuottaa. Ja tänä päivänä me tiedämme, että noin puolet 74 00:06:26.240 --> 00:06:31.250 rautaa raskaampien alkuaineiden 75 00:06:31.250 --> 00:06:36.230 määristä tuotetaan nopean neutronisieppausprosessin 76 00:06:36.230 --> 00:06:41.540 avulla. Ja se nopea neutronisieppausprosessi tapahtuu, 77 00:06:41.540 --> 00:06:46.250 me tiedetään, että se tapahtuu ainakin neutronitähtien törmäyksissä. 78 00:06:46.250 --> 00:06:51.500 79 00:06:51.500 --> 00:06:55.880 Ja mitenkä tää kaikki sitten liittyy esimerkiksi minun tutkimukseeni? Ne liittyivät 80 00:06:55.880 --> 00:07:00.500 tämän nopean neutronisieppausprosessin kautta ja näiden radioaktiivisten 81 00:07:00.500 --> 00:07:04.500 neutronirikkaiden ydinten kautta. 82 00:07:04.500 --> 00:07:09.780 Elikkä täällä jyväskylän yliopiston kiihdytinlaboratoriossa, jossa minäkin teen tutkimustani 83 00:07:09.780 --> 00:07:14.250 voidaan tuottaa tällaisia lyhytikäsiä 84 00:07:14.250 --> 00:07:19.200 neutronirikkaita isotooppeja ja mitata niiden 85 00:07:19.200 --> 00:07:24.960 ominaisuuksia, esimerkiksi näiden isotoopin atomimassoja 86 00:07:24.960 --> 00:07:28.890 niiden elinaikaa, kuinka 87 00:07:28.890 --> 00:07:34.080 pitkäikäisiä ne ytimet ovat ja millä tavalla ne hajoavat. Itse olen tehnyt paljon 88 00:07:34.080 --> 00:07:38.790 erittäin tarkkoja atomimassamittauksia, joita me tehdään 89 00:07:38.790 --> 00:07:43.800 sellasella JYLFTRAP-nimisellä Penningin loukulla. 90 00:07:43.800 --> 00:07:48.120 Ja tällainen Penningin loukku, ne on aika harvinaisia laitteita siinä 91 00:07:48.120 --> 00:07:53.250 mielessä, että tällaisia JYFLTRAPin kaltaisia loukkuja, 92 00:07:53.250 --> 00:07:58.680 jotka mittaavat eksoottisten ytimen massoja, niin niitä 93 00:07:58.680 --> 00:08:04.200 maailmalla on ehkä kymmenkunta, eli ei ole hirveän tavallisesta laitteesta siinä mielessä 94 00:08:04.200 --> 00:08:09.630 kyse. Nämä massat ovat siinä mielessä todella tärkeitä niistä, että niistä saadaan tietoa 95 00:08:09.630 --> 00:08:15.000 tai niistä voidaan käytännössä laskea ytimen sidosenergia. 96 00:08:15.000 --> 00:08:22.500 Ja nämä ytimen sidosenergiat ja massat, ne on hyvin tärkeitä, 97 00:08:22.500 --> 00:08:27.420 niitä tarvitaan astrofysikaalisissa laskuissa. Vaihtamalla näitten 98 00:08:27.420 --> 00:08:32.400 ydinten massoja joissakin laskuissa, jotka mallintavat vaikka neutronitähtien törmäyksiä, niin 99 00:08:32.400 --> 00:08:37.470 tuotetaan hieman eri määriä eri alkuaineita. Tavallaan se alkuainejakauma 100 00:08:37.470 --> 00:08:42.360 muuttuu sen mukaan minkälaisia arvojamme me oletetaan 101 00:08:42.360 --> 00:08:47.250 siihen prosessiin osallistuvien ytimien massoille. 102 00:08:47.250 --> 00:08:53.970 Ja jotta me pystyttäisiin tekemään tarkkoja mallinnuksia nopeasta neutronisieppausprosessista, 103 00:08:53.970 --> 00:08:57.900 joka tapahtuu esimerkiksi neutronitähdissä, niin meillä täytyy olla tosi tarkkoja 104 00:08:57.900 --> 00:09:03.250 ne massat mitä me sinne syötetään niihin laskuihin sisään. 105 00:09:03.250 --> 00:09:07.510 Siinä me olemmekin erinomaisen hyviä täällä Jyväskylässä. Eli tosiaan JYFLTRAP-loukulla 106 00:09:07.510 --> 00:09:12.220 voidaan määrittää niitä atomimattoja ja tyypillisesti noin kymmenen 107 00:09:12.220 --> 00:09:16.250 miljardisosan tarkkuudella. 108 00:09:16.250 --> 00:09:20.810 Käytännössä mitä se tarkottaa, niin voitaisiin kuvitella, että jos olisi jokin vaaka 109 00:09:20.810 --> 00:09:24.750 jolla me voisimme punnita Airbus, joku iso 110 00:09:24.750 --> 00:09:27.810 matkustajalentokone, niin 111 00:09:28.000 --> 00:09:33.550 Penninginlookon tarkuus on sellaista luokkaa, että voitaisiin erottaa se, että 112 00:09:33.550 --> 00:09:39.000 onko meillä siellä matkustajalentokoneissa mukana yksi pieni lakritsipala vai ei. 113 00:09:39.000 --> 00:09:44.010 Eli se äärimmäisen tarkkaa se mittaus. Mutta tosiaan tarkkuus mitä vaaditaan niihin 114 00:09:44.010 --> 00:09:49.200 laskuihin on myös aika kova. Me ei voida vain arvailla että suurin 115 00:09:49.200 --> 00:09:54.330 piirtein tuollaista se massa on. Silloin mallinnukset näille neutronitähtien 116 00:09:54.330 --> 00:09:57.510 törmäyksissä tapahtuville prosesseille ei olisi niin uskottavia.