Havainto, joka tunnetaan nyt nimellä GW231123, tehtiin 23. marraskuuta 2023. Havainto julkistettiin 24. kansainvälisessä yleisen suhteellisuusteorian ja gravitaation konferenssissa Glasgow’ssa, Skotlannissa, joka pidettiin 14.–18. heinäkuuta 2025.

Arvioiden mukaan tapahtumassa kaksi mustaa aukkoa, jotka olivat massoiltaan 100 ja 140 kertaa Auringon massaa, kieppuivat toistensa ympärillä ja törmäsivät lopulta toisiinsa. Tuloksena oli 225 Auringon massan suuruinen musta aukko – suurin ja massiivisin koskaan havaittu.

Näin suuri musta auko on paitsi suuri sinällään, niin myös suuri ongelma fysiikalle, koska näin kookkaita ja massiivisia mustia aukkoja ei periaatteessa pitäisi olla olemassa.

LIGO eli Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory, teki historiaa vuonna 2015, kun se havaitsi ensimmäisenä suoraan gravitaatioaaltoja. Ne ovat aaltoilua, värähtelyjä, maailmankaikkeuden kattavassa aika-avaruudessa. 

Tuo ensimmäinen havainto tuli kahden mustan aukon törmäyksestä, jotka ovat energisimpiä tunnettuja ilmiöitä. Nuo törmänneet mustat aukot tuottivat yhden aukon – supermassiivisen kappaleen – jonka massa oli arviolta noin 62 Auringon massaa. Siis paljon pienenpi kuin nyt oletettavasti syntynyt musta aukko.

Signaali havaittiin LIGO-kaksoisdetektorilla, jonka kaksi toisistaan riippumatonta havaintoasemaa sijaitsevat Yhdysvalloissa Livingstonissa, Louisianassa, ja Hanfordissa, Washingtonin osavaltiossa. 

Tuon jälkeen on valmistunut Italiassa sijaitseva eurooppalainen Virgo ja Japanin KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detector), jotka toimivat nykyisin yhteistyössä.

Ne ovat havainneet yli 200 mustien aukkojen yhdistymistä uusimmalla neljännellä havaintokierroksella ja noin 300 yhdistymistä yhteensä vuodesta 2015 lähtien. 

Tätä nyt havaittua aikaisempi suurin mustien aukkojen törmäys, GW190521, havaittiin vuonna 2021, jolloin tuloksena oli 140 kertaa Auringon massan suuruisen mustan aukon. 

Tällaisissa törmäyksissä mustat aukot pyörivät nopeasti ja myös kiertävät toisiaan nopeasti. On mahdollista, ja jopa todennäköistä, että mustat aukot ovat olleet itsessään jo tulosta aiemmista pienempien mustien aukkojen yhdistymisistä.

Tässä tuoreimmassa tapauksessa, GW231123:ssä, mustien aukkojen suuri massa ja erittäin nopea pyöriminen venyttävät sekä gravitaatioaaltojen havaintoteknologian että nykyisten teoreettisten mallien rajoja. Kuten gravitaatioaaltoja tulkittaessa aina, alkuperäisesti varsin sekava havanto täytyy tulkita ja mallintaa, ennen kuin tiedetään tarkemmin mistä on kyse.

Nyt "mustat aukot näyttävät pyörivän hyvin nopeasti – lähellä Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian sallimaa rajaa", sanoo Charlie Hoy Portsmouthin yliopistosta. Hän on myös LVK-kollaboraation (Ligo-Virgo-KARGA) jäsen. 

"Tämä tekee signaalin mallintamisesta ja tulkinnasta vaikeaa. Se on erinomainen tapaustutkimus teoreettisten työkalujemme kehittämisen edistämiseksi." 

Jos aihe kiinnostaa enemmän, niin kuuntele aihetta käsittelevä Ylen Tiedeykkönen: Gravitaatioaallot heiluttavat sinuakin koko ajan ja auttavat ymmärtämään maailmankaikkeuden oudoimpia salaisuuksia

Tähden silpoutumista kutsutaan vuorovesihajoamiseksi (tidal disruption event eli TDE). Mustan aukon valtaisa gravitaatio kohdistuu lähelle ajautuneen tähden eri osiin erilaisilla voimakkuuksilla, jolloin tähti repeytyy hajalle.

"Kutakuinkin vasta kuluneen vuosikymmenen aikana olemme pystyneet erottamaan TDE-tapaukset muista galaktisista ilmiöistä. Uusi malli antaa meille perusteet ymmärtää näitä harvinaisia tapahtumia", kertoo Enrico Ramirez-Ruiz, joka toimii professorina sekä Kalifornian yliopistossa (Santa Cruz) että Kööpenhaminan yliopistossa.

Useimpien galaksien keskellä piileksivä musta aukko elelee hissuksiin eikä ime ainetta sisuksiinsa. Siksi niiden lähettyviltä ei myöskään tule säteilyä. TDE-tapaukset ovat harvinaisia, sillä tyypillisessä galaksissa sellainen tapahtuu vain noin 10 000 vuoden välein. Jos mustaan aukkoon kuitenkin päätyy tähti, se "ylensyö" ja lähettää voimakasta säteilyä.

"On mielenkiintoista nähdä, miten aine kulkeutuu mustaan aukkoon äärimmäisissä olosuhteissa", toteaa tutkimusta johtanut apulaisprofessori Jane Lixin Dai.

"Mustan aukon ahmiessa tähden kaasua vapautuu suuri määrä säteilyä. Kun havaitsemme tuota säteilyä, se auttaa meitä ymmärtämään fysiikkaa ja määrittämään mustan aukon ominaisuuksia. Siksi TDE-tapausten metsästys on äärimmäisen kiinnostavaa."

Vaikka kaikki tapaukset noudattavat oletettavasti samanlaista fysiikkaa, toistaiseksi havaituissa parissa tusinassa kohteessa niiden ominaisuuksissa on todettu esiintyvän suuria vaihteluja.

Jotkut lähettävät pääasiassa röntgensäteilyä, joistakin puolestaan tulee enimmäkseen näkyvää valoa ja ultraviolettisäteilyä. Teoreettisesti tällaista vaihtelua on ollut hankala ymmärtää ja sen pohjalta on ollut vaikea laatia yhtenäistä mallia.

Kvasaari nimeltä SMSS~J215728.21-360215.1 on itse asiassa supermassiivinen musta aukko, joka on noin 12 miljardin valovuoden päässä. Näemme siis sen sellaisena, kuin se oli 12 miljardia vuotta sitten – siis aikaan, jolloin maailmankaikkeus oli hyvin nuori.

Tuolloin musta aukko oli massaltaan 20 miljardia kertaa oman Aurinkomme verran ja se kasvoi prosentin verran miljoonassa vuodessa. 

Prosentti miljoonassa vuodessa ei kuulosta suurelta, mutta se on, kun kyse on näin massiivisesta taivaankappaleesta.

"Tämä musta aukko kasvaa niin nopeasti, että se loistaa tuhansia kertoja kirkkaammin kuin kokonainen galaksi", sanoo tutkimusryhmän vetäjä Christian Wolf Australian kansallisesta yliopistosta.

"Emme tiedä vielä miksi ja miten tämä musta aukko kasvoi näin suureksi niin aikaisin maailmankaikkeuden historiassa."

Mustien aukkojen olemassaolo on jokseenkin kiistatonta, sillä niiden törmäyksissä syntyneitä gravitaatioaaltoja on onnistuttu havaitsemaan. Sähkömagneettiseen säteilyyn perustuvia suoria havaintoja ei silti ole vieläkään pystytty tekemään.

Siksi ei ole täyttä varmuutta, ovatko avaruuden mustat aukot "einsteinilaisia" vai jonkin vaihtoehtoisen gravitaatioteorian mukaisia olioita.

Mustaan aukkoon syöksyvän aineen fotoneista eli valohiukkasista osa pääsee karkuun, mistä on seurauksena, että musta aukko saa aikaan eräänlaisen "varjon", joka erottuu taustataivasta vasten. Varjon koko ja muoto riippuvat mustan aukon ominaisuuksista ja gravitaatioteoriasta, jonka mukaisia sen ominaisuudet ovat.

BlackHoleCam-projektin tutkijat pyrkivät selvittämään, miten mustien aukkojen todellinen luonne pystyttäisiin käytännössä tunnistamaan niiden heittämän varjon perusteella. He ovat mallintaneet Linnunradan keskuksessa sijaitsevaa supermassiivista mustaa aukkoa Sagittarius A* sekä suhteellisuusteorian että säieteorian mukaisilla laskelmilla.

Kuvan "Kerr"-versio on Einsteinin teorian ja "Dilaton" säieteorian mukaisen mustan aukon aiheuttama varjo. Vasemmanpuoleiset kuvat ovat perussimulaatioita, oikeanpuoleisissa on otettu huomioon havainto-olosuhteiden vaikutus syntyvään kuvaan.

Kun jättiläistähti räjähtää supernovana ja sen sisimmät osat luhistuvat mustaksi aukoksi, jäljelle ei jää suunnattoman gravitaation lisäksi paljoakaan, ainoastaan aukon pyörimisliike ja magneettikenttä, jotka ovat perintöä edesmenneeltä tähdeltä.

Magneettikentän avulla on selitetty monille mustille aukoille tyypilliset ainesuihkut. Aukkoon syöksyvä aine kasautuu ennen katoamistaan kertymäkiekkoon, ja osa aineesta sinkoutuu kauas avaruuteen aukon pyörimisakselin suuntaisesti.

Mustan aukon magneettikenttä kiihdyttää sähköisesti varatut hiukkaset lähes valon nopeuteen.

V404 Cygni on kirkkaudeltaan muuttuva tähti, jossa tapahtuu aika ajoin purkauksia. Mustan aukon massa on noin kymmenkertainen Aurinkoon verrattuna ja sen seuralainen on hieman Aurinkoa kevyempi punainen jättiläistähti. Etäisyyttä kaksoistähdellä on noin 8 000 valovuotta.

Maksimimassan suuruus tunnetaan Tolmanin–Oppenheimerin–Volkoffin rajana, sillä sen laskivat Robert "Atomipommi" Oppenheimer ja George Volkoff kollegansa Richard Tolmanin kvanttiteoreettisten tarkastelujen pohjalta. 

Oletuksena oli, että neutronitähden aine on niin sanottua Fermi-kaasua, joka koostuu pelkästään neutroneista. Todellisuudessa olosuhteet neutronitähtien sisuksissa tunnettiin kehnosti, joten alkujaan ylärajaksi saatiin vain noin 0,7 kertaa Auringon massa.

Jos neutronitähden massa kasvaa tätä raja-arvoa suuremmaksi – kuten voi tapahtua kaksoistähtijärjestelmässä, jossa toisesta tähdestä virtaa kaasua neutronitähteen – sen sisäinen paine ei enää kykene vastustamaan vetovoimaa, vaan neutronitähti luhistuu mustaksi aukoksi.  

Sittemmin arviota on korotettu puolestatoista peräti kolminkertaiseen Auringon massaan. Isohko vaihteluväli kertoo siitä, että neutronitähtien sisäistä rakennetta ei edelleenkään tunneta kovin hyvin.

Useimpien neutronitähtien massan on todettu olevan noin 1,4 Auringon massaa, mutta raskaampiakin on löydetty. Esimerkiksi pulsarin PSR J0348+0432 massa on 2,01 -kertainen Auringon massaan verrattuna.

Tutkijat ovat selvittäneet Arecibon ja Green Bankin radioteleskoopeilla tehtyjen havaintojen avulla, että FRB121102-tunnuksella tunnetun lähteen radiopurkaukset ovat voimakkaasti polarisoituneita. Ja se kertoo paljon lähteen lähiympäristöstä.

Vuosi sitten tutkijaryhmä sai määritettyä FRB121102:n sijainnin. Se on yli kolmen miljardin valovuoden etäisyydellä sijaitsevassa kääpiögalaksissa alueella, jolla syntyy uusia tähtiä. Koska etäisyys on näin suuri, yksittäisen purkauksen energiamäärän täytyy olla valtaisa: millisekunnissa vapautuu saman verran energiaa kuin Auringossa yhden vuorokauden aikana.

FRB121102 on toistaiseksi löydetyistä nopeiden radiopurkausten lähteistä ainoa, jossa niitä havaitaan toistuvasti. Polarisaatio eli sähkömagneettisen säteilyn sähkökentän värähtelytason suuntautuminen ei ole mikään ihmeellinen asia, sillä esimerkiksi vedenpinnasta heijastunut auringonvalo on polarisoitunutta.

Tässä tapauksessa kyse on hieman mutkikkaammasta ilmiöstä, sillä FRB121102:n radiosäteilyn todettiin olevan ympyräpolarisoitunutta eli sähkökentän värähtelytaso kiertyy. Tämä niin sanottu Faraday-kiertymä syntyy säteilyn kulkiessa magneettikentässä: mitä suurempi kiertymä, sitä voimakkaampi magneettikenttä.  

FRB121102:n tapauksessa kiertymä on suurimpia radiolähteillä havaittuja, joten purkausten säteilyn täytyy kulkea tiheässä plasmassa, jossa on poikkeuksellisen voimakas magneettikenttä.

“Linnunradan ainoat kohteet, joissa kiertymä on yhtä suuri kuin FRB121102:n säteilyssä, sijaitsevat galaksimme keskuksessa lähellä massiivista mustaa aukkoa. FRB121102 saattaa olla omassa galaksissaan samanlaisessa ympäristössä”, arvelee väitöskirjatutkija Daniele Michilli Amsterdamin yliopistosta ja Hollannin radioastronomian instituutista ASTRONista.

Hänen mukaansa radiopurkausten kiertymä voi selittyä myös sillä, että niiden lähde on voimakkaasti säteilevässä kaasusumussa tai supernovajäänteessä.

Helsingin yliopiston fysiikan laitoksen astrofysiikan apulaisprofessori Peter Johansson on kehittänyt yhteistyössä irlantilaisten ja amerikkalaisten tutkijoiden kanssa simulaatiomallin, jonka avulla voidaan kuvata supermassiivisten mustien aukkojen muodostumista varhaisessa maailmankaikkeudessa entistä tarkemmin.

Tutkimus julkistettiin tuoreessa Nature Astronomy -lehdessä.

Sen mukaan supermassiivisia mustia aukkoja oli olemassa jo hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa, silloin, kun sen ikä oli alle 800 miljoonaa vuotta. Tämän ovat aiemmat havainnot osoittaneet.

Mustien aukkojen kasvu oli kituliasta

Johanssonin mukaan galaksien keskustoista löytyvien supermassiivisten mustien aukkojen massat voivat olla miljoonia tai jopa useita miljardeja kertoja aurinkoa suurempia, kun tyypillisesti massiivisten tähtien jälkeen jättämien mustien aukkojen massat ovat 5-20 kertaa Auringon massaa suurempia.

"Nämä havainnot ovat jossain määrin yllättäviä, koska mustien aukkojen massojen kasvattaminen kymmenistä auringon massoista miljardeihin auringon massoihin lyhyessä ajassa on hankalaa", sanoo Johansson.

Mustan aukon massan kasvattaminen onnistuu parhaiten kaasua syömällä, mutta samalla kun kaasu syöksyy kohti mustaa aukkoa, se kuumenee hyvin voimakkaasti johtuen kitkavoimista ja suuresta painovoimakentästä. Tämä kuuma kaasu säteilee voimakkaasti, ja osa säteilystä kytkeytyy takana tulevaan kaasuun aiheuttaen säteilypainetta, joka estää kaasun putoamisen mustaan aukkoon.

"Mustia aukkoja ei ikään kuin voi pakkosyöttää, koska liian suuri putoava kaasun määrä aiheuttaa voimakkaan säteilyryöpyn, joka puskee kaasua takaisin."

Galaksien taistelua

Viimeisten vuosien aikana on kehitetty myös vaihtoehtoinen malli selittämään supermassiivisten mustien aukkojen syntymistä varhaisessa maailmankaikkeudessa.

Tässä niin sanotussa ”suorassa romahdusmallissa” isot kaasupilvet, joiden massat vastaavat 10 000 - 100 000 Auringon massaa, romahtavat suoraan verrattain massiivisiksi mustiksi aukoiksi.

Tällainen suora romahtaminen edellyttää, että kaasun jäähtyminen varhaisessa maailmakaikkeudessa on ollut tehotonta, koska muuten kaasupilvi fragmentoituisi ja seurauksena syntyisi tähtiä.

Varhaisessa maailmankaikkeudessa ainut tapa jäähdyttää kaasua matalilla lämpötiloilla on molekulaarinen vety.

Nyt Nature Astronomy -lehdessä julkaistussa tutkimuksessa osoitetaan ensimmäistä kertaa, että jos kaksi galaksia syntyy lähes samanaikaisesti, ensimmäisen galaksin tähtien säteily voi tuhota molekulaarisen vedyn toiseksi syntyvästä galaksista.

Näin toiseen muodostuvaan galaksiin voi syntyä suuri musta aukko kaasupilven suorassa romahduksessa, josta kasvaa varsin nopeasti miljardin auringon massainen musta aukko. Tämän havainnot osoittavat.  

Tutkimusartikkeli Rapid formation of massive black holes in close proximity to embryonic protogalaxies on julkaistu Nature Astronomyn lisäksi kaikille avoimessa ArXiv:ssa.

Otsikkokuvassa on hahmotelma siitä, miltä protogalaksin lähelle syntyvä supermassiivinen musta aukko voisi näyttää. Sen massa vastaa kymmeniä tuhansia Auringon massoja ja sitä ympäröi kiertymäkiekko, mistä siitä lähtee symmetrisiä materiasuihkuja. Nuoressa protogalaksissa (oikealla) loistaa kirkkaana suuri joukko nuoria massiivisia tähtiä. Kuva vastaa simulaation tilannetta punasiirtymällä z=24, noin 140 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Kuvaoikeudet: J. Wise (Georgia Tech) & J. Regan (Dublin City).

Artikkeli on Helsingin yliopiston tiedote hieman editoituna.

Tämä on siis Chandra-teleskoopin vastine aiemmin Hubble-avaruusteleskoopilla otetulle "syvän taivaan kuvalle", monista yksittäisistä hyvin pitkään valotetuista havainnoista koostetulle kuvalle, missä näkyy paljon hyvinkin heikkovaloisia kohteita – pääasiassa galakseja.

Siinä missä Hubblen kuva on otettu näkyvän valon alueella, on Chandran kuvassa suurenergistä röntgensäteilyä lähettäviä kohteita, jotka tyypillisesti ovat tähtitaivaan järeimpiä taivaankappaleita tai hyvin suurienergisiä ilmiöitä.