Pimeä aine

Kohteesta Wikipedia
Siirry navigaatioon Siirry hakuun

Pimeä aine on aineen tyyppi, jonka uskotaan muodostavan suuren osan maailmankaikkeuden massasta. Sitä ei voi havaita suoraan, sillä se ei vaikuta absorboivan tai emittoivan sähkömagneettista säteilyä. Sen vaikutus tavalliseen aineeseen on kuitenkin havaittavissa gravitaation ja heikon vuorovaikutuksen kautta.

Planck-luotaimen vuosina 2009–2013 tekemien mittausten mukaan pimeä aine muodostaa 26,8 % havaittavan maailmankaikkeuden massaenergiasta ja suurimman osan sen varsinaisesta aineesta. Pimeän energian osuus on 68,3 % ja tavallisen aineen 4,9 %.[1]

Ensimmäisenä pimeän aineen olemassaoloa ehdotti Fritz Zwicky Kalifornian teknillisestä yliopistosta (Caltech) vuonna 1933 pääteltyään sen Coman galaksijoukon galaksien liikkeistä, jotka eivät vastanneet galaksien oletettua massaa.[2] Nykyäänkään pimeän aineen koostumuksesta ei olla varmoja, ja kyseessä saattaisi olla esimerkiksi toistaiseksi tuntematon subatominen hiukkanen.

Pimeä aine voidaan jakaa kahteen luokkaan: kylmään ja kuumaan pimeään aineeseen. Kuuma pimeä aine liikkuu lähes valonnopeudella, kun taas kylmä pimeä aine liikkuu selvästi hitaammin. Tunnetut neutriinolajit ovat kuumaa pimeää ainetta. Suuren nopeutensa vuoksi neutriinot eivät voi jäädä kiertämään galaksia eivätkä ne näin ollen selitä galaksien puuttuvaa massaa. Neutriinojen on arvioitu vastaavan noin 0,5 %:sta maailmankaikkeuden massaenergiasta.[3] Täten kylmän pimeän aineen osuudeksi jäisi 26,3 %.

Havaintoja[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alun perin pimeän aineen hypoteesi kehitettiin selittämään anomaalisia astronomisia havaintoja. Zwicky sovelsi viriaaliteoreemaa muutamiin galaksijoukkoihin ja havaitsi joukkojen massojen olevan hyvin paljon suurempia kuin niiden kirkkauden perusteella massa-luminositeettisuhteesta voidaan laskea.[4]

Tunnetuin esimerkki tarpeesta pimeälle aineelle liittyy galaksien rotaatiokäyrän muotoon. Tämä käyrä esittää tähtien liikkumisnopeuden galaksin ympäri niiden galaksin keskeltä mitatun etäisyyden funktiona. Jos galaksin massajakauma vastaa siinä näkyvien tähtien ja kaasun jakaumaa ja jos tämän massan aiheuttama painovoima on kääntäen verrannollinen etäisyyden neliöön, rotaatiokäyrän tulisi laskea etäisyyden kasvaessa. Näin ei kuitenkaan käy. 1970-luvulla Vera Rubin osoitti, että galaksien rotaatiokäyrät eivät laske, vaan rotaationopeus galaksin ympäri on likimain vakio etäisyydestä riippumatta. Koska tähtitiheys laskee jyrkästi galaksin ulko-osia kohti, rotaatiokäyrää "nostaa" jokin näkymätön massa.

Pimeä aine jättää jälkensä myös kosmiseen taustasäteilyyn. Ensimmäinen kartta kosmisesta taustasäteilystä laadittiin COBE-satelliitin mittausten perusteella vuonna 1992. Sen mukaan noin 85 % maailmankaikkeuden aineesta on pimeää ainetta.[5] Myöhemmin WMAP- ja Planck-satelliitit ovat vahvistaneet COBEn tulokset ja tarkentaneet niitä.

Pimeä aine näkyy myös galaksijoukkojen muodostamissa gravitaatiolinsseissä. Tutkimalla galaksijoukon painovoimakentän vääristämiä kuvia joukon takana sijaitsevista galakseista, saadaan määritettyä linssinä toimivan galaksijoukon massajakauma ja kokonaismassa. Vertaamalla tulosta galaksin tähtien ja kaasun emittoimasta valosta laskettavissa olevaan massaan ja erityisesti näkyvän aineen jakaumaan, osoittautuu, että galaksijoukkojen massasta suurin osa on pimeää ainetta. Gravitaatiolinssi-ilmiön erityinen vahvuus on, että sillä saadaan riippumaton käsitys pimeän aineen jakaumasta. Tällä menetelmällä onkin voitu osoittaa, ettei pimeän aineen jakauma seuraa suoraan näkyvän aineen jakaumaa.

Galaksin rotaatiokäyrän tulisi laskea, kun liikutaan galaksin keskustasta poispäin (A), mutta havaintojen mukaan näin ei tapahdu (B). Eron selittämisen katsotaan vaativan pimeää ainetta.

Pimeän aineen tutkimuksen kannalta mielenkiintoisia ovat myös alhaisen pintakirkkauden galaksit. Näiden massa vastaa tavanomaisen kääpiögalaksin massaa, mutta niissä on vain hyvin pieni määrä tähtiä. Näissä galakseissa, joita tunnetaan useita tuhansia, jopa 95 % kokonaismassasta muodostuu muusta kuin valaisevasta materiaalista. Mielenkiintoinen kohde on myös Virgo HI21. Siitä radioaallonpituuksilla tehdyissä havainnoissa nähdään kokonaan neutraalista vedystä muodostuva galaksi, mutta optisesti alueelta ei havaita lainkaan tähtiä.[6]

Pimeän aineen tarve seuraa kiinteästi myös alkuräjähdykseen liittyvistä teorioista.

Ehdokkaita kylmäksi pimeäksi aineeksi[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • WIMPit (heikosti vuorovaikuttavat massiiviset hiukkaset): WIMP on hypoteettinen hiukkanen, joka on vuorovaikutuksessa tavallisen aineen kanssa vain painovoiman ja heikon vuorovaikutuksen kautta. Tällaiset hiukkaset olisivat törmäilleet toisiinsa maailmankaikkeuden alkuaikoina, ja suurin osa niistä olisi annihiloitunut. Laskelmien mukaan WIMPejä olisi jäänyt jäljelle juuri sen verran kuin maailmankaikkeudessa arvellaan olevan pimeää ainetta. Jos tunnetuilla alkeishiukkasilla on supersymmetriset vastineet, WIMP voisi olla vakain supersymmetrinen hiukkanen (esimerkiksi neutraliino tai fotiino).[7]
  • Aksionit: Aksioni on hypoteettinen kevyt, hidas ja runsaslukuinen hiukkanen. Aksionit selittäisivät CP-rikon ja mahdollisesti myös pimeän aineen.[8]
  • Alkuperäiset mustat aukot: Alle minuutin ikäisessä maailmankaikkeudessa on spekuloitu syntyneen valtava määrä noin Maan massaisia mustia aukkoja. Nämä eivät kuuluisi tavallisen aineen 4,9 %:iin, toisin kuin myöhemmin tavallisesta aineesta supernovaräjähdyksissä syntyneet mustat aukot.[9] Alkuperäisten mustien aukkojen uskotaan törmäilleen toisiinsa ja muodostaneen keskisuuria mustia aukkoja, joiden massa olisi 10–100 Auringon massaa. Kvasaarien mikrolinssiefektien perusteella on arvioitu, että mustien aukkojen osuus pimeästä aineesta on vähemmän kuin puolet.[10]
  • Steriilit neutriinot: Steriili neutriino on hypoteettinen neljäs neutriinolaji, joka olisi vuorovaikutuksessa tavallisen aineen kanssa vain painovoiman kautta.[11] Maailmankaikkeuden alkuaikoina suurin osa steriileistä neutriinoista olisi törmännyt toisiinsa ja annihiloitunut. Laskelmien mukaan jäljelle jääneet steriilit neutriinot eivät voi muodostaa merkittävää osaa pimeästä aineesta.[12]

Aikaisempia ehdotuksia, jotka eivät enää sovi havaintoihin[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • MACHOt (massiiviset kompaktit halo-kappaleet): Perinteinen selitys galaksien puuttuvalle massalle oli himmeät tähdet, ruskeat kääpiöt ja tähtien jäänteet. Himmeät tähdet ja ruskeat kääpiöt muodostavat yhteensä alle 3 % Linnunradan massasta ja valkoiset kääpiöt korkeintaan 15 %, joten nämä eivät yksinään selitä galaksien puuttuvaa massaa.[13]
  • Tähtienvälinen aine: Linnunradasta löydetyn tähtienvälisen kaasun massa on noin puolet tähtien massasta ja 2,5 % Linnunradan kokonaismassasta.[14]
  • Painovoima: Yksi ehdotus galaksien rotaatiokäyrien selittämiseksi oli, että painovoima käyttäytyisi yleisestä suhteellisuusteoriasta poikkeavalla tavalla. Linnunradan pimeä aine ei kuitenkaan ole jakautunut tasaisesti, minkä vuoksi esimerkiksi MOND (modifioitu newtonilainen dynamiikka) tai muista braaneista vuotava painovoimavaikutus eivät voi selittää pimeää ainetta.[15]

Pimeän aineen hiukkasen etsintä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • WIMPit: Jos pimeä aine koostuu WIMP-hiukkasista, ne kiertävät Linnunradan massakeskipistettä tähtien tavoin. Koska Maa kiertää Auringon ympäri, WIMPejä etsivien maanpäällisten hiukkasilmaisimien tulisi havaita vuodenajasta johtuvaa huojuntaa WIMPien lukumäärässä. Sen sijaan maanpäällisistä häiriölähteistä johtuva kohina olisi tasaista ympäri vuoden. Vuonna 1997 DAMA/NaI-tutkijaryhmä raportoi havainneensa vuotuisen huojunnan Gran Sasso -vuoren sisään rakennetulla hiukkasilmaisimella. Maanpäällisiltä häiriöiltä paremmin suojatut hiukkasilmaisimet eivät kuitenkaan ole löytäneet vastaavaa ilmiötä, minkä vuoksi DAMAn havaintojen on epäilty johtuvan esimerkiksi tunnelin vuotuisista lämpötilan vaihteluista.[16] Toinen tapa etsiä WIMPejä on tutkia avaruudesta tulevaa gammasäteilyä. Teorian mukaan WIMPit annihiloituvat gammasäteilyksi törmätessään toisiinsa. NASAn Fermi-satelliitti ei ole toistaiseksi löytänyt sellaista gammasäteilyä, mitä ei voisi selittää tavanomaisilla lähteillä. Tämä on asettanut tarkemmat rajat WIMP-hiukkasten massalle.[17]
  • Aksionit: Teorian mukaan aksionit voivat muuttua voimakkaassa magneettikentässä gammasäteilyksi ja siitä takaisin aksioneiksi. Tämä jättäisi voimakkaiden gammasäteilyn lähteiden spektriin aukkoja. Fermi-satelliitti ei ole löytänyt viitteitä aksioneista, mikä on asettanut tarkemmat rajat aksionien massalle.[17]
  • Steriilit neutriinot: Vuonna 2001 julkaistiin Fermilabin LSND-kokeen tulokset. Kokeessa oletettua suurempi osa myonin antineutriinoista muuttui elektronin antineutriinoiksi, mikä voisi viitata steriilien neutriinojen olemassaoloon.[18] Muissa tutkimuksissa ei ole löydetty steriilejä neutriinoja. Tällaisia ovat etenkin Planck-luotaimen mittaukset kosmisesta taustasäteilystä vuonna 2013[19] ja IceCube-neutriinoilmaisimen tulokset vuonna 2016.[20] Vuonna 2018 Fermilabin tutkijat kuitenkin kertoivat löytäneensä uusia todisteita steriileistä neutriinoista MiniBooNE-kokeessa. Kriitikoiden mukaan Fermilabin molemmat tulokset voivat johtua siitä, että hiukkasilmaisinta ei ole suojattu riittävän hyvin hiukkaskiihdyttimen ulkopuolelta tulevilta neutriinoilta.[19]

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Planck reveals an almost perfect Universe 27.3.2013. Euroopan avaruusjärjestö. Viitattu 27.3.2013. (englanniksi)
  2. Tähtinen & Flynn 2008, s. 41
  3. Freese 2014, s. 113–116
  4. Zwicky, F.: On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae. Astrophysical Journal, 1937, 86. vsk, s. 217. doi:10.1086/143864. Artikkelin verkkoversio Viitattu 27.10.2018.
  5. Dark Matter - The Big Bang and the Big Crunch The Physics of the Universe. Viitattu 27.10.2018.
  6. Minchin, Robert & Davies, Jonathan & Disney, Michael & Boyce, Peter & Garcia, Diego & Jordan, Christine & Kilborn, Virginia & Lang, Robert & Roberts, Sarah & Sabatini, Sabina & Driel, Wim van: A Dark Hydrogen Cloud in the Virgo Cluster. The Astrophysical Journal, 2005, 622. vsk, nro 1, s. L21-L24. American Astronomical Society. doi:10.1086/429538. Artikkelin verkkoversio Viitattu 27.10.2018.
  7. Freese 2014, s. 133–138
  8. Freese 2014, s. 131–132
  9. Freese 2014, s.128–129
  10. Koponen, Laura: Universumin täydeltä mustia aukkoja. Tähdet ja avaruus, heinäkuu 2016, nro 5/2016, s. 14–19.
  11. Freese 2014, s. 116
  12. Enqvist 2014, s. 162
  13. Freese 2014, s. 116–122
  14. Croswell, Ken: The Milky Way's Missing Mass: Partially Found 16.9.2015. Scientific American. Viitattu 6.5.2016. (englanniksi)
  15. Nummela, Sakari: Pimeän aineen jakauma yllätti tutkijat - MOND-teoria kaatui 7.1.2010. Tähdet ja avaruus. Viitattu 6.5.2016. (suomeksi)
  16. Freese 2014, s. 186–188
  17. a b Reddy, Francis: NASA's Fermi Mission Expands its Search for Dark Matter 7.8.2017. NASA. Viitattu 15.11.2018.
  18. Liquid Scintillator Neutrino Detector Strengthens Evidence For Neutrino Oscillations 5.12.2001. Science Daily. Viitattu 15.11.2018.
  19. a b Cho, Adrian: Reports of sterile neutrino’s resurrection may be greatly exaggerated 4.6.2018. Science. Viitattu 15.11.2018.
  20. Suominen, Mikko: Neljättä neutriinolajia etsivä kartoitus valmistui 9.8.2016. Tähdet ja avaruus. Viitattu 15.11.2018.

Kirjallisuutta[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Davies, Paul: Kultakutrin arvoitus: Miksi maailmankaikkeus on juuri sopiva elämälle?. (The goldilocks enigma: Why is the universe just right for life?, 2006). Ursan julkaisuja 106. Suomentanut Hannu Karttunen. Helsinki: Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 2007. ISBN 978-952-5329-64-3.
  • Enqvist, Kari: Kosmoksen hahmo. Helsinki: WSOY, 2003. ISBN 951-0-27916-1.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]