Pimeä aine

Kohteesta Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, 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 Linnunradan kohteiden liikkeen (joka ei sopinut niiden oletettuun massaan) perusteella.[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. 1960-luvun lopulla 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 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.[5]

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).[6]
  • Aksionit: Aksioni on hypoteettinen kevyt, hidas ja runsaslukuinen hiukkanen. Aksionit selittäisivät CP-rikon ja mahdollisesti myös pimeän aineen.[7]
  • 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 tavallisesta aineesta supernovaräjähdyksissä syntyneet mustat aukot.[8] Varhain syntyneiden mustien aukkojen uskotaan törmäilleen toisiinsa ja muodostaneen keskisuuria mustia aukkoja. Kvasaarien mikrolinssiefektien perusteella on arvioitu, että mustien aukkojen osuus pimeästä aineesta on vähemmän kuin puolet.[9]
  • Steriilit neutriinot: Steriili neutriino on hypoteettinen neljäs neutriinolaji, joka olisi vuorovaikutuksessa tavallisen aineen kanssa vain painovoiman kautta.[10]

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.[11]
  • Tähtienvälinen aine: Linnunradasta löydetyn tähtienvälisen kaasun massa on noin puolet tähtien massasta. Jos galaksissamme on tavallista ja pimeää ainetta samassa suhteessa kuin koko maailmankaikkeudessa, kaasun osuus olisi noin 15 % Linnunradan tavallisen aineen massasta ja 2,5 % Linnunradan kokonaismassasta.[12]
  • Painovoima: Yksi ehdotus pimeäksi aineeksi oli, että painovoima käyttäytyisi 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.[13]

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. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln
  3. Freese 2014, s. 113-116
  4. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1937ApJ....86..217Z
  5. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0502312
  6. Freese 2014, s. 133-138
  7. Freese 2014, s. 131-132
  8. Freese 2014, s.128-129
  9. Koponen, Laura: Universumin täydeltä mustia aukkoja. Tähdet ja avaruus, heinäkuu 2016, nro 5/2016, s. 14-19.
  10. Freese 2014, s. 116
  11. Freese 2014, s. 116-122
  12. The Milky Way's Missing Mass: Partially Found 16.9.2015. Scientific American. Viitattu 6.5.2016. (englanniksi)
  13. Pimeän aineen jakauma yllätti tutkijat - MOND-teoria kaatui 7.1.2010. Tähdet ja avaruus. Viitattu 6.5.2016. (suomeksi)

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. Suom. 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]