Tiede ja teknologia

Ratkeaako pimeän aineen mysteeri?

Suurin osa maailmankaikkeuden aineesta on meiltä piilossa. Tavallisen, meille näkyvän aineen lisäksi universumissa on viisi kertaa enemmän pimeää ainetta. Pimeä aine vaikuttaa universumin rakenteiden kehitykseen, mutta kukaan ei tiedä, mitä se on ja kuinka se on syntynyt. Milloin luonnontieteen suurimpiin arvoituksiin kuuluva mysteeri ratkeaa?

 

Mikä liikuttaa tähtiä?

Tähtitieteilijä Fritz Zwicky tuijottaa mittaustuloksia. On 1930-luvun alku, kenties varhainen aamu Kaliforniassa sijaitsevalla Mount Wilsonin observatoriolla. Zwicky on saanut yölliset havaintonsa suoritettua ja pohtii nyt niiden merkitystä. Hän on punninnut Coman galaksijoukossa sijaitsevia galakseja mittaamalla niiden nopeuksia toistensa suhteen ja saanut kummallisen tuloksen: galaksien nopeudet vaihtelevat paljon oletettua enemmän. Joko oletusten pohjana oleva painovoimateoria on väärin tai jokin tuntematon, mutta hyvin painava aines on kiihdyttänyt galakseja huomattavasti oletettua nopeampaan liikkeeseen. Zwicky luottaa painovoimateoriaan ja tekee päätelmän, että Coman galaksijoukko sisältää paljon meille näkymätöntä ”pimeää ainetta”.

Coman galaksijoukko ei ole ainoa kohde, joka askarruttaa tähtitieteilijöitä seuraavien vuosikymmenien mittaan. Kaikkialta löytyy kohteita, joiden liikkeen selittäminen näyttää vaativan ainetta, joka on painavaa mutta joko täysin näkymätöntä tai liian himmeää näkyäkseen parhaimmillakaan kaukoputkilla. Päätelmien tekeminen on kuitenkin vaikeaa, sillä mittausvirheet ovat suuria. Pitkään yleinen konsensus on, ettei pimeää ainetta joko välttämättä tarvita tai ettei sen luonne poikkea kohteista, jotka koostuvat tavallisesta aineesta, mutta ovat liian himmeitä näkyäkseen meille suoraan.

Koittaa 1970-luvun alku. Useat tähtitieteilijät – tunnetuimpana esimerkkinä nuori Vera Rubin – mittaavat tähtien kiertonopeuksia emogalaksiensa keskustojen suhteen. Tulos on hätkähdyttävä, sillä mittaustulokset galaksista toisensa perään näyttävät, ettei tähtien kiertonopeus oletusten mukaisesti pienene suurilla etäisyyksillä, vaan pysyy likimain vakiona (Kuva 1). On kuin galaksien massa ei oleellisesti pienenisi galaksien keskustasta poispäin liikuttaessa, vaikka tähtien ja kaasun määrä vähenee.

https://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_rotation_curve#/media/File:Rotation_curve_of_spiral_galaxy_Messier_33_(Triangulum).png
Kuva 1. Tähtien ja kaasun kiertonopeus (km/s) emogalaksinsa keskustan ympäri etäisyyden (valovuosia) funktiona. Keltaiset pisteet edustavat tähtien havaittuja kiertonopeuksia, siniset pisteet kaasun havaittuja kiertonopeuksia. Harmaa katkoviiva kuvaa painovoimateorian ennustetta tapauksessa, jossa galaksin massa koostuu vain havaittujen tähtien ja kaasun massasta. Mittaustulokset ovat selvässä ristiriidassa teorian ennusteen kanssa. Kuva: Wikimedia Commons, CC BY-SA 4.0.

Havainnot ovat kiistattomassa ristiriidassa oletusten kanssa ja näyttävät vaativan niin sanotusti uutta fysiikkaa: joko monessa eri yhteydessä testattua ja kaikki testit läpäissyttä painovoimateoriaa täytyy muuttaa tai suurin osa galaksien ainesisällöstä koostuu meille näkymättömästä aineesta. Mistä tietää kumpi selitys on oikein?

Alkuräjähdys – ei alku eikä räjähdys

Tänä päivänä kosmologit luottavat alkuräjähdyksen tapahtuneen, sillä voimme suoraan havaita sen jättämää jälkihehkua. Tämä kosmiseksi mikroaaltotaustaksi kutsuttu säteily kantautuu meille joka hetki joka suunnasta taivasta (Kuva 2).

Kuva 2. Kosminen mikroaaltotaustasäteily Euroopan avaruusjärjestön Planck-satelliitin mittaamana. Kuva esittää taustasäteilyn lämpötilavaihteluita taivaalla. Siniset alueet kuvaavat kylmempiä kohtia, punaiset kuumempia. Kuva: ESA/Planck, CC BY-SA 3.0 IGO

Alkuräjähdys ei nimestään huolimatta ollut maailmankaikkeuden alku eikä räjähdys. Kosmologit tarkoittavat alkuräjähdyksellä maailmankaikkeuden tilaa, jossa hyvin tiiviiksi pakkautuneen nuoren universumin täytti kuuma, mutta maailmankaikkeuden laajenemisesta johtuen jatkuvasti jäähtyvä alkeishiukkaspuuro. Niin kauan kuin puuro oli riittävän kuumaa, siinä risteilivät kaikki tuntemamme alkeishiukkaset elektroneista Higgsin bosoniin. Maailmankaikkeus oli tiheä ja tulikuuma, mutta säkkipimeä, sillä valolla ei ollut tilaa kulkea vapaasti törmäämättä ja absorboitumatta jatkuvasti muihin hiukkasiin.

Noin 380 000 vuotta kestäneen tapahtuman aikana tulikuuma puuro kiehutti ensin esiin ensimmäiset kevyet atomiytimet – pääasiassa vetyä, heliumia ja pienen määrän litiumia – ja loi lopulta myös kosmisen taustasäteilyn. Tämä tapahtui, kun universumin lämpötila oli laskenut tasolle, jossa vapaat elektronit sitoutuivat atomiytimiin ja vapauttivat alkuräjähdyksen alkeishiukkaspuuron fotonit eli valohiukkaset matkaamaan ensimmäistä kertaa vapaasti. Näitä vastaavat radioaallonpituusalueen valoaallot havaitsemme tänä päivänä kosmisena taustasäteilynä.

Pimeän aineen sormenjälki

Taustasäteily ei ole täysin samanlaista joka suunnassa taivasta, vaan sisältää pieniä lämpötilavaihteluita (Kuva 3). Koska taustasäteily on oleellisesti valokuva nuoresta universumista, lämpötilavaihtelut vastaavat tiheyseroja alkuräjähdyksen hiukkaspuurossa. Tutkimalla vaihteluiden suuruutta ja vertaamalla näitä alkeishiukkasten tunnettujen ominaisuuksien perusteella tehtyihin ennusteisiin pystymme sanomaan, mitä alkuräjähdyksen aikana tapahtui.

Kuva 3. Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn lämpötilavaihtelu (mikro-Kelvineitä) kulmakoon (asteita) funktiona. Punaiset pisteet esittävät mittaustuloksia virherajoineen. Vihreä käyrä kuvaa pimeän aineen sisältävän kosmologisen mallin ennustetta. Havaittujen lämpötilapiikkien paikat ja suhteelliset korkeudet kertovat kosmoksessa olevan pimeää ainetta viisi kertaa tavallista ainetta enemmän. Piikit myös kertovat, ettei pimeä aine voi koostua tavallisesta aineesta. Kuva: ESA/Planck.

Alkeishiukkasten taustasäteilyyn painama kosminen sormenjälki paljastaa, että maailmankaikkeuden aineesta yli viisi kuudesosaa on meiltä hukassa. Tuo meille näkymätön ”pimeä aine” on painavaa, hyvin heikosti vuorovaikuttavaa ja hidasta eli ”kylmää”, kuten kosmologit tapaavat sanoa. Taustasäteily myös paljastaa, ettei pimeän aineen ongelmaa voi selittää muuttamalla painovoimateoriaa, vaikka tällainen muutos voisikin selittää tähtien havaitun liikkeen emogalaksiensa ympäri.

Kaiken kukkuraksi lämpötilavaihtelut näyttävät, ettei pimeä aine voi koostua tavallisesta aineesta, vaan sen on oltava ”ei-baryonista”, eli esimerkiksi uusia alkeishiukkasia. Pimeän ja näkyvän aineen jakaumat maailmankaikkeudessa kuitenkin vastaavat toisiaan. Tänä päivänä iso osa pimeästä aineesta sijaitseekin haloiksi kutsutuissa rakenteissa, joiden sisällä tavallisesta aineesta koostuvat galaksit kelluvat.

Uusia alkeishiukkasia?

Pimeän aineen ongelma on siis historian saatossa muuttunut puuttuvan massan arvoituksesta uusien alkeishiukkasten metsästämiseksi. Vielä 1970-luvulla harva ajatteli tähtien havaitun liikkeen selittyvän uusien alkeishiukkasten ominaisuuksilla, mutta viimeistään taustasäteilystä tehtyjen tarkkuusmittausten myötä alkeishiukkasista on tullut johtava paradigma pimeän aineen ominaisuuksien selittämisessä.

Mitä tiedämme pimeästä aineesta? Ensinnäkin sen on täytynyt syntyä alkuräjähdyksen aikana, sillä muutoin se ei jättäisi jälkeä kosmiseen taustasäteilyyn. Sen on lisäksi oltava hyvin pitkäikäistä, jotta havaitsisimme sen vaikutuksen tähtiin ja galakseihin myös tänä päivänä. Mittausten mukaan pimeän aineen määrä ei myöskään ole voinut maailmankaikkeuden historian aikana muuttua suuresti. Lisäksi pimeän aineen hiukkasten on vuorovaikutettava hyvin heikosti tavallisen aineen kanssa, sillä muuten olisimme jo havainneet niitä. Kuinka saada pimeä aine kiinni?

Pimeän aineen synty

Tutkituimmissa teoreettisissa malleissa pimeä aine oli aluksi tasapainossa tavallisen aineen kanssa alkuräjähdyksen hiukkaspuurossa. Tasapaino säilyi, kunnes ainekomponenttien välinen vuorovaikutus ei enää kyennyt kilpailemaan maailmankaikkeuden laajenemisen kanssa. Pimeä aine ”irtikytkeytyi” tavallisesta aineesta samalla tavalla kuin fotonit irtikytkeytyivät elektroneista kosmisen taustasäteilyn syntyessä. Jäljelle jäi kosminen reliikki, joka pimeän aineen tapauksessa alkoi muodostaa maailmankaikkeuteen rakenteita.

Painovoimansa avulla pimeä aine kokosi ensin galaksien, sitten galaksijoukkojen siemenet yhteen. Tavallisesta aineesta koostuvan kaasun pudotessa pimeän aineen luomiin painovoimakuoppiin ja kaasun tiivistyessä alkoi syntyä tähtiä ja galakseja, sekä näiden kehittyessä ja siirtyessä uusiin tähtisukupolviin yhä monimutkaisemmista alkuaineista koostuvia planeettoja.

Vakuuttavin todiste pimeän aineen olemassaololle syntyykin juuri tästä huomiosta. Maailmankaikkeudessa ei laskujemme ja aiheesta tehtyjen simulaatioiden mukaan olisi läheskään niin suurta määrää eri kokoluokan rakenteita, mikäli ei-baryonista, kylmää pimeää ainetta ei olisi olemassa (Kuva 4). Meidän on siis pitkälti kiittäminen pimeää ainetta myös omasta olemassaolostamme. Tärkein kysymys on kuitenkin edelleen selvittämättä. Mitä pimeä aine on?

Kuva 4. Maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteen kehitys pimeää ainetta sisältävissä simulaatioissa. Kuvassa aika kulkee vasemmalta oikealle: oikeanpuoleinen laatikko edustaa tätä hetkeä. Keltaiset alueet kuvaavat galakseja, violetti kaasumaista ainetta. Laatikon sivun pituus on noin 140 Mpc (noin 460 miljoonaa valovuotta). Ilman kylmää pimeää ainetta nykyinen maailmankaikkeus muistuttaisi enemmän ensimmäisen laatikon universumia. Kuva: Volker Springel/Max-Planck-Institute for Astrophysics.
Jääkö pimeä aine haaviin?

Pimeää ainetta on viime vuosikymmenien aikana pyritty tuottamaan suurimmissa hiukkaskiihdyttimissä ja sen törmäyksiä tavallisen aineen kanssa on yritetty havaita useissa maanalaisissa ja avaruuteen sijoitetuissa hiukkasilmaisimissa. Ideana on törmäyttää tavallisen aineen hiukkasia yhteen ja luoda törmäysenergiasta uusia hiukkasia tai laittaa esimerkiksi jalokaasua suureen tankkiin, jolloin pimeän aineen hiukkasen sattuessa kohdalle saa jalokaasumolekyyli energiaa, joka voidaan havaita herkällä ilmaisimella.

Motivaatiota kokeet saavat erityisesti tavallisimmista pimeän aineen syntymalleista, jotka ennustavat pimeän ja tavallisen aineen välisen vuorovaikutuksen olevan vähintään niin suurta, että pimeä aine oli fotonien lailla tasapainossa alkuräjähdyksen hiukkaspuuron kanssa. Mikäli näin on, mahdollisuudet havaita pimeän aineen törmäyksiä tavallisen aineen kanssa myös tänä päivänä ovat verrattain hyvät.

Ongelmana kuitenkin on, ettei pimeää ainetta ole näillä keinoilla havaittu. Vuorovaikutuksen on oltava paljon pienempää kuin vuosikymmeniä uskottiin. Pimeän aineen tutkimus onkin tullut tienristeykseen, jossa joudumme pohtimaan uusia vaihtoehtoja niin pimeän aineen synnylle kuin sen testausmenetelmillekin.

Tänä päivänä pimeän aineen tutkimus yhdistää maailmankaikkeuden kaikkein pienimpien ja toisaalta kaikkein suurimpien kokoskaalojen tutkijoita eli hiukkasfyysikoita, tähtitieteilijöitä ja kosmologeja. Avoimia kysymyksiä riittää. Syntyikö pimeä aine oletetusta poikkeavalla tavalla? Voisiko pimeän aineen luonnetta testata tutkimalla sen täsmällistä vaikutusta maailmankaikkeuden eri mittakaavan rakenteiden kehitykseen? Kytkeytyykö pimeä aine jollakin tapaa toiseen suureen tuntemattomaan, maailmankaikkeuden kiihtyvää laajenemista aiheuttavaan pimeään energiaan?

Elämme kosmologian kulta-aikaa, sillä vasta nyt alamme ymmärtää, mistä kotikosmoksemme todella koostuu ja mitä vielä on selvittämättä. Tulevat vuosikymmenet toivottavasti näyttävät, mikä menetelmä paljastaa pimeän aineen perimmäisen luonteen.

 

Tommi Tenkanen
Tutkijatohtori, teoreettisen fysiikan dosentti
Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University, Yhdysvallat
Kirjoittaja on kosmologian tutkija, jonka tietokirja pimeästä aineesta julkaistaan syksyllä 2019.

Print Friendly, PDF & Email
Takaisin etusivulle