Pimeä aine

Wikipediasta
Siirry navigaatioonSiirry hakuun
 n • k • m 

Pimeä aine eli pimeä massa[1] voidaan määritellä kahdella tavalla: teoreettisesti sillä voidaan tarkoittaa maailmankaikkeuden ainetta, joka ei emittoi (säteile), absorboi, tai sirota lainkaan sähkömagneettista säteilyä, mutta joka kuitenkin vuorovaikuttaa tavanomaisen aineen kanssa painovoiman välityksellä.[2] Kosmologisista havainnoista puhuttaessa sillä kuitenkin tarkoitetaan ainetta, joka on liian himmeää havaittavaksi nykyteknologian avulla sähkömagneettisen säteilyn perusteella.[2] Pimeän aineen uskotaan muodostavan suuren osan maailmankaikkeuden massasta. Sitä ei ole kuitenkaan onnistuttu havaitsemaan suoraan, ja sen koostumus on yksi kosmologian ratkaisemattomista arvoituksista.[3] Pimeää ainetta kutsutaan myös nimellä puuttuva massa.[1]

Planck-luotaimen vuosina 2009–2013 tekemien havaintojen ja yleisen suhteellisuusteorian (painovoimateoria) perusteella pimeä aine kattaa 84,5 % maailmankaikkeuden massasta ja 26,8 % sen massaenergiasta. Pimeän energian osuus massaenergiasta on 68,3 % ja tavallisen aineen 4,9 %. Tavallisen aineen osuus aineesta on 15,5 %.[4]

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 ja täten painovoimaa.[5] Pimeän aineen koostumuksesta ei olla varmoja, ja kyseessä saattaisi olla yksi tai useampi toistaiseksi tuntematon subatominen hiukkanen.

Pimeä aine voidaan jakaa kahteen luokkaan massansa perusteella: kylmään ('raskaaseen') ja kuumaan pimeään aineeseen ('kevyeen'). Kevyt pimeä aine liikkuu raskasta nopeammin[6]. 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.[7] Täten kylmän pimeän aineen osuudeksi jäisi 26,3 %. Kuuma pimeä aine oli suosituin teoria 1980-luvun lopulla, mutta kun se ei vastannut havaintoja, sen on syrjäyttänyt jossain määrin kylmä pimeä ainelähde?.

Koska pimeää ainetta ei ole yrityksistä huolimatta onnistuttu havaitsemaan, osa astrofyysikoista on ehdottanut vaihtoehtoiseksi ratkaisuksi muutoksia yleisen suhteellisuusteorian lakeihin.

Historia ja havainnot

muokkaa wikitekstiä

Alun perin pimeän aineen hypoteesi kehitettiin selittämään yleisestä suhteellisuusteoriasta (painovoiman teoria) poikkeavia astronomisia havaintoja. Zwicky sovelsi viriaaliteoreemaa muutamiin galaksijoukkoihin ja havaitsi joukkojen massojen olevan hyvin paljon suurempia kuin niiden kirkkauden perusteella massa-luminositeettisuhteesta voidaan laskea.[8] Aikalaistensa tavoin Zwicky oletti galaksien puuttuvan massan koostuvan tavallisesta aineesta, kuten himmeistä tähdistä ja tähtienvälisestä kaasusta.[9]

Galaksijoukoista riippumaton todiste pimeästä aineesta saatiin 1970-luvulla, kun radioteleskooppien kehitys mahdollisti galaksien rotaatiokäyrien mittaamisen myös halosta, jossa sijaitsee tähtien sijaan lähinnä kaasupilviä, joita ei pysty havainnoimaan näkyvän valon alueella.[10] 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.

Pimeää ainetta tarjotaan myös galaksien muodostumisen siemeneksi. Tiede ei kykene selittämään galaksien nopeaa muodostumista ilman pimeää ainetta. Pimeä aine olisi heikosti vuorovaikuttavana kyennyt muodostamaan galaksien aihioita tavallista ainetta nopeammin.lähde? Vuonna 1982 Jim Peebles osoitti, että alkuräjähdyksessä ei ole voinut syntyä havaittua määrää galakseja ilman pimeää ainetta. Jotta galakseja syntyisi tarpeeksi, alkuräjähdyksen hiukkaspuurossa olisi pitänyt olla suuria tiheysvaihteluita, mutta 1980-luvun maanpäällisten havaintolaitteiden tarkkuus ei riittänyt löytämään kosmisesta taustasäteilystä lainkaan lämpötilaeroja. Sen sijaan pimeä aine on voinut alkuräjähdyksen aikana kasaantua galaksien aihioiksi aiheuttamatta suuria lämpötilaeroja kosmiseen taustasäteilyyn.[11]

1990-luvun alussa kosmista taustasäteilyä päästiin tutkimaan avaruudesta käsin COBE-satelliitilla. COBEn tarkkuus riitti havaitsemaan kosmisesta taustasäteilystä pieniä lämpötilavaihteluita, mikä oli lisäviite pimeän aineen olemassaolosta.[12] Lämpötilavaihteluiden vaihtoehtoinen selitys on kosminen inflaatio. COBEn tulosten perusteella 85 % maailmankaikkeuden massasta on pimeää ainetta.[13] 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.lähde? Mielenkiintoinen kohde on myös Virgo HI21. Siitä radioaallonpituuksilla tehdyissä havainnoissa nähdään kokonaan neutraalista vedystä muodostuva galaksi, mutta optisesti alueelta ei havaita lainkaan tähtiä[14].

Ehdokkaita pimeäksi aineeksi

muokkaa wikitekstiä
Pääartikkeli: Kylmä pimeä aine

Ehdokkaita kylmäksi pimeäksi aineeksi:

  • 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).[15]
  • Aksionit: Aksioni on hypoteettinen kevyt, hidas ja runsaslukuinen hiukkanen. Aksionit selittäisivät CP-rikon ja mahdollisesti myös pimeän aineen.[16]
  • 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.[17] 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.[18]
  • Steriilit neutriinot: Steriili neutriino on hypoteettinen neljäs neutriinolaji, joka olisi vuorovaikutuksessa tavallisen aineen kanssa vain painovoiman kautta.[19] Maailmankaikkeuden alkuaikoina suurin osa steriileistä neutriinoista olisi törmännyt toisiinsa ja annihiloitunut. Laskelmien mukaan jäljelle jääneet steriilit neutriinot eivät voi muodostaa merkittävää osaa pimeästä aineesta.[20]

Aikaisempia ehdotuksia, jotka eivät enää sovi havaintoihin

muokkaa wikitekstiä
  • MACHOt (massiiviset kompaktit halo-kappaleet): Perinteinen selitys pimeälle aineelle oli himmeät tähdet, ruskeat kääpiöt ja tähtien jäänteet. 2000-luvun ensikymmenen alussa Hubble-avaruusteleskoopin kuvista tehtyjen tähtilaskentojen ja maanpäällisillä kaukoputkilla mikrolinssi-ilmiötä hyödyntävien havaintojen perusteella kävi ilmeiseksi, että vain prosentti Linnunradan puuttuvasta massasta olisi selitettävissä kääpiötähdillä.[21]
  • Tähtienvälinen aine: Linnunradasta löydetyn tähtienvälisen kaasun massa on noin puolet tähtien massasta ja 2,5 % Linnunradan kokonaismassasta.[22]

Ehdokkaiden havaitsemisyrityksiä

muokkaa wikitekstiä
  • WIMPit: Jos pimeä aine koostuu WIMP-hiukkasista (heikosti vuorovaikuttavista massiivisista 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.[23] 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.[24]
  • Aksionit: Teorian mukaan aksionit voivat muuttua voimakkaassa magneettikentässä gammasäteilyksi ja siitä takaisin aksioneiksi. Aksioneita on etsitty maanpäällisillä mittalaitteilla, joissa suljetun kammion sisälle luodaan vahva ja nopeasti vaihtuva magneettikenttä ja sitten mitataan, syntyykö kammion sisällä gammasäteilyä. Jos syntyy, se on merkki aksioneista. Ongelmana on se, että teoria ei ota kantaa aksionien massaan, joten tutkijoiden täytyy kokeilla lähes lukematonta määrää erisuuruisia magneettikenttiä aksionien löytämiseksi.[25] Aksioneita voi myös etsiä avaruudesta tutkimalla voimakkaan gammasäteilyn spektristä, onko siinä aukkoja. Jos on, ne ovat merkki aksioneista. Fermi-satelliitti ei ole löytänyt viitteitä aksioneista, mikä on asettanut tarkemmat rajat aksionien massalle.[24]
  • Steriilit neutriinot: Vuonna 2001 julkaistiin Fermilabin LSND-kokeen tulokset. Kokeessa oletettua suurempi osa myonin antineutriinoista muuttui elektronin antineutriinoiksi, mikä voisi viitata steriilien neutriinojen olemassaoloon.[26] Muissa tutkimuksissa ei ole löydetty steriilejä neutriinoja. Tällaisia ovat etenkin Planck-luotaimen mittaukset kosmisesta taustasäteilystä vuonna 2013[27] ja IceCube-neutriinoilmaisimen tulokset vuonna 2016.[28] 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.[27]

Vaihtoehtoja pimeälle aineelle

muokkaa wikitekstiä

Pimeä aine on täysin teoriasidonnaista, eikä sitä ole suoraan havaittu. Pimeän aineen olemattomuus pakottaisi muuttamaan painovoiman teoriaamme, eli yleistä suhteellisuusteoriaa.[29][30][31]

Katso myös

muokkaa wikitekstiä

Lähteet

muokkaa wikitekstiä
  • Tähtinen, Leena & Flynn, Chris: Universumin pimeä puoli: Tieteen suurimmat arvoitukset pimeä aine ja pimeä energia. Ursan julkaisuja 109. Helsingissä: Ursa, 2008. ISBN 978-952-5329-69-8.
  • Enqvist, Kari: Ensimmäinen sekunti: Silminnäkijän kertomus. Helsinki: WSOY, 2014. ISBN 978-951-0-40730-1.
  • Freese, Katherine: Kosminen cocktail: Kolme osaa pimeää ainetta. (The Cosmic Cocktail: Three Parts Dark Matter, 2014) Suomentanut Juha Pietiläinen. Helsinki: Terra Cognita, 2015. ISBN 978-952-5697-75-9.
  • Tenkanen, Tommi: Pimeän aineen arvoitus. Ursan julkaisuja 166. Helsinki: Ursa, 2019. ISBN 978-952-5985-75-7.

Viitteet

muokkaa wikitekstiä

Kirjallisuutta

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.
  • Barbara Sue Ryden: Introduction to cosmology. New York, NY: {{{Julkaisija}}}, 2017. 958497976. ISBN 978-1-107-15483-4, 1-107-15483-9.

Aiheesta muualla

muokkaa wikitekstiä
Noudettu kohteesta ”https://www.search.com.vn/wiki/?lang=fi&title=Pimeä_aine&oldid=22195376”

Navigointivalikko