Pimeä aine

Pimeä aine eli pimeä massa 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. Kosmologisista havainnoista puhuttaessa sillä kuitenkin tarkoitetaan ainetta, joka on liian himmeää havaittavaksi nykyteknologian avulla sähkömagneettisen säteilyn perusteella. Pimeän aineen uskotaan muodostavan suuren osan maailmankaikkeuden massasta. Sitä ei ole kuitenkaan onnistuttu havaitsemaan suoraan, ja sen koostumus on yksi kosmologian ratkaisemattomista arvoituksista. Pimeää ainetta kutsutaan myös nimellä puuttuva massa.
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 %.
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. 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. 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. 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 aine.
Koska pimeää ainetta ei ole yrityksistä huolimatta onnistuttu havaitsemaan, osa astrofyysikoista on ehdottanut vaihtoehtoiseksi ratkaisuksi muutoksia yleisen suhteellisuusteorian lakeihin.
Historia ja havainnot.
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. Aikalaistensa tavoin Zwicky oletti galaksien puuttuvan massan koostuvan tavallisesta aineesta, kuten himmeistä tähdistä ja tähtienvälisestä kaasusta.
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. 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. 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.
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. Lämpötilavaihteluiden vaihtoehtoinen selitys on kosminen inflaatio. COBEn tulosten perusteella 85 % maailmankaikkeuden massasta on pimeää ainetta. 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.
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.
Ehdokkaita pimeäksi aineeksi.
Ehdokkaita kylmäksi pimeäksi aineeksi:
Vaihtoehtoja pimeälle aineelle.
Pimeä aine on täysin teoriasidonnaista, eikä sitä ole suoraan havaittu. Pimeän aineen olemattomuus pakottaisi muuttamaan painovoiman teoriaamme, eli yleistä suhteellisuusteoriaa.