Pimeä aine galaksijoukoissa

Tähtitieteellinen yhdistys Kirkkonummen Komeetta järjesti Kirkkonummella yleisöesitelmän, jossa dosentti Jukka Nevalainen Helsingin yliopiston Tähtitieteen laitokselta kertoi aiheesta pimeä aine galaksijoukoissa. Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta rahoitti esitelmän. Esitelmällä oli noin 55 kuulijaa.

Esityksessä käsiteltiin havaintojen ja simulaatioiden avulla pimeän aineen jakautumaa maailmankaikkeudessa. Keskityttiin erityisesti maailmankaikkeuden suurimpiin objekteihin eli galaksijoukkoihin. Esiteltiin eri tyyppisiä havaintomenetelmiä, joilla galaksijoukkojen pimeää ainetta voidaan mitata. Osoitettiin kuinka havaintojen pohjalta ymmärretään pimeän aineen hallitseva merkitys maailmankaikkeuden suuren skaalan rakenteiden synnyssä ja kehityksessä.

Dosentti Jukka Nevalainen toimii akatemiatutkijana Helsingin yliopiston Tähtitieteen laitoksessa. Hän tutkii pääasiassa galaksijoukkoja röntgensäteilyn avulla.

Klikkaa kuvaa!
Dosentti Jukka Nevalainen esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.

Pimeä aine maailmankaikkeudessa

Esitelmöitsijä aloitti tarkastelemalla pimeän aineen osuutta erityyppisissä tähtitieteellisissä kohteissa. Tähdissä ei ole pimeää ainetta. Galakseissa pimeää ainetta on tavattoman paljon, jopa 25 kertaa enemmän kuin näkyvää ainetta. Galaksijoukoissa pimeää ainetta on taas saman verran kuin koko maailmankaikkeudessa eli näkyvään aineeseen verrattuna noin 7-kertainen määrä.

Pimeän aine siis muodostaa objekteja vain suurissa mittakaavoissa, eli miljoonien valovuosien skaaloilla. Tämä johtuu siitä, että pimeän aineen hiukkaset ovat neutraaleja eli eivät vuorovaikuta sähkömagnetismin kautta. Baryoninen eli normaali aine, kuten elektronit ja protonit, vuorovaikuttavat sähkövarauksensa kautta muiden varattujen hiukkasten kanssa. Vuorovaikutusten takia elektronit ja protonit menettävät tehokkaasti liike-energiaansa ja jo pienen matkan kuljettuaan ovat miltei levossa ja voivat sitoutua pysyviksi objekteiksi. Pimeän aineen hiukanen taas voi kulkea pitkiä matkoja ennenkuin menettää tarpeeksi energiaansa voidakseen sitoutua paikallaan oleviin rakenteisiin. Tämän vuoksi pimeä aine esiintyy suuren skaalan haloina maailmankaikkeudessa.

Suosituin ehdokas pimeän aineen hiukkaseksi on nimeltään neutraliino. Se on hiukkasfysiikan supersymmetriateorian ennustama hyvin massiivinen neutraali hiukkanen joka saattaisi sopia havaintoihin. Tätä hiukkasta ei ole suoraan havaittu, mutta on käynnissä useita projekteja, jossa tämän hiukkasen hajoamistuotteita voitaisiin periaatteessa havaita.

Pimeä aine galaksijoukoissa

Miten pimeän aineen määrää ja jakautumaa sitten mitataan? Koska pimeä aine ei säteile, täytyy lähteä liikkeelle tutkimalla säteilevää ainetta. Galaksijoukoissa on kaksi erillistä säteilevän massan osaa: galaksit ja galaksienvälinen kuuma, diffuusi kaasu. Galaksien ja kaasun näkyvät massat ja niiden jakautuma voidaan mitata optisten ja röntgenhavaintojen avulla.

Koska pimeä aine hallitsee maailmankaikkeuden massatasapainoa, on luonnollista olettaa, että se jättää jälkensä näkyvän massan olemukseen. Kääntäen tiettyjä oletuksia käyttäen voidaan näkyvän massan jakautumasta päätellä kokonaismassa ja sitten kokonaismassan ja näkyvän massan erotuksesta voidaan määrittää pimeän aineen jakautuma. Usein käytettyjä oletuksia tässä analyysissä ovat viriaaliteoreema ja hydrostaattinen tasapaino.

Klikkaa kuvaa!
Galaksijoukko Perseuksen tähdistössä 300 miljoonan valovuoden päässä.

Viriaaliteoreemaa käytettäessä mitataan ensin galaksien optisten spektriviivojen punasiirtymistä nopeudet. Sitten saadaan nopeusjakautumasta galaksisysteemin kineettinen energia. Viriaaliteoreemassa oletetaan, että galaksien muodostama systeemi on galaksijoukon kokonaismassan aiheuttaman gravitaatiopotentiaalin sitoma eli että galaksit eivät liikkestään huolimatta pääse pois galaksijoukosta. Optisista havinnoista johdettu gravitaatioenergia voidaan Newtonin gravitaatiolain avulla muuntaa galaksijoukon kokonaismassaksi.

Hydrostaattisessa tasapainossa on kyse siitä, että kaasuhiukkasia pois galaksijoukon ytimestä työntävä kaasun paine-eron aiheuttama noste kumoutuu täsmälleen hiukkasia sisäänpäin vetävän kokonaismassan painovoiman takia. Kaasun paine voidaan määrittää röntgenhavainnoilla saatavalla informaatiolla kaasun tiheyden ja lämpötilan jakautumista. Kun tästä aiheutuva voima kirjoitetaan yhtäsuureksi painovoiman kanssa, voidaan gravitoiva kokonaismassa siis määrittää röntgenhavainnoista.

Kolmas menetelmä kokonaismassan määräämiselle perustuu gravitaatiolinsseille. Galaksijoukon kokonaismassa taittaa joukon takaa tulevan kirkkaan kohteen (esim. kvasaarin) valonsäteen. Gravitaatiolinssi voi vääristää kohteen kuvan tai jopa muodostaa monta kuvaa samasta kohteesta eri puolilla galaksijoukkoa. Vääristymien ominaisuuksista voidaan päätellä näkösäteellä oleva kokonaismassa.

Riippumattomat menetelmät samoille galaksijoukoille tuottavat sopusoinnussa olevia kokonaismassojen arvoja, jotka ovat tyypillisesti 10-kertaiset verrattuna näkyvän massan määrään. On siis olemassa hyvin vahvat todisteet sille, että galaksijoukoissa on suuria määriä pimeää ainetta. Pimeä aine muodostaa miljoonien valovuosien kokoluokkaa olevia haloja, jotka ovat maailmankaikkeuden suurimpia gravitaatiolla sidottuja objekteja.

Klikkaa kuvaa!
Dosentti Nevalaisen esitelmää kuunteli noin 55 henkeä. Kuva Seppo Linnaluoto.

Pimeän aineen merkitys kosmologialle

Simulaatiot maailmankaikkeuden suuren skaalan rakenteiden synnystä osoittavat, että pimeä aine muodostaa satojen miljoonien valovuosien suuruusluokkaa olevia filamentteja. Nämä filamentit muodostavat verkkomaisen rakenteen, jossa on suuria tyhjiä alueita. Normaali näkyvä aine seuraa tätä verkkorakennetta. Verkon solmukohdissa eli filamenttien risteyksissä tiheydet ovat suurimpia. Näissä kohdissa vety tiivistyy, jolloin tähtien synty mahdollistuu. Näin filamenttien risteyskohtiin muodostuu tähtiä, galakseja ja galaksijoukkoja. Maailmankaikkeuden rakenne siis syntyy ylhäältä alaspäin, pimeän aineen ohjauksessa.

Havaintojen ja standardimallien perusteella maailmankaikkeus laajenee eli galaksit ja galaksijoukot loittonevat toisistaan. Tulevaisuudessa tämä laajeneminen kiihtyy maailmankaikkeuden pimeästä energiasta johtuen. Pimeä energia on dynaamisessa mielessä vastakkainen pimeälle aineelle, eli mitä enemmän maailmankaikkeudessa on pimeää ainetta, sitä hitaampaa maailmankaikkeuden kiihtyminen on.

Vaihtoehdot pimeälle aineelle

Kaikki eivät hyväksy ajatusta pimeästä aineesta, ja kyseenalaistavat pimeän aineen olemassaoloa todistavat mittausmenetelmät. Tyypillisesti epäilykset kohdistuvat Newtonin mekaniikkaan, jota käytetään esim. viriaaliteoreemassa ja hydrostaattisessa tasapainomenetelmässä muunnettaessa gravitaatiovoima kokonaismassaksi. Ajatellaan, että Newtonin gravitaatiolaki ei päde ekstragalaktisilla etäisyyksillä, vaan sitä täytyy parannella. Tämäntyyppisillä ratkaisuilla (esim. MOND, Modifioitu Newtonin Dynamiikka) on pystytty selittämään eräitä havaintoja, kuten galaksien rotaatiokäyrät, ilman pimeää ainetta.

Kuitenkin todistustaakka on suuri: jotta uusi fysiikka voisi olla varteenotettavaa, sen pitäisi selittää KAIKKI erityyppiset pimeän aineen olemassaoloa todistavat havainnot. MOND esimerkiksi ei pysty selittämään galaksijoukkojen röntgenhavaintoja ilman pimeää ainetta. Toistaiseksi ei ole olemassa sellaista mallia, jolla voitaisiin selittää kaikki pimeän materian todisteena pidettävät havainnot ilman pimeää materiaa, joten nykytietämyksen valossa maailmankaikkeutta dominoi materia, joka ei vuorovaikuta sähkömagnetismin välityksellä.

Kirkkonummen Komeetta järjestää seuraavan yleisöesitelmän tiistaina 4.4. klo 18.30 Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa, jolloin professori Tapio Markkanen kertoo aiheesta Hertzsprung-Russellin diagramma 100 vuotta.

Jukka Nevalainen
Seppo Linnaluoto