Katoaako pimeäaine?

Maailmankaikkeiden kehitys nykykäsityksen mukaan. Pimeä
aine syntyi muuna aineen ohella maailmankaikkeuden synnyn
jälkeen ensimmäisen sekunnin kuluessa.

Venäläiset tutkijat^[1] ovat onnistuneet osoittamaan, että pimeän aineen^[2] määrä varhaisessa maailmankaikkeudessa on ollut jonkin verran suurempi kuin nykyisin. 

Jos pimeän aineen katoaminen osoittautuu oikeaksi, niin se voi kertoa itse pimeästä aineesta jotakin. Nykyisin emme vielä tiedä mitä pimeä aine on, mutta väheneminen osoittaa mahdollisesti sen muodostuvan erilaisista alkeishiukkasista. Tässä suhteessa se muistuttaisi tavallista (näkyvää) ainetta, joka koostuu protoneja ja neutroneja muodostavista kvarkeista.

Uusimpien havaintojen mukaan nykyinen maailmankaikkeus näyttäisi sisältävän 4,9 % tavallista ainetta (galakseja, tähtiä planeettoja jne.) 26,8 % pimeää ainetta^[3] ja 68,3 % pimeää energiaa. Pimeän aineen määrää pystytään tutkimaan vain muutamilla tutkimusmenetelmillä. Yksi näistä menetelmistä on kosmisen taustasäteilyn^[4] (CMB) havaitseminen. Aikaisemmat tutkimukset ovat osoittaneet, että varhaisessa maailmankaikkeudessa toimintaa ohjaavat parametrit (valonnopeus ja gravitaatio) näyttäisivät olevan hieman erisuuruisia kuin nykyisessä maailmankaikkeudessa.

Vaikka ero varhaisen ja nykyisen maailmankaikkeuden välillä ei ole suuri, se on kuitenkin enemmän kuin virherajat mahdollistavat. Tutkijat pähkäilevät nyt, että johtuuko havaittu ero jostain toistaiseksi tuntemattomasta virhetekijästä vai oliko varhainen maailmankaikkeus todella hieman erilainen kuin nykyinen?

Selitystä on etsitty hypoteesista, jonka mukaan pimeä aine ei olisikaan pysyvää, vaan se hajoaisi (tai katoaisi) ja näin muuttaisi maailmakaikkeuden parametreja. Tähän saumaan venäläiset tutkijat ovat nyt pureutumassa. He ehdottavat tutkimuksessaan, että pimeän aineen määrä olisi vähentynyt 2–5 % varhaisesta maailmankaikkeuden sisältämästä materiasta.

Jos tutkimus osoittautuu oikeaksi tai edes suuntaa antavaksi, se ei kuitenkaan vastaa kysymyksiin kuten jatkuuko pimeän aineen katoaminen nykyisessä maailmankaikkeudessa ja jos niin kuin nopeana? Hitaasti katoavalla pimeällä aineella pitäisi olla vaikutuksia kaukaisessa tulevaisuudessa maailmankaikkeuden ominaisuuksiin ja viimekädessä myös sen lopulliseen tilaan.

Huomautukset

[1] A. Chudaykin ja Dmitry Gormunov (Institute for Nuclear Research of the Russian Academy of Sciences) ja Igor Tkachev (Institute for Nuclear Research of the Russian Academy of Sciences ja Novosibirsk State University).  Tutkimus on julkaistu Physical Review D -tiedejulkaisussa Phys. Rev. D 94, 023528 – Published 29 July 2016.

[2] Ajatus pimeästä aineesta syntyi 1930-luvulla, kun galaksien tähtien kiertonopeudet eivät noudattaneetkaan aurinkokunnastammekin tuttua planeettojen nopeusjakaumaa siten, että mitä suurempi etäisyys kappaleella on massakeskipisteeseen (Aurinko) sen hitaampi kiertonopeus on. Pikemminkin galaksit näyttivät pyörivän kuin kiinteä kärrynpyörä. Tämä oli mahdollista vain jos galakseissa oli paljon ainetta, jota emme pystyneet näkemään.

[3] Pimeän aineen koostumus tai rakenne on arvoitus. Aine ei säteile sähkömagneettista säteilyä (valoa), joten sen havaitseminen tavanomaisilla tähtitieteen menetelmillä ei onnistu. Ainoa tapa, jolla se vaikuttaa tavalliseen aineeseen, on gravitaatio. Kaukaisten galaksien ympärillä oleva pimeä aine voimistaa galaksien gravitaatiolinssi-ilmiötä, joten vielä kaukaisemmassa avaruudessa olevat kohteet kuten kvasaarit, tulevat gravitaatiolinssin vaikutuksesta kirkkaammiksi.

[4] Kosminen taustasäteily (CMB) on jäänne 380 000 vuoden ikäisestä maailmankaikkeudesta, jolloin tapahtui elektronien sitoutuminen atomiytimien orbitaaleille (=rekombinaatio). Tällöin aineesta tuli sähköisesti neutraalia ja sähkömagneettinen säteily pääsi vapaasti etenemään maailmankaikkeudessa. Nykyisin maailmankaikkeus on laajentunut niin paljon, että kosmisen taustasäteilyn aallonpituus on kasvanut ja näemme sen nyt noin 2,7 K lämpötilaisena taustasäteilynä, joka näyttää tulevan suunnilleen tasaisesti joka suunnasta.

B-moodi havaittiin

Gravitaatioaaltojen jättämät B-moodin
polarisaatiojäljet kosmisessa
taustasäteilyssä. Kuva BICEP2.

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics tutkijat professori  John Kovacin johdolla ovat havainneet Etelänavalla sijaitsevalla BICEP2 koelaitteistolla kosmisesta mikroaaltosäteilystä (CMB)[1] B-moodin eli spiraalimaisesti polarisoituneen säteilyosan.  Havainto on merkittävä, sillä B-moodi syntyi kosmiseen mikroaaltotaustasäteilyyn gravitaatioaaltojen[2] aiheuttamana. Gravitaatioaallot puolestaan syntyivät maailmankaikkeuden inflaatiokauden[3] aikana, noin 10^-35 sekunnin ikäisessä maailmankaikkeudessa.

Tutkijat itsekin olivat yllättyneitä havaitsemisen helppoutta. He odottivat joutuvansa etsimään hyvin heikkoa signaalia valtavan kohinamäärän joukosta, mutta B-moodin signaali oli yllättävän voimakas ja selkeä. Voimakas signaali osoittaa käytetyn havaintolaitteiston (BICEP2) olevan erityisen sopiva etsittynä olevaan ilmiöön. Kolmen kauden (2010–2012) kerätty mittausdata sopii teoreettisiin malleihin.

Kovacin ryhmän kehittämä havaintolaitteena on täysin jäähdytetty BICEP2 laitteisto, jonka ”aukko” on vain 26 cm. Sen havaintoinstrumenttina toimii 512 antennia kytkettynä TES (transition edge sensor) kanssa, jolloin ne muodostavat 150 GHz bolometrin[3]. Ilmaisinlaitteisto on jäähdytetty 0,25 K lämpötilaan. Suomeksi tämä tarkoittaa sitä, että BICEP2-laitteisto on pienehkö kaukoputken tapainen mikroaaltoja vastaanottava laitteisto ja se pystyy havaitsemaan kosmisesta mikroaaltosäteilystä äärimmäisen pieniä lämpötilavaihteluita ja polarisaatiosuunnan.

BICEP2-laitteisto musituttaa rakenteellisesti
pienehköä harrastajakaukoputkea mutta
vastaanottaa mikroaaltoja.
Kuva Steffen Richter (Harvard University).

Kuten tieteessä tavallisestikin, uutinen vähäisestä havainnosta voi tuntua lähes merkityksettömältä jokapäiväiselle elämällemme. Uutisen arvoa tieteellekin on vielä tässä vaiheessa vaikea arvioida, mutta selvästi tässä ollaan merkittävimpien kosmologisten havaintojen äärellä. 

Nykyiseen standardimalliin sisältyvä kosminen inflaatio on yksi perustekijöistä, johon nykyinen käsityksemme maailmankaikkeuden rakenteesta ja kehityksestä nojautuu. Tähän asti todisteet inflaation esiintymisestä ovat olleet epäsuoria ja lähinnä perustuneet erilaisiin simulaatioihin. Nyt ensimmäistä kertaa on pystytty siis havaitsemaan ilmiö, joka on syntynyt inflaation aikana.

Tutkimustulos on ainutkertainen ja se täytyy varmentaa monta kertaa. Erityisesti tutkimusryhmän itsensä täytyy tehdä moninkertaisia varmistuksia ja tarkistuksia sekä toisten tutkimusryhmien täytyy tehdä varmentavia havaintoja ennen kuin tutkimus on varmaa tieteellistä tietoa. Tarkkaan ottaen, jos tutkimustulos osoittautuu oikeaksi (se on jo nyt tilastollisesti merkitsevä) niin siinä on tehty kaksi merkittävää läpimurtoa: ensimmäinen on siis suora havainto inflaation esiintymisestä ja toinen on ensimmäiset todelliset havainnot gravitaatioaalloista.

Luultavasti aivan lähiaikoina saamme lisää julkaistuja tutkimuksia B-moodista, sillä Planck-observatorio on kartoittanut koko maailmankaikkeudesta tulevan kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn erittäin suurella tarkkuudella ja herkkyydellä. Jos sen kokoamasta datasta löytyy sama B-moodin säteily, havaintojen tieteellinen merkittävyys on valtava. Itse vertaisin havaintoa CMB:n löytämiseen vuonna 1968. Eikä Planck ole ainoa tutkimusprojekti, jossa B-moodi voidaan varmistaa. Sen kanssa kilpailevia projekteja on useita kuten Polarbear, Spider ja EBEX vain muutamia projektien nimiä mainitakseni.

Tutustu myös aihepiiriin liittyviin aikaisempiin artikkeleihin tässä blogissa:

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/12/merkittava-havainto-etelamantereella.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/10/planck-observatorio-suljetaan.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/03/yllattavia-tuloksia-planck-luotamen.html

Huomautukset

Maailmankaikkeuden kehitys.
Kuva Wikimedia Commons.

[1] Kosminen mikroaaltosäteily syntyi noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa, kun laajenevan maailmakaikkeuden lämpötila oli pudonnut sellaisiin lukemiin, että elektronien sitoutuminen atomiytimien orbitaaleille oli mahdollista. Maailmankaikkeuden täyttänyt aine muuttui sähköisesti neutraaliksi ja sähkömagneettinen säteily (mm. valo) pääsi etenemään aineesta riippumatta. Nykyinen maailmankaikkeus on paljon laajempi kuin silloin, joten lämpötila on laskenut edelleen ja nykyisin se on noin 2,7 K. Taustasäteilyn aallonpituus on kasvanut (punasiirtynyt) ainakin tuhatkertaiseksi ja se havaitaan mikroaaltojen aallonpituudella.

(2] Nykyisen käsityksen mukaan inflaation aikana yksi merkittävimmistä tekijöistä oli voimakkaat gravitaatioaallot (IGW), jotka risteilivät laajentuvassa maailmakaikkeudessa. Gravitaatioaallot syntyivät inflaationaikaisissa tapahtumissa, joissa gravitaatio erkaantui muista luonnon perusvoimista (vuorovaikutusvoimista). Perusvoimat gravitaation lisäksi ovat heikko- ja vahva vuorovaikutus sekä sähkövuorovaikutus, jotka erottuivat toisistaan myöhemmin.

Gravitaatioaalloille on ominaista, että ne edetessään tiivistävät, laajentavat ja muuttavat ja muuttavat aika-avaruuden sädettä edetessään maailmankaikkeudessa. Ne ovat jättäneet oman jälkensä paljon myöhemmin syntyneeseen kosmiseen mikroaaltosäteilyyn (CMB) niille tyypillisenä spiraalipolarisaationa. Näin ollen B-moodi on yksi vahvimmista osoituksista tapahtuneesta inflaatiosta.

Ajatuksen B-moodista, eli spiraalista polarisaatiosta kosmessa taustasäteilyssä, keksi professori Marc Kamionkowski Johns Hopkins yliopistosta vuonna 1997.

[3] Inflaatio on 1980-luvulla useiden tutkijoiden kehittelemä malli, jolla pyrittiin ratkaisemaan ns. horisonttiongelma ja se, että maailmankaikkeus on hyvin isotrooppinen. Päärooliin näistä teorioista nousi Alan Guthin malli, jonka mukaan aikavälillä 10^-36–10^-33 sekunnin ikäinen maailmankaikkeus laajeni äärimmäisen nopeasti tasoittaen lämpötilaeroja ja mahdollisti nykyisin havaitsemamme maailmankaikkeuden rakenteen syntymisen. Luonnollisesti Guthin malli ei ollut täysin valmis julkaisunsa aikana, joten sitä on kehitetty paljon eteenpäin kuluneina vuosikymmeninä. Nykyisin Alan Guth toimii professorina MIT:ssä (Massachusetts Institute of Technology).

[4] Bolometri on ilmaisin, jonka tunnistinosa reagoi vastaanottamaansa signaalin energiaan lämpötilamuutoksella. Nykyisin bolometrit voidaan rakentaa (virittää) erittäin herkiksi ja tiettyyn käyttötarkoitukseen sopiviksi. Yksittäisistä tunnistinosista voidaan rakentaa digitaalikameroiden tapaisia tunnistin matriiseja, jolloin vastaanotetusta signaalista voidaan muodostaa ”kuvia”.

Planck-observatorio suljetaan

Taiteilijän näkemys Planckista.
Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestö (ESA) on päättänyt sulkea LaGrangen pisteen L2 halo rataa kiertäneen Planck-observatorion. Observatorion tehtävänä on ollut kartoittaa kosmisista mikroaaltotaustasäteilyä (CMB)^[3] .

Käytöstä poistaminen vie hieman aikaa, sillä siinä on useita eri vaiheita. Ensimmäinen operaatio tapahtuu tänään käyttämällä observatorion rakettimoottoreita. Poltto antaa Planckille lisävauhtia ja se poistuu haloradaltaan Aurinkoa kiertävälle radalle. Toinen rakettimoottoreiden käyttö on suunniteltu tapahtuvaksi 21. päivänä, jolloin rakettimoottoreita käytetään niin pitkään, että kaikki jäljellä oleva polttoaine tulee käytetyksi loppuun. Tällä pyritään varmistamaan se, että polttoainesäiliöt eivät räjähdä tulevaisuudessa.

Viimeinen kontakti observatorioon tehdään 23. päivänä tätä kuuta, jolloin tehdään ohjelmiston muutos siten, että se ei aktivoidu milloinkaan lopullisen sulkemisen jälkeen. Viimeisimpinä tehtävinä on radiolähettimen sulkeminen ja akkujen irtikytkeminen. Näillä tehtävillä varmistetaan, että observatorio jatkaa Aurinkoa kiertävällä radalla. Seuraavan kerran observatorio lähestyy maapalloa noin 13–14 vuoden kuluttua, jolloin etäisyyttä on lähimmillään noin 10 miljoonaa kilometriä.

CMB-kartta. Kuva ESA.

Planck on kartoittanut kosmista suuritaajuista mikroaaltotaustasäteilyä viisi kertaa ennen kuin havaintoinstrumentin jäähdytykseen käytetty nestemäinen helium loppui tammikuussa 2012. Sen jälkeen observatorio on käyttänyt vielä toiminnassa ollutta matalataajuista CMB-skanneria, jolla se ehti tehdä kartoituksen vielä kolme lisäkertaa. Matalataajuista karttaa käytetään poistamaan pääasiassa Linnunradan aiheuttamat säteilykuviot CMB-kartasta (se on siis eräänlainen tähtivalokuvaajien käyttämä flat-kuva). Ensimmäiset valmiit tutkimustulokset saataneen vuonna 2014.

Erityisen mielenkiintoinen tutkimuskohde on CMB-säteilyn B-mode. Se on alkuräjähdyksen aikaisen inflaation päättymisen aikaan^[1] lähtenyttä valoa, jonka on polaroitunut spiraalimaisesti. Jos sitä on pystytty havaitsemaan ja se voidaan löytää tallennetusta datasta, se on varmasti maailmankaikkeuden kaikkein varhaisinta informaatiota mitä milloinkaan pystytään havaitsemaan. On sanomattakin selvää, että sen havaitseminen ja tutkiminen veisi kosmologisen tutkimuksen aivan uudelle tasolle ja olisi myös Nobel-palkinnon arvoinen löytö.

Planckin kokoamasta datasta on pystytty jo tähän mennessä tuottamaan uuta tietoa, mm:

•  4,9 % maailmankaikkeuden kokonaisenergiasta on meidän tuntemaamme näkyvää ainetta
• 26,8 % on pimeää ainetta
• 68,3 % on pimeää energiaa, jonka ajatellaan olevan maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen aiheuttaja. Pimeän energian määrä on hiveneen pienempi kuin mitä aikaisemmin arvioitiin sen olevan.
•  Hubblen vakiona tunnettu maailmankaikkeuden laajenemista kuvaava kerroin on 67,2 km/s/Mpc^[2]
• Alkuräjähdys on tapahtunut 13,82 miljardia vuotta sitten.

Huomautus

[1] maailmankaikkeuden ollessa 10^–35 sekunnin ikäinen.

[2] Mpc on megaparsek ja yksi parsec on 3,26 valovuotta.

[3] Kosminen mikroaaltotaustasäteily syntyi noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa kun sen lämpötilaa laajenemisen vaikutuksesta oli laskenut noin 3000 K. Tällöin elektronit pystyivät sitoutumaan atomiytimien orbitaaleille, jolloin fotonit pääsivät etenemään neutraloituneen kaasusta riippumatta. Nykyisin tämä CMB näkyy meille noin 2,7 K lämpötilaisena mikroaaltosäteilynä.

Rekombinaatio ei tapahtunut kaikkialla täysin samanaikaisesti vaan maailmankaikkeuden eri alueilla hivenen eri aikaan, johtuen aineen vähäisistä tiheyseroista. Tiheyserot puolestaan johtuivat vielä varhaisemman (alle 1 sekunnin ikäisen) maailmankaikkeuden kvantti-ilmiöistä. Tästä syystä CMB-kartassa on nähtävissä pieniä lämpötilaeroja. Lämpötilaerot kuvastavat nykyisen havaittavissa olevan maailmankaikkeuden rakennetta.