Pimeä aine on materiaalia, jonka olemassaolo selittää suuren osan maailmankaikkeuden massasta ja gravitaatiovaikutuksista, vaikka sitä ei voi havaita suoraan sähkömagneettisen säteilyn (valo, röntgensäteily jne.) avulla. Alkuperäinen ajatus syntyi, kun tähtitieteilijät huomasivat, että suurten tähtitieteellisten kohteiden massa ja niiden gravitaatiovaikutukset eivät vastanneet näkyvän, eli tähtiä, kaasua ja pölyä, sisältävän aineen määrää.

Varhaisia ehdotuksia pimeästä aineesta tekivät muun muassa Jan Oort (1932) Linnunradan tähtien pyörimisnopeuksien selittäjänä ja Fritz Zwicky (1933), joka havaitsi niin sanotun "puuttuvan massan" galaksijoukkojen dynamiikassa. Sittemmin moni muu havainto on vahvistanut käsitystä, että maailmankaikkeudessa on pimeää ainetta: galaksien pyörimisnopeudet, taustakohteiden gravitaatiolinssi -ilmiöt, kuuman kaasun lämpötilajakaumat galakseissa ja galaksijoukoissa sekä kosmisen mikroaaltotaustan (CMB) ominaisuudet ovat esimerkkejä havainnoista, jotka viittaavat pimeän aineen läsnäoloon.

Kuinka paljon pimeää ainetta on?

Planckin tutkimusryhmän mukaan ja kosmologian standardimallin (ΛCDM) perusteella tunnetun maailmankaikkeuden kokonaismassa-energia sisältää noin 4,9 prosenttia tavallista ainetta, 26,8 prosenttia pimeää ainetta ja 68,3 prosenttia pimeää energiaa. Toisin sanoen pimeä aine muodostaa suuren osan (noin 84,5 %) maailmankaikkeuden kokonaisaineesta, ja pimeä aine yhdessä pimeän energian kanssa selittää noin 95,1 % koko maailmankaikkeudesta.

Mihin ominaisuuksiin pimeä aine perustuu?

Pimeä aine vaikuttaa vain tai lähes vain gravitaation kautta: se ei näytä absorboivan, lähettävän tai heijastavan merkittävää määrää sähkömagneettista säteilyä. Tästä syystä sitä ei voida havaita perinteisillä teleskoopeilla. Tutkijoiden oletus on, että pimeä aine ei koostu samoista baryonisista hiukkasista (protonit, neutronit) kuin näkyvä aine, ja siksi se ei osallistu tavanomaiseen tähtien ja planeettojen muodostumiseen samalla tavalla.

Pimeän aineen mahdollisia ominaisuuksia käsittelevää jakoa käytetään usein seuraavasti:

  • Kylmä pimeä aine (CDM): hiukkaset liikkuvat suhteellisen hitaasti alkuvaiheen universumissa; tämä malli selittää hyvin rakenteen muodostumisen suurissa mittakaavoissa.
  • Lämmin pimeä aine (WDM): hiukkaset liikkuvat nopeammin ja voivat pyyhkiä pois pienimpiä rakenteita; voi selittää tiettyjä pienimuotoisia epäkohtia galaksien jakaumassa.
  • Kuumat kandidaatit (HDM) kuten kevyet neutriinot eivät sovi hyvin rakenteen muodostumisen havaintoihin ja rajoitetaan pois suurimassa osassa malleja.

Mahdolliset koostumukset ja kandidaatit

Tutkijat ovat ehdottaneet useita pimeän aineen kandidaatteja:

  • WIMPit (Weakly Interacting Massive Particles) — massiivisia, heikosti vuorovaikuttavia hiukkasia, joiden etsiminen on ollut tutkimuksen keskiössä vuosikymmeniä.
  • Axionit — erittäin kevyitä ja heikkoon vuorovaikutukseen osallistuvia hiukkasia, joita etsitään esimerkiksi radio- ja mikroaaltokokeilla kuten ADMX.
  • Sterile neutrinos — neutriinon kaltainen, mutta heikosti vuorovaikuttava ja mahdollista lämmin-pimeän-ainekandidaatti.
  • MACHOt (Massive Compact Halo Objects) kuten tumma-tähtien jäänteet tai tähdenjäänteet on pitkälti suljettu pois microlensing-havaintojen perusteella: baryoninen aine ei riitä selittämään havainnoista saatavia lukemia ja BBN-rajoituksia.
  • Primordiaaliset mustat aukot ovat nousseet uudelleen keskusteluun osana pimeän aineen vaihtoehtoja, mutta niiden osuus on tiukasti rajoitettu useiden havaintojen perusteella.

Miten pimeää ainetta etsitään?

Pimeän aineen etsintä kulkee kolmella päälinjalla:

  • Suora havaitseminen — etsitään pimeän aineen hiukkasten törmäyksiä atomiytimien kanssa erittäin herkissä, häiriöiltä suojatuissa maanalaisissa detektoreissa (esim. XENON1T, LUX, PandaX ja tulevat suuremmat sukupolvet).
  • Epäsuora havaitseminen — etsitään pimeän aineen annihilaation tai hajoamisen tuotteita (gamma-, röntgen- tai neutriinosäteily, antimateria kuten positronit) avaruusteleskoopeilla ja neutrinoobservatorioilla (esim. Fermi-LAT, AMS-02, IceCube).
  • Hiukkasfysiikan kokeet — suoritetaan kokeita suurilla kiihdyttimillä kuten LHC, joissa pyritään tuottamaan pimeän aineen hiukkasia ja havaitsemaan niihin viittaavia puuttuvia energia- ja momenttipiikkejä.

Havaintotodisteiden esimerkit ja merkittävät havainnot

Keskeiset havainnot, jotka tukevat pimeän aineen käsitettä:

  • Galaksien pyörimisnopeudet: tähtien pyörimisnopeudet galaksin reunoilla eivät laske niin nopeasti kuin näkyvän massan perusteella pitäisi — tästä päätellään galaksien ympärillä vaikuttavan ylimääräisen massin olemassaolo.
  • Gravitaatiolinssit: massan jakautuma voidaan kartoittaa taustataivaalle syntyvän linssivaikutuksen avulla; usein havaitaan massakeskittymää, joka ei vastaa näkyvän aineen sijaintia.
  • Kosmisen mikroaaltotaustan (CMB) anisotropiat: CMB:n ominaisuudet ja niiden spektri antavat tiukat rajoitukset sekä baryonisen että pimeän aineen osuuksille ja vuorovaikutuksille.
  • Rakenteen muodostuminen: tietokonesimulaatiot (esim. Millennium, Via Lactea) osoittavat, että kylmä pimeä aine selittää galaksien ja suurempien rakenteiden muodostumisen havaittuun tapaan.
  • Bullet Cluster (2006): oletettu maininta artikkelissa viittaa kahteen törmänneeseen galaksijoukkoon, joissa näkyvän (kuuman kaasun) aineen ja massan (gravitaation perusteella johdetun) jakauma erottuivat toisistaan. Painovoiman mittaamalla havaittiin kaksi pimeän aineen pilveä, joiden välillä kuuman kaasun pilvi oli, mikä antaa vahvan todisteen siitä, että suuri osa massasta ei käyttäydy kuten näkyvä aine törmäyksissä.

Vaihtoehtoiset selitykset ja miksi pimeä aine on suosittu malli

On esitetty vaihtoehtoja pimeälle aineelle, kuten MOND (Modified Newtonian Dynamics) ja muut muuttuneen gravitaation mallit, jotka yrittävät selittää galaksien pyörimisnopeudet ilman lisämassaa. Näillä malleilla on kuitenkin vaikeuksia selittää kaikkia havaintoja samanaikaisesti — erityisesti CMB:n ominaisuuksia, galaksijoukkojen dynamiikkaa ja gravitaatiolinssien tuloksia kuten Bullet Clusteria — joten suurin osa kosmologeista käyttää tällä hetkellä ΛCDM-mallia, jossa pimeä aine on olennainen komponentti.

Nykytila ja tulevaisuuden näkymät

Pimeän aineen nature on edelleen yksi fysiikan suurista avoimista kysymyksistä. Suorat ja epäsuorat haut eivät ole toistaiseksi tuottaneet vahvistettua signaalia pimeän aineen hiukkasista, vaikka yksittäisiä epäselviä ehdotuksia on ollut. Tulevat kokeet — suuremmat suorat detektorit, herkät axion-etsinnät, tarkemmat avaruusteleskoopit ja kiihdytintutkimukset — parantavat rajoja ja voivat mahdollisesti löytää ensimmäisen selkeän signaalin.

Yhteenvetona: pimeä aine on välttämätön käsite nykymetsästyksessä maailmankaikkeuden rakenteen ja dynamiikan selityksessä. Vaikka sen tarkka koostumus ja vuorovaikutusmekanismit ovat vielä tuntemattomia, havainnot useista eri suunnista viittaavat yksiselitteisesti siihen, että näkyvän aineen lisäksi tarvitaan merkittävä, näkymätön massakomponentti. Tämän löytyminen olisi läpimurto sekä kosmologiassa että hiukkasfysiikassa.