Pimeä aine: maailmankaikkeuden kadonnut massa, nimetty vuonna 1906

Lambda-CDM-mallissa, jota kosmologit nykyään käyttävät maailmankaikkeuden kuvaamiseen, tavallinen aine — atomit, joista tähdet, planeetat ja ihmiset koostuvat — muodostaa vain 5 prosenttia kaikesta olemassa olevasta. Pimeä aine, massanmuoto, jota kukaan ei ole koskaan havainnut suoraan, muodostaa 26,8 prosenttia eli yli viisinkertaisen määrän, ja loput 68,2 prosenttia koostuu pimeästä energiasta, erillisestä mysteeristä, jota tämä artikkeli sivuaa vain ohimennen.

Kukaan ei ole eristänyt pimeän aineen hiukkasta, kuvannut sitä tai selittänyt tarkalleen, mistä se koostuu. Se, mikä on saanut tutkijat vakuuttuneiksi sen olemassaolosta ylipäätään, on suunnilleen vuosisadan mittainen kokoelma epäsuoria vihjeitä: galaksit, jotka pyörivät nopeammin kuin niiden pitäisi, galaksijoukot, joissa on paljon enemmän painovoimaa kuin niiden näkyvä aine voi selittää, sekä valo, joka taittuu massakeskittymien ympärillä, jotka eivät itse säteile lainkaan valoa. Tämä artikkeli käy läpi jokaisen näistä vihjeistä siinä järjestyksessä, jossa tähtitieteilijät ne todellisuudessa löysivät.

Termi itsessään on vanhempi kuin suurin osa siihen liittyvistä todisteista. Vuonna 1906 ranskalainen matemaatikko ja fyysikko Henri Poincaré käytti ilmausta matière obscure — kirjaimellisesti "pimeä aine" — käsitellessään lordi Kelvinin aiempaa arviota, jonka mukaan monet Auringon lähellä olevista lukemattomista tähdistä saattaisivat olla pimeitä, valoa säteilemättömiä kappaleita loistavien sijaan. Poincarén essee ilmestyi vuosikymmeniä ennen Fritz Zwickyn galaksijoukkomittauksia tai Vera Rubinin galaksitutkimuksia: tähtitieteilijöillä oli sana mysteerille kauan ennen kuin heillä oli siitä todisteita.

Varhaisimmat kovat havainnot saatiin Vesto Slipheriltä, joka suuntasi kaukoputken Andromeda-galaksiin vuonna 1914 ja teki ensimmäiset mittaukset siitä, mitä tähtitieteilijät kutsuvat nykyään galaksin rotaatiokäyräksi — eli siitä, miten kiertonopeus muuttuu etäisyyden mukaan galaksin keskustasta.

Slipher löysi jotain outoa: Andromedan keskipullistuman toisella puolella olevat tähdet lähestyivät Maata noin 320 kilometrin sekuntinopeudella, kun taas vastakkaisella puolella olevat tähdet liikkuivat vain noin 280 kilometrin sekuntinopeudella. Ero ei sinänsä ollut todiste pimeästä aineesta, mutta se oli varhainen merkki siitä, etteivät kierakegalaksit pyöri yhtä yksinkertaisesti kuin aurinkokunta, ja se herätti kysymyksen, jonka kunnollinen ratkaiseminen kestäisi vuosikymmeniä.

Fritz Zwicky vei arvoitusta pidemmälle vuonna 1933. Sveitsiläinen astrofyysikko, joka työskenteli Caltechissa, tutki galaksijoukkoa ja yritti punnita sen kahdella eri tavalla: kerran laskemalla yhteen sen jäsengalakseista tulevan valon ja kerran mittaamalla, kuinka nopeasti nuo galaksit liikkuivat toistensa ympärillä joukon painovoiman alaisena. Nämä kaksi vastausta eivät täsmänneet.

Zwickyn nopeuteen perustuva arvio päätyi noin 400-kertaiseen massaan siihen verrattuna, mitä näkyvät galaksit pystyivät selittämään — kuilu oli aivan liian suuri selitettäväksi pelkillä tavallisilla tähdillä ja kaasulla. Hän päätteli, että suurimman osan joukon painovoimaisesta aineksesta täytyi olla pimeää, näkymätöntä ainetta — ajatus, jonka piti odottaa parempia instrumentteja ennen kuin loput tähtitieteestä ottivat sen vakavasti.

Vera Rubin törmäsi esteeseen kauan ennen kuin hän edes pääsi lähelle galaksien pyörimisen arvoitusta: pelkkä kaukoputkiajan saaminen. Työskennellessään Carnegie Institutessa hän haki vuonna 1965 havaintoaikaa Palomarin observatoriolta ja hänestä tuli ensimmäinen naisastronomi, jolle sallittiin havainnointi siellä.

Vuosikymmen myöhemmin hän sai tilaisuutensa ratkaista suuremman kysymyksen. Yhdessä tähtitieteilijä Kent Fordin kanssa Rubin esitteli tuloksia American Astronomical Societylle vuonna 1975: kierakegalakseissa reunan lähellä olevat tähdet liikkuvat lähes samalla nopeudella kuin keskustaa lähempänä olevat tähdet, riippumatta siitä, kuinka kaukana ulkona ne sijaitsevat — mikä tarkoittaa, että galaksin massa jatkaa kasvamistaan kauas sen pisteen ohi, jossa näkyvät tähdet loppuvat. Juuri tällaista lisää, näkymätöntä massaa Zwicky oli päätellyt olevan galaksijoukoissa, nyt mitattuna suoraan yksittäisten galaksien sisällä.

Painovoima tekee vielä yhden hyödyllisen asian: se taivuttaa valoa. Pimeää ainetta ei voida kuvata suoraan, mutta Nature-lehdessä julkaistu tutkimus tunnistaa gravitaatiolinssi-ilmiön tehokkaimmaksi tavaksi havaita se: kaukaisten galaksien valo taipuu kulkiessaan etualalla olevien massakeskittymien ohi. Koska ilmiö riippuu vain painovoimasta, se havaitsee sekä pimeän että tavallisen aineen yhtä lailla, mikä tekee siitä yhden harvoista työkaluista, joilla voidaan jäljittää, missä kaikki maailmankaikkeuden massa todellisuudessa sijaitsee.

Tämä tekniikka on tuottanut joitakin yksityiskohtaisia massakarttoja. Kansainvälinen tutkijaryhmä analysoi kuvia, jotka kattoivat viisi taivaanalaa — yhteispinta-ala, joka vastaa noin 2200 vierekkäin asetettua täysikuuta — ja sisälsivät noin 15 miljoonaa galaksia, seuraten, kuinka kosmisen verkon painovoima taivutti niiden valoa. Erikseen Hubble-avaruusteleskoopin Cosmic Evolution Survey -kartoitusta (COSMOS) käyttänyt ryhmä, teleskoopin laajin koskaan tekemä maailmankaikkeuden kartoitus, johon osallistui 70 tähtitieteilijää Caltechin Nick Scovillen johdolla, rakensi kolmiulotteisen kartan pimeän aineen jakautumisesta samaa linssiperiaatetta käyttäen.

Nämä kaksi lähestymistapaa eivät myöskään aina ole samaa mieltä muiden menetelmien kanssa. Laajan taivaskartoituksen tehnyt ryhmä havaitsi, että heidän oma arvionsa siitä, kuinka paljon ainetta kasautuu kosmoksessa, jäi selvästi Planck-satelliitin havainnoista lasketun luvun alle — ristiriita, jota tutkijat yrittävät yhä ratkaista.

Pimeä aine jätti jälkensä myös maailmankaikkeuden vanhimpaan valoon. Kosminen mikroaaltotausta — valo, joka vapautui, kun maailmankaikkeus oli noin 375 000 vuoden ikäinen — kantaa mukanaan pieniä lämpötilaeroja, jotka kertovat, kuinka aine, mukaan lukien pimeä aine, oli jo alkanut kasautua tuossa varhaisessa vaiheessa.

NASAn Cosmic Background Explorer (COBE) -satelliitti havaitsi nämä pienet lämpötilaerot koko taivaalta ensimmäisen kerran vuonna 1992, ja myöhemmät luotaimet tarkensivat kuvaa. NASAn oma aikajana sijoittaa tämän tilannekuvan maailmankaikkeuteen, joka on kehittynyt 13,77 miljardia vuotta — riittävän kauan, jotta painovoima on ehtinyt vetää varhaisen maailmankaikkeuden pienet vaihtelut yhteen nykyisiksi galakseiksi, galaksijoukoiksi ja kosmiseksi verkoksi, joita tähtitieteilijät kartoittavat nykyään.

Kaikki astrofyysikot eivät ole vakuuttuneita siitä, että pimeä aine on oikea selitys. Vuosikymmenten ajan tutkijat ovat mitanneet avaruudessa enemmän painovoimaista vetoa kuin näkyvä tai tunnettu aine voi selittää, ja vakiintuneena ratkaisuna on ollut olettaa, että näkymätön massa täyttää aukon. Vähemmistö sen sijaan väittää, että todellinen ongelma on itse painovoimalaissa: galaksit näyttävät rikkovan sääntöjä, jotka juontavat juurensa Isaac Newtonin 1600-luvun lopun töihin, mikä on pitänyt modifioidun newtonilaisen dynamiikan eli MONDin elossa kilpailevana selityksenä.

Sillä välin suora etsintä pimeän aineen hiukkasen löytämiseksi jatkuu. Vuoden 2025 loppupuolella LZ-pimeän aineen ilmaisin sulki pois WIMP-vuorovaikutukset, joiden vaikutusala ylittää 9 GeV/c2, mahdollisena selityksenä ja raportoi samalla ensimmäisen vahvistetun havainnon boori-8-aurinkoneutriinoista lähisukuisen prosessin, koherentin elastisen neutriino-ydin-sironnan, kautta. Kumpi selitys lopulta voittaakin, maailmankaikkeuden kadonneen massan etsintä on yhä täydessä vauhdissa.

• Unique prediction of 'modified gravity' challenges dark matter | ScienceDaily
• Dark Matter May be Smoother than Expected | ESO
• WMAP Overview - NASA Science
• ESA - First 3D map of the Universe's dark matter scaffolding
• Dark matter maps reveal cosmic scaffolding | Nature
• Wikipedia: Dark matter
• Wikipedia: Vera Rubin
• Wikipedia: Galaxy rotation curve