Kosmologia, pimeä aine ja pimeä energia

Järvinen Risto K.

”Antigravitaatio ei ole vain scifiä,

vaan yleisen suhteellisuusteorian

oikea piirre.”

MAAILMANKAIKKEUDEN OVET avautuivat Tieteiden talolla joulukuussa, kun Helsingin yliopiston teoreettisen fysiikan dosentti, hiukkasfysiikan ja astrofysiikan osastojen yliopistonlehtori Syksy Räsänen luennoi Skepsikselle maailmankaikkeuden eri vaiheista ja ihmiskunnan yrityksistä hahmottaa niitä. Seuraavassa Räisäsen tiivistelmä omasta puheestaan.

MAAILMANKAIKKEUDEN HISTORIAA

KOSMOLOGIA, eli maailmankaikkeuden tutkiminen kokonaisuutena, tuli mahdolliseksi vuonna 1915, kun

Albert Einstein löysi yleisen suhteellisuusteorian. Yleinen suhteellisuusteoria kuvaa sitä, miten avaruus muuttuu ajassa aineen vaikutuksesta. Teoriaa sovellettiin pian koko maailmankaikkeuteen. Einstein esitti tiettävästi ensimmäisen kosmologisen mallin vuonna 1917. Tuolloin ajateltiin, että maailmankaikkeus on aina ollut samanlainen, ja yleisen suhteellisuusteorian ennuste siitä, että itse maailmankaikkeus kehittyy oli liikaa Einsteinille. Hän ennemmin muutti teoriaa (lisäämällä niin kutsutun kosmologisen vakion) saadakseen aikaan universumin, joka ei kehity ajassa.

Vuonna 1922 Aleksander Friedmann esitti yleisen suhteellisuusteorian yhtälöiden ratkaisuja, jotka kuvaavat laajenevaa maailmankaikkeutta. Einstein kommentoi, että ratkaisut ovat matemaattisesti oikein, mutta fysikaalisesti kammottavia. Nopeasti etenevät havainnot ratkaisivat asian. Vuonna 1924 todettiin, että maailmankaikkeus on luultua isompi ja on olemassa muitakin galakseja kuin Linnunrata. Vuosina 1927-1929 havaittiin, että maailmankaikkeus laajenee, joten Einstein muutti mielensä ja kuulemma sanoi kosmologisen vakion lisäämistä teoriaan elämänsä pahimmaksi virheeksi.

Maailmankaikkeuden laajenemista kuvaavan lain kirjoitti ensimmäisenä Georges Lemaître, ja hän oli ensimmäinen, joka määritti siinä esiintyvän laajenemisnopeutta kuvaavan vakion arvon havainnoista. Kyseinen laki tunnetaan nykyään Hubblen lakina ja kyseinen vakio Hubblen vakiona – ei ole harvinaista, että fysiikassa asiat nimetään toisen tai kolmannen kerran ne löytäneen henkilön perusteella.

Hubblen lain mukaan galaksin näennäinen etääntymisnopeus meistä on suoraan verrannollinen sen etäisyyteen. Yleinen suhteellisuusteoria selittää tämän siten, että galaksit eivät liiku, vaan niiden välissä oleva avaruus laajenee. Jos galaksi B on meistä kaksi kertaa niin kaukana kuin galaksi A, niin galaksin B ja meidän väliin tulee avaruuden laajetessa kaksinkertainen määrä tilaa, eli etäisyys kasvaa kaksinkertaisella nopeudella.

Maailmankaikkeuden laajeneminen mullisti käsityksen maailmankaikkeudesta. Kun maailmankaikkeus laajenee, aineen tiheys laskee: ainetta on sama määrä, mutta tilavuus on isompi. Toisin sanoen aine on ollut varhaisempina aikoina tiheämpää. Yleisen suhteellisuusteorian mukaan tiheys kasvaa niin nopeasti, että äärellisen ajan päässä menneisyydessä (nyt tiedämme, että tämä aika on noin 14 miljardia vuotta) se olisi ääretön, eikä siitä pisteestä voi enää jatkaa taaksepäin. Yleinen suhteellisuusteoria siis ennustaa, että ajalla ja avaruudella on alku.

1920-luvulla tapahtuneen tieteellisen vallankumouksen jälkeen kosmologiassa seurasi pitkä epävarmuuden aika, jolloin ymmärrys maailmankaikkeudesta kasvoi hitaasti. Havainnot olivat pitkään epätarkkoja, ja niiden tulkinnassa oli paljon epävarmaa.

1990-luvulta alkaen kosmologiassa on tapahtunut uusi murros. Vanhoista epävarmuuksista on päästy eroon uuden teknologian myötä ensinnäkin tekemällä tarkempia mittauksia ja toisekseen tekemällä monia erilaisia havaintoja samoista asioista, niin että yhden havainnon epävarmuudet eivät pilaa johtopäätöksiä. 1990-luvun lopulla tuli muotiin sana ”täsmäkosmologia” kuvaamaan tätä uutta aikakautta.

Maailmankaikkeuden historia on saatu selville havaintojen puolesta ensimmäisestä sekunnista alkaen, ja teoreettisesti voidaan laskea, mitä on tapahtunut sekunnin miljardisosan sadasosaan asti. Siitä varhaisemmistakin ajoista meillä on kohtuullisen hyviä arvioita, vaikka epävarmuus kasvaakin merkittävästi ensimmäisen sekunnin perukoille mentäessä. On myös kaksi ilmiötä, jotka ovat merkittäviä myöhäisessä maailmankaikkeudessa, ja joista ei olla vielä aivan varmoja, nimittäin pimeä aine ja pimeä energia. Tieteelliset ideat kehittyvät spekulaatioista eri epävarmuuden asteiden kautta, ja lopulta ne varmennetaan järkevän epäilyn tuolla puolen, tai osoitetaan vääriksi. Pimeä aine ja pimeä energia ovat tässä kehityksessä eri vaiheissa.

Järvinen Risto K.

”pimeällä Energialla Ei Tiettävästi Ole Mitään Teke-*** ***mistä Pimeän Aineen Kanssa”, Syksy Räsänen Kertoi.

PIMEÄ AINE

MAAILMANKAIKKEUDEN AINEESTA noin 80% on sellaista, mitä ei voi silmin nähdä eikä käsin koskea, eli pimeää ainetta. Tämä voi kuulostaa kummalliselta, mutta asia on yksinkertainen. Luultavasti pimeä aine koostuu hiukkasista, joilla ei ole sähkövarausta. Näkeminen perustuu siihen, että valo kimpoaa aineen sähköisesti varatuista hiukkasista silmiemme sähkövarauksiin. Vastaavasti koskeminen perustuu siihen, että sähkövaraukset hylkivät toisiaan. Jos aineella ei ole sähkövarausta, valo ja kehomme menevät siitä läpi huomaamatta, joten se on näkymätöntä ja, kirjaimellisesti, tuntematonta.

Ensimmäisen kerran sanaa pimeä aine tiettävästi käytti Jacobus Kapteyn vuonna 1922 viitatessaan Linnunradassa oleviin massoihin, joka havaitaan ainoastaan epäsuorasti sen kautta, miten niiden gravitaatio vaikuttaa muiden kappaleiden liikkeisiin. Vuonna 1932 Jan Oort ilmoitti havainneensa pimeää ainetta. Hän mittasi sellaisten tähtien nopeuksia, jotka liikkuvat kohtisuoraan Linnunradan kiekkoa vasten. Mitä isompi tähtien nopeus, sitä raskaampi kiekko. Oort arvioi, että nopeudet olivat niin isoja, että niiden selittämiseen tarvitaan enemmän ainetta kuin se, mitä kiekossa näkyy.

Oort ei kuitenkaan ole jäänyt historiaan pimeän aineen löytäjänä, siitä valitettavasta syystä, että hän oli väärässä. Hänen tutkimiensa tähtien nopeuksien selittämiseen riittää näkyvä aine. Pimeän aineen löytäjäksi päätyi Fritz Zwicky. Hän tutki vuonna 1933 sitä, miten galaksit liikkuvat Coman galaksiryppäässä. Galaksirypäs on kokoelma galakseja ja kaasua, jotka kiertävät toisiaan painovoiman sitomina. Zwickyn idea oli sama kuin Oortin: mitä enemmän massaa ryppäässä on, sitä nopeammin galaksit siellä liikkuvat.

Zwicky päätteli, että huomattava osa Coman massasta on pimeää ainetta. Hän oli oikeassa, mutta tähtitieteellinen yhteisö ei uskonut asiaa. Zwickyn kerrotaan olleen sitä mieltä, että tämä johtui tähtitieteilijöiden keskinkertaisuudesta, mutta ryppäiden havaintojen tulkinta ei ole aivan yksinkertaista, ja pimeän aineen olemassaolo on sen verran voimakas väite, että sille tarvitaan vahvaa todistusaineistoa.

Pimeä aine tuli hyväksytyksi 1970-luvulla tehtyjen mittausten myötä. Vera Rubin palasi tähtien liikkeisiin galakseissa, tällä kertaa siihen, miten tähdet kiertävät kiekon tasossa, ei kohtisuoraan. Mitatut kiertonopeudet ovat isompia, kuin mitä galakseissa näkyvä aine yleisen suhteellisuusteorian mukaan aiheuttaa. Niinpä on vain kaksi vaihtoehtoa: joko yleinen suhteellisuusteoria ei päde galaksien mittakaavassa tai on olemassa pimeää ainetta.

On kosolti muitakin havaintoja, joiden selittämisessä pimeällä aineella on tärkeä rooli, kuten gravitaatiolinssit, kosmisen mikroaaltotaustan epätasaisuudet ja galaksien muodostuminen. Kaikissa näissä on kyse pimeän aineen gravitaatiosta, joten periaatteessa ne voisi selittää myös muuttamalla gravitaatiolakia. On kuitenkin osoittautunut erittäin vaikeaksi selittää kaikkia havaintoja ilman pimeää ainetta. Ongelmia on kaksi. Ensinnäkin yleinen suhteellisuusteoria on varmennettu tarkasti Aurinkokunnassa, pulsareissa, neutronitähdissä ja muissa järjestelmissä. Toisekseen pimeä aine selittää isoja poikkeamia ja useissa erilaisissa olosuhteissa. Niinpä muutos gravitaatioteoriaan pitäisi olla sellainen, joka ei pilaa yleisen suhteellisuusteorian menestystä Aurinkokunnassa, pulsareissa ja niin edelleen, mutta toisaalta muuttaa merkittävästi sen ennusteita galakseissa, galaksiryppäissä ja monissa muissa tilanteissa.

Joitakin urhoollisia yrityksiä pimeän aineen korvaamiseksi gravitaatioteorian muutoksella on tehty. Ne kuitenkin oikeastaan vahvistavat käsitystä siitä, että kyseessä on pimeä aine. Ehdotetut teoriat ovat nimittäin hyvin monimutkaisia, ja niihin pitää lisätä erilaisia osia jotta saisi eri havainnot oikein, eikä yksikään niistä silti pysty selittämään kaikkea niitä havaintoja, mitkä pimeä aine kuittaa yhdellä yksinkertaisella hypoteesilla.

Kosmologeille keskeinen kysymys ei ole enää pimeän aineen hiukkasen olemassaolo, vaan sen ominaisuudet. 1970-luvun lopulta on ollut selvää, että pimeä aine ei voi koostua tavallisista hiukkasista, ja sopivia ehdokkaita on esitetty satoja. Jotta asiasta saataisiin selvyys ja pimeän aineen olemassaolo siirtyisi järkevän epäilyn tuolle puolen, pitäisi havaita pimeän aineen hiukkaset muutenkin kuin niiden gravitaation kautta. Useat kokeet etsivät pimeää ainetta, mutta toistaiseksi kiistatonta löytöä ei ole tehty.

keskusteluhetki Luennon Jälkeen. Oikealla Yle Tv1:n*** ***tiedeohjelman Prisma Studion Juontaja Ivan Puopolo.

PIMEÄ ENERGIA

PIMEÄSSÄ AINEESSA ei ole fysiikan kannalta mitään omituista, ja useat hiukkasehdokkaat vaikuttavat lupaavilta. Pimeän energian tilanne on toinen, ja kyseinen termi saattaa olla vain nimilappu kuvaamassa tietämättömyyttämme.

Fysiikan Nobelin palkinto myönnettiin vuonna 2011 Saul Perlmutterille, Brian Schmidtille ja Adam Riessille ”maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen löytämisestä kaukaisten supernovien havaintojen kautta”. Supernovat ovat hyvin kirkkaita räjähtäviä tähtiä. Mitä kauempana supernova on, sitä himmeämmältä se näyttää, eli supernovan etäisyyden voi päätellä sen kirkkaudesta. Mittaamalla eri aikoina räjähtäneitä supernovia (joiden valo saapuu Maapallolle nyt) saadaan selville etäisyys ajan funktiona, mistä voidaan päätellä maailmankaikkeuden laajenemisnopeus.

Perlmutterin ja Schmidtin johtamat tutkimusryhmät havaitsivat, että kauan aikaa sitten räjähtäneiden supernovien etäisyys on noin 50% odotettua isompi. Tämä tarkoittaa sitä, että laajeneminen on ollut odotettua nopeampaa. Itse asiassa havaintojen perusteella laajeneminen on kiihtynyt viimeisen muutaman miljardin vuoden aikana. Tämä oli yllättävä löytö, koska laajenemisen odottaisi hidastuvan maailmankaikkeuden aineen osien vetäessä toisiaan puoleensa.

Havaintojen selittäminen vaatii sitä, että vähintään yksi seuraavista pitää paikkansa: on olemassa ainetta jonka gravitaatio on hylkivä, yleinen suhteellisuusteoria ei päde miljardien valovuosien mittakaavassa tai galaksien ja muiden rakenteiden muodostuminen vaikuttaa maailmankaikkeuden keskimääräiseen laajenemiseen. Näistä suosituin vaihtoehto on ensimmäinen, ja tällaiselle aineelle on annettu nimi pimeä energia.

Pimeän energian painovoima on hylkivää, eli se työntää avaruuden eri osia poispäin toisistaan, mikä johtaa kiihtyvään laajenemiseen. Antigravitaatio ei ole vain scifiä, vaan yleisen suhteellisuusteorian oikea piirre. Lisäksi pimeästä energiasta tiedetään oikeastaan vain se, että se on jakautunut hyvin tasaisesti ympäri maailmankaikkeutta (toisin kuin pimeä aine, joka on kasaantunut galakseihin ja galaksiryppäisiin) ja että siitä ei ole mitään havaintoa muuten kuin maailmankaikkeuden laajenemisen kautta. Läheisistä nimistä huolimatta pimeällä energialla ei tiettävästi ole mitään tekemistä pimeän aineen kanssa, kyse on eri ilmiöistä.

Yksinkertaisin ehdokas pimeälle energialle on tyhjään tilaan liittyvä energia, ja se sopii havaintoihin hyvin. Matemaattisesti tyhjiön energia on tismalleen samanlainen kuin Einsteinin vuonna 1917 ehdottama kosmologinen vakio. Ei kuitenkaan tiedetä, miksi tyhjön energialla olisi juuri havaintoihin sopiva arvo, ja on kehitetty useita monimutkaisempia ja toinen toistaan oudompia pimeän energian teorioita. Vuoden 2011 Nobel-palkinnon taustamateriaalissa todettiinkin, että pimeä energia on fysiikan tämän hetken kenties suurin mysteeri.