Kääpiöiden tasanko
Lokakuisen blogimerkinnän kommenteissa kysyttiin havainnoista, joiden mukaan yksinkertaisin pimeän aineen malli ei selitä tähtien liikkeitä eräissä Linnunrataa kiertävissä kääpiögalakseissa. Havainnot osoittautuivat niin kiinnostaviksi, että kutsuimme Helsinkiin yhden tutkimuksen tekijöistä, Jorge Sanchez Almeidan Kanariansaarten astrofysiikan instituutista; hän esitteli työtä tänään Helsingin yliopiston kosmologiaseminaarien sarjassa.
Almeida aloitti mainitsemalla, että tiedelehti Nature on valinnut sen, mitä pimeä aine on yhdeksi tieteen isoimmista kysymyksistä. Pimeästä aineesta on valtavasti varmennettuja havaintoja, mutta toistaiseksi ne kaikki perustuvat gravitaatioon, eikä tiedetä mistä pimeä aine koostuu. Suurimmalla osalla pimeän aineen ehdokkaista on kuitenkin myös muita vuorovaikutuksia itsensä ja tavallisen aineen kanssa, yleensä tosin hyvin heikkoja. Näitä vuorovaikutuksia etsitään hiukkasfysiikan keinoin, mutta niistä saattaa näkyä merkkejä myös taivaankappaleiden liikkeissä.
Pimeää ainetta on helpointa tutkia siellä, missä sitä on eniten. Galakseissa tämä tarkoittaa keskustaa: mitä lähempänä on keskustaa, sitä enemmän on pimeää ainetta. Ongelmana esimerkiksi Linnunradan kohdalla on kuitenkin se, että koska näkyvä aine klimppiytyy pimeää ainetta tehokkaammin, sen määrä suhteessa pimeään aineeseen kasvaa sekin keskustaa kohti. Tämän takia on vaikea selvittää sitä, miten pimeä aine on jakautunut Linnunradan keskustassa, ja kuinka paljon siihen vaikuttavat pimeän aineen itsensä ominaisuudet ja kuinka paljon tavallinen aine.
Onneksi Linnunradalla on kiertolaisina paljon kääpiögalakseja, eli siis pieniä galakseja. Monet niistä ovat hyvin himmeitä, koska niissä on ei ole paljon tähtiä. Pienen galaksin gravitaatio on sen verta heikkoa, että galaksi ei pysty pitämään tähtien muodostamiseen tarvittavaa kaasua tiukasti sidottuna, vaan se irtoaa supernovien puhaltamana tai viereisten galaksien vetämänä. Tämä tekee kääpiögalakseista otollisia kohteita pimeän aineen tutkimukselle.
Maailmankaikkeudessa on pimeän aineen massaa keskimäärin noin viisi kertaa niin paljon kuin näkyvän aineen massaa. Eri paikoissa suhde on kuitenkin erilainen. Almeida ja kumpp. ovat suunnanneet katseensa kuuteen erittäin himmeään kääpiögalaksiin, joissa on noin satatuhatta kertaa enemmän pimeää ainetta kuin näkyvää ainetta – keskustoissa, joita he tutkivat, noin tuhat kertaa enemmän.
Näissä kääpiögalakseissa pimeän aineen liikkeet määrää yksin se itse, näkyvällä aineella ei ole merkitystä. Koska pimeää ainetta ei nähdä, päätelmät siitä perustuvat näkyvän aineen liikkeisiin pimeän aineen muodostamassa ympäristössä.
Almeidan ja kumpp. mukaan tähtien liikkeistä voi päätellä, että pimeän aineen tiheys on kääpiögalaksien keskustan läheisyydessä vakio, se ei riipu etäisyydestä keskustasta, eli sen huippu on tylppä. Pimeän aineen jakauma näyttää samalta kaikissa kääpiögalakseissa, mikä vahvistaa tulosta.
Tämä olisi merkittävä löytö. Tiedetään, että jos pimeä aine vuorovaikuttaa vain gravitaation kautta ja liikkuu hitaasti, niin sen tiheys kasvaa keskustaa lähestyttäessä – pimeä aine kasautuu keskelle, eli sen huippu on terävä.
Almeidan tutkimusryhmä esittääkin selitykseksi, että on havaittu pimeän aineen uusi vuorovaikutus itsensä kanssa. Ajatus on yksinkertainen: jos pimeän aineen hiukkaset vuorovaikuttavat voimakkaammin toistensa kanssa, ne päätyvät lähellä keskustaa tasapainotilaan, sen sijaan että suurempi osa putoaisi hyvin lähelle.
Siitä onko pimeällä aineella galakseissa tylppä vai terävä huippu on väitelty 1990-luvun alusta asti. Silloin simulaatiot kehittyivät niin pitkälle, että ne pystyivät ennustamaan pimeän aineen jakauman olevan keskustassa terävä, mutta havaintojen mukaan se oli tylppä. Paremmat simulaatiot osoittivat, että ristiriita johtui siitä, että aiemmissa simulaatioissa ei ollut mukana tavallista ainetta, joka tasoittaa pimeän aineen jakauman.
Tämän ongelman Almeida ja kumpp. ovat poistaneet keskittymällä galakseihin, missä näkyvää ainetta on hyvin vähän. Mutta se, että näkyvää ainetta on vähän, muodostaa oman ongelmansa, koska havainnot perustuvat näkyvään aineeseen. Niiden tulkinnassa pitää tehdä oletuksia siitä, miten pimeä aine liikkuu, mistä taasen ei ole mitään havaintoja. Almeida ja kumpp. ovat olettaneet, että pimeän aineen nopeusjakauma on samanlainen joka suunnassa keskustan ympärillä.
Tämä voi pitää paikkansa, mutta oletus, ja heidän käyttämänsä menetelmän riippuvuus siitä, olisi hyvä tarkistaa. Astrofyysikko Till Sawala Helsingistä ehdotti heidän menetelmänsä testaamista soveltamalla sitä kirkkaampiin kääpiögalakseihin, joista on parempia havaintoja.
Vaikka menetelmä osoittautuisi luotettavaksi, ei kuitenkaan riitä, että pystyy selittämään yhdet uudet havainnot, pitää myös varmistaa, että selitys on sopusoinnussa vanhojen havaintojen kanssa.
Pimeän aineen vuorovaikutuksia itsensä kanssa on tutkittu vertaamalla pimeän aineen ja tähtien liikkeitä galaksiryppäissä, erityisesti Luotiryppääksi nimetystä kaksikosta on tullut kuuluisa. Mitään pimeän aineen kitkaa ei ole havaittu, mikä antaa tarkkoja rajoja sille, kuinka paljon pimeän aineen hiukkaset voivat vetää toisiaan puoleensa. Jos näitä rajoja soveltaa kääpiögalakseihin, ne sulkevat pois Almeidan ja kumpp. selityksen.
Asia ei kuitenkaan ole näin yksinkertainen, koska pimeän aineen vuorovaikutusten voimakkuus voi riippua siitä, miten nopeasti ne liikkuvat. Ja mitä isompi on aineklimppi (rypäs vs kääpiö), sitä isompi on sen gravitaatio ja siksi sitä isompia ovat sen osasten nopeudet. Jos vuorovaikutuksen voimakkuus riippuu sopivasti nopeudesta, teoria voi ehkä olla sopusoinnussa havaintojen kanssa. Tällaisia vuorovaikutuksia pimeälle aineelle on tutkittu jo ainakin parikymmentä vuotta, ja teoreettisilla fyysikoilla on antaa sopivia malleja suoraan hyllyltä.
Suurin osa poikkeavista havainnoista ei osoittaudu läpimurroiksi vaan virheiksi havainnoissa tai tulkinnassa, mutta suurin osa läpimurroista alkaa pieninä poikkeamina. Tässä tapauksessa saanemme lähitulevaisuudessa tietää, kummasta on kyse.
Mutta ei kai siitä että kääpiögalaksissa ei ole tällä hetkellä juurikaan näkyvää ainetta voi päätellä että se olisi aina ollut asian laita. Ehkä juuri kääpiögalaksin nuoruuden supernovat (kuten nostit esille) ovat punnertaneet kaasun pihalle siinä vaiheessa kun tähtiä ei ollut vielä ehtinyt muodostua kuin vähän, jolloin galaksi menetti lähes kaiken baryonisen aineensa (onko muuten tässä kirjoituksessa näkyvä aine synonyymi baryoniselle aineelle?). Mutta galaksin nuoruusvaiheessa baryoninen aine (kaasu) olisi kuitenkin ollut soppaa hämmentämässä, kuten muissakin galakseissa.
Kyllä, käytän blogissa yleensä sanoja näkyvä aine ja tavallinen aine tarkoittamaan baryonista ainetta.
Tämä aiemman baryonisen aineen vaikutuksen huomioimatta jättäminen on kieltämättä heikkous. Till Sawala kaavailee simulaatioiden tekemistä kääpiögalaksien pimeän aineen jakauman kehityksen selvittämiseksi (tavallinen aine mukaan lukien).