Taivas ei hohda pimeää
Kaikki näkemämme planeetat, tähdet, galaksit ja muut kappaleet koostuvat aineesta, eivät antiaineesta. Kun hiukkanen kohtaa antihiukkasensa, ne annihiloituvat eli muuttuvat toisiksi hiukkasiksi, usein fotoneiksi eli valoksi. Jos jotkut maailmankaikkeuden rakenteet koostuisivat protonien, neutronien ja elektronien sijaan niiden antihiukkasista, niin antiaineen ja tavallisen aineen rajalta näkyisi annihilaatiossa syntyvää korkeaenergistä säteilyä, mitä ei ole havaittu.
Syynä aineen ylivoimaan on se, että kaikki antiaine kului loppuun maailmankaikkeuden ensimmäisen kymmenen sekunnin aikana. Ainetta oli miljardisosan enemmän, ja näkemämme rakenteet koostuvat tuosta pienestä ylijäämästä –kosminen mikroaaltotausta taasen on enimmäkseen tuossa alkuaikojen annihilaatiossa syntynyttä valoa.
Näkymättömän aineen kohdalla tilanne voi olla toinen. Pimeäksi aineeksi on monenlaisia ehdokkaita, mutta pitkään suosituin oli WIMPpien (suomeksi siis nynnyjen) nimellä kulkevat hiukkaset.
Kuten näkyvä aine ja antiaine, varhaisessa maailmankaikkeudessa pimeä aine ja antiaine annihiloituvat. Kun maailmankaikkeus laajenee, aineen tiheys laskee. Jossain vaiheessa tiheys on niin pieni, että pimeän aineen hiukkaset eivät enää löydä toisiaan, ja annihilaatiot loppuvat. Tyypillisille nynnyille tämä tapahtuu noin sekunnin miljardisosan aikoihin.
Pimeän aineen hiukkasia ja antihiukkasia jää jäljelle yhtä monta, toisin kuin näkyvän aineen tapauksessa. Tämä johtuu siitä, että pimeä aine vuorovaikuttaa heikommin kuin näkyvä aine, eikä siksi annihiloidu yhtä tehokkaasti. Pimeää ainetta ei myöskään aluksi ollut enemmän kuin antiainetta. Mitä vahvemmin pimeä aine vuorovaikuttaa, sitä tehokkaammin se annihiloituu, ja sitä vähemmän nynnyjä on jäljellä.
Vaikka aineen keskitiheys laskee maailmankaikkeus laajetessa, joissain paikoissa tiheys kasvaa, koska gravitaatio vetää ainetta kasaan. Noin sadan miljoonan vuoden iässä tiheys kasvaa pienissä osissa avaruutta niin paljon, että näkyvän aineen ydinreaktiot käynnistyvät uudelleen, eli tähdet syttyvät. Vastaavasti klimppiytyminen tehostaa pimeän aineen annihilaatiota.
Annihilaatio tuottaa energiaa paljon tehokkaammin kuin ydinreaktiot, mutta toisaalta pimeä aine ei kasaudu yhtä tehokkaasti kuin näkyvä aine, ja se vuorovaikuttaa paljon heikommin. Niinpä vain pieni osa pimeän aineen hiukkasista ja antihiukkasista annihiloituu, eikä taivas hohda pimeän aineen valoa. (Muuten sitä tuskin sanottaisiinkaan pimeäksi aineeksi.) Pimeää ainetta etsitään siksi monin eri tavoin.
Havaintojen kannalta annihilaatiossa on kuitenkin se hyvä puoli, että kysymyksessä on sama ilmiö, joka määrää paljonko pimeän aineen hiukkasia on jäljellä. Jos tietää pimeän aineen hiukkasten lukumäärän, voi suoraan laskea annihilaation tehokkuuden ja siten kirkkauden taivaalla. Pimeän aineen gravitaatiovaikutuksesta voi puolestaan päätellä sen massatiheyden, eli hiukkasten lukumäärän kerrottuna yhden hiukkasen massalla jaettuna tilavuudella. Ainoa tuntematon tekijä on siis hiukkasen massa. Annihilaation tehokkuuteen vaikuttaa myös se miten paljon pimeä aine on klimppiytynyt – parhaita havaintokohteita ovat Linnunradan keskusta ja kääpiögalaksit, joissa pimeän aineen tiheys on iso.
Taivaalla onkin nähty ehkä odotettua enemmän valoataipositroneja (eli elektronien antihiukkasia). Koska avaruudesta tulee monenlaista säteilyä kaikenlaisista lähteistä, niin voi olla vaikea erottaa, ovatko hiukkaset peräisin pimeän aineen annihilaatiosta vaiko esimerkiksi pulsareista tai supernovien jäänteistä. Mutta jos sen sijaan nähdään vähemmän säteilyä kuin mitä pimeän aineen malli ennustaa, niin se on selvästi väärin
Tarkimmat rajat pimeän aineen annihilaatiolle on antanut vuonna 2008 kiertoradalle noussut Fermi-satelliitti. Se on vuosia mitannut avaruudesta saapuvia korkeaenergisiä fotoneja, ja pystyy sulkemaan pois monenmassaiset nynnyt – vähän riippuen siitä, mihin niiden oletetaan hajoavan. Kansainväliseen avaruusasemaan kiinnitetty hiukkasdetektori AMS-02 on osaltaan sulkenut pois sen mahdollisuuden, että kevyet nynnyt hajoaisivat tunnetuiksi sähköisesti varatuiksi hiukkasiksi, koska signaalia ei ole nähty.
Nynnyt voi pelastaa kehittämällä malleja, joissa pimeä aine hajoaa lähinnä hiukkasiksi, jotka ovat yhtä näkymättämiä kuin se itse (kuten neutriinoiksi tai joiksikin tuntemattomiksi hiukkasiksi). Toinen vaihtoehto on yksinkertaisesti tehdä pimeän aineen hiukkasesta raskaampi. Koska havainnot kiinnittävät massatiheyden, niin mitä isompi hiukkasten massa on, sitä pienempi on niiden lukumäärä, ja sitä vähemmän annihilaatioita tapahtuu.
Kumpikin muutos menee kuitenkin vastakarvaan nynnyjen alkuperäistä ideaa. Tarkoituksena oli, että pimeä aine vuorovaikuttaa hiukkasfysiikan heikon vuorovaikutuksen kautta, joten se hajoaa näkyväksi aineeksi, ja sen massa olisi samaa luokkaa heikkoa vuorovaikutusta välittävien W– ja Z-bosonien massan kanssa. Tällöin pimeän aineen massatiheys sattuisi sopimaan havaintoihin ilman säätämistä.
Yhdistettynä siihen, että myöskään maanpäällisissä kokeissa nynnyjä ei ole näkynyt vaikka olisi odottanut, taivaan pimeys tekee niistä yhä vähemmän houkuttelevia. Idea pimeästä aineesta sinällään voi hyvin, ja nynnyjen hohteen himmentyminen on siirtänyt huomiota muihin ehdokkaisiin, kuten steriileihin neutriinoihin, aksioneihin ja mustiin aukkoihin, joita vuorostaan ajetaan ahtaalle kunnes ne teilataan tai löydetään.
Mielenkiintoinen kirjoitus. Pimeä aineen massan ylivoima näkyvään voi selittyä sillä, että se ei ole annihiloitunut ja sitä on myös antiaineen muodossa. Voiko pimälle aineelle olla baryoniluvun kaltainen suhde? Onko pimeälle aineelle välttämättä antihiukkasta?
Moniin pimeän aineen hiukkasiin liittyy jokin säilyvä luku. Näin on myös joidenkin suosittujen nynnyjen kohdalla. Tässä tapauksessa aina kun pimeän aineen hiukkanen syntyy tai tuhoutuu, samalla pitää syntya täi tuhoutua sen antihiukkanen. Tämä on yksi selitys sille, miksi pimeän aineen hiukkanen on stabiili.
Mutta toisin kuin baryonien tapauksessa, nynnyjä ei alun perin ole enemmän kuin antinynnyjä. (Tai vaikka olisi miljardisosan verran, sillä ei ole juuri merkitystä, koska antiainetta on jäänyt annihiloitumatta niin paljon.)
Muissa pimeän aineen malleissa asia voi olla toisin. Esimerkiksi tekniväriin liittyvät teknibaryonit ovat pimeän aineen ehdokas, jota olisi jäljellä vain hiukkasia, jotka ovat jääneet jäljelle antihiukkasten kuluttua loppuun, baryonien tapaan.
Toisaalta esimerkiksi steriilit neutriinot ovat (useimmissa malleissa) omia antihiukkasiaan, eli niiden kohdalla kysymys ei ole edes mielekäs.
Syntyikö alussa ainetta ja pimeää ainetta yhtä paljon? Jos näin, voisi ajatella, että pimeä aine vuorovaikuttaa antiaineensa kanssa 10 miljardia kertaa heikommin (10 sek vs. miljardisosa sekuntia) ja silti sitä jäi jäljelle 5 x niin paljon kuin ainetta. Eli vuorovaikutus olisi annihilaatiossa 1:50 000 000 000 näkyvän aineen annihilaatiosta (vuorovaikutuksesta). Vähän mutkat suoriksi peruskoulun matikalla. Tiedän, että tähän liittyy joku koukku. Toisaalta, kun on tehty niitä bullet-kuvia pimeästä aineesta, niin kaareuttaako se avaruutta enemmän kuin viereinen näkyvä aine? Vai onko se 5 kertaa kevyempää, vaikka sitä on 5 kertaa enemmän.
Oletettavasti näkyvä aine ja pimeä aine ovat molemmat syntyneet kosmisesta inflaatiosta vastuussa olevan kentän hajotessa. Ei ole mitään syytä, miksi niitä olisi syntynyt yhtä paljon.
Jäljellä olevan näkyvän aineen määrä ei määräydy sen vuorovaikutusten voimakkuudesta, kunhan ne vain ovat tarpeeksi voimakkaita, että lähes kaikki antiaine kuluu loppunu ja jäljelle jää vain pimeää ainetta. Oleellista on se, että näkyvään aineeseen liittyy säilyvä luku, baryoniluku, ja tämän takia on olemassa enemmän ainetta kuin antiainetta. (Tarkemmin täällä: https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/muistinmenetykset-ennustusten-takana/)
Jos näkyvää ainetta ja antiainetta olisi aluksi yhtä paljon, ainetta jäisi jäljelle noin miljardiososa siitä mitä sitä oikeasti on. (Ja antiainetta saman verran.)
Pimeä aine kaareuttaa aika-avaruutta saman verran per massatiheys kuin näkyväkin. Se kaareuttaa enemmön sellaisissa alueissa, missä sen massatiheys on isompi. (Käytännössä kaikkialla galaksien reunoilla ja galakseja isommassa mittakaavassa.)
Bullet Clusterista tarkemmin: https://www.ursa.fi/blogi/kosmokseen-kirjoitettua/luodin-jaljet/
”Yhdistettynä siihen, että myöskään maanpäällisissä kokeissa nynnyjä ei ole näkynyt vaikka olisi odottanut, taivaan pimeys tekee niistä yhä vähemmän houkuttelevia. Idea pimeästä aineesta sinällään voi hyvin, ja nynnyjen hohteen himmentyminen on siirtänyt huomiota muihin ehdokkaisiin, kuten steriileihin neutriinoihin, aksioneihin ja mustiin aukkoihin, joita vuorostaan ajetaan ahtaalle kunnes ne teilataan tai löydetään.”
Kun ”nynnyjen hohde on himmentynyt” niin tuolla aiemmin kolmisen vuotta sitten olleessa kirjoituksessasi käsiteltiin myös FIMPejä, siis Feebly Interacting Massive Partikkeleja. Onko näiden osalta mitään lisäkerrottavaa? Esim tuolloin esitit että vuorovaikutus on niin heikko että senaikuiset kokeet eivät pysty niitä havaitseman. Entä tänään? Eli onko kokeiden ”haarukka” mahdollisesti tarkentunut?
Käsittääkseni FIMPpien tilanne ei ole juuri muuttunut. Mahdollisuudet niiden havaitsemiseen riippuvat siitä, millainen FIMP tarkalleen ottaen on, ja ovat enimmäkseen kosmologisia. Termiä on kyllä käytetty myös steriileistä neutriinoista, joiden havaitsemista olenkin täällä joskus kirjoittanut: yksi mahdollisuus on hajoamisesta tulevat röntgensäteet. Toisaalta FIMPit saattaaat jättää jäljen kosmiseen mikroaaltotaustaan.
En tiedä, onko tulossa mitään uusia kokeita, joiden tarkkuus olisi tässä suhteessa ratkaisevasti aiempaa parempi – ensi vuonna taivaalle nouseva Euclid-satelliitti mittaa toki monia kosmologisia asioista paremmin, mutta en tiedä mitä sanottavaa sillä on FIMPeistä.