Don Lincoln on vanhempi tutkija Yhdysvaltain energian laitoksen Fermilabissa, Amerikassa suurimmassa Hadron Collider-tutkimuslaitoksessa. Hän kirjoittaa myös tieteestä suurelle yleisölle, mukaan lukien hänen äskettäin julkaistun "The Big Hadron Collider: Higgs Bosonin ylimääräinen tarina ja muut asiat, jotka tulevat mieltäsi" (Johns Hopkins University Press, 2014). Voit seurata häntä Facebookissa. Lincoln kirjoitti tämän artikkelin Live Science's Expert Voices: Op-Ed & Insights -julkaisuun.
Monet tieteellisesti osaavat ihmiset pitävät itsestäänselvyytenä sitä, että maailmankaikkeus ei ole vain Carl Saganin usein noteerattujen "miljardeja ja miljardeja" galakseja, vaan myös suuren määrän näkymätöntä ainetta, nimeltään tumma aine. Tämän parittoman aineen ajatellaan olevan uudenlainen subatominen hiukkanen, joka ei ole vuorovaikutuksessa sähkömagneettisuuden, eikä voimakkaiden ja heikkojen ydinvoimien kanssa. Pimeän aineen oletetaan myös olevan viisi kertaa yleisempää maailmankaikkeudessa kuin atomien tavallinen aine.
Tosiasia on kuitenkin, että tumman aineen olemassaoloa ei ole vielä todistettu. Tumma aine on edelleen hypoteesi, vaikkakin melko hyvin tuettu. Minkä tahansa tieteellisen teorian on tehtävä ennusteita, ja jos se on oikein, suorittamasi mittaukset tulisi linjata ennusteiden kanssa. Sama koskee tummaa ainetta. Esimerkiksi pimeän aineen teoriat ennustavat, kuinka nopeasti galaksit pyörivät. Mutta toistaiseksi mittaukset, jotka on tehty yksityiskohtaisesta tumman aineen jakautumisesta pienimassaltaan galaksien keskellä, eivät vastaa näitä ennusteita.
Äskettäinen laskelma on muuttanut sitä. Laskelma auttaa ratkaisemaan Tully-Fisher-suhteen kokonaisratkaisun, joka vertaa galaksin näkyvää tai tavallista ainetta sen pyörimisnopeuteen. Hyvin yksinkertaistettuna tutkijat ovat havainneet, että mitä massiivisempi (ja siksi kirkkaampi) spiraaligalaksi on, sitä nopeammin se pyörii.
Mutta jos pimeää ainetta on olemassa, kuinka suuri "galaksi" on määritettävä paitsi sen näkyvän aineen lisäksi myös pimeän aineensa avulla. Koska valtavasta osasta yhtälöä - tumman aineen määrä - puuttuu, Tully-Fisher-suhteen ei pitäisi pysyä. Ja silti se tekee. Oli vaikea kuvitella mitään tapaa sovittaa tämä suhde olemassa olevaan pimeän aineen teoriaan. Tähän asti.
Tumma aine on peräisin
Ensimmäiset sisäänsä, että jotain pimeän aineen kaltaista voi olla tarpeen, ovat vuodelta 1932. Hollantilainen tähtitieteilijä Jan Oort mittasi tähdet kiertoradan nopeudella Linnunradan varrella ja havaitsivat niiden liikkuvan liian nopeasti selittääkseen galaksin havaitun massan.
Tähdet kiertävät vanhempaa galaksiaansa lähes ympyränmuotoisilla reiteillä ja painovoima on voima, joka pitää tähdet näillä kiertoradalla. Newtonin yhtälöt ennustavat, että voiman, joka saa tähdet liikkumaan pyöreällä tiellä, F (pyöreä), tulisi olla yhtä suuri kuin tähden painovoimasta johtuva voima, F (painovoima), tai muuten tähti lentäisi avaruuteen tai putoaisi kohti galaksin keskipiste. Niille, jotka muistavat lukion fysiikan, F (pyöreä) on inertialause ja on vain Newtonin F = ma. F (painovoima) on Newtonin universaalin painovoiman laki.
Lähellä galaksien keskustaa, Rubin ja Ford havaitsivat, että F (pyöreä) oli suunnilleen yhtä suuri kuin F (painovoima), kuten odotettiin. Mutta kaukana galaksien keskustasta, yhtälön molemmat puolet eivät vastanneet kovinkaan hyvin. Vaikka yksityiskohdat vaihtelivat galaksista galakseihin, havainnot olivat pääosin universaalia.
Tällainen dramaattinen ero on selitettävä. Lähellä galaksien keskustaa, Rubinin ja Fordin mittaukset tarkoittivat teorian toimivuutta, kun taas suurempien kiertoratojen etäisyys tarkoitti jotain meneillään, jota olemassa olevat teoriat eivät pystyneet selittämään. Heidän näkemyksensä paljastivat, että joko emme ymmärrä kuinka hitaus toimii (esim. F (pyöreä)), tai emme ymmärrä kuinka painovoima toimii (esim. F (painovoima)). Kolmas mahdollisuus on, että yhtälömerkki on väärä, mikä tarkoittaa, että on olemassa jokin muu voima tai vaikutus, jota yhtälö ei sisällä. Ne olivat ainoat mahdollisuudet.
Erojen selittäminen
Rubinin ja Fordin alkuperäisestä teoksesta kuluneen 40 vuoden aikana tutkijat ovat kokeilleet monia teorioita yrittääkseen selittää havaitut galaktisten pyörimisriskit. Fyysikko Mordehai Milgrom ehdotti inertin modifikaatiota, jota kutsutaan "modifioiduksi Newtonin dynamiikaksi" tai MOND. Alkuperäisessä muodossaan se postuloi, että erittäin alhaisilla kiihtyvyyksillä Newtonin yhtälö F = ma ei toiminut.
Muut fyysikot ovat ehdottaneet muutoksia painolakiin. Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria ei auta tässä, koska tässä valtiossa Einsteinin ja Newtonin ennusteet ovat oleellisesti identtisiä. Ja kvanttigravitaation teoriat, jotka yrittävät kuvata painovoimaa subatomisten hiukkasten avulla, eivät voi olla selitys samasta syystä. On kuitenkin gravitaatioteorioita, jotka tekevät ennusteita galaktisissa tai galagaktisissa asteikkoissa ja jotka eroavat Newtonin painovoimasta. Joten, nämä ovat vaihtoehtoja.
Sitten on ennusteita, että uusia voimia on olemassa. Nämä ideat on koottu yhteen nimellä "viides voima", mikä tarkoittaa painovoiman ulkopuolella olevaa voimaa, sähkömagneettisuutta ja vahvoja ja heikkoja ydinvoimia.
Viimeiseksi on pimeän aineen teoria: Se, että sellainen aine, joka ei ole vuorovaikutuksessa valon kanssa, mutta jolla on silti gravitaatioveto, tunkeutuu maailmankaikkeuteen.
Jos galaktisten kiertojen mittaukset olisivat ainoita meillä olevia tietoja, voi olla vaikea valita näiden eri teorioiden välillä. Loppujen lopuksi saattaa olla mahdollista säätää kutakin teoriaa galaktisen kiertoongelman ratkaisemiseksi. Mutta nyt on olemassa monia havaintoja monista eri ilmiöistä, jotka voivat auttaa tunnistamaan uskottavimman teorian.
Yksi on galaksien nopeus suurten galaksiklusterien sisällä. Galaksit liikkuvat liian nopeasti, jotta klusterit pysyisivät sidoksissa toisiinsa. Toinen havainto on valoa hyvin kaukaisista galakseista. Näiden hyvin kaukaisten muinaisten galaksien havainnot osoittavat, että niiden valo vääristyy kuljettamalla lähempänä olevien galaksien ryhmien painovoimakenttiä. On myös tutkimuksia kosmisen mikroaaltotaustan pienistä epäyhtenäisyyksistä, jotka ovat maailmankaikkeuden syntymän itkua. Kaikissa näissä mittauksissa (ja monissa muissakin) on myös käsiteltävä jokaista uutta teoriaa galaktisen pyörimisnopeuden selittämiseksi.
Pimeän aineen vastaamattomat kysymykset
Tumman aineen teoria on tehnyt kohtuullisen työn ennustaakseen monia näistä mittauksista, minkä vuoksi sitä pidetään hyvin tiedeyhteisössä. Mutta tumma aine on edelleen vahvistamaton malli. Kaikki todisteet sen olemassaolosta ovat epäsuoria. Jos pimeää ainetta on olemassa, meidän pitäisi pystyä tarkkailla suoraan pimeän aineen vuorovaikutuksia sen kulkiessa Maan läpi ja voimme ehkä tehdä pimeän aineen suurissa hiukkaskiihdyttimissä, kuten Suuri Hadron-kolari. Ja silti kumpikaan lähestymistapa ei ole onnistunut.
Lisäksi pimeän aineen tulisi olla yhdenmukainen kaikkien, ei vain monien, tähtitieteellisten havaintojen kanssa. Vaikka tumma aine on tähän mennessä menestynein malli, se ei ole täysin onnistunut. Pimeäainemallit ennustavat enemmän kääpiösatelliittigalakseja, jotka ympäröivät suuria galakseja kuten Linnunrata, kuin mitä tosiasiallisesti havaitaan. Vaikka löytyy lisää kääpiögalakseja, niitä on vielä liian vähän verrattuna tumman aineen ennusteisiin.
Toinen iso, avoin kysymys on, kuinka tumma aine vaikuttaa galaktioiden kirkkauden ja niiden pyörimisnopeuden väliseen suhteeseen. Tätä suhdetta, joka esitettiin ensimmäisen kerran vuonna 1977, kutsutaan Tully-Fisher-suhteeksi, ja se on osoittanut useita kertoja, että galaksin näkyvä massa korreloi hyvin sen pyörimisnopeuden kanssa.
Vaikeat haasteet pimeälle aineelle
Joten loppuu tarina. Mitä uutta?
Tully-Fisher-suhde on vaikea haaste tumman aineen malleille. Galaksin pyörimistä säätelee sen sisältämä kokonaismäärä. Jos tumma aine todella on olemassa, niin aineen kokonaismäärä on sekä tavallisen että tumman aineen summa.
Mutta olemassa oleva tumman aineen teoria ennustaa, että mikä tahansa satunnainen galaksi voi sisältää suurempia tai pienempiä fraktioita tummaa ainetta. Joten kun mitat näkyvää massaa, saatat mahdollisesti puuttua valtavan osan kokonaismassasta. Seurauksena näkyvän massan tulisi olla erittäin huono ennuste galaksin kokonaismassalle (ja siten pyörimisnopeudelle). Galaksin massa voi olla samanlainen kuin näkyvän (tavallisen) massan tai se voi olla paljon suurempi.
Siksi ei ole syytä olettaa, että näkyvän massan pitäisi olla hyvä ennustaja galaksin pyörimisnopeudelle. Silti se on.
Itse asiassa pimeän aineen skeptikot käyttivät tänä vuonna julkaistussa lehdessä Tully-Fisher-suhteen mittauksia useille galakseille väittääkseen pimeän aineen hypoteesia ja muunnetun inertin version, kuten MOND.
Sopii paremmin tummaan aineeseen
Kesäkuussa julkaistussa lehdessä tutkijat ovat kuitenkin antaneet tumman aineen malleille merkittävän vauhdin. Uusi teos ei pelkästään toista tummien aineiden mallin aikaisempien ennusteiden onnistumisia, vaan myös Tully-Fisher-suhteen.
Uusi paperi on "puolianalyyttinen" malli, mikä tarkoittaa, että se on yhdistelmä analyyttisiä yhtälöitä ja simulointia. Se simuloi tumman aineen kerääntymistä varhaisessa maailmankaikkeudessa, joka on saattanut siemennä galaksien muodostumista, mutta sisältää myös tavallisen aineen vuorovaikutuksen, mukaan lukien sellaiset asiat kuin tavallisen aineen putoaminen toiseen taivaankappaleeseen sen painovoiman, tähtien muodostumisen ja kuumennuksen vuoksi tähtitaivaan ja supernovien aiheuttamaa polttavan kaasun määrää. Virittämällä parametrejä huolellisesti, tutkijat pystyivät vastaamaan paremmin ennustettua Tully-Fisher-suhdetta. Laskelman avain on, että ennustettu pyörimisnopeus sisältää realistisen arvon baryonien ja tumman aineen suhteelle galaksissa.
Uusi laskelma on tärkeä lisävaihe tumman aineen mallin validoinnissa. Se ei kuitenkaan ole lopullinen sana. Kaikkien onnistuneiden teorioiden tulisi olla kaikkien mittausten mukaisia. Epäonnistuminen tarkoittaa, että joko teoria tai tiedot ovat vääriä tai ainakin puutteellisia. Ennustamisen ja mittauksen välillä on edelleen joitain eroja (kuten pienten satelliittigalaksejen lukumäärä isojen ympärillä), mutta tämä uusi asiakirja antaa meille varmuuden siitä, että tuleva työ pyrkii ratkaisemaan nämä jäljellä olevat eroavaisuudet. Tumma aine on edelleen voimakkaasti ennustava teoria maailmankaikkeuden rakenteelle. Se ei ole täydellinen, ja se tarvitsee validointia löytämällä todellinen tumman aineen hiukkanen. Joten vielä on vielä työtä tekemättä. Mutta tämä viimeisin laskelma on tärkeä askel kohti päivää, jolloin tiedämme lopullisesti, onko maailmankaikkeudessa todella tumma puoli.
