Näkymätön aine

Pimeälle aineelle ehkä kuvaavampi nimi olisi näkymätön aine. Se on jotain toistaiseksi tuntematonta ainetta, joka ei näy kaukoputkella (eli näkyvän valon aallonpituudella), eikä muitakaan sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksia (kuten infrapunaa tai röntgensäteilyä) havainnoivilla instrumenteilla. Pimeä aine ei siis säteile eikä absorboi sähkömagneettista säteilyä. Hiukkasfysiikan kielellä, se ei vuorovaikuta sähkömagneettisen kentän kanssa.

Tämän näkymättömän aineen olemassaolo käy ilmi painovoiman kautta: Tähdet liikkuvat galakseissa nopeammin kuin galaksien näkyvän aineen jakauma antaisi olettaa. Ylimääräinen liike-energia selittyy sillä, että galaksin gravitaatiopotentiaalista suurin osa on näkymättömän pimeän aineen aiheuttamaa. Vastaavanlaiset havainnot yksittäisten galaksien liikkeistä galaksiryppäiden sisällä kertovat että myös galaksiryppäiden massasta noin viisi kuudesosaa koostuu pimeästä aineesta, ja vain yksi kuudesosa on tavallista näkyvää ainetta, pääosin vetyä.

Yhtälailla painovoimaan perustuen pimeä aine voidaan havaita gravitaatiolinssiefektin avulla: Yleisen suhteellisuusteorian mukaisesti massa kaareuttaa sen ohi kulkevien valonsäteiden reittejä, ja siten massiiviset rakenteet kuten galaksiryppäät toimivat linsseinä taittaen niiden takaa näkyvien valonlähteiden lähettämiä kuvia. Näitä gravitaatiolinssien muokkaamia kuvia analysoimalla voidaan päätellä kuinka paljon linssinä toimivassa rakenteessa on massaa ja miten se on jakautunut. Ehkä tunnetuin esimerkki tällaisista havainnoista on niinkutsuttu bullet cluster. Kuvassa näkyy kahden galaksiryppään törmäys, jonka johdosta näkyvä vetykaasu on irtaantunut pimeästä aineesta, jonka sijainti käy ilmi gravitaatiolinssiefektin avulla.

Painovoimansa avulla pimeä aine myös selittää miten kosmiset rakenteet kuten galaksit ja galaksiryppäät ovat alunperin syntyneet. Varhaisessa maailmankaikkeudessa aine oli hyvin tasaisesti jakautunutta kuumaa hiukkaspuuroa, eli plasmaa. Jossain kohdin ainetta oli hieman tiheämmin ja toisaalla taas harvemmin. Painovoima pyrkii kasvattamaan näitä epätasaisuuksia, kun tiheät kohdat vetävät lisää ainetta puoleensa ja tihentyvät siten entisestään. Kasaantuessaan tavallinen aine kuitenkin kuumenee ja säteilee lämpösäteilyä, joka puolestaan työntää ainetta poispäin tiheämmistä alueista. Tämä ilmiö hidastaisi rakenteen muodostumista, jos kaikki aine olisi tavallista ainetta, eikä aineen jakauma maailmankaikkeudessa näyttäisi sellaiselta kuin sen nyt havaitsemme. Mutta pimeä aine on näkymätöntä juuri siksi, että se ei vuorovaikuta sähkömagneettisen säteilyn kanssa. Se ei siis tunne säteilyn painetta ja pystyy siksi kasautumaan painovoiman vaikutuksesta tehokkaasti jo varhaisessa maailmankaikkeudessa. Näkyvät kosmiset rakenteet ovat syntyneet kun näkyvä aine on luhistunut pimeän aineen tihentymien luomiin gravitaatiopotentiaalin kuoppiin.

Kolme tapaa löytää näkymätön

Pimeän aineen uskotaan koostuvan jostain tuntemattomasta hiukkasesta, koska mikään tunnetuista hiukkasfysiikan standardimallin alkeishiukkasista ei sovi pimeän aineen rooliin. Ominaisuuksiltaan muuten pimeäksi aineeksi sopivat, sähkövarauksettomat neutriinot ovat liian kevyitä muodostaakseen pimeän aineen rakenteet. Pimeän aineen etsinnässä on siis kyse uuden, standardimallin ulkopuolisen alkeishiukkasen etsimisestä. Tämä hiukkasjahti tapahtuu kolmella rintamalla:

Hiukkaskiihdyttimissä, kuten CERNin LHCssa, törmäytetään protoneita yhteen suurella energialla, ja mitataan tarkasti törmäyksessä syntyneiden hiukkasten energiat ja liikemäärät. Miljardien törmäysten joukosta pyritään löytämään sellaisia, joissa syntyneiden hiukasten liikemäärävektorit eivät ole tasapainossa. Tämä kertoisi siitä, että osa liikemäärästä on kulkeutunut pois havaintolaitteiden ohi näkymättömien hiukkasten kantamana. Jos tällaisia tapahtumia nähtäisiin enemmän kuin standardimallin ennustamat neutriinot voivat selittää, voisi se olla osoitus siitä, että törmäyksissä on syntynyt näkymättömiä pimeän aineen hiukkasia.

Jos pimeä aine koostuu tasapuolisesti hiukkasista ja antihiukkasista (toisin kuin näkyvä aine, joka koostuu vain hiukkasista, joita jostain syystä oli varhaisessa maailmankaikkeudessa hieman enemmän kuin antihiukkasia), nämä voivat joskus törmätä toisiinsa ja annihiloitua näkyviksi hiukkasiksi, kuten fotoneiksi tai varatuiksi hiukkasiksi. Toisaalta jos pimeä aine ei ole eliniältään ikuista, mutta vain erittäin pitkäikäistä, pimeän aineen hiukkaset voisivat toisinaan hajota näkyviksi hiukkasiksi. Tällaisia pimeän aineen annihilaatioista tai hajoamisista syntyviä hiukkasia etsitään suuntaamalla teleskoopit tai hiukkasilmaisimet kohti linnunradan keskustaa, galaksiryppäitä, tai linnunradan ympärillä kiertäviä kääpiögalakseja, koska jokaisen näkyvän rakenteen tiedetään sijaitsevan suuren pimeän aineen muodostaman ”kehän” eli halon sisällä. Pimeän aineen halo on tiivein sen keskikohdassa, joten keskellä rakennetta pitäisi myös tapahtua eniten annihilaatioita tai hajoamisia.

Kolmas tapa etsiä pimeää ainetta on niinsanottu suora havainnointi, joka perustuu maapallon liikkeeseen aurinkokunnan mukana linnunrataa ympäröivän pimeän aineen halon läpi. Aurinkokuntamme kiertää linnunradan keskustaa noin 220 km/s nopeudella. Näin ollen, liikkuessamme pimeän aineen halon läpi, on maapallolle kiinnitetyn havaitsijan näkökulmasta vastassamme jatkuva pimeän aineen hiukkasten vuo, ikäänkuin pimeän aineen muodostama tuuli. Suoran havainnoinnin kokeissa tarkkaillaan jotain kohdemateriaalia, esim suurta tankillista nestemäistä Xenon-kaasua, ja pyritään näkemään valotuikkeita jotka syntyisivät kun pimeän aineen hiukkanen osuu kohdeaineen atomiin ja siirtää sille energiaa tässä törmäyksessä.

Pimeän aineen tuulen vuodenajat

Aurinkokunnan kierros galaksin ympäri, eli galaktinen vuosi, kestää yli 200 miljoonaa vuotta. Siten aurinkokunnan liike suhteessa pimeän aineen haloon on ihmiselämän aikaskaalassa vakio. Mutta maapallon mukana matkustavan havaitsijan kokeman pimeän aineen tuulen nopeus vaihtelee hieman vuodenaikojen mukana, johtuen maapallon liikkeestä auringon ympäri. Tämä kiertonopeus on noin 30 km/s, ja siten joko kasvattaa tai pienentää pimeän aineen tuulen nopeutta aurinkokunnan 220 km/s vauhdista sen mukaan, kuljemmeko auringon ympäri myötä- vai vastatuuleen. Vastatuuli osuu kesäkuulle, jolloin siis yhteenlaskettuna pimeän aineen tuulennopeus on suurimmillaan, ja myötätuuli eli pimeän aineen tuulennopeuden minimi puolestaan joulukuulle.

Suoran havainnoinnin kokeissa tämä tuulennopeuden vaihtelu vaikuttaa siten, että kesällä törmäykset tapahtuvat keskimäärin hieman suuremmalla energialla kuin talvella. Jos törmäysenergia on liian pieni, se ei riitä aiheuttamaan havaittavaa valontuiketta, ja siten matalaenergisin osa törmäyksistä saattaa jäädä kokonaan näkemättä. Näin ollen kesällä suurempi osa mahdollisista pimeän aineen törmäyksistä on kokeiden kannalta sopivalla energia-alueella, ja siten kokeen pitäisi nähdä enemmän törmäyksistä kertovia valotuikkeita kesällä kuin talvella.

Italian Gran Sasson vuoren uumenissa sijaitseva DAMA-koe onkin jo vuosikausia raportoinut havaitsevansa juuri odotetunlaisen vuosivaihtelun natriumjodidi-kiteeseen perustuvassa ilmaisimessaan. Ilmaisin tuikkii hieman tiuhempaan kesäisin ja hieman harvemmin talvisin, juuri niinkuin pimeän aineen törmäyksistä kertovien tuikkeiden tulisikin käyttäytyä. Näiden havaintojen tulkinta osoituksena pimeän aineen hiukkasen löytymisestä on kuitenkin ongelmallista, koska monet muut kokeet maailmalla eivät ole nähneet vastaavaa signaalia, vaikka teoreettiset mallit jotka voisivat kuvata DAMAn havaitsemia törmäyksiä, ennustaisivat että nämä törmäykset pitäisi havaita myös esim Xenon-kokeessa. Asia on hämmästyttänyt tiedeyhteisöä jo toistakymmentä vuotta, mutta selvää virhettä DAMAsta tai muistakaan kokeista ei ole löytynyt, joka voisi selittää ristiriitaiselta vaikuttavat tulokset.

Tarkempaa tietoa monipuolisemmilla mittauksilla

DAMAn ja muiden suoran havainnoinnin kokeiden tulosten yhteismitallista tulkintaa hankaloittaa se, että DAMA on näistä kokeista ainoa joka käyttää kohdeaineena natriumjodidia. On mahdollista, että pimeä aine vuorovaikuttaa eritavalla eri alkuaineiden atomien kanssa, ja siten eri kohdeaineisiin perustuvat mittaukset eivät olisi suoraan vertailukelpoisia. Viimevuosina onkin maailmalla ryhdytty rakentamaan muitakin DAMAn kaltaisia natriumjodidi-ilmaisimia, joiden avulla tulosten vertailu olisi selkeämpää.

Vuodesta 2020 alkaen HIP on liittynyt mukaan italialaisten, saksalaisten ja itävaltalaisten tutkimusryhmien yhteistyössä aloittaman COSINUS-kokeen toimintaan. Tämä koe on rakenteilla samaan Gran Sasson laboratorioon jossa myös DAMA toimii, ja kohdeaineena on natriumjodidi-kide kuten DAMAlla. DAMAsta ja muista natriumjodidi-ilmaisimista poiketen COSINUS-kokeen tarkoitus on kuitenkin mitata törmäyksen aiheuttaman valontuikkeen lisäksi myös törmäyksessä kiteeseen siirtynyt lämpö- ja värähtelyenergia. Vertaamalla törmäyksen tuottaman valontuikkeen voimakkuutta värähtelyenergian määrään saadaan tarkempaa tietoa siitä, minkälainen sirontaprosessi on tapahtunut. Tämän tiedon avulla voidaan esimerkiksi erottaa atomiytimistä ja niitä verhoavista elektroneista tapahtuneet sironnat toisistaan. Lisäksi värähtelyenergian mittaus tuottaa paljon tarkemman tiedon törmäysenergiasta kuin pelkän valontuikkeen mittaaminen, ja siten on mahdollista määrittää havaittujen törmäysten energiajakauma entistä tarkemmin. Tämä tieto puolestaan auttaa tulkitsemaan mahdollista signaalia pimeästä aineesta kertovien hiukkasfysiikan teorioiden kannalta. Näin COSINUS-kokeen tuottama moniulotteisempi ja tarkempi data voisi lopulta tuoda selvyyden pitkään jatkuneeseen mysteeriin DAMAn signaalin takana. Yksittäisessä hiukkasen ja atomin törmäyksessä kiteeseen siirtynyt energia on hyvin vähäinen verrattuna huoneenlämpöisen kiteen sisältämään lämpöenergiaan. Tästä johtuen COSINUS-kokeessa kohdeaineena toimiva natriumjodidi-kide jäähdytetään lähelle absoluuttista nollapistettä, alle 10 millikelvinin lämpötilaan kryostaatin avulla. Tämä mahdollistaa pientenkin kidevärähtelyiden mittaamisen erityisen herkkien lämpömittareiden (TES eli transition edge sensor) avulla. TES on mikroskooppinen, suprajohtavasta metallista valmistettu liuska, joka pidetään juuri suprajohtavuuslämpötilan tuntumassa. Tässä kriittisessä lämpötila-alueessa pienikin lämpötilan muutos aiheuttaa suuren muutoksen liuskan sähkönjohtavuudessa, joka voidaan mitata, ja siten sensori toimii äärimmäisen tarkkana lämpöenergian mittarina.

COSINUS-kokeessa kohdeainekide on kytketty kryostaatin tuottamaan alle 10mK lämpökylpyyn lämmönjohtimen kautta, ja TES on sijoitettu lämmönjohtimen ja kiteen väliin, oheisen kuvan mukaisesti. Näin hiukkassironnan kiteeseen synnyttämät värähtelykvantit eli fononit joutuvat kulkemaan TESin kautta matkallaan lämpökylpyyn, ja niiden kuljettama värähtelyenergia voidaan mitata. Tämä mittalaitteisto on taustasäteilyltä suojaamiseksi peitetty kuparilla ja upotettu vesitankkiin, jonka lisäksi kosmiselta säteilyltä suojaa antaa sijainti Gran Sasson vuoren uumenissa. Oheisessa kuvassa näkyy suunnitelma kokeen rakennelmasta, jossa korkean vesitankin ympärille on rakennettu mittauksissa tarvittavat tekniset tilat ja puhdashuone.

HIPistä COSINUS-toimintaan osallistuvat tohtoriopiskelija Alex Stendahl, yliopistotutkija Matti Heikinheimo sekä yliopistonlehtori Kimmo Tuominen.

Matti Heikinheimo
Yliopistotutkija, HIP-projekti (High Energy Phenomenology in the LHC era)
Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos