Don Lincoln on Ameerika Ühendriikide suurima, suure Hadroniga põrkaja uurimisinstituudi energeetikaosakonna Fermilabi vanemteadur. Samuti kirjutab ta teaduse kohta avalikkusele, sealhulgas oma hiljutist raamatut "Suur hadronite põrkumine: Higgsi bosoni erakorraline lugu ja muud asjad, mis teie meelt puhuma hakkavad" (Johns Hopkins University Press, 2014). Teda saab jälgida Facebookis. Lincoln esitas selle artikli Live Science'i väljaandele Expert Voices: Op-Ed & Insights.
Paljud teadusega asjatundlikud inimesed peavad enesestmõistetavaks, et universum ei koosne mitte ainult Carl Sagani sageli tsiteeritud galaktikatest "miljardeid ja miljardeid", vaid ka tohutul hulgal nähtamatut ainet, mida nimetatakse tumeaineks. Arvatakse, et see veider aine on uut tüüpi subatomiline osake, mis ei suhelda elektromagnetilisuse ega tugevate ja nõrkade tuumajõudude kaudu. Samuti arvatakse, et tume mateeria on universumis viis korda levinum kui aatomite tavaline aine.
Reaalsus on aga see, et tumeda aine olemasolu pole veel tõestatud. Tume aine on endiselt hüpotees, ehkki üsna hästi toetatud. Iga teaduslik teooria peab tegema ennustusi ja kui see on õige, peaksid mõõtmised, mida te teete, vastama ennustustele. Sama kehtib ka tumeda aine kohta. Näiteks tumeda aine teooriad ennustavad, kui kiiresti galaktikad pöörlevad. Kuid siiani ei olnud väikese massiga galaktikate keskmes asuva tumeaine üksikasjaliku jaotuse mõõtmised nende ennustustega kooskõlas.
Hiljutine arvutus on seda muutnud. Arvutamine aitab lahendada Tully-Fisheri suhte keeruka, mis võrdleb galaktika nähtavat või tavalist ainet selle pöörlemiskiirusega. Väga lihtsustatult öeldes on teadlased leidnud, et mida massiivsem (ja seetõttu heledam) spiraalgalaktika on, seda kiiremini see keerleb.
Kuid kui tumeaine on olemas, peaks galaktika "suure" suuruse määrama mitte ainult selle nähtava aine, vaid ka selle tumeaine järgi. Kuna puudub suur hulk võrrandit - tumeda aine hulk -, ei peaks Tully-Fisheri suhe püsima. Ja ometi saab. Seda suhet olemasoleva tumeaine teooriaga oli raske ette kujutada. Kuni praeguseni.
Tume mateeria pärineb
Esimesed sisestused, kus võib olla vaja midagi sellist nagu tumeaine, ulatuvad tagasi aastasse 1932. Hollandi astronoom Jan Oort mõõtis Linnutee piires tähtede orbitaalkiirusi ja leidis, et need liikusid liiga kiiresti, et neid saaks seletada galaktika täheldatud massiga.
Tähed tiirlevad nende galaktikast peaaegu ringikujulistel radadel ja gravitatsioon on jõud, mis neid tähti orbiidil hoiab. Newtoni võrrandid ennustavad, et jõud, mis paneb tähed liikuma ringikujuliselt F (ringikujuline), peaks võrduma tähe raskusjõust põhjustatud jõuga F (gravitatsioon), vastasel juhul lendaks täht kosmosesse või kukuks sinna galaktika keskpunkt. Neile, kes mäletavad keskkooli füüsikat, on F (ümmargune) inertsiavaldus ja on lihtsalt Newtoni F = ma. F (gravitatsioon) on Newtoni universaalse gravitatsiooni seadus.
Galaktikate keskpunkti lähedal leidsid Rubin ja Ford, et F (ümmargune) oli ootuspäraselt umbes võrdne F-ga (gravitatsioon). Kuid kaugel galaktikate keskpunktist ei võrrandi kaks külge väga hästi kokku langenud. Kui üksikasjad varieerusid galaktikast galaktikasse, olid nende tähelepanekud põhimõtteliselt universaalsed.
Selline dramaatiline lahknevus vajab selgitamist. Galaktikate keskpunkti lähedal tähendasid Rubini ja Fordi mõõtmised, et teooria töötas, samas kui lahknevus suurematel orbitaalkaugustel tähendas, et toimub midagi, mida olemasolevad teooriad ei suutnud seletada. Nende arusaamadest selgus, et kas me ei saa aru, kuidas inerts töötab (nt F (ümmargune)), või me ei saa aru, kuidas gravitatsioon töötab (nt F (gravitatsioon)). Kolmas võimalus on see, et võrdusmärk on vale, mis tähendab, et on mõni muu jõud või efekt, mida võrrand ei hõlma. Need olid ainsad võimalused.
Erinevuste selgitamine
Rubini ja Fordi originaaltööst möödunud 40 aasta jooksul on teadlased testinud paljusid teooriaid, et proovida selgitada nende leitud galaktilisi pöörlemishälbeid. Füüsik Mordehai Milgrom tegi ettepaneku inertsuse muutmiseks, mida nimetatakse "modifitseeritud Newtoni dünaamikaks" ehk MOND. Algvormis postuleeris ta, et väga väikeste kiirenduste korral Newtoni võrrand F = ma ei töötanud.
Teised füüsikud on soovitanud gravitatsiooniseaduste muutmist. Einsteini üldrelatiivsus ei aita siin, sest selles valdkonnas on Einsteini ja Newtoni ennustused sisuliselt identsed. Ja kvantgravitatsiooni teooriad, mis üritavad kirjeldada gravitatsiooni subatomaalsete osakeste abil, ei saa olla sel põhjusel seletus. Siiski on gravitatsiooniteooriaid, mis teevad galaktika või ekstragalaktilise skaala osas ennustusi, mis erinevad Newtoni gravitatsioonist. Niisiis, need on võimalused.
Siis on ennustused, et uued jõud on olemas. Need ideed on kokku koondatud nime all "viies jõud", mis viitab gravitatsioonivälisest jõudust, elektromagnetilisusest ning tugevatest ja nõrkadest tuumajõududest.
Lõpuks on olemas tumeda aine teooria: See tüüpi aine, mis ei mõjuta üldse valgust, kuid avaldab siiski gravitatsioonilist tõmmet, tungib universumisse.
Kui galaktilise pöörde mõõtmised oleksid ainsad andmed, mis meil on, võib nende erinevate teooriate vahel olla raske valida. Lõppude lõpuks võib galaktika pöörlemisprobleemi lahendamiseks olla võimalik iga teooriat näpistada. Kuid nüüd on palju vaatlusi paljude erinevate nähtuste kohta, mis aitavad tuvastada kõige usaldusväärsemat teooriat.
Üks on galaktikate kiirus suurtes galaktikate klastrites. Galaktikad liiguvad liiga kiiresti, et klastrid püsiksid omavahel seotud. Veel üks vaatlus on valguses väga kaugetest galaktikatest. Nende väga kaugete iidsete galaktikate vaatlused näitavad, et lähedalasuvate galaktikate klastrite gravitatsioonivälju läbides on nende valgus moonutatud. Samuti on uuringuid kosmilise mikrolaine fooni väikeste ebaühtluste kohta, mis on universumi sünnikange. Kõiki neid mõõtmisi (ja paljusid teisi) tuleb käsitleda ka uue teooria abil, et selgitada galaktiliste pöörlemiskiirusi.
Tumeda aine vastuseta küsimused
Tumeda aine teooria on paljude nende mõõtmiste ennustamisel teinud mõistliku töö, mistõttu peetakse seda teadusringkondades heaks. Kuid tumeaine on endiselt kinnitamata mudel. Kõik tõendid selle olemasolu kohta on kaudsed. Kui tume mateeria on olemas, peaksime olema võimelised jälgima tumeda aine vastasmõjusid, kui see läbib Maad, ja võib-olla suudame teha tumeda aine suurtes osakeste kiirendites, nagu näiteks suur hadronite põrkaja. Ja siiski pole kumbki lähenemisviis olnud edukas.
Lisaks peaks tumeaine nõustuma kõigi, mitte ainult paljude, astronoomiliste vaatlustega. Tume aine on seni kõige edukam mudel, kuid mitte täielikult õnnestunud. Tumeda aine mudelid ennustavad rohkem selliseid kääbus-satelliit-galaktikaid, mis ümbritsevad suuri galaktikaid nagu Linnutee, kui tegelikult tuvastatakse. Ehkki leitakse rohkem kääbusgalaktikaid, on neid siiski tumeda aine ennustustega võrreldes liiga vähe.
Veel üks suur, avatud küsimus on see, kuidas tumeaine mõjutab galaktikate heleduse ja nende pöörlemiskiiruse suhet. Seda suhet, mida esmakordselt tutvustati 1977. aastal, nimetatakse Tully-Fisheri suhteks ja see on mitu korda näidanud, et galaktika nähtav mass korreleerub hästi selle pöörlemiskiirusega.
Rasked väljakutsed tumeda aine osas
Niisiis, see lugu lõpeb. Mis on uus?
Tully-Fisheri suhe on tumeaine mudelite jaoks raske väljakutse. Galaktika pöörlemist reguleerib selles sisalduva aine koguhulk. Kui tume aine on tõepoolest olemas, siis on aine üldkogus nii tavalise kui ka tumeda aine summa.
Kuid olemasolev tumeaine teooria ennustab, et iga juhuslik galaktika võib sisaldada tumeda aine suuremaid või väiksemaid fraktsioone. Niisiis, kui mõõta nähtavat massi, võib potentsiaalselt kaduda tohutu tükk kogu massist. Selle tulemusel peaks nähtav mass olema galaktika kogumassi (ja seega ka pöörlemiskiiruse) väga halb ennustaja. Galaktika mass võib olla sarnane nähtava (tavalise) massiga või olla palju suurem.
Seega pole põhjust eeldada, et nähtav mass peaks olema galaktika pöörlemiskiiruse hea ennustaja. Ometi on.
Tegelikult kasutasid tumeda aine skeptikud sel aastal ilmunud artiklis Tully-Fisheri suhte mõõtmisi mitmesuguste galaktikate jaoks, et vaielda vastu tumeaine hüpoteesile ja inertsuse modifitseeritud versioonile, näiteks MOND.
Sobib paremini tumeda aine jaoks
Juunis ilmunud artiklis on teadlased andnud tumeaine mudelitele olulise tõuke. Uus teos ei reprodutseeri mitte ainult tumeaine mudeli varasemate ennustuste õnnestumisi, vaid ka Tully-Fisheri suhet.
Uus paber on "pool-analüütiline" mudel, mis tähendab, et see on analüütiliste võrrandite ja simulatsiooni kombinatsioon. See simuleerib tumeda aine kogunemist varasesse universumisse, mis võib olla külvanud galaktikate moodustumist, kuid hõlmab ka tavalise mateeria vastastikmõju, sealhulgas selliseid asju nagu tavalise aine sattumine teise taevakehasse selle gravitatsioonilise tõmbe, tähtede moodustumise ja kuumutamise tõttu sissetulevat gaasi tähevalguse ja supernoovade poolt. Parameetrite hoolikalt häälestades suutsid teadlased ennustatud Tully-Fisheri suhte paremini sobitada. Arvestuse võti on see, et ennustatud pöörlemiskiirus sisaldab galaktikas baroonide ja tumeda aine suhte realistlikku väärtust.
Uus arvutus on oluline lisaetapp tumeaine mudeli valideerimisel. See pole aga lõppsõna. Iga õnnestunud teooria peaks kõigi mõõtmistega nõus olema. Nõustumata jätmine tähendab, et teooria või andmed on valed või vähemalt puudulikud. Prognoosimise ja mõõtmise vahel on endiselt mõned erinevused (näiteks väikeste satelliidiga galaktikate arv suurte ümber), kuid see uus dokument annab meile kindluse, et edaspidine töö lahendab need ülejäänud lahknevused. Tume mateeria on universumi struktuuri kohta võimsalt ennustav teooria. See pole täielik ja vajab valideerimist, avastades tegeliku tumeaine osakese. Niisiis, veel on veel palju tööd teha. Kuid see viimane arvutus on oluline samm päeva poole, kus me teame üks kord ja kõik, kas universumis domineerib tõepoolest tume pool.
