Redaktsioon: 9. november 2011, kell 16:45 redigeeri Pikne (arutelu \| kaastöö) Liidese administraatorid, Administraatorid 48 901 muudatust PResümee puudub ← Vanem muudatus		Redaktsioon: 9. november 2011, kell 22:05 redigeeri eemalda Joosep.pata (arutelu \| kaastöö) 80 muudatust PResümee puudub Uuem muudatus →
3. rida: [[File:1e0657 scale.jpg\|thumb\|Tumeaine ja kuuma gaasi jaotus galaktikaparvede põrkumisel. Tumeaine on tähistatud sinise värviga, kuum gaas punase värviga. Galaktikaparvede põrkumisel on tumeaine eraldunud kuumast gaasist, mis takistusjõu tõttu on põrkumisel pidurdunud.<ref>[http://apod.nasa.gov/apod/ap060824.html NASA]</ref>]] '''Tumeaine''' ehk varjatud aine on [[aine (füüsika)\|aine]] [[astronoomia]]s, [[kosmoloogia]]s ja [[osakestefüüsika]]s, mis osaleb [[gravitatsioon]]ilises vastasmõjus tavaainega, kuid mis ei kiirga valgust ega muud [[elektromagnetkiirgus]]t ning on seetõttu nähtamatu optilistele- ja raadioteleskoopidele. Astronoomiliste vaatluste põhjal oletatakse, et tumeaine moodustab umbes 83% [[Universum]]is leiduvast ainest.<ref name="wmap7"/> Esimesed viited puuduvale massile tulid [[Jan Henrik Oort]]ilt, kes näitas, et teadaolevast massist ei piisa meie galaktika tähtede kiiruste seletamiseks.<ref> J. Einasto "[http://arxiv.org/abs/0901.0632v1 Dark Matter]"</ref> <ref>The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 6, 249 "[https://openaccess.leidenuniv.nl/bitstream/handle/1887/6025/BAN_6_249_.pdf]"</ref> Hilisemad tõendid tumeaine olemasolule tulid [[1934]]. aastal [[Fritz Zwicky]]lt, kes pakkus selle välja, et seletada [[galaktika]]te liikumist [[galaktikaparv]]edes, kus galaktikate suure kiiruse seletamiseks ei piisanud valgust kiirgava aine raskusjõust. Hilisematest uuringutest on tumeaine olemasolule viidanud galaktikate pöörlemiskõverad ~~{{lisa viide}}~~, gravitatsioonilised läätsed ~~{{lisa viide}}~~ ning kuuma gaasi jaotus [[galaktika]]tes ja galaktikaparvedes. Praeguse arusaama järgi on tumeaine valdavalt [[barüon\|mittebarüoniline]], nõrgale vastastikmõjule alluv massiivne [[elementaarosake]], mida ei eksisteeri [[standardmudel]]is. Eesti teadlastest on tumeaine uuringutesse panustanud [[Jaan Einasto]]. 18. rida: Väike osa tumeainest võib olla [[barüoniline aine\|barüon]]iline, kuid [[Suur Pauk\|Suure Paugu]] kosmoloogiast tuleneva [[nukleosüntees]]i mudelite kohaselt peab praeguste vaatlusandmete kohaselt olema valdav osa tumeainest [[mittebarüoniline aine\|mittebarüoniline]].<ref name="bertone2010">G. Bertone, Particle Dark Matter: observations, models, searches</ref> Varajase Universumi mudelitest tuleneb ka ülempiir tumeaine [[ristlõige (füüsika)\|ristlõikele]] ehk tumeaine võimele enda [[antiaine\|antiosakestega]] vastastikmõjustuda ning see jääb nõrga interaktsiooni piiridesse.<ref name="bertone2004">G. Bertone, D. Hooper, J. Silk "[http://arxiv.org/abs/hep-ph/0404175v2 Particle Dark Matter: Evidence, Candidates and Constraints]"</ref> Kuivõrd tumeaine ei vastastikmõjustu elektromagnetiliselt, peab see olema elektriliselt neutraalne. Mittebarüonilise tumeaine kandidaatosakesed praegustes füüsikateooriates on muuhulgas [[neutriino]]d, [[aksion]]id ja [[supersümmeetria\|supersümmeetrilised]] osakesed.~~{{lisa viide}}~~ Mittebarüoniline tumeaine ei anna panust nukleosünteesi ning hilisemasse Universumi keemiliste elementide kontsentratsiooni, seega on võimalik teda avastada üldiselt vaid gravitatsioonilise vastastikmõju tulemusel või tumeaine osakeste annihileerumisest oma antiosakestega. Vastavalt tumeaine koostisosakeste massidele ning kiirusjaotustele Universumis saab võimalikke tumeainemudeleid jaotada kuumadeks, soojadeks ja külmadeks. Praeguste teadmiste juures on laialdaseimalt vastuvõetud teooria külma ehk madala keskmise [[kineetiline energia\|kineetilise energiaga]] tumeaine. See tuleneb asjaolust, et kuumad ehk kiired tumeaineosakesed liiguvad Universumi tekke ajal piisavalt palju, et siluda ära suuremad ebaühtlused, sundides niimoodi Universumi struktuuri tekkima "ülevalt alla" ehk kõige vanemad struktuurid oleksid mastaapidelt suurimad. Vaatluste kohaselt aga on meie Universum tekkinud "alt üles" ehk väiksema mastaabiga struktuurid on tekkinud varem ning koondunud hiljem kokku suuremateks.<ref name="Garrett2010"/> == Vaatlused == 57. rida: == Alternatiivsed teooriad == Lisaks tumeainele on vaatlusandmete tõlgendamiseks välja pakutud ka muid teooriaid ~~{{lisa viide}}~~, milles puudub Universumi energiatihedusse olulise, kuid nähtamatu panuse lisamine. Üldjoontes on nendes teooriates gravitatsiooni käitumine erinev praegusest arusaamast ning vastavalt skaalale, kus need erinevused välja tulevad, jaotatakse teooriad modifitseeritud Newtoni dünaamika teooriateks, kus skaala on astrofüüsikaline ja kosmoloogiline, ning kvantgravitatsiooni teooriateks, kus püütakse ühendada siiamaani ühitamatud [[gravitatsioon]]i ning [[kvantmehaanika]] seadused kvantskaalal [[kvantgravitatsioon\|gravitatsiooni kvantteooriaks]]. <ref>C. M. Ho et al "[http://arxiv.org/abs/1105.2916v1 Quantum Gravity and Dark Matter]"</ref> == Vaata ka ==

Tumeaine: erinevus redaktsioonide vahel