Redaktsioon: 24. november 2011, kell 00:22 redigeeri Luckas-bot (arutelu \| kaastöö) Robotid 124 668 muudatust P r2.7.1) (robot lisas: lv:Tumšā matērija ← Vanem muudatus		Redaktsioon: 28. november 2011, kell 22:35 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~~tähesüsteemide suure kiiruse seletamiseks ei piisanud valgust kiirgava aine raskusjõust. Hilisematest uuringutest on tumeaine olemasolule viidanud galaktikate pöörlemiskõverad, ~~gravitatsioonilised läätsed~~[[gravitatsiooniliääts]]ed 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]]. 24. rida: Tõendeid tumeaine olemasolule leidub nii galaktilistel-, galaktikaparvede- kui ka kosmoloogilistel skaaladel. Vaadeldes galaktikaparvede pöörlemiskõveraid, kus kujutatakse seost tähe kiiruse ja kauguse vahel ~~galaktika~~tähesüsteemi keskmest, saab leida ~~galaktika~~selle oodatava massi. Galaktikate pöörlemiskõveraid mõõdetakse tüüpiliselt [[spektroskoopia\|spektroskoopiliselt]] [[vesinik]]u 21-cm [[spektrijoon]]e ning pindfotomeetria abil. <ref name="bertone2004"/> Tüüpilised pöörlemiskõverad on suurtel kaugustel lamedad, st. kiirused galaktika keskmest kaugusel ei kahane märgatavalt, samas vastavalt [[Gaussi seadus]]ele peaksid kiirused keskmest eemaldudes vähenema, kui eeldada, et mass on valdavalt ~~galaktika~~tema keskmes. Seeläbi saab kaudselt näha, et Linnutee-sarnast spiraalgalaktikat võib ümbritseda väga massiivne peaaegu sfääriline tumeaine halo ehk koroona. Galaktikate pöörlemiskõveraid uurinud [[Vera Rubin]]i järgi "Järeldus on möödapääsmatu: mass, erinevalt heledusest, pole koondunud galaktika keskme ümber.".<ref name="Garrett2010"/> Sarnaseid vaatlusi tegi Šveitsi astronoom Fritz Zwicky galaktikaparvede jaoks 20. sajandi esimesel poolel, kasutades Newtoni mehaanikast tuntud [[viriaalteoreem]]i, mis seob suletud süsteemi keskmise kineetilise ja potentsiaalse energia, [[Kooma galaktikaparv]]e massi hindamiseks, saades tulemuseks, et galaktikaparve mass on väga palju suurem tema nähtavast massist. <ref name="zwicky">F. Zwicky, Astrophysical Journal, vol. 86, p.217 (1937) [http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept01/Zwicky/paper.pdf]</ref>

Tumeaine: erinevus redaktsioonide vahel