Vikipeedia

Tumeaine: erinevus redaktsioonide vahel

Sirvi ajalugu interaktiivselt
← Vanem muudatusUuem muudatus →
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
VisuaalneVikitekst
PResümee puudub
Resümee puudub
2. rida:
{{ToimetaAeg|kuu=oktoober|aasta=2010}}
[[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)|aineaineliik]] [[astronoomia]]sfüüsikas, [[kosmoloogia]]smida jaei [[osakestefüüsika]]sole näha, miskuid mida on tunda tema raskusjõu tõttu. See tähendab, et ta osaleb [[gravitatsioon]]ilises vastasmõjus tavaainega, kuid mista ei kiirga valgust ega muud [[elektromagnetkiirgus]]t ning on seetõttu nähtamatu optilistele-, infrapuna- 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 tähesüsteemide suure kiiruse seletamiseks ei piisanud valgust kiirgava aine raskusjõust. Hilisematest uuringutest on tumeaine olemasolule viidanud galaktikate pöörlemiskõverad, [[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.
 
10. rida:
Tumeaine olemasolu kohta saadi esmalt vihjeid [[gravitatsioon]]ilistest efektidest nähtavale ainele. Praeguse arusaama kohaselt koosneb tumeaine peamiselt massiivsetest osakestest, mis [[interaktsioon|interakteeruvad]] muude osakestega vaid [[nõrk vastastikmõju|nõrga vastastikmõju]] ja gravitatsiooni kaudu, kuid on pakutud ka teisi teooriaid <ref>J. L. Feng "[http://arxiv.org/abs/1002.3828v1 Non-WIMP Candidates]"</ref>. Käimas on mitmeid eksperimente, mis püüavad tumeainet detekteerida mittegravitatsiooniliselt.<ref>R. W. Schnee "[http://arxiv.org/abs/1101.5205v1 Introduction to dark matter experiments]"</ref>
[[Päikesesüsteem]]ist suuremate astronoomiliste struktuuride uurimise, samuti ka [[kosmoloogia]]st tulenevate võrrandite kohaselt moodustab tumeaine nähtava [[Universum]]i energiatihedusest 23%, harilik ehk nähtav aine 4,6% ja [[tumeenergia]] ülejäänu.<ref name="wmap7">Jarosik et al "[http://arxiv.org/abs/1001.4744v1 Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results]"</ref>
Tumeainel on keskne roll galaktikate ja [[Universum]]i suuremõõdulise struktuuri tekke modelleerimisel ning sel on mõõdetavad mõjud [[kosmiline mikrolaine-taustkiirgus|kosmilise mikrolaine-taustkiirguse]] [[anisotroopia]]tele,. midaSeda taustkiirgust mõõdab näiteks [[WMAP]]-[[tehiskaaslane]].
Hoolimata tumeaine tähtsusest Universumis on otsesed tõendid tumeainele vähesed. ning mõningaidMõningaid tumeainet postuleerima ajendanud anomaaliaid on võimalik seletada ka alternatiivsete teooriatega,. midaÜldiselt võib üldiseltneid kirjeldada kui modifikatsioone mehaanika- ja gravitatsiooniseadustele.<ref>J. D. Bekenstein "[http://arxiv.org/abs/1001.3876v1] Alternatives to dark matter: Modified gravity as an alternative to dark matter"</ref>
Arvutisimulatsioonide abil on leitud tumeaine jaotus Universumis, mis määras Univesumi arengus järgnevalt nähtava aine kogunemise tähtedesse, tähesüsteemidesse ja galaktikatesse.
 
== Barüoniline ja mittebarüoniline aine ==
Ainet saab jaotada [[barüon]]iliseks ehk kolmest [[kvark|kvargist]] koosnevaks tavaaineks ja mittebarüoniliseks, mis ei moodusta harilikus mõistes aatomeid.
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 seeSee 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. Mittebarüoniline tumeaine ei anna panust nukleosünteesi ning hilisemasse Universumi keemiliste elementide kontsentratsiooni,. seegaTeda 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 laialdasemalt 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 ==
26. rida:
Vaadeldes galaktikaparvede pöörlemiskõveraid, kus kujutatakse seost tähe kiiruse ja kauguse vahel tähesüsteemi keskmest, saab leida 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 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,. Zwicky hindas [[Kooma galaktikaparv]]e massi hindamiseks, saades tulemuseks, et galaktikaparvegravitatsiooniline 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>
Vastavalt üldrelatiivsusteooriale mõjutavad piisavalt massiivsed kehad valguse levimist,. misSee avaldub kui valguse kõverdumine sirgjoonest eemale massi läheduses. Vaadeldes galaktikaparvi läbinud kaugete objektide valgust, saab hinnata galaktikaparve massi nende objektide visuaalsete moonutuste kaudu. <ref>J.A. Tyson, G.P. Kochanski and I.P. Dell’Antonio, Astrophys. J. Lett. 498 (1998) 107.</ref>
 
Astronoomiliste vaatluste põhjal saab leida tumeaine jaotuse galaktikate või galaktikaparvede mastaabil, kuid leidmaks tumeaine jaotust Universumis, tuleb pöörduda kosmoloogiliste nähtuste poole. Kosmilise mikrolaine-taustkiirguse täppiskaardistamine raadioteleskoopide abil võimaldab määrata kosmoloogilisi parameetreid nagu tavaaine ning barüonaine absoluutset energiatihedust ehk nende hulka Universumis. <ref name="bertone2004"/>
 
== Võimalikud mudelid ==
Tumeaine suur hulk ajendab küsima, mis osakesega on tegu ning kuidas oleks võimalik seda osakest detekteerida ja tema omadusi mõõta. Kuivõrd valdav osa tumeainest on mittebarüoniline <ref name="wmap7"/>, siis peab võimalikke kandidaate otsima standardmudelist väljaspoolt, sest. ainukeAinuke standardmudelisisene neutraalne ja nõrgalt vastastikmõjustuv osake – neutriino – on liiga väikese massiga, et anda olulist osa tumeaine energiatihedusest. Teooriaid, millest tuleneb sobivate omadustega osake või osakesed, on palju, kuid. üksÜks sobivamaid teooriaklasse on massiivseid, nõrgalt vastastikmõjustuvaid osakesi ehk WIMPe sisaldavad teooriad.
 
WIMP on hüpoteetiline osake, millel on küllalt suur mass, et seletada ära tumeainetihedust,. kuid misWIMP vastastikmõjustub muu ainega vaid nõrga ja gravitatsioonilise jõu abil,. seeSee tähendab, et WIMP ei kiirga ega neela elektromagnetkiirgust ning ei moodusta stabiilseid seotud osakesi aatomite näol. Põhilised tumeainekandidaadid tulenevad praeguste teadmiste juures [[supersümmeetria]]st, standardmudeli laiendustest elektronõrgal skaalal (stringiteooriad, lisadimensioonidega teooriad), aksionidaksionidest ning ilma nõrga mõjuta ehk steriilsedsteriilsetest neutriinodneutriinodest.
 
Kuigi tumeaine on peamiselt mittebarüoniline, on siiski võimalik, et väike osa tumeainest on barüoniline. See tähendab, et osa tumeainest võib koosneda harilikest aatomitest, mis ei kiirga elektromagnetkiirgust ja on seega raskesti detekteeritavad. Võimalikud barüonilise tumeaine kandidaadid on üldiselt astronoomilised objektid, mis ei kiirga valgust: [[must auk|mustad augud]], [[pruun kääbus|pruunid kääbused]] ja tähtedega seostamata planeedid.
 
=== Supersümmeetria ===
Supersümmeetrilised standardmudeli laiendused, kus igale elementaarosakesele postuleeritakse poolarvu võrra erineva [[spinn]]iga superpartner, on üheks viisiks, kuidas tekitada massiivne nõrgalt vastastikmõjustuv osake ehk WIMP, mis on sobivaks tumeainekandidaadiks. Supersümmeetrial ei ole siiamaani eksperimentaalset tõestust, kuid see teooria lahendab ära mõne standardmudeli puudujäägi, näiteks [[hierarhiaprobleem]]i,. ja selleSelle teooria kohaselt eksisteerib elektriliselt neutraalne osake, mille mass ja ristlõige on piisavad, et seletada ära mittebarüonilise tumeaine energiatihedus praeguses Universumis.
Supersümmeetriast tulenev kergeim supersümmeetriline osake kannab nimetust [[neutraliino]] ning ta on standardmudeli jõudusid vahendavate osakeste ehk [[boson]]ite supersümmeetriliste [[fermion]]partnerite üldistus. Neutraliino [[omaolek]]ud on neutraalsed [[higgsino]]d ehk [[Higgsi boson]]i superpartnerid, [[bino]] ehk [[B-boson]]i superpartner ja neutraalne [[wino]] ehk [[W-boson]]i superpartner ehk piltlikult öeldes neutraliino koosneb neutraalsetest supersümmeetrilistest bosonitest.
Võimalikud kandidaadid supersümmeetriast on veel gravitiino ehk hüpoteetilise [[graviton]]i superpartner ning sneutriino ehk neutriino supersümmeetriline partner.
Pärit leheküljelt "https://et.wikipedia.org/wiki/Tumeaine"