Tumeaine: erinevus redaktsioonide vahel

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.

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 eemaldudes ei kahane märgatavalt, samas vastavalt [[Gaussi seadus]]ele peaksid kiirused keskmest eemaldudes vähenema, kui eeldada, et mass on valdavalt galaktika 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, saades tulemuseks, et gravitatsiooniline mass on väga palju suurem tema nähtavast massist. <ref name="zwicky">[http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept01/Zwicky/paper.pdf 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. See tähendab, et piisavalt massiivse keha, näiteks musta augu, läheduses kõverdub valguskiir veidi sirgjoonelisest trajektoorist kõrvale. 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"/>

[[Standardmudel]]i kohaselt on neutriinod massitud osakesed, kuigi hiljutised katsetulemused on näidanud, et neutriinodel on võrreldes teiste elementaarosakestega väike, kuid lõplik mass.<ref name="Weinheimer2003">C. Weinheimer "[http://arxiv.org/abs/hep-ex/0306057v1 The neutrino mass direct measurements"]</ref> Astronoomilised vaatlused näitavad, et neutriinod moodustavad vaid väikese osa kogu tumeainest. <ref name="Garrett2010">K. Garrett, G. Duda "[http://arxiv.org/abs/1006.2483v2 Dark Matter: A Primer"]</ref> Laiendades standardmudeli [[elektronõrk]]a teooriat steriilsete neutriinodega, on võimalik luua osake, millel on sobivad omadused olemaks tumeaine. <ref>S. Dodelson, L. M. Widrow "[http://arxiv.org/abs/hep-ph/9303287v1 Sterile Neutrinos as Dark matter"]</ref>

Praeguse arusaama kohaselt võivad massiivsed, nõrgalt vastastikmõjustuvad osakesed e. WIMPid hajuda nõrga mõju tagajärjel aatomituumadelt ning seda on võimalik mõõta. Tumeaineosakesed paiknevad teatava kontsentratsiooniga ka Maa lähiümbruses ning kui on teada tumeaineosakese ristlõige tuumadelt hajumiseks, on võimalik hajumisi loendades leida tumeaine tihedus Maa lähedal. Otsese detekteerimise eksperimente on põhiliselt kaht tüüpi: [[krüogeenika|krüogeensed]] kristalldetektorid nagu [[CDMS]], [[CRESST]], [[EDELWEISS]], [[DAMA]], ning massiivsed, veeldatud [[väärisgaas]]idel põhinevad detektorid, nagu [[XENON]], [[ZEPLIN]] ja [[ArDM]]. <ref>R. Bernabei et al "[http://arxiv.org/abs/0806.0011v2 Liquid Noble gases for Dark Matter searches:a synoptic survey.]"</ref> Nõrgalt interakteeruvaid osakesi on võimalik luua [[osakestekiirendi]]tes ja seeläbi neid ka detekteerida, vastavaid eksperimente viiakse läbi [[CERN]]i kiirendis [[LHC]].

Tumeainet on võimalik detekteerida ka kaudselt, vaadeldes tumeaineosakese annihilatsiooni tulemusena tekkinud gammakiirgust nendes Universumi paikades, kus tumeainet on oodatavalt suures koguses. Nendeks kohtadeks on gravitatsioonilise potentsiaali miinimumid, näiteks tähtede sisemused ja galaktika kese. Kuna tumeaine ei vastastikmõjustu elektromagnetiliselt, siis piltlikult öeldes läheb see läbi tavaaine sarnaselt neutriinodega ja koguneb seetõttu sellistesse paikadesse, kus seda kosmoseteleskoopidega on võimalik vaadelda. <ref name="cerdeno2010">D. G. Cerdeno, A. M. Green "[http://arxiv.org/abs/1002.1912v1 Direct detection of WIMPs]"</ref>

Tüüpilised kaudse detekteerimise eksperimendid on [[PAMELA]], [[ATIC]] ja [[FERMI-LAT]]. <ref name="szelc">A. M. Szelc "[http://arxiv.org/abs/1010.3918v1 Dark Matter Experimental Overview]"</ref>

Lisaks tumeainele on vaatlusandmete tõlgendamiseks välja pakutud ka muid teooriaid, 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>