Tumeaine: erinevus redaktsioonide vahel

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 detekteeridatuvastada mittegravitatsiooniliselt.<ref>R. W. Schnee "[http://arxiv.org/abs/1101.5205v1 Introduction to dark matter experiments]"</ref>

Tumeaine suur hulk ajendab küsima, mis osakesega on tegu ning kuidas oleks võimalik seda osakest detekteeridatuvastada ja tema omadusi mõõta. Kuivõrd valdav osa tumeainest on mittebarüoniline <ref name="wmap7"/>, siis peab võimalikke kandidaate otsima standardmudelist väljastpoolt. Ainuke 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. Üks sobivamaid teooriaklasse on massiivseid, nõrgalt vastastikmõjustuvaid osakesi ehk WIMPe sisaldavad teooriad.

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 detekteeritavadtuvastatavad. Võimalikud barüonilise tumeaine kandidaadid on üldiselt astronoomilised objektid, mis ei kiirga valgust: [[must auk|mustad augud]], [[pruun kääbus|pruunid kääbused]] ja tähtedega seostamata planeedid.

Tumeaineteooriate vastuvõetavuse kriteeriumiks on mõõdetavate tulemuste andmine, st. peab olema võimalik konstrueerida teooriat kontrolliv eksperiment, mis võimaldaks teooriat kas ümber lükata või mingites piirides kinnitada. Tumeainet otsivaid eksperimente on palju, kuid need võib jaotada üldiselt kaheks – tumeaineosakeste hajumine tuumadelt toimub kas eksperimentaalseadmes, n-ö otsene detekteeriminetuvastamine, või toimub see mõnes Universumi osas, mida vaadeldaks tundlike teleskoopide abil astronoomiliselt, n-ö kaudne detekteeriminetuvastamine.

=== Otsene detekteerimine tuvastamine===

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 detekteerimisetuvastamise 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 detekteeridatuvastada, vastavaid eksperimente viiakse läbi [[CERN]]i kiirendis [[LHC]].

=== Kaudne detekteerimine tuvastamine===

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