|
[[Pilt:1e0657 scale.jpg|thumbpisi|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)|aineliik]] füüsikas[[füüsika]]s, mida ei ole näha, kuid mida on tunda tema [[raskusjõud|raskusjõu]] tõttu. See tähendab, et ta osaleb [[gravitatsioon]]ilises vastasmõjus tavaainega, kuid ta ei kiirga [[valgus]]t ega muud [[elektromagnetkiirgus]]t ning on seetõttu nähtamatu [[teleskoop|optilistele]], [[infrapunateleskoop|infrapuna-]] ja [[raadioteleskoop]]idele.
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>[http://openaccess.leidenuniv.nl/bitstream/handle/1887/6025/BAN_6_249_.pdf 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://openaccesslk.leidenuniv.nl/bitstream/handle/1887/6025/BAN_6_249_.pdf]" 249</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, [[gravitatsioonilääts]]ed ning kuuma gaasi jaotus [[galaktika]]tesgalaktikates ja galaktikaparvedes. Praeguse arusaama järgi on tumeaine valdavalt mitte[[barüon|mittebarüoniline]]iline, [[nõrk vastastikmõju|nõrgale vastastikmõjule]] alluv massiivne [[elementaarosake]], mida ei eksisteeri [[standardmudel]]is.
Eesti teadlastest on panuse tumeaine uurimisse andnud [[Jaan Einasto]].
== Ülevaade ==
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 tuvastada mittegravitatsiooniliselt.<ref>R. W. Schnee "[http://arxiv.org/abs/1101.5205v1 Introduction to dark matter experiments]"</ref> ▼
▲Tumeaine olemasolu kohta saadi esmalt vihjeid [[gravitatsioon]]ilistestgravitatsioonilistest efektidestmõjudest 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 mitmeidmitu eksperimenteeksperimenti, mis püüavad tumeainet tuvastada 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> ▼
▲[[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 aljt. "[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. Seda taustkiirgust mõõdab näiteks [[WMAP]]-[[tehiskaaslane]]. ▼
▲Tumeainel on keskne roll galaktikate ja [[Universum]]iUniversumi suuremõõdulise struktuuri tekke modelleerimisel ningja sel on mõõdetavadmõõdetav mõjudmõju [[kosmiline mikrolaine-taustkiirgus|kosmilise mikrolaine-taustkiirguse]] [[anisotroopia]]tele. Seda taustkiirgust mõõdab näiteks [[WMAP]]-[[tehiskaaslane]].
Hoolimata tumeaine tähtsusest Universumis on otsesed tõendid tumeainele vähesed. Mõningaid tumeainet postuleerima ajendanud anomaaliaid on võimalik seletada ka alternatiivsete teooriatega. Üldiselt võib neid 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> ▼
▲Hoolimata tumeaine tähtsusest Universumis , on otsesedotseseid tõendidtõendeid tumeaineletumeaine vähesedolemasolust vähe. Mõningaid tumeainet postuleerima ajendanud anomaaliaid on võimaliksaab seletada ka alternatiivsete teooriatega. Üldiselt võib neid 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>
== 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, 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. 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> KuivõrdKuna 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 ningja hilisemasse Universumi [[keemiline element|keemiliste elementide]] kontsentratsiooni. Teda on võimaliksaab avastada üldiselt vaid gravitatsioonilise vastastikmõju tulemusel või tumeaine osakeste annihileerumisest oma antiosakestega. Vastavalt tumeaine koostisosakeste massidele ningja 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 teooria. 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 ningja koondunud hiljem kokku suuremateks.<ref name="Garrett2010"/>
== Vaatlused ==
[[Pilt:WMAP 2008.png|thumb|rightpisi|WMAP-kollaboratsiooni 5 aasta andmed kosmilise mikrolaine-taustkiirguse anisotroopiate mõõtmisel. Anisotroopiate suurusest saab leida kosmoloogiliste mudelite parameetrid, nagunäiteks tume- ja tavaaine energiatihedusenergiatiheduse.]]
Tõendeid tumeaine olemasoluleolemasolust leidub nii galaktilistel, galaktikaparvede- kui ka kosmoloogilistel skaaladel.
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 ningja 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)]</ref>
Vastavalt üldrelatiivsusteooriale mõjutavad piisavalt massiivsed kehad valguse levimist. See tähendab, et piisavalt massiivse keha, näiteks [[must auk|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 andja I.P. Dell’Antonio, Astrophys. J. Lett. 498 (1998) 107lk. 107</ref>
Astronoomiliste vaatluste põhjal saab leida tumeaine jaotuse galaktikategalaktikates või galaktikaparvede mastaabilgalaktikaparvedes, kuid leidmaks tumeaine jaotust Universumis, tuleb pöörduda kosmoloogiliste nähtuste poole. Kosmilise mikrolaine-taustkiirguse täppiskaardistamine raadioteleskoopide[[raadioteleskoop]]ide abil võimaldab määrata kosmoloogilisi parameetreid, nagunäiteks tavaaine ningja 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 tuvastada 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. ▼
▲Tumeaine suur hulk ajendab küsima, mis osakesega on tegu ning kuidas oleks võimaliksaaks seda osakest tuvastada ja tema omadusi mõõta. KuivõrdKuna valdav osa tumeainest on mittebarüoniline <ref name= "wmap7 "/>, siis peabtuleb võimalikke kandidaate otsimaotsida 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 sobivamaidsobivaimaid teooriaklasse on massiivseid, nõrgalt vastastikmõjustuvaid osakesi ehk WIMPe sisaldavad teooriad.
WIMP on hüpoteetiline osake, millel on küllalt suur mass, et seletada ära tumeainetihedust. WIMP vastastikmõjustub muu ainega vaid nõrga ja gravitatsioonilise jõu abil. See 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), aksionidest ning ilma nõrga mõjuta ehk steriilsetest neutriinodest. ▼
▲WIMP on hüpoteetiline osake, millel on küllalt suur mass, et seletada ära tumeainetihedusttumeaine tihedust. WIMP vastastikmõjustub muu ainega vaid nõrga ja gravitatsioonilise jõu abil. See tähendab, et WIMP ei kiirga ega neela elektromagnetkiirgust ning eiega moodusta stabiilseid seotud osakesi aatomite näol[[aatom]]eid. Põhilised tumeainekandidaadid tulenevad praeguste teadmiste juures [[supersümmeetria]]st, standardmudeli laiendustest elektronõrgal skaalal ( stringiteooriad[[stringiteooria]]d, lisadimensioonidega teooriad), aksionidest[[aksion]]idest ning ilma nõrga mõjuta ehk steriilsetest neutriinodest.
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 tuvastatavad. 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. Selle teooria kohaselt eksisteerib elektriliselt neutraalne osake, mille mass ja ristlõige on piisavad, et seletada ära mittebarüonilise tumeaine energiatihedus praeguses Universumis.
Supersümmeetrilised standardmudeli laiendused, kus igale elementaarosakesele postuleeritakse poolarvu võrra erineva [[spinn]]iga superpartner, on üks viis, kuidas tekitada massiivne nõrgalt vastastikmõjustuv osake ehk WIMP, mis on sobiv tumeainekandidaat. Supersümmeetrial ei ole siiamaani eksperimentaalset tõestust, kuid see teooria lahendab ära mõne standardmudeli puudujäägi, näiteks [[hierarhiaprobleem]]i. Selle 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]] ningja 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 koosneb neutraliino neutraalsetest supersümmeetrilistest bosonitest. Võimalikud kandidaadid supersümmeetriast on veel gravitiino ehk hüpoteetilise [[graviton]]i superpartner ning sneutriino ehk neutriino supersümmeetriline partner.
Võimalikud kandidaadid supersümmeetriast on veel gravitiino ehk hüpoteetilise [[graviton]]i superpartner ning sneutriino ehk neutriino supersümmeetriline partner.
=== Steriilsed neutriinod ===
[[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 teooria|elektronõrka teooriat]]a teooriat steriilsete neutriinodega, on võimalik luuasaab osakeosakese, 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>
== Tumeainet otsivad eksperimendid ==
Tumeaineteooriate vastuvõetavuse kriteeriumikskriteerium 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 tuvastamine, või toimub see mõnes Universumi osas, mida vaadeldaksvaadeldakse tundlike teleskoopide abil astronoomiliselt, n-ö kaudne tuvastamine.
=== Otsene tuvastamine===
Praeguse arusaama kohaselt võivad massiivsed, nõrgalt vastastikmõjustuvad osakesed e.ehk WIMPid hajuda nõrga mõju tagajärjel aatomituumadelt ningja seda on võimaliksaab mõõta. Tumeaineosakesed paiknevad teatava kontsentratsiooniga ka Maa lähiümbruses ningja kui on teada tumeaineosakese ristlõige tuumadelt hajumiseks, on võimaliksaab hajumisi loendades leida tumeaine tihedustiheduse Maa lähedal. Otsese tuvastamise eksperimente on põhiliselt kaht tüüpi: [[krüogeenika|krüogeensed]] kristalldetektorid, nagunäiteks [[CDMS]], [[CRESST]], [[EDELWEISS]], [[DAMA]], ning massiivsed, veeldatud [[väärisgaas]]idel põhinevad detektorid, nagunäiteks [[XENON]], [[ZEPLIN]] ja [[ArDM]].<ref>R. Bernabei et aljt. "[http://arxiv.org/abs/0806.0011v2 Liquid Noble gases for Dark Matter searches: a synoptic survey.]"</ref> Nõrgalt interakteeruvaid osakesi on võimaliksaab luua [[osakestekiirendi]]tes ja seeläbi neid ka tuvastada,. vastavaidVastavaid eksperimente viiakse läbikorraldatakse [[CERN]]i kiirendis [[Suur Hadronite Põrguti|LHCSuures hadronite põrgutis]].
=== Kaudne tuvastamine===
Tumeainet on võimaliksaab tuvastada ka kaudselt, vaadeldes tumeaineosakese annihilatsiooni[[annihilatsioon]]i tulemusena tekkinud gammakiirgust[[gammakiirgus]]t 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 võimaliksaab vaadelda.<ref name="cerdeno2010">D. G. Cerdeno, A. M. Green "[http://arxiv.org/abs/1002.1912v1 Direct detection of WIMPs]"</ref>
Tüüpilised kaudse tuvastamise eksperimendid on [[PAMELA]], [[ATIC]] ja [[FERMI-LAT]].<ref name="szelc">A. M. Szelc "[http://arxiv.org/abs/1010.3918v1 Dark Matter Experimental Overview]"</ref>
== Alternatiivsed teooriad ==
Lisaks tumeainele on vaatlusandmete tõlgendamiseks välja pakutud ka muidmuidki teooriaid, milles puudub Universumi energiatihedusse olulise, kuid nähtamatu panuse lisamine. Üldjoontes on nendes teooriates gravitatsiooni käitumine erinev praegusest arusaamast. ning vastavaltVastavalt skaalale, kus need erinevused välja tulevad, jaotatakse teooriad modifitseeritud Newtoni dünaamika teooriateks, kus skaala on astrofüüsikaline ja kosmoloogiline, ning kvantgravitatsiooni[[kvantgravitatsioon]]i teooriateks, kus püütakse ühendada siiamaani ühitamatud [[gravitatsioon]]i ningja [[kvantmehaanika]] seadused kvantskaalal [[kvantgravitatsioon|gravitatsiooni kvantteooriaks]].<ref>C. M. Ho et aljt. "[http://arxiv.org/abs/1105.2916v1 Quantum Gravity and Dark Matter]"</ref>
== Vaata ka ==
== Välislingid ==
{{CommonsCommonscat|Category:Dark matter}}
* [[Erik Tago]]: [http://vaatleja.obs.ee/node/4124 Tume aine on tundmatu, aga juba kaardistatud] obs.ee, 12. jaanuar 2007
* [[Elmo Tempel]]: [http://www.astronoomia.ee/vaatleja/1481/linnutee-tumeaine-halo/ Linnutee tumeaine halo on nagu lapik rannapall] astronoomia.ee, 7. jaanuar 2010
* [[Jaan-Juhan Oidermaa]]: [http://www.fyysika.ee/uudised/?p=3337 Tumeainet võib-olla mitut eri sorti] fyysika.ee, 9. juuni 2010
* [[Jaan-Juhan Oidermaa]]: [http://teadus.err.ee/artikkel?id=8899&cat=1 CDMS nägi märke tumeainest] teadus.err.ee, 17. aprill 2013
[[Kategooria:Astronoomia]]
| 