Tumeaine: erinevus redaktsioonide vahel
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
Resümee puudub |
P Koondasin skripti abil viited |
||
2. rida:
'''Tumeaine''' ehk '''varjatud aine''' on [[aine (füüsika)|aineliik]] [[füüsika]]s, mida ei ole näha, kuid mida on tunda tema [[raskusjõud|raskusjõu]] tõttu. See tähendab, et ta osaleb [[gravitatsioon]]ilises vastasmõjus tavaainega, kuid 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
Eesti teadlastest on panuse tumeaine uurimisse andnud [[Jaan Einasto]].
10. rida:
== Ülevaade ==
Tumeaine olemasolu kohta saadi esmalt vihjeid gravitatsioonilistest mõjudest nähtavale ainele. Praeguse arusaama kohaselt koosneb tumeaine peamiselt massiivsetest osakestest, mis [[interaktsioon|interakteeruvad]] muude osakestega vaid nõrga vastastikmõju ja gravitatsiooni kaudu, kuid on pakutud ka teisi teooriaid<ref
[[Päikesesüsteem]]ist suuremate astronoomiliste struktuuride uurimise, samuti [[kosmoloogia]] võrrandite kohaselt moodustab tumeaine nähtava [[Universum]]i energiatihedusest 23%, harilik ehk nähtav aine 4,6% ja [[tumeenergia]] ülejäänu.<ref name="wmap7
Tumeainel on keskne roll galaktikate ja Universumi suuremõõdulise struktuuri tekke modelleerimisel ja sel on mõõdetav mõju [[kosmiline mikrolaine-taustkiirgus|kosmilise mikrolaine-taustkiirguse]] [[anisotroopia]]tele. Seda taustkiirgust mõõdab näiteks [[WMAP]]-[[tehiskaaslane]].
Hoolimata tumeaine tähtsusest Universumis, on otseseid tõendeid tumeaine olemasolust vähe. Mõningaid tumeainet postuleerima ajendanud anomaaliaid saab seletada ka alternatiivsete teooriatega. Üldiselt võib neid kirjeldada kui modifikatsioone mehaanika- ja gravitatsiooniseadustele.<ref
== Barüoniline ja mittebarüoniline aine ==
22. rida:
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
Mittebarüonilise tumeaine kandidaatosakesed praegustes füüsikateooriates on muuhulgas [[neutriino]]d, [[aksion]]id ja [[supersümmeetria|supersümmeetrilised]] osakesed. Mittebarüoniline tumeaine ei anna panust nukleosünteesi ja hilisemasse Universumi [[keemiline element|keemiliste elementide]] kontsentratsiooni. Teda saab avastada üldiselt vaid gravitatsioonilise vastastikmõju tulemusel või tumeaine osakeste annihileerumisest oma antiosakestega. Vastavalt tumeaine koostisosakeste massidele ja 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 ja koondunud hiljem suuremateks.<ref name="Garrett2010" />
== Vaatlused ==
30. rida:
Tõendeid tumeaine olemasolust 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 ja 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
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
Astronoomiliste vaatluste põhjal saab leida tumeaine jaotuse galaktikates või galaktikaparvedes, kuid leidmaks tumeaine jaotust Universumis, tuleb pöörduda kosmoloogiliste nähtuste poole. Kosmilise mikrolaine-taustkiirguse täppiskaardistamine [[raadioteleskoop]]ide abil võimaldab määrata kosmoloogilisi parameetreid, näiteks tavaaine ja barüonaine absoluutset energiatihedust ehk nende hulka Universumis.<ref name="bertone2004" />
== Võimalikud mudelid ==
Tumeaine suur hulk ajendab küsima, mis osakesega on tegu ning kuidas saaks seda osakest tuvastada ja tema omadusi mõõta. Kuna valdav osa tumeainest on mittebarüoniline<ref name="wmap7" />, siis tuleb võimalikke kandidaate otsida 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 sobivaimaid teooriaklasse on massiivseid, nõrgalt vastastikmõjustuvaid osakesi ehk WIMPe sisaldavad teooriad.
WIMP on hüpoteetiline osake, millel on küllalt suur mass, et seletada ära tumeaine tihedust. WIMP vastastikmõjustub muu ainega vaid nõrga ja gravitatsioonilise jõu abil. See tähendab, et WIMP ei kiirga ega neela elektromagnetkiirgust ega moodusta stabiilseid seotud osakesi [[aatom]]eid. Põhilised tumeainekandidaadid tulenevad praeguste teadmiste juures [[supersümmeetria]]st, standardmudeli laiendustest elektronõrgal skaalal ([[stringiteooria]]d, lisadimensioonidega teooriad), [[aksion]]idest ning ilma nõrga mõjuta ehk steriilsetest neutriinodest.
52. rida:
=== 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
== Tumeainet otsivad eksperimendid ==
60. rida:
=== Otsene tuvastamine===
Praeguse arusaama kohaselt võivad massiivsed, nõrgalt vastastikmõjustuvad osakesed ehk WIMPid hajuda nõrga mõju tagajärjel aatomituumadelt ja seda saab mõõta. Tumeaineosakesed paiknevad ka Maa lähiümbruses ja kui on teada tumeaineosakese ristlõige tuumadelt hajumiseks, saab hajumisi loendades leida tumeaine tiheduse Maa lähedal. Otsese tuvastamise eksperimente on põhiliselt kaht tüüpi: [[krüogeenika|krüogeensed]] kristalldetektorid, näiteks [[CDMS]], [[CRESST]], [[EDELWEISS]], [[DAMA]], ning massiivsed, veeldatud [[väärisgaas]]idel põhinevad detektorid, näiteks [[XENON]], [[ZEPLIN]] ja [[ArDM]].<ref
=== Kaudne tuvastamine===
Tumeainet saab tuvastada ka kaudselt, vaadeldes tumeaineosakese [[annihilatsioon]]i tulemusena tekkinud [[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 saab vaadelda.<ref name="cerdeno2010
Tüüpilised kaudse tuvastamise eksperimendid on [[PAMELA]], [[ATIC]] ja [[FERMI-LAT]].<ref name="szelc
== Alternatiivsed teooriad ==
Lisaks tumeainele on vaatlusandmete tõlgendamiseks välja pakutud muidki teooriaid, milles puudub Universumi energiatihedusse olulise, kuid nähtamatu panuse lisamine. Üldjoontes on nendes teooriates gravitatsiooni käitumine erinev praegusest arusaamast. Vastavalt skaalale, kus need erinevused välja tulevad, jaotatakse teooriad modifitseeritud Newtoni dünaamika teooriateks, kus skaala on astrofüüsikaline ja kosmoloogiline, ning [[kvantgravitatsioon]]i teooriateks, kus püütakse ühendada siiamaani ühitamatud [[gravitatsioon]]i ja [[kvantmehaanika]] seadused kvantskaalal gravitatsiooni kvantteooriaks.<ref
== Vaata ka ==
75. rida:
== Viited ==
{{viited|1=2
<ref name="wmap7">Jarosik jt. [http://arxiv.org/abs/1001.4744v1 Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results]</ref>
<ref name="bertone2010">G. Bertone, "''Particle Dark Matter: observations, models, searches''"</ref>
<ref name="bertone2004">G. Bertone, D. Hooper, J. Silk [http://arxiv.org/abs/hep-ph/0404175v2 Particle Dark Matter: Evidence, Candidates and Constraints]</ref>
<ref name="zwicky">[http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept01/Zwicky/paper.pdf F. Zwicky, Astrophysical Journal, vol. 86, p.217 (1937)]</ref>
<ref name="Weinheimer2003">C. Weinheimer [http://arxiv.org/abs/hep-ex/0306057v1 The neutrino mass direct measurements]</ref>
<ref name="Garrett2010">K. Garrett, G. Duda [http://arxiv.org/abs/1006.2483v2 Dark Matter: A Primer]</ref>
<ref name="cerdeno2010">D. G. Cerdeno, A. M. Green [http://arxiv.org/abs/1002.1912v1 Direct detection of WIMPs]</ref>
<ref name="szelc">A. M. Szelc [http://arxiv.org/abs/1010.3918v1 Dark Matter Experimental Overview]</ref>
<ref name="csxkz">J. Einasto [http://arxiv.org/abs/0901.0632v1 Dark Matter]</ref>
<ref name="6l2vN">[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, lk. 249</ref>
<ref name="lLg5q">J. L. Feng [http://arxiv.org/abs/1002.3828v1 Non-WIMP Candidates]</ref>
<ref name="QPai9">R. W. Schnee [http://arxiv.org/abs/1101.5205v1 Introduction to dark matter experiments]</ref>
<ref name="xos8t">J. D. Bekenstein [http://arxiv.org/abs/1001.3876v1] Alternatives to dark matter: Modified gravity as an alternative to dark matter</ref>
<ref name="covPV">J.A. Tyson, G.P. Kochanski ja I.P. Dell’Antonio, Astrophys. J. Lett. 498 (1998) lk. 107</ref>
<ref name="REpwJ">S. Dodelson, L. M. Widrow [http://arxiv.org/abs/hep-ph/9303287v1 Sterile Neutrinos as Dark matter]</ref>
<ref name="0MH8V">R. Bernabei jt. [http://arxiv.org/abs/0806.0011v2 Liquid Noble gases for Dark Matter searches: a synoptic survey]</ref>
<ref name="sk4AU">C. M. Ho jt. [http://arxiv.org/abs/1105.2916v1 Quantum Gravity and Dark Matter]</ref>
}}
== Välislingid ==
| |||