Tumeaine: erinevus redaktsioonide vahel
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
P päise par |
P pisitoimetamine using AWB |
||
1. rida:
{{See Artikkel||Albumi|Tumeaine (album)}}
[[Pilt:1e0657 scale.jpg|pisi|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
'''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.
31. rida:
== Vaatlused ==
[[Pilt:WMAP 2008.png|pisi|WMAP-kollaboratsiooni 5 aasta andmed kosmilise mikrolaine-taustkiirguse anisotroopiate mõõtmisel. Anisotroopiate suurusest saab leida kosmoloogiliste mudelite parameetrid, näiteks tume- ja tavaaine energiatiheduse
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" />
81. rida:
{{viited|1=2|allikad=
<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>
93. rida ⟶ 86. rida:
<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="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="Garrett2010">K. Garrett, G. Duda [http://arxiv.org/abs/1006.2483v2 Dark Matter: A Primer]</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="covPV">J.A. Tyson, G.P. Kochanski ja I.P. Dell’Antonio, Astrophys. J. Lett. 498 (1998) lk. 107</ref>
▲<ref name="Weinheimer2003">C. Weinheimer [http://arxiv.org/abs/hep-ex/0306057v1 The neutrino mass direct measurements]</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="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="sk4AU">C. M. Ho jt. [http://arxiv.org/abs/1105.2916v1 Quantum Gravity and Dark Matter]</ref>
}}
| |||