Tumeaine
Tumeaine ehk varjatud aine on aineliik füüsikas, mida ei ole näha, kuid mida on tunda tema raskusjõu tõttu. See tähendab, et ta osaleb gravitatsioonilises vastasmõjus tavaainega, kuid ta ei kiirga valgust ega muud elektromagnetkiirgust ning on seetõttu nähtamatu optilistele, infrapuna- ja raadioteleskoopidele.
Astronoomiliste vaatluste põhjal oletatakse, et tumeaine moodustab umbes 83% Universumis leiduvast ainest.[2]
Esimesed viited puuduvale massile tulid Jan Henrik Oortilt, kes näitas, et teadaolevast massist ei piisa meie galaktika tähtede kiiruste seletamiseks.[3][4] Hilisemad tõendid tumeaine olemasolule tulid 1934. aastal Fritz Zwickylt, kes pakkus selle välja, et seletada galaktikate liikumist galaktikaparvedes, kus tähesüsteemide suure kiiruse seletamiseks ei piisanud valgust kiirgava aine raskusjõust. Hilisematest uuringutest on tumeaine olemasolule viidanud galaktikate pöörlemiskõverad, gravitatsiooniliäätsed ning kuuma gaasi jaotus galaktikates ja galaktikaparvedes. Praeguse arusaama järgi on tumeaine valdavalt mittebarüoniline, nõrgale vastastikmõjule alluv massiivne elementaarosake, mida ei eksisteeri standardmudelis.
Eesti teadlastest on tumeaine uuringutesse panustanud Jaan Einasto.
Sisukord |
Ülevaade [muuda]
Tumeaine olemasolu kohta saadi esmalt vihjeid gravitatsioonilistest efektidest nähtavale ainele. Praeguse arusaama kohaselt koosneb tumeaine peamiselt massiivsetest osakestest, mis interakteeruvad muude osakestega vaid nõrga vastastikmõju ja gravitatsiooni kaudu, kuid on pakutud ka teisi teooriaid [5]. Käimas on mitmeid eksperimente, mis püüavad tumeainet detekteerida mittegravitatsiooniliselt.[6]
Päikesesüsteemist suuremate astronoomiliste struktuuride uurimise, samuti ka kosmoloogiast tulenevate võrrandite kohaselt moodustab tumeaine nähtava Universumi energiatihedusest 23%, harilik ehk nähtav aine 4,6% ja tumeenergia ülejäänu.[2]
Tumeainel on keskne roll galaktikate ja Universumi suuremõõdulise struktuuri tekke modelleerimisel ning sel on mõõdetavad mõjud kosmilise mikrolaine-taustkiirguse anisotroopiatele. 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.[7]
Barüoniline ja mittebarüoniline aine [muuda]
Ainet saab jaotada barüoniliseks ehk kolmest kvargist koosnevaks tavaaineks ja mittebarüoniliseks, mis ei moodusta harilikus mõistes aatomeid.
Väike osa tumeainest võib olla barüoniline, kuid Suure Paugu kosmoloogiast tuleneva nukleosünteesi mudelite kohaselt peab praeguste vaatlusandmete kohaselt olema valdav osa tumeainest mittebarüoniline.[8] Varajase Universumi mudelitest tuleneb ka ülempiir tumeaine ristlõikele ehk tumeaine võimele enda antiosakestega vastastikmõjustuda. See jääb nõrga interaktsiooni piiridesse.[9] Kuivõrd tumeaine ei vastastikmõjustu elektromagnetiliselt, peab see olema elektriliselt neutraalne.
Mittebarüonilise tumeaine kandidaatosakesed praegustes füüsikateooriates on muuhulgas neutriinod, aksionid ja supersümmeetrilised osakesed. Mittebarüoniline tumeaine ei anna panust nukleosünteesi ning hilisemasse Universumi keemiliste elementide kontsentratsiooni. Teda on võimalik avastada üldiselt vaid gravitatsioonilise vastastikmõju tulemusel või tumeaine osakeste annihileerumisest oma antiosakestega. Vastavalt tumeaine koostisosakeste massidele ning kiirusjaotustele Universumis saab võimalikke tumeainemudeleid jaotada kuumadeks, soojadeks ja külmadeks. Praeguste teadmiste juures on laialdasemalt vastuvõetud teooria külma ehk madala keskmise 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 ning koondunud hiljem kokku suuremateks.[10]
Vaatlused [muuda]
Tõendeid tumeaine olemasolule 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 spektroskoopiliselt vesiniku 21-cm spektrijoone ning pindfotomeetria abil.[9] Tüüpilised pöörlemiskõverad on suurtel kaugustel lamedad, st. kiirused galaktika keskmest eemaldudes ei kahane märgatavalt, samas vastavalt Gaussi seadusele 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 Rubini järgi "Järeldus on möödapääsmatu: mass, erinevalt heledusest, pole koondunud galaktika keskme ümber.".[10]
Sarnaseid vaatlusi tegi Šveitsi astronoom Fritz Zwicky galaktikaparvede jaoks 20. sajandi esimesel poolel, kasutades Newtoni mehaanikast tuntud viriaalteoreemi, mis seob suletud süsteemi keskmise kineetilise ja potentsiaalse energia. Zwicky hindas Kooma galaktikaparve massi, saades tulemuseks, et gravitatsiooniline mass on väga palju suurem tema nähtavast massist.[11]
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.[12]
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.[9]
Võimalikud mudelid [muuda]
Tumeaine suur hulk ajendab küsima, mis osakesega on tegu ning kuidas oleks võimalik seda osakest detekteerida ja tema omadusi mõõta. Kuivõrd valdav osa tumeainest on mittebarüoniline [2], 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.
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 supersümmeetriast, standardmudeli laiendustest elektronõrgal skaalal (stringiteooriad, lisadimensioonidega teooriad), aksionidest 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 detekteeritavad. Võimalikud barüonilise tumeaine kandidaadid on üldiselt astronoomilised objektid, mis ei kiirga valgust: mustad augud, pruunid kääbused ja tähtedega seostamata planeedid.
Supersümmeetria [muuda]
Supersümmeetrilised standardmudeli laiendused, kus igale elementaarosakesele postuleeritakse poolarvu võrra erineva spinniga 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 hierarhiaprobleemi. 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 ning ta on standardmudeli jõudusid vahendavate osakeste ehk bosonite supersümmeetriliste fermionpartnerite üldistus. Neutraliino omaolekud on neutraalsed higgsinod ehk Higgsi bosoni superpartnerid, bino ehk B-bosoni superpartner ja neutraalne wino ehk W-bosoni superpartner ehk piltlikult öeldes koosneb neutraliino neutraalsetest supersümmeetrilistest bosonitest. Võimalikud kandidaadid supersümmeetriast on veel gravitiino ehk hüpoteetilise gravitoni superpartner ning sneutriino ehk neutriino supersümmeetriline partner.
Steriilsed neutriinod [muuda]
Standardmudeli kohaselt on neutriinod massitud osakesed, kuigi hiljutised katsetulemused on näidanud, et neutriinodel on võrreldes teiste elementaarosakestega väike, kuid lõplik mass.[13] Astronoomilised vaatlused näitavad, et neutriinod moodustavad vaid väikese osa kogu tumeainest.[10] Laiendades standardmudeli elektronõrka teooriat steriilsete neutriinodega, on võimalik luua osake, millel on sobivad omadused olemaks tumeaine.[14]
Tumeainet otsivad eksperimendid [muuda]
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 detekteerimine, või toimub see mõnes Universumi osas, mida vaadeldaks tundlike teleskoopide abil astronoomiliselt, n-ö kaudne detekteerimine.
Otsene detekteerimine [muuda]
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: krüogeensed kristalldetektorid nagu CDMS, CRESST, EDELWEISS, DAMA, ning massiivsed, veeldatud väärisgaasidel põhinevad detektorid, nagu XENON, ZEPLIN ja ArDM.[15] Nõrgalt interakteeruvaid osakesi on võimalik luua osakestekiirendites ja seeläbi neid ka detekteerida, vastavaid eksperimente viiakse läbi CERNi kiirendis LHC.
Kaudne detekteerimine [muuda]
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.[16] Tüüpilised kaudse detekteerimise eksperimendid on PAMELA, ATIC ja FERMI-LAT.[17]
Alternatiivsed teooriad [muuda]
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 gravitatsiooni ning kvantmehaanika seadused kvantskaalal gravitatsiooni kvantteooriaks.[18]
Vaata ka [muuda]
Viited [muuda]
- ↑ NASA
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Jarosik et al "Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results"
- ↑ J. Einasto "Dark Matter"
- ↑ 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 "[1]"
- ↑ J. L. Feng "Non-WIMP Candidates"
- ↑ R. W. Schnee "Introduction to dark matter experiments"
- ↑ J. D. Bekenstein "[2] Alternatives to dark matter: Modified gravity as an alternative to dark matter"
- ↑ G. Bertone, Particle Dark Matter: observations, models, searches
- ↑ 9,0 9,1 9,2 G. Bertone, D. Hooper, J. Silk "Particle Dark Matter: Evidence, Candidates and Constraints"
- ↑ 10,0 10,1 10,2 K. Garrett, G. Duda "Dark Matter: A Primer"
- ↑ F. Zwicky, Astrophysical Journal, vol. 86, p.217 (1937)
- ↑ J.A. Tyson, G.P. Kochanski and I.P. Dell’Antonio, Astrophys. J. Lett. 498 (1998) 107.
- ↑ C. Weinheimer "The neutrino mass direct measurements"
- ↑ S. Dodelson, L. M. Widrow "Sterile Neutrinos as Dark matter"
- ↑ R. Bernabei et al "Liquid Noble gases for Dark Matter searches:a synoptic survey."
- ↑ D. G. Cerdeno, A. M. Green "Direct detection of WIMPs"
- ↑ A. M. Szelc "Dark Matter Experimental Overview"
- ↑ C. M. Ho et al "Quantum Gravity and Dark Matter"
Välislingid [muuda]
 |
Pildid, videod ja helifailid Commonsis: Tumeaine |
- Erik Tago: Tume aine on tundmatu, aga juba kaardistatud obs.ee, 12. jaanuar 2007
- Elmo Tempel: Linnutee tumeaine halo on nagu lapik rannapall astronoomia.ee, 7. jaanuar 2010
- Jaan-Juhan Oidermaa: Tumeainet võib-olla mitut eri sorti fyysika.ee, 9. juuni 2010
- Jaan-Juhan Oidermaa: CDMS nägi märke tumeainest teadus.err.ee, 17. aprill 2013
