Tumeaine

Allikas: Vikipeedia
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 aineliik füüsikas, mida ei ole näha, kuid mida on tunda tema raskusjõu tõttu. See tähendab, et ta osaleb gravitatsioonilises vastasmõjus tavaainega, kuid 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.[1]

Esimesed viited puuduvale massile tulid Jan Henrik Oortilt, kes näitas, et teadaolevast massist ei piisa meie galaktika tähtede kiiruste seletamiseks.[2][3] 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 (Vera Rubini ja Kent Fordi tööd, gravitatsiooniläätsed ning kuuma gaasi jaotus galaktikates ja galaktikaparvedes.[4]

Praeguse arusaama järgi on tumeaine valdavalt mittebarüoniline, nõrgale vastastikmõjule alluv massiivne elementaarosake, mida ei eksisteeri standardmudelis.

Eesti teadlastest on olulise panuse tumeaine uurimisse andnud Ernst Öpik, Grigori Kusmin, Ants Kaasik, Enn Saar ja Jaan Einasto.

Ülevaade[muuda | muuda lähteteksti]

Tumeaine olemasolu kohta saadi esmalt vihjeid gravitatsioonilistest mõjudest 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 mitu eksperimenti, mis püüavad tumeainet tuvastada mittegravitatsiooniliselt.[6]

Päikesesüsteemist suuremate astronoomiliste struktuuride uurimise, samuti kosmoloogia võrrandite kohaselt moodustab tumeaine nähtava Universumi energiatihedusest 23%, harilik ehk nähtav aine 4,6% ja tumeenergia ülejäänu.[1]

Tumeainel on keskne roll galaktikate ja Universumi suuremõõdulise struktuuri tekke modelleerimisel ja sel on mõõdetav mõju kosmilise mikrolaine-taustkiirguse anisotroopiatele. 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.[7]

Barüoniline ja mittebarüoniline aine[muuda | muuda lähteteksti]

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 ülempiir tumeaine ristlõikele ehk tumeaine võimele enda antiosakestega vastastikmõjustuda. See jääb nõrga interaktsiooni piiridesse.[9] Kuna 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 ja hilisemasse Universumi 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 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.[10]

Vaatlused[muuda | muuda lähteteksti]

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 spektroskoopiliselt vesiniku 21-cm spektrijoone ja 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 galaktikates või galaktikaparvedes, kuid leidmaks tumeaine jaotust Universumis, tuleb pöörduda kosmoloogiliste nähtuste poole. Kosmilise mikrolaine-taustkiirguse täppiskaardistamine raadioteleskoopide abil võimaldab määrata kosmoloogilisi parameetreid, näiteks tavaaine ja barüonaine absoluutset energiatihedust ehk nende hulka Universumis.[9]

Võimalikud mudelid[muuda | muuda lähteteksti]

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[1], 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 aatomeid. 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 tuvastatavad. Võimalikud barüonilise tumeaine kandidaadid on üldiselt astronoomilised objektid, mis ei kiirga valgust: mustad augud, pruunid kääbused ja tähtedega seostamata planeedid.

Supersümmeetria[muuda | muuda lähteteksti]

Supersümmeetrilised standardmudeli laiendused, kus igale elementaarosakesele postuleeritakse poolarvu võrra erineva spinniga 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 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 ja 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 | muuda lähteteksti]

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, saab osakese, millel on sobivad omadused, olemaks tumeaine.[14]

Tumeainet otsivad eksperimendid[muuda | muuda lähteteksti]

Tumeaineteooriate vastuvõetavuse kriteerium 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 vaadeldakse tundlike teleskoopide abil astronoomiliselt, n-ö kaudne tuvastamine.

Otsene tuvastamine[muuda | muuda lähteteksti]

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: krüogeensed kristalldetektorid, näiteks CDMS, CRESST, EDELWEISS, DAMA, ning massiivsed, veeldatud väärisgaasidel põhinevad detektorid, näiteks XENON, ZEPLIN ja ArDM.[15] Nõrgalt interakteeruvaid osakesi saab luua osakestekiirendites ja seeläbi neid tuvastada. Vastavaid eksperimente korraldatakse CERNi kiirendis Suures hadronite põrgutis.

Kaudne tuvastamine[muuda | muuda lähteteksti]

Tumeainet saab tuvastada 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 saab vaadelda.[16] Tüüpilised kaudse tuvastamise eksperimendid on PAMELA, ATIC ja FERMI-LAT.[17]

Alternatiivsed teooriad[muuda | muuda lähteteksti]

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 kvantgravitatsiooni teooriateks, kus püütakse ühendada siiamaani ühitamatud gravitatsiooni ja kvantmehaanika seadused kvantskaalal gravitatsiooni kvantteooriaks.[18]

Vaata ka[muuda | muuda lähteteksti]

Viited[muuda | muuda lähteteksti]

  1. 1,0 1,1 1,2 Jarosik jt. Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results
  2. J. Einasto Dark Matter
  3. 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
  4. de Swart, Jaco; Bertone, Gianfranco; van Dongen, Jeroen. "How Dark Matter Came to Matter". Nature Astronomy 1 (3): 0059. arXiv:1703.00013 . doi:10.1038/s41550-017-0059. 
  5. J. L. Feng Non-WIMP Candidates
  6. R. W. Schnee Introduction to dark matter experiments
  7. J. D. Bekenstein [1] Alternatives to dark matter: Modified gravity as an alternative to dark matter
  8. G. Bertone, "Particle Dark Matter: observations, models, searches"
  9. 9,0 9,1 9,2 G. Bertone, D. Hooper, J. Silk Particle Dark Matter: Evidence, Candidates and Constraints
  10. 10,0 10,1 10,2 K. Garrett, G. Duda Dark Matter: A Primer
  11. F. Zwicky, Astrophysical Journal, vol. 86, p.217 (1937)
  12. J.A. Tyson, G.P. Kochanski ja I.P. Dell’Antonio, Astrophys. J. Lett. 498 (1998) lk. 107
  13. C. Weinheimer The neutrino mass direct measurements
  14. S. Dodelson, L. M. Widrow Sterile Neutrinos as Dark matter
  15. R. Bernabei jt. Liquid Noble gases for Dark Matter searches: a synoptic survey
  16. D. G. Cerdeno, A. M. Green Direct detection of WIMPs
  17. A. M. Szelc Dark Matter Experimental Overview
  18. C. M. Ho jt. Quantum Gravity and Dark Matter

Välislingid[muuda | muuda lähteteksti]