Tume aine — mis see on, tõendid ja roll universumis
Tume aine on aine liik, mida arvates vastutab suure osa universumi massist, kuid mis ei kiirga, peegelda ega neela tavalist elektromagnetkiirgust. Tumeaine ei ole lihtsalt “peidetud” tavaline aine (tähesid, gaasi, tolmu), vaid tundub olevat eriomadustega: see ei suhtle oluliselt elektriliselt ega tuuma- ja aatomitasandi protsessidega, vaid avaldab mõju peamiselt gravitatsiooni kaudu. Seetõttu saab sellest otseselt järeldada ainult tema gravitatsiooniliste mõjude kaudu.
Ajaloolised vihjed
Idea tumeaine olemasolu tekkis, kui astronoomid märkasid, et suurte astronoomiliste objektide mass ja nende gravitatsiooniline mõju ei klappinud nähtava ehk "helendava aine" hulga jaotusega. See helendav aine sisaldab tähti, gaasi ja tolmu. Esimesed tähised tulid juba 1930. aastatel: Jan Oort pakkus 1932. aastal, et tumedat ainet võiks olla põhjuseks Linnutee tähtede pöörlemiskiiruste ebatavalisel jaotusel. 1933. aastal leidis Fritz Zwicky galaktikakogumite "puuduvast massist" lähtuvalt, et klastrites peab olema lisamass, mida ei paista — see oli üks esimesi otsekoheseid vihjeid tumedale ainele.
Tõendid tumeaine olemasolu kohta
Järgnevad vaatlused ja mõõtmised on peamised põhjused, miks enamik kosmolooge ja astronoomidest usub tumeaine olemasolusse:
- Galaktikate pöörlemiskõverad: paljude galaktikate pöörlemiskiirus ei lange kaugemal ootuspäraselt, kui arvestada ainult nähtava ainega — asemel on kiirused ligikaudu konstantsemad, mis viitab lisamassile, mis paikneb galaktikate halo's.
- Gravitatsiooniline läätse: mass, sealhulgas tume aine, kõverdab ruumi ja suunab valgust. Vaadeldes taustobjektide gravitatsioonilist läätse, saab kindlaks teha massijaotuse, mis sageli ületab nähtava aine hulga.
- Galaktikakogumite termodünaamika: klastrites leidub kuuma gaasi, mille temperatuurijaotus ja liikumine nõuavad suuremat gravitatsioonipotentsiaali kui nähtav aine suudab anda — see viitab lisamassile.
- Kosmilise mikrolainekiirguse (CMB) anomaaliad: Plancki missiooni ja teiste CMB mõõtmiste abil saab piirata universumi koostist; soodimustrid ja anisotroopsused näitavad tumeaine olulist rolli struktuuride kujunemisel varases universumis.
- Suureskaalaline struktuur ja skaalariba: kaugete galaktikate ja klastrite jaotumine ja kasvustruktuurid parimaid mudeleid, mis nõuavad tumeaine olemasolu, et seletada, kuidas galaktikad ja klastrid üles ehitusid tänaseks ajaks.
Plancki andmetel ja kosmoloogia standardmudeli alusel sisaldab teadaoleva universumi kogu mass-energia umbes 4,9% tavalist ainet, 26,8% tumeainet ja 68,3% tumeenergiat. Seega moodustab tume aine hinnanguliselt 84,5% kogu universumi ainest (kui võtta ainult “aine” ehk välj jätta tumeenergia), ja tume energia pluss tume aine koos moodustavad umbes 95,1% kogu universumi energiatihedusest.
Bullet Cluster — otsene gravitatsiooniline tõend
2006. aastal teatas rühm teadlasi vaatlustest kahe kauge, suure kiirusega kokku põrganud galaktikakobara kohta — see süsteem on üldtuntud kui "Bullet Cluster". Kokku põrkusid kaks galaktikakogumit ning tavaline aine (peamiselt kuum gaas) vahepeal hajus ja aeglustus kokkupõrkel tugeva hõõrdumise tõttu. Gravitatsioonilise läätse uurimine näitas aga massi jaotust, mis ei järgnenud kuuma gaasi kontsentratsioonile, vaid paiknes rohkem piirkondades, kus paiknesid galaktikad. See nähtus sobib hästi mudeliga, kus tume aine on enamikus collisionless (peaaegu põrketa) ja liigub läbi kokkupõrke, jättes tavalise, hõõrdumise all oleva gaasi maha — see on üks tugevaimaid otseseid tõendeid tumeaine olemasolu kohta.
Mida me tumeaine kohta veel ei tea
Peamised teadmata aspektid on, mis täpselt tumeaine koosneb ja kuidas see mikrofüüsiliselt käitub. Peamised tunnused, mis tunduvad kehtivat:
- Tumeaine ei kiirga ega neela elektromagnetilist kiirgust nii nagu tavaline aine.
- See suhtleb gravitatsiooniliselt ja on oluline struktuuride moodustumisel.
- Tumeaine halo'd ümbritsevad galaktikaid ja klastreid ning on suurima massiga komponendid nendes süsteemides.
Võimalikud kandidaadid ja otsingud
Teadlased on välja pakkunud mitmeid kandidaate tumeaine tegelikuks olemuseks. Olulisemad grupid on:
- WIMP-id (Weakly Interacting Massive Particles) — rasked osakesed, mis suhtlevad nõrgalt; nende otsimiseks on tehtud otsehävituse katseid maa-alustes detektorites (näiteks Xenon, LUX jt), samuti otsitakse annihilatsioonist tulenevat kiirgust kosmilistes vaatlustes ja püüdletakse neid toota ka Large Hadron Collider'is.
- Axionid — väga kerged osakesed, mis võivad tekkida lahendina mõnele teoreetilisele probleemile osakestefüüsikas; neid otsitakse spetsiifiliste raadiosageduse ja elektromagnetilise lähedasuga seadmetega.
- Sterilised neutriinod ja teised “soojemad” kandidaadid — võivad seletada mõningaid galaktilisi omadusi, kuid pole universaalselt sobivad.
Kuigi on tehtud palju otsingu- ja piirangukatsed, ei ole ühtset ja kinnitatud otsest detektsiooni, mis kindlalt identifitseeriks tumeaine osakese. Mõned eksperimendid on teatatud potentsiaalsetest signaalidest (nt DAMA/LIBRA, ėrinädalased anomaaliad kosmilistes kiirgusest), kuid need tulemused on vastuolulised ja nõuavad sõltumatut kinnitust.
Alternatiivsed vaated
Mõned teadlased on pakkunud välja alternatiivseid seletusi, nagu muutunud gravitatsiooniteooriad (näiteks MOND — Modified Newtonian Dynamics), mis üritavad seletada galaktikate pöörlemiskõveraid ilma lisamassita. Need teooriad suudavad mõnikord selgitada konkreetseid vaatlusi, kuid neil on raske selgitada kõiki tõendeid korraga (nt CMB anomaaliad ja Bullet Clusteri-vaatlus). Seetõttu on enamus teadlastest pigem seisukohal, et tumeaine (mitte ainult gravitatsiooni modifikatsioon) pakub ühtsemat ja paremalt sobivat seletust.
Miks tumeaine roll universumis on oluline
Tumeaine mängib keskset rolli galaktikate, klastrite ja suureskaalalise struktuuri tekkes: ilma tumeda aine gravitatsioonilise tõmbea võimeta ei suudaks väiksed tiheduslike piirkondade kõikumised varases universumis kasvada piisavalt kiiresti, et moodustada tänapäevaseid galaktikaid ja klastreid. Lisaks mõjutab tumeaine jaotumine otseselt galaktikate morfoloogiat, pöörlemist ja satelliitstruktuure.
Kokkuvõttes: olemas on palju sõltumatuid ja läbimõeldud tõendeid, mis viitavad sellele, et universumis on suur osa massist nähtamatute, peamiselt gravitatsiooniliselt mõjude kaudu avalduvate komponentidena. Kuid tumeaine täpne olemus ja mikrofüüsikalised omadused jäävad tänaseni üheks kaasaegse kosmoloogia ja osakestefüüsika suurimaks avastamata müsteeriumiks. Uued vaatlused, suuremad detektorid ja täpsemad teooriad loodavad lähiaastakümnetel valgust heita, mis tumeaine täpselt on.


Tume aine on nähtamatu. Gravitatsioonilise läätse efekt põhjustab ühe ja sama galaktika mitu kujutist. Selle seletamiseks on pakutud välja tumeda aine rõngas. Sellel galaktikakogumi (CL0024+17) pildil on tume aine näha sinise värviga .
Seotud leheküljed
- Tume energia
- Universumi laienemine
- Looduse ajakava
Küsimused ja vastused
K: Mis on tume aine?
V: Tume aine on ainetüüp, mis arvatakse olevat vastutav suure osa universumi massist. Esimest korda pakkusid seda välja Jan Oort 1932. aastal ja Fritz Zwicky 1933. aastal, et selgitada vastavalt tähtede ja galaktikate pöörlemiskiirust.
K: Kuidas teadlased usuvad, et tumeaine on olemas?
V: Teadlased usuvad, et tumeaine on olemas, tuginedes sellistele vaatlustele nagu galaktikate pöörlemiskiirused, taustobjektide gravitatsiooniline läätsestumine ning kuuma gaasi temperatuurijaotus galaktikates ja galaktikakogumites.
K: Kui suure protsendi moodustab tume aine universumis?
V: Plancki uurimisrühma hinnangul moodustab tume aine 84,5% kogu universumi ainest, samal ajal kui tume energia ja tume aine moodustavad 95,1% kogu universumi "ainest".
K: Kuidas me saame tumeainet avastada?
V: Kuna tumeaine ei näi kiirgavat ega peegeldavat valgust, röntgenkiirgust ega muud kiirgust, ei ole seda võimalik avastada tavalise aine, näiteks kuuma gaasi, tähtede, planeetide jne leidmiseks kasutatavate instrumentidega. Ainus viis, kuidas me saame öelda, kas see on olemas, on see, kuidas see mõjutab asju, mida me saame "näha" gravitatsiooni kaudu.
K: Mida väitis üks teadlaste rühm, et nad leidsid 2006. aastal võimaluse selle avastamiseks?
V: 2006. aastal väitis üks teadlaste rühm, et nad on leidnud viisi tumeda aine avastamiseks, jälgides kahte kaugel asuvat galaktikakobarat, mis olid suure kiirusega kokku põrganud - tavaline aine oleks pärast kokkupõrget lähedal laiali valgunud, tumeda aine aga mitte; see võimaldas neil mõõta gravitatsiooni ja avastada, mis nägi välja nagu kaks tumeda aine pilve, mille vahel oli tavalise aine (kuuma gaasi) pilv.
K: Millised on mõned näited, mis viitavad sellele, et meie universumis on olemas pimedat ainet?
V: Näited, mis viitavad sellele, et on olemas pimeda materjali olemasolu, hõlmavad selliseid tähelepanekuid nagu galaktikate pöörlemiskiirused, gravitatsiooniläätse taustobjektid ja galaktikate ja kobarate sees leitud kuuma gaasi temperatuurijagunemine.