Tumeaine – üks kaasaegse astrofüüsika ja kosmoloogia suurimaid mõistatusi. Kuigi see moodustab suure osa Universumi ainest, on selle olemus endiselt ebaselge. Tumeaine ei kiirga, neela ega peegelda nähtavat valguse taset, mistõttu on see teleskoopidele "nähtamatu" (inglise keeles “dark”), mis tuginevad elektromagnetilisele kiirgusele. Siiski on selle gravitatsiooniline mõju galaktikatele, galaktikaparvedele ja Universumi suurele struktuurile vaieldamatu.
Selles artiklis käsitleme:
- Ajaloolised vihjed ja varajased vaatlused
- Tõendid galaktikate pöörlemiskõveratest ja parvedest
- Kosmoloogilised ja gravitatsioonilise läätsenduse andmed
- Tumeaine osakeste kandidaadid
- Eksperimentaalsed otsingumeetodid: otsesed, kaudsed ja kiirendid
- Valitud küsimused ja tuleviku perspektiivid
1. Ajaloolised vihjed ja varajased vaatlused
1.1 Fritz Zwicky ja puuduv mass (1930. aastad)
Esimese tõsise vihje tumedast ainest andis Fritz Zwicky 1930. aastatel. Uurides Komaa galaktikaparvi, mõõtis Zwicky parve liikmete kiiruseid ja kasutas viraalteoreemi (mis seob seotud süsteemi keskmise kineetilise energia potentsiaalse energiaga). Ta leidis, et galaktikad liiguvad nii kiiresti, et parv oleks hajunud, kui seal oleks ainult tähe- ja gaasimass, mida me näeme. Selleks, et parv püsiks gravitatsiooniliselt seotud, oli vaja palju "puuduvat massi", mida Zwicky nimetas "Dunkle Materie" (saksa keeles "tumeaine") [1].
Järeldus: Galaktikaparvedes on märkimisväärselt rohkem massi, kui on nähtav – see viitab tohutule nähtamatule komponendile.
1.2 Varajane skeptitsism
Astrofüüsikute hulgas on aastakümneid olnud ettevaatlik suhtumine mõttesse tohututest kogustest nähtamatust ainest. Mõned on kaldunud alternatiivsete seletuste poole, näiteks arvukad ähmased tähtede või teiste häguste objektide kogumikud või isegi gravitatsiooniseaduste modifikatsioonid. Kuid tõendite kasvades on tumeaine saanud üheks kosmoloogia alustalaks.
2. Tõendid galaktikate pöörlemiskõveratest ja parvedest
2.1 Vera Rubin ja galaktikate pöörlemiskõverad
Pöördepunkt toimus XX sajandi 7. ja 8. kümnendil, kui Vera Rubin ja Kent Ford mõõtsid spiraalgalaktikate pöörlemiskõveraid, sealhulgas Andromeeda galaktikat (M31) [2]. Newtoni dünaamika kohaselt peaksid galaktika keskpunktist kaugel asuvad tähed liikuma aeglasemalt, kui suur osa massist on koondunud kesksele tippu (tuuma) piirkonnale. Kuid Rubin leidis, et tähtede pöörlemiskiirused jäid püsivaks või isegi suurenesid kaugel kaugemal kui nähtav galaktika aine ulatus.
Järeldus: Galaktikate ümbruses on laialt levinud „nähtamatu“ aine halod. Need lame pöörlemiskõverad tugevdasid oluliselt teooriat, et eksisteerib domineeriv, mitte-kiirgav massikomponent.
2.2 Galaktikaparved ja „Kuuli parv“
Täiendavad tõendid pärinevad galaktikaparvede dünaamika uuringutest. Lisaks juba varem Zwicky uuritud Koma parvele näitavad tänapäevased mõõtmised, et mass, mis määratakse galaktikate kiiruste ja röntgenkiirguse emissiooni andmete põhjal, ületab samuti ainult nähtava aine hulka. Eriti muljetavaldav näide on Kuuli parv (1E 0657–56), mida on vaadeldud galaktikaparvede kokkupõrkel. Siin on läätsestamise teel (gravitatsioonilise läätsestamise abil) määratud mass selgelt eraldunud suurest kuumade, röntgenkiirgust kiirgavate gaaside (tavalise aine) massiosast. See eraldumine on tugev tõend, et tumeaine on eraldiseisev komponent, erinev baryoonilisest ainest [3].
3. Kosmoloogilised ja gravitatsioonilise läätsestamise tõendid
3.1 Suurte struktuuride moodustumine
Kosmoloogilised simulatsioonid näitavad, et varases Universumis esines nõrku tiheduse häireid – neid on näha kosmilises mikrolaine taustas (CMB). Need häired kasvasid aja jooksul hiiglaslikuks galaktikate ja parvede võrgustikuks, mida me täna vaatleme. Külm tumeaine (CDM) – mitte-relativistlikud osakesed, mis võivad gravitatsiooni mõjul kokku koguneda – mängib olulist rolli struktuuride moodustumise kiirendamisel [4]. Ilma tumeda ainega oleks väga raske seletada Universumi suurte struktuuride kujunemist olemasoleva aja jooksul pärast Suurt Pauku.
3.2 Gravitatsiooniline läätsestamine
Tuginedes Üldisele relatiivsusteooriale, mass painutab aegruumi, mistõttu selle lähedal liikuv valgus kõverdub. Gravitatsioonilise läätsestamise mõõtmised – nii üksikute galaktikate kui ka massiivsete parvede puhul – näitavad pidevalt, et kogu gravitatsiooniline mass on märkimisväärselt suurem kui ainult valguse kiirgav aine. Taustallikate moonutusi uurides saavad astronoomid taastada tõelise massijaotuse, sageli avastades ulatuslikke nähtamatuid massahaloid [5].
4. Tumedate osakeste kandidaadid
4.1 WIMP (nõrgalt interakteeruvad massiivsed osakesed)
Ajalooliselt on populaarseim tumeda aine osakeste klass olnud WIMP. Arvatakse, et need hüpoteetilised osakesed:
- on massiivsed (tavaliselt GeV–TeV vahemikus),
- on stabiilsed (või väga pika elueaga),
- nad suhtlevad ainult gravitatsiooniliselt ja võib-olla nõrga tuumajõuga.
WIMP osakesed seletavad mugavalt, kuidas tumeaine võis varases universumis tekkida sobiva jääktihedusega – nn „termilise külmumise“ (ingl. thermal freeze-out) protsessi kaudu, kus universumi laienedes ja jahtudes muutub interaktsioon tavapärase ainega liiga harvaks, et suurel määral hävitada või muuta selliste osakeste hulka.
4.2 Aksioonid
Teine huvitav kandidaat on aksioonid, mis algselt pakuti välja lahendamaks kvantkromodünaamika (QCD) „tugeva CP probleemi“. Aksioonid oleksid kerged, pseudoskalaarsed osakesed, mis võisid tekkida varases universumis piisavas koguses, et moodustada kogu vajaminev tumeaine. „Aksioonilaadsed osakesed“ (ingl. axion-like particles) on laiem kategooria, mis võib esineda erinevates teoreetilistes raamistikus, sealhulgas stringiteoorias [6].
4.3 Teised kandidaadid
- Steriilsed neutriinod: raskemad neutriino variandid, mis ei osale nõrgas interaktsioonis.
- Esialgsed mustad augud (PBH): oletatavad mustad augud, mis tekkisid väga varases universumis.
- „Soe“ tumeaine (WDM): osakesed, mis on kergemad kui WIMP-id, ja võivad seletada osa väikese skaala struktuuride erinevustest.
4.4 Muudetud gravitatsioon?
Mõned teadlased pakuvad välja gravitatsiooniparandusi, nagu MOND (muudetud Newtoni dünaamika) või teisi üldisemaid teooriaid (nt TeVeS), et vältida eksootilisi uusi osakesi. Kuid „Kuumapilv“ ja muud gravitatsioonilise läätsestamise andmed näitavad, et tõeline tumeaine – mis on eristatav tavalisest ainest – seletab vaatlust paremini.
5. Eksperimentaalsed otsingud: otsesed, kaudsed ja kiirendid
5.1 Otsese detekteerimise katsed
- Eesmärk: registreerida haruldasi tumeda aine osakeste ja aatomituumade kokkupõrkeid väga tundlikes detektorites, mis on tavaliselt paigutatud sügavale maa alla, et kaitsta kosmilise kiirguse eest.
- Näited: XENONnT, LZ ja PandaX (kasutatakse neoondetektoreid); SuperCDMS (pooljuht).
- Staatus: siiani pole kindlat signaali, kuid katsete tundlikkus jõuab järjest madalamale interaktsioonide ristlõike piirile.
5.2 Kaudeline detekteerimine
- Eesmärk: otsida tumeda aine anihilatsiooni või lagunemise tooteid – nt gammakiirgust, neutriinosid või positrone – seal, kus tumeaine on kõige tihedam (nt galaktikakeskmes).
- Vahendid: Fermi gammakiirguse kosmoseteleskoop, AMS (Alfa magnetiline spektromeeter ISS-il), HESS, IceCube ja teised.
- Staatus: täheldatud on mitmeid intrigeerivaid signaale (nt GeV gammakiirguse ülejääk galaktikakeskme lähedal), kuid need pole siiani kinnitatud tumeda aine tõenditena.
5.3 Kiirenduri uuringud
- Eesmärk: kõrge energiaga kokkupõrgetes (nt prootonite kokkupõrked Suurhadronite Põrgutis) luua võimalikke tumeda aine osakesi (nt WIMP).
- Meetod: otsida sündmusi suure puuduva ristenergia (MET)ga, mis võiks viidata nähtamatutele osakestele.
- Tulemus: siiani pole leitud kinnitatud uut füüsika signaali, mis sobiks WIMP-iga.
6. Vastamata küsimused ja tuleviku perspektiivid
Kuigi gravitatsioonilised andmed näitavad kahtlemata tumeda aine olemasolu, jääb selle olemus üheks suurimaks füüsika mõistatuseks. Jätkuvad mitmed uurimissuundad:
-
Uue põlvkonna detektorid
- Veelgi suuremad ja tundlikumad otsese detekteerimise eksperimendid püüavad veelgi sügavamalt tungida WIMP parameetrite vahemikku.
- Aksionite „haloskoobid“ (nt ADMX) ja arenenud resonantsete õõnsuste eksperimendid otsivad aksionite olemasolu.
-
Täpsuskosmoloogia
- Kosmiline mikrolaine taustkiirgus (Planck ja tulevased missioonid) ning suurmastaabilise struktuuri (LSST, DESI, Euclid) vaatlustega täiendatakse tumeda aine tiheduse ja jaotuse piiranguid.
- Nende andmete kombineerimisel täiustatud astrofüüsikaliste mudelitega saab välistada või kitsendada mitte-standardsed tumeda aine stsenaariumid (nt iseinterakteeruv tumeaine, soe tumeaine).
-
Osakestefüüsika ja teooria
- WIMP-signaalide puudumisel kaalutakse üha aktiivsemalt teisi alternatiive, nt sub-GeV tumeaine, „tumedad sektorid“ või veelgi eksootilisemad mudelid.
- Hubble'i pinge – mõõdetud universumi laienemiskiiruste erinevus – on pannud mõned teoreetikud uurima, kas tumedal ainel (või selle interaktsioonidel) võib siin olla roll.
-
Astrofüüsikalised uuringud
- Põhjalikud kääbusgalaktikate, tõusulaine „voogude" ja tähtede liikumise Linnutee haloes uuringud paljastavad väikeste struktuuride nüansse, mis võivad aidata eristada erinevaid tumeda aine mudeleid.
Kokkuvõte
Tumeaine on kosmoloogilise mudeli oluline osa: see määrab galaktikate ja parvede tekkimise ning moodustab suurema osa Universumi ainest. Kuid seni pole me suutnud seda otseselt tuvastada ega täielikult mõista selle fundamentaalseid omadusi. Alates Zwicky „kadunud massi“ probleemist kuni tänapäevaste väga arenenud detektorite ja observatooriumiteni – jätkuvad väsimatud pingutused tumeda aine saladuste lahendamiseks.
Risk (või teaduslik väärtus) siin on tohutu: ükskõik milline lõplik avastus või teoreetiline läbimurre võib muuta meie arusaama osakestefüüsikast ja kosmoloogiast. Olgu selleks WIMP, aksion, steriilne neutriino või täiesti ettenägematu võimalus – tumeda aine avastamine oleks üks kaasaegse teaduse tähtsamaid saavutusi.
Viited ja täiendav lugemine
- Zwicky, F. (1933). “Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln.” Helvetica Physica Acta, 6, 110–127.
- Rubin, V. C., & Ford, W. K. (1970). “Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions.” The Astrophysical Journal, 159, 379–403.
- Clowe, D., Gonzalez, A., & Markevitch, M. (2004). “Weak-Lensing Mass Reconstruction of the Interacting Cluster 1E 0657–558: Direct Evidence for the Existence of Dark Matter.” The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
- Blumenthal, G. R., Faber, S. M., Primack, J. R., & Rees, M. J. (1984). “Formation of Galaxies and Large-Scale Structure with Cold Dark Matter.” Nature, 311, 517–525.
- Tyson, J. A., Kochanski, G. P., & Dell’Antonio, I. P. (1998). “Detailed Mass Map of CL 0024+1654 from Strong Lensing.” The Astrophysical Journal Letters, 498, L107–L110.
- Peccei, R. D., & Quinn, H. R. (1977). “CP Conservation in the Presence of Instantons.” Physical Review Letters, 38, 1440–1443.
Täiendavad allikad
- Bertone, G., & Hooper, D. (2018). “A History of Dark Matter.” Reviews of Modern Physics, 90, 045002.
- Tulin, S., & Yu, H.-B. (2018). “Dark Matter Self-Interactions and Small Scale Structure.” Physics Reports, 730, 1–57.
- Peebles, P. J. E. (2017). “Dark Matter.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 112, 12246–12248.
Astronoomiliste vaatluste, osakestefüüsika eksperimentide ja uuenduslike teoreetiliste süsteemide kaudu liiguvad teadlased väsimatult tumeda aine olemuse mõistmise suunas. See on teekond, mis muudab meie arusaama Universumist ja võib-olla avab tee uutele füüsikaavastustele, mis ületavad Standardmudeli.