4. osa: Galaktikad

5. peatükk: Gaas ja tolm galaktikates

Varjatud aine kandidaadid ERIK TAGO Mitmel erineval meetodil saadud galaktikate ja nende süsteemide massidest tuleneb, et nad sisaldavad hulga seniavastamata ainet, mis avaldub gravitatsioonilises vastasmõjus. Tungiv vajadus tumeda aine järele on sundinud nii astronoome kui ka füüsikuid seda otsima. Võimalikke kandidaate tumeda aine ossa on pakutud rohkesti, kuid seni pole ükski neist hästi sobinud. Erinevate omaduste järgi võib seda ainet jagada mitmeti: Barüonaine (astronoomilised objektid) -- mittebarüonaine (osakeste füüsika objektid) Hajusaine -- kompaktne aine Kuum aine (relativistlikult liikuv) -- külm aine (mitterelativistlikult liikuv) Ühekomponendiline -- mitmekomponendiline Barüonaine Rida vaatlusi ja teoreetilisi kaalutlusi viitavad, et vähemalt osa tumedast ainest peab olema barüonaine. Vaatleme lähemalt võimalikke kandidaate: Kandidaat Vastuväide neutraalne vesinik pole näha 21 cm raadiovaatlustes kuum gaas pole röntgenkiirgust külmad molekulaarsed pilved (H2) ? pruunid kääbustähed (nn. jupiterid ehk sündimata tähed) ? nõrgad peajada tähed pole kosmoseteleskoobi sügavatel piltidel näha valged kääbustähed pole jääkgaasi röntgenkiirgusest, ei sobi ka tähtede masside jaotus mustad augud, neutrontähed raskeid elemente peaks olema rohkem nõrga pindheledusega galaktikad ? väikekehad ("lumepallid", "telliskivid" jmt) ? Näeme, et osale kandidaatidest pole praegu tõsiseid vastuväiteid ning vähemalt osaliselt võiks nad sobida tumedaks barüonaineks. Käesoleval ajal toimubki nn. masiivsete kompaktsete objektide (MACHO-de) otsimine Linnutees ja lähisgalaktikais (vt. gravitatsioonilised mikroläätsed). Ligi kümnekonna vaatlusprogrammi põhjal saadud tulemused viitavad küll MACHO-de olemasolule, kuid kaugeltki mitte nii palju, et seletada kogu tume aine. Mittebarüonaine Tõsised teoreetilised kaalutlused on astronoome viinud veendumusele, et osa varjatud ainest peab olema mittebarüonaine. Peamine kandidaat on siin neutriino -- ainus seni avastatud osake, mis sobiks varjatud aineks. See ei sobi aga seletama kogu mittebarüonainet (vt. allpool -- mitmekomponendiline tume aine). Füüsikalistest eksperimentidest otsitakse ka teisi, seni hüpoteetilisi osakesi, mis omaksid massi, aga oleks väga nõrgalt mastasmõjus muu ainega (nn. WIMP-osakesed -- ingl. k. Weakly Interacting Massive Particles) Varjatud massi eksootilised seletused (väga hüpoteetilised) mustad ürgaugud (varases universumis tekkinud mustad augud) kosmoloogiline liige (LAMBDA) (näiteks vaakumi energiatihedusest tingitud); see ei saa aga olla galaktikais oleva tumeda aine põhjuseks. gravitatsioonikonstant G on muutuv stringid -- väga varases Universumis toimuvate faasiüleminekute topoloogilised defektid Üldrelatiivsusteooria ei kehti ... Mitmekomponendiline tume aine Erinevais süsteemides avalduv tume aine on erinevate omadustega, näiteks galaktikais või galaktikaparvedes avalduv. See viib järeldusele, et tume aine peab olema mitmekomponendiline. Ka praeguseks hästi väljakujunenud galaktikasüsteemide olemasolust järeldub, et struktuur pidi olema tekkinud juba enne rekombinatsiooniaega (kust on pärit taustkiirgus), s.t. enne seda, kui sai kuhjuda barüonaine. Seega pidi varem olema kuhjunud mittebarüonaine, mille umber sai pärast rekombinatsiooni kiiresti kuhjuda ka barüonaine. Mudelarvutused näitavad, et see ei saa olla ainult kuum (näiteks neutriinod) või ainult külm aine. Praegu ongi valitsev seisukoht, et tume aine pole mitte üks ülalvaadeldud võimalikust kandidaadist, vaid koosneb mitut liiki kandjatest. Jääb vaid leida -- millistest?

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

• Eelmine peatükk: Pindheledus, värvus, keemiline koostis
• Järgmine peatükk: Galaktikate teke
• Sisukord
• Täiendavad tekstid

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-98 10. aprill 1998

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.