{"id":3989,"date":"2005-07-11T01:51:53","date_gmt":"2005-07-10T22:51:53","guid":{"rendered":"http:\/\/www.fyysika.ee\/uudised\/?p=3989"},"modified":"2010-07-11T01:52:38","modified_gmt":"2010-07-10T22:52:38","slug":"tumeenergia-tumeaine","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.fyysika.ee\/?p=3989","title":{"rendered":"Tumeenergia, tumeaine"},"content":{"rendered":"

Tumeenergia: paradigma vahetus
\n<\/strong>Lucy Garden, Ofer Lahav, PhysicsWorld, jaanuar 2010<\/p>\n

1998. aastal tuldi v\u00e4lja ideega, mille kohaselt koosneb meie universum suuremas osas salap\u00e4rasest tumeenergiast. Teen\u00e4itajaks said kaks uurimust, mis muutsid meie arusaamist supernoovadest kardinaalselt. Lucy Calder ja Ofer Lahav selgitavad j\u00e4rgnevas artiklis, kuidas tegelikult oli tumeenergia kontseptsioon olnud f\u00fc\u00fcsikute m\u00f5tetes juba v\u00e4hemalt k\u00fcmme aastat varem, ning ennustavad, kuhu paradigma muutus meid viia v\u00f5ib.<\/strong><\/p>\n\n\n\n
L\u00fchi\u00fclevaade: paradigmavahetus <\/strong><\/p>\n
    \n
  • Tumeenergia on salap\u00e4rane aine, mis moodustab arvatavasti 75% meie universumist. Tumeenergia m\u00f5iste v\u00f5eti kasutusele 1998. aastal, et seletada universumi paisumise kiirenemist. Tumeenergia avaldab negatiivset r\u00f5hku ning loob veidra, t\u00f5ukuva gravitatsioonit\u00fc\u00fcbi.<\/li>\n
  • Andmed viitavad sellele, et tumeenergia on koosk\u00f5las (vigade piires) erijuhulise kosmoloogilise konstandiga, mille Einstein 1917. aastal kasutusse v\u00f5ttis (kuigi teistel p\u00f5hjustel) ning hiljem h\u00fclgas. Lambdat (\u0245) v\u00f5ib t\u00f5lgendada vaakumi energiana, mille olemasolu kvantmehaanikas ennustatud on, kuid tema v\u00e4\u00e4rtus on oodatust palju v\u00e4iksem. <\/strong><\/li>\n
  • 20. sajandi jooksul v\u00f5eti \u0245 erinevate vaatlustulemuste seletamiseks mitmeid kordi uuesti kasutusele, kuid paljude f\u00fc\u00fcsikute jaoks j\u00e4i see siiski vaid \u00fcldrelatiivsusteooria kohmakaks ad hoc<\/em> lisandiks. <\/strong><\/li>\n
  • 10 aastat tagasi toimunud tumeenergia kiire omaksv\u00f5tt sai teoks suuresti t\u00e4nu 1980ndatel ja 90ndate alguses asja uurinud teadlastele, kes j\u00f5udsid j\u00e4reldusele, et eelarvamustele vaatamata on \u0245 olemasolu siiski ainus, mis suudab nende vaatlusandmeid seletada. <\/strong><\/li>\n
  • T\u00e4naseni ei osata tumeenergia ja tumeaine olemasolule rahuldavat seletust anda. Sama \u00fcllatavast suunast v\u00f5ib tulla ka j\u00e4rgmine paradigmanihe \u2013 ainus, mis me teha saame, on proovida sellistesse arengutesse eelarvamusteta suhtuda.<\/li>\n<\/ul>\n<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

    Vaieldamatult \u00fcks suurimaid m\u00f5istatusi, millega inimkond t\u00e4nap\u00e4eval silmitsi seisab, on v\u00e4ljavaade, et 75% meie universumist moodustab m\u00f5istatuslik \u201etumeenergia,\u201c millest meil peaaegu mitte mingeid teadmisi ei ole. \u00dclej\u00e4\u00e4nud 21% universumist moodustab n\u00e4htamatu \u201etumeaine,\u201c mille olemusest saab aimu vaid gravitatsioonilise vastastikm\u00f5ju t\u00f5ttu. Tavaline aine, mida me igap\u00e4evaselt n\u00e4eme ja millega kokku puutume ning millest on tehtud muuhulgas Maa, planeedid ning t\u00e4hed, moodustab tervest universumist vaid t\u00fchised 4%. Need leiud n\u00f5uavad meie maailmapildis muutust, mis on suurim alates Kopernik<\/strong>u revolutsioonilisest avastusest, et Maa liigub tegelikult hoopis \u00fcmber P\u00e4ikese.<\/p>\n

    Pelgalt 25 aastat tagasi uskus enamik teadlasi, et universumit saab kirjeldada lihtsa ja elegantse Albert Einsteini<\/strong> ning Willem de Sitter<\/strong>i poolt 1932. aastal loodud mudeliga, milles gravitatsioon aeglustab j\u00e4rk-j\u00e4rguliselt universumi paisumist. Ent 1980-ndate aastate keskel viidi l\u00e4bi rida m\u00e4rkimisv\u00e4\u00e4rseid vaatlusi, mille tulemused ei sobitunud mitte kuidagi standardmudelisse. See viis m\u00f5ned inimesed m\u00f5ttele, et Einsteini \u00fcldrelatiivsusteooria vana ning h\u00fcljatud elemendi \u2013 kosmoloogilise konstandi ehk lambda \u2013 peaks vaatlusandmete selgitamiseks taas kasutusse v\u00f5tma.<\/p>\n

    Einstein kasutas konstanti \u00fcldrelatiivsusteoorias esimest korda 1917. aastal , et tasakaalustada gravitatsiooni t\u00f5mbej\u00f5udu. Nimelt uskus ta, et universum on igikestev ning statsionaarne. Ta arvas, et kosmoloogiline konstant on ruumiomadus, kuid seda saab t\u00f5lgendada ka energiana, mis t\u00e4idab \u00fchtlaselt kogu ruumi. Kui lambda on nullist suurem, avaldab energia negatiivset r\u00f5hku ning loob veidra, t\u00f5ukuva gravitatsioonit\u00fc\u00fcbi. Ent Einstein vabanes oma eksiarvamusest ning h\u00fclgas lambda 1931. aastal, kui Edwin Hubble<\/strong> ning Milton Humason<\/strong> t\u00f5estasid, et universum paisub. (Huvitav on teada, et Isaac Newton <\/strong>kaalus lambda-sarnase lineaarse j\u00f5u olemasolu oma 1687 ilmunud Principias, kus see “seletas kahte peamist t\u00f5mbumise juhtu.”)<\/p>\n

    Mil iganes vajas seletamist m\u00f5ni uus probleem, toodi lambda siiski aeg-ajalt kosmoloogiasse tagasi. Uute vaatlusandmete ilmnemisel loobuti temast aga taas, kuna mitmete teadlaste jaoks oli lambda \u00fcleliigne ning liiga ebaloomulik. Siiski, 1968. aastal veenis Moskva \u00fclikooli professor Jakov Zeldovit\u0161<\/strong> f\u00fc\u00fcsikute kogukonda, et lambda ning t\u00fchja ruumi \u201eenergia tiheduse\u201c vahel on seos. Viimane on vaadeldav, kui virtuaalosakesed vaakumis tekivad ning kaovad, k\u00f5ikudes olemise ning t\u00fchjuse piirimail. Probleem seisnes selles, et mitmed teineteisest s\u00f5ltumatud n\u00e4htused suurendasid vaakumi energiat, mis t\u00e4hendas, et kui lambda eksisteeriks, oleks see 120 suurusj\u00e4rku suurem kui vaatlusandmete p\u00f5hjal v\u00f5iks v\u00e4ita. Arvati, et on olemas mingisugune fenomen, mille tulemusena on lambda v\u00e4\u00e4rtus t\u00e4pselt null.<\/p>\n

    1998. aastal, p\u00e4rast aastaid hoolikaid vaatlusi ning kuid ebakindlust, tegid kaks v\u00f5istlevat supernoovade uurijate gruppi \u2013 Brian Schmidti <\/strong>juhitud High-Z Supernovae Search Team <\/strong>ning Saul Perlmutter<\/strong>i juhitud Supernova Cosmology Project (SCP)<\/strong> \u2013 h\u00e4mmastava avastuse. Nimelt on universumi paisumine kiirenev. N\u00e4htust seletab kosmoloogiline konstant, mille v\u00e4\u00e4rtus oli siiski Einsteini omast erinev, ja uus universumi mudel v\u00f5eti f\u00fc\u00fcsikute kogukonna poolt peaaegu koheselt omaks. Uus konstant ristiti \u201etumeenergiaks.\u201c Kaheldamatult m\u00e4ngisid mainitud supernoova vaatlused inimeste vaatenurga muutumises kriitilist rolli, ent tumeenergia olemasolu kiire tunnustamise p\u00f5hjus peitub sellele eelnenud aastak\u00fcmnetes.<\/p>\n

    Inflatsioon ning k\u00fclm tumeaine <\/strong>
    \nLoo alguseks v\u00f5iks pidada 1980. aastat, kui Alan Guth<\/strong>, tollane j\u00e4reldoktor Stanfordi Lineaarkiirendikeskuses Californias, tegi julge ettepaneku, mis oleks potentsiaalselt lahendanud m\u00f5ned Suure Paugu teooriaga seonduvad probleemid. Ta avastas mehhanismi, mille tagaj\u00e4rjel laieneks universum kuni 10-35<\/sup> s p\u00e4rast Suurt Pauku tunduvalt kiiremini, kui ta on seda teinud sellele j\u00e4rgnenud 13,7 miljardil aastal. Sellise \u201einflatsiooni\u201c rakendamine oli v\u00f5rratult oluline Suure Paugu teooria p\u00e4\u00e4stmiseks.<\/p>\n\n\n\n\n
    \"\"<\/td>\n<\/tr>\n
    Sammuke edasi<\/strong>
    \nT\u0161iilis asuv 4-meetrine Blanco teleskoop teeb praegu l\u00e4bi uuenduskuuri. Aastal 2011 alustatakse selle abil viie aasta pikkust tumeenergia uuringut, mille k\u00e4igus loodetakse kaardistada umbes 300 miljonit galaktikat. See on vaid \u00fcks mitmetest projektidest, mille kaudu loodetakse tumeenergiat paremini tundma \u00f5ppida.<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

    Einsteini \u00fcldrelatiivsusteooria, mis on seni pidanud vastu igale falsifikatsioonikatsele, v\u00e4idab, et ruumik\u00f5veruse m\u00e4\u00e4rab ruumiosas paikneva aine- ja energiahulk ning et ainult teatud aine\/energia tiheduse puhul on ruum eukleidilise geomeetriaga ehk n\u00f5nda \u00f6eldult \u201etasane.\u201c Inflatsioonilises kosmoloogias venitatakse ruumi nii palju suuremaks, et isegi kui vaadeldava universumi geomeetria ei olnud p\u00f5rmugi tasase ruumiga, muutus ta tasaseks inflatsiooni k\u00e4igus: galaktikad eemalduvad. Galaktikad eemalduvad \u00fcksteisest nii nagu laigud t\u00e4ispuhutaval \u00f5hupallil. 1980. aastate keskpaigaks oli Guthi mudel muudetud kujul f\u00fc\u00fcsikute kogukonnas t\u00e4ielikult omaks v\u00f5etud.<\/p>\n

    Ent teoorial olid ka omad probleemid. Kui selle kohaselt peaks universum olema tasane ning seega omama t\u00e4pselt kriitilist tihedust, siis universumi tegelik tihedus, mida saab arvutada ruumiosas paiknevate t\u00e4htede heleduse ning sellest tulenevate masside p\u00f5hjal, moodustaks vaid 1% tasasuseks vajalikust tihedusest. Teisis\u00f5nu \u00f6eldes, vaadeldud tavalise bar\u00fconaine (prootonite ning neutronite) massitihedus oli liiga v\u00e4ike. Lisaks on bar\u00fconaine hulk universumis \u00fcldiselt piiratud tuumas\u00fcnteesi teooriaga, mis kirjeldab, kuidas kerged tuumad (vesinik, heelium, deuteerium ja liitium) varases universumis moodustusid. Nimelt on kergete tuumade teooria vaatlustel saadud andmetega koosk\u00f5las vaid juhul, kui bar\u00fconaine tihedus moodustab kriitilisest massitihedusest vaid 3-5% (t\u00e4pne v\u00e4\u00e4rtus s\u00f5ltub aga muidugi universumi paisumise kiirusest.)<\/p>\n

    Puuduj\u00e4\u00e4gi kompenseerimiseks j\u00e4reldasid kosmoloogid, et universumis peab leiduma suures koguses n\u00e4htamatut, mittebar\u00fconilist ainet. T\u00f5estusmaterjali sellise tumeaine leidumisest oli hakanud kogunema juba 1932. aastast saadik, mil Jan Oort<\/strong> taipas, et Linnutee galaktika t\u00e4hed liiguvad galaktikasiseselt liiga kiiresti, et pelgalt n\u00e4htava aine gravitatsioonilise t\u00f5mbej\u00f5u najal statsionaarsel orbiidil p\u00fcsida. (Umbes samal ajal leidis Fritz Zwicky ka<\/strong> t\u00f5endeid eksootilise varjatud aine leidumisest kaugetes galaktikaparvedes.) Idee tumeaine leidumisest oli siiski vastuoluline ning debatid selle olemuse \u00fcle kestsid j\u00e4rgmised 50 aastat. Eriti suured vastuolud tekkisid teaduskogukonnas sellest, kui kiiresti tumeaine osakesed liiguvad ning kuidas see m\u00f5jutaks suureskaalaliste struktuuride nagu galaktikate ning galaktikaparvede kujunemist.<\/p>\n

    1984. aasta m\u00e4rtsis avaldasid George Blumenthal<\/strong>, Sandra Faber<\/strong>, Joel Primack <\/strong>ning Martin Rees<\/strong> ajakirjas Nature uurimuse, milles pidasid reaalsusele vastavate universumistruktuuride moodustumist enim t\u00f5en\u00e4oseks, kui tumeaine osakeste kiirus on t\u00fchine, st. nad on \u201ek\u00fclmad.\u201c Nad leidsid, et universumi mudel, kus oli k\u00fclma varjatud ainet (CDM) 10 korda rohkem kui bar\u00fconainet, ennustas meile teadaolevaid galaktikate ja galaktikaparvede omadusi k\u00f5ige t\u00e4psemini. Ainus probleem \u201eCDM (Cold Dark Matter, J.J.O.) mudeliga\u201c oli see, et kogu ainetihedus moodustas siiski pelgalt 20% vajalikust kriitilisest tihedusest. Arvestades inflatsiooni poolt seatud kitsendusi lootis enamik teadlasi, et \u201epuuduv massitihedus\u201c leitakse, kui teadmised tumeaine omadustest kasvavad.<\/p>\n

    Standardmudeli probleemid <\/strong><\/p>\n\n\n\n\n
    \n
    \"2\"<\/div>\n<\/td>\n<\/tr>\n
    Universumi geomeetria<\/strong>Lamedas, eukleidilises ruumis (vasakul), liigub valgus alati sirgjooneliselt, kuid gravitatsiooniv\u00e4lja olemasolu korral on ruum k\u00f5ver. See paneb massiivsete kehade, nagu n\u00e4iteks P\u00e4ikese, juurest m\u00f6\u00f6duvad valguskiired painduma. Kui universumi aine\/energia tihedus on kriitilisest v\u00e4\u00e4rtusest suurem, on ruum positiivse k\u00f5verusega (nagu sf\u00e4\u00e4ri pinna 3D versioon) ning valguskiired koonduvad (keskel). Kui universumis on aga kriitilisest v\u00e4\u00e4rtusest v\u00e4hem ainet ja energiat, on ruumik\u00f5verus negatiivne (nagu sadul) ning valguskiired lahknevad (paremal).<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

    Sellel hetkel oli standardseks kosmoloogiliseks mudeliks tasane universum, mille kriitilise tiheduse moodustas v\u00e4ike hulk bar\u00fconilist ainet ning suur hulk k\u00fclma tumeainet. Kui mitte arvestada asjaolu, et enamik ainet selles mudelis oli ise\u00e4ralike omadustega, oli see endiselt Einsteini-De Sitteri mudel ning usk selle \u00f5igsusesse seet\u00f5ttu v\u00e4ga suur. Kahjuks andis aga inflatsiooni teooriaga kombineeritud CDM-mudel imeliku j\u00e4relduse. Nimelt ennustas see, et universum ei saa olla vanem kui 10 miljardit aastat, ent samas teati leiduvat t\u00e4hti, mida peeti palju vanemaks. Nendel p\u00f5hjustel ning kuna vaatlusandmed soosisid aine v\u00e4iksemat massitihedust, avaldasid USA kosmoloogid Michael Turner<\/strong>, Gary Steigman<\/strong> ja Lawrence Krauss<\/strong> 1984. aasta juunis Physical Review Letters artikli, mis k\u00e4sitles kosmoloogilise konstandi v\u00f5imalikkust.<\/p>\n

    Lambda p\u00f5hjustaks kerget gravitatsioonilist t\u00f5ukej\u00f5udu, mis tasakaalustaks gravitatsioonit\u00f5mbe ning takistaks nii universumi paisumise aeglustumist. Sellest j\u00e4reldus, kinnitamaks inimeste tolleaegset arusaama, et universum on tunduvalt vanem ning selle t\u00f5ttu ei tekiks ka vastuolu vanimate t\u00e4htedega.<\/p>\n

    Kuigi Turner, Steigman ja Krauss m\u00f5istsid, et lambda v\u00f5iks lahendada m\u00f5ned teooriaga seonduvad probleemid, olid nad konstandi kirevat minevikku arvestades siiski selle teooriasse kaasamise suhtes ebakindlad. Seet\u00f5ttu p\u00f6\u00f6ras kolmik rohkem t\u00e4helepanu v\u00f5imalusele, et tasase universumi jaoks tarviliku t\u00e4iendava massitiheduse annavad relativistlikud osakesed, mis tekkisid kosmoloogilises m\u00f5istes alles hiljuti \u2013 varase universumi ajast p\u00e4rit massiivsete osakeste lagunemisel.<\/p>\n

    \u00dcks teadlastest, kes pooldas kosmoloogilise konstandi taaskasutuselev\u00f5ttu oli James Peebles<\/strong> Princetoni \u00fclikoolist, kes uuris sel ajal, kuidas v\u00e4ikesed k\u00f5ikumised massitiheduses v\u00f5ivad gravitatsiooni t\u00f5mbej\u00f5u kasvada ning l\u00f5puks galaktikaid moodustada. Oma The Astrophysical Journal’is 1984. aasta septembris avaldatud artiklis tuletas ta tema k\u00e4sutuses olevate andmete p\u00f5hjal, et keskmine massitihedus universumis moodustab umbes 20% kriitilisest massist. Ent ta ei piirdunud artiklis ainult sellega, vaid v\u00e4itis, et oleks m\u00f5istlik v\u00f5tta kasutusele nullist erinev kosmoloogiline konstant, mis vastaks inflatsiooni seatud kitsendustele. Kuigi Peebles oli idee suhtes \u00fcpris ettevaatlik, aitas tema t\u00f6\u00f6 siiski lambda teoreetilise kontseptsiooni konkreetseks muuta ning luua seega tee tumeenergia tunnistamiseni.<\/p>\n\n\n\n\n
    \"3\"<\/td>\n<\/tr>\n
    Tiheduse muutumine<\/strong>tihedus (kg\/m3)
    \nuniversumi vanus (aastates)<\/p>\n

    \u00fclekaalus on kiirgus
    \n\u00fclekaalus on aine
    \n\u00fclekaalus on tumeenergia
    \npraegune hetk<\/p>\n

    Einsteini-De Sitteri mudel j\u00e4rgi koosneb universum vaid sellistest komponentidest \u2013 ainest ja radiatsioonist \u2013 mis p\u00f5hjustavad tavap\u00e4rast, k\u00fclget\u00f5mbej\u00f5udu tekitavat gravitatsiooni. Gravitatsioon aeglustab universumi paisumist ning universumi massitihedus \u03c1m (sinine) ja kiirgustihedus \u03c1rad (punane) v\u00e4henevad Einsteini \u00fcldrelatiivsusteoorias antud kiirusega. Selle mudeli j\u00e4rgi ei ole inimeste tekkimise ja arenemise perioodi juures midagi erilist. Kui aga nullist erinev kosmoloogiline konstant siiski eksisteerib, on selle v\u00e4\u00e4rtus alati sama. Seega tundub lausa uskumatu kokkusattumus, et me elame just sellel imel\u00fchikesel kosmoloogilisel ajahetkel, kus tumeenergia tihedus \u03c1\u0245 (roheline) ning massitihedus on pea sama suurused. \u0245 t\u00f5ukej\u00f5udu tekitav gravitatsioonit\u00fc\u00fcp on hakanud domineerima alles hiljuti (kosmoloogilises m\u00f5istes) ning selle m\u00f5jul universumi paisumine kiireneb.<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

    Oleks ahvatlev m\u00f5elda, et tee tumeenergia kontseptsiooni kasutuselev\u00f5tuni oli n\u00fc\u00fcd vaba. Astronoomid arvasid aga, et keskmine universumi massitihedus v\u00f5ib siiski olla v\u00f5rdne kriitilise tihedusega, kui enamik tumedat ainet paikneb suurtes galaktikaparvede vahelistes t\u00fchimikes. Kui Marc Davis,<\/strong> George Efstathiou<\/strong>, Carlos Frenk<\/strong> ja Simon White<\/strong> simuleerisid arvutiga CDM poolt domineeritud universumi evolutsiooni, leidsid nad t\u00f5epoolest, et tume ning tavaline aine paigutusid erinevalt, kusjuures CDM paiknes rohkem t\u00fchimikes. Kui galaktikad moodustuksid t\u00f5esti vaid seal, kus \u00fcldine keskmine massitihedus oli suur, oleks elegantne Einsteini-De Sitteri tasase universumi mudel koosk\u00f5las k\u00f5igi vaatlusandmetega. Seega ei oleks vaja sisse tuua ka k\u00fclma tumeenergia kontseptsiooni.<\/p>\n

    Nende jaoks, kes tumeenergia ideele vastu seisid, oli probleem aga selles, et reaalsuses ei paistnud galaktikaparvede vahelistes t\u00fchimikes \u00fchtegi m\u00e4rki puuduva massi leidumisest. Kui Lev Kofman<\/strong> ja Aleksei Starobinski <\/strong>arvutasid kosmilises taustkiirguses (CMB-s) esinevate v\u00e4ikeste temperatuurik\u00f5ikumiste suurust, leidsid nad, et lambda lisamine CDM mudelile ennustas fluktuatsioone, mis lubasid paremini seletada galaktikaparvede vaadeldavat jaotust. Isegi kui lambdat poleks teooriasse kaasatud, n\u00e4itasid 1980. aastate l\u00f5pus tehtud vaatlused, et suurel skaalal saab kosmoloogilisi struktuure paremini seletada v\u00e4ikese tihedusega universumiga ning see oli vastuolus inflatsiooniga.<\/p>\n

    Sellest hoolimata arvasid paljud, et arvestades andmete v\u00e4hesust, l\u00e4heb veel \u00fche parameetri nagu lambda kaasamine vastuollu Occami habemenoa printsiibiga. Asi ei olnud selles, et f\u00fc\u00fcsikud oleksid standardmudelisse niiv\u00f5rd kiindunud, vaid pigem selles, et nagu Einsteingi ei tahtnud nad teooriat liigselt keeruliseks teha. Tollel hetkel eelistati lambda lisamisele peaaegu et \u00fcksk\u00f5ik mida. George Blumenthal <\/strong>ja Avishai Dekel<\/strong> v\u00e4ljendasid 1988 ajakirjas Astrophysical Journals oma seisukohta, et lambda lisamine looks teooria, millel on liialt palju peenh\u00e4\u00e4lestust vajavaid parameetreid.<\/p>\n

    Selle asemel pakkusid nad v\u00e4lja v\u00e4ikese tihedusega, negatiivselt k\u00f5verdunud universumi, kus kosmoloogiline konstant on null. Kui CDMi ja bar\u00fconide m\u00f5ju massitihedusele oleks v\u00f5rdv\u00e4\u00e4rne, suudaks see seletada vaadeldud galaktikate omadusi isegi suurte struktuurideni. Siiski tunnistasid nad, et see mudel on vastuolus tuumas\u00fcnteesi piirangutega, inflatsiooniga, mille t\u00f5ttu on universum tasane ning CMB-s esinevate v\u00e4ikeste vaadeldavate fluktuatsioonidega. Ent nad uskusid, et nendele probleemidele leitakse lahendused. Teooria, kus lambda oleks olnud null, tundus esteetiliselt lihtsalt niiv\u00f5rd palju nauditavam.<\/p>\n

    \u00dcllatavad tulemused<\/strong><\/p>\n

    L\u00e4bimurre saabus 1990. aastal, kui Steve Maddox, Will Sutherland, George Efstathiou<\/strong> ja Jon Loveday<\/strong> avaldasid tulemused galaktikate ruumilise jaotuse kohta, mis toetusid Austraalias asuva UK Schmidt Telescope Unit’i abil kogutud 185 fotoplaadi andmetele. K\u00f5rge kvaliteediga plaatide koopiad skaneeriti automaatse plaatide m\u00f5\u00f5tmise (APM) masinaga, mis oli umbkaudu samal ajal v\u00e4lja t\u00f6\u00f6tatud Cambridge’i \u00fclikoolis Edward Kibblewhite’i<\/strong> ning tema t\u00f6\u00f6r\u00fchma poolt. saadi neist k\u00f5rge kvaliteediga plaatidekoopiad. See m\u00e4rkimisv\u00e4\u00e4rne uuring \u2013 viimase 20 aasta suurim \u2013 kattis rohkem kui 4300 ruutkraadi l\u00f5unataevast ning h\u00f5lmas endas umbes kahte miljonit galaktikat, mis on meist v\u00e4ga kaugel nii ruumis kui ajas.<\/p>\n

    H\u00e4mmastaval kombel ei kattunud APM galaktikate uuringu tulemused standardse CDM-inflatsiooni mudeliga \u00fcldse. Kui vaadeldav nurk oli suurem kui 3 kraadi, n\u00e4itasid vaatlusandmed kobaras paiknevaid galaktikaid, mida standardmudel lihtsalt ei suuda selliselt ette ennustada. 1990. aastal kirjutasid Efstathiou, Sutherland ja Maddox ajakirjale Nature kirja, milles v\u00e4itsid et CDM ja bar\u00fconid moodustasid kokku vaid 20% kriitilisest tihedusest. Nad j\u00e4reldasid, et \u00fclej\u00e4\u00e4nud 80% moodustab positiivne kosmoloogiline konstant, nende idee sai hiljem tuntuks kui lambda-CDM mudel.<\/p>\n\n\n\n\n
    \"4\"<\/td>\n<\/tr>\n
    Kosmilised juhtl\u00f5ngad<\/strong>
    \nFluktuatsioonid mikrolainelises taustakiirguses n\u00e4itavad meile, et universum on tasane, kuid massitihedus on kriitilisest tihedusest palju v\u00e4iksem.<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

    V\u00e4ikese tihedusega CDM-mudeli paikapidavusele viitasid lisaks APM galaktikate vaatlusele ka rohkem kui 2000 infrapunasatelliidi IRAS-i poolt avastatud galaktika punanihkevaatlused. Positiivse kosmoloogilise konstandi kasuks r\u00e4\u00e4kis n\u00fc\u00fcd mitu argumenti \u2013 inflatsiooni poolt n\u00f5utud tasane universum, v\u00e4ikesed temperatuurik\u00f5ikumised kosmilises taustkiirguses ning universumi vanus. \u201ePositiivne kosmoloogiline konstant lahendaks mitmed CDM-mudeliga seotud probleemid ning seega tuleks seda t\u00f5siselt v\u00f5tta,\u201c kirjutasid Efstathiou, Sutherland ja Maddox. See oli suurim \u00fcleskutse ‘Einsteini’ lambda kosmoloogiasse tagasitoomiseks, mis eales tehtud. APM tulemusi v\u00e4ikese tihedusega universumi kohta kinnitas hiljem ka 2dF galaktikate punanihke \u00fclevaade ning Sloani digitaalne taeva \u00fclevaade.<\/p>\n

    Kosmoloogilise konstandi tagasitulek<\/strong><\/p>\n

    Varsti hakkasid ka teised teadlased lambada-CDM mudelit t\u00f5siselt v\u00f5tma. N\u00e4iteks 1991. aastal uuris \u00fcks artikli autoreid (Ofer Lahav, J.J.O.<\/em>) koos Per Lilje<\/strong>, Primacki<\/strong> ja Reesiga<\/strong> kosmoloogilise konstandi rakendamist universumi struktuuri arenemisele ning koos j\u00f5uti j\u00e4reldusele, et see oli koosk\u00f5las tollel ajal saadaval olevate andmetega. Enamik uurimist\u00f6\u00f6de teostajaid ei olnud aga n\u00f5us veel lambdat t\u00e4ielikult tunnistama. 1992. aastal t\u00f5id Sean Carroll, William Press<\/strong> ja Edwin Turner <\/strong>v\u00e4lja lambdaga seotud probleemid, mis tekivad, kui t\u00f5lgendada lambdat vaakumi energiatihedusena \u2013 massitiheduse ning tumeenergia suuruse kvantitatiivne kokkulangevus ning fakt, et kvantmehaanika ennustab palju suuremat energiatihedust, kui vaatlused kinnitavad. Nad toonitasid, et tasane universum ning lambada mudel n\u00f5udsid mittebar\u00fconilise CDMi kaasamist, mis t\u00e4hendas, et universumil oleks tervelt kaks kaheldava v\u00e4\u00e4rtusega komponenti.<\/p>\n

    1993. aastal ajakirjas Nature avaldatud Simon White<\/strong>‘i, Julio Navarro<\/strong>, August Evrard<\/strong>i ning Carlos Frenk<\/strong>i artikkel k\u00e4sitles galaktikaparvede bar\u00fconilist ainet. Nad uurisid Coma galaktikaparve, mis asub Linnuteest 100 megaparseki kaugusel ning h\u00f5lmab endas rohkem kui tuhandet galaktikat. Satelliidi andmete p\u00f5hjal eeldatakse, et tegemist on t\u00fc\u00fcpilise galaktikate arvu poolest rikka galaktikaparvega. Tema mass moodustub peamiselt kolmest komponendist: r\u00f6ntgenkiiri eritavast kuumast gaasist, helendavatest t\u00e4htedest ning tumeainest. White ning tema kolleegid taipasid, et sellise galaktikaparve bar\u00fconilise aine ja kogumassi suhte v\u00f5iks v\u00e4ga vabalt \u00fcle kanda kogu universumile. Bar\u00fconide massiosa saab leida nukleos\u00fcnteesi mudelist ning see v\u00f5imaldas siis arvutada kogu universumi keskmise massitiheduse.<\/p>\n\n\n\n\n
    \n
    \"5\"<\/div>\n<\/td>\n<\/tr>\n
    T\u00f5endid universumi paisumise kiirenemisest<\/strong>Suurt Pauku pole
    \nsupernoovad
    \nmikrolainetaust
    \ntasane
    \nbar\u00fconide akustilised ostsillatsioonid<\/p>\n

    1a t\u00fc\u00fcpi supernoovade (sinine), bar\u00fconide akustiliste ostsillatsioonide (roheline) ja mikrolainetausta (oran\u017e) uurimisel saadud andmed annavad meile aimu tumeenergia olemusest. Piirkond, kus aine hulk (\u2126m<\/sub>\u22480,25) ja tumeenergia hulk (\u2126\u0245<\/sub>\u22480,75) klapivad k\u00f5igi kolme andmehulgaga, on \u00e4\u00e4rmiselt v\u00e4ike. Nad saavad kokku punktis, mis on tasase universumi eelduseks: \u2126m<\/sub>+\u2126\u0245<\/sub>=1.<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

    Toetudes k\u00f5ige v\u00e4rskematele andmetele ning arvutisimulatsioonidele, j\u00e4reldas t\u00f6\u00f6r\u00fchm, et bar\u00fconiline aine moodustas galaktikaparvedest suurema osa, kui nukleos\u00fcnteesi piirang ning standardne CDM-inflatsioonimudel ennustasid. Lisabar\u00fcone oleks v\u00f5inud t\u00e4heparves selle kujunemise k\u00e4igus juurde tekkida k\u00fcll (n\u00e4iteks selle jahtumisel), ent sellest ei piisanud andmete lahknevuse seletamiseks. K\u00f5ige t\u00f5en\u00e4olisemaid seletusi oli kaks \u2013 kas tavaline elementide kujunemise (nukleos\u00fcnteesi) teooria oli v\u00e4\u00e4r v\u00f5i keskmine ainetihedusest oligi mittepiisav kriitilise tiheduse loomiseks. Taaskord osutus standardne CDM-mudel, kus massitihedus oli v\u00f5rdne kriitilise tihedusega, ebaadekvaatseks. Ainus v\u00f5imalus rahuldada inflatsioonikriteeriumit, et universum on tasane, oli lisada mudelile kosmoloogiline konstant.<\/p>\n

    Teoreetikute \u00f5nneks j\u00e4tkasid astronoomid t\u00e4nu varustuse ning tehnika paranemisele j\u00e4rjest t\u00e4psemate vaatluste tegemist. Esile tuleks tuua CMB fluktuatsioonide m\u00f5\u00f5tmisi, mis sooritati esmalt NASA kosmilise taustkiirguse uurija (COBE satelliidi) ning hiljem Wilkinsoni mikrolainete anistroopia uurimise satelliidi (WMAP) poolt. Need n\u00e4itasid, et massitihedus oli kriitilisest tihedusest tunduvalt v\u00e4iksem ning soosis taaskord tasase geomeetriaga universumi. See viitas omakorda sellele, et lisaks CDM-le peab eksisteerima veel mingisugune mass v\u00f5i energia, mis tagab kriitiliseks tiheduseks vajaliku v\u00e4\u00e4rtuse.<\/p>\n

    Kuigi leidus mitmeid v\u00e4ikeste variatsioonidega CDM-mudeleid, oli lambda-CDM ainus mudel, mis oli \u00fchekorraga koosk\u00f5las k\u00f5igi andmetega. Paistis, et aine vastutas umbes 30-40% kriitilise tiheduse ning lambda vaakumi energiana \u00fclej\u00e4\u00e4nud 60-70% eest. Jeremiah Ostriker<\/strong> ja Paul Steinhardt<\/strong> v\u00f5tsid 1995. aastal ajakirjas Nature ilmunud m\u00f5jukas kirjas l\u00fchidalt kokku vaatluslikud piirangud. P\u00f5hilisteks argumentideks lambda kaasamise kasuks olid Hubble konstandi t\u00e4psustatud m\u00f5\u00f5tmine ning tulemused Hipparcose satelliidilt 1997. aastal, mis kinnitasid vanimate t\u00e4htede vanuseks olevat 10-13 miljardi aastat.<\/p>\n

    Enamik f\u00fc\u00fcsikuid olid siiski vastu lambda kosmoloogiasse tagasitoomisele, k\u00f5ik eeldused teadusrevolutsiooni toimumiseks olid aga olemas. M\u00f5ned teadlased pakkusid v\u00e4lja teisi puuduva komponendi olemuse v\u00f5imalusi ning 1999 tutvustas Michael Turner<\/strong> \u201etumeenergia\u201c kontseptsiooni, et k\u00f5ik ideed \u00fchendada. Kui High-Z ja SCP r\u00fchmade poolt kogutud supernoovade andmed n\u00e4itasid, et universumi paisumine kiireneb, v\u00f5eti tumeenergia idee kiiresti omaks ning seda suuresti t\u00e4nu neile, kes juba 1980.-1990. aastatel lambda kasutuselev\u00f5ttu pooldasid.<\/p>\n

    Uue paradigmamuutuse suunas?<\/strong>
    \nHiljutine ajalugu on meile n\u00e4idanud, et vaatlusandmeid ei tohiks eirata, kui nende olemasolu on korduvalt kinnitust leidnud. Kui kaks halvasti arusaadavat kontseptsiooni \u2013 tumeenergia ja tumeaine \u2013 Einsteini teooriale lisada, rikub see selle elegantsuse ja lihtsuse, ent keegi polegi v\u00e4itnud, et loodus peab lihtne olema. Kuigi t\u00f5endeid tumeenergia leidumise kohta on kogunenud \u00fcha enam ja enam, ei ole paljud praeguse kosmoloogilise mudeliga rahul. See v\u00f5ib olla k\u00fcll koosk\u00f5las k\u00f5igi leiduvate andmetega, ent sellel puudub siiski fundamentaalf\u00fc\u00fcsika p\u00f5hit\u00f5dedele toetuv seletus. Sellest tulenevalt on pakutud v\u00e4lja ka mitmeid alternatiivseid kontseptsioone ning on \u00fcpris t\u00f5en\u00e4oline, et see toob meie paradigmasse j\u00e4rgmisel aastak\u00fcmnel j\u00e4rjekordse muutuse.<\/p>\n

    Kogu kosmoloogia fookus on tugevalt nihkunud ning l\u00e4hiaastatel plaanitakse mitmeid vaatlusi, mille eesm\u00e4rgiks on universumi paisumise kiirenemise p\u00f5hjuse leidmine. N\u00e4iteks tumeenergia uuring (DES) ja Euroopa Kosmoseagnetuuri poolt planeeritav projekt EUCLID ning NASA poolt planeeritav \u00fchendatud tumeenergia missioon (JDEM) mis kasutab nelja \u00fcksteist t\u00e4iendavat tehnikat \u2013 galaktikaparvede paiknemist, bar\u00fconite akustilisi ostsillatsioone, n\u00f5rka gravitatsioonilist l\u00e4\u00e4tse ja t\u00fc\u00fcp 1a supernoovasid \u2013 et m\u00f5\u00f5ta universumi geomeetriat ning h\u00e4irituste kasvu selle tiheduses. DES kasutab T\u0161iilis asuvat 4-meetrist teleskoopi, millel on l\u00f5unataeva vaatlusteks kasutada hiljuti moderniseeritud kaamera ning mis uurib 300 miljoni galaktika paiknemist rohkem kui 5000 ruutkraadi ulatuses kuni punanihkeni v\u00e4\u00e4rtusega 2. Uuring h\u00f5lmab endas rohkem kui 100 teadlast USA-st, Suurbritanniast, Brasiiliast ning Hispaaniast ja kestab viis aastat.<\/p>\n

    Tumeenergia m\u00f5istatus on tihedalt seotud mitmete teiste f\u00fc\u00fcsika ja astronoomia m\u00fcsteeriumitega ning seega on \u00fcksk\u00f5ik millised uued vaatlusandmed huvitavad. Kui uuringutulemused n\u00e4itavad, et tumeenergia ei ole enam vajalik, oleks see l\u00e4bimurre, kuid kui andmed annavad aluse tumeenergia t\u00f5lgendamiseks m\u00f5nel uuel viisil, oleks see samuti revolutsiooniline. K\u00f5ige t\u00e4htsam on aga siiski see, et astrof\u00fc\u00fcsika keskenduks v\u00f5imalikult paljudele eri v\u00f5imalustele, et mitte takistada teadlaste loovat uurimist\u00f6\u00f6d ning uute ideede ilmnemist. J\u00e4rgmine paradigmanihe meie arusaamises v\u00f5ib tulla suunast, mida me oodatagi ei oska.<\/p>\n\n\n\n
    Tulevased paradigmanihked?<\/strong>Kosmoloogid ei tea siiani, mida tumeenergia endast t\u00e4pselt kujutab \u2013 v\u00f5ib-olla polegi see universumi p\u00f5hiline koostisosa. Siin on toodud m\u00f5ned v\u00f5imalikud paradigmanihked, millega meil tulevikus pistmist v\u00f5ib tulla.
    \nKoperniku printsiibi rikkumine<\/strong>
    \nPraegu eeldame, et Linnutee asukoht universumis ei ole millegi poolest eriline. Kui tuleks aga v\u00e4lja, et me elame suure, v\u00e4hetiheda t\u00fchiku keskmes, seletaks see ka juhul, kui tumeenergiat ei eksisteeriks, miks 1a t\u00fc\u00fcpi supernoovad (kaalukaimad t\u00f5endid universumi paisumise kiirenemisest) meile tuhmid n\u00e4ivad. Uskuda, et meie galaktika asukoht on millegi poolest eriline, l\u00e4heks aga vastuollu kosmoloogia p\u00f5hieeldusega.
    \nKas tumeenergia on sama mis vaakumi energia?<\/strong>
    \nKuigi matemaatiliselt on \u0245 vaakumi energiaga v\u00f5rdne, on selle ennustatav v\u00e4\u00e4rtus siiski paljude suurusj\u00e4rkude v\u00f5rra suurem kui vaatluste p\u00f5hjal v\u00f5iks arvata. Seni pole sellele probleemile veel \u00fcldtunnustatud lahendust leitud, kuid v\u00e4lja on tuldud mitmete huvitavate ideedega, mille hulka kuulub ka n\u00e4iteks ajas muutuv tumeenergia. \u00dckski neist ei aita aga siiski lahendada \u201ekokkusattumuse\u201c probleemi ning seletada, miks meie praegune ajahetk ikkagi nii eriline on.
    \nMeie vaated gravitatsioonile muutuvad<\/strong>
    \nV\u00f5ib juhtuda, et t\u00e4iuslikuma gravitatsiooniteooria leidmiseks peame me \u00fcldrelatiivsusteooriast kaugemale vaatama. Huvitavad uued arengud \u201ebraani\u201c teoorias viitavad lisadimensioonide p\u00f5hjustatud m\u00f5jutustele, kuid ilmselt ei lahendata tumeenergia ja kosmilise kiirenduse saladusi enne, kui gravitatsioon suudetakse edukalt kvantv\u00e4ljateooriasse l\u00fclitada.
    \nMultiversum<\/strong>
    \n\u0245 v\u00f5ib universumi struktuurile olulist m\u00f5ju avaldada. Kui \u0245 oleks liiga suur ja positiivne, oleks see takistanud gravitatsioonil suuri galaktikaid moodustada ning praeguse elu sarnast n\u00e4htust poleks iial tekkinudki. Steven Weinberg ning tema kolleegid kasutasid seda seletusk\u00e4iku kosmoloogilise konstandi puuduj\u00e4\u00e4kide selgitamiseks ning prognoosisid \u0245 v\u00e4\u00e4rtuseks suuruse, mis on \u00fcsna l\u00e4hedal n\u00fc\u00fcdseks tehtud vaatluste tulemustele. Kuid nad kasutasid t\u00f5en\u00e4osusteooriat saamaks j\u00e4reldusi, mille kohaselt oleks pidanud eksisteerima l\u00f5pmatu arv universumeid, kus \u0245-l on k\u00f5ikv\u00f5imalikud v\u00e4\u00e4rtused. Paljud teadlased ei usalda selliseid antroopseidideid, kuna nende p\u00f5hjal tehtud oletusi ei ole v\u00f5imalik \u00fcmber l\u00fckata ning nad paistavad eeldavat mingi f\u00fc\u00fcsikaseadustega kooseksisteeriva eluprintsiibi v\u00f5i eesm\u00e4rgi olemasolu. Sellest hoolimata ennustab aga stringiteooria suure hulga erinevate f\u00fc\u00fcsikaliste parameetritega vaakumite olemasolu ning mingil m\u00e4\u00e4ral \u00f5igustab see antroopsete arutluste kasutamist uute f\u00fc\u00fcsikaliste teooriate l\u00e4htepunktina.<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

    Tumeenergia: paradigma vahetus Lucy Garden, Ofer Lahav, PhysicsWorld, jaanuar 2010 1998. aastal tuldi v\u00e4lja ideega, mille kohaselt koosneb meie universum suuremas osas salap\u00e4rasest tumeenergiast. Teen\u00e4itajaks said kaks uurimust, mis muutsid meie arusaamist supernoovadest kardinaalselt. Lucy Calder ja Ofer Lahav selgitavad j\u00e4rgnevas artiklis, kuidas tegelikult oli tumeenergia kontseptsioon olnud f\u00fc\u00fcsikute m\u00f5tetes juba v\u00e4hemalt k\u00fcmme aastat varem, […]<\/p>\n","protected":false},"author":2,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"closed","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_genesis_hide_title":false,"_genesis_hide_breadcrumbs":false,"_genesis_hide_singular_image":false,"_genesis_hide_footer_widgets":false,"_genesis_custom_body_class":"","_genesis_custom_post_class":"","_genesis_layout":"","footnotes":""},"categories":[83],"tags":[55],"class_list":{"0":"post-3989","1":"post","2":"type-post","3":"status-publish","4":"format-standard","6":"category-fyysika-ee-hoiab-silma-peal","7":"tag-tumeaine","8":"entry"},"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.fyysika.ee\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts\/3989","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.fyysika.ee\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.fyysika.ee\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.fyysika.ee\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/users\/2"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.fyysika.ee\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcomments&post=3989"}],"version-history":[{"count":0,"href":"https:\/\/www.fyysika.ee\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts\/3989\/revisions"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.fyysika.ee\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fmedia&parent=3989"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.fyysika.ee\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcategories&post=3989"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.fyysika.ee\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Ftags&post=3989"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}