Lopergused galaktikad heidavad valgust tumeaine kiirusele
Tartu Ülikooli Tartu observatooriumi astronoomid nuputasid välja, kuidas oleks võimalik mõõta tumeaine kiirust. Kui meetod end praktikas tõestab, aitab see paremini aru saada sellest, milline näeb välja 85 protsenti universumis leiduvast ainest, mis on andnud enda olemasolust seni märku vaid gravitatsiooni vahendusel.
Astrofüüsika kaasprofessor Rain Kipper kirjutas Novaatoris, kuidas tumeaine kiiruse mõõtmine käib. Eeldus on leida universumist galaktika, mis liigub tumeaine suhtes. Kuna kõik on Universumis liikumises ja tumeainet leidub väga palju, pole niisuguseid galaktikaid keeruline leida.
Rasked objektid, nagu on seda ka galaktikad, tõmbavad enda poole igat tüüpi ainet sõltumata sellest, kas see on tumeaine või nähtav aine, millega me igapäevaselt kokku puutume. Kui tumeaine liigub galaktikast mööda, hakkab galaktika ka tumeaine osakesi enda poole tõmbama. Osakeste suunamuutus võtab aga aega. Enne kui nende liikumistrajektoor galaktika poole kaardub, jõuavad need juba galaktikast mööduda.
Seega ei lähe tumeaine osakesed mitte galaktikasse sisse, vaid need liiguvad hoopis galaktika taha (vaata videot). Galaktika taga suureneb seetõttu ainetihedus ja see viib galaktika aeglustumiseni – seda nähtust kutsutakse dünaamiliseks hõõrdeks. Dünaamilise hõõrde tugevus sõltub omakorda sellest, kui kiiresti mööduvad tumeaine osakesed galaktikast ehk kui kaua on galaktikal aega tumeaine osakeste trajektoori muuta. Kui osakesed mööduvad aeglaselt, suureneb ainetihedus galaktikale lähemal ja see aeglustab galaktikat rohkem.
Oletame korraks, et dünaamilist hõõret põhjustav galaktika pole pisike, vaid suure ulatusega. Sellisel juhul tekitab selle taga olev ületihedus galaktika erinevates punktides erineva tugevusega hõõret, nagu on näha joonisel 1. Hõõrde erinevus muudab galaktika kuju lopergusemaks. Sarnast kujumuutust kogeme Maa peal loodetena – tõusu ja mõõnana, mida põhjustab Kuu gravitatsioon.
Seejuures pole vahet, kui suureks tumeaine osakesed lõpuks osutuvad – nende orbiit paindub ikka galaktika taha. Meetod ei pruugiks anda täpseid tulemusi juhul, kui osakesed oleksid oma suuruselt võrreldavad galaktikate endiga. Need tumeaine mudelid on aga juba välistatud.
Loperguste galaktikate endi leidmine pole raske, sest need moodustavad kõigist ilmaruumis leiduvatest galaktikatest umbes 30 protsenti. Palju sõltub ka sellest, kui kaugele galaktika välisosadesse vaadata ja missugust ebakorrapärasuse taset saab lugeda loperguseks.
Samuti ei pruugi galaktika loperguse kuju taga olla vaid dünaamiline hõõre. Põhjuseid on teisigi. Näiteks võivad olla asümmeetrilised sellised galaktikad, mis moodustusid mitme galaktika kokkupõrkest. Sellisel juhul võiksime märgata kusagil galaktika sees teise galaktika tuuma või suuremat tähelist halo. Galaktika lopergulisust võib põhjustada ka pidev gaasi sissevool. Sellistes olukordades taastub galaktika kuju mõne miljardi aasta vältel.
Seega on tumeaine kiiruste mõõtmiseks vaja sellist lopergust galaktikat, mis on teistest galaktikatest võimalikult isoleeritud. Sellisel juhul on kindlam, et sellega pole juhtunud midagi muud peale tumeaine möödumise.
Praeguse tööga selgitati välja, kuidas täpselt rehkendada neid jõudusid, mis mõjuvad galaktikatele loodeliselt. Järgmine etapp on leida universumist piisavalt lopergused galaktikad, et uurida nende abil tumeaine kiirust galaktikate suhtes.
Kosmoloogia on oluline teoreetilise füüsika testpolügoon. Tumeaine kiiruse arvutamine võib olla oluline uute tumeaine mudelite testimiseks ja tumeaine olemuselt saladuseloori kergitamiseks.
Pikemas plaanis võiks tumeaine kiiruse mõõtmine öelda midagi ka tumeaine osakeste massi kohta. Esialgu panustab see pigem tumeaine eri interaktsioonide võimalikkuse uuringutesse. Uute meetodite puhul ei ole kunagi päris kindel, mida nendega täpselt teha õnnestub.
16. novembril 2023. a ilmus uurimistööst teadusartikkel ajakirjas Astronomy & Astrophysics.
Joonis 1. Paneelidel on kujutatud tumeda värviga Universumi hõredad ja heledaga tihedad alad. Ülemised paneelid näitavad, missugune on tihedus galaktika ümbruses juhul kui galaktika gravitatsioon painutab (vasak) või ei painuta (parem) tumeaine osakeste trajektoore. Alumine paneel näitab nende erinevust ehk missugune on galaktika panus tumeaine jaotusele. Nooled kujutavad kiirendust, mis on põhjustatud galaktika taha jääva ületiheduse tõttu, millest on mahutatud galaktika tsentrile mõjuv hõõre. Kuna nooled on eri piirkondades eri suuna ja tugevusega, on loodelised jõud suutelised muutma galaktika kuju.
