Rain Kipper

Miks tumeaine on ikka veel mõistatus?

Astronoomialoengu fookuses on tumeaine.
Rain Kipper annab ülevaate, kuidas käsitletakse tumeainet astronoomia distsipliinis.

Oktoobris tähistatakse rahvusvahelist tumeaine päeva, meie loeng on üks sellele pühendatud üritustest.

Loeng on tasuta.
Kõik huvilised on oodatud!

Antti Tamm, Jaak Jaaniste

“Jaan Einasto 90 – enne ja nüüd.”

23. veebruaril 90. sünnipäeva tähistava akadeemik Jaan Einasto mõju maailma teaduse arengule on võimatu ülehinnata. Kaasaegse vaatlusliku kosmoloogia kaks põhiideed – galaktikate võrgustiku-sarnane ruumjaotus ning tumeaine vajalikkus – jõudsid rahvusvahelisse teadusesse just Einasto juhitud töörühma artiklite ja esinemiste kaudu.

Milline on juubilari ja tema õpilaste roll tänapäeva kosmoloogias ning kuidas selleni jõuti, kuulete Tähetorni astronoomialoengul.

„Tumedad jõud astronoomias: tumeaine ja tume energia“.
Elmo Tempel

Räägitakse praegu valitsevast kosmoloogilisest mudelist, mis ütleb, et 96% universumist on tume (tumeaine ja tume-energia) ning vaatluslikest faktidest, mis on viinud tumeaine ja tume-energia avastamisele. Põgusa ülevaade ka sellest, kuidas tänapäeval tumeaine ja tume-energia mõju astronoomias uuritakse.

Kosmoseteleskoop Fermi on tänapäeval kõige moodsam gammakiirguse teleskoop, mille peamine ülesanne on kaardistada kogu taevas. Teleskoop on taevast kaardistanud juba üle nelja aasta ning selle aja jooksul on kogunenud kriitiline kogus andmeid uurimaks kõrgel energial gammakiirguse spektrit. Fermi andmeid kasutades avastatigi 2012. aasta kevadel Linnutee tsentrit ümbritsevast piirkonnast üks “veider” signaal: üldiselt siledas kosmilise gammakiirguse spektris on nähtav suhteliselt terav maksimum. Sellist teravat maksimumi, mille energia on umbes 130 GeV, on tavaliste astrofüüsikaliste objektidega väga raske seletada. Samas kui eeldada, et tumeaine on osakestefüüsika päritolu, siis tumeaine annihilatsioon monokromaatseks gammakiirguseks tekitabki spektris sellise terava tipu.

Uurimuse autorid, Elmo Tempel, Martti Raidal ja Andi Hektor, näitasid esimesena, et gamma-joone signaal tuleneb üsna täpselt Galaktika keskmest ning ei ole seotud ühegi varem teadaoleva astronoomilise objektiga nagu näiteks “Fermi mull“. Lisaks Galaktika keskmele leidsid autorid samasuguse signaali lähedastest galaktikaparvedest.

Kui eeldada, et tegemist on tumeaine annihilatsiooni signaaliga, siis kõige realistlikumad osakestefüüsika mudelid ennustavad kahe lähestikku asuva joone olemasolu. Kui vaadata gamma-joone morfoloogiat lähemalt, siis on tõepoolest näha, et lisaks tugevale 130 GeV joonele on olemas natuke nõrgem 110 GeV joon. Kuna täpselt samasugune joonte dublett on nähtav nii Galaktika keskmes kui galaktikaparvedes, siis kahest sõltumatust kohast leitud täpselt samasugune jaotuse maksimum näitab, et väga suure tõenäosusega signaal pärineb tumeainest.

Kosmoseteleskoop Fermi gammakiirguse spekter. Punktiirjoon tähistab teoreetilist taustkiirgust, must pidevjoon märgib vaadeldud taustkiirgust. Punane joon koos halli alaga näitab Galaktika keskmes mõõdetud gammakiirguse spektrit koos statistiliste vigadega. Vertikaalsed punktiirjooned märgivad 110 ja 130 GeV energiaga maksimumide asukohti.

Tumeaine päritolu küsimus on fundamentaalfüüsika kõige tähtsam küsimus. Fermi mõõtmine võib osutuda esimeseks kindlaks signaaliks tumeaine annihilatsioonidest, mis omakorda võimaldab määrata tumeaine päritolu. Kui avastatud gamma-joon osutub esimeseks tumeaine signaaliks osakestefüüsikas, siis ei ole tegu lihtsalt teadussaavutusega – tegu on inimkonna maailmavaadet muutva avastusega.

Piiramaks tumeaine massi galaktikas, on vaja teada galaktika nähtava aine jaotust. Selleks kasutati Sloani digitaalse taevaülevaate (vaata teadusuudist 7. veebruaril 2011) ning kosmoseteleskoop Spitzeri andmeid. Vaatlused erinevatel lainepikkustel puhastati esi- ja tagaplaanil olevatest objektidest ning vaatlused korrigeeriti Andromeeda sisesest neeldumisest. Seejärel modelleeriti igas pikslis olev spektraalne energia jaotus, kasutades sünteetilisi tähtede populatsioonide mudeleid. Modelleerimisel kasutati lineaarkombinatsiooni erineva vanusega tähtede spektritest. Tulemuste võrdlus vaatlustega kahes vabalt valitud pikslis on toodud alloleval joonisel ning väljundina saadi kahemõõtmeline täheaine massi jaotus Andromeedas. Rakendades sellele tuumast, mõhnast, ketast, noorte tähtede rõngast ja tähelisest halost koosnevat mudelit, tuletati nähtava aine kolmemõõtmeline jaotus Andromeeda galaktikas.

Vaadeldud (andmepunktid) ja modelleeritud (pidevjooned) spektraalne energia jaotus galaktika mõhnas (ülemine joonis) ja noores kettas (alumine joonis). Erinevate spektrite kombinatsioon annab suurepärase kooskõla vaatlusandmetega.

Galaktika massijaotus võimaldab arvutada gravitatsioonilist potentsiaali, mis omakorda määrab galaktika pöörlemiskõvera. Kui täheliste komponentide juurde lisada gaas ja tumeaine, saab modelleeritud dünaamikat vaatlustega võrrelda ning tumeaine omadusi määrata. Antud juhul vaatlustena kasutati neutraalse vesiniku ning satelliitgalaktikate, täheliste voolude ja kerasparvede dünaamikast saadud ringkiirusi. Gaasi massijaotust lähendati noorte tähtede rõngaga, tõstes vastavalt viimase massi. Tumaine halo puhul kasutati aga nelja enimkasutatavat jaotust. Kuna sünteetilised tähtede populatsioonide mudelid andsid erinevad hinnanud tähelise aine massile, võeti kasutusele minimaalse ja maksimaalse massiga mudelid. Teise puhul tähendas see, et täheliste komponentide mass-heledus suhted olid korrutatud sama konstandiga nii, et vastavad massijaotused koos minimaalse tumeainega oleksid veel kooskõlas vaatlusliku pöörlemiskõveraga. Tulemusd kõige lihtsama kahekomponendilise (mõhn ja ketas) mudeli jaoks on esitatud kõrval oleval joonisel.

M31 pöörlemiskõver sisemise (ülemine graafik) ja välimise (alumine graafik) piirkonna jaoks. Sisemised punktid näitavad Andromeeda gaasi pöörlemiskõverat, välimised pöörlemiskõvera punktid on tuletatud erinevatest massi hinnangutest. Pidevate joontega on toodud galaktika kahekomponendiline (mõhn ja ketas) mudel koos tumeainega.

Tehtud analüüsi tulemusena ei ole võimalik esile tuua ühtegi tumeaine jaotust, samuti tuletatud karakteristlikud raadiused (raadius, mille sees sisaldub pool galaktika massi) ning tumeaine halo tihedused on kõdunud: ühe kasv võib olla kompenseeritud teise vähendamisega. Samas galaktika viriaalmass (säärase sfääri see olev mass, mille keskmine tihedus on 200 korda suurem Universumi kriitilisest tihedusest) on aga hästi piiritletud, vaatamata tumeaine mudeli valikule (vaata joonist). Galaktika viriaalmass on peamiselt määratud välise dünaamika poolt ning sisuliselt ei sõltu tähelise aine massijaotusest. Tumeaine tihedus galaktika tsentris on sarnane suurtel punanihetel olevate galaktikate omadega, viidates sellele, et tumeaine halode kokku tõmbumise protsessid on sarnased sõltumata massidest ning Universumi vanusest.

Andromeeda tumeaine parameetrite tõenäosused (märgitud kontuuriga) erinevate tumeaine jaotuste korral. Galaktika viriaalmass on värviga kodeeritud. Jooniselt on näha, et viriaalmass on suhteliselt sõltumatu kasutatud tumeaine profiilist ja parameetritest.

Käesolev uurimus võttis kokku autorite poolt varem saadud tulemused ning lisades dünaamika vaatlusandmed võimaldas koostada Andromeeda senini täpseim massijaotuse mudel. Töö järgmises etapis on plaanis kasutada Jeansi võrrandeid ning saadud massijaotuse mudelit, et arvutada galaktika täheline kinemaatika. Tähelise kinemaatika kasutamine võimaldab piiritleda kiiruste ellipsoidi jaotust galaktikates, mis on ka kosmosemissiooni GAIA üks eesmärkidest.

Tavaline aine moodustab ainult 4% Universumist, ülejäänud 96% on tumeenergia ja tumeaine. Viimane ei kiirga, ent osaleb gravitatsioonilises vastasmõjus, mis võimaldab seda detekteerida.

Teadlased analüüsisid 10 miljonit galaktikat neljas taeva piirkonnas, milleks vajalikud andmed saadi 5 aasta jooksul kasutades 340-megapiksliga kaamerat Hawail. Nad vaatasid, kuidas valgus, mida galaktikad emiteerivad, kaldub kõrvale suurte tumeaine koguste ümbruses oma algsest trajektoorist. See toimub tänu gravitatsioonilisele tõmbele, mida tumeaine avaldab valgusele. Efekti, kui massiivne keha fokuseerib valgust, nimetatakse gravitatsiooniläätseks.

Tumaeine võre sõlmedes auvad massivsed galaktikaparved. Pilt: Van Waerbeke, Heymans, CFHTLens koostöö.

Tulemusena valmis tumeaine suuremastaabiline võrk, kus võrgu sõlmed ehk tumeaine klombid asuvad enamasti suurte galaktikapervede ümbruses. Kuigi tumeaine jaotuse simulatsioone on tehtud juba ammu, on see esimene vaatlustest saadud Universumi kõikidesse suundadesse ulatuv kaart.

„See on ilmeline, et me oleme võimelised „nägema“ tumeainet, kasutades selleks aegruumi kõverdumist“, ütles Ludovic Van Waerbeke, Briti Columbia ülikooli professor, üks missioonis osalevatest teadlastest. „See annab meile privilegeeritud läbipääsu sellele Universumi massile, mida pole võimalik uurida teiste meetoditega. Teadmine, kuidas tumeaine on jaotunud, on esimene samm arusaamisele, mis on selle olemus ning kuivõrd on see kooskõlaline meie praeguse füüsikaga.“

Segue 1. Pildil on näha mõned avastatud galaktika moodustavad tähed (rohelise ringiga märgitud). Pilt: Marla Geha

Vaatluste ajal jäädvustati nende tähtede kiirus. Kuna kiiruste erinevused olid väga suured ning galaktika paistab koos püsivat, siis peab seal olema väga palju ainet, mis oma gravitatsioonijõuga ei lase tähtedel väljuda. Leiti, et galaktika kogu mass peaks olema 600 000 Päikese massi, kuid tähti on seal ainult umbes 1000. Arvatakse, et ülejäänud massist peab olema tumeda aine kujul.

Avastus on kahel põhjusel väga oluline. Tumeda aine uurijatele annab hea õnne korral see võimaluse uurida tumeda aine osakeste annihhilatsiooni. Kui kaks tumeda aine osakest kokku põrkavad võivad nad teoreetiliselt olla gammakiirguses nähtavad. Sellist gammahelendust praegu otsitaksegi, kuid kaasaegsete teleskoopidega on see ikkagi väga raske.

Oluline on avastus veel seetõttu, et avastatud galaktika sisaldab väga vanu tähti. Sisuliselt on tegemist väga metallivaesete tähtedega, mille tekkimise ajal ei olnud palju raskeid keemili elemente jõudnud tekkida. Niisuguste tähtede uurimine aitab kaasa tähtede evolutsiooni ja Universumi noorusaja mõistmisele.

Universumi korrapärane struktuur avastati 70ndate lõpus Eestis Jaan Einasto juhtimisel, kes on tänaseni Tartu Observatooriumis aktiivne ideede generaator. Kui vaataksime meie Universumit ülalt alla nagu gloobust, siis näeksime, et peaaegu kõik helendavad objektid – tähed, galaktikad ja nende parved – on koondunud kolmemõõtmelisse mesitarusse. Just selle mesitaru uurimisega Tartu teadlased tegelevadki.

Praegu uuriti sellest kärjestikust ainult “väikest” osa, kõigest umbes 1 miljardikku Universumist. Sellele vaatamata on uuritava ala mõõtmed tohutud, uuritava ala raadius oli 500 miljonit megaparsekit ja seda saab võrrelda Maa ja talle läheduselt teise tähe Alfa Centauri 400 miljoni kordse vahemaaga ja näiteks reisilennukiga tippkiirusel lennates kuluks Alfa Centaurini jõudmiseks 8 miljonit aastat.

Lisaks tohututele mõõtmetele on Universumi uurimisel teisigi raskusi. Planeedid, tähed, galaktikad – ühesõnaga kõik see, mida palja silmaga ja teleskoobiga öötaevas näeb, moodustab Universumi massist napilt 4%. Ülejäänu on niinimetatud tume aine ja tume energia, muuseas ka nende olemasolu avastamisel oli Jaan Einasto esimeste seas. Nende olemasolu selgus, uurides nähtavate objektide liikumist, kus esinenud korrapäratused ütlesid, et meie Universumis on kas midagi meile nähtamatut või ei tea me füüsikast tuhkagi. Korduvad mõõtmised on näidanud, et füüsikast inimkond siiski üht-teist teab ning tumeda aine lugu oligi alanud. Tumeda aine ja tumeda energia omaduste mõistmine ja mõõtmine on üks moodsa kosmoloogia ehk teaduse, mis uurib Universumi teket ja arengut, üks võtmeküsimusi.

Tartu kosmoloogid koostöös Turu Tuorla observatooriumi kolleegidega uurisid seoseid nähtava ehk heleda ja nähtamatu ehk tumeda aine koondumise vahel. Tööks kasutati parimaid algmaterjale, mis hetkel saadaval on. Nähtava aine jaotumisel võeti aluseks Tartu kosmoloogi Erik Tago juhtimisel valminud, USAs asuva Sloani teleskoobi vaatlusandmetel põhinev galaktikate gruppide kataloog. Tumeda aine jaotus saadi aga maailma ajaloo suurima astrofüüsika arvutisimulatsiooni, Millenniumi simulatsiooni tulemustest.

Töö käigus moodustati tumeda aine jaoks sarnane kataloog nagu oli varem olemas juba nähtava aine jaoks ning võrreldi, kas aine on neis koondunud sarnaselt. Selline võrdlus annab hea ülevaate, kas me oleme õigesti aru saanud seaduspäradest, mis kontrollivad tumeda ja nähtava aine koondumist ning erinevate mustriliste või siis teisiti öeldes korrapäraste struktuuride teket kõigis mastaapides. Kuna töö ei ole veel lõplik ning analüüs alles käib, ei saa kõiki järeldusi veel avaldada.

Küll aga võib kindlalt väita, et selline meetod on üks parematest kontrollimaks, kas meie arusaamine meie Universumist on õige, sest just Millenniumi simulatsioon võtab kokku meie senise arusaamise tumeda aine jaotuse arengust. Tulemuste kooskõla vaatlusega näitab meile kätte seniste teooriate kitsaskohad ning aitab vajadusel luua olulisi parandusi senistes teooriates. Samas võib töö anda kasu ka tuleviku vaatlustele, kuna juhul kui kooskõla on piisavalt suur, võime teha reaalseid ennustusi, millistest piirkondadest me uusi mustreid Universumis otsida võiksime.

Kokkuvõtvalt võiks öelda, et meie töö on nagu läbi lukuagu kottpimedas toa tagumises servas oleva rahvatantsuseeliku mustri vaatamine ja uurimine, kuidas erinevate kangarullidega sarnast seelikut kududa saab. Tänu teleskoopide arengule aga läheb meie lukuauk üha suuremaks ja tänu arvutisimulatsioonidele saame kasutada üha paremaid kangastelgi kudumiseks ning seetõttu suudame üha täpsemalt kõiki mustreid seelikul märgata ning tema kudumisprotsessi kangastelgel jäljendada.

Galaktikaparv Abell 1689 asub meist umbes 2.2 miljardi valgusaasta kaugusel ning parv koosneb ligikaudu tuhandest galaktikast. Tumeainet, mida Universumis on tunduvalt rohkem kui nähtavat ainet, ei ole võimalik otseselt vaadelda. Pildil toodud tumeaine kaardi saamiseks on uuritud gravitatsiooniläätse efekti, mis peamiselt seisneb galaktikaparve taha jäävate galaktikate moonutustes. Uurides täpsemalt 43 tagaplaanil olevat galaktikat, on astronoomid välja arvutanud esiplaanil oleva galaktikaparve massijaotuse.

Saadud tumeaine kaart annab meile uut informatsiooni nii tumeaine enda kui ka Universumit valitseva tumeenergia kohta.

Detailne tumeaine kaart galaktikaparvest Abell 1689. Tumeaine jaotus galaktikaparves on kujutatud sinaka värvusega. Foto: NASA/ESA.

Kui need rasked osakesed Päikese tuumas kord kinni on, peaksid nad teooria kohaselt põrkuma prootonitega, mistõttu nende energia veidi suureneb ning mille tagajärjena liigub kuumus tähe tuumast eemale. Temperatuuri jaotumine Päikeses oleks tumeaine kohalolu või mitte kohalolu korral teistsugune, kirjutab physicsworld.com.

Teadlaste plaan tegemaks kindlaks temperatuurijaotust meie tähes seisneb Päikese tuumas termotuumasünteesi protsessides tekkivate neutriinode arvu kindlakstegemises. Oluline on aga, et erinevad reaktsioonid toimuvad Päikese tuumast erinevatel kaugustel. Et nende reaktsioonide toimumised sõltuvad tugevasti temperatuurist, põhjustaks tumeaine kohalolu märgatava muutuse erinevates reaktsioonides tekkivate neutriinode arvus. Seetõttu põhineks tumeaine olemasolu kinnitavad katsed neutriinokõikumiste mõõtmistele, kus erinevates sünteesireaktsioonides saadud neutriinod oleksid eristatavad energiaspektrite järgi.

Teadlased arvutasid WIMPide suhtes tehtud teatud eeldustel (nende mass, vastastikmõjju astumine barüonidega ning tõenäosus paariosannihilatsiooniks) välja, et tumeaine kohalolu suurendaks tekkivate neutriinode arvu kõikumisi boor-8 reaktsioonides kuni 30% võrra ning tavaliste prooton-prooton reaktsioonide korral kuni 2% võrra. Need tulemused toetavad selle aasta alguses läbi viidud sarnase uurimustöö tulemusi, kus kasutati veidi erinevaid teoreetilisi eelduseid ning arvutiprogramme.

Uurimuse läbi viinud teadlased Lopes ja Silk arvavad, et kui neil veab ning kui WIMPidel on nende eeldustele vastavad omadused, siis tumeaine mõju neutriinode arvu suhtelisele kõikumisele oleks piisavalt suur et lubada tumeaine otsest detekteerimist praegu olemasolevate Päikese neutriinode detektorite uuendatud aparatuuri abil.

Allikas: Searching the Sun for dark matter

Teadusartikkel “Neutrino Spectroscopy Can Probe the Dark Matter Content in the Sun“

Teadusuudis Eesti Füüsika Portaalis: Kas Päikeses on peidus tumeaine?

Galaktikaid ümbritsev tumeaine halo moodustab umbes 70 protsenti kogu galaktika massist ning on palju ulatuslikum, kui tähed ja gaas, mis moodustab nähtava osa galaktikast. Nagu nimigi ütleb, on tumeaine halo nähtamatu ning teda ei ole võimalik teleskoopidega otseselt vaadelda. Sellest hoolimata on võimalik tumeainet uurida, kuna ta avaldab gravitatsiooniliselt mõju nähtavale ainele. Kääbusgalaktikad, mis meie Linnutee ümber tiirlevad on lisaks meie galaktika nähtavale ainele mõjutatud veel ka tumeaine halo poolt. Uurides kääbusgalaktikate jälgi Linnutees ning kasutades Newtoni seaduseid, on võimalik uurida tumeaine jaotust meie galaktikas.

Tüüpiliselt kulub kääbusgalaktikal umbes miljard aastat, et teha üks tiir ümber kaaslasgalaktika. Kuna loodeliste jõudude tõttu jätavad kääbusgalaktikad osa oma tähtedest ja gaasist maha, siis on võimalik kääbusgalaktikate trajektoore taastada. Selliseid vaadeldud kääbusgalaktikate jälgi nimetatakse ka tähevooludeks.

Joonis illustreerib Linnutee tumeaine halo kuju ja orientatsiooni. Päikese asukoht joonisel on märgitud kollase täpikesega. David Law, UCLA

Kasutades vaadeldud tähevoolusid, on Sagittariuse trajektoori ja tumeaine kuju varemgi määratud, kuid siiani andsid vaadeldud tähevoolu osad erinevaid tulemusi. Kuid nüüdseks on leitud mudel, millega on võimalik seletada kogu Sagittariuse tähevoolu. Vastavalt mudelile on Linnuteed ümbritsev tumeaine halo kolmeteljeline. Kolmeteljelised tumeaine halod on täiesti tavalised ning numbrilised simulatsioonid annavad samu tulemusi. Kuid Sagittariuse tähevoolust saadud tumeaine halo lapikus ja orientatsioon olid ootamatud — tumeaine halo oli palju lapikum ning orientatsioon teine kui oodati.

Sagittariuse tähevool on ainult üks paljudest meie galaktikas teadaolevatest tähevooludest. Kui teised tähevoolud peaksid kinnitama Sagittariuse põhjal saadud tulemusi, siis see tekitab uue küsimuse: kuidas meie galaktika sellises tumeaine halos tekkis?

Allikas: Astronomers map the shape of galactic dark matter

Kääbusgalaktikad Perseuse parves

Uuritud kääbusgalaktikad on väga vanad objektid ning nad on Perseuse galaktikaparves olnud juba väga kaua aega. Kui kääbusgalaktikates ei oleks tumeainet, siis selle aja jooksul oleksid teised galaktikad nad juba oma gravitatsiooniliste jõududega “lõhki kiskunud”. Kuna Hubble piltidel on nad endiselt kompaktsed objektid, siis see annab tugeva tõendi selles suunas, et kääbusgalaktikad peavad olema ümbritsetud massiivsete tumeaine halodega, mis “pehmendab” teiste galaktikate gravitatsioonisi jõude.

Tumeaine, mis on teatavasti nähtamatu mateeria vorm, moodustab suurema osa Universumi massist. Tumeaine olemasolu on avastatud tänu sellele, et ta mõjutab gravitatsioonilise külgetõmbe jõu kaudu nähtavat ainet (gaas, tähed, tolm). Kuna tumeainet ei saa otseselt näha, siis tema olemasolu saab tõendada ainult kaudsete vahenditega. Kõige levinum meetod on uurida tähtede ja täheparvede juhuslikku liikumist galaktikates või siis galaktikate enda pöörlemist. Galaktikate pöörlemisest ja tähtede juhuslikust liikumisest saab hinnata kui palju tumedat ainet uuritavas galaktiaks on.

Kuna Perseuse parv on meist väga kaugel, siis ei ole seal võimalik tähtede liikumist mõõta ning tumeaine uurimiseks tuleb kasutada teisi vahendeid. Teadlased on selleks välja töötanud uue meetodi, millega on võimalik hinnata minimaalset tumeaine kogust, mida galaktika peab sisaldama, et ta suudaks vastu panna teiste galaktikate gravitatsioonilistele jõududele.

Kääbusgalaktikate uurimine Perseuse parves on näidanud, et sealsed kääbusgalaktikad sisaldavad suhteliselt rohkem tumeainet kui suured spiraalgalaktikad.

Allikas: Hubble Provides New Evidence for Dark Matter Around Small Galaxies

Viimase nädala jooksul avaldas hulk aime-ajakirju ja veebiportaale meediamaailmas pressiteateid, et suure projekti COSMOS abil on suudetud kaardistada tume aine suures osas Universumist. Paradoksaalne, teadus ei tea midagi kindlat öelda, mis asi on tume aine, kuid on suutnud teha kindlaks, kuidas tume aine on maailmakõiksuses jaotunud. Võimalikuks on see saanud tänu sellele, et tume aine siiski avaldab ennast, nimelt gravitatsioonilises vastasmõjus nähtava ainega. Tume aine avaldub ka selles, et kallutab valguskiiri kõrvale sirgelt teelt. Seda nähtust nimetatakse gravitatsioonilise läätse efektiks ja see avaldub kõikjal kus on ainet (ka tumedat) ja kus liigub valguskiiri. Maailm on täis potentsiaalseid gravitatsiooniläätsi – galaktikaid, tähti, musti auke, ja kes teab veel mida, ka tumedat ainet, mis kõik kallutavad valguskiiri. Mida massiivsem on “lääts” ja mida lähemalt kiir “läätsest” möödub, seda rohkem kiir kõrvale kaldub.

Sellist nähtust ennustas ette ei keegi muu kui Albert Einstein möödunud sajandi algupoolel. Sel ajal ta ei uskunud, et seda väikest efekti kunagi mõõta saab. Kuigi Einstein on pea igas oma kirjatükis rõhutanud mitmel erineval viisil seda, kui palju tähtsam on teaduses kujutlusvõime teadmisest, ei suutnud ta gravitatsiooniläätsede tulevikku ette näha.

Väga ulatuslik tänapäevane vaatlusprojekt COSMOS on suutnud seda teha ja rakendanud gravitatsiooniläätsed tumeda aine peadmurdva probleemi lahendamiseks. USA Kosmoselendude Agentuuri NASA Hubble’i kosmoseteleskoobi, Euroopa Kosmoselendude Agentuuri ESA röntgenteleskoobi XMM-Newton ja maapealsete suurteleskoopide Subaru (Havai) ning VLT (Euroopa LõunaObservatoorium ESO, Tshiili) ühisvaatluse tulemusena on saadud tumeda aine 3D jaotus (2 kraadi laiuses taevaalas). Hubble mõõtis gravitatsiooniläätse efekti, Subaru ja VLT punanihke ehk kauguse ning röntgenteleskoop kuuma röntgengaasi jaotuse galakikaparvedes, mis on tavalise aine suurim osa Universumi suures mastaabis. Juba varem oli teada tavalise aine ruumjaotus galaktikate osas. Võrdlus tumeda ja tavalise aine jaotuse vahel näitab, et enamjaolt nad ühtivad, kuid on siiski ka üllatusi. Senise ettekujutuse kohaselt kuhjus tume aine varem klompideks või pilvedeks, mille sisse kuhjus kokku juba hiljem tavaline aine.

COSMOSe saadud tulemus näitab, et on kohti kus tume aine on olemas, aga tava-ainet pole. Seda on võimalik seletada, kas või näiteks esimeste supernoovade abil, mis suurema osa tava-ainest (gaasist) plahvatuse lööklainega minema surusid. Kuid on ka tavalise aine kuhjumeid, millega samas ruumiosas koos tumedat ainet pole. Seda on aga juba raske seletada nn külma tumeda aine teooria piires.

Tumeda aine jaotus osutus nagu oodatud klombiliseks. Kuid see jaotus on leitud ka erinevatel kaugustel ja kosmoloogias tähendab see ka erinevat Universumi vanust. Selgub, et varasemas Universumis oli tume aine vähem klombiliselt jaotunud. Ehk teisiti öeldes – oli ühtlasemalt jaotunud. Mis sobib valitseva külma tumeda aine teooriaga, kuid ei anna meile ikka veel vastust, mis see tume aine siis on.