Second part of prior commit

1 files changed, 84 insertions, 0 deletions

diff --git a/tde-i18n-et/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook b/tde-i18n-et/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook
new file mode 100644
index 00000000000..53c5dc31de7
--- /dev/null
+++ b/tde-i18n-et/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook
@@ -0,0 +1,84 @@
+<sect1 id="ai-darkmatter">
+
+<sect1info>
+<author
+><firstname
+>Jasem</firstname
+> <surname
+>Mutlaq</surname
+> <affiliation
+><address>
+</address
+></affiliation>
+</author>
+</sect1info>
+
+<title
+>Varjatud aine</title>
+<indexterm
+><primary
+>Varjatud aine</primary>
+</indexterm>
+
+<para
+>Teadlased on tänapäeval päris kindlad, et 90% universumi massist moodustab aine, mida me ei suuda näha. </para>
+
+<para
+>Vaatamata meile lähema universumiosa põhjalikule kaardistamisele, milleks on kasutatud kõiki vahendeid alates raadio- ja lõpetades gammakiirgusega, on õnnestunud tuvastada vaid kümnendik massist, mis selles ruumiosas peaks olema. Ehk, nagu ütles Washingtoni ülikooli astronoom Bruce H. Margon 2001. aastal ajalehele The New York Times: <citation
+>On üsna piinlik tunnistada, et me ei suuda üles leida 90 protsenti universumist.</citation
+> </para>
+
+<para
+>Seda <quote
+>puuduvat massi</quote
+> nimetataksegi <firstterm
+>varjatud aine</firstterm
+>ks, millised sõnad võtavad päris hästi kokku ka meie praegused teadmised. Me teame, et see on <quote
+>aine</quote
+>, sest me näeme selle gravitatsioonilise mõju toimet. Kuid see ei kiirga mingit tuvastatavat elektromagnetkiirgust, mistõttu ta on meie eest <quote
+>varjatud</quote
+>. Puuduva massi seletamiseks on loodud terve hulk teooriaid, mis ulatuvad eksootilistest aatomisisestest osakesest isoleeritud mustade aukude kogumi ning natuke vähem eksootiliste pruunide ja valgete kääbustähtedeni. Tegelikult on mõiste <quote
+>puuduv mass</quote
+> mõnevõrra eksitav, sest ei puudu ju mass, vaid kõigest sellelt lähtuv valgus. Aga mis siis see varjatud aine tegelikult on ja kuidas me üldse teame, et see olemas on, kui me seda näha ei saa? </para>
+
+<para
+>Lugu sai alguse 1933. aastal, kui astronoom Fritz Zwicky uuris kaugete ja massiivsete galaktikaparvede, täpsemalt Berenike Juuste ja Neitsi parve liikumist. Zwicky hindas iga parve kuuluva galaktika massi tolle heleduse alusel ning liitis need kokku, et saada parve kogumass. Seejärel arvutas ta seda teistmoodi, tuginedes seekord üksikgalaktikate liikumiskiirusele parves. Tema üllatuseks oli see <firstterm
+>dünaamiline mass</firstterm
+> <emphasis
+>400 korda</emphasis
+> suurem kui galaktikate valgusele tuginev mass. </para>
+
+<para
+>Kuigi vastuolu oli juba Zwicky ajal selge, hakkasid teadlased seda põhjalikumalt uurima alles 1970. aastatel. Just siis hakati tõsiselt kaaluma mõtet varjatud aine olemasolu kohta. Selline aine võimaldanuks mitte ainult seletada massidefitsiiiti galaktikaparvedes, vaid tähendanuks ka palju suurema kaaluga tagajärgi universumi arengu ja tuleviku selgitamisel. </para>
+
+<para
+>Veel üks nähtus, mille seletamisel varjatud aine marjaks ära kulub, on <firstterm
+>spiraalsete galaktikate</firstterm
+> pöörlemine. Spiraalsed galaktikad koondavad endasse hulganisti tähti, mis tiirlevad ümber galaktika keskme enam-vähem ringikujulistel orbiitidel, umbes nagu planeedid ümber tähe. Sarnaselt planeetide orbiitidele võiks suure galaktilise orbiidiga tähelt oodata aeglast orbitaalkiirust (nagu väidab Kepleri kolmas seadus). Tegelikult kehtib Kepleri kolmas seadus küll vaid tähtedele spiraalse galaktika perimeetri lähedal, sest see eeldab, et orbiidiga piiratud mass on konstantne. </para>
+
+<para
+>Kuid astronoomid on hulgaliselt vaadelnud paljude spiraalsete galaktikate äärealade tähtede orbitaalkiirusi ning ühelgi korral ei ole täheldatud, et Kepleri kolmas seadus seal kuidagimoodi kehtiks. Selle asemel, et suurema raadiuse korral kahaneda, on orbitaalkiirused hoopis üsna konstantsed. Sellest järeldub, et orbiidi raadiuse kasvades suureneb ka mass, seda isegi tähtede puhul, mis näivalt asuvad päris galaktika serval. Kuigi nad paiknevad galaktika nähtava osa äärel, on galaktikal endal massiprofiil, mis tundub jätkuvat veel pärast sedagi, kui lõpeb tähtedega asustatud piirkond. </para>
+
+<para
+>Asjale võib läheneda ka teisest küljest. Kujutage ette tähti spiraalse galaktika serval, mille puhul on jälgitav tavapärane orbitaalkiirus 200 kilomeetrit sekundis. Kui galaktika koosneks ainult ainest, mida me näeme, lendaks nad sõna otseses mõttes peagi galaktikast välja, sest nende orbitaalkiirus on neli korda suurem kui galaktika paokiirus. Et aga galaktikad ei paista just väga innukalt laiali paiskuvat, peab neis peituma mass, mida me ei saa arvestada, kui liidame kokku kõigi nähtavate osade massi. </para>
+
+<para
+>Teoreetikud on puuduvat massi loova aine olemuse kohta pakkunud välja rea arvamusi: <acronym
+>WIMP</acronym
+>-id (nõrga vastastikmõjuga massiivsed osakesed), <acronym
+>MACHO</acronym
+>-d (massiivsed kompaktsed haloobjektid), universumi algaegadest pärit mustad augud, massiivsed neutriinod ja nii edasi. Kõigil neil teooriatel on omad head ja vead. Astronoomid pole üldiselt omaks võtnud ühtegi teooriat, sest seni on puudunud vahendid nende korralikuks kontrollimiseks. </para>
+
+<tip>
+<para
+>Igal juhul on võimalik vaadata galaktikaparvi, mille uurimine viis professor Zwicky mõttele varjatud ainest. Kasuta &kstars;i objekti leidmise akent (<keycombo action="simul"
+>&Ctrl;<keycap
+>F</keycap
+></keycombo
+>), et tsentreerida vaade objektile <quote
+>M87</quote
+>, mis aitab leida Neitsi parve, ning objektile <quote
+>NGC 4884</quote
+>, mis võimaldab vaadelda Berenike Juukseid. Galaktikate nägemiseks tuleb vaadet suurendada. Pane tähele, et taevas tundub Neitsi galaktikaparv olevat palju suurem. Tegelikult on Berenike Juuksed suurem, aga paistab väiksemana, sest see galaktikaparv asub meist palju kaugemal. </para>
+</tip>
+</sect1>