Mis oleks parem koht tumeda aine otsimiseks kui miinivormi alla? Florida ülikooli uurimisrühm on veetnud üheksa aastat jäljendamatute nähtude tuvastamisel germaanium- ja ränidetektoritega, mis on jahtunud absoluutse nullist murdosa täpsusega. Ja tulemus? Paar maybes ja sõge meelekindlus otsimist jätkata.
Tumeda aine olukorda saab hinnata Päikesesüsteemi abil, kus Päikese ümber orbiidil püsimiseks peab Merkuur liikuma kiirusega 48 kilomeetrit sekundis, samas kui kauge Neptuun võib liikuda rahulikult 5 kilomeetrit sekundis. Üllataval kombel ei kehti see põhimõte Linnuteel ega teistes galaktikates, mida oleme täheldanud. Laias laastus võite leida asju spiraalgalaktika välimistest osadest, mis liiguvad sama kiiresti kui asju, mis on galaktika keskpunkti lähedal. See on hämmastav, eriti kuna süsteemis ei tundu olevat piisavalt gravitatsiooni, et hoida kiirelt tiirlevaid asju välimistes osades - see peaks lihtsalt kosmosesse lendama.
Seega vajame rohkem gravitatsiooni, et selgitada, kuidas galaktikad pöörlevad ja koos püsivad - mis tähendab, et vajame rohkem massi, kui suudame vaadelda - ja see on põhjus, miks me tugineme tumedale ainele. Tumeda aine esile kutsumine aitab selgitada ka seda, miks galaktikaparved püsivad koos, ja selgitab suuremahulisi gravitatsioonilise läätse efekte, nagu näiteks Bullet Cluster (ülal pildil).
Arvutimudelite põhjal võib järeldada, et galaktikates võib olla tumeaine halosid, kuid neis on ka tumeaine jaotunud kogu struktuuri ulatuses - ja kokku moodustab see tume aine kuni 90% galaktika kogumassist.
Praegu arvatakse, et tumeda aine väike komponent on baryooniline, mis tähendab prootonitest ja neutronitest koosnevat kraami - nii külma gaasi kui ka tihedate, mitte kiirgavate objektide, näiteks mustade aukude, neutronitähtede, pruunide kääbuste ja orbude planeetide kujul. (traditsiooniliselt tuntud kui massiivsed astrofüüsikalised kompaktsed haloobjektid - või MACHOs).
Kuid ei tundu, et tumeda baryoonse ainet oleks peaaegu piisavalt, et arvesse võtta tumeda aine kaudset mõju. Siit järeldub, et enamik tumedaid aineid peab olema mitte-baryonic, nõrgalt interakteeruvate massiivsete osakeste (WIMP) kujul.
Järelikult on WIMPS läbipaistvad ja mittepeegeldavad kõikidel lainepikkustel ning tõenäoliselt ei kanna need laengut. Neutrinod, mida toodetakse palju tähtede sulandumisreaktsioonide tagajärjel, sobiksid arvele kenasti, välja arvatud juhul, kui neil pole piisavalt massi. Praegu WIMP-i kõige eelistatuim kandidaat on neutralino - hüpoteetiline osake, mida ennustatakse supersümmeetria teooria järgi.
Teine krüogeensete tumedate ainete otsingukatse (ehk CDMS II) kulgeb sügaval maa-aluses Sinnani rauakaevanduses Minnesotas, mis asub seal, nii et see peaks kinni pidama ainult osakesi, mis suudavad tungida sügavale maa alla. CDMS II tahkete kristallidetektorid otsivad ionisatsiooni ja fonoonisündmusi, mille abil saab eristada elektronide ja tuuma interaktsioone. Eeldatakse, et tumeda aine WIMP-osake ignoreerib elektrone, kuid potentsiaalselt interakteerub tuumaga (s.o põrkab).
Florida ülikooli meeskond on teatanud kahest võimalikust sündmusest, kes tõdevad, et nende leide ei saa statistiliselt oluliseks pidada, kuid võivad vähemalt anda edasiste uuringute jaoks teatava ulatuse ja suuna.
Osutades, kui raske on WIMP-sid otseselt tuvastada (st kui "tumedad") tegelikult on - CDMS II leiud näitavad, et detektorite tundlikkus peab pügala üles lööma.
