Karanlık madde

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
Bu NASA şemasının gösterdiği gibi, evrenin %25'i ya da daha fazlası, laboratuvar ortamında henüz gözlenememiş olsa da, karanlık maddeden oluşmuştur.
Evrendeki madde ve enerjinin tahmini dağılımı. Üstteki grafik günümüzü alttaki grafik ise Büyük Patlamadan 380.000 yıl sonrasını göstermektedir.██ Karanlık enerji██ Atomlar██ Karanlık madde██ Fotonlar██ Nötrinolar

Karanlık madde; astrofizikte, elektromanyetik dalgalarla (radyo dalgaları, gözle görülebilen ışık, x-ışınları, vb.) etkileşime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütle çekimsel etkisi ile belirlenebilen maddelere denir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gökadaların döngüsel hızlarından, gökadaların diğer gökadalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütle çekimsel mercekleme özelliğinden ve gökadaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. İncelemeler, gökadalarda, gökada gruplarında ve evrende, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir. Karanlık maddelerin bileşenleri tamamen bilinmemekle birlikte, WIMP'ler, aksiyonlar, sıradan ve ağır nötrinolar, gezegenler ve sönmüş yıldızlara birlikte verilen isim MACHO'lar ile ışıma yapmayan gaz bulutlarından oluşur.

Evrendeki kütleçekimsel enerjinin incelenmesi sonucu, varsayılan toplam enerji yoğunluğunun sadece %4'ünün doğrudan gözlemlenebilir maddelerden oluştuğu gözlemlenmiştir. Yine bu toplamın %22'sinin karanlık maddeden oluştuğu hesaplanmaktadır. Kalan %74'ünün ise everene dengeli bir şekilde yayılmış olan karanlık enerjiden oluştuğu kabul edilir.

Gözlemsel kanıt[değiştir | kaynağı değiştir]

Karanlık madde kavramı, ilk olarak 1933 yılında, Kaliforniya Teknik Enstitüsünden İsviçreli astrofizikçi Fritz Zwicky tarafından öne sürülmüştür. Fritz Zwicky'nin gözlemi ve iddiası kırk yıl boyunca hiçbir ortamda ciddiye alınmamıştır. Karanlık maddenin varolduğuna dair en güçlü kanıt olan Sarmal Gökadaeğilimleri, 1970 yılında Washington Carnegie Enstitüsü'nde Vera Rubin ve arkadaşları tarafından ileri sürülmüştür. Vera Rubin de Fritz Zwicky ile benzer bir kaderi paylaşarak, uzun yıllar ciddiye alınmamış, hiçbir ciddi yayın organı çalışmalarına yer vermemiştir. Master ve doktora tezleri de daha önce reddedilmiş olan Vera Rubin için bu durum pek şaşırtıcı olmamıştır. Onlarca yıl sonra, bugün hemen hemen tüm astrofizikçiler karanlık maddenin varlığını kabul ederler. Ağustos 2006'da yayınlanan, 150 milyon yıl önce gerçekleşmiş olan iki gökada kümesinin çarpışmasına dair gözlem, karanlık maddelerin varlığına dair daha somut bir kanıt oluşturmuştur. Çarpışma sırasında sıcak gazlar arasında bir etkileşim olmuş ve daha sonra merkeze yaklaşmışlardır. Gökadalar ve karanlık madde etkileşime girmemiş ve merkezden uzak kalmışlardır.

İki şekilde karanlık maddenin ortaya çıktığı sanılmaktadır: Baryonik karanlık madde ve Baryonik olmayan karanlık madde. Evrenin kütlesinin yüzde 90'ını oluşturduğu varsayılmakla birlikte, karanlık maddenin henüz astronomlar için sırrı çözülmüş değildir. 1970'ler evrendeki maddenin yüzde doksanının görünmez olduğunun keşfedilmesiyle karanlık madde iddialarının güçlendiği yıllar olmuştur. Karanlık maddenin varolduğu varsayılmakta, ancak ne olduğu konusunda çok az açık bilgi vardır.

Gökada dönüş eğrisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Tipik bir sarmal gökadanın dönme eğrisi: beklenen(A) ve gözlenen(B). Karanlık madde, hız eğrisinin geniş bir radyus ile düz bir görünüm kazanmasına açıklık getirir.

Karanlık maddenin varlığına ilişkin en önemli kanıt, 1970'li yıllarda Washington Carnegie Enstitüsü'nden Vera Rubin ve arkadaşları tarafından ortaya konulmuştur. Bu grup gökada dönme eğrileri adı verdikleri, gökadadaki yıldız ve gazların gökada merkezi etrafındaki yörünge hızları ile bunların merkeze olan uzaklıklarını bir grafik üzerinde gösterdi. Eğer bir sarmal gökadada, Samanyolu gökadasında olduğu gibi, kütle; galaktik maddenin görünen durumuna göre dağılmışsa, Güneş sistemindekine benzer, hızlı bir hız azalmasının görülmesi gerekir. Çünkü kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki şişkin bölgede toplandığından, haloda çekim çok zayıf olacaktır. Bunun sonucu olarak merkezden uzaklaştıkça, yıldız hızları azalacak ve gökada dönme eğrisi hızlı bir düşme gösterecektir.

Fakat Samanyolu, Andromeda ve diğer sarmal gökadalarda durumun böyle olmadığı görülmektedir. Bu gökadaların gökada dönme eğrilerinde, hız düşmesi yerine, düz bir gidiş kendini göstermektedir. Başka bir ifade ile, yıldızların hızları halo boyunca sabit kalmaktadır. Böyle bir durumun anlamı şudur: Bu gökadaların her birinde kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki şişkin bölgede toplanmış olmayıp, gökada içinde baştan sona düzgün bir şekilde yayılmıştır. Bu ise ancak gökada halesinde önemli miktarda karanlık maddenin var olması ile mümkündür.

Gökadaların hız dağılımı[değiştir | kaynağı değiştir]

En büyük ölçeklerde artık kütle çekimine bağımlı cisimler yoktur. Ama galaksilerin dağılımı da tam anlamıyla düzgün değildir. Evrenin ilk dönemlerinden beri küçük de olsa birtakım yoğunluk dalgalanmaları varlıklarını sürdürmüştür. Kritik yoğunluğa neden olan karanlık madde, galaksi kümeleri ve süperkümelerinin üzerindeki ölçeklerde pekâlâ düzgün dağılmış olabilir. Bununla birlikte, en azından karanlık maddenin bazı türlerinin, daha büyük ölçeklerdeki yoğunluk dalgalanmalarında bir rolü olmalıdır. Yalnızca galaksileri sayarak ışıma gücü yoğunluğunu ölçmek karanlık maddenin katkısını gözardı etmek demektir. Oysa 10 ya da 100 megaparsekten daha büyük ölçeklerde evrendeki karanlık maddeyi ölçmenin yöntemleri vardır.

Minik dalgalanmalar nedeniyle yoğunluğun fazlalık gösterdiği yerlerde çevredeki madde üzerinde hafıf bir çekme etkisi, yoğunluğun az olduğu bölgelerde ise çevredeki madde üzerinde hafıf bir itme etkisi olur. Bu etki, kendisini çevremizdeki galaksiler üzerinde düzgün Hubble genişlemesinden küçük sapmalar şeklinde gösterir. Eğer galaksilerin normal Hubble akışından farklı olan bu "özel" hızları ölçülebilirse, karanlık maddenin dalgalanan bileşeninin izi bulunmuş demektir. Bu anlamda TullyFisher bağıntısının özel bir önemi vardır. L α vrot4olarak ifade edilen, galaksinin ışıma gücü ve dönme hızı arasındaki bu bağıntı, galaksinin uzaklığının bir ölçüsünü verir. Hubble yasasına göre kırmızıya kaymadan da bir uzaklık bulunur. Bununla birlikte, kırmızıya kayma yoluyla hesaplanan uzaklık, galaksinin özel hızının Hubble hızına eklendiğine mi yoksa çıkarıldığına mı dayanarak gerçek uzaklıktan büyük ya da küçük olabilir. Binlerce galaksi için bu iki uzaklık karşılaştırılarak, 100 megaparsek uzaklığa kadar özel hız dağılımının bir haritası çıkarılabilir.

Bu hareketlere var olan tüm madde neden olduğundan, ışıyan ya da karanlık tümmaddeyi ortaya çıkarmak mümkün oluyor. İlk sonuçlar, gözlenen hızda kütle hareketleri için yaklaşık olarak kritik yoğunluğa eşit miktarda bir karanlık madde olmasıgerektiğini gösteriyor. Bu hareketlerden sorumlu dev madde yoğunlaşmaları olduğu için, bu kütle akışlarının kaynakları, oldukça duyarlı bir biçimde bulunabilir. Bizden yaklaşık 40 megaparsek uzaklıkta bulunan en yakın yoğunlaşmaya 'Büyük Çekici' adıverilmiştir. Eğer gerçekse, Büyük Çekici'nin bir düzine zengin galaksi kümesinin içerdiğinden daha fazla sayıda galaksi içermesi gerekir. Galaksi düzlemimiz Büyük Çekici'nin büyük bir bölümünü görmemizi engellediğinden galaksileri doğrudan doğruya sayamıyoruz. Kütle akışlarına yol açan başka galaksi komplekslerinin bulunma olasılığı da oldukça yüksektir.

Gökada kümeleri ve çekimsel mercekleme[değiştir | kaynağı değiştir]

Hubble Uzay Teleskobu ile Abell 1689 içerisinde gözlenen güçlü kütle çekimsel mercekleme, karanlık maddenin varlığını gösterir - Mercekleme eğrilerini görmek için resmi büyütünüz

Halolarda yer alan olası astrofiziksel cisimler arasında yıldız enkazları, nötron yıldızları, beyaz cüce gibi sönük yıldızlar, hatta kara delikler ve küçük kütlelerinden dolayı hiçbir zaman yıldız olmayı başaramamış cisimler bulunur. Bu cisimler hemen hemen ya da tümüyle görünmez olduklarından karanlık madde için mükemmel adaylardır. Dahası, varlıkları kesin olarak bilindiğinden, MACHO'lar halodaki karanlık madde adayı olarak WIMP'lerden daha uygundurlar.

1993 yılında yapılan iki deneyde MACHO'ların varlığı konusunda güçlü kanıtlar elde edilmiştir. Bu deneylerde kullanılan yöntem, çekimsel mercek etkisidir. Eğer bir MACHO, Dünya ile uzak bir yıldızı birleştiren doğrultuya çok yaklaşırsa, başka türlü görünmez olan MACHO'nun kütle çekimi, yıldızın ışığını büken bir mercek gibi davranır. Yıldızın, birbirinden bir açı saniyesinin binde biri kadar uzaklıkta olan birçok görüntüsü oluşur ki bunu yeryüzünden gözlemek hemen hemen olanaksızdır. Bununla birlikte, Samanyolu halosu çevresinde yörüngesindeki hareketi sırasında MACHO bu doğrultuyu keserken arkadaki yıldız geçici olarak parlaklaşır.

Buradaki düşünce arka plandaki yıldızlardaki parlaklaşma etkilerini ölçmektir. Burada iki temel güçlük söz konusudur.

Birincisi, çekimsel mercek etkisine oldukça ender rastlanır. Herhangi bir anda arka plandaki her iki milyon yıldızdan yalnızca birinde çekimsel mercek etkisi gözlenir.
İkincisi, yıldızların pek çoğu yapısal olarak değişken olduklarından, zaman zaman geçici parlaklık değişmeleri gösterirler. Bereket versin çekimsel mercek olayının değişen yıldızlardan farklı ve kendine has özellikleri vardır. Bunlardan bazıları olayın zamanda simetrik, dalgaboyuna bağlı olması ve bir yıdız için yalnızca bir kez ortaya çıkmasıdır.

Çekimsel mercek olayını düşük gözlenme olasılığını aşabilmek için Büyük Macellan Bulutu'ndaki birkaç milyon yıldızı gözlemek üzere deneyler tasarlandı. Her yıldız bir yıl boyunca yüzlerce kez gözlendi. Kırmızı ve mavi filtre kullanılarak alınan verilerin ön incelemesi sırasında birçok karakteristik çekimsel mercek olayına rastlandı. Olay süreleri 30 ile 50 gün arasındaydı.

Her ne kadar bilinmeyen uzaklık ve MACHO'nun bakış doğrultusuna yaklaşırken sahip olduğu hız gibi konularda belirsizlikler varsa da çekimsel mercek olayının süresi MACHO'nun kütlesinin bir ölçüsüdür. Olayın süresi, MACHO'nun Einstein halka yarıçapı adı verilen çekimsel merceğin etkili boyutunu katetmesi için gereken zamandır. Einstein halkasının yarıçapı, yaklaşık olarak MACHO'nun Schwarzschild yarıçapı ile uzaklığının geometrik ortalamasıdır. Büyük Macellan Bulutu'nun yarı uzaklığında olan bir MACHO için bu uzaklık 55 kiloparseklik değerin yarısıdır. Einstein halka yarıçapıda yaklaşık olarak Dünya-Güneş uzaklığı kadar, yani 1 astronomi birimine eşittir. Mercek etkisi yaratabilmek için MACHO'ların mercekten daha küçük boyutlu olmaları gerekir, yani MACHO'ların boyutları 1 astronomi birimi ya da kabaca bir kırmızı devin yarıçapı kadar olmalıdır. Gözlenen olaylar, yüzde birkaçlık yanılma payı ile karanlık maddenin MACHO modelinin öngördüğü kadardır. Olay süreleri tipik kütle olarak 0,1 M değerini vermekle birlikte bunun üç katı kadar bir belirsizlik de söz konusudur.

Çekimsel mercek çalışmaları sürüyor ve doğruysa, MACHO yorumları belli sonuçları öngörüyor. Daha kısa süreli çok daha fazla sayıda olay meydana gelmeli ve daha zayıf olaylarda gözlenmelidir. Çekimsel mercek olayı gösteren yıldızlar rastgele seçilmektedir, bu nedenle de yapısal olarak değişken olan özel yıldızlar tercihli olarak gözlenip astronomların kafalarının karışmasına yol açmamış olmalıdır. Daha fazla veri toplandıkça bunların tümü açıklığa kavuşacaktır.

Yapısal oluşum[değiştir | kaynağı değiştir]

Karanlık maddenin yapısı hakkında dikkate değer bir ipucu olarak, büyük patlama sırasında yaratılan, hidrojenin iki katı kütleye sahip olan ve döteryum adı verilen hidrojen izotopunun bolluğuna bakarız. Helyumun tersine, döteryum çok kırılgan bir elementtir. Güneş'in içindeki sıcaklığın çok altında olan bir milyon derece kelvinde yanar. Şimdiye kadar, galaksinin oluşumundan arta kalan ilkel döteryumun önemli bir kısmı yıldızların içinde başka elementlere dönüşmüştür. Bu, gözlemle de doğrulanmaktadır: yıldızlararası bulutlar ve nükleer yanmayı başlatacak kadar sıcak bir çekirdekleri olmayıp güçlerini kütle çekiminden alan yıldızlarda döteryum vardır, ama evrimlerinin ileri evrelerindeki yıldızlarda hiç döteryum bulunmaz.

Büyük patlamada ne kadar döteryum yaratıldığını hesaplayabilmek için, o zamandan günümüze kadar ne kadar döteryumun yok olduğunu tahmin etmek gerekir. Büyük patlamadan beri izotopun yüzde kaçının yok olduğunu hesaplayabilmek için Jüpiter'in atmosferinde bulunan döterlenmiş moleküllerin bolluğuyla yıldızlararası bulutlarda bulunan döteryum bolluğunu karşılaştırarak izotopun yok olma hızı bulunur. Döterlenmiş molekül, bir hidrojen atomunun döteryum atomuyla yer değiştirdiği moleküle verilen addır. Örneğin, döterlenmiş ya da ağır su HDO biçiminde yazılabilir. Jü-piter'de saptanan dötereyum, 4.6 milyar yıl önce, Güneş sisteminin oluşumu sırasındaki yıldızlararası gazın yapısını örneklemektedir. Jüpiter'de  %0.002 olarak saptanan döteryum bolluğu, galaksinin geçmişteki yaşamı boyunca doğan ve ölen yıldızların için-de işlenen gazlardan oluşan yıldızlararası bulutlardaki bolluğunun yaklaşık iki katıdır. Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler ve geçmişteki uydu deneyleri, yıldızlararası bulutlarda bulunan atom halindeki döteryum bolluğunun Jüpiter'de saptanandan, bir başka deyişle 6.6 milyar yıl önce galaksimizde bulunandan daha düşük olduğunu gösteriyor.

Döteryumun net eğilimi konusunda yanılmamız olanaksız: döteryum zamanla azalıyor. Yıldızlar yeni enerji kaynağı üretmeyip döteryum yaktıklarından, bu beklenen bir şey. Ama yıldızlararası gazların tümü yıldızların sıcak çekirdeklerinden geçmedikleri için büyük patlamada yaratılan döteryumun bir bölümü hâlâ varlığınısürdürüyor. Döteryumun yıldızlar tarafından yok edildiği göz önüne alındığında, galaksi öncesi döteryumun hidrojene göre bolluğu %0.01 olarak bulunuyor.

Karanlık madde bileşimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük patlamada üretilen hafif elementler yalnızca helyum ve döteryum değildir. Lityum çok daha enderdir ve döteryum gibi o da yıldızlar tarafından yok edilir. Lityum aslında T Tauri yıldızlarında ölçülür. Adını Taurus (Boğa) Takımyıldızı'ndaki bir ilk ör-nekten alan bu yıldızlar çok genç, enerjisini kütle çekiminden alan ve genellikle yoğun yıldızlararası gaz bulutları içine gömülü olarak bulunan yıldızlardır. Böyle yıldızların gaz hareketlerinin yoğun olduğu çalkantılı atmosferlerinde lityum bolluğu yüksektir. Yalnızca yıldızlar tarafından yok edilen bu element yıldızların gençliğinin kesin bir göstergesidir. Yıldız yaşlandıkça lityum yok olur. Evrimin erken dönemlerinde atmosferdeki kütlesel gaz hareketleri sonucunda yıldızın daha sıcak iç bölgelerine taşınan lityum, burada sistematik olarak yanar. Güneş gibi orta yaşlı bir yıldızın atmosferinde saptanabilecek ölçüde lityum bulunmaz.

Lityum hem büyük patlama, hem de yıldızlararası bulutlara giren kozmik ışınlarca üretilmiştir. Kozmik ışınlar, yıldızlararası karbon, azot ve oksijen molekülleri ile rastgele çarpıştıklarında nükleer reaksiyon başlatan yüksek enerjili parçacıklardır. Bu ağır atomlar parçalanır ve çevreye lityum çekirdekleri saçılır. Bu sürecin habercisi, yaratılan iki lityum izotopudur. Bunlardan birinin kütlesi 6, normal lityum izotopu olan diğerinin kütlesi ise 7'dir. Popülasyon II'deki en yaşlı yıldızlar, hidrojene göre on milyonda bir oranında lityum bolluğu gösterirler. Bu bolluk, demir gibi diğer elementlerin bolluklarından bağımsız gibi gözüküyor. Dahası, lityumun çoğunluğu 7 kütleli izotoptur. 6 kütleli lityum çok enderdir. Bunun tersine, genç Popülasyon I yıldızlarında 10 kat daha fazla lityum ölçülüyor. Bu genç yıldızlardaki lityumun kozmik ışın kaynaklı olduğuna inanılıyor. En büyük olasılık, lityumun, bu yıldızların içinden doğduğu yıldızlararası bulutta kozmik ışınlar tarafından üretilmiş olması. Lityumun yaratılışı ve yok oluşu ile ilgili olarak tutarlı bir tablo oluşmuştur. Oldukça güvenli bir biçimde, halo yıldızlarında gördüğümüz lityumun büyük patlama sırasında üretilmiş olduğunu söyleyebiliriz. Büyük bir olasılıkla baryon dışı kökenli karanlık maddenin üstün olduğu sonucunu çıkarabiliyor olmamıza karşın, lityum, döteryum ve helyum bollukları minimum bir miktar baryon kökenli maddenin varlığını gerektirmektedir. Bu miktar, gökadlarda doğrudan ölçülenden çoktur. Buradan da, kritik yoğunluğun yüzde birkaçlık bölümünün baryon kökenli olması gerektiği sonucunu çıkarıyoruz.

Baryonik olmayan karanlık madde iki ana kategoriye ayrılır;

Soğuk karanlık madde parçacıkları, aynı zamanda WIMP olarak da bilinirler, tipik olarak HDM parçacıklarıyla karşılaştırıldıklarında daha fazla madde miktarı içerirler ve daha düşük hızlarla hareket ederler. Kilit farklar, yapı oluşumu ile ilgilidir.

Evrende, karanlık madde ve karanlık enerjinin tahmini dağılımı.

Soğuk karanlık madde parçacıklarından çok daha hafif olan sıcak karanlık madde parçacıkları rölativistik (ışık hızına yakın) hızlarda seyahat ederler. Bilinen üç tip nötrinolar ve onların karşılığı olan antinötrinolar HDM’ler için bilinen adaylardır. ne ve nµ HDM olarak bilinirler, ancak deneysel açıdan ne’nin kütlesi yeterince küçük değildir.

İlkel evrenin olası kalıntıları kararsız, zayıf etkileşimli parçacıklardır. Bir örnek, eğer varsa bile çok küçük bir kütleye sahip olan nötrinodur. Normal olarak nötrinonun kütlesiz olduğu varsayılsa bile sınırlı bir kütleye sahip olması da akla yakındır. Büyük patlamadan arta kalan o kadar çok sayıda nötrino vardır ki, 50 eV'lik, yani elektronun on binde biri kadar bir kütle evrenin kapalı olmasını sağlamaya yeter. Birçok ülkede nötrinonun kütlesini saptamaya yarayan deneyler yürütülmekteyse de şu anda bu deneyler sonuçsuzdur. Trityum bozunma deneylerinden elde edilen elektron nötrinosunun kütlesinin üst sınırı için şu anki değer yaklaşık 10 eV civarındadır. Diğer nötrino türlerinin kütleleri daha büyük olabilir.

Soğuk karanlık maddenin tam kütlesi parçacıkların diğer maddelerle etkileşim gücüne ve parçacıkların birbirlerinin çiftlerinden ayrıldıkları zamanki evrenin sıcaklık ve zamanına bağlıdır. CDM parçacıkları birbirleri ile kütlesel çekim yoluyla etkileşirler ve diğer maddelerle zayıf normal bir etkileşimde bulunurlar. Kütle ortalaması 1GeV/c2 civarındadır.

Karanlık maddenin tespiti[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş civarındaki madde yoğunluğu, diskin oldukça dışına taşan, ışıma gücü yüksek yıldızların düzgün bir biçimde örneklenmesi yoluyla ölçülür. Bu yıldızların ortalama hızları ve bunların diskten dik olarak kat ettikleri uzaklıklar, bu yıldızlarıdiskin içinde tutan kütle çekimi kuvvetinin bir ölçüsüdür. Bu kuvvetin büyüklüğünden bu kadar kütle çekimi uygulayan maddenin yoğunluğu hesaplanabilir. Bu yoğunluk gözlenen yıldız sayısıyla karşılaştırıldığında, yıldızların sayısının, hemen hemen olması gerekenin yarısı olduğu bulunur. İşte bu, Güneş çevresindeki karanlık maddenin varlığı konusundaki ilk ipucudur.

Önümüzdeki yıllarda, sıcak gazların yaydığı X-ışınları kullanılarak, karanlık maddenin bir dağılım haritası çıkarılacaktır. Büyük gökada kümelerinin içinde ve bazı gökada kümelerinin merkezinden 5-10 milyon ışık yılı uzaklıklara kadar yayılan çok sıcak gaz bulutları saptanmıştır. Aşırı sıcaktan dolayı dağılıp gitmesi gereken gazın, görünmeyen maddenin çekim kuvveti tarafından bir arada tutulduğu açıktır. Gökbilimciler gazın dağılımından geriye doğru giderek bu gazı bir arada tutan kütle çekim kuvvetini ve bu çekim kuvvetini yaratan karanlık maddenin dağılımını ortaya çıkarabiliyorlar. Önümüzdeki yıllarda Alman X-ışın uydusu ROSAT, Japon X-ışın uydusu Astro-D ve Amerikan uydusu AXAF, gökada kümelerindeki sıcak gaz dağılımının gittikçe daha iyi haritalarını yapacaklardır. Son iki uydu, gazın aynı zamanda sıcaklığını da ölçebilecektir.

Karanlık maddeyi ölçümlemenin yeni yöntemlerinden biri de çekimsel mercek olgusunu kullanır. Kütle çekimi maddeyi olduğu gibi ışık ışınlarını da çeker. Bu nedenle kuasar gibi uzak bir kaynaktan yayılan ışık, Dünya'ya doğru yolculuğu sırasında yolu üzerindeki madde tarafından bükülür. Aradaki bu madde, kuasarın görüntüsünü dağıtabilir veya yeniden biçimlendirebilir. Kuasar görüntülerindeki bozulmaları incelemek yoluyla gökbilimciler, bu bozulmaya neden olan maddenin dağılımını, karanlık madde gibi görünmez olsa bile anlayabiliyorlar. Çekimsel merceklerin ilk kez keşfedildiği 1979 yılından bu yana on kadar çekimsel mercek bulundu. Önümüzdeki yıllarda ise çekimsel mercek olgusu, karanlık maddenin doğasını anlamak ve haritasını çıkarmaya yönelik güçlü bir araç olarak kullanılacak. Şimdiden böyle bir program AT&T Bell Laboratuvarları'ndan Anthony Tyson ve başkaları tarafından başlatılmış durumdadır.

Alternatif araştırmalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı gökbilimciler karanlık maddenin büyük gezegenlerden oluştuğunu ileri sürüyorlar. Büyük gezegenler, tam anlamıyla görünmez değildir; düşük şiddette kızılötesi ışınım yayarlar. SIRTF, karanlık maddenin gizlenmiş olabileceği, gökadamızın uzak noktalarındaki kızılötesi yayn gezegenleri bulabilecek ölçüde duyarlı olacaktır.

Karanlık madde, parçacıklardan oluşmuş topaklar olan gezegenler yerine bu parçacıkların kendilerinden oluşmakta olabilir. Bu olasılıklar, parçacık fizikçilerinin hayal güçlerini harekete geçirmiştir. Düzinelerce parçacık, hatta laboratuvarda hiç gözlenmemiş parçacıklar öne sürülmüştür. Aksiyon veya fotino gibi adlar alan bu hayal ürünü parçacıklar atom-altı fiziğin yeni teorilerine dayanılarak öngörülmektedir. Bununla birlikte, bu yeni parçacıkların özellikleri belirsizdir. Tüm bilinen, hiçbir zaman görülemediğinden, bu parçacıkların diğer maddeler üzerindeki etkilerinin çok zayıf olduğudur. Eğer karanlık madde gerçekten bu egzotik parçacıklardan oluşuyorsa, o zaman bu parçacıklar uzaydan daha çok laboratuvarlarda tanımlanabilir. Son birkaç yıl içinde bu varsayılan parçacıkların bazılarını aramak üzere ilk detektörler yapıldı. Parçacıkların utangaç olmasından dolayı deneyler son derece zorludur. Eğer bu parçacıklar gerçekten varsa, onları bulabilmek için gelecekte yapılacak detektörlerin duyarlılığının günümüzdekilerden yaklaşık yüz kat daha fazla olması gerektiği hesaplanmaktadır.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Vittorio, N.; J. Silk (1984). "Fine-scale anisotropy of the cosmic microwave background in a universe dominated by cold dark matter". Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor 285: L39–L43. doi:10.1086/184361. 

Ayrıca okuyunuz[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

Commons-logo.svg
Wikimedia Commons'ta
Karanlık madde ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunmaktadır.