Karanlık madde sayfasının kaynağını görüntüle

{{Tek kaynak|tarih=Mayıs 2021}}{{Kaynakları düzenle}}{{Ek kaynak gerekli|tarih=Mayıs 2021}}[[Dosya:Cosmological composition.jpg|küçükresim|sağ|upright=1.7|Bu NASA şemasının gösterdiği gibi, Evren'in %25'i ya da daha fazlası, laboratuvar ortamında henüz gözlenememiş olsa da, karanlık maddeden oluşmuştur.]]
[[Dosya:080998 Universe Content 240 tr.jpg|küçükresim|sağ|upright=1.36|Evrendeki madde ve enerjinin tahmini dağılımı. Üstteki grafik günümüzü alttaki grafik ise [[Büyük Patlama]]dan 380.000 yıl sonrasını göstermektedir.{{Lejant|#4d6df3|[[Karanlık enerji]]}}{{Lejant|#35f1cd|[[Atom]]lar}}{{Lejant|#047a18|Karanlık madde}}{{Lejant|#fcc30a|[[Foton]]lar}}{{Lejant|#5a0582|[[Nötrino]]lar}}]]
'''Karanlık madde''', [[astrofizik]]te, [[elektromanyetik dalga]]larla (radyo dalgaları, gözle görülebilen [[ışık]], x-ışınları, vb.) etkileşime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki [[gravitasyon|kütleçekimsel]] etkisi ile belirlenebilen [[varsayım]]sal [[madde]]lere denir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için [[gök ada]]ların [[döngüsel]] [[hızları]]ndan, [[gök ada]]ların diğer [[gök ada]]lar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı [[kütleçekimsel mercekleme]] özelliğinden ve [[gök ada]]ların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. İncelemeler, gök adalarda, gök ada gruplarında ve Evren'de, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir. Karanlık maddelerin bileşenleri tamamen bilinmemekle birlikte, [[WIMP]]'ler, [[aksiyon]]lar, sıradan ve ağır [[nötrino]]lar, [[gezegen]]ler ve sönmüş [[yıldız]]larla birlikte verilen isim [[MACHO]]'lar ile ışıma yapmayan [[gaz bulutları]]ndan oluşur.

Evrendeki [[kütleçekim]]sel 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 evrene dengeli bir şekilde yayılmış olan [[karanlık enerji]]den oluştuğu kabul edilir.

== Gözlemsel kanıt ==

''Karanlık madde'' kavramı, ilk olarak 1932'de [[Jan Hendrik Oort]] ve 1933 yılında, [[Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü]]nden [[İsviçre]]li astrofizikçi [[Fritz Zwicky]] tarafından öne sürülmüştür. Fritz Zwicky'nin gözlemi ve iddiası kırk yıl boyunca hiçbir ortamda ciddiye alınmamıştır. Karanlık maddenin var olduğuna dair en güçlü kanıt olan Sarmal Gök ada eğilimleri, 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 gök ada 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. Gök adalar 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 Evren'deki maddenin yüzde doksanının görünmez olduğunun keşfedilmesiyle karanlık madde iddialarının güçlendiği yıllar olmuştur. Karanlık maddenin var olduğu varsayılmakta, ancak ne olduğu konusunda çok az açık bilgi vardır.

== Gök ada dönüş eğrisi ==
{{Ana|Gökada dönüş eğrisi}}
[[Dosya:GalacticRotation2.svg|küçükresim|sol|upright=1.36|Tipik bir sarmal gök adanın 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 gök ada dönme eğrileri adı verdikleri, gök adadaki [[yıldız]] ve gazların [[gök ada merkezi]] etrafındaki yörünge hızları ile bunların merkeze olan uzaklıklarını bir grafik üzerinde gösterdi. Eğer bir sarmal gök adada, [[Samanyolu]] gök adasında olduğu gibi, kütle; galaktik maddenin görünen durumuna göre dağılmışsa, [[Güneş sistemi]]ndekine 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 gök ada dönme eğrisi hızlı bir düşme gösterecektir.

Fakat Samanyolu, [[Andromeda]] ve diğer sarmal gök adalarda durumun böyle olmadığı görülmektedir. Bu gök adaların gök ada 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 gök adaların her birinde kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki şişkin bölgede toplanmış olmayıp, gök ada içinde baştan sona düzgün bir şekilde yayılmıştır. Bu ise ancak gök ada halesinde önemli miktarda karanlık maddenin var olması ile mümkündür.

=== Gök adaların hız dağılımı ===
En büyük ölçeklerde artık kütleçekimine 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 göz ardı etmek demektir. Oysa 10 ya da 100 megaparsekten daha büyük ölçeklerde Evren'deki 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 hafif 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 ölçülebilir ise, karanlık maddenin dalgalanan bileşeninin izi bulunmuş demektir. Bu anlamda TullyFisher bağıntısının özel bir önemi vardır. L α vrot4 olarak 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 tüm maddeyi ortaya çıkarmak mümkün oluyor. İlk sonuçlar, gözlenen hızda kütle hareketleri için yaklaşık olarak kritik yoğunluğa eşit miktarda bir karanlık madde olması gerektiğini 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.

=== Gök ada kümeleri ve çekimsel mercekleme ===
[[Dosya:Gravitationell-lins-4.jpg|küçükresim|sağ|upright=1.14|[[Hubble Uzay Teleskobu]] ile [[Abell 1689]] içerisinde gözlenen güçlü kütleçekimsel mercekleme, karanlık maddenin varlığını gösterir - Mercekleme eğrilerini görmek için resmi büyütünüz]]

Halolarda yer alan olası astrofiziksel cisimler arasında yıldız enkazları, [[Nötron yıldızı|nötron yıldızlar]]ı, [[beyaz cüce]] gibi sönük yıldızlar, hatta [[kara delik]]ler 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 kütleçekimi, 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. Çekimsel mercek olayının değişen yıldızlardan farklı ve kendine has özellikleri vardır. Bunlardan bazıları olayın zamanda simetrik, dalga boyuna bağlı olması ve bir yıldız 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 yarıçapı|Einstein halka yarıçapı]] adı verilen çekimsel merceğin etkili boyutunu katetmesi için gereken zamandır. [[Einstein halkası]]nın yarıçapı, yaklaşık olarak MACHO'nun [[Schwarzschild yarıçapı]] ile uzaklığının geometrik ortalamasıdır. Büyük Macellan Bulutu 'nun yarı uzaklığında olan bir MACHO için bu uzaklık 55 kilo[[parsek]]lik değerin yarısıdır. Einstein halka yarı çapıda 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 dev]]in yarıçapı kadar olmalıdır. Gözlenen olaylar, yüzde birkaçlık yanılma payı ile karanlık maddenin MACHO modelinin öngördüğü kadardır. Olay süreleri tipik kütle olarak 0,1 M<sub>☉</sub> 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 ===
{{Ana|Evrenin oluşum yapısı}}
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: yıldızlar arası bulutlar ve nükleer yanmayı başlatacak kadar sıcak bir çekirdekleri olmayıp güçlerini kütleçekiminden 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 yıldızlar arası 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. Jüpiter'de saptanan döteryum, 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 yıldızlar arası gazların tümü yıldızların sıcak çekirdeklerinden geçmedikleri için büyük patlamada yaratılan döteryumun bir bölümü hâlâ varlığını sürdürüyor. Döteryumun yıldızlar tarafından yok edildiği göz önüne alındığında, galaksi öncesi döteryumun hidrojene göre bolluğu %0.01 olarak bulunuyor.

== Karanlık madde bileşimi ==
[[Büyük patlama]]da 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 yıldızı|T Tauri]] yıldızlarında ölçülür. Adını Taurus (Boğa) Takımyıldızı'ndaki bir ilk örnekten alan bu yıldızlar çok genç, enerjisini kütleçekiminden alan ve genellikle yoğun [[Yıldızlararası gaz bulutu|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 bulut]]lara giren [[kozmik ışın]]larca üretilmiştir. Kozmik ışınlar, yıldızlararası [[karbon]], [[azot]] ve [[oksijen]] [[molekül]]leri ile rastgele çarpıştıklarında [[nükleer reaksiyon]] başlatan yüksek enerjili parçacıklardır. Bu ağır [[atom]]lar parçalanır ve çevreye lityum çekirdekleri saçılır. Bu sürecin habercisi, yaratılan iki lityum [[izotop]]udur. 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 [[element]]lerin 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 yıldızlar arası bulutta kozmik ışınlar tarafından üretilmiş olması. Lityumun yaratılışı ve yok oluşu ile ilgili olarak tutarlı bir tablo oluşmuştur. Oldukça güvenli bir biçimde, [[Halo yıldızı|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;
* [[Sıcak karanlık madde]] (HDM) - baryonik olmayan parçacıkların [[Rölativistik sınır|rölativistik]] (ışık hızına yakın) hareketi.
* [[Soğuk karanlık madde]] (CDM) - baryonik olmayan parçacıkların rölativistik olmayan hareketi<ref>{{Dergi kaynağı| ad = N. | soyadı = Vittorio |eşyazarlar= J. Silk | yıl = 1984  | dergi = Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor | cilt =285 | sayfalar =L39-L43| başlık = Fine-scale anisotropy of the cosmic microwave background in a universe dominated by cold dark matter |doi= 10.1086/184361}}</ref>

Soğuk karanlık madde parçacıkları, aynı zamanda [[Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık|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.
[[Dosya:UniverseComposition.svg|küçükresim|sağ|upright=1.7|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 [[nötrino]]lar ve onların karşılığı olan [[antinötrino]]lar HDM'ler için bilinen adaylardır. n<sub>e</sub> ve n<sub>µ</sub> HDM olarak bilinirler, ancak deneysel açıdan n<sub>e</sub>'nin kütlesi yeterince küçük değildir.

İlkel Evren'in olası kalıntıları kararsız, [[Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık|zayıf etkileşimli parçacıklard]]ır. 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 Evren'in kapalı olmasını sağlamaya yeter. Birçok ülkede nötrinonun kütlesini saptamaya yarayan deneyler yürütülmekteyse de şu anda bu deneyler sonuçsuzdur. [[Trityum]] bozunma deneylerinden elde edilen [[elektron nötrinosu]]nun 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 Evren'in sıcaklık ve zamanına bağlıdır. CDM parçacıkları birbirleri ile kütlesel çekim yoluyla etkileşirler ve diğer maddelerle zayıf normal bir etkileşimde bulunurlar. Kütle ortalaması 1GeV/c<sup>2</sup> civarındadır.

== Karanlık maddenin tespiti ==

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 yıldızları diskin içinde tutan kütleçekimi kuvvetinin bir ölçüsüdür. Bu kuvvetin büyüklüğünden bu kadar kütleçekimi 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 gök ada kümelerinin içinde ve bazı gök ada 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. Gök bilimciler gazın dağılımından geriye doğru giderek bu gazı bir arada tutan kütleçekim 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, gök ada 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. Kütleçekimi 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 gök bilimciler, bu bozulmaya neden olan maddenin dağılımını, karanlık madde gibi görünmez olsa bile anlayabiliyorlar. kütle 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 ==
Bazı gök bilimciler karanlık maddenin büyük gezegenlerden oluştuğunu ileri sürüyorlar. Büyük gezegenler, tam anlamıyla görünmez değildir; düşük şiddette kızılötesi ışınım yayarlar. SIRTF, karanlık maddenin gizlenmiş olabileceği, gök adamızın uzak noktalarındaki kızılötesi yayan 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.

== Popüler kültürdeki yeri ==
Karanlık madde düzenli olarak hem gerçek bilimsel konuları hem de bilimkurguyu kapsayan karma süreli yayınlarda bir konu olarak yer almaktadır,<ref>{{Web kaynağı|url=https://www.worldcat.org/search?q=n2:1059-2113|başlık=n2:1059-2113 - Search Results|erişimtarihi=28 Haziran 2023|çalışma=www.worldcat.org|arşivurl=https://web.archive.org/web/20221212224128/https://www.worldcat.org/search?q=n2:1059-2113|arşivtarihi=12 Aralık 2022|ölüurl=hayır}}</ref> ve karanlık maddenin kendisi "bilimkurgu malzemesi" olarak anılmaktadır.<ref>{{Web kaynağı|url=https://www.proquest.com/docview/425551312|başlık=Space travel: outdated goal: [All - ProQuest|erişimtarihi=28 Haziran 2023|dil=Türkçe|çalışma=www.proquest.com|arşivurl=https://web.archive.org/web/20221211184438/https://www.proquest.com/docview/425551312|arşivtarihi=11 Aralık 2022|ölüurl=hayır}}</ref> Kurgu eserlerde karanlık maddeden bahsedilmektedir. Bu gibi durumlarda, karanlık maddeye genellikle olağanüstü fiziksel veya büyülü özellikler atfedilmekte, böylece karanlık maddenin fizik ve kozmolojide varsayılan özellikleriyle tutarsız hale gelmektedir. Örneğin, [[Gizli Dosyalar]]'ın "''Soft Light''"<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://dandelionjournal.org/article/id/318/|başlık=Incandescent: Light Bulbs and Conspiracies|tarih=13 Mart 2015|sayı=2|dil=İngilizce|çalışma=Dandelion: Postgraduate Arts Journal and Research Network|cilt=5|ad=Dr Grace|soyadı=Halden|issn=2048-1322|doi=10.16995/ddl.318|erişim-tarihi=28 Haziran 2023|arşivurl=https://web.archive.org/web/20230628205635/https://dandelionjournal.org/article/id/318/|arşivtarihi=28 Haziran 2023|ölüurl=hayır}}</ref> bölümünde karanlık madde, bir eleştirmenin izleyicinin cehaletine dayandığını düşündüğü bir şekilde bir olay örgüsü aracı olarak hizmet eder.<ref>{{Web kaynağı|url=https://www.avclub.com/the-x-files-millennium-f-emasculata-soft-light-o-1798165326|başlık=The X-Files/Millennium: "F. Emasculata"/"Soft Light"/"Our Town"/"Anasazi"|erişimtarihi=28 Haziran 2023|tarih=27 Haziran 2010|dil=İngilizce|çalışma=The A.V. Club|arşivurl=https://web.archive.org/web/20230528171126/https://www.avclub.com/the-x-files-millennium-f-emasculata-soft-light-o-1798165326|arşivtarihi=28 Mayıs 2023|ölüurl=hayır}}</ref> "Toz" olarak bilinen karanlık maddeden ilham alan bir madde [[Philip Pullman]]'ın [[Altın Pusula]] üçlemesinde belirgin bir şekilde yer alır ve karanlık maddeden yapılmış varlıklar [[Stephen Baxter]]'ın Xeelee Dizisinde düşmanlardır.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|url=https://www.nature.com/articles/nphys3873|başlık=Science fiction for scientists|tarih=2016|sayı=9|dil=İngilizce|sayfalar=819-820|çalışma=Nature Physics|cilt=12|ad=Andrew|soyadı=Fraknoi|issn=1745-2481|doi=10.1038/nphys3873|erişim-tarihi=28 Haziran 2023|arşivurl=https://web.archive.org/web/20221211184438/https://www.nature.com/articles/nphys3873|arşivtarihi=11 Aralık 2022|ölüurl=hayır}}</ref>

== Ayrıca bakınız ==
{{Sütun-başla}}
{{Sütun-2}}
* [[Lambda-CDM modeli]]
* [[Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık|WIMPler]]
* [[Büyük kütleli sıkı halo cisimleri|MACHOlar]]
* [[Gökada oluşumu ve evrimi]]
{{Sütun-3}}
* [[Ayna madde]]
* [[Karanlık madde halesi]]
* [[Gökada dönüş eğrisi]] 
{{Sütun-4}}
* [[Modifiye edilmiş Newton dinamiği]]
* [[Karanlık enerji]]
* [[Kara radyasyon]]
{{Sütun-sonu}}

== Kaynakça ==
{{Kaynakça|2}}
* [https://web.archive.org/web/20040910143651/http://derman.science.ankara.edu.tr/ogrenci_tezleri/senay/karanlik_madde.pdf derman.science.ankara.edu.tr öğrenci tezleri]

== Ayrıca bakınız ==
* {{Dergi kaynağı |başlık=Particle Dark Matter: Evidence, Candidates and Constraints |url=http://arxiv.org/abs/hep-ph/0404175v2 |yazar=Gianfranco Bertone, Dan Hooper, Joseph Silk |yıl=2005 |dergi=Phys. Rep. |cilt=405 |sayfalar=279-390|doi=10.1016/j.physrep.2004.08.031 |erişimtarihi=20 Mart 2009 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20160604013818/http://arxiv.org/abs/hep-ph/0404175v2 |arşivtarihi=4 Haziran 2016 |ölüurl=hayır}}
* {{Dergi kaynağı |başlık=Status and perspectives of indirect and direct dark matter searches |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612786v1 |yazar=Nicolao Fornengo |yıl=2008 |dergi=Adv.Space Res. |cilt=41 |sayfalar=2010-2018|doi=10.1016/j.asr.2007.02.067 |erişimtarihi=20 Mart 2009 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20160604013819/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612786v1 |arşivtarihi=4 Haziran 2016 |ölüurl=hayır}}
* Invited talk at the 36th COSPAR Scientific Assembly, Beijing, China, 16-23 July 2006
* REPORT OF THE DARK ENERGY TASK FORCE (DETF) 2005. Andreas Albrecht, University of California, Davis and 12 other authors, 145 pages. [https://web.archive.org/web/20100528051703/http://jdem.gsfc.nasa.gov/docs/Decadal_Survey-Dark_Energy_Task_Force_report.pdf Decadal_Survey-Dark_Energy_Task_Force_report]

== Dış bağlantılar ==
* [http://www.ted.com/index.php/talks/patricia_burchat_leads_a_search_for_dark_energy.html Video of Patricia Burchat's talk on dark matter and dark energy] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20090317021717/http://www.ted.com/index.php/talks/patricia_burchat_leads_a_search_for_dark_energy.html |tarih=17 Mart 2009 }} at TED (Feb 2008)
* [https://web.archive.org/web/20090614172006/http://www.perimeterinstitute.ca/Perimeter_Explorations/The_Mystery_of_Dark_Matter/The_Mystery_of_Dark_Matter/  Video on "The Mystery of Dark Matter"] (Perimeter Institute for Theoretical Physics)
* [http://video.google.com/videoplay?docid=9203406154643237205 Yale University Video Lecture on Dark Matter]{{Ölü bağlantı|tarih=Nisan 2020 }} at Google Video
* [http://www.space.com/php/video/player.php?video_id=150407Dark_matter Video of Dark Matter]
* {{Haber kaynağı | url=http://www.seedmagazine.com/news/2007/02/found_most_of_the_universe.php | başlık=Found: Most of the Universe | yazar=Plait, Phil | iş=SeedMagazine.com | tarih=2 Şubat 2007 | erişimtarihi=20 Mart 2009 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20071011084015/http://seedmagazine.com/news/2007/02/found_most_of_the_universe.php | arşivtarihi=11 Ekim 2007 | ölüurl=evet }}
* [http://lpsc.in2p3.fr/mayet/dm.php Dark Matter Portal] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20090405234643/http://lpsc.in2p3.fr/mayet/dm.php |tarih=5 Nisan 2009 }} - by Frédéric Mayet
* {{Dergi kaynağı| yazar = Bertone, G. and Hooper, D. and Silk, J. | başlık = Particle dark matter: evidence, candidates and constraints | dergi = Physics Reports | yıl=2004 | cilt=405 | sayfalar=279|bibcode=2004PhR...405..279B |tanıtıcı={{Arxiv|hep-ph|0404175}} |doi= 10.1016/j.physrep.2004.08.031 }}
* {{Dergi kaynağı| url=http://www.livingreviews.org/lrr-2002-4 | başlık=Experimental Searches for Dark Matter | yazar=Sumner, Timothy J. | dergi=Living Reviews in Relativity |issn= 1433-8351 | yıl=2002 | cilt=5 | sayfalar=4}}
* [http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/4679220.stm "Dark matter comes out of the cold"] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20090414003553/http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/4679220.stm |tarih=14 Nisan 2009 }} - [[BBC News]] 5 Şubat 2005
* [http://www.astronoo.com/articles/darkMatter-en.html "Dark matter" - Astronoo] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20081207043429/http://www.astronoo.com/articles/darkMatter-en.html |tarih=7 Aralık 2008 }}
* [http://news.bbc.co.uk/1/hi/wales/south_east/4288633.stm  "Astronomers find Starless Galaxy"] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20080112160730/http://news.bbc.co.uk/1/hi/wales/south_east/4288633.stm |tarih=12 Ocak 2008 }} - [[BBC News]] 23 Şubat 2005
* [[n:Dark matter lacks extra gravitational force|Dark matter lacks extra gravitational force]] on [[Wikinews]]
* {{Haber kaynağı | url=http://www.seedmagazine.com/news/2007/08/seeing_the_unseeable_1.php | başlık=Seeing the unseeable | yazar=Wittlin, Maggie | tarih=20 Ağustos 2007 | iş=SeedMagazine.com | erişimtarihi=20 Mart 2009 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20071011095546/http://seedmagazine.com/news/2007/08/seeing_the_unseeable_1.php | arşivtarihi=11 Ekim 2007 | ölüurl=evet }}
* [https://web.archive.org/web/20090609102335/http://www.astro.umd.edu/~ssm/mond/flowchart.html Dark Matter Flowchart]
* [https://web.archive.org/web/20080912233204/http://space.newscientist.com/article/dn14696-is-dark-matter-a-wimp-or-a-champ.html?feedId=online-news_rss20 Dark matter particles might be electrically charged CHAMPs rather than neutral WIMPs], ''New Scientist'', 9 September 2008
{{Commons kategori|Darkmatter|Karanlık madde}}{{Kozmoloji konuları}}{{Maddenin halleri}}

{{Otorite kontrolü}}

[[Kategori:Karanlık madde| ]]