Büyük kütleli sıkı halo cisimleri

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(MACHO sayfasından yönlendirildi)
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

Büyük kütleli sıkı halo cisimleri, veya MACHO (ing-Massive compact halo object), gökada halesindeki baryon kökenli karanlık maddenin en ciddi adayı.

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.

Genel düşünce ve deneyler[değiştir | kaynağı değiştir]

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. Ne var ki 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 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 yarıçapı da 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 Mo 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.

Şimdilik, tüm söylenebilecek olan, bu sonuçların karanlık maddenin saptanmasına yönelik çok kuvvetli ipuçları olduğudur. Eğer bilmediğimiz, ender görülen bir değişen yıldız söz konusu değilse, MACHO'ların olasılıkla karanlık halonun oldukça önemli, en azından yüzde onluk bir bölümünü oluşturduğunu söyleyebiliriz. Haloda baryon kökenli karanlık madde var olsa bile, hala bunun yüzde kaçının baryon kökenli olmayan WIMP'ler biçiminde olduğu pek açık değildir

Keşif ve beyaz cüceler[değiştir | kaynağı değiştir]

ASS'ın Ocak 1996 toplantısında, Lawrence Livermore Ulusal Laboratuvarı'ndan Dr. D. Bennett liderliğindeki bir araştırma takımının, Avustralya'daki LMC(Büyük Macellan Bulutsusu) yıldızlarını incelemeye yarayan teleskopları kullanarak toplam yedi MACHO'yu çekimsel mercekleme ile keşfettiği açıklandı. Bu yedi MACHO için toplam ortalama olay zamanı iki buçuk aydı, ve hepsi de beyaz cüce kapsamındaydı. Araştırma takımı karanlık halonun toplam kütlesi hakkında bir değer biçti, ve olayların sayısından yola çıkarak halonun %50'sinin beyaz cüce formunda olduğunu değerlendirdi. Bu nesnelerin son derece küçük kara delikler olması muhtemeldir, ama şayet bulgular destek vermeye devam edecek olursa o zaman beyaz cüceler karanlık halonun başlıca bileşenlerini teşkil ederler. Beyaz cüce haline gelen yıldızlar öldüklerinde, kütlelerinin büyük bir kısmını dışarıya atarlar. Beyaz cücelerden oluşan bir halo, gökadamızın halo boyunca büyük miktarda yıldızlar arası materyal içermesini gerektirir. Bu miktar orada olması beklenenden çok daha fazladır. Aynı zamanda bu miktar çok daha önceleri, sonradan bu haloyu oluşturacak çok sayıda büyük kütleli yıldızların orada var olmasını gerektirirdi. Bu çok şaşırtıcı bir durumdur, çünkü çekimsel mercekleme beyaz cücelerin (veya siyah cücelerin) baryonik karanlık madde olduğu konusunda çok güçlü bir kanıttır.

M32'nin halosundaki MACHO'lar kullanılarak M31'deki yıldızların çekimsel merceklenmesinin yapılması başlangıçta Arlin Crotts tarafından önerildi. Hem M31'in halosundaki, hem de Samanyolu halosundaki MACHO'lar kullanılarak yapılan M31'deki yıldızların incelenmesinden saptanan MACHO'ların çoğu yine M31'in kendisinde yer almaktadır. AGAPE (Andromeda Gökadası ve Yüklü Pixel Deneyi) olarak bilinen bir Fransız grubu şu sıralar bu işi gerçekleştirmektedir. Dahası Crotts ve Tomaney M31'deki muhtemel iki çekimsel mercekleme olayını rapor ettiler, bunlar yine beyaz cüce kapsamındaki nesnelerin neden olduğu olaylardı. Ayrıca Crotts ve Tomaney kahverengi cüce veya Jüpiter-ebatlı nesnelerin neden olduğu herhangi bir çekimsel mercekleme saptamadıklarını da rapor ettiler.

MACHO'ların diğer türleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Kızıl ötesi yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir diğer karanlık made adayı görünürden çok kızıl ötesi ışıma yapan loş, kızıl ötesi yıldızlardır. Loş yıldızlar 0.1M'lik bir kütleye sahiptirler. Karanlık madde adayıdırlar. Çünkü düşük kütleli ana kol yıldızlarından gerçekten de daha sönüktürler ve yıldız yakınlarından uzaklaştıkça büyük birçoğunluğu saptanamayacak kadar sönük hale gelmektedirler. Bununla birlikte, yıldız civarında yapılan dolaysız yıldız sayımıyla bunların karanlık madde kütlesine önemli bir katkıları olmamaktadır.[1] Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak yapılan gözlemlerle de aynı sonuca varılmıştır. Loş yıldızlar kendi gökada halomuzun kütlesinin en fazla %6'sını teşkil etmektedirler.

Kahverengi Cüceler ve Jüpiter ebatlı nesneler[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir diğer karanlık madde adayı kahverengi cücelerdir. Bu sözde “vaktinden önce doğmuş yıldızlar” yaklaşık 0.08M'lik bir kütleye sahiptirler ve hidrojeni helyuma çeviremezler (Çekirdekleri hidrojen yakmaya yetecek sıcaklığa asla ulaşamaz). Işıma yapan yegane enerji kütlesel çekimden ileri gelen sıkışma sonucu ortaya çıkar bu yüzden bunların yakınımızda bulunmadıkları zaman saptanmaları zordur. Kahverengi yıldızların karanlık madde kütlesine ciddi bir katkıda bulunup bulunmadıklarının anlaşılması için sayılarının belirlenmesi gerekmektedir. Bu amaçla kahverengi cücelerin sayısını daha fazla kütle içeren yıldızların sayısından tahmin etmek için Yıldız Kütle Fonksiyonu kullanılabilir, F(M) (M-2.33'e orantılıdır), şayet F(M)dM = M ve M+dM kütlesi arasındaki yıldızların sayısı olursa, kahverengi cücelerin toplam kütle katkısı(M)(F(M))dM olarak yazılabilir. Akla gelen soru F(M)'nin çok düşük M için davranışının nasıl olacağıdır. F(M) kahverengi cüceler için değil de sadece ana kol yıldızları söz konusu olduğunda M-2.33'e orantılıdır. Genelde, devasa gaz ve toz bulutları çöker ve sonra parçalanır. Daha sonra K ve M yıldızları haline gelecek olan küçük parçalar, O ve B yıldızları haline gelecek olan büyük parçalardan sayıca daha fazladır. Bunun yanı sıra, küçük parçaların miktarı oluşabilecek kahverengi cücelerin sayısını sınırlayarak, ve ayrıca sayıları konusunda büyük bir belirsizliğe neden olarak, kahverengi cüceleri yapmaya yetecek ebatlara çok yaklaşmaktadırlar. F(M)'nin maksimum olduğu noktanın kahverengi cüce kütlesinden daha mı az yoksa daha mı fazla olduğu genelde bilinmemektedir. Ayrıca F(M)'nin bimodal olduğu da ikna edicidir ki, bu da büyük bir sayıda kahverengi cücenin var olması anlamına gelir.

Şayet tüm karanlık madde kahverengi cücelerden meydana gelecek olsaydı, Samanyolu içinde trilyonlarca kahverengi cüce olması gerekirdi. Bununla birlikte kendi gökada dilimimizdeki bilinen kahverengi cüceler ve kahverengi cüce adaylarının sayısı oldukça azdır, bu da tüm karanlık maddenin gökadalardaki kahverengi cüce nüfusunun yoğunluğundan oluşmasını imkânsızlaştırmaktadır.

Kahverengi cücelerin saptanması zordur, çünkü bunlar sadece gerçek anlamda sönük değil (LBr.Bw = 10−4Lo) aynı zamanda kendilerini daha da sönük yapan çok miktarda toz veya diğer molekülleri atmosferlerinde bulundurabilirler. Daha düşük kütleli nesneleri, Jüpiter-ebatlı veya daha küçük gezegenleri saptamak daha da zordur. Bu nesnelerin yaydığı enerji de kütlesel çekimle meydana gelen sıkışmadan kaynaklanmaktadır.Şayet bir jüpiter, kahverengi cüce, beyaz cüce yıldızı veya diğer kütlesel bir nesne, daha parlak ve büyük bir bir yıldızın etrafında dönüyorsa, daha büyük yıldızın tayfında meydana getirdiği doppler-etkisiyle kendini belli eder.[not 1]. Bununla birlikte, kozmolojik karanlık madde düşünüldüğünde, bu nesneler daha büyük olan yıldızın kütlesinin bir parçası sayılmaktadır. Bir küresel halenin bütünüyle jüpiterlerden meydana gelmesi mümkündür, ancak tüm karanlık madde miktarı sadece bu jüpiterlerden oluşacak olsaydı ki bunların kütlesi 10-100 defa bir kahverengi cücenin kütlesinden daha küçüktür, kendi gökadamızda kahverengi cücelerin sayısından çok daha fazla yoğunluğa sahip bu jüpiterlerden olması gerekirdi. Jüpiterler halelerde MACHO olarak bulundukları zaman gökadamızın kütle yoğunluğuna muhtemelen sadece küçük bir katkıları olur.

Jüpiterler ve kahverengi cüceler zengin kümelerin merkezlerinde bulunabilirler. X-ışınımı yapan gaz soğur ve birkaçyüz M/Yıl ile kümenin merkezine, bazen de merkezdeki kütlesel gökadaya doğru düşer. Gaz belli bir noktadan sonra gözden kaybolur, düzinelerce sönük düşük kütleli yıldızlarla birlikte jüpiterler ve kahverengi cüceler meydana getirir. Şayet gaz büyük yıldızlar oluşturursa onları gözlemlemek mümkün olur.

Yüzey parlaklığı düşük gökadalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrenimizdeki tüm saklı kütleyi oluşturacak kadar çok kahverengi cüce ve kırmızı cüce mevcut değildir, ancak yüzey parlaklığı düşük gökadalar da (LSB) (yüzey parlaklığı normal bir gökadadan 5 ile 20 kat kadar daha sönük diffüz gökadalar) bu duruma katkıda bulunurlar. Daha önce bahsedilen diğer "loş madde" formları gibi, LSB gökadaları tüm evrendeki karanlık maddeyi oluşturmaya yetmezler. Bunların tam katkıları sayılarının tam olarak bilinememesinden dolayı saptanamamıştır. Teleskoplar geliştikçe, daha fazla LSB gökadaları keşfedilmekte ve böylelikle gökbilimciler bunların sayıları hakkında daha iyi bilgiler elde edebilmektedirler. LSB gökadalarının kendileri döngüsel eğrilerinden ölçüldüğü üzere yüksek miktarda karanlık madde içermektedirler. Bu da evrendeki karanlık madde miktarına katkıda bulunan bir diğer etkendir.

Nötron Yıldızları[değiştir | kaynağı değiştir]

Kütlesi 1,4 ve 2 M aralığında olan nötron yıldızları karanlık madde kütlesine muhtemelen önemli bir katılımcı değildirler. Nötron yıldızlarını meydana getiren yıldızlar yaklasık 10 M'liktirler. Böylece süpernova (yıldız patlaması) esnasındaki 8 M'nin üzerinde bir madde miktarı, yeni yıldızlar oluşturmak veya yıldızlar arası gaz olarak geride kalmak için dışarıya atılır. Şayet önemli sayıda nötron yıldızı miktarı varsa, bu tüm gökadaların kütlesinin büyük birçoğunluğunun erken zamanlarda meydana gelmiş çok sayıdaki süpernova olayının içinden geçmesini gerektirirdi. Bu ise bizi ağır elementlerin miktarının şu an gözlenenden daha fazla olması gerektiği sonucuna götürür, çünkü bu kadar çok madde dönüşüm yapmaktadır.

Kara Delikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Kütlesel kara delikler genellikle muhtemel bir baryonik karanlık madde adayı olarak düşünülürler. Şayet kara delik bir sarmal gökadanın diski yakınında ise disk yıldızlarını da içererek, etraflarındaki diğer nesnelerin hızlarının dramatik bir şekilde artışına neden olurlar. Hız bileşeninin diske normali artacağından, spirallerin diskleri sığlaşır; bu durum gözlemlenmemiştir.

106M kütleli bir kara delikten meydana gelen bir halo, gökadanın çekirdeğinde oluşan bir kara delik halini alır. Çünkü nesneleri çekip merkezde kümelenirler. Merkezdeki kara delik , bu şartlar altında, gözlemlenen sınır olan 3x106M'den daha fazla kütle içerir. 103M'lik bir halo veya daha büyük kara delikler halodaki küresel kümeleri çarpıtırlar[2]. Bununla beraber 102-3M'lik kara deliklerin olması muhtemeldir.

Evrenin ilk zamanlarında oluşmuş olan ilkel kara delikler, bir karanlık madde adayıdır. Evrenin ilk zamanlarındaki düzensizlikler maddenin kendiliğinden çöküşüne neden olmuş, böylelikle ömrü çok kısa ve kütlesi çok yüksek olan yıldızları oluşturmuş, sonra da bunlardan kara delikleri ve nötron yıldızlarını meydana getirmiş olabilir. Öldükleri zaman geride ya çok az ya da hiç kütle bırakmamış olmalıdırlar, aksi halde şu an bile varlıklarının kalıntıları görülebilirdi. Dahası, Stephen Hawking'e göre ilkel kara delikler buharlaştı. Heisenberg'in Belirsizlik Prensibine göre, kara deliğin enerjisi Rschwartzchild= MG2/c2 ile sınırlandırılmamıştır. Oluştuklarında belli bir eşik kütlesinin üzerinde olmasalardı (ki bu yaklaşık 109–12 kg), bugün hala buharlaşmaktaydılar.

Gaz[değiştir | kaynağı değiştir]

Tayfın herhangi bir kısmında hangi sıcaklık ve yoğunlukta olursa olsun gaz; ışıma ve soğurma yapar, bu da yıldız civarında var olan gazın saklanmış olmasını güçleştirir[not 2]. Samanyolu civarındaki soğuk baryonik gazın düzgün bir şekilde dağılımı mümkün değildir, çünkü diğer gökadalardan gelen ışıklarda soğurma çizgileri bulunmamaktadır. Sarmal gökadalarda, bildiğimiz gaz merkezden ziyade dış bölgelerde daha fazla olacak şekilde davranmaktadır. Gökadalar arası gaz bulutları veya kümesi olan soğuk gaz, bir diğer gökada görüş hattı dışında kaldıkça fark edilemeyecektir. Bazı kuasarlarda Lyman-alfa soğurma çizgileri yüksek sıklıkta görülmektedir, ve bu gökadalar arası gaz bulutları normal bir gökada kadar büyük olabilmektedir.

Bu gerçekler gazın saklanamadığı için karanlık madde olamayacağını ileri sürse de, gökadalarda ve kümelerde hem parlak hem de sönük soğuk baryonik gazın var olduğuna delil vardır. Gökadaların yıldız oluşumu özellikleri karanlık maddenin; soğuk, fraktal ve moleküler gaz şeklinde olduğuna kanıt teşkil eder. Civarımızdaki yıldızlararası ortamın fraktal olduğunu biliyoruz. Çünkü 100 pc çapında dev molekül bulutlarının ve 0.01-0.1 pc çapındaki ufak kümelerin farkındayız. Yakın gökadalar arasındaki tedirginlikten kaynaklanan etkileşim esnasında, gaz içe çöker böylelikle geçici bir zaman periyodu için merkezinde hızlı bir yıldız oluşumunu tetikler. İzole olmuş gökadalarda böyle bir olaya rastlanmaz. Etkileşen gökadalarda, izole olmuş gökadalara oranla CO ışımalarından 4-5 kat daha fazla gaz ölçülmektedir.

Dahası, HI gözlemleri "erken tip" sarmalların (Sa, Sb) "geç tip" sarmallara (Sc, Sd) oranla daha az karanlık kütle / parlaklık oranına sahip olduğunu göstermektedir. Bu da baryonik karanlık maddenin büyük bir miktarının sistem geliştikçe yıldız oluşumuna transfer edildiği anlamına gelmektedir, ve Sc ile Sd gökadalarında, yıldız oluşumunun olabilmesi için karanlık madde seğrelmiş H ve He formunda bulunmalıdır.

Zengin kümelerde X-ışınları yayan gaz bulunmaktadır ve durum Einstein ve ASCA uydularını da kapsayan birçok gözlem evlerinden incelenebilmektedir.[not 3] Gaz, kümenin merkezine doğru yol aldıkça 108K civarına kadar ısınmaktadır. Buna gökadalar arası sürtünme de eklenince bu ısı artmaktadır. Soğuk baryonik gaz (yaklaşık bunun üçte biri) böylelikle bize sadece geçici bir süre için görünür hale gelmektedir. Gaz nihayetinde soğuyup, kümenin merkezine doğru düşer ve soğuk küçük gaz kümeleri oluşturur. Gökbilimciler, gazın sağladığı kütle miktarının yıldızların sağladığı kütle miktarına eşit veya Ωgaz= Ωlum= 0.05 yaklaşık olarak Ωbaryon= 0.1 olduğunu düşünmektedirler.

Toz bulutları[değiştir | kaynağı değiştir]

Ağır elementlerden (> He) oluşan toz bulutları gelen ışığı kırmızılaştırıp soğururlar. Bütün elementlerin kütleleri toplamının %2'sinden az olan ağır elementler yıldızların iç bölgelerinde üretilirler ve ISM'ye süpernova esnasında enjekte edilirler. Şayet bu toz karanlık halonun önemli bir bileşeni olacaksa, diğer yıldızların çok fazla sayıda haloda yer almasını gerektirir. Bu yüzden toz bulutları ciddi bir baryonik madde adayı değildirler.

Kuark külçeleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir diğer baryonik aday ise kuark külçeleridir; bunlar birçok kuarkın hipotezsel kümelenmeleridir, 1mm – 1m çapında, son derece ağır ve yavaş hareketlidirler. Bir grup fizikçi böyle bir kümelenmenin yukarı, aşağı ve hatta bir grup garip kuarktan oluşabileceğini ve kararlı olduğunu ileri sürmektedir. Kuark külçeleri erken evren esnasında üretilmiş olmalıdırlar ve yeterli miktara sahipseler Ω'ya küçümsenemeyecek bir katkıda bulunabilirler.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ doppler-etkisi, güneş sistemimizin dışındaki gezegenlerin ilk keşfinde kullanılan yöntemdir
  2. ^ Soğuk gazlar radyo frekansları yayarlar; sıcak gazlar ise UV (Mor ötesi) ve X-ışını yayarlar
  3. ^ Kümelerdeki karanlık madde için sıcak gaz iyi bir takipçidir; bu gaz sönük ve parlak maddenin yüksek yoğunlukları etrafında kümelenmektedir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Gilmor & Hewet, 1983; Richstone, 1992
  2. ^ ( Moore 1993)

[1], Analysis of a hubble space telescope search for red dwarfs: limits on baryonic matter in the galactic halo, Astrophys.J.456:L49,1996

  • J. Najita, G. Tiede, and S. Carr, From Stars to Superplanets: The Low-Mass Initial Mass Function in the Young Cluster IC 348. The Astrophysical Journal 541, 1 (2000), 977–1003
  • Katherine Freese, Brian Fields, and David Graff,[2] Limits on stellar objects as the dark matter of our halo: nonbaryonic dark matter seems to be required
  • Brian Fields, Katherine Freese, and David Graff,[3] Chemical abundance constraints on white dwarfs as halo dark matter, Astrophys.J.534:265-276,2000
  • Arnon Dar, Dark Matter and Big Bang Nucleosynthesis. Astrophys. J., 449 (1995) 550