•Karanlık Madde Kavramı ve Enerji Bütçesi
Karanlık madde, astrofizikte elektromanyetik dalgalarla etkileşime girmeyen ve varlığı yalnızca diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisi ile belirlenebilen varsayımsal maddelere verilen isimdir. Bu maddelerin varlığını belirlemek için gök adaların döngüsel hızlarından, gök adaların diğer gök adalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütleçekimsel mercekleme özelliğinden ve gök adaların içindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. Értékelések, gök adalarda, gök ada gruplarında ve Evren’de görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir.
Evrendeki kütleçekimsel enerjinin incelenmesi sonucu, varsayılan toplam enerji yoğunluğunun sadece %4’ünün doğrudan gözlemlenebilir maddelerden oluştuğu gözlemlenmiştir. Toplamın %22’sinin karanlık maddeden, kalan %74’ünün ise evrene dengeli bir şekilde yayılmış olan karanlık enerjiden oluştuğu kabul edilmektedir.
Gölemsel Kanıt ve Tarihsel Gelişme
Karanlık madde kavramı, ilk olarak 1932’de Jan Hendrik Oort ve 1933 yılında Kaliforniya Teknoloji Enstitüsünden İsviçreli 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 ise 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 ve hiçbir ciddi yayın organı çalışmalarına yer vermemiştir. Master ve doktora tezleri de 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 ise 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. Karanlık maddenin var olduğu varsayılmakta, ancak ne olduğu konusunda çok az açık bilgi vardır.
Gök Ada Dönüş Eğrisi
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 içindeki yıldız ve gazların gök ada merkezi etrafındaki yörünge hızları ile bunların merkeze olan uzaklıklarını bir grafik üzerinde gösterdikleri gök ada dönme eğrileri adını verdikleri bir yöntem geliştirmiştir.
Eğer bir sarmal gök adada, Samanyolu gök adasında 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 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 hafif 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’ adı verilmiştir. 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 Mercek
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 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, Világ 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 rastlanmasıdır. 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 geç
Bu açıklama Vikipedi kaynaklarından uyarlanmıştır ve şu lisans altında sunulur: CC BY-SA 4.0.
Még nincsenek hozzászólások