•Karanlık Madde Kavramı ve Enerji Bütçesi
Karanlık madde, astrofizikte elektromanyetik dalgalarla etkileşime girmeyen ve varlığı yalnızca kütleçekimsel etkisiyle belirlenebilen varsayımsal maddelere verilen isimdir. Bu maddelerin varlığını ortaya koymak için gök adaların döngüsel hızları, diğer gök adalar içindeki yörüngesel hızları, geri plandaki maddelere uyguladığı kütleçekimsel mercekleme ve gök ada içindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımı kullanılır. समीक्षाएं, gök adalarda, gök ada gruplarında ve Evren’de görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde bulunduğunu göstermektedir.
Evrendeki kütleçekimsel enerjinin incelenmesi, toplam enerji yoğunluğunun ancak %4’ünün doğrudan gözlemlenebilir maddelerden oluştuğunu ortaya koymaktadır. Toplamın %22’sinin karanlık maddeden, kalan %74’ünün ise evrene dengeli şekilde yayılmış karanık enerjiden oluştuğu kabul edilmektedir.
Gözlemsel Kanıt ve Tarihçe
Karanlık madde kavramı ilk olarak 1932’de Jan Hendrik Oort ve 1933 yılında Kaliforniya Teknoloji Enstitüsünden İsviçreli astrofizikçi Fritz Zwicky tarafından öne sürülmüştür. Zwicky’nin gözlemi ve iddiası kırk yıl boyunca ciddiye alınmamıştır. Karanlık maddenin varlığına dair en güçlü kanıt sayılan Sarmal Gök ada eğilimleri ise 1970 yılında Washington Carnegie Enstitüsü’nde Vera Rubin ve arkadaşları tarafından ileri sürülmüştür. Rubin de benzer bir kaderi paylaşarak uzun yıllar ciddiye alınmamış, hiçbir ciddi yayın organı çalışmalarına yer vermemiştir.
Ağustos 2006’da yayınlanan ve 150 milyon yıl önce gerçekleşmiş iki gök ada kümesinin çarpışmasına dair gözlem, karanlık maddenin varlığına dair daha somut bir kanıt oluşturmuştur. Çarpışma sırasında sıcak gazlar etkileşime girmiş ve merkeze yaklaşmıştır. Oysa gök adalar ve karanlık madde etkileşime girmemiş, merkezden uzak kalmıştır.
Gök Ada Dönme Eğrisi
Karanlık madde 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 adını verdikleri, gök ada içindeki yıldız ve gazların merkez etrafındaki yörünge hızları ile merkeze olan uzaklıklarını bir grafik üzerinde göstermiştir. Eğer kütle, galaktik maddenin görünen durumuna göre dağılmışsa, Güneş sistemindeki gibi hızlı bir hız azalması beklenir. Çünkü kütlenin büyük bir bölümü merkezdeki şişkin bölgede toplanır ve haloda çekim çok zayıf olur.
Fakat Samanyolu, Andromeda ve diğer sarmal gök adalarda durum böyle değildir. Bu gök adaların dönme eğrilerinde hız azalması yerine düz bir gidiş gözlenmektedir. Yıldızların hızları halo boyunca sabit kalmaktadır. Bu durum, kütlenin merkezde değil, gök ada içinde baştan sona düzgün şekilde yayıldığını gösterir. Bu ancak gök ada halesinde önemli miktarda karanlık madde olmasıyla mümkündür.
Gök Adaların Hız Dağılımı
Evrenin ilk dönemlerinden beri küçük yoğunluk dalgalanmaları varlıklarını sürdürmektedir. Kritik yoğunluğa neden olan karanlık madde, galaksi kümeleri ve süperkümeler üzerinde düzgün dağılmış olabilir. Minik dalgalanmalar nedeniyle yoğunluğun fazla olduğu yerlerde çevredeki madde üzerinde hafif bir çekme, az olduğu bölgelerde ise hafif bir itme etkisi oluşur. Bu etki, galaksiler üzerinde düzgün Hubble genişlemesinden küçük sapmalar şeklinde kendini gösterir.
Tully-Fisher bağıntısı, galaksinin ışıma gücü ile dönme hızı arasındaki ilişkiyi (L α vrot⁴) ifade eder ve galaksinin uzaklığına bir ölçü verir. Binlerce galaksi için yapılan karşılaştırmalarla 100 megaparsek uzaklığa kadar özel hız dağılımının haritası çıkarılabilir. İlk sonuçlar, gözlenen hızda kütle hareketleri için yaklaşık kritik yoğunluğa eşit miktarda karanlık madde gerektiğini göstermektedir. Bizden yaklaşık 40 megaparsek uzaklıkta bulunan en yakın yoğunlaşmaya ‘Büyük Çekici’ adı verilmiştir.
Gök Ada Kümeleri ve Çekimsel Mercekleme
Halolarda yer alan olası astrofiziksel cisimler arasında yıldız enkazları, nötron yıldızları, beyaz cüceler, kara delikler ve yıldız olmayı başaramamış cisimler bulunur. Bu cisimler hemen hemen ya da tümüyle görünmez olduklarından karanlık madde için mükemmel adaylardır. 1993 yılında yapılan iki deneyde MACHO’ların varlığı konusunda güçlü kanıtlar elde edilmiştir.
Çekimsel mercek etkisi, bir MACHO’nun विश्व ile uzak bir yıldızı birleştiren doğrultuya yaklaşmasıyla ortaya çıkar. Yıldızın birbirinden bir açı saniyesinin binde biri kadar uzaklıkta birçok görüntüsü oluşur. MACHO bu doğrultuyu kesirken arkadaki yıldız geçici olarak parlaklaşır. Çekimsel mercek etkisine oldukça ender rastlanır; herhangi bir anda arka plandaki her iki milyon yıldızdan yalnızca birinde gözlenir.
Büyük Macellan Bulutu’ndaki milyonlarca yıldız gözlenerek deneyler tasarlanmıştır. Olay süreleri 30 ile 50 gün arasında değişmiştir. Mercek etkisinin süresi MACHO’nun kütlesinin bir ölçüsüdür. Olay süreleri tipik kütle olarak 0,1 M☉ değerini vermekte, ancak bunun üç katı kadar bir belirsizlik söz konusudur.
Nükleosentez ve Baryonik Olmayan Madde
Büyük patlama sırasında yaratılan ve hidrojenin iki katı kütleye sahip döteryum, karanlık madde hakkında dikkate değer bir ipucu sağlar. Döteryum kırılgan bir elementtir ve yıldızlar tarafından tüketilir. Döteryumun yıldızlar tarafından yok edildiği göz önüne alındığında, galaksi öncesi döteryumun hidrojene göre bolluğu %0.01 olarak bulunur.
Lityum hem büyük patlama hem de kozmik ışınlarca üretilmiştir. Popülasyon II’deki en yaşlı yıldızlar hidrojene göre on milyonda bir oranında lityum bolluğu gösterir. Oldukça güvenli bir biçimde, halo yıldızlarında gördüğümüz lityumun büyük patlama sırasında üretilmiş olduğunu söyleyebiliriz. Baryon dışı kökenli karanlık madde üstün olsa da, lityum, döteryum ve helyum bollukları minimum bir miktar baryon kökenli maddenin varlığını gerektirmektedir. Bu miktar, galaksılarda doğrudan ölçülenden çoktur.
Baryonik olmayan karanlık madde iki kategoriye ayrılır: Sıcak karanlık madde (HDM), baryonik olmayan parçacıkların rölativistik hareketidir. Soğuk karanlık madde (CDM) ise baryonik olmayan parçacıkların rölativistik olmayan hareketidir. Soğuk karanlık madde parçacıkları aynı zamanda WIMP olarak da bilinir.
Bu açıklama Vikipedi kaynaklarından uyarlanmıştır ve şu lisans altında sunulur: CC BY-SA 4.0.
अभी तक कोई टिप्पणी नहीं