EVRENİN ÇÖZÜLEMEYEN SIRRI: KARANLIK MADDE

Karanlık madde, astrofizikte, elektromanyetik dalgalardan( radyo dalgaları, gözle görülebilen ışınlar, X-ışınları vb.) etkilenmeyen. Varlığı sadece diğer maddeler üzerindeki kuvveti ile belirlenebilen varsayımsal, varlığı belirsiz maddedir.

Karanlık maddenin varlığını belirlemek için gökadaların döngüsel hızlarından, gökadaların diğer gökadaların içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda kalmış gözlemleyebildiğimiz maddelere uyguladığı kütleçekimsel mercekleme özelliğinden ve gökadaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımı incelenerek karanlık maddenin varlığı hakkında daha fazla bilgiler toplanır.

Evrende gözlemleyebildiğimiz maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğu görülmektedir. Karanlık maddenin içeriği bilinmemekle birlikte WIMP'ler( ing. Weakly İnterating Massive Particle tr. Zayıf Etkileşimli Büyük Kütleli Parçacık), aksiyonlar, sıradan ve ağır nötrinolar, gezegenler ve sönmüş yıldızlarla birlikte verilen isim MACHO'lar(ing. Massive Compact Halo Object tr. Büyük Kütleli Sıkı Halo Cisimler) ile ışıma yapmayan gaz bulutlarından oluşur.

Evrende bazı incelemeler sonucu varsayılan toplan enerji yoğunluğunun sadece %4'ünün doğrudan gözlemlenebilir maddeden oluştuğu, %22'sinin karanlık maddeden oluştuğu ve geri kalan %74'lük dilim ise karanlık enerjiden oluştuğu kabul edilmektedir.

GÖZLEMSEL KANITLAR

Karanlık madde kavramı, ilk olarak 1932 yılında Jan Hendrik Oort ve 1933 yılında Kaliforniya teknoloji endüstrisinden İsviçreli ünlü astrofizikçi Fritz Zwicky tarafından ortaya atılmıştır. Fritz Zwicky 'nin gözlemleri uzun yıllar boyunca ciddiye alınmamıştır. Karanlık maddenin varlığına dair en güçlü kanıt olan sarmal gök ada eğilimleri 1970 yılında Washington Carnegie enstitüsü'nde Vera Rubin ve arkadaşları tarafından ortaya atılmıştır. Vera Rubin'de Fritz Zwicky'nin kaderinden farksız olmamıştır. Çalışmaları hiçbir ciddi yayın organında yayınlanmamıştır. Master ve doktora tezleri de daha önce kabul görmemiştir. Vera Rubin bu duruma hiç şaşırmamıştır. Onlarca yıl sonra hemen hemen tüm astrofizikçiler bugün karanlık maddenin varlığını kabul ederler. Ağustos 2006 yılında yayınlanan, 150 milyon yıl önce gerçekleşmiş iki gök ada kümesinin çarpışmasına dair gözlem, karanlık maddenin varlığına somut bir kanıt olmuştur. Çarpışma sırasında sıcak gazlar etkileşime girmiştir daha sonra merkezde yoğunlaşmıştır. Bu esnada karanlık madde etkileşime girmemiş ve gök adanın merkezinden uzakta kalmıştır.

Karanlık maddenin iki türlü ortaya çıktığı varsayılmaktadır. Baryonik karanlık madde ve Baryonik olmayan karanlık madde. Evrenin kütlesinin %90 karanlık maddeden oluştuğu sanılmaktadır. 1970'lerde evrenin %90 görünmez olduğu keşfedilmesi ile birlikte karanlık madde iddialarının güçlendiği yıllar olmuştur. Karanlık maddenin var olduğu varsayılsa bile karanlık maddenin ne olduğu konusunda çok az sayıda bilgi vardır.

KARANLIK MADDE BİLEŞİMİ

Büyük patlama sonucunda hafif elementler oluşmuştur. Bunlar helyum, döteryum ve ender olan "lityum". Lityumun ender olmasının sebebi genç yıldızlarda bulunmasıdır. Evriminin erken dönemlerinde atmosferindeki kütlesel gaz hareketleri sonucu yıldızın daha iç ve yoğun olan bölgelerine inerek burada sistematik olarak yanar. Kendi sistemimizin yıldızı olan güneş, orta yaşlı olduğu için içerisinde lityum bulundurmaz.

Lityum hem büyük patlamada, hem de yıldızlararası buluta giren kozmik ışınlarınca üretilmiştir. Yıldızlararası bulutta bulunan karbon, azot ve oksijen moleküllerine çarpan kozmik ışın, nükleer reaksiyonu başlatarak ortama lityum çekirdekleri saçılır. Bu sürecin habercisi, lityumun iki izotopudur. Bunlardan bir tanesinin kütlesi 6, normal lityum izotopu olanın ise 7'dir.

Yaşlı yıldızlarda hidrojene göre on milyonda bir onanında bulunan lityum, tam tersi genç yıldızlarda 10 milyon kat fazla bulunur. Bu genç yıldızdaki lityumun bolluğunun kozmik ışınlardan olduğu tahmin ediliyor. Çok yüksek bir olasılık ile aslında genç yıldızlarda bulunan lityum, yıldız doğumunda, yıldız içerisinde üretiliyor olabilir.

Yıldız doğumu öncesi yoğun gaz bulutu halindedir. Bu haldeyken, bulut üzerine gelen kozmik ışınlar bu bulut içerisinde lityumu üretip daha sonra bu yoğunluktan dolayı yıldızı doğuruyor olabilir. Bu varsayım tutarlı bir tablo çiziyor. Halo yıldızlarında bulunan lityumun büyük patlama sırasında üretildiğini söyleyebiliriz. Büyük bir olasılıkla baryon dışı kökenli karanlık maddenin üstün olduğu sonucunu çıkarabiliyor olmamıza karşın, lityum, helyum ve döteryum bolluğuna karşın bir miktar baryon dışı kökenli maddeden söz edebiliriz. Bu miktar, gökadalarda ölçülen miktardan çoktur. Bu sonuca göre, kritik yoğunluğunun yüzde bir kaçlık bölümünün baryon kökenli olması gerektiğini öngörebiliyoruz.

Evrim Ağacı'ndan Mesaj

Neden Desteğe İhtiyacımız Var?

Aslında maddi destek istememizin nedeni çok basit: Çünkü Evrim Ağacı, bizim tek mesleğimiz, tek gelir kaynağımız. Birçoklarının aksine bizler, sosyal medyada gördüğünüz makale ve videolarımızı hobi olarak, mesleğimizden arta kalan zamanlarda yapmıyoruz. Dolayısıyla bu işi sürdürebilmek için gelir elde etmemiz gerekiyor.

Bunda elbette ki hiçbir sakınca yok; kimin, ne şartlar altında yayın yapmayı seçtiği büyük oranda bir tercih meselesi. Ne var ki biz, eğer ana mesleklerimizi icra edecek olursak (yani kendi mesleğimiz doğrultusunda bir iş sahibi olursak) Evrim Ağacı'na zaman ayıramayacağımızı, ayakta tutamayacağımızı biliyoruz. Çünkü az sonra detaylarını vereceğimiz üzere, Evrim Ağacı sosyal medyada denk geldiğiniz makale ve videolardan çok daha büyük, kapsamlı ve aşırı zaman alan bir bilim platformu projesi. Bu nedenle bizler, meslek olarak Evrim Ağacı'nı seçtik.

Eğer hem Evrim Ağacı'ndan hayatımızı idame ettirecek, mesleklerimizi bırakmayı en azından kısmen meşrulaştıracak ve mantıklı kılacak kadar bir gelir kaynağı elde edemezsek, mecburen Evrim Ağacı'nı bırakıp, kendi mesleklerimize döneceğiz. Ama bunu istemiyoruz ve bu nedenle didiniyoruz.

Destek Ol

Baryonik olmayan karanlık madde iki ana kategoride incelenir;

• Sıcak karanlık madde (HDM)- baryonik olmayan parçacıkların rölativistik(ışık hızına yakın) hareketi
• Soğuk karanlık madde(CDM)- baryonik olmayan parçacıkların rölativistik olmayan hareketi

Soğuk karanlık madde parçacıkları(CDM) aynı zamanda WIMP olarakta bilinirler. Sıcak karanlık madde parçacıklarından(HDM) farkı daha fazla madde miktarı içerir ve düşük hızlarda hareket ederler.

Soğuk karanlık madde parçacıklarından çok daha hafif ve daha hızlı hareket eden sıcak karanlık madde parçacıkları denir. Bilinen üç tip nötrino ve bunlara karşılık antinötrinolar vardır, bunlar HDM'ler için adayıdır. n(e) ve n(µ) HDM olarak bilinirler fakat deneysel açıdan n(e)'nin kütlesi yeteri kadar küçük değildir.

İlkel evrenin kalıntıları karasız zayıf etkileşimli parçacıklardır. Bir örnek vermek gerekirse nötrinolar, eğer varsa bile kütlesi çok küçüktür. Normal nötrinolar kütlesiz kabul edilse bile sınırlı bir kütleye sahip olması düşüncesi çokta ütopik değildir. Büyük patlamadan sonra ortaya çıkan o kadar nötrino vardır ki, elektronik kütlesinin on binde biri kadar olan 50 eV'lik bir kütle evrenin kapalı olmasına yeter. Bir çok ülke bu konu hakkında deney yürütse bile bu deneyler sonuçsuz kalmıştır. Trityum bozunma deneylerinden elde edilen elektron nötrinosunun kütlesi için üst sınır 10 eV'dir. Diğer nötrinoların kütlesi daha küçük veya daha büyük olabilir. Soğuk karanlık maddenin tam kütlesi birbirlerinin çiftinden ayrıldıkları zamanki evrenin sıcaklık ve zamanına, diğer maddelerle olan etkileşimine bağlıdır. CMD parçacıkları kütle çekim kuvveti ile birbirleri ile etkileşime girerler. CMD parçacıklarının ortalama kütlesi 1 GeV/c² değerine sahiptir.

KARANLIK MADDENİN VARLIĞI

Güneş civarındaki madde yoğunluğu, diskin dışına taşan, ışıma gücü yüksek yıldızların örneklenmesi ile ölçülür. Bu yıldızların ortalama hızları, diske dik olarak kat ettikleri uzaklıklar, bu yıldızların diskin içinde tutan kütle çekimi kuvvetinin ölçüsüdür. Bu kuvvetin büyüklüğünden bu kadar kütle çekimi uygulanan maddenin yoğunluğu hesaplanabilir. Bu yoğunluk gözlenen yıldız sayısıyla karşılaştırıldığında, yıldız sayısının olması gerekenin yarısı olması gerektiği bulunur. İşte bu durum aslında yıldız çevresinde aslında bir maddenin varlığının olması gerektirir. Bu madde, karanlık maddenin varlığını kanıtlar nitelikteydi.

Sıcak gazların yaydığı X-ışınları sayesinde karanlık madde haritalaması yapılacaktır. Sıcak gazın yoğunluğundan dağılması gerekirken bir arada durmasını ancak bir kütle çekim kuvveti yapabilirdi. Önümüzdeki yıllarda Alman X-ışın uydusu ROSAT, Japon X-ışın uydusu Astro-D ve ABD X-ışın uydusu AXAF, sıcak gaz haritalamasını daha iyi yaparak karanlık maddenin varlığı üzerinde yoğunlaşılacaktır. Ayrıca Japon ve ABD uydusu sıcak gazın sıcaklığını ölçebilme yeteneğine sahiptir.

Karanlık maddenin ölçülmesinin yeni yöntemlerinden birisi ise çekimsel mercek olgusudur. Kütle çekimi, maddede olduğu gibi ışık ışınlarını da çeker. Bu nedenle kuasarlardan yayılan ışık ışınları Dünyaya doğru yol izlerken ışınlarının yönü değiştiği, kuasarın görüntüsünün bozulduğu veya daha farklı gözükmesinin sebebi uzay boşluğunda görünmez fakat var olan karanlık madde neden oluyordu. Önümüzdeki yıllarda kütle çekimsel mercek sayesinde karanlık madde haritası çıkarılması yönünde çalışmalar başlamış ve yürütülmektedir. Şimdiden böyle bir proje AT&T Bell laboratuvarlarında Anthony Tyson ve başkaları tarafından başlatılmış durumda.