LAMBDA-CDM TEORİSİ

Lambda-CDM (ΛCDM) teorisi bir süredir modern kozmolojinin temelini oluşturuyor ve Evren'deki büyük ölçekli yapıları başarıyla tanımlıyor. Kozmosun %95'inin karanlık maddeden ve karanlık enerjiden oluştuğunu öne süren, Kozmolojik sabit (Λ) ile temsil edilen karanlık enerjinin, Evren'in hızlanan genişlemesini yönlendirdiği ve zaman içinde sabit bir enerji yoğunluğunu koruduğu düşünülüyor. Ancak Karanlık Enerji Araştırması'ndan elde edilen yeni sonuçlar, bu varsayımdan bir sapmaya işaret ediyor ve karanlık enerjinin zaman içinde evrimleşebileceğini öne sürüyor.

Gökbilimciler, karanlık enerjinin zaman içinde ölçeği ne kadar genişlettiğini görmek için kozmik tarihin çeşitli dönemlerine göre ölçebilirler.

ΛCDM evrenimiz hakkında söyleyecek çok şeye sahip ama en temel olanla başlamak gerekir. Neyi temsil ediyor? Λ, karanlık enerji anlamına gelen büyük Yunan harfi lambda'dır. Karanlık enerji, evrenin genişlemesinin hızlanmasını sağlayan gizemli bir enerji kaynağıdır. CDM, soğuk karanlık madde anlamına gelir. Karanlık maddenin, kafa karıştırıcı bir şekilde, karanlık enerjiyle kesinlikle hiçbir ilgisi yoktur. Karanlık madde, evrenimizdeki elektromanyetik alanla etkileşime girmeyen, iyi anlaşılmamış maddeye verdiğimiz isimdir. Bu, hiç ışık yaymadığı, emmediği, yansıtmadığı veya dağıtmadığı anlamına gelir. Var olduğunu yalnızca çevresindeki evrenle olan kütleçekimsel etkileşimi aracılığıyla söyleyebiliriz. Örneğin rüzgârı göremediğimizi düşünelim, ancak ağaçlardaki yaprakları hareket ettirdiği için orada olduğunu biliriz.

Karanlık madde ışığı engelleyemediği için, onun hakkında bilgi eksikliğimiz dışında gerçekten "karanlık" olan hiçbir şey yoktur. Bazıları bunun muhtemelen "şeffaf madde" veya "görünmez madde" olarak adlandırılması gerektiği anlamına geldiğini doğru bir şekilde belirttiler, lakin bu o kadar da havalı bir tanım değil. Havalı demişken, buna neden soğuk karanlık madde diyoruz? Parçacık düzeyinde sıcaklığın aslında tek tek atomların kinetik enerjisinin veya hızının bir tanımı olduğunu hatırlamakta fayda var. Bu nedenle, bu bağlamda "soğuk", karanlık madde parçacıklarının (eğer parçacıksa) çok az enerjiye sahip olduğunu ve ışık hızına kıyasla yavaş hareket ettiğini düşündüğümüz anlamına gelir. Elbette, ΛCDM modelinde evrende karanlık enerji ve karanlık maddeden daha fazlası var. Ayrıca radyasyon (yani ışık) ve elbette her gün etkileşime girmeye alışkın olduğumuz tüm normal madde var. Bundan sonra, eğer bir gün " baryonik madde " diyeceksek, bütün bunlara normal madde diyebiliriz.

Karanlık madde veya karanlık enerji hakkında konuşmaya başladığımızda aklımıza gelen ilk şeylerden biri şudur: Bunların herhangi birinin gerçek olduğunu nasıl biliyoruz?

Karanlık madde tanımı gereği elektromanyetik radyasyonla etkileşime girmez. Bu bir sorundur, çünkü bir gökbilimcinin bir numaralı aracı ışıktır. Karanlık madde için tüm kanıtlarımızın dolaylı olduğu, görebildiğimiz şeyleri kütleçekimsel olarak nasıl etkilediğinden geldiği anlamına gelir. İlk önemli kanıt parçası sarmal gökadaların dönüş eğrilerinden gelir. Newton mekaniği ve Kepler yasaları tarafından tanımlandığı gibi, galaksisinin merkezi etrafında r yarıçapında yörüngede dönen bir yıldızın hızı v ( r ) = [ G M ( r ) / r ] ½ ‘ ‘dir.

Burada M ( r ), r yarıçapındaki bir küre içindeki toplam kütleyi verir. Halbuki, yıldızların hızına gerçekten baktığımızda, gözlemlediğimiz şey bu değildir. Büyük yarıçaplardaki hızlar, galaksilerde gözlemlediğimiz baryonik kütle (yani, yıldızlardaki, gazdaki ve tozdaki tüm kütle) göz önüne alındığında tahmin ettiğimizden çok daha büyüktür. Bu, görmediğimiz galaksilere önemli miktarda kütle katkıda bulunan başka bir şey olduğu anlamına geliyor.

Karanlık maddeye dair bir diğer kanıt da galaksi kümelerine bakmaktan gelir. Bunlardan en ünlüsü, aslında çarpışma sürecindeki iki galaksi kümesi olan Bullet Kümesi'dir.

Bu kümelerdeki gaz, yukarı da ki görselde olduğu gibi pembe alanla gösterilen kendisiyle etkileşime girerek merkezi bölgenin yakınında birikmesine neden olur. Fakat, toplam kütle dağılımını haritalamak için kütle çekimsel merceklemeyi kullandığımızda, kütlenin çoğunun gazdan çok daha geniş bir şekilde dağıldığını görürüz, yukarı da ki görselde mavi renklendirmeyle gösterildiği gibi. Bu, yine göremediğimiz bu ortamlarda çok fazla madde olduğuna işaret ediyor.

Galaksiler gibi şeylerin oluşması için maddenin bir kütle çekim kuyusuna düşmesi gerekir. Yani evrenin bir parçasının diğerlerinden daha yoğun olması gerekir. Ancak, kozmik mikrodalga arka planı (CMB) sayesinde, evrenin daha yoğun noktalarının, doğduktan hemen sonraki boyutuna dair oldukça iyi bir resme sahibiz. Fizik anlayışımıza dayanarak bu aşırı yoğun noktalarda saati ileri alırsak, evrenin ve galaksilerin bu kadar çok oluşması için yeterince yaşlı olmadığını görürüz.

Karanlık madde tam da burada devreye girer. Karanlık madde elektromanyetik olarak etkileşime girmediğinden, kütle çekim altında çok daha kolay çökebilir. Karanlık maddenin önce çökeceği ve ardından normal maddenin onu takip edeceği gerçeğini hesaba katarsak, o zaman bizim gördüğümüz kadar çok yapının oluştuğunu görmek mantıklıdır. Yani galaktik dönüş eğrileri ve mercekli galaksi kümelerinin gözlemleri karanlık maddenin varlığına dair güçlü kanıtlar sunar, galaksi oluşumu modelleri teorik bir destek sağlar, lakin tam olarak ne olduğunu belirlemek çok daha zordur. Gözlemlerimiz ve büyük ölçekli modellerimiz bize toplam kütle dağılımı hakkında bilgi verebilir. Karanlık maddenin kökeni, karanlık madde parçacığının kütlesi, kendisiyle veya normal maddeyle nasıl etkileşime girdiği ve ne kadar hızlı hareket ettiği (yani "soğuk" mu yoksa "ılık/sıcak" mı) gibi özellikleri anlamak inanılmaz derecede zordur.

Karanlık enerjiyi anlamak için evrenin genişlemesinden bahsetmek gerekir. Gece gökyüzünde galaksileri gözlemlediğimizde, onlar hakkında öğrenebileceğimiz iki önemli bilgi vardır: hızları ve uzaklıkları. Hız bileşeni ışığın kırmızıya kaymasından gelir. Kırmızıya kaymayı genellikle Doppler etkisi açısından düşünürüz. Çok hızlı bir spor arabanın geçtiği kaldırımda durduğumuzu ve arabanın çıkardığı sesi düşünelim. Araba bize doğru gelirken tiz bir ses çıkarır ve sonra uzaklaşırken ses düşer. Olan şey, araba bize doğru hareket ederken önündeki ses dalgalarını sıkıştırarak onları daha tiz hale getirmesidir. Araba uzaklaştığında, ses dalgaları arkasında gerilir ve böylece daha düşük tiz hale gelir. Görünen o ki, ışık dalgaları da bunu yapıyor! Bir şey ışık yayıyorsa ve size doğru hareket ediyorsa, ışık daha kısa dalga boylarına sıkıştırılacaktır genellikle maviye kayma denir, çünkü mavi ışığın dalga boyları kısadır.

Uzaklaşıyorsa, ışık daha uzun dalga boylarına doğru gerilecektir (benzer şekilde kırmızıya kayma olarak adlandırılır, çünkü kırmızı, görünür spektrumun uzun dalga boyu aralığındadır). Dalga boyunun ne kadar değiştiği, bir şeyin ışık hızına göre ne kadar hızlı hareket ettiğine bağlıdır.

Genişleyen bir evrende, galaksiler bizden uzaklaştıkça ışık da gerilir. Galaksiler, birbirlerine göre hızlarına sahip olmalarına neden olan uygun bir harekete sahip olabilirler, ancak evren genişlediği için galaksiler de birbirlerinden uzaklaşmaktadır. Bunlar çok farklı gelmeyebilir, burada yapılması gereken önemli bir ayrım vardır. Bir elastik parçası üzerindeki iki karıncayı hayal edelim. Karıncalar elastik üzerinde yürüyebilir ve birbirlerine göre pozisyon değiştirebilirler (bu uygun harekettir). Ancak evrenin genişlemesi gibi, elastik malzemeyi gerebiliriz. Karıncalar etrafta dolaşmıyor olsa bile, elastik malzemenin gerilmesi onları birbirlerinden uzaklaştıracaktır, böylece göreceli bir hıza sahipmiş gibi görünecektir. Galaksilerin bu şekilde birbirinden ayrılması, karınca örneğiyle aynı matematiksel kuralı izleyerek yine de ışığın kırmızıya kaymasına yol açacaktır. Ancak, sözde kozmolojik kırmızıya kaymanın arkasında farklı bir mekanizma olduğunu hatırlamakta fayda var. Kozmolojik kırmızıya kaymanın eğlenceli yanlarından biri, görelilik kurallarını ihlal etmeden galaksilerin ışık hızından daha hızlı hareket ediyormuş gibi görünmesine yol açabilmesidir.

Yani galaksilerin hızını ışıklarının nasıl yayıldığına bakarak anlayabiliriz, bu hususta başka bir şeyi de bilmemiz gerekir ki o da mesafeleri. Galaksilere olan mesafeyi belirlemenin en iyi yollarından biri standart mum adı verilen bir şeydir. Bu, her zaman aynı içsel parlaklığa sahip bir nesnedir. Parlaklık mesafeyle azaldığından, bir nesnenin ne kadar parlak olması gerektiğini bilirsek ve bunu gökyüzümüzde gerçekte ne kadar parlak göründüğüyle karşılaştırırsak ne kadar uzakta olduğunu anlayabiliriz.