Karanlık Madde Nedir? Karanlık Madde Olmaya Aday Parçacıklar ve Cisimler Hangileridir?

Karanlık madde (KM) herhangi bir elektromanyetik etkileşime girmeyen, bu nedenle herhangi bir ışığı soğurmayan, salmayan ya da yansıtmayan, dolayısıyla tamamen "karanlık" olan, Evren'in madde ve enerji yoğunluğunun %26'sını oluşturduğunu düşündüğümüz bir maddedir (bildiğimiz madde yoğunluğu ise yalnızca %4.9'tür). Evren'deki sadece maddenin yaklaşık %80'lik bölümünü oluşturan karanlık maddeyi, kütleçekimsel etkileşime girmesi nedeniyle galaksilerde, galaksi kümelerinde, dolaylı etkilerinden dolayı tespit edebiliyor ya da var olduğunu düşünmek için haklı gerekçeler bulabiliyoruz.

Günümüzde parçacık fiziği, karanlık madde adayı olarak birçok parçacık tanımlamıştır ve bunları aramaktadır. Fakat bunun yanında karanlık maddenin olmasına gerek olmadığını öngören alternatif çekim teorileri de bulunmaktadır.

Günümüzde karanlık maddenin aslında bir parçacık olduğunu düşünenler ile hiç var olmadığını düşünenler arasında bilim dünyasında ilginç bir çekişme yaşanmaktadır. Geçmişte onun bir parçacık olduğuna dair düşünceler daha çok kabul görürken, günümüzde alternatif teorilerin elinin güçlendiğini, fakat her ikisinin de hala problemleri olduğununun altını çizmek gerekmektedir. Bu yazıda tüm bu düşüncelerin nereden ortaya çıktığına ve neden her birini ayrıca değerlendirmemiz gerektiğine değineceğiz.

Karanlık Maddenin Tarihi

Karanlık Madde Fikri Nereden Çıktı?

1920'li yıllardan itibaren gök bilimciler evrenin gözle görülebilenden daha fazla madde içerdiği varsayımında bulundular. Ancak karanlık madde fikri ilk olarak 1933 yılında İsviçreli astronom Fritz Zwicky'nin yaptığı bir gözlem sonucunda ortaya çıkmaya başladı.

Evren'de galaksiler, çekimsel etkileşimle bir arada durarak galaksi kümelerini oluşturur ve bu galaksi kümeleri de bir araya gelerek daha büyük süper kümeleri oluşturur. Zwicky, Coma galaksi kümesi içerisindeki galaksilerin hareketlerini inceledi. İncelemesi sonucunda, galaksilerin oldukça hızlı hareket ettiğini gördü. Bildiğimiz üzere, eğer çok hızlı bir şekilde dolanma hareketi yaparsanız, hissedeceğiniz merkezkaç etkisi de o kadar fazla olacaktır. Öyle ki, bu etki sebebiyle dışarıya doğru savrularak sistemi terk edebilirsiniz.

Dolayısıyla ilk akla gelen, gözlemini yaptığı galaksilerin, bir şekilde oradan geçiyor olduğu ya da birbirleriyle etkileşmeleri sebebiyle dışarıya doğru fırlatıldıklarıydı. Fakat Zwicky, bu durumu inceledi ve bu galaksilerin rastgele hareket etmediğini, küme içerisinde belirli bir yörünge hareketi yaptıklarını buldu. Yani küme ne dağılıyordu ne de çöküyordu. Buraya kadar olanlar, sadece bir miktar "sıra dışı" gibi görünüyordu.

Galaksinin yaptığı ışıtmadan, yani parlaklığından o galaksinin aşağı yukarı kütlesini tahmin etmek mümkündür. Çünkü galaksiyi aydınlatan mekanizmalar bilinmektedir; bunların en başında da yıldızlar gelmektedir. Bu, bir tahmin olduğundan, elbette belirli bir hata aralığına sahiptir; fakat yine de aşırı uçuk sonuçlar olması beklenmeyen bir şeydir. Galaksinin ışıtması yıldızlardan ve oradaki gaz ve tozdan geliyorsa, ışıtmayı ölçerek yıldız sayısını aşağı yukarı tahmin edebiliriz.

Bunu yaptıktan sonra Zwicky, ikinci bir yöntem olarak, küme üzerinde Virial Kuramı'nı kullanarak kümenin toplam kütlesini hesapladı. Çünkü eğer sistem dengedeyse, yani ne çöküyor ne de dağılıyorsa, merkezkaç ile kütle çekim dengede olmalıdır. Zwicky, yaptığı hesap sonucunda, galaksi kümesinin kütlesini beklenen değerden 400 kat fazla ölçtü. Bu durum, rastgele ve keyfî bir şekilde yıldız sayısını artırarak açıklanabilecek bir fark değildir. Dolayısıyla bu duruma başka bir açıklama getirmek gerekmektedir. Bu noktada ilk akla gelen, orada gözlemi yapılamayan ("karanlık") bir madde olduğuydu. Çünkü kütle tahminimiz, ışıma yapan cisimler üzerinden yürümektedir; dolayısıyla bu madde ışıma yapmıyor olmalıdır.

1936 yılında Sinclair Smith, Virgo kümesinde üzerinde gözlemler yaparak benzer bir sonuca vardı: Kümedeki elemanların hız dağılımlarını incelediğinde, orada ışıma yapan maddeden, çok daha fazla miktarda madde olması gerektiği öngörülüyordu. Fakat bu madde miktarı, bildiğimiz gök cisimleri (gezegenler, soğuk yıldızlar, kara delikler vb.) ile açıklanamıyordu, çünkü miktar çok çok fazlaydı. İki farklı küme üzerinde aynı sonuçların çıkmış olması, orada ışıma yapmayan (karanlık) bir madde fikrini desteklemeye başladı. Çünkü tek bir küme üzerinde yapılan gözlem, belki de istisnai bir durumdu, belki de Zwicky'nin yaptığı bir hata vardı. Fakat Smith'in de aynı sonuçları bulması, bu fikri güçlendirmeye başladı. Yıllar sonra, neredeyse sadece karanlık maddeden oluşmuş Dragonfly 44 adlı galaksiyi tespit eden ekibin başındaki Yale Üniversitesi araştırmacısı Pieter Van Dokkum, bu gözlemlerin temelinde yatan mantığı şöyle açıklıyor:

Yıldızlar, maddenin hangi formda olduğuyla ilgilenmezler; ancak hareketleriyle sizlere o maddenin orada var olduğunu ve o konumda ne kadar madde bulunduğunu söylerler.

Karanlık Madde Fikrinin Güçlenişi: Karanlık Maddeyi Göremiyorsak Var Olduğunu Nasıl Bilebiliyoruz?

Zwicky ve Smith'in yaptığı, küme elemanlarının hareketi gözleminden sonra, Horace Babcock, 1939 yılında Andromeda Galaksisi'nin dönme eğrisi üzerinde ilginç bir durum fark etti. Kısaca, dönme eğrisi, galaksinin merkezden dışarıya doğru olan hız dağılımını ifade etmektedir. Mevcut fizik bilgimizle, sarmal bir galaksi olan Andromeda'nın kütlesine yönelik tahminlerimiz üzerinden dönme eğrisini de teorik olarak tahmin edebilmekteyiz. Burada "tahmin" diyoruz, fakat bu tahminlerin hata aralıkları da analizlere dahil edilmektedir; yani gündelik hayatta dile pelesenk olmuş bir sözcük olan "tahmin"den öte, bu, olması beklenen gerçeklik demek daha doğru olacaktır. Sadece doğrudan ölçemediğimiz için "tahmin" demek zorunda kalıyoruz.

Babcock, Andromeda'nın dış bölgeleri oldukça hızlı döndüğünü gördü. Andromeda, dağılıp parçalanmadığına göre, dış bölgelerin bu kadar hızlı dönerek galaksinin tek bir parça olarak kalması durumu, ancak orada onu tutan fazladan kütleçekim kuvveti varsa mümkündür. Bu da, orada, görülemeyen karanlık bir maddenin olabileceği fikrini desteklemektedir.

Aynı metotla yapılan iki farklı ölçüm, zaten aynı fikre işaret ediyordu! Şimdiyse, tamamen alternatif bir metot da birebir aynı fikri destekliyor görünüyordu. Bu durum, hatalardan giderek arındığımızı ve gerçekten de orada bir şey olma ihtimalinin çok fazla olduğuna işaret etmektedir. Aslında günümüzdeki daha iyi ölçümler sayesinde biliyoruz ki Zwicky'nin bulduğu 400 kat değeri, Hubble'ın 1929 yılında Evren'in genişlediğini gösterdiği hatalı miktarı kullandığı için gerçekte olandan biraz fazlaydı. Fakat günümüzdeki (artık hata neredeyse yok denecek kadar az) değeri, yine de orada 50 kat fazla materyal olduğuna işaret etmektedir. Yani günümüz bilgisini kullanarak da gözlemlerin halen geçerli olduğunu söyleyebiliriz.

1975 yılında Morton Roberts ve Robert Whitehurst, 1970 yılında Vera Rubin ve Kent Ford tarafından yapılan daha detaylı Andromeda gözlemlerini inceleyerek, Andromeda'nın dış bölgelerinde fazladan 200 kat fazla görülemeyen materyal olduğu sonucunu buldu. İlginç bir şekilde Roberts ve Whitehurst, 1933 yılında Zwicky'nin ve 1936 yılında Smith'in yaptığı çalışmadan haberdar değiller gibi görünmektedir - ikili, kendilerinden önce gelen bu iki isme hiçbir atıfta bulunmamıştır.

Spiral galaksilere yönelik gözlemlere ek olarak, Albert Einstein, Evren'deki cüsseli cisimlerin bir lens gibi davranarak ışığın sapmasına ve kırılmasına neden olduğunu bizlere gösterdi. Gökbilimciler ışığın galaksi kümeleri tarafından nasıl saptırıldığını inceleyerek, Evren'deki karanlık maddenin bir haritasını çıkardılar.

Tüm bu yöntemler evrendeki maddenin büyük bir kısmının henüz keşfedilmemiş bir şey olduğunu göstermektedir.

Karanlık Maddeyi Açıklama Potansiyeli Olan Hipotezler Neler?

Karanlık maddenin potansiyel adayları arasında sönük kahverengi cüceler, beyaz cüceler ve nötrino yıldızları bulunmaktadır. Süperkütleli kara delikler de bu farkın bir parçası olabilir. Fakat saydığımız bu fark edilmesi güç cisimler, kayıp kütleyi bulma sürecinde bilim insanlarının gözlemlediğinden daha baskın bir rol üstlenmek durumunda kalabilir; çünkü diğer unsurlar kayıp maddenin daha egzotik olduğunu akıllara getiriyor.

Ancak karanlık madde adaylarına girmeden önce, herkesin aklına takılabilecek bir soruyu aradan çıkaralım.

Karanlık Madde, Basit Bir Hata Olabilir mi?

Evren'in her bir köşesinde bulunan ve bizleri oluşturan elementleri tespit etmek aslında oldukça kolaydır. Bunların belirli bir ışık saçmalarına ya da bu ışığı yansıtmalarına gerek olmadan da bu karanlık, soğuk elementleri görebilirsiniz. Buna imkan sağlayan şey, atomların çekirdekleri etrafında dolanan elektronlardır. Farz edelim ki ortamda oldukça soğuk bir hidrojen bulutu var. Etrafında da onu aydınlatabilecek hiçbir şey yok, kendisi de soğuk olduğu için oldukça sönük. Dolayısıyla karanlık bir yapıya sahip olacaktır. Peki karanlık maddeyi, gerçekten böyle bir şey ile karıştırıyor olabilir miyiz?

Bu pek mümkün gözükmemektedir. Çünkü böyle bir ortam, içerisinden geçen bir fotonla etkileşime girer. Yani arka plandan gelen ışık, o ortamın içerisinden geçerken, ortamdaki elektronları bir üst enerji düzeyine çıkarırken bir miktar enerji kaybederler. Bu enerji kaybını, gök cisminin tayfını (spektrumunu) aldığımızda çok rahatlıkla görebiliriz. Hatta soğurulmanın tipini inceleyerek, oradaki ortam hakkında ciddi anlamda detaylı bilgilere ulaşabiliyoruz. Fakat karanlık madde olduğunu düşündüğümüz ortamda böyle bir etki görmüyoruz. Yani orada bulunan şey her ne ise, elektromanyetik bir etkileşime girmiyor. 

Karanlık Madde Adayları Nelerdir?

Geçmişten günümüze birçok karanlık madde adayı önerilmiştir. Bununla kastımız aslında, evrende gözlediğimiz yaklaşık %26'lık madde yoğunluğu eksikliğini (karanlık maddeye atfettiğimiz) ne ile açıklayabileceğimizdir. Planck uydusunun 2015 verilerine göre, evrenin madde yoğunluğu dağılımı, tecrübe ettiğimiz maddenin evrenin yalnızca %4.9'unu oluşturduğunu göstermektedir. Geri kalan %26 karanlık maddeye, %69.1 ise karanlık enerjiye aittir. Dolayısıyla bu kütleyi açıklayabilecek adaylara ihtiyaç vardır.

Kara Delikler

Elbette ilk akla gelen adaylardan birisi, herhangi bir ışıma yapmıyor olması sebebiyle kara deliklerdir. Bu beklenti, zamanla ilksel kara delikler eksenine kaymıştır. Her ne kadar kara deliklerin doğrudan gözlemini yapamıyor olsak da, özellikle süper kütleli kara delikleri dolaylı yoldan görmek mümkündür. Bu gözlemler, aynı zamanda kara deliklerin varlığına kanıt olan gözlemlerdir. Örneğin Samanyolu'nun merkez bölgesine baktığımızda orada "bir şeyin" etrafında yüksek hızlarda dolanan çok sayıda yıldız gördük. Yapılan hesaplamalar, 4.1 milyon Güneş kütlesinde bir cismin etrafında dolandıklarını gösteriyordu. Bu, ancak bir kara delik olabilirdi (bu konuyla ilgili ek bilgi için buradaki makalemizi okuyabilirsiniz).

Keza zamanla kara deliğin etrafında toplanan madde, X-ışını bölgesinde görünür bir ışıma yaymaktadır. Lakin her kara delik süper kütleli bir kara deliğe dönüşemez. Dolayısıyla sadece gözlemlerini yaparak, karanlık maddeden gelen bu boşluğu doldurmak mümkün olmayacaktır. Bu nedenle, yıldız evrimi modelleri ve evrenin yaşını da referans alan istatistiksel yaklaşımlar yapılması gerekir.

Bunlar yapıldığında, bu boşluğu doldurabilecek kadar kara delik oluşmuş olmasının pek mümkün olmadığı görüldü. Lakin ilksel kara delikler için tartışmalar daha uzun bir süre boyunca devam etti; fakat bunlar da günümüzde çok güçlü adaylar olarak görülmemektedirler.

Zayıf Etkileşimli Yoğun Parçacıklar (WIMPs)

Birçok bilim insanı, karanlık maddenin baryonik olmayan maddeden oluştuğunu düşünmektedir. Baş aday olan zayıf etkileşimli yoğun parçacıklar (WIMP) bir protonun kütlesinden 10 ila 100 kat daha büyük bir kütleye sahip olmasına rağmen "normal" madde ile arasındaki zayıf etkileşimler nedeniyle tespit edilmesi zor bir hal almaktadır. Nötrinodan daha ağır ve yavaş olan cüsseli, kuramsal nötralino ise henüz tespit edilememiş olmasına rağmen en önde gelen adaydır.

Agora Bilim Pazarı

Fang Ailesi

Şayet Caleb ve Camille Fang gibi hayatınızı performans sanatına adamışsanız, ve yapıtlarınız gerçekliği çarpıtmak üstüne kurulmuşsa, konu ebeveynliğe geldiğinde kimse sizden harikalar beklememeli. İnanmazsanız Buster ile Annie Fang’e sorun. Onlar kendilerini bildi bileli (istemeden) anne babalarının zirzop yapıtlarında rol aldılar. Ama sonra büyüdüler, önce anne babalarının yarattığı garip dünyanın ötesine adım attıkları yaşa, ardından o dünyada tutunamayıp, kurdukları yaşamların başlarına yıkıldığı yaşa geldiler. Biri sancılı bir yazar, diğeri Hollywood’da umut veren bir aktris olan iki kardeş, büyüdükleri eve dönmekten başka çare göremediler. Ancak anne babaları onlarla ilgilenemeyecek kadar meşguldü; “başyapıtımız” dedikleri son bir performansı hayata geçirmeye hazırlanıyorlardı. Çok geçmeden hırslar çarpıştı ve her bir Fang üyesi çok önemli bir kararın eşiğine geldi: Önemli olan aile miydi, yoksa sanat mı?

Kevin Wilson‘ın pek çok yayın organı tarafından “yılın en iyileri” seçkisine dahil edilen ve yakında sinemaya uyarlanacak romanı FANG AİLESİ, sürekli çatışan ama birbirini sevmekten asla vazgeçmeyen tuhaf bir ailenin eşsiz hikayesi.

Devamını Göster

₺180.00

Satın Al Tüm Ürünler

• Dış Sitelerde Paylaş

Fakat özellikle 2016 ve sonrasında yapılan çalışmalar WIMP çözümünü büyük ölçüde raftan kaldırdı. 2018 yılında XENON1T ile yapılan çalışma, hiçbir şey bulamadıklarını yayınlandı. Bu sonuçlar, aynı zamanda süpersimetriye dair de soru işaretlerini yükseltti; fakat hala WIMP'ler gözde ve araştırılan adaylardan biridir.

Axionlar

Axionlar, 1977 yılında Peccei-Quinn teorisi tarafından kuantum kromodinamiğindeki (QCD) güçlü CP problemine çözüm olarak öne sürüldü. CP, "charge-parity" yani "yük-parite" simetrisini ifade etmektedir. Kuantum kromodinamiğinin matematiği gereğince güçlü etkileşimlerde CP-simetrisinin ihlal edilmesi mümkün olmalıdır. Fakat bu türden bir ihlal, hiçbir deneyde gözlenememiştir.

Her ne kadar kuantum kromodinamiğince CP simetrisinin korunması bir zorunluluk olmasa da bu türden bir durum "hassas ayar" problemi olarak görüldüğü için "güçlü CP problemi" olarak anılmaktadır. Aynı zamanda bu bakış açısına karşı çıkıp, bunun bir problem olmayacağını dile getiren birçok fizikçi vardır.

Axionlar oldukça hafif kabul edilebilecek teorik parçacıklar ve kütleleri 10^-5 ve 10^-3 eV/c² arasında yer almaktadır. Her ne kadar düşük kütleli olsalar da öngörülen bollukları göz önüne alındığında, karanlık maddenin yerini doldurmaları söz konusu olabilir. Bu parçacıkları tespit etmek için oldukça yüksek hassasiyetler gerekiyor ve henüz bir sonuç alınabilmiş değildir. Fakat ADMX (Axion Dark Matter eXperiment) gibi çalışmalardan bu konuda önemli sonuçlar beklenmektedir.

Steril Nötrinolar

Diğer bir adayımız ise steril nötrinolardır. Nötrinolar, sıradan maddelerin yapısında bulunmayan parçacıklardır. Güneşten bir nehir akıntısı şeklinde gelen nötrinolar (ki bunlar, nadiren normal madde ile etkileşime girerler) Dünya'nın ve hatta biz canlıların içlerinden geçerler.

Nötrinolar, üç çeşittir: elektron nötrino, müon nötrino ve tau nötrino. Dördüncüsü, yani steril nötrino, karanlık madde adayı olarak öne sürülmüştür. Steril nötrinolar, sadece kütleçekimi yoluyla normal madde ile etkileşime girebilirler.

Bunları tespit edebilmek için kurulan gözlemevlerinden biri olan IceCube Nötrino Gözlemevi, kutupta buzulların 1.5 kilometre ile 2.5 kilometre altında yer almaktadır. Burada 1 kilometre karelik alanı çevreleyen 5160 tane fotodedektör, neden olunan Cherenkov ışımasını gözleyerek nötrinolar hakkında (ve onların astrofiziksel kaynakları hakkında) bilgi toplamaktadır. Michigan Eyalet Üniversitesi fizikçisi ve astronomu ve ayrıca IceCube deneyi çalışanlarından Tyce DeYoung şöyle söylüyor:

Sorulabilecek mükemmel sorulardan biri, her bir nötrino tipini temsil eden küçüklükler [elektron nötrino, müon nötrino ve tau nötrino] arasında bir örüntü olup olmadığıdır.

Steril nötrinonun henüz keşfi yapılabilmiş değildir. Problem burada da bitmemektedir: Keşifleri doğrulansa bile, karanlık maddenin kapladığı kütle aralığı doldurup dolduramayacakları şüphelidir.

WGBH

Nötral Aksiyon ve Yüksüz Fotinolar

Daha küçük olan nötral aksiyon ve yüksüz fotinolar (ki her ikisi de kuramsal parçacıklardır) karanlık madde için diğer potansiyel adaylar arasındadır. Gran Sasso Uluslararası Laboratuvarında yapılan bir demeçte şu bilgiler yer alıyor:

Çeşitli astronomik ölçümlerin karanlık maddenin varlığını doğrulamasıyla, aşırı hassas dedektörler kullanılarak normal madde ile karanlık madde parçacıklarının etkileşimlerinin doğrudan gözlemlenmesi için Dünya çapında çalışmalar başlatıldı. Böylelikle karanlık maddenin varlığı ispatlanıp özelliklerine ışık tutulabilecek. Bununla birlikte bu etkileşimler epey zayıf olduğundan şimdiye dek doğrudan gözlemlenememiştir, bu da bilim insanlarını durmadan daha hassas dedektörler oluşturmaya zorlamıştır.

Ya da tüm bunlar bir tarafa, belki de, Güneş sistemi içerisindeki nesnelerin hareketlerini şimdiye kadar başarıyla açıklayabilen kütle çekimi kanunlarını gözden geçirmek gerekiyordur.

Tumlinson (STScI)

Güçlü Etkileşen Ağır Parçacıklar (SIMPs)

Şu ana kadar bahsedilen diğer örnekler herhangi bir alt parçacıktan oluşmayan parçacıklardı, fakat SIMP'ler daha küçük alt parçacıklardan oluşmaktadır ve WIMP'lere karşı bir tarafı vardır.

WIMP'ler, yapılan modellerde galaksilerde kümelenmiş karanlık madde öbekleri oluşturmalıdır. Fakat gözlemler karanlık maddenin neredeyse eşit bir şekilde dağıldığını göstermektedir. Bu noktada spot ışığı, SIMP'lere dönmektedir. Ayrıca SIMP'ler, karanlık maddenin kapladığı kütle aralığını doldurabilir. Diğerlerine göre oldukça yeni olup 2014 yılında ortaya atılan bu aday, gözlemler için henüz üzerinde çalışılmayı beklemektedir.

Bu arada bu parçacıkların isimlerinin İngilizcede "wimp" ve "simp" sözcükleriyle bir kelime oyunu yaptığına da dikkat çekmekte fayda var: "Zayıf etkileşen" parçacıklar olan WIMP'lerin adı olan "wimp" sözcüğü, İngilizcede aynı zamanda "pısırık" demektir. "Güçlü etkileşen" parçacıklar olan SIMP'lerin adı olan "simp" sözcüğüyse, İngilizcede aynı zamanda "ahmak" demektir. Yani bu parçacıkların isimlendirmesinde, (belki de ister istemez) zayıf ve güçlü insanlarla ilgili stereotiplere yönelik bir oyun yapılmıştır.

Modern Karanlık Madde Araştırmaları

Aradan geçen neredeyse bir yüzyıllık süre boyunca, gelişen teknoloji ve gözlem teknikleri sayesinde bu gözlemler daha da detaylandırıldı. Günümüzde artık evrendeki karanlık madde miktarının, normal (baryonik) madde miktarına olan oranını dahi hassas bir şekilde bilebiliyoruz. Bunu ölçmemizi sağlayan metotlardan biri de, neredeyse herkesin adını bildiği kozmik mikrodalga arkaplan ışıması üzerinde yaptığımız analizlerdir.

Yazının önceki kısımlarında da bahsettiğimiz gibi, aynı zamanda galaksi kümelerinin, sahip oldukları aşırı miktardaki kütle sebebiyle uzay-zamanı bükmeleri, bir mercek etkisi yarattığını da bilmekteyiz. Bu sayede arka planında kalan galaksiler büyütülmüş ya da görüntüleri bozulmuş bir şekilde birkaç yerde aynı anda görünebilir (tıpkı bir bardağın bir nesnenin önüne geçtiğinde olduğu gibi). Bunun gibi çeşitli metotlarda yaptığımız gözlemler tek bir şeyi işaret etmektedir: Bu durumu elimizdeki fizik yasalarıyla uyumlu bir şekilde açıklamak için, açık bir şekilde orada daha fazla miktarda madde olmalıdır.

Bir diğer seçenekse... Genel Görelilik Teorisi'nin eksik olması... Hatırlayacak olursanız, varsayımımız, merkezkaçı dengeleyen bir kütle çekiminin varlığıydı. Kütle çekimin daha fazla olması gerektiğini söylüyorsak, bunu yapmanın pratikte iki yolu vardır: ya daha fazla madde eklersiniz, ya da kütleçekim fonksiyonunu değiştirirsiniz. Artık Einstein sayesinde aslında kütleçekim diye bir şey olmadığını, bu durumun maddenin uzay-zaman dokusunu eğip bükmesi olduğunu biliyoruz. Dolayısıyla yapmamız gereken iki şey var: ya karanlık maddeyi bulacağız ya da Einstein'ın Genel Görelilik Kuramı'ndaki eksikliği, onu modifiye ederek gidereceğiz.

Aslında bakarsanız ikinci seçenek günümüzde yapılmış durumdadır. Hem de birden çok kez! Günümüzde karanlık madde ve karanlık enerji ihtiyacını ortadan kaldırmak için, genel görelilik üzerinde modifiye yaparak bu sorunu çözen bazı teoriler bulunmaktadır. Fakat bunların, gözlemlerle desteklenmesi gerekmektedir ve ne yazık ki bu gözlemlerin birçoğunu hala yapabileceği teknolojiye (daha doğrusu yatırıma) sahip değiliz.

Kozmologlar sorunu bu şekilde çözmeye çalışırken, bir yandan da parçacık fizikçileri karanlık madde parçacığı olabilecek parçacıklar aramaktadır. Kurulduğu 2011 yılından beri Uluslararası Uzay İstasyonunda araştırmalarına devam eden Alfa Manyetik Spektrometre (AMS) hassas bir parçacık dedektörü olup bu zamana kadar 100 milyardan fazla kozmik ışın çarpışmalarının izini sürmektedir. AMS'nin önde gelen bilim insanlarından olan ve Massachusetts Teknoloji Enstitüsünde çalışmalarını sürdüren Nobel ödüllü Samuel Ting şöyle söylüyor:

Pozitron (elektronun antimadde karşılığı) fazlalığı ölçümledik ve bu fazlalık karanlık maddeden geliyor olabilir. Fakat şu aşamada ölçülen bu fazlalığın bilmediğimiz bir astrofiziksel kaynaktan değil de karanlık maddeden geldiğinden emin olabilmek için daha fazla bilgiye ihtiyacımız var. Bunun için de birkaç yıl daha çalışmalarımızı sürdürmemiz gerekiyor.

Diğer yandan Dünya'ya dönecek olursak, İtalya'da bir dağın altında gerçekleşen LNGS'nin XENON1T adlı karanlık madde araştırma projesi, zayıf etkileşimli yoğun parçacıkların (WIMP'lerin) zenon atomlarıyla çarpışması sonucu ortaya çıkan etkileşimleri tespit etmeye çalışmaktadır. Kolombiya Üniversitesi profesörü Elena Aprile deneyin ilk sonuçlarının arkasından şu şekilde bir açıklama yapmıştır:

Çok düşük arka plan devasa dedektörler ile karanlık maddeyi tespit etme mücadelesinde XENON1T ile tüm Dünya yeni bir sürece adım attı. Türünün yeni örneği bu harika dedektör sayesinde bu süreçte başı çekmekten gurur duyuyoruz.

Güney Dakota'da yer altında, altın madenine kurulan zenon etkileşimli karanlık madde deneyi (Large Underground Xenon dark-matter experiment, LUX), zayıf etkileşimli yoğun parçacıklar (WIMP) ile zenon arasındaki etkileşimlere dair izleri arama çalışmalarına devam etmektedir. Fakat şu ana kadar gizemli madde ile ilgili bir bulgu ortaya çıkaramamıştır. Londra Üniversitesi fizikçisi olan ve aynı zamanda LUX ortak çalışanı Cham Ghag şöyle söylüyor:

Doğa yeterince merhametli olsaydı pozitif bir belirtiyle karşılaşabilirdik. Bununla birlikte işe yaramadığı düşünülen sonuç, karanlık maddenin daha önce düşünülmüş olan herhangi bir şeyin ne kadar ötesinde olabileceğine ilişkin modelleri sınırlayarak yeni bir bakış açısı sunduğu için önemlidir.

IceCube/NSF

Antarktika buzulunun altına inşa edilmiş bir deney merkezi olan IceCube (buz küpü) Nötrino Gözlemevinde steril nötrino araştırmaları sürmektedir. Steril nötrinoların kütle çekimi etkisiyle sadece sıradan madde ile etkileşime girmesi, onu karanlık maddenin oluşumunda rol oynayan güçlü bir aday kılmaktadır.

Karanlık maddenin etkilerini araştıran daha birçok araç mevcuttur. Avrupa Uzay Ajansı'nın Planck uzay aracı, kurulduğu 2009 tarihinden beri evrenin haritasını çıkarmak için uğraşmaktadır. Evrenin kütlesinin nasıl etkileşime girdiğini gözlemleyerek karanlık maddeyi ve onun partneri olan karanlık enerjiyi araştırabilecek.

2014 yılında NASA'nın Fermi Gama Işını Uzay Teleskobu (Fermi Gamma-ray Space Telescope), gama ışınlarını kullanarak Samanyolu'nun merkezinin haritasını çıkardı. Buna göre galaksimizin çekirdeğinden aşırı miktarda gama-ışını yayılıyordu. Illinois'daki Fermi Laboratuvarında astrofizikçi olan başyazar Dan Hooper şöyle söylüyor:

Bulduğumuz sinyalin mevcut önerilmiş alternatiflerle açıklanması mümkün olmadığı gibi bu sinyal çok basit karanlık madde modellerinin tahminleriyle de oldukça uyum içerisindedir.

Araştırmacılar bu aşırılığın, kütlesi 31 ile 40 milyar elektron volt arasında değişen karanlık madde parçacıklarının yok oluşuyla açıklanabileceğini söylüyorlar. Elde edilen bulgular karanlık maddenin değerlendirilmesinde tek başına yeterli olmayıp kesin bir sonuca varabilmek için diğer gözlem çalışmalarından ve doğrudan tespit deneylerinden elde edilecek olan yeni bilgilerin değerlendirilmesi gerekecek.

Karanlık Madde mi, Karanlık Enerji mi?

Karanlık madde her ne kadar evrenin büyük bir bölümünü oluştursa da aslında evrenin yaklaşık sadece 1/4'ünü meydana getirmektedir. Buna karşın, evrenin enerjisi %70'lik bir oranla karanlık enerjinin hükmündedir.

Büyük Patlama'nın ardından evren dışa doğru genişlemeye başlamıştır. Bilim insanları başta bu enerjinin tükenip yer çekiminin nesneleri kendine çekmesi gibi yavaş yavaş kendi içine çekileceğini düşünmüşlerdi. Fakat süpernovalar üzerine yapılan araştırmalar gösterdi ki evren, sanılanın aksine, geçmiştekinden daha hızlı genişlemektedir. Evrenin kütle çekiminin üstesinden gelebilmesinin tek ihtimali ondan daha büyük bir enerjiye sahip olmasıdır. Bu da karanlık enerjidir.

Sonuç

Günümüze geldiğimizde, elimizde karanlık madde hakkında tespit edilmiş somut bir kanıt hâlen bulunmamasına rağmen, her geçen gün güçlü olasılıklar gün yüzüne çıkmaktadır. Yapılan çalışmalar, simülasyonlar olası bazı durumlar gösterse de henüz net bir şey bulunabilmiş değildir. Yani özetle, bilim dünyası şu anda çorap söküğünün ucunda olabilir, yalnızca o çorap bir türlü sökülememektedir.

Evren'de daha yakından tanıdığımız baryonik madde proton, nötron ve elektronlardan oluşmaktadır. Karanlık madde baryonik veya baryonik olmayan maddeden meydana gelmiş olabilir. Evren'i oluşturan elementleri bir arada tutabilmek için karanlık maddenin Evren'in yaklaşık %80'ini oluşturduğu düşünülmektedir. Arayıp bulamadığımız bu kayıp madde sıradan, baryonik maddeden oluşmuş olabilir. Ya da belki de sadece tespit edilmesi zordur...

Peki, kim haklı? Bu sorunun cevabı, karanlık maddenin gerçekte ne olduğu sorusunda saklı görünüyor. Karanlık maddenin ne olabileceği hakkında çok fazla fikrimiz olsa da, ne olduğu hakkında tam olarak hala bir fikrimiz yok. Her ne olursa olsun bu durum, iki taraftan birinin boşa uğraştığı anlamına gelmiyor. Bilim, doğru olanı bulmak kadar, doğru olmayanları bulmakla da ilgilenir. Kaldı ki bu sırada, diğer konulara katkı sağlayacak birçok keşifte de bulunabiliyorsunuz. Fakat bazı bilim insanları, teorik bu iki alandan, sırf bu sebeple uzak durmaktadır. Çünkü diğer alanlar kadar ortaya bir ürün sunma imkanınız bulunmamaktadır. 

Bazen yıllarca bir konu üzerinde çalışırsınız, başlangıçta çok makul görünür, fakat elde ettiğiniz sonuç o kadar anlamsızdır ki, tüm o çaba çöpe gider. Fakat doğru cevabın da, bir o kadar değerli olduğu açıktır. O yüzden bu devasa merak duygusu, bu alanla uğraşanları motive etmektedir. Şüphesiz ki doğru cevabı bulacak kişi ya da kişiler, tarihe geçecekler. Belki de çoktan bulundu ve yalnızca doğrulanmayı bekliyor... Kim bilir?