Karanlık madde nedir?

Evrenin kütlesinin % 90’nını oluşturan karanlık madde, astronomlar için hala bir bulmacadır. Karanlık madde etrafına ışık vermediğinden, astronomlar bu gökcisimlerini göremez ve uzaydaki konumlarını belirleyemezler. Fakat geçenlerde ortaya çıkan bir bulgu, bize karanlık maddenin şekli hakkında bilgi verebilmektedir. Geçen birkaç yıl boyunca astronomlar, Büyük Magellan Bulutsusunda bir yıldızın yavaşça parladığını ve sonra da yavaşça parlaklığını yitirdiğini gözlediler.

San Diego’daki California Üniversitesi’nden fizikçi Kim Griest “Bu yeni bir tür değişken yıldız veya mikromercek olayı olabilir” demektedir. Mikromercek olayı; bir gökcisiminin ışığını, başka bir gökcismi tarafından çekimsel olarak kırılarak yoğunlaştırmasıdır. Galaksimizde bulunan ışıması çok az olan bir yıldız, Jüpiter büyüklüğündeki bir gezegen ve bu duruma benzeyen diğer trilyonlarca gökcismi, Galaksimizin karanlık maddesini oluşturabilir.

Mikromercek olayı, karanlık maddenin ilk kanıtıdır. Son yirmi yıl içinde karanlık maddeyi dolaylı gözlemlerle ortaya koyan üç kanıt vardır. Bunlar;

1) Spiral galaksilerin rotasyonları,

2) Galaksilerin hareketleri,

3) Galaksi kümelerinde bulunan sıcak gazların varlığı

Spiral galaksiler de, evrende bulunan diğer galaksiler gibi kendi çekirdekleri etraflarında dönmektedirler. Bu da galaksi çekirdeğinin çekim kuvvetinin çok büyük olduğunu göstermektedir. Fakat astronomlar galaksiyi bir arada tutan kuvvetin yalnız çekirdeğin çekim kuvveti olamayacağını, galaksi de bulunan karanlık maddenin de çekim kuvvetine, ek bir kuvvet sağlayarak galaksinin dağılmasına engel olduğunu söylemektedirler.

Şayet Galaksimizin daha uzak yıldızlarını keşfedebilirsek, bu yıldızların yardımı ile Galaksimizin parlak kütlesini hesaplayabiliriz. Son zamanlarda Galaksimizin dış bölgelerine ait gözlemlerden, 525 km/sn lik kaçış hızına sahip yıldızlar bulundu. Bu hızlardan itibaren Galaksimizin kütlesi, 9x1011 Mo hesaplanmıştır. Bulunan bu kütle, Galaksimizin parlak kütlesinin 9 katıdır. Bu da bize karanlık maddenin Galaksimizin dış bölgesinde ne kadar etkin olduğunu göstermektedir.

Dolaylı kanıtın ikincisi, galaksilerin hareketlerinden gelir. Eğer karanlık maddenin çekimi, galaksi kümesini bir arada tutamıyorsa; kümedeki galaksiler birbirleri etrafında anlaşılmaz bir hızla toplanmaları gerekmektedir.

Son kanıt ise, galaksi kümelerinde bulunan sıcak gazların varlığıdır. Galaksi kümelerinin arası boş olmayıp sıcak gazlar ile doludur. Bu gazlar, küme içersinde çok hızlı hareket edebilmelerine rağmen galaksi kümesini terk edememektedir. Çünkü küme içinde yer alan karanlık maddenin çekiminden kurtulamadığı düşünülmektedir.

Karanlık maddenin varlığını kabul etmek farklı bir şey, onu cismen belirlemek ise daha farklı bir şeydir. Araştırmacılar; karadelikleri, kahverengi cüce yıldızları ve egzotik temel parçacıkları göz önüne alarak bunların karanlık madde adayları olarak göstermektedirler.

Griest ve arkadaşları dolaylı bir yaklaşım kullanarak MACHO (“Massive Compact Halo Objects”, “Büyük kütleli yoğun halo cisimleri”) dedikleri; galaksinin dış yüzeyinde görünmeyen yıldızlar şeklinde bulunan karanlık maddeyi çözmeye çalışmaktadırlar. Zaman zaman Galaksimizde bulunan MACHO‘lardan biri diğer galaksilerde yer alan bir yıldızın ışığının önüne çıkıyor olmalıdır. Bu şekilde, yıldız ışığının engellenmesi gözlemlerde fark edilecektir. Einstein’ın Genel Rölativite Teorisine göre bir yıldızın çekim kuvveti, yanından geçen yıldız ışığını saptırır. Bu sapma miktarı, ışığı kıran yıldızın yoğunluğuna bağlıdır. MACHO’da bir mercek gibi davranarak gelen yıldız ışığını kırarak yolunu saptırır (Şekil 1, 2).

Şekil 1-2. Yukarıda bir mikromercek olayı görünmektedir.

Bölge 1: Normal olarak gözlemci bu durumda sadece uzak yıldızlardan gelen ışık ışınlarını görür.

Bölge 2: Görünmeyen yıldız, galaksideki hareketinden dolayı uzak yıldızla aynı doğrultuya gelir ve onun ışığını bloke eder. Bu esnada görünmeyen yıldız aynen bir mercek gibi davranarak, uzak olan yıldızın parlaklığının artışına neden olur.

Bölge 3: Görünmeyen yıldız hareket ettikçe uzak yıldızla artık aynı doğrultuda kalamaz ve uzak yıldız yine eski parlaklığına geri döner.

Galaksimiz etrafındaki yörüngesinde hareket eden bir MACHO, daha uzakta yer alan bir yıldız ile aynı doğrultu içinde bulunabilir. MACHO ile yıldız aynı doğrultuya geldiğinde mikromercek olayı başlayacağından uzaktaki yıldızda, kısa süreli bir parlaklık artışı olacaktır. Uzak yıldızın parlak artışı (Mo/100) kütlesine sahip bir MACHO için 10 gün, Güneştten 100 kat daha büyük kütleli bir MACHO için bu süre 1,000 gün olacaktır. Uzakta bulunan yıldızın, parlaklığındaki artış ve azalış simetrik olarak meydana gelir ve yıldızın bu süre içersinde rengi değişmez. Bu iki belirgin özellik mikromercek olayını destekleyen kanıtlardır. Böylelikle astronomlar, bir değişen yıldız ile mikromercek olayını bu kanıtlar altında ayırabilirler.

Bir bakıma mikromercek olayını gözlemlemek oldukça zordur. Çünkü MACHO ile uzak yıldız aynı doğrultuda yer almalıdır ki uzak yıldızın parlaklık artışı iyice ölçülebilsin. Birçok galaksinin karanlık maddesi MACHO biçiminde olsa da milyonlarca yıldızı aylar boyunca kontrol etmek oldukça zor ve yıldırıcıdır. Geçen birkaç yıl içersinde bilgisayar teknolojisinin ilerlemesi ile Livermore California’daki Ulusal Alcock Laboratuarında çalışan Charles ile 17 arkadaşını, bu konuda yapılacak çalışmalar cesaretlendirdi.

Bu Macho için oluşturulan iş birliği ile her gece 5 dakika boyunca Büyük Magellan Bulutsusunda 2 milyona yakın yıldız inceleniyor. Avusturalya’da Stromlo Dağı'nda bulunan 1.3 metrelik teleskop da Macho incelenmesi için proje dahiline alınmıştır. Bu proje 1992 yılının ortasında başlamış ve 1996 yılının ortasına kadar sürdürülmesi hedeflenmiştir. Gözlemin amacı ise yıldızların aynı anda kırmızı ve mavi ışıkta CCD ile alınan görüntülerinin incelenmesidir.

Bu konuda çalışan başka bir grup ise 28 kişiden oluşan Fransız ekibidir. Bu grup EROS adı altında toplanmış ve Şili’de bulunan ESO teleskopları ile çalışmaktadırlar. Eros grubu, Büyük Magellan Bulutsusundaki yıldızların fotoğraflarını digitize ederek çalışmalarını sürdürmektedir.

Bu iki grup çok titiz bir çalışma göstererek gözlemlerinde mikromercek olayına benzer örnekler aramaktadır. 1994 yılının başlarında Griest ve arkadaşları, yaptıkları gözlemlerde bir milyona yakın yıldızın parlaklığını inceleyerek, birkaç mikromercek adayı ile iyi bilinen birçok değişen yıldız örneklerini bulmuştur. 1994 yılının mart ayında ise mikromercek şartlarına uygun bir dev yıldız keşfedildi. Büyük Magellan Bulutsusunda bulunan dev yıldızın ışığı, 34 gün boyunca bir parlaklık artışı göstermiş ve sonra aynı tekilde parlaklığını yitirmiştir. Yıldızın parlaklık artışı ve azalışında da rengini değiştirmemiş olması mikromercek olayının doğrulandığını göstermektedir. Bu çalışmalar esnasında, mikromercek olayı ile uğraşan diğer gruplar da mikromercek olayına uygun durumlar buldular (Sekil 3).

Şekil 3. Büyük Magellan Bulutsusunda bulunan bir dev yıldızın Galaksimizde yer alan bir Macho’nun mikromercek gibi davranması sonucu, dev yıldızın parlaklığındaki artış ve azalış CDD ler sayesinde görünmektedir.

Bir mikromercek olayı ile bir Macho gözlemek aynı şey değildir. Astronomlar bir Macho yapısını anlamak için; mikromercek olayının ne kadar sürdüğünü ve parlaklık değişimininde çok iyi şekilde ölçülmesi gerektiğini söylemektedirler. Örneğin; bir mikromercek olayının süresi, Macho’nun kütlesine, hızına ve Güneş’e olan uzaklığına bağlıdır. Fakat şimdiye kadar hiçbir Macho’nun yukarıda belirtilen fiziksel parametreleri bulunamamıştır ama araştırmacılar, teorik modeller kullanarak Macho’ların kütlesini tahmin edebilmektedirler. Griest’in bulmuş olduğu Macho’nun teorik olarak hesaplanmış kütlesi, (1/30) Mo ile (1/2) Mo arasındadır.

Teorik olarak (1/30) Mo kütlesine sahip bir Macho büyüklüğü, Jüpiter büyüklüğünün 20 katı olan bir kahverengi cüce yıldız olduğu zannedilmektedir. Bu tip yıldızlar merkezlerinde nükleer reksiyonları başlatabilecek kütleye sahip değillerdir ama fark edilmeyecek kadar da küçük bir ışınım gücüleri vardır. Bu yüzden karanlık madde için iyi bir adaydır.

Bunun yanı sıra, teorik olarak kütlesi (1/2) Mo sahip bir Macho’nun büyüklüğü ise Güneş’in büyüklüğünün yarısına eşit olan bir kırmızı cüce yıldız olduğu düşünülmektedir. Bu soğuk, bulanık yıldızlar Güneş’in ışıma gücünün 1,000 de birini çevrelerine yayarlar. Bu tip Macho da karanlık madde için iyi birer adaydırlar.

Elektromanyetik tayfın görünen bölgesinde Macho’ları gözlemek oldukça zordur. Fakat Princeton Üniversitesindeki iki astrofizikçi Macho’ları gözlemek için farklı bir elektromanyetik bölge tavsiye etmişlerdir. Ruth Daly ve Gail McLaughlin kızılötesi uzay tabanlı teleskoplar kullanarak, Güneş çevresinde bulunan kahverengi cüce yıldızları araştırmayı önermişlerdir.

Sayet böyle bir proje başlatılırsa bundan sonraki adım yakın galaksileri kızılötesi uzay tabanlı teleskoplarla gözlemek olacaktır. Eğer kahverengi cüce yıldızlar tek başlarına karanlık maddeyi oluşturmaktalarsa, görünmeyen kütle içinde birkaç yüz trilyona yakın kahverengi cüce yıldızın varlığı söz konusu olacaktır. Kısa bir süre sonra arattırmacılar kahverengi cüce yıldızları aramak için kızılötesi gözlemlere başlayacaklardır.

Bu arada mikromercek olayı ile ilgilenen üç grup, daha yıllarca açık olan gecelerde diğer galaksilerde yer alan milyonlarca yıldızı incelemeye devam edeceklerdir. Şu ana kadar elde edilen sonuçlar, astronomlar arasında belli bir heyecana yol açmıştır. Macho’ların, diğer galaksilerdeki ve Samanyolun’daki karanlık maddenin ilk şekli olup olmadıklarını, astronomlar birkaç yıl içersinde bilim dünyasına duyuracaklarını ummaktayız.

KARANLIK MADDENİN FORMU

Astronomlar galaksilerde bulunan karanlık madde için bir çok mümkün biçim düşünmüşlerdir. Bu fikirlerin bazıları şunlardır.

1) Kahverengi Cüce Yıldızlar: Kahverengi cüce yıldızlar; yıldız olamayacak kadar düşük kütleli gökcisimleridir. Yapılan hesaplar bu yıldızların kırmızı cücelerden 200 kez daha fazla olması gerektirdiğini göstermektedir. Fakat bugüne kadar yapılan gözlemlerde ancak bir ya da iki tane kahverengi cüce yıldız adayı bulunmuştur. Geçmişte keşfedilmiş mikromercek olayları, kahverengi cüce yıldızlarınında karanlık madde şeklinde olabileceğini göstermektedir.

2) Toz: Eğer toz karanlık madde adayı olsaydı, bu büyük miktardaki tozun uzak galaksilerden gelen ışığı gözlenenden daha çok sönükleştirirdi. Fakat böyle birşey olmadığı için toz karanlık maddeye aday olamaz.

3) Ekzotik Parçacıklar: Teorik atom altı parçacıkları, ağır nötrinolar ve foton halinde bulunur.Yüksek enerji fizikçileri bu parçacıkları araştırdıklarından dolayı bu parçacıkların karanlık madde için iyi bir aday olabileceği kanısındadırlar.

4) Hidrojen Gazı: Emisyon ve absorbsiyon çizgileri büyük miktarda hidrojen gazının varlığını gösterirdi. Birçok astronom bu olasılığa yer vermişler fakat birkaçı bu karanlık maddenin asla yıldızlar meydana getiremeyecek kadar soğuk gaz bulutları olduğuna inanmaktadırlar.

5) Karadelikler ve Nötron Yıldızları: Bu cisimleri oluşturan yıldızlar evrim geçirirken Galaksimizi çok büyük miktarda ağır elementlerle zenginleştirmişlerdir. Bu cisimler bu nedenle karanlık maddeye aday olamazlar.

6) Beyaz Cüceler: Güneş’imizin nükleer yakıtı olan hidrojen bir gün bitince, yıldız evriminden dolayı Güneş’imiz bir beyaz cüce olacaktır. Eğer genç galaksiler yeterince hızlı bir şekilde soğuk beyaz cüceler oluştururlarsa bu beyaz cüceler karanlık madde adayı olabilirler.^[1]