Bu madde tümüyle ya da çoğunluğuyla dayanıyor.Mayıs 2021) ( |
Bu madde önerilmeyen biçimde kaynaklandırılmıştır. () |
Bu maddedeki bilgilerin için ek kaynaklar gerekli.Mayıs 2021) () ( |
Karanlık madde, astrofizikte, elektromanyetik dalgalarla (radyo dalgaları, gözle görülebilen ışık, x-ışınları, vb.) etkileşime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisi ile belirlenebilen varsayımsal maddelere denir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gök adaların , gök adaların diğer gök adalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütleçekimsel mercekleme özelliğinden ve gök adaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. İncelemeler, gök adalarda, gök ada gruplarında ve Evren'de, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir. Karanlık maddelerin bileşenleri tamamen bilinmemekle birlikte, WIMP'ler, aksiyonlar, sıradan ve ağır nötrinolar, gezegenler ve sönmüş yıldızlarla birlikte verilen isim MACHO'lar ile ışıma yapmayan oluşur.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTlpTDJJNUwwTnZjMjF2Ykc5bmFXTmhiRjlqYjIxd2IzTnBkR2x2Ymk1cWNHY3ZNemN3Y0hndFEyOXpiVzlzYjJkcFkyRnNYMk52YlhCdmMybDBhVzl1TG1wd1p3PT0uanBn.jpg)
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTg1THpsbEx6QTRNRGs1T0Y5VmJtbDJaWEp6WlY5RGIyNTBaVzUwWHpJME1GOTBjaTVxY0djdk16QXdjSGd0TURnd09UazRYMVZ1YVhabGNuTmxYME52Ym5SbGJuUmZNalF3WDNSeUxtcHdadz09LmpwZw==.jpg)
Evrendeki kütleçekimsel enerjinin incelenmesi sonucu, varsayılan toplam enerji yoğunluğunun sadece %4'ünün doğrudan gözlemlenebilir maddelerden oluştuğu gözlemlenmiştir. Yine bu toplamın %22'sinin karanlık maddeden oluştuğu hesaplanmaktadır. Kalan %74'ünün ise evrene dengeli bir şekilde yayılmış olan karanlık enerjiden oluştuğu kabul edilir.
Gözlemsel kanıt
Karanlık madde kavramı, ilk olarak 1932'de Jan Hendrik Oort ve 1933 yılında, Kaliforniya Teknoloji Enstitüsünden İsviçreli astrofizikçi Fritz Zwicky tarafından öne sürülmüştür. Fritz Zwicky'nin gözlemi ve iddiası kırk yıl boyunca hiçbir ortamda ciddiye alınmamıştır. Karanlık maddenin var olduğuna dair en güçlü kanıt olan Sarmal Gök ada eğilimleri, 1970 yılında 'nde Vera Rubin ve arkadaşları tarafından ileri sürülmüştür. Vera Rubin de Fritz Zwicky ile benzer bir kaderi paylaşarak, uzun yıllar ciddiye alınmamış, hiçbir ciddi yayın organı çalışmalarına yer vermemiştir. Master ve doktora tezleri de daha önce reddedilmiş olan Vera Rubin için bu durum pek şaşırtıcı olmamıştır. Onlarca yıl sonra, bugün hemen hemen tüm astrofizikçiler karanlık maddenin varlığını kabul ederler. Ağustos 2006'da yayınlanan, 150 milyon yıl önce gerçekleşmiş olan iki gök ada kümesinin çarpışmasına dair gözlem, karanlık maddelerin varlığına dair daha somut bir kanıt oluşturmuştur. Çarpışma sırasında sıcak gazlar arasında bir etkileşim olmuş ve daha sonra merkeze yaklaşmışlardır. Gök adalar ve karanlık madde etkileşime girmemiş ve merkezden uzak kalmışlardır.
İki şekilde karanlık maddenin ortaya çıktığı sanılmaktadır: Baryonik karanlık madde ve Baryonik olmayan karanlık madde. Evrenin kütlesinin yüzde 90'ını oluşturduğu varsayılmakla birlikte, karanlık maddenin henüz astronomlar için sırrı çözülmüş değildir. 1970'ler Evren'deki maddenin yüzde doksanının görünmez olduğunun keşfedilmesiyle karanlık madde iddialarının güçlendiği yıllar olmuştur. Karanlık maddenin var olduğu varsayılmakta, ancak ne olduğu konusunda çok az açık bilgi vardır.
Gök ada dönüş eğrisi
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTlpTDJJNUwwZGhiR0ZqZEdsalVtOTBZWFJwYjI0eUxuTjJaeTh6TURCd2VDMUhZV3hoWTNScFkxSnZkR0YwYVc5dU1pNXpkbWN1Y0c1bi5wbmc=.png)
Karanlık maddenin 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 adı verdikleri, gök adadaki yıldız ve gazların gök ada merkezi etrafındaki yörünge hızları ile bunların merkeze olan uzaklıklarını bir grafik üzerinde gösterdi. Eğer bir sarmal gök adada, Samanyolu gök adasında olduğu gibi, kütle; galaktik maddenin görünen durumuna göre dağılmışsa, Güneş sistemindekine benzer, hızlı bir hız azalmasının görülmesi gerekir. Çünkü kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki şişkin bölgede toplandığından, haloda çekim çok zayıf olacaktır. Bunun sonucu olarak merkezden uzaklaştıkça, yıldız hızları azalacak ve gök ada dönme eğrisi hızlı bir düşme gösterecektir.
Fakat Samanyolu, Andromeda ve diğer sarmal gök adalarda durumun böyle olmadığı görülmektedir. Bu gök adaların gök ada dönme eğrilerinde, hız düşmesi yerine, düz bir gidiş kendini göstermektedir. Başka bir ifade ile, yıldızların hızları halo boyunca sabit kalmaktadır. Böyle bir durumun anlamı şudur: Bu gök adaların her birinde kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki şişkin bölgede toplanmış olmayıp, gök ada içinde baştan sona düzgün bir şekilde yayılmıştır. Bu ise ancak gök ada halesinde önemli miktarda karanlık maddenin var olması ile mümkündür.
Gök adaların hız dağılımı
En büyük ölçeklerde artık kütleçekimine bağımlı cisimler yoktur. Ama galaksilerin dağılımı da tam anlamıyla düzgün değildir. Evrenin ilk dönemlerinden beri küçük de olsa birtakım yoğunluk dalgalanmaları varlıklarını sürdürmüştür. Kritik yoğunluğa neden olan karanlık madde, galaksi kümeleri ve süperkümelerinin üzerindeki ölçeklerde pekâlâ düzgün dağılmış olabilir. Bununla birlikte, en azından karanlık maddenin bazı türlerinin, daha büyük ölçeklerdeki yoğunluk dalgalanmalarında bir rolü olmalıdır. Yalnızca galaksileri sayarak ışıma gücü yoğunluğunu ölçmek karanlık maddenin katkısını göz ardı etmek demektir. Oysa 10 ya da 100 megaparsekten daha büyük ölçeklerde Evren'deki karanlık maddeyi ölçmenin yöntemleri vardır.
Minik dalgalanmalar nedeniyle yoğunluğun fazlalık gösterdiği yerlerde çevredeki madde üzerinde hafıf bir çekme etkisi, yoğunluğun az olduğu bölgelerde ise çevredeki madde üzerinde hafif bir itme etkisi olur. Bu etki, kendisini çevremizdeki galaksiler üzerinde düzgün Hubble genişlemesinden küçük sapmalar şeklinde gösterir. Eğer galaksilerin normal Hubble akışından farklı olan bu "özel" hızları ölçülebilir ise, karanlık maddenin dalgalanan bileşeninin izi bulunmuş demektir. Bu anlamda TullyFisher bağıntısının özel bir önemi vardır. L α vrot4 olarak ifade edilen, galaksinin ışıma gücü ve dönme hızı arasındaki bu bağıntı, galaksinin uzaklığının bir ölçüsünü verir. Hubble yasasına göre kırmızıya kaymadan da bir uzaklık bulunur. Bununla birlikte, kırmızıya kayma yoluyla hesaplanan uzaklık, galaksinin özel hızının Hubble hızına eklendiğine mi yoksa çıkarıldığına mı dayanarak gerçek uzaklıktan büyük ya da küçük olabilir. Binlerce galaksi için bu iki uzaklık karşılaştırılarak, 100 megaparsek uzaklığa kadar özel hız dağılımının bir haritası çıkarılabilir.
Bu hareketlere var olan tüm madde neden olduğundan, ışıyan ya da karanlık tüm maddeyi ortaya çıkarmak mümkün oluyor. İlk sonuçlar, gözlenen hızda kütle hareketleri için yaklaşık olarak kritik yoğunluğa eşit miktarda bir karanlık madde olması gerektiğini gösteriyor. Bu hareketlerden sorumlu dev madde yoğunlaşmaları olduğu için, bu kütle akışlarının kaynakları, oldukça duyarlı bir biçimde bulunabilir. Bizden yaklaşık 40 megaparsek uzaklıkta bulunan en yakın yoğunlaşmaya 'Büyük Çekici' adıverilmiştir. Eğer gerçekse, Büyük Çekici'nin bir düzine zengin galaksi kümesinin içerdiğinden daha fazla sayıda galaksi içermesi gerekir. Galaksi düzlemimiz Büyük Çekici'nin büyük bir bölümünü görmemizi engellediğinden galaksileri doğrudan doğruya sayamıyoruz. Kütle akışlarına yol açan başka galaksi komplekslerinin bulunma olasılığı da oldukça yüksektir.
Gök ada kümeleri ve çekimsel mercekleme
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTh3THpCaUwwZHlZWFpwZEdGMGFXOXVaV3hzTFd4cGJuTXROQzVxY0djdk1qVXdjSGd0UjNKaGRtbDBZWFJwYjI1bGJHd3RiR2x1Y3kwMExtcHdadz09LmpwZw==.jpg)
Halolarda yer alan olası astrofiziksel cisimler arasında yıldız enkazları, nötron yıldızları, beyaz cüce gibi sönük yıldızlar, hatta kara delikler ve küçük kütlelerinden dolayı hiçbir zaman yıldız olmayı başaramamış cisimler bulunur. Bu cisimler hemen hemen ya da tümüyle görünmez olduklarından karanlık madde için mükemmel adaylardır. Dahası, varlıkları kesin olarak bilindiğinden, MACHO'lar halodaki karanlık madde adayı olarak WIMP'lerden daha uygundurlar.
1993 yılında yapılan iki deneyde MACHO 'ların varlığı konusunda güçlü kanıtlar elde edilmiştir. Bu deneylerde kullanılan yöntem, çekimsel mercek etkisidir. Eğer bir MACHO, Dünya ile uzak bir yıldızı birleştiren doğrultuya çok yaklaşırsa, başka türlü görünmez olan MACHO 'nun kütleçekimi, yıldızın ışığını büken bir mercek gibi davranır. Yıldızın, birbirinden bir açı saniyesinin binde biri kadar uzaklıkta olan birçok görüntüsü oluşur ki bunu yeryüzünden gözlemek hemen hemen olanaksızdır. Bununla birlikte, Samanyolu halosu çevresinde yörüngesindeki hareketi sırasında MACHO bu doğrultuyu keserken arkadaki yıldız geçici olarak parlaklaşır.
Buradaki düşünce arka plandaki yıldızlardaki parlaklaşma etkilerini ölçmektir. Burada iki temel güçlük söz konusudur.
- Birincisi, çekimsel mercek etkisine oldukça ender rastlanır. Herhangi bir anda arka plandaki her iki milyon yıldızdan yalnızca birinde çekimsel mercek etkisi gözlenir.
- İkincisi, yıldızların pek çoğu yapısal olarak değişken olduklarından, zaman zaman geçici parlaklık değişmeleri gösterirler. Çekimsel mercek olayının değişen yıldızlardan farklı ve kendine has özellikleri vardır. Bunlardan bazıları olayın zamanda simetrik, dalga boyuna bağlı olması ve bir yıldız için yalnızca bir kez ortaya çıkmasıdır.
Çekimsel mercek olayını düşük gözlenme olasılığını aşabilmek için Büyük Macellan Bulutu'ndaki birkaç milyon yıldızı gözlemek üzere deneyler tasarlandı. Her yıldız bir yıl boyunca yüzlerce kez gözlendi. Kırmızı ve mavi filtre kullanılarak alınan verilerin ön incelemesi sırasında birçok karakteristik çekimsel mercek olayına rastlandı. Olay süreleri 30 ile 50 gün arasındaydı.
Her ne kadar bilinmeyen uzaklık ve MACHO'nun bakış doğrultusuna yaklaşırken sahip olduğu hız gibi konularda belirsizlikler varsa da çekimsel mercek olayının süresi MACHO'nun kütlesinin bir ölçüsüdür. Olayın süresi, MACHO'nun adı verilen çekimsel merceğin etkili boyutunu katetmesi için gereken zamandır. Einstein halkasının yarıçapı, yaklaşık olarak MACHO'nun Schwarzschild yarıçapı ile uzaklığının geometrik ortalamasıdır. Büyük Macellan Bulutu 'nun yarı uzaklığında olan bir MACHO için bu uzaklık 55 kiloparseklik değerin yarısıdır. Einstein halka yarı çapıda yaklaşık olarak Dünya-Güneş uzaklığı kadar, yani 1 astronomi birimine eşittir. Mercek etkisi yaratabilmek için MACHO'ların mercekten daha küçük boyutlu olmaları gerekir, yani MACHO'ların boyutları 1 astronomi birimi ya da kabaca bir kırmızı devin yarıçapı kadar olmalıdır. Gözlenen olaylar, yüzde birkaçlık yanılma payı ile karanlık maddenin MACHO modelinin öngördüğü kadardır. Olay süreleri tipik kütle olarak 0,1 M☉ değerini vermekle birlikte bunun üç katı kadar bir belirsizlik de söz konusudur.
Çekimsel mercek çalışmaları sürüyor ve doğruysa, MACHO yorumları belli sonuçları öngörüyor. Daha kısa süreli çok daha fazla sayıda olay meydana gelmeli ve daha zayıf olaylarda gözlenmelidir. Çekimsel mercek olayı gösteren yıldızlar rastgele seçilmektedir, bu nedenle de yapısal olarak değişken olan özel yıldızlar tercihli olarak gözlenip astronomların kafalarının karışmasına yol açmamış olmalıdır. Daha fazla veri toplandıkça bunların tümü açıklığa kavuşacaktır.
Yapısal oluşum
Karanlık maddenin yapısı hakkında dikkate değer bir ipucu olarak, büyük patlama sırasında yaratılan, hidrojenin iki katı kütleye sahip olan ve döteryum adı verilen hidrojen izotopunun bolluğuna bakarız. Helyumun tersine, döteryum çok kırılgan bir elementtir. Güneş'in içindeki sıcaklığın çok altında olan bir milyon derece kelvinde yanar. Şimdiye kadar, galaksinin oluşumundan arta kalan ilkel döteryumun önemli bir kısmı yıldızların içinde başka elementlere dönüşmüştür. Bu, gözlemle de doğrulanmaktadır: yıldızlar arası bulutlar ve nükleer yanmayı başlatacak kadar sıcak bir çekirdekleri olmayıp güçlerini kütleçekiminden alan yıldızlarda döteryum vardır, ama evrimlerinin ileri evrelerindeki yıldızlarda hiç döteryum bulunmaz.
Büyük patlamada ne kadar döteryum yaratıldığını hesaplayabilmek için, o zamandan günümüze kadar ne kadar döteryumun yok olduğunu tahmin etmek gerekir. Büyük patlamadan beri izotopun yüzde kaçının yok olduğunu hesaplayabilmek için Jüpiter'in atmosferinde bulunan döterlenmiş moleküllerin bolluğuyla yıldızlar arası bulutlarda bulunan döteryum bolluğunu karşılaştırarak izotopun yok olma hızı bulunur. Döterlenmiş molekül, bir hidrojen atomunun döteryum atomuyla yer değiştirdiği moleküle verilen addır. Örneğin, döterlenmiş ya da ağır su HDO biçiminde yazılabilir. Jüpiter'de saptanan döteryum, 4.6 milyar yıl önce, Güneş sisteminin oluşumu sırasındaki yıldızlararası gazın yapısını örneklemektedir. Jüpiter'de %0.002 olarak saptanan döteryum bolluğu, galaksinin geçmişteki yaşamı boyunca doğan ve ölen yıldızların için-de işlenen gazlardan oluşan yıldızlararası bulutlardaki bolluğunun yaklaşık iki katıdır. Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler ve geçmişteki uydu deneyleri, yıldızlararası bulutlarda bulunan atom halindeki döteryum bolluğunun Jüpiter'de saptanandan, bir başka deyişle 6.6 milyar yıl önce galaksimizde bulunandan daha düşük olduğunu gösteriyor.
Döteryumun net eğilimi konusunda yanılmamız olanaksız: döteryum zamanla azalıyor. Yıldızlar yeni enerji kaynağı üretmeyip döteryum yaktıklarından, bu beklenen bir şey. Ama yıldızlar arası gazların tümü yıldızların sıcak çekirdeklerinden geçmedikleri için büyük patlamada yaratılan döteryumun bir bölümü hâlâ varlığını sürdürüyor. Döteryumun yıldızlar tarafından yok edildiği göz önüne alındığında, galaksi öncesi döteryumun hidrojene göre bolluğu %0.01 olarak bulunuyor.
Karanlık madde bileşimi
Büyük patlamada üretilen hafif elementler yalnızca helyum ve döteryum değildir. Lityum çok daha enderdir ve döteryum gibi o da yıldızlar tarafından yok edilir. Lityum aslında T Tauri yıldızlarında ölçülür. Adını Taurus (Boğa) Takımyıldızı'ndaki bir ilk örnekten alan bu yıldızlar çok genç, enerjisini kütleçekiminden alan ve genellikle yoğun içine gömülü olarak bulunan yıldızlardır. Böyle yıldızların gaz hareketlerinin yoğun olduğu çalkantılı atmosferlerinde lityum bolluğu yüksektir. Yalnızca yıldızlar tarafından yok edilen bu element yıldızların gençliğinin kesin bir göstergesidir. Yıldız yaşlandıkça lityum yok olur. Evrimin erken dönemlerinde atmosferdeki kütlesel gaz hareketleri sonucunda yıldızın daha sıcak iç bölgelerine taşınan lityum, burada sistematik olarak yanar. Güneş gibi orta yaşlı bir yıldızın atmosferinde saptanabilecek ölçüde lityum bulunmaz.
Lityum hem büyük patlama, hem de yıldızlararası bulutlara giren kozmik ışınlarca üretilmiştir. Kozmik ışınlar, yıldızlararası karbon, azot ve oksijen molekülleri ile rastgele çarpıştıklarında nükleer reaksiyon başlatan yüksek enerjili parçacıklardır. Bu ağır atomlar parçalanır ve çevreye lityum çekirdekleri saçılır. Bu sürecin habercisi, yaratılan iki lityum izotopudur. Bunlardan birinin kütlesi 6, normal lityum izotopu olan diğerinin kütlesi ise 7'dir. 'deki en yaşlı yıldızlar, hidrojene göre on milyonda bir oranında lityum bolluğu gösterirler. Bu bolluk, demir gibi diğer elementlerin bolluklarından bağımsız gibi gözüküyor. Dahası, lityumun çoğunluğu 7 kütleli izotoptur. 6 kütleli lityum çok enderdir. Bunun tersine, genç yıldızlarında 10 kat daha fazla lityum ölçülüyor. Bu genç yıldızlardaki lityumun kozmik ışın kaynaklı olduğuna inanılıyor. En büyük olasılık, lityumun, bu yıldızların içinden doğduğu yıldızlar arası bulutta kozmik ışınlar tarafından üretilmiş olması. Lityumun yaratılışı ve yok oluşu ile ilgili olarak tutarlı bir tablo oluşmuştur. Oldukça güvenli bir biçimde, gördüğümüz lityumun büyük patlama sırasında üretilmiş olduğunu söyleyebiliriz. Büyük bir olasılıkla baryon dışı kökenli karanlık maddenin üstün olduğu sonucunu çıkarabiliyor olmamıza karşın, lityum, döteryum ve helyum bollukları minimum bir miktar baryon kökenli maddenin varlığını gerektirmektedir. Bu miktar, gökadlarda doğrudan ölçülenden çoktur. Buradan da, kritik yoğunluğun yüzde birkaçlık bölümünün baryon kökenli olması gerektiği sonucunu çıkarıyoruz.
Baryonik olmayan karanlık madde iki ana kategoriye ayrılır;
- Sıcak karanlık madde (HDM) - baryonik olmayan parçacıkların (ışık hızına yakın) hareketi.
- Soğuk karanlık madde (CDM) - baryonik olmayan parçacıkların rölativistik olmayan hareketi
Soğuk karanlık madde parçacıkları, aynı zamanda WIMP olarak da bilinirler, tipik olarak HDM parçacıklarıyla karşılaştırıldıklarında daha fazla madde miktarı içerirler ve daha düşük hızlarla hareket ederler. Kilit farklar, yapı oluşumu ile ilgilidir.
![image](https://www.wikipedia.tr-tr.nina.az/image/aHR0cHM6Ly93d3cud2lraXBlZGlhLnRyLXRyLm5pbmEuYXovaW1hZ2UvYUhSMGNITTZMeTkxY0d4dllXUXVkMmxyYVcxbFpHbGhMbTl5Wnk5M2FXdHBjR1ZrYVdFdlkyOXRiVzl1Y3k5MGFIVnRZaTg1THpsa0wxVnVhWFpsY25ObFEyOXRjRzl6YVhScGIyNHVjM1puTHpNM01IQjRMVlZ1YVhabGNuTmxRMjl0Y0c5emFYUnBiMjR1YzNabkxuQnVadz09LnBuZw==.png)
Soğuk karanlık madde parçacıklarından çok daha hafif olan sıcak karanlık madde parçacıkları rölativistik (ışık hızına yakın) hızlarda seyahat ederler. Bilinen üç tip nötrinolar ve onların karşılığı olan HDM’ler için bilinen adaylardır. ne ve nµ HDM olarak bilinirler, ancak deneysel açıdan ne’nin kütlesi yeterince küçük değildir.
İlkel Evren'in olası kalıntıları kararsız, zayıf etkileşimli parçacıklardır. Bir örnek, eğer varsa bile çok küçük bir kütleye sahip olan nötrinodur. Normal olarak nötrinonun kütlesiz olduğu varsayılsa bile sınırlı bir kütleye sahip olması da akla yakındır. Büyük patlamadan arta kalan o kadar çok sayıda nötrino vardır ki, 50 eV'lik, yani elektronun on binde biri kadar bir kütle Evren'in kapalı olmasını sağlamaya yeter. Birçok ülkede nötrinonun kütlesini saptamaya yarayan deneyler yürütülmekteyse de şu anda bu deneyler sonuçsuzdur. Trityum bozunma deneylerinden elde edilen elektron nötrinosunun kütlesinin üst sınırı için şu anki değer yaklaşık 10 eV civarındadır. Diğer nötrino türlerinin kütleleri daha büyük olabilir.
Soğuk karanlık maddenin tam kütlesi parçacıkların diğer maddelerle etkileşim gücüne ve parçacıkların birbirlerinin çiftlerinden ayrıldıkları zamanki Evren'in sıcaklık ve zamanına bağlıdır. CDM parçacıkları birbirleri ile kütlesel çekim yoluyla etkileşirler ve diğer maddelerle zayıf normal bir etkileşimde bulunurlar. Kütle ortalaması 1GeV/c2 civarındadır.
Karanlık maddenin tespiti
Güneş civarındaki madde yoğunluğu, diskin oldukça dışına taşan, ışıma gücü yüksek yıldızların düzgün bir biçimde örneklenmesi yoluyla ölçülür. Bu yıldızların ortalama hızları ve bunların diskten dik olarak kat ettikleri uzaklıklar, bu yıldızları diskin içinde tutan kütleçekimi kuvvetinin bir ölçüsüdür. Bu kuvvetin büyüklüğünden bu kadar kütleçekimi uygulayan maddenin yoğunluğu hesaplanabilir. Bu yoğunluk gözlenen yıldız sayısıyla karşılaştırıldığında, yıldızların sayısının, hemen hemen olması gerekenin yarısı olduğu bulunur. İşte bu, Güneş çevresindeki karanlık maddenin varlığı konusundaki ilk ipucudur.
Önümüzdeki yıllarda, sıcak gazların yaydığı X-ışınları kullanılarak, karanlık maddenin bir dağılım haritası çıkarılacaktır. Büyük gök ada kümelerinin içinde ve bazı gök ada kümelerinin merkezinden 5-10 milyon ışık yılı uzaklıklara kadar yayılan çok sıcak gaz bulutları saptanmıştır. Aşırı sıcaktan dolayı dağılıp gitmesi gereken gazın, görünmeyen maddenin çekim kuvveti tarafından bir arada tutulduğu açıktır. Gök bilimciler gazın dağılımından geriye doğru giderek bu gazı bir arada tutan kütleçekim kuvvetini ve bu çekim kuvvetini yaratan karanlık maddenin dağılımını ortaya çıkarabiliyorlar. Önümüzdeki yıllarda Alman X-ışın uydusu ROSAT, Japon X-ışın uydusu Astro-D ve Amerikan uydusu AXAF, gök ada kümelerindeki sıcak gaz dağılımının gittikçe daha iyi haritalarını yapacaklardır. Son iki uydu, gazın aynı zamanda sıcaklığını da ölçebilecektir.
Karanlık maddeyi ölçümlemenin yeni yöntemlerinden biri de çekimsel mercek olgusunu kullanır. Kütleçekimi maddeyi olduğu gibi ışık ışınlarını da çeker. Bu nedenle kuasar gibi uzak bir kaynaktan yayılan ışık, Dünya'ya doğru yolculuğu sırasında yolu üzerindeki madde tarafından bükülür. Aradaki bu madde, kuasarın görüntüsünü dağıtabilir veya yeniden biçimlendirebilir. Kuasar görüntülerindeki bozulmaları incelemek yoluyla gök bilimciler, bu bozulmaya neden olan maddenin dağılımını, karanlık madde gibi görünmez olsa bile anlayabiliyorlar. kütle çekimsel merceklerin ilk kez keşfedildiği 1979 yılından bu yana on kadar çekimsel mercek bulundu. Önümüzdeki yıllarda ise çekimsel mercek olgusu, karanlık maddenin doğasını anlamak ve haritasını çıkarmaya yönelik güçlü bir araç olarak kullanılacak. Şimdiden böyle bir program AT&T Bell Laboratuvarları'ndan Anthony Tyson ve başkaları tarafından başlatılmış durumdadır.
Alternatif araştırmalar
Bazı gök bilimciler karanlık maddenin büyük gezegenlerden oluştuğunu ileri sürüyorlar. Büyük gezegenler, tam anlamıyla görünmez değildir; düşük şiddette kızılötesi ışınım yayarlar. SIRTF, karanlık maddenin gizlenmiş olabileceği, gök adamızın uzak noktalarındaki kızılötesi yayan gezegenleri bulabilecek ölçüde duyarlı olacaktır.
Karanlık madde, parçacıklardan oluşmuş topaklar olan gezegenler yerine bu parçacıkların kendilerinden oluşmakta olabilir. Bu olasılıklar, parçacık fizikçilerinin hayal güçlerini harekete geçirmiştir. Düzinelerce parçacık, hatta laboratuvarda hiç gözlenmemiş parçacıklar öne sürülmüştür. Aksiyon veya fotino gibi adlar alan bu hayal ürünü parçacıklar atom-altı fiziğin yeni teorilerine dayanılarak öngörülmektedir. Bununla birlikte, bu yeni parçacıkların özellikleri belirsizdir. Tüm bilinen, hiçbir zaman görülemediğinden, bu parçacıkların diğer maddeler üzerindeki etkilerinin çok zayıf olduğudur. Eğer karanlık madde gerçekten bu egzotik parçacıklardan oluşuyorsa, o zaman bu parçacıklar uzaydan daha çok laboratuvarlarda tanımlanabilir. Son birkaç yıl içinde bu varsayılan parçacıkların bazılarını aramak üzere ilk detektörler yapıldı. Parçacıkların utangaç olmasından dolayı deneyler son derece zorludur. Eğer bu parçacıklar gerçekten varsa, onları bulabilmek için gelecekte yapılacak detektörlerin duyarlılığının günümüzdekilerden yaklaşık yüz kat daha fazla olması gerektiği hesaplanmaktadır.
Popüler kültürdeki yeri
Karanlık madde düzenli olarak hem gerçek bilimsel konuları hem de bilim kurguyu kapsayan karma süreli yayınlarda bir konu olarak yer almaktadır, ve karanlık maddenin kendisi "bilim kurgu malzemesi" olarak anılmaktadır. Kurgu eserlerde karanlık maddeden bahsedilmektedir. Bu gibi durumlarda, karanlık maddeye genellikle olağanüstü fiziksel veya büyülü özellikler atfedilmekte, böylece karanlık maddenin fizik ve kozmolojide varsayılan özellikleriyle tutarsız hale gelmektedir. Örneğin, Gizli Dosyalar'ın "Soft Light" bölümünde karanlık madde, bir eleştirmenin izleyicinin cehaletine dayandığını düşündüğü bir şekilde bir olay örgüsü aracı olarak hizmet eder. "Toz" olarak bilinen karanlık maddeden ilham alan bir madde Philip Pullman'ın Altın Pusula üçlemesinde belirgin bir şekilde yer alır ve karanlık maddeden yapılmış varlıklar 'ın Xeelee Dizisinde düşmanlardır.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ Vittorio, N. (1984). "Fine-scale anisotropy of the cosmic microwave background in a universe dominated by cold dark matter". Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor. Cilt 285. ss. L39-L43. doi:10.1086/184361.
- ^ "n2:1059-2113 - Search Results". www.worldcat.org. 12 Aralık 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 28 Haziran 2023.
- ^ "Space travel: outdated goal: [All - ProQuest". www.proquest.com. 11 Aralık 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 28 Haziran 2023.
- ^ Halden, Dr Grace (13 Mart 2015). "Incandescent: Light Bulbs and Conspiracies". Dandelion: Postgraduate Arts Journal and Research Network (İngilizce). 5 (2). doi:10.16995/ddl.318. ISSN 2048-1322. 28 Haziran 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 28 Haziran 2023.
- ^ "The X-Files/Millennium: "F. Emasculata"/"Soft Light"/"Our Town"/"Anasazi"". The A.V. Club (İngilizce). 27 Haziran 2010. 28 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 28 Haziran 2023.
- ^ Fraknoi, Andrew (2016). "Science fiction for scientists". Nature Physics (İngilizce). 12 (9): 819-820. doi:10.1038/nphys3873. ISSN 1745-2481. 11 Aralık 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 28 Haziran 2023.
Ayrıca bakınız
- Gianfranco Bertone, Dan Hooper, Joseph Silk (2005). "Particle Dark Matter: Evidence, Candidates and Constraints". Phys. Rep. Cilt 405. ss. 279-390. doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031. 4 Haziran 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 20 Mart 2009.
- Nicolao Fornengo (2008). "Status and perspectives of indirect and direct dark matter searches". Adv.Space Res. Cilt 41. ss. 2010-2018. doi:10.1016/j.asr.2007.02.067. 4 Haziran 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 20 Mart 2009.
- Invited talk at the 36th COSPAR Scientific Assembly, Beijing, China, 16-23 July 2006
- REPORT OF THE DARK ENERGY TASK FORCE (DETF) 2005. Andreas Albrecht, University of California, Davis and 12 other authors, 145 pages.
Dış bağlantılar
- Video of Patricia Burchat's talk on dark matter and dark energy 17 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde . at TED (Feb 2008)
- (Perimeter Institute for Theoretical Physics)
- Yale University Video Lecture on Dark Matter[] at Google Video
- Video of Dark Matter
- Plait, Phil (2 Şubat 2007). . SeedMagazine.com. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Mart 2009.
- Dark Matter Portal 5 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde . - by Frédéric Mayet
- Bertone, G. and Hooper, D. and Silk, J. (2004). "Particle dark matter: evidence, candidates and constraints". Physics Reports. Cilt 405. s. 279. Bibcode:2004PhR...405..279B. doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031. arXiv:hep-ph/0404175.
- Sumner, Timothy J. (2002). "Experimental Searches for Dark Matter". Living Reviews in Relativity. Cilt 5. s. 4. ISSN 1433-8351.
- "Dark matter comes out of the cold" 14 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde . - BBC News 5 Şubat 2005
- "Dark matter" - Astronoo 7 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- "Astronomers find Starless Galaxy" 12 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde . - BBC News 23 Şubat 2005
- Dark matter lacks extra gravitational force on Wikinews
- Wittlin, Maggie (20 Ağustos 2007). . SeedMagazine.com. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Mart 2009.
- , New Scientist, 9 September 2008
Wikimedia Commons'ta Karanlık madde ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır. |
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Bu madde tumuyle ya da cogunluguyla tek kaynaga dayaniyor Konuya dair fikir alisverisi tartisma sayfasinda bulunabilir Lutfen baska kaynaklar ekleyerek bu maddeyi gelistirmeye yardim ediniz Mayis 2021 Bu madde onerilmeyen bicimde kaynaklandirilmistir Gosterilen kaynaklar kaynak gosterme sablonlari kullanilarak dipnot belirtme bicemine uygun olarak duzenlenmelidir Bu sablonun nasil ve ne zaman kaldirilmasi gerektigini ogrenin Bu maddedeki bilgilerin dogrulanabilmesi icin ek kaynaklar gerekli Lutfen guvenilir kaynaklar ekleyerek maddenin gelistirilmesine yardimci olun Kaynaksiz icerik itiraz konusu olabilir ve kaldirilabilir Kaynak ara Karanlik madde haber gazete kitap akademik JSTOR Mayis 2021 Bu sablonun nasil ve ne zaman kaldirilmasi gerektigini ogrenin Karanlik madde astrofizikte elektromanyetik dalgalarla radyo dalgalari gozle gorulebilen isik x isinlari vb etkilesime girmeyen varligi yalniz diger maddeler uzerindeki kutlecekimsel etkisi ile belirlenebilen varsayimsal maddelere denir Karanlik maddelerin varligini belirlemek icin gok adalarin gok adalarin diger gok adalar icerisindeki yorungesel hizlarindan geri planda yer alan maddelere uyguladigi kutlecekimsel mercekleme ozelliginden ve gok adalarin icerisindeki sicak gazlarin sicaklik dagilimindan yararlanilir Incelemeler gok adalarda gok ada gruplarinda ve Evren de gorulebilen maddelerden cok daha fazla karanlik madde oldugunu gostermektedir Karanlik maddelerin bilesenleri tamamen bilinmemekle birlikte WIMP ler aksiyonlar siradan ve agir notrinolar gezegenler ve sonmus yildizlarla birlikte verilen isim MACHO lar ile isima yapmayan olusur Bu NASA semasinin gosterdigi gibi Evren in 25 i ya da daha fazlasi laboratuvar ortaminda henuz gozlenememis olsa da karanlik maddeden olusmustur Evrendeki madde ve enerjinin tahmini dagilimi Ustteki grafik gunumuzu alttaki grafik ise Buyuk Patlamadan 380 000 yil sonrasini gostermektedir Karanlik enerji Atomlar Karanlik madde Fotonlar Notrinolar Evrendeki kutlecekimsel enerjinin incelenmesi sonucu varsayilan toplam enerji yogunlugunun sadece 4 unun dogrudan gozlemlenebilir maddelerden olustugu gozlemlenmistir Yine bu toplamin 22 sinin karanlik maddeden olustugu hesaplanmaktadir Kalan 74 unun ise evrene dengeli bir sekilde yayilmis olan karanlik enerjiden olustugu kabul edilir Gozlemsel kanitKaranlik madde kavrami ilk olarak 1932 de Jan Hendrik Oort ve 1933 yilinda Kaliforniya Teknoloji Enstitusunden Isvicreli astrofizikci Fritz Zwicky tarafindan one surulmustur Fritz Zwicky nin gozlemi ve iddiasi kirk yil boyunca hicbir ortamda ciddiye alinmamistir Karanlik maddenin var olduguna dair en guclu kanit olan Sarmal Gok ada egilimleri 1970 yilinda nde Vera Rubin ve arkadaslari tarafindan ileri surulmustur Vera Rubin de Fritz Zwicky ile benzer bir kaderi paylasarak uzun yillar ciddiye alinmamis hicbir ciddi yayin organi calismalarina yer vermemistir Master ve doktora tezleri de daha once reddedilmis olan Vera Rubin icin bu durum pek sasirtici olmamistir Onlarca yil sonra bugun hemen hemen tum astrofizikciler karanlik maddenin varligini kabul ederler Agustos 2006 da yayinlanan 150 milyon yil once gerceklesmis olan iki gok ada kumesinin carpismasina dair gozlem karanlik maddelerin varligina dair daha somut bir kanit olusturmustur Carpisma sirasinda sicak gazlar arasinda bir etkilesim olmus ve daha sonra merkeze yaklasmislardir Gok adalar ve karanlik madde etkilesime girmemis ve merkezden uzak kalmislardir Iki sekilde karanlik maddenin ortaya ciktigi sanilmaktadir Baryonik karanlik madde ve Baryonik olmayan karanlik madde Evrenin kutlesinin yuzde 90 ini olusturdugu varsayilmakla birlikte karanlik maddenin henuz astronomlar icin sirri cozulmus degildir 1970 ler Evren deki maddenin yuzde doksaninin gorunmez oldugunun kesfedilmesiyle karanlik madde iddialarinin guclendigi yillar olmustur Karanlik maddenin var oldugu varsayilmakta ancak ne oldugu konusunda cok az acik bilgi vardir Gok ada donus egrisiTipik bir sarmal gok adanin donme egrisi beklenen A ve gozlenen B Karanlik madde hiz egrisinin genis bir radyus ile duz bir gorunum kazanmasina aciklik getirir Karanlik maddenin varligina iliskin en onemli kanit 1970 li yillarda Washington Carnegie Enstitusu nden Vera Rubin ve arkadaslari tarafindan ortaya konulmustur Bu grup gok ada donme egrileri adi verdikleri gok adadaki yildiz ve gazlarin gok ada merkezi etrafindaki yorunge hizlari ile bunlarin merkeze olan uzakliklarini bir grafik uzerinde gosterdi Eger bir sarmal gok adada Samanyolu gok adasinda oldugu gibi kutle galaktik maddenin gorunen durumuna gore dagilmissa Gunes sistemindekine benzer hizli bir hiz azalmasinin gorulmesi gerekir Cunku kutlenin buyuk bir yuzdesi merkezdeki siskin bolgede toplandigindan haloda cekim cok zayif olacaktir Bunun sonucu olarak merkezden uzaklastikca yildiz hizlari azalacak ve gok ada donme egrisi hizli bir dusme gosterecektir Fakat Samanyolu Andromeda ve diger sarmal gok adalarda durumun boyle olmadigi gorulmektedir Bu gok adalarin gok ada donme egrilerinde hiz dusmesi yerine duz bir gidis kendini gostermektedir Baska bir ifade ile yildizlarin hizlari halo boyunca sabit kalmaktadir Boyle bir durumun anlami sudur Bu gok adalarin her birinde kutlenin buyuk bir yuzdesi merkezdeki siskin bolgede toplanmis olmayip gok ada icinde bastan sona duzgun bir sekilde yayilmistir Bu ise ancak gok ada halesinde onemli miktarda karanlik maddenin var olmasi ile mumkundur Gok adalarin hiz dagilimi En buyuk olceklerde artik kutlecekimine bagimli cisimler yoktur Ama galaksilerin dagilimi da tam anlamiyla duzgun degildir Evrenin ilk donemlerinden beri kucuk de olsa birtakim yogunluk dalgalanmalari varliklarini surdurmustur Kritik yogunluga neden olan karanlik madde galaksi kumeleri ve superkumelerinin uzerindeki olceklerde pekala duzgun dagilmis olabilir Bununla birlikte en azindan karanlik maddenin bazi turlerinin daha buyuk olceklerdeki yogunluk dalgalanmalarinda bir rolu olmalidir Yalnizca galaksileri sayarak isima gucu yogunlugunu olcmek karanlik maddenin katkisini goz ardi etmek demektir Oysa 10 ya da 100 megaparsekten daha buyuk olceklerde Evren deki karanlik maddeyi olcmenin yontemleri vardir Minik dalgalanmalar nedeniyle yogunlugun fazlalik gosterdigi yerlerde cevredeki madde uzerinde hafif bir cekme etkisi yogunlugun az oldugu bolgelerde ise cevredeki madde uzerinde hafif bir itme etkisi olur Bu etki kendisini cevremizdeki galaksiler uzerinde duzgun Hubble genislemesinden kucuk sapmalar seklinde gosterir Eger galaksilerin normal Hubble akisindan farkli olan bu ozel hizlari olculebilir ise karanlik maddenin dalgalanan bileseninin izi bulunmus demektir Bu anlamda TullyFisher bagintisinin ozel bir onemi vardir L a vrot4 olarak ifade edilen galaksinin isima gucu ve donme hizi arasindaki bu baginti galaksinin uzakliginin bir olcusunu verir Hubble yasasina gore kirmiziya kaymadan da bir uzaklik bulunur Bununla birlikte kirmiziya kayma yoluyla hesaplanan uzaklik galaksinin ozel hizinin Hubble hizina eklendigine mi yoksa cikarildigina mi dayanarak gercek uzakliktan buyuk ya da kucuk olabilir Binlerce galaksi icin bu iki uzaklik karsilastirilarak 100 megaparsek uzakliga kadar ozel hiz dagiliminin bir haritasi cikarilabilir Bu hareketlere var olan tum madde neden oldugundan isiyan ya da karanlik tum maddeyi ortaya cikarmak mumkun oluyor Ilk sonuclar gozlenen hizda kutle hareketleri icin yaklasik olarak kritik yogunluga esit miktarda bir karanlik madde olmasi gerektigini gosteriyor Bu hareketlerden sorumlu dev madde yogunlasmalari oldugu icin bu kutle akislarinin kaynaklari oldukca duyarli bir bicimde bulunabilir Bizden yaklasik 40 megaparsek uzaklikta bulunan en yakin yogunlasmaya Buyuk Cekici adiverilmistir Eger gercekse Buyuk Cekici nin bir duzine zengin galaksi kumesinin icerdiginden daha fazla sayida galaksi icermesi gerekir Galaksi duzlemimiz Buyuk Cekici nin buyuk bir bolumunu gormemizi engellediginden galaksileri dogrudan dogruya sayamiyoruz Kutle akislarina yol acan baska galaksi komplekslerinin bulunma olasiligi da oldukca yuksektir Gok ada kumeleri ve cekimsel mercekleme Hubble Uzay Teleskobu ile Abell 1689 icerisinde gozlenen guclu kutlecekimsel mercekleme karanlik maddenin varligini gosterir Mercekleme egrilerini gormek icin resmi buyutunuz Halolarda yer alan olasi astrofiziksel cisimler arasinda yildiz enkazlari notron yildizlari beyaz cuce gibi sonuk yildizlar hatta kara delikler ve kucuk kutlelerinden dolayi hicbir zaman yildiz olmayi basaramamis cisimler bulunur Bu cisimler hemen hemen ya da tumuyle gorunmez olduklarindan karanlik madde icin mukemmel adaylardir Dahasi varliklari kesin olarak bilindiginden MACHO lar halodaki karanlik madde adayi olarak WIMP lerden daha uygundurlar 1993 yilinda yapilan iki deneyde MACHO larin varligi konusunda guclu kanitlar elde edilmistir Bu deneylerde kullanilan yontem cekimsel mercek etkisidir Eger bir MACHO Dunya ile uzak bir yildizi birlestiren dogrultuya cok yaklasirsa baska turlu gorunmez olan MACHO nun kutlecekimi yildizin isigini buken bir mercek gibi davranir Yildizin birbirinden bir aci saniyesinin binde biri kadar uzaklikta olan bircok goruntusu olusur ki bunu yeryuzunden gozlemek hemen hemen olanaksizdir Bununla birlikte Samanyolu halosu cevresinde yorungesindeki hareketi sirasinda MACHO bu dogrultuyu keserken arkadaki yildiz gecici olarak parlaklasir Buradaki dusunce arka plandaki yildizlardaki parlaklasma etkilerini olcmektir Burada iki temel gucluk soz konusudur Birincisi cekimsel mercek etkisine oldukca ender rastlanir Herhangi bir anda arka plandaki her iki milyon yildizdan yalnizca birinde cekimsel mercek etkisi gozlenir Ikincisi yildizlarin pek cogu yapisal olarak degisken olduklarindan zaman zaman gecici parlaklik degismeleri gosterirler Cekimsel mercek olayinin degisen yildizlardan farkli ve kendine has ozellikleri vardir Bunlardan bazilari olayin zamanda simetrik dalga boyuna bagli olmasi ve bir yildiz icin yalnizca bir kez ortaya cikmasidir Cekimsel mercek olayini dusuk gozlenme olasiligini asabilmek icin Buyuk Macellan Bulutu ndaki birkac milyon yildizi gozlemek uzere deneyler tasarlandi Her yildiz bir yil boyunca yuzlerce kez gozlendi Kirmizi ve mavi filtre kullanilarak alinan verilerin on incelemesi sirasinda bircok karakteristik cekimsel mercek olayina rastlandi Olay sureleri 30 ile 50 gun arasindaydi Her ne kadar bilinmeyen uzaklik ve MACHO nun bakis dogrultusuna yaklasirken sahip oldugu hiz gibi konularda belirsizlikler varsa da cekimsel mercek olayinin suresi MACHO nun kutlesinin bir olcusudur Olayin suresi MACHO nun adi verilen cekimsel mercegin etkili boyutunu katetmesi icin gereken zamandir Einstein halkasinin yaricapi yaklasik olarak MACHO nun Schwarzschild yaricapi ile uzakliginin geometrik ortalamasidir Buyuk Macellan Bulutu nun yari uzakliginda olan bir MACHO icin bu uzaklik 55 kiloparseklik degerin yarisidir Einstein halka yari capida yaklasik olarak Dunya Gunes uzakligi kadar yani 1 astronomi birimine esittir Mercek etkisi yaratabilmek icin MACHO larin mercekten daha kucuk boyutlu olmalari gerekir yani MACHO larin boyutlari 1 astronomi birimi ya da kabaca bir kirmizi devin yaricapi kadar olmalidir Gozlenen olaylar yuzde birkaclik yanilma payi ile karanlik maddenin MACHO modelinin ongordugu kadardir Olay sureleri tipik kutle olarak 0 1 M degerini vermekle birlikte bunun uc kati kadar bir belirsizlik de soz konusudur Cekimsel mercek calismalari suruyor ve dogruysa MACHO yorumlari belli sonuclari ongoruyor Daha kisa sureli cok daha fazla sayida olay meydana gelmeli ve daha zayif olaylarda gozlenmelidir Cekimsel mercek olayi gosteren yildizlar rastgele secilmektedir bu nedenle de yapisal olarak degisken olan ozel yildizlar tercihli olarak gozlenip astronomlarin kafalarinin karismasina yol acmamis olmalidir Daha fazla veri toplandikca bunlarin tumu acikliga kavusacaktir Yapisal olusum Karanlik maddenin yapisi hakkinda dikkate deger bir ipucu olarak buyuk patlama sirasinda yaratilan hidrojenin iki kati kutleye sahip olan ve doteryum adi verilen hidrojen izotopunun bolluguna bakariz Helyumun tersine doteryum cok kirilgan bir elementtir Gunes in icindeki sicakligin cok altinda olan bir milyon derece kelvinde yanar Simdiye kadar galaksinin olusumundan arta kalan ilkel doteryumun onemli bir kismi yildizlarin icinde baska elementlere donusmustur Bu gozlemle de dogrulanmaktadir yildizlar arasi bulutlar ve nukleer yanmayi baslatacak kadar sicak bir cekirdekleri olmayip guclerini kutlecekiminden alan yildizlarda doteryum vardir ama evrimlerinin ileri evrelerindeki yildizlarda hic doteryum bulunmaz Buyuk patlamada ne kadar doteryum yaratildigini hesaplayabilmek icin o zamandan gunumuze kadar ne kadar doteryumun yok oldugunu tahmin etmek gerekir Buyuk patlamadan beri izotopun yuzde kacinin yok oldugunu hesaplayabilmek icin Jupiter in atmosferinde bulunan doterlenmis molekullerin bolluguyla yildizlar arasi bulutlarda bulunan doteryum bollugunu karsilastirarak izotopun yok olma hizi bulunur Doterlenmis molekul bir hidrojen atomunun doteryum atomuyla yer degistirdigi molekule verilen addir Ornegin doterlenmis ya da agir su HDO biciminde yazilabilir Jupiter de saptanan doteryum 4 6 milyar yil once Gunes sisteminin olusumu sirasindaki yildizlararasi gazin yapisini orneklemektedir Jupiter de 0 002 olarak saptanan doteryum bollugu galaksinin gecmisteki yasami boyunca dogan ve olen yildizlarin icin de islenen gazlardan olusan yildizlararasi bulutlardaki bollugunun yaklasik iki katidir Hubble Uzay Teleskobu ile yapilan gozlemler ve gecmisteki uydu deneyleri yildizlararasi bulutlarda bulunan atom halindeki doteryum bollugunun Jupiter de saptanandan bir baska deyisle 6 6 milyar yil once galaksimizde bulunandan daha dusuk oldugunu gosteriyor Doteryumun net egilimi konusunda yanilmamiz olanaksiz doteryum zamanla azaliyor Yildizlar yeni enerji kaynagi uretmeyip doteryum yaktiklarindan bu beklenen bir sey Ama yildizlar arasi gazlarin tumu yildizlarin sicak cekirdeklerinden gecmedikleri icin buyuk patlamada yaratilan doteryumun bir bolumu hala varligini surduruyor Doteryumun yildizlar tarafindan yok edildigi goz onune alindiginda galaksi oncesi doteryumun hidrojene gore bollugu 0 01 olarak bulunuyor Karanlik madde bilesimiBuyuk patlamada uretilen hafif elementler yalnizca helyum ve doteryum degildir Lityum cok daha enderdir ve doteryum gibi o da yildizlar tarafindan yok edilir Lityum aslinda T Tauri yildizlarinda olculur Adini Taurus Boga Takimyildizi ndaki bir ilk ornekten alan bu yildizlar cok genc enerjisini kutlecekiminden alan ve genellikle yogun icine gomulu olarak bulunan yildizlardir Boyle yildizlarin gaz hareketlerinin yogun oldugu calkantili atmosferlerinde lityum bollugu yuksektir Yalnizca yildizlar tarafindan yok edilen bu element yildizlarin gencliginin kesin bir gostergesidir Yildiz yaslandikca lityum yok olur Evrimin erken donemlerinde atmosferdeki kutlesel gaz hareketleri sonucunda yildizin daha sicak ic bolgelerine tasinan lityum burada sistematik olarak yanar Gunes gibi orta yasli bir yildizin atmosferinde saptanabilecek olcude lityum bulunmaz Lityum hem buyuk patlama hem de yildizlararasi bulutlara giren kozmik isinlarca uretilmistir Kozmik isinlar yildizlararasi karbon azot ve oksijen molekulleri ile rastgele carpistiklarinda nukleer reaksiyon baslatan yuksek enerjili parcaciklardir Bu agir atomlar parcalanir ve cevreye lityum cekirdekleri sacilir Bu surecin habercisi yaratilan iki lityum izotopudur Bunlardan birinin kutlesi 6 normal lityum izotopu olan digerinin kutlesi ise 7 dir deki en yasli yildizlar hidrojene gore on milyonda bir oraninda lityum bollugu gosterirler Bu bolluk demir gibi diger elementlerin bolluklarindan bagimsiz gibi gozukuyor Dahasi lityumun cogunlugu 7 kutleli izotoptur 6 kutleli lityum cok enderdir Bunun tersine genc yildizlarinda 10 kat daha fazla lityum olculuyor Bu genc yildizlardaki lityumun kozmik isin kaynakli olduguna inaniliyor En buyuk olasilik lityumun bu yildizlarin icinden dogdugu yildizlar arasi bulutta kozmik isinlar tarafindan uretilmis olmasi Lityumun yaratilisi ve yok olusu ile ilgili olarak tutarli bir tablo olusmustur Oldukca guvenli bir bicimde gordugumuz lityumun buyuk patlama sirasinda uretilmis oldugunu soyleyebiliriz Buyuk bir olasilikla baryon disi kokenli karanlik maddenin ustun oldugu sonucunu cikarabiliyor olmamiza karsin lityum doteryum ve helyum bolluklari minimum bir miktar baryon kokenli maddenin varligini gerektirmektedir Bu miktar gokadlarda dogrudan olculenden coktur Buradan da kritik yogunlugun yuzde birkaclik bolumunun baryon kokenli olmasi gerektigi sonucunu cikariyoruz Baryonik olmayan karanlik madde iki ana kategoriye ayrilir Sicak karanlik madde HDM baryonik olmayan parcaciklarin isik hizina yakin hareketi Soguk karanlik madde CDM baryonik olmayan parcaciklarin rolativistik olmayan hareketi Soguk karanlik madde parcaciklari ayni zamanda WIMP olarak da bilinirler tipik olarak HDM parcaciklariyla karsilastirildiklarinda daha fazla madde miktari icerirler ve daha dusuk hizlarla hareket ederler Kilit farklar yapi olusumu ile ilgilidir Evrende karanlik madde ve karanlik enerjinin tahmini dagilimi Soguk karanlik madde parcaciklarindan cok daha hafif olan sicak karanlik madde parcaciklari rolativistik isik hizina yakin hizlarda seyahat ederler Bilinen uc tip notrinolar ve onlarin karsiligi olan HDM ler icin bilinen adaylardir ne ve nµ HDM olarak bilinirler ancak deneysel acidan ne nin kutlesi yeterince kucuk degildir Ilkel Evren in olasi kalintilari kararsiz zayif etkilesimli parcaciklardir Bir ornek eger varsa bile cok kucuk bir kutleye sahip olan notrinodur Normal olarak notrinonun kutlesiz oldugu varsayilsa bile sinirli bir kutleye sahip olmasi da akla yakindir Buyuk patlamadan arta kalan o kadar cok sayida notrino vardir ki 50 eV lik yani elektronun on binde biri kadar bir kutle Evren in kapali olmasini saglamaya yeter Bircok ulkede notrinonun kutlesini saptamaya yarayan deneyler yurutulmekteyse de su anda bu deneyler sonucsuzdur Trityum bozunma deneylerinden elde edilen elektron notrinosunun kutlesinin ust siniri icin su anki deger yaklasik 10 eV civarindadir Diger notrino turlerinin kutleleri daha buyuk olabilir Soguk karanlik maddenin tam kutlesi parcaciklarin diger maddelerle etkilesim gucune ve parcaciklarin birbirlerinin ciftlerinden ayrildiklari zamanki Evren in sicaklik ve zamanina baglidir CDM parcaciklari birbirleri ile kutlesel cekim yoluyla etkilesirler ve diger maddelerle zayif normal bir etkilesimde bulunurlar Kutle ortalamasi 1GeV c2 civarindadir Karanlik maddenin tespitiGunes civarindaki madde yogunlugu diskin oldukca disina tasan isima gucu yuksek yildizlarin duzgun bir bicimde orneklenmesi yoluyla olculur Bu yildizlarin ortalama hizlari ve bunlarin diskten dik olarak kat ettikleri uzakliklar bu yildizlari diskin icinde tutan kutlecekimi kuvvetinin bir olcusudur Bu kuvvetin buyuklugunden bu kadar kutlecekimi uygulayan maddenin yogunlugu hesaplanabilir Bu yogunluk gozlenen yildiz sayisiyla karsilastirildiginda yildizlarin sayisinin hemen hemen olmasi gerekenin yarisi oldugu bulunur Iste bu Gunes cevresindeki karanlik maddenin varligi konusundaki ilk ipucudur Onumuzdeki yillarda sicak gazlarin yaydigi X isinlari kullanilarak karanlik maddenin bir dagilim haritasi cikarilacaktir Buyuk gok ada kumelerinin icinde ve bazi gok ada kumelerinin merkezinden 5 10 milyon isik yili uzakliklara kadar yayilan cok sicak gaz bulutlari saptanmistir Asiri sicaktan dolayi dagilip gitmesi gereken gazin gorunmeyen maddenin cekim kuvveti tarafindan bir arada tutuldugu aciktir Gok bilimciler gazin dagilimindan geriye dogru giderek bu gazi bir arada tutan kutlecekim kuvvetini ve bu cekim kuvvetini yaratan karanlik maddenin dagilimini ortaya cikarabiliyorlar Onumuzdeki yillarda Alman X isin uydusu ROSAT Japon X isin uydusu Astro D ve Amerikan uydusu AXAF gok ada kumelerindeki sicak gaz dagiliminin gittikce daha iyi haritalarini yapacaklardir Son iki uydu gazin ayni zamanda sicakligini da olcebilecektir Karanlik maddeyi olcumlemenin yeni yontemlerinden biri de cekimsel mercek olgusunu kullanir Kutlecekimi maddeyi oldugu gibi isik isinlarini da ceker Bu nedenle kuasar gibi uzak bir kaynaktan yayilan isik Dunya ya dogru yolculugu sirasinda yolu uzerindeki madde tarafindan bukulur Aradaki bu madde kuasarin goruntusunu dagitabilir veya yeniden bicimlendirebilir Kuasar goruntulerindeki bozulmalari incelemek yoluyla gok bilimciler bu bozulmaya neden olan maddenin dagilimini karanlik madde gibi gorunmez olsa bile anlayabiliyorlar kutle cekimsel merceklerin ilk kez kesfedildigi 1979 yilindan bu yana on kadar cekimsel mercek bulundu Onumuzdeki yillarda ise cekimsel mercek olgusu karanlik maddenin dogasini anlamak ve haritasini cikarmaya yonelik guclu bir arac olarak kullanilacak Simdiden boyle bir program AT amp T Bell Laboratuvarlari ndan Anthony Tyson ve baskalari tarafindan baslatilmis durumdadir Alternatif arastirmalarBazi gok bilimciler karanlik maddenin buyuk gezegenlerden olustugunu ileri suruyorlar Buyuk gezegenler tam anlamiyla gorunmez degildir dusuk siddette kizilotesi isinim yayarlar SIRTF karanlik maddenin gizlenmis olabilecegi gok adamizin uzak noktalarindaki kizilotesi yayan gezegenleri bulabilecek olcude duyarli olacaktir Karanlik madde parcaciklardan olusmus topaklar olan gezegenler yerine bu parcaciklarin kendilerinden olusmakta olabilir Bu olasiliklar parcacik fizikcilerinin hayal guclerini harekete gecirmistir Duzinelerce parcacik hatta laboratuvarda hic gozlenmemis parcaciklar one surulmustur Aksiyon veya fotino gibi adlar alan bu hayal urunu parcaciklar atom alti fizigin yeni teorilerine dayanilarak ongorulmektedir Bununla birlikte bu yeni parcaciklarin ozellikleri belirsizdir Tum bilinen hicbir zaman gorulemediginden bu parcaciklarin diger maddeler uzerindeki etkilerinin cok zayif oldugudur Eger karanlik madde gercekten bu egzotik parcaciklardan olusuyorsa o zaman bu parcaciklar uzaydan daha cok laboratuvarlarda tanimlanabilir Son birkac yil icinde bu varsayilan parcaciklarin bazilarini aramak uzere ilk detektorler yapildi Parcaciklarin utangac olmasindan dolayi deneyler son derece zorludur Eger bu parcaciklar gercekten varsa onlari bulabilmek icin gelecekte yapilacak detektorlerin duyarliliginin gunumuzdekilerden yaklasik yuz kat daha fazla olmasi gerektigi hesaplanmaktadir Populer kulturdeki yeriKaranlik madde duzenli olarak hem gercek bilimsel konulari hem de bilim kurguyu kapsayan karma sureli yayinlarda bir konu olarak yer almaktadir ve karanlik maddenin kendisi bilim kurgu malzemesi olarak anilmaktadir Kurgu eserlerde karanlik maddeden bahsedilmektedir Bu gibi durumlarda karanlik maddeye genellikle olaganustu fiziksel veya buyulu ozellikler atfedilmekte boylece karanlik maddenin fizik ve kozmolojide varsayilan ozellikleriyle tutarsiz hale gelmektedir Ornegin Gizli Dosyalar in Soft Light bolumunde karanlik madde bir elestirmenin izleyicinin cehaletine dayandigini dusundugu bir sekilde bir olay orgusu araci olarak hizmet eder Toz olarak bilinen karanlik maddeden ilham alan bir madde Philip Pullman in Altin Pusula uclemesinde belirgin bir sekilde yer alir ve karanlik maddeden yapilmis varliklar in Xeelee Dizisinde dusmanlardir Ayrica bakinizWIMPler MACHOlar Gokada olusumu ve evrimi Ayna madde Karanlik madde halesi Gokada donus egrisi Karanlik enerji Kara radyasyonKaynakca Vittorio N 1984 Fine scale anisotropy of the cosmic microwave background in a universe dominated by cold dark matter Astrophysical Journal Part 2 Letters to the Editor Cilt 285 ss L39 L43 doi 10 1086 184361 n2 1059 2113 Search Results www worldcat org 12 Aralik 2022 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 28 Haziran 2023 Space travel outdated goal All ProQuest www proquest com 11 Aralik 2022 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 28 Haziran 2023 Halden Dr Grace 13 Mart 2015 Incandescent Light Bulbs and Conspiracies Dandelion Postgraduate Arts Journal and Research Network Ingilizce 5 2 doi 10 16995 ddl 318 ISSN 2048 1322 28 Haziran 2023 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 28 Haziran 2023 The X Files Millennium F Emasculata Soft Light Our Town Anasazi The A V Club Ingilizce 27 Haziran 2010 28 Mayis 2023 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 28 Haziran 2023 Fraknoi Andrew 2016 Science fiction for scientists Nature Physics Ingilizce 12 9 819 820 doi 10 1038 nphys3873 ISSN 1745 2481 11 Aralik 2022 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 28 Haziran 2023 Ayrica bakinizGianfranco Bertone Dan Hooper Joseph Silk 2005 Particle Dark Matter Evidence Candidates and Constraints Phys Rep Cilt 405 ss 279 390 doi 10 1016 j physrep 2004 08 031 4 Haziran 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 20 Mart 2009 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Nicolao Fornengo 2008 Status and perspectives of indirect and direct dark matter searches Adv Space Res Cilt 41 ss 2010 2018 doi 10 1016 j asr 2007 02 067 4 Haziran 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 20 Mart 2009 Invited talk at the 36th COSPAR Scientific Assembly Beijing China 16 23 July 2006 REPORT OF THE DARK ENERGY TASK FORCE DETF 2005 Andreas Albrecht University of California Davis and 12 other authors 145 pages Dis baglantilarVideo of Patricia Burchat s talk on dark matter and dark energy 17 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde at TED Feb 2008 Perimeter Institute for Theoretical Physics Yale University Video Lecture on Dark Matter olu kirik baglanti at Google Video Video of Dark Matter Plait Phil 2 Subat 2007 SeedMagazine com 11 Ekim 2007 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 20 Mart 2009 Dark Matter Portal 5 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde by Frederic Mayet Bertone G and Hooper D and Silk J 2004 Particle dark matter evidence candidates and constraints Physics Reports Cilt 405 s 279 Bibcode 2004PhR 405 279B doi 10 1016 j physrep 2004 08 031 arXiv hep ph 0404175 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Sumner Timothy J 2002 Experimental Searches for Dark Matter Living Reviews in Relativity Cilt 5 s 4 ISSN 1433 8351 Dark matter comes out of the cold 14 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde BBC News 5 Subat 2005 Dark matter Astronoo 7 Aralik 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde Astronomers find Starless Galaxy 12 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde BBC News 23 Subat 2005 Dark matter lacks extra gravitational force on Wikinews Wittlin Maggie 20 Agustos 2007 SeedMagazine com 11 Ekim 2007 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 20 Mart 2009 New Scientist 9 September 2008Wikimedia Commons ta Karanlik madde ile ilgili ortam dosyalari bulunmaktadir