Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Büyük kütleli sıkı halo cisimleri veya MACHO (ing-Massive compact halo object), gökada halesindeki baryon kökenli karanlık maddenin en ciddi adayı.
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.
Genel düşünce ve deneyler
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. Ne var ki 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 yarıçapı da 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 Mo 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.
Şimdilik, tüm söylenebilecek olan, bu sonuçların karanlık maddenin saptanmasına yönelik çok kuvvetli ipuçları olduğudur. Eğer bilmediğimiz, ender görülen bir değişen yıldız söz konusu değilse, MACHO'ların olasılıkla karanlık halonun oldukça önemli, en azından yüzde onluk bir bölümünü oluşturduğunu söyleyebiliriz. Haloda baryon kökenli karanlık madde var olsa bile, hala bunun yüzde kaçının baryon kökenli olmayan WIMP'ler biçiminde olduğu pek açık değildir
Keşif ve beyaz cüceler
ASS'ın Ocak 1996 toplantısında, Lawrence Livermore Ulusal Laboratuvarı'ndan Dr. D. Bennett liderliğindeki bir araştırma takımının, Avustralya'daki LMC(Büyük Macellan Bulutsusu) yıldızlarını incelemeye yarayan teleskopları kullanarak toplam yedi MACHO'yu çekimsel mercekleme ile keşfettiği açıklandı. Bu yedi MACHO için toplam ortalama olay zamanı iki buçuk aydı ve hepsi de beyaz cüce kapsamındaydı. Araştırma takımı karanlık halonun toplam kütlesi hakkında bir değer biçti ve olayların sayısından yola çıkarak halonun %50'sinin beyaz cüce formunda olduğunu değerlendirdi. Bu nesnelerin son derece küçük kara delikler olması muhtemeldir, ama şayet bulgular destek vermeye devam edecek olursa o zaman beyaz cüceler karanlık halonun başlıca bileşenlerini teşkil ederler. Beyaz cüce haline gelen yıldızlar öldüklerinde, kütlelerinin büyük bir kısmını dışarıya atarlar. Beyaz cücelerden oluşan bir halo, gökadamızın halo boyunca büyük miktarda yıldızlar arası materyal içermesini gerektirir. Bu miktar orada olması beklenenden çok daha fazladır. Aynı zamanda bu miktar çok daha önceleri, sonradan bu haloyu oluşturacak çok sayıda büyük kütleli yıldızların orada var olmasını gerektirirdi. Bu çok şaşırtıcı bir durumdur, çünkü çekimsel mercekleme beyaz cücelerin (veya siyah cücelerin) baryonik karanlık madde olduğu konusunda çok güçlü bir kanıttır.
M32'nin halosundaki MACHO'lar kullanılarak M31'deki yıldızların çekimsel merceklenmesinin yapılması başlangıçta Arlin Crotts tarafından önerildi. Hem M31'in halosundaki, hem de Samanyolu halosundaki MACHO'lar kullanılarak yapılan M31'deki yıldızların incelenmesinden saptanan MACHO'ların çoğu yine M31'in kendisinde yer almaktadır. (Andromeda Gökadası ve Yüklü Pixel Deneyi) olarak bilinen bir Fransız grubu şu sıralar bu işi gerçekleştirmektedir. Dahası Crotts ve Tomaney M31'deki muhtemel iki çekimsel mercekleme olayını rapor ettiler, bunlar yine beyaz cüce kapsamındaki nesnelerin neden olduğu olaylardı. Ayrıca Crotts ve Tomaney kahverengi cüce veya Jüpiter-ebatlı nesnelerin neden olduğu herhangi bir çekimsel mercekleme saptamadıklarını da rapor ettiler.
MACHO'ların diğer türleri
Kızıl ötesi yıldızlar
Bir diğer karanlık made adayı görünürden çok kızıl ötesi ışıma yapan loş, kızıl ötesi yıldızlardır. Loş yıldızlar 0.1M☉'lik bir kütleye sahiptirler. Karanlık madde adayıdırlar. Çünkü düşük kütleli ana kol yıldızlarından gerçekten de daha sönüktürler ve yıldız yakınlarından uzaklaştıkça büyük çoğunluğu saptanamayacak kadar sönük hale gelmektedirler. Bununla birlikte, yıldız civarında yapılan dolaysız yıldız sayımıyla bunların karanlık madde kütlesine önemli bir katkıları olmamaktadır.Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak yapılan gözlemlerle de aynı sonuca varılmıştır. Loş yıldızlar kendi gökada halomuzun kütlesinin en fazla %6'sını teşkil etmektedirler.
Kahverengi Cüceler ve Jüpiter ebatlı nesneler
Bir diğer karanlık madde adayı kahverengi cücelerdir. Bu sözde “vaktinden önce doğmuş yıldızlar” yaklaşık 0.08M☉'lik bir kütleye sahiptirler ve hidrojeni helyuma çeviremezler (Çekirdekleri hidrojen yakmaya yetecek sıcaklığa asla ulaşamaz). Işıma yapan yegane enerji kütlesel çekimden ileri gelen sıkışma sonucu ortaya çıkar bu yüzden bunların yakınımızda bulunmadıkları zaman saptanmaları zordur. Kahverengi yıldızların karanlık madde kütlesine ciddi bir katkıda bulunup bulunmadıklarının anlaşılması için sayılarının belirlenmesi gerekmektedir. Bu amaçla kahverengi cücelerin sayısını daha fazla kütle içeren yıldızların sayısından tahmin etmek için kullanılabilir, F(M) (M-2.33'e orantılıdır), şayet F(M)dM = M ve M+dM kütlesi arasındaki yıldızların sayısı olursa, kahverengi cücelerin toplam kütle katkısı(M)(F(M))dM olarak yazılabilir. Akla gelen soru F(M)'nin çok düşük M için davranışının nasıl olacağıdır. F(M) kahverengi cüceler için değil de sadece ana kol yıldızları söz konusu olduğunda M-2.33'e orantılıdır. Genelde, devasa gaz ve toz bulutları çöker ve sonra parçalanır. Daha sonra K ve M yıldızları haline gelecek olan küçük parçalar, O ve B yıldızları haline gelecek olan büyük parçalardan sayıca daha fazladır. Bunun yanı sıra, küçük parçaların miktarı oluşabilecek kahverengi cücelerin sayısını sınırlayarak ve ayrıca sayıları konusunda büyük bir belirsizliğe neden olarak, kahverengi cüceleri yapmaya yetecek ebatlara çok yaklaşmaktadırlar. F(M)'nin maksimum olduğu noktanın kahverengi cüce kütlesinden daha mı az yoksa daha mı fazla olduğu genelde bilinmemektedir. Ayrıca F(M)'nin bimodal olduğu da ikna edicidir ki, bu da büyük bir sayıda kahverengi cücenin var olması anlamına gelir.
Şayet tüm karanlık madde kahverengi cücelerden meydana gelecek olsaydı, Samanyolu içinde trilyonlarca kahverengi cüce olması gerekirdi. Bununla birlikte kendi gökada dilimimizdeki bilinen kahverengi cüceler ve kahverengi cüce adaylarının sayısı oldukça azdır, bu da tüm karanlık maddenin gökadalardaki kahverengi cüce nüfusunun yoğunluğundan oluşmasını imkânsızlaştırmaktadır.
Kahverengi cücelerin saptanması zordur, çünkü bunlar sadece gerçek anlamda sönük değil (LBr.Bw = 10−4Lo) aynı zamanda kendilerini daha da sönük yapan çok miktarda toz veya diğer molekülleri atmosferlerinde bulundurabilirler. Daha düşük kütleli nesneleri, Jüpiter-ebatlı veya daha küçük gezegenleri saptamak daha da zordur. Bu nesnelerin yaydığı enerji de kütlesel çekimle meydana gelen sıkışmadan kaynaklanmaktadır.Şayet bir jüpiter, kahverengi cüce, beyaz cüce yıldızı veya diğer kütlesel bir nesne, daha parlak ve büyük bir bir yıldızın etrafında dönüyorsa, daha büyük yıldızın tayfında meydana getirdiği doppler-etkisiyle kendini belli eder. Bununla birlikte, kozmolojik karanlık madde düşünüldüğünde, bu nesneler daha büyük olan yıldızın kütlesinin bir parçası sayılmaktadır. Bir küresel halenin bütünüyle jüpiterlerden meydana gelmesi mümkündür, ancak tüm karanlık madde miktarı sadece bu jüpiterlerden oluşacak olsaydı ki bunların kütlesi 10-100 defa bir kahverengi cücenin kütlesinden daha küçüktür, kendi gökadamızda kahverengi cücelerin sayısından çok daha fazla yoğunluğa sahip bu jüpiterlerden olması gerekirdi. Jüpiterler halelerde MACHO olarak bulundukları zaman gökadamızın kütle yoğunluğuna muhtemelen sadece küçük bir katkıları olur.
Jüpiterler ve kahverengi cüceler zengin kümelerin merkezlerinde bulunabilirler. X-ışınımı yapan gaz soğur ve birkaçyüz M☉/Yıl ile kümenin merkezine, bazen de merkezdeki kütlesel gökadaya doğru düşer. Gaz belli bir noktadan sonra gözden kaybolur, düzinelerce sönük düşük kütleli yıldızlarla birlikte jüpiterler ve kahverengi cüceler meydana getirir. Şayet gaz büyük yıldızlar oluşturursa onları gözlemlemek mümkün olur.
Yüzey parlaklığı düşük gökadalar
Evrenimizdeki tüm saklı kütleyi oluşturacak kadar çok kahverengi cüce ve kırmızı cüce mevcut değildir, ancak yüzey parlaklığı düşük gökadalar da (LSB) (yüzey parlaklığı normal bir gökadadan 5 ile 20 kat kadar daha sönük diffüz gökadalar) bu duruma katkıda bulunurlar. Daha önce bahsedilen diğer "loş madde" formları gibi, LSB gökadaları tüm evrendeki karanlık maddeyi oluşturmaya yetmezler. Bunların tam katkıları sayılarının tam olarak bilinememesinden dolayı saptanamamıştır. Teleskoplar geliştikçe, daha fazla LSB gökadaları keşfedilmekte ve böylelikle gök bilimciler bunların sayıları hakkında daha iyi bilgiler elde edebilmektedirler. LSB gökadalarının kendileri döngüsel eğrilerinden ölçüldüğü üzere yüksek miktarda karanlık madde içermektedirler. Bu da evrendeki karanlık madde miktarına katkıda bulunan bir diğer etkendir.
Nötron Yıldızları
Kütlesi 1,4 ve 2 M☉ aralığında olan nötron yıldızları karanlık madde kütlesine muhtemelen önemli bir katılımcı değildirler. Nötron yıldızlarını meydana getiren yıldızlar yaklasık 10 M☉'liktirler. Böylece süpernova (yıldız patlaması) esnasındaki 8 M☉'nin üzerinde bir madde miktarı, yeni yıldızlar oluşturmak veya yıldızlar arası gaz olarak geride kalmak için dışarıya atılır. Şayet önemli sayıda nötron yıldızı miktarı varsa, bu tüm gökadaların kütlesinin büyük çoğunluğunun erken zamanlarda meydana gelmiş çok sayıdaki süpernova olayının içinden geçmesini gerektirirdi. Bu ise bizi ağır elementlerin miktarının şu an gözlenenden daha fazla olması gerektiği sonucuna götürür, çünkü bu kadar çok madde dönüşüm yapmaktadır.
Kara Delikler
Kütlesel kara delikler genellikle muhtemel bir baryonik karanlık madde adayı olarak düşünülürler. Şayet kara delik bir sarmal gökadanın diski yakınında ise disk yıldızlarını da içererek, etraflarındaki diğer nesnelerin hızlarının dramatik bir şekilde artışına neden olurlar. Hız bileşeninin diske normali artacağından, spirallerin diskleri sığlaşır; bu durum gözlemlenmemiştir.
106M☉ kütleli bir kara delikten meydana gelen bir halo, gökadanın çekirdeğinde oluşan bir kara delik halini alır. Çünkü nesneleri çekip merkezde kümelenirler. Merkezdeki kara delik, bu şartlar altında, gözlemlenen sınır olan 3x106M☉'den daha fazla kütle içerir. 103M☉'lik bir halo veya daha büyük kara delikler halodaki küresel kümeleri çarpıtırlar. Bununla beraber 102-3M☉'lik kara deliklerin olması muhtemeldir.
Evrenin ilk zamanlarında oluşmuş olan ilkel kara delikler, bir karanlık madde adayıdır. Evrenin ilk zamanlarındaki düzensizlikler maddenin kendiliğinden çöküşüne neden olmuş, böylelikle ömrü çok kısa ve kütlesi çok yüksek olan yıldızları oluşturmuş, sonra da bunlardan kara delikleri ve nötron yıldızlarını meydana getirmiş olabilir. Öldükleri zaman geride ya çok az ya da hiç kütle bırakmamış olmalıdırlar, aksi halde şu an bile varlıklarının kalıntıları görülebilirdi. Dahası, Stephen Hawking'e göre ilkel kara delikler buharlaştı. Heisenberg'in Belirsizlik Prensibine göre, kara deliğin enerjisi Rschwartzchild= MG2/c2 ile sınırlandırılmamıştır. Oluştuklarında belli bir eşik kütlesinin üzerinde olmasalardı (ki bu yaklaşık 109–12 kg), bugün hala buharlaşmaktaydılar.
Gaz
Tayfın herhangi bir kısmında hangi sıcaklık ve yoğunlukta olursa olsun gaz; ışıma ve soğurma yapar, bu da yıldız civarında var olan gazın saklanmış olmasını güçleştirir. Samanyolu civarındaki soğuk baryonik gazın düzgün bir şekilde dağılımı mümkün değildir, çünkü diğer gökadalardan gelen ışıklarda soğurma çizgileri bulunmamaktadır. Sarmal gökadalarda, bildiğimiz gaz merkezden ziyade dış bölgelerde daha fazla olacak şekilde davranmaktadır. Gökadalar arası gaz bulutları veya kümesi olan soğuk gaz, bir diğer gökada görüş hattı dışında kaldıkça fark edilemeyecektir. Bazı kuasarlarda yüksek sıklıkta görülmektedir ve bu gökadalar arası gaz bulutları normal bir gökada kadar büyük olabilmektedir.
Bu gerçekler gazın saklanamadığı için karanlık madde olamayacağını ileri sürse de, gökadalarda ve kümelerde hem parlak hem de sönük soğuk baryonik gazın var olduğuna delil vardır. Gökadaların yıldız oluşumu özellikleri karanlık maddenin; soğuk, fraktal ve moleküler gaz şeklinde olduğuna kanıt teşkil eder. Civarımızdaki yıldızlararası ortamın fraktal olduğunu biliyoruz. Çünkü 100 pc çapında dev molekül bulutlarının ve 0.01-0.1 pc çapındaki ufak kümelerin farkındayız. Yakın gökadalar arasındaki tedirginlikten kaynaklanan etkileşim esnasında, gaz içe çöker böylelikle geçici bir zaman periyodu için merkezinde hızlı bir yıldız oluşumunu tetikler. İzole olmuş gökadalarda böyle bir olaya rastlanmaz. Etkileşen gökadalarda, izole olmuş gökadalara oranla CO ışımalarından 4-5 kat daha fazla gaz ölçülmektedir.
Dahası, HI gözlemleri "erken tip" sarmalların (Sa, Sb) "geç tip" sarmallara (Sc, Sd) oranla daha az karanlık kütle / parlaklık oranına sahip olduğunu göstermektedir. Bu da baryonik karanlık maddenin büyük bir miktarının sistem geliştikçe yıldız oluşumuna transfer edildiği anlamına gelmektedir ve Sc ile Sd gökadalarında, yıldız oluşumunun olabilmesi için karanlık madde seğrelmiş H ve He formunda bulunmalıdır.
Zengin kümelerde X-ışınları yayan gaz bulunmaktadır ve durum Einstein ve ASCA uydularını da kapsayan birçok gözlem evlerinden incelenebilmektedir. Gaz, kümenin merkezine doğru yol aldıkça 108K civarına kadar ısınmaktadır. Buna gökadalar arası sürtünme de eklenince bu ısı artmaktadır. Soğuk baryonik gaz (yaklaşık bunun üçte biri) böylelikle bize sadece geçici bir süre için görünür hale gelmektedir. Gaz nihayetinde soğuyup, kümenin merkezine doğru düşer ve soğuk küçük gaz kümeleri oluşturur. Gök bilimciler, gazın sağladığı kütle miktarının yıldızların sağladığı kütle miktarına eşit veya Ωgaz= Ωlum= 0.05 yaklaşık olarak Ωbaryon= 0.1 olduğunu düşünmektedirler.
Toz bulutları
Ağır elementlerden (> He) oluşan toz bulutları gelen ışığı kırmızılaştırıp soğururlar. Bütün elementlerin kütleleri toplamının %2'sinden az olan ağır elementler yıldızların iç bölgelerinde üretilirler ve ISM'ye süpernova esnasında enjekte edilirler. Şayet bu toz karanlık halonun önemli bir bileşeni olacaksa, diğer yıldızların çok fazla sayıda haloda yer almasını gerektirir. Bu yüzden toz bulutları ciddi bir baryonik madde adayı değildirler.
Kuark külçeleri
Bir diğer baryonik aday ise kuark külçeleridir; bunlar birçok kuarkın hipotezsel kümelenmeleridir, 1mm – 1m çapında, son derece ağır ve yavaş hareketlidirler. Bir grup fizikçi böyle bir kümelenmenin yukarı, aşağı ve hatta bir grup garip kuarktan oluşabileceğini ve kararlı olduğunu ileri sürmektedir. erken evren esnasında üretilmiş olmalıdırlar ve yeterli miktara sahipseler Ω'ya küçümsenemeyecek bir katkıda bulunabilirler.
Ayrıca bakınız
- Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar (WIMP'ler) (Karanlık maddenin alternatif teorisi)
Notlar
- ^ doppler-etkisi, güneş sistemimizin dışındaki gezegenlerin ilk keşfinde kullanılan yöntemdir
- ^ Soğuk gazlar radyo frekansları yayarlar; sıcak gazlar ise UV (Mor ötesi) ve X-ışını yayarlar
- ^ Kümelerdeki karanlık madde için sıcak gaz iyi bir takipçidir; bu gaz sönük ve parlak maddenin yüksek yoğunlukları etrafında kümelenmektedir.
Kaynakça
- C. Alcock et al., The MACHO Project: Microlensing Results from 5.7 Years of LMC Observations9 Nisan 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Astrophys.J. 542 (2000) 281-307
- P. Tisserand et al., Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds. Submitted to Astron.Astrophys
- David Graff and Katherine Freese,
[1], Analysis of a hubble space telescope search for red dwarfs: limits on baryonic matter in the galactic halo, Astrophys.J.456:L49,1996
- J. Najita, G. Tiede, and S. Carr, From Stars to Superplanets: The Low-Mass Initial Mass Function in the Young Cluster IC 348. The Astrophysical Journal 541, 1 (2000), 977–1003
- Katherine Freese, Brian Fields, and David Graff,[2] Limits on stellar objects as the dark matter of our halo: nonbaryonic dark matter seems to be required
- Brian Fields, Katherine Freese, and David Graff,[3] Chemical abundance constraints on white dwarfs as halo dark matter, Astrophys.J.534:265-276,2000
- Arnon Dar, Dark Matter and Big Bang Nucleosynthesis11 Ocak 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde .. Astrophys. J., 449 (1995) 550
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
Buyuk kutleli siki halo cisimleri veya MACHO ing Massive compact halo object gokada halesindeki baryon kokenli karanlik maddenin en ciddi adayi 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 Genel dusunce ve deneyler1993 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 Ne var ki 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 yaricapi da 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 Mo 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 Simdilik tum soylenebilecek olan bu sonuclarin karanlik maddenin saptanmasina yonelik cok kuvvetli ipuclari oldugudur Eger bilmedigimiz ender gorulen bir degisen yildiz soz konusu degilse MACHO larin olasilikla karanlik halonun oldukca onemli en azindan yuzde onluk bir bolumunu olusturdugunu soyleyebiliriz Haloda baryon kokenli karanlik madde var olsa bile hala bunun yuzde kacinin baryon kokenli olmayan WIMP ler biciminde oldugu pek acik degildirKesif ve beyaz cucelerASS in Ocak 1996 toplantisinda Lawrence Livermore Ulusal Laboratuvari ndan Dr D Bennett liderligindeki bir arastirma takiminin Avustralya daki LMC Buyuk Macellan Bulutsusu yildizlarini incelemeye yarayan teleskoplari kullanarak toplam yedi MACHO yu cekimsel mercekleme ile kesfettigi aciklandi Bu yedi MACHO icin toplam ortalama olay zamani iki bucuk aydi ve hepsi de beyaz cuce kapsamindaydi Arastirma takimi karanlik halonun toplam kutlesi hakkinda bir deger bicti ve olaylarin sayisindan yola cikarak halonun 50 sinin beyaz cuce formunda oldugunu degerlendirdi Bu nesnelerin son derece kucuk kara delikler olmasi muhtemeldir ama sayet bulgular destek vermeye devam edecek olursa o zaman beyaz cuceler karanlik halonun baslica bilesenlerini teskil ederler Beyaz cuce haline gelen yildizlar olduklerinde kutlelerinin buyuk bir kismini disariya atarlar Beyaz cucelerden olusan bir halo gokadamizin halo boyunca buyuk miktarda yildizlar arasi materyal icermesini gerektirir Bu miktar orada olmasi beklenenden cok daha fazladir Ayni zamanda bu miktar cok daha onceleri sonradan bu haloyu olusturacak cok sayida buyuk kutleli yildizlarin orada var olmasini gerektirirdi Bu cok sasirtici bir durumdur cunku cekimsel mercekleme beyaz cucelerin veya siyah cucelerin baryonik karanlik madde oldugu konusunda cok guclu bir kanittir M32 nin halosundaki MACHO lar kullanilarak M31 deki yildizlarin cekimsel merceklenmesinin yapilmasi baslangicta Arlin Crotts tarafindan onerildi Hem M31 in halosundaki hem de Samanyolu halosundaki MACHO lar kullanilarak yapilan M31 deki yildizlarin incelenmesinden saptanan MACHO larin cogu yine M31 in kendisinde yer almaktadir Andromeda Gokadasi ve Yuklu Pixel Deneyi olarak bilinen bir Fransiz grubu su siralar bu isi gerceklestirmektedir Dahasi Crotts ve Tomaney M31 deki muhtemel iki cekimsel mercekleme olayini rapor ettiler bunlar yine beyaz cuce kapsamindaki nesnelerin neden oldugu olaylardi Ayrica Crotts ve Tomaney kahverengi cuce veya Jupiter ebatli nesnelerin neden oldugu herhangi bir cekimsel mercekleme saptamadiklarini da rapor ettiler MACHO larin diger turleri Kizil otesi yildizlar Bir diger karanlik made adayi gorunurden cok kizil otesi isima yapan los kizil otesi yildizlardir Los yildizlar 0 1M lik bir kutleye sahiptirler Karanlik madde adayidirlar Cunku dusuk kutleli ana kol yildizlarindan gercekten de daha sonukturler ve yildiz yakinlarindan uzaklastikca buyuk cogunlugu saptanamayacak kadar sonuk hale gelmektedirler Bununla birlikte yildiz civarinda yapilan dolaysiz yildiz sayimiyla bunlarin karanlik madde kutlesine onemli bir katkilari olmamaktadir Hubble Uzay Teleskobu kullanilarak yapilan gozlemlerle de ayni sonuca varilmistir Los yildizlar kendi gokada halomuzun kutlesinin en fazla 6 sini teskil etmektedirler Kahverengi Cuceler ve Jupiter ebatli nesneler Bir diger karanlik madde adayi kahverengi cucelerdir Bu sozde vaktinden once dogmus yildizlar yaklasik 0 08M lik bir kutleye sahiptirler ve hidrojeni helyuma ceviremezler Cekirdekleri hidrojen yakmaya yetecek sicakliga asla ulasamaz Isima yapan yegane enerji kutlesel cekimden ileri gelen sikisma sonucu ortaya cikar bu yuzden bunlarin yakinimizda bulunmadiklari zaman saptanmalari zordur Kahverengi yildizlarin karanlik madde kutlesine ciddi bir katkida bulunup bulunmadiklarinin anlasilmasi icin sayilarinin belirlenmesi gerekmektedir Bu amacla kahverengi cucelerin sayisini daha fazla kutle iceren yildizlarin sayisindan tahmin etmek icin kullanilabilir F M M 2 33 e orantilidir sayet F M dM M ve M dM kutlesi arasindaki yildizlarin sayisi olursa kahverengi cucelerin toplam kutle katkisi M F M dM olarak yazilabilir Akla gelen soru F M nin cok dusuk M icin davranisinin nasil olacagidir F M kahverengi cuceler icin degil de sadece ana kol yildizlari soz konusu oldugunda M 2 33 e orantilidir Genelde devasa gaz ve toz bulutlari coker ve sonra parcalanir Daha sonra K ve M yildizlari haline gelecek olan kucuk parcalar O ve B yildizlari haline gelecek olan buyuk parcalardan sayica daha fazladir Bunun yani sira kucuk parcalarin miktari olusabilecek kahverengi cucelerin sayisini sinirlayarak ve ayrica sayilari konusunda buyuk bir belirsizlige neden olarak kahverengi cuceleri yapmaya yetecek ebatlara cok yaklasmaktadirlar F M nin maksimum oldugu noktanin kahverengi cuce kutlesinden daha mi az yoksa daha mi fazla oldugu genelde bilinmemektedir Ayrica F M nin bimodal oldugu da ikna edicidir ki bu da buyuk bir sayida kahverengi cucenin var olmasi anlamina gelir Sayet tum karanlik madde kahverengi cucelerden meydana gelecek olsaydi Samanyolu icinde trilyonlarca kahverengi cuce olmasi gerekirdi Bununla birlikte kendi gokada dilimimizdeki bilinen kahverengi cuceler ve kahverengi cuce adaylarinin sayisi oldukca azdir bu da tum karanlik maddenin gokadalardaki kahverengi cuce nufusunun yogunlugundan olusmasini imkansizlastirmaktadir Kahverengi cucelerin saptanmasi zordur cunku bunlar sadece gercek anlamda sonuk degil LBr Bw 10 4Lo ayni zamanda kendilerini daha da sonuk yapan cok miktarda toz veya diger molekulleri atmosferlerinde bulundurabilirler Daha dusuk kutleli nesneleri Jupiter ebatli veya daha kucuk gezegenleri saptamak daha da zordur Bu nesnelerin yaydigi enerji de kutlesel cekimle meydana gelen sikismadan kaynaklanmaktadir Sayet bir jupiter kahverengi cuce beyaz cuce yildizi veya diger kutlesel bir nesne daha parlak ve buyuk bir bir yildizin etrafinda donuyorsa daha buyuk yildizin tayfinda meydana getirdigi doppler etkisiyle kendini belli eder Bununla birlikte kozmolojik karanlik madde dusunuldugunde bu nesneler daha buyuk olan yildizin kutlesinin bir parcasi sayilmaktadir Bir kuresel halenin butunuyle jupiterlerden meydana gelmesi mumkundur ancak tum karanlik madde miktari sadece bu jupiterlerden olusacak olsaydi ki bunlarin kutlesi 10 100 defa bir kahverengi cucenin kutlesinden daha kucuktur kendi gokadamizda kahverengi cucelerin sayisindan cok daha fazla yogunluga sahip bu jupiterlerden olmasi gerekirdi Jupiterler halelerde MACHO olarak bulunduklari zaman gokadamizin kutle yogunluguna muhtemelen sadece kucuk bir katkilari olur Jupiterler ve kahverengi cuceler zengin kumelerin merkezlerinde bulunabilirler X isinimi yapan gaz sogur ve birkacyuz M Yil ile kumenin merkezine bazen de merkezdeki kutlesel gokadaya dogru duser Gaz belli bir noktadan sonra gozden kaybolur duzinelerce sonuk dusuk kutleli yildizlarla birlikte jupiterler ve kahverengi cuceler meydana getirir Sayet gaz buyuk yildizlar olusturursa onlari gozlemlemek mumkun olur Yuzey parlakligi dusuk gokadalar Evrenimizdeki tum sakli kutleyi olusturacak kadar cok kahverengi cuce ve kirmizi cuce mevcut degildir ancak yuzey parlakligi dusuk gokadalar da LSB yuzey parlakligi normal bir gokadadan 5 ile 20 kat kadar daha sonuk diffuz gokadalar bu duruma katkida bulunurlar Daha once bahsedilen diger los madde formlari gibi LSB gokadalari tum evrendeki karanlik maddeyi olusturmaya yetmezler Bunlarin tam katkilari sayilarinin tam olarak bilinememesinden dolayi saptanamamistir Teleskoplar gelistikce daha fazla LSB gokadalari kesfedilmekte ve boylelikle gok bilimciler bunlarin sayilari hakkinda daha iyi bilgiler elde edebilmektedirler LSB gokadalarinin kendileri dongusel egrilerinden olculdugu uzere yuksek miktarda karanlik madde icermektedirler Bu da evrendeki karanlik madde miktarina katkida bulunan bir diger etkendir Notron Yildizlari Kutlesi 1 4 ve 2 M araliginda olan notron yildizlari karanlik madde kutlesine muhtemelen onemli bir katilimci degildirler Notron yildizlarini meydana getiren yildizlar yaklasik 10 M liktirler Boylece supernova yildiz patlamasi esnasindaki 8 M nin uzerinde bir madde miktari yeni yildizlar olusturmak veya yildizlar arasi gaz olarak geride kalmak icin disariya atilir Sayet onemli sayida notron yildizi miktari varsa bu tum gokadalarin kutlesinin buyuk cogunlugunun erken zamanlarda meydana gelmis cok sayidaki supernova olayinin icinden gecmesini gerektirirdi Bu ise bizi agir elementlerin miktarinin su an gozlenenden daha fazla olmasi gerektigi sonucuna goturur cunku bu kadar cok madde donusum yapmaktadir Kara Delikler Kutlesel kara delikler genellikle muhtemel bir baryonik karanlik madde adayi olarak dusunulurler Sayet kara delik bir sarmal gokadanin diski yakininda ise disk yildizlarini da icererek etraflarindaki diger nesnelerin hizlarinin dramatik bir sekilde artisina neden olurlar Hiz bileseninin diske normali artacagindan spirallerin diskleri siglasir bu durum gozlemlenmemistir 106M kutleli bir kara delikten meydana gelen bir halo gokadanin cekirdeginde olusan bir kara delik halini alir Cunku nesneleri cekip merkezde kumelenirler Merkezdeki kara delik bu sartlar altinda gozlemlenen sinir olan 3x106M den daha fazla kutle icerir 103M lik bir halo veya daha buyuk kara delikler halodaki kuresel kumeleri carpitirlar Bununla beraber 102 3M lik kara deliklerin olmasi muhtemeldir Evrenin ilk zamanlarinda olusmus olan ilkel kara delikler bir karanlik madde adayidir Evrenin ilk zamanlarindaki duzensizlikler maddenin kendiliginden cokusune neden olmus boylelikle omru cok kisa ve kutlesi cok yuksek olan yildizlari olusturmus sonra da bunlardan kara delikleri ve notron yildizlarini meydana getirmis olabilir Oldukleri zaman geride ya cok az ya da hic kutle birakmamis olmalidirlar aksi halde su an bile varliklarinin kalintilari gorulebilirdi Dahasi Stephen Hawking e gore ilkel kara delikler buharlasti Heisenberg in Belirsizlik Prensibine gore kara deligin enerjisi Rschwartzchild MG2 c2 ile sinirlandirilmamistir Olustuklarinda belli bir esik kutlesinin uzerinde olmasalardi ki bu yaklasik 109 12 kg bugun hala buharlasmaktaydilar Gaz Tayfin herhangi bir kisminda hangi sicaklik ve yogunlukta olursa olsun gaz isima ve sogurma yapar bu da yildiz civarinda var olan gazin saklanmis olmasini guclestirir Samanyolu civarindaki soguk baryonik gazin duzgun bir sekilde dagilimi mumkun degildir cunku diger gokadalardan gelen isiklarda sogurma cizgileri bulunmamaktadir Sarmal gokadalarda bildigimiz gaz merkezden ziyade dis bolgelerde daha fazla olacak sekilde davranmaktadir Gokadalar arasi gaz bulutlari veya kumesi olan soguk gaz bir diger gokada gorus hatti disinda kaldikca fark edilemeyecektir Bazi kuasarlarda yuksek siklikta gorulmektedir ve bu gokadalar arasi gaz bulutlari normal bir gokada kadar buyuk olabilmektedir Bu gercekler gazin saklanamadigi icin karanlik madde olamayacagini ileri surse de gokadalarda ve kumelerde hem parlak hem de sonuk soguk baryonik gazin var olduguna delil vardir Gokadalarin yildiz olusumu ozellikleri karanlik maddenin soguk fraktal ve molekuler gaz seklinde olduguna kanit teskil eder Civarimizdaki yildizlararasi ortamin fraktal oldugunu biliyoruz Cunku 100 pc capinda dev molekul bulutlarinin ve 0 01 0 1 pc capindaki ufak kumelerin farkindayiz Yakin gokadalar arasindaki tedirginlikten kaynaklanan etkilesim esnasinda gaz ice coker boylelikle gecici bir zaman periyodu icin merkezinde hizli bir yildiz olusumunu tetikler Izole olmus gokadalarda boyle bir olaya rastlanmaz Etkilesen gokadalarda izole olmus gokadalara oranla CO isimalarindan 4 5 kat daha fazla gaz olculmektedir Dahasi HI gozlemleri erken tip sarmallarin Sa Sb gec tip sarmallara Sc Sd oranla daha az karanlik kutle parlaklik oranina sahip oldugunu gostermektedir Bu da baryonik karanlik maddenin buyuk bir miktarinin sistem gelistikce yildiz olusumuna transfer edildigi anlamina gelmektedir ve Sc ile Sd gokadalarinda yildiz olusumunun olabilmesi icin karanlik madde segrelmis H ve He formunda bulunmalidir Zengin kumelerde X isinlari yayan gaz bulunmaktadir ve durum Einstein ve ASCA uydularini da kapsayan bircok gozlem evlerinden incelenebilmektedir Gaz kumenin merkezine dogru yol aldikca 108K civarina kadar isinmaktadir Buna gokadalar arasi surtunme de eklenince bu isi artmaktadir Soguk baryonik gaz yaklasik bunun ucte biri boylelikle bize sadece gecici bir sure icin gorunur hale gelmektedir Gaz nihayetinde soguyup kumenin merkezine dogru duser ve soguk kucuk gaz kumeleri olusturur Gok bilimciler gazin sagladigi kutle miktarinin yildizlarin sagladigi kutle miktarina esit veya Wgaz Wlum 0 05 yaklasik olarak Wbaryon 0 1 oldugunu dusunmektedirler Toz bulutlari Agir elementlerden gt He olusan toz bulutlari gelen isigi kirmizilastirip sogururlar Butun elementlerin kutleleri toplaminin 2 sinden az olan agir elementler yildizlarin ic bolgelerinde uretilirler ve ISM ye supernova esnasinda enjekte edilirler Sayet bu toz karanlik halonun onemli bir bileseni olacaksa diger yildizlarin cok fazla sayida haloda yer almasini gerektirir Bu yuzden toz bulutlari ciddi bir baryonik madde adayi degildirler Kuark kulceleri Bir diger baryonik aday ise kuark kulceleridir bunlar bircok kuarkin hipotezsel kumelenmeleridir 1mm 1m capinda son derece agir ve yavas hareketlidirler Bir grup fizikci boyle bir kumelenmenin yukari asagi ve hatta bir grup garip kuarktan olusabilecegini ve kararli oldugunu ileri surmektedir erken evren esnasinda uretilmis olmalidirlar ve yeterli miktara sahipseler W ya kucumsenemeyecek bir katkida bulunabilirler Ayrica bakinizZayif etkilesimli buyuk kutleli parcaciklar WIMP ler Karanlik maddenin alternatif teorisi Notlar doppler etkisi gunes sistemimizin disindaki gezegenlerin ilk kesfinde kullanilan yontemdir Soguk gazlar radyo frekanslari yayarlar sicak gazlar ise UV Mor otesi ve X isini yayarlar Kumelerdeki karanlik madde icin sicak gaz iyi bir takipcidir bu gaz sonuk ve parlak maddenin yuksek yogunluklari etrafinda kumelenmektedir Kaynakca Gilmor amp Hewet 1983 Richstone 1992 Moore 1993 C Alcock et al The MACHO Project Microlensing Results from 5 7 Years of LMC Observations9 Nisan 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde Astrophys J 542 2000 281 307 P Tisserand et al Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS 2 Survey of the Magellanic Clouds Submitted to Astron Astrophys David Graff and Katherine Freese 1 Analysis of a hubble space telescope search for red dwarfs limits on baryonic matter in the galactic halo Astrophys J 456 L49 1996 J Najita G Tiede and S Carr From Stars to Superplanets The Low Mass Initial Mass Function in the Young Cluster IC 348 The Astrophysical Journal 541 1 2000 977 1003 Katherine Freese Brian Fields and David Graff 2 Limits on stellar objects as the dark matter of our halo nonbaryonic dark matter seems to be required Brian Fields Katherine Freese and David Graff 3 Chemical abundance constraints on white dwarfs as halo dark matter Astrophys J 534 265 276 2000 Arnon Dar Dark Matter and Big Bang Nucleosynthesis11 Ocak 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde Astrophys J 449 1995 550