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
Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık (İngilizce: weakly interacting massive particle, kısaca WIMP), egzotik parçacıklardan oluşan karanlık madde adayıdır.
İlkel evrenin 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 artakalan o kadar çok sayıda nötrino vardır ki, 50 eV'lik, yani elektronun on binde biri kadar bir kütle evrenin 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.
Zayıf bir biçimde etkileşen, kütlesi, diyelim ki protonunkinden de büyük olan parçacığa özel bir ad verildi: 'zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık' anlamına gelen İngilizce 'weakly interacting massive particle' sözcüklerinin baş harflerinden oluşan WIMP. Evrenin kapalı olması için, yeterli sayıda 'fotino' gibi egzotik WIMP'lerin bulunması ge-rektiği öne sürüldü. Bu parçacıkların var olduklarının hiçbir garantisi olmaması bir problem oluşturmaktadır. Bu belirsizliği göz önüne almazsak, büyük patlama teorisi, gerçekten var ve evrenin yaşı süresince kararlı olmaları koşuluyla bu parçacıkların yoğunluklarının hesaplanmasına olanak vermektedir.
Fotinonun varlığı, süpersimetri adı verilen bir teori tarafından öngörülmektedir. Bu teori -ino ekiyle gösterdiği kardeş parçacıkların varlığını öne sürerek bilinen parçacıkların sayısını iki katına çıkarmaktadır. Bu parçacıkların hemen hepsi kısa ömürlü olup, sıcaklığın kısaca SUSY adı verilen süpersimetrinin karakteristik enerji ölçeğinden büyük olduğu evrenin ilk dönemlerinde sayıları çok fazlaydı. Evren soğurken süpersimetri kırılmıştır. Bununla ilgili enerji ölçeği teoriden bilinmiyor ama parçacık deneyleriyle ters düşmemek için 100 GeV değerinden büyük olmak zorundadır. Günümüzün, düşük enerjili evreninde en hafif süpersimetri parçacığının hâlâ yaşıyor olması gerekir. Ters dönüşe sahip olması anlamında fotonun eşi olduğundan fotino adını almıştır. Kütlesinin protonun kütlesinin 10-100 katı olması beklenmektedir. Fotino yüksüz olup maddeyle çok zayıf bir biçimde etkileşmektedir.
Nükleer etkileşmelerin gücünü ölçen CERN deneylerinde süpersimetriyi destekleyen, güçlü kanıtlar bulundu. Yeterince yüksek enerjilerde, her ne kadar böyle yapacaklarına dair bir garanti yoksa da, zayıf ve güçlü nükleer kuvvetlerin güçlerinin aynı enerjiye yakınsaması beklenir. Bunların yüksek enerjide yakınsaması, evrenin ilk anlarında çökmesi şişmeye yol açan temel kuvvetlerin büyük birleşmesinin tezidir. Bu enerji yaklaşık 1015GeV doğrudan deneyle ulaşılabilecek değerin çok üzerinde olmasına karşın, yakınsama eğilimi oldukça belirgindir. Yalnızca eğer yüksek enerji dünyası süpersimetri tarafından tanımlanıyorsa, bu iki temel kuvvet, tek bir enerjide birbirlerinden ayırt edilemez olur. Bu nedenle, yalnızca süpersimetri ile büyük birleşmenin kaçınılmaz olduğu bir durum yaratılabilir.
Araştırma ve deneyler
Fotinonun etkileşmelerinin zayıflığına rağmen, bu parçacığı araştırmak üzere pek çok deney tasarımlanmaktadır. Bu deneyler dört türdür. Birincisinde, parçacığın varlığını kanıtlamak için parçacık hızlandırıcıları denilen atom parçalayıcı makineler kullanılır. Bu makinelerdeki yüksek enerjili çarpışmalar sırasında çevreye, aralarında parçacık ve karşı parçacıkların bulunduğu yüksek enerjili hadronlar saçılır. Momentum korunduğundan, hadron fışkırmaları, çarpışma yönüne dik ve birbirine ters olan iki yönde gözlenir. Her ne kadar zayıf bir biçimde etkileşen fotino gözlenemez ise de momentum taşıdığından, ters yönde bir fışkırma ile dengelenmek zorundadır. Bu nedenle, tek yönlü bir fışkırma, bir süpersimetri parçacığının varlığına bir kanıt oluşturacaktır. Başka bir tür deneyde, duyarlı laboratuvar araçları, doğrudan doğruya Güneş, gökada çevresinde dönerken Dünya ya da Güneş'in gökada halosunu kapattığı durumlarda halodaki fotinoları gözlemeye çalışmaktadır. Güneş tarafından tutulan fotinolar aslında Güneş'in çekirdeğinde yok edilirler. Bunların ürettiği ısı hafıfçe, belki de hissedilir bir biçimde Güneş'in evrimini etkileyecektir. Fotino yok oluşları sırasında ortaya yan ürün olarak Güneş'in çekirdeğindeki termonükleer füzyon sırasında üretilenden farklı, yüksek enerjili nötrinolar çıkacaktır. Bu yüksek enerjili nötrinolar ve yeryüzündeki fotino etkileşmeleri sırasında üretilen nötrinolar, yer altında Güneş ve süpernova kaynaklı nötrinoları araştıran dedektörler tarafından saptanabilir.
Halodaki fotino etkileşmeleri birbirinden çok farklı yöntemlerle araştırılmaktadır. Uzayda yörüngeye ya da balonlara yerleştirilen teleskoplar, yerkürenin soğurucu atmosferinin üzerinde, haloda fotino etkileşmeleri sonucu ortaya çıkan kozmik ışın karşı protonu ve pozitronu gibi parçacıkları araştırmaktadırlar. Bununla birlikte ağır yıldızlararası atomlarla etkileşen kozmik ışın protonları da göreceli olarak düşük enerjili karşı proton ve pozitronlar üretirler. Bu iki olayı birbirinden ayırmanın bir yolunun olması gerekir. Doğaldır ki yalnız bir karşı çekirdeğin, hatta karşı helyumun, saptanması olağanüstü bir keşif olacak ve karşı yıldızların hatta karşı gökadaların varlığını gündeme getirecektir. Henüz böyle parçacıkların saptanmadığını söylemeye gerekyok. Benzer bir strateji de fotino etkileşmelerinin bir başka kalıntısını araştırmaktır. Bunlar fotonlardır, özellikle halodaki fotinoların yok olmaları sonucunda üretilen gamma ışın fotonları.
Eğer karanlık maddenin bolluğu evrenin ortalama yoğunluğuna büyük bir katkı yapacak ölçüde yüksekse önemli kütle çekimsel sonuçları olacaktır. Hafif nötrinolar olsun, ağır fotinolar olsun, kütleli parçacıklar kaçınılmaz olarak evrenin ilk dönemlerindeki evrimi ve yapısı hakkında önemli rol oynarlar.
WIMP'lerin saptanması
Zayıf etkileşimli yüksek kütleye sahip parçacıklar olarak da bilinen CDM parçacıklarını deneysel yollarla saptamak amacıyla birtakım girişimler olmuştur. Şayet WIMP yıldızlarda mevcutsa, bu yıldızlar WIMP içermeyen yıldızlardan daha sonra ana kol grubunu terkedip kırmızı dev haline gelirler. Küresel kümeler bu yüzden WIMP içermeyenlere nazaran daha genç gözükürler. WIMP gökada etrafında, küresel kümelerin, küçük yıldız gruplarının veya son ikisinin etrafında bir halo oluşturabilir.
Şayet WIMP'ler gökadanın görünür diskinden daha geniş bir küresel haloyu dolduracaklarsa parçacıkların hızları gökadanın kaçış hızından daha düşük olmalıdır. Samanyolu'nun en hızlı yıldızı (sürekli bir üye olduğu varsayılarak) 430 km/s hızla hareket eder ve böylece Vkaçış en az 430 ve en fazla 600 km/s olmalıdır. Küresel bir galaksi için, WIMP hızı küme içinde Vkaçış'tan az olmak zorundadır. Bir gökada veya küresel küme halosunun 1/r2(ρ =ρo(ro/r)2) ile orantılı olduğu varsayılırsa ki bu değişebilir; (veya ρ = ρo/(1+r2/a2)) bu durumda kenarlara yakın yıldızlar merkezdekilere nazaran daha az WIMP toplarlar. Yüksek kütleli yıldızlar (O,B, A) sadece 107 yıl yaşarlar bu da çok fazla miktarda WIMP toplamaya yetmemektedir. Daha az kütleli yıldızlar (K,M) daha uzun ömürlüdürler, ancak kütlelerinin azlığı yüzünden az WIMP toplayabilirler. F ve G tipi yıldızlar ise WIMP yakalama konusunda en iyi olan adaylardır.
Güneşteki WIMP’lerin varlığının güneşten neşredilen nötrinoları sayacak bir deneyin sonuçlarında görülebileceği ortaya atılmıştır, bu deney şu şekildedir: Kozmik ışınları geçirmemesi için Güney Dakota'daki Homestake Altın Madeni'nde yer altına yerleştirilen C2Cl4 dolu bir tank, 37Cl + ne-37Ar+e-37Cl’ye yıkınım yapma (bu yıkınım tespit edilip kaydedilmiştir) denklemine uygunluk gösterecek şekilde güneşten neşredilen elektron nötrinoları yakalayıp saptamaktadır. Bununla beraber, deneyde beklenenden daha az güneş nötrino akımı saptamıştır.
WIMP’lerin güneş de dahil olmak üzere yıldızlardaki varlıkları muhtemelen bir yetersizliğe neden olabilir. Yıldızların iç kısımlarındaki WIMP’ler çarpışmalar arasında fotonlarınkine nazaran daha fazla mesafe katedebilirler. Merkez sıcaklığının düşmesine neden olacak bir şekilde merkezden uzağa enerji taşırlar ve bunun sonucunda daha az 8B üretimi gerçekleşir. (Nötrinolar 7Be ve 8B bozunumunu içeren tepkimelerde üretilirler, ancak bunlar genelde kloru yükseltgeyecek yeterli enerjiye sahip değildirler.) şayet WIMP’ler 5GeV/c2’lik bir kütleye sahip olsalardı (yaklaşık 5 proton), beklenen nötrino akımı yaklaşık Homestake’de saptanan değere eşit olurdu.
Elde edilen düşük akımlar gözlemini açıklayacak diğer öneriler de olmuştur. Birtakım elektron nötrinolarının dünyaya ulaşmadan evvel t- ve µ-'ya dönüşmüş olmaları muhtemeldir. Homestake deneyi sadece elektron nötrino akımını ölçmektedir toplam akımı değil. Ayrıca, 'nden Ralph McNutt son zamanlarda nötrino sayısının yıldızın manyetik alanına bağlı olan yıldız rüzgarı şiddetine bağlı olduğunu, incelemelerinde fark ettiğini belirtmiştir. Nötrinoların manyetizmaya sahip oldukları varsayıldığında (bu henüz doğrulanmamıştır), yıldızın manyetik alanı bazı nötrinoların manyetik polaritesini bunların yıldızın konvektif katmanlarından geçişlerinde değiştirmiş ve Homestake deneyi esnasında saptanmalarına engel olmuş olabilir.
Öneriler
Dünyada üzerinde yapılarak WIMP’leri doğrudan ölçecek deneylere yönelik öneriler mevcuttur. Bunun yanı sıra, şayet evrendeki tüm karanlık maddeler baryonik olursa ve hiçbir baryonik madde içremezse bu deneylerde saptanacak bir şey olamaz. Yıldız civarında, saklı maddenin ortalama yoğunluğu Oort kanununa göre 0.04Mo/pc3 veya 3.4x10−18kg/m³'den fazla değildir. Şayet küresel bir halo oluşturuyorlarsa WIMP’lerin değeri yaklaşık 6x10−22kg/m³'lük, bu 4x10−21kg/m³ kadar yüksek olabilmektedir, bir yerel WIMP yoğunluğu meydana getirirler.
Bazı dedektörler WIMP’lerin bazı atomların çekirdekleriyle çarpışarak veya etkileşerek çekirdeğin geri tepmesine neden olacağı ve böylelikle bu durumun saptanabileceği düşüncesi üzerine kuruludur. Şayet WIMP’ler varsa ve yaklaşık 1 GeV/c2’lik bir kütleye sahipseler çekirdek ile yapacakları çarpışmadan 1 keV’a ulaşabilen enerji transferine sebep olabilirler. WIMP ve SUSY parçacıklarını tespit etmeye yönelik tüm dünya çapındaki diğer deneylerde (mevcut olan veya kurulma aşamasındaki) kullanılan dedektörler, İngiltere ile Boury'de GaAs dedektörü ve Gran Saso ile İtalya'da sıvı Xe dedektörleridir.
WIMP’lerin diğer bir dedektörü yarı iletkenleri kullanmaktadır, bu materyaller belli bir kritik sıcaklığın altında hiçbir direnç göstermezler ve uzun zaman boyunca üzerlerinden akım geçebilmektedir. Bu dedektörler materyalin sıcaklığını T kritiğin biraz altında tutar. WIMP’lerin materyalle etkileşimi sıcaklığın bir dT miktarı kadar artmasına neden olup bu sıcaklığı T kritiğin üzerine çıkarır. Bu esnada akım durur. Bu dedektörün, bu gibi olayın yeterince olabilmesi ve bunların tespitini sağlayabilmesi için büyük bir miktarda süper iletken elemente sahip olması gerekir. Yarı iletkendeki T sıcaklığında tutulan WIMP’lerin dE enerjiyi aktarmaları esnasından sıcaklıkta meydana gelen ufak değişiklik dT/T = A [(dE/keV)/(T/°K)4] denklemiyle elde edilmektedir, burada 1 cm³ silikon süperiletkenleri için A = 3x10−5'dir. Tipik olarak dE 10 keV civarında olmalıdır ve bu dE ve T = 0,1 °K için, dT/T = 3x10−5.
Dedektörler dT/T = 1x10−5'deki sıcaklık değişimini saptayacak yeterliliğe yüksek bir potansiyele sahiptirler. Bu dedektörler genelde ağır, baryonik olmayan (CDM) parçacıklar için (kütle > 2 GeV/c2) uygundur. 1990 yılında, germanyum kristallerinin çekirdek bozunum formlarını araştırman fizikçi dedektörünün bir WIMP dedektörü olabilecek kadar hassas yapıda olduğunu fark etti: Bu dedektör kütlesi 15 GeV/c2'den daha büyük WIMP’lerin proton ile çarpışmasından sonra etrafta dolaşan proton tarafından yerleri değiştirilen elektronları kaydedecek kadar hassastı. Ancak böyle bir olay kaydedilmedi bu da WIMP’lerin kütlesi üzerine 15 GeV/c2'lik bir üst sınırın olması gerektiğini şart koşmaktadır.
Nötrinolara gelince, güneş nötrinolarının tespit çalışmalarında kaydedilebilecek ilerlemeler dünya çapında kullanılan eski dedektörlerin geliştirilmelerine veya yeni dedektörlerin keşiflerine bağlıdır. Bu D2O'yu kullanan Kanada Ontario'daki Sudbury Nötrino Gözlemevini, İtalya 'daki Borexino deneyini; ve Japonya'daki (orijinal Kamioka dedektörünün bir iyileştirmesi) Süper-Kamiokande Deneyini kapsamaktadır. Ayrıca İtalya Gran Sasso‘da protonların kaonlara bozunumu sonucu (p K++anti-nµ) ortaya çıkan düşük enerji nötrinolarını araştırmak için sıvı argon kullanan ICARUS dedektörü vardır.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- astro.ucla.edu dark matter[]
- F. Ferrer, L. Krauss, and S. Profumo, Indirect detection of light neutralino dark matter in the NMSSM. Phys.Rev. D74 (2006) 115007
- K. Freese, [1][]. Phys.Lett.B167:295 (1986).
- J. Carr, G. Lamanna, and J. Lavalle, Indirect detection of dark matter. Rep. Prog. Phys. 69 2475-2512 (2006)
- N. Fornengo, Status and perspectives of indirect and direct dark matter searches. 36th COSPAR Scientific Assembly, Beijing, China, 16-23 Temmuz 2006
- A. Drukier, K. Freese,and D. Spergel, Detecting Cold Dark Matter Candidates, [2][], Phys.Rev.D33:3495-3508 (1986).
- K. Freese, J. Frieman, and A. Gould, Signal Modulation in Cold Dark Matter Detection,[3]24 Eylül 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., Phys.Rev.D37:3388 (1988).
Dış bağlantılar
- Particle Data Group review article on WIMP search17 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- in Living Reviews in Relativity, Vol 5, 2002
Deneyler
- CDMS web site19 Haziran 2000 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- COUPP web site25 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- CRESST web site23 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- DAMA web site4 Kasım 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- DEAP web site2 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- XENON web site21 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- ZEPLIN web site10 Ekim 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
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
Zayif etkilesimli buyuk kutleli parcacik Ingilizce weakly interacting massive particle kisaca WIMP egzotik parcaciklardan olusan karanlik madde adayidir 2004 itibariyla CDMS parametre alani DAMA sonucu yesil bolge icindedir ve reddedilmistir Ilkel evrenin 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 artakalan o kadar cok sayida notrino vardir ki 50 eV lik yani elektronun on binde biri kadar bir kutle evrenin 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 Zayif bir bicimde etkilesen kutlesi diyelim ki protonunkinden de buyuk olan parcaciga ozel bir ad verildi zayif etkilesimli buyuk kutleli parcacik anlamina gelen Ingilizce weakly interacting massive particle sozcuklerinin bas harflerinden olusan WIMP Evrenin kapali olmasi icin yeterli sayida fotino gibi egzotik WIMP lerin bulunmasi ge rektigi one suruldu Bu parcaciklarin var olduklarinin hicbir garantisi olmamasi bir problem olusturmaktadir Bu belirsizligi goz onune almazsak buyuk patlama teorisi gercekten var ve evrenin yasi suresince kararli olmalari kosuluyla bu parcaciklarin yogunluklarinin hesaplanmasina olanak vermektedir Fotinonun varligi supersimetri adi verilen bir teori tarafindan ongorulmektedir Bu teori ino ekiyle gosterdigi kardes parcaciklarin varligini one surerek bilinen parcaciklarin sayisini iki katina cikarmaktadir Bu parcaciklarin hemen hepsi kisa omurlu olup sicakligin kisaca SUSY adi verilen supersimetrinin karakteristik enerji olceginden buyuk oldugu evrenin ilk donemlerinde sayilari cok fazlaydi Evren sogurken supersimetri kirilmistir Bununla ilgili enerji olcegi teoriden bilinmiyor ama parcacik deneyleriyle ters dusmemek icin 100 GeV degerinden buyuk olmak zorundadir Gunumuzun dusuk enerjili evreninde en hafif supersimetri parcaciginin hala yasiyor olmasi gerekir Ters donuse sahip olmasi anlaminda fotonun esi oldugundan fotino adini almistir Kutlesinin protonun kutlesinin 10 100 kati olmasi beklenmektedir Fotino yuksuz olup maddeyle cok zayif bir bicimde etkilesmektedir Nukleer etkilesmelerin gucunu olcen CERN deneylerinde supersimetriyi destekleyen guclu kanitlar bulundu Yeterince yuksek enerjilerde her ne kadar boyle yapacaklarina dair bir garanti yoksa da zayif ve guclu nukleer kuvvetlerin guclerinin ayni enerjiye yakinsamasi beklenir Bunlarin yuksek enerjide yakinsamasi evrenin ilk anlarinda cokmesi sismeye yol acan temel kuvvetlerin buyuk birlesmesinin tezidir Bu enerji yaklasik 1015GeV dogrudan deneyle ulasilabilecek degerin cok uzerinde olmasina karsin yakinsama egilimi oldukca belirgindir Yalnizca eger yuksek enerji dunyasi supersimetri tarafindan tanimlaniyorsa bu iki temel kuvvet tek bir enerjide birbirlerinden ayirt edilemez olur Bu nedenle yalnizca supersimetri ile buyuk birlesmenin kacinilmaz oldugu bir durum yaratilabilir Arastirma ve deneylerParcacik hizlandiricinin yeralti tuneli Fotinonun etkilesmelerinin zayifligina ragmen bu parcacigi arastirmak uzere pek cok deney tasarimlanmaktadir Bu deneyler dort turdur Birincisinde parcacigin varligini kanitlamak icin parcacik hizlandiricilari denilen atom parcalayici makineler kullanilir Bu makinelerdeki yuksek enerjili carpismalar sirasinda cevreye aralarinda parcacik ve karsi parcaciklarin bulundugu yuksek enerjili hadronlar sacilir Momentum korundugundan hadron fiskirmalari carpisma yonune dik ve birbirine ters olan iki yonde gozlenir Her ne kadar zayif bir bicimde etkilesen fotino gozlenemez ise de momentum tasidigindan ters yonde bir fiskirma ile dengelenmek zorundadir Bu nedenle tek yonlu bir fiskirma bir supersimetri parcaciginin varligina bir kanit olusturacaktir Baska bir tur deneyde duyarli laboratuvar araclari dogrudan dogruya Gunes gokada cevresinde donerken Dunya ya da Gunes in gokada halosunu kapattigi durumlarda halodaki fotinolari gozlemeye calismaktadir Gunes tarafindan tutulan fotinolar aslinda Gunes in cekirdeginde yok edilirler Bunlarin urettigi isi hafifce belki de hissedilir bir bicimde Gunes in evrimini etkileyecektir Fotino yok oluslari sirasinda ortaya yan urun olarak Gunes in cekirdegindeki termonukleer fuzyon sirasinda uretilenden farkli yuksek enerjili notrinolar cikacaktir Bu yuksek enerjili notrinolar ve yeryuzundeki fotino etkilesmeleri sirasinda uretilen notrinolar yer altinda Gunes ve supernova kaynakli notrinolari arastiran dedektorler tarafindan saptanabilir Halodaki fotino etkilesmeleri birbirinden cok farkli yontemlerle arastirilmaktadir Uzayda yorungeye ya da balonlara yerlestirilen teleskoplar yerkurenin sogurucu atmosferinin uzerinde haloda fotino etkilesmeleri sonucu ortaya cikan kozmik isin karsi protonu ve pozitronu gibi parcaciklari arastirmaktadirlar Bununla birlikte agir yildizlararasi atomlarla etkilesen kozmik isin protonlari da goreceli olarak dusuk enerjili karsi proton ve pozitronlar uretirler Bu iki olayi birbirinden ayirmanin bir yolunun olmasi gerekir Dogaldir ki yalniz bir karsi cekirdegin hatta karsi helyumun saptanmasi olaganustu bir kesif olacak ve karsi yildizlarin hatta karsi gokadalarin varligini gundeme getirecektir Henuz boyle parcaciklarin saptanmadigini soylemeye gerekyok Benzer bir strateji de fotino etkilesmelerinin bir baska kalintisini arastirmaktir Bunlar fotonlardir ozellikle halodaki fotinolarin yok olmalari sonucunda uretilen gamma isin fotonlari Eger karanlik maddenin bollugu evrenin ortalama yogunluguna buyuk bir katki yapacak olcude yuksekse onemli kutle cekimsel sonuclari olacaktir Hafif notrinolar olsun agir fotinolar olsun kutleli parcaciklar kacinilmaz olarak evrenin ilk donemlerindeki evrimi ve yapisi hakkinda onemli rol oynarlar WIMP lerin saptanmasiZayif etkilesimli yuksek kutleye sahip parcaciklar olarak da bilinen CDM parcaciklarini deneysel yollarla saptamak amaciyla birtakim girisimler olmustur Sayet WIMP yildizlarda mevcutsa bu yildizlar WIMP icermeyen yildizlardan daha sonra ana kol grubunu terkedip kirmizi dev haline gelirler Kuresel kumeler bu yuzden WIMP icermeyenlere nazaran daha genc gozukurler WIMP gokada etrafinda kuresel kumelerin kucuk yildiz gruplarinin veya son ikisinin etrafinda bir halo olusturabilir Sayet WIMP ler gokadanin gorunur diskinden daha genis bir kuresel haloyu dolduracaklarsa parcaciklarin hizlari gokadanin kacis hizindan daha dusuk olmalidir Samanyolu nun en hizli yildizi surekli bir uye oldugu varsayilarak 430 km s hizla hareket eder ve boylece Vkacis en az 430 ve en fazla 600 km s olmalidir Kuresel bir galaksi icin WIMP hizi kume icinde Vkacis tan az olmak zorundadir Bir gokada veya kuresel kume halosunun 1 r2 r ro ro r 2 ile orantili oldugu varsayilirsa ki bu degisebilir veya r ro 1 r2 a2 bu durumda kenarlara yakin yildizlar merkezdekilere nazaran daha az WIMP toplarlar Yuksek kutleli yildizlar O B A sadece 107 yil yasarlar bu da cok fazla miktarda WIMP toplamaya yetmemektedir Daha az kutleli yildizlar K M daha uzun omurludurler ancak kutlelerinin azligi yuzunden az WIMP toplayabilirler F ve G tipi yildizlar ise WIMP yakalama konusunda en iyi olan adaylardir Gunesteki WIMP lerin varliginin gunesten nesredilen notrinolari sayacak bir deneyin sonuclarinda gorulebilecegi ortaya atilmistir bu deney su sekildedir Kozmik isinlari gecirmemesi icin Guney Dakota daki Homestake Altin Madeni nde yer altina yerlestirilen C2Cl4 dolu bir tank 37Cl ne 37Ar e 37Cl ye yikinim yapma bu yikinim tespit edilip kaydedilmistir denklemine uygunluk gosterecek sekilde gunesten nesredilen elektron notrinolari yakalayip saptamaktadir Bununla beraber deneyde beklenenden daha az gunes notrino akimi saptamistir WIMP lerin gunes de dahil olmak uzere yildizlardaki varliklari muhtemelen bir yetersizlige neden olabilir Yildizlarin ic kisimlarindaki WIMP ler carpismalar arasinda fotonlarinkine nazaran daha fazla mesafe katedebilirler Merkez sicakliginin dusmesine neden olacak bir sekilde merkezden uzaga enerji tasirlar ve bunun sonucunda daha az 8B uretimi gerceklesir Notrinolar 7Be ve 8B bozunumunu iceren tepkimelerde uretilirler ancak bunlar genelde kloru yukseltgeyecek yeterli enerjiye sahip degildirler sayet WIMP ler 5GeV c2 lik bir kutleye sahip olsalardi yaklasik 5 proton beklenen notrino akimi yaklasik Homestake de saptanan degere esit olurdu Elde edilen dusuk akimlar gozlemini aciklayacak diger oneriler de olmustur Birtakim elektron notrinolarinin dunyaya ulasmadan evvel t ve µ ya donusmus olmalari muhtemeldir Homestake deneyi sadece elektron notrino akimini olcmektedir toplam akimi degil Ayrica nden Ralph McNutt son zamanlarda notrino sayisinin yildizin manyetik alanina bagli olan yildiz ruzgari siddetine bagli oldugunu incelemelerinde fark ettigini belirtmistir Notrinolarin manyetizmaya sahip olduklari varsayildiginda bu henuz dogrulanmamistir yildizin manyetik alani bazi notrinolarin manyetik polaritesini bunlarin yildizin konvektif katmanlarindan gecislerinde degistirmis ve Homestake deneyi esnasinda saptanmalarina engel olmus olabilir OnerilerDunyada uzerinde yapilarak WIMP leri dogrudan olcecek deneylere yonelik oneriler mevcuttur Bunun yani sira sayet evrendeki tum karanlik maddeler baryonik olursa ve hicbir baryonik madde icremezse bu deneylerde saptanacak bir sey olamaz Yildiz civarinda sakli maddenin ortalama yogunlugu Oort kanununa gore 0 04Mo pc3 veya 3 4x10 18kg m den fazla degildir Sayet kuresel bir halo olusturuyorlarsa WIMP lerin degeri yaklasik 6x10 22kg m luk bu 4x10 21kg m kadar yuksek olabilmektedir bir yerel WIMP yogunlugu meydana getirirler Bazi dedektorler WIMP lerin bazi atomlarin cekirdekleriyle carpisarak veya etkileserek cekirdegin geri tepmesine neden olacagi ve boylelikle bu durumun saptanabilecegi dusuncesi uzerine kuruludur Sayet WIMP ler varsa ve yaklasik 1 GeV c2 lik bir kutleye sahipseler cekirdek ile yapacaklari carpismadan 1 keV a ulasabilen enerji transferine sebep olabilirler WIMP ve SUSY parcaciklarini tespit etmeye yonelik tum dunya capindaki diger deneylerde mevcut olan veya kurulma asamasindaki kullanilan dedektorler Ingiltere ile Boury de GaAs dedektoru ve Gran Saso ile Italya da sivi Xe dedektorleridir WIMP lerin diger bir dedektoru yari iletkenleri kullanmaktadir bu materyaller belli bir kritik sicakligin altinda hicbir direnc gostermezler ve uzun zaman boyunca uzerlerinden akim gecebilmektedir Bu dedektorler materyalin sicakligini T kritigin biraz altinda tutar WIMP lerin materyalle etkilesimi sicakligin bir dT miktari kadar artmasina neden olup bu sicakligi T kritigin uzerine cikarir Bu esnada akim durur Bu dedektorun bu gibi olayin yeterince olabilmesi ve bunlarin tespitini saglayabilmesi icin buyuk bir miktarda super iletken elemente sahip olmasi gerekir Yari iletkendeki T sicakliginda tutulan WIMP lerin dE enerjiyi aktarmalari esnasindan sicaklikta meydana gelen ufak degisiklik dT T A dE keV T K 4 denklemiyle elde edilmektedir burada 1 cm silikon superiletkenleri icin A 3x10 5 dir Tipik olarak dE 10 keV civarinda olmalidir ve bu dE ve T 0 1 K icin dT T 3x10 5 Dedektorler dT T 1x10 5 deki sicaklik degisimini saptayacak yeterlilige yuksek bir potansiyele sahiptirler Bu dedektorler genelde agir baryonik olmayan CDM parcaciklar icin kutle gt 2 GeV c2 uygundur 1990 yilinda germanyum kristallerinin cekirdek bozunum formlarini arastirman fizikci dedektorunun bir WIMP dedektoru olabilecek kadar hassas yapida oldugunu fark etti Bu dedektor kutlesi 15 GeV c2 den daha buyuk WIMP lerin proton ile carpismasindan sonra etrafta dolasan proton tarafindan yerleri degistirilen elektronlari kaydedecek kadar hassasti Ancak boyle bir olay kaydedilmedi bu da WIMP lerin kutlesi uzerine 15 GeV c2 lik bir ust sinirin olmasi gerektigini sart kosmaktadir Notrinolara gelince gunes notrinolarinin tespit calismalarinda kaydedilebilecek ilerlemeler dunya capinda kullanilan eski dedektorlerin gelistirilmelerine veya yeni dedektorlerin kesiflerine baglidir Bu D2O yu kullanan Kanada Ontario daki Sudbury Notrino Gozlemevini Italya daki Borexino deneyini ve Japonya daki orijinal Kamioka dedektorunun bir iyilestirmesi Super Kamiokande Deneyini kapsamaktadir Ayrica Italya Gran Sasso da protonlarin kaonlara bozunumu sonucu p K anti nµ ortaya cikan dusuk enerji notrinolarini arastirmak icin sivi argon kullanan ICARUS dedektoru vardir Ayrica bakinizMACHOKaynakcaastro ucla edu dark matter olu kirik baglanti F Ferrer L Krauss and S Profumo Indirect detection of light neutralino dark matter in the NMSSM Phys Rev D74 2006 115007 K Freese 1 olu kirik baglanti Phys Lett B167 295 1986 J Carr G Lamanna and J Lavalle Indirect detection of dark matter Rep Prog Phys 69 2475 2512 2006 N Fornengo Status and perspectives of indirect and direct dark matter searches 36th COSPAR Scientific Assembly Beijing China 16 23 Temmuz 2006 A Drukier K Freese and D Spergel Detecting Cold Dark Matter Candidates 2 olu kirik baglanti Phys Rev D33 3495 3508 1986 K Freese J Frieman and A Gould Signal Modulation in Cold Dark Matter Detection 3 24 Eylul 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde Phys Rev D37 3388 1988 Dis baglantilarParticle Data Group review article on WIMP search17 Aralik 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde in Living Reviews in Relativity Vol 5 2002Deneyler CDMS web site19 Haziran 2000 tarihinde Wayback Machine sitesinde COUPP web site25 Aralik 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde CRESST web site23 Aralik 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde DAMA web site4 Kasim 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde DEAP web site2 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde XENON web site21 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde ZEPLIN web site10 Ekim 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde