Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık

küçükresim|sağ|350px|2004 itibarıyla CDMS parametre alanı. DAMA sonucu yeşil bölge içindedir ve reddedilmiştir. 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 == 300px|küçükresim|Parçacık hızlandırıcının yeraltı tüneli 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, Hopkins Üniversitesi'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 David Caldwell 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 Gran Sasso'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 == * MACHO == 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, . 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, , Phys.Rev.D33:3495-3508 (1986). * K. Freese, J. Frieman, and A. Gould, Signal Modulation in Cold Dark Matter Detection,, Phys.Rev.D37:3388 (1988). == Dış bağlantılar == * Particle Data Group review article on WIMP search * Timothy J. Sumner, Experimental Searches for Dark Matter in Living Reviews in Relativity, Vol 5, 2002 === Deneyler === * CDMS web site * COUPP web site * CRESST web site * DAMA web site * DEAP web site * DRIFT web site * EDELWEISS web site * HDMS web site * WARP web site * XENON web site * ZEPLIN web site Kategori:Karanlık madde Kategori:Parçacık fiziği Kategori:Egzotik maddeler Kategori:Hipotetik parçacıklar Kategori:Astroparçacık fiziği