Karanlık madde

Karanlık madde, astrofizikte, elektromanyetik dalgalarla (radyo dalgaları, gözle görülebilen ışık, x-ışınları, vb.) etkileşime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütle çekimsel etkisi ile belirlenebilen maddelere denir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gök adaların döngüsel hızlarından, gök adaların diğer gök adalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütle çekimsel 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 yıldızlara birlikte verilen isim MACHO'lar ile ışıma yapmayan gaz bulutlarından oluşur.
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 varolduğuna dair en güçlü kanıt olan Sarmal Gök ada eğilimleri, 1970 yılında Washington Carnegie Enstitüsü'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 varolduğu varsayılmakta, ancak ne olduğu konusunda çok az açık bilgi vardır.

Gök adaların hız dağılımı

En büyük ölçeklerde artık kütle çekimine 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.

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 kütle çekimi kuvvetinin bir ölçüsüdür. Bu kuvvetin büyüklüğünden bu kadar kütle çekimi 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. Gökbilimciler gazın dağılımından geriye doğru giderek bu gazı bir arada tutan kütle çekim 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. Kütle çekimi 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 gökbilimciler, bu bozulmaya neden olan maddenin dağılımını, karanlık madde gibi görünmez olsa bile anlayabiliyorlar. 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 gökbilimciler 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.