Soğuk karanlık madde

**Soğuk karanlık madde** (**CDM**), Kozmoloji ve fizikte varsayımsal bir karanlık madde türüdür. Mevcut standart kozmoloji modeli olan Lambda-CDM modeline göre evrenin yaklaşık %27'si karanlık madde ve %68'i karanlık enerjidir. Yıldızları, gezegenleri ve canlı organizmaları oluşturan sıradan baryonik madde ise yalnızca küçük bir kısmını oluşturur. *Soğuk* nitelemesi, karanlık madde parçacıklarının ışık hızına kıyasla yavaş hareket ettiğini belirtir. Bu durum, maddenin basıncının ihmal edilebilir olmasına ve dolayısıyla durum denkleminin neredeyse sıfır olmasına yol açar. *Karanlık* ifadesi ise, bu maddenin sıradan madde ve elektromanyetik radyasyon ile çok zayıf etkileştiğini veya hiç etkileşmediğini gösterir. CDM için önerilen adaylar arasında zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar (WIMP'ler), ilksel kara delikler ve aksiyonlar bulunur.

## Tarihçe
Soğuk karanlık madde (CDM) kuramı ilk olarak 1982 yılında James Peebles tarafından yayınlanmıştır. Eş zamanlı olarak ılık karanlık madde modeli ise birbirinden bağımsız şekilde hem J. Richard Bond, Alex Szalay ve Michael S. Turner tarafından hem de George Blumenthal, H. Pagels ve Joel Primack tarafından önerilmiştir. 1984 yılında Blumenthal, Sandra Moore Faber, Primack ve Martin Rees tarafından kaleme alınan bir derleme makalesi, CDM kuramının ayrıntılarını geliştirmiştir.

## Yapı oluşumu
Soğuk karanlık madde kuramında yapılar hiyerarşik olarak büyür. Önce küçük nesneler kendi kütleçekimleri altında çöker ve ardından sürekli bir hiyerarşi içinde birleşerek daha büyük ve daha kütleli nesneleri oluşturur. Soğuk karanlık madde paradigmasının öngörüleri kozmolojik büyük ölçekli yapı gözlemleriyle genel olarak uyumludur.

Sıcak karanlık madde paradigmasında ise (1980'lerin başında popüler olup 1990'larda gözden düşmüştür), yapılar hiyerarşik olarak (aşağıdan yukarıya) oluşmaz; bunun yerine parçalanma yoluyla (yukarıdan aşağıya) oluşur. Bu modelde önce en büyük süperkümeler yassı tabakalar halinde oluşur ve ardından Samanyolu gibi daha küçük parçalara bölünür.

1980'lerin sonlarından veya 1990'lardan bu yana çoğu kozmolog, evrenin erken zamanlardaki (kozmik mikrodalga arka planı ışımasının gösterdiği gibi) pürüzsüz başlangıç durumundan günümüzde gördüğümüz gökadaların ve gökada kümelerinin topaklı dağılımına, yani evrenin büyük ölçekli yapısına nasıl evrildiğini açıklamak için soğuk karanlık madde kuramını (özellikle de modern Lambda-CDM modelini) tercih etmektedir. Cüce gökadalar erken evrendeki küçük ölçekli yoğunluk dalgalanmaları tarafından yaratılmış olmaları nedeniyle bu kuram için kritik öneme sahiptir ve günümüzde daha büyük yapıları oluşturan doğal yapı taşları haline gelmişlerdir.

## Bileşenler
Karanlık madde; sıradan madde ve radyasyon ile olan kütleçekimsel etkileşimleri aracılığıyla tespit edilir. Bu nedenle soğuk karanlık maddenin (CDM) bileşenlerinin ne olduğunu belirlemek çok zordur. Adaylar kabaca üç kategoriye ayrılır:

* Aksiyonlar: Kendilerini uygun bir CDM adayı yapan özel bir tür öz-etkileşime sahip çok hafif parçacıklardır. 2010'ların sonlarından bu yana aksiyonlar, karanlık madde için en umut verici adaylardan biri haline gelmiştir. Aksiyonların kuramsal avantajı, varlıklarının kuantum renk dinamiğindeki (QCD) güçlü CP sorununu çözmesidir; ancak aksiyon parçacıkları yalnızca kuramsal olarak öngörülmüş, henüz tespit edilememiştir. Aksiyonlar, WIMP'lerin düşük kütleli karşılıkları olan ve WISP (zayıf etkileşimli "ince" veya "narin" parçacık) olarak adlandırılan daha genel bir parçacık kategorisinin örneğidir.
* Büyük kütleli sıkı halo cisimleri (MACHO'lar): Kara delikler, nötron yıldızları, beyaz cüceler, çok sönük yıldızlar gibi büyük, yoğun astrofiziksel cisimleri ve gezegenler gibi kendiliğinden ışık yaymayan nesneleri kapsar. Bu nesneleri arama çalışmaları, arka plandaki gökadalar üzerindeki etkilerini tespit etmek için kütleçekimsel merceklenme yöntemini kullanmayı içerir. Çoğu uzman bu aramalardan elde edilen kısıtlamaların, MACHO'ları geçerli bir karanlık madde adayı olmaktan çıkardığına inanmaktadır.
* Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar (WIMP'ler): Günümüzde gerekli özelliklere sahip bilinen bir parçacık yoktur, fakat parçacık fiziğinin standart modelinin birçok uzantısı bu tür parçacıkların varlığını öngörmektedir. WIMP arayışları hem çok hassas dedektörlerle doğrudan tespit girişimlerini, hem de parçacık hızlandırıcılarda WIMP üretme denemelerini içerir. Tarihsel olarak WIMP'ler karanlık maddenin bileşimi için en umut verici adaylardan biri olarak kabul edilmekteydi, fakat 2010'ların sonlarından itibaren deneylerde tespit edilememeleri nedeniyle yerlerini aksiyonlara bırakmışlardır. DAMA/NaI deneyi ve onun devamı niteliğindeki DAMA/LIBRA, Dünya'dan geçen karanlık madde parçacıklarını doğrudan tespit ettiklerini iddia etmişlerdir; fakat benzer deneylerden elde edilen hiçbir sonucun DAMA sonuçlarıyla uyumlu görünmemesi nedeniyle birçok bilim insanı şüpheci yaklaşmaktadır.

## Zorluklar

Soğuk karanlık maddenin ΛCDM modeli çerçevesindeki öngörüleri ile gökadaların ve kümelenmelerinin gözlemleri arasında çeşitli uyuşmazlıklar baş göstermiştir. Bu sorunların bazıları için çözüm önerileri sunulmuş olsa da, bunların ΛCDM modelini terk etmeden çözülüp çözülemeyeceği belirsizliğini korumaktadır.

### Sivri hale problemi
Soğuk karanlık madde simülasyonlarında (en azından baryonik geri beslemenin etkisini içermeyenlerde) elde edilen karanlık madde halelerinin yoğunluk dağılımları, gökadaların dönme eğrilerinin incelenmesiyle gözlemlenen dağılımlara göre merkezde çok daha yüksek bir yoğunluğa (yani sivri bir profile) sahiptir.

### Cüce gökada problemi
Soğuk karanlık madde simülasyonları karanlık madde haleleri içinde çok sayıda küçük topaklanma öngörür; bu da sarmal ve eliptik gökadaların etrafında kümelenmiş çok sayıda cüce gökada bulunması gerektiği anlamına gelir. Bu öngörülen sayı, Samanyolu gibi büyük gökadaların etrafında gözlemlenen küçük cüce gökadaların sayısından çok daha fazladır.

### Uydu disk problemi
Samanyolu ve Andromeda gökadaları etrafındaki cüce gökadaların ince, düzlemsel yapılar içinde yörüngede dolandığı gözlemlenmektedir. Oysa simülasyonlar, bu uyduların (küresel kümeler için gözlemlenen yörüngelere benzer şekilde) ana gökadaları etrafındaki kabaca küresel haleler içinde rastgele dağılmış olmaları gerektiğini öngörmektedir.

### Yüksek hızlı gökada problemi
NGC 3109 altgrubundaki gökadalar ΛCDM modelindeki beklentilerle uyuşmayacak kadar hızlı uzaklaşmaktadır. Bu çerçeveye göre NGC 3109, Yerel Grup'a göre o kadar kütleli ve uzaktır ki, Samanyolu veya Andromeda Gökadası'nı da içeren bir üç cisim etkileşimiyle dışarı savrulmuş olması mümkün görünmemektedir.

### Gökada morfolojisi problemi
Eğer gökadalar hiyerarşik olarak büyüdüyse, büyük kütleli gökadaların çok sayıda birleşme geçirmesi gerekirdi ve büyük birleşmeler kaçınılmaz olarak klasik bir şişkinlik yaratırdı. Aksine, gözlemlenen gökadaların yaklaşık %80'inde böyle bir şişkinlik gözlenmez ve devasa yalın disk gökadalar oldukça yaygındır. Bu uyuşmazlık, günümüzde gözlemlenen gökada şekil dağılımı ile ΛCDM çerçevesindeki yüksek çözünürlüklü hidrodinamik kozmolojik simülasyonların öngörüleri karşılaştırılarak ölçülebilir. Bu karşılaştırma, simülasyonların çözünürlüğünü artırmakla çözülmesi pek olası görünmeyen, oldukça önemli bir soruna işaret etmektedir. Bu yüksek şişkinlik gözlenmeme oranı 8 milyar yıldır neredeyse sabit kalmıştır.

### Hızlı gökada çubuğu problemi
Eğer gökadalar soğuk karanlık maddenin kütleli haleleri içinde yer alsaydı, merkezi bölgelerinde sıklıkla oluşan çubuklar haleyle aralarındaki dinamik sürtünme nedeniyle yavaşlardı. Bu durum, gözlemlenen gökada çubuklarının genellikle hızlı olmasıyla ciddi şekilde çelişmektedir.

### Küçük ölçek krizi
Modelin gözlemlerle karşılaştırılması gökada-altı ölçeklerde bazı sorunlar ortaya koymaktadır. Model, muhtemelen çok fazla cüce gökada ve gökadaların en iç bölgelerinde gerekenden fazla karanlık madde öngörmektedir. Bu soruna "küçük ölçek krizi" denir. Bu küçük ölçeklerin bilgisayar simülasyonlarında çözümlenmesi daha zordur; bu nedenle sorunun simülasyonlardan mı, karanlık maddenin standart olmayan özelliklerinden mi, yoksa modeldeki daha köklü bir hatadan mı kaynaklandığı henüz net değildir.

### Yüksek kırmızıya kaymalı gökadalar
James Webb Uzay Teleskobu gözlemleri, yüksek kırmızıya kaymalarda spektroskopi ile doğrulanmış çeşitli gökadaların keşfine yol açmıştır. Bunlara örnek olarak kozmolojik kırmızıya kayması z=13,2 olan JADES-GS-z13-0 veya z=14,32 olan JADES-GS-z14-0 verilebilir. Erken evrende bu denli yüksek oranda büyük gökada oluşumu, mevcut Lambda CDM modelinin karanlık madde haleleri aracılığıyla izin verdiği gökada oluşum hızlarıyla çelişiyor görünmektedir. Çünkü gökada oluşumu %100 verimli olsa ve Lambda CDM'de tüm kütlenin yıldızlara dönüşmesine izin verilse bile, bu kadar büyük gökadalar oluşturmak için yeterli olmayacaktır. Bununla birlikte bu durum, belirli bir yıldız başlangıç kütle fonksiyonu (IMF) varsayımına dayanmaktadır. Eğer erken dönem yıldız oluşumu büyük kütleli yıldızları tercih ettiyse, bu durum uyuşmazlığı açıklayabilir.

## Ayrıca bakınız
* Sıcak karanlık madde
* Değiştirilmiş Newton dinamikleri

## Kaynakça

## İlave okuma
*