rler. 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.

Karanlık maddenin varlığına ilişkin en önemli kanıt, 1970'li yıllarda Washington Carnegie Enstitüsü'nden Vera Rubin ve arkadaşları tarafından ortaya konulmuştur. Bu grup gök ada dönme eğrileri adı verdikleri, gök adadaki yıldız ve gazların gök ada merkezi etrafındaki yörünge hızları ile bunların merkeze olan uzaklıklarını bir grafik üzerinde gösterdi. Eğer bir sarmal gök adada, Samanyolu gök adasında olduğu gibi, kütle; galaktik maddenin görünen durumuna göre dağılmışsa, Güneş sistemindekine benzer, hızlı bir hız azalmasının görülmesi gerekir. Çünkü kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki şişkin bölgede toplandığından, haloda çekim çok zayıf olacaktır. Bunun sonucu olarak merkezden uzaklaştıkça, yıldız hızları azalacak ve gök ada dönme eğrisi hızlı bir düşme gösterecektir.

Fakat Samanyolu, Andromeda ve diğer sarmal gök adalarda durumun böyle olmadığı görülmektedir. Bu gök adaların gök ada dönme eğrilerinde, hız düşmesi yerine, düz bir gidiş kendini göstermektedir. Başka bir ifade ile, yıldızların hızları halo boyunca sabit kalmaktadır. Böyle bir durumun anlamı şudur: Bu gök adaların her birinde kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki şişkin bölgede toplanmış olmayıp, gök ada içinde baştan sona düzgün bir şekilde yayılmıştır. Bu ise ancak gök ada halesinde önemli miktarda karanlık maddenin var olması ile mümkündür.

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.

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.

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 kütle çekimi, 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.

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 Einstein halka yarıçapı 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 yarı çapıda 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 M 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.

Karanlık maddenin yapısı hakkında dikkate değer bir ipucu olarak, büyük patlama sırasında yaratılan, hidrojenin iki katı kütleye sahip olan ve döteryum adı verilen hidrojen izotopunun bolluğuna bakarız. Helyumun tersine, döteryum çok kırılgan bir elementtir. Güneş'in içindeki sıcaklığın çok altında olan bir milyon derece kelvinde yanar. Şimdiye kadar, galaksinin oluşumundan arta kalan ilkel döteryumun önemli bir kısmı yıldızların içinde başka elementlere dönüşmüştür. Bu, gözlemle de doğrulanmaktadır: yıldızlar arası bulutlar ve nükleer yanmayı başlatacak kadar sıcak bir çekirdekleri olmayıp güçlerini kütle çekiminden alan yıldızlarda döteryum vardır, ama evrimlerinin ileri evrelerindeki yıldızlarda hiç döteryum bulunmaz.

Büyük patlamada ne kadar döteryum yaratıldığını hesaplayabilmek için, o zamandan günümüze kadar ne kadar döteryumun yok olduğunu tahmin etmek gerekir. Büyük patlamadan beri izotopun yüzde kaçının yok olduğunu hesaplayabilmek için Jüpiter'in atmosferinde bulunan döterlenmiş
moleküllerin bolluğuyla yıldızlar arası bulutlarda bulunan döteryum bolluğunu karşılaştırarak izotopun yok olma hızı bulunur. Döterlenmiş molekül, bir hidrojen atomunun döteryum atomuyla yer değiştirdiği moleküle verilen addır. Örneğin, döterlenmiş ya da ağır su HDO biçiminde yazılabilir. Jü-piter'de saptanan dötereyum, 4.6 milyar yıl önce, Güneş sisteminin oluşumu sırasındaki yıldızlararası gazın yapısını örneklemektedir. Jüpiter'de %0.002 olarak saptanan döteryum bolluğu, galaksinin geçmişteki yaşamı boyunca doğan ve ölen yıldızların için-de işlenen gazlardan oluşan yıldızlararası bulutlardaki bolluğunun yaklaşık iki katıdır. Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler ve geçmişteki uydu deneyleri, yıldızlararası bulutlarda bulunan atom halindeki döteryum bolluğunun Jüpiter'de saptanandan, bir başka deyişle 6.6 milyar yıl önce galaksimizde bulunandan daha düşük olduğunu gösteriyor.

Döteryumun net eğilimi konusunda yanılmamız olanaksız: döteryum zamanla azalıyor. Yıldızlar yeni enerji kaynağı ü