yok etmesi) bunun sonucun da daha fazla foton üretildi ve sonuçta CDM parçacıklarının yoğunluğu çiftlerinden ayrılana dek azalmaya devam etti. (T= 1010oK). Bunun anlamı ise bunların yoğunluğunun düşük olmasıdır, ancak Ω = 1 olacaksa bu sefer her parçanın yüksek kütle içermesi gerekir. 1 MeV/c'den daha az kütleler Ω « 1'e neden olacağından seçilip ayıklanmışlardır.






Kuzey Kıbrıs Türk Cumhuriyeti'nde seçimler

Kuzey Kıbrıs Türk Cumhuriyeti'nde seçimler, Anayasa ve kanunlarda belirtilmiş şekli ile yapılmakta olup seçim türleri Cumhurbaşkanlığı seçimi, Cumhuriyet Meclisi'ne milletvekili seçimleri ve yerel yönetim seçimleri olmak üzere üç çeşitli türde yapılır.

Cumhurbaşkanlığı ve Parlamentoya milletvekili seçimleri 5 senede bir, yerel yönetim seçimleri ise 4 yılda bir yapılmaktadır. Kuzey Kıbrıs'ta seçme ve halkoylamasına katılma hakkına 18 yaşını bitirmiş olan her Kuzey Kıbrıs Türk Cumhuriyeti vatandaşı sahiptir. Seçilme yaşı milletvekilliği ve seçimleri 25, Cumhurbaşkanlığı seçimlerinde ise 35 yaş olduğu kanunlarca belirlenmiştir.

Kuzey Kıbrıs Türk Cumhuriyeti'nde Cumhurbaşkanlığı seçimlerine katılan bir adayın Cumhurbaşkanı olabilmesi için kullanılan geçerli oyların büyük birçoğunluğunu alması gerekir. Seçime katılan adayların hiçbiri üstünlük sağlayamazsa seçim; 7 gün sonra en çok oy almış olan iki aday arasında gerçekleşir ve en çok oy alan aday Cumhurbaşkanı olarak seçilir.

28 Temmuz 2013 tarihinde yapılan seçimlerde 670 seçim sandığı bulunan Kuzey Kıbrıs'ta, kayıtlı 172 bin 803 seçmenden 120 bin 287'u oy kullanırken, 52 bin 516 seçmen sandığa oy kullanmaya gitmedi. Seçime katılım oranı yüzde 69,61 oranında gerçekleşti. Oyların %38.38'sını alan Cumhuriyetçi Türk Partisi 21 milletvekili, %27.33'ini alan Ulusal Birlik Partisi 14 milletvekili ve %23.16'lık oy alan Demokrat Parti 12 milletvekili çıkardı. Bu sonuca göre CTP tek başına hükümeti kuracak çoğunluğa erişemedi ve DP-UG ile koalisyon hükümeti kurdu. 2015 yılında CTP-DP koalisyonunun düşmesinin ardından CTP-UBP koalisyon hükümeti kuruldu.

19 Nisan 2015'te gerçekleşmiş ve %62,34 katılım oranı ile KKTC tarihinde tüm seçimlerdeki en düşük katılım oranına ev sahipliği yaptığı seçim olmuştur. 7 adayın hiçbiri de %50 oy oranını aşamaması üzerine seçim ikinci tura kalmıştır. 26 Nisan 2015'te ikinci tur gerçekleştirilmiştir ve KKTC'nin yeni Cumhurbaşkanı, %60.5 oy oranı ile Mustafa Akıncı olmuştur.




Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık

WIMP veya Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık "(Weakly Interacting Massive Particle)", 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.

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.

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 V en az 430 ve en fazla 600 km/s olmalıdır. Küresel bir galaksi için, WIMP hızı küme içinde V'tan az olmak zorundadır. Bir gökada veya küresel küme halosunun 1/r(ρ =ρ(r/r)) ile orantılı olduğu varsayılırsa ki bu değişebilir; (veya ρ = ρ/(1+r/a)) 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 geçirme