Var olduğunu biliyoruz ama ne olduğu konusunda çok az fikrimiz var. Karanlık madde uzaya dağılmış durumdaki gezegenler veya çok sönük yıldızlar olabilir.Karanlık madde,engin bir atom-altı parçacıklar denizi olabilir. Her ne ise, karanlık madde evrendeki maddenin çoğunu oluşturuyor. Asıl ilgiyi uyandıran şey karanlık maddenin tanımlanamayan kimliği değil, miktarı ve uzaydaki dağılımıdır ki; bundan da emin değiliz. Bu da ışınım yapan maddenin dağılımını anlama yönündeki çabaları boşa çıkarıyor. Görünüşe bakılırsa, karanlık madde her ölçekte var. Büyük ölçeklerde, galaksilerin özel hızları ile ışınım yapan maddede gözlenen düzensizliklerin bağdaştırılmasının, özel hızları kütle çekim yoluyla etkileyen karanlık maddenin varlığını ortaya çıkarması gerekir. Astronomlar, karanlık maddenin en az bir bölümünün ışınım yapan madde civarında kümelenmiş olması gerektiğini biliyorlar. Ama acaba tümü kümelenmiş durumda mı? Eğer düzgün dağılmış olsaydı, karanlık madde özel hızları etkileyemiyeceğinden bulunması çok daha güç olurdu.
Tarihsel Süreci
Karanlık maddenin tarihsel sürecinde, onun varlığını öne süren kanıtların sayısında düzenli bir artış bulunmaktadır. Tarihsel olarak, hernekadar karanlık madde konusundaki gelişmelerin çoğu yirminci yüzyılda gerçekleşmişse de, 1900’lerden önce de, "parlamayan nesneler hakkındaki ilk iddialar ” olarak adlandırılan , karanlık maddeyle ilgili gelişmeler mevcuttur. 18. yüzyılın sonlarında Mitchell, Simson ve LaPlace’in kara deliklerin varlığına yönelik tahminlerine rastlamak mümkündür. Beyaz cüceler ilk olarak Procyon ve Sirius’la aynı zamanda tesbit edilmişlerdir, ve güneş sistemimizde iki yeni gezegen (Uranüs ve Neptün) yine bu zaman diliminde bulunmuştur. (Gezegenler tamamen sönük değildirler, ama evrenin ışığına yaptıkları daha çok kızılötesi katkılar dikkate alınmayabilir.) Jüpiter büyüklüğündeki gezegenler, beyaz cüceler, ve kara
delikler bugün , daha sonra bahsedeceğimiz, baryonik karanlık madde için en önemli üç adaydırlar. Yirminci yüzyılın başlarında, Johannes Kapetyn ve Sir James Jeans güneş civarındaki yaklaşık kütle yoğunluğunu, galaktik düzlemin üzerindeki yıldızların dağılımından ve bunların hızlarından yararlanarak hesaplamışlardır. Her ikiside karanlık maddenin varolduğu sonucuna varmıştır. Jean’in sonucu “her parlak yıldıza karşılık ortalama üç karanlık Yıldız var olmalıdır” şeklindedir. 1930’larda İsveçli astronom Fritz Zwicky, Coma kümesindeki galaksilerin(300 milyon ışık yılı uzaklığındaki) çok hızlı hareket ettiği sonucuna varmıştır. Bu kümeye Virial teoremi uygulandığında galaksilerin beklenen hızları, gözlenen hızlarından daha düşük çıkmıştır. Benzer şekilde 1936 yılında Virgo kümesini inceleyen Sinclair Smith, galaksilerin uzaklaşmasalar bile çok süratli hareket ettiklerini gözlemiştir. Smith, henüz keşfedilmeyen bulutsulararası materyalin bu kayıp kütleyi telafi ettiğini ileri sürmüştür. M31’in dairesel hız eğrisinin ölçüm denemesi ilk olarak Horace Babcock tarafından 1939 yılında yapılmıştır. Parlaklık ve kütle gibi ekstragalaktik özelliklerin tesbiti galaksimize olan uzaklığa bağlıdır, ve çoğu kez ekstragalaktik uzaklık ölçeğindeki belirsizlik, astronomların doğru sonuçlar almalarına engel olmuştur.
Ekstragalaktik uzaklık ölçeği günümüzde bazı belirsizliklere sahip olsa da, yüksek doğruluk payına sahiptir. 1930’ların sonlarında, M31’e olan uzaklık Hubble tarafından
ölçülmüş ve günümüzde kullanılan, daha kesin sonuç olan 700 kpc’nin aksine, 210 kpc olarak tahmin edilmiştir. 210 kpc değerini kullanarak, Babcock M31’in ortalama M/L değerini 50 olarak bulmuştur. Bugün, bunu yaklaşık 14 olarak ölçmekteyiz. 1940’lar ve 1950’lerde, Jan Oort disk düzleminde olan normal yıldızların hareketlerini incelemiştir. Milyonlarca yıl boyunca yıldızlar, galaktik merkezin etrafındaki yörüngelerinde döndükçe aşağı ve yukarı salınım yapmışlardır, ve yakın
yıldızlar için spektrumun doppler etkisi hızın z-bileşenini vermektedir. Oort diskin kütlesel çekim alanının diskin düzleminden uzaklaştıkça lineer bir şekilde azaldığını bulmuştur. Yani z 50pc için alan daha güçlü azalmaktadır. d(g)z/dz =-4πGρ olduğundan, güneş civarındaki yoğunluk ρ=go/4πGzo olarak bulunur. Tüm maddenin toplam yoğunluğu olan ρ için yazılan bu ifade Oort’un limitidir. Oort tarafından 12Mo/pc3 olarak hesaplanmıştır. Bununla birlikte, bilinen tüm yıldızlardan elde edilen ρ değeri 0.038 Mo/pc3’e eşittir. Güneş civarındaki gaz ve tozdan elde edilen ρ değeri 0.08Mo/pc3’tür ve bu saklı maddeyi ima etmektedir. Böylece Oort “ışığın maddenin varlığını gösteren her zaman güvenilir bir faktör” olamıyacağı sonucuna varmıştır. 1940’lar ve 1950’lerde, astronomlar Virgo,
Hercules ve Canum Venaticorum’u içeren süperkümelerin hareketlerini incelemişler ve hızların çok yüksek olduğu sonucuna varmışlardır. M/L oranı 100-1000 olarak bulunmuştur. 1960’ların başlarında, olağan dışı gözlemler konusundaki kanıların iki ana kategoride yer almaya başladığı görüldü; ya karanlık madde vardı (galaksilerden ziyade galaksi kümeleriyle alakalı oldukları düşünülen) ya da galaksi kümeleri bir şekilde dışa doğru genişliyordu, bu da herhangi bir patlama mekanizmasına bağlı olabilirdi. Washington’daki Carnegie Enstitüsünden Vera Rubin ve W.K. Ford, 1939’da Babcock’un M31 üzerindeki ilk ölçümünden otuz yıl kadar sonra, nötral hidrojenin radyo çizgilerini kullanarak M31’in dairesel eğrisini incelemişlerdir. Bulgular ise; Kepler kanunu ve Virial teoreminin gereği, r - ½ şeklinde azalması beklenen M31’in dış bölümünün hızı, 200km/s civarında sınırlanmıştır.1970’lerin başlarında, radyo astronomlar galaksilerin dış çeperindeki hidrojen gazının, merkezdeki hidrojen gazıyla kabaca aynı hızda hareket ettiği sonucuna varmışlardır ve bu da artan yarıçapla dairesel
eğrinin düzleştiğine ek bir destektir.
1973’de Princton Üniversitesinden J.Ostriker ve P.James, küresel halosunda karanlık madde içermeyen bir parlak galaksi diski için bilgisayar simülasyonu elde etmişlerdir. Disk kararsız hale gelmiş, yıldızların yörüngeleri anlamsızlaşmış ve bazıları uçup gitmişlerdir. Bunun nedeni, galaktik kümeler veya küresel formdaki maddenin küçük yoğunluklarından meydana gelen ve artarak diski parçalayan bozucu titremelerdir. Böylece, diski tekrar kararlı hale getirecek ve bu titreşimleri bastıracak en az parlak disk kadar kütlesel bir küresel halonun var olması gerektiği sonucuna varmışlardır.
1974’de monotonik olarak artan M/L ölçümlerini doğrulayan veriler yayımlanmıştır. Bu da kütlenin parlaklıkla doğru orantılı olmadığını ima etmektedir. Bu yayımlar, astronomik çevrelerin çoğunda, dışa doğru genişleyen galaksi kümeleri gibi
teorilere karşın kayıp kütle kaynağının(ya da daha açıkça kayıp ışık) karanlık madde olduğu kanısını yaratmıştır.
1974'ten beri karanlık maddenin varlığını destekleyen daha ileri gözlemler yapılmıştır. 1987’de Arizona Üniversitesinden M.Aaronson, Draco cüce galaksisindeki karbon yıldızlarının hızları üzerine çalışmalar yapmıştır. Yıldızlar Virial teoreminin
umduğunun aksine daha hızlı hareket ediyorlardı, bu da saklı maddenin varlığını ima etmekteydi. Üstelik halosunda karanlık madde olmayan Draco cüce galaksisinin şekli, tedirginlik kuvvetleri ile bozulmaktaydı. Dahası, M78’deki gazın X-ışın ışıması ile, Virgo kümesinin merkezinde bir büyük eliptik galaksi tesbit edilmekteydi. Gaz şayet saklı kütle ile bir yerde tutulmuş olmasa idi kaçıp gitmesi gerekirdi. Yıldızlar oradaki kütlenin %5’ini, gaz %5’ini ve saklı madde ise %90’ını oluşturmaktadır.
Kendi yerel galaksi grubumuz içerisinde de karanlık maddeye ait kanıt vardır. M31 ve samanyolu , kümenin merkezi etrafındaki yörügelerinde dönerken birbirlerine yaklaşık 100km/s ile yaklaşmaktadırlar. Bu hız ise, bu iki sipiral dev ve cüce galaksiler arasındaki kütlesel çekim hesaba katıldığında çok yüksek olmaktadır. Astronomlar orada yaklaşık parlayan maddenin on katı kadar karanlık madde olması gerektiği sonucunu çıkarmaktadırlar.
Yerel grup, Virgo süperkümesi ile beraber yaklaşık 600 km/s hızla hareket etmektedir (Kozmik Mikrodalga arkafon ışımasındaki dipol değişimini veren hareket budur.) ve Hydra-Centaurus süperkümesi de(1015 -1016 Mo kütleli) Virgo’nun yaklaşık 50Mpc ardından “Büyük Çekici” denilen yöne doğru hareket etmektedir. 1990 yılında Faber ve Dressler Büyük Çekici’nin diğer tarafındaki galaksilerin de ona doğru sürüklendiğini teyid ettiler. O doğrultuda zengin kümeler bulunmaktadır ama bunlar yaklaşık 160 Mpc uzaklıktadırlar, bu da ciddi bir kütlesel çekim uygulamaya yetmeyecek kadar büyük bir mesafedir. Son zamanlara kadar, Büyük Çekici bölgesinde böyle bir kuvveti uygulamaya yetecek miktarda parlayan madde olmadığı düşünüldü; sonuç ise daha sonra değinilecek olan bir tek-boyutlu topolojik eksiklik olan bir karanlık madde formu, belki bir kozmik zincir. En son gözlemler orada parlayan maddenin gerçekten var olduğunu göstermiştir. Büyük Çekici süperkümesinin içinde Abell 3627 kümesinin de olduğu son zamanlarda bulunmuştur. Bu küme daha önceden biliniyor olsa da, olduğundan daha az kütleli olduğu düşünülmüştü. Çünkü galaksilerin çoğu Samanyolu diskindeki toz yüzünden belirginliklerini yitirmektedirler. 1986 yılında Kanadalı astronom Sidney Van den Bergh, dev bir eliptik galaksi olan M87’de zayıf (L = 10-5Lo) bir loş filamentler pusu (hafif sis) gözlemledi. Bu pus kahverengi cücelerle karışık normal yıdızlar veya diğer baryonik adaylar olabilirdi
Senay ANIL Ankara 2001
Paylaş:
| Sonraki > |
|---|
