KARANLIK MADDENİN GİZEMİ

Evrendeki kütlenin çoğu eksiktir, yoksa sadece henüz keşfedilemeyen bir biçimde gizlenmiş olabilir mi? Bundan emin değiliz ancak yine de kesin olan bir şey var: “Kayıp kütle sorunu“. Bu sadece bir problemden daha fazlası. Kayıp kütle sorunu; gökadaların yapısı, gökada kümelerinin evrimi ve evrenin nihai kaderi gibi şeyleri anlamanın önünde bir engeldir.

Photo by Pixabay on Pexels.com

Bunu basit bir örnekle anlamaya çalışabiliriz. Dünya yörüngesine bir uzay aracı yerleştiren roketlerin çok uzun süre yandığını ve çok fazla itme sağladığını varsayalım. Daha sonra Dünya’nın yerçekimi çekilmesi aşılırdı ve uzay aracı, yörüngeden gezegenlerarası uzaya fırlardı. Neyseki astronotlar için, bilim adamları belirli bir yörünge için ne kadar itme gerektiğini oldukça doğru bir şekilde hesaplayabilirler, bu yüzden bu olay gerçekleşmez.

Photo by Roman Koval on Pexels.com

Ancak bir bilgisayar hatasıyla roketlerin çok uzun süre yandığını ve uzay aracının uygun yörünge hızından iki kat daha hızlı olduğu bir hıza yükseltildiğini varsayalım. Bu durumda uzay aracı yörüngede kaldırdı. Ya Dünya’nın sandığımızdan daha fazla kütleye ve dolayısıyla daha güçlü bir çekime sahip olduğu ya da hesaplamayı yapmak için kullandığımız teorinin hatalı olduğu sonucuna varırdık.

KARANLIK MADDE HÂLESİ

Galaksilerin dış bölgelerindeki yıldızların ve gazın veya galaksilerin kümelerindeki galaksilerin ve gazın hareketlerini anlamaya çalışmak, astrofizikçilerin bugün içinde buldukları durumdur. Gezegenlerin Güneş etrafındaki hareketini anlamaya çalışmazlar, çünkü teori orada iyi çalışır.

Photo by Pixabay on Pexels.com

Son birkaç yılda gökbilimciler sarmal gökadaların dış kısımlarındaki yıldızların ve gaz bulutlarının bu gökadaların kütle merkezini yörüngeye çevirme hızını titizlikle ölçtüler. Optik fotoğraflar, sarmal gökadaların milyarlarca yıldızın zarif fırıldakları olduğunu ve ışığın merkezden dış bölgelere sürekli olarak düştüğünü gösteriyor. Işık, yıldızlar tarafından üretildiğinden doğal olarak maddenin ve ilişkili çekim kuvveti alanının benzer bir konsantrasyon göstermesini bekleriz. Ardından, galaksilerin içten dış bölgelerine doğru hareket ettikçe, yıldızların ve gazın dönme hızının azalması gerekir.

Photo by Alex Andrews on Pexels.com

Gökbilimcilerin şaşkınlığına rağmen, gözlemlenen şey bu değil. Radyo ve optik gözlemler, yıldızların ve gazın hız ölçümlerini sarmal gökadaların dış bölgelerine uzattıkça, yıldızların ve gaz bulutlarının daha yakın olanlarla aynı hızda hareket ettiğini keşfettiler. Galaksinin kütlesinin önemli bir kısmı galaksinin merkezine doğru yoğunlaşmamış, ancak görünür galaksiyi çevreleyen karanlık, görünmeyen ışık halkalarına dağılmış olmalıdır.

Bu görünmeyen ışık halkası ne kadar büyük? Neden görülemiyor? Her iki sorunun da cevabını kimse bilmiyor. Bilinen şey, sorunun birkaç izole gökada içermesidir. Kendi Samanyolu Gökadamız da dahil olmak üzere, dönme modelinin ayrıntılı olarak incelendiği sarmal gökadaların çoğu, geniş bir karanlık madde hâlesi için kanıt gösterir.

SÜPER KÜTLELİ KARA DELİK İÇEREN MESSIER 87 GALAKSİSİ

Sorun, sarmal gökadalarla da sınırlı değil. Belki de bir galaksinin etrafındaki karanlık maddenin hâlesi için en muhteşem kanıt, dev küresel şekilli galaksi M87(Messier 87)’den gelir.

Credits: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA); Acknowledgment: P. Cote (Herzberg Institute of Astrophysics) and E. Baltz (Stanford University)

X-ışını gözlemleri, M87’nin yaklaşık bir milyon ışık yılı boyunca sıcak, X-ışını yayan bir gaz bulutuyla kaplandığını göstermektedir. Bu sıcak gaz bir şekilde sınırlanmazsa, genişleyecektir. Yaklaşık 100 milyon yıl içinde dağılacaktır. Bu uzun bir süre gibi görünse de, galaksinin toplam ömrünün sadece yüzde 1’i. Gaz bulutunu şimdi gözlemlendiği gibi hesaba katmak için üç olasılık vardır.

  • Gazı galaksiye sınırlayan bir kuvvet vardır.
  • Gaz sürekli olarak yenilenmektedir.
  • Gazın dağılması için zamana sahip olmadan önce galaksiyi tarihindeki özel bir zamanında gözlemliyoruz.

Üçüncü alternatif mümkündür ancak olanaksızdır. İkincisi sadece aşırı miktarda enerji gerektirmez, aynı zamanda sıcak bulutun gözlemlenenden çok daha büyük bir alana yayılması gerektiğini ima eder. Bu, ilk alternatifi, bir güçle sınırlandırmayı bırakır. Sınırlandırma kuvveti, yerçekimi veya M87 hâlesi dışındaki daha sıcak bir gazın basıncı olabilir. HEAO’ların (High Energy Astronomy Observatory) gözlemleri bu ikinci olasılığı ortadan kaldırır ve bu yerçekimini bırakır.

Streaming out from the center of M87 like a cosmic searchlight is one of nature’s most amazing phenomena: a black-hole-powered jet of subatomic particles traveling at nearly the speed of light. In this Hubble image, the blue jet contrasts with the yellow glow from the combined light of billions of unresolved stars and the point-like clusters of stars that make up this galaxy.
Credits: NASA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Bu önemli bir sonuçtur, X-ışını gözlemlerinin galaksilerdeki yerçekimi kuvvetlerinin ölçülmesi için kullanılabileceği anlamına gelir. Gaz bulutunun X-ışını parlaklığının dağılımından, gazın uzaydaki dağılımını tahmin edebiliriz. Bu dağılımdan, yerçekimi hapsi için gereken kütleyi tahmin edebiliriz.

KAYIP KÜTLE MİKTARI NEDİR?

HEAO 2 ile yapılan gözlemler, 30 trilyon güneş kütlesini içeren bir karanlık madde hâlesi olduğunu ima eder. Bu, bizim ve Andromeda Gökadası gibi büyük sarmal gökadaların diskinde gözlemlenen kütlenin birkaç yüz katı ve M87 kütlesinin önceki tahminlerinden yaklaşık 30 kat daha büyüktür.

Credits: NASA, ESA, J. Dalcanton, B.F. Williams and L.C. Johnson (University of Washington), the PHAT team and R. Gendler

Aynı prensipler, çekim alanını çok daha büyük bir ölçekte ölçmek için kullanılabilir. Gökada kümelerinin röntgen gözlemleri, gökada kümelerinde gözlemlenen sıcak gazı sınırlamak için gereken kütlenin, radyodan herhangi bir dalga boyu bandında gözlem yoluyla bu kümelerde tespit edilebilen kütlenin yaklaşık 5 veya 10 katı olduğunu göstermektedir. Röntgen, bu optik gözlemlerle uyumludur. Kümenin kütle merkezi etrafında yörüngede dönen gökada hareketlerinin, ancak yerçekimi alanı saptanabilir madde miktarından çıkarılacak olandan çok daha güçlü olduğunda anlaşılabileceğini gösterirler. Yani, kümenin kütlesinin yaklaşık yüzde 80 ila 90’ının algılanmadan kaçtığını gösterirler. Daha da büyük ölçekte, Samanyolu Gökadamızı içeren Yerel Gökada Grubu hareketinin çalışmaları, gökadaların üst kümesinin bir parçası olduğumuzu gösteriyor.

Photo by Felix Mittermeier on Pexels.com

Yerel Grubun hareketinin bir analizi, üst kümenin birbirinden ayrılmasını önlemek için gereken yerçekimi kuvvetini sağlamak için büyük miktarda gizli maddenin gerekli olduğunu göstermektedir. Kayıp kütle miktarı, görünür kütle miktarının yaklaşık 10 katıdır.

EVRENİN NİHAİ KADERİ NEDİR?

Gökadaların, gökada kümelerinin ve gökadaların üst kümelerinin radyo, optik ve X-ışını gözlemleri, konunun yüzde 80 ila 90’ının ya eksik ya da görünmez olduğunu göstermektedir. Eğer bu oran evren boyunca geçerliyse, o zaman evrenin nihai kaderi hakkındaki fikirlerimiz derinden etkilenebilir.

Büyük bir ölçüyle, evrenin kaderi, evrenin kütle yoğunluğu, yani birim hacimdeki kütle miktarı ile belirlenir. Kütle yoğunluğu belirli bir kritik değerden daha büyükse, ilk “büyük patlama” ile başlayan evrenin genişlemesi sonsuza kadar devam etmeyecek, ancak yavaşlayacaktır ve evren çökecektir. Böyle bir çöküşün uç noktası bilinmemektedir. Evren sonsuza dek evren büyüklüğünde bir karadeliğe çökebilir ya da bitmeyen bir genişleme, çökme ve yeniden genişleme döngüsünden geçebilir.

NASA, ESA, and G. Bacon (Space Telescope Science Institute)

Öte yandan, kütle yoğunluğu çok düşükse, evren sonsuza dek genişleyecektir; “açık” olacaktır. Mevcut tahminler, evrenin kütle yoğunluğunun 10 veya daha fazla bir faktörle azaldığını göstermektedir; bu da evrenin sonsuza dek genişleyeceğini ima etmektedir. Bununla birlikte, kütle yoğunluğu, eksik kütle gizeminin önerdiği gibi, göründüğünden 10 kat daha büyükse, o zaman evren kapanabilir. Bu taraftan bakıldığında, kayıp kütle problemi gerçekten çok büyük bir problem haline gelir.

KAYIP KÜTLE PROBLEMİni nasıl çözebiliriz?

Sorunun cevabı nedir? Yerçekimi anlayışımızla ilgili bir sorun mu var? Bu çok büyük ölçekler üzerinde devreye giren bazı ek kuvvetler var mı, yörüngeler veya sıcak gaz hapsi hesaplamalarımızda eksik olan bir kuvvet var mı? Yoksa evren tespitten kaçan karanlık madde ile mi dolu? Her ne kadar yerçekimi teorisi gerekli şekilde değiştirmeye çalışılsa da, çabaların çoğu konunun gözden kaçabileceği yollara yoğunlaşmıştır.

Photo by Sam Kolder on Pexels.com

Gökbilimciler, bu konuyu uzun ve çok araştırdılar. Galaksilerin dış bölgelerini ve galaksiler arası boşlukları yeterli soğuk gaz, sıcak gaz veya toz için taramak için radyo, kızılötesi, optik, ultraviyole ve X-ışını teleskopları kullandılar. Her birinden bazılarını buldular, ancak kayıp kütle sorununu çözmek için yeterli değiller.

Büyük beyaz cüceler, nötron yıldızları veya kara delikler optik teleskopların görüşünden gizli kalabilir, ancak galaksimizin dış bölgelerinde 50 ila 100 kat daha fazla olması gerekir. Şimdiye kadar dikkatle gözlemlendi. Bunun neden olması gerektiğine dair makul bir açıklama bulunamadı. Ayrıca, çökmüş yıldızların nüfusu aslında dış bölgelerde 50 veya daha fazla ise, galaksilerin dış bölgelerinde gözlemlenenden çok daha fazla X-ışını kaynağı bulabiliriz. Çökmeden önce bu yıldızlardan atılan ağır elementler de galaksilerin dış bölgelerinde, iç bölgelere göre 50 veya daha fazla miktarda olmalıdır. Bu, gözlemlenenin tam tersidir. Böylece çökmüş yıldızların kayıp kütleyi açıklaması pek olası değildir.

Neutron stars are created when giant stars die in supernovas and their cores collapse, with the protons and electrons essentially melting into each other to form neutrons.
(Image: © NASA/Dana Berry)

Bir başka kalıcı öneri, gökada ve gökada kümelerindeki kayıp kütlenin büyük bir kısmının çok düşük kütle yıldızlarından oluşmasıdır. Güneş’in sadece yüzde birkaçının kütlesine sahip olan bu yıldızlar kırmızı, kahverengi ve siyah cüce yıldızlardır. Bu yıldızlar, küçük boyutları ve düşük yüzey sıcaklıkları nedeniyle çok loşturlar. Güneş’in yüzde 10 ila 50’si kütleye sahip olan kırmızı cücelerin, çok yaygın olduğu bilinmektedir. Güneşe sınıflandırılan en yakın 90 yıldızdan 62’si kırmızı cücedir. Kırmızı cüce yıldızlar; yoğun radyo, optik ve X-ışını parlamaları üretir. Bu özellik, Uzay Teleskobu ile birlikte çalışan gelişmiş X-ışını teleskoplarının, galaksilerin kenarlarındaki maddenin yüzde 90’ının kırmızı cüce yıldızlar şeklinde olup olmadığı sorusuna saldırmasını mümkün kılmalıdır. Hepsinden sonra, gizli kütle problemi gerçekten çok büyük bir problem haline gelir.

Artist’s concept showing DG CVn — a binary system consisting of two red dwarf stars — unleashing a series of powerful flares seen by NASA’s Swift spacecraft on April 23, 2014.
(Image: © NASA’s Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger)

Kahverengi ve siyah cüceler çok daha zor bir teklif. Jüpiter benzeri nesneleri esasen serbestçe dolaşan bu nesneler o kadar loş ki onları tespit etmek imkansız olabilir. Gerekli sayılarda var olduklarına inanmak için sağlam teorik nedenler olmasa da, bu tür nesnelerin, galaksilerin yeni oluşmaya başladığı uzun zaman önce, küresel kümelerde yıldız oluşum süreci ile çok sayıda üretilmesi mümkündür. Siyah ve kahverengi cüceler daha sonra yıldız kümelerinden dağılmış ve galaksilerin etrafında çok büyük haleler oluşturmuş olabilirler. Düşük parlaklıklarından dolayı, her galaksinin etrafında katrilyonlar olsa bile, tespit edilmesi son derece zor olacaktır.

Artist’s concept showing DG CVn — a binary system consisting of two red dwarf stars — unleashing a series of powerful flares seen by NASA’s Swift spacecraft on April 23, 2014.
(Image: © NASA’s Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger)

Kayıp kütlenin herhangi bir tür normal madde biçiminde olmasına karşı bir argüman kozmolojik düşüncelerden gelir. Büyük patlama modeline göre, yıldızlararası uzayda var olduğu gözlenen döteryum (ağır hidrojen), bir milyar derece nötron, proton, foton ve nötrinoda büyük patlamadan yaklaşık üç dakika sonra yaratıldı. Ancak kütle yoğunluğu çok yüksek olsaydı, döteryumun hepsi helyuma işlenirdi. Kütle yoğunluğu arttıkça, döteryum çekirdeklerinin helyum çekirdeklerine füzyonu o kadar büyük olur ki döteryum çok az kalır.

Yıldızlararası uzayda döteryum miktarını gözlemleyerek evrendeki normal maddenin kütle yoğunluğu hakkında bir fikir edinebiliriz. Gözlemler, normal maddenin kütle yoğunluğunun, mevcut genişleme etrafında dönmek için gereken değerin en fazla yüzde 10’u olduğunu göstermektedir. Bu sonuç, kaybolan kütle için başka bir hipotezi, yani nötrino şeklinde olduğunu desteklemektedir.

NÖTRİNO HİPOTEZİ NEDİR?

Nötrinolar belirli nükleer reaksiyonlarda üretilen zor atom altı parçacıklardır. Nötrino üreten tipteki nükleer reaksiyonların erken evrende o kadar yaygın olduğu düşünülmektedir ki birçok kozmolog bir süredir nötrino denizinde tam anlamıyla çalkalandığımıza inanmaktadır.

Photo by Free Nature Stock on Pexels.com

Bununla birlikte, yakın zamana kadar, bunun önemi yoktu, çünkü nötrinoların bir miktar enerjiye sahip, ancak kütlesiz parçacıklar olduğu düşünülüyordu. Nötrinoların enerjisinin şu ana kadar oldukça düşük olduğu düşünüldüğünden, nötrinoların büyük bolluğunun pratik bir sonucu yoktu ya da öyle görünüyordu.

Son zamanlarda yapılan bir deney, nötrinonun çok küçük bir kütleye sahip olabileceğini gösterdi. Tek bir nötrino kütlesi, hidrojen atomundan 100 milyon kat daha küçük olabilir. Yine de, evrende çok fazla nötrino olduğu için, onların birleşik kütlesi evrene hakim olabilir. Böylece, astronomi en büyük bilmecelerine, eksik kütleye ait çözüm, uzak galaksileri inceleyerek değil, tam burada bir dizi deneyde bulunabilirdi.

Photo by Pixabay on Pexels.com

Nötrino hipotezi hakkında ciddi sorular hala cevaplanmalıdır. Daha sonraki deneyler, nötrinoların gerçekten kütleye sahip olup olmadıkları ve eğer öyleyse ne kadar olduğu konusunu bulanıklaştırdı. Ayrıca, hızlı hareket eden nötrinoların egemen olduğu bir evrende maddenin galaksi boyutunda kümeler halinde oluşmasının mümkün olduğunu anlamada bir sorun vardır. Bu sorunun analizi, üst kümelerin büyüklüğünün ilk önce oluşacağını ve galaksilerin ve gökada kümelerinin bu kümelerden yoğunlaşacağını göstermektedir. Yine de HEAO gökada kümelerinin gözlemleri tam tersinin gerçekleştiğini göstermektedir.

Nötrino hipotezi, gökadaların çevresindeki kayıp kütlenin, gökada kümelerinden çok daha az olması gerektiğini de düşündürmektedir. Görünüşe göre bu gözlemlenmiyor. Bu sorunlar, bazı astrofizikçilerin, başka bir parçacığın, gravitino’nun varlığının kayıp kütleden sorumlu olduğunu varsaymasına yol açmıştır. Gravitinolar, genişleme başladıktan sonra, sıcaklığın yaklaşık 100 milyar derece olduğu bir saniyenin milyonda birinden daha az olan, erken evrende oluşmuş olabilirdi. Nötrinolardan daha büyük olması beklenen bu parçacıklar, gökada büyüklüğündeki kümelere yoğunlaşacaktır.

Photo by WARREN BLAKE on Pexels.com

Bu nedenle teori, gökadaların etrafındaki eksik kütle oranının, gökada kümeleriyle neredeyse aynı olduğunu öngörmektedir. Şu anda mevcut olan veriler, gravitino hipotezi lehine bir noktaya işaret etmektedir. Ancak, veriler seyrek ve hiç kimse nihai cevabın geldiğine inanmıyor. Daha fazla veri ve hesaplamaya ihtiyaç vardır. Ve neden olmasın? Böylece karanlık maddenin gizemi daha da çoğalır.

KAYNAKLAR

KARANLIK MADDENİN GİZEMİ” için 7 yorum

Bir Cevap Yazın

Aşağıya bilgilerinizi girin veya oturum açmak için bir simgeye tıklayın:

WordPress.com Logosu

WordPress.com hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Çıkış  Yap /  Değiştir )

Google fotoğrafı

Google hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Çıkış  Yap /  Değiştir )

Twitter resmi

Twitter hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Çıkış  Yap /  Değiştir )

Facebook fotoğrafı

Facebook hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Çıkış  Yap /  Değiştir )

Connecting to %s