EVRENİN GERİSİNDE NE VAR?

maxresdefaultBir küre bütün diğer formlardan daha küçük hacime sahiptir. Evrendeki pek çok büyük kütleli cisim çekim nedeni ile küresel bir şekil almıştır. Ancak asteroid gibi büyük cisimlerden kopan daha küçük kütleli parçaların kütlesel çekim tarafından şeklini küresel yapacak bir etkiye sahip olamayacağı için küresel olmayan şekillerde görüyoruz. Bilinen veya tahmin edilen bütün bu kütle; yani “normal” madde evrenin ancak %5’i kadarını doldurduğu biliniyor. Son bulgu ve deliller evrenin genişlediğini ve ivmelendiğini gösteriyor. PEKİ geriye kalan kısmında ne var?

 

Aslında karanlık enerji ve karanlık madde evrendeki uzayın bir özelliğidir. Evrenin kabaca %72’si karanlık enerji, ve %23’ü hiç ışık yaymayan “karanlık madde” ile doludur. Bu karanlık maddenin dörtte birlik kısmı keşfedilmemiş karanlık maddedir. Karanlık madde, gökada kümeleri ile yapılan kütle tespitleri sırasında, ilk olarak 1930’larda İsviçreli astronom Fritz Zwicky tarafından ortaya atılmıştır. Gökadalarda ışık veren kütle dışında başka bir etkileşim oluşturarak çekim kuvveti oluşturan bu maddeye “kayıp” (missing) adını vermiştir.

Bu karanlık maddeye deliller nelerdir?

  1. Vera Rubin, 1970’li yıllarda, gökadaların dönüşünün Newton’un hareket yasalarına göre gerçekleşmediğini bildirdi. Özellikle Andromeda gökadasında yıldızlar yörüngelerin dışına doğru veya merkeze doğru aynı hızda dönmekteydiler (dışa doğru olanların daha yavaş dönmeleri gerekirken). Dışa doğru olan kütleye kimsenin göremediği bir kütlenin eklenmesi gerektiği Rubin tarafından açıkça ifade edildi.
  2. Özellikle sarmal gökadaların disklerinin içinde görülen, ışıklı bölgeler dışında, görülmeyen büyük miktarda madde olması bu gökadaların dağılmasının önlenmesi için gereklidir.

2613db6000000578-0-image-a-8_1459329825573

Kuasardan (evrenin uzak köşelerinde devasa enerjilerle parlayan gökadalar) gelen ışınlar büyük bir gökadaya rastladığında, mercekten geçmiş gibi sapar. Buna neden olan gökadadaki kütle dağılımı bulunarak, gökadanın “halo” denilen dış bölgesindeki karanlık madde saptanabilir.

 

  1. Öyleyse karanlık maddenin varlığına bir başka delil, “çekimsel mercekleme” (gravitational lensing) diyebileceğimiz büyük bir nesnenin etrafında oluşturduğu yerçekiminin ışık ışınlarını bükmesidir. Genel görelilikte Albert Einstein tarafından ifade edilen bu durum, ışık kütlesiz olsa bile yerçekiminin etrafında bulunan boşluğu bükmesi (sumo güreşçisinin üzerinde bulunduğu minderi aşağı doğru bükmesi gibi) ışık ışınlarının bu ortamda bükülmesi ile sonuçlanır. Gözlemler ve araştırmalar ışığın bu şekilde bükülebilmesini sağlayacak yeterli madde (kütle) olmadığını ortaya koyar. Bir başka deyişle, gökadaların olması gerekenden daha büyük kütlelere sahip olmalıdır. Bu olayı basitçe anlatan video için ;

[youtube]https://youtu.be/RBhY7dRhzyI[/youtube]

 

KARANLIK MADDE TESPİTİ: NE OLABİLİR NE OLAMAZ?

Big Bang’in “yankı”sı olarak bilinen süpernova kozmik mikrodalga arka planı (CMB) ve Süpernovalar, Hawaii Üniversitesi fizik profesörü Jason Kumar’a göre evrenin mekânsal olarak düz olduğunu bize anlatmaktadır.“Mekansal olarak düz” tabiri şöyle açıklanabiliyor. Eğer evren içinden iki çizgi çizerseniz, bu çizgiler bir milyar ışık yılı uzunluğunda çizilmiş bile olsa asla birleşmez! Eğer evren eğik veya yuvarlak olsaydı bu çizgiler uzayda bir noktada birleşirdi.

Araştırmacılar, evrenin düz olması için evrende gözlemlenen normal maddenin (diğer adıyla baryonlar) hangi miktarda olması gerektiğini hesapladılar. J.Kumar “Kendime soruyorum, ulaştığım miktar baryonik madde tarafından karşılanıyor mu? HAYIR”. Öyleyse bu noktada kozmologlar ile gökbilimciler arasında küçük bir anlaşmazlık var. Oysa bu miktar ışıktan etkilenmez görünüyor ve elektron ve protonlar gibi yüklü değil. Şimdiye kadar doğrudan tespiti çok mümkün olmadı. Bu noktada J.Kumar “Bu bir tür gizem…Pek çok bilim adamı normal madde ile etkileşimini araştırarak veya karanlık maddedeki parçacıkları inceleyerek bunu başarmaya çalışıyor”diyor. J.Kumar, bu çabalar karanlık maddenin tespiti bakımından daha iyiye sevk edeceğine inancı olduğunu belirtiyor.

Ancak baktığımızda, bir dizi teori “karanlık madde nedir?”sorusunu açıklamak üzere geldi ve gitti. Bunlardan ilki oldukça mantıklıydı. Karanlık madde kompakt haldeki büyük kütleli astrofizik halo nesneler (MACHO) içinde gizlidir, ki nötron yıldızları, karadelikler, kahverengi cüceler ve sahte gezegenler bunlara örnektir. Onlar ışık yaymadıkları ya da çok az yaydıkları için teleskoplar ile etkili bir biçimde görünmez. Oysa bir MACHO geçtiği taraftaki yıldızların arka planında üretilen karanlık madde miktarı önemli olduğunu araştırmalar göstermiştir. Karanlık madde teleskoplar ile gaz bulutu gibi gözlemlenmez. Yayılmış gaz uzaktaki gökadalardan gelen ışığı emer ve bunun da ötesinde, sıradan gaz uzun dalga boylarında ışımayı geri yayar ve gökyüzünde kızılötesi büyük bir ışıma olur. J.Kumar “Bu olmadığına göre yukarıdaki bahsi doğru kabul edebiliriz” dedi.

Peki ne olabilir? Kütleli parçacıkların zayıf etkileşimleri (WIMP etkileşim), karanlık maddeyi doğru bir şekilde açıklamak için kullanılır. WIMP ağır parçacıkları bugün bilinmektedir ki bir protondan yaklaşık 10 ila 100 kat daha ağırdır. Big Bang sırasında üretilen WIMP parçacıklarından çok az miktarda kalmıştır. Bu parçacıklar yerçekimi veya zayıf nükleer kuvvet yoluyla normal madde ile etkileşir. Daha kütleli olan WIMP’lar daha yavaş hareket ederek “soğuk karanlık maddeyi”; hafif olanlar daha hızlı hareket ederek “sıcak karanlık madde”yi oluştururlar. Doğrudan tespit deneyleri ile bunlar tespit edilebilir. Örneğin, Güney Dakota madenlerinde büyük yeraltı xenon (LUX) deneyi bunlara öncülük eder. Eğer hiçbir neden yokken Xenon çekirdeğinde “sıçrama” görünüyor ise, bu karanlık madde adayı bir parçacık olacaktır. Sıçramanın ne kadar büyük olacağı yeni parçacığın kütlesi hakkında fikir verecektir. Bu konuda araştırma yapan bilim adamı Hooper henüz LUX ile bir şeyin gözlenmediğini belirtiyor. Parçacık hızlandırıcılarla da WIMPler gözlenebilir. Hızlandırıcı içinde, atomik çekirdekler birbirine ışık hızı ile çarpar ve hedef parçacığa enerji ve dolayısıyla hız kazandırır. Ancak bu da şimdiye kadar gözlenememiştir.

Bu doğrudan tespit ve parçacık hızlandırıcı sonuçları karanlık maddeyi (boyut ve kütle olarak) ayırt etmede önemli fikirler vermiştir. LUX deneyinde hassasiyet 200MeV civarında iken protonun kütlesinin 5 katı ve teorik olarak 1TeV kadar ağır parçacık tespit edilebilir ki bunlar quarklar ile kıyaslanabilir. LUX ile karanlık madde gözlenemediğine göre karanlık madde bu sınırların çok daha altında. Bununla ilgili olarak J.Kumar, WIMP’ler gerçekten ağır olabilir ve bu kadar kütleli oldukları için onlardan çok fazla yoktur ve bu da Xenon atomuna çarpma şansını oldukça azaltmaktadır.

Başka bir olasılık, hatta oldukça yaygın bir kanı, karanlık maddenin baryonik olmadığı, axionlar ve WIMP’ler gibi daha egzotik parçalardan oluştuğu üzerinde durmaktadır. Bu atom altı parçacıklar dolaylı olarak yok olduklarında, başka türdeki parçacıklara dönüştüklerinde veya parçacık hızlandırıcılarda görünen radyasyon türleriyle tespit edilebilirler. Ancak halen, bunlar için de doğrudan bir kanıt mevcut değildir.

Bazı bilim adamları, WIMPler veya axionlar gibi ağır, yavaş hareket eden “soğuk” parçacıklar tespit edemedikleri için;  “sıcak” karanlık madde olarak adlandırdıkları daha hafif, daha hızlı hareket eden parçacıkların kullanılma olasılığını deniyorlar. Chandra X-ışını Gözlemevi’nde bilim adamları, Dünya’dan yaklaşık 250 milyon ışık-yılı uzaklıkta Perseus kümesindeki bir grup galakside, bilinmeyen bir parçacık bulgusunu bulduktan sonra, böyle bir karanlık madde modeline yönelik ilgileri de yenilenmiştir. Bu kümedeki bilinen iyonlar belirli X-ışınları emisyon çizgileri üretmektedir.
MIT’den fizikçi Tracy Slatyer, karanlık madde parçacıkları hafifse, bilim adamlarının onları doğrudan algılamakta zorlanacağını söyledi. Bu nedenle Slatyer, karanlık maddeyi oluşturan yeni tür parçacıkları önermekte. “Yaklaşık 1 GeV’nin altındaki karanlık madde, atomik çekirdeklerin açıklanamayan geri tepmelerini kullanarak ayırt edileceğinden; geleneksel doğrudan tespit deneyleriyle belirlenmesi gerçekten zor. Ama karanlık madde, atom çekirdeğinden çok daha hafif olduğunda, geri tepme enerjisi çok küçük olacaktır “dedi Slatyer. Protonlar – örneğin bir hidrojen çekirdeği – yaklaşık 938 MeV’den daha hafif olamaz. Bu nedenle keV mertebesinde ağırlığa sahip bir parçacık 1.000 kat daha hafif olur. [Bir bowling topundan pin-pon topunu attığınızda bowling topu pek hareketlenmez.] Slatyer, mevcut yöntemler başarısız olursa karanlık madde parçacıklarının nasıl bulunacağı üzerine çok araştırma yapıldığını söyledi. Slatyer’in belirttiği alternatif fikirler arasında; “Süper akışkan” sıvı helyumu kullanmak, yarı iletkenleri ve hatta kristallerdeki kimyasal bağları koparmak bulunmaktadır.

J.Kumar “karanlık maddenin bu kadar gizemli olmasının bir nedeni, fizikçileri, Big Bang çekirdek sentezinin – yani maddenin kökeninin – nasıl çalıştığının belirleneceği noktaya götürecek olmasıdır” diyor. Şimdiye kadar çok başarılı bulunan, Higgs bozonunun belirlendiği Standart Model ile, temel bir konuda hepimiz gerçekten yanlış olmadıkça, henüz karanlık madde parçacıklarını kimsenin tespit etmeyi başaramamış olması tuhaftır.

Büyük Hadron Çarpıştırıcısı (CERN’deki) bir çözüm mü? Örneğin, karanlık madde parçacıkları birçok mevcut modelin tahmin ettiğinden çok farklıysa, parçacık hızlandırıcılarının onu görmediği olasıdır. Büyük Hadron Çarpıştırıcısı gibi hızlandırıcılar, diğer parçacıkların içine parçalanan güçlü nükleer kuvvetle etkileşime giren şeyleri görmede daha başarılıdır. Ancak, bu harika makine karanlık maddenin işleyişi bu şekilde ise başarılı olacaktır. Ancak bu belirtilen türden ağır bir parçacık yoksa, mevcut haliyle o da işe yaramayacaktır.

Kumar’a göre, daha iyi detektörlerin yapılması ve kullanılması hemen mümkün olmadığına göre, eğer bu parçacıklar gerçekten varsa, onları bulabilecek detektörlerin duyarlılığının günümüzdekilerden yaklaşık yüz katı olduğu bilinmelidir.

[youtube]https://youtu.be/QAa2O_8wBUQ[/youtube]

 

Dr. Fikret Korur

Kaynak: http://www.livescience.com (56380)

https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy