Gökada Dönüş Eğrisi
Karanlık maddenin varlığına ilişkin en önemli kanıt, 1970'li
yıllarda Washington Carnegie Enstitüsü'nden Vera Rubin ve
arkadaşları tarafından ortaya konulmuştur. Bu grup gökada dönme eğrileri adı
verdikleri, gökadadaki yıldız ve
gazların gökada merkezi etrafındaki yörünge hızları
ile bunların merkeze olan uzaklıklarını bir grafik üzerinde gösterdi. Eğer bir
sarmal gökadada, Samanyolu gökadasında 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 gökada dönme eğrisi hızlı bir düşme gösterecektir.
Fakat Samanyolu, Andromeda ve
diğer sarmal gökadalarda durumun böyle olmadığı görülmektedir. Bu gökadaların
gökada 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 gökadaların her birinde
kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki şişkin bölgede toplanmış olmayıp, gökada
içinde baştan sona düzgün bir şekilde yayılmıştır. Bu ise ancak gökada
halesinde önemli miktarda karanlık maddenin var olması ile mümkündür.
Gökadaların Hız
Dağılımı
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' adı verilmiştir. 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.
Gökada Kümeleri ve
Çekimsel Mercekleme
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.
Birincisi, çekimsel mercek etkisine oldukça ender rastlanır.
Herhangi bir anda arka plandaki her iki milyon yıldızdan yalnızca birinde
çekimsel mercek etkisi gözlenir.
İkincisi, yıldızların pek çoğu yapısal olarak değişken
olduklarından, zaman zaman geçici parlaklık değişmeleri gösterirler. Çekimsel
mercek olayının değişen yıldızlardan farklı ve kendine has özellikleri vardır.
Bunlardan bazıları olayın zamanda simetrik, dalga boyuna bağlı olması ve bir
yıdız için yalnızca bir kez ortaya çıkmasıdır.
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 devinyarıçapı 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.
https://tr.wikipedia.org/wiki/Karanl%C4%B1k_madde
13 Eylül 2019
GERİ (karanlık
madde)
GERİ (evren,
evrendeki dünya)
