VraeL
27-08-2009, 21:26
Önce bir kendi açıklamamı yapayım.
Elimde gazeteden kuponla aldığım 4 ciltlik bir ansiklopedi seti var.
Bunun Bilim Ansiplopedisinin ikinci cildinde, evren ile ilgili bir başlıkta şöyle birşeyden bahsetmiş:
"Gök bilimciler, henüz; evrenin ana madesinin (evreni oluşturan madde) ne olduğunu bulamadıklarının bilincindedirler. Evrenin yaklaşık %90´ının oluşturan bu maddeye "karanlık madde" adı verilmiştir. Bu maddenin bulunması evrenin yaşam öyküsündeki bazı boşlukların tamamlanmasına yardımcı olacaktır."
E ilginç doğrusu. İlk defa duydum ve oldukça şaşırdım. Gidip Google halamın kapısını çaldım. Sordum hemen, dedim böyle böyle var mı birşey. Varmış! Vikipedia sırf bunun için koca bir sayfa açmış, yazmışta yazmış.
Fakat vikipedia´ya göre karanlık madde evrenin sadece % 22´sini kaplıyor. Kingfisher´de % 90 diyordu.
Ayrıca Vikipedia´ya göre birde "kara enerji" varmış. Bu ise evrenin tam %74´ünü kaplıyormuş. Geriye kalan % 4´lük boşluğu ise galaksiler, gezegenler, yıldızlar vs´si kaplıyor. Oldukça az değil mi?
Vikipedia´daki yazıyı kopyalamadan önce birde sizin fikirlerinizi, bilgilerinizi duymak istediğimi belirtmek isterim.
Buyrun vikipedia sayfasından önemli gördüğüm başlıkları koyayım buraya:
.................................................. ............
Karanlık madde
Astrofizikte (http://tr.wikipedia.org/wiki/Astrofizik), doğrudan algılanabilecek kadar büyük konuma getiren (ışık, x-ışınları v.b.) varlığı görünür maddeler üzerindeki kütle çekimsel (http://tr.wikipedia.org/wiki/Gravitasyon) etki ile belirlenebilen varsayılan maddelere karanlık madde adı verilir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gökadaların döngüsel hızlarından (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=G%C3%B6kadalar%C4%B1n_d%C3%B6ng%C3 %BCsel_h%C4%B1zlar%C4%B1&action=edit&redlink=1), gökadaların diğer gökadalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütle çekimsel mercekleme (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=K%C3%BCtle_%C3%A7ekimsel_merceklem e&action=edit&redlink=1) özelliğinden ve gökadaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. İncelemeler, gökadalarda, gökada gruplarında ve evrende, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir. Karanlık maddelerin bileşenleri tamamen bilinmemekle birlikte, WIMP (http://tr.wikipedia.org/wiki/WIMP) ler, aksiyonlar (http://tr.wikipedia.org/wiki/Aksiyon), sıradan ve ağır nötrinolar (http://tr.wikipedia.org/wiki/N%C3%B6trino), gezegenler ve sönmüş yıldızlara birlikte verilen isim MACHO (http://tr.wikipedia.org/wiki/MACHO) lar ile ışıma yapmayan gaz bulutlarından oluşur. Evrendeki kütle çekimsel enerjinin incelenmesi sonucu, varsayılan toplam enerji yoğunluğunun sadece %4'ünün doğrudan gözlemlenebilir maddelerden oluştuğu gözlemlenmiştir. Yine bu toplamın %22'sinin karanlık maddeden oluştuğu hesaplanmaktadır. Kalan %74'ünün ise everene dengeli bir şekilde yayılmış olan karanlık enerjiden (http://tr.wikipedia.org/wiki/Karanl%C4%B1k_enerji) oluştuğu kabul edilir.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/tr/b/b9/Cosmological_composition.jpg
(Bu NASA şemasının gösterdiği gibi, evrenin %25 ya da daha fazlası,laboratuar ortamında henüz gözlenememiş olsa da,karanlık maddeden oluşmuştur.)
Gözlemsel kanıt
Karanlık madde kavramı, ilk olarak 1933 yılında, Kaliforniya Teknik Enstitüsünden (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Kaliforniya_Teknik_Enstit%C3%BCs%C 3%BC&action=edit&redlink=1) İsviçreli (http://tr.wikipedia.org/wiki/%C4%B0svi%C3%A7re) astrofizikçi Fritz Zwicky (http://tr.wikipedia.org/wiki/Fritz_Zwicky) tarafından öne sürülmüştür. Fritz Zwicky'nin gözlemi ve iddiası kırk yıl boyunca hiçbir ortamda ciddiye alınmamıştır. Karanlık maddenin varolduğuna dair en güçlü kanıt olan Sarmal Gökadaların (http://tr.wikipedia.org/wiki/Sarmal_G%C3%B6kada) düz dönme eğilimleri, 1970 (http://tr.wikipedia.org/wiki/1970) yılında Washington Carnegie Enstitüsü (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Washington_Carnegie_Enstit%C3%BCs% C3%BC&action=edit&redlink=1)'nde Vera Rubin (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Vera_Rubin&action=edit&redlink=1) ve arkadaşları tarafından ileri sürülmüştür. Vera Rubin de Fritz Zwicky ile benzer bir kaderi paylaşarak, uzun yıllar ciddiye alınmamış, hiçbir ciddi yayın organı çalışmalarına yer vermemiştir. Master ve doktora tezleri de daha önce reddedilmiş olan Vera Rubin için bu durum pek şaşırtıcı olmamıştır. Onlarca yıl sonra, bugün hemen hemen tüm astrofizikçiler karanlık maddenin varlığını kabul ederler. Ağustos 2006'da yayınlanan, 150 milyon yıl önce gerçekleşmiş olan iki gökada kümesinin çarpışmasına dair gözlem, karanlık maddelerin varlığına dair daha somut bir kanıt oluşturmuştur. Çarpışma sırasında sıcak gazlar arasında bir etkileşim olmuş ve daha sonra merkeze yaklaşmışlardır. Gökadalar ve karanlık madde etkileşime girmemiş ve merkezden uzak kalmışlardır.
İki şekilde karanlık maddenin ortaya çıktığı sanılmaktadır: Baryonik karanlık madde (http://tr.wikipedia.org/wiki/Baryonik_karanl%C4%B1k_madde) ve Baryonik olmayan karanlık madde (http://tr.wikipedia.org/wiki/Baryonik_olmayan_karanl%C4%B1k_madde). Evrenin kütlesinin yüzde 90'ını oluşturduğu varsayılmakla birlikte, karanlık maddenin henüz astronomlar (http://tr.wikipedia.org/wiki/Astronomlar) için sırrı çözülmüş değildir. 1970'ler evrendeki maddenin yüzde doksanının görünmez olduğunun keşfedilmesiyle karanlık madde iddialarının güçlendiği yıllar olmuştur. Karanlık maddenin varolduğu varsayılmakta, ancak ne olduğu konusunda çok az açık bilgi vardır.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0b/Gravitationell-lins-4.jpg/250px-Gravitationell-lins-4.jpg (http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:Gravitationell-lins-4.jpg) http://tr.wikipedia.org/skins-1.5/common/images/magnify-clip.png (http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:Gravitationell-lins-4.jpg)
(Hubble Uzay Teleskobu (http://tr.wikipedia.org/wiki/Hubble_Uzay_Teleskobu) ile Abell 1689 (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Abell_1689&action=edit&redlink=1) içerisinde gözlenen güçlü kütle çekimsel mercekleme, karanlık maddenin varlığını gösterir - Mercekleme eğrilerini görmek için resmi büyütünüz)
Yapısal oluşum
Karanlık maddenin yapısı hakkında dikkate değer bir ipucu olarak, büyük patlama sırasında yaratılan, hidrojenin iki katı kütleye sahip olan ve döteryum adı verilen hid-rojen izotopunun bolluğuna bakarız. Helyumun tersine, döteryum çok kırılgan bir ele-menttir. Güneş'in içindeki sıcaklığın çok altında olan bir milyon derece kelvinde "ya-nar". Şimdiye kadar, galaksinin oluşumundan arta kalan ilkel döteryumun önemli bir kısmı yıldızların içinde başka elementlere dönüşmüştür. Bu, gözlemle de doğrulanmak-tadır: yıldızlararası bulutlar ve nükleer yanmayı başlatacak kadar sıcak bir çekirdekleri olmayıp güçlerini kütle çekiminden alan yıldızlarda döteryum vardır, ama evrimlerinin ileri evrelerindeki yıldızlarda hiç döteryum bulunmaz.
Büyük patlamada ne kadar döteryum yaratıldığını hesaplayabilmek için, o zaman-dan günümüze kadar ne kadar döteryumun yok olduğunu tahmin etmek gerekir. Büyük patlamadan beri izotopun yüzde kaçının yok olduğunu hesaplayabilmek için Jüpiter'in atmosferinde bulunan "döterlenmiş" moleküllerin bolluğuyla yıldızlararası bulutlarda bulunan döteryum bolluğunu karşılaştırarak izotopun yok olma hızı bulunur. "Döterlenmiş" molekül, bir hidrojen atomunun döteryum atomuyla yer değiştirdiği mo-leküle verilen addır. Örneğin, döterlenmiş ya da ağır su HDO biçiminde yazılabilir. Jü-piter'de saptanan dötereyum, 4.6 milyar yıl önce, Güneş sisteminin oluşumu sırasındaki yıldızlararası gazın yapısını örneklemektedir. Jüpiter'de 100 000'de 2 olarak saptanan döteryum bolluğu, galaksinin geçmişteki yaşamı boyunca doğan ve ölen yıldızların için-de işlenen gazlardan oluşan yıldızlararası bulutlardaki bolluğunun yaklaşık iki katıdır. Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler ve geçmişteki uydu deneyleri, yıldızlararası bulutlarda bulunan atom halindeki döteryum bolluğunun Jüpiter'de saptanandan, bir başka deyişle 6.6 milyar yıl önce galaksimizde bulunandan daha düşük olduğunu gösteriyor.
Döteryumun net eğilimi konusunda yanılmamız olanaksız: döteryum zamanla azalıyor. Yıldızlar yeni enerji kaynağı üretmeyip döteryum yaktıklarından, bu beklenen bir şey. Ama yıldızlararası gazların tümü yıldızların sıcak çekirdeklerinden geçmedikleri için büyük patlamada yaratılan döteryumun bir bölümü hâlâ varlığınısürdürüyor. Döteryumun yıldızlar tarafından yok edildiği göz önüne alındığında, galaksi öncesi döteryumun hidrojene göre bolluğu yüzde 0.01 olarak bulunuyor.
Karanlık madde bileşimi
Büyük patlamada (http://tr.wikipedia.org/wiki/B%C3%BCy%C3%BCk_patlama) üretilen hafif elementler yalnızca helyum (http://tr.wikipedia.org/wiki/Helyum) ve döteryum (http://tr.wikipedia.org/wiki/D%C3%B6teryum) değildir. Lityum (http://tr.wikipedia.org/wiki/Lityum) çok daha enderdir ve döteryum gibi o da yıldızlar tarafından yok edilir. Lityum aslında T Tauri (http://tr.wikipedia.org/wiki/T_Tauri_y%C4%B1ld%C4%B1z%C4%B1) yıldızlarında ölçülür. Adını Taurus (Boğa) Takımyıldızı'ndaki bir ilk ör-nekten alan bu yıldızlar çok genç, enerjisini kütle çekiminden alan ve genellikle yoğun yıldızlararası gaz bulutları (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Y%C4%B1ld%C4%B1zlararas%C4%B1_gaz_ bulutu&action=edit&redlink=1) içine gömülü olarak bulunan yıldızlardır. Böyle yıldızların gaz hareketlerinin yoğun olduğu çalkantılı atmosferlerinde lityum bolluğu yüksektir. Yalnızca yıldızlar tarafından yok edilen bu element yıldızların gençliğinin kesin bir göstergesidir. Yıldız yaşlandıkça lityum yok olur. Evrimin erken dönemlerinde atmosferdeki kütlesel gaz hareketleri sonucunda yıldızın daha sıcak iç bölgelerine taşınan lityum, burada sistematik olarak yanar. Güneş (http://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%BCne%C5%9F) gibi orta yaşlı bir yıldızın atmosferinde saptanabilecek ölçüde lityum bulunmaz.
Lityum hem büyük patlama, hem de yıldızlararası bulutlara (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Y%C4%B1ld%C4%B1zlararas%C4%B1_bulu t&action=edit&redlink=1) giren kozmik ışınlarca (http://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_%C4%B1%C5%9F%C4%B1n) üretilmiştir. Kozmik ışınlar, yıldızlararası karbon (http://tr.wikipedia.org/wiki/Karbon), azot (http://tr.wikipedia.org/wiki/Azot) ve oksijen (http://tr.wikipedia.org/wiki/Oksijen) molekülleri (http://tr.wikipedia.org/wiki/Molek%C3%BCl) ile rastgele çarpıştıklarında nükleer reaksiyon (http://tr.wikipedia.org/wiki/N%C3%BCkleer_reaksiyon) başlatan yüksek enerjili parçacıklardır. Bu ağır atomlar (http://tr.wikipedia.org/wiki/Atom) parçalanır ve çevreye lityum çekirdekleri saçılır. Bu sürecin habercisi, yaratılan iki lityum izotopudur (http://tr.wikipedia.org/wiki/%C4%B0zotop). Bunlardan birinin kütlesi 6, normal lityum izotopu olan diğerinin kütlesi ise 7'dir. Popülasyon II (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Pop%C3%BClasyon_II&action=edit&redlink=1)'deki en yaşlı yıldızlar, hidrojene göre on milyonda bir oranında lityum bolluğu gösterirler. Bu bolluk, demir (http://tr.wikipedia.org/wiki/Demir) gibi diğer elementlerin (http://tr.wikipedia.org/wiki/Element) bolluklarından bağımsız gibi gözüküyor. Dahası, lityumun çoğunluğu 7 kütleli izotoptur. 6 kütleli lityum çok enderdir. Bunun tersine, genç Popülasyon I (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Pop%C3%BClasyon_I&action=edit&redlink=1) yıldızlarında 10 kat daha fazla lityum ölçülüyor. Bu genç yıldızlardaki lityumun kozmik ışın kaynaklı olduğuna inanılıyor. En büyük olasılık, lityumun, bu yıldızların içinden doğduğu yıldızlararası bulutta kozmik ışınlar tarafından üretilmiş olması. Lityumun yaratılışı ve yok oluşu ile ilgili olarak tutarlı bir tablo oluşmuştur. Oldukça güvenli bir biçimde, halo yıldızlarında (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Halo_y%C4%B1ld%C4%B1z%C4%B1&action=edit&redlink=1) gördüğümüz lityumun büyük patlama sırasında üretilmiş olduğunu söyleyebiliriz. Büyük bir olasılıkla baryon dışı kökenli karanlık maddenin üstün olduğu sonucunu çıkarabiliyor olmamıza karşın, lityum, döteryum ve helyum bollukları minimum bir miktar baryon kökenli maddenin varlığını gerektirmektedir. Bu miktar, gökadlarda doğrudan ölçülenden çoktur. Buradan da, kritik yoğunluğun yüzde birkaçlık bölümünün baryon kökenli olması gerektiği sonucunu çıkarıyoruz.
Baryonik olmayan karanlık madde iki ana kategoriye ayrılır;
Sıcak karanlık madde (http://tr.wikipedia.org/wiki/S%C4%B1cak_karanl%C4%B1k_madde) (HDM) - baryonik olmayan parçacıkların rölativistik (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=R%C3%B6lativistik_s%C4%B1n%C4%B1r&action=edit&redlink=1) (ışık hızına yakın) hareketi.
Soğuk karanlık madde (http://tr.wikipedia.org/wiki/So%C4%9Fuk_karanl%C4%B1k_madde) (CDM) - baryonik olmayan parçacıkların rölativistik olmayan hareketi[1] (http://tr.wikipedia.org/wiki/Karanl%C4%B1k_madde#cite_note-0)
Soğuk karanlık madde parçacıkları, aynı zamanda WIMP (http://tr.wikipedia.org/wiki/Zay%C4%B1f_etkile%C5%9Fimli_b%C3%BCy%C3%BCk_k%C3%B Ctleli_par%C3%A7ac%C4%B1k) olarak da bilinirler, tipik olarak HDM parçacıklarıyla karşılaştırıldıklarında daha fazla madde miktarı içerirler ve daha düşük hızlarla hareket ederler. Kilit farklar, yapı oluşumu ile ilgilidir.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4b/DarkMatterPie.jpg/375px-DarkMatterPie.jpg (http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:DarkMatterPie.jpg) http://tr.wikipedia.org/skins-1.5/common/images/magnify-clip.png (http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:DarkMatterPie.jpg)
(Evrende, karanlık madde ve karanlık enerjinin tahmini dağılımı.)
Soğuk karanlık madde parçacıklarından çok daha hafif olan sıcak karanlık madde parçacıkları rölativistik (ışık hızına yakın) hızlarda seyahat ederler. Bilinen üç tip nötrinolar (http://tr.wikipedia.org/wiki/N%C3%B6trino) ve onların karşılığı olan antinötrinolar (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Antin%C3%B6trino&action=edit&redlink=1) HDM’ler için bilinen adaylardır. ne ve nµ HDM olarak bilinirler, ancak deneysel açıdan ne’nin kütlesi yeterince küçük değildir.
İlkel evrenin olası kalıntıları kararsız, zayıf etkileşimli parçacıklardır (http://tr.wikipedia.org/wiki/Zay%C4%B1f_etkile%C5%9Fimli_b%C3%BCy%C3%BCk_k%C3%B Ctleli_par%C3%A7ac%C4%B1k). 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 arta kalan 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 (http://tr.wikipedia.org/wiki/Trityum) bozunma deneylerinden elde edilen elektron nötrinosunun (http://tr.wikipedia.org/wiki/Elektron_n%C3%B6trinosu) kütlesinin üst sınırı için şu anki değer yaklaşık 10 eV civarındadır. Diğer nötrino türlerinin kütleleri daha büyük olabilir.
Soğuk karanlık maddenin tam kütlesi parçacıkların diğer maddelerle etkileşim gücüne ve parçacıkların birbirlerinin çiftlerinden ayrıldıkları zamanki evrenin sıcaklık ve zamanına bağlıdır. CDM parçacıkları birbirleri ile kütlesel çekim yoluyla etkileşirler ve diğer maddelerle zayıf normal bir etkileşimde bulunurlar. Kütle ortalaması 1GeV/c2 civarındadır.
Karanlık maddenin tespiti
Güneş civarındaki madde yoğunluğu, diskin oldukça dışına taşan, ışıma gücü yüksek yıldızların düzgün bir biçimde örneklenmesi yoluyla ölçülür. Bu yıldızların ortalama hızları ve bunların diskten dik olarak kat ettikleri uzaklıklar, bu yıldızlarıdiskin içinde tutan kütle çekimi kuvvetinin bir ölçüsüdür. Bu kuvvetin büyüklüğünden bu kadar kütle çekimi uygulayan maddenin yoğunluğu hesaplanabilir. Bu yoğunluk gözlenen yıldız sayısıyla karşılaştırıldığında, yıldızların sayısının, hemen hemen olması gerekenin yarısı olduğu bulunur. İşte bu, Güneş çevresindeki karanlık maddenin varlığı konusundaki ilk ipucudur.
Önümüzdeki yıllarda, sıcak gazların yaydığı X-ışınları kullanılarak, karanlık maddenin bir dağılım haritası çıkarılacaktır. Büyük gökada kümelerinin içinde ve bazı gökada kümelerinin merkezinden 5-10 milyon ışık yılı uzaklıklara kadar yayılan çok sıcak gaz bulutları saptanmıştır. Aşırı sıcaktan dolayı dağılıp gitmesi gereken gazın, görünmeyen maddenin çekim kuvveti tarafından birarada tutulduğu açıktır. Gökbilimciler gazın dağılımından geriye doğru giderek bu gazı birarada tutan kütle çekim kuvvetini ve bu çekim kuvvetini yaratan karanlık maddenin dağılımını ortaya çıkarabiliyorlar. Önümüzdeki yıllarda Alman X-ışın uydusu ROSAT, Japon X-ışın uydusu Astro-D ve Amerikan uydusu AXAF, gökada kümelerindeki sıcak gaz dağılımının gittikçe daha iyi haritalarını yapacaklardır. Son iki uydu, gazın aynı zamanda sıcaklığını da ölçebilecektir.
Karanlık maddeyi ölçümlemenin yeni yöntemlerinden biri de çekimsel mercek olgusunu kullanır. Kütle çekimi maddeyi olduğu gibi ışık ışınlarını da çeker. Bu nedenle kuasar gibi uzak bir kaynaktan yayılan ışık, Dünya'ya doğru yolculuğu sırasında yolu üzerindeki madde tarafından bükülür. Aradaki bu madde, kuasarın görüntüsünü dağıtabilir veya yeniden biçimlendirebilir. Kuasar görüntülerindeki bozulmaları incelemek yoluyla gökbilimciler, bu bozulmaya neden olan maddenin dağılımını, karanlık madde gibi görünmez olsa bile anlayabiliyorlar. Çekimsel merceklerin ilk kez keşfedildiği 1979 yılından bu yana on kadar çekimsel mercek bulundu. Önümüzdeki yıllarda ise çekimsel mercek olgusu, karanlık maddenin doğasını anlamak ve haritasını çıkarmaya yönelik güçlü bir araç olarak kullanılacak. Şimdiden böyle bir program AT&T Bell Laboratuvarları'ndan Anthony Tyson ve başkaları tarafından başlatılmış durumdadır.
Elimde gazeteden kuponla aldığım 4 ciltlik bir ansiklopedi seti var.
Bunun Bilim Ansiplopedisinin ikinci cildinde, evren ile ilgili bir başlıkta şöyle birşeyden bahsetmiş:
"Gök bilimciler, henüz; evrenin ana madesinin (evreni oluşturan madde) ne olduğunu bulamadıklarının bilincindedirler. Evrenin yaklaşık %90´ının oluşturan bu maddeye "karanlık madde" adı verilmiştir. Bu maddenin bulunması evrenin yaşam öyküsündeki bazı boşlukların tamamlanmasına yardımcı olacaktır."
E ilginç doğrusu. İlk defa duydum ve oldukça şaşırdım. Gidip Google halamın kapısını çaldım. Sordum hemen, dedim böyle böyle var mı birşey. Varmış! Vikipedia sırf bunun için koca bir sayfa açmış, yazmışta yazmış.
Fakat vikipedia´ya göre karanlık madde evrenin sadece % 22´sini kaplıyor. Kingfisher´de % 90 diyordu.
Ayrıca Vikipedia´ya göre birde "kara enerji" varmış. Bu ise evrenin tam %74´ünü kaplıyormuş. Geriye kalan % 4´lük boşluğu ise galaksiler, gezegenler, yıldızlar vs´si kaplıyor. Oldukça az değil mi?
Vikipedia´daki yazıyı kopyalamadan önce birde sizin fikirlerinizi, bilgilerinizi duymak istediğimi belirtmek isterim.
Buyrun vikipedia sayfasından önemli gördüğüm başlıkları koyayım buraya:
.................................................. ............
Karanlık madde
Astrofizikte (http://tr.wikipedia.org/wiki/Astrofizik), doğrudan algılanabilecek kadar büyük konuma getiren (ışık, x-ışınları v.b.) varlığı görünür maddeler üzerindeki kütle çekimsel (http://tr.wikipedia.org/wiki/Gravitasyon) etki ile belirlenebilen varsayılan maddelere karanlık madde adı verilir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gökadaların döngüsel hızlarından (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=G%C3%B6kadalar%C4%B1n_d%C3%B6ng%C3 %BCsel_h%C4%B1zlar%C4%B1&action=edit&redlink=1), gökadaların diğer gökadalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütle çekimsel mercekleme (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=K%C3%BCtle_%C3%A7ekimsel_merceklem e&action=edit&redlink=1) özelliğinden ve gökadaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. İncelemeler, gökadalarda, gökada gruplarında ve evrende, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir. Karanlık maddelerin bileşenleri tamamen bilinmemekle birlikte, WIMP (http://tr.wikipedia.org/wiki/WIMP) ler, aksiyonlar (http://tr.wikipedia.org/wiki/Aksiyon), sıradan ve ağır nötrinolar (http://tr.wikipedia.org/wiki/N%C3%B6trino), gezegenler ve sönmüş yıldızlara birlikte verilen isim MACHO (http://tr.wikipedia.org/wiki/MACHO) lar ile ışıma yapmayan gaz bulutlarından oluşur. Evrendeki kütle çekimsel enerjinin incelenmesi sonucu, varsayılan toplam enerji yoğunluğunun sadece %4'ünün doğrudan gözlemlenebilir maddelerden oluştuğu gözlemlenmiştir. Yine bu toplamın %22'sinin karanlık maddeden oluştuğu hesaplanmaktadır. Kalan %74'ünün ise everene dengeli bir şekilde yayılmış olan karanlık enerjiden (http://tr.wikipedia.org/wiki/Karanl%C4%B1k_enerji) oluştuğu kabul edilir.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/tr/b/b9/Cosmological_composition.jpg
(Bu NASA şemasının gösterdiği gibi, evrenin %25 ya da daha fazlası,laboratuar ortamında henüz gözlenememiş olsa da,karanlık maddeden oluşmuştur.)
Gözlemsel kanıt
Karanlık madde kavramı, ilk olarak 1933 yılında, Kaliforniya Teknik Enstitüsünden (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Kaliforniya_Teknik_Enstit%C3%BCs%C 3%BC&action=edit&redlink=1) İsviçreli (http://tr.wikipedia.org/wiki/%C4%B0svi%C3%A7re) astrofizikçi Fritz Zwicky (http://tr.wikipedia.org/wiki/Fritz_Zwicky) tarafından öne sürülmüştür. Fritz Zwicky'nin gözlemi ve iddiası kırk yıl boyunca hiçbir ortamda ciddiye alınmamıştır. Karanlık maddenin varolduğuna dair en güçlü kanıt olan Sarmal Gökadaların (http://tr.wikipedia.org/wiki/Sarmal_G%C3%B6kada) düz dönme eğilimleri, 1970 (http://tr.wikipedia.org/wiki/1970) yılında Washington Carnegie Enstitüsü (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Washington_Carnegie_Enstit%C3%BCs% C3%BC&action=edit&redlink=1)'nde Vera Rubin (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Vera_Rubin&action=edit&redlink=1) ve arkadaşları tarafından ileri sürülmüştür. Vera Rubin de Fritz Zwicky ile benzer bir kaderi paylaşarak, uzun yıllar ciddiye alınmamış, hiçbir ciddi yayın organı çalışmalarına yer vermemiştir. Master ve doktora tezleri de daha önce reddedilmiş olan Vera Rubin için bu durum pek şaşırtıcı olmamıştır. Onlarca yıl sonra, bugün hemen hemen tüm astrofizikçiler karanlık maddenin varlığını kabul ederler. Ağustos 2006'da yayınlanan, 150 milyon yıl önce gerçekleşmiş olan iki gökada kümesinin çarpışmasına dair gözlem, karanlık maddelerin varlığına dair daha somut bir kanıt oluşturmuştur. Çarpışma sırasında sıcak gazlar arasında bir etkileşim olmuş ve daha sonra merkeze yaklaşmışlardır. Gökadalar ve karanlık madde etkileşime girmemiş ve merkezden uzak kalmışlardır.
İki şekilde karanlık maddenin ortaya çıktığı sanılmaktadır: Baryonik karanlık madde (http://tr.wikipedia.org/wiki/Baryonik_karanl%C4%B1k_madde) ve Baryonik olmayan karanlık madde (http://tr.wikipedia.org/wiki/Baryonik_olmayan_karanl%C4%B1k_madde). Evrenin kütlesinin yüzde 90'ını oluşturduğu varsayılmakla birlikte, karanlık maddenin henüz astronomlar (http://tr.wikipedia.org/wiki/Astronomlar) için sırrı çözülmüş değildir. 1970'ler evrendeki maddenin yüzde doksanının görünmez olduğunun keşfedilmesiyle karanlık madde iddialarının güçlendiği yıllar olmuştur. Karanlık maddenin varolduğu varsayılmakta, ancak ne olduğu konusunda çok az açık bilgi vardır.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0b/Gravitationell-lins-4.jpg/250px-Gravitationell-lins-4.jpg (http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:Gravitationell-lins-4.jpg) http://tr.wikipedia.org/skins-1.5/common/images/magnify-clip.png (http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:Gravitationell-lins-4.jpg)
(Hubble Uzay Teleskobu (http://tr.wikipedia.org/wiki/Hubble_Uzay_Teleskobu) ile Abell 1689 (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Abell_1689&action=edit&redlink=1) içerisinde gözlenen güçlü kütle çekimsel mercekleme, karanlık maddenin varlığını gösterir - Mercekleme eğrilerini görmek için resmi büyütünüz)
Yapısal oluşum
Karanlık maddenin yapısı hakkında dikkate değer bir ipucu olarak, büyük patlama sırasında yaratılan, hidrojenin iki katı kütleye sahip olan ve döteryum adı verilen hid-rojen izotopunun bolluğuna bakarız. Helyumun tersine, döteryum çok kırılgan bir ele-menttir. Güneş'in içindeki sıcaklığın çok altında olan bir milyon derece kelvinde "ya-nar". Şimdiye kadar, galaksinin oluşumundan arta kalan ilkel döteryumun önemli bir kısmı yıldızların içinde başka elementlere dönüşmüştür. Bu, gözlemle de doğrulanmak-tadır: yıldızlararası bulutlar ve nükleer yanmayı başlatacak kadar sıcak bir çekirdekleri olmayıp güçlerini kütle çekiminden alan yıldızlarda döteryum vardır, ama evrimlerinin ileri evrelerindeki yıldızlarda hiç döteryum bulunmaz.
Büyük patlamada ne kadar döteryum yaratıldığını hesaplayabilmek için, o zaman-dan günümüze kadar ne kadar döteryumun yok olduğunu tahmin etmek gerekir. Büyük patlamadan beri izotopun yüzde kaçının yok olduğunu hesaplayabilmek için Jüpiter'in atmosferinde bulunan "döterlenmiş" moleküllerin bolluğuyla yıldızlararası bulutlarda bulunan döteryum bolluğunu karşılaştırarak izotopun yok olma hızı bulunur. "Döterlenmiş" molekül, bir hidrojen atomunun döteryum atomuyla yer değiştirdiği mo-leküle verilen addır. Örneğin, döterlenmiş ya da ağır su HDO biçiminde yazılabilir. Jü-piter'de saptanan dötereyum, 4.6 milyar yıl önce, Güneş sisteminin oluşumu sırasındaki yıldızlararası gazın yapısını örneklemektedir. Jüpiter'de 100 000'de 2 olarak saptanan döteryum bolluğu, galaksinin geçmişteki yaşamı boyunca doğan ve ölen yıldızların için-de işlenen gazlardan oluşan yıldızlararası bulutlardaki bolluğunun yaklaşık iki katıdır. Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler ve geçmişteki uydu deneyleri, yıldızlararası bulutlarda bulunan atom halindeki döteryum bolluğunun Jüpiter'de saptanandan, bir başka deyişle 6.6 milyar yıl önce galaksimizde bulunandan daha düşük olduğunu gösteriyor.
Döteryumun net eğilimi konusunda yanılmamız olanaksız: döteryum zamanla azalıyor. Yıldızlar yeni enerji kaynağı üretmeyip döteryum yaktıklarından, bu beklenen bir şey. Ama yıldızlararası gazların tümü yıldızların sıcak çekirdeklerinden geçmedikleri için büyük patlamada yaratılan döteryumun bir bölümü hâlâ varlığınısürdürüyor. Döteryumun yıldızlar tarafından yok edildiği göz önüne alındığında, galaksi öncesi döteryumun hidrojene göre bolluğu yüzde 0.01 olarak bulunuyor.
Karanlık madde bileşimi
Büyük patlamada (http://tr.wikipedia.org/wiki/B%C3%BCy%C3%BCk_patlama) üretilen hafif elementler yalnızca helyum (http://tr.wikipedia.org/wiki/Helyum) ve döteryum (http://tr.wikipedia.org/wiki/D%C3%B6teryum) değildir. Lityum (http://tr.wikipedia.org/wiki/Lityum) çok daha enderdir ve döteryum gibi o da yıldızlar tarafından yok edilir. Lityum aslında T Tauri (http://tr.wikipedia.org/wiki/T_Tauri_y%C4%B1ld%C4%B1z%C4%B1) yıldızlarında ölçülür. Adını Taurus (Boğa) Takımyıldızı'ndaki bir ilk ör-nekten alan bu yıldızlar çok genç, enerjisini kütle çekiminden alan ve genellikle yoğun yıldızlararası gaz bulutları (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Y%C4%B1ld%C4%B1zlararas%C4%B1_gaz_ bulutu&action=edit&redlink=1) içine gömülü olarak bulunan yıldızlardır. Böyle yıldızların gaz hareketlerinin yoğun olduğu çalkantılı atmosferlerinde lityum bolluğu yüksektir. Yalnızca yıldızlar tarafından yok edilen bu element yıldızların gençliğinin kesin bir göstergesidir. Yıldız yaşlandıkça lityum yok olur. Evrimin erken dönemlerinde atmosferdeki kütlesel gaz hareketleri sonucunda yıldızın daha sıcak iç bölgelerine taşınan lityum, burada sistematik olarak yanar. Güneş (http://tr.wikipedia.org/wiki/G%C3%BCne%C5%9F) gibi orta yaşlı bir yıldızın atmosferinde saptanabilecek ölçüde lityum bulunmaz.
Lityum hem büyük patlama, hem de yıldızlararası bulutlara (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Y%C4%B1ld%C4%B1zlararas%C4%B1_bulu t&action=edit&redlink=1) giren kozmik ışınlarca (http://tr.wikipedia.org/wiki/Kozmik_%C4%B1%C5%9F%C4%B1n) üretilmiştir. Kozmik ışınlar, yıldızlararası karbon (http://tr.wikipedia.org/wiki/Karbon), azot (http://tr.wikipedia.org/wiki/Azot) ve oksijen (http://tr.wikipedia.org/wiki/Oksijen) molekülleri (http://tr.wikipedia.org/wiki/Molek%C3%BCl) ile rastgele çarpıştıklarında nükleer reaksiyon (http://tr.wikipedia.org/wiki/N%C3%BCkleer_reaksiyon) başlatan yüksek enerjili parçacıklardır. Bu ağır atomlar (http://tr.wikipedia.org/wiki/Atom) parçalanır ve çevreye lityum çekirdekleri saçılır. Bu sürecin habercisi, yaratılan iki lityum izotopudur (http://tr.wikipedia.org/wiki/%C4%B0zotop). Bunlardan birinin kütlesi 6, normal lityum izotopu olan diğerinin kütlesi ise 7'dir. Popülasyon II (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Pop%C3%BClasyon_II&action=edit&redlink=1)'deki en yaşlı yıldızlar, hidrojene göre on milyonda bir oranında lityum bolluğu gösterirler. Bu bolluk, demir (http://tr.wikipedia.org/wiki/Demir) gibi diğer elementlerin (http://tr.wikipedia.org/wiki/Element) bolluklarından bağımsız gibi gözüküyor. Dahası, lityumun çoğunluğu 7 kütleli izotoptur. 6 kütleli lityum çok enderdir. Bunun tersine, genç Popülasyon I (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Pop%C3%BClasyon_I&action=edit&redlink=1) yıldızlarında 10 kat daha fazla lityum ölçülüyor. Bu genç yıldızlardaki lityumun kozmik ışın kaynaklı olduğuna inanılıyor. En büyük olasılık, lityumun, bu yıldızların içinden doğduğu yıldızlararası bulutta kozmik ışınlar tarafından üretilmiş olması. Lityumun yaratılışı ve yok oluşu ile ilgili olarak tutarlı bir tablo oluşmuştur. Oldukça güvenli bir biçimde, halo yıldızlarında (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Halo_y%C4%B1ld%C4%B1z%C4%B1&action=edit&redlink=1) gördüğümüz lityumun büyük patlama sırasında üretilmiş olduğunu söyleyebiliriz. Büyük bir olasılıkla baryon dışı kökenli karanlık maddenin üstün olduğu sonucunu çıkarabiliyor olmamıza karşın, lityum, döteryum ve helyum bollukları minimum bir miktar baryon kökenli maddenin varlığını gerektirmektedir. Bu miktar, gökadlarda doğrudan ölçülenden çoktur. Buradan da, kritik yoğunluğun yüzde birkaçlık bölümünün baryon kökenli olması gerektiği sonucunu çıkarıyoruz.
Baryonik olmayan karanlık madde iki ana kategoriye ayrılır;
Sıcak karanlık madde (http://tr.wikipedia.org/wiki/S%C4%B1cak_karanl%C4%B1k_madde) (HDM) - baryonik olmayan parçacıkların rölativistik (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=R%C3%B6lativistik_s%C4%B1n%C4%B1r&action=edit&redlink=1) (ışık hızına yakın) hareketi.
Soğuk karanlık madde (http://tr.wikipedia.org/wiki/So%C4%9Fuk_karanl%C4%B1k_madde) (CDM) - baryonik olmayan parçacıkların rölativistik olmayan hareketi[1] (http://tr.wikipedia.org/wiki/Karanl%C4%B1k_madde#cite_note-0)
Soğuk karanlık madde parçacıkları, aynı zamanda WIMP (http://tr.wikipedia.org/wiki/Zay%C4%B1f_etkile%C5%9Fimli_b%C3%BCy%C3%BCk_k%C3%B Ctleli_par%C3%A7ac%C4%B1k) olarak da bilinirler, tipik olarak HDM parçacıklarıyla karşılaştırıldıklarında daha fazla madde miktarı içerirler ve daha düşük hızlarla hareket ederler. Kilit farklar, yapı oluşumu ile ilgilidir.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4b/DarkMatterPie.jpg/375px-DarkMatterPie.jpg (http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:DarkMatterPie.jpg) http://tr.wikipedia.org/skins-1.5/common/images/magnify-clip.png (http://tr.wikipedia.org/wiki/Dosya:DarkMatterPie.jpg)
(Evrende, karanlık madde ve karanlık enerjinin tahmini dağılımı.)
Soğuk karanlık madde parçacıklarından çok daha hafif olan sıcak karanlık madde parçacıkları rölativistik (ışık hızına yakın) hızlarda seyahat ederler. Bilinen üç tip nötrinolar (http://tr.wikipedia.org/wiki/N%C3%B6trino) ve onların karşılığı olan antinötrinolar (http://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Antin%C3%B6trino&action=edit&redlink=1) HDM’ler için bilinen adaylardır. ne ve nµ HDM olarak bilinirler, ancak deneysel açıdan ne’nin kütlesi yeterince küçük değildir.
İlkel evrenin olası kalıntıları kararsız, zayıf etkileşimli parçacıklardır (http://tr.wikipedia.org/wiki/Zay%C4%B1f_etkile%C5%9Fimli_b%C3%BCy%C3%BCk_k%C3%B Ctleli_par%C3%A7ac%C4%B1k). 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 arta kalan 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 (http://tr.wikipedia.org/wiki/Trityum) bozunma deneylerinden elde edilen elektron nötrinosunun (http://tr.wikipedia.org/wiki/Elektron_n%C3%B6trinosu) kütlesinin üst sınırı için şu anki değer yaklaşık 10 eV civarındadır. Diğer nötrino türlerinin kütleleri daha büyük olabilir.
Soğuk karanlık maddenin tam kütlesi parçacıkların diğer maddelerle etkileşim gücüne ve parçacıkların birbirlerinin çiftlerinden ayrıldıkları zamanki evrenin sıcaklık ve zamanına bağlıdır. CDM parçacıkları birbirleri ile kütlesel çekim yoluyla etkileşirler ve diğer maddelerle zayıf normal bir etkileşimde bulunurlar. Kütle ortalaması 1GeV/c2 civarındadır.
Karanlık maddenin tespiti
Güneş civarındaki madde yoğunluğu, diskin oldukça dışına taşan, ışıma gücü yüksek yıldızların düzgün bir biçimde örneklenmesi yoluyla ölçülür. Bu yıldızların ortalama hızları ve bunların diskten dik olarak kat ettikleri uzaklıklar, bu yıldızlarıdiskin içinde tutan kütle çekimi kuvvetinin bir ölçüsüdür. Bu kuvvetin büyüklüğünden bu kadar kütle çekimi uygulayan maddenin yoğunluğu hesaplanabilir. Bu yoğunluk gözlenen yıldız sayısıyla karşılaştırıldığında, yıldızların sayısının, hemen hemen olması gerekenin yarısı olduğu bulunur. İşte bu, Güneş çevresindeki karanlık maddenin varlığı konusundaki ilk ipucudur.
Önümüzdeki yıllarda, sıcak gazların yaydığı X-ışınları kullanılarak, karanlık maddenin bir dağılım haritası çıkarılacaktır. Büyük gökada kümelerinin içinde ve bazı gökada kümelerinin merkezinden 5-10 milyon ışık yılı uzaklıklara kadar yayılan çok sıcak gaz bulutları saptanmıştır. Aşırı sıcaktan dolayı dağılıp gitmesi gereken gazın, görünmeyen maddenin çekim kuvveti tarafından birarada tutulduğu açıktır. Gökbilimciler gazın dağılımından geriye doğru giderek bu gazı birarada tutan kütle çekim kuvvetini ve bu çekim kuvvetini yaratan karanlık maddenin dağılımını ortaya çıkarabiliyorlar. Önümüzdeki yıllarda Alman X-ışın uydusu ROSAT, Japon X-ışın uydusu Astro-D ve Amerikan uydusu AXAF, gökada kümelerindeki sıcak gaz dağılımının gittikçe daha iyi haritalarını yapacaklardır. Son iki uydu, gazın aynı zamanda sıcaklığını da ölçebilecektir.
Karanlık maddeyi ölçümlemenin yeni yöntemlerinden biri de çekimsel mercek olgusunu kullanır. Kütle çekimi maddeyi olduğu gibi ışık ışınlarını da çeker. Bu nedenle kuasar gibi uzak bir kaynaktan yayılan ışık, Dünya'ya doğru yolculuğu sırasında yolu üzerindeki madde tarafından bükülür. Aradaki bu madde, kuasarın görüntüsünü dağıtabilir veya yeniden biçimlendirebilir. Kuasar görüntülerindeki bozulmaları incelemek yoluyla gökbilimciler, bu bozulmaya neden olan maddenin dağılımını, karanlık madde gibi görünmez olsa bile anlayabiliyorlar. Çekimsel merceklerin ilk kez keşfedildiği 1979 yılından bu yana on kadar çekimsel mercek bulundu. Önümüzdeki yıllarda ise çekimsel mercek olgusu, karanlık maddenin doğasını anlamak ve haritasını çıkarmaya yönelik güçlü bir araç olarak kullanılacak. Şimdiden böyle bir program AT&T Bell Laboratuvarları'ndan Anthony Tyson ve başkaları tarafından başlatılmış durumdadır.