Karanlık Madde Nedir?

Karanlık Madde Nedir?

Hemen hemen 50 yıl önce Fritz Zwicky, galaksi kümelerinin çoğunlukla ışık vermeyen bir madde türünden oluştuğunu fark etti. Karanlık maddenin araştırılması, 50 yıl boyunca kozmolojinin en önde gelen uğraşlarından oldu. Kesin ölçümlerin ilk kez elde edildiği 20 yıl kadar önce, galaksi halelerindeki karanlık maddenin haritası çıkarıldı. Karanlık maddenin galaksi kümelerinden çok daha büyük ölçeklerdeki varlığının kanıtlanması ise çok yenidir.
Galaksilerin nasıl oluştuğu hakkında hiçbir şey bilmeden karanlık maddenin nasıl araştırıldığını anlamak mümkün değildir. Galaksimiz, 10 kiloparsek yarıçapında (1 kiloparsek= 1000 parsek) ve 500 parsek kalınlığında, yıldızlardan oluşan, disk biçiminde bir yapıya sahiptir. Popülasyon I adı verilen ve diskte yer alan bu yıldızlar, galaksideki genç yıldızlardır. Bu yıldızlar, galaksi merkezi çevresinde çembersel yörüngeler çizen ve yıldız toplanmaları adı verilen gevsek yıldız topluluklarının yer aldığı yıldız oluşum bölgelerinde ve gençlerle birlikte yaşlı yıldızların da yer aldığı daha yüksek sayıdaki açık küme adı verilen gruplanmalarda bulunurlar. Diskteki dağılım, galaksinin ışık saçtığı için görülen yıldızlarının yaklaşık yüzde 5 ine eşit olan yıldızlararası gaz ve tozun hemen hemen tamamını kapsar. Aslında moleküler yapıdaki gaz ve en genç yıldızlar yalnızca 100 parsek kalınlığında bir disk oluştururlar.
Popülasyon II adı verilen, galaksideki en yaşlı yıldızlar, hemen hemen küresel biçimli merkez bölgesinde bulunurlar. Bu yıldızlar merkezdeki 1 kiloparsek yarıçaplı küreyi oluşturmakla birlikte üyelerin bazıları merkezden 50 kiloparsek uzaklıkta da bulunabilir.
Popülasyon II yıldızları yoğun ve kalabalık küresel kümeleri oluştururlar. Bu yıldızların Hertzsprung Russel diyagramından, yaşlı olduklarını ve galaksinin hale bölgesine saçılmış durumda bulunduklarını biliyoruz.
Metalce fakir olan Popülasyon II yıldızları kimyasal yapı olarak Popülasyon I yıldızlarından farklıdır.
Tayflarından öğrendiğimize göre bu yıldızlardaki ki ağır elementlerin bolluğu, Güneştekinden 10 kat daha azdır.
Eğer Popülasyon II yıldızları yaşlı ise beklenen de budur, çünkü galaksinin tarihine bakıldığında da geçmişteki ağır element bolluğu, günümüzdekinden düşüktür. Galaksinin halesi, merkezden her yöne 100 kiloparsek kadar uzayan, en dış bölümüdür. Eğer hale bazı yıldızları ve yıldız kümelerini barındırmasa, tümüyle görünmez olurdu. Hale yıldızları galaksi düzleminin dışında bulunmakta olup elips biçiminde yörüngelere sahiptirler.
Sonuç olarak Güneş civarındaki Popülasyon I yıldızları, Güneş’le hemen hemen benzer yörüngelerde olduklarından hızları düşüktür. Popülasyon II yıldızlarının ise yörüngeleri çok farklı ve hızları yüksektir.
Karanlık Maddenin Yerel Göstergeleri
Güneş civarındaki madde yoğunluğu, diskin oldukça dışına tasan. ışıma gücü yüksek yıldızların düzgün bir biçimde örneklenmesi yoluyla ölçülür. Bu yıldızların ortalama hızları ve bunların diskten dik olarak kat ettikleri uzaklıklar, bu yıldızları diskin 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.
Şurası da belirtilmeli ki diski oluşturan maddenin miktarının azlığı tartışma konusudur.Diskteki karanlık maddenin miktarı en fazla ışıyan madde kadar olabilir. Daha tutucu bir hesaplama ile, karanlık madde miktarının ışıyan maddenin yüzde 25 kadar olduğu sonucuna varılır. Aslında maddenin bu yeni bileşeni, çok egzotik bir şey olmamalıdır.

Karanlık Madde Ne Olabilir?

Diskteki karanlık madde büyük olasılıkla beyaz ve hatta siyah cüce gibi sönük yıldızlardan oluşmaktadır. Beyaz cüce, nükleer yakıt stokları biten Güneş türü yıldızların kaderidir. Tipik bir beyaz cücenin kütlesi 0.6 M⊙  civarında, boyutları ise yerküreden küçüktür. Bir kırmızı dev, merkezindeki nükleer yakıtın son kırıntılarını tüketirken diş katmanlarını göreceli olarak sakin bir biçimde uzaya püskürterek yıldızın son ışıklı evresi olan Gezegenimsi Bulutsuyu oluşturur. Gezegenimsi Bulutsunun sıcak merkezinde de beyaz cüce yer alır. Bir beyaz cüce soğudukça sönükleşir, bir siyah cüceye dönüşür ve unutulup gider.

Güneş in birkaç yüz parsek yakınındaki bütün yıldızların kütlelerinin ışıma güçlerine oranı alınarak yararlı bir kütle ölçüsü elde edilir. Işıma gücü, kütlenin yüksek mertebeden bir fonksiyonu olduğu için, (M4) Güneş’ten küçük kütleli yıldızlar çok sönük, büyük kütleli yıldızlar ise çok daha parlaktır. Güneş civarındaki bir yıldızın kütlesi eğer Güneş kütlesine eşitse bu oran bire eşit, Güneş’ten büyükse bu oran birden küçük, Güneş’ten küçükse bu oran birden büyüktür. Yakındaki yıldızlar için bu M⊙/L⊙ oranı, Güneş birimleri cinsinden, 2 olarak bulunduğundan, Güneş yakınlarındaki ortalama yıldızın Güneş’ten daha küçük kütleli olduğu sonucunu çıkarıyoruz. Güneş civarında bildiğimiz yıldızlar ve onların karanlık cüce kalıntılarının ötesinde herhangi bir karanlık maddeye gerek yoktur.

Galaksilerin Parlak Bölgeleri

Samanyolu gibi galaksilerin parlak bölgelerine karşılık gelen daha büyük ölçeklerde, karanlık madde bulunduğuna ilişkin hemen hemen hiç ipucu yoktur. Bir galaksinin parlak bölgesinin yarıçapı yaklaşık 10 kiloparsektir. Örneğin Samanyolu’nun dış kesimlerinde yer alan Güneş in galaksi merkezinden uzaklığı 8 kiloparsek civarındadır. Galaksinin dönüş hızı bölgenin kütlesini hesaplayabilmemize olanak sağlar.

Galaksinin dairesel dönme hareketine hem yıldızlar hem de yıldızlararası gaz bulutları katılır. Tüm Samanyolu içinde yer alan HI bulutlar, 21 cm dalga boyundaki soğurma çizgilerinin gözlenmesi yoluyla saptanırlar. Disk içindeki bulutların hemen hemen dairesel yörüngeler üzerinde hareket ettiği bulundu. 21 cm çizgilerinin genişliğine bakılarak, galaksinin merkezden çeşitli uzaklıklardaki dönme hızı hesaplanabilir. Bu hesaplamalar sonunda, galaksi merkezinden başlayarak 3 kiloparsekten 8 kiloparsek uzaklığa kadar hızın yaklaşık olarak sabit olduğu sahip anlamına gelmektedir

Galaksinin parlak bölgesinin kütlesini hesaplayabilmek için, önce Güneş Civarındaki dönme hızını göz önüne alırız. Güneş in dönme hızı yaklaşık saniyede 250 kilometredir. Bu nedenle Güneş’in galaksi bir tam turu 200 milyon yıl alır.

Başka bir deyişle oluşumundan bu yana Güneş, galaksi çevresinde 25 tam tur atmıştır. Güneş yörüngesinin içinde kalan toplam kütle, Güneş in galaksi çevresindeki hızı ve galaksi merkezine olan uzaklığı kullanılarak hesaplanır. Buradan, merkezcil kuvvet bulunur. Bu kuvvetin, Güneş’in yörüngesinin içinde kalan kütlenin uyguladığı kütle çekim kuvvetiyle dengelenmesi gerekir. Eğer diskin yıldızca zengin dış bölgelerinin dönme hızını göz önüne alırsak (disk, yaklaşık 15 kiloparseklere kadar uzanmaktadır), galaksinin kütlesinin yarıçapla 1011 M⊙ değerine çıktığını görürüz. Buna karşıt olarak, Samanyolu’ndaki tüm yıldızların toplam ışıma gücü yaklaşık 1010 L⊙ kadardır.

Bu nedenle kütlenin ışıma gücüne oranı 10’dur. Bununla birlikte bu oran, karanlık maddenin varlığını göstermez.

Bunun yerine buradan, ortalama yıldızın kütlesinin Güneş’in kütlesinin yarısı olduğu (ve bu nedenle de çok daha az parlak olduğu) sonucu çıkar. Bu, büyük bir sürpriz değildir.

Neresinden bakılırsa bakılsın, Güneş civarı ve galaksinin diğer sarmal kolları genç, göreceli olarak yüksek kütleli ve parlak yıldızları barındırmaktadır.

Evrenin Kısa Tarihi adlı eserden derlenmiştir.

Yazar: Joseph Silk

Çevirmen : H.Murat Alev

    İlk yorum yapan olun

    Bir Cevap Yazın