Back

ⓘ Karanlık madde, astrofizikte, elektromanyetik dalgalarla etkilesime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisi ile belirlenebilen m ..



                                               

Simbiyot (çizgi roman)

Klyntar veya Simbiyot, Marvel Comics tarafından yayınlanan Amerikan çizgi romanlarında, en çok Örümcek Adam ile bağlantılı olarak ortaya çıkan, dünya dısı kurgusal bir ortakyasam türüdür. Simbiyotlar konakçılarıyla birlikte tek bir varlığın olustuğu simbiyotik bir bağ olusturur. Ayrıca en karanlık arzu ve isteklerini etkileyerek, fiziksel ve duygusal özelliklerini ve kisiliklerini güçlendirerek onlara süper insan yetenekleri kazandırarak ev sahiplerinin kisiliklerini ve/veya anılarını biraz değistirebilirler. Marvel Evreninde bilinen 40tan fazla simbiyot vardır. Ilk ve en tanınmıs simbiyot ...

Karanlık madde
                                     

ⓘ Karanlık madde

Karanlık madde, astrofizikte, elektromanyetik dalgalarla etkilesime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisi ile belirlenebilen maddelere denir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gök adaların döngüsel hızlarından, gök adaların diğer gök adalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütleçekimsel mercekleme özelliğinden ve gök adaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. Incelemeler, gök adalarda, gök ada gruplarında ve Evrende, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir. Karanlık maddelerin bilesenleri tamamen bilinmemekle birlikte, WIMPler, aksiyonlar, sıradan ve ağır nötrinolar, gezegenler ve sönmüs yıldızlara birlikte verilen isim MACHOlar ile ısıma yapmayan gaz bulutlarından olusur.

Evrendeki kütleçekimsel enerjinin incelenmesi sonucu, varsayılan toplam enerji yoğunluğunun sadece %4ünün doğrudan gözlemlenebilir maddelerden olustuğu gözlemlenmistir. Yine bu toplamın %22sinin karanlık maddeden olustuğu hesaplanmaktadır. Kalan %74ünün ise evrene dengeli bir sekilde yayılmıs olan karanlık enerjiden olustuğu kabul edilir.

                                     

1. Gözlemsel kanıt

Karanlık madde kavramı, ilk olarak 1932de Jan Hendrik Oort ve 1933 yılında, Kaliforniya Teknoloji Enstitüsünden Isviçreli astrofizikçi Fritz Zwicky tarafından öne sürülmüstür. Fritz Zwickynin gözlemi ve iddiası kırk yıl boyunca hiçbir ortamda ciddiye alınmamıstır. Karanlık maddenin var olduğuna dair en güçlü kanıt olan Sarmal Gök ada eğilimleri, 1970 yılında Washington Carnegie Enstitüsünde Vera Rubin ve arkadasları tarafından ileri sürülmüstür. Vera Rubin de Fritz Zwicky ile benzer bir kaderi paylasarak, uzun yıllar ciddiye alınmamıs, hiçbir ciddi yayın organı çalısmalarına yer vermemistir. Master ve doktora tezleri de daha önce reddedilmis olan Vera Rubin için bu durum pek sasırtıcı olmamıstır. Onlarca yıl sonra, bugün hemen tüm astrofizikçiler karanlık maddenin varlığını kabul ederler. Ağustos 2006da yayınlanan, 150 milyon yıl önce gerçeklesmis olan iki gök ada kümesinin çarpısmasına dair gözlem, karanlık maddelerin varlığına dair daha somut bir kanıt olusturmustur. Çarpısma sırasında sıcak gazlar arasında bir etkilesim olmus ve daha sonra merkeze yaklasmıslardır. Gök adalar ve karanlık madde etkilesime girmemis ve merkezden uzak kalmıslardır.

Iki sekilde karanlık maddenin ortaya çıktığı sanılmaktadır: Baryonik karanlık madde ve Baryonik olmayan karanlık madde. Evrenin kütlesinin yüzde 90ını olusturduğu varsayılmakla birlikte, karanlık maddenin henüz astronomlar için sırrı çözülmüs değildir. 1970ler Evrendeki maddenin yüzde doksanının görünmez olduğunun kesfedilmesiyle karanlık madde iddialarının güçlendiği yıllar olmustur. Karanlık maddenin var olduğu varsayılmakta, ancak ne olduğu konusunda çok az açık bilgi vardır.

                                     

2. Gök ada dönüs eğrisi

Karanlık maddenin varlığına iliskin en önemli kanıt, 1970li yıllarda Washington Carnegie Enstitüsünden Vera Rubin ve arkadasları tarafından ortaya konulmustur. Bu grup gök ada dönme eğrileri adı verdikleri, gök adadaki yıldız ve gazların gök ada merkezi etrafındaki yörünge hızları ile bunların merkeze olan uzaklıklarını bir grafik üzerinde gösterdi. Eğer bir sarmal gök adada, Samanyolu gök adasında olduğu gibi, kütle; galaktik maddenin görünen durumuna göre dağılmıssa, Günes sistemindekine benzer, hızlı bir hız azalmasının görülmesi gerekir. Çünkü kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki siskin bölgede toplandığından, haloda çekim çok zayıf olacaktır. Bunun sonucu olarak merkezden uzaklastıkça, yıldız hızları azalacak ve gök ada dönme eğrisi hızlı bir düsme gösterecektir.

Fakat Samanyolu, Andromeda ve diğer sarmal gök adalarda durumun böyle olmadığı görülmektedir. Bu gök adaların gök ada dönme eğrilerinde, hız düsmesi yerine, düz bir gidis kendini göstermektedir. Baska bir ifade ile, yıldızların hızları halo boyunca sabit kalmaktadır. Böyle bir durumun anlamı sudur: Bu gök adaların her birinde kütlenin büyük bir yüzdesi merkezdeki siskin bölgede toplanmıs olmayıp, gök ada içinde bastan sona düzgün bir sekilde yayılmıstır. Bu ise ancak gök ada halesinde önemli miktarda karanlık maddenin var olması ile mümkündür.

                                     

2.1. Gök ada dönüs eğrisi Gök adaların hız dağılımı

En büyük ölçeklerde artık kütleçekimine bağımlı cisimler yoktur. Ama galaksilerin dağılımı da tam anlamıyla düzgün değildir. Evrenin ilk dönemlerinden beri küçük de olsa birtakım yoğunluk dalgalanmaları varlıklarını sürdürmüstür. Kritik yoğunluğa neden olan karanlık madde, galaksi kümeleri ve süperkümelerinin üzerindeki ölçeklerde pekâlâ düzgün dağılmıs olabilir. Bununla birlikte, en azından karanlık maddenin bazı türlerinin, daha büyük ölçeklerdeki yoğunluk dalgalanmalarında bir rolü olmalıdır. Yalnızca galaksileri sayarak ısıma gücü yoğunluğunu ölçmek karanlık maddenin katkısını göz ardı etmek demektir. Oysa 10 ya da 100 megaparsekten daha büyük ölçeklerde Evrendeki 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 genislemesinden küçük sapmalar seklinde gösterir. Eğer galaksilerin normal Hubble akısından farklı olan bu "özel" hızları ölçülebilir ise, karanlık maddenin dalgalanan bileseninin izi bulunmus demektir. Bu anlamda TullyFisher bağıntısının özel bir önemi vardır. L α vrot4 olarak ifade edilen, galaksinin ısıma 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 karsılastırılarak, 100 megaparsek uzaklığa kadar özel hız dağılımının bir haritası çıkarılabilir.

Bu hareketlere var olan tüm madde neden olduğundan, ısıyan ya da karanlık tüm maddeyi ortaya çıkarmak mümkün oluyor. Ilk sonuçlar, gözlenen hızda kütle hareketleri için yaklasık olarak kritik yoğunluğa esit miktarda bir karanlık madde olması gerektiğini gösteriyor. Bu hareketlerden sorumlu dev madde yoğunlasmaları olduğu için, bu kütle akıslarının kaynakları, oldukça duyarlı bir biçimde bulunabilir. Bizden yaklasık 40 megaparsek uzaklıkta bulunan en yakın yoğunlasmaya Büyük Çekici adıverilmistir. Eğer gerçekse, Büyük Çekicinin bir düzine zengin galaksi kümesinin içerdiğinden daha fazla sayıda galaksi içermesi gerekir. Galaksi düzlemimiz Büyük Çekicinin büyük bir bölümünü görmemizi engellediğinden galaksileri doğrudan doğruya sayamıyoruz. Kütle akıslarına yol açan baska galaksi komplekslerinin bulunma olasılığı da oldukça yüksektir.



                                     

2.2. Gök ada dönüs eğrisi Gök ada 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 basaramamıs cisimler bulunur. Bu cisimler hemen ya da tümüyle görünmez olduklarından karanlık madde için mükemmel adaylardır. Dahası, varlıkları kesin olarak bilindiğinden, MACHOlar halodaki karanlık madde adayı olarak WIMPlerden daha uygundurlar.

1993 yılında yapılan iki deneyde MACHO ların varlığı konusunda güçlü kanıtlar elde edilmistir. Bu deneylerde kullanılan yöntem, çekimsel mercek etkisidir. Eğer bir MACHO, Dünya ile uzak bir yıldızı birlestiren doğrultuya çok yaklasırsa, baska türlü görünmez olan MACHO nun kütleçekimi, yıldızın ısığını büken bir mercek gibi davranır. Yıldızın, birbirinden bir açı saniyesinin binde biri kadar uzaklıkta olan birçok görüntüsü olusur ki bunu yeryüzünden gözlemek hemen olanaksızdır. Bununla birlikte, Samanyolu halosu çevresinde yörüngesindeki hareketi sırasında MACHO bu doğrultuyu keserken arkadaki yıldız geçici olarak parlaklasır.

Buradaki düsünce arka plandaki yıldızlardaki parlaklasma 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. Ikincisi, yıldızların pek çoğu yapısal olarak değisken olduklarından, zaman geçici parlaklık değismeleri gösterirler.Çekimsel mercek olayının değisen 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 düsük gözlenme olasılığını asabilmek için Büyük Macellan Bulutundaki 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 MACHOnun bakıs doğrultusuna yaklasırken sahip olduğu hız gibi konularda belirsizlikler varsa da çekimsel mercek olayının süresi MACHOnun kütlesinin bir ölçüsüdür. Olayın süresi, MACHOnun Einstein halka yarıçapı adı verilen çekimsel merceğin etkili boyutunu katetmesi için gereken zamandır. Einstein halkasının yarıçapı, yaklasık olarak MACHOnun 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 yaklasık olarak Dünya-Günes uzaklığı kadar, yani 1 astronomi birimine esittir. Mercek etkisi yaratabilmek için MACHOların mercekten daha küçük boyutlu olmaları gerekir, yani MACHOların boyutları 1 astronomi birimi ya da kabaca bir kırmızı devin yarıçapı 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 çalısmaları 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 değisken olan özel yıldızlar tercihli olarak gözlenip astronomların kafalarının karısmasına yol açmamıs olmalıdır. Daha fazla veri toplandıkça bunların tümü açıklığa kavusacaktır.

                                     

2.3. Gök ada dönüs eğrisi Yapısal olusum

Karanlık maddenin yapısı hakkında dikkate değer bir ipucu olarak, büyük patlama sırasında yaratılan, hidrojenin iki katı kütleye sahip olan ve döteryum adı verilen hidrojen izotopunun bolluğuna bakarız. Helyumun tersine, döteryum çok kırılgan bir elementtir. Günesin içindeki sıcaklığın çok altında olan bir milyon derece kelvinde yanar. Simdiye kadar, galaksinin olusumundan arta kalan ilkel döteryumun önemli bir kısmı yıldızların içinde baska elementlere dönüsmüstür. Bu, gözlemle de doğrulanmaktadır: yıldızlar arası bulutlar ve nükleer yanmayı baslatacak kadar sıcak bir çekirdekleri olmayıp güçlerini kütleçekiminden alan yıldızlarda döteryum vardır, ama evrimlerinin ileri evrelerindeki yıldızlarda hiç döteryum bulunmaz.

Büyük patlamada ne kadar döteryum yaratıldığını hesaplayabilmek için, o zamandan günümüze kadar ne kadar döteryumun yok olduğunu tahmin etmek gerekir. Büyük patlamadan beri izotopun yüzde kaçının yok olduğunu hesaplayabilmek için Jüpiterin atmosferinde bulunan döterlenmis moleküllerin bolluğuyla yıldızlar arası bulutlarda bulunan döteryum bolluğunu karsılastırarak izotopun yok olma hızı bulunur. Döterlenmis molekül, bir hidrojen atomunun döteryum atomuyla yer değistirdiği moleküle verilen addır. Örneğin, döterlenmis ya da ağır su HDO biçiminde yazılabilir. Jüpiterde saptanan dötereyum, 4.6 milyar yıl önce, Günes sisteminin olusumu sırasındaki yıldızlararası gazın yapısını örneklemektedir. Jüpiterde %0.002 olarak saptanan döteryum bolluğu, galaksinin geçmisteki yasamı boyunca doğan ve ölen yıldızların için-de islenen gazlardan olusan yıldızlararası bulutlardaki bolluğunun yaklasık iki katıdır. Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemler ve geçmisteki uydu deneyleri, yıldızlararası bulutlarda bulunan atom halindeki döteryum bolluğunun Jüpiterde saptanandan, bir baska deyisle 6.6 milyar yıl önce galaksimizde bulunandan daha düsük olduğunu gösteriyor.

Döteryumun net eğilimi konusunda yanılmamız olanaksız: döteryum zamanla azalıyor. Yıldızlar yeni enerji kaynağı üretmeyip döteryum yaktıklarından, bu beklenen bir sey. Ama yıldızlar arası gazların tümü yıldızların sıcak çekirdeklerinden geçmedikleri için büyük patlamada yaratılan döteryumun bir bölümü hâlâ varlığını sürdürüyor. Döteryumun yıldızlar tarafından yok edildiği göz önüne alındığında, galaksi öncesi döteryumun hidrojene göre bolluğu %0.01 olarak bulunuyor.

                                     

3. Karanlık madde bilesimi

Büyük patlamada üretilen hafif elementler yalnızca helyum ve döteryum değildir. Lityum çok daha enderdir ve döteryum gibi o da yıldızlar tarafından yok edilir. Lityum aslında T Tauri yıldızlarında ölçülür. Adını Taurus Boğa Takımyıldızındaki bir ilk örnekten alan bu yıldızlar çok genç, enerjisini kütleçekiminden alan ve genellikle yoğun yıldızlararası gaz bulutları 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 yaslandıkça lityum yok olur. Evrimin erken dönemlerinde atmosferdeki kütlesel gaz hareketleri sonucunda yıldızın daha sıcak iç bölgelerine tasınan lityum, burada sistematik olarak yanar. Günes gibi orta yaslı bir yıldızın atmosferinde saptanabilecek ölçüde lityum bulunmaz.

Lityum hem büyük patlama, hem de yıldızlararası bulutlara giren kozmik ısınlarca üretilmistir. Kozmik ısınlar, yıldızlararası karbon, azot ve oksijen molekülleri ile rastgele çarpıstıklarında nükleer reaksiyon baslatan yüksek enerjili parçacıklardır. Bu ağır atomlar parçalanır ve çevreye lityum çekirdekleri saçılır. Bu sürecin habercisi, yaratılan iki lityum izotopudur. Bunlardan birinin kütlesi 6, normal lityum izotopu olan diğerinin kütlesi ise 7dir. Popülasyon IIdeki en yaslı yıldızlar, hidrojene göre on milyonda bir oranında lityum bolluğu gösterirler. Bu bolluk, demir gibi diğer elementlerin bolluklarından bağımsız gibi gözüküyor. Dahası, lityumun çoğunluğu 7 kütleli izotoptur. 6 kütleli lityum çok enderdir. Bunun tersine, genç Popülasyon I yıldızlarında 10 kat daha fazla lityum ölçülüyor. Bu genç yıldızlardaki lityumun kozmik ısın kaynaklı olduğuna inanılıyor. En büyük olasılık, lityumun, bu yıldızların içinden doğduğu yıldızlar arası bulutta kozmik ısınlar tarafından üretilmis olması. Lityumun yaratılısı ve yok olusu ile ilgili olarak tutarlı bir tablo olusmustur. Oldukça güvenli bir biçimde, halo yıldızlarında gördüğümüz lityumun büyük patlama sırasında üretilmis olduğunu söyleyebiliriz. Büyük bir olasılıkla baryon dısı kökenli karanlık maddenin üstün olduğu sonucunu çıkarabiliyor olmamıza karsın, 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;

  • Soğuk karanlık madde CDM - baryonik olmayan parçacıkların rölativistik olmayan hareketi
  • Sıcak karanlık madde HDM - baryonik olmayan parçacıkların rölativistik ısık hızına yakın hareketi.

Soğuk karanlık madde parçacıkları, aynı zamanda WIMP olarak da bilinirler, tipik olarak HDM parçacıklarıyla karsılastırıldıklarında daha fazla madde miktarı içerirler ve daha düsük hızlarla hareket ederler. Kilit farklar, yapı olusumu ile ilgilidir.

Soğuk karanlık madde parçacıklarından çok daha hafif olan sıcak karanlık madde parçacıkları rölativistik ısık hızına yakın hızlarda seyahat ederler. Bilinen üç tip nötrinolar ve onların karsılığı olan antinötrinolar HDM’ler için bilinen adaylardır. n ve n µ HDM olarak bilinirler, ancak deneysel açıdan n e ’nin kütlesi yeterince küçük değildir.

Ilkel Evrenin olası kalıntıları kararsız, zayıf etkilesimli parçacıklardır. 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 eVlik, yani elektronun on binde biri kadar bir kütle Evrenin kapalı olmasını sağlamaya yeter. Birçok ülkede nötrinonun kütlesini saptamaya yarayan deneyler yürütülmekteyse de su anda bu deneyler sonuçsuzdur. Trityum bozunma deneylerinden elde edilen elektron nötrinosunun kütlesinin üst sınırı için su anki değer yaklasık 10 eV civarındadır. Diğer nötrino türlerinin kütleleri daha büyük olabilir.

Soğuk karanlık maddenin tam kütlesi parçacıkların diğer maddelerle etkilesim gücüne ve parçacıkların birbirlerinin çiftlerinden ayrıldıkları zamanki Evrenin sıcaklık ve zamanına bağlıdır. CDM parçacıkları birbirleri ile kütlesel çekim yoluyla etkilesirler ve diğer maddelerle zayıf normal bir etkilesimde bulunurlar. Kütle ortalaması 1GeV/c 2 civarındadır.



                                     

4. Karanlık maddenin tespiti

Günes civarındaki madde yoğunluğu, diskin oldukça dısına tasan, ısıma 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 kütleçekimi kuvvetinin bir ölçüsüdür. Bu kuvvetin büyüklüğünden bu kadar kütleçekimi uygulayan maddenin yoğunluğu hesaplanabilir. Bu yoğunluk gözlenen yıldız sayısıyla karsılastırıldığında, yıldızların sayısının, hemen olması gerekenin yarısı olduğu bulunur. Iste bu, Günes çevresindeki karanlık maddenin varlığı konusundaki ilk ipucudur.

Önümüzdeki yıllarda, sıcak gazların yaydığı X-ısınları kullanılarak, karanlık maddenin bir dağılım haritası çıkarılacaktır. Büyük gök ada kümelerinin içinde ve bazı gök ada kümelerinin merkezinden 5-10 milyon ısık yılı uzaklıklara kadar yayılan çok sıcak gaz bulutları saptanmıstır. Asırı sıcaktan dolayı dağılıp gitmesi gereken gazın, görünmeyen maddenin çekim kuvveti tarafından bir arada tutulduğu açıktır. Gökbilimciler gazın dağılımından geriye doğru giderek bu gazı bir arada tutan kütleçekim kuvvetini ve bu çekim kuvvetini yaratan karanlık maddenin dağılımını ortaya çıkarabiliyorlar. Önümüzdeki yıllarda Alman X-ısın uydusu ROSAT, Japon X-ısın uydusu Astro-D ve Amerikan uydusu AXAF, gök ada 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. Kütleçekimi maddeyi olduğu gibi ısık ısınlarını da çeker. Bu nedenle kuasar gibi uzak bir kaynaktan yayılan ısık, Dünyaya 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. kütle çekimsel merceklerin ilk kez kesfedildiği 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. Simdiden böyle bir program AT&T Bell Laboratuvarlarından Anthony Tyson ve baskaları tarafından baslatılmıs durumdadır.

                                     

5. Alternatif arastırmalar

Bazı gökbilimciler karanlık maddenin büyük gezegenlerden olustuğunu ileri sürüyorlar. Büyük gezegenler, tam anlamıyla görünmez değildir; düsük siddette kızılötesi ısınım yayarlar. SIRTF, karanlık maddenin gizlenmis olabileceği, gök adamızın uzak noktalarındaki kızılötesi yayan gezegenleri bulabilecek ölçüde duyarlı olacaktır.

Karanlık madde, parçacıklardan olusmus topaklar olan gezegenler yerine bu parçacıkların kendilerinden olusmakta olabilir. Bu olasılıklar, parçacık fizikçilerinin hayal güçlerini harekete geçirmistir. Düzinelerce parçacık, hatta laboratuvarda hiç gözlenmemis parçacıklar öne sürülmüstür. Aksiyon veya fotino gibi adlar alan bu hayal ürünü parçacıklar atom-altı fiziğin yeni teorilerine dayanılarak öngörülmektedir. Bununla birlikte, bu yeni parçacıkların özellikleri belirsizdir. Tüm bilinen, hiçbir zaman görülemediğinden, bu parçacıkların diğer maddeler üzerindeki etkilerinin çok zayıf olduğudur. Eğer karanlık madde gerçekten bu egzotik parçacıklardan olusuyorsa, o zaman bu parçacıklar uzaydan daha çok laboratuvarlarda tanımlanabilir. Son birkaç yıl içinde bu varsayılan parçacıkların bazılarını aramak üzere ilk detektörler yapıldı. Parçacıkların utangaç olmasından dolayı deneyler son derece zorludur. Eğer bu parçacıklar gerçekten varsa, onları bulabilmek için gelecekte yapılacak detektörlerin duyarlılığının günümüzdekilerden yaklasık yüz kat daha fazla olması gerektiği hesaplanmaktadır.

                                     

6. Ayrıca okuyunuz

  • Invited talk at the 36th COSPAR Scientific Assembly, Beijing, China, 16-23 July 2006
  • REPORT OF THE DARK ENERGY TASK FORCE DETF 2005. Andreas Albrecht, University of California, Davis and 12 other authors, 145 pages. Decadal_Survey-Dark_Energy_Task_Force_report
  • Nicolao Fornengo 2008. "Status and perspectives of indirect and direct dark matter searches". Adv.Space Res. Cilt 41. ss. 2010-2018. doi:10.1016/j.asr.2007.02.067. 4 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arsivlendi. Erisim tarihi: 20 Mart 2009.
  • Gianfranco Bertone, Dan Hooper, Joseph Silk 2005. "Particle Dark Matter: Evidence, Candidates and Constraints". Phys. Rep. Cilt 405. ss. 279-390. doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031. 4 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arsivlendi. Erisim tarihi: 20 Mart 2009. KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi link
                                     

7. Dıs bağlantılar

  • "Dark matter comes out of the cold" 14 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arsivlendi. - BBC News 5 Subat 2005
  • Dark Matter Portal 5 Nisan 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arsivlendi. - by Frédéric Mayet
  • Plait, Phil 2 Subat 2007. "Found: Most of the Universe". SeedMagazine.com. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arsivlendi. Erisim tarihi: 20 Mart 2009.
  • Bertone, G. and Hooper, D. and Silk, J. 2004. "Particle dark matter: evidence, candidates and constraints". Physics Reports. Cilt 405. s. 279. Bibcode:2004PhR.405.279B. doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031. arXiv:hep-ph/0404175. KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi link
  • Dark matter particles might be electrically charged CHAMPs rather than neutral WIMPs, New Scientist, 9 September 2008
  • "Dark matter" - Astronoo 7 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arsivlendi.
  • Dark matter lacks extra gravitational force on Wikinews
  • Dark Matter Flowchart
  • Video of Dark Matter
  • Video of Patricia Burchats talk on dark matter and dark energy 17 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arsivlendi. at TED Feb 2008
  • Wittlin, Maggie 20 Ağustos 2007. "Seeing the unseeable". SeedMagazine.com. 11 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arsivlendi. Erisim tarihi: 20 Mart 2009.
  • Yale University Video Lecture on Dark Matter at Google Video
  • "Astronomers find Starless Galaxy" 12 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arsivlendi. - BBC News 23 Subat 2005
  • Sumner, Timothy J. 2002. "Experimental Searches for Dark Matter". Living Reviews in Relativity. Cilt 5. s. 4. ISSN 1433-8351.
  • Video on "The Mystery of Dark Matter" Perimeter Institute for Theoretical Physics
Free and no ads
no need to download or install

Pino - logical board game which is based on tactics and strategy. In general this is a remix of chess, checkers and corners. The game develops imagination, concentration, teaches how to solve tasks, plan their own actions and of course to think logically. It does not matter how much pieces you have, the main thing is how they are placement!

online intellectual game →