İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay
Bilimleri Bölümü
Kaynak: Astronomi
Magazin, 1995, 38, 82
Evrenin kütlesinin % 90’nını oluşturan karanlık madde,
astronomlar için hala bir bulmacadır. Karanlık madde etrafına ışık vermediğinden,
astronomlar bu gökcisimlerini göremez ve uzaydaki konumlarını belirleyemezler. Fakat
geçenlerde ortaya çıkan bir bulgu, bize karanlık maddenin şekli hakkında bilgi
verebilmektedir. Geçen birkaç yıl boyunca astronomlar, Büyük Magellan Bulutsusunda
bir yıldızın yavaşça parladığını ve sonra da yavaşça parlaklığını
yitirdiğini gözlediler.
San Diego’daki California Üniversitesi’nden fizikçi Kim Griest
“Bu yeni bir tür değişken yıldız veya mikromercek olayı olabilir” demektedir.
Mikromercek olayı; bir gökcisiminin ışığını, başka bir gökcismi tarafından
çekimsel olarak kırılarak yoğunlaştırmasıdır. Galaksimizde bulunan ışıması
çok az olan bir yıldız, Jüpiter büyüklüğündeki bir gezegen ve bu duruma benzeyen
diğer trilyonlarca gökcismi, Galaksimizin karanlık maddesini oluşturabilir.
Mikromercek olayı, karanlık maddenin ilk kanıtıdır. Son yirmi
yıl içinde karanlık maddeyi dolaylı gözlemlerle ortaya koyan üç kanıt vardır.
Bunlar;
1) Spiral galaksilerin rotasyonları,
2) Galaksilerin hareketleri,
3) Galaksi kümelerinde bulunan sıcak gazların
varlığı
Spiral galaksiler de, evrende bulunan diğer galaksiler gibi kendi
çekirdekleri etraflarında dönmektedirler. Bu da galaksi çekirdeğinin çekim
kuvvetinin çok büyük olduğunu göstermektedir. Fakat astronomlar galaksiyi bir arada
tutan kuvvetin yalnız çekirdeğin çekim kuvveti olamayacağını, galaksi de bulunan
karanlık maddenin de çekim kuvvetine, ek bir kuvvet sağlayarak galaksinin
dağılmasına engel olduğunu söylemektedirler.
Şayet Galaksimizin daha uzak yıldızlarını keşfedebilirsek, bu
yıldızların yardımı ile Galaksimizin parlak kütlesini hesaplayabiliriz. Son
zamanlarda Galaksimizin dış bölgelerine ait gözlemlerden, 525 km/sn lik kaçış
hızına sahip yıldızlar bulundu. Bu hızlardan itibaren Galaksimizin kütlesi,
9x1011 Mo hesaplanmıştır. Bulunan bu kütle, Galaksimizin parlak kütlesinin 9 katıdır. Bu
da bize karanlık maddenin Galaksimizin dış bölgesinde ne kadar etkin olduğunu
göstermektedir.
Dolaylı kanıtın ikincisi, galaksilerin hareketlerinden gelir. Eğer
karanlık maddenin çekimi, galaksi kümesini bir arada tutamıyorsa; kümedeki galaksiler
birbirleri etrafında anlaşılmaz bir hızla toplanmaları gerekmektedir.
Son kanıt ise, galaksi kümelerinde bulunan sıcak gazların
varlığıdır. Galaksi kümelerinin arası boş olmayıp sıcak gazlar ile doludur. Bu
gazlar, küme içersinde çok hızlı hareket edebilmelerine rağmen galaksi kümesini
terk edememektedir. Çünkü küme içinde yer alan karanlık maddenin çekiminden
kurtulamadığı düşünülmektedir.
Karanlık maddenin varlığını kabul etmek farklı bir şey, onu
cismen belirlemek ise daha farklı bir şeydir. Araştırmacılar; karadelikleri,
kahverengi cüce yıldızları ve egzotik temel parçacıkları göz önüne alarak
bunların karanlık madde adayları olarak göstermektedirler.
Griest ve arkadaşları dolaylı bir yaklaşım kullanarak MACHO
(“Massive Compact Halo Objects”, “Büyük kütleli yoğun halo cisimleri”)
dedikleri; galaksinin dış yüzeyinde görünmeyen yıldızlar şeklinde bulunan
karanlık maddeyi çözmeye çalışmaktadırlar. Zaman zaman Galaksimizde bulunan
MACHO‘lardan biri diğer galaksilerde yer alan bir yıldızın ışığının önüne
çıkıyor olmalıdır. Bu şekilde, yıldız ışığının engellenmesi gözlemlerde
fark edilecektir. Einstein’ın Genel Rölativite Teorisine göre bir yıldızın çekim
kuvveti, yanından geçen yıldız ışığını saptırır. Bu sapma miktarı, ışığı
kıran yıldızın yoğunluğuna bağlıdır. MACHO’da bir mercek gibi davranarak gelen
yıldız ışığını kırarak yolunu saptırır (Şekil 1, 2).
Şekil 1-2. Yukarıda bir
mikromercek olayı görünmektedir.
Bölge 1: Normal olarak gözlemci bu durumda sadece uzak yıldızlardan gelen ışık
ışınlarını görür.
Bölge 2: Görünmeyen yıldız, galaksideki hareketinden dolayı uzak
yıldızla aynı doğrultuya gelir ve onun ışığını bloke eder. Bu esnada
görünmeyen yıldız aynen bir mercek gibi davranarak, uzak olan yıldızın
parlaklığının artışına neden olur.
Bölge 3: Görünmeyen yıldız hareket ettikçe uzak yıldızla
artık aynı doğrultuda kalamaz ve uzak yıldız yine eski parlaklığına geri döner.
Galaksimiz etrafındaki yörüngesinde hareket eden bir MACHO, daha
uzakta yer alan bir yıldız ile aynı doğrultu içinde bulunabilir. MACHO ile yıldız
aynı doğrultuya geldiğinde mikromercek olayı başlayacağından uzaktaki yıldızda,
kısa süreli bir parlaklık artışı olacaktır. Uzak yıldızın parlak artışı
(Mo/100) kütlesine sahip bir MACHO için 10 gün, Güneştten 100 kat daha büyük
kütleli bir MACHO için bu süre 1,000 gün olacaktır. Uzakta bulunan yıldızın,
parlaklığındaki artış ve azalış simetrik olarak meydana gelir ve yıldızın bu
süre içersinde rengi değişmez. Bu iki belirgin özellik mikromercek olayını
destekleyen kanıtlardır. Böylelikle astronomlar, bir değişen yıldız ile mikromercek
olayını bu kanıtlar altında ayırabilirler.
Bir bakıma mikromercek olayını gözlemlemek oldukça zordur.
Çünkü MACHO ile uzak yıldız aynı doğrultuda yer almalıdır ki uzak yıldızın
parlaklık artışı iyice ölçülebilsin. Birçok galaksinin karanlık maddesi MACHO
biçiminde olsa da milyonlarca yıldızı aylar boyunca kontrol etmek oldukça zor ve
yıldırıcıdır. Geçen birkaç yıl içersinde bilgisayar teknolojisinin ilerlemesi ile
Livermore California’daki Ulusal Alcock Laboratuarında çalışan Charles ile 17
arkadaşını, bu konuda yapılacak çalışmalar cesaretlendirdi.
Bu Macho için oluşturulan iş birliği ile her gece 5 dakika boyunca
Büyük Magellan Bulutsusunda 2 milyona yakın yıldız inceleniyor. Avusturalya’da
Stromlo Dağı'nda bulunan 1.3 metrelik teleskop da Macho incelenmesi için proje dahiline
alınmıştır. Bu proje 1992 yılının ortasında başlamış ve 1996 yılının
ortasına kadar sürdürülmesi hedeflenmiştir. Gözlemin amacı ise yıldızların aynı
anda kırmızı ve mavi ışıkta CCD ile alınan görüntülerinin incelenmesidir.
Bu konuda çalışan başka bir grup ise 28 kişiden oluşan Fransız
ekibidir. Bu grup EROS adı altında toplanmış ve Şili’de bulunan ESO teleskopları
ile çalışmaktadırlar. Eros grubu, Büyük Magellan Bulutsusundaki yıldızların
fotoğraflarını digitize ederek çalışmalarını sürdürmektedir.
Bu iki grup çok titiz bir çalışma göstererek gözlemlerinde
mikromercek olayına benzer örnekler aramaktadır. 1994 yılının başlarında Griest ve
arkadaşları, yaptıkları gözlemlerde bir milyona yakın yıldızın parlaklığını
inceleyerek, birkaç mikromercek adayı ile iyi bilinen birçok değişen yıldız
örneklerini bulmuştur. 1994 yılının mart ayında ise mikromercek şartlarına uygun
bir dev yıldız keşfedildi. Büyük Magellan Bulutsusunda bulunan dev yıldızın
ışığı, 34 gün boyunca bir parlaklık artışı göstermiş ve sonra aynı tekilde
parlaklığını yitirmiştir. Yıldızın parlaklık artışı ve azalışında da
rengini değiştirmemiş olması mikromercek olayının doğrulandığını
göstermektedir. Bu çalışmalar esnasında, mikromercek olayı ile uğraşan diğer
gruplar da mikromercek olayına uygun durumlar buldular (Sekil 3).
Şekil 3.Büyük
Magellan Bulutsusunda bulunan bir dev yıldızın Galaksimizde yer alan bir Macho’nun
mikromercek gibi davranması sonucu, dev yıldızın parlaklığındaki artış ve
azalış CDD ler sayesinde görünmektedir.
Bir mikromercek olayı ile bir Macho gözlemek aynı şey değildir.
Astronomlar bir Macho yapısını anlamak için; mikromercek olayının ne kadar
sürdüğünü ve parlaklık değişimininde çok iyi şekilde ölçülmesi gerektiğini
söylemektedirler. Örneğin; bir mikromercek olayının süresi, Macho’nun kütlesine,
hızına ve Güneş’e olan uzaklığına bağlıdır. Fakat şimdiye kadar hiçbir
Macho’nun yukarıda belirtilen fiziksel parametreleri bulunamamıştır ama
araştırmacılar, teorik modeller kullanarak Macho’ların kütlesini tahmin
edebilmektedirler. Griest’in bulmuş olduğu Macho’nun teorik olarak hesaplanmış
kütlesi, (1/30) Mo ile (1/2) Mo arasındadır.
Teorik olarak (1/30) Mo kütlesine sahip bir Macho büyüklüğü,
Jüpiter büyüklüğünün 20 katı olan bir kahverengi cüce yıldız olduğu
zannedilmektedir. Bu tip yıldızlar merkezlerinde nükleer reksiyonları başlatabilecek
kütleye sahip değillerdir ama fark edilmeyecek kadar da küçük bir ışınım
gücüleri vardır. Bu yüzden karanlık madde için iyi bir adaydır.
Bunun yanı sıra, teorik olarak kütlesi (1/2) Mo sahip bir
Macho’nun büyüklüğü ise Güneş’in büyüklüğünün yarısına eşit olan bir
kırmızı cüce yıldız olduğu düşünülmektedir. Bu soğuk, bulanık yıldızlar
Güneş’in ışıma gücünün 1,000 de birini çevrelerine yayarlar. Bu tip Macho da
karanlık madde için iyi birer adaydırlar.
Elektromanyetik tayfın görünen bölgesinde Macho’ları gözlemek
oldukça zordur. Fakat Princeton Üniversitesindeki iki astrofizikçi Macho’ları
gözlemek için farklı bir elektromanyetik bölge tavsiye etmişlerdir. Ruth Daly ve Gail
McLaughlin kızılötesi uzay tabanlı teleskoplar kullanarak, Güneş çevresinde bulunan
kahverengi cüce yıldızları araştırmayı önermişlerdir.
Sayet böyle bir proje başlatılırsa bundan sonraki adım yakın
galaksileri kızılötesi uzay tabanlı teleskoplarla gözlemek olacaktır. Eğer
kahverengi cüce yıldızlar tek başlarına karanlık maddeyi oluşturmaktalarsa,
görünmeyen kütle içinde birkaç yüz trilyona yakın kahverengi cüce yıldızın
varlığı söz konusu olacaktır. Kısa bir süre sonra arattırmacılar kahverengi cüce
yıldızları aramak için kızılötesi gözlemlere başlayacaklardır.
Bu arada mikromercek olayı ile ilgilenen üç grup, daha yıllarca
açık olan gecelerde diğer galaksilerde yer alan milyonlarca yıldızı incelemeye devam
edeceklerdir. Şu ana kadar elde edilen sonuçlar, astronomlar arasında belli bir
heyecana yol açmıştır. Macho’ların, diğer galaksilerdeki ve Samanyolun’daki
karanlık maddenin ilk şekli olup olmadıklarını, astronomlar birkaç yıl içersinde
bilim dünyasına duyuracaklarını ummaktayız.
KARANLIK MADDENİN FORMU
Astronomlar galaksilerde bulunan karanlık madde için bir çok
mümkün biçim düşünmüşlerdir. Bu fikirlerin bazıları şunlardır.
1) Kahverengi Cüce Yıldızlar:
Kahverengi cüce yıldızlar; yıldız olamayacak kadar düşük kütleli
gökcisimleridir. Yapılan hesaplar bu yıldızların kırmızı cücelerden 200 kez daha
fazla olması gerektirdiğini göstermektedir. Fakat bugüne kadar yapılan gözlemlerde
ancak bir ya da iki tane kahverengi cüce yıldız adayı bulunmuştur. Geçmişte
keşfedilmiş mikromercek olayları, kahverengi cüce yıldızlarınında karanlık madde
şeklinde olabileceğini göstermektedir.
2) Toz: Eğer toz karanlık madde adayı
olsaydı, bu büyük miktardaki tozun uzak galaksilerden gelen ışığı gözlenenden
daha çok sönükleştirirdi. Fakat böyle birşey olmadığı için toz karanlık maddeye
aday olamaz.
3) Ekzotik Parçacıklar: Teorik atom
altı parçacıkları, ağır nötrinolar ve foton halinde bulunur.Yüksek enerji
fizikçileri bu parçacıkları araştırdıklarından dolayı bu parçacıkların
karanlık madde için iyi bir aday olabileceği kanısındadırlar.
4) Hidrojen Gazı: Emisyon ve absorbsiyon
çizgileri büyük miktarda hidrojen gazının varlığını gösterirdi. Birçok astronom
bu olasılığa yer vermişler fakat birkaçı bu karanlık maddenin asla yıldızlar
meydana getiremeyecek kadar soğuk gaz bulutları olduğuna inanmaktadırlar.
5) Karadelikler ve Nötron Yıldızları:
Bu cisimleri oluşturan yıldızlar evrim geçirirken Galaksimizi çok büyük miktarda
ağır elementlerle zenginleştirmişlerdir. Bu cisimler bu nedenle karanlık maddeye aday
olamazlar.
6) Beyaz Cüceler: Güneş’imizin
nükleer yakıtı olan hidrojen bir gün bitince, yıldız evriminden dolayı
Güneş’imiz bir beyaz cüce olacaktır. Eğer genç galaksiler yeterince hızlı bir
şekilde soğuk beyaz cüceler oluştururlarsa bu beyaz cüceler karanlık madde adayı
olabilirler.