Soğuk karanlık madde
Soğuk karanlık madde (CDM), Kozmoloji ve fizikte varsayımsal bir karanlık madde türüdür. Mevcut standart kozmoloji modeli olan Lambda-CDM modeline göre evrenin yaklaşık %27'si karanlık madde ve %68'i karanlık enerjidir. Yıldızları, gezegenleri ve canlı organizmaları oluşturan sıradan baryonik madde ise yalnızca küçük bir kısmını oluşturur. Soğuk nitelemesi, karanlık madde parçacıklarının ışık hızına kıyasla yavaş hareket ettiğini belirtir. Bu durum, maddenin basıncının ihmal edilebilir olmasına ve dolayısıyla durum denkleminin neredeyse sıfır olmasına yol açar. Karanlık ifadesi ise, bu maddenin sıradan madde ve elektromanyetik radyasyon ile çok zayıf etkileştiğini veya hiç etkileşmediğini gösterir. CDM için önerilen adaylar arasında zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar (WIMP'ler), ilksel kara delikler ve aksiyonlar bulunur.
Tarihçe
[değiştir | kaynağı değiştir]Soğuk karanlık madde (CDM) kuramı ilk olarak 1982 yılında James Peebles tarafından yayınlanmıştır.[1] Eş zamanlı olarak ılık karanlık madde modeli ise birbirinden bağımsız şekilde hem J. Richard Bond, Alex Szalay ve Michael S. Turner tarafından[2] hem de George Blumenthal, H. Pagels ve Joel Primack tarafından önerilmiştir.[3] 1984 yılında Blumenthal, Sandra Moore Faber, Primack ve Martin Rees tarafından kaleme alınan bir derleme makalesi, CDM kuramının ayrıntılarını geliştirmiştir.[4]
Yapı oluşumu
[değiştir | kaynağı değiştir]Soğuk karanlık madde kuramında yapılar hiyerarşik olarak büyür. Önce küçük nesneler kendi kütleçekimleri altında çöker ve ardından sürekli bir hiyerarşi içinde birleşerek daha büyük ve daha kütleli nesneleri oluşturur. Soğuk karanlık madde paradigmasının öngörüleri kozmolojik büyük ölçekli yapı gözlemleriyle genel olarak uyumludur.
Sıcak karanlık madde paradigmasında ise (1980'lerin başında popüler olup 1990'larda gözden düşmüştür), yapılar hiyerarşik olarak (aşağıdan yukarıya) oluşmaz; bunun yerine parçalanma yoluyla (yukarıdan aşağıya) oluşur. Bu modelde önce en büyük süperkümeler yassı tabakalar halinde oluşur ve ardından Samanyolu gibi daha küçük parçalara bölünür.
1980'lerin sonlarından veya 1990'lardan bu yana çoğu kozmolog, evrenin erken zamanlardaki (kozmik mikrodalga arka planı ışımasının gösterdiği gibi) pürüzsüz başlangıç durumundan günümüzde gördüğümüz gökadaların ve gökada kümelerinin topaklı dağılımına, yani evrenin büyük ölçekli yapısına nasıl evrildiğini açıklamak için soğuk karanlık madde kuramını (özellikle de modern Lambda-CDM modelini) tercih etmektedir. Cüce gökadalar erken evrendeki küçük ölçekli yoğunluk dalgalanmaları tarafından yaratılmış olmaları nedeniyle bu kuram için kritik öneme sahiptir ve günümüzde daha büyük yapıları oluşturan doğal yapı taşları haline gelmişlerdir.[5]
Bileşenler
[değiştir | kaynağı değiştir]Karanlık madde; sıradan madde ve radyasyon ile olan kütleçekimsel etkileşimleri aracılığıyla tespit edilir. Bu nedenle soğuk karanlık maddenin (CDM) bileşenlerinin ne olduğunu belirlemek çok zordur. Adaylar kabaca üç kategoriye ayrılır:
- Aksiyonlar: Kendilerini uygun bir CDM adayı yapan özel bir tür öz-etkileşime sahip çok hafif parçacıklardır.[6][7] 2010'ların sonlarından bu yana aksiyonlar, karanlık madde için en umut verici adaylardan biri haline gelmiştir.[8] Aksiyonların kuramsal avantajı, varlıklarının kuantum renk dinamiğindeki (QCD) güçlü CP sorununu çözmesidir; ancak aksiyon parçacıkları yalnızca kuramsal olarak öngörülmüş, henüz tespit edilememiştir. Aksiyonlar, WIMP'lerin düşük kütleli karşılıkları olan ve WISP (zayıf etkileşimli "ince" veya "narin" parçacık) olarak adlandırılan daha genel bir parçacık kategorisinin örneğidir.
- Büyük kütleli sıkı halo cisimleri (MACHO'lar): Kara delikler, nötron yıldızları, beyaz cüceler, çok sönük yıldızlar gibi büyük, yoğun astrofiziksel cisimleri ve gezegenler gibi kendiliğinden ışık yaymayan nesneleri kapsar. Bu nesneleri arama çalışmaları, arka plandaki gökadalar üzerindeki etkilerini tespit etmek için kütleçekimsel merceklenme yöntemini kullanmayı içerir. Çoğu uzman bu aramalardan elde edilen kısıtlamaların, MACHO'ları geçerli bir karanlık madde adayı olmaktan çıkardığına inanmaktadır.[9][10][11][12][13][14]
- Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar (WIMP'ler): Günümüzde gerekli özelliklere sahip bilinen bir parçacık yoktur, fakat parçacık fiziğinin standart modelinin birçok uzantısı bu tür parçacıkların varlığını öngörmektedir. WIMP arayışları hem çok hassas dedektörlerle doğrudan tespit girişimlerini, hem de parçacık hızlandırıcılarda WIMP üretme denemelerini içerir. Tarihsel olarak WIMP'ler karanlık maddenin bileşimi için en umut verici adaylardan biri olarak kabul edilmekteydi,[10][12][14] fakat 2010'ların sonlarından itibaren deneylerde tespit edilememeleri nedeniyle yerlerini aksiyonlara bırakmışlardır.[8] DAMA/NaI deneyi ve onun devamı niteliğindeki DAMA/LIBRA, Dünya'dan geçen karanlık madde parçacıklarını doğrudan tespit ettiklerini iddia etmişlerdir; fakat benzer deneylerden elde edilen hiçbir sonucun DAMA sonuçlarıyla uyumlu görünmemesi nedeniyle birçok bilim insanı şüpheci yaklaşmaktadır.
Zorluklar
[değiştir | kaynağı değiştir]Soğuk karanlık maddenin ΛCDM modeli çerçevesindeki öngörüleri ile gökadaların ve kümelenmelerinin gözlemleri arasında çeşitli uyuşmazlıklar baş göstermiştir. Bu sorunların bazıları için çözüm önerileri sunulmuş olsa da, bunların ΛCDM modelini terk etmeden çözülüp çözülemeyeceği belirsizliğini korumaktadır.[15]
Sivri hale problemi
[değiştir | kaynağı değiştir]Soğuk karanlık madde simülasyonlarında (en azından baryonik geri beslemenin etkisini içermeyenlerde) elde edilen karanlık madde halelerinin yoğunluk dağılımları, gökadaların dönme eğrilerinin incelenmesiyle gözlemlenen dağılımlara göre merkezde çok daha yüksek bir yoğunluğa (yani sivri bir profile) sahiptir.[16]
Cüce gökada problemi
[değiştir | kaynağı değiştir]Soğuk karanlık madde simülasyonları karanlık madde haleleri içinde çok sayıda küçük topaklanma öngörür; bu da sarmal ve eliptik gökadaların etrafında kümelenmiş çok sayıda cüce gökada bulunması gerektiği anlamına gelir. Bu öngörülen sayı, Samanyolu gibi büyük gökadaların etrafında gözlemlenen küçük cüce gökadaların sayısından çok daha fazladır.[17]
Uydu disk problemi
[değiştir | kaynağı değiştir]Samanyolu ve Andromeda gökadaları etrafındaki cüce gökadaların ince, düzlemsel yapılar içinde yörüngede dolandığı gözlemlenmektedir. Oysa simülasyonlar, bu uyduların (küresel kümeler için gözlemlenen yörüngelere benzer şekilde) ana gökadaları etrafındaki kabaca küresel haleler içinde rastgele dağılmış olmaları gerektiğini öngörmektedir.[18]
Yüksek hızlı gökada problemi
[değiştir | kaynağı değiştir]NGC 3109 altgrubundaki gökadalar ΛCDM modelindeki beklentilerle uyuşmayacak kadar hızlı uzaklaşmaktadır.[19] Bu çerçeveye göre NGC 3109, Yerel Grup'a göre o kadar kütleli ve uzaktır ki, Samanyolu veya Andromeda Gökadası'nı da içeren bir üç cisim etkileşimiyle dışarı savrulmuş olması mümkün görünmemektedir.[20]
Gökada morfolojisi problemi
[değiştir | kaynağı değiştir]Eğer gökadalar hiyerarşik olarak büyüdüyse, büyük kütleli gökadaların çok sayıda birleşme geçirmesi gerekirdi ve büyük birleşmeler kaçınılmaz olarak klasik bir şişkinlik yaratırdı. Aksine, gözlemlenen gökadaların yaklaşık %80'inde böyle bir şişkinlik gözlenmez ve devasa yalın disk gökadalar oldukça yaygındır.[21] Bu uyuşmazlık, günümüzde gözlemlenen gökada şekil dağılımı ile ΛCDM çerçevesindeki yüksek çözünürlüklü hidrodinamik kozmolojik simülasyonların öngörüleri karşılaştırılarak ölçülebilir. Bu karşılaştırma, simülasyonların çözünürlüğünü artırmakla çözülmesi pek olası görünmeyen, oldukça önemli bir soruna işaret etmektedir.[22] Bu yüksek şişkinlik gözlenmeme oranı 8 milyar yıldır neredeyse sabit kalmıştır.[23]
Hızlı gökada çubuğu problemi
[değiştir | kaynağı değiştir]Eğer gökadalar soğuk karanlık maddenin kütleli haleleri içinde yer alsaydı, merkezi bölgelerinde sıklıkla oluşan çubuklar haleyle aralarındaki dinamik sürtünme nedeniyle yavaşlardı. Bu durum, gözlemlenen gökada çubuklarının genellikle hızlı olmasıyla ciddi şekilde çelişmektedir.[24]
Küçük ölçek krizi
[değiştir | kaynağı değiştir]Modelin gözlemlerle karşılaştırılması gökada-altı ölçeklerde bazı sorunlar ortaya koymaktadır. Model, muhtemelen çok fazla cüce gökada ve gökadaların en iç bölgelerinde gerekenden fazla karanlık madde öngörmektedir. Bu soruna "küçük ölçek krizi" denir.[25] Bu küçük ölçeklerin bilgisayar simülasyonlarında çözümlenmesi daha zordur; bu nedenle sorunun simülasyonlardan mı, karanlık maddenin standart olmayan özelliklerinden mi, yoksa modeldeki daha köklü bir hatadan mı kaynaklandığı henüz net değildir.
Yüksek kırmızıya kaymalı gökadalar
[değiştir | kaynağı değiştir]James Webb Uzay Teleskobu gözlemleri, yüksek kırmızıya kaymalarda spektroskopi ile doğrulanmış çeşitli gökadaların keşfine yol açmıştır. Bunlara örnek olarak kozmolojik kırmızıya kayması z=13,2 olan JADES-GS-z13-0[26][27] veya z=14,32 olan JADES-GS-z14-0 verilebilir. Erken evrende bu denli yüksek oranda büyük gökada oluşumu, mevcut Lambda CDM modelinin karanlık madde haleleri aracılığıyla izin verdiği gökada oluşum hızlarıyla çelişiyor görünmektedir. Çünkü gökada oluşumu %100 verimli olsa ve Lambda CDM'de tüm kütlenin yıldızlara dönüşmesine izin verilse bile, bu kadar büyük gökadalar oluşturmak için yeterli olmayacaktır.[28][29][30] Bununla birlikte bu durum, belirli bir yıldız başlangıç kütle fonksiyonu (IMF) varsayımına dayanmaktadır. Eğer erken dönem yıldız oluşumu büyük kütleli yıldızları tercih ettiyse, bu durum uyuşmazlığı açıklayabilir.[31]
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ Peebles, P. J. E. (Aralık 1982). "Large-scale background temperature and mass fluctuations due to scale-invariant primeval perturbations". The Astrophysical Journal. 263: L1. Bibcode:1982ApJ...263L...1P. doi:10.1086/183911
.
- ^ Bond, J. R.; Szalay, A. S.; Turner, M. S. (1982). "Formation of galaxies in a gravitino-dominated universe". Physical Review Letters. 48 (23): 1636-1639. Bibcode:1982PhRvL..48.1636B. doi:10.1103/PhysRevLett.48.1636.
- ^ Blumenthal, George R.; Pagels, Heinz; Primack, Joel R. (2 Eylül 1982). "Galaxy formation by dissipationless particles heavier than neutrinos". Nature. 299 (5878): 37-38. Bibcode:1982Natur.299...37B. doi:10.1038/299037a0.
- ^ Blumenthal, G. R.; Faber, S. M.; Primack, J. R.; Rees, M. J. (1984). "Formation of galaxies and large-scale structure with cold dark matter". Nature. 311 (517): 517-525. Bibcode:1984Natur.311..517B. doi:10.1038/311517a0. OSTI 1447148.
- ^ Battinelli, P.; S. Demers (6 Ekim 2005). "The C star population of DDO 190: 1. Introduction". Astronomy and Astrophysics. Astronomy & Astrophysics. 447 (2): 473. Bibcode:2006A&A...447..473B. doi:10.1051/0004-6361:20052829 . 15 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi19 Ağustos 2012.
Cüce gökadalar, gökada oluşumunun CDM senaryosunda kritik bir rol oynar; çünkü bunların, birleşme süreçleri yoluyla daha büyük yapıların kendilerinden oluştuğu doğal yapı taşları olduğu öne sürülmüştür. Bu senaryoda cüce gökadalar, ilksel evrendeki küçük ölçekli yoğunluk dalgalanmalarından meydana gelir.
- ^ Turner, M. (2010). "Axions 2010 Workshop". Gainesville, USA: U. Florida.
- ^ Sikivie, Pierre (2010). "Axion Cosmology". Bertone, Gianfranco (Ed.). Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches. Lecture Notes in Physics. 741. Springer-Verlag Berlin Heidelberg. ss. 19-50. arXiv:0805.3859 . doi:10.1007/978-3-540-73518-2_2. ISBN 978-3-540-73517-5.
- ^ a b Francesca Chadha-Day; John Ellis; David J. E. Marsh (23 Şubat 2022). "Axion dark matter: What is it and why now?". Science Advances. 8 (8): eabj3618. arXiv:2105.01406 . Bibcode:2022SciA....8J3618C. doi:10.1126/sciadv.abj3618. PMC 8865781 . PMID 35196098.
- ^ Carr, B.J. (Mayıs 2010). "New cosmological constraints on primordial black holes". Physical Review D. 81 (10): 104019. arXiv:0912.5297 . Bibcode:2010PhRvD..81j4019C. doi:10.1103/PhysRevD.81.104019.
- ^ a b Peter, A.H.G. (2012). "Dark matter: A brief review". arXiv:1201.3942 .
- ^ Bertone, Gianfranco; Hooper, Dan; Silk, Joseph (Ocak 2005). "Particle dark matter: evidence, candidates and constraints". Physics Reports. 405 (5–6): 279-390. arXiv:hep-ph/0404175 . Bibcode:2005PhR...405..279B. doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031.
- ^ a b Garrett, Katherine; Dūda, Gintaras (2011). "Dark Matter: A Primer". Advances in Astronomy. 2011: 968283. arXiv:1006.2483 . Bibcode:2011AdAst2011E...8G. doi:10.1155/2011/968283 .
MACHO'lar galaksimizdeki ışık yaymayan kütlenin yalnızca çok küçük bir yüzdesini açıklayabilir; bu durum, karanlık maddenin çoğunun güçlü bir şekilde yoğunlaşmış halde bulunamayacağını veya baryonik astrofiziksel nesneler şeklinde var olamayacağını ortaya koymaktadır. Her ne kadar mikromercekleme araştırmaları galaktik halemizdeki kahverengi cüceler, kara delikler ve nötron yıldızları gibi baryonik nesnelerin (karanlık maddenin ana bileşeni olma ihtimalini) ekarte etse de, baryonik maddenin diğer biçimleri karanlık maddenin büyük kısmını oluşturabilir mi? Şaşırtıcı bir şekilde, cevap kesin ve net bir 'hayır'dır...
- ^ Bertone, Gianfranco (18 Kasım 2010). "The moment of truth for WIMP dark matter" (PDF). Nature. 468 (7322): 389-393. arXiv:1011.3532 . Bibcode:2010Natur.468..389B. doi:10.1038/nature09509. PMID 21085174. 28 Nisan 2025 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF)28 Nisan 2025.
- ^ a b Olive, Keith A. (2003). "TASI lectures on dark matter". Physics. 54: 21. arXiv:astro-ph/0301505 . Bibcode:2003astro.ph..1505O.
- ^ Kroupa, P.; Famaey, B.; de Boer, Klaas S.; Dabringhausen, Joerg; Pawlowski, Marcel; Boily, Christian; Jerjen, Helmut; Forbes, Duncan; Hensler, Gerhard (2010). "Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology: Towards a new paradigm for structure formation". Astronomy and Astrophysics. 523: 32-54. arXiv:1006.1647 . Bibcode:2010A&A...523A..32K. doi:10.1051/0004-6361/201014892.
- ^ Gentile, G.; Salucci, P. (2004). "The cored distribution of dark matter in spiral galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): 903-922. arXiv:astro-ph/0403154 . Bibcode:2004MNRAS.351..903G. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07836.x .
- ^ Klypin, Anatoly; Kravtsov, Andrey V.; Valenzuela, Octavio; Prada, Francisco (1999). "Where are the missing galactic satellites?". Astrophysical Journal. 522 (1): 82-92. arXiv:astro-ph/9901240 . Bibcode:1999ApJ...522...82K. doi:10.1086/307643.
- ^ Pawlowski, Marcel (2014). "Co-orbiting satellite galaxy structures are still in conflict with the distribution of primordial dwarf galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442 (3): 2362-2380. arXiv:1406.1799 . Bibcode:2014MNRAS.442.2362P. doi:10.1093/mnras/stu1005 .
- ^ Banik, Indranil; Zhao, H (21 Ocak 2018). "A plane of high velocity galaxies across the Local Group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 473 (3): 4033-4054. arXiv:1701.06559 . Bibcode:2018MNRAS.473.4033B. doi:10.1093/mnras/stx2596 . ISSN 0035-8711.
- ^ Banik, Indranil; Haslbauer, Moritz; Pawlowski, Marcel S.; Famaey, Benoit; Kroupa, Pavel (21 Haziran 2021). "On the absence of backsplash analogues to NGC 3109 in the ΛCDM framework". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 503 (4): 6170-6186. arXiv:2105.04575 . Bibcode:2021MNRAS.503.6170B. doi:10.1093/mnras/stab751 . ISSN 0035-8711.
- ^ Kormendy, J.; Drory, N.; Bender, R.; Cornell, M.E. (2010). "Bulgeless giant galaxies challenge our picture of galaxy formation by hierarchical clustering". The Astrophysical Journal. 723 (1): 54-80. arXiv:1009.3015 . Bibcode:2010ApJ...723...54K. doi:10.1088/0004-637X/723/1/54.
- ^ Haslbauer, M; Banik, I; Kroupa, P; Wittenburg, N; Javanmardi, B (1 Şubat 2022). "The High Fraction of Thin Disk Galaxies Continues to Challenge ΛCDM Cosmology". The Astrophysical Journal. 925 (2): 183. arXiv:2202.01221 . Bibcode:2022ApJ...925..183H. doi:10.3847/1538-4357/ac46ac . ISSN 1538-4357.
- ^ Sachdeva, S.; Saha, K. (2016). "Survival of pure disk galaxies over the last 8 billion years". The Astrophysical Journal Letters. 820 (1): L4. arXiv:1602.08942 . Bibcode:2016ApJ...820L...4S. doi:10.3847/2041-8205/820/1/L4 .
- ^ Mahmood, R; Ghafourian, N; Kashfi, T; Banik, I; Haslbauer, M; Cuomo, V; Famaey, B; Kroupa, P (1 Kasım 2021). "Fast galaxy bars continue to challenge standard cosmology". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 508 (1): 926-939. arXiv:2106.10304 . Bibcode:2021MNRAS.508..926R. doi:10.1093/mnras/stab2553 . hdl:10023/24680. ISSN 0035-8711.
- ^ Rini, Matteo (2017). "Synopsis: Tackling the Small-Scale Crisis". Physical Review D. 95 (12): 121302. arXiv:1703.10559 . Bibcode:2017PhRvD..95l1302N. doi:10.1103/PhysRevD.95.121302.
- ^ Cesari, Thaddeus (9 Aralık 2022). "NASA's Webb Reaches New Milestone in Quest for Distant Galaxies". 9 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Aralık 2022.
- ^ Curtis-Lake, Emma (27 Şubat 2023). "Spectroscopic confirmation of four metal-poor galaxies at z=10.3–13.2". Nature Astronomy. 7 (5): 622. arXiv:2212.04568 . Bibcode:2023NatAs...7..622C. doi:10.1038/s41550-023-01918-w.
- ^ O'Callaghan, Jonathan (6 Aralık 2022). "Astronomers Grapple with JWST's Discovery of Early Galaxies". Scientific American. 10 Aralık 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Aralık 2022.
- ^ Behroozi, Peter; Conroy, Charlie; Wechsler, Risa H.; Hearin, Andrew; Williams, Christina C.; Moster, Benjamin P.; Yung, L. Y. Aaron; Somerville, Rachel S.; Gottlöber, Stefan; Yepes, Gustavo; Endsley, Ryan (Aralık 2020). "The Universe at z > 10: predictions for JWST from the UNIVERSEMACHINE DR1". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 499 (4): 5702-5718. arXiv:2007.04988 . Bibcode:2020MNRAS.499.5702B. doi:10.1093/mnras/staa3164 .
- ^ Volker Springel; Lars Hernquist (Şubat 2003). "The history of star formation in a Λ cold dark matter universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 339 (2): 312-334. arXiv:astro-ph/0206395 . Bibcode:2003MNRAS.339..312S. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06207.x .
- ^ Boylan-Kolchin, Michael (2023). "Stress testing ΛCDM with high-redshift galaxy candidates". Nature Astronomy. 7 (6): 731-735. arXiv:2208.01611 . Bibcode:2023NatAs...7..731B. doi:10.1038/s41550-023-01937-7. PMC 10281863 . PMID 37351007.
İlave okuma
[değiştir | kaynağı değiştir]- Bertone, Gianfranco (2010). Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches (İngilizce). Cambridge University Press. s. 762. ISBN 978-0-521-76368-4.