Karanlık maddenin sıcaklığı? Soğuk mu sıcak mı? Ancak bilim adamları çok konuştu
Karanlık madde her zaman evrendeki en gizemli şeylerden biri olmuştur. Bu teori ilk olarak 1930'larda, belirli galaksilerdeki yıldızların hareketini incelemek amacıyla önerildi. Karanlık madde hakkında ilk kesin kanıt, galaksilerin dönme hareketini inceleyen Vera Rubin tarafından toplandı. Bu galaksilerin hareketleri, büyük miktarlarda görünmez madde içermedikçe bir araya gelmiyor. Bu hareketlere hakim olan ve daha önce bildiğimiz herhangi bir maddeden farklı olan tuhaf, görünmez bir madde olmalı.
Karanlık madde için ön koşullar
Karanlık madde varsa, iki ana özelliğe sahip olmalıdır. Her şeyden önce ışıkla güçlü bir etkileşimi olamaz, yoksa onu göreceğiz ve "karanlık" olmayacak. İkincisi, görünür maddenin tuhaf şekillerde hareket etmesine neden olan diğer maddeyle çekimsel bir etkiye sahip olmalıdır. Nötrinolar veya küçük kara delikler gibi bu koşulları karşılayan birkaç madde türü olduğunu biliyoruz, ancak bunlar karanlık madde olamaz. Bunu kısmen biliyoruz çünkü artık sıcaklığını ölçebiliyoruz.
Karanlık madde soğuk mu?
Bazı gökbilimciler, bazı "değiştirilmiş yerçekimi" modelleri gibi karanlık maddeye alternatifler önerdiler. Bunlar gözlem sonuçlarıyla tutarsızdır. Karanlık madde yalnızca galaksilerin dönüşünü etkilemez. Tüm nesnelerin kütlesi olduğu gibi, ışığı yerçekimi yoluyla saptırır. Galaksilerin kütleçekimsel merceklenme etkisini gözlemleyerek, karanlık madde dağılımlarının bir haritasını çıkarabiliriz. Karanlık madde ayrıca galaksilerin toplanma şeklini de etkiler. Başka bir deyişle, karanlık madde, evrenin büyük ölçekli yapısını yönlendirir. Galaksi kümelerinin gözleminden, karanlık maddenin soğuk göründüğünü gördük.
İdeal bir gaz için sıcaklığı atomların ne kadar hızlı geri döndüğüne bağlıdır. Ne kadar hızlı hareket ederlerse, kinetik enerji o kadar büyük ve gazın sıcaklığı o kadar yüksek olur. Gazın sıcaklığı da atomların kütlesine bağlıdır. Bir atomun kinetik enerjisi kütleye bağlıdır, bu nedenle küçük kütleli bir atomun aynı kinetik enerjiye sahip olması için büyük kütleli bir atomdan daha hızlı hareket etmesi gerekir. Aynı sıcaklıkta, "daha ağır" bir gazdaki atomlar, "daha hafif" bir gazdaki atomlardan daha yavaş hareket eder.
Karanlık madde ideal bir gaz olmayabilir, ancak kendisiyle güçlü bir şekilde etkileşime girmeyeceğini biliyoruz, bu nedenle aynı genel yasalar geçerlidir.Bu nedenle, karanlık maddenin sıcaklığı parçacıklarının hareketine ve kütlesine bağlıdır. Evren ölçeğinde, yerçekimi karanlık maddeyi bir araya getirme eğilimindedir ve karanlık maddenin hareketi tam tersi sonuca götürür, bu da karanlık maddenin kümeler halinde toplanacağı anlamına gelir. Bu kümelenmenin meydana geldiği ölçek kabaca bize karanlık maddenin sıcaklığını söyleyebilir ve bu nedenle dolaylı olarak bize karanlık madde parçacıklarının kalitesini söyleyebilir.
Standart kozmoloji modeline göre, bilim adamları karanlık maddenin soğuk olduğuna inanıyorlar, bu da karanlık madde parçacıklarının yüksek kalitede olduğu anlamına geliyor. Genellikle zayıf etkileşimli büyük parçacıklar (pırıltı) olarak adlandırılırlar. Soğuk karanlık madde modeli, galaksi kümeleri ölçeğinde iyi çalışır, ancak tek tek galaksiler ölçeğinde o kadar etkili değildir. Bu nedenle, karanlık maddenin sıcaklığını ölçmenin önemli bir yöntemi, kümelerin hangi ölçekte parçalandığını belirlemektir.
Standart kozmolojik model, Friedman'ın kozmolojik modeline dayanan bir kozmik modele atıfta bulunur ve Gamow onu erken evrenin evrimine uygulamıştır. Evrenin kökenini ve evrimini açıklamak için nükleer fizik, parçacık fiziği, görelilik ve kuantum mekaniğinin bir kombinasyonudur. Ana akım evren modelidir.
Bununla birlikte, zayıf etkileşimli büyük parçacıklar, sıradan karanlık maddeye eşdeğer değildir. Her zaman büyük bir karanlık madde hipotezi olmuşlardır çünkü bulunmaları daha kolaydır, ama aynı zamanda "zayıf etkileşimli büyük parçacıkların" doğuş mucizesine uydukları için. Yani, zayıf etkileşim halindeki parçacıklarda, böyle bir kütle, Büyük Patlama tarafından üretilen parçacık yoğunluğuna karşılık gelir. Bununla birlikte, şimdiye kadar, en basit ve büyük olasılıkla bu tür parçacıkların çoğu, Büyük Hadron Çarpıştırıcısı (LHC) ve ACME elektron küre deneyleri tarafından reddedildi. Öyleyse karanlık madde, saf yerçekimi etkileşimi olan bir parçacık olabilir.
Yerçekimi lensi
Neyse ki, yerçekimsel mercekleme teknolojisini kullanarak, bilim adamları uzaktaki kuasarlardan gelen ışığın aradaki küçük karanlık madde parçalarından nasıl etkilendiğini inceleyebilirler.
Son zamanlarda, bir araştırma ekibi bu ölçeği yedi merceksi kuasar gözlemleyerek ölçtü. Bizim bakış açımıza göre, uzaktaki kuasarın önünde bir galaksi var. Kuasardan gelen ışık galakside bir mercek gibi kırılır. Araştırma ekibi, bu merceksel kuasarları ölçerek karanlık madde aralığını daraltabilir. Sonuç olarak, karanlık maddenin sıcaklığını ve dolayısıyla minimum karanlık madde parçacığı kütlesini belirlediler.
Bu Hubble görüntüsü, ön plandaki devasa bir galaksinin merkezi çekirdeğini çevreleyen arka plandaki kuasarların ve bunların ev sahibi galaksilerinin dört bozuk görüntüsünü göstermektedir.
Karanlık madde parçacıklarının kütlesinin en az 5.58 keV olduğunu ve kütlesinin nötrinolarınkinin 3000 katı olduğunu, ancak kütlesinin elektronlarınkinin 100 katı olduğunu buldular. Bu ilginç çünkü çoğu WIMP modeli, bir parçacığın kütlesinin bir protonun kütlesinin 100 katı olduğunu varsayıyor. Karanlık madde parçacıkları hafifse, parçacık hızlandırıcı deneylerinde tespit edilmiş olmaları gerekir. Bu çalışma soğuk karanlık maddeyi inkar etmese de, aynı zamanda sıcak karanlık maddeyi de desteklemektedir. Belirlemek için 40'tan fazla merceksi kuasar gözlemlemeleri gerekir.
