karanlık madde nedir

3. Karanlık Maddenin Tesbiti



Karanlık madde problemi gökbilimcilerin kendi galaksimiz Samanyolu gibi galaksileri incelemeye başlamalarıyla birlikte ortaya çıktı. Dışarıdan göründüğü kadarıyla Samanyolu’nun yapısına bakacak olursak bu galakside bulunan 100 milyar civarındaki yıldız galaktik diskte bulunuyor. Yıldızların çoğu diskin merkezinde yoğunlaşmıştır. Disk düzleminin üstünde ve altında birkaç yüz incin küresel kümeler ve halo adı verilen büyük, loş, yuvarlak bölge bulunmaktadır.

Gökbilimciler Samanyolu’nu araştırırken galaksi ve yıldız kümeleri içerisindeki kütleleri ve kütlelerin dağılımını hesaplamak istediler. Ama galaksi boyundaki bir şeyin ağırlığını tartamazsınız — bu yüzden, kütlesini başka yöntemlerle bulmak zorundasınızdır. Yöntemlerden biri ışık yoğunluğunu veya parlaklığı ölçmektir. Parlaklık bir yıldızın kütlesiyle bağıntılıdır, yani bir yıldız ne kadar parlaksa kütlesi de o oranda büyüktür. Parlaklık ölçümlerinden, güneşin yörüngesiyle Samanyolu’nun merkezi arasındaki ışımanın 15 milyar güneşe denk olduğunu biliyoruz.

Galaktik kütleyi ölçmenin bir diğer yolu da galaktik diskin dönmesi yoluyladır. Galaksinin tıpkı bir CD veya bir atlıkarınca gibi döndüğünü ve sizin de ona dış ucundan doğru baktığınızı tahayyül edin. Galaksi içerisinde yıldızlar merkezden farklı uzaklıklarda bulunurlar. Bu yıldızlardan bazıları bizden uzağa doğru hareket ederken, diğerleri de bize doğru hareket etmektedirler. Doppler Etkisi’ni kullanarak yıldızlardan gelen ışığı ölçerek yıldızların hareket ettiği hız ve doğrultuyu hesaplayabiliriz. Bu şekilde bir galaktik dönme eğrisi elde edebilmek için galaksinin merkezinden farklı uzaklıklardaki yıldızların hızını belirleyebiliriz.



Doppler Etkisi
Bir itfaiye sireninin sesinin, araç uzaklaştıkça azalmasına çok benzer bir şekilde, yıldızların hareketi onlardan bize gelen ışığın dalga boylarını etkiler. Bu görüngüye Doppler Etkisi denir. Doppler Etkisi'ni, bir yıldızın spektrumundaki çizgileri ölçerek ve bunları standart bir lambanın spektrumuyla karşılaştırarak hesaplayabiliriz. Doppler kaymasının miktarı bize göreceli olarak ne kadar hızlı hareket ettiğini gösterir. Ayrıca Doppler kaymasının yönü, bize yıldızın hareket yönünü de anlatır. Eğer yıldızın spektrumu mavi uca kaymışsa yıldız bize doğru hareket ediyordur; eğer spektrum kırmızı uca kaymışsa, yıldız bizden uzaklaşıyordur.



Rotasyon eğrisi bize galaksi içerisindeki kütlenin dağılımı hakkında bilgi verir. Eğer galaksi bizim güneş sistemimiz gibiyse, yani kütle merkezde yoğunlaşmış ise, çekim gücü merkeze yakın olan yerlerde daha büyük olacaktır (ve bu şekilde merkezden uzaklaştıkça da çekim gücü azalacaktır). Böylece, merkeze yakın cisimler daha uzaktakilerden daha hızlı döneceklerdir, tıpkı bir buz dansçısının, kolları vücuduna yaklaştıkça daha hızlı dönmesinde olduğu gibi. Dolayısıyla, galaksi merkezine yakın yıldızların, daha uzaktakilere göre daha büyük dönme hızına sahip olacaklarını ve galaktik dönme eğrisinin, mesafenin bir fonksiyonu olarak katlamalı bir şekilde azalacağını umabiliriz.

Ama, yazımızın devamında göreceğimiz gibi, gökbilimciler işlerin pek de umdukları gibi olmadığını keşfettiler...