Ana sayfa 133. Sayı Kara madde nedir?

Kara madde nedir?

400
PAYLAŞ

Prof. Dr. Kerem Cankoçak

Kara maddeyi belirlemek için fizikçilerin en çok umut bağladıkları yaklaşım, erken evrenin çok yüksek sıcaklık ve yoğunluk durumunu yeniden yaratan yüksek enerjili çarpışmalardır. Kara madde parçacıklarının gerçekten bu koşullar altında üretilip üretilmediğini görmek için CERN ve benzeri laboratuar koşullarında evrenin ilk durumu yeniden oluşturulmaktadır.

Günümüzde yanıt arayan önemli bir kozmolojik problem kara maddenin kaynağıdır. Gözlemlenebilir evrende yapılan ölçümler, galaksilerin hesaplanabilen maddeden daha fazla bir maddenin çekim etkisi yüzünden çok hızlı döndüklerini ortaya çıkarmıştır. Kaynağını bilmediğimiz bu maddeye kara madde adını vermekteyiz. Bu bağlamda kara madde çekici bir güçtür ve evrenin içe çökmesini artıran bir etki yapar.

Öncelikle kafa karıştırıcı bir noktayı açıklığa kavuşturalım: kara madde ve kara enerji olarak bilinen bu iki bileşen, ikisinin birbirleriyle ilişkili olduğu izlenimi uyandırır ama tek ortak noktaları ışığı soğurmamaları ve yaymamalarıdır. Kara madde ve kara enerjinin fiziksel özellikleri ile evren tarihindeki işlevleri tamamen farklıdır.

Kara maddenin keşfi

Ne olduğunu hâlâ bilmediğimiz kara maddenin keşfi dedektif öykülerine benzer. Kara madde ilk olarak, 1930 yılında California Teknoloji Enstitüsü’nde çalışan bir astronom olan ve galaksi kümelerindeki galaksilerin hızlı hareketlerini anlamaya çalışan Fritz Zwicky tarafından saptandı. Zwicky, dünyadan milyonlarca ışık yılı uzaklıktaki galaksilerin, ışık yayan maddenin yaratabileceği kütleçekimle açıklanamayacak kadar hızlı hareket ettiklerini fark etti. Dolayısıyla, bu galaksilerin etraflarında ışık yaymayan ama galaksileri kuramsal olarak hesaplanandan çok daha hızlı döndürmek için gerekli olan kütleçekimi sağlayan fazladan madde olmalıydı. Yapılan hesaplar, galaksilerin kütlelerinin büyük çoğunluğunun bu ışık saçmayan madde olması gerektiğini gösterdi.

Zwicky’nin keşfi hemen kabul görmediyse de, 1970’lere gelindiğinde artık galaksinin yıldızlarının ince bir disk içinde tutunabilmesi için büyük bir kara madde bulutu içine gömülmüş olması gerektiği anlaşılmıştı. Bu konuda en ikna edici çalışmaları Carnegie Enstitüsü’nden Vera Rubin ve Kent Ford gerçekleştirdi. Rubin ve çalışma arkadaşlarının bulguları galaksilerdeki görülebilen maddenin, en hızlı hareket eden yıldızların galaksiden kurtulmasını engelleyebilecek kütleçekimi üretemeyeceğini açıkça ortaya koyuyordu. Dolayısıyla astronomlar evrenin yıldız oluşturmayan, ışık yaymayan ama kütleçekim kuvveti uygulayan bir madde türüyle -kara madde- dolu olması gerektiği sonucuna vardılar. Evrenimizin ışık yayan bileşenleri olan yıldızlar, kara madde okyanusundaki planktonlara benziyordu.

Ancak o gün bugündür (yaklaşık 85 yıldır) kara maddenin ne olduğu anlaşılamadı. Pek çok aday öne sürüldü: Devasa kara delikler, dev gezegenler, tanımlanamayan gök sicimleri vs. Ancak bütün bu adaylar elendi. 1970’ler, 80’ler ve 90’lar kara madde avcılığıyla geçti. Bu süreçte fizikçiler kara madde hakkında çok sayıda veri topladılar. Örneğin 1980’lerde astronomlar ilk kez, kütleçekim alanının içinden geçen ışık ışınlarının nasıl eğildiğini gözlemleyerek, kütleçekimsel mercek etkisi yoluyla galaksi kümeleri içindeki kara maddeyi “görmeye” başladılar. Tıpkı tamamen şeffaf olan bir bardak suyun içinden geçen ışığın bükülüp arkasındaki görüntüyü saptırması gibi, bir galaksi kümesi içindeki kara madde tamamen saydam olsa da, kütleçekim etkisi nedeniyle uzak bir galaksiden dünyaya doğru gelen ışığı içinden geçerken büker. Dolayısıyla kara madde, bir kütleçekimsel mercek olarak davranabilir: Teleskop görüntüsünde galaksilerin merceklenmiş ve saptırılmış şekilleri, yakın galaksi kümelerinin görüntüleriymiş gibi ortaya çıkabilir. Bu verilerin analiz edilmesiyle astronomlar kara maddenin özelliklerini saptadılar ve merceklenmiş görüntü motifleri ile bükülen ışığın modellenmesi sayesinde, galaksi kümesi içindeki kara madde dağılımını ortaya koydular. Yapılan bütün bu araştırmalar ve gözlemler, kara maddenin evrenin kritik yoğunluğun yaklaşık yüzde 25’i kadarını meydana getirdiğini ortaya koymaktadır. Görünen maddenin yüzde 5’iyle birlikte kara madde, standart kozmolojinin öngördüğü miktarın yüzde 30’unu açıklamakta. Geriye kalan yüzde 70’lik kısmın ne olduğuysa ancak 1998’de kara enerjinin keşfiyle anlaşıldı.

Evrenin tarihinde kara maddenin önemi

Her ne kadar kaynağının ne olduğu tam olarak anlaşılmamış olsa da, astronomlar günümüzde kara maddeyi daha iyi anlamaya başladılar. Büyük patlamadan sonra, evrenin sıcak plazmayla dolu olduğu dönemlerde, ışınımın şiddetli basıncı atom çekirdekleri ve elektronlardan oluşan sıradan maddeyi birbirleriyle kümeleşmelerinden korumuştu. Ancak kara madde ışıkla (fotonlarla) etkileşmediği ve ışınım tarafından etkilenmediği için, yoğunlaşarak kara madde bulutlarını oluşturmakta serbestti. Büyük patlamadan 380 bin yıl sonra ilk atomlar oluşmaya başladığında evren ışınımın baskınlığından kurtulacak ve sıradan madde de kümeleşmeye başlayacaktı. Bu dönemde evren, elektron ile proton ve nötronların birleşerek yüksüz atomlar oluşturmasına yetecek kadar soğuduğunda sıradan madde ışınımın etkisinden kurtuldu. Evrende kara madde kümeleri zaten mevcuttu ve galaksileri, yıldızları ve gezegenleri oluşturdukları sıradan maddeyi çekirdeklerine çekecek kadar yoğunlaşmışlardı. Bu nedenle, eğer kara madde olmasaydı galaksiler daha nadir ortaya çıkarlardı: uzayın çoğunda kara enerji bulunurdu ve maddeyi kümeleşmeden önce seyreltirdi. Galaksiler olmadan da yıldız ve gezegen var olamazdı. Dolayısıyla, henüz ne olduğunu bilmesek de, aslında hepimiz varlığımızı kara maddeye borçluyuz.

Günümüzde kara madde araştırmaları

Kara maddenin kaynağı konusunda yapılan 40-50 yıllık araştırmalar sonunda artık büyük boyutlu adaylardan vazgeçildi. Neredeyse bütün fizikçiler kara maddenin elektriksel olarak yüksüz olan ve bu nedenle sıradan maddeyle çok zayıf etkileşen ve ışık saçmayan ya da soğurmayan bir temel parçacık olması gerektiği konusunda hemfikir. Bu nedenle kara madde arayışları uzaydan yeryüzüne indi. Hızlandırıcı deneylerinde kara madde aranmasına başlandı. Örneğin eğer nötrinoların kütlesi daha fazla olsaydı iyi bir kara madde adayı olurdu. Nötrinolar, sıradan maddeyle çok zayıf etkileşirler ve ışık saçmazlar ya da soğurmazlar. Ancak kütleleri o kadar azdır ki, Standart Modelde yapılan bazı hesaplamalarda nötrino kütlesi sıfır kabul edilir. Ne yazık ki, nötrinoların kütlesi kara maddeyi açıklamakta yetersizdir.

Kara maddeyi belirlemenin bir diğer yolu, bunları doğrudan saptamaya yetecek duyarlılıkta aletler tasarlamaktır. Bu amaçla fizikçiler dedektörleri, yüksek enerjili kozmik ışınlardan korumak için madenlerin derinliklerine yerleştirirler ve böylece bir kara madde parçacığının bir atom çekirdeğiyle çarpışarak iyonize olmuş parçacıkların ve ışığın iz bıraktığı birkaç nadir olayı araştırmaktalar. Ancak şimdiye dek gerçekleştirilen pek çok deneyde kara maddeyi doğrulayan herhangi bir saptama olmadı.

Kara maddeyi belirlemek için fizikçilerin en çok umut bağladıkları yaklaşım, erken evrenin çok yüksek sıcaklık ve yoğunluk durumunu yeniden yaratan yüksek enerjili çarpışmalardır. Kara madde parçacıklarının gerçekten bu koşullar altında üretilip üretilmediğini görmek için CERN ve benzeri laboratuar koşullarında evrenin ilk durumu yeniden oluşturulmaktadır.

Kara madde ve süpersimetri

CERN’deki LHC (Büyük Hadron Çarpışıtırıcısı) hızlandırıcısında konuşlanan iki büyük deneyde (ATLAS ve CMS) Higgs parçacığının yanı sıra kara madde adayları da araştırılıyor. 2012 yılında Higgs parçacığının keşfiyle birlikte artık kara madde adayları araştırmaları ön plana çıktı. Bunlardan en popüleri süpersimetrik parçacıklardır. Öncelikle süpersimetrinin ne olduğunu anlamaya çalışalım. Eğer Higgs bozonu temel bir parçacıksa, iki seçenek vardır: İlki, çok gizemli bir şekilde, skalar Higgs alanına kuplaj yapan daha ağır herhangi bir parçacığın var olmaması gerektiğidir; ikinci seçenek ise, Higgs kütlesine yapılan düzeltmelerde bir şekilde birbirini götüren terimler var olmalıdır. Bu ise ancak bir simetri ile olanaklıdır. Bu durumda fermiyonlar ile bozonları birbirlerine bağlayan bir simetrinin varlığı kaçınılmaz gözükmektedir. Eğer Standart Model’in kuarkları ve leptonları iki kompleks skalarla (süper-eşler) birlikte ortaya çıkarlarsa, tüm süper-eşlerin daha hafif süper-eşlere doğru bozunan kararsız parçacıklar olması beklenir; bunun istisnası en hafif süper-eşdir (LSP), çünkü onun bozunup dönüşeceği daha hafif parçacığı yoktur ve dolayısıyla kararlıdır. Bunun sonucu olarak süpersimetri evrene yeni bir kararlı parçacık katar ve bu parçacık fotonlara, elektronlara, nötrinolara ve protonlara eklenir. Yıldızların gördüğümüz ışığı fotonlardan oluşur. Protonlar ve elektronlar yıldızları ve gezegenleri oluşturur. Nötrinolar ve LSP (varsa) evren boyunca mevcut olan madde biçimleri olacaktır. Sadece zayıf ve kütle çekimsel kuvvetleri hissettiklerinden, elektromanyetik ya da yeğin kuvvetleri hissetmediklerinden, yıldızların oluşumuna katılmayacaklar, kara madde olacaklardır. Süpersimetri, LSP’den oluşan kara maddenin var olduğunu öngörür.

Büyük patlamanın hemen sonrasında, her parçacık türünden yaklaşık olarak aynı sayıda vardı. Evren genişleyip soğurken çoğu parçacık daha hafif parçacıklar halinde bozundu ve kimileri de yok olarak diğerlerine dönüştü. Hepsinin nasıl etkileştiği hakkında bir teorimiz var, böylece şimdi geriye kaç tanesinin kaldığını hesaplayabiliriz. Görebileceğimiz fotonlar üreten yıldızlar halinde toplaşmış olmasalar da, yeterli miktardaysalar görebildiklerimize uyguladıkları kütle çekim yoluyla varlıkları tespit edilebilir; varlıkları yıldızların galaksilerin içindeki hareket şeklini ve galaksilerin birbirine göre nasıl hareket ettiğini değişikliğe uğratır. 1980’lerin ilk yarısında süpersimetrinin, yıldızlardaki maddeden bile kayda değer ölçüde daha fazla LSP (kara madde) öngördüğü fark edildi. Süpersimetrinin yeni fikirler ve yaklaşım yöntemleri sunduğu temel konular arasında, evrenin nasıl olup da asıl olarak karşı-madde değil de madde halinde oluştuğu (CP simetrisinin ihlali), protonların bozunup bozunmadığı ve bozunuyorlarsa nasıl bozundukları, evrenin neden şimdiki yaşında ve boyutunda olduğu ve kuarkların ve leptonların bozunumlarının enderliği, yer alır.

Bütün bu nedenlerden dolayı, CERN’deki LHC deneylerinde başta gelen araştırmalar süpersimetrik parçacıkların keşfine yoğunlaşmış durumda. Henüz süpersimetrik parçacıklar gözlemlenemedi, ancak LHC deneylerindeki araştırmalar 20-30 yıl kadar devam edecek.