Karanlık madde, modern kozmoloji ve astrofiziğin temel problemlerinden biridir. Gözümüzle veya teleskoplarımızla göremediğimiz fakat çekimsel etkilerini gözlemleyebildiğimiz karanlık madde, galaksiler ve galaksi kümeleri gibi büyük ölçekli yapıların bir arada kalabilmesine olanak tanıyan kozmik bir yapıştırıcı görevi görüyor.
Doğada bildiğimiz dört temel kuvvet var.
Doğada bildiğimiz kadarıyla dört temel kuvvet vardır; evrendeki bütün etkileşimler bu dört kuvvetin etkisiyle gerçekleşir. En güçlüsünden zayıfına doğru sıralayacak olursak, atom çekirdeğinin bir arada kalmasına olanak tanıyan kuvvetli etkileşme ilk sırada yer alır. İkinci sırada ise atomik etkileşmelerden ve elektromanyetizmadan sorumlu elektromanyetik etkileşim gelir. Ardından radyoaktif bozunumları yönlendiren zayıf etkileşim ve son sırada ise kütleçekim etkileşmesi yer alır.
Kütleçekim etkileşiminin gücü o kadar küçüktür ki, elektromanyetik etkileşim ile karşılaştırıldığında 10-38 (10 milyar kere milyar kere milyar kere milyarda bir) kat daha zayıf kalır. Ancak, devasa kütleli gökcisimleri ve sistemler, bu zayıflığı dengeler ve kozmik ölçekte kütleçekim etkileşmesinin egemen güç olmasına olanak tanır. Kozmolojik ölçekte, evreni yönlendiren temel mekanizma kütleçekimidir (gravitasyon).
Evrende olup biten süreçleri gözlemleyebilmek için elektromanyetik etkileşmeye ve onun aracı parçacığı fotonlara ihtiyacımız vardır (Artık bu zorunluluk LIGO’nun gözleminden sonra ortadan kalkacak gibi durmaktadır). Uzaktaki bir gökcismini görebilmemiz için o cisimden gözümüze veya teleskoplarımıza foton (ışık parçacığı) gelmesi gerekir; aksi halde orada bir cisim olduğuna dair “doğrudan” bir çıkarım yapamayız. Ancak orada bir cisim olduğunun farkına varabilmek için bahsi geçen cismin başka bir içkin özelliği olan kütleçekim etkisinden yararlanabiliriz. Bir an için Güneş’in ışık yaymadığını düşünelim. Bu durumda Güneş’i “göremeyiz”, fakat sadece gökyüzü gözlemleri yaparak ve Newton’un yasalarını kullanarak Güneş’in etrafında döndüğümüzü keşfedebilir ve buradan da etrafında döndüğümüz şeyin kütlesini hesaplayabiliriz. Neptün gezegeni benzer hesaplamalar yapılarak öngörülmüş ve bir sene sonra keşfedilmiştir.
Gravitasyon, astronomi ve kozmolojinin en güçlü silahlarından biridir, çünkü onun için herhangi bir engel söz konusu değildir; koyulacak hiçbir bariyer onun etkisini engellemek için yeterli olamaz. Eğer gökyüzünde bir cisim var ise, onu göremesek de yarattığı kütleçekimsel etkiyle onu bulabiliriz.
Karanlık madde fikri
Karanlık (ışık yaymayan) madde fikrinin tarihsel olarak sahneye çıkışı, John Michell’in 1783’te yaptığı düşünce deneyiyle başladı. Çok büyük kütleli bir cisimden yayılan ışığın, cismin kütleçekiminin etkisiyle geri döneceğini ve dolayısıyla cismin ışık yaymayacağını düşünen Michell, böyle bir cismin görülemeyeceğini savladı. Genel göreliliğin öngörüleri, modern gözlemler ve son olarak LIGO’nun gravitasyon (kütleçekim) dalgalarını keşfinden sonra artık net bir şekilde biliyoruz ki, bu tür gökcisimleri evrende gerçekten var ve onlara “kara delik” diyoruz.
Kara deliklerin dışında evrende ışık yaymayan veya yaydığı ışığın sönüklüğünden dolayı tespit edemeyeceğimiz birçok gökcismi vardır: soğuyan beyaz cüceler, uzaktaki zayıf ışık yayan yıldızlar, yörüngede olmayan büyük gezegenler, göktaşları… Tüm bu cisimlerinden gelen ışık çok zayıf olacağından veya hiç olmayacağından, bu tür cisimler de karanlık olarak adlandırılabilir.
Işımayan gökcismi fikrinden yola çıkıp yapılabilecek en basit karanlık madde tanımı, göremediğimiz fakat kütleçekim etkisinin farkına varabileceğimiz madde türü olarak tanımlanabilir. Ancak ileride göreceğimiz üzere modern anlamdaki karanlık madde çok daha farklı bir şeye referans verecek.
Kayıp kütle problemi
Elimize bir taş alıp eğer yeterince yüksek bir hızda havaya atarsak, o taş bir daha geri dönmez; Dünya’nın çekim kuvvetini yenip ek bir kuvvet uygulamaya gerek olmaksızın uzayda yoluna devam eder. Bu hızı belirleyen faktör ise Dünya’nın kütlesidir ve saniyede yaklaşık 10 km civarındadır. Bir cismin veya cisim sistemlerinin yarattığı çekim potansiyelinden kurtulup uzaya savrulmak için gereken kurtulma hızı, tamamen o sistem içerisindeki kütle miktarına bağlıdır.
İsviçreli astronom Fritz Zwicky, 1933’de Coma kümesindeki galaksilerin hız ölçümlerini yaptı ve beklenmedik sonuçlarla karşılaştı: Galaksiler çok yüksek hızlarla hareket etmekteydi. Şöyle ki galaksilerin büyük bölümü kaçış hızının çok üzerindeki hızlarda hareket etmesine rağmen küme içerisinde bağlı duruyorlardı. Zwicky, bu ilginç bulguyu derinleştirmek adına galaksilerin parlaklarından yararlanarak kümenin toplam kütlesini hesaplamaya koyuldu.
İsveçli astronom Fritz Zwicky’nin yaptığı çalışmalar ve ulaştığı bulgular, galaksilerdeki kayıp kütle problemini ortaya çıkarmıştı.
Işıma gücü ile kütle arasında bir bağıntı söz konusudur. Bu bağıntıdan faydalanan Zwicky, optik (gözle görünür ışık) teleskop gözlemleriyle küme içerisindeki galaksilerin toplam ışınım kütlesini hesapladı. Işıma kütlesini hesaplamasının ardından galaksilerin kaçış hızlarını temel alarak, en yüksek hızdaki galaksileri bağlı tutmaya yetecek minimum kütleyi de hesapladı. Sonuçları karşılaştırdığında ise, modern astronominin en çarpıcı sonuçlarından birine ulaştı.
Kurtulma hızından hesaplanan kütle ile ışınım gücünden hesaplanan kütle arasında yaklaşık 50 (düzeltmelerle gelen değer) katlık fark vardı. Yani tüm parlayan cisimlerin katkısı, toplam kütlenin 50’de biri kadardı. Buradan çıkarılacak en doğrudan sonuç ise ortada yüksek miktarda kayıp kütle olduğudur. Bilimsel literatüre kayıp kütle problemi olarak geçen bu bulgu, karanlık maddenin modern anlamında ortaya çıkış miladı olarak tanımlanabilir. Ancak devrim niteliğindeki bu keşif, reddedilemez kanıtlar çoğalana dek bilim camiası tarafından pek kabul görmedi.
Kayıp kütle problemi, o dönemde her ne kadar bilimcilerin temel gündemlerinden olmasa da, bu konuya eğilen fizikçi ve astronomlar vardı. Zwicky’nin yaptığı çalışmanın benzerini Virgo kümesinde yapan Sinclair Smith, yine benzer sonuçlarla karşılaştı: Kütlenin büyük kısmı görünmüyordu. Karanlık maddenin elini güçlendiren başka bir önemli çalışma da, spiral galaksilerin dönüş eğrilerinin hesaplanması sonucunda ortaya çıktı.
Spiral galaksiler, eliptik ve düzensiz galaksilerin aksine, galaksi merkezi etrafında düzenli şekilde dönen yıldızlara sahiptir. Bu düzenli yıldız dönüşlerinden yararlanarak da herhangi bir yıldızdan galaksi merkezine olan toplam kütleyi Newton yasaları yardımıyla bulabiliriz. Çünkü yıldızın galaksi merkezi etrafındaki dönüş hızı, tamamen merkez ile kendisi arasındaki kütle miktarına bağlıdır.
Bu fikirden yola çıkarak merkeze yakın bir yıldızdan başlayıp galaksi eteklerine kadar yıldızların merkez etrafındaki dönme hızlarını ölçer ve bunu uzaklığa bağlı bir grafiğe dökersek, galaksideki kütle dağılım profilini veren bir dönüş eğrisi elde ederiz. 1939’da Horace Babrock’un Andromeda galaksisi üzerinde yaptığı tam olarak buydu. Merkez civarındaki bir yıldızdan başlayıp galaksinin en dış kısımlarına kadar yıldızların hızlarını ölçen Babrock, karanlık madde fikrini kuvvetlendirecek sonuçlar elde etti.
Spiral galaksilerdeki uzaklığa bağlı dönme hızları.
Andromeda’nın optik gözlemlerinden kütle hesabı yapıldığında, kütlenin büyük çoğunluğunun merkez civarında toplandığı sonucu ortaya çıkar. Bu türdeki sistemler Kepleryen sistem olarak adlandırılırlar ve merkez bölgeden uzaklaştıkça dönüş hızları -tıpkı Güneş Sistemi’nde olduğu gibi- azalır. Babrock’un dönüş eğrileri ise bunun aksini göstermekteydi. Yıldızların hızları eteklere doğru azalmıyor; düzgün seyrediyordu. Bunun en olası açıklaması ise yine galaksi içerisinde büyük miktarda görünmeyen kütle olmasıdır.
Benzer çalışmalar birbiri ardını izledi. Tüm sonuçlar birbirlerini doğrulamaktaydı. Galaksi ve galaksi kümelerinin kütlesinin büyük kısmı göremediğimiz karanlık maddeden oluşmaktaydı. Gravitasyon modelinde yanlışlık olduğunu ve modifiye edildikten sonra kayıp kütle probleminin ortadan kalkacağını düşünenler olsa da, karanlık maddenin eli oldukça güçlenmişti. Karanlık maddenin su götürmez bir fiziksel gerçeklik olduğu ise Kurşun kümesinin gözlemlerinden gelecekti.
Kurşun kümesi
Galaksi kümeleri 100-1000 arasında galaksi barındıran, süper kümelerden sonra evrendeki en büyük çekimsel sistemlerdir. Galaksilerin arasındaki büyük boşluklarda ise son derece yoğun ve sıcak, X-ışını yayan plazma vardır.
Kurşun kümesi illüstrasyonu.
Evrende çok sık olmasa da galaksi kümeleri birbirleriyle çarpışır. Galaksiler arasındaki mesafeler çok büyük olduğundan dolayı bu çarpışmalar esas itibarıyla kümelerdeki plazmalar arasında gerçekleşir ve galaksiler birbirinden etkilenmeden geçip gider. Karanlık maddenin en net kanıtlarından biri, böyle bir çarpışmanın yaşandığı Kurşun kümesine ait X-ışını verilerinden gelmiştir.
İlüstrasyonda da gösterildiği gibi, galaksiler birbiri yanından geçmiş ve hereketlerini sürdürmekteyken, galaksiler arası yoğun küme plazmaları birbiriyle çarpışmıştır. Kümelerin kütlesinin yüzde 90’a yakınının galaksiler arası plazmadan meydana geldiğini göz önüne aldığımızda, toplam kütlenin yüzde 90’ının merkezdeki çarpışan plazmalarda; yüzde 10’unun ise birbiri yanından geçmiş galaksilerde toplanması gerektiği sonucuna kolayca varabiliriz. Durumun gerçekten böyle olup olmadığını anlamak içinse elimizde güçlü bir yöntem var: kütleçekimsel merceklenme.
Kurşun kümesinin yarattığı kütleçekimsel merceklenme etkisinin merkezi, doğal olarak kütle miktarının en fazla olduğu yerde olmalıdır. X-ışını teleskoplarından “gördüğümüz” kadarıyla da bu merkez çarpışan plazmaların merkezi olmalıdır. Ancak sonuçlar bunun tam aksini söylemiştir: Kütleçekimsel merceklemenin en yoğun olduğu bölgeler, galaksilerin olduğu bölgelerdir. Kümenin toplam kütlesinin yüzde 80’i bu bölgede toplanmıştır. Ancak yukarıda da belirttiğimiz ve bildiğimiz üzere plazma kütlesi galaksi kütlelerinden 10 kat daha fazladır. O zaman galaksilerin bulunduğu bölgede bu denli yüksek miktardaki kütlenin sebebi ne olabilir?
Kurşun kümesinden elde edilen sonuçlar açıkça göstermiştir ki, galaksi kümelerinin büyük çoğunluğu karanlık maddeden meydana gelmektedir. Tipik bir kümenin yaklaşık yüzde 1-2’si yıldızlar, gezegenler gibi görebildiğimiz maddeden; yüzde 10-20’si, X-ışını teleskoplarıyla görebildiğimiz galaksilerarası ortamı dolduran sıcak plazmadan ve yüzde 80-90’ı ise karanlık maddeden meydana gelmektedir.
Kurşun kümesinden elde edilen bir diğer önemli bulgu da karanlık maddenin -kütleçekim etkisi dışında- kendi arasında da, diğer maddeyle de herhangi bir etkileşime girmediğidir. Artık karanlık maddenin varlığı kesin olarak kanıtlanmıştır. Peki karanlık maddeyi oluşturan bileşen veya bileşenler ne olabilir?
Büyük kütleli yoğun cisimler (MACHO)
Karanlık maddenin varlığı gözlem ve verilerle kanıtlandıktan sonra, sıra onu meydana getiren bileşen veya bileşenlerin ne olduğu sorusunu sormaya geldi.
Karanlık maddeye getirilen ilk ve doğal öneri onun gezegenler, göktaşları, sönük yıldızlar, nötron yıldızları, kara delikler, beyaz cüceler, kahverengi cüceler gibi ışık yaymayan veya çok az yayan gökcisimlerinden meydana gelmiş olabileceğiydi. MACHO (büyük kütleli yoğun cisimler) olarak isimlendirilen bu tür gökcisimleri, karanlık maddenin ilk adaylarındandır.
Karanlık maddenin sönük gökcisimlerinden meydana geldiği fikrini test etmek amacıyla yine kütleçekimsel merceklenmeden yararlanarak ışık yaymayan MACHO’lar tespit edilebilir.
2007 yılında Samanyolu galaksi halesindeki MACHO’ları tespit etmek amacıyla yapılan EROS-2 projesi, MACHO’ların kütlesinin karanlık madde kütlesinin yüzde 8’den azını ancak karşılayabildiğini gösterdi. Bunun da ötesinde ortada daha temel bir problem var. Bildiğimiz madde türü proton, nötron ve elektrondan meydana gelmektedir. Bu türdeki maddelere baryonik madde adı verilir. Karanlık maddenin baryonik olması ise beraberinde birçok sorunu getirmektedir.
Karanlık madde proton ve nötronlardan (baryonik) meydana geliyor olsaydı, atom çekirdeğinin sentezlendiği evrenin ilk dakikalarında karanlık maddeyi oluşturan proton ve nötronlar da bulunacaktı. Böylece evrende daha fazla helyum ve lityum oluşacak ve belki de evren yeterince soğumadan karbon ve oksijen de ilkel evrende ortaya çıkabilecekti. Ancak WMAP ve Plank verilerinden yüksek duyarlılıkla biliyoruz ki, evrende gözlemlediğimiz görünür element bolluğu ile başlangıçtaki element bolluğu yüksek uyum içerisindedir. Tüm bu sebeplerden dolayı karanlık maddenin MACHO’lardan, dolayısıyla baryonik maddeden meydana gelmesi pek olası gözükmemektedir.
MACHO’ların (büyük kütleli yoğun cisimlerin) tespit edilmesi.
Evrenimizin tutkalı: Karanlık madde
Karanlık maddenin baryonik maddeden meydana gelmemiş olması, kozmik tarihimiz ve evrenin şekillenişi açısından son derece önemlidir.
Evren başlangıçta son derece sıcak ve yoğun bir ortamdan ibaretti. Bu ortamdaki fotonlar, sürekli olarak maddeyle etkileşime girerek maddenin kümeleşmesine fırsat tanımıyordu. Beri yandan karanlık madde foton ile etkileşime girmediğinden kütleçekimi etkisiyle kümeleşip yoğunlaşmaya çoktan başlamıştı.
Plank verilerine göre evrendeki madde dağılımı.
Evren yaklaşık 380 bin yaşındayken genişlemeden ötürü yeteri kadar soğudu ve atomların oluşabilmesi olanaklı hale geldi. Atom oluşturup seyrelen evrende ise fotonlar özgürce hareket etme olanağına kavuşup kaçmaya başladı (kozmik mikrodalga fon ışınımı). Işınım basıncından kurtulan normal madde ise böylece kümeleşmeye başladı. Halihazırda kütleçekimsel olarak kümeleşmiş karanlık madde bulutları, normal maddeyi kendine çekti ve galaksi kümelerini, galaksileri, yıldızları… oluşturacak tüm maddesel evrim karanlık madde bulutlarının içerisinde gerçekleşti.
Eğer karanlık madde evrende olmasaydı, madde kümeleşmek için gereken yeterli kütleçekimsel potansiyelini tek başına sağlayamayacak ve evren bugünkünden çok farklı bir yapıda olacaktı. Evrenin bugünkü formda olmasını karanlık maddeye borçluyuz.
Egzotik karanlık madde adayları
Evrendeki baryonik madde miktarının karanlık maddeyi karşılamak için yeterli olmaması, araştırmacıları egzotik parçacık arayışlarına yöneltti. Bu adaylardan beklenen en önemli iki özellik ise, kütleçekimi dışında herhangi bir etkileşime girmemesi -veya çok düşük olasılıklarla girmesi- ve karanlık maddenin kütlesini karşılayacak denli çok ve/veya büyük kütleli olmasıdır. Deneysel olarak henüz gözlenmemiş olmalarına rağmen teorik olarak öngörülen birkaç aday elimizde mevcut.
Aksiyonlar
Atom çekirdeğinin bir arada kalmasını sağlayan, evrende bildiğimiz en güçlü etkileşme türü olan kuvvetli etkileşim, kuantum kromodinamik (QCD) adı altında teorize edilmiştir. Fiziksel fenomenlerin teorisi yapılırken bazen problemlerin üstesinden gelmek veya problemlerin etrafından dolanmak amacıyla denklemlere yeni bir şeyler eklenebilir (Parçacıkların kütle kazanma mekanizmalarını kurabilmek için Higgs’in bir skaler alanı denklemlerin içerisine sokması gibi). Bazen de teori alışagelmemiş sonuçlar üretebilir (genel görelilik teorisinden kara deliklerin çıkması gibi).
Aksiyonlar da kuantum kromodinamik teorisindeki CP (yük-parite) probleminin üstesinden gelebilmek amacıyla ortaya atılmış teorik bir temel parçacıktır. Oldukça düşük kütleli olmasına rağmen Büyük Patlama’da çok sayıda oluştuğu düşünüldüğünden ve karanlık maddenin beklenen özelliklerini karşıladığından dolayı karanlık madde için önemli bir adaydır.
Aksiyonların karanlık maddeyi oluşturduğunu söyleyebilmek için öncelikle aksiyonları keşfetmek gerekir. Her ne kadar çok düşük olasılıkta da olsa, aksiyonlar güçlü ve zayıf etkileşimlere girebilirler, ancak bunu tespit edebilmek son derece zordur. Ancak yine düşük ihtimalle de olsa, çok güçlü manyetik alan altında bozunmaya zorlanabilirler. Bu bozunmadan açığa çıkan fotonlar tespit edilerek de aksiyonların dolaylı keşfi yapılabilir. Bunun dışında Güneş’te üretilen aksiyonların tespiti ile doğrudan bir keşif de yapılabilir. Aksiyon Karanlık Madde Deneyi (ADMX) ve CERN’deki Aksiyon Güneş Teleskobu (CAST) çalışmaları her ne kadar bunun üzerine yoğunlaşsa da QCD teorisi için elzem olan aksiyonlar şimdiye dek gözlenebilmiş değil.
Güneş’ten gelen aksiyonları tespit etme şeması.
Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar (WIMP)
Parçacık fiziği anlayışımızı derinleştirmeye yönelik birçok teori, yeni parçacık önerileri yapar. Bunların büyük bir kısmı da protondan 100 kat daha fazla kütleli, ağır parçacıklardır. Önerilen parçacıkların en hafifleri genellikle kararlı durumda olur ve daha küçük parçacıklara bozunmaz. Bozunmayan bu büyük kütleli parçacıklar ise ilginç karanlık madde adayları olarak karşımıza çıkar.
Büyük Patlama’dan sonraki saniyelerin küçük kesirlerinde evren çok sıcak ve yoğun bir haldeydi. Tıpkı parçacık hızlandırılarındaki çarpışmalar gibi sürekli olarak parçacıklar ve anti-parçacıklar oluşup yok olmaktaydı. Evren genişleyip soğudukça ise, bu parçacıkların oluşabilmesi için yeterli zemin ortadan kalkmış oldu. Kalanlar ise birbiriyle çarpışıp yok oldu veya bozundu. Fakat nötrino gibi zayıf etkileşimli bazı parçacıklar tamamen yok olmayıp hayatta kalmayı başardı ve evrende halen varlığını sürdürmektedir (fotondan sonra evrendeki en bol parçacık nötrinodur). Yine, sadece zayıf etkileşime cevap veren büyük kütleli ve kararlı parçacıklardan hayatta kalmayı başarmış olan parçacıklar ise WIMP olarak adlandırılır ve evrendeki karanlık madde yoğunluğunu karşılayacak niteliktedir.
Akla gelen ilk aday şüphesiz nötrino olacaktır, çünkü evrende fotondan sonra en bol bulunan parçacık türü nötrinolardır. Ancak son yapılan araştırmalara göre nötrino kütlesi, elektron kütlesinin 100 katından daha az bulunmuştur. Bu durumda her ne kadar sayıca fazla olsa da nötrinoların karanlık madde olması pek olası değildir. Beri yandan gözlemlenen 3 tip nötrino (elektron nötrinosu, müon nötrinosu ve tau nötrinosu) türü dışında steril nötrino adı verilen kuramsal bir nötrino türü daha mevcuttur. Steril nötrinonun kütlesi karanlık madde adayı olabilmesi için yeterlidir.
Süpersimetri kuramına göre Standart Model’deki her parçacığın zıt spinli ve daha ağır bir eş parçacığı bulunmaktadır. Bu parçacıklardan en hafifleri ise genellikle kararlı durumdadır ve uygun karanlık madde adayları olarak karşımıza çıkar. Nötralino, gravitino veya snötrino gibi süpersimetrik parçacıklar bunlardan bazılarıdır. Bunun dışında ekstra boyutları gerektiren Kaluza-Klein parçacıkları da karanlık madde adayları olarak karşımıza çıkarlar.
Evrenin yüzde 27’ye yakın bir kesrini oluşturan karanlık maddenin içeriği hakkında henüz sağlıklı bilgiye sahip değiliz. Ancak yine de yaptığı kütleçekimsel etkiyi gözlemleyebiliyor, karanlık madde miktarını hesaplayabiliyoruz. Standart Model’deki veya onun ötesindeki bazı teorilerin öngörüleri her ne kadar karanlık madde için uygun adaylar sunsa da tüm bu adaylar arasında henüz gözlemlenebilmiş tek bir parçacık bile yoktur. Çözümün bu parçacıklar arasından mı olacağı, yoksa hiç beklenmedik bir yerden mi geleceği ise halen bilinmezliğini koruyor.
Kutu 1: Kayıp kütlenin bir kısmı çok parlak: X-ışınları
Zwicky’nin kayıp kütle problemini ortaya attığı tarihte henüz X-ışını astrofiziği diye bir alan ortaya çıkmamıştı. Çünkü uzaydan Dünya’ya gelen X-ışınları atmosfer tarafından yakalanır ve yüzeye ulaşması engellenir. Bu yüzden X-ışınlarını görebilmek için uzay teleskopları kullanmak gereklidir, ancak o dönemde uzay teleskopları için yeterli teknolojik olgunluk mevcut değildi.
Optik ve X-ışını görüntülerinin karşılaştırılması.
1960’larda roket ölçümleriyle başlayan X-ışını gözlemleri, 1970’li yıllarda ilk X-ışını teleskoplarının uzaya atılmasıyla devam etti ve yeni bir astrofiziğin kapısı aralandı. Daha sonra yörüngeye oturtulan Einstein, Chandra ve XMM-Newton gibi X-ışını teleskoplarından alınan verilerle birlikte X-ışını astrofiziği, modern astronomide önemli bir yere sahip oldu.
X-ışını teleskopları kullanılarak galaksi kümelerindeki galaksiler arası ortamın boşluktan değil, aksine çok yoğun ve sıcak X-ışını yayan plazmadan meydana geldiği gözlemlendi. Bunun da ötesinde galaksi kümelerinin kütlelerinin yüzde 90’a yakınının bu plazma formunda olduğu hesaplandı.
Kütleçekimsel merceklenme
Einstein, genel görelilik kuramnda kütleçekimi adını verdiğimiz kuvvetin esasında uzay-zamandaki bükülmelerden başka bir şey olmadığını gösterdi. Kütlenin varlığı uzay-zamanda deformasyonlar meydana getirmekte; uzay-zamanda meydana gelen deformasyonlar ise maddenin hareketini belirlemektedir. Geçen yıl 100. yıldönümünü kutladığımız genel görelilik teorisi yüzyıldır sınanmakta ve her sınamanın altından başarıyla kalkmaktadır.
Kütleçekimsel lensleme.
Kütleçekimsel mercekleme, genel görelilik teorisinin en doğrudan öngörülerinden biridir. Kütle tarafından bükülmüş uzay-zamanda hareket etmekte olan ışığın büküleceğini savlayan kütleçekimsel mercekleme, ilk olarak 1919’da Eddington tarafından gözlendi ve Einstein’in dünya çapında şöhrete kavuşmasına yol açtı.
Bilindiği üzere ışık iki nokta arasında en kısa yolu izlemektedir. Eğri bir uzay-zamanda ise iki nokta arasındaki en kısa yol doğru değil eğri olduğundan, ışık kütle civarından geçerken hareketini eğri uzay zamanda devam ettirir ve kütleye doğru “çekilir”. Bu olay kütleçekimsel mercekleme olarak adlandırılır ve astronomik -özellikle kütle- hesaplamalarında kullanılan çok güçlü bir yöntemdir. Eğer ışığın ne kadar büküldüğü gözlenebilirse, bükülmeye yol açan kütle hesaplanabilir. Tersinden bakılacak olursa da, kütleyi biliyorsak ışığın ne kadar büküleceğini bulabiliriz.
