{"id":15238,"date":"2016-07-01T15:03:59","date_gmt":"2016-07-01T12:03:59","guid":{"rendered":"http:\/\/109.232.216.219\/~bilimvegelecek\/?p=15238"},"modified":"2017-12-26T15:56:08","modified_gmt":"2017-12-26T12:56:08","slug":"karanlik-maddenin-karanlik-taraflari","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/bilimvegelecek.com.tr\/index.php\/2016\/07\/01\/karanlik-maddenin-karanlik-taraflari","title":{"rendered":"Karanl\u0131k maddenin karanl\u0131k taraflar\u0131"},"content":{"rendered":"

Karanl\u0131k madde, modern kozmoloji ve astrofizi\u011fin temel problemlerinden biridir. G\u00f6z\u00fcm\u00fczle veya teleskoplar\u0131m\u0131zla g\u00f6remedi\u011fimiz fakat \u00e7ekimsel etkilerini g\u00f6zlemleyebildi\u011fimiz karanl\u0131k madde, galaksiler ve galaksi k\u00fcmeleri gibi b\u00fcy\u00fck \u00f6l\u00e7ekli yap\u0131lar\u0131n bir arada kalabilmesine olanak tan\u0131yan kozmik bir yap\u0131\u015ft\u0131r\u0131c\u0131 g\u00f6revi g\u00f6r\u00fcyor. <\/em><\/p>\n

\"\"
Do\u011fada bildi\u011fimiz d\u00f6rt temel kuvvet var.<\/figcaption><\/figure>\n

Do\u011fada bildi\u011fimiz kadar\u0131yla d\u00f6rt temel kuvvet vard\u0131r; evrendeki b\u00fct\u00fcn etkile\u015fimler bu d\u00f6rt kuvvetin etkisiyle ger\u00e7ekle\u015fir. En g\u00fc\u00e7l\u00fcs\u00fcnden zay\u0131f\u0131na do\u011fru s\u0131ralayacak olursak, atom \u00e7ekirde\u011finin bir arada kalmas\u0131na olanak tan\u0131yan kuvvetli etkile\u015fme<\/strong> ilk s\u0131rada yer al\u0131r. \u0130kinci s\u0131rada ise atomik etkile\u015fmelerden ve elektromanyetizmadan sorumlu elektromanyetik etkile\u015fim<\/strong> gelir. Ard\u0131ndan radyoaktif bozunumlar\u0131 y\u00f6nlendiren zay\u0131f etkile\u015fim<\/strong> ve son s\u0131rada ise k\u00fctle\u00e7ekim etkile\u015fmesi<\/strong> yer al\u0131r.<\/p>\n

K\u00fctle\u00e7ekim etkile\u015fiminin g\u00fcc\u00fc o kadar k\u00fc\u00e7\u00fckt\u00fcr ki, elektromanyetik etkile\u015fim ile kar\u015f\u0131la\u015ft\u0131r\u0131ld\u0131\u011f\u0131nda 10-38<\/sup> (10 milyar kere milyar kere milyar kere milyarda bir) kat daha zay\u0131f kal\u0131r. Ancak, devasa k\u00fctleli g\u00f6kcisimleri ve sistemler, bu zay\u0131fl\u0131\u011f\u0131 dengeler ve kozmik \u00f6l\u00e7ekte k\u00fctle\u00e7ekim etkile\u015fmesinin egemen g\u00fc\u00e7 olmas\u0131na olanak tan\u0131r. Kozmolojik \u00f6l\u00e7ekte, evreni y\u00f6nlendiren temel mekanizma k\u00fctle\u00e7ekimidir (gravitasyon).<\/p>\n

Evrende olup biten s\u00fcre\u00e7leri g\u00f6zlemleyebilmek i\u00e7in elektromanyetik etkile\u015fmeye ve onun arac\u0131 par\u00e7ac\u0131\u011f\u0131 fotonlara ihtiyac\u0131m\u0131z vard\u0131r (Art\u0131k bu zorunluluk LIGO\u2019nun g\u00f6zleminden sonra ortadan kalkacak gibi durmaktad\u0131r). Uzaktaki bir g\u00f6kcismini g\u00f6rebilmemiz i\u00e7in o cisimden g\u00f6z\u00fcm\u00fcze veya teleskoplar\u0131m\u0131za foton (\u0131\u015f\u0131k par\u00e7ac\u0131\u011f\u0131) gelmesi gerekir; aksi halde orada bir cisim oldu\u011funa dair \u201cdo\u011frudan\u201d bir \u00e7\u0131kar\u0131m yapamay\u0131z. Ancak orada bir cisim oldu\u011funun fark\u0131na varabilmek i\u00e7in bahsi ge\u00e7en cismin ba\u015fka bir i\u00e7kin \u00f6zelli\u011fi olan k\u00fctle\u00e7ekim etkisinden yararlanabiliriz. Bir an i\u00e7in G\u00fcne\u015f\u2019in \u0131\u015f\u0131k yaymad\u0131\u011f\u0131n\u0131 d\u00fc\u015f\u00fcnelim. Bu durumda G\u00fcne\u015f\u2019i \u201cg\u00f6remeyiz\u201d, fakat sadece g\u00f6ky\u00fcz\u00fc g\u00f6zlemleri yaparak ve Newton\u2019un yasalar\u0131n\u0131 kullanarak G\u00fcne\u015f\u2019in etraf\u0131nda d\u00f6nd\u00fc\u011f\u00fcm\u00fcz\u00fc ke\u015ffedebilir ve buradan da etraf\u0131nda d\u00f6nd\u00fc\u011f\u00fcm\u00fcz \u015feyin k\u00fctlesini hesaplayabiliriz. Nept\u00fcn gezegeni benzer hesaplamalar yap\u0131larak \u00f6ng\u00f6r\u00fclm\u00fc\u015f ve bir sene sonra ke\u015ffedilmi\u015ftir.<\/p>\n

Gravitasyon, astronomi ve kozmolojinin en g\u00fc\u00e7l\u00fc silahlar\u0131ndan biridir, \u00e7\u00fcnk\u00fc onun i\u00e7in herhangi bir engel s\u00f6z konusu de\u011fildir; koyulacak hi\u00e7bir bariyer onun etkisini engellemek i\u00e7in yeterli olamaz. E\u011fer g\u00f6ky\u00fcz\u00fcnde bir cisim var ise, onu g\u00f6remesek de yaratt\u0131\u011f\u0131 k\u00fctle\u00e7ekimsel etkiyle onu bulabiliriz.<\/p>\n

Karanl\u0131k madde fikri<\/strong><\/p>\n

Karanl\u0131k (\u0131\u015f\u0131k yaymayan) madde fikrinin tarihsel olarak sahneye \u00e7\u0131k\u0131\u015f\u0131, John Michell\u2019in 1783\u2019te yapt\u0131\u011f\u0131 d\u00fc\u015f\u00fcnce deneyiyle ba\u015flad\u0131. \u00c7ok b\u00fcy\u00fck k\u00fctleli bir cisimden yay\u0131lan \u0131\u015f\u0131\u011f\u0131n, cismin k\u00fctle\u00e7ekiminin etkisiyle geri d\u00f6nece\u011fini ve dolay\u0131s\u0131yla cismin \u0131\u015f\u0131k yaymayaca\u011f\u0131n\u0131 d\u00fc\u015f\u00fcnen Michell, b\u00f6yle bir cismin g\u00f6r\u00fclemeyece\u011fini savlad\u0131. Genel g\u00f6relili\u011fin \u00f6ng\u00f6r\u00fcleri, modern g\u00f6zlemler ve son olarak LIGO\u2019nun gravitasyon (k\u00fctle\u00e7ekim) dalgalar\u0131n\u0131 ke\u015ffinden sonra art\u0131k net bir \u015fekilde biliyoruz ki, bu t\u00fcr g\u00f6kcisimleri evrende ger\u00e7ekten var ve onlara \u201ckara delik\u201d diyoruz.<\/p>\n

Kara deliklerin d\u0131\u015f\u0131nda evrende \u0131\u015f\u0131k yaymayan veya yayd\u0131\u011f\u0131 \u0131\u015f\u0131\u011f\u0131n s\u00f6n\u00fckl\u00fc\u011f\u00fcnden dolay\u0131 tespit edemeyece\u011fimiz bir\u00e7ok g\u00f6kcismi vard\u0131r: so\u011fuyan beyaz c\u00fcceler, uzaktaki zay\u0131f \u0131\u015f\u0131k yayan y\u0131ld\u0131zlar, y\u00f6r\u00fcngede olmayan b\u00fcy\u00fck gezegenler, g\u00f6kta\u015flar\u0131\u2026 T\u00fcm bu cisimlerinden gelen \u0131\u015f\u0131k \u00e7ok zay\u0131f olaca\u011f\u0131ndan veya hi\u00e7 olmayaca\u011f\u0131ndan, bu t\u00fcr cisimler de karanl\u0131k olarak adland\u0131r\u0131labilir.<\/p>\n

I\u015f\u0131mayan g\u00f6kcismi fikrinden yola \u00e7\u0131k\u0131p yap\u0131labilecek en basit karanl\u0131k madde tan\u0131m\u0131, g\u00f6remedi\u011fimiz fakat k\u00fctle\u00e7ekim etkisinin fark\u0131na varabilece\u011fimiz madde t\u00fcr\u00fc olarak tan\u0131mlanabilir. Ancak ileride g\u00f6rece\u011fimiz \u00fczere modern anlamdaki karanl\u0131k madde \u00e7ok daha farkl\u0131 bir \u015feye referans verecek.<\/p>\n

Kay\u0131p k\u00fctle problemi<\/strong><\/p>\n

Elimize bir ta\u015f al\u0131p e\u011fer yeterince y\u00fcksek bir h\u0131zda havaya atarsak, o ta\u015f bir daha geri d\u00f6nmez; D\u00fcnya\u2019n\u0131n \u00e7ekim kuvvetini yenip ek bir kuvvet uygulamaya gerek olmaks\u0131z\u0131n uzayda yoluna devam eder. Bu h\u0131z\u0131 belirleyen fakt\u00f6r ise D\u00fcnya\u2019n\u0131n k\u00fctlesidir ve saniyede yakla\u015f\u0131k 10 km civar\u0131ndad\u0131r. Bir cismin veya cisim sistemlerinin yaratt\u0131\u011f\u0131 \u00e7ekim potansiyelinden kurtulup uzaya savrulmak i\u00e7in gereken kurtulma h\u0131z\u0131, tamamen o sistem i\u00e7erisindeki k\u00fctle miktar\u0131na ba\u011fl\u0131d\u0131r.<\/p>\n

\u0130svi\u00e7reli astronom Fritz Zwicky, 1933\u2019de Coma k\u00fcmesindeki galaksilerin h\u0131z \u00f6l\u00e7\u00fcmlerini yapt\u0131 ve beklenmedik sonu\u00e7larla kar\u015f\u0131la\u015ft\u0131: Galaksiler \u00e7ok y\u00fcksek h\u0131zlarla hareket etmekteydi. \u015e\u00f6yle ki galaksilerin b\u00fcy\u00fck b\u00f6l\u00fcm\u00fc ka\u00e7\u0131\u015f h\u0131z\u0131n\u0131n \u00e7ok \u00fczerindeki h\u0131zlarda hareket etmesine ra\u011fmen k\u00fcme i\u00e7erisinde ba\u011fl\u0131 duruyorlard\u0131. Zwicky, bu ilgin\u00e7 bulguyu derinle\u015ftirmek ad\u0131na galaksilerin parlaklar\u0131ndan yararlanarak k\u00fcmenin toplam k\u00fctlesini hesaplamaya koyuldu.<\/p>\n

\"\"
\u0130sve\u00e7li astronom Fritz Zwicky\u2019nin yapt\u0131\u011f\u0131 \u00e7al\u0131\u015fmalar ve ula\u015ft\u0131\u011f\u0131 bulgular, galaksilerdeki kay\u0131p k\u00fctle problemini ortaya \u00e7\u0131karm\u0131\u015ft\u0131.<\/figcaption><\/figure>\n

I\u015f\u0131ma g\u00fcc\u00fc ile k\u00fctle aras\u0131nda bir ba\u011f\u0131nt\u0131 s\u00f6z konusudur. Bu ba\u011f\u0131nt\u0131dan faydalanan Zwicky, optik (g\u00f6zle g\u00f6r\u00fcn\u00fcr \u0131\u015f\u0131k) teleskop g\u00f6zlemleriyle k\u00fcme i\u00e7erisindeki galaksilerin toplam \u0131\u015f\u0131n\u0131m k\u00fctlesi<\/strong>ni\u00a0 hesaplad\u0131.\u00a0 I\u015f\u0131ma k\u00fctlesini hesaplamas\u0131n\u0131n ard\u0131ndan galaksilerin ka\u00e7\u0131\u015f h\u0131zlar\u0131n\u0131 temel alarak, en y\u00fcksek h\u0131zdaki galaksileri ba\u011fl\u0131 tutmaya yetecek minimum k\u00fctleyi de hesaplad\u0131. Sonu\u00e7lar\u0131 kar\u015f\u0131la\u015ft\u0131rd\u0131\u011f\u0131nda ise, modern astronominin en \u00e7arp\u0131c\u0131 sonu\u00e7lar\u0131ndan birine ula\u015ft\u0131.<\/p>\n

Kurtulma h\u0131z\u0131ndan hesaplanan k\u00fctle ile \u0131\u015f\u0131n\u0131m g\u00fcc\u00fcnden hesaplanan k\u00fctle aras\u0131nda yakla\u015f\u0131k 50 (d\u00fczeltmelerle gelen de\u011fer) katl\u0131k fark vard\u0131. Yani t\u00fcm parlayan cisimlerin katk\u0131s\u0131, toplam k\u00fctlenin 50\u2019de biri kadard\u0131. Buradan \u00e7\u0131kar\u0131lacak en do\u011frudan sonu\u00e7 ise ortada y\u00fcksek miktarda kay\u0131p k\u00fctle oldu\u011fudur. Bilimsel literat\u00fcre kay\u0131p k\u00fctle problemi<\/strong> olarak ge\u00e7en bu bulgu, karanl\u0131k maddenin modern anlam\u0131nda ortaya \u00e7\u0131k\u0131\u015f milad\u0131 olarak tan\u0131mlanabilir. Ancak devrim niteli\u011findeki bu ke\u015fif, reddedilemez kan\u0131tlar \u00e7o\u011falana dek bilim camias\u0131 taraf\u0131ndan pek kabul g\u00f6rmedi.<\/p>\n

Kay\u0131p k\u00fctle problemi, o d\u00f6nemde her ne kadar bilimcilerin temel g\u00fcndemlerinden olmasa da, bu konuya e\u011filen fizik\u00e7i ve astronomlar vard\u0131. Zwicky\u2019nin yapt\u0131\u011f\u0131 \u00e7al\u0131\u015fman\u0131n benzerini Virgo k\u00fcmesinde yapan Sinclair Smith, yine benzer sonu\u00e7larla kar\u015f\u0131la\u015ft\u0131: K\u00fctlenin b\u00fcy\u00fck k\u0131sm\u0131 g\u00f6r\u00fcnm\u00fcyordu. Karanl\u0131k maddenin elini g\u00fc\u00e7lendiren ba\u015fka bir \u00f6nemli \u00e7al\u0131\u015fma da, spiral galaksilerin d\u00f6n\u00fc\u015f e\u011frilerinin hesaplanmas\u0131 sonucunda ortaya \u00e7\u0131kt\u0131.<\/p>\n

Spiral galaksiler, eliptik ve d\u00fczensiz galaksilerin aksine, galaksi merkezi etraf\u0131nda d\u00fczenli \u015fekilde d\u00f6nen y\u0131ld\u0131zlara sahiptir. Bu d\u00fczenli y\u0131ld\u0131z d\u00f6n\u00fc\u015flerinden yararlanarak da herhangi bir y\u0131ld\u0131zdan galaksi merkezine olan toplam k\u00fctleyi Newton yasalar\u0131 yard\u0131m\u0131yla bulabiliriz. \u00c7\u00fcnk\u00fc y\u0131ld\u0131z\u0131n galaksi merkezi etraf\u0131ndaki d\u00f6n\u00fc\u015f h\u0131z\u0131, tamamen merkez ile kendisi aras\u0131ndaki k\u00fctle miktar\u0131na ba\u011fl\u0131d\u0131r.<\/p>\n

Bu fikirden yola \u00e7\u0131karak merkeze yak\u0131n bir y\u0131ld\u0131zdan ba\u015flay\u0131p galaksi eteklerine kadar y\u0131ld\u0131zlar\u0131n merkez etraf\u0131ndaki d\u00f6nme h\u0131zlar\u0131n\u0131 \u00f6l\u00e7er ve bunu uzakl\u0131\u011fa ba\u011fl\u0131 bir grafi\u011fe d\u00f6kersek, galaksideki k\u00fctle da\u011f\u0131l\u0131m profilini veren bir d\u00f6n\u00fc\u015f e\u011frisi elde ederiz. 1939\u2019da Horace Babrock\u2019un Andromeda galaksisi \u00fczerinde yapt\u0131\u011f\u0131 tam olarak buydu. Merkez civar\u0131ndaki bir y\u0131ld\u0131zdan ba\u015flay\u0131p galaksinin en d\u0131\u015f k\u0131s\u0131mlar\u0131na kadar y\u0131ld\u0131zlar\u0131n h\u0131zlar\u0131n\u0131 \u00f6l\u00e7en Babrock, karanl\u0131k madde fikrini kuvvetlendirecek sonu\u00e7lar elde etti.<\/p>\n

\"\"
Spiral galaksilerdeki uzakl\u0131\u011fa ba\u011fl\u0131 d\u00f6nme h\u0131zlar\u0131.<\/figcaption><\/figure>\n

Andromeda\u2019n\u0131n optik g\u00f6zlemlerinden k\u00fctle hesab\u0131 yap\u0131ld\u0131\u011f\u0131nda, k\u00fctlenin b\u00fcy\u00fck \u00e7o\u011funlu\u011funun merkez civar\u0131nda topland\u0131\u011f\u0131 sonucu ortaya \u00e7\u0131kar. Bu t\u00fcrdeki sistemler Kepleryen sistem olarak adland\u0131r\u0131l\u0131rlar ve merkez b\u00f6lgeden uzakla\u015ft\u0131k\u00e7a d\u00f6n\u00fc\u015f h\u0131zlar\u0131 -t\u0131pk\u0131 G\u00fcne\u015f Sistemi\u2019nde oldu\u011fu gibi- azal\u0131r. Babrock\u2019un d\u00f6n\u00fc\u015f e\u011frileri ise bunun aksini g\u00f6stermekteydi. Y\u0131ld\u0131zlar\u0131n h\u0131zlar\u0131 eteklere do\u011fru azalm\u0131yor; d\u00fczg\u00fcn seyrediyordu. Bunun en olas\u0131 a\u00e7\u0131klamas\u0131 ise yine galaksi i\u00e7erisinde b\u00fcy\u00fck miktarda g\u00f6r\u00fcnmeyen k\u00fctle olmas\u0131d\u0131r.<\/p>\n

Benzer \u00e7al\u0131\u015fmalar birbiri ard\u0131n\u0131 izledi. T\u00fcm sonu\u00e7lar birbirlerini do\u011frulamaktayd\u0131. Galaksi ve galaksi k\u00fcmelerinin k\u00fctlesinin b\u00fcy\u00fck k\u0131sm\u0131 g\u00f6remedi\u011fimiz karanl\u0131k maddeden olu\u015fmaktayd\u0131. Gravitasyon modelinde yanl\u0131\u015fl\u0131k oldu\u011funu ve modifiye edildikten sonra kay\u0131p k\u00fctle probleminin ortadan kalkaca\u011f\u0131n\u0131 d\u00fc\u015f\u00fcnenler olsa da, karanl\u0131k maddenin eli olduk\u00e7a g\u00fc\u00e7lenmi\u015fti. Karanl\u0131k maddenin su g\u00f6t\u00fcrmez bir fiziksel ger\u00e7eklik oldu\u011fu ise Kur\u015fun k\u00fcmesinin g\u00f6zlemlerinden gelecekti.<\/p>\n

Kur\u015fun k\u00fcmesi<\/strong><\/p>\n

Galaksi k\u00fcmeleri 100-1000 aras\u0131nda galaksi bar\u0131nd\u0131ran, s\u00fcper k\u00fcmelerden sonra evrendeki en b\u00fcy\u00fck \u00e7ekimsel sistemlerdir. Galaksilerin aras\u0131ndaki b\u00fcy\u00fck bo\u015fluklarda ise son derece yo\u011fun ve s\u0131cak, X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 yayan plazma vard\u0131r.<\/p>\n

\"\"
Kur\u015fun k\u00fcmesi ill\u00fcstrasyonu.<\/figcaption><\/figure>\n

Evrende \u00e7ok s\u0131k olmasa da galaksi k\u00fcmeleri birbirleriyle \u00e7arp\u0131\u015f\u0131r. Galaksiler aras\u0131ndaki mesafeler \u00e7ok b\u00fcy\u00fck oldu\u011fundan dolay\u0131 bu \u00e7arp\u0131\u015fmalar esas itibar\u0131yla k\u00fcmelerdeki plazmalar aras\u0131nda ger\u00e7ekle\u015fir ve galaksiler birbirinden etkilenmeden ge\u00e7ip gider. Karanl\u0131k maddenin en net kan\u0131tlar\u0131ndan biri, b\u00f6yle bir \u00e7arp\u0131\u015fman\u0131n ya\u015fand\u0131\u011f\u0131 Kur\u015fun k\u00fcmesine ait X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 verilerinden gelmi\u015ftir.<\/p>\n

\u0130l\u00fcstrasyonda da g\u00f6sterildi\u011fi gibi, galaksiler birbiri yan\u0131ndan ge\u00e7mi\u015f ve hereketlerini s\u00fcrd\u00fcrmekteyken, galaksiler aras\u0131 yo\u011fun k\u00fcme plazmalar\u0131 birbiriyle \u00e7arp\u0131\u015fm\u0131\u015ft\u0131r. K\u00fcmelerin k\u00fctlesinin y\u00fczde 90\u2019a yak\u0131n\u0131n\u0131n galaksiler aras\u0131 plazmadan meydana geldi\u011fini g\u00f6z \u00f6n\u00fcne ald\u0131\u011f\u0131m\u0131zda, toplam k\u00fctlenin y\u00fczde 90\u2019\u0131n\u0131n merkezdeki \u00e7arp\u0131\u015fan plazmalarda; y\u00fczde 10\u2019unun ise birbiri yan\u0131ndan ge\u00e7mi\u015f galaksilerde toplanmas\u0131 gerekti\u011fi sonucuna kolayca varabiliriz. Durumun ger\u00e7ekten b\u00f6yle olup olmad\u0131\u011f\u0131n\u0131 anlamak i\u00e7inse elimizde g\u00fc\u00e7l\u00fc bir y\u00f6ntem var: k\u00fctle\u00e7ekimsel merceklenme.<\/p>\n

Kur\u015fun k\u00fcmesinin yaratt\u0131\u011f\u0131 k\u00fctle\u00e7ekimsel merceklenme etkisinin merkezi, do\u011fal olarak k\u00fctle miktar\u0131n\u0131n en fazla oldu\u011fu yerde olmal\u0131d\u0131r. X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 teleskoplar\u0131ndan \u201cg\u00f6rd\u00fc\u011f\u00fcm\u00fcz\u201d kadar\u0131yla da bu merkez \u00e7arp\u0131\u015fan plazmalar\u0131n merkezi olmal\u0131d\u0131r. Ancak sonu\u00e7lar bunun tam aksini s\u00f6ylemi\u015ftir: K\u00fctle\u00e7ekimsel merceklemenin en yo\u011fun oldu\u011fu b\u00f6lgeler, galaksilerin oldu\u011fu b\u00f6lgelerdir. K\u00fcmenin toplam k\u00fctlesinin y\u00fczde 80\u2019i bu b\u00f6lgede toplanm\u0131\u015ft\u0131r. Ancak yukar\u0131da da belirtti\u011fimiz ve bildi\u011fimiz \u00fczere plazma k\u00fctlesi galaksi k\u00fctlelerinden 10 kat daha fazlad\u0131r. O zaman galaksilerin bulundu\u011fu b\u00f6lgede bu denli y\u00fcksek miktardaki k\u00fctlenin sebebi ne olabilir?<\/p>\n

Kur\u015fun k\u00fcmesinden elde edilen sonu\u00e7lar a\u00e7\u0131k\u00e7a g\u00f6stermi\u015ftir ki, galaksi k\u00fcmelerinin b\u00fcy\u00fck \u00e7o\u011funlu\u011fu karanl\u0131k maddeden meydana gelmektedir. Tipik bir k\u00fcmenin yakla\u015f\u0131k y\u00fczde 1-2\u2019si y\u0131ld\u0131zlar, gezegenler gibi g\u00f6rebildi\u011fimiz maddeden; y\u00fczde 10-20\u2019si, X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 teleskoplar\u0131yla g\u00f6rebildi\u011fimiz galaksileraras\u0131 ortam\u0131 dolduran s\u0131cak plazmadan ve y\u00fczde 80-90\u2019\u0131 ise karanl\u0131k maddeden meydana gelmektedir.<\/p>\n

Kur\u015fun k\u00fcmesinden elde edilen bir di\u011fer \u00f6nemli bulgu da karanl\u0131k maddenin -k\u00fctle\u00e7ekim etkisi d\u0131\u015f\u0131nda- kendi aras\u0131nda da, di\u011fer maddeyle de herhangi bir etkile\u015fime girmedi\u011fidir. Art\u0131k karanl\u0131k maddenin varl\u0131\u011f\u0131 kesin olarak kan\u0131tlanm\u0131\u015ft\u0131r. Peki karanl\u0131k maddeyi olu\u015fturan bile\u015fen veya bile\u015fenler ne olabilir?<\/p>\n

B\u00fcy\u00fck k\u00fctleli yo\u011fun cisimler (MACHO)<\/strong><\/p>\n

Karanl\u0131k maddenin varl\u0131\u011f\u0131 g\u00f6zlem ve verilerle kan\u0131tland\u0131ktan sonra, s\u0131ra onu meydana getiren bile\u015fen veya bile\u015fenlerin ne oldu\u011fu sorusunu sormaya geldi.<\/p>\n

Karanl\u0131k maddeye getirilen ilk ve do\u011fal \u00f6neri onun gezegenler, g\u00f6kta\u015flar\u0131, s\u00f6n\u00fck y\u0131ld\u0131zlar, n\u00f6tron y\u0131ld\u0131zlar\u0131, kara delikler, beyaz c\u00fcceler, kahverengi c\u00fcceler gibi \u0131\u015f\u0131k yaymayan veya \u00e7ok az yayan g\u00f6kcisimlerinden meydana gelmi\u015f olabilece\u011fiydi. MACHO <\/strong>(b\u00fcy\u00fck k\u00fctleli yo\u011fun cisimler) olarak isimlendirilen bu t\u00fcr g\u00f6kcisimleri, karanl\u0131k maddenin ilk adaylar\u0131ndand\u0131r.<\/p>\n

Karanl\u0131k maddenin s\u00f6n\u00fck g\u00f6kcisimlerinden meydana geldi\u011fi fikrini test etmek amac\u0131yla yine k\u00fctle\u00e7ekimsel merceklenmeden yararlanarak \u0131\u015f\u0131k yaymayan MACHO\u2019lar tespit edilebilir.<\/p>\n

2007 y\u0131l\u0131nda Samanyolu galaksi halesindeki MACHO\u2019lar\u0131 tespit etmek amac\u0131yla yap\u0131lan EROS-2 projesi, MACHO\u2019lar\u0131n k\u00fctlesinin karanl\u0131k madde k\u00fctlesinin y\u00fczde 8\u2019den az\u0131n\u0131 ancak kar\u015f\u0131layabildi\u011fini g\u00f6sterdi. Bunun da \u00f6tesinde ortada daha temel bir problem var. Bildi\u011fimiz madde t\u00fcr\u00fc proton, n\u00f6tron ve elektrondan meydana gelmektedir. Bu t\u00fcrdeki maddelere baryonik madde<\/strong> ad\u0131 verilir. Karanl\u0131k maddenin baryonik olmas\u0131 ise beraberinde bir\u00e7ok sorunu getirmektedir.<\/p>\n

Karanl\u0131k madde proton ve n\u00f6tronlardan (baryonik) meydana geliyor olsayd\u0131, atom \u00e7ekirde\u011finin sentezlendi\u011fi evrenin ilk dakikalar\u0131nda karanl\u0131k maddeyi olu\u015fturan proton ve n\u00f6tronlar da bulunacakt\u0131. B\u00f6ylece evrende daha fazla helyum ve lityum olu\u015facak ve belki de\u00a0 evren yeterince so\u011fumadan karbon ve oksijen de ilkel evrende ortaya \u00e7\u0131kabilecekti. Ancak WMAP ve Plank verilerinden y\u00fcksek duyarl\u0131l\u0131kla biliyoruz ki, evrende g\u00f6zlemledi\u011fimiz g\u00f6r\u00fcn\u00fcr element bollu\u011fu ile ba\u015flang\u0131\u00e7taki element bollu\u011fu y\u00fcksek uyum i\u00e7erisindedir. T\u00fcm bu sebeplerden dolay\u0131 karanl\u0131k maddenin MACHO\u2019lardan, dolay\u0131s\u0131yla baryonik maddeden meydana gelmesi pek olas\u0131 g\u00f6z\u00fckmemektedir.<\/p>\n

\"\"
MACHO\u2019lar\u0131n (b\u00fcy\u00fck k\u00fctleli yo\u011fun cisimlerin) tespit edilmesi.<\/figcaption><\/figure>\n

Evrenimizin tutkal\u0131: Karanl\u0131k madde<\/strong><\/p>\n

Karanl\u0131k maddenin baryonik maddeden meydana gelmemi\u015f olmas\u0131, kozmik tarihimiz ve evrenin \u015fekilleni\u015fi a\u00e7\u0131s\u0131ndan son derece \u00f6nemlidir.<\/p>\n

Evren ba\u015flang\u0131\u00e7ta son derece s\u0131cak ve yo\u011fun bir ortamdan ibaretti. Bu ortamdaki fotonlar, s\u00fcrekli olarak maddeyle etkile\u015fime girerek maddenin k\u00fcmele\u015fmesine f\u0131rsat tan\u0131m\u0131yordu. Beri yandan karanl\u0131k madde foton ile etkile\u015fime girmedi\u011finden k\u00fctle\u00e7ekimi etkisiyle k\u00fcmele\u015fip yo\u011funla\u015fmaya \u00e7oktan ba\u015flam\u0131\u015ft\u0131.<\/p>\n

\"\"
Plank verilerine g\u00f6re evrendeki madde da\u011f\u0131l\u0131m\u0131.<\/figcaption><\/figure>\n

Evren yakla\u015f\u0131k 380 bin ya\u015f\u0131ndayken geni\u015flemeden \u00f6t\u00fcr\u00fc yeteri kadar so\u011fudu ve atomlar\u0131n olu\u015fabilmesi olanakl\u0131 hale geldi. Atom olu\u015fturup seyrelen evrende ise fotonlar \u00f6zg\u00fcrce hareket etme olana\u011f\u0131na kavu\u015fup ka\u00e7maya ba\u015flad\u0131 (kozmik mikrodalga fon \u0131\u015f\u0131n\u0131m\u0131). I\u015f\u0131n\u0131m bas\u0131nc\u0131ndan kurtulan normal madde ise b\u00f6ylece k\u00fcmele\u015fmeye ba\u015flad\u0131. Halihaz\u0131rda k\u00fctle\u00e7ekimsel olarak k\u00fcmele\u015fmi\u015f karanl\u0131k madde bulutlar\u0131, normal maddeyi kendine \u00e7ekti ve galaksi k\u00fcmelerini, galaksileri, y\u0131ld\u0131zlar\u0131\u2026 olu\u015fturacak t\u00fcm maddesel evrim karanl\u0131k madde bulutlar\u0131n\u0131n i\u00e7erisinde ger\u00e7ekle\u015fti.<\/p>\n

E\u011fer karanl\u0131k madde evrende olmasayd\u0131, madde k\u00fcmele\u015fmek i\u00e7in gereken yeterli k\u00fctle\u00e7ekimsel potansiyelini tek ba\u015f\u0131na sa\u011flayamayacak ve evren bug\u00fcnk\u00fcnden \u00e7ok farkl\u0131 bir yap\u0131da olacakt\u0131. Evrenin bug\u00fcnk\u00fc formda olmas\u0131n\u0131 karanl\u0131k maddeye bor\u00e7luyuz.<\/p>\n

Egzotik karanl\u0131k madde adaylar\u0131<\/strong><\/p>\n

Evrendeki baryonik madde miktar\u0131n\u0131n karanl\u0131k maddeyi kar\u015f\u0131lamak i\u00e7in yeterli olmamas\u0131, ara\u015ft\u0131rmac\u0131lar\u0131 egzotik par\u00e7ac\u0131k aray\u0131\u015flar\u0131na y\u00f6neltti. Bu adaylardan beklenen en \u00f6nemli iki \u00f6zellik ise, k\u00fctle\u00e7ekimi d\u0131\u015f\u0131nda herhangi bir etkile\u015fime girmemesi -veya \u00e7ok d\u00fc\u015f\u00fck olas\u0131l\u0131klarla girmesi- ve karanl\u0131k maddenin k\u00fctlesini kar\u015f\u0131layacak denli \u00e7ok ve\/veya b\u00fcy\u00fck k\u00fctleli olmas\u0131d\u0131r. Deneysel olarak hen\u00fcz g\u00f6zlenmemi\u015f olmalar\u0131na ra\u011fmen teorik olarak \u00f6ng\u00f6r\u00fclen birka\u00e7 aday elimizde mevcut.<\/p>\n

Aksiyonlar<\/strong><\/p>\n

Atom \u00e7ekirde\u011finin bir arada kalmas\u0131n\u0131 sa\u011flayan, evrende bildi\u011fimiz en g\u00fc\u00e7l\u00fc etkile\u015fme t\u00fcr\u00fc olan kuvvetli etkile\u015fim<\/strong>, <\/em>kuantum kromodinamik (QCD) ad\u0131 alt\u0131nda teorize edilmi\u015ftir. Fiziksel fenomenlerin teorisi yap\u0131l\u0131rken bazen problemlerin \u00fcstesinden gelmek veya problemlerin etraf\u0131ndan dolanmak amac\u0131yla denklemlere yeni bir \u015feyler eklenebilir (Par\u00e7ac\u0131klar\u0131n k\u00fctle kazanma mekanizmalar\u0131n\u0131 kurabilmek i\u00e7in Higgs\u2019in bir skaler alan\u0131 denklemlerin i\u00e7erisine sokmas\u0131 gibi). Bazen de teori al\u0131\u015fagelmemi\u015f sonu\u00e7lar \u00fcretebilir (genel g\u00f6relilik teorisinden kara deliklerin \u00e7\u0131kmas\u0131 gibi).<\/p>\n

Aksiyonlar da kuantum kromodinamik teorisindeki CP (y\u00fck-parite) probleminin \u00fcstesinden gelebilmek amac\u0131yla ortaya at\u0131lm\u0131\u015f teorik bir temel par\u00e7ac\u0131kt\u0131r. Olduk\u00e7a d\u00fc\u015f\u00fck k\u00fctleli olmas\u0131na ra\u011fmen B\u00fcy\u00fck Patlama\u2019da \u00e7ok say\u0131da olu\u015ftu\u011fu d\u00fc\u015f\u00fcn\u00fcld\u00fc\u011f\u00fcnden ve karanl\u0131k maddenin beklenen \u00f6zelliklerini kar\u015f\u0131lad\u0131\u011f\u0131ndan dolay\u0131 karanl\u0131k madde i\u00e7in \u00f6nemli bir adayd\u0131r.<\/p>\n

Aksiyonlar\u0131n karanl\u0131k maddeyi olu\u015fturdu\u011funu s\u00f6yleyebilmek i\u00e7in \u00f6ncelikle aksiyonlar\u0131 ke\u015ffetmek gerekir. Her ne kadar \u00e7ok d\u00fc\u015f\u00fck olas\u0131l\u0131kta da olsa, aksiyonlar g\u00fc\u00e7l\u00fc ve zay\u0131f etkile\u015fimlere girebilirler, ancak bunu tespit edebilmek son derece zordur. Ancak yine d\u00fc\u015f\u00fck ihtimalle de olsa, \u00e7ok g\u00fc\u00e7l\u00fc manyetik alan alt\u0131nda bozunmaya zorlanabilirler. Bu bozunmadan a\u00e7\u0131\u011fa \u00e7\u0131kan fotonlar tespit edilerek de aksiyonlar\u0131n dolayl\u0131 ke\u015ffi yap\u0131labilir. Bunun d\u0131\u015f\u0131nda G\u00fcne\u015f\u2019te \u00fcretilen aksiyonlar\u0131n tespiti ile do\u011frudan bir ke\u015fif de yap\u0131labilir. Aksiyon Karanl\u0131k Madde Deneyi (ADMX) ve CERN\u2019deki Aksiyon G\u00fcne\u015f Teleskobu (CAST) \u00e7al\u0131\u015fmalar\u0131 her ne kadar bunun \u00fczerine yo\u011funla\u015fsa da QCD teorisi i\u00e7in elzem olan aksiyonlar \u015fimdiye dek g\u00f6zlenebilmi\u015f de\u011fil.<\/p>\n

\"\"
G\u00fcne\u015f\u2019ten gelen aksiyonlar\u0131 tespit etme \u015femas\u0131.<\/figcaption><\/figure>\n

Zay\u0131f etkile\u015fimli b\u00fcy\u00fck k\u00fctleli par\u00e7ac\u0131klar (WIMP)<\/strong><\/p>\n

Par\u00e7ac\u0131k fizi\u011fi anlay\u0131\u015f\u0131m\u0131z\u0131 derinle\u015ftirmeye y\u00f6nelik bir\u00e7ok teori, yeni par\u00e7ac\u0131k \u00f6nerileri yapar. Bunlar\u0131n b\u00fcy\u00fck bir k\u0131sm\u0131 da protondan 100 kat daha fazla k\u00fctleli, a\u011f\u0131r par\u00e7ac\u0131klard\u0131r. \u00d6nerilen par\u00e7ac\u0131klar\u0131n en hafifleri genellikle kararl\u0131 durumda olur ve daha k\u00fc\u00e7\u00fck par\u00e7ac\u0131klara bozunmaz. Bozunmayan bu b\u00fcy\u00fck k\u00fctleli par\u00e7ac\u0131klar ise ilgin\u00e7 karanl\u0131k madde adaylar\u0131 olarak kar\u015f\u0131m\u0131za \u00e7\u0131kar.<\/p>\n

B\u00fcy\u00fck Patlama\u2019dan sonraki saniyelerin k\u00fc\u00e7\u00fck kesirlerinde evren \u00e7ok s\u0131cak ve yo\u011fun bir haldeydi. T\u0131pk\u0131 par\u00e7ac\u0131k h\u0131zland\u0131r\u0131lar\u0131ndaki \u00e7arp\u0131\u015fmalar gibi s\u00fcrekli olarak par\u00e7ac\u0131klar ve anti-par\u00e7ac\u0131klar olu\u015fup yok olmaktayd\u0131. Evren geni\u015fleyip so\u011fuduk\u00e7a ise, bu par\u00e7ac\u0131klar\u0131n olu\u015fabilmesi i\u00e7in yeterli zemin ortadan kalkm\u0131\u015f oldu. Kalanlar ise birbiriyle \u00e7arp\u0131\u015f\u0131p yok oldu veya bozundu. Fakat n\u00f6trino gibi zay\u0131f etkile\u015fimli baz\u0131 par\u00e7ac\u0131klar tamamen yok olmay\u0131p hayatta kalmay\u0131 ba\u015fard\u0131 ve evrende halen varl\u0131\u011f\u0131n\u0131 s\u00fcrd\u00fcrmektedir (fotondan sonra evrendeki en bol par\u00e7ac\u0131k n\u00f6trinodur). Yine, sadece zay\u0131f etkile\u015fime cevap veren b\u00fcy\u00fck k\u00fctleli ve kararl\u0131 par\u00e7ac\u0131klardan hayatta kalmay\u0131 ba\u015farm\u0131\u015f olan par\u00e7ac\u0131klar ise WIMP olarak adland\u0131r\u0131l\u0131r ve evrendeki karanl\u0131k madde yo\u011funlu\u011funu kar\u015f\u0131layacak niteliktedir.<\/p>\n

Akla gelen ilk aday \u015f\u00fcphesiz n\u00f6trino olacakt\u0131r, \u00e7\u00fcnk\u00fc evrende fotondan sonra en bol bulunan par\u00e7ac\u0131k t\u00fcr\u00fc n\u00f6trinolard\u0131r. Ancak son yap\u0131lan ara\u015ft\u0131rmalara g\u00f6re n\u00f6trino k\u00fctlesi, elektron k\u00fctlesinin 100 kat\u0131ndan daha az bulunmu\u015ftur. Bu durumda her ne kadar say\u0131ca fazla olsa da n\u00f6trinolar\u0131n karanl\u0131k madde olmas\u0131 pek olas\u0131 de\u011fildir. Beri yandan g\u00f6zlemlenen 3 tip n\u00f6trino (elektron n\u00f6trinosu, m\u00fcon n\u00f6trinosu ve tau n\u00f6trinosu) t\u00fcr\u00fc d\u0131\u015f\u0131nda steril n\u00f6trino ad\u0131 verilen kuramsal bir n\u00f6trino t\u00fcr\u00fc daha mevcuttur. Steril n\u00f6trinonun k\u00fctlesi karanl\u0131k madde aday\u0131 olabilmesi i\u00e7in yeterlidir.<\/p>\n

S\u00fcpersimetri kuram\u0131na g\u00f6re Standart Model\u2019deki her par\u00e7ac\u0131\u011f\u0131n z\u0131t spinli ve daha a\u011f\u0131r bir e\u015f par\u00e7ac\u0131\u011f\u0131 bulunmaktad\u0131r. Bu par\u00e7ac\u0131klardan en hafifleri ise genellikle kararl\u0131 durumdad\u0131r ve uygun karanl\u0131k madde adaylar\u0131 olarak kar\u015f\u0131m\u0131za \u00e7\u0131kar. N\u00f6tralino, gravitino veya sn\u00f6trino gibi s\u00fcpersimetrik par\u00e7ac\u0131klar bunlardan baz\u0131lar\u0131d\u0131r. Bunun d\u0131\u015f\u0131nda ekstra boyutlar\u0131 gerektiren Kaluza-Klein par\u00e7ac\u0131klar\u0131 da karanl\u0131k madde adaylar\u0131 olarak kar\u015f\u0131m\u0131za \u00e7\u0131karlar.<\/p>\n

Evrenin y\u00fczde 27\u2019ye yak\u0131n bir kesrini olu\u015fturan karanl\u0131k maddenin i\u00e7eri\u011fi hakk\u0131nda hen\u00fcz sa\u011fl\u0131kl\u0131 bilgiye sahip de\u011filiz. Ancak yine de yapt\u0131\u011f\u0131 k\u00fctle\u00e7ekimsel etkiyi g\u00f6zlemleyebiliyor, karanl\u0131k madde miktar\u0131n\u0131 hesaplayabiliyoruz. Standart Model\u2019deki veya onun \u00f6tesindeki baz\u0131 teorilerin \u00f6ng\u00f6r\u00fcleri her ne kadar karanl\u0131k madde i\u00e7in uygun adaylar sunsa da t\u00fcm bu adaylar aras\u0131nda hen\u00fcz g\u00f6zlemlenebilmi\u015f tek bir par\u00e7ac\u0131k bile yoktur. \u00c7\u00f6z\u00fcm\u00fcn bu par\u00e7ac\u0131klar aras\u0131ndan m\u0131 olaca\u011f\u0131, yoksa hi\u00e7 beklenmedik bir yerden mi gelece\u011fi ise halen bilinmezli\u011fini koruyor.<\/p>\n

Kutu 1: Kay\u0131p k\u00fctlenin bir k\u0131sm\u0131 \u00e7ok parlak: X-\u0131\u015f\u0131nlar\u0131<\/strong><\/p>\n

Zwicky\u2019nin kay\u0131p k\u00fctle problemini ortaya att\u0131\u011f\u0131 tarihte hen\u00fcz X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 astrofizi\u011fi diye bir alan ortaya \u00e7\u0131kmam\u0131\u015ft\u0131. \u00c7\u00fcnk\u00fc uzaydan D\u00fcnya\u2019ya gelen X-\u0131\u015f\u0131nlar\u0131 atmosfer taraf\u0131ndan yakalan\u0131r ve y\u00fczeye ula\u015fmas\u0131 engellenir. Bu y\u00fczden X-\u0131\u015f\u0131nlar\u0131n\u0131 g\u00f6rebilmek i\u00e7in uzay teleskoplar\u0131 kullanmak gereklidir, ancak o d\u00f6nemde uzay teleskoplar\u0131 i\u00e7in yeterli teknolojik olgunluk mevcut de\u011fildi.<\/p>\n

\"\"
Optik ve X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 g\u00f6r\u00fcnt\u00fclerinin kar\u015f\u0131la\u015ft\u0131r\u0131lmas\u0131.<\/figcaption><\/figure>\n

1960\u2019larda roket \u00f6l\u00e7\u00fcmleriyle ba\u015flayan X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 g\u00f6zlemleri, 1970\u2019li y\u0131llarda ilk X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 teleskoplar\u0131n\u0131n uzaya at\u0131lmas\u0131yla devam etti ve yeni bir astrofizi\u011fin kap\u0131s\u0131 araland\u0131. Daha sonra y\u00f6r\u00fcngeye oturtulan Einstein, Chandra ve XMM-Newton gibi X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 teleskoplar\u0131ndan al\u0131nan verilerle birlikte X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 astrofizi\u011fi, modern astronomide \u00f6nemli bir yere sahip oldu.<\/strong><\/p>\n

X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 teleskoplar\u0131 kullan\u0131larak galaksi k\u00fcmelerindeki galaksiler aras\u0131 ortam\u0131n bo\u015fluktan de\u011fil, aksine \u00e7ok yo\u011fun ve s\u0131cak X-\u0131\u015f\u0131n\u0131 yayan plazmadan meydana geldi\u011fi g\u00f6zlemlendi. Bunun da \u00f6tesinde galaksi k\u00fcmelerinin k\u00fctlelerinin y\u00fczde 90\u2019a yak\u0131n\u0131n\u0131n bu plazma formunda oldu\u011fu hesapland\u0131.<\/p><\/blockquote>\n

K\u00fctle\u00e7ekimsel merceklenme<\/strong><\/p>\n

Einstein, genel g\u00f6relilik kuramnda k\u00fctle\u00e7ekimi ad\u0131n\u0131 verdi\u011fimiz kuvvetin esas\u0131nda uzay-zamandaki b\u00fck\u00fclmelerden ba\u015fka bir \u015fey olmad\u0131\u011f\u0131n\u0131 g\u00f6sterdi. K\u00fctlenin varl\u0131\u011f\u0131 uzay-zamanda deformasyonlar meydana getirmekte; uzay-zamanda meydana gelen deformasyonlar ise maddenin hareketini belirlemektedir. Ge\u00e7en y\u0131l 100. y\u0131ld\u00f6n\u00fcm\u00fcn\u00fc kutlad\u0131\u011f\u0131m\u0131z genel g\u00f6relilik teorisi y\u00fczy\u0131ld\u0131r s\u0131nanmakta ve her s\u0131naman\u0131n alt\u0131ndan ba\u015far\u0131yla kalkmaktad\u0131r.<\/p>\n

\"\"
K\u00fctle\u00e7ekimsel lensleme.<\/figcaption><\/figure>\n

K\u00fctle\u00e7ekimsel mercekleme, genel g\u00f6relilik teorisinin en do\u011frudan \u00f6ng\u00f6r\u00fclerinden biridir. K\u00fctle taraf\u0131ndan b\u00fck\u00fclm\u00fc\u015f uzay-zamanda hareket etmekte olan \u0131\u015f\u0131\u011f\u0131n b\u00fck\u00fclece\u011fini savlayan k\u00fctle\u00e7ekimsel mercekleme, ilk olarak 1919\u2019da Eddington taraf\u0131ndan g\u00f6zlendi ve Einstein\u2019in d\u00fcnya \u00e7ap\u0131nda \u015f\u00f6hrete kavu\u015fmas\u0131na yol a\u00e7t\u0131.<\/p>\n

Bilindi\u011fi \u00fczere \u0131\u015f\u0131k iki nokta aras\u0131nda en k\u0131sa yolu izlemektedir. E\u011fri bir uzay-zamanda ise iki nokta aras\u0131ndaki en k\u0131sa yol do\u011fru de\u011fil e\u011fri oldu\u011fundan, \u0131\u015f\u0131k k\u00fctle civar\u0131ndan ge\u00e7erken hareketini e\u011fri uzay zamanda devam ettirir ve k\u00fctleye do\u011fru \u201c\u00e7ekilir\u201d. Bu olay k\u00fctle\u00e7ekimsel mercekleme olarak adland\u0131r\u0131l\u0131r ve astronomik -\u00f6zellikle k\u00fctle- hesaplamalar\u0131nda kullan\u0131lan \u00e7ok g\u00fc\u00e7l\u00fc bir y\u00f6ntemdir. E\u011fer \u0131\u015f\u0131\u011f\u0131n ne kadar b\u00fck\u00fcld\u00fc\u011f\u00fc g\u00f6zlenebilirse, b\u00fck\u00fclmeye yol a\u00e7an k\u00fctle hesaplanabilir. Tersinden bak\u0131lacak olursa da, k\u00fctleyi biliyorsak \u0131\u015f\u0131\u011f\u0131n ne kadar b\u00fck\u00fclece\u011fini bulabiliriz.<\/p><\/blockquote>\n

Kaynaklar<\/strong><\/p>\n

1) http:\/\/3. bp. blogspot. com\/-O1JE1fJHqQU\/TiADjE-ch I\/AAAAAAAAACU\/Tjm9RDmeftg\/s1600\/4forces. gif<\/p>\n

2) https:\/\/upload. wikimedia. org\/wikipedia\/he\/0\/0a\/Zwicky_2. jpg<\/p>\n

3) https:\/\/ned. ipac. caltech. edu\/level5\/Biviano2\/Biviano4_2. html<\/p>\n

4) https:\/\/thecuriousastronomer. files. wordpress. com\/2013\/02\/20130206-105215. jpg<\/p>\n

5) http:\/\/chandra. harvard. edu\/photo\/2008\/bullet\/<\/p>\n

6) http:\/\/www. jcschroder. com\/phy111\/images\/macho. jpg<\/p>\n

7) http:\/\/pages. uoregon. edu\/jimbrau\/astr123\/Notes\/ch26\/Planck_cosmic_recipe. png<\/p>\n

8) http:\/\/www. aspera-eu. org\/images\/stories\/news\/november10\/castprinciple. jpg<\/p>\n

9) http:\/\/cdms. berkeley. edu\/Education\/DMpages\/essays\/candidates. shtml<\/p>\n

10) http:\/\/astronomer. wpengine. netdna-cdn. com\/wp-content\/uploads\/2013\/10\/gravitational-lens-1024×533. jpg<\/p>\n

11) Evren Ka\u00e7 Ya\u015f\u0131nda?<\/em>, David A. Weintraub, 2010, \u0130ng. \u00c7ev. Ula\u015f Apak, Alfa Yay\u0131nlar\u0131, 2015, 365 s.<\/p>\n

 <\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

Karanl\u0131k madde, modern kozmoloji ve astrofizi\u011fin temel problemlerinden biridir. G\u00f6z\u00fcm\u00fczle veya teleskoplar\u0131m\u0131zla g\u00f6remedi\u011fimiz fakat \u00e7ekimsel etkilerini g\u00f6zlemleyebildi\u011fimiz karanl\u0131k madde, galaksiler ve galaksi k\u00fcmeleri gibi b\u00fcy\u00fck \u00f6l\u00e7ekli yap\u0131lar\u0131n bir arada kalabilmesine olanak tan\u0131yan kozmik bir yap\u0131\u015ft\u0131r\u0131c\u0131 g\u00f6revi g\u00f6r\u00fcyor. Do\u011fada bildi\u011fimiz kadar\u0131yla d\u00f6rt temel kuvvet vard\u0131r; evrendeki b\u00fct\u00fcn etkile\u015fimler bu d\u00f6rt kuvvetin etkisiyle ger\u00e7ekle\u015fir. En g\u00fc\u00e7l\u00fcs\u00fcnden zay\u0131f\u0131na […]<\/p>\n","protected":false},"author":634,"featured_media":15239,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_acf_changed":false,"footnotes":""},"categories":[186,30,26],"tags":[248,657,288,1084,1758,1161,1759],"class_list":["post-15238","post","type-post","status-publish","format-standard","has-post-thumbnail","hentry","category-149-sayi","category-astronomi","category-fizik","tag-astronomi","tag-evren","tag-fizik","tag-karanlik-madde","tag-kayip-kutle","tag-kutlecekim","tag-parcaciklar"],"acf":[],"aioseo_notices":[],"aioseo_head":"\n\t\t\n\t\n\t\n\t\n\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t\n\t\t