Uzak Galaksilerin Karanlık Madde Yoksunluğu

Gezegenler, yıldızlar, galaksiler; uzay. Öyle değil elbette. Uzay, doldurulmayı bekleyen sonsuz bir boşluk da değildir ve kesinlikle maddeyle ilişkisi yoktur. Çünkü uzayın büküldüğünü, dalgalandığını ve genişlediğini gözlemledik. O halde uzay için kalın yapışkan bir maddeden oluşan devasa bir kütledir dersek, yanlış olmayacaktır.

Havayla dolu bir odada içindeki partikülleri fark etmeden dolaşmamız gibi her şey bu yapışkan madde içinde hareket etmektedir. Bu eylemler gerçekleşirken bazen bu yapışkan madde bükülebilir ve böylece içinde hareket halinde olan her şeyin güzergahı değişebilir. O şeyler de ezilebilir ya da dalgalanabilir ve içindeki o şeylerin şekli değişebilir.

Karanlık Enerji, Karanlık Madde ve Bildiğimiz Her Şey

Bükülüp dalgalanan ve genişleyen bir uzay dediğimizde, bunun karanlık enerji yüzünden olduğunu biliyoruz. Dolayısıyla her şeyden her an biraz daha fazla uzaklaşıyoruz. Genişleme, hızını artırdıkça birbirinden uzak olan her şey eninde sonunda ışık hızından da büyük bir hızla hareket etmeye başlayacaktır. Belki milyarlarca yıl sonra gökyüzüne baktığımızda birkaç tane yıldız göreceğiz. Hatta daha uzak bir gelecekte gece vakti gökyüzünün zifiri karanlık olacağını söyleyebiliriz.

Evreni genişleten kuvvet olduğunu bildiğimiz karanlık enerjinin aslında ne olduğuna dair hiçbir fikrimiz yok. Ne var ki, şu anda bildiğimiz her şeyi birbirinden uzağa iten karanlık enerjinin boş uzay enerjisinden meydana geldiğini düşünüyoruz. Sonuçta galaksiler arası uzayda, karanlık madde de dahil içinde hiçbir madde bulunmayan kısımlar mevcuttur. Yine de karanlık enerji kelimenin tam anlamıyla herhangi bir şey olabilir.

Karanlık madde hakkında, karanlık enerjiye oranla daha fazla bilgiye sahibizdir. En nihayetinde bir madde olduğunu biliyoruz fakat bunu evrende bildiğimiz yüzde 5’lik her şeyi -atomlar vs.- inceleyerek bulamayız. Evrenin yüzde 27’lik kısmını oluşturan karanlık maddenin (evrenin yüzde 68’ini karanlık enerji oluşturur) nerelerde bulunduğunu ve evrenin ne kadarını oluşturduğunu biliyoruz ancak hangi tür parçacıklardan geldiğini ve hatta parçacıklardan meydana gelip gelmediğini bilmiyoruz.

Galaksilerde Karanlık Madde Kanıtı

Karanlık madde her yerdedir. Hatta büyük ihtimalle onun içinde yüzdüğümüzü söyleyebiliriz. Bunu anlayabilmek için karanlık madde ve dönen galaksiler arasındaki bağlantıya bakmamız gerekir. Galaksinin kendi ekseninde dönmesi sebebiyle içindeki yıldızlar, dışarıya doğru savrulmaya yatkındır. Onları bundan alıkoyan tek şey galakside bulunan toplam kütlenin yarattığı kütle çekim kuvvetidir. Galaksi ne kadar büyük hızla dönerse, yıldızların savrulmasını önlemek için o oranda kütle miktarına ihtiyaç vardır. Buna karşılık galaksinin kütlesini biliyorsak dönüş hızını da öğrenebiliriz. Dönme hızını ve yıldızların savrulmadan hareket etmeleri için galaksilerin kütlelerinde artış olması gerekir ama o kütlenin nerede olduğu bilinmemektedir. Tahmin edileceği üzere o kütleyi karanlık madde olarak ifade ediyoruz.

Karanlık maddenin varlığına dair en önemli kanıt, ışığı bükebildiğinin gözlemlenmesidir. Buna kütle çekimsel mercek etkisi denilmektedir. Eğer galaksimizle başka galaksi arasında son derece ağır bir madde varsa, bu maddenin yaratacağı kütle çekim kuvveti etrafındaki uzayı bükecektir ve farklı noktalara yönelen ışık parçacıkları bize doğru yönelecektir. Bunu bazen teleskop görüntüsünde, birbirinin tıpa tıp aynısı iki galaksiyi izleriz. Ayrıca galaksilerin çarpıştığı bölgenin yakınlarında iki devasa karanlık madde kümesinin varlığı gözlemlenmiştir. Karanlık madde elbette gözle görülmez ama arkasındaki galaksilerden yayılan ışığı bükmesi sebebiyle varlığı hissedilebilir. Dolayısıyla yakınımızdaki sarmal galaksilerin kütlelerine görünmez karanlık madde hakimdir. Şaşırtıcı bir şekilde, uzak evrendeki galaksilerin nispeten daha az karanlık madde içerdiği görülmüştür.

Galaksilerde Karanlık Madde Oluşumu

Galaksi oluşumu ve evrimi süreci nispeten iyi anlaşılmıştır, ancak detayların çoğu gizemini korumaktadır. Teorik modeller galaksilerin karanlık maddenin haleleri içinde oluştuğunu ve yerçekimi etkisiyle istikrarlı yapılar haline geldiğini göstermektedir. Bu karanlık madde halesi, gaz (çoğunlukla hidrojen olanı) çöktüğü için karanlık maddeden ayrılır. Bu işlem sırasında gaz ciddi şekilde rahatsız edilmezse, sonunda yıldızların oluşabileceği sabit bir disk haline gelir.

Bugünün devasa galaksileri, yıldızlarının çoğunu (yaklaşık 10 milyar yıl önce) oluşturduğu dönemde, yıldızlar ve gazın karanlık maddeden daha yoğun olduğu düşünülmektedir. Bunun nedeni, gazın çevresi ile karanlık maddenin olduğundan daha güçlü etkileşime girmesi ve bu nedenle daha hızlı enerji kaybetmesidir. Sonuç olarak, uzak galaksilerin iç diskleri, yakın galaksilerden daha büyük oranda yıldız ve gaz içermelidir. Bununla birlikte, bazı kısıtlardan dolayı uzak galaksilerin iç disklerindeki karanlık madde, yıldız ve gazın dağılımı üzerinde çok az gözlem yapılmıştır. Bu kısıtlamalar, yıldızların hızını galaktik merkezden uzaklığının bir fonksiyonu olarak tanımlayan galaksi dönüş eğrilerinin ölçülmesini gerektirdiği içindir.

Galaksilerde Karanlık Madde Miktarı

Uzak galaksilerin dönme eğrileri, iç disklerinin bileşimini belirlemek için yeterli çözünürlükle ölçülebilmiştir. Uzak evrende altı yıldız oluşturan galaksileri incelemek için Şili’deki 8.2 metrelik çok büyük teleskop üzerinde K-bandı Çok Nesneli Spektrografı (KMOS) kullanılmıştır ve bu galaksilerdeki hidrojen gazının hareketi ve galaksilerin dönme eğrilerinin şeklini belirlenmiştir. Bu gözlemler iki nedenden dolayı idealdir. Birincisi, bu galaksiler yılda 50-200 Güneş kütlesi oranında yıldız oluşturuyor gibi görünüyorlar. İkincisi, bu galaksilerdeki yıldızların toplam kütlesi Samanyolu’nun yıldız kütlesine benzemektedir.

Gözlemlerde, Şekil 1a’da galaktik merkezi yakınında spiral galaksi dönme eğrilerinin düz halde olduğu ve bunun sebebinin galaksinin dış disklerinde karanlık madde kütlesinin hakim olduğu belirlenmiştir. Buna karşılık, Şekil 1b’de galaksinin dönme eğrilerinin, galaktik merkezden artan mesafe ile hızla azaldığı tespit edilmiştir. Bu durum, uzak galaksilerdeki karanlık maddenin fraksiyonunun ihmal edilebilir olduğunu göstermektedir -merkezi bölgelere yıldızlar ve gaz hakimdir ve karanlık madde için çok az yer vardır. Şekil 1a, Andromeda gibi sarmal galaksiler. Şekil 1b, uzak evrende altı büyük yıldız oluşturan galaksi (UDFJ033237-274751) -galaktik merkezden uzaklık (kırmızı), görünür madden (sarı), görünmez / karanlık madde (mavi).

Uzak Galaksiler ve Karanlık Madde

Uzak galaksiler ve karanlık maddenin sonuçları için iki olası açıklama sunulmaktadır. İlk olarak, erken dönemlerdeki galaksilerin, galaksiler arası ortamdan sürekli gaz girişi nedeniyle gaz bakımından zengin olduğudur. Karanlık madde hale içine girdikten sonra, gaz hızla açısal momentumunu kaybedebilir ve galaksinin orta bölgelerinde birikebilir. Çünkü bu gaz yıldız oluşumu için ham yakıt sağlar, gaz ve ondan oluşan yıldızlar da bu merkezi bölgelere hakim olur. İkincisi, karanlık madde halelerinin hızlı bir şekilde büyümesi gerektiğinden dolayı henüz bir denge durumunda olmayabilirler. Bu nedenle, yoğunluk-boyut ilişkilerine uymayan düşük karanlık madde konsantrasyonlu bölgeler mevcut olabilir.

Galaksilerde daha çok örneklerle araştırma yapmak gerekmektedir. Bununla birlikte bu çalışmalar, uzak galaksilerdeki karanlık madde, yıldız ve gazın katkısını ve mekansal dağılımını ölçerek, galaksi oluşumundan sorumlu olan fiziksel süreçleri tanımlamak için önemli bir adımdır.

Hazırlayan: Taner Güler

Kaynaklar:

• Swinbank, M. Distant galaxies lack dark matter. Nature 543, 318–319 (2017).
• Cham, J. & Whiteson, D. Hiçbir Fikrimiz Yok. İndigo Kitap.
• Sofue, Y. & Rubin, V. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 39, 137–174 (2001).
• Genzel, R. et al. Nature 543, 397–401 (2017).
• Mo, H. J., Mao, S. & White, S. D. M. Mon. Not. R. Astron. Soc. 295, 319–336 (1998).
• Madau, P. & Dickinson, M. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 52, 415–486 (2014).
• Wisnioski, E. et al. Astrophys. J. 799, 209 (2015).
• Licquia, T. C. & Newman, J. A. Astrophys. J. 806, 96 (2015).
• Navarro, J. F., Frenk, C. S. & White, S. D. M. Astrophys. J. 490, 493–508 (1997).