Baryonik karanlık madde

Baryonik karanlık madde (Gökbilim ve evrenbilimde) baryonlardan oluşan karanlık madde (elektromanyetik dalgalarla etkileşime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütle çekimsel etkisi ile belirlenebilen maddeler), yani etkileşime girmeyen protonlar ve nötron yapıları, yani bilinen (tanımlanmış olan) atomlar.

Ön bilgi

Baryon kökenli karanlık madde tanımını vermeden önce baryon tanımını yapalım. Baryon kavramı, nükleonlardan (nötronlar ve protonlar) daha ağır temel parçaları belirtmek için, önce deneysel olarak ortaya atıldı. Günümüzde baryon adı, güçlü etkileşimlere uğrayan yarı-tam dönüşlü parçacıklar için kullanılır; başka bir deyişle baryonlar, fermion yapılı hadronlardır. Bozon yapılı hadronlar ise birer mezondur. Bilinen bütün baryonlar, en az nükleonlar kadar ağırdır; ama nükleonlardan daha ağır mezonlar hatta bir lepton vardır. Baryonlar aşağıdaki korunum yasasına uyan bir yük ("baryon yükü" denen ve B ile simgelenen) taşır: Bir sistemin toplam baryon yükü (bileşenlerinin yükler toplamı) zaman içinde değişmez. Dolayısıyla bir sistemde +1 yüklü ek bir baryon ancak bir karşıt baryonla (-1 yüklü) birlikte oluşturulabilir. Protonun kararlılığı baryon yükünün korunumuyla açıklanabilir, nitekim protonun parçalanıp verebileceği baryon yükü taşıyan daha küçük bir parçacık yoktur. Buna karşılık, proton en küçük bir kararsızlık gösterseydi, baryon yükünün korunumu yasası mutlak olmazdı.

Öngörüler

Baryonik karanlık madde için adaylar; aydınlık olmayan gaz, büyük kütleli sıkı halo cisimleri (MACHOlar), beyaz cüceler, kızıl ötesi yıldızlar, yüzey parlaklığı düşük gökadalar, nötron yıldızları, kara delikler, kahverengi cüceler, toz bulutları ve kuark külçeleridir.

Karanlık maddenin görünen madde ile aynı dairesel hıza sahip olduğu görüşü ikisininde aynı tip materyalden (baryonik) meydana geldiğini ileri sürmektedir. Karanlık maddenin en doğal biçimi var olduğunu bildiğimiz madde, yani baryonlardır. Hafif element bolluklarının büyük patlama ile açıklanması bir miktar baryon kökenli maddenin varlığını gerektirir. Her ne kadar aynı bolluklar karanlık maddenin çoğunluğunun baryon kökenli olmadığını ima ediyorsa da, baryon kökenli karanlık maddenin miktarı hala büyük olasılıkla ışıyan maddede gördüğümüzün birkaç katı, ya da evrenin kapalı olması için gereken kritik yoğunluğun yüzde üçü kadardır. Ama acaba baryon kökenli karanlık maddeyi nerede aramamız gerekiyor? İlk beklenti,baryon kökenli karanlık maddenin galaksinin halosundaki yanıp bitmiş yıldızları oluşturmasıdır.

Baryonik karanlık maddelere en iyi aday beyaz cüce yıldızlarıdır. Gökada halolarının yüzde ellisine yakınının beyaz cücelerden oluştuğu açıktır. Diğer bir aday soğuk fraktal gazdır; gazın, bir karanlık madde şekli olduğu ve olmadığına yönelik kanıtlar vardır. Diğer adaylar ise, kahverengi cüceler, jüpiter-ebatlı nesneler, kızıl ötesi yıldızlar, nötron yıldızları ve kara deliklerdir.

Baryon kökenli karanlık maddenin var olduğu kesindir. Gökada halolarındaki, gökada kümelerinde ve süperkümelerindeki, hatta evrenin kapalı olmasını sağlayacak tüm karanlık maddeyi oluşturacak miktarda olup olmadığı ise daha belirsizdir. Baryon kökenli karanlık madde en azından gökada halolarındaki karanlık madde için ciddi bir adaydır. Diğer yandan evrenin kapalı olmasını sağlayacak yoğunluk için WIMP'lere ya da başka zayıf etkileşimli parçaçıklara başvurmak gerekir. Zayıf bir biçimde etkileşen, kütlesi, diyelim ki protonunkinden de büyük olan parçacığa özel bir ad verilir: 'zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık' anlamına gelen İngilizce 'weakly interacting massive particle' sözcüklerinin baş harflerinden oluşan WIMP'lerdir. Karanlık maddenin bu iki rakip biçimine atfen baryon kökenli karanlık maddenin ciddi adayları "büyük kütleli sıkı halo cisimleri" anlamına gelen "massive compact halo objects" sözcüklerinin başharflerinden oluşan MACHO adı verilmiştir.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

    This article is issued from Vikipedi - version of the 1/14/2015. The text is available under the Creative Commons Attribution/Share Alike but additional terms may apply for the media files.