Karanlık madde ne olabilir? WIMP, aksiyon, ilksel kara delikler

Karanlık maddenin var olduğuna dair kütleçekimsel kanıtlar güçlü; ama neyden yapıldığını bilmiyoruz. Bilinen parçacıkların hiçbiri uygun değil: karanlık madde ışıkla etkileşmemeli, kararlı olmalı (yani milyarlarca yıl bozunmadan kalmalı) ve gözlemlere göre "soğuk", yani yavaş hareket eden parçacıklardan oluşmalı. Çok hafif ve hızlı olan nötrinolar bu yüzden karanlık maddenin büyük kısmını açıklayamaz. Bu sayfa en çok tartışılan adayları ve onları arayan deneyleri anlatıyor. Karanlık maddenin genel tanıtımı "Karanlık madde" sayfasında.

WIMP'ler: zayıf etkileşimli kütleli parçacıklar

Ne? WIMP'ler, kütleçekimin yanında yalnızca zayıf çekirdek kuvvetinden güçlü olmayan kuvvetlerle etkileşen, Büyük Patlama'dan sonra bol miktarda üretilmiş olabilecek varsayımsal ağır parçacıklardır.

Neden çekici? Erken evrende ısıl yolla üretilen parçacıkların bugünkü karanlık madde miktarını verebilmesi için, birbirleriyle yaklaşık 3 × 10-26 cm3/s düzeyinde bir hızla yok olmaları gerekir. Bu değer, kütlesi yaklaşık 100 GeV/c2 olan ve elektrozayıf kuvvetle etkileşen yeni bir parçacıktan beklenen değere kabaca denk gelir. Süpersimetri gibi Standart Model'in genişletmeleri de bu tür parçacıkları (örneğin nötralino) doğal biçimde öngörür. Bu rastlantı "WIMP mucizesi" olarak anılır.

Nasıl aranıyor?

• Doğrudan arama: Yeraltındaki dev dedektörler, bir WIMP'in bir atom çekirdeğine çarpıp onu hafifçe sarsmasını yakalamaya çalışır. En duyarlı deneyler sıvı ksenon kullanır: XENON, LUX-ZEPLIN (LZ) ve PandaX. Kriyojenik kristaller (CDMS, CRESST), kristal sintilatörler (DAMA/LIBRA) ve kabarcık odaları (PICO) da kullanılıyor.
• Dolaylı arama: WIMP'lerin birbirini yok ettiğinde ortaya çıkacak gama ışınları (Fermi-LAT, VERITAS) ya da nötrinolar (Super-Kamiokande, IceCube) aranıyor. Samanyolu'nun merkezinden gelen GeV düzeyindeki gama ışını fazlalığı olası bir WIMP sinyali olarak öne sürüldü, ancak kesinleşmedi.
• Çarpıştırıcılar: Büyük Hadron Çarpıştırıcısı'nda süpersimetri belirtisi bulunamaması, en basit WIMP senaryolarına şüpheyle bakılmasına yol açtı.

Sonuçlar: DAMA/LIBRA deneyi, WIMP saptamasıyla uyumlu yıllık bir sinyal değişimi (modülasyon) bildirdi. Ancak COSINE-100 ve ANAIS-112 deneyleri 2021'de bu sinyali yeniden üretemedi; COSINE-100 2022'de DAMA'nın analiz yöntemini kullanınca benzer bir değişim bulduğunu ve bunun istatistiksel bir yanılsama olabileceğini bildirdi. 2023'te XENONnT, 28 GeV kütlede 2,58 × 10-47 cm2'nin, LZ ise 36 GeV kütlede 9,2 × 10-48 cm2'nin üzerindeki etkileşim olasılıklarını yüzde 90 güvenle dışladı. Yani WIMP'ler varsa bile, şimdiye dek sanılandan çok daha zayıf etkileşiyor olmalılar. Dedektörler büyüdükçe Güneş'ten ve atmosferden gelen nötrinoların oluşturduğu "nötrino tabanına" yaklaşılıyor; bu sınırın altında duyarlılığı artırmak çok zorlaşacak.

Aksiyonlar

Ne? Aksiyon, ilk olarak karanlık maddeyle ilgisi olmayan bir sorunu çözmek için önerildi. Güçlü çekirdek kuvvetini anlatan kuramda (kuantum renk dinamiği) CP simetrisini bozabilecek bir parametre vardır ve deneyler bu parametrenin akıl almaz ölçüde küçük olduğunu gösterir; aksi hâlde nötronun ölçülebilir bir elektrik dipol momenti olurdu. Buna "güçlü CP sorunu" denir. Roberto Peccei ve Helen Quinn 1977'de bu parametreyi bir alana dönüştüren bir çözüm önerdi. 1978'de Steven Weinberg ve Frank Wilczek, bu çözümün yeni bir parçacık gerektirdiğini bağımsız olarak gösterdi. Wilczek parçacığa, sorunu "temizlediği" için bir çamaşır deterjanı markasının adını verdi.

Karanlık madde olarak: Kütlesi yaklaşık 5 mikroelektronvoltun üzerinde olan aksiyonlar karanlık maddeyi açıklayabilir; bazı senaryolarda kütle çok daha düşük olabilir.

Nasıl aranıyor? Aksiyon aramalarının çoğu, aksiyonların güçlü bir manyetik alanda fotonlara dönüşebileceği ilkesine (Primakoff etkisi) dayanır. Washington Üniversitesi'ndeki ADMX deneyi, aksiyonları bir rezonans kovuğunda mikrodalgalara dönüştürmeye çalışır ve 1,9–3,53 mikroelektronvolt aralığında iyimser aksiyon modellerini dışladı. CERN'deki CAST "helioskobu", Güneş'in çekirdeğinde üretilmiş olabilecek aksiyonları X-ışınlarına dönüştürerek arıyor. 2014'te XMM-Newton ve 2020'de XENON1T'den gelen olası sinyaller doğrulanmadı; XENONnT'nin 2022 gözlemleri XENON1T fazlalığını geçersiz kıldı. NASA, Fermi, Chandra ve NuSTAR verilerini de aksiyon izleri için tarıyor. 40 yılı aşkın süredir incelenen aksiyon henüz bulunamadı.

İlksel kara delikler

Ne? İlksel kara delikler, yıldız çöküşüyle değil, Büyük Patlama'dan kısa süre sonra, büyük olasılıkla ilk saniye dolmadan, aşırı yoğun bölgelerin doğrudan çökmesiyle oluşmuş olabilecek varsayımsal kara deliklerdir. İlk kez 1966'da Yakov Zeldovich ve Igor Novikov önerdi; Stephen Hawking 1971'de ilk ayrıntılı çalışmayı yaptı. Yıldız kökenli kara deliklerin aksine çok geniş bir kütle aralığında olabilirler: NASA'ya göre bir ataşın kütlesinin yüz binde birinden Güneş'in kütlesinin yüz bin katına kadar.

Sınırlar: Yaklaşık 1012 kilogramdan hafif ilksel kara delikler Hawking ışınımıyla çoktan buharlaşmış olmalı; yaklaşık 1011 kilogramlık bir kara deliğin ömrü evrenin yaşı kadardır. Fermi gama ışını verileri, yaklaşık 1013 kilograma kadar kütlelerde ilksel kara deliklerin karanlık maddenin yüzde 1'inden azını oluşturabileceğini gösteriyor. Planck'ın KMA gözlemleri ise en basit modelde yaklaşık 100-10.000 Güneş kütleli ilksel kara delikleri önemli bir bileşen olmaktan çıkarıyor. Eleştirmenlere göre gözlemler, olası kütle aralığının büyük bölümünde ilksel kara delikleri karanlık maddenin ana bileşeni olmaktan dışlıyor.

Açık pencereler: LIGO ve Virgo'nun 2016'dan itibaren yaklaşık 30 Güneş kütleli kara delik birleşmelerini saptaması, bunların ilksel olabileceği tartışmasını başlattı; bazı gruplar birleşme oranlarının tüm karanlık maddenin ilksel kara deliklerden oluşmasıyla uyumlu olabileceğini, bir başkası ise yüzde 1'den az katkı yapabileceklerini hesapladı. 2019'daki bir çalışma, asteroit kütlesindeki (yaklaşık 3,5 × 10-17 ile 4 × 10-12 Güneş kütlesi arası) ilksel kara deliklerin karanlık maddenin tamamını oluşturma olasılığını yeniden açtı.

Diğer adaylar

Bunların yanında steril nötrinolar, kendi kendisiyle etkileşen karanlık madde ve "bulanık" soğuk karanlık madde (fuzzy CDM) gibi öneriler de araştırılıyor.

Bugün nerede duruyor?

Hiçbir doğrudan arama deneyi, onaylanmış bir karanlık madde sinyali bulamadı. Bu durum iki şekilde okunabilir: ya karanlık madde parçacıkları bugüne kadar düşünülenden çok daha zayıf etkileşiyor, ya da yanlış yerde arıyoruz. Arama bu yüzden giderek çeşitleniyor: büyüyen ksenon dedektörleri, farklı kütle aralıklarını tarayan aksiyon deneyleri, kütleçekim dalgası gözlemleri ve kara deliklerin buharlaşma izlerini arayan gama ışını teleskopları aynı soruya farklı yönlerden yaklaşıyor.

Kısaca

• Karanlık madde kararlı, ışıkla etkileşmeyen ve yavaş hareket eden parçacıklardan oluşmalı.
• WIMP'ler yaklaşık 100 GeV kütleli adaylardır; dev ksenon dedektörleri onları bulamadı.
• Aksiyonlar güçlü CP sorununu çözmek için 1977'de önerildi; ADMX ve CAST gibi deneyler arıyor.
• İlksel kara delikler 1966'da önerildi; geniş kütle aralıkları dışlandı, asteroit kütlesi penceresi açık.
• Onaylanmış bir karanlık madde sinyali henüz yok.

Kaynaklar: Wikipedia — Weakly interacting massive particle, Wikipedia — Axion, Wikipedia — Primordial black hole, Wikipedia — Dark matter, NASA — Dark matter