Karanlık Madde Büyük Patlama’dan Önce mi Oluştu?

Evrene dair çözülmeyi bekleyen gizemlerin hepsinin içerisinde belki de en şaşırtıcı olanı karanlık madde problemidir. Güneş sistemimizdeki maddeye (hatta en isabetli yüksek enerji laboratuvarlarındaki maddeye) baktığımızda gözlemlediğimiz her şeyin Standard Model’deki parçacıklardan ve onlara bağlı oluşan yapılardan (protonlar, atomlar, moleküller vb.) ibaret olduğunu görürüz. Evrende sahip olduğumuz konum ve civar yerleri bunlardan başka hiçbir şeye gerek duymamaktadır.

Fakat galaksi, galaksi kümesi veya tüm kozmik ağ gibi geniş çaplı ölçeklerde bildiğimiz (normal) madde gördüğümüz şeyi tek başına açıklayamamaktadır. İster bir spiral galaksinin döüşüne bakıyor olalım, ister tek tek galaksilerin bir galaksi kümesi içerisindeki hareketlerine, isterse de evrenin büyük ölçekli yapısının nasıl oluştuğuna dair simulasyonlar yapıyor olalım, devasa bir fazladan madde miktarını (normal maddenin 5 katı kadar daha fazla) hesaplamalarımıza katmadan doğru cevaba ulaşamayız. Bu fazladan madde ışığı ne emebilme ne de ışık yayabilme kapasitesine sahip ve bu nedenle de “karanlık madde” olarak biliniyor. Peki o halde karanlık madde nedir ve evrenimizde ne zaman ortaya çıkmıştır? Bu sorunun cevabını aramaktayız…

Ne kadar uzağa bakarsak, zaman içerisinde daha erken dönemleri - Büyük Patlama’ya yakın zamanları- görürüz. En son kuasarlardan elde edilen muhteşem görüntü evrenin sadece 690 milyon yaşında olduğu bir zamandan gelmektedir. Evrenin kendisine ait bu ultra uzak araçlar bizlere karanlık madde ve karanlık enerji barındıran bir evren resmi sunmaktadır.

kaynak: Forbes / ROBIN DIENEL/CARNEGIE INSTITUTION FOR SCIENCE

Astronomlar evreni keşfetmek için pek çok metot kullanmışlardır ve bunların hepsi de evrenin tutarlı bir resmine işaret etmektedir: Evrenimiz 13.8 milyar yıl boyunca (Büyük Patlama’dan beri geçen zaman miktarı) o ilk baştaki yoğun, sıcak ve neredeyse kusursuz, homojen yapıdaki halinden itibaren genişledi, soğudu ve belli bir yapıya oturdu.

Günümüzde gözlemlenebilir evreninimiz 92 milyar ışık yılı çapında olması itibarıyla devasa boyuttadır. Kocaman bir kozmik ağ içerisinde öbekler halinde birbirine bağlı trilyonlarca galaksiyle doludur. Bu galaksiler Büyük Patlama’dan kalma radyasyon (kozmik mikrodalga arka plan ışıması), yani çok düşük denebilecek bir derece (2.73 K) altında kalmaktadır. Fakat bizim için en büyük sürpriz, bildiğimiz parçacıkların ve alanların evreni açıklamak için tek başlarına yetersiz oluşudur. Bilinen tüm madde ve radyasyon – hepsi bir araya gelse bile – evrendeki enerjinin sadece %5’ini oluşturmaktadır. Evrenin geri kalanı ise diğer iki gizemli olgu olan karanlık maddeden (%27) ve karanlık enerjiden (%68) meydana gelmiştir.

Toplam madde içeriği (normal madde + karanlık madde, x ekseni) ve karanlık enerji yoğunluğu (y ekseni) üzerindeki kısıtlamayı görüyoruz. Bu baskılamalar üç ayrı kaynaktan gelmektedir: süpernovalar, kozmik mikrodalga arkaplan (CMB) ve baryon akustik salınımları (BAO, büyük ölçekli korelasyonlarda görülen ilkel evrendeki akustik yoğunluk dalgalarının neden olduğu, evrenin görünür baryonik maddesinin yoğunluğunda yarattığı dalgalanmalar). Süpernova yokluğunda bile karanlık enerjiye kesinlikle gereksinim duyduğumuza ve ayrıca evreni doğru bir şekilde anlayabilmek için karanlık madde ve karanlık enerji miktarları arasında belirsizliklerin ve bozulmaların var olduğuna dikkatinizi çekeriz.

kaynak: Forbes / SUPERNOVA COSMOLOGY PROJECT, AMANULLAH, ET AL., AP.J. (2010)

Evrenin bu karanlık bileşenlerinin ne olduğunu ve nereden geldiklerini anlamak 21.yy’ın çözülmeyi bekleyen gizemlerinden bazısıdır. Şu ana dek elde edilen gözlemlerden karanlık madde ve karanlık enerji hakkında birkaç sonuç çıkartabilmekteyiz.

Karanlık Madde ve Karanlık Enerji Hakkında Ne Gibi Çıkarımlarda Bulunabiliriz?

Karanlık madde: Evrende düzgün dağılımlı bir şekilde başlamış ve normal maddenin sahip olduğu aynı ilksel yoğunluk dalgalanmalarına sahip olmalıydı. Soğuk vaziyette ortaya çıkmış olmalı çünkü evrenin ilk zamanlarında bile ışık hızına kıyasla daha yavaş hareket etmekteydi. Belli bir eşiğin üzerinde, kendisiyle veya Standart Model’deki parçacıkların hiçbiriyle çarpışmamalı ya da etkileşime girmemelidir. Normal maddenin kütleçekim etkisinin beş katı kadar bir kütleçekime sahip olduğundan evrendeki çoğu toplanma hareketlerinden ve kümeleşmelerden sorumlu olmalıdır.

Karanlık enerji: Bunun hakkında çok az bilgiye sahibiz. Tamamen homojen dağılımlı olduğu ve kümeleşme davranışı sergilemediği anlaşılmaktadır. Evrensel sabitle %100 uyumlu gibi - veya uzay boşluğunun doğasında olan bir tür enerji gibi - durmaktadır. İki büyük etkiye sahiptir: Evrenin uzamsal olarak düz olmasına ve evrenin hızla artan genişlemesine neden olmaktadır. Her iki etki de karanlık enerji olmadan açıklanamamaktadır.

Hubble Uzay Teleskobunun keşfettiği ve görüntülediği güçlü kütleçekimsel mercekleme etkisine dair altı örnek görüyoruz. Kemervari ve halka tipi yapılar, kütle/madde kümesi büyüklüğünü ve dağılımını yeniden şekillendirerek ve onu arkadan gelen ışıkla karşılaştırarak hem karanlık maddeyi hem de Genel Göreliliği incelememize fırsat veriyor. Birbirinden tamamen bağımsız diğer pek çok delil ile birlikte sadece bu görüntülerle bile karanlık maddenin varlığına dair kanıt ortadadır.

kaynak: Forbes / NASA, ESA, C. FAURE (ZENTRUM FÜR ASTRONOMIE, UNIVERSITY OF HEIDELBERG) AND J.P. KNEIB (LABORATOIRE D'ASTROPHYSIQUE DE MARSEILLE)

Karanlık maddenin varlığına dair kanıtlar yeterince fazla olup ardı arkası kesilmemektedir. Yine de arzu edilen senaryoya uymamaktadır çünkü hepsi dolaylı yoldan elde edilen kanıtlardır. Karanlık maddenin evrendeki normal madde ve ışıma üzerine olan etkilerini gözlemleyebilir ve karanlık maddenin normal maddeye oranı olan 5’e 1 orantısına işaret eden çoğu birbirinden bağımsız ölçümle karşılaşabiliriz. Bunların aralarında:

• kozmik mikrodalga arka planında görülen dalgalanmalar,

• büyük ölçeklerde galaksilerin nasıl bir araya geldiği,

• X-ışını yayan ayrık galaksi kümelerinin meydana getirdiği kütleçekimsel mercekleme,

• Büyük Patlama Nükleosentezi* ve ışık ögelerinin ilk zamanlardaki bolluğu,

• çarpışan galaksi gruplarının ve kümelerinin ölçümü,

• birbiriyle etkileşen galaksi çiftlerinin tuhaf hızları,

gibi daha birçok ölçüm dizisinin tümü karanlık maddenin varlığıyla açıklanmayı gerektirmektedir. Tek bir galaksinin dönüşünü ölçümlememiş olsak dahi (ki bu durum bile karanlık maddenin varlığını destekler), karanlık madde olmaksızın, var olan hiçbir şeyi açıklayamazdık. (* Büyük Patlama Nükleosentezi: Büyük Patlama'dan sonraki birkaç dakika içinde birden fazla protona sahip elementlerin üretimi.)

Çeşitli çarpışan galaksi kümelerine ait X-ışını (pembe) ve tüm madde (mavi) haritalarında normal madde ve kütleçekim etkileri arasındaki net ayrımı görebilirsiniz. Bu fotoğraflar, karanlık madde için en güçlü kanıtlardan birkaçıdır. Yapılan simulasyonların bir kısmı birkaç kümenin beklenilenden daha hızlı hareket ettiğini göstermesine rağmen, bu simulasyonlar sadece kütleçekimini içermektedir. Geribildirim (stellar feedback)*, yıldız oluşumu ve yıldıza ait değişimler gibi diğer etkiler de gaz için önemli olabilir. (*Stellar feedback: yüksek miktardaki enerji ve momentumun civardaki gaz ortama aktarılması.)

kaynak: Forbes / X-RAY: NASA/CXC/ECOLE POLYTECHNIQUE FEDERALE DE LAUSANNE, SWITZERLAND/D.HARVEY NASA/CXC/DURHAM UNIV/R.MASSEY; OPTICAL/LENSING MAP: NASA, ESA, D. HARVEY (ECOLE POLYTECHNIQUE FEDERALE DE LAUSANNE, SWITZERLAND) AND R. MASSEY (DURHAM UNIVERSITY, UK)

Karanlık Maddeyi Doğrudan Gözlemleyebilir miyiz?

Karanlık maddenin oluşumundan sorumlu herhangi bir parçacığı doğrudan saptamak amacıyla pek çok girişim olmuş fakat şu ana dek yapılan tüm arayışlar ya hiçbir sonuç vermemiş ya da elde edilen sinyal (iz) karanlık maddeye atfedilmek için yetersiz kalmıştır. Yerin altında, büyük kütleli parçacıklardan gelebilecek nükleer geri tepmelere (recoil) bakmaya odaklanan devasa detektörler karanlık madde kesiti üzerine belirli bir kütle aralığında olmak üzere çok dar sınırlar getirmesine rağmen, yine de böyle bir parçacık gözlemlenememiştir. 

(Ç. N: Yukarıda bahsedilen deneylerden biri Büyük Yer Altı Ksenon Deneyi'dir (The Large Underground Xenon experiment (LUX). Güney Dakota’da yerin 1.510 metre altında karanlık madde olmaya aday zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıklar (WIMPs) ile normal madde arasında etkileşim arayan bir detektördür. Detektör, kendisini çevreleyen su tankı ile üzerindeki toprak aracılığıyla çevredeki parçacıklardan izole haldedir. Bu izolasyon kozmik ışınların ve radyasyonun ksenon ile etkileşimini azaltmaktadır. 

Bu deneyde zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacıkların (WIMPs) özellikle sıvı ksenon çekirdeğiyle tepkimeye girmesi beklenir. Bu da nötron çarpışmalarına benzer şekilde nükleer geri tepme (nuclear recoils) yaratacaktır. WIMP etkileşimlerini ortaya çıkarmak için nötron çarpışmalarının en aza indirgenmesi gerekir. Zayıf etkileşimli büyük parçacıkları (WIMPs) nötronlardan ayırmak için tekli etkileşim sayısı, çoklu etkileşim miktarıyla kıyaslanmalıdır. Zayıf etkileşimli büyük parçacıkların çok düşük yoğunlukta etkileşime girmesi beklenildiğinden çoğu detektörlere takılmadan geçmektedir. Etkileşen herhangi bir WIMP’in bir daha etkileşime girmesi çok düşük bir ihtimaldir. Diğer taraftan nötronların, hedef hacim içerisinde (belli bir kütle aralığı dahilinde) çoklu etkileşim yaratması çok daha büyük bir olasılıktır (bunun frekansı doğru bir şekilde tahmin edilebilmektedir). Bu bilgiye dayanarak tekli etkileşim miktarının çoklu etkileşim miktarına olan oranı belli bir eşik değeri aştığında karanlık maddenin saptandığı yönündeki çıkarım da güvenilir olacaktır.)

Benzer şekilde, çok hafif kütleli karanlık madde arayan aksiyon (axion)* detektörleri de hiç aksiyon parçacığı görmemiştir. (Ç.N: *Aksiyon: karanlık madde bileşeni olmaya aday çok hafif kütleye sahip kuramsal parçacık). Yeni “karanlık bölge” parçacıkları Büyük Hadron Çarpıştırıcısı’nda (LHC) ortaya çıkmamış, hatta büyük nötrino detektörleri bile bilinen ve beklenilen arka planla (Ç.N. çevredeki bilinen parçacıklarla) beraber nötrinolarla açıklanamayan herhangi bir sinyal saptayamamıştır. Karanlık madde evrenimizin gerekli bir parçası olmasına rağmen onu doğrudan tespit edemeyişimiz onun parçacık özelliklerini bilmediğimiz anlamına gelir (onun parçacıklardan meydana geldiğini varsayarsak tabii).

Geniş ölçekte kümelenmeye dair veriler (noktacıklar) ile %85’i karanlık maddeden ve %15’i normal maddeden (tek çizgi) oluşmuş bir evrene ait tahmin mükemmel derecede eşleşiyor. Kesintilerin olmayışı karanlık maddenin sıcaklığına (yani soğukluğuna); dalgalanmaların büyüklüğü normal maddenin karanlık maddeye olan oranına işaret etmektedir. Eğrinin genellikle düz oluşu ve sıfır büyüklüğün altına ani düşüşünün olmayışı, sadece normal maddeden oluşmuş bir evren resmini ortadan kaldırmaktadır.

kaynak: Forbes / L. ANDERSON ET AL. (2012), FOR THE SLOAN DIGITAL SKY SURVEY

Şayet gözlemsel veriler bunlara işaret ediyorsa karanlık maddenin nereden çıkmış olabileceğine dair bir şey söyleyebilir miyiz? 8 Ağustos 2019’da Newsweek dergisinde atılmış bir manşet, karanlık maddenin Büyük Patlama’dan önce oluşmuş olabileceğine dair bir iddiayla oldukça sükse yapmış ve pek çok kişinin bu ifadeyle kafası karışmıştı.

Çoğu kişi Büyük Patlama’yı sonsuz yoğunluktaki tek bir nokta olarak hayal ettiği için yukarıdaki iddia akıl dışı gelebilir. Evrenin günümüzde genişliyor ve soğuyor olduğunu söylerseniz filmi geri sardığınızda madde ve enerjinin uzayda tek bir noktada toplanıp sıkıştığı bir duruma – bir tekillik durumuna – ulaşırsınız. Bu nokta, Evrenimizin başlangıç zamanına (evrenin başlangıcına) karşılık gelir ve bu da Büyük Patlama’dır.

O halde evrenimizde var olan karanlık madde nasıl olur da Büyük Patlama’dan önce başlamış olabilir? Bunun cevabı, Büyük Patlama’nın aslında uzay ve zamanın başlangıcının olmamasında yatmaktadır.

Mavi ve kırmızı çizgiler, her şeyin (uzayzamanın kendisi dahil) zamanın sıfır noktasında (t=0) başladığı “geleneksel” Büyük Patlama senaryosunu temsil ediyor. Fakat şişen evren senaryosunda (sarı çizgi) uzayın tek bir noktaya indiği “tekillik” durumuna ulaşamıyoruz. Bunun yerine, zaman sonsuza dek geriye doğru giderken uzay da geçmişte gelişigüzel bir şekilde küçülüyor. Şişme evresinin son anlarından saniyenin sadece son küçük bir kısmı günümüzde görülen evrene damgasını vuruyor. Hawking-Hartle sınırsızlık koşulu (no-boundary state) ve ayrıca Borde-Guth-Vilenkin teoremi bu durumun uzunluğunu sorgulamasına rağmen her iki görüş de kesin bir şekilde kabul görmemiştir.

kaynak: Forbes / E. SIEGEL

Aslını söylemek gerekirse uzay ve zamanın bir başlangıcının olup olmadığı konusu bile tartışmalıdır çünkü geri sararak bir tekilliğe ulaşma varsayımı eldeki gözlemlerle çelişmektedir. Bunun yerine, zamanı geri saracak olursak evrenin giderek daha da sıcaklaştığı, yoğunlaştığı ve daha homojen hale geldiği sonucuna varırız - ama belli bir noktaya kadar. Şu ana dek yaptığımız detaylı gözlemler (özellikle, Büyük Patlama’dan ardakalan kozmik mikrodalga arka plan ışınımı) sebebiyle şunu netlikle söyleyebiliriz ki o sıcak Büyük Patlama evresinde evrenin ulaştığı bir maksimum sıcaklık vardır ve o sıcaklık da Planck ölçeğinin katbekat altında kalmaktadır.

Diğer bir deyişle, Büyük Patlama’dan önce olan ve onu şekillendiren farklı bir koşul söz konusu olmalıydı. Bu durum, kozmik şişmenin oynadığı bir rol ve aynı zamanda doldurduğu bir boşluktu: Şişme, sıcak Büyük Patlama’dan önce evrenimizde meydana gelmiş, evreni başlatmış ve şu anda gözlemlediğimiz birtakım özellikleri ona kazandırmıştır.

Tüm kozmik sistemimiz onu yöneten yapılar ve kurallar çerçevesince teorik olarak iyi bilinmektedir. Evrenimizin geçmişinde gerçekleşmiş olduğunu düşündüğümüz farklı aşamaları (ilk yıldızların ve galaksilerin nasıl oluştuğu ve evrenin zaman içerisinde nasıl genişlediği gibi) gözlemleyerek teyit etmek ve ortaya çıkarmak sayesinde evrenimizi neyin oluşturduğunu ve onun nicel olarak nasıl genişlediğini ve kümeleşme özelliği sergilediğini gerçekten anlayabilmekteyiz. Sıcak Büyük Patlama öncesi şişme durumunun evrenimiz üzerine attığı imza (Ç.N. kozmik mikrodalga arka plan), tüm yapıların uymak zorunda olduğu aynı temel sınırlamalara tabi olan kozmik geçmişimizi test etmenin eşsiz bir yolunu sunmaktadır.

kaynak: Forbes / NICOLE RAGER FULLER / NATIONAL SCIENCE FOUNDATION

Tüm bunlar doğru ise - ki modern bilimin sahip olduğu en iyi işleyen evren modelidir – o halde, evrendeki tüm karanlık madde ne zaman ortaya çıkmıştır? Işte burası işlerin sarpa sardığı noktadır çünkü genel anlamda elimizde sadece birkaç seçenek olup hepsinde de bir bit yeniği vardır. En iyi seçeneklere bir bakalım:

1. Şişme evresi esnasında, sıcak Büyük Patlama’nın başlangıcından önce

2. Tekrar ısınma aşaması sırasında (şişme ve sıcak Büyük Patlama arasındaki geçiş esnasında)

3. Sıcak Büyük Patlama’nın en erken dönem ve en enerjik aşamaları boyunca

4. Sıcak Büyük Patlama’nın (faz geçişi sebebiyle) geç bir aşamasında.

Hepsi bundan ibaret. Bunlar eldeki yegane opsiyonlar ve hepsinin de eksik noktası yok değil.

Şişme evresinde oluşan kuantum dalgalanmalar gerçekten de evren boyunca genişleyip toplam enerji yoğunluğunda dalgalanmalar yaratmıştır. Diğer bir deyişle, bu alan dalgalanmaları evrenin erken dönemlerinde yoğunlukta birtakım düzensizliklere neden olmuş; bu da daha sonra kozmik mikrodalga arkaplanında gördüğümüz sıcaklıktaki dalgalanmalara yol açmıştır. Karanlık madde için yeni bir olasılık, şişme esnasında yeni bir skaler (sayıl) alana gereksinim duyar. Ancak yeni bir olguyu yeni bir alan ile açıklamak, yerleşik fikirlerden farklı, bol miktarda net tahmin üretmedikçe, çığır açıcı olmaktan uzaktır.

kaynak: Forbes / E. SIEGEL / BEYOND THE GALAXY

Şişme boyunca (sıcak Büyük Patlama’nın başlangıcından önce) ortaya çıkan parçacıkların veya alandaki uyarımların (İng. field excitations) birbirinden uzaklaşma durumu vardır: Şişen bir uzayzamanın üstel olarak genişleyen doğası, rastgele birbirine yakın duran iki parçacığı, saniyenin yaklaşık 10-33 gibi bir zaman diliminde, aralarında yüz milyarlarca ışık yılı olacak şekilde ayırabilmektedir. Bu kalıntıları elde tutmanın bir yolunu bulmanız gerekir ki bu da teorinize ayrı bir külfet getirir. Fakat karanlık maddenin Büyük Patlama’dan önce oluştuğunu iddia eden 7 Ağustos 2019 tarihli makale, bu yolu, evrendeki yeni ve temel bir "skaler alan (sayıl alan)" olarak model almaktadır. (Ç.N: Bu modelde karanlık madde bir skaler alan olarak ele alınır, yani hiçbir etkileşime girmeyen ultra hafif bir parçacık olarak değerlendirilir.)

Karanlık madde tekrar ısınma (İng. reheating) esnasında da oluşabilir. Tekrar ısınma evresinde, yani şişme evresinin sonlarında, alandaki enerjiyi madde, antimadde ve radyasyon olmak üzere parçacıklara dönüştürebilirsiniz. Sonra da şişme alanı ile olmasını düşündüğünüz karanlık madde alanı arasında bir bağ oluşturmalısınız ki bu durum, kağıda aktarması kolay olsa da, üzerinden tahminler yürütmek için zor bir uğraşıdır.

Şişme evresinde oluşan kuantum dalgalanmalar evren boyunca genişledi ve şişme sonlandığında yoğunluk dalgalanmalarına dönüştü. Bu da zaman içerisinde hem şimdiki evrenin büyük ölçekli yapısını hem de kozmik mikrodalga arka planında gördüğümüz sıcaklık dalgalanmalarını oluşturmuştur. Bu yeni tahminler bir ince ayar mekanizmasının geçerliliğini göstermek için gereklidir ve şişme evresini Büyük Patlama’nın nasıl başladığına dair yeni ve öne çıkan teorimiz olarak geçerli kılmıştır.

kaynak: Forbes / E. SIEGEL, WITH IMAGES DERIVED FROM ESA/PLANCK AND THE DOE/NASA/ NSF INTERAGENCY TASK FORCE ON CMB RESEARCH

Fakat karanlık madde modellemelerinin çoğu Büyük Patlama’dan sonra meydana gelen bir parçacık üretimi mekanizmasının varlığına ihtiyaç duymaktadır. Sınırlı kütleye sahip parçacıkları, etkileşim enine-kesitlerini (interaction cross-section) ve doğrudan saptanabilir izleri tahmin ettiği için bu modelleri test etmesi çok daha kolay olmaktadır. Diğer modeller ise sadece dolaylı izleri gösterirken ısıya dayalı kalıntı parçacığı (WIMP gibi) veya vakumdan çıkıp faz geçişi esnasında kütle kazanan bir parçacık da (aksiyon gibi) doğrudan tespit için mekanizmalar sunmaktadır.

XENON iş birliğinden elde edilen spin-bağımlı ve spin-bağımsız sonuçlar herhangi bir kütleye sahip yeni bir parçacığa dair kanıt bulamamıştır. Ne Atomki anomalisine uyan hafif kütleli karanlık madde ne de DAMA/LIBRA/CoGENT ile uyuşan biraz daha ağır kütleli karanlık madde saptanabilmiştir.

kaynak: Forbes / E. APRILE ET AL., 'LIGHT DARK MATTER SEARCH WITH IONIZATION SIGNALS IN XENON1T,' ARXIV:1907.11485

Karanlık maddenin tam olarak ne olduğuna dair pek bir şey bilemesek de varlığına dair elde çok kanıt mevcuttur. Bu kanıtlardan hareketle onun birçok özelliğini anlayabilmek veya birtakım özelliklere sınır çekebilmek gibi müthiş işler çıkarabiliriz. Ancak, gerçekte karanlık maddenin ne olduğunu bilene kadar zihinlerimizi her türlü olasılığa açık tutmalı, evrene imzasını atmış olabilecek her faydalı ve bilimsel işaretin ardından gitmeliyiz.

Karanlık madde Büyük Patlama’nın öncesinde ya da sonrasında ortaya çıkmış olabilir ama zamanın ve uzayın başlangıcından önce ortaya çıkmış olamaz. Uzak geçmişimizde karanlık maddenin nereden peyda olduğuna dair seçenekler üzerinde kılı kırk yararken saniyenin o küçücük bir kesiti şu an evrende gördüğümüz devasa farkı yaratmış olabilir.

kaynak: https://evrimagaci.org