Kozmik Gün Doğumu Esnasında Her Şey Nasıldı? - Ethan Siegel

Temel Çıkarımlar

Evrendeki ilk yıldızlar gaz bulutları içinde oluşarak kümeler halinde bir araya gelirler ve bu kümeler sadece yeni yıldızlar oluşturmakla kalmayıp aynı zamanda maddeyi de kendilerine çekmeye devam ederler.
Zaman içerisinde bu yıldız kümeleri hem yeni maddelerin akmasıyla hem de yakınlardaki diğer madde kümeleriyle birleşerek galaksilere doğru büyürler.
Büyük Patlama’dan sadece 320 milyon yıl sonra bile galaksiler bulduğumuz için zamanda inanılmaz derecede geçmişe gitmiş olsak da hâlâ tüm galaksilerin içinde ilk olan şeyi bulamadık. Peşinde olduğumuz şey de bu işte.

Günümüzde Samanyolu’nun ötesine baktığınızda, şimdiye kadar herkesin görebildiği kadarıyla, sonunda bir galaksi bulamayacağınız hiçbir yer yoktur. Her yerde, her yönde ve konumda, hatta şimdiye kadar araştırılan en büyük kozmik mesafelerde bile galaksiler bulunmaktadır. İçinde bilinen herhangi bir yıldız, galaksi ya da madde olmayan karanlık bir gökyüzü parçasını alsanız bile eğer teleskobunuzun deklanşörüne yeterince uzun süre bırakırsanız ve ışığın uygun dalga boylarını yakalarsanız, ödülünüz binlerce galaksi olacaktır. Sonuç olarak, gözlemlenebilir Evren’de her yöne doğru on milyarlarca ışık yılı boyunca uzanan trilyonlarca galaksi olduğu tahmin edilmektedir.

Gözlemlediğimiz ve özelliklerini ölçtüğümüz onca galaksiye karşılık, hiçbir zaman Evren’de yaratılmış ilk galaksilerle karşılaşacak kadar geriye gidemedik. Mevcut galaksi evrenin sadece 320 milyon yaşında olduğu zamandan (bugünkü yaşının %2,3’ü) gelen ışığına rağmen çoktan evrim geçirmiş ve yaşlı yıldızlarla doludur. İlk galaksiler henüz keşfedilmemiştir ve insanlığın şimdiye kadar araştırdığı çağlardan daha eski bir zamana ait olmalılardır. Şansımız olursa, yakında oraya ulaşırız.

Galaksi NGC 7331, önde gelen galaksiler NGC 7335, 7336, 7337 ve 7340 da dahil olmak üzere galaktik grubunun diğer üyeleriyle birlikte. Artık Samanyolu'nun ötesindeki galaksilerin büyük bir kısmının doğası gereği spiral şekilli olduğunu ve ~1920'de düşündüğümüz spiral bulutsuların hepsinin gerçekten de bizim galaksimizin ötesindeki galaksiler olduğunu biliyoruz. Ne kadar uzağa bakarsak o kadar küçük, genç, mavi ve daha az gelişmiş galaksiler buluruz. Eğer yeterince geriye bakabilseydik, sonunda hiçbir galaksinin henüz var olmadığı bir çağa gelirdik. — Galaksi NGC 7331, önde gelen galaksiler NGC 7335, 7336, 7337 ve 7340 da dahil olmak üzere galaktik grubunun diğer üyeleriyle birlikte. Artık Samanyolu’nun ötesindeki galaksilerin büyük bir kısmının doğası gereği spiral şekilli olduğunu ve ~1920’de düşündüğümüz spiral bulutsuların hepsinin gerçekten de bizim galaksimizin ötesindeki galaksiler olduğunu biliyoruz. Ne kadar uzağa bakarsak o kadar küçük, genç, mavi ve daha az gelişmiş galaksiler buluruz. Eğer yeterince geriye bakabilseydik, sonunda hiçbir galaksinin henüz var olmadığı bir çağa gelirdik.

Bugün gördüğümüz galaksiler, en eski, en uzak olanlar bile, oldukça yaşlıdır. Büyüktürler, öyle büyüktürler ki çeşitli yıldızlarla doludurlar. Çoğunlukla, içlerinde çok sayıda ağır element bulunur: Çoğu galakside bulunan tüm atomların yaklaşık %1-2’si (kütle/ağırlık olarak) hidrojen veya helyum haricindeki maddelerden oluşur. Evrenin karbon, nitrojen, oksijen, silikon, sülfür, demir ya da bugün yıldızlarda ve galaksilerde bulduğumuz elementlerden herhangi biri olmadan doğduğu düşünüldüğünde bu büyük bir olaydır. Evrenin başlangıcında %99.999999 hidrojen ve helyum vardı, ancak bugün bu oran %98-99’a kadar düşmüştür.

Bununla birlikte, gözlemlediğimiz galaksi türlerini, yıldız ve yıldız popülasyonlarını ortaya çıkarmak için milyarlarca yıl ve daha önce yaşamış ve ölmüş belki de sayısız miktarda yıldız nesli var olmuştur. Evrenin uzak geçmişine baktığımızda, zamanda da geriye gitmiş oluruz ve galaksilerin o zamanlar bugün göründüklerinden çok daha farklı olduklarını keşfederiz. Galaksiler bugün sahip olduğumuz hallerinden daha küçük ve mavi, çok sayıda ve ağır elementler bakımından daha fakirdi. Evrenin tarihi boyunca galaksiler büyük ölçüde evrimleşmiştir.

Günümüz Samanyolu'na benzer galaksiler çok sayıdadır, ancak Samanyolu benzeri daha genç galaksiler, bugün gördüğümüz galaksilerden doğal olarak daha küçük, daha mavi ve genel olarak gaz bakımından daha zengindir. Zamanda daha geriye baktıkça daha az galaksi disk ve spiral şekillere sahiptir. Zamanla, birçok küçük galaksi yerçekimsel olarak birbirine bağlanır, bu da birleşmelerin yanı sıra toplamda çok sayıda galaksi içeren gruplar ve kümelerle sonuçlanır. — Günümüz Samanyolu’na benzer galaksiler çok sayıdadır, ancak Samanyolu benzeri daha genç galaksiler, bugün gördüğümüz galaksilerden doğal olarak daha küçük, daha mavi ve genel olarak gaz bakımından daha zengindir. Zamanda daha geriye baktıkça daha az galaksi disk ve spiral şekillere sahiptir. Zamanla, birçok küçük galaksi yerçekimsel olarak birbirine bağlanır, bu da birleşmelerin yanı sıra toplamda çok sayıda galaksi içeren gruplar ve kümelerle sonuçlanır.

Öyleyse ilk galaksiler nasıl meydana gelmiş olabilir? Ve onlar ilk ortaya çıktığında nasıl bir Evren vardı?

Yıldızları bize getiren evrenin hikayesinde önce çok sayıda önemli aşama yaşandı. Madde antimaddeye galip geldi; atom çekirdekleri ve ardından nötr atomlar oluştu; ilk kuşak yıldızlar oluştu, öldü ve ardından ikinci kuşak yıldızlar ortaya çıktı. Ne var ki tüm bu adımlardan sonra bile ortalıkta hiç galaksi yoktu. Peki bunun basit bir nedeni var mı? En küçük hacimli kozmik ölçekler yerçekimsel olarak önce dağılırken, daha büyük ölçeklerin dağılması daha fazla zaman alır.

Burada etkili olan iki önemli etken üzerinde düşünelim. Üzerine düşüneceğimiz kavramlar kütleçekimi ve ışık hızıdır. Kütleçekimi, gitgide daha büyük madde kümelerini bir araya getirebilen tek mekanizmadır. Bununla birlikte, nesnelerin kütleçekimsel olarak büyüyebileceği ve yalnızca ışık hızında yayılabileceği bir oranla sınırlıdır. Bildiğimiz haliyle Evren’in Büyük Patlama ile sonlu bir zaman önce başladığı ve kütleçekim hızının sonlu bir hızda yayıldığı göz önüne alındığında, küçük kozmik ölçeklerdeki aşırı yoğunlukların ilk önce çökeceği ve yıldızların ilk oluşan şeyler olacağı, daha büyük ölçeklerin ise (galaksiler, galaksi kümeleri ve büyük kozmik ağ için) kütleçekimin etkisinin hâkim olması için daha uzun zaman alması gerektiği açıktır.

Normalde emdiği ışık dışında görünmez olan yıldızlararası ortam, yansıyan yıldız ışığıyla ya da atomlarının uyarılmasıyla aydınlanabilir ve kendi ışığını yaymasına neden olabilir. Yıldız kümeleri normalde günümüzde galaksilerin izole bölgelerinde oluşurken, Evren'in erken dönemlerinde birbirlerine çok yakın bir şekilde oluşmuşlar, daha sonra birbirlerini çekimsel olarak çekmişler ve sonunda ilk proto-galaksileri oluşturmak üzere bir araya gelmişlerdir. — Normalde emdiği ışık dışında görünmez olan yıldızlararası ortam, yansıyan yıldız ışığıyla ya da atomlarının uyarılmasıyla aydınlanabilir ve kendi ışığını yaymasına neden olabilir. Yıldız kümeleri normalde günümüzde galaksilerin izole bölgelerinde oluşurken, Evren’in erken dönemlerinde birbirlerine çok yakın bir şekilde oluşmuşlar, daha sonra birbirlerini çekimsel olarak çekmişler ve sonunda ilk proto-galaksileri oluşturmak üzere bir araya gelmişlerdir.

Başlangıçta küçük bir kütleye sahip olduğumuzu düşünelim: Ortalama yoğunluğu ne olursa olsun bu belli bir miktarın üzerinde yükselen bir madde yığını olacaktır. Eğer maddenin çekmesi için bir ışık yılı uzaklıkta ek bir kütleye sahip iseniz, kütleçekim kuvveti sadece ışık hızında hareket edeceğinden, bu maddenin kütleden gelen kuvveti hissetmesi tam bir yıl alacaktır. Oysa yüz, bir milyon ya da bir milyar ışık yılı ötede ek bir kütle varsa, tüm bu ek zamanın geçmesini beklemeniz gerekmektedir. Yerçekimi bir anda gerçekleşmez; sadece ışık hızında yol alır.

Peki ilk yıldızlarınızın ve yıldız kümelerinizin kütleçekimsel çöküşüyle büyük miktarda kütleyi tek bir yerde bir araya getirdiğinizde ne olur? Kütleler birbirini çeker ve sonunda bu çekimi etkili bir şekilde gerçekleştirirler.

Dolayısıyla bir büyük yıldız kümesinin diğerini çekmesi için gereken zaman aralığı, tek tek yıldız kümelerinin oluşması için gereken zaman aralığından çok daha fazladır. Bir tarafta birkaç on, yüzlerce hatta binlerce ışık yılı olabilecek uzay boşluklarını (bir yıldız kümesi oluşturmak için çökebilecek olanın boyutu) incelemek yerine, ilk galaksileri oluşturmaya yetecek kadar maddeyi bir araya getirmek için onlarca ila yüzlerce kat daha büyük boyutları incelemelisiniz.

Evrende benzer büyüklükteki galaksilerin büyük birleşmeleri meydana geldiğinde, içlerinde bulunan hidrojen ve helyum gazından yeni yıldızlar oluştururlar. Bu durum, 30 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan yakındaki galaksi Henize 2-10'da gözlemlediğimize benzer şekilde, yıldız oluşum oranlarında ciddi bir artışa neden olabilir. Bu galaksi, birleşme sonrasında, içinde bol miktarda gaz kalırsa muhtemelen başka bir disk galaksiye ya da gazın tamamı veya neredeyse tamamı mevcut yıldız patlamasıyla dışarı atılırsa bir eliptiğe dönüşecektir. Bunun gibi yıldız patlaması olayları kozmik tarihin erken dönemlerinde bugün olduğundan çok daha yaygındı. — Evrende benzer büyüklükteki galaksilerin büyük birleşmeleri meydana geldiğinde, içlerinde bulunan hidrojen ve helyum gazından yeni yıldızlar oluştururlar. Bu durum, 30 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan yakındaki galaksi Henize 2-10’da gözlemlediğimize benzer şekilde, yıldız oluşum oranlarında ciddi bir artışa neden olabilir. Bu galaksi, birleşme sonrasında, içinde bol miktarda gaz kalırsa muhtemelen başka bir disk galaksiye ya da gazın tamamı veya neredeyse tamamı mevcut yıldız patlamasıyla dışarı atılırsa bir eliptiğe dönüşecektir. Bunun gibi yıldız patlaması olayları kozmik tarihin erken dönemlerinde bugün olduğundan çok daha yaygındı.

Aynı zamanda birkaç gerçeği de unutmamak gerek: Bunlardan ilki hem yıldız kümelerine hem de galaksilere öncülük eden ilk aşırı yoğunlukların sadece 30.000’de bir olduğu ve diğeri de bu aşırı yoğunlukların büyük miktarlarda zaman içinde büyümesi gerektiğidir. Eğer kütleçekiminin yıldız kümeleri arasında yayılması (ve buna bağlı olarak bu yıldız kümelerinin birbirlerini kütleçekimsel olarak etkilemesi), kütleçekiminin tek bir küme içinde yayılmasından onlarca ila yüzlerce kat daha uzun sürüyorsa, galaksilerin oluşmasının, ilk yıldızların oluşması için geçen süreye oranla onlarca ila yüzlerce kat daha fazla zaman alacağından da şüphelenebilirsiniz.

Şanslıyız ki bu doğru bir tahmin değil! Aslında bu biraz abartılı bir tahmindir; galaksilerin oluşması için geçen süre, yıldızların ve yıldız kümelerinin oluşması için geçen süreden gerçekten de daha uzundur, fakat bu o kadar da yüksek bir miktar değildir. Çekim kuvvetinin gücü katlanarak artar, bu da aslında bir saati gecikmeli olarak başlatmak gibi bir şeydir. “Yıldız kümesi” saati Büyük Patlama’dan birkaç milyon yıl sonra başlamaktadır; “galaksi” saatiyse bundan belki on milyon yıl sonra başlayacak ve bir dezavantajla başlayacaktır ki bu da çökmeye daha çok yolunun olduğunu gösterir.

Evrenin genişlemesinin ölçeklendirildiği bir yapı-oluşum simülasyonundan alınan bu kesit, karanlık madde zengini bir Evrende milyarlarca yıllık yerçekimsel büyümeyi temsil etmektedir. Zamanla, aşırı yoğun madde kümeleri daha zengin ve daha büyük kütleli hale gelerek galaksilere, gruplara ve galaksi kümelerine dönüşürken, ortalamadan daha az yoğun bölgeler tercihen maddelerini çevrelerindeki daha yoğun alanlara bırakırlar. Bağlı yapılar arasındaki “boşluk” bölgeleri genişlemeye devam eder, ancak yapıların kendileri genişlemez.

Elbette böyle olması normal! Giderek daha büyük ölçeklere baktığımızda Evren’de yapı oluşumu basit olarak böyle işlemektedir. Başlangıçta tüm boyutlarda değişen yoğunluk sorunları vardı ve bu sorunlar, kütleçekiminin belli bir uzaklıkta bulunan maddeyi çekmeye başlamasına yetecek kadar zaman geçtikten sonra büyümeye başladı. İlk yıldız kümelerini hızlı bir şekilde, belki 50 ila 100 milyon yıl sonra oluşuyor. Hemen ardından, 5 milyon yıl ya da daha kısa bir süre içinde ikinci nesil yıldızları oluşuyor, bunun sebebi de ilk kuşaktaki yıldızların çok hızlı yaşayıp yok olması ve yıldızlararası ortama geri salınan maddenin kısa bir süre sonra yeni bir yıldız kuşağının oluşmasını tetiklemesidir.

Bununla birlikte, bu “tozlaşmış” yıldızlar oluştuktan sonra ilk galaksilerin şekillenmeye başlaması için on milyonlarca yıl beklememiz gerekiyor. Bunun nedeni, bu yıldız kümelerinden galaksilerin oluşturulabilmesi için ilk yıldız kümelerinin boş uzay boşluğunda birbirlerini çekmeleri ve sonunda birleşebilmeleri için birbirlerini kendilerine çekmeleri gerektiğidir. Büyük galaksilerin ve ardından galaksi gruplarının ve kümelerinin ortaya çıkması için daha da uzun zaman aralıkları gerekir. Bu anlamda, Evren’de yapı oluşumu aşamalı (hiyerarşik) bir süreçtir.

Karanlık madde ağı (mor, solda) kozmik yapı oluşumunu tek başına belirliyor gibi görünse de, normal maddeden gelen geri bildirim (kırmızı, sağda) galaktik ve daha küçük ölçeklerde yapı oluşumunu ciddi şekilde etkileyebilir. Hem karanlık madde hem de normal madde, doğru oranlarda, gözlemlediğimiz şekliyle Evren'i açıklamak için gereklidir; karanlık enerji ise genişleme hızının zaman içinde nasıl geliştiğini açıklamak için gereklidir. Evrende yapı oluşumu hiyerarşiktir; önce küçük yıldız kümeleri, sonra erken protogalaksi ve galaksiler, ardından galaksi grupları ve kümeleri ve son olarak da büyük ölçekli kozmik ağ oluşur. — Karanlık madde ağı (mor, solda) kozmik yapı oluşumunu tek başına belirliyor gibi görünse de, normal maddeden gelen geri bildirim (kırmızı, sağda) galaktik ve daha küçük ölçeklerde yapı oluşumunu ciddi şekilde etkileyebilir. Hem karanlık madde hem de normal madde, doğru oranlarda, gözlemlediğimiz şekliyle Evren’i açıklamak için gereklidir; karanlık enerji ise genişleme hızının zaman içinde nasıl geliştiğini açıklamak için gereklidir. Evrende yapı oluşumu hiyerarşiktir; önce küçük yıldız kümeleri, sonra erken protogalaksi ve galaksiler, ardından galaksi grupları ve kümeleri ve son olarak da büyük ölçekli kozmik ağ oluşur.

Bu bağlamda ilk galaksileri tespit etmenin gözlemsel açıdan en zor yanı, galaksiler arası uzaydaki tüm nötr atomları iyonize edecek kadar yıldızın henüz evrende oluşmamış olmasıdır. Protonlar ve elektronlar birbirlerine bağlı kaldıkları sürece nötr atomlar gibi davranırlar ve ışığı, özellikle de görünür ve morötesi ışığı engelleyip emerler ki bu da gökbilimcilerin “sönme ” adını verdikleri bir özelliktir. Ne kadar çok nötr maddeye sahip olursak, yıldız ışığımız o kadar etkin bir şekilde söner ve bu da ışığı engelleyen bu kalın malzemeden oluşan kalkan sayesinde yayılan ışığın gözlemlenmesini daha da zorlaştırır.

Bu durum evrene, elektronları atomlarından kalıcı olarak atmaya yetecek kadar sürekli ultraviyole ışık gelene kadar devam edecektir. Bu da ilk yıldızlardan (ve ilk galaksilerden) gelen ışığın bu atomlar tarafından soğurulduğu sürece Evren’in saydam değil opak bir durumda kalacağı anlamına gelmekteydi.

Şimdiye kadar gördüğümüz en eski galaksiler Büyük Patlama’dan 320 milyon yıl kadar sonrasına aittir ve en uzak galaksiler bu şartların ikisine de sahip oldukları için keşfedilmiştir:

Tesadüfi bir şekilde ortalamadan daha fazla iyonize olmuş bir görüş hattı boyunca konumlandırılmış olması.
İyonize olmuş hattın dalga boylarında yaptığımız gözlemde yayılan morötesi ışık spektrumun kızılötesi kısmına doğru gerilemesi ve kırmızıya kayması.

Uzak galaksi MACS1149-JD1, ön plandaki bir küme tarafından kütleçekimsel olarak merceklenerek Hubble ve ALMA da dahil olmak üzere çok sayıda araçla ve yüksek çözünürlükte görüntülenebilmesini sağlıyor. İçinde bulunan yıldız popülasyonlarının ölçümlerine dayanarak, ışığı Evren'in sadece 530 milyon yaşında olduğu zamandan gelen bu nesne, içinde en az 280 milyon yaşında yıldızlar içeriyor. İçinde dönmeye işaret eden güçlü diferansiyel hareket kanıtları gösteriyor, ancak tanımlanabilir bir diske sahip değil. — Uzak galaksi MACS1149-JD1, ön plandaki bir küme tarafından kütleçekimsel olarak merceklenerek Hubble ve ALMA da dahil olmak üzere çok sayıda araçla ve yüksek çözünürlükte görüntülenebilmesini sağlıyor. İçinde bulunan yıldız popülasyonlarının ölçümlerine dayanarak, ışığı Evren’in sadece 530 milyon yaşında olduğu zamandan gelen bu nesne, içinde en az 280 milyon yaşında yıldızlar içeriyor. İçinde dönmeye işaret eden güçlü diferansiyel hareket kanıtları gösteriyor, ancak tanımlanabilir bir diske sahip değil.

Elbette ilk galaksilerin yaşını “tespit etmek” için bu ilk galaksileri doğrudan bulmayı gerektirmeyen bir yöntem de bulunmaktadır. Bu yöntem zekice, güçlü ve keşfetmesi bir o kadar da eğitici bir tekniktir. Örneğin, MACS1149-JD1 galaksisini ele alalım. JWST dönemine girmeden önce, ışığı Büyük Patlama’dan 530 milyon yıl sonrasından gelen bu galaksi şimdiye kadar bulunan en uzak ikinci galaksiydi. (Şimdi 12. sırada yer alıyor ve JWST’nin eşi benzeri görülmemiş gücüyle gözler önünde sergileniyor). Bu bozulmamış bir galaksi değildir ama olağanüstü bir özelliğe de sahiptir. Bu galaksi içindeki yıldızların nüfusunu ölçebilir ve bu yıldızlar için bir yaş tespiti yapabiliriz.

Bu konuda yapılan gözlemler, kümenin içindeki yıldızların yaklaşık 280 milyon yaşında olduğunu, yani ilk olarak Büyük Patlama’dan en geç 250 milyon yıl sonra meydana gelen büyük bir patlamayla oluştuklarını gösteriyor. Bu büyük yıldız oluşumu patlamaları sadece bir yıldız kümeniz olduğu için meydana gelmez; büyük birleşmeler meydana geldiğinde oluşur ve gökbilimcilerin yıldız kayması olarak adlandırdığı şeye yol açar. Çarpışan gaz maddenin çökmesine neden olur ve bu da büyük miktarlarda yeni yıldız oluşumunu tetikler. Tek parça halinde çöken bir yıldız kümesinden çok daha büyük ve güçlü olan bu birleşme sonrası nesneler ilk galaksilerin varlığına işaret ediyor sayılabilir.

Bir hidrojen atomu oluştuğunda, elektron ve proton spinlerinin aynı hizada ve aynı hizada olmama olasılığı eşittir. Eğer hizalanmamışlarsa, başka bir geçiş gerçekleşmez, ancak hizalanmışlarsa, daha düşük enerji durumuna kuantum tüneli yapabilir ve çok özel ve oldukça uzun zaman ölçeklerinde çok özel bir dalga boyunda (21 cm) bir foton yayabilirler. Bu geçişin hassasiyeti trilyonda 1'den daha iyi ölçülmüştür ve bilindiği on yıllar boyunca değişmemiştir. Nötr atomların oluşumundan sonra evrende yayılan ilk ışıktır: ilk yıldızların oluşumundan önce bile, ama aynı zamanda daha sonra da: ne zaman yeni yıldızlar oluşsa, morötesi emisyon hidrojen atomlarını iyonize eder ve bu atomlar kendiliğinden yeniden oluştuğunda bu imzayı bir kez daha yaratır. — Bir hidrojen atomu oluştuğunda, elektron ve proton spinlerinin aynı hizada ve aynı hizada olmama olasılığı eşittir. Eğer hizalanmamışlarsa, başka bir geçiş gerçekleşmez, ancak hizalanmışlarsa, daha düşük enerji durumuna kuantum tüneli yapabilir ve çok özel ve oldukça uzun zaman ölçeklerinde çok özel bir dalga boyunda (21 cm) bir foton yayabilirler. Bu geçişin hassasiyeti trilyonda 1’den daha iyi ölçülmüştür ve bilindiği on yıllar boyunca değişmemiştir. Nötr atomların oluşumundan sonra evrende yayılan ilk ışıktır: ilk yıldızların oluşumundan önce bile, ama aynı zamanda daha sonra da: ne zaman yeni yıldızlar oluşsa, morötesi emisyon hidrojen atomlarını iyonize eder ve bu atomlar kendiliğinden yeniden oluştuğunda bu imzayı bir kez daha yaratır.

Bu ilk galaksiler daha büyük ve daha fazla yıldız içerecektir, daha büyük kütleli, daha aydınlık olacaktır ve kendilerinden önce gelen yıldız kümelerine oranla belirgin bir iz bırakacaklardır. Aslında, ilk galaksiler Evren üzerinde, günümüzde astronomlar tarafından bilinen bir yöntemle tespit edilebilen bir iz bırakmış olmalıdır: Bu yöntem 21 cm’lik haritalamadır. İlk galaksilerde oluşan yıldızlar Evren’in yeniden iyonlaşmasına katkıda bulunmaya başlamakla kalmayıp, yeni yıldızların oluştuğu her yerde elektronların iyonlaşmış çekirdekleriyle yeniden birleştiğini gözlemleyeceğiz. Bu olay hidrojen atomları için gerçekleştiğinde, %50 oranında dönüşlerin hizalandığı (yukarı-yukarı ya da aşağı-aşağı) ve %50 oranında dönüşlerin hizalanmadığı (yukarı-aşağı ya da aşağı-yukarı) bir konfigürasyon oluşturma şansına sahiptir.

Yukarı-aşağı veya aşağı-yukarı yapılandırmalar çok küçük oranda daha kararlıdırlar. Eğer hizalanmış bir yapılandırma oluşturursanız, yaklaşık 10 milyon yıllık bir zaman diliminde hizalanmamış yapılandırmaya geçiş yapacaktır. Bu geçiş sırasında da çok özel bir dalga boyunda bir foton yayılır, yaklaşık 21 santimetrelik bir dalgalanmadır. Bu foton daha sonra Evren boyunca ilerleyerek, Evren’in genişlemesiyle kırmızıya kaymış bir şekilde karşımıza çıkar. 2018 yılında, çok tartışmalı da olsa, bu işareti ilk kez tespit ettiğini iddia eden bir makale yayımlandı. Etkileyici bir şekilde, bu ilk galaksilerin ne zaman oluşmuş olması gerektiğine dair zaman aralığı bu gözlemlerle oldukça iyi bir şekilde örtüşmektedir. Gözlemler doğrulanmamış olsa da, üstün teknolojik araçlar önümüzdeki yıllarda bu ilk galaksiler nedeniyle ortaya çıkan hidrojen atomlarının dönerek attığı gerçek izleri tespit etmemizi sağlayabilir.

Kozmik mikrodalga arka plan tarafından aydınlatılan bir nötr gaz bulutu, belirli bir dalga boyunda ve kırmızıya kaymada bu radyasyon üzerine bir sinyal basabilir. Bu ışığı yeterince büyük bir hassasiyetle ölçebilirsek, 21 cm astronomi bilimi sayesinde bir gün Evren'deki gaz bulutlarının yerlerini ve yoğunluklarını haritalamayı umabiliriz. 2018'de gözlemlenen 15-20 kırmızıya kaymalarda parlaklık sıcaklığındaki düşüş, tam olarak 21 cm emisyonunun etkisinden kaynaklanıyor olabilir, ancak böyle bir iddiayı doğrulamak için daha iyi enstrümantasyon ve daha iyi gözlemsel örnekler gerekecektir. — Kozmik mikrodalga arka plan tarafından aydınlatılan bir nötr gaz bulutu, belirli bir dalga boyunda ve kırmızıya kaymada bu radyasyon üzerine bir sinyal basabilir. Bu ışığı yeterince büyük bir hassasiyetle ölçebilirsek, 21 cm astronomi bilimi sayesinde bir gün Evren’deki gaz bulutlarının yerlerini ve yoğunluklarını haritalamayı umabiliriz. 2018’de gözlemlenen 15-20 kırmızıya kaymalarda parlaklık sıcaklığındaki düşüş, tam olarak 21 cm emisyonunun etkisinden kaynaklanıyor olabilir, ancak böyle bir iddiayı doğrulamak için daha iyi enstrümantasyon ve daha iyi gözlemsel örnekler gerekecektir.

“Kozmik gün doğumu” ne zaman gerçekleştiyse, bu ilk galaksiler ne zaman ortaya çıktıysa, her kanıt ilk galaksilerin kaynağı olarak 200-250 milyon yıllık bir zaman dilimini göstermektedir. Bu durum JWST tarafından gözlemlenebilir, ancak henüz 320 milyon yıldan daha öncesine ait hiçbir galaksi adayının varlığı spektroskopik gözlemlerle doğrulanamamıştır. İlk galaksilerin oluşması için önce çok sayıda adımın atılması gerekiyordu: Yıldızların ve yıldız kümelerinin oluşması ve yerçekiminin bu yıldız kümelerini daha büyük kümeler halinde bir araya getirmesi gerekiyor. Öte yandan bu ilk galaksiler bir kez oluştuktan sonra, kendi zamanlarında var olan en büyük kozmik yapılar haline gelirler ve sadece yıldız kümelerini ve gaz bulutlarını değil, başka küçük galaksileri de çekerek büyümeye devam ederler.

Orijinal Başlık: What was it like when the first galaxies began to form?
Yazar: Ethan Siegel
Türkçeye Çeviren: Özlem Kırtay
Editör: Bekir Demir