Onlarca yıldır, gökbilimciler evrendeki ilk yıldızların nasıl olduğunu merak ettiler. Bu yıldızlar, evreni zenginleştiren ve gelecek nesil yıldızların ilk gezegenleri oluşturmasına izin veren yeni kimyasal unsurlar oluşturdu.
İlk yıldızlar başlangıçta saf hidrojen ve helyumdan oluşuyordu ve büyüklerdi – yüzlerce ila binlerce kez güneş kütlesi ve milyonlarca kat daha parlak. Kısa yaşamları, süpernova adı verilen muazzam patlamalarla sona erdi, bu yüzden gezegen oluşturmak için ne zaman ya da hammadde vardı ve artık gökbilimcilerin gözlemlemesi için var olmamalı.
En azından düşündük.
2025’in ilk yarısında yayınlanan iki çalışma, erken evrendeki gaz bulutlarının çökmesinin de alt kütleli yıldızlar oluşturmuş olabileceğini göstermektedir. Bir çalışma, bulut içinde türbülansı modelleyen ve daha küçük, yıldız oluşturan kümelere parçalanmaya neden olan yeni bir astrofizik bilgisayar simülasyonu kullanıyor. Diğer çalışma – bağımsız bir laboratuvar deneyi – yıldız oluşumu için gerekli olan bir molekül olan moleküler hidrojenin daha önce ve daha büyük bollukta nasıl oluştuğunu gösteriyor. Süreç, kimya öğretmenlerini şaşırtabilecek bir katalizör içerir.
Yıldız ve gezegen oluşumunu ve kimyasal süreçlere bağımlılığını inceleyen bir gökbilimci olarak, Big Bang’in ilk 50 milyon ila 100 milyon yıl içinde kimyanın beklediğimizden daha aktif olabileceği ihtimalinden heyecan duyuyorum.
Bu bulgular, ikinci nesil yıldızların – şu anda gözlemleyebileceğimiz en eski yıldızların ve muhtemelen ilk gezegenlerin ev sahiplerinin – gökbilimcilerin düşündüğünden daha önce oluştuğunu göstermektedir.
İlkel Yıldız Oluşumu
Yıldızlar, kendi yerçekimi altında birçok ışık yılı boyunca büyük hidrojen bulutları olduğunda oluşur. Çökme, parlak bir küre nükleer füzyonu sürdürecek kadar sıcak olan yoğun bir çekirdeği çevreleyene kadar devam eder.
Nükleer füzyon, iki veya daha fazla atom birlikte kaynaşmak için yeterli enerji kazandığında olur. Bu süreç yeni bir unsur yaratır ve yıldız çekirdeğini ısıtan inanılmaz miktarda enerji serbest bırakır. İlk yıldızlarda, hidrojen atomları helyum oluşturmak için bir araya geldi.
Yeni yıldız parlıyor çünkü yüzeyi sıcak, ancak parlaklığın çekirdeğinden süzülüyor. Bir yıldızın parlaklığı, ışık şeklinde toplam enerji çıkışıdır. Yıldızın parlaklığı, doğrudan gözlemlediğimiz parlaklığın küçük bir kısmıdır.
Yıldızların nükleer füzyonla daha ağır elementler oluşturduğu bu işleme yıldız nükleosentezi denir. Fiziksel özellikleri yavaşça değiştikçe oluştuktan sonra yıldızlarda devam eder. Daha büyük yıldızlar, bir süpernova patlamasında sona eren bir dizi füzyon reaksiyonunda, ütüye kadar karbon, oksijen ve azot gibi daha ağır elementler üretebilir.
Süpernova, periyodik eleman tablosunu tamamlayarak daha ağır unsurlar oluşturabilir. Güneş gibi alt kütleli yıldızlar, soğutucu çekirdekleri ile füzyonu sadece karbona kadar sürdürebilir. Çekirdeklerindeki hidrojen ve helyum tükettikçe, nükleer füzyon durur ve yıldızlar yavaşça buharlaşır.
Yüksek kütleli yıldızlar çekirdeklerinde yüksek basınç ve sıcaklığa sahiptir, böylece parlak yanarlar ve gaz yakıtlarını hızlı bir şekilde kullanırlar. Sadece birkaç milyon yıl sürüyorlar, oysa düşük kütleli yıldızlar-güneşin kütlesinin iki katından daha az-milyarlarca ve hatta trilyonlarca yıl boyunca çok daha yavaş gelişiyor.
En eski yıldızların hepsi yüksek kütleli yıldızlar olsaydı, uzun zaman önce patlarlardı. Ancak erken evrende de düşük kütleli yıldızlar oluşursa, gözlemlememiz için hala var olabilirler.
Bulutları soğutan kimya
Protostellar bulutlar olarak adlandırılan ilk yıldız oluşturan gaz bulutları sıcaktı-yaklaşık oda sıcaklığı. Sıcak gaz, bulutu çökertmeye çalışan içe doğru yerçekimi kuvvetine karşı dışa doğru iten iç baskıya sahiptir. Sıcak hava balonu aynı prensiple şişirilir. Balonun tabanındaki havanın ısıtılması durursa, içindeki hava soğur ve balon çökmeye başlar.
Sadece en çok yerçekimi olan en büyük protostellar bulutlar termal basıncın üstesinden gelebilir ve sonunda çökebilir. Bu senaryoda, ilk yıldızların hepsi büyüktü.
Bugün gördüğümüz alt kütleli yıldızları oluşturmanın tek yolu protostellar bulutların soğumasıdır. Uzaydaki gaz, enerjiyi buluttan çıkaran termal enerjiyi ışığa dönüştüren radyasyonla soğur. Hidrojen ve helyum atomları birkaç bin derecenin altında etkili radyatörler değildir, ancak moleküler hidrojen, H₂, düşük sıcaklıklarda gazı soğutmada mükemmeldir.
Enerji edildiğinde, H₂ gazı soğutan ve iç basıncı düşüren kızılötesi ışık yayar. Bu süreç, alt kütleli bulutlarda yerçekimi çöküşünü daha olası hale getirecektir.
Onlarca yıl boyunca, gökbilimciler, iç basıncı yıldızlara kolayca çökemeyecek kadar sıcak olan daha sıcak bulutlarla sonuçlandığını düşündüler. Sadece muazzam kitlelere sahip bulutların ve dolayısıyla daha yüksek yerçekimi çökeceği sonucuna vardılar – daha büyük yıldızlar kurtardı.
Helyum hidrit
Temmuz 2025 Journal makalesinde, fizikçi Florian Grussie ve Max Planck Nükleer Fizik Enstitüsü’ndeki ortak çalışanlar, evrende oluşan ilk molekülün Helyum Hidrit, heh⁺, erken evrende daha önce düşünüldüğünden daha bol olabileceğini gösterdi. Bir bilgisayar modeli kullandılar ve bu sonucu doğrulamak için bir laboratuvar deneyi yaptılar.
Helyum hidrit? Lise biliminde muhtemelen helyumun asil bir gaz olduğunu öğrendiniz, yani moleküller veya kimyasal bileşikler oluşturmak için diğer atomlarla reaksiyona girmiyor. Anlaşıldığı gibi, – ancak ilk yıldızlar oluşmadan önce sadece erken evrenin son derece seyrek ve karanlık koşulları altında.
HeH⁺, H₂ oluşturmak için daha ağır bir döteryum atomuna bağlı normal bir hidrojen atomu olan hidrojen deuteride – HD ile reaksiyona girer. Bu süreçte, heh⁺ ayrıca bir soğutucu görevi görür ve ısıyı ışık şeklinde serbest bırakır. Bu nedenle, daha önce her iki moleküler soğutma maddesinin yüksek bolluğu, daha küçük bulutların daha hızlı soğumasına ve daha düşük kütleli yıldızlar oluşturmasına izin vermişti.
Gaz akışı ayrıca yıldız başlangıç kütlelerini de etkiler
Temmuz 2025’te yayınlanan başka bir çalışmada, astrofizikçi Ke-jung Chen, erken evrende gazın nasıl akabileceğini modelleyen ayrıntılı bir bilgisayar simülasyonu kullanarak Academia Sinica Astronomi ve Astrofizik Enstitüsü’nde bir araştırma grubuna liderlik etti.
Ekibin modeli, dev çöken gaz bulutlarında türbülansın veya düzensiz hareketin, alt kütleli yıldızların yoğunlaştığı alt kütleli bulut parçaları oluşturabileceğini gösterdi.
Çalışma, türbülansın bu erken gaz bulutlarının yıldız oluşturmasına izin vermiş olabileceği sonucuna varmıştır.
İki yeni çalışma, ilk yıldız popülasyonunun düşük kütleli yıldızları içerebileceğini öngörüyor. Şimdi, onları bulmak ABD gözlemsel astronomlarına kalmış.
Bu kolay bir iş değil. Düşük kütleli yıldızlar düşük parlaklıklara sahiptir, bu nedenle son derece zayıflar. Birkaç gözlemsel çalışma son zamanlarda olası tespitleri bildirmiştir, ancak hiçbiri henüz yüksek güvenle doğrulanmamıştır. Eğer dışarıdaysa, sonunda onları bulacağız.
