Evren, Ne Zaman Şeffaf Olup Işık Geçirmeye Başladı?

Evrende ne olduğunu görmek istiyorsanız, önce görebiliyor olmanız gerekir. Günümüzde, Evren'in ışığa karşı şeffaf olduğunu ve uzaktaki nesnelerden gelen ışığın gözlerimize ulaşmadan önce uzayda bir engelle karşılaşmadan seyahat edebileceğini biliyoruz. Ama bu, her zaman böyle değildi.

Aslında, Evren'in ışığın düz bir çizgide yayılmasını durdurmasının iki yolu vardır:

• Biri, Evren'i serbest (yani bağ yapmamış) elektronlarla doldurmaktır. Bu durumda ışık, elektronlarla birlikte saçılır ve rastgele belirlenen bir yöne sıçrar.
• Diğeri ise Evren'i bir araya toplanıp kümelenebilen nötr atomlarla doldurmaktır. Bu durumda ışık, bu madde tarafından engellenecektir: tıpkı çoğu katı nesnenin ışığa karşı opak olması gibi.

Bizim Evren'imiz, erken dönemlerde bunların her ikisini de yapan bir doğaya sahipti ve her iki engel de aşılana kadar şeffaf olamadı.

Evren'in Başlangıcında İyonlar ve Nötr Atomlar

Evren'in en erken aşamalarında, bildiğimiz her şeyi oluşturan atomlar, nötr konfigürasyonlarda birbirine bağlı değildi. Daha ziyade, iyonize edilmiş halde, yani plazma halindeydi. Işık yeterince yoğun bir plazmadan geçtiğinde, elektronlar nedeniyle saçılır, emilir ve çeşitli öngörülemeyen yönlerde yeniden yayılır. Evren'de yeterince serbest elektron olduğu sürece, akan fotonlar da rastgele savrulmaya devam edecektir.

Bununla birlikte, bu erken aşamalarda bile meydana gelen, rekabete dayalı bir süreç vardır: Az önce bahsettiğimiz plazma, elektronlardan ve atom çekirdeklerinden yapılmıştır ve bu parçaların birbirine bağlanması, enerji dengesi açısından tercih edilirdir. Evren'in en erken dönemlerde bile elektronlar ve atom çekirdekleri, tam olarak bunu yaptılar: Bireştiler! Ta ki enerjisi yeterince yüksek bir foton onları yeniden ayırana dek...

Ethan Siegel

Bununla birlikte, Evren genişledikçe, yalnızca yoğunluğu azalmakla kalmaz, aynı zamanda içindeki parçacıklar da daha az enerjiye sahip hale gelir. Genişleyen şey, uzay-zaman dokusunun ta kendisi olduğu için, o uzayda seyahat eden her foton da bu genişlemeden etkilenir. Bir fotonun enerjisi dalga boyu tarafından belirlendiğinden, o dalga boyu genişledikçe, foton daha düşük enerji seviyelerine (yani kızıla) kayar.

O halde, Evren'deki tüm fotonların kritik bir enerji eşiğinin altına düşmesi sadece bir zaman meselesidir - ki bu enerji eşiği, erken Evren'de var olan atomlardan bir elektronu koparmak için gereken enerjidir. Fotonların nötr atomların oluşumunu mümkün kılmak için yeterli enerjiyi kaybetmesi, Büyük Patlama'dan sonra yüz binlerce yıl almıştır.^[1]

Ethan Siegel

Bu süre zarfında birçok kozmik olay da meydana geldi. En erken kararsız izotoplar radyoaktif olarak bozundu; madde, enerji bakımından radyasyona baskın hale geldi; Evren'de oluşacak yapıların tohumları büyümeye başladığında kütleçekimi maddeyi yığınlar halinde öbeklemeye başladı.

Fotonlar, giderek daha fazla kızıla kaydıkça, nötr atomlara karşı başka bir engel ortaya çıkmaya başladı: elektronlar protonlara ilk kez bağlandığında yayılan fotonlar.

Bir elektron atom çekirdeğine başarılı bir şekilde bağlandığında, iki şey yapar:

1. Bir ultraviyole foton yayar; çünkü atomik geçişler her zaman enerji seviyelerinde öngörülebilir ve kademeli bir düzenle azalır.
2. Evren'deki her elektron için var olan milyarlarca foton da dahil olmak üzere, diğer parçacıklar tarafından bombardımana tutulur.

Her kararlı ve nötr bir atom oluşturduğunuzda, bir ultraviyole foton yayarsınız. Bu fotonlar daha sonra başka bir nötr atomla karşılaşana kadar, düz bir çizgide devam ederler ve daha sonra iyonize olurlar.

Ethan Siegel

İki Fotonlu Bozunma ve Foton Artışı

Bu mekanizma yoluyla net bir nötr atom artış olmaz ve bu yüzden Evren, yalnızca bu mekanizma aracılığıyla ışığa şeffaf hâle gelemez. Bunun yerine, baskın gelen başka bir etki olmalıdır. Bu yöntem, son derece nadir olan bir sürece dayanır; ancak Evren'deki tüm atomlar ve atomların nihai ve istikrarlı bir şekilde nötr hale gelmesi için 100.000 yıldan fazla zaman gerektiği düşünüldüğünde, bu yöntem de hikâyenin inanılmaz ve karmaşık bir parçası haline gelir.

Çoğu zaman, bir hidrojen atomunda, ilk uyarılmış durumu işgal eden bir elektronunuz olduğunda, sadece en düşük enerji durumuna düşer ve belirli bir enerjinin ultraviyole fotonunu yayar. Buna Lyman alfa fotonu denir. Ancak 100 milyon geçişte yaklaşık 1 kez, aşağı inme farklı bir yoldan gerçekleşir ve atom, 1 yerine 2 düşük enerjili foton yayar. Bu, iki fotonlu bozunma veya iki fotonlu geçiş olarak bilinir ve Evren'in nötr hale gelmesinden birincil derecede sorumlu olan şeydir.^[2]

Ethan Siegel

Tek bir foton yaydığınızda, o foton neredeyse her zaman başka bir hidrojen atomuyla çarpışır ve onu uyarılmış hale getirir ve sonunda yeniden iyonlaşmasına yol açar. Ancak iki foton yaydığınızda, her ikisinin de aynı anda bir atoma çarpması olası değildir, bu da net bir nötr atom artışı anlamına gelir.

Nadir de olsa bu iki foton geçişi, nötr atomların ilk başta oluşmasını mümkün kılan süreçtir. Bizi sıcak, plazma dolu bir Evrenden %100 nötr atomlarla dolu neredeyse eşit derecede sıcak bir Evren'e ulaştıran süreç, budur. Evren'in bu atomları Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonra oluşturduğunu söylesek de bu, aslında yavaş ve kademeli bir süreçti ve tamamlanması, Büyük Patlama'dan 280.000 yıl kadar sonra başlayıp, 480.000 yıl kadar sonlandı.

Işık, Serbestçe Aksın"!

Atomlar nötr olduğunda, Büyük Patlama'nın ışığının saçılması önünde hiçbir engel kalmamıştır. Bu, meşhur "CMB"nin doğumudur: Kozmik Mikrodalga Arka Planı ışımasının!

Ethan Siegel

Bu, Evren'in ışığa karşı şeffaf hale geldiği ilk seferdir. Büyük Patlama'dan arta kalan, artık dalga boyları geniş ve enerjileri düşük olan fotonlar, sonunda Evrende özgürce dolaşabilir hâle gelmiştir. Serbest elektronlar, kararlı,ve nötr atomlara bağlanan oradan kalktığında, fotonların onları durduracak veya yavaşlatacak hiçbir şeyi kalmaz.

Ama nötr atomlar artık her yerdeler ve sinsi bir amaca hizmet ediyorlar: Evren'i bu düşük enerjili fotonlara karşı şeffaf hale getirseler de, bu atomlar moleküler bulutlar, toz ve gaz koleksiyonları halinde bir araya toplanacaklar. Bu konfigürasyonlardaki nötr atomlar, düşük enerjili ışığa karşı şeffaf olabilir; ancak yıldızların yaydığı gibi daha yüksek enerjili ışık, bu nötr atomlar tarafından emilir.

Ethan Siegel

Çok Şeffaf, Çok Opak!

Evrendeki tüm atomlar artık nötr olduğunda, yıldız ışığını engelleme konusunda inanılmaz derecede iyi bir iş çıkarıyorlar. Evren'i şeffaf hale getirmek için ihtiyaç duyduğumuz ve uzun bir süre boyunca gerçekleşmesini beklediğimiz bu konfigürasyon, şimdi Evren'i farklı bir dalga boyundaki fotonlara karşı tekrar opak hale getiriyor: Bu defa, yıldızların ürettiği ultraviyole, optik ve yakın kızılötesi ışık dalga boylarına...^[3]

Evren'i bu diğer tür ışığa karşı şeffaf hale getirmek için hepsini tekrar iyonlaştırmamız gerekecek. Bu, elektronları bağlı oldukları atomlardan atmak için yeteri kadar yüksek enerjiye sahip ışığa ihtiyacımız olduğu anlamına gelir - ki bu da yoğun bir ultraviyole emisyon kaynağı gerektirir.

Başka bir deyişle, Evren'in, içindeki atomları başarılı bir şekilde yeniden iyonize etmek için yeterli sayıda yıldız oluşturması gerekir; bu da zayıf, düşük yoğunluklu galaksiler arası ortamı yıldız ışığına şeffaf hale getirir.

Ethan Siegel

Bunu kendi galaksimizde galaktik merkezin görünür ışıkta görülemez olmasından da biliyoruz. Galaktik düzlem, yüksek enerjili morötesi ve görünür ışığı engellemede son derece başarılı olan nötr toz ve gaz bakımından zengindir; ancak kızılötesi ışık, direkt olarak geçebilir. Bu, kozmik mikrodalga arka planının nötr atomlar tarafından neden emilmediğini, öte yandan yıldız ışığının bu atomlarca neden emildiğini de açıklamaktadır.

Neyse ki, oluşturduğumuz yıldızlar büyük ve sıcak olabilir, en büyük kütleli olanlar Güneş'imizden bile çok daha parlak ve daha sıcaktır. İlk yıldızlar kendi Güneş'imizden onlarca, yüzlerce, hatta bin kat daha büyük olabilir, yani on binlerce derecelik yüzey sıcaklıklarına ve Güneş'imizden milyonlarca kat daha büyük parlaklığa ulaşabilirler. Bu devler, Evren'e yayılmış nötr atomlar için en büyük tehdittir.

Ethan Siegel

Olması gereken, Evren'i yeterli sayıda ultraviyole fotonla doldurabilecek kadar yıldızın oluşmasıdır. Galaksiler arası ortamı dolduran bu nötr maddeden yeteri kadarını iyonize edebilirlerse, yıldız ışığının engellenmeden hareket etmesi için her yöne bir yol açabilirler. Ayrıca iyonize olan proton ve elektronların tekrar bir araya gelmemeleri için de belli miktarda olmaları gerekir.

İlk yıldızlar, buna giden yolda küçük bir çentik oluşturmuştur; ancak en eski yıldız kümeleri küçük ve kısa ömürlüydü. Evren'imizin ilk birkaç yüz milyon yılı boyunca oluşan tüm yıldızlar, Evren'deki maddenin nötrleşme miktarını neredeyse hiç etkilemedi. Ancak bu, yıldız kümeleri birleşerek ilk galaksileri oluşturduğunda değişmeye başladı.^[4]

Ethan Siegel

Yıldız Doğumhaneleri

Büyük gaz kümeleri, yıldızlar ve diğer maddeler bir araya geldikçe, Evren'i daha önce hiç olmadığı kadar aydınlatan muazzam bir yıldız oluşumu patlamasını tetiklediler. Zaman geçtikçe, bir dizi olay, aynı anda gerçekleşti:

• En büyük madde birikimine sahip bölgeler, daha erken yıldızları ve yıldız kümelerini kendilerine doğru çektiler.
• Henüz yıldız oluşmamış bölgelerde yıldızlar şekillenmeye başlayabildi.
• İlk galaksilerin oluştuğu bölgeler, diğer genç galaksileri çekmeye başladı.

Bunların tümü, genel yıldız oluşum oranını artırmaya katkı sağlamıştır.

Bu zamanda Evren'in haritasını çıkaracak olsaydık, yıldız oluşum hızının Evren'in varlığının ilk birkaç milyar yılı boyunca nispeten sabit bir oranda arttığını görürdük. Bazı elverişli bölgelerde, çoğu bölgenin yeniden iyonlaşmasından önce Evren'in ışığa karşı saydamlaşacağı kadar madde iyonize oldu; diğerlerinde, son nötr maddenin yok olması iki veya üç milyar yıl kadar sürdü.

Büyük Patlama'nın başlangıcından itibaren Evren'in nötr maddesinin haritasını çıkaracak olsaydınız, onun kümeler halinde iyonize maddeye geçmeye başladığını görürsünüz, ama aynı zamanda çoğunun yok olmasının yüz milyonlarca yıl sürdüğünü de görürsünüz. Bunu, eşit olmayan bir şekilde ve tercihen kozmik ağın en yoğun noktaları boyunca yapar.

Ethan Siegel

Ortalama olarak, Evrenin yeniden iyonlaşması ve yıldız ışığına şeffaf olması için Büyük Patlama'nın başlangıcından itibaren 550 milyon yıl sürdü. Bunu, yalnızca nötr, araya giren maddenin neden olduğu absorpsiyon özelliklerini göstermeye devam eden ultra-uzak kuasarları gözlemleyerek görüyoruz. Ancak yeniden iyonlaşma her yerde aynı anda gerçekleşmedi; farklı zamanlarda farklı yönlerde ve farklı yerlerde tamamlandı. Evren ve onun içinde oluşan yıldızlar, galaksiler ve madde kümeleri de düzensizdir.

Sonuç

Evren, kabaca 380.000 yaşındayken Büyük Patlama'dan geriye kalan ışığa karşı şeffaf hale geldi ve daha sonra uzun dalga boylu ışığa karşı şeffaf kaldı. Fakat Evren, ancak yaklaşık yarım milyar yaşına ulaştığında, yıldız ışığına tamamen şeffaf hale geldi; bazı yerler tam şeffaflığa daha erken, bazı yerler ise daha geç ulaştı.

Bu sınırların ötesini araştırmak için daha uzun dalga boylarına giden bir teleskop gerekir. Şansımız yaver giderse, James Webb Uzay Teleskobu, sonunda, Büyük Patlama'nın ışığına karşı şeffaf olduğu fakat yıldız ışığına karşı olmadığı bu aradaki dönemde Evren'in nasıl olduğu konusuna aydınlık getirecek. Bunu öğrendiğimizde, sonunda Evren'in tam olarak anlaşılmayan bu karanlık çağlarda nasıl büyüdüğünü öğrenebiliriz.