Yıldızların ve gezegenlerin oluşumunu inceleyen gökbilimciler, evrenin ilk dönemlerinde oluşan yıldızların doğası hakkında uzun süredir kafa yoruyordu. Bu ilk yıldızlar, evreni daha karmaşık kimyasal elementlerle zenginleştirerek sonraki nesil yıldızların ve gezegenlerin oluşumuna zemin hazırladı.
Önceleri, evrenin ilk yıldızlarının yalnızca son derece büyük kütleli olduğuna inanılıyordu. Bu yıldızların Güneş'in kütlesinin yüzlerce, hatta binlerce katı olduğu ve milyonlarca kat daha parlak olduğu düşünülüyordu. Kısa ömürleri, devasa süpernova patlamalarıyla sona eriyordu. Bu nedenle, gezegen oluşturacak kadar zamanları ya da ham maddeleri olmadığı ve artık gözlemlenmelerinin mümkün olmadığı varsayılıyordu.
Ancak son araştırmalar, bu düşüncenin tam olarak doğru olmayabileceğini gösteriyor. 2025'in ilk yarısında yayımlanan iki çalışma, erken evrendeki gaz bulutlarının çökmesiyle daha düşük kütleli yıldızların da oluşmuş olabileceğine işaret ediyor. Bu çalışmalardan biri, gaz bulutlarındaki türbülansı modelleyerek daha küçük, yıldız oluşumuna elverişli kümelere ayrılmasını gösteren yeni bir astrofiziksel bilgisayar simülasyonundan yararlanıyor. Diğer çalışma ise, yıldız oluşumu için kritik öneme sahip moleküler hidrojenin, daha erken ve daha bol miktarda oluşmuş olabileceğini gösteren bağımsız bir laboratuvar deneyine dayanıyor.
Büyük Patlama'dan sonraki ilk 50 ila 100 milyon yıl içindeki kimyanın, beklentilerimizden daha aktif olabileceği ihtimali, gökbilimciler için heyecan verici bir gelişme. Bu bulgular, şu an gözlemleyebildiğimiz en eski yıldızlar olan ikinci nesil yıldızların, ilk gezegenlere ev sahipliği yapmış olabileceklerinin ve bizim düşündüğümüzden daha erken oluşmuş olabileceklerinin ipuçlarını veriyor.
İlkel Yıldız Oluşumu
Yıldızlar, uzayda kilometrelerce genişliğe ulaşan devasa hidrojen bulutlarının kendi kütleçekimleri altında çökmesiyle oluşur. Bu çökme, yoğun bir çekirdeği çevreleyen, nükleer füzyonu sürdürebilecek kadar sıcak ve parlak bir küre oluşana kadar devam eder.
Nükleer füzyon, iki veya daha fazla atomun yeterli enerji kazanarak birleşmesiyle gerçekleşir. Bu süreç, yeni bir element oluştururken muazzam miktarda enerji açığa çıkarır ve yıldızın çekirdeğini ısıtır. İlk yıldızlarda, hidrojen atomları helyuma dönüşmek üzere birleşmiştir.
Bir yıldızın yüzeyinin sıcak olması nedeniyle parladığı düşünülse de, bu parlaklığa güç veren enerji çekirdeğinden gelir. Bir yıldızın parlaklığı, yaydığı toplam ışık enerjisi miktarını ifade eder. Gözlemlediğimiz parlaklık ise bu toplam enerjinin bize ulaşan küçük bir kısmıdır.
Yıldızların nükleer füzyon yoluyla daha ağır elementler oluşturduğu bu sürece, stellar nükleosentez adı verilir. Bu süreç, yıldızlar oluştuktan sonra fiziksel özellikleri yavaşça değiştikçe de devam eder. Daha büyük kütleli yıldızlar, bir dizi füzyon reaksiyonuyla demire kadar daha ağır elementler üretebilir ve bu süreç süpernova patlamasıyla son bulur.
Süpernovalar, periyodik tablodaki daha ağır elementleri de oluşturabilir. Güneş gibi daha düşük kütleli yıldızlar, daha soğuk çekirdekleriyle yalnızca karbona kadar füzyon sürdürebilirler. Çekirdeklerindeki hidrojen ve helyumu tükettikçe füzyon durur ve bu yıldızlar yavaşça dağılır.
Yüksek kütleli yıldızların çekirdeklerinde yüksek basınç ve sıcaklık bulunur, bu nedenle parlak yanarlar ve gaz yakıtlarını hızla tüketirler. Ömürleri yalnızca birkaç milyon yılken, Güneş'in kütlesinin iki katından az olan düşük kütleli yıldızlar çok daha yavaş evrimleşir ve ömürleri milyarlarca, hatta trilyonlarca yıl sürebilir.
Eğer en erken yıldızların hepsi yüksek kütleli olsaydı, çoktan patlayıp yok olmuş olurlardı. Ancak erken evrende düşük kütleli yıldızlar da oluşmuşsa, o zaman hala gözlemleyebileceğimiz yıldızlar olabilir.
Bulutları Soğutan Kimya
Yıldız oluşumuna yol açan ilk gaz bulutları, protostellar bulutlar olarak adlandırılır ve yaklaşık oda sıcaklığında, yani sıcaktı. Sıcak gazın, bulutu çöktürmeye çalışan kütleçekimine karşı dışarı doğru iten bir iç basıncı vardır. Sıcak hava balonları da aynı prensiple şişili kalır. Balonun tabanındaki havayı ısıtan alev durduğunda, içindeki hava soğur ve balon çökmeye başlar.
Sadece en büyük protostellar bulutlar, en güçlü kütleçekimiyle termal basınca karşı koyabilir ve sonunda çökelebilirdi. Bu senaryoda, ilk yıldızların hepsi büyük kütleli olurdu.
Günümüzde gördüğümüz düşük kütleli yıldızların oluşmasının tek yolu, protostellar bulutların soğumasıdır. Uzaydaki gaz, termal enerjiyi ışıma yoluyla dışarı atarak soğur. Hidrojen ve helyum atomları, birkaç bin derecenin altında verimli ışıyıcılar değildir, ancak moleküler hidrojen (H₂) düşük sıcaklıklarda gazı soğutmada harikadır.
H₂, enerjilendiğinde kızılötesi ışık yayar, bu da gazı soğutur ve iç basıncı düşürür. Bu süreç, daha düşük kütleli bulutlarda kütleçekimsel çöküşü daha olası hale getirirdi.
On yıllardır, gökbilimciler erken dönemde H₂ bolluğunun düşük olmasının, iç basıncın yıldızlara çökmesini zorlaştıracak kadar sıcak bulutlara yol açtığına inanıyordu. Bu durum, yalnızca devasa kütleli ve dolayısıyla daha yüksek kütleçekimli bulutların çökeceği ve daha büyük kütleli yıldızların oluşacağı sonucuna varılmasına neden olmuştu.
Helyum Hidrür
Temmuz 2025'te yayımlanan bir makalede, Max Planck Nükleer Fizik Enstitüsü'nden Florian Grussie ve işbirlikçileri, evrende oluşan ilk molekül olan helyum hidrürün (HeH⁺) erken evrende beklenenden daha bol olabileceğini gösterdiler. Bu sonucu doğrulamak için bir bilgisayar modeli kullandılar ve bir laboratuvar deneyi gerçekleştirdiler.
Helyum hidrür mü? Lisede muhtemelen helyumun soy gaz olduğunu, yani diğer atomlarla reaksiyona girerek molekül veya kimyasal bileşik oluşturmadığını öğrenmişsinizdir. Ancak öyle görünüyor ki, helyum bazen tepkimeye giriyor; fakat yalnızca ilk yıldızlar oluşmadan önceki, son derece seyrek ve karanlık erken evren koşullarında.
HeH⁺, normal bir hidrojen atomunun daha ağır bir döteryum atomuyla bağlandığı hidrojen döterür (HD) ile reaksiyona girerek H₂'yi oluşturur. Bu süreçte HeH⁺ bir soğutucu görevi görür ve ışık formunda ısı yayar. Dolayısıyla, her iki moleküler soğutucunun da erken dönemde daha bol olması, daha küçük bulutların daha hızlı soğumasını ve düşük kütleli yıldızlar oluşturmak üzere çökmesini sağlamış olabilir.
Gaz Akışı da Yıldızların Başlangıç Kütlesini Etkiliyor
Temmuz 2025'te yayımlanan başka bir çalışmada ise, Academia Sinica Gökbilim ve Astrofizik Enstitüsü'nden astrofizikçi Ke-Jung Chen liderliğindeki bir araştırma grubu, erken evrendeki gazın nasıl aktığına dair ayrıntılı bir bilgisayar simülasyonu kullandı.
Ekibin modeli, devasa çöken gaz bulutlarındaki türbülansın (düzensiz hareketin), düşük kütleli bulut parçacıklarının oluşmasına yol açarak düşük kütleli yıldızların yoğunlaşmasına neden olabileceğini gösterdi.
Çalışma, türbülansın bu erken gaz bulutlarının Güneş'in kütlesinin aynı boyutunda veya 40 katına kadar daha büyük kütleli yıldızlar oluşturmasına izin vermiş olabileceği sonucuna vardı.
Bu iki yeni çalışma da, ilk yıldız popülasyonunun düşük kütleli yıldızları da içerebileceğini öngörüyor. Şimdi gözlemci gökbilimcilerin görevi, bu yıldızları bulmak.
Bu, hiç de kolay bir görev değil. Düşük kütleli yıldızlar düşük parlaklığa sahip oldukları için son derece sönüktürler. Son zamanlarda birkaç gözlemsel çalışma, olası tespitler bildirmiş olsa da, henüz yüksek güvenilirlikle doğrulanmış bir tane bulunmuyor. Ancak eğer oradalar ise, eninde sonunda onları bulacağız.
