JWST, evreni nasıl görebildiğimizi keşfeder

Bir patlama bülteniyle başlangıçlara kaydolun

En büyük soruları cevaplarken Dr. Ethan Siegel ile evreni gezin.

Bize evreni daha önce hiç görmediğimiz gibi göstermiş olsa da – daha derin, daha erken ve daha uzun dalga boylarında – JWST’nin ana hedeflerinin elde edeceği resimlerin kalitesiyle hiçbir ilgisi olmadığını, daha ziyade cevabı ortaya çıkaracakları bilim soruları için bir şey olmadığını hatırlamak önemlidir. Bulmacalardan biri basitti: Evrenin bugün ışığı kolayca görebildiğimiz yıldız ve galaksilerle dolu olduğunu biliyoruz, ancak erkenden hiçbir yıldız ve galaksiler yoktu ve evren bunun yerine nötr atomlarla doluydu. Öyleyse, bu nötr atomların hepsinin bir kez daha iyonize olduğunu, evreni ve içinde üretilen tüm yıldız ışığını görmemizi sağladı?

Basit cevap, elbette, yıldız olmak zorunda kalacaktı. Evren, yeterli sayıda yıldız oluşturdu, sonunda yeterli sayıda (örneğin, ultraviyole) ışık üretmek için olmalıdır, böylece bir zamanlar nötr atomların hepsi iyonize hale gelir ve Starlight’ın boşluktan geçmesine izin verir. Ama bu yıldızlar nerede bulunuyordu? Onları ne tür gökadalar barındırdı? Ve tam olarak, tüm bu yıldızlar Reiyonizasyon olarak bilinen bu süreci yönlendirmek için ne zaman oluşturdu?

Bu ana JWST bilim hedeflerinden biriydi ve bilim operasyonlarına başladığından bu yana üç yıl boyunca, cevaba yaklaşıyoruz. Şimdi, sonunda Isak Wold’un ortaya çıkardığı yeni bir çalışmacevabımız var: Küçük, mütevazı ama yaygın galaksiler suçludur Evrenin Starlight’a nasıl şeffaf hale gelmesinin arkasında. İşte olanların kozmik hikayesi, Ve nasıl biliyoruz.

Bu düşük çözünürlüklü görüntü, JWST ile yapılan Cosmos-Web anketinin tam alanını göstermektedir. Gökyüzünde 0.54 kare veya yaklaşık üç tam ayın değerinde, bu, şimdiye kadar edinilen evrenin en büyük, en derin alan görünümünü temsil eder. Uzay, burada açıkça görebildiğimiz gibi, neredeyse tüm yönlerde aydınlık ışık kaynaklarıyla doludur.

Çoğumuz uzak evren hakkında düşündüğümüzde, yukarıda gördüğünüz gibi görüntüleri düşünüyoruz: Hubble ve JWST dahil en güçlü uzay teleskoplarımızla edinilen Deep Field Images. Gördüğümüz şey, sadece gözlemlemek için harcadığımız zaman ve enstrümanlarımızın yetenekleri ile sınırlı olan her yerde yıldız ve galaksiler. Ama bu tam olarak değil; Kesinlikle her yerde yıldızlar ve galaksiler yok, sonsuz miktarda zaman gözlemlemede bile, Starlight’ın alanın tüm bölgelerine geldiğini görmeyecektik.

• Bunun bir nedeni, yıldızların her yerde oluşmaması, ancak sadece yıldızların oluşumunu çekmek ve tetiklemek için yeterli maddenin biriktiği bölgelerde. Bu, daha yoğun bölgelerin konuyu daha az yoğun çevrelerinden tahakkuk ettiği web benzeri bir şekilde gerçekleşir.
• Başka bir neden, yalnızca enstrümanlarımızın tasarlandığı dalga boyu aralıklarında alabileceğimiz nesneleri görebilmemizdir. Örneğin Hubble için, dalga boyunda yaklaşık iki mikrondan daha uzun bir ışık göremez, bu da en uzak, erken galaksilerden herhangi bir ışık göremediği anlamına gelir.
• Ve başka bir çok önemli-ancak daha az tartışılan-sınırlama, bu erken yıldızların nötr atomlardan oluşacağıdır, burada evrendeki atomların% 100’ü büyük patlamadan sonraki ilk yarım milyon yıl içinde nötr hale gelir. Nötr atomlar yıldız ışığını emmek için inanılmaz derecede iyidir ve bu nedenle Starlight’ı ancak bu yıldızlardan gözlerimize açık bir yol olduğunda görebiliriz.

Bu animasyon, çeşitli görünür ve kızılötesi dalga boylarında Bok Globule Barnard 68’i göstermektedir. Daha uzun dalga boyları ortaya çıktıkça, bu evrendeki bir delik değil, sadece ışığın daha uzun (daha kırmızı) dalga boylarının penetre ve tozdan geçtiği tozlu bir gaz bulutudur. Toz bulutları oluştukça ve dağıldıkça, toz yoğunluğu, bloke edilen ve sabit, arka plan nesneleri tarafından iletilen ışığın incelenmesi ile ortaya çıkarılabilir.

Bu son noktayı bir dakika düşünün. Evren, başlangıçta Big Bang’den sonra (yani, herhangi bir yıldız oluşturmadan önce) nötr atomlardan yapılmıştır. Yerçekimi en başlangıçta aşırı bölgelere gittikçe daha fazla madde çizmeye başladığında, gittikçe daha fazla nötr atom birikiyor: sözleşme, ısıtma ve daha da fazla madde bu bölgelere çekmek. Sonunda, bu aşırı bölgeler parçalanır, çekirdeklerindeki nükleer füzyonu ateşlemek için yeterince ısınır ve Yıldızlar Oluşturmaya devam eder: Evrendeki ilk yıldızlar. Bu yıldızlar yaşayacaklardı-karbon, oksijen, neon, kükürt, silikon, demir ve daha fazlası gibi daha ağır elementlere yol açacak-ve küllerinden, daha fazla hidrojen ve helyumla birlikte, sonraki nesiller oluşacak.

Ancak Starlight, evrenden, o ilk nesil yıldızlardan çıkmak için mücadele edecek. Bu yıldızlar nötr atomlarla çevrili olacak ve bu nötr atomlar bu yıldız ışığının çoğunu emmede çok etkili olacaktır. Aslında, nötr atomlar devam ettiği sürece, gözlemsel olarak evren ortalama büyük patlamadan yaklaşık 550 milyon yıl yaşlanana kadar (ve ~ 1 milyar yıla kadar), başlangıçta yayılan Starlight’ın en azından bir kısmı engellenir. Aslında, evreni olabildiğince açık bir şekilde görebilmemizin tek nedeni, her yöne, yeterince yüksek enerjili, ultraviyole fotonların varlığıdır: Galaktik boşluktaki her nötr atomu kelimenin tam anlamıyla iyonize etmek için yeterli foton.

Başlangıçta, solda, evren herhangi bir yıldız oluşmadan önce nötr, hafif engelleyici madde ile doludur. Bununla birlikte, yıldızlar oluşmaya başladığında, kırmızı renkte gösterildiği gibi, görünür ışığa şeffaf gibi davranan ceplere yol açan iyonize edici ultraviyole fotonlar oluştururlar. Zamanla, sağa doğru ilerledikçe, Reiyonizasyon büyük patlamadan yaklaşık 550 milyon yıl sonra tamamlanıncaya kadar evrenin giderek daha fazla yeniden izlenmesi.

“Evren Starlight için nasıl şeffaf hale geldi?” Anlamak istiyorsak? O zaman cevaplamamız gereken asıl soru, bu erken aşamalarda (yani, kozmik tarihin ilk ~ 550 milyon yıllık), tüm bu atomları yeniden izleyen bu ultraviyole fotonların tümü nereden geldi?

Kozmik reiyonizasyon sorusuna baktığımızda çalışmaya çalıştığımız şey bu: Evreni yeniden izleyen bu ultraviyole fotonların hepsini ne yaptı?

Bu aynı zamanda JWST’nin ana bilim hedeflerinden biri. Hubble, evrenin neye benzediğini gösteren teleskop olsaydı, JWST, Hubble’dan 31 yıl sonra tam olarak başlattı, bize evrenin bugünkü gibi büyüdüğünü gösteren teleskop. Sonuçta, JWST, çeşitli önemli modalarda Hubble’ı aşan yeteneklere sahiptir.

• JWST, Hubble’dan daha büyüktür: birincil aynasının çapı açısından% 270 büyüktür, bu da Hubble’a üstün çözünürlük sağlar.
• JWST, Hubble’ın toplama alanı ile Hubble’dan daha fazla ışık toplama gücüne sahiptir. Bu, JWST’nin Hubble’ın yapabileceğinden daha fazla ışık, daha hızlı toplayabileceği anlamına gelir. Hubble’ın gözlemlenmesi tam bir ay süreceği, JWST sadece dört gün içinde başarabilir.
• JWST Dünya’dan Hubble’dan daha uzaktır ve çok daha soğuk tutulur: yaklaşık ~ 200 k yerine yaklaşık ~ 40 K’da. Bu, JWST’nin Hubble’dan çok daha uzak dalga boylarını araştırmasına ve daha kırmızılı, daha zayıf ve daha kozmik olarak uzak nesneler görmesine izin verir.
• Ve yine, diğer JWST ilerlemeleri kadar iyi bir şekilde takdir edilmese de, JWST’nin de üstün enstrümantasyonuna sahiptir: daha fazla verim/duyarlılık ve belirli özelliklere sahip olma yeteneği ile daha geniş bir aralığı kapsayan daha fazla dalga boyu filtresi.

JWST Optik Teleskop Elemanı (OTE), Nircam Optik Tren, Dikroics, Filtreler ve Detektör Kuantum Verimliliği (QE) ‘dan katkılar dahil olmak üzere her Nircam filtresi için ön toplam sistem verimi. Verim, foton-elektron dönüşüm verimliliğini ifade eder. Hubble’ın sınırından çok daha uzun dalga boylarına uzanan bir dizi JWST filtresi kullanarak (1.6 ve 2.0 mikron arasında) JWST, ultra koşullu, yüksek kırmızıya kayma galaksları için bile çift iyonize oksijen de dahil olmak üzere Hubble için tamamen görünmeyen ayrıntıları ortaya çıkarabilir.

Bu son noktanın önemli olmasının büyük ve fiziksel bir nedeni var. JWST’nin ışığı sadece daha büyük bir dalga boyu aralığında ölçmeme yeteneğine sahip olması neden bu kadar önemlidir?

Eh, evreni yeniden izleyen galaksileri anlamak için, en büyük miktarlarda ultraviyole ışığı yayan galaksiler özellikle yıldız patlaması galaksilerdir: tüm galaksi yıldız oluşturan bir bölge gibi davranıyor ki, inanılmaz derecede hızlı bir şekilde yıldız oluşturan galaksiler. Evrenimizde muazzam yıldız patlamaları meydana geldiğinde, sadece tek elektronlarını ultraviyole radyasyon tarafından soyulmuş olan iyonize hidrojen – hidrojen atomlarının imzasını görmüyoruz – aynı zamanda çift iyonize oksijen atomları da.

Aslında, çift iyonize oksijenin emisyon imzalarına sahip olduğu bilinen alan bölgeleri:

• Son derece sıcak,
• büyük miktarlarda iyonlaştırıcı ışık yayar,
• ve ultraviyole ışıkları için son derece yüksek “kaçış kesirleri” var,

Bu, sadece nötr atomları iyonlaştırabilen ışığı yaratmak için değil, aynı zamanda bu ışığın büyük bir kısmının galaksiler arası boşluğa kaçması anlamına gelir. Evreni yeniden izleyen ışık kaynaklarını bulmayı umarsak, JWST’nin bu tür galaksileri bulmaya çalışmak için, bu kritik, genç zamanların ilk evreninde iki katına iyonize oksijen bulmaya çalışmak muazzam bir anlam çıkarır.

Çeşitli yıldız cesetleri ve ölmekte olan yıldızların etrafında, çift iyonize oksijen atomları, elektronlar genellikle ~ 50.000 K’yi aşan aşırı sıcaklıklara ısıtıldığında çeşitli enerji seviyelerini düşürdükçe karakteristik bir yeşil parıltı üretir. Burada, gezegensel bulutsu IC 1295 parlak bir şekilde parlar. Bu koşullar yoğun yıldız oluşturan bölgelerde (erken evren dahil) ve yeşil fenomenin aynı zamanda “yeşil bezelye” galaksilerinin yanı sıra Dünya’nın auroralarını renklendirmeye yardımcı olduğu yıldız cesetlerinin etrafında bulunur.

Burada yakındaki evrende, birçok son derece sıcak alanda iki kat iyonize oksijen imzaları görebiliriz. Ayrıca test edebilir ve ölçebiliriz laboratuarda iki kat iyonize oksijen atomlarıbir dizi dalga boyunda çizgiler yaydığını belirlememize izin verir: öncelikle 500.7 nanometrede ve daha sonra ikincil olarak 495.6 ve 493.1 nanometrelerde. Aslında, başlangıçta laboratuvar deneylerinde keşfedilmediler, ancak Ölmekte olan iyonize bölgelerde, güneş benzeri yıldızlar 1860’larda geri döndü. Bu dalga boyları spesifik ve önemlidir ve bu imzaları hem aynı dalga boylarına sahip oldukları uzayda hem de uzayın genişlemesi ile daha uzun, daha kırmızılı dalga boylarına kadar uzatıldıkları uzak evrende tanımlamamıza izin verir.

JWST’nin gücü devreye giriyor.

JWST, sadece bu geniş bant veya orta bant filtreleri değil, aynı zamanda dar bant filtrelerine sahiptir ve belirli bir ışık imzası setine dayanmasını sağlar. Önemli bir imza, 500.7 nanometrelik bir dinlenme çerçeve dalga boyunda bu çift iyonize oksijenden gelir, bu da daha sonra evrenin genişlemesi ile kırmızıya çekilir (veya daha uzun dalga boylarına gerilir). Galaksiler ~ 7 (veya biraz daha fazla) kırmızıya kayma arayarak, bu iki kat iyonize oksijenin nircam cihazının sahip olduğu belirli bir dalga boyu filtresine düşmesini sağlayabiliriz: F410m (orta bant) filtre.

Pandora’nın kümesi Abell 2744’ü oluşturan galaksiler, üç ayrı küme bileşeni içinde kolayca görsel olarak tanımlanabilirken, geri kalan arka plan kaynakları, ilk ~ 1 milyar yıllık kozmik tarihin birçoğu da dahil olmak üzere tüm evren boyunca dağılmıştır. Bu görüş alanının, şimdiye kadar bulunan en eski galaksilerin çoğunu ve bugüne kadar keşfedilen en genç galaksilerin çoğaltılmasını içerdiği bilinmektedir: Big Bang’den sadece 650 milyon yıl.

Bunu yapmak için en iyi yer neredeydi?

Çok zengin bir galaksi kümesinin arkasındaki alanda, Abell 2744yukarıda gösterilmiştir. Abell 2744, Unclover ve Jades dahil olmak üzere bir dizi erken JWST bilimi anketinin merkezi hedefiydi: En uzak galaksilerin çoğu (Haziran 2025 itibariyle ilk 8’in 7’si) şu anda bilinir. Galaxy kümesinin kendisi burada ilgi çekici değil; Oldukça yakın: ~ 4 milyar ışık yılı mesafesinde. Ancak galaksi kümesinin kendisi, gökyüzünün nispeten geniş bir alanına dağılmış büyük miktarlarda kütle ile, muazzam miktarda yerçekimine sahiptir ve yerçekimi bükülür, bozar ve önemli olarak, bizim bakış açımızdan görüldüğü gibi, arkasında bulunan nesnelerden gelen ışığı büyütür.

Bu bakış alanını bu kadar önemli kılan şey bu. JWST ile ne yapabileceğimiz:

• Çok sayıda farklı dalga boyu aralığında gökyüzünün bu bölgesine bakın,
• İlk ~ 550 milyon yıllık kozmik tarihten (evren reoniyonize edildiğinde) bir galaksinin imzasına sahip aday nesneleri, özünde hafif bir tane bile tanımlayın,
• ve sonra iki kat iyonize oksijene karşılık gelen güçlü bir emisyon özelliğine sahip nesnelere odaklanın,
• ve özelliklerinin ne olduğunu görmek için bu nesneler üzerinde takip gözlemleri yapın.

Sonuçta, bu nesnelerden yeterince varsa, kozmik tarihte yeterince erken yeterince ışık yayarsa, bunların evreni yeniden izleyebilecek gökadaların türleri olup olmadığını belirleyebiliriz.

Büyük galaksi kümesi Abell 2744 içeren bu görüş alanında, kozmik tarihin ilk ~ 800 milyon yılından itibaren toplam 83 genç galaksi bulundu. Bilim adamları, ön plan kümelerinin yerçekimi lensleme geliştirmelerini derin JWST görüntüleriyle birleştirerek, iki katına çıkarılmış oksijen yayıcılar olan 83 aday genç galaksiyi tanımladılar. Beyaz elmasların içinde yer alan 20, NIRSPEC ile takip için seçildi, 20’si de genç, yıldız oluşturan galaksiler olarak doğrulandı.

JWST’nin ultra uzak evrende ne bulduğunu duyduysanız, muhtemelen çoğu gökbilimcinin beklediğini aşan bol miktarda parlak, erken galaksiyi duydunuz. Bunlar Küçük kırmızı nokta galaksilerişimdi bilindikleri gibi, bize evren hakkında çok şey öğretti, ancak birçoğu çok büyük mesafelerde ve erken zamanlarda görülse de, reiyonizasyonu açıklamaları için ihtiyaç duyduğumuz kadar yakın değildi. Aslında, çoğu tahmin, bu parlak, erken galaksilerin, en cömert varsayımlar göz önüne alındığında, yaklaşık% 20’lik bir üst sınır ile evreni reoniyonize etmek için gerekli ultraviyole fotonların sadece% 5’ine katkıda bulunduğu sonucuna varmıştır. Başka bir şey suçlu olmalı.

Bu, bu düşük kütleli, zayıf, ancak çok daha bol galaksileri, evreni yeniden izlemekten sorumlu olmak için çok çekici bir aday yaptı. Ortaya Çıkarma İşbirliği 2024’te geçen Temmuz ayında bir ön baskıya yol açınburada, iki kat iyonize oksijen emisyonunun geçici imzalarına sahip bu zayıf, yıldız oluşturan galaksilerin çoğunu tanımladılar. Bu araştırma 2025’te daha önce genişletildi ve yayınlandıve sonuçlar Baş yazar Isak Wold tarafından Amerikan Astronomi Derneği’nin 246. toplantısında sunuldu Haziran 2025’te, dikkat çekici bir şekilde, bu küçük bakış alanında, iki kez iyonize oksijen emisyonunun bu karakteristik imzasıyla ilk ~ 550 milyon yıllık kozmik geçmişe ait toplam 83 galaksinin toplamı bulundu.

Bu görünüm, Galaxy Cluster Abell 2744 çevresindeki bir alan bölgesi, sırasıyla 41038, 41028 ve 41006 etiketli üç ayrı galaksiye sahip. Hepsi ~ 790 milyon yıllık kozmik yaşa karşılık gelen tahmini yıldız kütleleri, emisyon hattı imzaları, kırmızıya kaymalar ve lensli büyütmelerle birlikte gösterilir.

Bu galaksiler, birkaç nedenden dolayı reiyonizasyon için inanılmaz derecede önemli hale geliyor. Öncelikle, birçoğu var: Evreni yıldız ışığına şeffaf hale getirmek için gereken iyonlaştırıcı, ultraviyole fotonların ~% 100’ünden sorumlu olup olmadıklarını tam olarak beklediğimiz sayılarda bol miktarda bulunuyorlar. İkincisi, bu iki katına çıkarılmış oksijen yayıcılar, üretilen tüm ultraviyole fotonlar için çok yüksek bir kaçış fraksiyonuna (~% 25 veya daha fazla) sahiptir, bu imzadan çok az kırmızı nokta galaksileri de dahil olmak üzere bu imzadan çok daha büyüktür. Üçüncüsü, bu galaksiler küçük ve kompakt olmasına rağmen, yerçekimi lensleme parlaklıklarını arttırır, göründükleri şey olup olmadığını görmek için birçoğunu spektroskopik olarak test etmemizi sağlar: Test edilen 20 galaksilerin bu şekilde, 20 tanesi doğrulandı, bize kendimizi kandırmadığımızı öğretti.

Spektroskopi ayrıca bu galaksilerdeki diğer elementlerin imzalarını tespit edebildi: hidrojen, helyum, neon, azot ve hatta farklı iyonizasyon durumları. Çalışmanın yazarları – ortaya çıkarma işbirliğinin üyeleri – bu yerçekimsel lensli galaksiler örneğinde gözlemlenen oksijenden iki kat iyonize emisyon imzalarını aldı, JWST’nin NIRSPEC enstrümanından spektroskopik özelliklerle birleştirdi ve ne kadar iyonlaştırıcı, ultraviyol ışığının buldukları galaksiler tarafından üretildiğini tahmin edebildiler. Bu ultraviyole fotonların kaçış fraksiyonunu, benzer özelliklere sahip yakınlarda bulunan galaksileri kullanarak tahmin ettiler ve erken zamanlarda bu galaksiler (ve onlar gibi galaksiler) tarafından kaç tane ultraviyole foton üretildiğini hesapladılar: kozmik geçmişin ilk ~ 800 milyon yılı içinde.

Ve buldukları şey, bu erken galaksilerin reiyonizasyon için gereken ışığın ~% 100’ünü sağlamasıydı.

Burada gösterilen 41028 gibi galaksilerin içsel hafiflikleri ve büyük mesafeleri nedeniyle doğrudan görüntülemek çok zor olsa da, yerçekimi lensleme, JWST’nin gözlerine görünür hale getirmek için bu gibi galaksilerin parlaklığını artırabilir. Yerel grupta bulunan büyük yıldız oluşturan bölgelerle (30 doradus gibi) karşılaştırılabilir, sadece ~ 2 milyon güneşten oluşan tahmini yıldız kütlesi ile, bu düşük kütleli ancak çok sayıda galaksisi, kozmik tarihin başlarında, evreni yeniden düzenlemek için gereken ultraviyole ışığın çoğunu sağlar.

Bu, geri adım attığınızda ve neyin gerçekleştirildiğini düşündüğünüzde dikkate değer bir başarıdır. JWST döneminin başlarında, evreni yeniden izlemek için en parlak, en büyük galaksilere güvenemeyeceğimizi fark ettik; Oldukça büyük ve parlak ve bol miktarda, evreni yıldız ışığına şeffaf hale getirmek için gereken iyonlaştırıcı ışığı yaratmak için yeterince yakın bir yerde yoktu. Sonra o ilk zamanlarda daha da söndürme galaksileri aramaya başladığımızda, reiyonizasyon için yeni bir aday görmeye başladık: düşük kütleli, ancak çok daha fazla ve bol miktarda yıldız oluşturan galaksiler.

Bununla birlikte, erken çalışmalar, galaktik spektrumun söndürme ucunda kaç galaksinin olduğunu görmek için yeterince (veya yeterince derin) gidemedi ve bu yeni çalışma – yerçekimi lensleme yardımı ile – nihayet oraya ulaşabildi. Sadece bu ikili yeteneklerden dolayı:

• JWST ile birlikte gelen yeni gözlemevi yetenekleri,
• Ön plan kümesinin yerçekimi tarafından sağlanan yerçekimi lenslemenin arttırılması, Abell 2744,

Sonunda evrenin Starlight için nasıl şeffaf hale geldiğinin bulmacasını çözebildik. Bunu yapan en parlak, en büyük, en nadir galaksiler değildi, daha ziyade daha yaygın, sıradan, erken Samanyolu analogları, hep birlikte, evreni yeniden izlemek için yeterince ışık üretti. Bu yüzden, sonuçta bugün yaptığımız gibi görebiliriz.