Evrenin bugünkü form ve yapısına nasıl ulaştığı sorunu ve gerçekten bu yapının nasıl bir şey olduğunun çözülmesi gerekliliğinden dolayı analitik tanımlar geliştirerek bu soruyu doğru cevaplamayı çok zor bir hale getiriyor. Evrenin erken dönemlerindeki yapısının oluşumuna dair elimizdeki analitik modellerin, galaksi büyümesinin de usulü olan lineer -doğrusal- olmayan bir düzeye temdit edilmesi gerekiyor.

Carnegie Institution for Science araştırmacıları öncülüğünde yeni tamamlanan ve Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'de yayımlanan yeni bir çalışmada bu soruya yeni bir çözüm ve ampirik sağlamasının yapılması için yeni bir yöntem geliştirildi.

Evrenimiz kendine has formlara ve madde dağılımına sahip milyarlarca galaksiden oluşmaktadır. Üstelik bu galaksilerin evren boyunca dağılımları da homojen değildir. Gözlemleyebildiğimiz ve gözlemleyemediğimiz evrenin bugünkü halini nasıl aldığı sorusunu cevaplayabilmek için gökbilimciler ve fizikçiler onbinlerce galaksiye ait - Carnegie'ye ait Şili'deki Magellan Baade Teleskobu'ndan elde edilen- veriler üzerinde yürütülen 10 yıllık incelemenin akabinde, kütleçekimin genç evrenin yapısının gelişimi ve evrimine nasıl yön verdiğinin anlaşılmasını sağlayacak özgün ve geçerli yöntemler keşfedildi ve uygulandı.

The Carnegie-Spitzer-IMACS Redshift Survey adı ile kayıtlara geçen ve 2010'lu yıllar boyunca sürmüş olan incelemeler, son 9 milyar yıl boyunca evrendeki galaksilerin ve içinde bulundukları medyumun -Galaksilerin yakın çevresinin- nasıl büyüdüğü ve bu süreç ile evren özkütlesinin ilişkisini kavrayabilmek için dizayn edildi.

İlk galaksilerin Big Bang'den yalnızca birkaç yüz milyon yıl sonra oluştuğunu biliyoruz. Bu oluşumdan önceki hala çok yüksek olan ortalama sıcaklıklar nedeniyle yüksek enerjiye sahip partiküller evrenin soğuması ile biraraya gelerek öbekler oluşturmaya ve ilk hidrojen gazlarını meydana getirmeye başladı. Evrenin dışa büyüme etkisini yenen 'yoğunlaşmış' gaz ve tozlar kümelenerek ilk kozmik yapıları meydana getirmeye başladı. Bu süreçte etkili olan dinamik ise lokal olarak özkütle farklarıydı.

Mevcut çalışmaya kadar bilim insanlarının evrendeki yapıların oluşumuna dair geliştirmiş oldukları modeller matematiksel limitlere takılıyor, basit matematik ile çok kompleks olan evrendeki tüm parçacıklar ve maddeler arası kütleçekimsel etkileşim tam olarak anlaşılamıyordu veya çözülemiyordu. Bundan dolayı gökbilimciler yaklaşık sonuçlar üretiyor -elbette bulguların ve modellerin tutarlılığını sorguya açık hale getiriyor- veya dev bilgisayar simülasyonları ile galaksiler arası etkileşimleri sayısal olarak modelliyor ancak çok karmaşık olduğu için tüm parçacıklar arası etkileşimleri dahil edemiyorlardı.

Dev galaksi sayısı içinde bulunan yıldızların toplam ağırlıklarını belirlemeyi ilk hedef edinen araştırmacılar daha sonra bu bilgiden yola çıkarak evrenin formunu nasıl kazandığına dair yeni yaklaşımlarını doğru biçimde formulize etmeye çalıştı (δ(t)∝δ₀^αt^β) . Böylelikle araştırma ekibi, birim proto-yapıların büyümesinin hesaplanabileceğini ve tüm uzay için ortalaması alınabileceğini gösterdi.

Bu yolla da daha yoğun madde topaklarının daha hızlı daha düşük yoğunluğa sahip madde topaklarının daha yavaş büyüdüğünü keşfedildi. Akabinde bu temelden tekrar geriye doğru yola çıkarak galaksi formasyonlarının başlangıcındaki dağılım ve özkütle dalgalanmalarının büyüme oranları incelenerek, bahsi geçen dinamiklerin bugün gözlenebilir evren içindeki galaksi dağılımını belirleyen dev gök yapılarını oluşturduğu ortaya çıkarıldı.

Çalışmanın bu hali ile anlaşılması hepimize daha önce bu konuda duyduğumuz bir takım bilgi ve verilerin tekrarı gibi gelebilir. Ancak fizik çalışmaları için görece basit bu düzenek ile evrenin özkütlesindeki dalgalanmaların nasıl ve neden bugünkü evreni olduğu haline getirdiği tutarlı olarak anlaşılabiliyor.