Galaksiler Nasıl Oluşur, Nasıl Ölür.

Büyük Patlama

Big Bang modeli temelde iki kabule dayanır: Albert Einstein'in Genel görelilik kuramı ve kozmolojik prensip. Genel görelilik kuramı tüm cisimlerin çekimsel etkileşimini hatasız olarak açıklar. Albert Einstein tarafından 1915’te genel göreliliğin keşfi, evrenin aşamalı evrimi genel görelilikle tanımlandığından, evreni bir fiziksel sistem gibi bütünlüğü içinde tanımlamayı mümkün kılan modern kozmolojinin başlangıcı sayılır.

Yıldız Oluşumu

Moleküler Bulutların Oluşumu: Yıldızlar genellikle moleküler bulutlar denilen büyük gaz ve toz bulutlarının içinde oluşur. Bu bulutlar, genellikle hidrojen ve helyum gibi gazlar ile toz parçacıklarından oluşur. Bu bulutlar, evrende yerçekimi etkisiyle çekim yaparlar ve zamanla bu çekim bir noktada yoğunlaşarak bir yıldız oluşumuna yol açar.

Çöküş ve Yoğunlaşma: Bir moleküler bulut içinde, belirli bir bölge yerçekimi etkisiyle daha fazla çekim kuvveti uygulayarak malzemenin bu bölgede toplanmasına neden olur. Bu yoğunlaşma süreci, genellikle birkaç milyon yıl sürebilir ve gaz ve toz bulutunun merkezindeki yoğunluk giderek artar.

Protostar Oluşumu: Yoğunlaşma süreci devam ettikçe, merkezdeki yoğunlaşma artar ve sıcaklık yükselir. Gaz ve toz, protostar adı verilen ilk yıldız öncesi bir cisim oluşturacak kadar sıkışır. Protostar, bu aşamada merkezindeki malzemeyi toplayan ve çevresindeki malzemeyi iten bir yapıya sahiptir.

Termal Denge: Protostar, içindeki gaz ve tozun çekirdeğinde yeterince sıcaklık ve yoğunluğa ulaşır. Bu noktada, protostar dışarıya doğru basınç artışı ile yerçekimi arasında bir denge sağlar. Yerçekimi, dışarıya doğru çekim kuvveti uygularken, iç kısımdaki sıcaklık artışınedeniyle dışarıya doğru itilen basınç, bu sürecin dengeye gelmesini sağlar.

Hidrostatik Denge: Protostar, hidrostatik dengeye ulaşarak sabit bir şekilde enerji üretmeye ve dışarıya ışık ve ısı yaymaya başlar. Bu aşama, yıldızın ana dizisi evresine girmesiyle sonuçlanır. Ana dizideki bir yıldız, hidrojen yakıtını helyuma dönüştürerek enerji üretir. Bu süreç, yıldızın yaşam döngüsünün ana aşamasını oluşturur ve milyonlarca veya milyarlarca yıl sürebilir, bu süre yıldızın kütlesine bağlı olarak değişir.^[1]

Kara Oluşumu

Galaksilerin oluşumunu anlamanın bir parçasıda Kara delikleri anlamaktır

Kara Delik Nasıl Oluşur

Büyük Kütleli Yıldızların Evrimi: Kara delikler genellikle büyük kütleli yıldızların son evrelerinde oluşurlar. Bir yıldızın çekirdeğinde termonükleer reaksiyonlar hidrojeni helyuma dönüştürürken, bu süreç devam ederek daha ağır elementlerin oluşmasına yol açar.

Yıldızın Yakıt Tükenmesi: Büyük kütleli yıldızlar, hidrojen yakıtlarını tükettiğinde, helyum ve daha ağır elementlerin yakıt olarak kullanılmasına geçer. Sonunda, yıldızın çekirdeğinde demir gibi ağır elementler oluşur. Bu aşamada termonükleer reaksiyonlar enerji üretmek için yeterli değildir ve yıldızın çekirdeğinde enerji üretemez hale gelir.

Çekirdek Çöküşü ve Süpernova Patlaması: Yıldızın içindeki çekirdek, kritik bir noktada kendi ağırlığı altında çöker. Bu çöküş, çok hızlı bir şekilde gerçekleşir ve sonucunda büyük bir patlama olan süpernova meydana gelir. Süpernova patlaması, yıldızın dış katmanlarını uzaya fırlatırken, çekirdek içe çöker.

Kara Delik Oluşumu: Eğer yıldızın çekirdeği yeterince büyük (yaklaşık 3-5 Güneş kütlesi veya daha fazla) ise, içe çöken madde sonsuz yoğunluk noktasına ulaşabilir. Bu noktada, yerçekimi o kadar güçlüdür ki, hiçbir şeyin (dahil ışığın bile) kaçamayacağı bir alan oluşur. Bu yoğun bölgeye "kara delik" denir.

Şimdi meselenin kökü yani galaksiler nasıl oluştu sorusuna. Galaksiler yıldızların ve yıldızının etrafında dönen gezegenlerinin toz bulutlarının (nebula) bir yerde toplanıp bir grup haline gelmesine deriz.^{[2], [1]}

Kara Delikler Galaksi Oluşumuna Nasıl Bir Katkı Sağlar.

Enerji Geri Beslemesi: Aktif galaksi çekirdeği (AGN) olarak bilinen süreçlerde, süper kütleli kara deliklerin etrafında gaz ve toz diskinin içine çekilmesi, bu maddelerin yoğun ısınmasına ve yoğunlaşmasına yol açabilir. Bu süreç, çevredeki gazın ve tozun sıkışarak yıldız oluşum bölgeleri oluşturmasına katkıda bulunabilir.

Kütle Kaybı ve Regülasyon: Aktif kara delikler, yakınındaki gaz ve yıldızlar üzerinde büyük bir etkiye sahiptir. Enerji geri beslemesi, yıldız oluşum hızlarını kontrol edebilir ve galaksi içindeki yıldız oluşumunu regüle edebilir.

Galaksi Büyümesine Katkı: Galaksi merkezlerinde bulunan süper kütleli kara delikler, galaksi çarpışmaları ve birleşmeleri sırasında büyük öneme sahiptir. Bu kara delikler, galaksi merkezlerinde stabilite sağlar ve galaksiyi bir arada tutan çekirdek oluşturabilir.

Yıldız Oluşumunu Etkileyen Dinamikler: Galaksi merkezindeki kara deliklerin etrafında dönen gaz ve toz, yıldız oluşumunu destekleyebilir veya inhibe edebilir. Bu dinamikler, galaksinin evrimsel sürecini büyük ölçüde etkiler.^{[1], [3]}

Galaksiler Nasıl Sınıflandırılır

Bu yöntemi Edwin Hubble söylemiştir. Sınıflandırmaya göre E0=Küre Şekilli Gökadalar E7=Puro Şekilli Gökadalar S0=Mercek Şekilli Sa ve SBa=Geniş Merkez Şişimli ve Çubuklu Sarmal Sc ve SBc=Küçük Merkez Şişimli ve Çubuklu Sarmal Sb ve SBa=Orta Merkez Şişimli Çubuklu Sarmal diye tanımlar yapmıştır.^[4]

Galaksiler Niçin Farklı Şekillerdedir

Etkileşimler ve çarpışmalar: Gökadalar, zaman zaman birbirleriyle etkileşime girer veya çarpışır. Bu etkileşimler sonucunda şekilleri büyük ölçüde değişebilir. Örneğin, iki gökadanın çarpışması sonucunda birleşerek düzensiz bir yapı oluşturabilirler veya birbirlerinin şeklini değiştirebilirler.

Dönme ve çekirdek aktivitesi: Gökadaların içinde bulunan süper kütleli kara delikler ve bu kara deliklerin etrafındaki madde akışı, gökadaların şeklini etkileyebilir. Özellikle aktif galaktik çekirdekler (AGN'ler) olarak bilinen bu tür gökadalar, bazıları disk şeklinde, bazıları ise sarmal veya eliptik şekillerde olabilir.

Yıldız oluşumu ve yaş: Gökadaların içerisindeki gaz ve toz, yıldız oluşumu süreçlerini etkiler. Yıldız oluşumu, gökada içindeki malzemenin dağılımını ve şeklini belirleyebilir. Örneğin, sarmal gökadalar genellikle yoğun yıldız oluşumu bölgeleri (örneğin, sarmal kollar) ile karakterizedir.

Dış etmenler: Gökadaların çevresindeki ortam da şekillerini etkileyebilir. Örneğin, bir gökadanın yakınında bulunan büyük bir gökada kümesi veya galaktik rüzgarlar, gökadanın gaz ve toz içeriğini sürükleyebilir veya dağıtabilir, böylece gökadanın şeklini değiştirebilir.^{[1], [5]}

Eliptik Gökada

Eliptik gökadaların oluşumu ve evrimi genellikle büyük galaksi birleşmeleri veya gaz kaynaklarının tükenmesi sonucunda gerçekleşir. Bu süreçler, içlerindeki gazın tükenmesine ve yıldız oluşumunun durmasına neden olabilir, bu da düzgün ve oval yapılarına yol açabilir.

Eliptik gökadalar, evrendeki galaksi çeşitliliğinin önemli bir parçasını oluştururlar ve gökada kümelerinde sıkça bulunabilirler.^[6]

Sarmal Gökada

Sarmal gökadaların oluşumu genellikle gaz ve toz bulutlarının yerçekimi etkisiyle bir araya gelmesiyle başlar. Yıldız oluşumu ve disk stabilitesi, galaksinin evrimsel sürecinde önemli bir rol oynar. Sarmal gökadalar, yıldız oluşumu ve madde döngüsü açısından dinamik ve aktif yapılarıyla dikkat çeker. Bu gökadaların Kolları vardır.^[7]

Agora Bilim Pazarı

Histoloji ve Hücre Biyolojisi

Histolojiye hücre biyolojisi ve patoloji açısından yaklaşmak isteyenlerin mutlaka edinmesini tavsiye ettiğimiz bir eser. Çünkü doku biyolojisini anlamak yetmez; onu hücreler bazında ve hücre hastalıkları açısından da anlayabilmek gerekir…

Notlar:

1. Bu kampanya, Palme Yayıncılık tarafından Evrim Ağacı okurlarına sunulan fırsatlardan birisidir.

Devamını Göster

₺1,150.00

Satın Al Tüm Ürünler

• Dış Sitelerde Paylaş

Düzensiz Gökada

Diğer gökada tiplerinde bahsettiğimiz merkezi şişlik, spiral kol gibi düzenli yapılara sahip değillerdir. Görünümleri diğer sınıflara benzemediği için Hubble tarafından düzensiz gökada olarak isimlendirildi. Hubble, diğer gökadaları belli bir düzen içinde görebiliyorken düzensiz tiplerin başına bir şeylerin geldiğini ve gökadaların çarpışarak düzensiz tip gökadaları oluşturduğunu düşündü. Günümüzde oluşturulan simülasyonlar da bunu desteklemektedir.^[8]

Hoag Cismi

Hoag cisimleri nadir görülen Gökada türlerindendir. İlk başta 1950 yılında Amerikalı astronom Arthur Hoag tarafından keşfedilmiştir. Halkımsı bir şekle sahip olan bu gökada hala bir gizemdir.^[9]

Karanlık Maddenin Galaksilerin Oluşumuna Katkısı

Galaksi ve Galaksi Küme Oluşumu: Karanlık madde, evrenin erken dönemlerinde kütleçekimsel olarak çekirdeklenerek normal maddeden ayrı bir şekilde toplanır. Bu topluluklar, zamanla normal maddenin çekim etkisiyle bir araya gelerek ilk galaksi yapılarını oluşturur. Karanlık madde, bu süreçte normal maddenin yerçekimsel etkisinden farklı olarak, daha büyük ölçekte galaksi gruplarının ve süper kütleli galaksi kümelerinin oluşumunu teşvik eder. Galaksi kümeleri, içlerinde binlerce galaksi barındırabilir ve karanlık maddenin bu kütleçekimsel etkisi, bu büyük yapıların oluşumunu ve evrimini yönlendirir.

Galaksi Biçimlenmesi: Galaksiler, çeşitli yapısal özelliklere sahip olabilirler: diskli, çubuklu veya eliptik. Karanlık madde, bu yapıların oluşumunda ve evriminde kritik bir rol oynar. Örneğin, diskli galaksilerin oluşumunda karanlık madde, merkezi bir çekirdek etrafında dönerek disk oluşturmalarına yardımcı olur. Çubuklu galaksilerde ise karanlık madde, çubuğun stabilitesini ve galaksi içindeki yıldız oluşum bölgelerinin konumunu belirleyen yerçekimsel bir çerçeve sağlar. Eliptik galaksilerin oluşumunda ise karanlık madde, galaksi içindeki yıldızların hareketlerini düzenler ve galaksinin genel dinamiğini etkiler.

Yıldız Oluşumu ve Galaksi Dinamiği: Karanlık madde, galaksi içindeki yıldızların oluşumu ve evrimini etkiler. Galaksilerin iç dinamiklerini düzenler ve bu sayede yıldız oluşum bölgelerinin stabilitesini sağlar. Yıldızlar, karanlık madde etrafındaki gaz ve toz bulutları içinde oluşur ve karanlık maddenin yerçekimsel etkisi bu gaz bulutlarının yoğunlaşmasına ve yıldız oluşumunun tetiklenmesine yardımcı olabilir. Ayrıca, galaksinin dönme hızı ve iç dinamikleri de karanlık madde tarafından belirlenir ve bu, galaksinin evrimini ve yapısını etkiler.

Kozmik Evrim: Karanlık madde, evrenin genel yapısını ve büyüme paternini belirleyen önemli bir faktördür. Evrenin erken dönemlerinde karanlık madde yoğunluk flüktüasyonları, evrenin büyük yapılarını oluşturmak için normal maddenin çekim etkisiyle birleşir. Kozmik mikrodalga arka plan ışıması gözlemleri, evrenin erken dönemlerinde karanlık maddenin rolünü ve bu süreçlerin evrimsel sonuçlarını anlamamıza yardımcı olur.^{[1], [10]}

Edwin Hubble

Neden Edwin Hubble yazıyorum çünkü bizlere galaksilerin oluşumunu nasıl göründüklerini anlamamıza büyük bir katkı sunmuştur.

Galaksi Sınıflandırması: Hubble, galaksileri ilk kez sistematik bir şekilde sınıflandıran kişidir. 1926 yılında yayımladığı çalışmasında galaksileri eliptik, spiral ve sarmal tipleri olmak üzere üç ana gruba ayırmış ve bu sınıflandırmayı "Hubble Galaksi Sınıflandırma Şeması" olarak bilinen sistemde tanımlamıştır.

Hubble Yasası: Hubble, 1929 yılında yaptığı gözlemler sonucunda evrenin genişlediğini keşfetmiştir. Bu keşif, evrenin genişlemesi ile galaksiler arası uzaklık ve hız ilişkisini ortaya koyan Hubble Yasası olarak adlandırılmıştır. Hubble, galaksilerin uzaklığını ve kırmızıya kayma (redshift) gözlemlerini kullanarak, uzaklık-artış hızı ilişkisini ilk defa tanımlayan kişi olmuştur.

Andromeda Gökadası ve Diğer Gökadaların Uzaklığı: Hubble, Andromeda Gökadası'nın (M31) ve diğer gökadaların Dünya'dan ne kadar uzakta olduğunu hesaplamış ve bu gözlemler evrenin genişlemesi üzerindeki etkilerini daha iyi anlamamıza yardımcı olmuştur.

Hubble Uzay Teleskobu: Onun anısına adlandırılan Hubble Uzay Teleskobu (HST), uzaydan galaksi gözlemleri yaparak evrenin derinliklerine bakmamızı sağlamış ve pek çok bilimsel keşfi mümkün kılmıştır. HST, galaksi oluşumu ve evrimi, kara delikler, yıldız oluşumu gibi pek çok alanda önemli veriler sağlamıştır.^[1]

Vera Rubin

Vera Rubin, astrofizik ve astronomi alanında önemli bir bilim insanıdır ve özellikle galaksilerin dönme hareketlerini inceleyerek karalık maddenin varlığını keşfetmesiyle tanınır. İşte Vera Rubin'in hayatı ve çalışmaları hakkında daha fazla bilgi:

Karalık Madde Keşfi: Rubin, 1970'lerde galaksilerin dönme hızlarını ölçerek, gözle görülen maddeden beklenenden daha hızlı döndüklerini gözlemledi. Bu gözlemler, galaksilerin dönme hızları ve iç yapıları arasındaki çelişkili verileri açıklamak için karalık madde kavramının ortaya çıkmasına yol açtı. Rubin'in çalışmaları, evrenin büyük bir kısmını oluşturan ancak doğrudan gözlemlenemeyen bu gizemli maddeye dikkat çekti.

Kariyeri ve Başarıları: Vera Rubin, Princeton Üniversitesi'nde astrofizik alanında kariyerine devam etti ve özellikle gözlemsel çalışmalarıyla tanındı. Galaksilerin dönme eğilimlerini ve iç dinamiklerini inceleyen Rubin, bu alanın öncülerinden biri olarak kabul edilir.

Kadın Bilim İnsanı Olarak Öncülük: Rubin, bilim dünyasında kadın bilim insanları için bir ilham kaynağı oldu. Çalışmaları ve karalık madde keşfi, bilim dünyasında cinsiyet eşitliği ve kadın bilim insanlarının rolü konularında önemli bir dönüm noktası olarak kabul edilir.

Bilimsel Mirası: Rubin'in çalışmaları, galaksilerin evrimi ve büyük yapıların oluşumu hakkında temel anlayışımızı derinleştirdi. Karalık madde konusundaki araştırmaları, modern kozmolojinin anlayışını şekillendirerek evrenin gizemli bileşenlerini anlamamıza katkı sağladı.^[1]

Galaksilerin Dönme Hareketleri

Dönme Eksenleri ve Yönler: Birçok galaksi, belirli bir eksen etrafında döner. Dönme eksenleri genellikle galaksinin merkezi bir çubuk veya disk etrafında yer alır. Örneğin, Samanyolu Galaksisi çubuklu bir galaksidir ve bu çubuk etrafında döner.

Dönme Hızları: Galaksilerin dönme hızları, galaksinin merkezinden uzaklaştıkça değişkenlik gösterebilir. Merkeze yakın yıldızlar ve gaz bulutları, genellikle daha hızlı dönerken, dış bölgelerde dönme hızı daha düşük olabilir. Bu dönme hızları, galaksinin iç dinamiklerini ve yerçekimsel etkilerini belirler.

Dönme Eğilimleri: Galaksilerin dönme hareketleri genellikle dışarıdan bir gözlemci için eğik bir açıyla algılanabilir. Bu eğilim, galaksinin yıldızlarının ve gaz bulutlarının hareket yönüne ve hızına göre belirlenir. Galaksi çubuklarında veya disklerinde bu eğilim daha belirgin olabilir.

Dönme Enerjisi ve Stabilite: Galaksilerin dönme hareketleri, galaksi içindeki yıldız oluşum bölgelerinin stabilitesini ve konumunu belirler. Yüksek dönme enerjisi, gaz ve toz bulutlarının yoğunlaşmasını ve yıldız oluşumunu teşvik edebilir.^{[11], [1]}