Vikipedi

Galaksi birleşmesi

iki galaksinin birleşerek tek bir galaksi haline geldiği süreç

Galaksi birleşmeleri, iki (veya daha fazla) galaksinin çarpışmasıyla meydana gelebilecek kozmik bir olaydır. Bu olaylar, galaksiler arasındaki etkileşimlerin en şiddetli türüdür. Galaksiler arasındaki kütleçekimsel etkileşimler ve gaz ile toz arasındaki sürtünme, etkilenen galaksiler üzerinde önemli etkilere sahiptir. Bununla birlikte bu tür birleşmelerin kesin etkileri; çarpışma açıları, hızlar ve gök cisimlerinin göreli boyutu/bileşimi gibi çok çeşitli parametrelere bağlıdır ve şu anda oldukça aktif bir araştırma alanıdır. Galaksi birleşmeleri önemlidir çünkü birleşme oranı galaksi evriminin temel bir ölçüsüdür ve aynı zamanda gök bilimcilere galaksilerin uzun zaman dilimlerinde nasıl şekillendiği hakkında ipuçları sağlar.[1]

Birleşme sürecindeki Fareler Galaksileri (NGC 4676 A&B)
Bir disk galaksinin oluşumuna yol açan iki galaksi arasındaki birleşmeyi gösteren sanatsal bir tasvir

Açıklama

değiştir

Birleşme sırasında her galaksideki yıldızlar ve karanlık madde, yaklaşan galaksiden etkilenmeye başlar. Birleşmenin son aşamalarına doğru kütleçekim potansiyeli o kadar hızlı değişmeye başlar ki, yıldız yörüngeleri büyük ölçüde değişir ve önceki yörüngelerinin izlerini kaybeder. Bu süreç "şiddetli gevşeme" olarak adlandırılır.[2] Örneğin, iki disk galaksisi çarpıştığında, yıldızları iki ayrı diskin düzlemlerinde düzenli bir dönüş hareketine başlar. Birleşme sırasında bu düzenli hareket rastgele enerjiye dönüşür ("termalleşir"). Ortaya çıkan galaksiye, eliptik galaksilerde gözlemlenen karmaşık ve rastgele etkileşimli bir yörünge ağı içinde galaksinin etrafında dönen yıldızlar hakim olur.

 
NGC 3921, birleşmesinin son aşamalarında etkileşim halinde olan bir disk galaksisi çiftidir.[3]
 
ESO 239-2, Turna takımyıldızında 550 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan etkileşim halindeki bir galaksi çiftidir. Bu galaksiler şu anda birleşmenin son aşamasındadır ve sonuç olarak bir eliptik galaksi oluşturacaklardır.[4]

Birleşmeler, aynı zamanda aşırı miktarda yıldız oluşumunun gerçekleştiği yerlerdir.[5][6] Büyük bir birleşme sırasındaki yıldız oluşum oranı (SFR), her bir galaksinin gaz içeriğine ve kırmızıya kaymasına bağlı olarak yılda binlerce güneş kütlesine ulaşabilir.[7][8] Tipik birleşme SFR'leri yılda 100 yeni güneş kütlesinden daha azdır.[9][10] Bu, her yıl yalnızca birkaç yeni yıldız (~2 yeni yıldız) oluşturan galaksimizle karşılaştırıldığında oldukça büyük bir orandır.[11] Her ne kadar yıldızlar galaksi birleşmelerinde çarpışacak kadar birbirlerine yaklaşmasalar da, dev moleküler bulutlar hızla galaksinin merkezine düşer ve burada diğer moleküler bulutlarla çarpışırlar. Bu çarpışmalar daha sonra bu bulutların yeni yıldızlar halinde yoğunlaşmasına neden olur. Bu olgu yakın evrendeki birleşen galaksilerde görülebilmektedir. Yine de bu süreç, bugün gördüğümüz çoğu eliptik galaksiyi oluşturan ve muhtemelen 1-10 milyar yıl önce galaksilerde çok daha fazla gaz (ve dolayısıyla daha fazla moleküler bulut) varken meydana gelen birleşmeler sırasında daha belirgindi. Ayrıca, galaksinin merkezinden uzaklaştıkça gaz bulutları birbirine çarpar ve bu çarpışmalar, gaz bulutlarında yeni yıldızların oluşumunu tetikleyen şoklar üretir. Tüm bu şiddetin sonucu, galaksilerin birleştikten sonra yeni yıldızlar oluşturmak için çok az gaza sahip olma eğiliminde olmalarıdır. Dolayısıyla bir galaksi büyük bir birleşmeye karışır ve ardından birkaç milyar yıl geçerse, galakside çok az genç yıldız kalacaktır (bkz. Yıldız evrimi). Günümüzün eliptik galaksilerinde görülen şey budur, yani çok az moleküler gaz ve çok az genç yıldız. Bunun sebebi olarak, eliptik galaksilerin birleşme sırasında gazın çoğunu tüketen büyük birleşmelerin son ürünleri olduğu ve bu nedenle birleşmeden sonra yıldız oluşumunun durduğu düşünülmektedir.

 
Görüntünün merkezinde Çoban takımyıldızındaki birleşen galaksilerden oluşan muhteşem üçlü "SDSSCGB 10389" görünüyor.[12]

Galaksi birleşmeleri, galaksi oluşumu hakkında daha fazla bilgi edinmek amacıyla bilgisayarlarda simüle edilebilir. Başlangıçta herhangi bir morfolojik tipteki galaksi çiftleri, tüm kütleçekim kuvvetlerinin yanı sıra yıldızlararası gazın hidrodinamiği ve dağılımı, gazdan yıldız oluşumu ve süpernovalar tarafından yıldızlararası ortama geri salınan enerji ve kütle dikkate alınarak takip edilebilir. Böyle bir galaksi birleşmesi simülasyonları kütüphanesi GALMER web sitesinde bulunabilir.[13] Maryland, Baltimore'daki Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü'nden (Space Telescope Science Institute) Jennifer Lotz'un liderliğinde yürütülen bir çalışmada, Hubble Uzay Teleskobu tarafından elde edilen görüntüleri daha iyi anlamak amacıyla bilgisayar simülasyonları oluşturuldu.[1] Lotz'un ekibi eşit kütleli iki galaksinin birleşmesinden, dev bir galaksi ile küçük bir galaksi arasındaki etkileşime kadar geniş bir birleşme olasılığı yelpazesini hesaba katmaya çalıştı. Ekip ayrıca galaksilerin farklı yörüngelerini, olası çarpışma etkilerini ve galaksilerin birbirine nasıl yöneldiğini de analiz etti. Sonuç olarak ekip, 57 farklı birleşme senaryosu oluşturdu ve birleşmeleri 10 farklı görüş açısından inceledi.[1]

Şimdiye kadar gözlemlenen en büyük galaksi birleşmelerinden biri, CL0958+4702 kümesindeki dört eliptik galaksiyi içeriyordu. Bu birleşme, evrendeki en büyük galaksilerden birini oluşturabilir.[14]

Kategoriler

değiştir

Galaksi birleşmeleri; birleşen galaksilerin sayısı, görece büyüklükleri ve gaz zenginlikleri gibi özelliklere bağlı olarak farklı gruplara ayrılabilir.

Sayısına göre

değiştir

Birleşmeler, sürece dahil olan galaksilerin sayısına göre kategorize edilebilir:

İkili birleşme
Birbirleriyle etkileşimde olan iki galaksi birleşir.
Çoklu birleşme
Üç veya daha fazla galaksi birleşir.

Boyutuna göre

değiştir

Birleşmeler, en büyük galaksinin boyutunun veya şeklinin birleşme sırasında ne ölçüde değiştiğine göre kategorize edilebilir:

Küçük birleşme
Galaksilerden biri diğer(ler)inden önemli ölçüde daha büyükse birleşme küçüktür. Daha büyük galaksi genellikle daha küçük olanı "yutar" (bu olgu, yerinde bir benzetmeyle "galaktik yamyamlık" olarak adlandırılmıştır) ve daha küçük galaksinin gazını ve yıldızlarının çoğunu içine çeker ve büyük galakside başka önemli bir etkiye neden olmaz. Kendi galaksimiz Samanyolu'nun da şu anda Büyük Köpek Cüce Gökadası ve muhtemelen Macellan Bulutları gibi birkaç küçük galaksiyi bu şekilde içine çektiği düşünülmektedir. Başak Yıldız Akıntısı'nın, büyük ölçüde Samanyolu ile birleşmiş olan bir cüce galaksinin kalıntıları olduğu düşünülmektedir.
Büyük birleşme
Yaklaşık olarak aynı boyuttaki iki sarmal galaksinin birleşmesi büyük birleşmedir. Eğer uygun açılar ve hızlarla çarpışırlarsa, genellikle aktif galaktik çekirdeklerin de dahil olduğu çeşitli geri besleme mekanizmalarıyla çok miktarda toz ve gazı uzaklaştırarak birleşirler. Bunun birçok kuasarın arkasındaki itici güç olduğu düşünülmektedir. Bunun sonucu bir eliptik galaksidir ve birçok gök bilimci, eliptik galaksileri yaratan birincil mekanizmanın bu olduğunu varsaymaktadır.

Yapılan bir çalışmada, büyük galaksilerin son 9 milyar yıl içinde ortalama olarak bir kez birbirleriyle birleştiği bulunmuştur. Küçük galaksiler ise büyük galaksilerle daha sık birleşmiştir.[1] Samanyolu ve Andromeda Galaksisi'nin yaklaşık 4,5 milyar yıl içinde çarpışacağı tahmin edilmektedir. Bu galaksilerin birleşmesinin beklenen sonucu, benzer boyutlara sahip oldukları için büyük olacak ve iki "büyük tasarım" sarmal galaksiden (muhtemelen) dev eliptik galaksiye dönüşeceklerdir.

Gaz zenginliğine göre

değiştir

Birleşmeler, birleşen galaksilerin içinde ve çevresinde bulunan gazın (eğer varsa) ne ölçüde etkileşime girdiğine göre kategorize edilebilir:

Islak birleşme
Gaz açısından zengin galaksiler ("mavi" galaksiler) arasında meydana gelen birleşmeye ıslak birleşme denir. Islak birleşmeler genellikle büyük miktarda yıldız oluşumu üretir, disk galaksilerini eliptik galaksilere dönüştürür ve kuasar aktivitesini tetikler.[15]
Kuru birleşme
Gaz açısından fakir galaksiler ("kırmızı" galaksiler) arasında meydana gelen birleşmeye kuru birleşme denir. Kuru birleşmeler genellikle galaksilerin yıldız oluşum oranlarını büyük ölçüde değiştirmez, fakat yıldız kütlesini artırmada önemli bir rol oynayabilir.[15]
Nemli birleşme
Yukarıda bahsedilen aynı iki galaksi türü ("mavi" ve "kırmızı" galaksiler) arasında, önemli miktarda yıldız oluşumunu besleyecek kadar gaz varsa, fakat küresel kümeler oluşturacak kadar gaz yoksa, nemli birleşme meydana gelir.[16]
Karma birleşme
Gaz açısından zengin ve gaz açısından fakir galaksiler ("mavi" ve "kırmızı" galaksiler) birleştiğinde karma birleşme meydana gelir.

Örnekler

değiştir

Birleşme sürecinde olan veya birleşmeyle oluştuğuna inanılan bazı galaksiler şunlardır:

Galeri

değiştir
Birleşen galaksiler
 
Arp 302 (solda); NGC 7752/7753; ZW II 96 (sağda).
 
NGC 2623 - iki galaksinin birleşmesinin son aşaması.[17]
 
Galaksi burulmaları – muhtemel birleşme.[18]
 
Markarian 779 - muhtemel birleşme.[19]
 
Antik galaksi mega birleşmesi (sanatçı konsepti).[20]
 
"Uçan V" IC 2184 - birleşme sürecindeki galaksi çifti.[21]
 
Tuhaf galaksi ESO 99-4 - muhtemel birleşme.[22]

Ayrıca bakınız

değiştir

Kaynakça

değiştir
  1. ^ a b c d "Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate". HubbleSite. 27 Ekim 2011. 8 Haziran 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Nisan 2012. 
  2. ^ van Albada, T.S. (1982). "Dissipationless galaxy formation and the R to the 1/4-power law". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 201. s. 939. Bibcode:1982MNRAS.201..939V. doi:10.1093/mnras/201.4.939  . 
  3. ^ "Evolution in slow motion". Space Telscope Science Institute. 1 Mart 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Eylül 2015. 
  4. ^ "Hubble Interacting Galaxy ESO 239-2". HubbleSite (İngilizce). 3 Mayıs 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ağustos 2024. 
  5. ^ Schweizer, F. (2005). de Grijs, R.; González-Delgado, R.M. (Ed.). [no presentation title cited]. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies; Cambridge, UK; 6–10 September 2004. Astrophysics & Space Science Library. 329. Dordrecht, DE: Springer. s. 143. 
  6. ^ Starbursts : from 30 Doradus to Lyman break galaxies. Richard De Grijs, Rosa M. González Delgado. Dordrecht: Springer. 2005. s. 143. ISBN 978-1-4020-3539-5. OCLC 262677690. 
  7. ^ Ostriker, Eve C.; Shetty, Rahul (2012). "Maximally star-forming galactic disks I. Starburst regulation via feedback-driven turbulence". The Astrophysical Journal. 731 (1). s. 41. arXiv:1102.1446 $2. Bibcode:2011ApJ...731...41O. doi:10.1088/0004-637X/731/1/41. 41. 
  8. ^ Brinchmann, J.; ve diğerleri. (2004). "The physical properties of star-forming galaxies in the low-redshift Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (4). ss. 1151-1179. arXiv:astro-ph/0311060 $2. Bibcode:2004MNRAS.351.1151B. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x  . 
  9. ^ Moster, Benjamin P.; ve diğerleri. (2011). "The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 415 (4). ss. 3750-3770. arXiv:1104.0246 $2. Bibcode:2011MNRAS.415.3750M. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x  . 
  10. ^ Hirschmann, Michaela; ve diğerleri. (2012). "Galaxy formation in semi-analytic models and cosmological hydrodynamic zoom simulations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419 (4). ss. 3200-3222. arXiv:1104.1626 $2. Bibcode:2012MNRAS.419.3200H. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x  . 
  11. ^ Chomiuk, Laura; Povich, Matthew S. (2011). "Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies". The Astronomical Journal. 142 (6). s. 197. arXiv:1110.4105 $2. Bibcode:2011AJ....142..197C. doi:10.1088/0004-6256/142/6/197. 197. 
  12. ^ information@eso.org. "Galactic Crash Course". www.esahubble.org (İngilizce). 13 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Ağustos 2024. 
  13. ^ "Galaxy merger library". 27 March 2010. 10 April 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 March 2010. 
  14. ^ "Galaxies clash in four-way merger". BBC News. 6 Ağustos 2007. 15 January 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2007. 
  15. ^ a b Lin, Lihwal; ve diğerleri. (Temmuz 2008). "The Redshift Evolution of Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers from Close Galaxy Pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey". The Astrophysical Journal. 681 (232). ss. 232-243. arXiv:0802.3004 $2. Bibcode:2008ApJ...681..232L. doi:10.1086/587928. 
  16. ^ Forbes, Duncan A.; ve diğerleri. (Nisan 2007). "Damp Mergers: Recent Gaseous Mergers without Significant Globular Cluster Formation?". The Astrophysical Journal. 659 (1). ss. 188-194. arXiv:astro-ph/0612415 $2. Bibcode:2007ApJ...659..188F. doi:10.1086/512033. 
  17. ^ "A glimpse of the future". www.spacetelescope.org. 16 Ekim 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ekim 2017. 
  18. ^ "Galactic glow worm". ESA/Hubble. 24 Mart 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Mart 2013. 
  19. ^ "Transforming Galaxies". Picture of the Week. ESA/Hubble. 9 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Şubat 2012. 
  20. ^ "Ancient Galaxy Megamergers - ALMA and APEX discover massive conglomerations of forming galaxies in early Universe". www.eso.org. 26 Nisan 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Nisan 2018. 
  21. ^ "Cosmic "flying V" of merging galaxies". ESA/Hubble Picture of the Week. 17 Şubat 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Şubat 2013. 
  22. ^ "ESO 99-4". ESA/Hubble Picture of the Week. 26 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Nisan 2018. 

Dış bağlantılar

değiştir
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaksi_birleşmesi&oldid=34066033" sayfasından alınmıştır