Uydu galaksi
Uydu gökada, daha büyük kütleli ve parlak bir konak gökadanın (birincil gökada olarak da bilinir) kütleçekimsel potansiyeli içinde bağlı yörüngelerde hareket eden daha küçük bir yoldaş gökadadır.[1] Tıpkı Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin Güneş'e kütleçekimsel olarak bağlı olması gibi, uydu gökadalar ve bileşenleri de konak gökadalarına bağlıdır.[2] Çoğu uydu gökada cüce gökada olsa da, büyük gökada kümelerinin uydu gökadaları çok daha büyük bir kütleye sahip olabilir.[3] Samanyolu'nun etrafında en büyüğü Büyük Macellan Bulutu olmak üzere elliye yakın uydu gökada dönmektedir.
Bununla birlikte uydu gökadalar, daha büyük konak gökadalara kütleçekimsel olarak bağlı olan yegane astronomik nesneler değildir (bkz. küresel yıldız kümeleri). Bu nedenle gökbilimciler gökadaları, baryonik madde (yani sıradan madde) ve Newton'un kütleçekim yasalarının kombinasyonuyla açıklanamayan özellikler sergileyen, kütleçekimsel olarak bağlı yıldız toplulukları olarak tanımlarlar.[4] Örneğin, sarmal gökadalar içindeki yıldızların ve gazın yörünge hızlarının ölçümleri, teorik tahminlerden önemli ölçüde sapan bir hız eğrisi ortaya koymaktadır. Bu gözlem, karanlık madde teorisi ve Newton dinamiklerindeki değişikliklerin motivasyonunu oluşturmuştur.[1] Bu nedenle her ikisi de konak gökadaların uyduları olmasına rağmen, küresel yıldız kümeleri uydu gökadalarla karıştırılmamalıdır. Uydu gökadalar, küresel yıldız kümelerine kıyasla daha geniş ve dağınıktır ve aynı zamanda oluşum süreci sırasında kendilerine bahşedildiği düşünülen devasa karanlık madde haleleriyle örtülmüşlerdir.[5]
Uydu gökadalar, hem daha büyük konak gökadayla hem de diğer uydularla olan kaotik etkileşimleri nedeniyle genellikle çalkantılı bir yaşam sürerler. Mesela bir konak gökada, gelgit kuvvetleri ve ram basıncı sıyırması yoluyla yörüngesindeki uyduları bozabilir. Bu tip çevresel etkiler, uydulardan büyük miktarlarda soğuk gazı (yani yıldız oluşumunun yakıtı) uzaklaştırabilir ve bu da uyduların yıldız oluşturmaya son verdikleri anlamında pasif hale gelmelerine neden olabilir.[6] Dahası, uydular konak gökadalarıyla çarpışarak küçük birleşmelere (yani, önemli ölçüde farklı kütlelere sahip gökadalar arasındaki birleşme olayı) yol açabilir. Öte yandan, uydular birbirleriyle birleşerek büyük birleşmelere de (yani, karşılaştırılabilir kütlelere sahip gökadalar arasında birleşme olayı) yol açabilirler. Gökadalar çoğunlukla uzay boşluğu, yıldızlararası gaz ve tozdan oluştuğu için birleşme sırasında bir gökadadan gelen nesnelerle diğerinden gelen nesneler arasındaki çarpışmaları gerektirmez ve bu birleşme olayları genellikle çok daha büyük kütleli gökadalarla sonuçlanır. Sonuç olarak gökbilimciler, hem küçük hem de büyük birleşmelerin hangi hızda gerçekleştiğini belirlemeye çalışarak galaktik gruplar ve kümeler gibi kütleçekimsel olarak bağlı devasa gökada yapılarının oluşumunu daha iyi anlamayı amaçlamaktadırlar.[7][8]
Uydu gökadaların sınıflandırılması
değiştirYukarıda belirtildiği gibi uydu gökadalar genellikle cüce gökadalar olarak sınıflandırılır ve bu nedenle cüce gökada olduğunu belirtmek için çeşitli standart türlerin önüne küçük "d" harfi eklenmesiyle, konak gökadalarıyla benzer bir Hubble sınıflandırma şemasını izlerler. Bu türler arasında cüce düzensiz (dI), cüce küremsi (dSph), cüce eliptik (dE) ve cüce sarmallar (dS) bulunur. Bununla birlikte tüm bu türler arasında cüce sarmalların uydu gökadalar olmadığı, aksine sadece alanda bulunan cüce gökadalar oldukları düşünülmektedir.[9]
Cüze düzensiz uydu gökadalar
değiştirCüce düzensiz uydu gökadalar, kaotik ve asimetrik görünümleri, düşük gaz oranları, yüksek yıldız oluşum oranı ve düşük metallikleriyle karakterize edilir.[10] Samanyolu'nun en yakın üç cüce düzensiz uydusu arasında Küçük Macellan Bulutu, Büyük Köpek Cüce Gökadası ve yeni keşfedilen Antlia II bulunur.
Cüze eliptik uydu gökadalar
değiştirCüce eliptik uydu gökadalar, gökyüzündeki oval görünümleri, içerdikleri yıldızların düzensiz hareketi, orta ila düşük metallikleri, düşük gaz oranları ve yaşlı yıldız popülasyonları ile karakterize edilir. Yerel Grup'taki cüce eliptik uydu gökadalar arasında, komşu Andromeda Gökadası'nın uyduları olan NGC 147, NGC 185 ve NGC 205 bulunur.[10][11]
Cüze küremsi uydu gökadalar
değiştirCüce küremsi uydu gökadalar, dağınık görünümleri, düşük yüzey parlaklıkları, yüksek kütle-ışık oranları (yani karanlık madde ağırlıklı), düşük metallikleri, düşük gaz oranları ve yaşlı yıldız popülasyonları ile karakterize edilir.[1] Dahası, cüce küremsi gökadalar, Samanyolu'nun bilinen uydu gökadalarının en büyük popülasyonunu oluşturur. Bu uydulardan bazıları, isimlerini bulundukları takımyıldızlardan alan Herkül, Balıklar II ve Aslan IV'tür.[10]
Geçiş tipleri
değiştirKüçük birleşmeler ve çevresel etkilerin bir sonucu olarak bazı cüce gökadalar, ara veya geçiş tipi uydu gökadalar olarak sınıflandırılırlar. Örneğin, Anka ve Balıklar I, cüce düzensizlerden cüce küremsilere geçiş halinde görünen ara tipler olarak sınıflandırılır. Ayrıca, Büyük Macellan Bulutu'nun da cüce sarmaldan cüce düzensize geçiş sürecinde olduğu düşünülmektedir.[10]
Ayrıca bakınız
değiştirKaynakça
değiştir- ^ a b c Binney, James (2008). Galactic dynamics. 2. Tremaine, Scott, 1950-. Princeton: Princeton University Press. ISBN 9781400828722. OCLC 759807562.
- ^ "What Is a Satellite Galaxy?" (İngilizce). NASA Spaceplace. 29 Kasım 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2016.
- ^ "Dwarf Galaxies". www.cfa.harvard.edu. 24 Kasım 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Haziran 2018.
- ^ Willman, Beth; Strader, Jay (1 Eylül 2012). ""Galaxy," Defined". The Astronomical Journal. 144 (3). s. 76. arXiv:1203.2608 $2. Bibcode:2012AJ....144...76W. doi:10.1088/0004-6256/144/3/76. ISSN 0004-6256.
- ^ Forbes, Duncan A.; Kroupa, Pavel; Metz, Manuel; Spitler, Lee (29 Haziran 2009). "Globular Clusters and Satellite Galaxies: Companions to the Milky Way" (PDF). Mercury. 38 (2). ss. 24-27. arXiv:0906.5370 $2. Bibcode:2009arXiv0906.5370F. 26 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 30 Eylül 2024.
- ^ Wetzel, Andrew R.; Tollerud, Erik J.; Weisz, Daniel R. (22 Temmuz 2015). "Rapid Environmental Quenching of Satellite Dwarf Galaxies in the Local Group". The Astrophysical Journal. 808 (1). ss. L27. arXiv:1503.06799 $2. Bibcode:2015ApJ...808L..27W. doi:10.1088/2041-8205/808/1/L27. ISSN 2041-8213.
- ^ "Our Galaxy and its Satellites Link for sharing this page on Facebook" (İngilizce). Cseligman. 7 Eylül 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Nisan 2016.
- ^ "HubbleSite: News - Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate". hubblesite.org. 24 Haziran 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Haziran 2018.
- ^ Schombert, James M.; Pildis, Rachel A.; Eder, Jo Ann; Oemler, Augustus Jr. (Kasım 1995). "Dwarf Spirals". The Astronomical Journal. Cilt 110. s. 2067. Bibcode:1995AJ....110.2067S. doi:10.1086/117669
. ISSN 0004-6256.
- ^ a b c d Sparke, Linda Siobhan; Gallagher, John S. (2007). Galaxies in the universe : an introduction. 2nd. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0521855938. OCLC 74967110.
- ^ Hensler, Gerhard (2011). "The Morphological Origin of Dwarf Galaxies". EAS Publications Series. Cilt 48. ss. 383-395. arXiv:1103.1116 $2. Bibcode:2011EAS....48..383H. doi:10.1051/eas/1148086. ISSN 1633-4760.
