Galaksiler

Galaksi, yıldızları, gezegen sistemlerini, yıldız artıklarını, yıldızlar arası gaz ve tozu ve karanlık maddeyi kütleçekimiyle bir arada tutan fiziksel bir sistemdir. Evrenin büyük ölçekli yapısında galaksiler temel tuğlalardır: yıldızlar galaksilerin içinde doğar, galaksiler gruplar ve kümeler oluşturur, kümeler de evrenin kozmik ağını örer.

Galaksilerin ayrı birer “ada evren” olduğu, gökbilim tarihinin en büyük kavram devrimlerinden biridir ve ancak yüz yıl önce kesinleşmiştir. Bu sayfa galaksileri genel olarak anlatır; üç konu ayrı sayfalarda ayrıntılı işleniyor: en yakın büyük komşumuz “Andromeda galaksisi”, galaksimizin uyduları “Macellan Bulutları” ve içinde bulunduğumuz galaksi topluluğu “Yerel Grup”.

Kaç galaksi var?

Bu soruya verilen yanıt, gözlem derinleştikçe değişti. Uzun süre kullanılan tahmin 200 milyar (2 × 1011) galaksiydi; Hubble Derin Alan gözlemleri yaklaşık 125 milyar galaksiye işaret ediyordu. 2016'da Christopher Conselice'in The Astrophysical Journal'da yayımlanan çalışması, z = 8'e kadar uzanan verileri çözümleyerek çok daha büyük bir sayı önerdi: 2 trilyon (2 × 1012) galaksi.

Fark, görülemeyecek kadar sönük ve küçük galaksilerin hesaba katılmasından kaynaklanır. Yani “kaç galaksi var?” sorusunun yanıtı, büyük ölçüde “ne kadar küçüğünü galaksi sayıyoruz ve ne kadar uzağı sayabiliyoruz?” sorusuna bağlıdır.

Biçimleri: Hubble dizisi

Edwin Hubble'ın 1920'lerde geliştirdiği sınıflandırma, bugün de kullanılan temel şemadır. Galaksiler biçimlerine göre üç ana gruba ayrılır.

Tür	Kod	Özellikler
Eliptik	E0 – E7	E0 neredeyse küresel, E7 belirgin biçimde uzundur. Yaşlı yıldızlar baskındır, yıldız oluşumu azdır.
Sarmal	Sa, Sb, Sc	Sa'da kollar sıkı sarılmış ve çekirdek büyüktür; Sc'de kollar açık, çekirdek küçüktür.
Çubuklu sarmal	SBa, SBb, SBc	Aynı sıralama, merkezde bir çubuk yapısıyla. Samanyolu bu gruptandır.
Mercek (lenticular)	S0	Eliptik ile sarmal arası ara biçim: diski var ama belirgin kolları yok.
Düzensiz	Irr-I, Irr-II	Irr-I'de bir miktar yapı görülür, Irr-II ağır biçimde bozulmuştur.

Boyut ve kütle aralığı çok geniştir. Tipik galaksi çapları 1.000 ile 100.000 parsek (yaklaşık 3.000 – 300.000 ışık yılı) arasındadır. Cüce galaksiler bir milyardan az yıldız içerir ve Samanyolu'nun yüzde biri kadar küçük olabilir. Ortalama bir galaksi için yaklaşık 100 milyon yıldız tahmin edilir; öbür uçta, kümelerin merkezinde oturan cD türü süperdev eliptikler 100 trilyon yıldıza kadar barındırabilir.

Fikrin tarihi: bulutsular mı, ada evrenler mi?

Teleskopla bakıldığında sarmal yapılı soluk lekeler görülüyordu, ama bunların ne olduğu belirsizdi.

• 1610: Galileo, Samanyolu'nun yıldızlardan oluştuğunu gösterir.
• 1750: Thomas Wright, dönen bir disk yapısı olduğunu öne sürer.
• 1845: Lord Rosse, M51'in sarmal yapısını gözler — “sarmal bulutsu” kavramı doğar.
• 1920: Shapley ile Curtis arasındaki Büyük Tartışma: bu bulutsular galaksimizin parçası mı, ayrı galaksiler mi?
• 1922–1926: Ernst Öpik ve Edwin Hubble, bu cisimlerin galaksimizin dışında olduğunu doğrular; Hubble aynı dönemde biçim sınıflandırmasını kurar.

Bu tartışmanın kapanmasıyla evrenin ölçeği bir çırpıda milyonlarca kat büyüdü. Samanyolu artık “evren” değil, sayısız galaksiden biriydi.

Karanlık madde: dönme eğrilerinin söylediği

1970'lerde Vera Rubin'in çalışmaları, sarmal galaksilerin dış bölgelerindeki yıldızların, görünen maddenin kütleçekimiyle açıklanamayacak kadar hızlı döndüğünü gösterdi. Beklenti, merkezden uzaklaştıkça dönme hızının düşmesiydi; gözlem ise hızın düşmediğini söylüyordu.

Bunun bugün kabul gören açıklaması, galaksilerin kütlesinin büyük bölümünün karanlık madde biçiminde bulunmasıdır; yıldızlar ve bulutsular olarak gördüğümüz kısım toplam kütlenin yüzde birkaçıdır. Galaksiler, bu durumda, karanlık madde halelerinin içindeki görünür çekirdekler gibidir.

Etkin galaksiler ve kuasarlar

Bazı galaksilerin merkezi, bütün galaksiyle yarışabilecek kadar enerji yayar. Bu etkinliğin kaynağı, merkezdeki süper kütleli kara deliğe madde düşmesidir.

• Seyfert galaksileri: Çok ışıltılı çekirdekleri vardır ama çevresindeki galaksi de görülebilir.
• Kuasarlar: Etkin galaktik çekirdeklerin en enerjik türüdür; ışıtmaları Samanyolu'nun 100 katına ulaşabilir. En yakını Markarian 231, yaklaşık 581 milyon ışık yılı uzaklıktadır.
• Radyo galaksileri: Dev radyo galaksilerinin yapıları megaparsek ölçeğine kadar uzanabilir.

Merkezdeki kara deliğin kütlesi ile galaksinin şişkinliğinin kütlesi arasında sıkı bir bağ bulunmuştur (M–sigma ilişkisi). Bu, kara deliklerin ve galaksilerin birlikte büyüdüğünü gösteren en güçlü ipuçlarından biridir; ayrıntısı “Kara delikler” sayfasındadır.

Oluşum ve evrim: iki senaryo

Galaksilerin nasıl oluştuğu konusunda iki yaklaşım yarıştı.

Yukarıdan aşağıya (tek parça çöküş): 1962'de Eggen, Lynden-Bell ve Sandage, disk galaksilerinin büyük bir gaz bulutunun tek parça çökmesiyle oluştuğunu önerdi. Bu modelde karanlık madde topakları kütleçekimle etkileşir, baryonik madde soğuyup merkeze doğru büzülür ve dönen bir disk oluşur; karanlık madde dış halede kalır.

Aşağıdan yukarıya (hiyerarşik birleşme): Daha yeni modeller, maddenin başlangıçta küçük topaklar halinde bulunduğunu, bunların birleşerek galaksileri, galaksilerin de kümelenerek grupları oluşturduğunu söyler. Bu yaklaşım, gözlenen küçük galaksi bolluğunu daha iyi açıklar ve bugün baskın görüştür.

Evrim sürecinde iki mekanizma belirleyicidir. Birincisi birleşmeler: benzer kütleli iki galaksinin çarpışması diskleri yok eder ve eliptik galaksi üretir. İkincisi geri besleme: süpernovalar ve yıldız rüzgârları yıldız oluşumunu dizginler; etkin kara delikler “kuasar kipi” (ışınımla) ve “radyo kipi” (jetlerle) çalışarak gazı dışarı atabilir. Yıldız oluşumu durduğunda galaksi mavi ve etkin olmaktan çıkıp kırmızı ve durgun hale gelir — bu geçişe söndürme (quenching) denir ve gazın dışarı atılmasıyla ya da taze gaz akışının kesilmesiyle gerçekleşir.

Gruplar, kümeler ve süperkümeler

Galaksiler tek tek dağılmış değildir; hiyerarşik olarak topluluklar oluşturur. Samanyolu, Andromeda ile birlikte Yerel Grup'un baskın üyesidir; Yerel Grup, Başak (Virgo) Süperkümesi'nin bir parçasıdır. Kümelerin merkezlerinde çoğu zaman dev eliptik galaksiler bulunur — çevresindeki galaksileri yutarak büyüdükleri düşünülür. Başak Kümesi'nin merkezindeki M87 bunun klasik örneğidir; o da “M87*” sayfasında ele alınıyor.

Açık sorular

Galaksi oluşumunun ayrıntıları hâlâ aktif araştırma alanıdır. Evrenin ilk dönemlerinde beklenenden daha olgun ve kütleli galaksilerin bulunması, oluşum modellerini zorlayan güncel bir tartışma konusudur. Cüce galaksilerin sayısı ve dağılımının, karanlık madde benzetimlerinin öngörüleriyle tam uyuşmaması da uzun süredir süren bir sorundur. Kara delik geri beslemesinin yıldız oluşumunu ne ölçüde ve hangi ölçekte durdurduğu da kesinleşmemiştir.

Kısaca

• Galaksi, yıldızları, gazı, tozu, yıldız artıklarını ve karanlık maddeyi kütleçekimiyle bir arada tutan sistemdir.
• Gözlemlenebilir evrendeki galaksi sayısı için 200 milyar ile 2 trilyon arasında tahminler vardır.
• Hubble dizisi galaksileri eliptik (E0–E7), sarmal (Sa–Sc), çubuklu sarmal (SBa–SBc), mercek (S0) ve düzensiz olarak ayırır.
• Galaksilerin dönme eğrileri, kütlelerinin büyük bölümünün karanlık madde olduğunu gösterir (Vera Rubin, 1970'ler).
• Galaksilerin ayrı “ada evrenler” olduğu 1920'lerde kesinleşti.
• Bugün baskın oluşum senaryosu hiyerarşik birleşmedir: küçük yapılar birleşerek büyük galaksileri kurar.
• Merkezdeki kara deliğin kütlesi ile galaksinin şişkinliğinin kütlesi arasında sıkı bir ilişki (M–sigma) vardır.

Kaynaklar: Wikipedia — Galaxy, Wikipedia — Galaxy formation and evolution, Wikipedia — Local Group, Wikipedia — Messier 87, Wikipedia — Milky Way