Galaksi Evrimi

İlk galaksilerin keşfi ile beraber galaksilerin oluşumunda ilk hipotezler gravitasyonel çökme olmuştur. İlkel gazın (Evrenin birkaç dakika oluşumdan sonra) kendi kütle çekimine yenilerek kendi üzerine çökmesi galaksi ve yıldızları oluşturan süreci başlatmıştır. Galaksilerin ve yıldızların oluşumu dengeye ulaşıncaya kadar devam etmiştir. Farklı galaksilerin oluşumu ise ilk başlangıç koşullarından kaynaklanmaktadır. Eğer açısal momentum çok fazla ise spiral galaksileri ancak daha az açısal momentum var ise o zaman eliptik galaksileri oluşturur (şekil 1)[1]. Yani bulut çökerken dönmesi galaksinin hangi tip olacağını belirtir. Eliptik galaksilerin oluşumunun diğer teorisi ise spiral galaksilerin çarpışması sonucu meydana geldiğidir. Evrenin başlarında galaksiler birbirine yakın olduğundan birbiri ile etkileşimi daha fazla olmuştur. Ancak teorik verilere göre aslında galaksi oluşumu çok daha karışık olduğudur[2].

Galaksi evrimi ile ilgili iki teoriye daha atıf yapmak mümkündür. ELS ve SZ modelleri galaksi oluşumunda gözlemsel ve teorik olarak evrensel çerçeveye oturtulabilir. ELS, üç bilim insanı olan Eggen, Lynden Bell ve Sandage’a ait bir modeldir. Ana fiziksel uygulaması galaksinin hızlı bir şekilde çökmesi ile beraber ilk yıldızların üretildiğini söylemektedir (şekil 2). 221 yıldızın morötesi artığını ile yörünge basıklığı arasında bir uyum olduğunu bulmuşlardır [4]. ELS (1962), Güneş komşuluğundaki yıldızların metal bollukları ve yörünge basıklıkları arasında güçlü bir ilişki bulmuşlardır. En yaşlı yıldızların son derece basık yörüngelerini açıklayabilmek için bu yıldızların oluştuğu zamanda Galaksinin dinamik dengede olmadığını fakat çok daha geniş homojen bir sferoitten, ilkel galaksinin, hızlı çekimsel çöküşle meydana geldiğini öne sürmüşlerdir. Bu modele göre Galaksi dinamik dengeye ulaştıktan ve dönme bakımından desteklendikten sonra metalce zengin diskte yıldız oluşumu artar; böylece metalce zengin yıldızların disk yıldızlarına benzeyen yörüngeleri açıklanmış olur. Bu senaryoya yekpare çökme denir. Her ne kadar ELS’nin (1962) yörünge basıklığı ve metal bolluğu arasında bulduğu ilişki hem disk hem de halo yıldızlarını içeren örnekler için deneysel olarak doğrudan elde etmiş olsalar bile, birçok araştırmacı daha sonra halo örnekleri için bu durumun geçerliliğini sorgulamıştır [5].

SZ galaksi evrim modeli, samanyolu galaksisinin yavaş yavaş çok sayıda küçük ilkel galaktik parçaların birleşmesiyle oluştuğu önerilmiştir. Buna bottom-up senaryosu denir; çünkü galaksiler daha küçük parçaların üst üste binmesiyle oluşurlar. Samanyolu gibi disk galaksilerinin nasıl oluştuklarının anlaşılmasında kozmolojik prensipler ve karanlık maddenin doğası ve özellikleri dikkate alınmalıdır [5].

Galaksimizin Kimyasal Evrimi

Gazın ağır elementler ile zenginleşmesini takip etmek galaksimizin kimyasal evrimi açısından önemlidir. Erken modellerde everenin tip II süpernova ile zenginleştiğini söyler ve bu model de oksijen bolluğu ile sıkı bir ilişkisi bulunmaktadır. Karbon ve demir gibi temel elementlerin takibi için asimptotik dev kolundaki yıldızlar gereklidir [6]. Big bang sürecinde hafif elementler olan H, D, He ve Li sentezlenmiştir. Ancak daha ağır elemelerin karbondan uranyuma ve daha ötesi elementlerin sentezinde ve galaksi boyunca dağılımında yıldızlar sorumlu olmaktadır. Dolayısıyla yıldızlar nükleer reaksiyonların sonucunda ürettikleri elementleri yıldızlar arasına dağıtmaktadır [7]. Yıldızlar doğarlar ve ölürler bu döngü sürecinde Evreni sürekli metalce zenginleştirirler. Yıldızlar kendi aralarında kinematik, kimyasal özelliklerine göre de pop I ve pop II olarak ayrılır. Baade (1944) sınıflandırlığı bu yıldızları galaksi konumlarına görede dağıldığını söylemiştir. Ona göre spiral kolları oluşturan mavi yıldızlar pop I fakat bulge, halo ve küresel kümelerde kırmızı yıldızlar pop II sınıfını oluşturmaktadır. Dolayısıyla pop I yıldızları metalce zengin (ağır element), pop II yıldıları metalce fakir yıldız grubunu oluşturur. Yıldızların kimyasal kompozisyonu yıldızların yüzeyindeki gazın spektroskobik ölçümleri ile belirlenmektedir. Genelde kimyasal bolluk demir elementinin hidrojen elementine oranı ([Fe/H]) ile tanımlanmaktadır. Bu orantı daha sonra güneş metal bolluğuna normalize edilir ve logaritmik olarak ölçeklendirilir (eşitlik 1).

Galaksimizde metalce en fakir yıldızlar haloda gözlenmiştir. [Fe/F]= - 4.0 gibi bir değer sahip olan bu yıldızlar güneşe göre 10.000 kez metalce daha fakir olduğu görülmektedir. Super nova tip II ile galaksimizi alpha elementleri olarak bilinen neon, silikon, sülfür vb. gibi elementler ile zenginleştirir. Demir element bolluğu ise kırmızı dev yıldızların kütlelerine ve toplam sayılarına bağlıdır. Örneğin 8 güneş kütleli bir yıldız 30 milyon yılda kırmızı dev kolu aşamasına gelebilmektedir [8].


Galaksimizin kimyasal evrimi modelleri Homogeneous (Homojen) model: Nerdeyse Helyumda daha ağır elementler tümü yıldız kökenlidir. Yıldızlar, yıldızlar arası ortamı sürekli metalce zenginleştirirler. Dolayısıyla kimyasal evrimde yıldızalar üç kategoriye ayrılırlar. Büyük kütleli yıldızlar (m> M⨀) kütlelerinin büyüklüklerinden dolayı hızlı evrimleşirler. Kütleçekimin büyüklüğünden nüleer sentez hızlı olur. Ölümleri vahşi bir super nova patlaması ile gerçekleşir. Çoğu ağır elementin kaynağını oluştururlar. Orta kütleli ve düşük kütleli yıldızlar, uzun yaşarlar. Helium, karbon, nitrojen gibi ağır element üretirler. Orta kütleli ve düşük kütleli çift sistemi ise supernova patlamasıyla sonuçlanırlar. Ancak nasıl bir bir mekanizma ile patladıkları tam olarak anlaşılamamıştır. Beyaz cüce üzerinde patlamalar ile yıldız materyalleri demire dönüşebilmektedir. Başlangıç koşulları.Yıldız oluşum oranı, yıldız oluşum kurallarını ilk prensiplere göre hesaplanabileceğini vurgular. Birim zaman kaç güneş kütlesinin yıldız oluştuğunu söyler. Galaksimiz gaz akıntılarına göre kapalı kutu varsayımı yapılır. Kapalı kutu modeline sıfır zamanda göre gaz giriş ve çıkşı olamamaktadır. Ancak, bu modelde kimyasal evrim sürecince gözlem ve teorik çalışmaya göre “G cüce ploblemi” olarak bilinen sorun ortay çıkmaktadır [9]. Gazın çöküş kuramına göre halo, bulge, kalın ve ince disk’in bireysel olarak evrimleştiğini söyler. Ancak son çalışmalar göre bileşenlerin etkileşimi ile gaz değişimi yapmış olabilmektedirler. Günümüzde başarılı bir kimyasal evrim modelinde yıldız oluşumu ile Tip I ve II supernoların eşleşmesi gerekir. Yaş metal ilişkisi önemli bir sabittir. Gaz ve bolluk gradyentinden galaksimizin merkezi metalce zengin olduğu bilinmektedir. Oksijen bolluğu kullanılarak H II bölgesi ve OB yıldızların metallikleri takip edildiğinde, metallik gradyenti -0.0.7 dex kpc-1 olarak oturtulabilir [10]. Galaksimizde uzun yaşayan yıldızların teorik metallik dağılımı şekil 2’de gösterilmiştir.

Inhomogeneous (Homojen olmayan) Modeli: Halonun galaksi evriminde önemli bir yere sahiptir. Eğer halo yıldızları çarpışmasız sistemde evrimleşmişse, yörüngeleri galaksinin evriminde galaksinin dinamiğinin bilgilerini saklamış olabilir. Halonun metalce zenginleşmesi supernova palamalarının sayısına bağlı olduğunu söyler. Bu model ile ilgili Malinie, Hartmann, & Mathews (1991), Malinie et al. (1993), Pilyugin & Edmunds (1996), Copi (1997), van den Hoek & de Jong (1997), Ikuta & Arimoto (1999), and Travaglio, Galli, & Burkert (2001) gibi yazarlara ayrıntılı bakılabilir. Oey’e göre başlangıç koşullarını metalsiz bir kapalı kutu modelidir. Ilk üretilen yıldızlar rastgele dağılmışlardır. Tsujimoto ve diğ, göre ise haloda yıldız oluşumunun ayrı bulutlardan oluştuğunu ve başlangıçta bulutlar pop III yıldızları içermektedir. Chemodynamical (Kemodinamik) Model: Galaksi kimyasl evrimi galaktik yıldız oluşum tarihi ile yakından ilişkilendirilen bir modeldir. Yıldız oluşumu galaksinin dinamik evrimi ile eşit olduğunu söyler. Bu model ile bir çok numerik analizeler yapılmıştır. Örneğin GCD+ Kawata (1999) tarafından yapılmış bir simülasyon. Spektrokobi ile galaksilerin yaşı ve metalliği renk ve spektral çizgilerine dayanarak ölçülebilmektedir. Ayrıca galaksinin etrafındaki yıldız kümelerinden de galaksinin kimyasal evriminde kullınılan yöntemler arasına girmektedir [11]. Ikili çökme modeline göre ise; galaksimiz iki ana çökme sonucu ortaya çıkmıştır. Ilk çökme halo, şişkin bölge ve kalın diskin büyük bir kısmı oluşurken, ikinci çökme ince diski oluşturur. İlk çökme modelinde halodaki yıldız oluşumu, metalce fakir ilkel buluttaki gaz yoğunluğu belirli bir eşik değere ulaşana kadar devam eder. Halodaki gazın tükenmesiyle yıldız oluşumu durur. Yıldızlardaki nükleer evrimin etkin hale gelmesiyle de büyük kütleli metalce fakir yıldızlar hızlı bir şekilde yakıtlarını tüketerek süpernova patlaması geçirirler ve yıldızlararası ortamı metalce zenginleştirirler. Halodan kaybolan bu gaz Galaksi merkezine doğru akarak birikir ve Galaksinin şişkin bölgesinin oluşumuna yol açar. Halo ve şişkin bölgenin oluşmasıyla ikinci çökme dönemi başlar ve ince diskin oluşumu tetiklenir. Bu süreçte Galaksimizin dış halosu farklı element bolluklarındaki küçük cüce galaksilerin birleşimiyle oluşumuna devam eder. Ayrıca cüce galaksilere ait büyük açısal momentumlu metalce fakir gaz akıntıları da galaksimizin ince diskine akarak, ince diskin radyal doğrultuda uzamasına neden olur. Galaksinin merkez bölgesi daha dinamik olduğundan yıldız oluşum hızı daha büyüktür ve bölge hızlı bir şekilde metalce zenginleşir. Bu da Galaksi merkezinden, Galaksi diskinin dışına doğru ilerledikçe bir radyal metal bolluğu gradyentinin oluşmasına yol açar.


Kaynaklar 

[1] https://www.cliffsnotes.com/study-guides/astronomy/galaxies/the-origin-andevolution-of-galaxies 
[2]http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/galaxies/evol.htm [3]https://www.ifa.hawaii.edu/users/shadia/lectures/habbal_astro110- 01_spring2009_lecture34.pdf 
[4] Eggen, Lynden-Bell, & Sandage's Determination of the Galaxy's Collapse From Stellar Motions, Astrophysical Journal, Vol. 525, 983, 1999. 
[5] Taş, Özgecan Önal, Radyal hız deneyindeki kırmızı yığın yıldızların kinematik analizi, Doktora Tezi, İstanbul Üniversitesi Fen bilimleri Ens., 2016. 
[6] Somerville, R, 2014, Physical Models of Galaxy Formation in a Cosmological Framework, arXiv:1412.2712v1. 
[7] Matteucci, F, 2016, Introduction to Galactic Chemical Evolution, arXiv:1602.01004v1. 
[8] Chiappini, C, The Formation and Evolution of the Milky Way. [9] Pagel ve patchett, 1975. 
[10] Smart ve Rollestone, 1997. 
[11] Gibson ve diğ., 2003, Galactic chemical evolution, Publications of the Astronomical Society of Australia, 20, 1–15.

MDİ
İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri