Galksimizin Kimyasal Evrimi
Galaksiler nasıl oluşur evrende galaksi oluşrturma koşulları neler, genel bir bakış olarak galaksi kimsyal evrimi. Bu evrim, galaksileri, yıldızları ve hatta bizleri oluşturan elementlerin bollukları ve üretilmeleri ile doğrudan orantılıdır.
Bir galaktik model oluşturmak için gereken içerik: Başlangıç koşulları, yıldız oluşum tarihi, yıldız nükleosentez, gaz giriş-çıkış olarak sıralanabilir.
Kimyasal evrim çalışmaları, kimyasal elementlerin yıldızlar da nasıl oluştuğu ve yıldızlar arasına nasıl dağıldığı ile ilgilidir. Big bang patlamasında sadece hafif elementeler üretilmiştir. Bu elementler Hidrojen, Helyum, Döteryum, Lityum olarak sıralanabilir. Big bang hafif elementlerin oluşumundan ve dağılımından sorumlu olmakla beraber daha ağır elemenler ise yıldızların içinde nükleosentez ile gerçekleşmiştir. Bu ağır elementler, Karbon da Uranyuma kadar yıldızlar tarafından üretilir. Li, B ve Be gibi hafif elementler kozmik saçılma sonucu üretilmiştir. Yıldızlar elementleri üretip galaksiyi metalce zenginleştirirler. Tabi yıldızlar demire kadar ağır elementler üretir. Daha ağır elementler ise yıldızlar ölürken, yani çekirdek çökmesi ile üretilirler. Bu süreçler süper nova (Super Novae, SN) patlaması olarak bilinir. Bu patlamalar çeşitlilik gösterir ve TpiI ve TipII olarak ayrılırlar. 𝑀 > 10M(güneş kütleli) olduğunda TipII, Ib ve Ic olarak SN olarak patlarlar.
Galaksi kimyasal evriminin temel içeriği: Bir kimyasal evrim modeli yapmak için bazı varsayımlar da bulunmak gerekir. Bunlar:
*Başlangıç koşulları: Başlangıçta sistem açık mı kapalımı, gaz hafif mi yoksa ağır elementlerden mi oluşmuş,
*Yıldız oluşum fonksiyonu (Star birthrate function ya da Initial mass function, SFR yada IMF): Bu ayrıca yıldız oluşum oranı olarak da ifade edilebilir.
𝐵𝑚,𝑡 =𝜓𝑡.𝜙(𝑚)
burada 𝜓 𝑡 SFR’yi ifade eder, 𝜙(𝑚) kütle fonksiyonunu ifade eder. Bu ifadeye göre zaman başına kaç güneş kütlesinin yıldıza dönüştüğünü gösterir. SFR kütleden bağımsız ve IMF ise zamandan bağımsız olduğu kolaylıkla söylenemez.
SFR parametresi: En genel parametre Scmith (1959) kanunudur. SFR gaz yoğunluğunun bir k oranıdır. Kennicutt (1998) önerisi ile k=1.4 gibidir. Diğer parametreler ise sıcaklık, viskoziti ile beraber manyetik alan ihmal edilmektedir.
Bir galaktik model oluşturmak için gereken içerik: Başlangıç koşulları, yıldız oluşum tarihi, yıldız nükleosentez, gaz giriş-çıkış olarak sıralanabilir.
Kimyasal evrim çalışmaları, kimyasal elementlerin yıldızlar da nasıl oluştuğu ve yıldızlar arasına nasıl dağıldığı ile ilgilidir. Big bang patlamasında sadece hafif elementeler üretilmiştir. Bu elementler Hidrojen, Helyum, Döteryum, Lityum olarak sıralanabilir. Big bang hafif elementlerin oluşumundan ve dağılımından sorumlu olmakla beraber daha ağır elemenler ise yıldızların içinde nükleosentez ile gerçekleşmiştir. Bu ağır elementler, Karbon da Uranyuma kadar yıldızlar tarafından üretilir. Li, B ve Be gibi hafif elementler kozmik saçılma sonucu üretilmiştir. Yıldızlar elementleri üretip galaksiyi metalce zenginleştirirler. Tabi yıldızlar demire kadar ağır elementler üretir. Daha ağır elementler ise yıldızlar ölürken, yani çekirdek çökmesi ile üretilirler. Bu süreçler süper nova (Super Novae, SN) patlaması olarak bilinir. Bu patlamalar çeşitlilik gösterir ve TpiI ve TipII olarak ayrılırlar. 𝑀 > 10M(güneş kütleli) olduğunda TipII, Ib ve Ic olarak SN olarak patlarlar.
Galaksi kimyasal evriminin temel içeriği: Bir kimyasal evrim modeli yapmak için bazı varsayımlar da bulunmak gerekir. Bunlar:
*Başlangıç koşulları: Başlangıçta sistem açık mı kapalımı, gaz hafif mi yoksa ağır elementlerden mi oluşmuş,
*Yıldız oluşum fonksiyonu (Star birthrate function ya da Initial mass function, SFR yada IMF): Bu ayrıca yıldız oluşum oranı olarak da ifade edilebilir.
𝐵𝑚,𝑡 =𝜓𝑡.𝜙(𝑚)
burada 𝜓 𝑡 SFR’yi ifade eder, 𝜙(𝑚) kütle fonksiyonunu ifade eder. Bu ifadeye göre zaman başına kaç güneş kütlesinin yıldıza dönüştüğünü gösterir. SFR kütleden bağımsız ve IMF ise zamandan bağımsız olduğu kolaylıkla söylenemez.
SFR parametresi: En genel parametre Scmith (1959) kanunudur. SFR gaz yoğunluğunun bir k oranıdır. Kennicutt (1998) önerisi ile k=1.4 gibidir. Diğer parametreler ise sıcaklık, viskoziti ile beraber manyetik alan ihmal edilmektedir.
IMF parametresi: yıldızlar doğarken kütleleri m-m+dm dir. Bu ifade güç kanunu olarak bilinir.
IMF’yi hesaplamak için güneş civarından ve yıldız parlaklığının bir fonksiyonu olarak ölçmek
mümkündür. Gözlemsel bilgi ise sadece güneş civarında mevcuttur.
Yıldız nükleosentez: kimyasal elementler farklı kütledeki yıldızlar tarafından üretilir. Bu elementler ya yıldız ya da yıldız oluşurken var olan elementlerdir. Kabaca oluşan elementleri bir yıldızın ölünceye kadar integre edilebilir. Her yıldız farklı elemen üretebilir. Bu da kütlenin bir fonksiyonu olarak gösterilebilir. Yıldız oluşurken barındırlığı metallik Z ile gösterilir. Yıldızların oluşturduğu elementler özetlenirse: 0.8-8𝑀% He, N, C ve ağır elementler ve s- sürecinde üretilen elementler ile beraber C-O beyaz cücesi olarak ölürler. Yıldız 0.8𝑀% küçük ise, galaksilerin kimyasal bolluğuna önemli katkıları bulunmazlar ve uzun yaşarlar. M > 8- 10𝑀% yıldızlar genellikle alfa (O, Ne, Mg, S, Si, Ca ) elementlerini üretirler. Biraz demir s- sürecinde üretilen elementler ve r-sürecinde üretilen elementeler çekirdek çekmesi ile üretilir.
Gaz akımları: içeri, dışarı ve radyal akımlar.
Gerçek bir galaksi modeli oluşturmak için gaz akımlarını içeri ve dışarı olarak varsayımlar yapılmaktadır. Gaz akımları ya gaz yığılması ya da radya gaz akıntısı olarak düşünülür. Her iki durumda da kimyasal evrim etkilenir. Gaz yığılması, genelde zamanla sabit veya expolansiyel artış olarak varsayılır. Bu durum metalliği seyreltir. Gaz çıkışı oluşumu veya galaktik rüzgarlar metal konsantrasyonu azaltır. Çünkü ortamdaki gaz azalır, ki bu durum yıldızı olumu ile daha fazla ilgilidir.
Yıldız nükleosentez: kimyasal elementler farklı kütledeki yıldızlar tarafından üretilir. Bu elementler ya yıldız ya da yıldız oluşurken var olan elementlerdir. Kabaca oluşan elementleri bir yıldızın ölünceye kadar integre edilebilir. Her yıldız farklı elemen üretebilir. Bu da kütlenin bir fonksiyonu olarak gösterilebilir. Yıldız oluşurken barındırlığı metallik Z ile gösterilir. Yıldızların oluşturduğu elementler özetlenirse: 0.8-8𝑀% He, N, C ve ağır elementler ve s- sürecinde üretilen elementler ile beraber C-O beyaz cücesi olarak ölürler. Yıldız 0.8𝑀% küçük ise, galaksilerin kimyasal bolluğuna önemli katkıları bulunmazlar ve uzun yaşarlar. M > 8- 10𝑀% yıldızlar genellikle alfa (O, Ne, Mg, S, Si, Ca ) elementlerini üretirler. Biraz demir s- sürecinde üretilen elementler ve r-sürecinde üretilen elementeler çekirdek çekmesi ile üretilir.
Gaz akımları: içeri, dışarı ve radyal akımlar.
Gerçek bir galaksi modeli oluşturmak için gaz akımlarını içeri ve dışarı olarak varsayımlar yapılmaktadır. Gaz akımları ya gaz yığılması ya da radya gaz akıntısı olarak düşünülür. Her iki durumda da kimyasal evrim etkilenir. Gaz yığılması, genelde zamanla sabit veya expolansiyel artış olarak varsayılır. Bu durum metalliği seyreltir. Gaz çıkışı oluşumu veya galaktik rüzgarlar metal konsantrasyonu azaltır. Çünkü ortamdaki gaz azalır, ki bu durum yıldızı olumu ile daha fazla ilgilidir.
Yıldız üretim verimliliği: Sadece bir kimyasal element üretimi eşitlik (1) ile verimliliği ifade
eder.
(1)Basit model: bu modele göre sistem kapalı, yani sisteme herhangi bir giriş ve çıkış yok. IMF sabit ve başlangıç gazı Mgaz(0)=Mtop=sabit ve sıfır zamanda metallik Z=Mz/Mtop ile ifade edilen değer de sıfırdır.
Kaynak:
Matteucci,F., 2016, Introduction to Galactic Chemical Evolution, Journal of Physics: Conference
Series, Volum
Yorumlar
Yorum Gönder