Galaktik Element Bolluğu

Everendeki element bolluğu evrimi, farklı yıldız oluşum oranlarında ve gaz çöküş oranlarından oksijen bolluk gradyenti evrimi analiz edilir ve kozmolojik simülasyonları güncel gözlemsel verilerle karşılaştırılır.
Kimyasal elementler evrenin her tarafına dağılmış durumda ve bu elementlerin üretimi 3 senaryo üzerinde durulabilir. 1- Big bang nükleosentez, 2- kozmik ışınlar ve 3- yıldız nükleosentez. Hidrojen kaybolurken daha ağır elementler artmaya başlar. Elementler oluşurken yıldızlar arası ortama aktarılır ve daha sonra yıldızların üretilmesine de katkı sağlarlar. Eğer yıldız oluşum süreci hızlı olursa aynı zamanda element bolluğu da hızlınmış olur. Eğer yıldız oluşumu ağır ise element bolluğu oluşumu da ağır olur. Dolayısıyla metal bolluğu yıldız oluşumu ile ilgili ip ucu vermektedir. Ne zaman, nasıl ve hangi oranlarda yıldız oluşumu gibi sorulara cevap bulunabilmektedir. Galaktik kimyasal evrim modeli ile elementlerin ne zaman ve nasıl oluştuğunu anlamaya çalışırız.

Spiral galaksilerin bilinen en önemli özelliği disklerini bolluk gradyentinin var olmasıdır. Bu garadyent ilk olarak galaksimizde gözlendi ve daha sonra diğer ekstra galaksilerde. Radyal gradyent yıldız oluşum oranı ve gaz düşüş oranı ile ilişkilendirilir. Bunu anlamak için daha önce modeller yapıldı. Bazı modeller gradyenti başlangıç düz radyal dağılımı tahmin etmeye çalışılmıştır. İlk senaryo disk oluşumunda düşen veya ilkel gaz diski metalce seyreltmiştir. İkinci senaryo diskin dışında düşen gazın evrimi metalliğe katkı sağlamıştır. Ayrıca diske gaz düşmeden haloda yıldız oluşumu yoktur. Dolayısıyla spiral galaksilerde bolluk gradyenti diskin oluşum ve evrimine bağlıdır. Gerçekte gradyent içeri-dışarı gaz akıntılarının ve başlangıç koşullarına bağlı olarak modifiye edilebilir.

İki evrim sonuçları gözlemlere göre karşılaştırılabilir. Farklı kütledeki Plenater nebulanın oksijen bolluğu radyal dağılımı farklı zamanlarda, açık ve küresel kümelerin evrensel metalliklerinin tahmini yapılması yeni bir model oluşturmak için yeni terimler eklenerek kimyasal evrim modeli oluşturulmalıdır.

Kimyasal evrim modeli: Kimyasal evrim modeli için belli bir geometrik alan içinde kütle varsayımı yapılmalıdır. Bu bölgedeki kütle, yıldız oluşum kurallarına göre yıldızlara dönüşmelidir. 16 radyal dağılım hesaplanmıştır bu hesap 5x1010-1013 𝑀" arasında değişen virial kütlesi alınmıştır. Maksimum rotasyon hızı 42 ile 320 km s-1 arasında alınmıştır. Disk başlangıç kütlesi ise 1.25x108 - 5.3x1011 𝑀" arasındadır. Şekil 1’de farklı dağılımlara karşılık farklı virial kütleleri gösterilmiştir.

Kimyasal Evrim Modeli

Kimyasal bir evrim modelinde, belirli bir geometrik bölgede belli bir miktarda gaz bulunduğu bir senaryo varsayılmaktadır. Bu kütle, kabul edilmiş bir yıldız oluşum yasasını izleyerek yıldızlara dönüştürülür. Kütle atma oranı yıldızların ölümünün bir sonucu olarak ortaya çıkıyor. Genellikle, gaz girişi-çıkışları ile ilgili bazı hipotezler dahil edilmiştir. Çıkan kütle, bu nedenle, her yıldız kütlesinin kalıntılarına, yıldızların ömrü IMF’ye (başlangıç kütle fonksiyonu) bağlıdır.

Yıldız oluşum kanunu 

Malzemelerimizin sonuncusu SFR ( yıldız oluşum oranı) kanununu ifade eder. Haloda n = 1 olan yıldızları oluşturmak için bir Schmidt yasası varsayılır. Bununla birlikte, diskte, SFR’nin iki basamakta gerçekleştiğini varsayarız: önce difüz gazı moleküler bulutlar oluşturur. Sonra yıldızlar bulut bulutu çarpışmasından ya da moleküler bulutların büyük yıldızlarla etkileşime girmesinden oluşur. Halo içerisindeki ilk süreç, tüm halo için sabit bir verimlilik ile bir hacime bağlıdır.

Sonuç

Kimyasal evrim, yani everende oluşan tüm elemenleri ifade eder. Elementlerin oluşumu big bang hidrojen, helyumu ve birazda littyum gibi metallari oluşturmasına neden oldu. Ancak asıl diğer elemenleri oluşumu yıldız oluşumu ile doğru orantılılır. Ayrıca Ağır elemenletlerin oluşumu da yıldızların ölümü ile doğru orantılıdır. Yani, element bolluğu yıldızlara bağlı oldğunu söylemek yerindedir. 

Kaynaklar:
Molla M., ve diğ., 2016,

Galactic chemical evolution, Highlights on Spanish Astrophysics IX, Proceedings of the

XII Scientific Meeting of the Spanish Astronomical Society held on July 18-22, 2016, in Bilbao, Spain, p. 42-53.