DERS 31: Samanyolu Galaksisi

Dersin Konuları

• Galaksi: nedir?
• Samanyolu'nuın bileşenleri
• Samanyolu'nun kütlesi
• Samanyolu'nun oluşumu
• Sarmal kollar ve yıldız oluşumu
• Galaktik merkez (çekirdek)

Galaksi: Nedir?

• Galaksi, "süt gibi beyaz" anlamına gelen Yunanca galaktikos kelimesinden türer.
• Ufuktan ufka uzanan "süt ırmağı"
• "Galaksi" (büyük harfle) kelimesi bizim kendi galaksimiz Samanyolu'nu belirtir
• Bugün ışık bandı olarak bildiğimiz Samanyolu, bizimde aralarında olduğumuz çok fazla yıldızdan oluşmuştur.
• İnce diskin merkezinden uzaktayız.

Kapteyn Evreni

• Smanyolu'nun biçimini anlamak için niçin yıldız sayısına bakmayalım? (Kapteyn - 1920)
• Yıldızların konumlarını (yıldız dağılımını) bulmak için uzaklık modülünü ve M_v'yi bulmak için tayf türleri kullanılır.
• Bu yapıldığında bizim eliptik bir yıldız dağılımının merkezine yakın olduğumuz görülür!

---

Kapteyn Evreni (devamı)

• Daha önce söz edildiği gibi disk incedir ve biz sınıra yakın bir yerdeyiz.
• Doğru olan nedir?
• Yıldızlararası sönümleme

Yıldızlararası sönümleme

• Yıldızlararası uzayda (~0.1 micron boyutunda) toz parçacıkları vardır.
• Bunlar UV ve görünür bölgedeki ışığı oldukca soğurur ve saçarlar.
• Yıldızlar sönük olarak görünür, ve bu yüzden onlar gerçek yerlerinden çok daha uzakta gibi olurlar.
• Biz görsel olarak sadece yaklaşık 1 ile 2 kpc civarındaki yıldızları görebiliriz.

• Harlow Shapley küresel kümelerdeki değişenleri kullanarak, Samanyolunun gerçek biçimini ve boyutunu ortaya koydu.

---

Dönemli Değişen Yıldızlar

• Yıldızların küçük bir kesri parlaklıklarında dönemli değişimler gösterirler.
• "çapsal zonklamalar" nedeniyle (zonklamalar genişleme ve büzülmeye neden olur)
• Bu yıldızlar ana-kol dışına evrimleşmişlerdir (anakol sonrası yıldızlar).
• İki türdür:
• RR Lyrae Değişenleri
• Cepheid Değişenleri
• Dönemlerinin 0.5 ile 100 arasında olmasına karşın, herhangi bir yıldızın dönemi sabittir.

RR Lyrae değişenleri

• Yatay kol yıldızlarıdır (H-R diyagramında).
• Dönemleri: ~ 12 ile 24 saat
• Işınım gücü: ~ 50 L_güneş
• Küresel kümelerde bulunurlar (Öbek II yıldızları)
• Işınım güçleri, dönemden bağımsızdır

Cepheid Değişenleri

• İlk keşfedilen, delta Cephei den isimlemdirilmiş, Kırmızı Devler ve Üst Devler
• Dönemleri: ~ 1 ile 100 gün
• Işınım güçleri dönemin bir fonksiyonudur
• Dönem-Işınım gücü (P-L) bağıntısı 1908 de Henrietta Leavitt tarafından keşfedildi.
• Bunların iki türü (I ve II Tür Cepheidler olarak gösterilen) vardır

I Tür Cepheidler

• a.k.a. Klasik Cepheidler
• Işınım güçleri: 400 ile 20,000 L_güneş
• Konum: Açık kümeler ve galaktik disk (Öbek I yıldızları)

II Tür Cepheidler

• a.k.a. W Virginis Yıldızları
• Işınım güçleri: 100 ile 5,000 L_güneş
• Konum: Küresel kümeler (Öbek II yıldızları)

---

Uzaklıklar ile P-L Bağıntısı

• Ölçülen dönemler:
• Işınım gücünü
• M_v (mutlak parlaklığı) verir.
• m_v (görünen parlaklık) ölçülür
• M_v ve m_v => uzaklık modülü eşitliğinden uzaklık
• m_v - M_v = - 5 + 5 log₁₀ (d)
• Galaksilere olan uzaklığı belirlemek için Cepheidler "anahtar düşünce"dir A Hubble "key project" is to determine the distances to galaxies w/ Cepheids.

Samanyolu

• Samanyolu, ~ 12-15 kpc yarıçapındadır ve Güneş merkezden ~ 8.5 kpc uzaklıktadır.
• Samanyolu'nu oluşturan iki temel yapı taşı vardır:
• Yıldızlar
• Yıldızlararası Madde (ISM) olarak bilinen gaz ve toz birikimi.
• ISM, galaksi kütlesinin sadece ~ %1-3 ünü oluşturur.

Galaktik Disk

• Yıldızların çok ince "yamyassı" bir yerde bulunması (Öbek I yıldızları)
• Yarıçapı ~15 kpc
• Kalınlığı: 100 pc (O-yıldızları) ile 350 pc (M-yıldızları)
• Sarmal kollar var
• Uzun sarmal yapılar çok genç yıldızları, yıldız kümelerini, gaz ve tozu içerir
• ISM'nin hemen hemen tümü disktedir

Küresel Bileşenler

• Öbek II yıldızları galaksinin iki bölgesine dağılmıştır:
• Halo - yıldızların küresel dağılımı ve Küresel kümeler.
• Halo yarıçapı ~ 3-5 kpc.
• Bulge - yıldızların "arı kovanı" yoğunluğunda Galaktik merkez de yığılması.
• Bulge yarıçapı ~1.5 kpc, yüksekliği ~0.7 kpc
• Çok az gaz ve toz.
• Rasgele eğimli eliptik yörüngeler.

---

Galakside Gaz ve Toz

• Gaz ve tozun iki ana deposu:
• Atomik gaz - 21-cm çizgisinde görülen, asıl olarak HI atomları.
• Molekuler Gaz -H₂ 'yi fark etmek zor olduğundan CO molekülleri tarafından belirlenebilen, asıl olarak H₂ molekülleri.
• ISM'nin küçük bir kısmı (~%3) iyonize gaz bölgeleridir.

Atomik Gaz

• Düzleştirilmiş Kek
• Yarıçap > 20 kpc.
• Yükseklik merkezde ~ 250 pc, 20 kpc de 1 kpc
• Samanyolu'nun saçaklarında bozulmuş görünüm. Çevreleri ile etkileşimleri?
• Kütle ~ 3 x 10⁹ M_güneş, ~2/3 si Galaktik merkez etrafında, Güneş yörüngesi dışında.

---

Moleküler Gaz

• Moleküler "Halka"
• 4-8 kpc den and Galaktik Merkezde yığılma
• Kalınlık ~ 120 pc.
• Dev Molekül Bulutları (GMC):
• Boyut ~ 10 - 50 pc, Kütle ~ 10³ - 10⁶ M_güneş
• Yıldızlar GMC'lerin çekirdeklerin oluşur.
• Kütle ~ 3 x 10⁹ M_güneş, ~2/3 si Galaktik Merkez etrafında, Güneş yörüngesi içinde.

---

Samanyolu'nun Kütlesi

• Galaksinin toplam kütlesi, Newton yasaları yardımiyle hesaplanır
• Çift yıldız kütlesine benzer
• Güneş için 8.5 kpc yarıçapında, v = 220 km/sn.
• Yörünge dönemi = 240 milyon yıl.
• Samanyolu'nun 8.5 kpc içindeki kütlesi= 10¹¹ M_güneş .

Eksik Kütle

• Newton yasalarından elde edilen kütlenin çok azı yıldızlarda görünüyor.
• Sonuç: aydınlık olmayan bir miktar ek kütle olmalı!
• Görünmeyen bu kütle Karanlık Maddeolarak isimlendirilir.
• Onu belirleyecek yıldız ışığı olmadığından kayıp kütle olarak isimlendirilir.

Galaksinin Oluşumu

• Samanyolu, bir gaz ve toz bulutunun kendi çekim gücü nedeniyle çökmesi ile oluştu.
• İlk önce bazı yıldızlar (Öbek II) ortaya çıktı.
• Geri kalan gaz bir diskte toplandı - açısal momentum korunumu!
• İlk oluşan kütleli yıldızlar diske metal yaydılar, bu yüzden
• Öbek I yıldızları daha yüksek metalliğe sahiptir

Galaktik Merkez

• Galaksimizin merkezinde ne bulunmaktadır?
• Toz, görünür ışığı bizden gizler
• Radyo ve kırmızıöte gözlemleri yararlıdır
• Merkezde yıldız küme yoğunluğu zirveye ulaşır.
• 1 pc içinde ~ 2 x 10⁶ M_güneş
• Yıldızlar ancak 1000 AB ayrılmışlardır
• Her 10⁶ yılda bir çarpışma!
• Parlak radyo kaynağı. (karadelik?)
• Bu yıldız kümesi etrafında gaz ve tozdan oluşan kütleli bir "moleküler halka" dolanır
• Merkezden ~1 ile 5 pc ye kadar yayılır
• Merkeze madde "Sızması"
• Moleküler halka dışındaki yapılar
• 20 pc uzunluğunda lineer yapılar Glaktik manyetik alanları belirler
• soyutlanmış yıldız oluşum bölgeleri