Samanyolu Galaksisi
Şehir ışıklarından uzakta Ay'ın olmadığı açık bir gecede, gökyüzünü
bir baştan öbür başa kuşatan puslu, parlak bir şeriti sık sık
görebiliriz. Eski insanlar bunu sütyolu "Milkway" olarak isimlendirmişlerdir.
Bugün, bu puslu şeritin Güneşin de içinde bulunduğu birkaç
yüz milyon yıldızı içeren, disk şeklinde bir görünüm
olduğunu biliyoruz.
Bir teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolunun
sayısız yıldızlardan ibaret olduğunu keşfetti. 1780`li yıllarda William
Herchel gökyüzünün 683 bölgeye ayırıp, bu bölgelerin
her birindeki yıldızları sayarak Güneş'in Galaksideki yerini çıkarmaya
çalıştı. Hershel, Galaksinin merkezine doğru yıldızların sayıca,
büyük yoğunlukta olduğunu daha küçük yıldız yoğunluklarının
ise Galaksinin sınırına doğru görüleceğini düşündü.
Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoğunlukları buldu.
Buradan hareket ederek, Güneş'in Galaksimizin merkezinde bulunduğunu
ortaya çıkardı. 1920` li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok
sayıdaki yıldızların parlaklığını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel`in
görüşlerini doğruladı. Kapteyn`e göre Samanyolu yaklaşık
10 kpc (kiloparsek) çapında ve 2 kpc kalınlığında olup merkezi civarında
Güneş bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneş'in Galaksimizin
merkezinde olduğu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile
ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiğinden daha sönük
göründüklerini keşfetti. Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar
arası uzayın mükemmel bir vakum olmadığını uzak yıldızlardan gelen
ışığı absorblayan, toz ortamın olduğu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri
Galaksi düzleminde yoğunlaşmıştır.Yıldız ışığının, yıldızlararası ortam
tarafından absorblanması sönükleşme olarak bilinir. Galaksi düzleminde
yıldızlararası sönükleşme kiloparsek başına 2.5 kadirdir. Bir
başka ifade ile, Dünya'dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yıldız
yıldızlararası sönükleşmeden dolayı 2.5 kez daha sönük
görülür. Galaksi merkezinde olduğu gibi yoğun yıldızlararası
bulutların bulunduğu bölgelerde sönükleşme derecesi büyüktür.
Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi
bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda
bu yıldızlararası sönükleşme idi. Sadece Galaksimizdeki en yakın
yıldızları gözlemişlerdi. Üstelik yıldızların çok büyük
bir kısmının Galaksimizin merkezinde bulunduğu fikrine sahip değillerdi.
Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoğunlaştığından dolayı,
yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley'in
öncülüğünü yapmış olduğu, pek çok Astronom,
Güneş'in Galaksi merkezinden olan uzaklığını ölçmeye giriştiler.
Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı bir uzaklığın
yaklaşık üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi
etrafında, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilen radyo gözlemlerine
dayanan son hesaplara göre ise yaklaşık 23,000 ışık yılı bir uzaklık
bulunmuştur. Galaksi merkezine olan uzaklık, diğer özelliklerin tespit
edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı
80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlığındadır. Galaksimizin
çekirdeği, yaklaşık 15,000 ışık yılı çapında olan merkezsel
bulge (şişkin bölge) ile çevrilmiştir. Bu şişkin bölgenin
şekli küreseldir
Bugün için, Galaksimize ait altı tane bileşenden söz edilmektedir.
Bunlar; İnce Disk, Kalın Disk, Halo, Şişkin Bölge, Karanlık Halo ve
Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve yıldızlararası ortamın dışında
bu bileşenlerde farklı türden yıldızlar bulunmaktadır. Halodaki yıldızlar,
yaşlı ve metal bakımından fakirdir. Astronomlar bu yıldızları popülasyon
II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva
eder. Küresel kümeler ve RR Lyrae değişen yıldızları bu bileşende
bulunmaktadır.
Diskte bulunan yıldızlar ise, Güneş gibi genç ve metal bakımından
zengin yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir. Disk bileşeninde,
çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açık kümeler, emisyon
nebulaları bu bileşenlerde bulunur.
Galaksimizin diskinin mavimtrak olduğu anlaşılmıştır. Çünkü,
diskten gelen ışıkta genç ve sıcak yıldızların radyasyonu hakimdir.
Merkezdeki şişkin bölge popülasyon I ve popülasyon II yıldızlarının
bir karışımını içermektedir. Bu bölge kırmızımtrak görülür.
Nedeni ise, Galaksimizin bu bölgesinde daha soğuk kırmızı dev yıldızları
bulunmaktadır. Galaksimizin düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan
gelen ışığı absorbladığı için Galaksimizin disk kısmının yapısının
anlaşılması, radyo astronominin gelişmesine kadar beklemiştir.
Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda
absorblanmaya ve saçılmaya uğramadan bize kadar ulaşabilirler. Radyo
ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli
kollara sahip olduğunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bol bulunan
elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden Galaksimizin disk yapısı hakkında
önemli ipuçları tespit edilmiştir. Hidrojen atomu, bir proton
ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani
elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) veya
ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine
göre paralel döndüğü zaman ortamın toplam enerjisi, proton
ve elektronun anti paralel döndükleri zaman ki toplam enerjisinden
daha büyüktür. Protona göre paralel dönme hareketinde
bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü
değişir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. İşte
bu sırada 21 cm dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır
1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 cm lik bu radyo
ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, (Şekil 4) den de görüleceği
üzere, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarındaki hidrojen bulutlarından
gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo
ışınımları farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştığından, değişik
gaz bulutlarını seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir
haritasını çıkartmak mümkündür. Galaksimizin 21 cm
lik radyo gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, birçok
yay biçiminde kollar çıkarılmıştır. Galaksimizin spiral yapısına
ait en önemli ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin
haritalanmasından elde edilmiştir. Ayrıca, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden
molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin
haritasını çıkartmak için kullanılmıştır.
Bütün bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola sahip olduğunu
göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral
kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doğrultusunda
bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus boyunca
uzanan kısmına bakıldığında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus
kolu görülebilir. İki büyük koldan diğer ikisi ise Centaurus
ve Cygnus koludur.
Spiral kollar, Galaksinin döndüğünü akla getirmektedir.
Galaksimiz dönmese idi, bütün yıldızlar Galaksimizin merkezine
düşerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir. Hidrojen
gazından yayınlanan 21cm lik radyo gözlemleri, Galaksinin dönmesi
hakkında önemli ipuçları sağlar. Bu gözlemler, Galaksimizin
katı bir cisim gibi dönmediğini oldukça diferansiyel olarak
döndüğünü açık olarak göstermektedir. İsveçli
Astronom Lindblad, Galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca
Güneş'in hızının 250 km/sn olduğunu çıkarttı. Güneş bu
hız ile Galaksimizin etrafını ancak 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da
Galaksimizin ne kadar büyüklükte olduğunu gösterir.
Güneş'in Galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin
kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.
Buradan Galaksimizin kütlesinin, Güneş'in kütlesinin 1.1x1011
katı olduğu bulunmuştur. Bu kütle çok küçüktür.
Çünkü Kepler kanunu, bize sadece Güneş'in yörüngesi
içersindeki kütlesini verir. Güneş'in yörüngesinin
dışarısındaki madde, Güneş'in hareketinin etkilemez ve böylelikle
Keplerin üçüncü kanununa yansımaz. Bugün, hala
Galaksimizin gerçek sınırı tespit edilemedi mutlaka şaşırtıcı bir
madde miktarı, Galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel
dağılım halinde Galaksimizi kuşatmalı. Bu maddeden dolayı, Galaksinin toplam
kütlesi en azından Güneş kütlesinin 6 x 1011 katı veya daha
fazla olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok
karanlıktır. Bunun için bu bölgeye "Karanlık Madde" adı verilir.
Bu bölgede yıldız yoktur, ve varlığı çekim kuvvetinin varlığından
anlaşılmaktadır.
SPİRAL YAPININ AÇIKLANMASI
Spiral kolların varlığı yılladır astronomları şaşırtmıştır. Birçok
Galaksi H II bölgeleri ve O, B yıldızlarının bulunduğu yay şeklindeki
kollara sahiptir. Spiral kollar farklı görünüşlere sahiptir.
Bazı galaksiler flocculent (topaklanmış) spiraller olarak isimlendirilirler
bunlarda spiral kollar geniş, karışık ve belirgin değildir. Bazı galaksilerde
ise bu kollar ince ve çok belirgindir. Bu spiral kolların görünüşünden
şu söylenebilir; Bir Galaksinin spiral yapısının ortaya çıkması
için birden fazla mekanizma olmalıdır.
"Kendini Besleyen Yıldız Oluşumu" teorisi ve Galaksinin diferansiyel rotasyonu
da göz önünde bulundurulursa, spiral kolların nasıl oluştuğu
şu şekilde açıklanabilir. Başlangıç da spiral kollara sahip
olmayan bir galaksi diskinin herhangi bir yerdeki yoğun yıldızlararası bulutta
yıldız oluşumunun başladığnı düşünelim. Bu bulutta sıcak, kütleli
yıldızlar oluşur oluşmaz bunların yaydığı radyasyon, gazda ilave bir yıldız
oluşumunu başlatarak civarındaki bulutsuyu sıkıştırır. Bu büyük
kütleli yıldızlarda, sonunda süpernova patlaması olur. Bu süpernova
patlaması ile yayılan şok dalgaları yıldız oluşumunu destekleyen yıldızlararası
ortamı sıkıştırır. Yıldız oluşumu bölgeleri büyüdükçe,
Galaksinin diferansiyel rotasyonu iç kısımları dış kısımlara doğru
iter. Böylelikle, O, B yıldızlarının kümelenmesi ve parlayan bulutsu,
bir spiral kol oluşumuna neden olur.
Yıldız oluşumlarının çoğalması ile meydana gelen spiral kollar bir
galaksiyi gelişigüzel bir şekilde, boydan boya kuşatır. Spiral kolların
ufak tefek parçaları ancak genç yıldızların oluştuğu bölgelerde
görülürken, büyük kütleli yıldızların öldüğü
diğer bölgelerde görülmezler.
Böylece Galaksiler çok belirgin olmayan spiral kolları ile
düzensiz bir görünüşe sahiptirler. Düzenli görünüşe
sahip diğer Galaksilerin spiral yapısını açıklamak için ise
alternatif başka bir görüş vardır.
YOĞUNLUK DALGALARI
1920 li yıllarda Lindblad bir Galaksideki spiral kolların, yıldızlar arasında
hareket eden sürekli bir yapıya sahip olduğunu önerdi. Örneğin,
okyanustaki dalgalar su yüzeyini bir baştan öbür başa hareket
ettirirken, tek tek su moleküllerinde küçük daireler
halinde aşağı yukarı hareket ederler. Esasında suyu bir baştan öbür
başa kat eden dalgalardır. Su molekülleri ise dalgalar ile birlikte
hareket eder. Lindbland, Bu benzetmelerden yola çıkarak, spiral yapının
yoğunluk dalgaları ile açıklanabileceğini ileri sürdü.
Bu yoğunluk dalga teorisi 1960 lı yıların ortalarında Amerikalı Astronomlar
Lin ve Shu tarafından ayrıntılı bir şekilde hazırlandı ve matematiksel olarak
ifade edildi. Lin ve Shu, bir Galaksinin diski içersinden geçen
yoğunluk dalgalarının, geçici olarak bir madde birikimine sebep olabileceği
üzerinde durdular.Bu sebepten, bir spiral kol, maddenin geçici
olarak artması veya sıkışması şeklinde yorumlanabilir.
Bir Galakside bir yoğunluk dalgasının etkisinin nasıl gösterdiğini
daha iyi anlamak için okyanus örneğini bir kere daha gözden
geçirelim. Eğer su moleküllerine dışarıdan bir etki yapılmamışsa
okyanusun yüzeyi çarşaf gibi olur. Fakat su molekülleri sürekli
pertürbasyon olarak isimlendirilen rüzgar gibi tedirginliklerden
etkilenir. Bu pertürbasyon sonucu sudaki moleküller birbirlerini
iterek bir su dalgasını oluşturur. Okyanus yüzeyindeki bu su molekülleri
küçük eliptik yörüngelerde hareket ederler. Bu
durum (Şekil 4a) da görülebilir. Bir Galaksideki, yıldızlar birbirlerinden
çok büyük uzaklıklarda bulunduğundan dolayı yıldızlar arasında
çarpışmalar olmaz. Bununla beraber, birbirlerini çekimlerinden
dolayı etkiler. Su veya ses dalgalarında moleküler kuvvetler moleküllerin
hareketlerini etkilerler. Bir Galakside ise, çekim kuvveti yıldızlar
arasındaki etkileşimlere neden olur. Bu yıldızın Galaksi merkezi etrafındaki
yörüngesi daire ye yakındır. Fakat Galaksideki madde, yıldızın yörüngesinden
sapmasına neden olan küçük gravitasyonel pertürbasyonlar
meydana getirir.
Bir su molekülünün okyanus yüzeyinde yükselip
alçalması gibi yıldız da bozulmamış yörüngesi etrafında
ileri geri salınımlarda bulunur. Lindbland bu salınım (osilasyon) ları,
küçük bir epicycle ile açıklamıştır. Bu (Şekil 4b)
den görülebilir. Epicycle orjinal yörüngesi boyunca
saat yönünde hareket ederken, yıldız epicycle civarında saat yönünün
tersinde hareket eder. Sonuç da yıldızın yörüngesi, hareket
halinde elipse benzer bir eğri olur. Doğal olarak, bu yıldızın gravitesi
diğer yıldızların hareketini etkiler. Bu gravite etkisi, bir yıldız yörüngesinden
diğerine doğru yayılan "Kinematik Dalga" olarak isimlendirilen bir dalga
tedirginliği yaratır.
Kalnajs, (Şekil 4b) de önerildiği gibi yıldızların eliptik yörüngelerinin
rastgele yönlenmediğini, bunun yerine yörüngeler arasında
sıkı bir ilişkinin var olduğunu önerdi. Çünkü her bir
eliptik yörünge komşu diğer yörüngeye belli bir açı
ile meyillidir ve sonuç da (Şekil 4b) de gösterildiği gibi spiral
bir yapı ortaya çıkar. Bu spiral yapı, elips yörüngelerin
birbirine en yakın olduğu yerlerde ortaya çıkar. Yıldız sayısının
geçici artışı yıldızlararası gaz ve toz da büyük bir etki
yaratır.Yıldızların çoğalması spiral kolda gravitasyonel çekimin
artmasına sebep olur. Bu gravitasyonel kuvvet, yavaş hareket eden büyük
kütleli yıldızlar üzerinde hemen hemen bir etki yapmaz. Bununla
beraber yıldızlararası ortamdaki hafif atomlar ve moleküller, gravitasyonel
çekime uğrayarak bir yoğunluk dalgası tepesi oluştururlar. Kalnajsın
spiral yapı modeline göre, yoğunluk dalgaları galaksideki madde içersinde
yıldızların hareketinden daha yavaş olarak aşağı yukarı 30 km/sn hız ile
hareket eder. Bununla birlikte, yıldızlararası gaz, 10 km/sn (bu yıldızlararası
ortamda ses hızıdır) bir hız ile küçük bir sıkışma meydana
getirebilir. Bu meydana gelen yoğunluk dalgası süpersoniktir. Çünkü
yıldızlararası gazdaki hızı, bu gazdaki ses hızından daha büyüktür.
Yoğunluk dalga teorisi düzenli spiral yapıların birçok özelliğini
açıklar. Spiral yoğunluk dalgaları galakside hızla ilerleyerek ölen
yıldızlardan arta kalan gaz ve tozları bir nebula haline sıkıştırarak yeni
yıldızların oluşmasına neden olur. Yaşlı yıldızların ölümünden
geriye kalan madde ağır elementler bakımından zenginleştiği için
yeni oluşan yıldızlar metal bakımından zengindir. Galaksideki spiral yapı
hakkındaki tüm problemler çözülememiştir. Birçok
Astronom yoğunluk dalga teorisinin doğru bir teori olduğunu savunmaktadır.
Fakat yine de bu teori ile ilgili bazı tereddütler var. Örneğin;
bu yoğunluk dalgaları, yıldızlararası gaz ve tozu sıkıştırmak için
büyük bir enerji harcarlar. Yoğunluk dalgalarının yayılması için
devamlı, bir enerjinin takviye edilmesi gerekir. Bu enerjinin nereden geldiği
pek anlaşılamamıştır. Ancak Galaksilerin çekirdekleri, bu enerjinin
geldiği yerler olarak görülebilir. Başka bir olasılık ta, iki Galaksinin
çarpışmasıdır. İki Galaksi birbiri ile çarpıştığında, Galaksi
bir spiral yapıyı meydana getirecek şekilde diğerini etkiler.
GALAKSİMİZİN MERKEZİ
Galaksimizin merkezi (Şekil 5), Sagitarius (Sgr A) olarak bilinmektedir.
New Mexicodaki VLA radyo teleskobu ile elde edilen ayrıntılı radyo görüntülerinden
Sgr A nın iki koldan ibaret olduğu görülmüştür. Sgr
A Batı ve Sgr A Doğu (Şekil 6) SgrA Batı, termik diğeri ise termik olmayan
radyasyon yayınlar. Termik kısımda iyonlaşmış hidrojen vardır. Bu iyonlaşmış
gazın sebebi anlaşılamamıştır. Bunu açıklayabilen iki mekanizma ileri
sürülmüştür. Sıcak O, B yıldızları ve Galaksi merkezindeki
çok yüksek bir enerji kaynağı. Ayrıca, Sgr A batı kolunun merkezinde
termik olmayan çok küçük bir kaynak tespit edilmiştir.
Buna Sgr A* denmektedir ve bunun Galaksimizin merkezi olduğu iddia edilmektedir.
Bununla birlikte kızılötesi uydusu (IRAS) ile elde edilen gözlemlerden,
IRS16 kaynağının da Galaksimizin merkezi olduğu ileri sürülmektedir.
Sgr A* ile IRS 16 arasındaki açısal uzaklık birkaç yay saniyesi
mertebesindedir. Bugün için Galaksi merkezinin Sgr A* mı yoksa
IRS 16 mı olduğu hala tartışılmaktadır. Bu gözlemlerden, Galaksimizin
merkezinin bir spiral yapıya sahip olduğu anlaşılmıştır. Merkezdeki bu spiral
yapının Galaksimizin spiral yapısı ile bir ilgisi yoktur. Galaksi merkezinden
itibaren 2 ila 8 pc arasında moleküllerin bulunduğu bir disk bölgesi
vardır. Bu bölgeye “Molekül diski” denir. Merkezden itibaren 700
pc uzaklıktaki ekseni etrafında hızla dönen bir “Çekirdek disk”
vardır.
Gerek merkezdeki spiral yapının oluşumunu açıklayabilen, gerekse
yüksek hızlı gaz ve tozu Galaksi merkezi etrafında tutan birşey olmalı,
yapılan dinamik hesaplardan 2 x 106 Güneş kütlesindeki bir cisim,
bu gazın yıldızlararası uzaya uçup gitmesini engellediği ileri sürülmüştür.
Bu da kompakt süper kütleli bir karadeliktir. Diğer birçok
Galaksinin çekirdeklerinde de meydana gelen olağanüstü
aktiviteyi keşfeden astronomlar, bu Galaksilerin merkezlerinde süper
kütleli bir karadeliğin olabileceğini söylemektedirler.
Galaksimizin merkezinde 511 Kev ve 1.8 Mev mertebesinde Gama enerjisinin
geldiği tespit edilmiştir. Bu 1.8 Mev lik Gama enerjisi Al26 nın bozulmasına
karşılık gelmektedir. Al26 ağır bir elementtir. ve süpernova patlaması
sırasında meydana gelebilir. O halde Galaksimizin merkezinde bir süpernova
patlaması olmuştur ve büyük bir olasılıkla patlama sonucunda da
bir karadelik meydana gelmiştir.
Bununla birlikte, birçok astronom Galaksimizin merkezinde süper
kütleli bir karadeliğin olabileceği fikri ile uyum içinde değildir.
Buna delil olarak, Galaksi merkezinin kızılötesi bir görüntüsünü
elde eden Avustralyalı astronom Allen, süperkütleli bir karadeliğin
varlığını gösteren birşey görememişti.
Bugün için astronomlar hala Galaksi merkezini daha iyi anlamak
için araştırmalarını sürdürmektedirler. Önümüzdeki
yıllarda Dünya yörüngesine oturtulacak astronomik amaçlı
uydular ile Galaksimizin merkezi ile ilgili gizemler ortaya çıkarılabilecek
mi göreceğiz.
Kaynak:
Universe, Kaufmann Third Edition, 25,483-497.