• 370
Aydın

Samanyolu Galaksisi Nedir?

  • 370
Samanyolu Galaksisi Nedir?

1 Cevap

  1. Berrak gecelerde gökyüzünde boydan boya görülen uzun yıldız kümesidir. Güneş Sistemi de bu yıldız kümesinin içinde bulunur. Evrende bizim samanyolumuz dışında deha birçokları vardır. Samanyolunun biçimi basık bir helezondur. Orta kesimlerindeki yıldız yoğunluğu dış kesimlerden daha çoktur. Çapı 40.000, kalınlığı da 20.000 parsektir. (1 parsek = 3,26 ışık yılıdır). Orta kesimin dışındaki yerlerde yoğunluğu azdır. Birkaç önemli kolu vardır.

    Bunlar, Perseus, Orion ve Sagİttarius’tur. Yapılan dikkatli hesaplar güneşin, samanyolunun orion kolunun bir ucunda olduğunu ortaya çıkardı. Samanyolu bütün helezoni bulutsular (nebulalar) gibi kendi çevresinde döner. Güneş ve gezegenleri, Samanyolu galaksisinde çok küçük bir miktardır. Samanyolu galaksisi de kainatta yer alan küçük bir noktadan ibarettir.

    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, 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 1.1×1011 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.

    Görünüşü

    Yaz günleri, gece bir ufuktan diğerine uzanan, soluk ışıklı ve sayısı belirsiz yıldızdan meydana gelen bir kuşak, çıplak gözle görülür. Bu kuşak Samanyolu galaksisinin gözüken bir kenarıdır. Kainattaki yerleşimine göre Samanyolu, güneyde geniş ve parlak; kuzeyde ise dar ve sönüktür. Samanyolunu kış geceleri de görmek mümkündür. Ancak parlaklık ve genişlik biraz daha azdır. Samanyolunun güney kısmı Sagittarius, kuzey kısmı Cygnüs adını alır.

    Şekli

    Gökyüzünde çıplak gözle görünebilen yıldızların hepsi Samanyoluna aittir. Uzayda, uzaktan görünüşü büyük bir disk şeklindedir. Diskin ortası biraz şişkindir. Orta şişkin kısmı çok miktarda yıldız, toz ve gazdan meydana gelmiştir. Galaksinin merkezden çevreye kalınlığı 10.000 ışık senesidir. Bir ışık senesi yaklaşık 6 trilyon mildir. Disk uçlara doğru yassılaşır. Güneş sisteminin bulunduğu kısımda galaksinin kalınlığı 3000 ışık senesidir.

    Samanyolu galaksisinin toplam kütlesi, güneş kütlesinin 600 milyar katıdır. Galaksinin çapı 100.000 ışık senesidir. Güneşin galaksi merkezine uzaklığı ise 30.000 ışık senesi olduğu tahmin edilmektedir (Bkz. Işık Yılı). Galaksimizin tam merkezinde beş milyon Güneş kitleli dev bir kara delik bulunduğu sanılmaktadır. Samanyolunun merkezi gökyüzünde yay burcu yıldızları bölgesindedir. O bölgede samanyolunun görünüşü son derece muhteşemdir.

    Yapısı

    Galaksinin güneşe yakın kısımlarında parlak O ve B tipi yıldızlar vardır. O ve B tipi yıldızlar genç olup, gaz ve toz bulutu şeklindedirler. Güneş sisteminin bulunduğu Orion spiral Kol merkeze O ve B tipi yıldızlardan daha uzaktır. Galaksinin uç tarafları yaşlı yıldızlarla doludur. Bu yıldızların civarında gaz ve toz olmayıp, ışıkları da çok sönüktür.

    Genç ve yaşlı yıldızların hepsi galaksi merkezi etrafında süratle döner. Merkeze yakın olan yıldızların dönüş hızı daha büyüktür. Güneşin galaksi merkezi etrafında dönüş hızı saniyede 250 kilometredir. Güneş, merkezden 30.000 ışık senesi uzaklıkta olduğu için, güneşin galaksi içinde bir tam devri 200 milyon senede tamamlanır. Bu süreye Galaktik yıl denir. Güneş sisteminin, hesaplarla, yaşı 4600 milyon sene olarak bulunduğundan güneşin şimdiye kadar 23 devir yaptığı kabul edilebilir. Galaksinin 10 trilyon yaşında olduğu zannedilmektedir. 200 milyar yıldız ihtiva ettiği tahmin edilmektedir.

    Yıldızlar yaşlandıkça ekvatorlarında şişme olduğu gibi, Samanyolu galaksisinin de ekvatorunda şişme vardır. Samanyolu galaksisi, 20 galaksiden meydana gelen, küçük bir galaksiler grubuna aittir. Bu galaksiler grubunda spiral biçiminde iki galaksi daha vardır. Diğer galaksiler elips (oval) biçimindedir. Samanyolu, bu galaksi grubuyla birlikte en yakındaki galaksi kümesini meydana getiren Virgo kümesiyle aynı yönde, saniyede 600 km hızla, tahminen Güneş kütlesinin 30 milyon kere milyar kat bir kütlesi bulunan ve çapı 250 milyon ışık yılı olan dev bir çekim merkezine doğru ilerlemektedir. Şimdiye kadar kainatta tespit edilmiş en büyük yapı olan bu merkez, sayısız galaksiden meydana gelmiştir.

    • 97

Cevap eklemek için giriş yapmalısınız.