Sarmal galaksi

Sarmal galaksiler veya sarmal gökadalar, ilk olarak Edwin Hubble tarafından 1936 yılında yazdığı The Realm of the Nebulae adlı eserinde tanımlanan bir gökada sınıfıdır^[1] ve bu nedenle Hubble düzeninin bir parçasını oluştururlar. Çoğu sarmal gökada, yıldızlar, gaz ve toz içeren düz, dönen bir disk ile yıldızların yoğunlaştığı, şişkinlik adı verilen merkezi bir bölgeden oluşur. Bu gökadalar genellikle, yıldızlardan oluşan çok daha soluk bir hale ile çevrilidir ve halede bulunan birçok yıldız, küresel kümelerde yer alır.

Sarmal gökadalar, merkezden galaktik diske doğru uzanan sarmal yapılarından dolayı bu şekilde adlandırılmıştır. Sarmal kollar yıldız oluşumunun devam ettiği bölgelerdir ve içlerinde bulunan genç, sıcak OB yıldızları nedeniyle diskin geri kalanından daha parlak ve belirgindir.

Tüm sarmal gökadaların yaklaşık üçte ikisi, merkezi şişkinlikten uzanan ve uçlarından sarmal kolların başladığı çubuk benzeri bir yapıya sahiptir.^[2] Çubuklu sarmal gökadaların çubuksuz sarmallara oranı evrenin tarihi boyunca değişiklik göstermiştir. Yaklaşık 8 milyar yıl önce gökadaların yalnızca %10'u çubuk içerirken, bu oran 2,5 milyar yıl önce yaklaşık dörtte bire, günümüzde ise görünür evrendeki (Hubble hacmi) gökadaların üçte ikisinden fazlasına ulaşmıştır.^[3]

Samanyolu bir çubuklu sarmal gökadadır, fakat Dünya'nın galaktik disk içindeki mevcut konumundan dolayı çubuğun kendisini gözlemlemek zordur.^[4] Galaktik merkez'de yıldızlardan oluşan bir çubuğun varlığını gösteren en güçlü kanıtlar, Spitzer Uzay Teleskobu da dahil olmak üzere son yıllarda yapılan çeşitli araştırmalarla elde edilmiştir.^[5]

Düzensiz gökadalarla birlikte sarmal gökadalar, günümüz evrenindeki gökadaların yaklaşık %60'ını oluşturur.^[6] Genellikle düşük yoğunluklu bölgelerde bulunurlar ve gökada kümelerinin merkezlerinde nadiren görülürler.^[7]

Sarmal gökadalar, birkaç farklı bileşenden oluşabilir:

• Sarmal kolların belirgin bileşenleri olduğu, yıldızlar ve yıldızlararası maddeden meydana gelen düz, dönen bir disk
• Daha çok yaşlı yıldızlardan oluşan ve bir eliptik gökadayı andıran merkezi bir yıldız şişkinliği
• Yıldızların çubuk şeklinde dağıldığı bir yapı
• Küresel kümelerdeki birçok yıldızı da içeren, yıldızlardan oluşmuş neredeyse küresel bir hale
• Şişkinliğin tam merkezinde yer alan bir süper kütleli kara delik
• Neredeyse küresel bir karanlık madde halesi^[8]

Farklı bileşenlerin kütle, parlaklık ve boyut açısından göreceli önemi, gökadadan gökadaya değişiklik gösterir.

Sarmal kollar, çubuklu ve çubuksuz sarmal gökadalardan merkezin dışına doğru uzanan yıldız bölgeleridir. Bu uzun ve ince bölgeler bir sarmalı andırır ve sarmal gökadalara adını verir. Doğal olarak sarmal gökadaların farklı sınıflandırmaları birbirinden farklı kol yapılarına sahiptir. Örneğin, Sc ve SBc gökadalarının kolları oldukça "gevşek" bir yapıdayken, Sa ve SBa gökadalarının kolları (Hubble düzenine göre) sıkıca sarılmıştır. Her durumda sarmal kollar, yüksek kütle yoğunluğu ve yıldız oluşum oranı nedeniyle çok sayıda genç, mavi yıldız içerir ve bu da kolları oldukça parlak yapar.

Şişkinlik, büyük ve sıkı bir şekilde toplanmış yıldızlar grubudur. Terim, çoğu sarmal gökadanın merkezinde bulunan yıldız grubunu ifade eder ve genellikle dış (üstel) disk ışığının içe doğru uzantısının üzerinde kalan yıldız ışığı fazlası olarak tanımlanır.

Hubble sınıflandırmasına göre Sa gökadalarının şişkinliği genellikle düşük metal içeriğine sahip, yaşlı ve kırmızı Popülasyon II yıldızlarından oluşur ve ayrıca, Sa ve SBa gökadalarının şişkinlikleri genellikle büyük olma eğilimindedir. Buna karşılık, Sc ve SBc gökadalarının şişkinlikleri çok daha küçüktür^[9] ve genç, mavi Popülasyon I yıldızlarından oluşur. Bazı şişkinlikler, kütle ve parlaklık seviyelerinin daha düşük olduğu eliptik gökadalara benzer özellikler gösterir. Diğerleri ise disk gökadalarına benzer özellikler sergileyen, disklerin daha yüksek yoğunluklu merkezleri gibi görünürler.

Birçok şişkinliğin, merkezinde süper kütleli kara delik barındırdığı düşünülmektedir. Örneğin, Samanyolu gökadamızda yer alan Sagittarius A* adı verilen nesne süper kütleli bir kara deliktir. Bazı sarmal gökadaların merkezindeki aktif çekirdeklerin varlığı ve Messier 106 gibi gökadalardaki büyük, sıkışık merkezi kütlelerin varlığını tespit eden dinamik ölçümler de dahil olmak üzere, sarmal gökada merkezlerinde kara deliklerin varlığına dair birçok kanıt bulunmaktadır.

Yıldızlardan oluşan çubuk şeklindeki uzantılar, tüm sarmal gökadaların yaklaşık üçte ikisinde gözlemlenmiştir.^[10][11] Bu çubukların varlığı bazen güçlü, bazen de zayıf olabilir. Yandan görünen sarmal (ve merceksi) gökadalarda çubuğun varlığı bazen, düzlem dışında X şeklindeki veya fıstık kabuğu şeklindeki yapılarla ayırt edilebilir.^[12][13] Bu yapılar genellikle düzlemdeki çubuk uzunluğunun yarısında maksimum görünürlüğe ulaşır.

Bir sarmal gökadadaki yıldızların büyük çoğunluğu ya tek bir düzleme (galaktik düzlem) yakın bir bölgede az çok geleneksel dairesel yörüngelerde galaktik merkez etrafında hareket eder, ya da gökada çekirdeği etrafında bir küremsi gökada şişkinliğinde yer alır.

Bununla birlikte bazı yıldızlar, bir tür galaktik hale olan küremsi hale veya galaktik küre içinde yer alır. Bu yıldızların yörüngesel davranışları tartışmalıdır; ters yönlü (retrograd) ve/veya yüksek eğiklikte yörüngelere sahip olabilirler ya da hiç düzenli yörüngelerde hareket etmeyebilirler. Hale yıldızları, sarmal gökadayla birleşen küçük gökadalardan elde edilmiş olabilirler. Örneğin Yay Eliptik Cüce Gökadası şu anda Samanyolu ile birleşme sürecindedir ve gözlemler Samanyolu halesindeki bazı yıldızların bu gökadadan geldiğini göstermektedir.

Galaktik diskin aksine, halenin tozdan arınmış olduğu görülmektedir. Ayrıca galaktik haledeki Popülasyon II yıldızları, galaktik diskteki Popülasyon I kuzenlerine kıyasla çok daha yaşlıdır ve metal içeriği çok daha düşüktür, fakat gökada şişkinliğindeki yıldızlara benzerlik gösterirler. Galaktik hale, ayrıca birçok küresel yıldız kümesi içerir.

Hale yıldızlarının hareketi zaman zaman onları diskin içinden geçirmektedir ve Güneş'e yakın birkaç küçük kırmızı cücenin, örneğin Kapteyn Yıldızı ve Groombridge 1830'un galaktik haleye ait olduğu düşünülmektedir. Galaktik merkez etrafındaki düzensiz hareketleri nedeniyle bu yıldızlar genellikle alışılmadık derecede yüksek özdevinim sergilerler.

BRI 1335-0417, 2024 itibarıyla bilinen en yaşlı^[15] ve en uzak sarmal gökadadır. Gökada, 4,4'lük bir kırmızıya kayma değerine sahiptir ve bu da ışığının Dünya'ya ulaşmasının 12,4 milyar yıl sürdüğü anlamına gelir.^[16][17]

Kayıtlardaki en yaşlı büyük tasarım sarmal gökada BX442'dir. On bir milyar yıl yaşında olan bu gökada, daha önceki keşiflerden iki milyar yıl daha yaşlıdır. Araştırmacılar gökadanın şeklinin, yoldaş bir cüce gökadanın kütleçekimsel etkisinden kaynaklandığını düşünmektedir. Bu varsayıma dayalı bilgisayar modelleri, BX442'nin sarmal yapısının yaklaşık 100 milyon yıl süreceğini göstermektedir.^[18][19]

2022 itibarıyla bilinen en yaşlı çok kollu sarmal gökada A2744-DSG-z3'tür. Kırmızıya kayması z=3,059'dur ve bu değer, Dünya'ya 11,5 milyar ışık yılı uzaklıkta olduğunu göstermektedir.^[20]

A1689B11, Başak takımyıldızında bulunan Abell 1689 gökada kümesindeki son derece yaşlı bir sarmal gökadadır.^[21] Dünya'dan 11 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunur ve Büyük Patlama'dan 2,6 milyar yıl sonra oluşmuştur.^[22][23]

2019 yılının Haziran ayında Galaxy Zoo projesine katılan vatandaş bilim insanları, özellikle sarmal gökadalarla ilgili olarak kullanılan Hubble sınıflandırmasının her zaman geçerli olmayabileceğini ve güncellenmesi gerekebileceğini bildirmişlerdir.^[24][25]

Gökadanın dönüşü ve sarmal kolların oluşumu üzerine yapılan çalışmaların öncüsü, 1925 yılında Bertil Lindblad olmuştur. Lindblad, yıldızların kalıcı olarak sarmal bir şekilde dizildiği fikrinin savunulamaz olduğunu fark etmiştir. Galaktik diskteki açısal dönüş hızının gökada merkezine olan uzaklığa bağlı olarak değiştiği (güneş sistemi tipi standart bir kütleçekim modeli aracılığıyla) düşünüldüğünde, bir radyal kol (tekerlek parmağına benzer şekilde) gökada dönerken hızla eğilip bükülecektir. Bu kol, birkaç galaktik dönüşten sonra giderek daha fazla bükülerek gökadanın etrafını daha sıkıca saracaktır. Bu duruma sarılma problemi (İng. winding problem) adı verilmektedir. 1960'ların sonlarında yapılan ölçümler sarmal gökadalardaki yıldızların, galaktik merkeze olan uzaklıklarına göre yörüngesel hızlarının Newton dinamiğinden beklenenden daha yüksek olduğunu, ancak yine de sarmal yapının kararlılığını tam olarak açıklayamadığını göstermiştir.

1970'lerden itibaren gökadaların sarmal yapıları için iki temel hipotez veya model ortaya konmuştur:

• Yoğunluk dalgaları modeli: Galaktik disk içerisindeki yoğunluk dalgalarının neden olduğu yıldız oluşumu.
• Stokastik (olasılıksal) kendi kendine çoğalan yıldız oluşumu modeli (SSPSF modeli): Yıldızlararası ortamda şok dalgalarının neden olduğu yıldız oluşumu. Bu şok dalgaları, daha önceki yıldız oluşumlarından kaynaklanan yıldız rüzgarları ve süpernova patlamaları tarafından oluşturulur ve yıldız oluşumunun kendini çoğaltmasına ve sürdürülebilir hale gelmesine yol açar. Sarmal yapı, bu süreçte gökada diskindeki farklı dönüş hareketinden kaynaklanır.

Bu farklı hipotezler birbiriyle çelişmez, çünkü farklı türdeki sarmal kolları açıklayabilirler.

Bertil Lindblad, sarmal kolların gökadanın yıldızları ve gazından daha yavaş dönen yoğunluğun arttığı bölgeler (yoğunluk dalgaları) olduğunu öne sürdü. Gaz bir yoğunluk dalgasına girdiğinde sıkışır ve yeni yıldızlar oluşturur, bu yıldızlardan bazıları kısa ömürlü mavi yıldızlardır ve bu yıldızlar kolları aydınlatır.^[27]

Sarmal yapı için kabul edilebilir ilk teori, 1964 yılında C. C. Lin ve Frank Shu tarafından geliştirildi.^[28] Bu teori sarmal yapıların büyük ölçekli yapısını, sabit açısal hızla hareket eden ve gökadanın gaz ve yıldızlarının hızından farklı bir hızda dönen düşük genlikli bir dalganın yayılmasıyla açıklamayı amaçlıyordu. Lin ve Shu sarmal kolların, sarmal yoğunluk dalgalarının tezahürleri olduğunu öne sürdüler. Yıldızların hafif eliptik yörüngelerde hareket ettiğini ve bu yörüngelerin yönelimlerinin birbiriyle ilişkili olduğunu, yani elipslerin yönelimlerinin (birbirine göre) galaktik merkezden uzaklaştıkça kademeli olarak değiştiğini varsaydılar. Bu durum soldaki diyagramda gösterilmektedir. Eliptik yörüngelerin belirli bölgelerde birbirine yakınlaşarak kolların etkisini yarattığı açıktır. Bu nedenle yıldızlar, şu anda gördüğümüz konumlarında sonsuza dek kalmaz ve yörüngelerinde hareket ederken kolların içinden geçerler.^[29]

Yoğunluk dalgaları nedeniyle yıldız oluşumu için şu hipotezler öne sürülmüştür:

• Gaz bulutları yoğunluk dalgasına girdiğinde yerel kütle yoğunluğu artar. Bulutların çökme kriterleri (Jeans Kararsızlığı) yoğunluğa bağlı olduğu için daha yüksek bir yoğunluk, bulutların çökmesi ve yıldız oluşturma olasılığını artırır.
• Sıkıştırma dalgası geçerken, sarmal kolların ön kenarında yıldız oluşumunu tetikler.
• Bulutlar sarmal kollar tarafından sürüklendikçe, birbirleriyle çarpışarak gazın içinde şok dalgaları oluştururlar ve bu da gazın çökmesine ve yıldızların oluşmasına yol açar.

Sarmal kollar görsel olarak daha parlak görünür çünkü hem genç yıldızları hem de gökadanın geri kalan kısmına göre daha büyük ve parlak yıldızları içerir. Büyük kütleli yıldızlar çok daha hızlı evrimleştiğinden,^[30] ölümleri yoğunluk dalgalarının hemen arkasında daha sönük yıldızlardan oluşan daha karanlık bir arka plan bırakma eğilimindedir. Bu da yoğunluk dalgalarını çok daha belirgin hale getirir.^[27]

Sarmal kollar galaktik yörüngelerinde hareket ederken, daha eski yerleşik yıldızların içinden geçiyor gibi görünürler, bu nedenle kolları takip etmeleri de gerekmez.^[27] Yıldızlar bir kolun içinden geçerken her yıldız sisteminin uzay hızı, yerel daha yüksek yoğunluğun kütleçekim kuvvetiyle değişir. Ayrıca yeni oluşan yıldızlar sarmal kollar içindeki pozisyonlarında sonsuza kadar sabit kalmazlar; yıldızlar kolun diğer tarafına geçtiklerinde, ortalama uzay hızları normale döner.^[29]

Charles Francis ve Erik Anderson, 20.000'den fazla yerel yıldızın (300 parsek içinde) hareketlerine dair gözlemlerden yola çıkarak, yıldızların sarmal kollar boyunca hareket ettiğini gösterdiler ve yıldızlar arasındaki karşılıklı kütleçekimin, yörüngeleri logaritmik sarmallar üzerinde nasıl hizaladığını açıkladılar. Bu teori gaz üzerine uygulandığında, gaz bulutları arasındaki çarpışmaların yeni yıldızların oluştuğu moleküler bulutları meydana getirdiğini ve büyük tasarım çift simetrik sarmallara doğru evrimi açıklar.^[31]

Sarmallardaki yıldızlar yoğunluk profillerine sahip ince diskler halinde radyal olarak dağılmıştır, bu profiller şu şekilde ifade edilir:^[32][33][34]

${\displaystyle I(R)=I_{0}e^{-R/h}}$

Burada ${\displaystyle h}$ disk ölçek uzunluğunu, ${\displaystyle I_{0}}$ ise merkezi değeri temsil eder. Yıldız diskinin boyutunu tanımlamak için şu ifade kullanılır: ${\displaystyle R_{opt}=3.2h}$ bu da yıldız diskinin büyüklüğüdür ve aydınlatma gücü şöyle hesaplanır

${\displaystyle L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}}$.

Sarmal gökadalardaki ışık profilleri ${\displaystyle R/h}$ koordinatına göre ifade edildiğinde, gökada aydınlatma gücünden bağımsızdır.

Samanyolu gökadamızın dışında sarmal gökadaların varlığı anlaşılmadan önce, bu gökadalar sıklıkla sarmal bulutsular olarak adlandırılıyordu. Bu adlandırmanın nedeni, Lord Rosse'un teleskobu Leviathan ile gökadalardaki sarmal yapıyı ilk kez keşfetmesiydi. 1845 yılında, daha sonra "Girdap Gökadası" lakabı takılan M51'in sarmal yapısını keşfetti ve bu yapının çizimleri modern fotoğraflara çok benzemektedir. 1846 ve 1849'da sırasıyla Messier 99 ve Messier 33'te benzer bir desen tespit etti. 1850 yılında Andromeda Gökadası'nın sarmal yapısını gösteren ilk çizimi yaptı. 1852 yılında Stephen Alexander, Samanyolu'nun da bir sarmal bulutsu olduğunu öne sürdü.^[35]

Bu tür nesnelerin Samanyolu'ndan bağımsız ayrı gökadalar mı, yoksa kendi gökadamız içinde var olan bir bulutsu türü mü olduğu sorusu, Lick Gözlemevi'nden Heber Curtis ve Wilson Dağı Gözlemevi'nden Harlow Shapley arasında 1920'deki Büyük Tartışma'nın konusuydu. 1923'ten itibaren Edwin Hubble, "Andromeda Bulutsusu" olarak bilinen gökada da dahil olmak üzere birkaç sarmal bulutsu içinde Sefe değişenlerini gözlemleyerek, bunların aslında kendi gökadamızın dışında bulunan ayrı gökadalar olduğunu kanıtladı.^[36][37] O zamandan beri "sarmal bulutsu" terimi kullanımdan kalkmıştır.

Samanyolu bir zamanlar sıradan bir sarmal gökada olarak kabul ediliyordu. Astronomlar ilk olarak 1960'larda Samanyolu'nun bir çubuklu sarmal gökada olduğundan şüphelenmeye başladılar.^[38][39] Bu şüpheler 2005 yılında Spitzer Uzay Teleskobu'nun gözlemleriyle doğrulandı^[40] ve bu gözlemler, Samanyolu'nun merkezi çubuğunun daha önce tahmin edilenden daha büyük olduğunu gösterdi.

• Giudice, G.F.; Mollerach, S.; Roulet, E. (1994). "Can EROS/MACHO be detecting the galactic spheroid instead of the galactic halo?". Physical Review D. 50 (4): 2406-2413. arXiv:astro-ph/9312047 $2. Bibcode:1994PhRvD..50.2406G. doi:10.1103/PhysRevD.50.2406. PMID 10017873. 
• Stephens, Tim (6 March 2007). "AEGIS survey reveals new principle governing galaxy formation and evolution". UC Santa Cruz. 11 March 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2006. 
• Spiral Galaxies @ SEDS Messier sayfaları
• Spiral Structure explained, Sarmal yapının açıklaması (İngilizce)
• Merrifield, M. R. "Spiral Galaxies and Pattern Speed". Sixty Symbols. Nottingham Üniversitesi'inden Brady Haran. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler (link)