Sarmal Galaksiler

Sarmal galaksilere genel bakış: yapı, dinamikler, oluşum ve evrim.

Genel bakış

Sarmal galaksiler evrendeki en tanınabilir yapılardan biridir. Parlak bir merkez şişkinliğinden (bulge) dışa doğru kıvrılan yıldız, gaz ve toz kollarıyla karakterize olurlar ve yakın evrendeki galaksilerin yaklaşık üçte ikisini oluştururlar. Ev galaksimiz Samanyolu da çubuklu bir sarmaldır; morfolojisi devam eden yıldız oluşumunu, açısal momentum dağılımını ve karanlık madde halolarının etkisini yansıtan geniş bir popülasyonun parçasıdır.

Yapı

Tipik bir sarmal galaksi birkaç temel bileşenden oluşur:

• Galaktik şişkinlik (bulge): Merkezde, daha yaşlı yıldızların baskın olduğu yoğun ve küreselimsı bir bölge. Çubuklu sarmallarda bu şişkinlik, gazı çekirdeğe yönlendiren bir “çubuk” yapısına uzar.

• Sarmal kollar: Gaz, toz ve genç, mavi yıldızlar bakımından zengin kıvrımlı şeritler. Bu kollar katı yapılar değildir; yörüngede dolaşan madde sıkıştıkça oluşan yoğunluk dalgalarıdır.

• Galaktik disk: Yıldızların ve yıldızlararası maddenin ince, dönen bir düzlemi; yıldız oluşumunun çoğu burada gerçekleşir.

• Karanlık madde halosu: Çekim etkisi galaksinin dönme eğrisini şekillendiren ve diski kararlı tutan, geniş ve görünmez bir bileşen.

Dinamikler ve dönüş

Sarmal galaksilerin dönmesi, kütle dağılımına dair temel bir ipucu sunar. Gözlemler, dış bölgelerin iç bölgelere neredeyse aynı hızda döndüğünü gösterir; bu olgu yalnızca görünür maddeyle açıklanamaz. Bu uyuşmazlık, galaksiyi saran dev bir halo oluşturan karanlık maddenin varlığına dair erken kanıtlardan birini sağlamıştır.

Sarmal kollar kalıcıdır; çünkü sabit bir yıldız topluluğu değildirler. Bunun yerine, yıldızlar ve gaz dönen yoğunluk dalgalarının içinden geçerken oluşan desenlerdir; tıpkı yavaş akan trafikte araçların “kümelenmesi” gibi.

Oluşum ve evrim

Sarmal galaksilerin, kozmik tarihin erken dönemlerinde dönen gaz bulutlarının çökmesiyle oluştuğu düşünülür. Milyarlarca yıl boyunca devam eden gaz birikimi, küçük birleşmeler (minor mergers) ve iç dinamik süreçler bugünkü görünümlerini şekillendirmiştir. Süregelen yıldız oluşumları, gaz rezervlerini büyük ölçüde tüketmiş eliptik galaksilerden ayrışmalarının başlıca nedenidir.

Sınıflandırma

Astronomlar sarmal galaksileri Hubble dizisini kullanarak sınıflandırır:

• SA / SB / SAB: Çubuksuz, çubuklu ve zayıf çubuklu sarmallar.
• a / b / c: Kolların ne kadar sıkı sarıldığını ve şişkinliğin (bulge) boyutunu gösteren bir ölçek.

Örneğin SBc bir galaksi; belirgin bir çubuk, gevşek sarmal kollar ve görece küçük bir şişkinlik (bulge) içerir.

Nelere dikkat etmeli

Gerçek sarmal galaksileri teleskopla veya astrofotoğrafla gözlerken; yıldız oluşum bölgelerinin parlak kollarıyla, alttaki yapıyı izleyen daha koyu toz şeritleri arasındaki kontrasta dikkat edin. Merkez şişkinlik (bulge), daha yaşlı yıldız popülasyonu nedeniyle çoğu zaman daha sıcak, daha sarı bir ışıkla parlar.

Kenardan (edge-on) görünümler diski kesen ince toz şeritlerini ortaya çıkarır; yüzeyden (face-on) görünümler ise sarmal desenin tüm geometrik güzelliğini sergiler.