Öngalaksi ya da protogalaksi fiziksel kozmolojide bir galaksinin içinde oluşmuş bir gaz bulutudur. Bunlara esas ya da iptidaî galaksi de denilebilir. Bir ön galaksinin küçük gaz bulutları zamanla yıldızlara dönüşürler. Galaksinin evrimi sırasında yıldızların oluşum oranının, yani doğum oranının galaksinin spiral ya da eliptik oluşunu belirlediği sanılmaktadır. Ön galaksi terimi esas olarak Büyük Patlama Teorisi'nde kullanılmıştır.
| Biçimler | |
|---|---|
| Yapı | |
| Aktif çekirdek | |
| Enerjik Galaksiler | |
| Düşük etkinlik | |
| Etkileşim | |
| Listeler | |
| Ayrıca bakınız | |
Galaksi veya gök ada, kütle çekimi kuvvetiyle birbirine bağlı yıldızlar, yıldızlararası gaz, toz ve plazmanın meydana getirdiği yıldızlararası madde ve şimdilik pek anlaşılamamış karanlık maddeden oluşan maddesel bir sistemdir. Tipik galaksiler 10 milyon ile bir trilyon arasındaki miktarlarda yıldız içerirler ve bir galaksinin içerdiği yıldızların hepsi o galaksinin kütle merkezini eksen alan yörüngelerde döner. Galaksiler uzayda tek yönlü hareket ederler, galaksilerin yörüngeleri yoktur. Galaksiler çeşitli çoklu yıldız sistemlerini, yıldız kümelerini ve çeşitli nebulaları da içerebilirler. Çevresinde gezegenler ve asteroitler gibi çeşitli kozmik cisimler dönen Güneş, Samanyolu Galaksisi'ndeki yıldızlardan yalnızca biridir.
Karanlık madde, astrofizikte, elektromanyetik dalgalarla etkileşime girmeyen, varlığı yalnız diğer maddeler üzerindeki kütleçekimsel etkisi ile belirlenebilen varsayımsal maddelere denir. Karanlık maddelerin varlığını belirlemek için gök adaların döngüsel hızlarından, gök adaların diğer gök adalar içerisindeki yörüngesel hızlarından, geri planda yer alan maddelere uyguladığı kütleçekimsel mercekleme özelliğinden ve gök adaların içerisindeki sıcak gazların sıcaklık dağılımından yararlanılır. İncelemeler, gök adalarda, gök ada gruplarında ve Evren'de, görülebilen maddelerden çok daha fazla karanlık madde olduğunu göstermektedir. Karanlık maddelerin bileşenleri tamamen bilinmemekle birlikte, WIMP'ler, aksiyonlar, sıradan ve ağır nötrinolar, gezegenler ve sönmüş yıldızlarla birlikte verilen isim MACHO'lar ile ışıma yapmayan gaz bulutlarından oluşur.
Küresel yıldız kümesi, galaksi merkezi etrafında uydu gibi dolanan, yıldızların küresel bir bileşimidir. Küresel yıldız kümeleri yerçekimi ile bir arada durabilirler. Yerçekimi sayesinde küresel bir şekle ve göreceli olarak merkeze doğru artan bir madde yoğunluğuna sahiplerdir. Yıldız kümesinin bir alt kategorisi olan küresel yıldız kümesi, Latince bir sözcük olan ve küçük küre anlamına gelen globulus kelimesinden türetilmiştir.
H II bölgesi, yüzlerce ışık yılı genişlikte olabilen, içerisinde yıldız oluşumlarının gerçekleştiği, parlayan bir plazma ve gaz bulutudur. Gaz içerisinde oluşmuş olan genç, sıcak ve mavi yıldızlar yüksek miktarda morötesi ışın yayıp bulutsuyu yükünleştirir.
Önyıldız ya da protostar, yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir. Önyıldız, yıldız evrimi sürecindeki en erken evredir. Bu oluşum, Güneş kütleli yıldız için yaklaşık 10 milyon yıl sürer. Süreç, moleküler bir bulutun kendiliğinden kütleçekimi kuvveti altında çöktüğü zaman başlar. Artan yıldız kütlesinin radyasyon enerjisine dönüşümünü gösteren süpersonik güneş rüzgarı biçimi olan T Tauri rüzgarı, önyıldızın oluşacağını gösterir.
Herbig-Haro Cisimleri, yeni oluşmuş yıldızlar ile ilişkilendirilmiş, nispeten küçük sayılabilecek bulutsu benzeri oluşumlardır. Genç yıldızlardan dışa akan gazların yakınlarda bulunan gaz bulutları ile yüksek hızla gerçekleşen çarpışmalar ile oluşurlar. Herbig-Haro cisimlerine yıldız oluşumunun sürdüğü bölgelerde sıkça rastlanır.
Kütleçekimsel mikromercekleme gezegen saptamak için kullanılan gökbilimsel bir yöntemdir. Genelde, gök bilimciler ışık salan (yıldız) veya ışık kaynağının önünde bulunan nesneleri saptarlar. Ancak bu nesneler, gökadaların toplam kütlelerinin çok küçük bir oranına eşdeğerdir. Mikromercekleme yöntemi, çok az veya hiç ışık salmayan nesnelerin saptanmasına olanak tanır.
Yıldız patlama galaksisi, galaksilerdeki yıldızlararası dev moleküler bulutlarında oluşan soğuk gaz rezervlerinden meydana gelirler. Yıldız doğumları oranının istisnai derecede yüksek olduğu galaksiler “starburst galaksileri” adıyla bilinir. Bu galaksiler aşırı miktarda yıldız üretmeye sürekli olarak devam etselerdi gaz rezervlerini tüketerek ömürlerini iyice azaltırlardı. Fakat bu etkinlikleri genellikle yalnızca on milyon yıl kadar sürer ki, bu süre bir galaksinın ömür süresine nazaran nispeten kısa bir süredir. "Starburst galaksileri" Evren tarihinin erken dönemlerinde daha yaygındılar. Günümüzde bile bu galaksilerin yıldız doğumları toplamına katkıları tahminen %15 civarındadır.
Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta geniş bölgelerden oluşan moleküler bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır elementlerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar.
Çöküntü çemberi, bir yıldızın yaşam döngüsünün farklı evrelerinde, yörüngesi çevresinde; gaz, toz, gezegenimsiler, asteroitler veya çarpışan parçacıkların halka benzeri bir şekilde birikmesidir. Bu gibi çemberler kendini şu şekillerde gösterir:
Alev Bulutsusu veya NGC 2024, Avcı takımyıldızı bölgesinde ve yaklaşık olarak 900 ile 1500 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir salma bulutsusudur.
NGC 4449 Av Köpekleri takımyıldızı yönünde bulunan bir düzensiz galaksi. William Herschel tarafından 27 Nisan 1788 tarihinde keşfedilmiştir.
NGC 1837, Yeni Genel Katalog'da yer alan bir açık yıldız kümesidir. Gökyüzünde Masa takımyıldızı yönünde bulunur. OCL tipi bir açık yıldız kümesidir. İngiliz astronom John Herschel tarafından 1834 yılında 47,5 cm çaplı aynalı tip bir teleskopla keşfedilmiştir.
Galaktik astronomi, esas olarak gökadamız Samanyolu'nu ve içerdiği her şeyi inceleyen bir astronomi dalıdır. Bu, diğer tüm gökadalar da dahil olmak üzere gökadamızın dışındaki her şeyin incelenmesi olan ekstragalaktik astronominin tersidir.
Astronomide Yıldızlar arası ortam (ISM), bir galaksideki yıldız sistemleri arasında var olan maddedir. Bu madde iyonik, atomik ve moleküler formda gaz, toz ve kozmik ışınlar içerir. Yıldızlararası uzayı doldurur ve galaksiler arası uzaya iyi bir şekilde uyum sağlar. Aynı hacmi kaplayan elektromanyetik radyasyon şeklindeki enerji de yıldızlararası radyasyon alanıdır.
Sönme, gözlemci ve astronomik obje arasında ortaya çıkan gaz ve tozun oluşturduğu elektromanyetik radyasyonun serpintisini ve emilimini (absorbasyonunu) anlatmak için kullanılır. Yıldızlararası sönümleme Robert Julius Trumpler tarafından 1930 yılında tanındı. Ancak, etkileri Friedrich Georg Wilhelm von Struve'nin tarafından 1847 yılında belirtilmiştir. Ve bu yıldızların renkleri üzerindeki etkisi, onu galaktik tozun genel varlığı ile irtibatlamamış bazı kişilerce gözlemlenmiştir. Samanyolu'nun düzlemine yakın uzanan yıldızlar dünyanın birkaç bin parseki içinde olup V bandındaki tükenme kiloparsec başına 1,8 büyüklüğündedir.
Ön gezegen diski, yeni oluşmuş genç bir yıldızın etrafını çevreleyen ve yoğun gaz ve tozun oluşturduğu dönen bir çöküntü çemberidir. Ön gezegen diski, yıldızın kendisi için bir toplanma diski olarak da düşünülebilir; çünkü gazlar veya diğer malzemeler diskin iç kenarından yıldızın yüzeyine düşüyor olabilir. Bu süreç gezegenlerin oluştuğu düşünülen birikme süreci ile karıştırılmamalıdır. Dış bir kaynak tarafından aydınlatılan foto-buharlaşan Ön gezegen disklerine ilgediskler denir.
Açık yıldız kümeleri, birkaç bin yıldızdan oluşan bir yıldız grubudur. Açık yıldız kümesini oluşturan yıldızlar aynı dev moleküler buluttan oluşmuşlardır ve yaklaşık olarak aynı yaştadırlar. Açık yıldız kümesi galaktik küme olarak da bilinir. Samanyolu Galaksisi'nde 1100'den fazla açık yıldız kümesi keşfedilmiştir ve daha fazla olduğu düşünülmektedir. Açık yıldız kümeleri karşılıklı yerçekimi etkisiyle birbirlerine gevşek bir biçimde bağlıdırlar. Açık yıldız kümeleri diğer kümelerle ve gaz bulutlarıyla yakın temaslarda bulunarak bozulmuş hale gelirler. Bu bozulmalar hem galaksinin ana bölümüne doğru yer değiştirmelere hem de küme elemanlarının yakın temasların içine doğru kaybıyla sonuçlanır.
Astrobiyoloji ve gezegensel astrofizikte, galaktik yaşanabilir bölge, galaksinin gelişmesine en elverişli arazi olarak tanımlanır. Daha detaylandırırsak, galaktik yaşamsal bölge kavramı pek çok etken içerir. Metal oranları, süpernova gibi büyük felaketlerin oluşma oranı, gibi pek çok faktör bölgeyi etkiler. Hangi bölgelerin galaksinin gelişimine uygun, çorak gezegenlerin belli bir müddet sonra hayat geliştirmeye olanaklı olacağını hesaplamak için, gelişime ve varoluşa el verişli bir ortam bulunmalıdır. Ağustos 2015'te yayınlanan bir makaleye göre, çok büyük galaksiler belki yaşanabilir gezegenler barındırmak açısından küçük galaksilere nazaran daha yatkın olabilirler. Örneğin Samanyolu Galaksisi. Samanyolu Galaksisinin inanılan galaktik yaşamasal bölge, en dış yarıçapı 10 kiloparsek ve iç yarıçapı galaksi merkezine yakın olan kısımlar arasında kalan arazilerden. Bunlar uç sınırlardır.
Galaksi birleşmeleri, iki galaksinin çarpışmasıyla meydana gelebilecek kozmik bir olaydır. Bu olaylar, galaksiler arasındaki etkileşimlerin en şiddetli türüdür. Galaksiler arasındaki kütleçekimsel etkileşimler ve gaz ile toz arasındaki sürtünme, etkilenen galaksiler üzerinde önemli etkilere sahiptir. Bununla birlikte bu tür birleşmelerin kesin etkileri; çarpışma açıları, hızlar ve gök cisimlerinin göreli boyutu/bileşimi gibi çok çeşitli parametrelere bağlıdır ve şu anda oldukça aktif bir araştırma alanıdır. Galaksi birleşmeleri önemlidir çünkü birleşme oranı galaksi evriminin temel bir ölçüsüdür ve aynı zamanda gök bilimcilere galaksilerin uzun zaman dilimlerinde nasıl şekillendiği hakkında ipuçları sağlar.