İçeriğe atla

Galaktik gelgit

NGC 4676 Fareler Galaksileri

Samanyolu Galaksi'si gibi galaksilerin yerçekimsel alanına maruz kalan cisimlere etki eden gelgit dalgaları galaktik gelgit olarak bilinmektedir. Galaktik çarpışmalar, cüce galaksi ya da uydu galaksileri ve Samanyolu Galaksisi'nin Güneş Sistemimizde bulunan Oort bulutundaki gelgit etkisi yaratmaktadır.

Dış galaksiler üzerine etkisi

Galaksi çarpışmaları

Çarpışan Anten Galaksileri'nin kuyrukları

Gelgit kuvvetleri yerçekimsel alanın gücü yerine düşümüne bağlıdır. Gelgit etkileri genellikle galaksinin çevresini anında sınırlandırır. İki büyük galaksi çarpışma ya da birbiri yakınından geçerse çok büyük gelgit kuvvetlerine maruz kalırlar. Galaktik gelgitler sık sık görsel çarpıcı gösteriler sunmaktadırlar.

Etkileşime geçen iki galaksi her zaman kafa kafaya çarpışmazlar ve gelgit kuvveti her galaksinin kendi ekseni üzerinde sapmasına ve uzaklaşmasına sebep olur. Kısaca iki galaksi birbiri etrafında turlamaya başlar. Bozunmaya uğrayan bölgeler her galaksinin ana bölümden çekilerek ayrılır. Bunlar galaksinin diferansiyel rotastonundan ayrılarak galaksiler arasından ayrılarak gelgit kuyruklarını oluştururlar. Bu kuyruklar güçlü kıvrımlardır. Fakat bu kuyruklar düz gözükebilir. Yıldızlar ve gazlardan oluşan kuyruklar yerçekimsel galaktik büklüm merkezleri yerine biçimsiz galaktik diskler tarafından çekilirler. Çarpışma sonucu gelgit kuyruğu oluşturan önemli örnek galaksiler Mice ve Antennae Galaksileri'dir.

Ay'ın su gelgitlerinin Dünya'nın her iki zıt tarafında yükselttiği gibi galaktik gelgit de galaktik birleşmenin iki kolunu oluşturur. Büyük bir kuyruk oluştuğu zaman bozunmuş galaksi diğer galaksiden daha hafiftir. Eğer bu olulan kuyruk bozunmuş galaksiden önemli ölçüde ağır ise sondaki kol buna bağlı olarak küçük olur ve köprü olarak adlandırılan ana kol ise daha belirgin olur. Gelgit köprülerini gelgit kuyruklarından ayırmak oldukça zordur. İlk olarak geçen galaksi tarafından yutulabilir ya da galaksi kaynaşmasıyla sonuçlanabilir. Kısa bir süre için büyük kuyruktan daha çok görünür hale gelecektir. İkinci olarak eğer iki galaksiden biri önplandaysa ikinci galaksi ve aralarındaki köprü kısmen kaybolur. Birlikte bu etkiler bir galaksinin bittiği ve diğerinin bağladığı yerin görünmesini zorlaştırır. Gelgit halkaları, kuyrukların ana galaksilerle sonda birleşerek oluşurlar. Bu halkalar hala nadirdir.

Uydu etkileşimleri

Gelgit etkileri galaksilerin çevresinde çok güçlü olduğu için uydu galaksileri etkilenme eğilimindedirler. Uydu üzerine etki eden böyle bir harici kuvvet hareketlerini yönetir. Bu hareketler büyük ölçekli görülebilen etkilerdir. Cüce uydu galaksilerin iç yapı ve hareketleri galaktik gelgitler tarafından belki de ayrı ayrı etkilenirler. Uydu galaksileri galaktik çarpışmalarda meydana gelen aynı gelgit soyunmalarına maruz kalmaktadırlar. Yıldızlar ve gazlar galaksilerin uzantılarından kopuktur. Muhtemelen diğer çarpışan galaksi tarafından emilmişlerdir. Cüce galaksi M32, Andromeda galaksisinin uydu galaksisidir. Bu uydu galaksisi muhtemelen spiral kollarını gelgit soyunmasında kaybedebilirdi. Bu sırada çekirdekte kalan büyük yıldız oluşum oranı moleküler bulutsuları geride bırakarak gelgitsel hareketlere yol açabilir.

Soyunma mekanizması karşılaştırılabilir iki galaksi arasında aynıdır. Fakat zayıf yerçekimsel alan galaksinin tamamı yerine sadece uydunun etkilenmesini sağlar. Eğer uydu normal galaksiden aşırı küçük ise gelgit enkaz kuyrukları birbirinin simetriğidir ve çok benzer yörüngeleri takip ederler. Eğer uydu galaksi normalden 10.000 kat kütle olarak büyük ise uydunun kendi yerçekimi kuyruklara etki eder. Bu sayede simetriyi bozar ve kuyrukların farklı yönlerde ivmelenmesini sağlar. Ortaya çıkan yapı uydu galakinin hem ağırlığına hem de yörüngesine bağlıdır.

Galaksinin içindeki bölümlere etkileri

Gelgit etkileri galaksinin içinde de görülebilir. Yıldızların ve gezegen sistemlerin oluşumları ile sonuçlanabilir. Tipik bir yıldızın yerçekimi kendi sistemini hakimiyeti altına alır. Fakat sistemin dış bölümlerinde yıldızın yerçekimi zayıftır ve galaktik gelgitler önemli ölçülerde olabilir. Güneş sistemindeki Oort bulutunun uzun periyotlu kuyruklu yıldızların kaynağı olduğuna inanılır.

Oort bulutu

Oort bulutunun Güneş sistemini çevreleyen çok büyük bir kalkan olduğuna inanılır. Bu bulutsunun yarıçapı bir ışık yılının üzerindedir. Budenli büyük bir mesafede Samanyolu'nun yerçekimsel alan düşümü belirgin bir rol oynamaktadır. Çünkü bu düşüm sayesinde galaktik gelgitler küresel Oort bulutunun biçimini bozabilir. Bulutsuyu galaktik merkez yöününde genişleterek ve diğer iki ekseni üzerinde sıkıştırarak deforme eder.

Güneş'in yerçekimi bu denli mesafelerde düşük kaldığı için bu küçük galaktik olaylar uzak mesafelerdeki gezegenimsi cisimleri etkileyebilir. Bu cisimleri Güneş'e doğru gönderebilir ve gezegenlerin apsislerini düşürebilir. Kaya ve buz karışımından böyle bir cisim kuyruklu yıldıza dönüşebilir. Böylece Güneş sistemindeki güneş radyasyonunu arttırabilir.

Ayrıca galaktik gelgitlerin Oort bulutunun oluşumunda etkili olduğu söylenmektedir. Apsisi büyük olan gezegenimsilerin günberilerinin arttırılmasıyla sağlanmaktadır. Bu olayın gösterdiği üzere galaktik gelgitlerin karmaşık etkileri olduğunu göstermektedir ve gezegensel sistemlerdeki büyük cisimlerin davranışlarına büyük ölçüde bağlıdır. Bu etkilerin ortalamaları alındığında önemsiz olabilir fakat Oort bulutu kaynaklı kuyruklu yıldızların %90'ı galaktik gelgitlerin sonucudur.

Dünya üzerindeki etkisi

Galaktik gelgitlerin Dünya üzerindeki etkisi ihmal edilebilecek düzeydedir. Dünya üzerindeki etkisi deniz seviyesindeki değişiklikler ölçülerek gözlemlenebilir. Eğer Güneş'in gelgit etkisi 1 ise Ay'ın ki de 2 ve Samanyolu'nun ise 10−12 dir. Bu nedenle eğer Ay'dan kaynaklanan gelgit etkileri su seviyesini 10 metre yükseltiyorsa Samanyolu'ndan kaynaklı su yükselmesi yaklaşık 10 pikometre kadardır. Bu da bir atomun boyutundan bile küçüktür.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Kuyruklu yıldız</span> Güneş’in yakınından geçerken ısınarak gaz açığa çıkarmaya başlayan, buzlu, küçük Güneş Sistemi cisimleri

Kuyruklu yıldız ya da kirlikartopu, Güneş’in yakınından geçerken ısınarak gaz açığa çıkarmaya başlayan, buzlu, küçük Güneş Sistemi cisimleridir. Bu gaz çıkışı, görünür bir atmosfer veya koma ve bazen de bir kuyruk oluşturur. Bu fenomenler, kuyruklu yıldızın çekirdeğine etki eden güneş radyasyonu ve güneş rüzgarı etkilerinden kaynaklanır. Kuyruklu yıldız çekirdek’lerinin büyüklüğü, birkaç yüz metreden ile onlarca kilometreye kadar değişir ve gevşek buz, kozmik toz ve küçük kayalık parçacıklardan oluşur. Kuyruk bir astronomik birim ötesine uzanabilirken, koma Dünya'nın çapının 15 katına kadar çıkabilir. Yeterince parlaksa, teleskop yardımı olmadan Dünya'dan kuyruklu yıldız görülebilir ve gökyüzünde 30°'lik bir alt açı yayı olabilir. Kuyruklu yıldızlar eski çağlardan beri birçok kültür ve din tarafından gözlemlenmiş ve kaydedilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Samanyolu</span> Güneş Sistemini de içeren galaksi

Samanyolu veya Kehkeşan, Güneş Sistemi'ni içeren bir galaksidir. Dünya'dan görünümünü açıklayan tanımıyla: gece gökyüzünde görülen ve çıplak gözle tek tek ayırt edilemeyen yıldızlardan oluşan puslu bir ışık şerididir. Yerel Küme'nin bir parçası olan çubuklu sarmal türdedir. Gözlemlenebilir evrende bulunan sayısız galaksiden sadece bir tanesidir. 23 Ekim 2015 Cuma günü Ruhr-Universität Bochum üyesi Alman astronomlar tarafından 46 milyar piksellik "855.000X54.000" çözünürlükte Samanyolu galaksisi haritası yayınlanmıştır.

<span class="mw-page-title-main">NGC 221</span> cüce galaksi

Messier 32 veya NGC 221, Andromeda takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 2,5 MIy uzaklıkta bulunan bir cüce eliptik gökadadır. Guillaume Le Gentil tarafından 23 Ocak 1874 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 168 olarak "Dağınık karşı kuyruklara sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Meşhur Andromeda Gökadası'nın bir uydusudur.

<span class="mw-page-title-main">NGC 1569</span> galaksi

NGC 1569, Zürafa takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 10,95 MIy (3,36 Mpc)uzaklıkta bulunan bir cüce düzensiz gökadadır. William Herschel tarafından 4 Kasım 1788 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 210 olarak "Düzensizliklere, emilime ve çözülüme sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Her ne kadar amatör gök bilimcilerin pek ilgisini çekmese de, uzmanlar tarafından yıldızların oluşumları ile ilgili olarak yoğun bir biçimde incelenmektedir. Gökadanın uzaklığı önceleri 7,82 MIy (2,4 Mpc) olarak tahmin edilmekteydi. Ancak 2008 yılında Hubble'ın görüntülerini inceleyen bilim insanları, gökadanın uzaklığını yaklaşık 11 milyon ışık yılı olarak hesapladılar. Böylece gökadanın, IC 342/Maffei 1 Kümesi'nin bir üyesi olduğu gösterildi.

<span class="mw-page-title-main">Küresel yıldız kümesi</span> galaksi merkezi etrafında dolanan yıldızların, küresel bir bileşimi

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.

<span class="mw-page-title-main">Yıldızlar öbeği</span> Gökadamızda gözlemlenen yıldızlar öbek I ve öbek II adında iki tür olarak sınıflandırılmaktadırlar

Yıldızlar öbeği veya yıldız popülasyonları, 1944 yılında Walter Baade tarafından Samanyolu Galaksisinde yer alan yıldızların gruplandırılmasıdır. Baade, söz konusu çalışmasının özet bölümünde, bu sınıflandırmanın esas itibarıyla Jan Oort tarafından 1926 yılında yapılan sınıflamaya dayandığını kabul etmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Messier 18</span>

Messier 18 veya M18, Yay takımyıldızında bulunan bir açık yıldız kümesidir. Charles Messier tarafından 1764 yılında keşfedilmiş ve kuyruklu yıldız olmayanlar listesine eklenmiştir. M18, Dünya'dan bakış açısıyla Omega Bulutsusu ve Yay yıldız bulutu (M24) arasında yer alır. Doğrusal çapı 8,04 pc, gelgit yarıçapı ise 7,3 pc olan seyrek bir kümedir ve merkezi 0,012 pc'lik çekirdek yarıçapı ile konsantredir.

<span class="mw-page-title-main">Yerel Grup</span> Samanyolunu da kapsayan ve 35in üzerinde üyesi bulunan gökadalar grubu

Yerel Grup, Samanyolu Gökadası'nı da barındıran bir gökada grubudur. Çapı yaklaşık olarak 3 milyon parsek (10 milyon ışık yılı; 9×1019 kilometre) ve toplam kütlesi ise 2×1012 güneş kütlesi (4×1042 kg) civarındadır. "Dambıl" şeklinde iki gökada topluluğundan oluşur. Samanyolu ve ona bağlı cüce gökadalar bir lobu, Andromeda Gökadası ve ona bağlı cüce gökadalar ise diğer lobu oluşturur. Bu iki topluluk birbirinden yaklaşık 800 kiloparsek (3×10^6 ly; 2×1019 km) uzaklıktadır ve birbirlerine doğru 123 km/s hızla hareket etmektedir. Yerel Grup, daha büyük olan Başak Süperkümesi'nin bir parçasıdır ve bu da Laniakea Süperkümesi'nin bir parçası olabilir. Samanyolu bazı gökadaları gizlediği için Yerel Grup'taki tam sayı bilinmemekle birlikte, en az 80 üyesi olduğu tahmin edilmektedir ve bunların çoğu cüce gökadalardır.

<span class="mw-page-title-main">Cüce galaksi</span> İçinde birkaç milyar yıldıza ev sahipliği yapan galaksilere verilen addır

Bir cüce galaksi, yaklaşık 1000 ila birkaç milyar yıldızdan oluşan galaksilere verilen isimdir; Samanyolu'nun 200-400 milyar yıldızına kıyasla bu sayı oldukça sınırlıdır. Samanyolu'nun yakın çevresinde yer alan ve 30 milyardan fazla yıldız içeren Büyük Macellan Bulutu kimi zaman bir cüce galaksi olarak sınıflandırılırken, kimileri de onu tam anlamıyla bir galaksi olarak kabul etmektedir. Cüce galaksilerin oluşum ve faaliyetlerinin daha büyük galaksilerle olan etkileşimlerden büyük ölçüde etkilendiği düşünülmektedir. Gök bilimciler şekillerine ve bileşimlerine göre çok sayıda cüce galaksi türü tanımlamaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Gözler Gök Adaları</span> galaksi çifti

Gözler Galaksileri ya da Gözler Gök Adaları Başak takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 52 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan bir galaksi çiftidir. William Herschel tarafından 8 Nisan 1784 tarihinde keşfedilmiştir. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 120 olarak "Yakınında rahatsız edici sarmal gökadalar olan eliptik gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">NGC 2782</span> galaksi

NGC 2782, Vaşak takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 122,96 MIy (37,7 Mpc)uzaklıkta bulunan bir ara sarmal gökadadır. William Herschel tarafından 18 Mart 1787 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 215 olarak "Bitişik düğümlere sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. NGC 2782, büyük bir sarmal gökada ile çok daha küçük bir gökadanın çarpışması sonucu oluşmuş; aktif bir çekirdeğe sahip, yıldız patlama (starburst) ve tip 1 Seyfert gökadasıdır.

<span class="mw-page-title-main">Dağınık disk</span>

Dağınık disk veya saçılmış disk, geniş Neptün ötesi cisimler ailesinin bir alt kümesi olarak genel itibarıyla buzlu küçük Güneş Sistemi cismi popülasyonuna sahip olan Güneş Sistemi'ndeki uzak bir çöküntü çemberidir. Dağınık disk cisimleri (SDO'lar-Scatterd Disk Objects) 0,8'e kadar değişen yörünge dışmerkezliklerine, 40°'ye kadar yüksek eğimlere ve 30 astronomik birim (4,5×109 km; 2,8×109 mi) daha büyük günberi mesafelerine sahiptir. Bu aşırı yörüngelerin gaz devleri tarafından kütleçekimsel “saçılmanın” bir sonucu olduğu düşünülmektedir ve bu nesneler Neptün tarafından tedirgin edilmeye devam etmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Geri ve ileri yönlü hareket</span> Bir astronomik cismin yörünge veya kendi ekseni etrafında, ana cismine göre ters yönde dönüşü

Geri yönlü hareket, genel olarak, astronomik bir nesnenin kütle çekimi altında bulunduğu birincil cismin dönüş yönüne göre tam tersi yönündeki yörünge veya dönme hareketi olarak tanımlanmaktadır. Ayrıca bir nesnenin dönme ekseninin salınımı veya üğrümü gibi diğer hareketleri de tanımlayabilir.

<span class="mw-page-title-main">Süper kütleli kara delik</span>

Süper kütleli kara delikler, kara deliklerin en büyükleridir. Milyarlarca güneş kütlesi büyüklüğünde olabilirler. Çoğunlukla -ya da muhtemelen tüm- galaksiler galaktik merkezlerinde bir süper kütleli kara delik bulundururlar. Samanyolu Galaksisi'nin galaktik merkezindeki süper kütleli kara deliğin Sagittarius A* olduğu düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Yıldızlararası nesne</span> yıldızlararası boşlukta bulunan kuyruklu yıldız türü

Yıldızlararası cisimler yıldızlararası boşlukta bulunan ve yerçekimsel olarak bir yıldıza bağlı olmayan bir kuyruklu yıldızdır. Bilinen Güneş Sistemi’ndeki veya Güneş dışı kuyruklu yıldızlar, dışında, bir yıldıza yerçekimsel olarak bağlı olmayan bir yıldızlararası kuyruklu yıldız bulunmamıştır. Yine de bu kuyruklu yıldızların var olduğu varsayılmaktadır: gezegen ve yıldızlardan kaynaklanan yerçekimsel dağıtma, pek çok Oort Bulutu kuyruklu yıldızını fırlatmıştır ve benzeri süreçlerin güneşdışı gezegen sistemlerde de gerçekleşme olasılığının yüksekliği, büyük miktarda bağımsız kuyruklu yıldızın varlığına işaret etmektedir. Günümüzde, yıldızlarası kuyuklu yıldızlar yalnızca Güneş Sistemi’nden geçerlerse fark edilebilir ve Oort Bulutu kuyruklu yıldızlarından, Güneş’e yerçekimsel olarak bağlı olmadıklarına işaret eden, sert hiperbolik yörüngeleri sayesinde ayırt edilirler. Zayıf hiperbolik yörüngelere sahip kuyruklu yıldızlar da gözlemlenmiştir; ancak bunların yörüngelerine bakıldığında, Oort Bulutu'ndan serbest kalmış gibi durdukları ve bir yıldızlararası boşluk kökenine işaret etmedikleri görülmüştür. Bilinen en dış merkezli olan(eccentric) kuyruklu yıldız, C/1980 E1, yalnızca 1.057 dış merkezliliğe sahiptir, ki bu da bir yıldızlararası kuyruklu yıldızdan beklenene göre, pek dış merkezli değildir.

<span class="mw-page-title-main">UGCA 86</span> macellansı sarmal gökada

UGCA 86, Zürafa takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 9,71 MIy (2,98 Mpc)uzaklıkta bulunan macellansı sarmal gökadadır. Önceleri yerel grubun bir parçası olduğu düşünülüyordu, fakat gökadadaki parlak yıldızlar gözlemlendikten sonra Maffei 1 Kümesi'nin bir üyesi olduğu anlaşıldı. UGCA 86'nın, IC 342'nin uydu gökadası olduğu düşünülmektedir, fakat iki gökada arasındaki ayrım, Samanyolu ve Macellan Bulutları arasındaki mesafeden %50 daha fazladır.

<span class="mw-page-title-main">Klasik Sefe değişeni</span> değişen yıldız türü

Klasik Sefeler, bir Sefe değişeni yıldız türüdür. Birkaç gün ila birkaç hafta arasında değişen periyotlarla ve görsel genlikleri birkaç ondalık büyüklükten yaklaşık 2 büyüklüğe kadar düzenli radyal zonklamalar sergileyen genç, popülasyon I değişen yıldızlardır. Klasik Sefeler aynı zamanda Popülasyon I Sefeleri, Tip I Sefeler ve Delta Sefe değişenleri olarak da bilinirler.

<span class="mw-page-title-main">Macellan Köprüsü</span> İki Macellan bulutunu birbirine bağlayan nötr hidrojen gazı akışı

Macellan Köprüsü, iki Macellan Bulutu'nu birbirine bağlayan ve içinde bilinen birkaç yıldız bulunan nötr hidrojen akıntısıdır. 1963 yılında J. V. Hindman ve arkadaşları tarafından keşfedilmiştir. Macellan Bulutları'nı Samanyolu'na bağlayan Macellan Akıntısı ile karıştırılmamalıdır.

Macellan Akıntısı, Büyük ve Küçük Macellan Bulutları'ndan Samanyolu'nun galaktik güney kutbuna doğru 100° boyunca uzanan yüksek hızlı gaz bulutları akıntısıdır. Akıntı, öncü kol olarak adlandırılan gazlı bir özelliğe sahiptir. Macellan Akıntısı 1965 yılında gözlemlenmiş ve Macellan Bulutları ile ilişkisi 1974 yılında belirlenmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Galaksi birleşmesi</span> iki galaksinin birleşerek tek bir galaksi haline geldiği süreç

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.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.