Etkileşen galaksi
Etkileşen gökadalar (çarpışan gökadalar), kütleçekim alanları nedeniyle birbirlerinde bozulmaya yol açan gökadalardır. Büyük birleşmeler benzer kütlelere sahip gökadalar arasında meydana gelirken, küçük birleşmeler ise kütleleri önemli ölçüde farklı olan gökadalar arasında gerçekleşir. Bir gökada kümesinde bulunan gökadalar arasındaki etkileşimler nispeten sıklık göstermekte olup, evrimlerinde önemli bir rol oynarlar. Etkileşime geçmiş iki gökada çarpışmasa da “gelgit etkileşimleri”nden[not 1] dolayı hem birtakım eğrilip bükülme deformasyonlarına uğrar, hem de aralarında bir miktar gaz ve toz alışverişi olur.[1]
.jpg)
Uydu etkileşimi
değiştirDev bir gökadanın uydularıyla etkileşimi yaygın bir durumdur. Bir uydu [gökadanın] kütleçekimi, ana [gökadanın] sarmal kollarından birini kendine doğru çekebilir. Alternatif olarak tıpkı Yay Eliptik Cüce Gökadası'nın Samanyolu'nun içine dalması örneğinde olduğu gibi ikincil uydu, ana gökadanın içine dalabilir. Bu durum az miktarda yıldız oluşumunu tetikleyebilir. Bu tür öksüz kalmış yıldız kümeleri, yıldız oldukları anlaşılmadan önce bazen "mavi damlacıklar" (İng. blue blobs) olarak adlandırılırdı.[2]
Gökada çarpışması
değiştir
Çarpışan gökadalar, gökada evrimi sırasında yaygın olarak görülür.[4] Gökadalardaki maddenin son derece seyrek olan dağılımı bu olayların kelimenin geleneksel anlamıyla bir çarpışma olmadığı, aksine kütleçekimsel etkileşimler olduğu anlamına gelir. Sonuç olarak; yıldız oluşumu, şekil ve boyut gibi bazı gökada özellikleri diğer gökadalarla olan etkileşimlerden etkilenir.[3]
İki gökada çarpışırsa ve çarpışmadan sonra yollarına devam etmek için yeterli momentuma (devinim niceliğine) sahip değillerse, çarpışma birleşmeyle sonuçlanabilir. Diğer gökada çarpışmalarında olduğu gibi iki gökadanın birleşmesi yeni yıldızlardan oluşan bir yıldız patlama bölgesi (İng. starburst region) yaratabilir.[5] Bu yıldız patlaması, birleşmiş gökadalar içindeki artan yıldız oluşum oranının bir örneğidir. 2024 yılında yapılan bir çalışmada bu yıldız oluşum oranındaki değişimi belirlemede kilit bir bileşenin, etkileşime giren iki gökadanın kütleleri olduğu gösterilmiştir. Bu çalışma, eğer iki gökada başlangıçta benzer kütledeyse yıldız oluşum oranındaki bu artışın daha büyük olacağını öne sürmektedir.[6] Bir yıldız patlama bölgesi oluştuğunda, gökadalar tekrar birbirlerine doğru geri düşer ve birbirlerinin içinden defalarca geçtikten sonra sonunda tek bir gökada halinde birleşirler. Çarpışan gökadalardan biri diğerinden çok daha büyükse birleşmeden sonra büyük ölçüde bozulmadan kalacaktır. Daha büyük olan gökada büyük ölçüde aynı görünürken, daha küçük olan gökada parçalanacak ve daha büyük gökadanın bir parçası haline gelecektir. Gökadalar, birleşmelerin aksine birbirlerinin içinden geçtiklerinde, geçişten sonra maddelerini ve şekillerini büyük ölçüde korurlar.
Gökada çarpışmaları günümüzde sıklıkla bilgisayarlarda simüle edilmektedir. Bu simülasyonlarda kütleçekim kuvvetlerinin, gaz dağılımı (dissipasyon) olgularının, yıldız oluşumunun ve geri tepkimelerin simülasyonu dahil olmak üzere gerçekçi fizik prensipleri kullanılır. Dinamik sürtünme, gökada çiftlerinin göreli hareketini yavaşlatır ve bu çiftler, yörüngelerinin başlangıçtaki göreli enerjisine bağlı olarak bir noktada muhtemelen birleşebilir. Simüle edilmiş gökada çarpışmaları kütüphanesine Paris Gözlemevi'nin GALMER web sitesinden ulaşılabilir.[7]
Gökada tacizi
değiştirGökada tacizi (İng. Galaxy harassment), düşük ışıma gücüne sahip bir gökada ile daha parlak olanı arasında, özellikle Başak ve Saç gibi zengin gökada kümelerinde meydana gelen bir etkileşim türüdür. Bu tür kümelerde gökadalar yüksek göreli hızlarda hareket eder ve yüksek gökada yoğunluğu nedeniyle kümenin diğer sistemleriyle sık sık karşılaşmalara maruz kalırlar.
Bilgisayar simülasyonlarına göre bu etkileşimler, etkilenen gökadanın disklerini bozulmuş çubuklu sarmal gökadalara dönüştürür ve yıldız patlamalarına (starbursts) neden olur. Daha fazla karşılaşma olması durumunda ise bunu açısal momentum kaybı ve gazlarının ısınması takip eder. Bunun sonucu (geç tip) düşük ışıma gücüne sahip sarmal gökadaların, cüce küremsilere ve cüce eliptiklere dönüşmesi olacaktır.[8]
Bu hipotez için kanıt, Başak Kümesi'ndeki erken tip cüce gökadaların incelenmesi ve bu gökadalarda, yukarıda bahsedilen etkileşimlerle dönüştürülmüş eski disk sistemleri olduklarını düşündüren diskler ve sarmal kollar gibi yapıların bulunmasıyla iddia edilmişti.[9] Ancak, LEDA 2108986 gibi izole erken tip cüce gökadalarda da benzer yapıların var olması bu hipotezi zayıflatmıştır.[10][11]
Dikkate değer etkileşen gökadalar
değiştir
| Adı | Türü | Mesafe (milyon Iy) |
Parlaklık | Notlar |
|---|---|---|---|---|
| Samanyolu, LMC ve SMC | SBc/SB(s)m/SB(s)m pec | 0 | Ana gökadalarıyla etkileşim halindeki uydular | |
| Girdap Gökadası (M51) | SAc (SB0-a) | 37 | +8,4 | Ana gökadasıyla etkileşim halindeki uydu |
| NGC 1097 | SB(s)bc (E6) | 45 | +9.5 | Ana gökadasıyla etkileşim halindeki uydu |
| NGC 2207 ve IC 2163 | SAc/SAbc | 114 | +11 | Çarpışmanın ilk evresindeki gökadalar |
| Fare Gökadaları (IC 819/20) | S0/SB(s)ab | 300 | +13,5 | Çarpışmanın ikinci evresindeki gökadalar |
| Antenler Gökadası (NGC 4038/9) | SAc/SBm | 45 | +10,3 | Çarpışmanın üçüncü evresindeki gökadalar |
| NGC 520 | S | 100 | +11,3 | Çarpışmanın üçüncü evresindeki gökadalar |
| NGC 2936 | Irr | 352 | +12,9 | |
| IC 2545 |
Samanyolu ile Andromeda'nın gelecekteki çarpışması
değiştirGökbilimciler, Samanyolu Gökadası'nın yaklaşık 4,5 milyar yıl içinde Andromeda Gökadası ile çarpışacağını tahmin etmektedirler. Hubble Uzay Teleskobu sayesinde Andromeda'nın hareketi daha kesin bir şekilde izlenebilmiştir ve bu da iki gökadanın nihayetinde tam bir birleşme yaşamadan önce geçici olarak birbirine değeceği sonucuna ulaşılmasını sağlamıştır.[12] Bazılarına göre bu iki sarmal gökada sonunda birleşerek bir eliptik gökada veya belki de büyük bir disk gökadası oluşturacaktır.[13] Bu birleşmeyle oluşacak yeni gökadanın kütleçekimsel etkileşimlerinin, çeşitli gök cisimlerini dışarı doğru fırlatarak onları bu gökadadan uzaklaştıracağı düşünülmektedir.[14][15]
Ayrıca bakınız
değiştirNotlar
değiştir- ^ Kütleçekimsel her alanda gözlemlenebilen, kütleçekim kuvvetinin tali etkisi olan gelgit gücü, bir cismin yarıçapı üzerinde uygulanan kütleçekimsel gradyanın bir sonucudur. Galaktik gelgit ise Samanyolu gibi yeterince büyük gökadaların etkileşime geçtiği diğer kozmik cisimler üzerinde uyguladığı gelgit gücüdür.Galactic tide 27 Mart 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Kaynakça
değiştir- ^ "Interacting Galaxies 7 Temmuz 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Swinburne University. Retrieved on 2006-12-19.
- ^ "HubbleSite: News - Hubble Finds that "Blue Blobs" in Space Are Orphaned Clusters of Stars". hubblesite.org. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2017.
- ^ a b "Best View Yet of Merging Galaxies in Distant Universe". ESO Press Release. Erişim tarihi: 26 Ağustos 2014.
- ^ Nola Taylor Tillman (21 Nisan 2015). "How the Hubble Space Telescope Changed Our View of the Cosmos". Space.com.
- ^ Gianopoulos, Andrea (18 Şubat 2022). "Galaxy Collision Creates 'Space Triangle' in New Hubble Image". NASA. Erişim tarihi: 1 Aralık 2022.
- ^ Robin, T; Kartha, Sreeja S; Akhil Krishna, R; Krishnan, Ujjwal; Mathew, Blesson; Cysil, T B; Patra, Narendra Nath; Shridharan, B (1 Kasım 2024). "The Interaction Jigsaw: investigating star formation in interacting galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 534 (3): 1902–1912. doi:10.1093/mnras/stae2211. ISSN 0035-8711.
- ^ "GALMER". Erişim tarihi: 15 Mayıs 2025.
- ^ "Galaxy Harassment". supernova.lbl.gov.
- ^ Barazza, F. D.; Binggeli, B.; Jerjen, H. (Eylül 2002). "More evidence for hidden spiral and bar features in bright early-type dwarf galaxies". Astronomy & Astrophysics. 391 (3): 823–831. arXiv:astro-ph/0206275 $2. Bibcode:2002A&A...391..823B. doi:10.1051/0004-6361:20020875. ISSN 0004-6361.
- ^ Graham, Alister W.; Janz, Joachim; Penny, Samantha J.; Chilingarian, Igor V.; Ciambur, Bogdan C.; Forbes, Duncan A.; Davies, Roger L. (Mayıs 2017). "Implications for the Origin of Early-type Dwarf Galaxies: A Detailed Look at the Isolated Rotating Early-type Dwarf Galaxy LEDA 2108986 (CG 611), Ramifications for the Fundamental Plane's {S}_{K}^{2} Kinematic Scaling, and the Spin-Ellipticity Diagram". The Astrophysical Journal. 840 (2): 68. arXiv:1705.03587 $2. Bibcode:2017ApJ...840...68G. doi:10.3847/1538-4357/aa6e56
. ISSN 0004-637X.
- ^ Janz, Joachim; Penny, Samantha J.; Graham, Alister W.; Forbes, Duncan A.; Davies, Roger L. (Temmuz 2017). "Implications for the origin of early-type dwarf galaxies – the discovery of rotation in isolated, low-mass early-type galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 468 (3): 2850–2864. arXiv:1703.04975 $2. Bibcode:2017MNRAS.468.2850J. doi:10.1093/mnras/stx634 . ISSN 0035-8711.
- ^ Cowen, Ron (31 Mayıs 2012). "Andromeda on collision course with the Milky Way". Nature (İngilizce). doi:10.1038/nature.2012.10765. ISSN 1476-4687.
- ^ Junko Ueda; ve diğerleri. (2014). "Cold molecular gas in merger remnants. I. Formation of molecular gas disks". The Astrophysical Journal Supplement Series. 214 (1): 1. arXiv:1407.6873 $2. Bibcode:2014ApJS..214....1U. doi:10.1088/0067-0049/214/1/1.
- ^ Hazel, Muir (14 May 2007). "Galactic merger to 'evict' Sun and Earth". New Scientist. 20 Nisan 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ekim 2014.
- ^ Loeb, Abraham; Cox, T. J. (Haziran 2008). "Our galaxy's collision with Andromeda". Astronomy. s. 28.
Dış bağlantılar
değiştir
- Galaxy Collisions 4 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- Galactic cannibalism
- Galactic Collision Simulation 14 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.