Galaksi Birleşmesi

Galaksi birleşmeleri iki veya daha fazla galaksi çarpıştığında meydana gelebilmektedir. En şiddetli galaksi etkileşimi türüdür. Galaksiler arasındaki kütleçekimsel etkileşimler ve gaz ile toz arasındaki sürtünme, ilgili galaksiler üzerinde büyük etkilere sahiptir. Ancak bu tür birleşmelerin kesin etkileri çarpışma açıları, hızları ve göreceli boyut/bileşim gibi çok çeşitli parametrelere bağlıdır ve şu anda son derece aktif bir araştırma alanıdır. 

Galaksi birleşmeleri önemlidir çünkü birleşme oranı galaksi evriminin temel bir ölçümüdür. Aynı zamanda gökbilimcilere galaksilerin uzun zaman dilimleri boyunca mevcut formlarına nasıl büyüdükleri hakkında ipucu sağlar. 

Birleşme sırasında her bir galaksideki yıldızlar ve karanlık madde yaklaşan galaksiden etkilenir. Birleşmenin son aşamalarına doğru, yerçekimi potansiyeli o kadar hızlı değişmeye başlar ki, yıldız yörüngeleri büyük ölçüde değişir ve önceki yörüngelerinin izlerini kaybederler. Bu sürece “şiddetli gevşeme” denir. Örneğin, iki disk galaksi çarpıştığında, yıldızları iki ayrı diskin düzlemlerinde düzenli bir şekilde dönmeye başlarlar. Birleşme sırasında bu düzenli hareket rastgele enerjiye dönüşür ve termalleşir. Ortaya çıkan galaksiye, eliptik galaksilerde gözlemlenen karmaşık ve rastgele etkileşimli bir yörünge ağında galaksinin etrafında dönen yıldızlar hakim olur. 

Birleşmeler aynı zamanda aşırı miktarda yıldız oluşumunun gerçekleştiği yerlerdir. Büyük bir birleşme sırasındaki yıldız oluşum oranı (Star Formation Rate, SFR), her bir galaksinin gaz içeriğine ve kırmızıya kaymasına bağlı olarak her yıl binlerce güneş kütlesi değerinde yeni yıldıza ulaşabilir. Tipik birleşme SFR’leri yılda 100 yeni güne kütlesinden daha azdır. Bu, her yıl sadece birkaç yeni yıldız (yaklaşık olarak 2 yeni yıldız) üreten Samanyolu Galaksisine kıyasla oldukça büyüktür. Galaksi birleşmelerinde yıldızlar neredeyse hiçbir zaman çarpışacak kadar yakınlaşmasa da dev moleküler bulutlar hızla galaksinin merkezine düşer ve burada diğer moleküler bulutlarla çarpışırlar. Çarpışmalar daha sonra bu bulutların yoğunlaşarak yeni yıldızlara dönüşmesine neden olur. Ancak bu süreç, bugün görülen çoğu eliptik galaksiyi oluşturan birleşmeler sırasında daha belirgindi ve bu birleşmeler muhtemelen 1-10 milyar önce, galaksilerde çok daha fazla gaz ve moleküler buut varken meydana geldi. Ayrıca, galaksinin merkezinden uzakta, gaz bulutları birbirlerine çarparak gaz bulutlarında yeni yıldızların oluşumunu teşvik eden şoklar üretecektir. Tüm bu şiddetin sonucu, galaksilerin birleştikten sonra yeni yıldızlar oluşturmak için çok az gaza sahip olma eğiliminde olmalarıdır. Bu nedenle, eğer bir galaksi büyük bir birleşmeye dahil olur ve ardından birkaç milyar yıl geçerse, galakside çok az sayıda genç yıldız kalacaktır. 

Günümüzde eliptik galaksilerde görülen de budur: çok az moleküler gaz ve çok az genç yıldız. Bunun sebebi eliptik galaksilerin birleşme sırasında gazın çoğunu tüketen büyük birleşmelerin son ürünleri olması ve bu nedenle birleşmeden sonra daha fazla yıldız oluşumunun söndürülmesi olduğu düşünülmektedir. 

Birleşme sürecindeki iki gökada. (Kredi: NASA, ESA ve Hubble Ekibi)

Yaklaşık 100 milyon ışıkyılı uzaklıktaki NGC 3256 gökadası, ik gökadanın birleşmesi sonucu oluşmuştur. (Kredi: NASA, ESA ve Hubble Ekibi)

Taffy Galaksileri çarpışması. (Kredi: Uluslararası Gemini Gözlemevi)

Galaksi Birleşmesi Kategorileri

Galaksi birleşmeleri, birleşen galaksilerin sayıları, karşılaştırmalı büyüklükleri ve gaz zenginlikleri gibi özelliklere bağlı olarak farklı gruplar halinde sınıflandırılmaktadır. 

1- Numaraya Göre

Birleşmeler, sürece dahil olan galaksi sayısına göre kategorize edilebilir:

• İkili Birleşme: Etkileşim halindeki iki galaksinin birleşmesi.
• Çoklu Birleşme: Üç veya daha fazla galaksinin birleşmesi

2- Boyutuna Göre

Birleşmeler, birleşmeye dahil olan en büyük galaksinin birleşme ile boyut veya şekil olarak ne ölçüde değiştiğine göre kategorize edilebilir. 

• Küçük Birleşme: Galaksilerden biri diğerlerinden önemli ölçüde daha büyükse birleşme küçüktür. Büyük galaksi genellikle küçük galaksiyi “yer”. “Galaktik yamyamlık” olarak adlandırılan bir fenomen, gazının ve yıldızlarının çoğunu emerek büyük galaksi üzerinde çok az başka önemli etki yaratır. Dünya’nın da içerisinde bulunduğu Samanyolu Galaksisinin şu anda Canis Major Cüce Galaksisi ve muhtemelen Macellan Bulutları gibi birkaç küçük galaksiyi bu şekilde yemeye çalıştığı (emdiği) düşünülmektedir. 
• Büyük Birleşme: Yaklaşık olarak aynı boyutta olan iki spiral galaksinin birleşmesi büyük bir olaydır. Eğer uygun açı ve hızlarda çarpışırlarsa, muhtemelen toz ve gazın çoğunu, genellikle aktif galaktik çekirdeklerin bulunduğu bir aşamayı içeren çeşitli geri besleme mekanizmaları yoluyla uzaklaştıracak bir şekilde birleşeceklerdir. Bunun birçok kuasarın arkasındaki itici güç olduğu düşünülmektedir. Sonuç eliptik bir galaksidir ve birçok gökbilimci bunun eliptik galaksileri yaratan birincil mekanizma olduğunu varsaymaktadır. 

3- Gaz Zenginliğine Göre

Birleşmeler, birleşen galaksilerin içinde ve çevresinde taşınan gazın etkileşim derecesine göre kategorize edilebilir:

• Islak Birleşme: Islak birleşme, gaz zengini galaksiler (mavi galaksiler) arasındadır. Islak birleşmeler tipik olarak büyük miktarda yıldız oluşumu üretir, disk galaksilerini eliptik galaksilere dönüştürür ve kuasar aktivitesini tetikler. 
• Kuru Birleşme: Gaz bakımından fakir galaksiler (kırmızı galaksiler) arasındaki birleşmeye kuru birleşme denir. Kuru birleşmeler tipik olarak galaksilerin yıldız oluşum oranlarını büyük ölçüde değiştirmez, ancak yıldız kütlesinin artmasında önemli bir oynamaktadır. 
• Nemli Birleşme: Mavi ve kırmızı galaksiler arasında önemli yıldız oluşumunu beslemek için yeterli gaz varsa ancak küresel kümeler oluşturmak için yeterli değilse, nemli bir birleşme meydana gelir. 
• Karma Birleşme: Gaz zengini ve gaz fakiri galaksiler birleştiğinde karma bir birleşme meydana gelir.

Samanyolu Galaksisi ile Andromeda Galaksisi arasında öngörülen birleşme. Dünya’nın 3,75 milyar yıl sonraki gece gökyüzünü temsil eden görüntü. (Kredi: NASA, ESA, Z.Levay, R. van der Marel)