Yerel
grupta bulunan galaksiler büyük bir ailenin üyelerine benzerler. Birkaç büyük
kütleli üye (yetişkin) birçok daha küçük kütleli üye (çocuklar) ile çevrilidir.
Çocukların bazıları gürültücü, bazıları sakin, bazıları da yetişkinlere
yakındır.
Yerel
grubun büyük kütleli üç üyesi spiral galaksidir: Samanyolu Galaksimiz, Andromeda
Galaksisi, ve M33. Küçük üyeler cüce galaksiler olup sayıları 30 civarındadır.
Grubun en büyük cüceleri Macellan Bulutsuları olup Samanyolu Galaksisine en yakın
üyelerdir. Andromeda Galaksisine yakın iki üye de bulunmaktadır. Bunlar birer eliptik
cüce galaksi olan M32 ve NGC 205 dir. Daha küçük kütleli olan birkaç cüce galaksi
büyük kütleli galaksilerin etrafında bulunurken ailenin küçük üyelerinin çoğu
daha uzakta yer alır.
Yerel grup dört milyon ışık
yılı büyüklüğünde olmakla beraber büyük cüce galaksilerin çoğu yerel grubun
merkezi bölgesinden iki milyon ışık yılı içersinde bulunur. Astronomlar bu
galaksilere, kozmik deniz içinde ortak bir hareketi paylaştıkları için bir grup
gözüyle bakar. Işıldıyan yıldızlar, grubun üç büyük spiral galaksisinde
(Andromeda, M33 ve Samanyolu) bulunur. Geriye kalan 29 galaksi cüce veya düzensiz
galaksilerden meydana gelir ki bunlar da grubun merkezinde yer alan spirallerin
çevrelerinde yer alırlar (Şekil 1 ve Tablo1).
Şekil 1. Yerel grubun üç boyutlu
görüntüsü, merkezde Samanyolu Galaksisi olmak üzere çevresinde birçok cüce
galaksisiyi gösterir. Cüce galaksiler, yerel grup içinde çok eskiden meydana gelen
çarpışmalar, karanlık madde ve yıldızların oluşumlarındaki rolleri hakkında
bilgi verir. |
Astronomlar yıllarca grubun
büyük spirallerinden olan Andromeda, Samanyolu ve M33
galaksilerini incelediler. Bu galaksiler birbirlerine öyle yakındırlar ki geçirmekte
oldukları aktiviteler rahatlıkla incelenebilir. Bir galakside meydana gelen aktiviteler
yıldızlar ve yıldızlararası ortamda meydana gelen durumlara bağlıdır. Bundan
dolayı yıldızların incelenmesi galaksilerin davranışları hakkında bizlere daha
ayrıntılı bilgiler verebilir.
Cüce galaksilerin gözlemlerinden yerel grup galaksilerinin üç önemli özelliği ortaya çıkarılmıştır. Birinci özellik, yaşlı cücelerin kalıntıları olup, yerel grup üyeleri arasındaki eski etkileşimler hakkında bilgi verir. İkinci özellik, cüce galaksilerin etrafındaki karanlık madde miktarı olup evrendeki karanlık madde miktarı ve evrenin kaderi hakkında bilgi verir. Üçüncü ve sonuncu özellik ise yerel grup içindeki cücelerin yıldız oluşumlarındaki hız artışının belirlenmesi olup evrenin evrimi süresince galaksilerin nasıl değiştiğinine dair yeni fikirler verir.
Bu yeni keşifler, yerel grup
içindeki cücelerin önemini daha da arttırmaktadır. Cüceler yakındır, böylelikle
daha ayrıntılı incelenir ve onlara ait bilgiler diğer galaksi gruplarında bulunan
cüce galaksilere uygulanır.
Yerel Grubun
Kinematiği
Büyük spiral galaksilerin yörüngelerinde bulunan birkaç cüce galaksi, gezegenlerin yörüngelerinde bulunan uydulara benzer. Bu cücelerin incelenmesinden, yerel grupta milyarlarca yıl önce olan veya milyarlarca yıl sonra olacak olaylar hakkında bilgiler elde edilir. Bu araştırmalarla galaksi gruplarının ve kümelerin çok uzun zaman ölçeğindeki evrimleri incelenir. Kümelerdeki galaksiler birbirleriyle nasıl bir ilişki içindedir? Galaksiler birbirleriyle çarpışırlar mı? Çarpışmalarla yeni yıldızlar meydana gelir mi? Bu soruların cevapları galaksi araştırmalarında saklıdır. Yerel grupta ve diğer galaksi gruplarında bulunan cücelerin incelenmesinden birçok sorunun cevabı ortaya çıkacaktır.
Yerel grupta bulunan galaksilerin
hareketlerin belirlenmesi, uzun zaman peryotlarında galaksilerin birbirleriyle
karşılıklı olarak nasıl etkilenebileceklerini bizlere gösterecektir. Alabama
Üniversitesinden Gene Byrd, yerel grubun dışında
Maffe 1 ve IC 342 adlı iki galaksi keşfetti. Bu galaksiler Andromeda
Galaksisinden hızla uzaklaşmaktadırlar. Galaksilerin bu hareketlerinden itibaren geriye
doğru bakıldığında yaklaşık beş milyar yıl önce Andromeda Galaksisi ile
çarpışmış olmaları gerekir. Byrd’ün
düşüncesine göre iki çift cüce galaksi Andromeda galaksisi ile etkileşmiştir.
Bunlardan biri Andromeda ile çarpışıp onunla bütünleşmiş, diğer çifti oluşturan
Maffe I ve IC 342 ise çarpışma sonucunda Andromeda’dan serbest kalabilmiştir. Yapılan hesaplar yerel grupta bulunan ve cüce
bir eliptik galaksi olan Leo I’in de bir gün Galaksimizle çarpışacağı tahmin
edilmektedir. Böyle karşılaşmalar yerel grubun dinamiğini etkiliyebilir. Büyük bir
olasılıkla cüceler bu etkileşimlerle madde kazanır ve yıldız oluşumu tekrar
başlar veya yıldız oluşumu durmuş bir cüce galaksinin başka bir galaksiyle
çarpışmasından sonra yeni yıldız oluşumlarının başlaması da söz konusu
olabilir.
Byrd’ün keşfinden
birkaç ay sonra, bir başka çalışma Byrd’ın düşüncesini doğruladı. Kitt Peak
Ulusal Gözlemevi’nden Tod Lauer ve arkadaşları geçmişte meydana gelen bir
etkileşimin daha sağlam delillerini buldular. Hubble Uzay Teleskobunun
kullanılmasıyla, astronomlar Andromeda Galaksisinin çift çekirdekli bir
görüntüsünü elde ettiler. Lauer, çekirdeklerinin birinin Andromedanın diğer
galaksilerle çarpışmasından meydana geldiğine inanmaktadır. Çarpışmalarla oluşan
birleşmeler, galaksilerin evrimlerinde önemli bir rol oynar.
Cüce galaksilerin hareketleri üzerine yapılan araştırmalar, daha büyük eliptik galaksilerle çalışan astronomlar için de önemlidir. Astronomlar, birleşmelerin yerel grup galaksilerinin yaşamlarını değiştirdiğini bilirler. Bu durum yalnız yerel grupta bulunan galaksiler için değil diğer başka galaksi gruplarında da geçerlidir. Bazı astronomlar eliptik galaksilerin spiral galaksilerin birleşmesinden meydana geldiğine inanırlar. 1993 yılında Kaliforniya Üniversitesiden Kelth M. Ashman, M49 ve Centaurus A adlı iki uzak eliptik galakside farklı iki yaşta bulunan küresel kümelerin gözlemini yaptılar. Zept ve Ashman, gözledikleri bu genç küresel kümelerin yakın galaksilerle çarpıştıkları zaman oluştuklarına inanıyorlar.
Yerel
gruptaki cüce galaksilerin hareketleri üzerine yapılan çalışmalar, beklenmedik
diğer olayların keşfine yol açacaktır. Bunlardan biri Byrd ve Lauer’in
çalışması olup yalnız Yerel grubun geçmişini araştırmak değil gelecekte meydana
gelecek olayları da haber vermesidir. Lick Gözlemevinden Douglas N.C. Lin, Büyük
Macellan Bulutsusunun (BMB) gökyüzünde yapmış olduğu gerçek hareketini inceledi.
Yaptığı hesaplar Samanyolunun çekim kuvvetinin BMB nu zamanla parçalayacağını,
yıldızlarını ve kümelerini ise Samanyolu Galaksisinin spiral kolları arasına
saçılacağını gösterdi. Lin’e göre; BMB ancak on milyar yıldan daha az bir süre
yaşamını sürdürebilecektir.
Şekil 2. Galaksimize yaklaşık 250 kpc uzaklıkta bulunan Leo I cüce galaksisinin bir görüntüsü. Fotoğraf David Malin (AAO) tarafından alınmıştır. |
Yerel Gruptaki
Karanlık Madde
Yerel gruptaki cüce eliptik
galaksiler, karanlık madde üzerine çalışma yapan astronomlar için eşsiz bir
laboratuvar ortamı oluşturur. Cüce galaksilerdeki karanlık madde problemi oldukça
önemlidir. Çünkü evren hakkında sorulan önemli soruların birinin cevabı elde
edilebilir. Evren ne kadar bir kütleden meydana gelmektedir? Evrendeki maddenin %98 i
karanlık madde biçimindeyse bu kütle, evrenin genişlemesini durdurarak kendi üzerine
çökmesine neden olabilecektir. Karanlık madde, evrendeki maddenin %98 den daha az ise
bu sefer evren sonsuza kadar genişleyebilecektir. Yerel grup cüceleri, evrende mevcut
olan karanlık maddenin ölçümünde astronomlara yardımcı olacaktır. Evrende bulunan
diğer cüce galaksilerin de yerel grupdakilere benzediği kabul edilirse, evrendeki
toplam madde miktarı buradan itibaren tahmin edilecektir.
Bütün karanlık madde
çalışmaları böyle büyük ölçekte incelenmez. Cücelerdeki karanlık madde
araştırması yine bu galaksilerde bulunan tek yıldızların gözlemlerine dayanır.
Garip bir şekilde bazı yıldızların karanlık maddenin çekim kuvvetinden
kaçabileceği görülür. Cambridge Üniversitesinden Michael Irwin, birçok cüce
eliptik galaksinin üzerinde çalışmış ve farklı yörüngelerde bulunan yıldızları
keşfetmiştir. Bu tip galaksilerdeki yıldızlar, King yasasına uygun bir biçimde
hareket edebilir ki bu da galaksinin kütle merkezi etrafındaki yıldızlarının ne tip
yörüngelerde bulunabileceğini açıklar. Bazı yıldızların da galaksinin çekim
kuvvetinin ötesinde bulunduğu görülür. Bu yıldızlar galaksinin yakınından geçen
başka bir galaksinin yıldızları olup çekim kuvvetiyle yakalanmış olabilirler. Bu
düşünceye göre doğdukları galaksiden kaçan yıldızların başka galaksilerde
bulunması olasıdır.
Yerel grubunun içinde bulunan
toplam karanlık madde miktarı belirlendiğinde yerel gruptan daha uzakta bulunan galaksi
gruplarına, galaksi kümelerine ve süper kümelere bu düşünce uygulanabilecektir.
Elde edilecek sonuç oldukça önemli olacaktır: Evrendeki toplam karanlık maddenin
miktarının tahmini ve evrenin sonu için sorulan sorularının çoğu belki böyle
küçük galaksilerle çözümlenebilecektir.
Yerel Gruptaki
Yıldız Oluşumları
Cüce galaksilerin açığa
çıkarttığı birçok önemli sonuç galaktik astronomide kabul gören bazı
düşünceleri alt üst edebilir. Walter Baade’nin yaklaşık 40 yıl önce eliptik
galaksilerde yalnız yaşlı bir yıldız
popülasyonu keşfettiğinden beri bu galaksilerde ne genç yıldız ve ne de onları
oluşturan gaz ve toz gözlenmemişti. Fakat yapılan son gözlemler, eliptik galaksilerin
bilindiği gibi yalnız yaşlı yıldızlardan meydana gelmediğini, daha genç
yıldızların da bu galaksilerde var olduğunu ortaya çıkartmıştır.
Son zamanlardaki en heyecan verici
gelişmeler yerel gruptaki cüce galaksilerin yeni gözlemlerinden bulunanlar olmuştur.
Bir galakside milyarlarca yıl önce yıldız oluşumu durmuşken son zamanlarda niye
yıldız oluşumu hızlanmıştır? Ve neden iki milyon yıl süresince yıldızlar
oluşup tekrar bu işleme ara verilmiştir?
Yıldız oluşumları daha
küçük ölçeklerde olabileceği gibi daha büyük ölçeklerde de olabilir; aynı aktif
galaksilerde olduğu gibi… Dev aktif galaksiler, cüce galaksilerle çarpışarak yıldız oluşumlarının geçici bir süre
artmasına neden olurlar. Bu da onların daha parlak ve daha mavi görünmelerine neden
olur (Şekil 2 - 3).
Şekil 3. Sextans A cüce galaksisi. Resimde görülen mavi renk galakside yeni oluşmakta olan yıldızları göstermektedir. |
Fornax cüce galaksisi yıldız
oluşumlarının bilmecesiyle tanınır. Fornax cücesindeki çoğu yıldız yaklaşık 15
milyar yıl önce oluşmasına karşın galaksinin % 20 e yakın yıldızı 3 milyar yıl önce oluşmuştur. Fornax’ta 12 milyar yıl
önce duran yıldız oluşumları niye tekrar başlamıştır? Galaksideki yıldızları
oluşturan maddelerden olan gaz ve toz bu galakside yeterli miktarda değildir. Bu durumda
yıldız oluşumunu ne tetiklemiş olabilir? Fornax galaksisi bu özelliklere sahip tek
galaksi değildir. Yerel grubun bir başka üyesi olan Carina cücesi, Fornax cücesindeki
yıldızların benzer yaşlarına sahiptir ama Carina yıldızlarının daha büyük bir
yüzdesi Fornax galaksisinin yıldızlardan daha sonra oluşmuştur.
Astronomlar henüz bu yıldız
oluşumlarının nedenini bilememektedirler. Yıldız oluşumlarındaki aktif
peryotların, galaksilerin çarpışmasıyla meydana gelen çekimsel etkiyle
hızlandığı, yürütülen kuramlar arasındadır. Günümüzde, yerel grup dışında
bulunan eliptiklerin birçok gözlemi hala yıldız aktivitesini açıklayamamaktadır.
Bugünkü gözlemlerden şu anlaşılmaktadır: Yerel gruptan uzakta bulunan birçok
eliptik galakside yıldız oluşumlarındaki peryodun artışı söz konusudur.
Cüceler Devlerdir
Yerel grupta gözlenen
etkileşimlerin gelecekte cüce galaksilerin, dev galaksilerin araştırılmasında
önemli bir yeri olacağını görülüyor. Cücelerin kinematik incelenmesinden, yerel
grubun geçmişteki karışık tarihi ve gelecekte çevremizde bulunan bazı galaksilerin
ölümleri anlaşılabilecektir. Karanlık maddenin miktarı üzerine yapılan
çalışmalardan, karanlık maddenin doğası ve evrenin kaderi hakkındaki bazı
sonuçlara varılabilir. Galaksilerde meydana gelen ani yıldız oluşumlarından,
galaksilerin birbirlerini nasıl etkilediklerini ve yıldız oluşumları hakkında daha
çok bilgiye sahip olunabiliyor. Yerel grup içinde gözlenen cüce galaksilerden itibaren
evrenin uzak kısımlarında bulunan
galaksilerin davranışları daha iyi anlaşabilir. Yerel grup ailesinin üyelerini
tanıdıkça evren hakkında daha çok bilgiye sahip olacağız.
Tablo 1. Yerel grupta belirlen galaksilerin isimleri (1), 2000 yılına ait ekvatoral koordinatları (2), Hubble tipleri (3), B parlaklıkları (4), Samanyolu Galaksisinden uzaklıkları (5), Galaksilerin çapları (6) ve son kolonda galaksilerin boyurları (7) verilmiştir. Parantez içindeki sayılar kolon numaralarını göstermektedir.
İsim | RA Dec (J2000) |
Hubble Tipi |
B (kadiri) |
Uzaklık x10^6 I.Y |
Çap x10^3 l.Y |
Boyut açı dk. |
|
---|---|---|---|---|---|---|---|
WLM | 00 02.0 | -15 28 | Irr | 11.3 | 2.00 | 7 | 12 |
IC 10 | 00 20.3 | 59 19 | Irr | 11.7 | 4.00 | 6 | 5 |
NGC 147 | 00 33.1 | 48 31 | E5 | 10.4 | 2.20 | 10 | 16 |
Andromeda III | 00 35.3 | 36 31 | E5 | 2.20 | 3 | 5 | |
NGC 185 | 00 38.9 | 48 20 | E3 | 10.1 | 2.20 | 6 | 9 |
NGC 205 (M110) | 00 40.3 | 41 41 | E5 | 08.6 | 2.20 | 10 | 16 |
Andromeda IV | 00 42.5 | 40 34 | |||||
NGC 221 (M32) | 00 42.7 | 40 52 | E2 | 09.0 | 2.20 | 5 | 8 |
NGC 224 (M31) | 00 42.7 | 41 16 | Sb | 04.4 | 2.20 | 200 | 312 |
Andromeda I | 00 45.7 | 38 00 | E3 | 14.4 | 2.20 | 2 | 3 |
SMC | 00 52.7 | -72 54 | Irr | 02.8 | 0.30 | 15 | 172 |
Sculptor | 00 59.9 | -33 42 | E3 | 09.1 | 0.20 | 1 | 17 |
Pisces | 01 03.7 | 22 03 | Irr | 15.5 | 3.00 | 0.5 | 1 |
IC 1613 | 01 04.9 | 02 07 | Irr | 10.0 | 2.50 | 12 | 17 |
Andromeda II | 01 16.3 | 33 25 | E2 | 2.20 | 2 | 3 | |
NGC 598 (M33) | 01 33.9 | 30 39 | Sc | 06.3 | 2.50 | 45 | 62 |
Fornax | 02 39.6 | -34 31 | E3 | 08.5 | 0.50 | 3 | 21 |
UGCA 86 | 03 59.9 | 67 08 | |||||
LMC | 05 23.6 | -69 47 | Irr | 00.6 | 0.20 | 20 | 343 |
Carina | 06 41.7 | -50 58 | E4 | 0.30 | 0.5 | 6 | |
Leo A | 09 59.4 | 30 45 | Irr | 12.7 | 5.00 | 7 | 5 |
Antlia | 10 00.0 | -30 00 | E | ||||
Leo I | 10 08.5 | 12 18 | E3 | 11.8 | 0.60 | 1 | 6 |
Sextans A | 10 11.1 | -04 43 | Irr | ||||
Sextans I | 10 12.8 | -01 41 | E | 0.30 | 3 | 34 | |
Leo II | 11 13.5 | 22 10 | E0 | 12.3 | 0.60 | 0.5 | 3 |
GR8 | 12 59.2 | 14 09 | Irr | 14.6 | 4.00 | 0.2 | |
Ursa Minor | 15 08.8 | 67 07 | E5 | 0.30 | 1 | 11 | |
Draco | 17 20.2 | 57 55 | E3 | 0.30 | 0.5 | 6 | |
Milky Way | 17 45.7 | -29 00 | Sbc | 0.03 | 130 | ||
SagDEG | 18 55.0 | -30 30 | E | 0.08 | |||
SagDIG | 19 30.0 | -17 41 | Irr | 15.6 | 4.00 | 5 | 4 |
NGC 6822 | 19 44.9 | -14 46 | Irr | 09.3 | 1.70 | 8 | 16 |
DDO 210 | 20 47.0 | -12 51 | Irr | 15.3 | 3.00 | 4 | 5 |
IC 5152 | 22 02.9 | -51 17 | Irr | 11.7 | 2.00 | 5 | 9 |
Tucana | 22 41.9 | -64 25 | |||||
Pegasus | 23 28.6 | 14 46 | Irr | 12.4 | 5.00 | 8 | 6 |
Kaynaklar
1)
Astronomy,
Şubat 1994
2) Stellar Populations, IAU 164 sempozyum bildiri kitabı, 1994