# Galaksi birleşmesi
Galaksi birleşmeleri, iki (veya daha fazla) 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.


## Açıklama.
Birleşme sırasında her galaksideki yıldızlar ve karanlık madde, yaklaşan galaksiden etkilenmeye başlar. Birleşmenin son aşamalarına doğru kütleçekim potansiyeli o kadar hızlı değişmeye başlar ki, yıldız yörüngeleri büyük ölçüde değişir ve önceki yörüngelerinin izlerini kaybeder. Bu süreç "şiddetli gevşeme" olarak adlandırılır. Örneğin, iki disk galaksisi çarpıştığında, yıldızları iki ayrı diskin düzlemlerinde düzenli bir dönüş hareketine başlar. Birleşme sırasında bu düzenli hareket rastgele enerjiye dönüşür ("termalleşir"). Ortaya çıkan galaksiye, eliptik galaksilerde gözlemlenen karmaşık ve rastgele etkileşimli bir yörünge ağı içinde galaksinin etrafında dönen yıldızlar hakim olur.
Birleşmeler, aynı zamanda aşırı miktarda yıldız oluşumunun gerçekleştiği yerlerdir. Büyük bir birleşme sırasındaki yıldız oluşum oranı (SFR), her bir galaksinin gaz içeriğine ve kırmızıya kaymasına bağlı olarak yılda binlerce güneş kütlesine ulaşabilir. Tipik birleşme SFR'leri yılda 100 yeni güneş kütlesinden daha azdır. Bu, her yıl yalnızca birkaç yeni yıldız (~2 yeni yıldız) oluşturan galaksimizle karşılaştırıldığında oldukça büyük bir orandır. Her ne kadar yıldızlar galaksi birleşmelerinde çarpışacak kadar birbirlerine yaklaşmasalar da, dev moleküler bulutlar hızla galaksinin merkezine düşer ve burada diğer moleküler bulutlarla çarpışırlar. Bu çarpışmalar daha sonra bu bulutların yeni yıldızlar halinde yoğunlaşmasına neden olur. Bu olgu yakın evrendeki birleşen galaksilerde görülebilmektedir. Yine de bu süreç, bugün gördüğümüz çoğu eliptik galaksiyi oluşturan ve muhtemelen 1-10 milyar yıl önce galaksilerde çok daha fazla gaz (ve dolayısıyla daha fazla moleküler bulut) varken meydana gelen birleşmeler sırasında daha belirgindi. Ayrıca, galaksinin merkezinden uzaklaştıkça gaz bulutları birbirine çarpar ve bu çarpışmalar, gaz bulutlarında yeni yıldızların oluşumunu tetikleyen şoklar üretir. Tüm bu şiddetin sonucu, galaksilerin birleştikten sonra yeni yıldızlar oluşturmak için çok az gaza sahip olma eğiliminde olmalarıdır. Dolayısıyla bir galaksi büyük bir birleşmeye karışır ve ardından birkaç milyar yıl geçerse, galakside çok az genç yıldız kalacaktır (bkz. Yıldız evrimi). Günümüzün eliptik galaksilerinde görülen şey budur, yani çok az moleküler gaz ve çok az genç yıldız. Bunun sebebi olarak, eliptik galaksilerin birleşme sırasında gazın çoğunu tüketen büyük birleşmelerin son ürünleri olduğu ve bu nedenle birleşmeden sonra yıldız oluşumunun durduğu düşünülmektedir.
Galaksi birleşmeleri, galaksi oluşumu hakkında daha fazla bilgi edinmek amacıyla bilgisayarlarda simüle edilebilir. Başlangıçta herhangi bir morfolojik tipteki galaksi çiftleri, tüm kütleçekim kuvvetlerinin yanı sıra yıldızlararası gazın hidrodinamiği ve dağılımı, gazdan yıldız oluşumu ve süpernovalar tarafından yıldızlararası ortama geri salınan enerji ve kütle dikkate alınarak takip edilebilir. Böyle bir galaksi birleşmesi simülasyonları kütüphanesi GALMER web sitesinde bulunabilir. Maryland, Baltimore'daki Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü'nden ("Space Telescope Science Institute") Jennifer Lotz'un liderliğinde yürütülen bir çalışmada, Hubble Uzay Teleskobu tarafından elde edilen görüntüleri daha iyi anlamak amacıyla bilgisayar simülasyonları oluşturuldu. Lotz'un ekibi eşit kütleli iki galaksinin birleşmesinden, dev bir galaksi ile küçük bir galaksi arasındaki etkileşime kadar geniş bir birleşme olasılığı yelpazesini hesaba katmaya çalıştı. Ekip ayrıca galaksilerin farklı yörüngelerini, olası çarpışma etkilerini ve galaksilerin birbirine nasıl yöneldiğini de analiz etti. Sonuç olarak ekip, 57 farklı birleşme senaryosu oluşturdu ve birleşmeleri 10 farklı görüş açısından inceledi.
Şimdiye kadar gözlemlenen en büyük galaksi birleşmelerinden biri, CL0958+4702 kümesindeki dört eliptik galaksiyi içeriyordu. Bu birleşme, evrendeki en büyük galaksilerden birini oluşturabilir.


## Kategoriler.
Galaksi birleşmeleri; birleşen galaksilerin sayısı, görece büyüklükleri ve gaz zenginlikleri gibi özelliklere bağlı olarak farklı gruplara ayrılabilir.


### Sayısına göre.
Birleşmeler, sürece dahil olan galaksilerin sayısına göre kategorize edilebilir:
 - İkili birleşme: Birbirleriyle etkileşimde olan iki galaksi birleşir.
 - Çoklu birleşme: Üç veya daha fazla galaksi birleşir.


### Boyutuna göre.
Birleşmeler, en büyük galaksinin boyutunun veya şeklinin birleşme sırasında ne ölçüde değiştiğine göre kategorize edilebilir:
 - Küçük birleşme: Galaksilerden biri diğer(ler)inden önemli ölçüde daha büyükse birleşme "küçük"tür. Daha büyük galaksi genellikle daha küçük olanı "yutar" (bu olgu, yerinde bir benzetmeyle "galaktik yamyamlık" olarak adlandırılmıştır) ve daha küçük galaksinin gazını ve yıldızlarının çoğunu içine çeker ve büyük galakside başka önemli bir etkiye neden olmaz. Kendi galaksimiz Samanyolu'nun da şu anda Büyük Köpek Cüce Gökadası ve muhtemelen Macellan Bulutları gibi birkaç küçük galaksiyi bu şekilde içine çektiği düşünülmektedir. Başak Yıldız Akıntısı'nın, büyük ölçüde Samanyolu ile birleşmiş olan bir cüce galaksinin kalıntıları olduğu düşünülmektedir.
 - Büyük birleşme: Yaklaşık olarak aynı boyuttaki iki sarmal galaksinin birleşmesi "büyük" birleşmedir. Eğer uygun açılar ve hızlarla çarpışırlarsa, genellikle aktif galaktik çekirdeklerin de dahil olduğu çeşitli geri besleme mekanizmalarıyla çok miktarda toz ve gazı uzaklaştırarak birleşirler. Bunun birçok kuasarın arkasındaki itici güç olduğu düşünülmektedir. Bunun sonucu bir eliptik galaksidir ve birçok gök bilimci, eliptik galaksileri yaratan birincil mekanizmanın bu olduğunu varsaymaktadır.
Yapılan bir çalışmada, büyük galaksilerin son 9 milyar yıl içinde ortalama olarak bir kez birbirleriyle birleştiği bulunmuştur. Küçük galaksiler ise büyük galaksilerle daha sık birleşmiştir. Samanyolu ve Andromeda Galaksisi'nin yaklaşık 4,5 milyar yıl içinde çarpışacağı tahmin edilmektedir. Bu galaksilerin birleşmesinin beklenen sonucu, benzer boyutlara sahip oldukları için büyük olacak ve iki "büyük tasarım" sarmal galaksiden (muhtemelen) dev eliptik galaksiye dönüşeceklerdir.


### Gaz zenginliğine göre.
Birleşmeler, birleşen galaksilerin içinde ve çevresinde bulunan gazın (eğer varsa) ne ölçüde etkileşime girdiğine göre kategorize edilebilir:
 - Islak birleşme: Gaz açısından zengin galaksiler ("mavi" galaksiler) arasında meydana gelen birleşmeye "ıslak birleşme" denir. Islak birleşmeler genellikle büyük miktarda yıldız oluşumu üretir, disk galaksilerini eliptik galaksilere dönüştürür ve kuasar aktivitesini tetikler.
 - Kuru birleşme: Gaz açısından fakir galaksiler ("kırmızı" galaksiler) arasında meydana gelen birleşmeye" kuru birleşme" denir. Kuru birleşmeler genellikle galaksilerin yıldız oluşum oranlarını büyük ölçüde değiştirmez, fakat yıldız kütlesini artırmada önemli bir rol oynayabilir.
 - Nemli birleşme: Yukarıda bahsedilen aynı iki galaksi türü ("mavi" ve "kırmızı" galaksiler) arasında, önemli miktarda yıldız oluşumunu besleyecek kadar gaz varsa, fakat küresel kümeler oluşturacak kadar gaz yoksa, "nemli birleşme" meydana gelir.
 - Karma birleşme: Gaz açısından zengin ve gaz açısından fakir galaksiler ("mavi" ve "kırmızı" galaksiler) birleştiğinde "karma birleşme" meydana gelir.


## Örnekler.
Birleşme sürecinde olan veya birleşmeyle oluştuğuna inanılan bazı galaksiler şunlardır:
  - Anten Galaksileri
  - Fareler Galaksileri
  - Centaurus A
  - NGC 7318
  - Arp 273