Gökadaların ortaya çıkma ve evrimlerinin incelenmesi bir bakıma gökadaların nasıl meydana geldikleri ve evren tarihinde nasıl bir evrim yolu izledikleri sorularının yanıtlanması girişimleridir. Bu alandaki bazı teoriler geniş ölçüde kabul görmekle birlikte, bu alan astrofizikte hâlen ilerlemeler bekleyen etkin (araştırmaların sürdüğü) bir alandır.

Gökadaların oluşumu
-------------------

Karanlık maddenin 520 milyon ışık yılı uzaklıktaki ve 100 milyon ışık yılı kalınlıktaki bir uzay dilimindeki dağılımı. Kümeler rastgele değil, bir yapıdaki teller ya da ipliksiler gibi dizilmişlerdir. Bu koordinat sisteminde Coma (Saç), Virgo (Başak) ve Perseus (Kahraman) kümeleri işaretlenmiştir.
Evrenin halihazırdaki erken "model"leri Big Bang kuramına dayanmaktadır. Big Bang olayının başlangıcından 300.000 yıl sonra hidrojen ve helyum atomları rekombinasyon denilen bir olayla oluşmaya başladılar. Bu dönemde hemen hemen tüm hidrojen nötrdü (iyonize olmamış), ışığı kolaylıkla soğurabilir haldeydi ve yıldızlar henüz oluşmamışlardı. Dolayısıyla bu döneme "Karanlık Çağlar" adı verilir. Yoğunluk kararsızlıklarının (ya da anizotropik düzensizliklerinin) olduğu bu ilk maddede büyük yapılar belirmeye başladılar. Baryonik madde kütleleri karanlık maddenin soğuk halelerinde (İng. halo) yoğunlaşmaya başladılar. Bu ilk yapılar sonradan, günümüzde gördüğümüz gökadalar haline geleceklerdi.

Gökadaların bu erken durumuna ilişkin kanıt 2006’da IOK-1 gökadasının keşfedilmesiyle elde edildi. Bu gökada 6.96 gibi olağan-dışı yüksek bir kırmızıya kayma içerisindeydi ki, bu da Büyük Patlama başlangıcından 750 milyon yıl sonra meydana geldiğini gösteriyor ve şimdiye dek gözlemlenenler içinde en uzak ve en eski gökada olduğunu ortaya koyuyordu. Her ne kadar bazı bilim insanları Abell 1835 IR1916 gibi başka gök cisimlerinin IOK-1’den daha yüksek bir kırmızıya kayma içerisinde olduğunu ileri sürmüşlerse de, şimdilik genel kabul, yaşı ve bileşimi bakımından IOK-1’e öncelik vermektedir. Böyle öngökadaların (protogalaksi) varlığı, bunların Karanlık Çağlar denilen dönemde oluşmuş olabilecekleri fikrini akla getirmektedir.

Bu tür erken gökada oluşumlarının ortaya çıkış süreci astronomide henüz tartışmaya açık temel meselelerden birini oluşturmaktadır. Bu konuya ilişkin teoriler iki kategoride ele alınabilir:

* "Yukarıdan aşağı teorileri"ne göre, öngökadalar yaklaşık yüz milyon yıl süren büyükölçekli ve eşzamanlı bir çökmeyle oluşmuşlardır. Bu teorilere ilişkin modellerden biri kısa adıyla ELS (Eggen–Lynden-Bell–Sandage) modeli olarak bilinir.
* "Aşağıdan yukarı teorileri"ne göre, önce küresel yıldız kümesi gibi küçük yapılar oluşmuş, bu küçük yapılar da birleşerek gökadaları meydana getirmişlerdir. Bu teorilere ilişkin modellerden biri kısa adıyla SZ (Searle-Zinn) modeli olarak bilinir.

Bu teoriler artık büyük karanlık madde halelerinin muhtemel varlığını da hesaba katarak yeniden düzenlenmek durumundadır. Öngökadalar oluşmaya ve büzülmeye başladıktan sonra, bunlarda ilk "hale yıldızları" (Popülasyon III yıldızları, III. kuşak yıldızlar) ortaya çıkmışlardır. Bu yıldızlar tümüyle hidrojen ve helyumdan meydana gelmiş büyük yıldızlardı. Bu iri yıldızlar yakıt rezervlerini hızla tüketip süpernovalar haline geldiler ve yıldızlararası ortama ağır elementler saldılar. Bu "ilk kuşak yıldızları" çevredeki nötr hidrojeni iyonize ederek, uzayda ışığın yolculuk etmesine olanak veren oluşumlar yarattılar.

Evrim
-----

Yeni oluşmuş bir gökada olduğu düşünülen I Zwicky 18 (aşağıda, solda)
Bir gökadanın oluşmasını sağlayıcı anahtar yapılar, Big Bang'ın başlangıcına kıyasla, bir milyar yıl içinde ortaya çıkmışlardır. Bunlar küresel yıldız kümeleri, dev kara delikler ve II. kuşak (yaşlı) yıldızlarından oluşan galaktik "karın"dır. Öyle görünüyor ki, dev kara delikler, gökadaların büyümelerinin düzenlenmesinde anahtar bir rol oynamışlardır. Bu erken dönemde gökadalar büyük ölçüde yıldız doğumları yaşamışlardır.

Sonraki iki milyar yıl sırasında, biriken madde "gökada diski" içine yerleşmiştir. Bir gökada, yaşamı boyunca, kendine "yüksek hız bulutları" ve cüce gökadalardan çektiği maddeleri katar. Bu maddeler çoğunlukla hidrojen ve helyumdur. Yıldızların doğum-ölüm çevrimi, yavaş yavaş ağır elementlerin salınmasını artırır ki, bu, sonradan gezegenlerin oluşmasına imkân sağlayacaktır.

Çarpışmalarının ve kütleçekimsel etkileşimlerinin gökadaların evrimi üzerinde hatırı sayılır bir etkisi vardır. Erken dönemde gökada birleşmeleri daha yaygındı ve gökadaların çoğu, biçimleri bakımından "tuhaf gökadalar" (İng. peculiar galaxy) sınıfındaydılar. Yıldızlar arasındaki uzaklık yeterince büyük olduğundan, çarpışan gökadalardaki yıldızlar bu çarpışmadan etkilenmezler, yani gökadaların kendileri gibi değişikliğe uğramazlar. Bununla birlikte, spiral kolları oluşturan gaz ve tozun kütleçekim etkisiyle sıyrılması, "gelgit kuyruğu" denilen bir yıldız zincirinin meydana gelmesine neden olur. Bu tür oluşumların örnekleri NGC 4676 ve Antenler Gökadası adıyla bilinen çarpışan gökadalarda görülebilir. 

NGC 4676, çarpışmak üzere olan iki gökada (Fare Gökadaları). Fotoğraf Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiştir.
Sarımsı gökadalardan oluşan Abell 1689 gökada kümesi, Hubble Uzay Teleskobu
Bu tür bir etkileşimin bir örneği de Samanyolu Gökadası ile komşusu Andromeda Gökadası’dır. Her iki gökada birbirlerine 130 km/s hızla yaklaşmaktadır ve hızlarını etkileyen yan hareketler göz ardı edilirse, yaklaşık 5-6 milyar yıl sonra çarpışacaklardır. Samanyolu Gökadası daha önce hiç bu kadar büyük bir gökada ile çarpışmamış olsa da, daha önce cüce gökadalar ile çarpışmış olduğuna ilişkin kanıtlar artmaktadır. Böyle büyük ölçekli çarpışmalar nadirdir ve zaman geçtikçe böyle iki denk gökadanın birleşmesi daha nadir hale gelmektedir. Parlak gökadaların çoğu ömürlerinin son milyar yıllarında böyle kökten bir değişikliğe uğramazlar.

Gelecek
-------

İlkel yıldızın çökmesiyle meydana gelen yıldızlar, evrimleri boyunca kütlelerinin büyük bir kısmını yıldızlararası ortama atarak beyaz cüce, nötron yıldızı veya bir kara delik olarak evrimlerine son verirler. Günümüzde yıldız doğumlarının çoğu serin gazın pek tükenmemiş olduğu küçük gökadalarda meydana gelmektedir. Samanyolu Gökadası gibi sarmal gökadalar, spiral kollarındaki yıldızlararası yoğun hidrojen moleküler bulutlarına sahip oldukları sürece yalnızca yeni kuşak yıldızlar üretirler. Bu gazdan artık yoksun olduklarından eliptik gökadalar ise yeni yıldızlar üretemezler. Mevcut hidrojen rezervleri yıldızlarca tüketilip ağır elementlere dönüştürüldüğünde yeni yıldız doğumları meydana gelemez. Yıldızları yaşlandıkça gökadanın parlaklığı da giderek azalır.

İçinde bulunduğumuz "yıldız oluşum çağı"nın yüz milyar yıl süreceği tahmin edilmektedir. Kızıl cüceler gibi çok daha küçük ve giderek soluklaşan yaşlı yıldızların olacağı sonraki "yıldız çağı"nın 10-100 trilyon yıl süreceği düşünülmektedir. Bu "yıldız çağı"nın sonunda gökadalar şu sıkışık cisimlerden ibaret olacaklardır: Kahverengi cüceler, beyaz cüceler (soğumuş kara cüceler), nötron yıldızları ve kara delikler. Ardından kütleçekimsel gevşemenin sonucu olarak tüm yıldızlar kara deliklere düşecekler ya da çarpışmalar sonucunda galaksilerarası uzaya fırlatılacaklardır.

Ayrıca bakınız
--------------

* Şişkin gökada (gökbilim)
* Gökada halesi

Kaynakça
--------

1. ↑  "Search for Submillimeter Protogalaxies 17 Ekim 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 1999-11-18.Retrieved on 2007-01-10.
2. ↑  McMahon, R. (2006). "Journey to the birth of the Universe". Nature 443: 151. doi:10.1038/443151a 7 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
3. ↑  "[www.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm Search for Submillimeter Protogalaxies]". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 1999-11-18.  20 Şubat 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Retrieved on 2007-01-10.
4. ↑  Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed 13 Ocak 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Reports on Progress in Physics 136: 748. doi:10.1086/147433. Retrieved on 2008-11-01.
5. ↑  ^ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo 13 Ocak 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 225 (1): 357–379. doi:10.1086/156499.
6. ↑  Heger, A.; Woosley, S. E. (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III 10 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 567 (1): 532–543. doi:10.1086/338487.
7. ↑  Barkana, R.; Loeb, A. (1999). "In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Physics Reports 349 (2): 125–238. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.
8. ↑  "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation 4 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Carnegie Mellon University. 2005-02-09. Retrieved on 2007-01-07.
9. ↑  ^ Massey, Robert (2007-04-21). "Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe 7 Eylül 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Royal Astronomical Society. Retrieved on 2007-04-20.
10. ↑  ^ Noguchi, Masafumi (1999). "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 514 (1): 77–95. doi:10.1086/306932. Retrieved on 2007-01-16.
11. ↑  Baugh, C.; Frenk, C. (May 1999). "How are galaxies made? 4 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Physics Web. Retrieved on 2007-01-16.
12. ↑  Gonzalez, G. (1998). "The Stellar Metallicity — Planet Connection 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets: 431. Retrieved on 2007-01-16.
13. 1 2  Conselice, Christopher J. (February 2007). "The Universe's Invisible Hand". Scientific American 296 (2): 35–41.
14. ↑  Ford, H. et al (2002-04-30). "Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe 30 Mayıs 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Hubble News Desk. Retrieved on 2007-05-08.
15. ↑  Struck, Curtis (1999). "Galaxy Collisions 4 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Galaxy Collisions 321.
16. ↑  Wong, Janet (2000-04-14). "Astrophysicist maps out our own galaxy's end 11 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". University of Toronto. Retrieved on 2007-01-11.
17. ↑  Kennicutt Jr. R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. (1994). "Past and future star formation in disk galaxies 9 Mart 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 435 (1): 22–36. doi:10.1086/174790.
18. ↑  Knapp, G. R. (1999). Star Formation in Early Type Galaxies 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the Pacific. ISBN 1-886733-84-8. OCLC 41302839.
19. 1 2  Adams, Fred; Laughlin, Greg (2006-07-13). "The Great Cosmic Battle 31 Temmuz 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Astronomical Society of the Pacific.Retrieved on 2007-01-16.
20. ↑  Pobojewski, Sally (1997-01-21). "Physics offers glimpse into the dark side of the universe 4 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". University of Michigan. Retrieved on 2007-01-13.

Notlar
------

1. ↑  "Scientific modelling". 15 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009.
2. ↑  "Timeline of the Big Bang". 19 Mart 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009.
3. ↑  "Halo star". 15 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009.
4. ↑  "Interstellar cloud". 15 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009.

Dış bağlantılar
---------------

* Image of Andromeda galaxy (M31)21 Ekim 2002 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. - from:
* NOAO gallery of galaxy images2 Ağustos 2002 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* Javascript passive evolution calculator17 Şubat 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. for early type (elliptical) galaxies
* Video on the evolution of galaxies by Canadian astrophysicist Doctor P27 Kasım 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

| * g
* t
* d
Galaksiler |
| --- |
| Biçimler | 
* Cüce galaksi
	+ eliptik
	+ düzensiz
	+ küremsi
	+ sarmal
* Düzensiz galaksi
	+ çubuklu
* Eliptik galaksi
	+ cD-galaksi
* Halkalı
	+ kutup-halkalı
* Merceksi galaksi
	+ çubuklu
	+ çubuksuz
* Sarmal galaksi
	+ ara
	+ büyük tasarım
	+ çubuklu
	+ çubuksuz
	+ macellansı
	+ solgun
	+ topaklanmış
* Tuhaf galaksi

 |
| Yapı | 
* Çubuk
* Dev kütleli karadelik
* Disk
	+ Disk galaksisi
* Aktif galaksi çekirdeği
* Galaksi halesi
	+ taç
* Galaktik düzlem
* Galaksi merkezi
* Galaktik sırt
* İlkel galaksi
* Gökada iplikçiği
* Karanlık madde halesi
* Sarmal kol
* Şişkinlik
* Yıldızlararası madde

 |
| Aktif çekirdek | 
* Bağıl jet
* Blazar
* Kuasar
* Mikrokuasar
* LINER
* BL Lacertae nesnesi
* Markarian
* Radyo galaksisi
	+ DRAGN
	+ X-biçimli
* Seyfert galaksisi

 |
| Enerjik Galaksiler | 
* Parlak kızılötesi
	+ ULIRG
	+ HLIRG
	+ ELIRG
* LAE
* Sıcak, tozla gizlenmiş
* Starburst galaksisi
	+ bcd
	+ bezelye
	+ soluk mavi
	+ Parlak kızılötesi gökada
* Hanny'nin Nesnesi
* Wolf-Rayet gökadası

 |
| Düşük etkinlik | 
* Aşırı dağınık
* Düşük yüzey parlaklığı
* Karanlık galaksi

 |
| Etkileşim | 
* Alan galaksisi
* Boşluk galaksisi
* Boşluk ve süperboşluklar
* Denizanası
* Bulut
* Duvarlar
* Etkileşen galaksi
	+ birleşme
* Galaktik gelgit
* Grup ve kümeler
	+ BCG
	+ fosil grup
	+ grup
	+ küme
* Süperkümeler
* Uydu galaksi
* Yıldız akıntısı

 |
| Listeler | 
* Boşluklar
* Galaksiler
	+ En büyük
	+ En yakın
	+ Halkalı
	+ Kutup-halkalı
	+ Sarmal
* Kuasarlar
* Kümeler
* Süperkümeler

 |
| Ayrıca bakınız | 
* Ekstragalaktik astronomi
* Galaksi dönüş eğrisi
* Galaksi koordinat sistemi
* Galaksi oluşumu ve evrimi
* Galaksilerarası seyahat
* Galaksilerarası toz
* Galaksilerarası yıldızlar
* Galaktik astronomi
* Galaktik yaşanabilir bölge

 |
| **Kategori Kategori:Galaksiler**  **·**  **Portal Portal:Astronomi** |


|  |  |
| --- | --- |
| Otorite kontrolü Bunu Vikiveri'de düzenleyin | 
* LCCN: sh94008658
* NLI: 987007561008905171

 |