Galaksiler, evrenin çok daha az farklılaşmış olduğu eski dönemlerine doğru zaman içinde geriye doğru, kozmoloji uzmanlarının yolculuk yapabilmelerine olanak sağlayan deniz fenerleridir. Galaksilerin, değişmez bir biçimde herhangi bir kozmoloji modelinin sınanmasında kullanılan araçlar ya da kilometre taşlan olduğu biliniyor. Gerçekten, kainatın geometrisi ve kaderini açığa çıkarabilmek için yapılan bütün girişimler, galaksilerin nasıl bir evrim geçirdiği bilinmediği için başarısız olmaktadırlar.
Karanlık maddenin en iyi incelenmiş kaynakları olarak galaksiler, içlerinde evrenin ilk ve daha etkin olduğu evrelere ilişkin detayları fosilleşmiş bir biçimde de olsa barındırmaktadırlar. Her şeyin ötesinde biz, bir galaksinin derinliklerinde yaşadığımızdan, kozmik sahnedeki kaynağımız konusundaki anlayışımız, galaksilerin uzak geçmişteki oluşumunu çevreleyen giz perdesinin aydınlatılmasından ayrı düşünülemez. Bu nedenle kozmolojinin temel amaçlarından biri galaksilerin nasıl oluştuğunun ortaya çıkarılmasıdır. Ne yazık ki bu alanda, fizik son derece karmaşık ve zor anlaşılır hale gelmektedir. Şimdi de birbiriyle hiç etkileşmeden evrim geçiren, enerjisini koruyan karanlık maddeyle ve enerjisini 
harcayarak evrim geçiren gazla uğraşmak zorundayız.
Bu uğraşımıza uzak ve oluşmakta olan bir galaksi şöyle dursun, Güneş civarında bile tam anlaşılamamış olan yıldız oluşumunu da katmalıyız. Tam olarak anlaşılamamış olan bir süreci milyarlarca yıl ve milyonlarca ışık yılı ötelere taşımayı öğrenmeliyiz. Bu bölüm, galaksi oluşumuna ilişkin model oluşturma konusundaki girişimleri tanımlamaktadır.
Yıldızların Oluşumu
Yıldızların süregelen oluşum sürecinden oldukça çok şey öğrendik. Örneğin, yıldızlar Samanyolu diskinin içinde kalınlığı 200 parsek ve çapı 20 kiloparsek olan bir bölgede oluşmaktadırlar. Bu bulutların kütleleri 10 000 – 1 milyon Güneş kütlesi arasında olup temel olarak molekül yapısındaki hidrojenden oluşmaktadırlar.
Kısa ömürlü, büyük kütleli yıldızlar, oluşum bölgelerini aydınlatmaktadırlar. Yıldız doğumlarının gözlendiği yıldızlararası bulutlar ve genç yıldızların bulunduğu bölgeler, sarmal kollarda yoğunlaşmaktadırlar. Bizim bulunduğumuz kolun adı Orion koludur. Galaksinin merkezinden dışarı doğru gidildiğinde, Samanyolu’nun diğer sarmal kolları, Centaurus, Sagittarius ve Perseus’tur. Her kol galaksiye bir tur ya da daha az sarılmış gibi gözükmektedir. Bu, başlangıçta astronomları çok şaşırtmıştı: galaksinin iç bölgeleri daha hızlı döndüğünden, eğer bu uzun süren bir olay olsaydı, kolların galaksiye daha fazla sarılması beklenirdi.
Sarmal kolların uzun ömürlülüğü, yoğunluğun birbirinin ardı sıra gelen bölgelerde az ya da çok olması anlamına gelen yoğunluk dalgaları ile açıklanmaktadır. Yıldızlar- arası gaz 
bulutlan, sarmal bir galaksinin diski çevresinde hemen hemen dairesel yörüngelerde dönerler. Diskteki yıldızlar ve gaz bulutlan üzerine sürekli olarak etkiyen bir gel-git kuvveti, maddenin yoğunluk dalgalan oluşturacak biçimde sıkışmasına ve biçimleri bozulmuş yörüngelerin ortaya çıkmasına neden olur. Bizim galaksimizdeki gel-git kuvvetinin kaynağı, görünüşe bakılırsa Büyük Magellan Bulutu’dur. Onun yarattığı biçim bozulmaları, hemen hemen trafik sıkışıklığına benzetilebilecek bir biçimde yörüngelerin bazı bölgelerde yığılmasına yol açar. Galaksideki farklı dönme hızları yoğunluk dalgalarını sarmal bir biçime sokar. Bu nedenle sarmal kollar, yörüngelerin kalabalıklaştığı bölgelerden başka bir şey değildir. Bu bölgeler daha parlak olarak gözlenir ve bu süreç sırasında oluşan yapı bizim galaksimiz ve başka galaksilerdeki tanıdık görüntünün ortaya çıkmasını sağlar.
Tıpkı kalabalıktan tıkanmış bir trafikte olduğu gibi, bulutlar gel-git alanının yarattığı yüksek yoğunluk bölgelerinde zaman zaman çarpışırlar. Sarmal kollardaki en büyük kütleli bulutlar, sonunda birçok yıldız-kütleli parçalar halinde kümelere bölünürler. Bunlar ilkel yıldızlardır, zamanla yıldıza dönüşecek olan cisimlerdir.
Bu bulutların yıldız oluşturmak üzere çöküp çökmeyecekleri, galaksi oluşumunu incelediğimiz sırada sözünü ettiğimiz Jeans kriterine bağlıdır. Hangi özelliklerin bulutun yıldız oluşturacak biçimde çökmesini sağladığını anlamak için kütlesi M, yarıçapı R ve yoğunluğu p olan bulutun kendi kütleçekim kuvveti, merkezdeki basınç kuvvetine eşitlenir. Bulutun kendi kütleçekim kuvveti, kütlesinin karesiyle orantılıdır ama buna karşı koyan basınç kuvveti yalnızca kütlenin kendisiyle orantılıdır. Eğer kütleçekimi üstün gelirse -ki yeterince büyük kütleli bir bulutta böyledir- bulut çöker.
Yakın galaksilerin sarmal kolların da yoğun gaz bulutları ile O ve B yıldızlan adı verilen parlak yıldız toplulukları bulunur. Bir bulutun evrimindeki bu üç aşama, içten dışa doğru giden bir sarmal kol dizisinde bulunabilir. Bu yapı, bulutların yoğunluk dalgalarıyla karşılaştıklarında sıkıştıkları ve en yoğun bulutların toz toplulukları ve sonunda oluşan yıldızlar biçiminde görünür hale geldikleri yolundaki fikri desteklemektedir. Bu topluluklardaki parlak O ve B yıldızları bir ipe dizilmiş boncuklar gibi sarmal kollara dizilmektedir. Yörüngede dolaşmakta olan sarmal bir bulutun sarmal bir yoğunluk dalgasına girmesi sırasında başlayan yıldız oluşumu bulaşıcı bir salgın hastalığa benzer. Yoğunluk dalgasının sıkışma bölümünde yer alan kısa ömürlü, büyük kütleli yıldızlar yaşamlarını birkaç milyon yıl i çinde tamamlarlar. Bu nedenle sarmal kollar düzenli ve belirgin olarak gözükür. Sürekli olarak yeni doğan yıldızlarca beslendiklerinden sarmal kollar kalıcı olarak aynı gibi durur.
Ana bulut dönmekte olduğundan bölünmeden sonraki her parça da dönmeyi sürdürür. Bu nedenle her parça önce dönme momentleri tarafından ela desteklenen bir gaz ve toz bulutu biçiminde çöker. İç çekirdek büzülür, ısınır ve bir yıldıza, daha doğrusu başlangıçta tüm gücünü kütle çekiminden alan ilkel bir yıldıza dönüşür. Disk, merkezdeki ana yıldız çevresinde dönen gezegenler oluşturabilir. Merkezdeki yıldızdan kaynaklanan morötesi ışınım ve yıldız rüzgarı çok geçmeden çevredeki gazı iyonlaştırır ve süpürür. Çöken ilkel yıldız tarafından serbest bırakılan yeterli miktarda kütle çekimsel potansiyel enerjisi olduğu sürece 
yıldız enerjisini bu yoldan almayı sürdürür. İlkel yıldızın başlangıçtaki enerji deposu, kütlesi M ve yarıçapı R olan bir yıldız için GM^2/R kadardır. Güneş’in günümüzdeki haline benzeyen bir yıldız düşünelim. Böyle bir yıldızın kütle çekimsel potansiyel enerjisi yaklaşık olarak 4 x 10^48 erg kadardır. İlkel yıldız parlaklığı 10 L(0) ya da saniyede 4 x 10^34 erg olan böyle bir yıldız yalnızca kütle çekimi enerjisiyle parlamasını 10^14 saniye ya da 1 milyon yıl sürdürür. Bu da ilkel yıldız evresinin tipik süresidir.
Bu evredeki yıldızın çevresinde hala bol miktarda ışınım soğuran (ve yeniden yayan) gazlardan oluşan bir koza bulunduğu için, yıldız bir kızılötesi ışınım kaynağı olarak görülür. Çok geçmeden hidrojenden oluşan çekirdekte nükleer yanma başlar ve hidrojen yakan, kararlı bir yıldız doğmuş olur.
Kaynakça:
www.space.com
Yazar: Taner Tunç