Bir galaksinin yaşamının geç evrelerinde yıldızlar ağır elementler bakımından gittikçe daha zengin olarak oluşurlar. Yavaş yavaş gerçekleşen bu zenginleşmeye kimyasal evrim adını veriyoruz. 4.6 milyar yıl önce oluşan Güneş sistemi, galaksinin o zamanki kimyasal bileşimini yansıtıyor. Dev dış gezegenler ve özellikle de Jüpiter ve Satürn gibi Güneş’in de kütlesinin yüzde 2 kadarını helyumdan daha ağır elementler oluşturur. Güneş Bulutsusu’ndan aldıkları hidrojen ve helyumu koruyamamış olan iç gezegenler Güneş öncesindeki bulutsunun kimyasal durumunun iyi örnekleri sayılamazlar. Şu anda yıldız oluşumunun sürmekte olduğu Orion Bulutsusu gibi bir bölgede Güneş’e oranla her hidrojen atomu başına iki kat daha fazla ağır element bulunmaktadır. Yıldızlararası ortam aradan geçen 4.6 milyar yılda yakınlarda gerçekleşen süpernova patlamalarının artıklarıyla zenginleşmiş olduğundan, bu aslında beklenen bir farktır. Pratikte bir galaksideki tüm gazlar ince bir disk biçimini alır ve yıldızlarla süpernovalardan kaynaklanan artıklar zamanla birikir. Her ne kadar yıldızlarının çoğu Güneş’ten yaşlı ve ortalama olarak daha fazla metal içermekteyse de galaksinin diski, tüm yeni yıldızların oluştuğu yerdir.
Yıldızlararası gazda bulunan ve uçucu olmayan ağır elementlerin yaklaşık yansı toz taneciklerinin yapısında bulunur. Bu tanecikler, evrimlerinin ileri evrelerinde bulunan dev yıldızlar tarafından dışarı püskürtülen silikatlar gibi küçük, katı parçacıklardır. Uçucu olmayan tanecikler yıldızlardan püskürtüldükleri sırada yüksek sıcaklıklarda, uçucu olanlar ise düşük sıcaklıklarda yıldızlararası bulutlarda yoğunlaşmışlardır. Sonuç olarak, soğuk molekül bulutları içinde bulunan taneciklerin çevresinde buz biçiminde uçucu gaz yoğunlaşmaları oluşur. Bu bulutların kütleleri parçalanmaya yetecek ölçüde büyüdüğünde, galaksinin ve bulutların dönmesinden dolayı, her yeni yıldızın çevresinde diskler oluşur. Buzla kaplanmış olan tanecikler, oluşum halindeki yıldızın çevresinde çok ince bir orta düzleme yayılırlar. Sonunda da disk parçalanarak gezegen sistemine dönüşür.
Galaksi halesindeki yıldızların çoğunun içerdiği metal miktarı Güneşinkinin yüzde 3’ünden daha azdır. Bunu, baledeki yıldızların, gaz disk biçimini almadan önce oluştuğu şeklin de yorumluyoruz. Acaba en yaşlı yıldızların diskin dışında, galaksi halesinde yer almasının nedeni nedir? Açıklamalardan biri şudur: Yıldızlar oluşumları sırasında sahip oldukları hızlarını korurlar. İlkel galaksinin çöküşü sırasında oluşan yıldızların yörünge hızları büyük olur, bu nedenle de hale yıldızlarının hızları Güneş’e oranla çok fazladır. Gerçekten de bu, 2. Popülasyonun tanımın dan gelen bir özelliktir.
Oysa ilkel galaksiyi oluşturan gaz disk biçimini aldıktan sonra gazın kinetik enerjisinin çoğu dışarıya verilmiş olacağın dan, geç oluşan yıldızların hızlarının ‘düzlem dışı’ bileşenleri bulunmaz. Gaz diskinde hareketin yalnızca çembersel bileşeni varlığını sürdürür. Bundan dolayı geç oluşan yıldızlar her zaman aynı yönde ve çembersel yörüngeler üzerinde hareket ederler. Bir başka deyişle, erken doğan yıldızlar haleyi, geç doğanlar ise diski meydana getirir.
Geriye bir sorun kalıyor: baledeki yıldızların arasında çok düşük ya da sıfır metal oranına sahip olanların sayısı neden bu kadar az? Cevap belki de galaksinin oluşumu sırasında kısa ömürlü, büyük kütleli yıldızların daha uzun ömürlü, daha küçük kütleli yıldızlardan günümüze oranla sayıca daha üstün olmasıdır. Eğer gerçekten böyleyse, bu evreden geriye kalan yıldızların sayısı da az olacaktır.

Kaynakça:
www.space.com

Yazar: Taner Tunç

CEVAP VER

Please enter your comment!
Please enter your name here