Bir galaksinin yaşamının sonraki aşamalarında, ağır elementler açısından daha zengin hale geldiklerinde yıldızlar oluşur. Biz bu kimyasal evrime kademeli döllenme diyoruz. 4,6 milyar yıl önce oluşan güneş sistemi, galaksinin o zamanki kimyasal bileşimini yansıtıyor. Helyumdan daha ağır elementler, tıpkı Jüpiter ve Satürn gibi dev dış gezegenler gibi Güneş’in kütlesinin %2’sini oluşturur. Güneş bulutsusundaki hidrojen ve helyumu tutmayı başaramayan iç gezegenler, güneş öncesi bulutsunun kimyasal durumunun iyi örnekleri değildir. Şu anda yıldız oluşumunun gerçekleştiği Orion Bulutsusu gibi bir bölgede, hidrojen atomu başına Güneş’in iki katı kadar ağır element vardır. Yıldızlararası ortam 4,6 milyar yıldaki son süpernova patlamalarının kalıntılarıyla zenginleştiği için bu beklenen bir farktır. Pratik olarak galaksideki tüm gaz ince bir disk şeklini alır ve yıldızlardan ve süpernovalardan gelen kalıntılar zamanla birikir. Yıldızlarının çoğu Güneş’ten daha yaşlı olmasına ve ortalama olarak daha fazla metal içermesine rağmen, galaktik disk tüm yeni yıldızların oluştuğu yerdir.
Yıldızlararası gazdaki uçucu olmayan ağır elementlerin yaklaşık yarısı toz parçacıklarında bulunur. Bu parçacıklar, evrimlerinin sonraki aşamalarında dev yıldızlardan fırlatılan silikat gibi küçük katı parçacıklardır. Yıldızlararası bulutlardaki uçucu olmayan parçacıklar, yıldızlardan çıktıklarında yüksek sıcaklıklarda yoğunlaşırken, yıldızlararası bulutlardaki uçucu parçacıklar daha düşük sıcaklıklarda yoğunlaşmıştır. Sonuç olarak, soğuk moleküler bulutlardaki parçacıkların etrafında buz gibi uçucu gaz yoğunlaşması oluşur. Bu bulutların kütleleri parçalanacak kadar büyüdüğünde, galaksinin ve bulutların dönüşü nedeniyle her yeni yıldızın etrafında diskler oluşur. Buzla kaplı parçacıklar, oluşan yıldızın etrafına çok ince bir orta tabaka halinde yayılır. Sonunda, disk bir gezegen sistemine bölünür.
Galaktik haledeki yıldızların çoğu, güneştekilerin yüzde 3’ünden daha azını içerir. Bunu baledeki yıldızların gaz disk şeklini almadan önce oluştuğu şeklinde yorumluyoruz. Diskin dışındaki en yaşlı yıldızlar neden galaktik halede? Bir açıklama, yıldızların oluştukları zamanki hızlarını koruduklarıdır. İlkel galaksinin çöküşü sırasında oluşan yıldızların yörünge hızları yüksektir, dolayısıyla hale yıldızlarının hızları güneşin hızlarından çok daha yüksektir. Aslında bu, popülasyon 2 tanımından gelen bir özelliktir.
Bununla birlikte, geç yıldız hızlarının “düzlem dışı” bileşenleri yoktur, çünkü gazın kinetik enerjisinin çoğu, protogalaksiyi oluşturan gaz bir disk şeklini aldıktan sonra salınmış olacaktır. Gaz diskinde sadece hareketin dairesel bileşeni kalır. Bu nedenle, geç yıldızlar her zaman aynı yönde ve dairesel yörüngelerde hareket eder. Başka bir deyişle, erken yıldızlar haleyi, geç yıldızlar ise diski oluşturur.
Geriye bir sorun kalıyor: Neden çok düşük veya sıfır mineral içeriğine sahip bu kadar az bale yıldızı var? Belki de cevap, galaksinin oluşumu sırasında, bugünkünden daha uzun ömürlü, daha az kütleli yıldızlardan daha büyük kütleli, kısa ömürlü yıldızların olduğudur. Durum böyle olsaydı, bu aşamadan kalan yıldızların sayısı az olurdu.
kaynak:
www.space.com
yazar: bronzlaştırıcı tonik
Diğer gönderilerimize göz at
[wpcin-random-posts]