Galaksi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Galaksi veya gök ada, kütleçekim kuvvetiyle birbirine bağlı yıldızlar yıldızlararası gaz, toz ve plazmanın meydana getirdiği yıldızlararası madde[1] ve şimdilik pek anlaşılamamış karanlık maddeden[2] oluşan sistemdir. Tipik galaksiler 10 milyon (cüce galaksi)[3] ile bir trilyon (dev galaksi)[4] arasındaki miktarlarda yıldız içerirler[5][6] ve bir galaksinin içerdiği yıldızların hepsi o galaksinin kütle merkezini eksen alan yörüngelerde döner. Galaksiler çeşitli çoklu yıldız sistemlerini, yıldız kümelerini ve çeşitli nebulaları da içerebilirler.[1][7] Çevresinde gezegenler ve asteroitler gibi çeşitli kozmik cisimler dönen Güneş, Samanyolu galaksisindeki yıldızlardan yalnızca biridir.

Tarihsel olarak galaksiler gözle görülen biçimlerine göre sınıflanmışlardır. Bu sınıflamada sık karşılaşılan biçimlerden biri, ışık profili elips şekilli olan eliptik galaksidir.[8] Sarmal galaksiler, tozlu ve kıvrımlı kolları olan disk şekilli yapılardır.

Düzensiz ya da olağan dışı biçimli galaksiler ise "tuhaf galaksiler" olarak bilinir ve tipik olarak, komşu galaksilerin kütleçekimine bağlı biçim bozulmasıyla oluşurlar. Birbirlerine yakın galaksilerin arasındaki bu tür etkileşimlerle söz konusu galaksiler birleşebileceği gibi, yıldız oluşumu olaylarında "patlama" diye adlandırılabilecek ölçüde fazla artışların tetiklenmesiyle yıldız patlama galaksileri (İng., starburst galaxy) de gelişebilir.[not 1] Ayrıca, düzenli bir yapıya sahip olmayan küçük galaksilerden de düzensiz galaksiler olarak bahsedilebilir.[9]

Gözlemlenebilir evrende 100 milyardan (1011) fazla galaksi olduğu sanılmaktadır[10]. Galaksilerin çoğu 1.000 ile 100.000 parsek arasındaki bir yarıçapa sahip olup, genellikle birbirlerinden milyonlarca parsek uzaklıklarda bulunurlar[11]. Galaksilerarası uzay ortalama yoğunluğu m^3 başına bir atom bile düşmeyecek derecede az olan bir gazla doludur. Galaksilerin çoğu, kütleçekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlı “kümeler” adı verilen topluluklar oluştururlar; onlar da yine kütleçekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlı süperkümeleri oluştururlar.[12] Bu daha büyük yapılar da, evrende büyük boşlukları çevreleyen tabakalar ve ipliksi yapılar olarak düzenlenmiştir.[13].

Karanlık madde henüz çok iyi bir şekilde anlaşılamamış olmakla birlikte, öyle görünüyor ki, galaksilerin çoğunun kütlesinin yaklaşık % 90’ını karanlık madde oluşturmaktadır[14][15] Gözlem verileri bazı galaksi merkezlerinde dev kara deliklerin mevcut olabileceğini ortaya koymaktadır. Anlaşıldığına göre, Samanyolu galaksimiz da çekirdek kısmında böyle bir karadelik içermektedir.[16]

Bir sanatçı tarafından hazırlanan Samanyolu Galaksisi. İki ana spiral kol çekirdekteki çubuk oluşumunun uçlarından çıkmaktadır. Güneş'imiz kollardan birinde yer almaktadır.

Galaksi adının kökeni[değiştir | kaynağı değiştir]

Galaksi adının kökeni eski Yunanca’daki, bizim galaksimizi belirtmek üzere kullanılan “sütlü, süt gibi, sütsü” anlamlarına gelen galaxias (γαλαξίας) sözcüğü ya da "süt dairesi" anlamındaki kyklos galaktikos (κύκλος γαλακτίκος) terimidir. Bu terim ve dolayısıyla Batı kültüründe Samanyolu için kullanılan Milky Way ("Süt Yolu") terimi eski Yunan mitolojisindeki bir mitosdan kaynaklanır: Bir gece, Zeus ölümlü bir kadından yaptığı oğlu Herakles'i, farkettirmeden uykuya dalmış olan Hera'nın göğsüne koyar. Bebek Heracles, Hera'nın memelerinden akan sütü içecek ve böylece ölümsüz olacaktır. Fakat Hera gece uyanıp tanımadığı bir bebeği emzirdiğini farkedince onu fırlatıp atar ve boşalan memesinden çıkan süt de gece gökyüzüne fışkırıp akar. Hikayeye göre, işte geceleyin gökte sönük bir ışıkla pırıldar halde gördüğümüz “Süt Yolu” (Türkçe’de Samanyolu) denilen kuşak böyle oluşmuştur[kaynak belirtilmeli].

Astronomik literatürde galaksi sözcüğü, tek başınayken baş harfi büyük yazıldığında bizim galaksimiz olan Samanyolu’nu ifade eder. Uranüs’ü keşfeden William Herschel (1738-1822) astronominin bugünkü düzeyde olmadığı yıllarda derin (uzak) gök cisimleri kataloğunu hazırladığında M31 (Andromeda Galaksisi) gibi gök cisimlerini adlandırmak üzere “spiral nebula” adını kullanmıştı.[kaynak belirtilmeli] Bu gök cisimleri daha sonraki dönemlerde gerçek uzaklıkları anlaşılmaya başlandığında "devasa yıldız yığınları" olarak tanımlandı ve bu kez “ada-evren” olarak adlandırıldı. Zamanla yerini günümüzde kullandığımız “galaksi” terimine bıraktı.[17]

Gözlem Tarihçesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Samanyolu[değiştir | kaynağı değiştir]

Samanyolu'nun 360° fotoğrafik panoraması

Galaksimizin diğer galaksiler gibi dışarıdan görünüşü, içinde bulunduğumuz için, elde edilememektedir. Gökyüzünde çıplak gözle gördüğümüz, Samanyolu adını verdiğimiz ışıklı bölge ise, aslında yalnızca, galaksimizin kollarından biridir.

Antik çağda Grek filozofu Democritus (450–370 M.Ö.) gece gökyüzünde görünen Süt Yolu denilen ışıklı bölgenin uzak yıldızlardan oluşuyor olabileceğine dikkat çekmişti.[18] Aristo’nun (384-322 M.Ö.) düşüncesine göreyse, Süt Yolu büyük, birbirine bağlı çok sayıdaki yıldızın alevlenmesinden kaynaklanmaktaydı ve bu alevler dünya atmosferinin üst kısmında yer almaktaydı [kaynak belirtilmeli].

Arap astronom İbn-i Heysem (965-1037) Samanyolu’nun ıraklık açısını gözlemleme ve ölçme girişiminde bulundu;[19] Süt Yolu’nun ıraklık açısı yoktu, bunun üzerine “bu, Dünya’dan uzaktadır, atmosfere ait değildir” diyerek Aristo’nun görüşüne karşı çıktı.[20][21] İranlı astronom Birûni (973-1048) Samanyolu Galaksisi’nın sayısız bulutsu yıldızlar yığını olabileceği görüşünü ortaya attı.[22] İbn Bacce ise Samanyolu’nun pek çok yıldızdan oluştuğunu ve gözümüze sürekli bu şekilde görünmesinin dünya atmosferindeki kırılımdan kaynaklanıyor olabileceğini ileri sürdü.[23] İbn Kayyim El-Cevziyye (1292-1350) Samanyolu Galaksisi’nın sabit yıldızlar feleğinde bir araya gelmiş çok sayıdaki küçük yıldızlardan oluştuğunu ve bu yıldızların gezegenlerden daha büyük olduklarını ileri sürdü.[24]

Samanyolu Galaksisi’nin birçok yıldızdan oluşmasının ilk kanıtı Galileo Galilei’den geldi. 1610 yılında Samanyolu Galaksisi’ni bir teleskopla inceleyen Galileo Galilei bunun çok sayıdaki yıldızın bir araya gelmesinden oluştuğunu farketti.[25] 1750’de İngiliz astronom ve matematikçi Thomas WrightEvrenin orijinal bir teorisi ya da yeni hipotezi” adlı eserinde galaksinin Güneş Sistemi’ne benzer tarzda, fakat daha büyük ölçekte, kütleçekim gücüyle birbirlerine bağlı çok sayıdaki dönen yıldızlardan oluşmuş bir kitle olduğu görüşünü iddia etti (ve haklıydı). Bu düşünceye göre, söz konusu yıldızların oluşturduğu ve bizim de içinde bulunduğumuz bu disk, bizim gökyüzüne bakışımız açısından, bize gökyüzünde Süt Yolu olarak görünüyor olabilirdi.[26]

1785’te William Herschel tarafından sayılan yıldızlardan yola çıkılarak hazırlanan Samanyolu diyagramı. O dönemde Güneş galaksi merkezine yakın olduğu zannedildiğinden Güneş galaksi merkezine yakın olarak işaretlenmiştir.(Günümüzde yakın olmadığı bilinmektedir.)

Immanuel Kant 1755'deki bilimsel incelemesinde Thomas Wright'ın düşünce ve çalışmalarını biraz daha ayrıntılandırdı. Galaksimizin de Güneş Sistem’imize benzer biçimde, kütleçekim ile bir arada tutulan ve dönen bir yıldız kümesi olduğunu ifade etti. Kant ayrıca o dönemde gözlemlenebilen birkaç bulutsunun[not 2] da ayrı galaksiler olabilecekleri varsayımında bulundu. Samanyolu Galaksisi’nin biçimi ve Güneş’in galaksi içindeki konumu hakkındaki ilk girişim 1785’te gökyüzünün farklı bölgelerindeki yıldızları özenle sayan William Herschel’dan geldi. Herschel, Güneş Sistemi’ni merkeze yakın bir yere koyarak galaksinin biçimini gösteren bir diyagram hazırladı.[27][28]

Jacobus Kapteyn, hassas bir yaklaşım sergileyerek, 1920’deki çiziminde Güneş’in merkeze yakın bulunduğu elips biçimli küçük bir galaksi tasarladı. Farklı bir yöntem uygulayan Harlow Shapley ise küresel kümeler kataloğu çalışmasında kendinden öncekilerden tümüyle farklı olarak, galaksimizi Güneş’in merkezden uzak olduğu yaklaşık 70 kiloparsek yarıçapındaki yassı bir disk biçiminde tasarladı.[26] Her iki hatalı çalışma da galaktik düzlemde yıldızlararası toz vasıtasıyla ışığın soğurulmasını hesaba katmamıştı. Bu ancak Robert Julius Trumpler’ın 1930’da açık yıldız kümeleri üzerinde çalışırken bu etkiyi ölçmesinden sonra hesaba katılmaya başlandı ve günümüzdeki galaksi görünümü kuramlarına ulaşıldı[29].

Samanyolu Galaksisi'nin diğer bulutsulardan ayırt edilmesi[değiştir | kaynağı değiştir]

“Büyük Andromeda Bulutsusu” adı verilen gök cisminin 1899’da çekilen fotoğrafı. Cisim sonradan Andromeda Galaksisi olarak tanımlanmıştır.
Girdap Galaksisi’nın 1845’te Lord Rosse tarafından yapılan krokisi

10. yy.’da İranlı astronom Abdurrahman el-Sufi (El Sufi adıyla da tanınan Azophi) Andromeda Galaksisi’nın ilk kayıtlı gözlemini yaptı ve onu “küçük bulut” olarak tarif etti.[30] El Sufi aynı zamanda Yemen’den görünür olan ve Macellan’ın 16. yy.’daki yolculuğuna kadar Avrupalılar tarafından görülmemiş Büyük Macellan Bulutu’nu da tanımladı.[31][32] Bunlar Samanyolu Galaksisi haricinde yeryüzünden gözlemlenen ilk galaksilerdi. El Sufi buluşlarını 964 yılında “Sabit Yıldızlar” adlı kitabında duyurdu.

1054’te SN 1054 süpernovasının patlamasıyla Yengeç Bulutsusu’nun oluşması Çin, Arap ve İranlı gökbilimcilerce gözlemlendi. Bu bulutsu yüzyıllar sonra, Batı'da önce John Bevis (1731) tarafından daha sonra Charles Messier (1758) ve ardından Lord Rosse (1840’lar) tarafından gözlemlendi.[33]

1750’de Thomas Wright “Orijinal bir Teori ya da Evrenin Yeni Hipotezi” (An original theory or new hypothesis of the universe) adlı eserinde Samanyolu Galaksisi’nın yıldızlardan oluşan basık bir disk olduğunu ve gece gökyüzünde görünen bazı bulutsuların Samanyolu Galaksisi’nden ayrı olabilecekleri düşüncesini ifade etti ki, bu düşüncesinde haklı olduğu zamanla anlaşılacaktı.[26][34] 1755’te Immanuel Kant Samanyolu Galaksisi’ndan ayrı olan bu bulutsular için “ada evren” terimini ortaya attı.

18.yy. sonuna doğru Charles Messier en parlak 109 bulutsuyu içeren bir katalog derledi. Bunu William Herschel tarafından 5000 bulutsunun derlendiği geniş bir katalog çalışması izledi[26]. 1845’te Lord Rosse eliptik bulutsular ile spiral bulutsular arasında ayrım yapabilmesini sağlayan yeni bir teleskop yaptı[kaynak belirtilmeli].

1917’de Heber Curtis Andromeda Galaksisi'ndeki (Messier nesnelerinden M31) S Andromedae adlı novayı gözlemledi, fotoğraf kayıtlarını araştırarak 11 nova daha buldu. Ayrıca bu novaların ortalama olarak bizim galaksimizdekilerden 10 kat daha soluk olduğunu saptadı. Buradan yola çıkarak da 150.000 parsek mesafede olduğu tahmininde bulundu ve spiral bulutsuların bağımsız birer galaksi olduklarını varsayan "ada evrenler" hipotezini destekledi[kaynak belirtilmeli].

1920'de esas olarak Harlow Shapley ile Heber Curtis arasında geçen, Samanyolu ve spiral bulutsuların doğasının yanı sıra evrenin boyutu hakkındaki "Büyük Tartışma" o döneme damgasını bırakmıştı. Konu ancak yeni bir teleskop kullanan Edwin Hubble’ın 1920’lerin başlarındaki çalışmaları sayesinde sonuca bağlandı. Bazı spiral bulutsuların dış kesimlerinde bireysel yıldız toplulukları olduğu ayrıntılarını gözlemlemeyi başaran Hubble, bazı sefe değişkenlerini tanımlayabildi ki, bu da kendisine bulutsuların uzaklığını hesaplayabilme imkânı verdi. Böylece bu bulutsuların Samanyolu'nun parçası olamayacak kadar uzak olduklarını ortaya çıkardı.[35] Hubble ayrıca, 1936’da, hâlâ kullanımda olan bir biçimsel galaksi sınıflandırma sistemini (Hubble düzeni) ortaya atmıştır.[36]

Modern araştırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Tipik bir sarmal galaksinin döngü (rotasyon) eğimi: (A) tahmin edilen ve (B) gözlemlenen. Uzaklık galaksinin çekirdeğinden uzaklıktır.

Galaksilerin uzayda rastgele dağıldıklarını ileri süren teoriler, modern araçlarla yapılan gözlemler sonucunda önemini kaybetmiş, hepsinin belli bir düzen içinde yer aldıkları, gök cisimlerinin hepsinin belirli yasalar dahilinde hareket ettikleri anlaşılmıştır. 1944'de, Hendrik van de Hulst'un dalgaboyunu 21 cm. olarak tahmin ettiği, 1954’te gözlemlenen, yıldızlararası hidrojen atomlarından kaynaklanan mikrodalga ışınımının[37][38] ortaya çıkarılması ile galaksi incelemeleri yeni bir boyut kazandı. Çünkü, bu ışınım tozların soğurmasından etkilenmiyordu ve Doppler etkisi galaksi içerisindeki gazların hareketlerini belirlemede kullanılabilecekti. Gelişmiş radyoteleskoplarla hidrojen gazı diğer galaksilerde de belirlenebildi.

1970'lere gelindiğinde ise, Vera Rubin'in galaksilerdeki gazların dönüş hızı üzerine çalışmaları sonucunda şu husus saptandı: Galaksilerdeki yıldız ve gazların görünen toplam kütlesi, galaksilerin bu denli yüksek dönüş hızı için yeterli olamazdı; şu halde gözle görülmese de, ek kütlesiyle, hızın bu düzeyde olmasını sağlayıcı bir madde daha var olmalıydı. Böylece bu eksik kütle, görülemeyen, fakat büyük miktarlarda bulunan karanlık maddenin varlığı ile açıklandı.[39]

1990’ların başlarında Hubble Uzay Teleskobu daha ileri düzeyde gözlemlerde bulunulmasını sağladı. Örneğin galaksimizdeki görünmeyen karanlık maddenin yalnızca soluk ve küçük yıldızlardaki karanlık maddeden ibaret olamayacağı anlaşıldı.[40] Yine bu teleskopla önceleri nispeten boş olduğuna inanılan bir gökyüzü parçasının (Hubble Derin Alan) incelenmesi sayesinde, o gökyüzü parçasının boş olmayıp galaksilerle dolu olduğu anlaşıldı ve böylece evrende 125 milyar (1.25x1011) galaksinin olması gerektiğine ilişkin kanıt bulunmuş oldu.[41] Öte yandan gözle görülemeyen birçok tayfı gözlemleyebilen gözlem aygıtlarının (radyo teleskop, x-ışını teleskobu, kızılötesi kameralar vb.) geliştirilmesi Hubble tarafından da saptanamamış birçok galaksinin keşfedilebilmesini sağladı. Böylece sakınma bölgesi (İng. zone of avoidance) denilen “Samanyolu kuşağı” yüzünden iyi görülemeyen gökyüzü bölgesindeki galaksiler da keşfedilebildi.[42]

Tipleri ve biçimleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Hubble düzeni denilen biçimsel sınıflandırmaya göre galaksi tipleri ya da sınıfları. E, eliptik galaksiler; S, sarmal (spiral) galaksiler; SB ise çubuklu sarmal (spiral) galaksileri belirtir.

Galaksiler Hubble düzeni olarak adlandırılan yaygın bir biçimsel sınıflandırmaya göre üç ana sınıfta sınıflandırılırlar: Eliptik, sarmal (spiral) ve düzensiz. Bu sınıflandırma tümüyle galaksilerin gözle görülen biçimlerine dayanır. Fakat bu sınıflandırma esas alındığında,etkin galaksilerdeki çekirdek etkinliği ya da starburst galaksilerinde önem taşıyan “yıldız doğum oranı” gibi, galaksilerin bazı önemli karakteristikleri gözardı edilmiş olur.[43] Bir galaksinin en yoğun kısmı çekirdeğidir. Gaz miktarı ve yıldız sayısı galaksinin merkezine doğru gittikçe artar[kaynak belirtilmeli].

Eliptik galaksiler[değiştir | kaynağı değiştir]

Eliptik galaksiler görüş açısından bağımsız olarak, gerçekten elips biçimine sahip galaksilerdir. Hubble düzenine göre eliptik galaksiler daire biçimine yakınlıktan aşırı ovalliğe kadar uzanan bir yelpaze içinde kodlanır ya da adlandırılırlar. Bu yelpaze içinde daire biçimine en yakın eliptik galaksiler E0 olarak, en basık ya da en oval olanlar ise E7 olarak adlandırılır. Genellikle küçük yapılı, nispeten yıldızlararası maddesi fazla olmayan galaksilerdir.

Bu galaksilerde yeni yıldız doğum oranı çok düşüktür, yani yıldız doğumlarının durduğu veya en aza indiği galaksiler olarak düşünülebilirler; dolayısıyla açık kümelere çok az derecede sahiptirler. Bu galaksiler, ortak kütleçekim merkezini esas alan, rastgele sayılabilecek yörüngelerde dönen evrimleşmiş yaşlı yıldızların baskın (çoğunlukta) olduğu galaksilerdir. Bu bakımdan çok daha küçük olan küresel yıldız kümeleri ile bazı benzerlikler taşırlar.[44][45] Buna karşılık en büyük galaksiler "dev eliptik galaksiler"dir. Dev eliptik galaksiler genellikle büyük galaksi kümelerinin çekirdekleri yakınında bulunurlar.[46]

Sarmal galaksiler[değiştir | kaynağı değiştir]

Sombrero Galaksisi, bir çubuksuz sarmal galaksi örneği

Evrendeki galaksilerın büyük bir çoğunluğu sarmal galaksilerden oluşur. Nispeten yüksek düzeyde açısal hıza sahiptirler. Sarmal galaksiler, dönen bir yıldızlar diskinden, yıldızlararası ortamdan ve genellikle daha yaşlı yıldızlardan meydana gelmiş bir şişkinlikten oluşur. Etrafı teker adlı yıldızlar topluluğu tarafından sarılı bu karın ya da çekirdek kısmından dışarı doğru nispeten parlak kollar uzanır. Hubble düzeninde sarmal galaksiler S harfiyle kodlanır; bu S harfinin yanına galaksinin bazı özelliklerini belirtmek üzere küçük harfler (a, b, c) eklenir. Bu ek harfler kolların sıkılık ya da dallanmadaki dağınıklık derecesini ve merkezî karın ya da çekirdeğin boyut durumunu gösterir. Örneğin Sa sınıfındaki galaksilerde çekirdek büyüktür, kollar ise belirsizce yayılmıştır. Sc sınıfında ise çekirdek küçüktür ve açılmış kollar ise belirgindir.[47]

Sarmal galaksiler adlarını yıldızların oluştuğu parlak kollarına borçuludurlar. Sarmal galaksilerde kollar, merkezden dışa doğru logaritmik spiral biçimine yakın bir spirallik göstererek açılırlar. Bu, yıldızlar kitlesinin tekbiçimli dönüşüyle oluşan sapmalardan kaynaklanan bir çalkantının varlığını gösterir. Yıldızlar gibi kollar da merkez çevresinde dönmekle birlikte, kollar sabit açısal hızla dönerler. Bu şu anlama gelir: Yıldızlar hareketleri sırasında bu kollara girip çıkarlar ve galaksi merkezine yakın yıldızlar ile kollardaki yıldızların hızları aynı değildir[kaynak belirtilmeli].

NGC 1300, bir çubuklu sarmal galaksi örneği

Günümüzde galaksilerin sarmal kolları yoğunluk dalgası teorisi'yle maddenin geçici olarak artması veya sıkışması şeklinde yorumlanmaktadır. Yıldızlar bir kol vasıtasıyla yer değiştirirlerken her yıldız sisteminin uzay hızı daha yüksek yoğunluktaki maddelerin kütleçekim kuvvetiyle değişikliğe uğratılır. İşte, yolda art arda giden otoların yavaşlamasıyla oluşan harekete veya okyanustaki dalga hareketine benzetilen bu etki, galakside yoğunluk dalgalarını oluşturmaktadır[kaynak belirtilmeli].

Sarmal galaksilerin çoğunda, çekirdeği bir uçtan diğerine kateden, yıldızlardan oluşmuş çubuk biçiminde bir oluşum bulunur.[48]Çubuklu sarmal galaksiler denilen bu sınıftaki galaksiler Hubble düzeninde, ardından kolların durumunu belirten bir küçük harfin (a, b, c) geldiği SB kodlamasıyla gösterilir. Çekirdekteki çubuğun çekirdekten dışarı doğru hareketlenen bir yoğunluk dalgası nedeniyle, bazen de bir başka galaksinin gelgit etkisi nedeniyle meydana gelen geçici bir oluşum olduğu düşünülmektedir.[49] İçinde bulunduğumuz Samanyolu Galaksisi da bir çubuklu sarmal galaksidir;[50] yaklaşık 30 kiloparsek yarıçapında ve bir kiloparsek kalınlıktadır. Yaklaşık 200 milyar yıldız içermekte olup kütlesi Güneş’inkinin yaklaşık 600 milyar mislidir.[51][52] Samanyolu Galaksisi 4 kısımda ele alınır: Karın, ince teker, kalın teker, hale. Disk çapı yaklaşık olarak yüz bin ışık yılıdır. İçerdiği 200 milyar yıldızın büyük çoğunluğu, diskin merkezinde toplanmıştır[kaynak belirtilmeli].

Diğer biçimler[değiştir | kaynağı değiştir]

Hoag nesnesi, bir halkalı galaksi örneği

“Tuhaf galaksiler” diğer galaksilerle gelgit etkileşimlerinden kaynaklanan alışılmamış özellikler gösteren galaksilerdir. Çıplak bir çekirdek ile çekirdeği çevreleyen, yıldızlardan oluşmuş bir halka ve yıldızlararası ortamdan oluşan “halkalı galaksi” buna bir örnek olarak gösterilebilir. Halkalı galaksinin bir sarmal galaksinin çekirdeğinden küçük bir galaksinin geçmesi halinde oluştuğu düşünülmektedir.[53] Andromeda Galaksisi’nın başından da böyle bir olay geçmiş olması muhtemeldir; çünkü kızılötesi ışın tekniği yardımıyla bu galaksinin çokhalkalı bir yapılanma gösterdiği saptanmıştır.[54]

NGC 5866, bir merceksi galaksi örneği. (NASA/ESA)

Bir “merceksi galaksi” (İng. lenticular galaxy) eliptik galaksi ile sarmal galaksi arasında kalan bir biçimde olup her iki galaksi sınıfının özelliklerine de sahiptir. Bu sınıftakiler Hubble düzeninde S0 olarak kodlanırlar. Belirsiz spiral kolları olmasının yanı sıra yıldızlardan oluşan eliptik bir halesi vardır.[55] Çubuklu merceksi galaksiler ise Hubble düzeninde SB0 olarak kodlanır. Bütün bu sınıflardan başka, eliptik ve spiral bir biçim altında sınıflandırılması pek mümkün olmayan bazı galaksiler daha bulunmaktadır ki, bunlar düzensiz galaksi olarak adlandırılır ve Irr I ya da Irr II olarak kodlandırılırlar. Bunlardan Irr I olarak kodlananlar düşük düzeyde bir yapılanma gösterirlerse de bu yapının biçimi biçimsel galaksi sınıflarından herhangi birine uymaz. Irr II olarak kodlanan galaksiler ise biçimsel galaksi sınıflarını andıran hiçbir yapı izi göstermezler. Düzensiz galaksilerin geçmişte birer sarmal veya eliptik galaksi oldukları, fakat sonraları kütleçekimsel kuvvetlerin etkisi altında düzensiz hale geldikleri düşünülmektedir. Düzensiz cüce galaksilerin yakın örneklerine Macellan Bulutları'nda rastlanır.

Cüce galaksiler[değiştir | kaynağı değiştir]

Geniş eliptik ve sarmal galaksilerin ününe karşılık evrendeki galaksilerin çoğunun cüce galaksiler oldukları görülmektedir. Bu mini galaksiler Samanyolu Galaksisi’nın % 1’i kadar olup yalnızca birkaç milyon yıldız içerirler. Kısa zaman önce yalnızca 100 parsek genişliğindeki “aşırı yoğun galaksi”ler keşfedilmiştir.[56] Cüce galaksilerin çoğu daha büyük bir galaksinin uydusu durumundadır. Samanyolu Galaksisi’nın bilinen böyle 12 kadar “uydu galaksi”si olup, keşfedilmeyi bekleyen 300-500 “uydu galaksi”si daha olduğu tahmin edilmektedir.[57] Cüce galaksiler eliptik, sarmal ya da düzensiz galaksi sınıflarında sınıflandırılabilirler. Fakat "eliptik cüce galaksiler" büyük eliptik galaksilere pek fazla benzemediklerinden “cüce küresel galaksiler” (İng. dwarf spheroidal galaxy) olarak adlandırılırlar. Kısa zaman önce keşfedilen iki cüce galaksinin her birinin kütlesinin 10 milyon güneş kütlesi kadar olduğunun saptanması galaksilerin büyük kısmının karanlık maddeden oluştuğu varsayımını desteklemektedir.

Olağan dışı dinamik ve etkinlikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Etkileşim[değiştir | kaynağı değiştir]

Antenler adlı iki galaksi kaynaşmayla sonuçlanacak bir çarpışma halindedir. İki galaksinin çekirdekleri büyük bir galaksi oluşturmak üzere yol almaktadır.[not 3]

Bir galaksi kümesinde bulunan galaksiler arasındaki etkileşimler nispeten sıklık göstermekte olup, evrimlerinde önemli bir rol oynarlar. Etkileşime geçmiş iki galaksi çarpışmasa da gelgit etkileşiminden dolayı hem birtakım eğrilip bükülme deformasyonlarına uğrar, hem de aralarında bir miktar gaz ve toz alışverişi olur.[58] İki galaksi arasında çarpışma, birbirlerinin tam üzerine geldikleri ve birleşmelerine imkân tanımayacak ölçüde bir momentuma sahip oldukları zaman meydana gelir. Bu denli etkileşime girmiş galaksilerdeki yıldızlar, birbirleriyle çarpışmadan, birbirlerinin arasından geçerler. Bununla birlikte gaz ve tozları etkileşime geçerler. Bu da, yıldızlararası ortamın bozulup ve parçalanıp sıkışmış hale gelmesiyle "yıldız doğumları"nın patlak vermesine neden olur. Galaksilerin çarpışması birinde ya da her ikisinde ciddi anlamda, çubuk, halka veya kuyruk benzeri eğilip bükülme bozulmalarına yol açar.[58]

İki galaksinin momentumu yeterince düşük olduğu takdirde, yani birbirlerinin içinden geçmelerini sağlayacak derecede güçlü olmadığı takdirde, etkileşim birleşmeyle sonuçlanır. Bu durumda iki galaksi daha büyük bir galaksiyi yaratacak şekilde kaynaşırlar. Bu kaynaşma etkinlikleri yeni galakside her iki galaksinin orijinal biçimlerine kıyasla farklı bir biçimsel yapıyı meydana getirici değişiklikler yaratabilir. İki galaksiden birinin daha büyük kütleye sahip olması halinde, biri diğeri tarafından, deyim yerindeyse, “yutulmuş” olur. Buna galaktik kanibalizm adı verilir. Bu tür denk olmayan kaynaşmalarda küçük galaksi yırtılır veya tamamen parçalanırken büyük galaksi pek fazla bozulmaya uğramaz. İşte galaksimiz Samanyolu halihazırda Sagittarius (Yay Takımyıldızı) cüce eliptik galaksisini ve Canis Major (Büyük Köpek Takımyıldızı) cüce galaksisini yutmak üzere "galaktik kanibalizm" sürecinde bulunmaktadır.[58]

Aşırı yıldız üreten galaksiler[değiştir | kaynağı değiştir]

Starburst galaksilerıne tipik bir örnek sayılan M82 (Messier 82). Normal bir galaksinin on misli oranında yıldız doğumuna sahne olmuştur.

Galaksilerdeki yıldızlar dev moleküler bulutlarda oluşan soğuk gaz rezervlerinden üretilirler. Yıldız doğumları oranının istisnai derecede yüksek olduğu galaksiler “starburst galaksi”ler adıyla bilinir. Bu galaksiler aşırı miktarda yıldız üretmeye sürekli olarak devam etselerdi gaz rezervlerini tüketerek ömürlerini iyice azaltırlardı. Fakat bu etkinlikleri genellikle yalnızca on milyon yıl kadar sürer ki, bu süre bir galaksinin ömür süresine nazaran nisbeten kısa bir süredir. "Starburst galaksi"ler evren tarihinin erken dönemlerinde daha yaygındılar.[59] Günümüzde bile bu galaksilerin, yıldız doğumları toplamına katkıları tahminen % 15 civarındadır.[60]

Starburst galaksiler tozlu gaz yoğunlaşmalarıyla ve yeni doğmuş yıldızların çokluğuyla nitelenirler ki, bu yıldızlardan bazıları çevredeki bulutları iyonize ederek içerisinde yıldız oluşumlarının gerçekleştiği H II bölgeleri yaratan büyük yıldızlardır.[61] Bu büyük yıldızlar süpernova patlamaları da üretirler ve bu patlamalarda saçtıkları maddeler çevredeki gazla çok güçlü bir etkileşime girerler. Bu patlamalar gaz bölgesinde yıldız oluşumunu sağlayan zincirleme reaksiyonları tetikler. Öyle ki bu etkinlik ancak sözkonusu bölgedeki gaz tüketildiğinde ya da dağıldığında son bulur.[59]

Starburst tipi galaksiler, genellikle galaksilerin birleşmesiyle ya da etkileşime geçmesiyle açıklanır. Starburst galaksilerin bu tür bir etkileşimle oluşmasına, M82 galaksisi tipik bir örnek oluşturur. M 82 kendisinden daha büyük bir galaksi olan M 81 ile yüzyüze gelecek şekilde yakınlaşmış ve normal bir galaksinin on misli oranında yıldız üreten bir starburst galaksi haline gelmiştir. Düzensiz galaksiler genellikle belirli aralarla starburst etkinliği sergilerler.[62]

Etkin çekirdekli galaksiler[değiştir | kaynağı değiştir]

Eliptik bir "radyo galaksi" olan M87'den yayılan parçacık akışı.

Gözlemleyebildiğimiz galaksilerin bir kısmı “etkin” olarak sınıflandırılır. Galaksiden çıkan toplam enerjinin önemli bir kısmı yıldızlar, toz ve yıldızlararası ortamdan değil, bir başka kaynaktan yayılmaktadır. Etkin galaksi çekirdeği için standart örnek, çekirdek bölgesindeki bir dev karadeliğin (SMBH) çevresinde oluşan bir katılım diskine dayanır. Bir etkin galaksi çekirdeğinin ışınımı maddenin diskten hareketle kara deliğe doğru düşmesi sırasındaki kütleçekimsel enerjiden kaynaklanır.[63] Bu tür kozmik cisimlerin % 10’unda, yarıçapları bakımından birbirine zıt bir enerji akışı çifti, çekirdekten ışık hızına yakın hızlarda parçacıklar fırlatır. Bu akışları üreten mekanizma, yani bu akışların işleyişi henüz anlaşılamamıştır.[64]

X ışınları şeklinde yüksek enerji ışınımları yayan etkin galaksiler ışıklılıklarına bağlı olarak "Seyfert galaksileri" ya da kuasar’lar olarak sınıflanırlar. Kuasar’lara benzeyen bir başka etkin galaksi türü de blazarlardır. Bunların Dünya’ya doğru yönelmiş bir rölativistik akışı oldukları gözlemlenmiştir. Radyo galaksi denilen etkin galaksiler ise bu rölativistik akışlarından radyo frekansları yayılan galaksilerdir. Muhtemelen, bir galaksi çekirdeği türü olan ve LINER (İng. Low-Ionization Nuclear Emission-line Regions) kısa adıyla tanınan çekirdekler de etkin çekirdeklerdir. LINER tipindeki galaksilerin yaydıklarında düşük ölçüde iyonize öğeler baskındır. Bize yakın galaksilerin yaklaşık üçte biri LINER çekirdek türüne sahip galaksiler olarak sınıflanırlar.[65][66][67]

Oluşma ve evrim[değiştir | kaynağı değiştir]

Galaksilerin ortaya çıkma ve evrimlerinin incelenmesi bir bakıma galaksilerin 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 halen ilerlemeler bekleyen etkin (araştırmaların sürdüğü) bir alandır.

Oluşma[değiştir | kaynağı değiştir]

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 modelleri 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 yoğunlaşmaya başladılar.[68] Bu ilk yapılar sonradan, günümüzde gördüğümüz galaksiler haline geleceklerdi.

Galaksilerin bu erken durumuna ilişkin kanıt 2006’da IOK-1 galaksisinin keşfedilmesiyle elde edildi. Bu galaksi 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 galaksi olduğunu ortaya koyuyordu.[69] 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 öngalaksiların (protogalaksi) varlığı, bunların Karanlık Çağlar denilen dönemde oluşmuş olabilecekleri fikrini akla getirmektedir.[68]

Bu tür erken galaksi 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, öngalaksiler 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.[70]
  • “Aşağıdan yukarı teorileri”ne göre, önce küresel yıldız kümesi gibi küçük yapılar oluşmuş, bu küçük yapılar da birleşerek galaksileri meydana getirmişlerdir.[71]. 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. Öngalaksiler 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.[72] Bu “ilk kuşak yıldızları” çevredeki nötr hidrojeni iyonize ederek, uzayda ışığın yolculuk etmesine olanak veren oluşumlar yarattılar.[73]

Evrim[değiştir | kaynağı değiştir]

Yeni oluşmuş bir galaksi olduğu düşünülen I Zwicky 18 (aşağıda, solda)

Bir galaksinin 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, galaksilerin büyümelerinin düzenlenmesinde anahtar bir rol oynamışlardır.[74] Bu erken dönemde galaksiler büyük ölçüde yıldız doğumları yaşamışlardır.[75]

Sonraki iki milyar yıl sırasında, biriken madde galaktik disk içine yerleşmiştir.[76] Bir galaksi, yaşamı boyunca, kendine yüksek hız bulutları ve cüce galaksilerden çektiği maddeleri katar.[77] Bu maddeler çoğunlukla hidrojen ve helyumdur. Yıldızların doğum-ölüm çevrimi, yavaş yavaş ağır elementlerin salınmasını artırır ki, bu, sonradan gezegenlerin oluşmasına imkân sağlayacaktır.[78]

Çarpışmalarının ve kütleçekimsel etkileşimlerinin galaksilerin evrimi üzerinde hatırı sayılır bir etkisi vardır. Erken dönemde galaksi birleşmeleri daha yaygındı ve galaksilerin çoğu, biçimleri bakımından “tuhaf galaksiler” (İng. peculiar galaxy) sınıfındaydılar.[79] Yıldızlar arasındaki uzaklık yeterince büyük olduğundan, çarpışan galaksilerdeki yıldızlar bu çarpışmadan etkilenmezler, yani galaksilerin 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[80] ve Antenler Galaksisi[81] adıyla bilinen çarpışan galaksilerde görülebilir.

NGC 4676, çarpışmak üzere olan iki galaksi (Fare Galaksileri). Fotoğraf Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiştir.
Sarımsı galaksilerden oluşan Abell 1689 galaksi kümesi, Hubble Uzay Teleskobu

Bu tür bir etkileşimin bir örneği de Samanyolu Galaksisi ile komşusu Andromeda Galaksisi’dır. Her iki galaksi birbirlerine 130 km/s hızla yaklaşmaktadır ve hızlarını etkileyen yan hareketler gözardı edilirse, yaklaşık 5-6 milyar yıl sonra çarpışacaklardır.[82]. Samanyolu Galaksisi daha önce hiç bu kadar büyük bir galaksi ile çarpışmamış olsa da, daha önce cüce galaksiler ile çarpışmış olduğuna ilişkin kanıtlar artmaktadır[kaynak belirtilmeli]. Böyle büyük ölçekli çarpışmalar nadirdir ve zaman geçtikçe böyle iki denk galaksinin birleşmesi daha nadir hale gelmektedir.[82] Parlak galaksilerin çoğu ömürlerinin son milyar yıllarında böyle kökten bir değişikliğe uğramazlar.[83]

Gelecek[değiştir | kaynağı değiştir]

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 galaksilerde meydana gelmektedir.[79] Samanyolu Galaksisi gibi sarmal galaksiler, spiral kollarındaki yıldızlararası yoğun hidrojen moleküler bulutlarına sahip oldukları sürece yalnızca yeni kuşak yıldızlar üretirler.[84] Bu gazdan artık yoksun olduklarından eliptik galaksiler ise yeni yıldızlar üretemezler.[85] Mevcut hidrojen rezervleri yıldızlarca tüketilip ağır elementlere dönüştürüldüğünde yeni yıldız doğumları meydana gelemez.[86] Yıldızları yaşlandıkça galaksinin parlaklığı da giderek azalır.

İçinde bulunduğumuz yıldız oluşum çağının yüz milyar yıl süreceği tahmin edilmektedir. Kızıl cüceler gibi çok daha küçük ve giderek soluklaşan yaşlı yıldızların olacağı sonraki yıldız çağının 10-100 trilyon yıl süreceği düşünülmektedir. Bu “yıldız çağı”nın sonunda galaksiler 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.[86][87]

Büyük ölçekli yapılar[değiştir | kaynağı değiştir]

Seyfert Altılısı. 6 üyeli olduğu sanılan bir “yoğun galaksi grubu”

Evrende galaksiler tek biçimli bir şekilde dağılmadıkları gibi tümüyle düzensiz bir şekilde de dağılmamışlardır. Gökyüzüne ilişkin "derin alan" araştırmaları galaksilerin genellikle birbirlerine bağlı bir şekilde topluluklar oluşturduğunu ortaya koymuştur. Milyarlarca yıl boyunca bir başka galaksiyle etkileşime geçmemiş galaksiler çok nadirdir. Şimdiye dek araştırılan galaksilerdan yalıtılmış halde oldukları gözlemlenenlerin oranı yalnızca % 5’tir. Kaldı ki bunların geçmişlerinde bir başka galaksiyle etkileşime geçmiş olmaları, çarpışmış olmaları, hatta, halen küçük galaksilerden oluşmuş uydulara sahip olmaları mümkündür. Yalıtılmış durumda bulunan galaksilerde yıldız doğumları, sahip oldukları gazlar diğer galaksilerdeki gibi etkileşimlerle sıyrılmamış olduklarından, yüksek bir oran gösterir.[88]

Büyük ölçekli skalada evren sürekli bir genişleme halindedir ki, bu da bireysel galaksiler arasındaki ortalama uzaklığın artmasına neden olmaktadır. Buna karşılık galaksi toplulukları karşılıklı kütleçekimsel etkileri sayesinde lokal anlamda bu genişlemeyi aşabilmektedirler. Bunlar evrenin erken döneminde karanlık maddenin sürüklemesi sayesinde kümelenmiş topluluklardır. Daha sonra bunlardan birbirine yakın gruplar bir araya gelerek galaksi kümelerini meydana getirmişlerdir. Bu bir araya gelme süreci bir kümedeki galaksilerarası gazın çok yüksek sıcaklıklara gelme derecesinde ısınmasına (30 milyon-100 milyon K) neden olur.[89] Bir kümedeki kütlenin yaklaşık % 70-80’i karanlık madde türündedir, %10-30’u bu ısınmış gazdan oluşur ve geri kalan az kısım da galaksiler olarak görünen maddedir.[90]

Evrendeki galaksilerin çoğu kütleçekimsel olarak birbirlerine bağlıdır; her galaksi, kütleçekimsel olarak, belirli bir sayıdaki diğer galaksilere bağlıdır. Böylece küçükten büyüğe doğru kümelenmeli bir yapı hiyerarşisi bulunur. Bunların en küçüğü galaksi gruplarıdır. (Galaksi sayısı 100’ün altında olduğu zaman bu topluluklara, gruplar ve kümeler arasındaki sınırlar belirgin olmasa da, galaksi grubu denir.) Kütleçekim kuvvetiyle bir arada tutulan bu toplulukların en yaygın tipi galaksi kümeleri olup, evrendeki galaksilerin çoğunu içerirler.[91]

Dünya’dan 1 milyar ışık yılı uzaklık içinde süperkümelerin dağılımını gösteren evren atlası. Burada yaklaşık 63 milyon galaksi gösterilmektedir.

Genellikle birkaç megaparseklik bir bölgede bir araya gelmiş binlerce galaksiyi içeren yapılar “küme” olarak adlandırılır. Galaksi kümesi ya da galaksi kümesi kütleçekimi sayesinde birbirlerine bağlı yüzden fazla galaksinin oluşturduğu kümedir. Galaksi kümeleri biçimleriyle (özel, küresel, simetrik vs.), dağılımlarıyla veya galaksi sayılarıyla (sayı birkaç bine çıkabilir) nitelenirler. Böyle bir grup ya da kümeye bağlı kalabilmek için her üyenin, yani her galaksinin hızının topluluktan kaçıp gidecek derecede yüksek olmaması, bir başka deyişle bunu önleyecek derecede düşük bir hızı olması gerekir. Buna karşılık yetersiz bir kinetik enerji söz konusu olduğunda da, topluluk galaksi birleşmelerinin olacağı bir evrim geçirir; evrim sonucunda topluluğun dönüştüğü yeni hali, daha az sayıda galaksiden oluşuyor olacaktır.[92] Galaksi kümelerinde genellikle tek bir "dev eliptik galaksi" baskın olur. “En parlak küme galaksisi” adı verilen bu dev, zamanla, uydu haline getirdiği diğer galaksileri gelgit etkisiyle tahrip eder ve yutup kendi kütlesine katar.[93]

Süperkümeler galaksi kümeleri, galaksi grupları ve bazen de bireysel galaksiler halinde onbinlerce galaksi içerirler. Bir milyar ışık yılı uzunlukta olabilen bu muazzam büyüklükteki yapılarda, aralarında büyük boşluklar olan galaksiler, rastgele değil, bir yapıdaki teller gibi dizilmişlerdir.[94] Süperküme skalasının daha üzerinde evrenin izotropik ve homojen olduğu düşünülür.[95] Galaksilerin yaklaşık % 90’ı bir kümeye ya da bir süperkümeye dahildir[kaynak belirtilmeli].

Samanyolu Galaksisi Yerel Grup (İng. Local Group) adı verilen 30 civarında galaksi içeren bir galaksi grubunun üyesidir. Bu, yarıçapı yaklaşık bir megaparsek olan bir gruptur. Bu grupta Samanyolu ve Andromeda en parlak iki galaksidir. Grubun diğer üyelerinin birçoğu bu iki galaksinin uyduları ya da yoldaşları olan cüce galaksilerdir.[96] Yerel Grup’un kendisi de Başak Süperkümesi’nin içindeki bir bulutumsu yapının bir parçasıdır.[97]

Çoklu dalgaboyu gözlemleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Kızılötesiyle saptanan, Samanyolu’nun ötesindeki galaksi dağılımını gösteren panorama

Samanyolu Galaksisi’nın dışındaki galaksilerin varlığının keşfedilmesinden sonra, bunların ilk gözlemleri genellikle, gözle görülür ışığın kullanıldığı gözlemlerdi. Yıldızların çoğu ışık yaydıklarından, galaksileri oluşturan yıldızların gözlemi optik astronominin temel etkinliklerinden biridir. Optik astronomiden iyonize H II bölgelerinin ve tozlu kolların dağılımının incelenmesinde de yararlanılabilmektedir. Fakat yıldızlararası ortamda mevcut toz, gözle görülür ışıkla gözlemlendiğinde soluk görülmektedir. Buna karşılık uzak-kızılötesi ışınlarla daha saydam görülebilmektedir[kaynak belirtilmeli].

Günümüzde optik astronominin yetersiz kaldığı alanlarda artık çeşitli dalgaboylarından da yararlanılmakta ve bu alanda çeşitli aygıtlar kullanılmaktadır. Modern yöntemlerden bazıları şunlardır:

  • Kızılötesi: Uzak-kızılötesi ışınlar gerek dev moleküler bulut bölgelerinin içinin, gerekse galaksi çekirdeklerinin içinin ayrıntılı olarak gözlemlenebilmesinde kullanılabilmektedir.[98] Kızılötesi aynı zamanda evren tarihinin çok erken döneminde ortaya çıkmış uzak, kırmızıya kaymadaki galaksilerin gözlemlenmesinde de kullanılabilmektedir. Su buharı ve karbondioksit kızılötesi tayfın işe yarar kısımlarının belirli bir miktarını soğurduklarından kızılötesi astronomisinde artık yüksek irtifalardaki, yani uzaydaki teleskoplar kullanılmaktadır.
  • radyo frekansları: Galaksilerin gözle görülen ışık dışındaki araçlar kullanılarak yapılan ilk incelemesi radyo frekansları kulllanılarak yapılmıştır. Atmosfer 5 MHz ile 30 GHz. arası frekanslar için geçirgendir (daha aşağı sinyaller iyonosferce bloke edilmektedir)[99] Etkin çekirdeklerden yayılan akışlar büyük radyo interferometre aygıtlarıyla saptanabilmektedir. Radyoteleskoplar ise nötr hidrojeni, erken dönemdeki, galaksileri oluşturmak üzere sonradan çöken iyonize olmamış maddeyi gözlemleyebilmektedir.[100]
  • Morötesi ve X ışını: Morötesi ve X ışını teleskopları galaksilere ilişkin yüksek enerji etkinliklerini gözlemleyebilmektedir.[101] Örneğin X ışınları sayesinde galaksi kümelerindeki sıcak gazın dağılım haritası çıkarılmıştır. Yine galaksilerin çekirdeklerinde dev kara deliklerin varlığı X ışını astronomisi sayesinde doğrulanmıştır.[102]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ İngilizce'deki starbust galaxy terimi için bir kaynakta "yıldızlarla dolup taşan galaksi" ifadesi kullanılmışsa da Türkçede "patlama" sözcüğünün "birdenbire gelişme, çoğalma" şeklinde bir anlamının bulunmasından dolayı, bu maddede İngilizce terimin doğrudan tercümesi olan "yıldız patlama galaksisi" ifadesi kullanılmıştır.
  2. ^ Bu adın verilme nedeni dürbünle bakıldığında ışık veren gaz bulutu gibi gözükmeleridir.
  3. ^ 900 milyon yıl önce etkileşime başlamış bu iki sarmal galaksinin çekirdekleri yaklaşık 400 milyon yıl sonra birleşerek tek çekirdek haline gelecektir.Anten Gök Adaları

İlgili belgeler[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b "Galaxy" (İngilizce). Encyclopædia Britannica. http://www.britannica.com/EBchecked/topic/223818/galaxy. Erişim tarihi: 2010-01-25. 
  2. ^ Hupp, E.; Roy S., Watzke M. (2006-08-21). "NASA Finds Direct Proof of Dark Matter". http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html. Erişim tarihi: 2010-01-12. 
  3. ^ "Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy". European Southern Observatory. 2000-05-03. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html. Erişim tarihi: 2010-01-12. 
  4. ^ "Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View". NASA. 2006-02-28. 2007-01-03 tarihinde erişildi.
  5. ^ "Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy". ESO. 2000-05-03. [ http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html. 2010-01-13 tarihinde erişilmiştir. ]
  6. ^ "Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View". NASA. 2006-02-28.
  7. ^ "Milky Way Galaxy" (İngilizce). Encyclopædia Britannica. http://www.britannica.com/EBchecked/topic/382567/Milky-Way-Galaxy. Erişim tarihi: 2010-01-25. 
  8. ^ Hoover, Aaron (2003-06-16). "UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected". Hubble News Desk. 2007-02-05 tarihinde erişildi.
  9. ^ Jarrett, T.H. (2007-01-09). "Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas". California Institute of Technology. http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/. Erişim tarihi: 2010-01-12. .
  10. ^ Mackie, Glen (2002-02-01). "To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand". http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html. Erişim tarihi: 2010-01-12. 
  11. ^ Gilman, D. (2002-02-01). "The Galaxies: Islands of Stars". NASA WMAP. http://www.hq.nasa.gov/office/pao/History/EP-177/ch4-7.html. Erişim tarihi: 2010-01-12. 
  12. ^ "Galaxy Clusters and Large-Scale Structure". University of Cambridge. 2007-01-15. http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/gal_lss.html. Erişim tarihi: 2010-01-12. 
  13. ^ M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989) ., 2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.
  14. ^ Milky Way and Dark Matter,2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.
  15. ^ The Mysterious Dark Matter,2010-01-13 tarihinde erişilmiştir.
  16. ^ Finley, D.; Aguilar, D. (2005-11-02). "Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core". National Radio Astronomy Observatory. http://www.nrao.edu/pr/2005/sagastar/. Erişim tarihi: 2010-01-12. 
  17. ^ Rao, Joe (2 Eylül 2005). "Explore the Archer's Realm". SPACE.com. http://www.space.com/spacewatch/050902_teapot.html. Erişim tarihi: 2010-01-25. 
  18. ^ Burns, Tom (31 Temmuz 2007). "Constellations reflect heroes, beasts, star-crossed lovers" (İngilizce). The Dispatch. http://www.dispatch.com/live/content/now/stories/2007/07/stars.html. Erişim tarihi: 2010-01-25. 
  19. ^ Mohamed, Mohaini (2000), Great Muslim Mathematicians, Penerbit UTM, pp. 49–50, ISBN 983-52-0157-9, OCLC 48759017
  20. ^ Masic, Izet (2008). "Ibn Al-Haitham – Father of Optics and Describer of Vision Theory" (İngilizce). Medical Archives 62: 183-188. http://www.avicenapublisher.org/docs/MedArh/MedArh2008-3.pdf#page=55. Erişim tarihi: 2010-01-25. 
  21. ^ In The Land of Cosmos, Sagan's Turf , September 13, 2009
  22. ^ O'Connor, John J.; Robertson, E.F. (Kasım 1999). "Abu Arrayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni" (İngilizce). The MacTutor History of Mathematics archive. http://www-history.mcs.st-and.ac.uk/Biographies/Al-Biruni.html. Erişim tarihi: 2010-01-25. 
  23. ^ Montada, Josep Puig (28 Eylül 200). "Ibn Bajja" (İngilizce). Stanford Encyclopedia of Philosophy. http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja/#Nat. Erişim tarihi: 2010-01-25. 
  24. ^ Livingston, John W. (1971), "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation", Journal of the American Oriental Society 91 (1): 96–103 [99], doi:10.2307/600445
  25. ^ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (November 2002). "Galileo Galilei". University of St. Andrews. 2007-01-08 tarihinde erişildi.
  26. ^ a b c d Evans, J. C. (1998-11-24). "Our Galaxy". George Mason University. 2007-01-04 tarihinde erişildi.
  27. ^ Marschall, Laurence A. (1999-10-21). "How did scientists determine our location within the Milky Way galaxy--in other words, how do we know that our solar system is in the arm of a spiral galaxy, far from the galaxy's center?" (İngilizce). Scientific American. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-did-scientists-determ. Erişim tarihi: 2010-01-25. 
  28. ^ Kuhn, Karl F.; Koupelis, Theo (2004). In Quest of the Universe. Jones and Bartlett Publishers. ISBN 0-7637-0810-0. OCLC 148117843.
  29. ^ Trimble, V. (1999). "Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space". Bulletin of the American Astronomical Society (31): 1479. 2007-01-08 tarihinde erişildi.
  30. ^ Kepple, George Robert; Glen W. Sanner (1998). The Night Sky Observer's Guide, Volume 1. Willmann-Bell, Inc.. pp. 18. ISBN 0-943396-58-1.
  31. ^ "Observatoire de Paris (Abd-al-Rahman Al Sufi)". 2010-01-23 tarihinde erişildi.
  32. ^ "Observatoire de Paris (LMC)". 2010-01-23 tarihinde erişildi.
  33. ^ K. Glyn Jones (1976), "The Search for the Nebulae", Journal of the History of Astronomy 7: 67
  34. ^ See text quoted from Wright's An original theory or new hypothesis of the universe by Freeman Dyson, Disturbing the Universe, 1979, pg 245, ISBN 0-330-26324-2
  35. ^ Hubble, E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical JournalEngl 69: 103–158. doi:http://ucp.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/143167 10.1086/143167.
  36. ^ Sandage, Allan (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83 (6).2007-01-08 tarihinde erişildi.
  37. ^ Tenn, Joe. "Hendrik Christoffel van de Hulst". Sonoma State University. 2007-01-05 tarihinde erişildi.
  38. ^ López-Corredoira, M.; Hammersley, P. L.; Garzón, F.; Cabrera-Lavers, A.; Castro-Rodríguez, N.; Schultheis, M.; Mahoney, T. J. (2001). "Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS". Astronomy and Astrophysics 373: 139–152. doi:10.1051/0004-6361:20010560. 2007-01-08 tarihinde erişildi.
  39. ^ "2002 Gruber Cosmology Prize" (İngilizce). Peter Gruber Foundation. 2002. http://www.gruberprizes.org/GruberPrizes/Cosmology_LaureateOverview.php?id=32&awardid=23. Erişim tarihi: 2010-01-23. 
  40. ^ "Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter". Hubble News Desk. 1994-10-17. 2007-01-08 tarihinde erişildi.
  41. ^ "How many galaxies are there?". NASA. 2002-11-27.2007-01-08 tarihinde erişildi.
  42. ^ Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. (2000). "Mapping the hidden universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance". Publications of the Astronomical Society of Australia 17 (1): 6–12. 2008-11-01 tarihinde erişildi.
  43. ^ Jarrett, T.H.. "Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas". California Institute of Technology. 2007-01-09 tarihinde erişildi.
  44. ^ Barstow, M. A. (2005). "Elliptical Galaxies". Leicester University Physics Department. 2006-06-08 tarihinde erişildi.
  45. ^ "Galaxies". Cornell University. 2005-10-20. 2006-08-10 tarihinde erişildi.
  46. ^ "Galaxies". Cornell University. 2005-10-20.2006-08-10 tarihinde erişildi
  47. ^ Smith, Gene (2000-03-06). "Galaxies — The Spiral Nebulae". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. 2006-11-30 tarihinde erişildi.
  48. ^ Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science 269/270: 427–430. doi:10.1023/A:1017025820201. .
  49. ^ Bournaud, F.; Combes, F. (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics 392: 83–102. doi:10.1051/0004-6361:20020920.
  50. ^ "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics 379 (2): L44–L47. 2001. doi:10.1051/0004-6361:20011487.
  51. ^ Sanders, Robert (2006-01-09). "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum". UCBerkeley News. . 2006-05-24 tarihinde erişildi.
  52. ^ Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. 2008-11-01 tarihinde erişildi.
  53. ^ Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. (1994). "Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass". Bulletin of the American Astronomical Society 26: 911. 2008-11-01 tarihinde erişildi.
  54. ^ Esa Science News (1998-10-14). ISO unveils the hidden rings of Andromeda. Press release. 2006-05-24 tarihinde erişildi.
  55. ^ "Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2004-05-31. 2006-12-06 tarihinde erişildi.
  56. ^ Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B. (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster". The Astrophysical Journal 560 (1): 201–206. doi:10.1086/322517.
  57. ^ Groshong, Kimm (2006-04-24). "Strange satellite galaxies revealed around Milky Way". NewScientist.2007-01-10 tarihinde erişildi.
  58. ^ a b c "Interacting Galaxies". Swinburne University. 2006-12-19 tarihinde erişildi.
  59. ^ a b "Starburst Galaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2006-08-29.2006-08-10 tarihinde erişildi.
  60. ^ Kennicutt Jr., R. C.; Lee, J. C.; Funes, J. G.; Shoko, S.; Akiyama, S. (September 6–10, 2004). "Demographics and Host Galaxies of Starbursts". Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies: 187-, Cambridge, UK: Dordrecht: Springer. 2006-12-11 tarihinde erişildi.
  61. ^ Smith, Gene (2006-07-13). "Starbursts & Colliding Galaxies". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. 2006-08-10 tarihinde erişildi.
  62. ^ Keel, Bill (September 2006). "Starburst Galaxies". University of Alabama. 2006-12-11 tarihinde erişildi.
  63. ^ Keel, William C. (2000). "Introducing Active Galactic Nuclei". The University of Alabama. 2006-12-06 tarihinde erişildi.
  64. ^ Lochner, J.; Gibb, M.. "A Monster in the Middle". NASA. 2006-12-20 tarihinde erişildi.
  65. ^ Keel, William C. (2000). "Introducing Active Galactic Nuclei". The University of Alabama.2006-12-06 tarihinde erişildi.
  66. ^ Heckman, T. M. (1980). "An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei". Astronomy and Astrophysics 87: 152–164.2008-11-01 tarihinde erişildi.
  67. ^ Ho, L. C.; Filippenko, A. V.; Sargent, W. L. W. (1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". Astrophysical Journal 487: 568–578. doi:10.1086/304638.
  68. ^ a b "Search for Submillimeter Protogalaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 1999-11-18.2007-01-10 tarihinde erişildi.
  69. ^ McMahon, R. (2006). "Journey to the birth of the Universe". Nature 443: 151. doi:10.1038/443151a.
  70. ^ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". Reports on Progress in Physics 136: 748. doi:10.1086/147433.2008-11-01 tarihinde erişildi.
  71. ^ ^ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". Astrophysical Journal 225 (1): 357–379. doi:10.1086/156499.
  72. ^ Heger, A.; Woosley, S. E. (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III". Astrophysical Journal 567 (1): 532–543. doi:10.1086/338487.
  73. ^ Barkana, R.; Loeb, A. (1999). "In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe". Physics Reports 349 (2): 125–238. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.
  74. ^ "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation". Carnegie Mellon University. 2005-02-09. 2007-01-07 tarihinde erişildi.
  75. ^ Massey, Robert (2007-04-21). "Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe". Royal Astronomical Society. 2007-04-20 tarihinde erişildi.
  76. ^ Noguchi, Masafumi (1999). "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks". Astrophysical Journal 514 (1): 77–95. doi:10.1086/306932. 2007-01-16 tarihinde erişildi.
  77. ^ Baugh, C.; Frenk, C. (May 1999). " How are galaxies made?". Physics Web. 2007-01-16 tarihinde erişildi.
  78. ^ Gonzalez, G. (1998). "The Stellar Metallicity — Planet Connection". Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets: 431. 2007-01-16 tarihinde erişildi.
  79. ^ a b Conselice, Christopher J. (February 2007). "The Universe's Invisible Hand". Scientific American 296 (2): 35–41.
  80. ^ Ford, H. et al (2002-04-30). "Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe". Hubble News Desk.2007-05-08 tarihinde erişildi.
  81. ^ Struck, Curtis (1999). "Galaxy Collisions". Galaxy Collisions 321.
  82. ^ a b Wong, Janet (14 Nisan 2000). "Astrophysicist maps out our own galaxy's end" (İngilizce). University of Toronto. http://www.news.utoronto.ca/bin/000414b.asp. Erişim tarihi: 2010-01-25. 
  83. ^ Panter, Ben; Jimenez, Raul; Heavens, Alan F.; Charlot, Stephane (2007). " The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (4): 1550–1564. doi: 10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608531. 22.01.2010 tarihinde erişildi.
  84. ^ Kennicutt Jr., R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. (1994). "Past and future star formation in disk galaxies". Astrophysical Journal 435 (1): 22–36. doi:10.1086/174790.
  85. ^ Knapp, G. R. (1999). Star Formation in Early Type Galaxies. San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the Pacific. ISBN 1-886733-84-8. OCLC 41302839.
  86. ^ a b Adams, Fred; Laughlin, Greg (2006-07-13). "The Great Cosmic Battle". Astronomical Society of the Pacific.2007-01-16 tarihinde erişildi.
  87. ^ Pobojewski, Sally (1997-01-21). "Physics offers glimpse into the dark side of the universe". University of Michigan.2007-01-13 tarihinde erişildi.
  88. ^ McKee, Maggie (2005-06-07). "Galactic loners produce more stars". New Scientist. 2007-01-15 tarihinde erişildi.
  89. ^ "Groups & Clusters of Galaxies". NASA Chandra.2007-01-15 tarihinde erişildi.
  90. ^ Ricker, Paul. "When Galaxy Clusters Collide". San Diego Supercomputer Center.2008-08-27 tarihinde erişildi.
  91. ^ Ponman, Trevor (2005-02-25). "Galaxy Systems: Groups". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group.2007-01-15 tarihinde erişildi.
  92. ^ Girardi, M.; Giuricin, G. (2000). "The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups". The Astrophysical Journal 540 (1): 45–56. doi:10.1086/309314.
  93. ^ Dubinski, John (1998). "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies". Astrophysical Journal 502 (2): 141–149. doi:10.1086/305901.
  94. ^ Bahcall, Neta A. (1988). "Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters". Annual review of astronomy and astrophysics 26: 631–686. doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215.
  95. ^ Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.; Sironi, G. (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Letters to Nature 319: 751–753. doi:10.1038/319751a0.
  96. ^ van den Bergh, Sidney (2000). "Updated Information on the Local Group". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (770): 529–536. doi:10.1086/316548.
  97. ^ Tully, R. B. (1982). "The Local Supercluster". Astrophysical Journal 257: 389–422. doi:10.1086/159999.
  98. ^ "Near, Mid & Far Infrared". IPAC/NASA. 2007-01-02 tarihinde erişildi.
  99. ^ "The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals". NASA. 2006-08-10 tarihinde erişildi.
  100. ^ "Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible". ScienceDaily. 2006-12-14. 2007-01-02 tarihinde erişildi.
  101. ^ "NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star". NASA. 2006-12-05.2007-01-02 tarihinde erişildi.
  102. ^ Dunn, Robert. "An Introduction to X-ray Astronomy". Institute of Astronomy X-Ray Group.2007-01-02 tarihinde erişildi

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  • Dickinson, Terence (2004). The Universe and Beyond (4th ed.). Firefly Books Ltd.. ISBN 1-55297-901-6. OCLC 55596414.
  • James Binney, Michael Merrifield (1998). Galactic Astronomy. Princeton University Press. ISBN 0-691-00402-1. OCLC 39108765.
  • Sparke, L. S.; Gallagher III, J. S. (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-59704-4.

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

Commons-logo.svg
Wikimedia Commons'ta
Galaksi ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunmaktadır.