İçeriğe atla

Merceksi galaksi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Merceksi gök ada sayfasından yönlendirildi)
NGC 5866, Ejderha takımyıldızında yer alan bir merceksi gökadadır. Bu görüntü, merceksi gökadaların disklerinde hatırı sayılır miktarda toz barındırabileceğini göstermektedir. Bununla birlikte bu tip gökadalarda, çok az ya da hiç gaz bulunmadığından yıldızlararası madde açısından fakir olarak kabul edilmektedir.

Merceksi gökada (S0 olarak gösterilir), biçimsel gökada sınıflandırma şemalarında eliptik (E) ve sarmal gökada (S) arasında yer alan bir gökada türüdür.[1] Büyük ölçekli bir disk içermesine karşın, büyük ölçekli sarmal kollara sahip değildir. Merceksi gökadalar, yıldızlararası maddelerinin çoğunu tüketmiş veya kaybetmiş ve bu nedenle devam eden çok az yıldız oluşumuna sahip disk gökadalarıdır.[2] Buna rağmen, disklerinde önemli miktarda toz barındırabilirler. Sonuç olarak, tıpkı eliptik gökadalar gibi çoğunlukla yaşlı yıldızlardan oluşurlar. Merceksi ve eliptik gökadalar morfolojik farklılıklarına rağmen spektral özellikler ve ölçekleme ilişkileri gibi ortak bazı özellikleri paylaşırlar. Her ikisi de, en azından evrenin yerel kısmında, pasif olarak evrimleşen erken tip gökadalar olarak kabul edilebilir. "E" gökadaları ile "S0" gökadalarını morfolojik olarak birbirine bağlayan, orta ölçekli disklere sahip "ES" gökadalarıdır.[3]

Morfoloji ve yapı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Sınıflandırma

[değiştir | kaynağı değiştir]
NGC 2787, görülebilir toz emilimine sahip bir merceksi gökada örneğidir. S0 gökadası olarak sınıflandırılmış olsa da; sarmal, eliptik ve merceksi gökadaları ayırt etmenin zorluğu burada açıkça görülebilir.
Ocak Kümesi'nin bir üyesi olan NGC 1387, büyük bir çekirdek halkasına sahiptir.
Erken tip gökadaların (merceksi S0 gökadalarını da içeren) geç tip sarmal gökadalara göre konumunu gösteren bir yerleşim grafiği. Yatay eksen, ağırlıklı olarak sarmal kolların doğası tarafından belirlenen morfolojik tipi gösterir.
Merceksi ve sarmal gökadalardan oluşan bir örneklem için belirli bir eksen oranına (küçük/büyük eksen) sahip gökadaların yüzdesi.[4]

Merceksi gökadalar, hem görünür bir disk bileşenine hem de belirgin bir şişkinliğe sahip olmaları bakımından benzersizdir. Tipik sarmal gökadalara kıyasla çok daha yüksek şişkinlik-disk oranlarına sahiptirler ve geç tip gökadaların[not 1] karakteristik sarmal kol yapısına sahip olmasalar da merkezi bir çubuk sergileyebilirler.[4] Bu baskın şişkinlik, merceksi bir gökada örneğinin eksen oranı (yani, bir disk gökadasının gözlemlenen küçük ve büyük ekseni arasındaki oran) dağılımında görülebilir. Merceksi gökadalar için dağılım 0,25 ila 0,85 aralığında istikrarlı bir şekilde artarken, sarmal gökadalar için bu aralıkta dağılım genellikle daha düzdür.[5] Daha büyük eksen oranları, karşıdan görünen disk gökadalarının gözlemlenmesiyle veya küremsi (şişkinliği daha baskın) gökadalardan oluşan bir örnekleme sahip olarak açıklanabilir. Diski yandan görünen, biri şişkinliği olan diğeri ise şişkinliği olmayan iki gökadayı düşünün. Belirgin bir şişkinliğe sahip gökada, eksen oranı tanımına göre şişkinliği olmayan gökadaya kıyasla daha büyük bir yandan görünüm eksen oranına sahip olacaktır. Bu nedenle, belirgin küremsi bileşenlere sahip bir disk gökadası örneklemi, daha büyük eksen oranlarına sahip daha fazla gökadayı içerecektir. Merceksi gökada dağılımının artan gözlemlenen eksen oranıyla birlikte yükselmesi, merceksi gökadaların merkezi bir şişkinlik bileşeni tarafından domine edildiğini gösterir.[4]

Merceksi gökadalar genellikle sarmal ve eliptik gökadalar arasında tam olarak anlaşılamayan bir geçiş aşaması olarak kabul edilir ve bu durum, Hubble düzenindeki ara yerleşimlerini açıklar. Bu durum, merceksi gökadaların hem belirgin disk hem de şişkinlik bileşenlerine sahip olmasından kaynaklanır. Disk bileşeni genellikle belirsizdir, bu da sarmal gökadalara benzer bir sınıflandırma sistemini engeller. Şişkinlik bileşeni ise genellikle küremsi olduğundan, eliptik gökada sınıflandırmaları da uygun değildir. Dolayısıyla merceksi gökadalar, mevcut toz miktarına veya merkezi bir çubuğun belirginliğine göre alt sınıflara ayrılırlar. Çubuksuz merceksi gökadalar, SA01, SA02 ve SA03 olarak sınıflandırılır, burada alt simgedeki sayılar disk bileşenindeki toz emilim miktarını gösterir. Çubuklu merceksi gökadalar için ise karşılık gelen sınıflar SB01, SB02 ve SB03'tür.[4]

Sérsic ayrıştırması

[değiştir | kaynağı değiştir]

Merceksi gökadaların yüzey parlaklığı profilleri, küremsi bileşen için bir Sérsic modeli ile disk için katlanarak azalan bir modelin (Sérsic indisi n ≈ 1) ve sıklıkla üçüncü bir bileşen olarak merkezi çubuğun toplamıyla iyi bir şekilde tanımlanır.[6] Bazen merceksi gökadaların yüzey parlaklığı profillerinde ~ 4 disk ölçek uzunluğunda gözlemlenen bir kesiklik olur.[7] Bu özellikler, sarmal gökadaların genel yapısıyla uyumludur. Bununla birlikte, merceksi gökadaların şişkinlik bileşeni morfolojik sınıflandırma açısından eliptik gökadalarla daha yakından ilişkilidir. Merceksi gökadaların iç yapısına hakim olan bu küremsi bölge, disk bileşenine kıyasla daha dik bir yüzey parlaklığı profiline sahiptir (Sérsic indisi tipik olarak n = 1 ila 4 arasında değişir).[8][9] Merceksi gökada örnekleri, yüzey parlaklığı profillerinin analizi yoluyla disksiz (küçük çekirdek diskleri hariç) eliptik gökada popülasyonundan ayırt edilebilir.[10]

Çubuklar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Tıpkı sarmal gökadalar gibi, merceksi gökadalar da merkezi bir çubuk yapısına sahip olabilirler. Normal merceksi gökadaların sınıflandırma sistemi toz içeriğine dayanırken, çubuklu merceksi gökadalar merkezi çubuğun belirginliğine göre sınıflandırılır. SB01 gökadaları en az belirgin çubuk yapısına sahiptir ve yalnızca merkezi şişkinliğin karşı tarafları boyunca hafifçe artan yüzey parlaklığına sahip olarak sınıflandırılırlar. Çubuğun belirginliği indis numarası ile artar, bu nedenle NGC 1460 gibi SB03 gökadaları, şişkinlik ile disk arasındaki geçiş bölgesi boyunca uzanabilen oldukça belirgin çubuklara sahiptir.[4] NGC 1460, merceksi gökadalar arasında görülen en büyük çubuklardan birine sahip gökadadır. Ne yazık ki merceksi gökadalardaki çubukların özellikleri hakkında ayrıntılı araştırmalar yapılmamıştır. Tüm bu özelliklerin yanı sıra çubukların oluşum mekanizmasının anlaşılması, merceksi gökadaların oluşum veya evrim tarihini netleştirmeye yardımcı olacaktır.[7]

SB01 (NGC 2787)
SB02 (NGC 1533)
SB03 (NGC 1460)
Sınıflandırmaya göre çubuklu merceksi gökadalar

Kutu şeklinde şişkinlikler

[değiştir | kaynağı değiştir]

NGC 1375 ve NGC 1175, "kutu şeklinde" şişkinliklere sahip merceksi gökada örnekleridir. Bu gökadalar SB0 pec olarak sınıflandırılmıştır. Kutu şeklindeki şişkinlikler çoğunlukla sarmal, nadiren de merceksi, yandan görünen gökadalarda gözlemlenir.[11]

İçerik

[değiştir | kaynağı değiştir]
Hubble tarafından elde edilen ESO 381-12 görüntüsü[12]

Birçok bakımdan merceksi gökadaların bileşimi eliptik gökadalarla benzerlik gösterir. Mesela, her ikisi de ağırlıklı olarak daha yaşlı ve dolayısıyla daha kırmızı yıldızlardan oluşur. Tüm yıldızlarının yaklaşık bir milyar yıldan daha yaşlı olduğu düşünülmektedir ve bu, Tully–Fisher ilişkisi ile olan uyumlarıyla da örtüşmektedir (aşağıya bakınız). Bu genel yıldız özelliklerine ek olarak küresel kümeler, benzer kütle ve parlaklığa sahip sarmal gökadalara göre merceksi gökadalarda daha sık görülmektedir. Ayrıca moleküler gazları yok denecek kadar azdır (bu nedenle yıldız oluşumu yoktur) ve önemli bir hidrojen α veya 21 cm emisyonuna sahip değildirler. Son olarak eliptik gökadaların aksine, hala önemli miktarda toz içerebilirler.[4]

Kinematik

[değiştir | kaynağı değiştir]

Ölçüm zorlukları ve teknikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
NGC 4866, Başak takımyıldızında bulunan merceksi bir gökadadır.[13]

Merceksi gökadalar, hem sarmal hem de eliptik gökadalarla benzer kinematik özellikleri paylaşırlar.[14] Bunun nedeni, merceksi gökadaların hem belirgin bir şişkinlik hem de disk yapısına sahip olmalarıdır. Şişkinlik bileşeni, merkezi bir hız dağılımı tarafından basınçla desteklenmesi bakımından eliptik gökadalara benzer. Bu durum, hava parçacıkları (şişkinlik bölgesindeki yıldızlar gibi) hareketlerinin rastgele hareketler tarafından belirlendiği bir balona benzetilebilir. Bununla birlikte merceksi gökadaların kinematiğine, dönmeyle desteklenen disk hakimdir. Dönme desteği, diskteki yıldızların ortalama dairesel hareketinin gökadanın kararlılığından sorumlu olduğu anlamına gelir. Bu nedenle kinematik özellikler, merceksi gökadaları eliptik gökadalardan ayırmak için sıklıkla kullanılır. Eliptik ve merceksi gökadalar arasındaki farkı belirlemek genellikle hız dağılımı (σ), dönme hızı (v) ve eliptiklik (ε) ölçümlerine dayanır.[14] Merceksi ve eliptik gökadalar arasında ayrım yapmak için tipik olarak sabit bir ε için v/σ oranına bakılır. Mesela bu ayrım için kabaca bir kriter, eliptik gökadaların ε = 0,3 için v/σ < 0,5 değerine sahip olmasıdır.[14] Bu kriterin ardındaki mantık, merceksi gökadaların belirgin bir şişkinlik ve disk bileşenine sahip olması, eliptik gökadaların ise disk yapısının olmamasıdır. Bu nedenle merceksi gökadalar, eliptik gökadalara kıyasla çok daha belirgin bir şişkinlik bileşenine sahip olmamanın yanı sıra (disk bileşeni nedeniyle) ihmal edilemez dönme hızlarına sahip oldukları için eliptik gökadalardan çok daha büyük v/σ oranlarına sahiptir. Bununla birlikte her bir gökada için tek bir oran kullanan bu yaklaşım, bazı erken tip gökadalarda v/σ oranının, ölçüldüğü yarıçapa bağlı olması nedeniyle sorunludur. Örneğin, E ve S0 gökadaları arasında köprü görevi gören ES gökadaları, ara ölçekli disklerinde orta yarıçaplarda yüksek bir v/σ oranına sahipken, büyük yarıçaplarda bu oran düşer.[15][16]

Disk gökadalarının kinematiği genellikle Hα veya 21 cm emisyon çizgileriyle belirlenir, fakat bu çizgiler genel olarak soğuk gaz eksikliğinden dolayı merceksi gökadalarda bulunmaz.[7] Bu yüzden merceksi gökadalar için kinematik bilgi ve kabaca kütle tahminleri genellikle yıldızların soğurma çizgilerinden elde edilir, ki bunlar emisyon çizgileri kadar güvenilir değildir. Ayrıca, merceksi gökadalar için doğru dönme hızlarının elde edilmesinde önemli zorluklar vardır. Bu zorluklar, merceksi gökadaların eğiklik ölçümlerinin zorluğu, şişkinlik-disk ara bölgesindeki izdüşüm etkileri ve yıldızların rastgele hareketlerinin gerçek dönme hızlarını etkilemesinden kaynaklanan birleşik bir etkidir.[17] Bu etkiler, merceksi gökadaların kinematik ölçümlerini normal disk gökadalarına kıyasla oldukça zor hale getirir.

Tully–Fisher ilişkisinde sapma

[değiştir | kaynağı değiştir]
Bu grafik, bir sarmal gökada örneklemi (siyah) ile bir merceksi gökada örneklemi (mavi) için Tully–Fisher ilişkisini göstermektedir.[18] Sarmal gökadalar için en iyi uyum çizgisinin, merceksi gökadalar için en iyi uyum çizgisinden nasıl farklılaştığı görülebilir.[19]

Sarmal ve merceksi gökadalar arasındaki kinematik bağlantı, Tully–Fisher ilişkisi analiz edildiğinde çok net şekilde görülür. Eğer merceksi gökadalar sarmal gökadaların evrimleşmiş bir aşamasıysa sarmallarla benzer bir Tully–Fisher ilişkisine sahip olmalıdırlar, fakat aydınlatma gücü / mutlak büyüklük ekseninde bir sapma göstermeleri gerekir. Bu sapma, merceksi gökadalarda daha parlak ve kırmızı yıldızların yıldız popülasyonlarına hakim olmasından kaynaklanır. Bu etkinin bir örneği yan taraftaki grafikte görülebilir.[7] Sarmal gökada verileri ve merceksi gökadalar için en iyi uyum çizgilerinin aynı eğime sahip olduğu (bu nedenle aynı Tully–Fisher ilişkisini izledikleri), fakat ΔI ≈ 1,5 kadar bir sapma gösterdiği açıkça görülmektedir. Bu durum, merceksi gökadaların geçmişte sarmal gökadalar olduğunu ancak zamanla yaşlı, kırmızı yıldızların baskın hale geldiğini göstermektedir.

Oluşum teorileri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Merceksi gökadaların morfolojisi ve kinematiği, bir dereceye kadar bir gökada oluşumu yöntemine işaret eder. Disk benzeri ve muhtemelen tozlu görünümleri, kol özelliklerinin kaybolduğu sönük sarmal gökadalardan geldiklerini göstermektedir. Bununla birlikte, bazı merceksi gökadalar sarmal gökadalardan daha parlaktır, bu da onların sarmal gökadaların sadece sönük bir kalıntıları olmadığını göstermektedir. Merceksi gökadalar, toplam yıldız kütlesini artıran bir gökada birleşmesi sonucu ortaya çıkmış olabilir ve yeni birleşen gökada; disk benzeri, kolsuz bir görünüm kazanmış olabilir.[7] Alternatif olarak, disklerini (gaz ve küçük birleşmeler) yığılma olayları yoluyla büyüttükleri öne sürülmüştür.[20] Daha önce, parlak merceksi gökadaların evriminin eliptik gökadalarla yakından bağlantılı olabileceği, daha sönük merceksi gökadaların ise ram basıncıyla sarmal gökadalardan soyulmuş olabileceği öne sürülmüştü.[21] Bununla birlikte, bu gökada tedirginliği senaryosu, LEDA 2108986 gibi son derece izole, düşük aydınlatma gücüne sahip merceksi gökadaların varlığı nedeniyle sorgulanmıştır.[22]

Solgun sarmallar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Gazın yokluğu, tozun varlığı, yeni yıldız oluşumunun olmaması ve dönme desteği, bir sarmal gökadanın yıldız oluşumunda tüm gazını tüketmesi durumunda beklenebilecek özelliklerdir.[7] Bu olasılık, gaz açısından fakir veya "anemik" sarmal gökadaların varlığıyla daha da güçlenmektedir. Eğer sarmal desen zamanla dağılırsa, ortaya çıkan gökada birçok merceksi gökadaya benzeyecektir.[23] Moore ve diğerleri, gelgit tedirginliğinin (yakın çevredeki diğer gökadaların kütleçekimsel etkileri) bu sürece yoğun bölgelerde yardımcı olabileceğini de belgelemiştir.[24] Bununla birlikte bu teoriyi destekleyen en açık kanıt, yukarıda tartışılan Tully-Fisher ilişkisinin biraz kaydırılmış bir versiyonuna uymalarıdır.

2012 yılında Kanadalı astronom Sidney van den Bergh tarafından önerilen yeni bir sınıflandırma sistemi (merceksi ve cüce küremsi gökadalar için S0a-S0b-S0c-dSph), sarmal ve düzensiz gökadalar için Hubble düzenine (Sa-Sb-Sc-Im) paralel olarak önerilmiştir. Bu yeni sınıflandırma sistemi, sarmal-düzensiz dizisinin merceksi ve cüce eliptik gökadalar için olan bu yeni diziyle çok benzer olduğunu göstererek bu fikri pekiştirir.[25]

Birleşmeler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Birleşmiş bir gökada Messier 85

Burstein[26] ve Sandage'ın[27] analizleri, merceksi gökadaların genellikle diğer sarmal sınıflara göre çok daha yüksek yüzey parlaklığına sahip olduğunu göstermiştir. Ayrıca merceksi gökadaların, sarmal gökadalardan daha büyük bir şişkinlik-disk oranı sergilediği ve bunun da basit bir solma senaryosuyla tutarsız olabileceği düşünülmektedir.[28][29] Eğer S0'lar diğer sarmal gökadaların birleşmesiyle oluşmuşsa bu gözlemler yerinde olur ve küresel kümelerin artan sıklığını da açıklayabilir. Bununla birlikte, hem genel bir Sersic profili hem de çubuk içeren merkezi şişkinliğin gelişmiş modellerinin daha küçük bir şişkinlik öngördüğü[30] ve dolayısıyla daha az bir tutarsızlık gösterdiğini belirtmek gerekir. Birleşmeler ayrıca, birleşen gökadaların bugün gördüklerimizden oldukça farklı olduğunu varsaymadan, Tully-Fisher ilişkisinden sapmasını da açıklayamaz.

Yığılma yoluyla diskin büyümesi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı merceksi gökadalarda disklerin, önceden var olan küremsi bir yapı etrafında gaz ve küçük gökadaların yığılması yoluyla oluşumu, ilk kez yüksek kırmızıya kaymalı kompakt kütleli küremsi gökadalar ile yakınlardaki büyük merceksi gökadalarda görülen eşit derecede kompakt kütleli şişkinlikleri eşleştirmek için bir açıklama olarak önerilmiştir.[31] "Küçülme" senaryosunda, önce daha büyük merceksi gökadalar oluşmuş olabilir (daha genç bir evrende, daha fazla gaz mevcut olduğunda) ve daha düşük kütleli gökadalar, izole erken tip gökada LEDA 2108986'da olduğu gibi disk oluşturan malzemelerini çekmekte daha yavaş kalmış olabilir. Gökada kümeleri içinde, ram basıncıyla soyulma gazı uzaklaştırır ve diskin gelişimini daha da ilerletebilecek yeni gaz birikmesini engeller.

Örnekler

[değiştir | kaynağı değiştir]

Galeri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Hubble sınıflandırma şemasının sol tarafındaki gökadalar bazen "erken tip" olarak adlandırılırken, sağ taraftakiler "geç tip" olarak adlandırılır.

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ R. J. Buta; H. G. Corwin, Jr.; S. C. Odewahn (2007s). The de Vaucouleurs Atlas of Galaxies. Cambridge: Cambridge University. ISBN 978-0521820486. 
  2. ^ DeGraaff, Regina Barber; Blakeslee, John P.; Meurer, Gerhardt R.; Putman, Mary E. (Aralık 2007). "A Galaxy in Transition: Structure, Globular Clusters, and Distance of the Star-Forming S0 Galaxy NGC 1533 in Dorado". The Astrophysical Journal. 671 (2). ss. 1624–1639. arXiv:0710.0893 $2. Bibcode:2007ApJ...671.1624D. doi:10.1086/523640. 
  3. ^ Liller, M.H. (1966), The Distribution of Intensity in Elliptical Galaxies of the Virgo Cluster. II 25 Ağustos 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  4. ^ a b c d e f Binney & Merrifield (1998). Galactic Astronomy. Princeton University Press. ISBN 0-691-02565-7. 
  5. ^ Lambas, D.G.; S.J.Maddox and J. Loveday (1992). "On the true shapes of galaxies". MNRAS. 258 (2). ss. 404–414. Bibcode:1992MNRAS.258..404L. doi:10.1093/mnras/258.2.404 Özgürce erişilebilir. 
  6. ^ Laurikainen, Eija; Salo, Heikki; Buta, Ronald (2005), Multicomponent decompositions for a sample of S0 galaxies 7 Ağustos 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  7. ^ a b c d e f Blanton, Michael; John Moustakas (2009). "Physical Properties and Environments of Nearby Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 47 (1). ss. 159–210. arXiv:0908.3017 $2. Bibcode:2009ARA&A..47..159B. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101734. 
  8. ^ Andredakis, Y. C.; Peletier, R. F.; Balcells, M. (2016), The Shape of the Luminosity Profiles of Bulges of Spiral Galaxies
  9. ^ Alister W. Graham and Clare C. Worley (2016), Inclination- and dust-corrected galaxy parameters: bulge-to-disc ratios and size-luminosity relations
  10. ^ G. A. D. Savorgnan and G. W. Graham (2016), Supermassive Black Holes and Their Host Spheroids. I. Disassembling Galaxies
  11. ^ Shaw, M. A. (1 Aralık 1987). "The nature of 'box' and 'peanut' shaped galactic bulges". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 229 (4). ss. 691–706. doi:10.1093/mnras/229.4.691 Özgürce erişilebilir. ISSN 0035-8711. 
  12. ^ "A galaxy in bloom". 13 Temmuz 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Temmuz 2015. 
  13. ^ "A stranger in the crowd". ESA/Hubble Picture of the Week. 1 Ağustos 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Temmuz 2013. 
  14. ^ a b c Moran, Sean M.; Boon Liang Loh; Richard S. Ellis; Tommaso Treu; Kevin Bundy; Lauren MacArthur (20 Ağustos 2007). "The Dynamical Distinction Between Elliptical and Lenticular Galaxies in Distant Clusters: Further Evidence for the Recent Origin of S0 Galaxies". The Astrophysical Journal. 665 (2). ss. 1067–1073. arXiv:astro-ph/0701114 $2. Bibcode:2007ApJ...665.1067M. doi:10.1086/519550. 
  15. ^ Alister W. Graham et al. (2017), Implications for the Origin of Early-type Dwarf Galaxies: A Detailed Look at the Isolated Rotating Early-type Dwarf Galaxy LEDA 2108986 (CG 611), Ramifications for the Fundamental Plane's SK2 Kinematic Scaling, and the Spin-Ellipticity Diagram
  16. ^ Sabine Bellstedt et al. (2017), The SLUGGS Survey: trails of SLUGGS galaxies in a modified spin-ellipticity diagram
  17. ^ Bedregal, A.G.; A. Aragon-Salamanca; M.R. Merrifield; B. Milvang-Jensen (Ekim 2006). "S0 Galaxies in Fornax: data and kinematics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (4). ss. 1912–1924. arXiv:astro-ph/0607434 $2. Bibcode:2006MNRAS.371.1912B. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10829.x Özgürce erişilebilir. 
  18. ^ Bedregal, A. G.; A. Aragon-Salamanca; M. R. Merrifield (Aralık 2006). "The Tully-Fisher relation for S0 galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 373 (3). ss. 1125–1140. arXiv:astro-ph/0609076 $2. Bibcode:2006MNRAS.373.1125B. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11031.x Özgürce erişilebilir. 
  19. ^ Courteau, Stephane; Aaron A. Dutton; Frank C. van den Bosch; Lauren A. MacArthur; Avishai Dekel; Daniel H. McIntosh; Daniel A. Dale (10 Aralık 2007). "Scaling Relations of Spiral Galaxies". The Astrophysical Journal. 671 (1). ss. 203–225. arXiv:0708.0422 $2. Bibcode:2007ApJ...671..203C. doi:10.1086/522193. 
  20. ^ Graham, Alister W.; Dullo, Bililign T.; Savorgnan, Giulia A. D. (2015), Hiding in Plain Sight: An Abundance of Compact Massive Spheroids in the Local Universe
  21. ^ Sidney van den Bergh (2012). "Luminosities of Barred and Unbarred S0 Galaxies". The Astrophysical Journal. 754 (1). s. 68. arXiv:1205.6183 $2. Bibcode:2012ApJ...754...68V. doi:10.1088/0004-637X/754/1/68. 
  22. ^ Janz et al. (2017), Implications for the origin of early-type dwarf galaxies - the discovery of rotation in isolated, low-mass early-type galaxies
  23. ^ Elmegreen, Debra; Bruce G. Elmegreen; Jay A. Frogel; Paul B. Eskridge; Richard W. Pogge; Andrew Gallagher; Joel Iams (2002). "Arm Structure in Anemic Spiral Galaxies". The Astronomical Journal. 124 (2). ss. 777–781. arXiv:astro-ph/0205105 $2. Bibcode:2002AJ....124..777E. doi:10.1086/341613. 
  24. ^ Moore, Ben; George Lake; Neal Katz (1998). "Morphological Transformation from Galaxy Harassment". The Astrophysical Journal. 495 (1). ss. 139–151. arXiv:astro-ph/9701211 $2. Bibcode:1998ApJ...495..139M. doi:10.1086/305264. 
  25. ^ Kormendy, John; Ralf Bender (2012). "A Revised Parallel-sequence Morphological Classification of Galaxies: Structure and Formation of S0 and Spheroidal Galaxies". The Astrophysical Journal Supplement. 198 (1). s. 2. arXiv:1110.4384 $2. Bibcode:2012ApJS..198....2K. doi:10.1088/0067-0049/198/1/2. 
  26. ^ Burstein, D; Ho LC; Huchra JP; Macri LM (2005). "TheK-Band Luminosities of Galaxies: Do S0s Come from Spiral Galaxies?". The Astrophysical Journal. 621 (1). ss. 246–55. Bibcode:2005ApJ...621..246B. doi:10.1086/427408 Özgürce erişilebilir. 
  27. ^ Sandage, A (2005). "THE CLASSIFICATION OF GALAXIES: Early History and Ongoing Developments". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 43 (1). ss. 581–624. Bibcode:2005ARA&A..43..581S. doi:10.1146/annurev.astro.43.112904.104839. 
  28. ^ Dressler, A; Gilmore, Diane M. (1980). "On the interpretation of the morphology-density relation for galaxies in clusters". The Astrophysical Journal. Cilt 236. ss. 351–65. Bibcode:1991ApJ...367...64W. doi:10.1086/169602. 
  29. ^ Christlein, D; Zabludoff AI (2004). "Can Early-Type Galaxies Evolve from the Fading of the Disks of Late-Type Galaxies?". The Astrophysical Journal. 616 (1). ss. 192–98. arXiv:astro-ph/0408036 $2. Bibcode:2004ApJ...616..192C. doi:10.1086/424909. 
  30. ^ Laurikainen, Eija; Heikki Salo; Ronald Buta (October 2005). "Multicomponent decompositions for a sample of S0 galaxies". MNRAS. 362 (4). ss. 1319–1347. arXiv:astro-ph/0508097 $2. Bibcode:2005MNRAS.362.1319L. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09404.x Özgürce erişilebilir. 
  31. ^ Graham, Alister W. (2013), Elliptical and Disk Galaxy Structure and Modern Scaling Laws
  32. ^ "A greedy giant". www.spacetelescope.org. 18 Ağustos 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Aralık 2016. 
  33. ^ "Standing out from the crowd". www.spacetelescope.org. 12 Eylül 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Eylül 2016. 
  34. ^ "Busy bees". 21 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Mayıs 2016. 
  35. ^ "Elegance conceals an eventful past". 18 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Nisan 2016. 
  36. ^ "At the centre of the tuning fork". 12 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Kasım 2015. 
  37. ^ "A fascinating core". 25 Temmuz 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Haziran 2015. 
  38. ^ "The third way of galaxies". www.spacetelescope.org. ESA/Hubble. 13 Ocak 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Ocak 2015. 


"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Merceksi_galaksi&oldid=33853055" sayfasından alınmıştır