Gökada (Galaksi)

'Uzay ve Gökyüzü' forumunda Dine tarafından 21 Ocak 2010 tarihinde açılan konu

  1. Dine

    Dine Özel Üye

    Sponsorlu Bağlantılar
    Gökada (Galaksi) konusu Gökada (Galaksi)

    NGC 4414 Berenis’in Saçı takımyıldızı’nda gözlemlenen tipik bir sarmal gökada örneği. 17.000 parsek yarıçapında olup bizden 20.000.000 parsek uzaklıktadır.

    [​IMG]


    Gökada ya da galaksi kütleçekim (yerçekimi) kuvvetiyle birbirine bağlı yıldızlardan yıldızlararası gaz ve tozdan plazmadan ve şimdilik pek anlaşılamamış karanlık maddeden oluşan sistemdir. Tipik gökadalar 10 milyon (cüce gökada) ile bir trilyon (dev gökada) arasındaki miktarlarda yıldız içerirler ve bir gökadanın içerdiği yıldızların hepsi o gökadanın kütle merkezini (ortak çekim merkezini) eksen alan yörüngelerde döner. Gökadalar çeşitli çoklu yıldız sistemlerini yıldız kümelerini ve çeşitli nebulaları da içerebilirler. Çevresinde gezegenler ve asteroitler gibi çeşitli kozmik cisimler dönen Güneş’imiz Samanyolu gökadamız içerisindeki yıldızlardan yalnızca bir tanesidir.
    Tarihsel olarak gökadalar görünürdeki (gözle görülen) biçimlerine göre sınıflanmışlardır. Bu biçimsel sınıflandırmadaki (Hubble düzeni) sınıflardan biri biçimleri elipsi andıran eliptik gökadalardır. Çoğunluğu oluşturan sarmal gökadalar ise tozlu kolları olan eğik bir diski andırırlar. Diğer iki sınıfın biçiminden farklı tuhaf ya da olağan-dışı biçimli istisnai gökadalar ise "tuhaf (özel) gökadalar" (İng. peculiar galaxies) sınıfına sokulurlar. Bunların bu farklı biçimleri komşu gökadaların kütleçekim etkisinin yol açtığı eğilip bükülmelerden kaynaklanmaktadır. Birbirlerine yakın gökadaların arasındaki bu tür etkileşimler sözkonusu iki gökadanın birleşmesiyle sonuçlanır. Bu olay aynı zamanda gökadadaki "yıldız doğum oranı"nda “patlama” denecek kadar müthiş bir artmayı da beraberinde getirir ki bu durumdaki gökadalar “starburst galaksi” terimiyle ifade edilir. Düzenli bir yapıya sahip olmayan küçük gökadalar da düzensiz gökadalar (İng. irregular galaxy) sınıfına sokulur.
    Gözlemlenebilir evrende 100 milyardan fazla gökada olduğu sanılmaktadır. Gökadaların çoğu 1.000 ile 100.000 parsek arasındaki bir yarıçapa sahip olup genellikle birbirlerinden milyonlarca parsek uzaklıklarda bulunurlar. Gökadalararası uzay ortalama yoğunluğu m3 başına bir atom bile düşmeyecek derecede az olan bir gazla doludur. Gökadaların çoğu kütleçekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlı “kümeler” adı verilen topluluklar oluştururlar; onlar da yine kütleçekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlı süperkümeleri oluştururlar. Bir yapıdaki teller gibi dizili süperkümeler de Büyük Duvar CfA2 denilen daha büyük bir yapıya bağlı olduğundan bu gruplaşmalar zinciri süperkümelerle de son bulmaz ve muhtemelen evrenin gitgide daha büyük ölçekteki gruplaşmalarınca kapsanma sözkonusu olacak şekilde hiyerarşik olarak uzar gider.
    Karanlık madde henüz çok iyi bir şekilde anlaşılamamış olmakla birlikte öyle görünüyor ki gökadaların çoğunun kütlesinin yaklaşık % 90’ını karanlık madde oluşturmaktadır. Gözlem verileri bazı gökada merkezlerinde dev karadeliklerin mevcut olabileceğini ortaya koymaktadır. Anlaşıldığına göre Samanyolu gökadamız da çekirdek kısmında böyle bir karadelik içermektedir.
    Bir sanatçı tarafından hazırlanan Samanyolu Gökadası. İki ana spiral kol çekirdekteki çubuk oluşumunun uçlarından çıkmaktadır. Güneş bu kollardan birinde yer almaktadır.

    [​IMG]


    Konu Başlıkları

    Galaksi adının kökeni
    Gözlem Tarihçesi
    2.1 Samanyolu
    2.2 Samanyolu Gökadası'nın diğer bulutsulardan ayırt edilmesi
    2.3 Modern araştırma
    Tipleri ve biçimleri
    3.1 Eliptik gökadalar
    3.2 Sarmal gökadalar
    3.3 Diğer biçimler
    3.4 Cüce gökadalar
    Olağan dışı dinamik ve etkinlikler
    4.1 Etkileşim
    4.2 Aşırı yıldız üreten gökadalar
    4.3 Etkin çekirdekli gökadalar
    Oluşma ve evrim
    5.1 Oluşma
    5.2 Evrim
    5.2.1 Gelecek
    Büyük ölçekli yapılar
    Çoklu dalgaboyu gözlemleri





    Vikipedi özgür ansiklopedi
     
  2. Dine

    Dine Özel Üye

    Gökada (Galaksi)

    Galaksi Adının Kökeni
    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 "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.
    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. Bu gök cisimleri daha sonraki dönemlerde gerçek uzaklıkları anlaşılmaya başlandığında "devasa yıldız yığınları" olarak tanımlandı ve bu kez “ada-evren” olarak adlandırıldı. Zamanla o dönemdeki evren anlayışının terk edilmesiyle bu terim de geçerliliğini yitirdi ve nihayet yerini günümüzde kullandığımız “galaksi” terimine bıraktı.

    Gözlem Tarihçesi

    1. Samanyolu

    Samanyolu'nun 360° fotoğrafik panoraması


    [​IMG]

    Gökadamızın diğer gökadalar gibi dışarıdan görünüşü içinde bulunduğumuz için elde edilememektedir. Gökyüzünde çıplak gözle gördüğümüz Samanyolu adını verdiğimiz ışıklı bölge ise aslında yalnızca gökadamızın kollarından biridir.
    Antik çağda Grek filozofu Democritus (450–370 B.C.) geceleyin gökyüzünde görünen Süt Yolu denilen ışıklı bölgenin uzak yıldızlardan oluşuyor olabileceğine dikkat çekmişti. Aristo’nun (384-322 B.C.) düşüncesine göreyse Süt Yolu büyük birbirine bağlı çok sayıdaki yıldızın alevlenmesinden kaynaklanmaktaydı ve bu alevler dünya atmosferinin üst kısmında yer almaktaydı.
    Arap astronom İbn-i Heysem (965-1037) Samanyolu’nun ıraklık açısını gözlemleme ve ölçme girişiminde bulundu; Süt Yolu’nun ıraklık açısı yoktu bunun üzerine “bu Dünya’dan uzaktadır atmosfere ait değildir” diyerek Aristo’nun görüşüne karşı çıktı. İranlı astronom Birûni (973-1048) Samanyolu Gökadası’nın sayısız bulutsu yıldızlar yığını olabileceği görüşünü ortaya attı. İbn Bacce ise Samanyolu’nun pek çok yıldızdan oluştuğunu ve gözümüze sürekli bu şekilde görünmesinin dünya atmosferindeki kırılımdan kaynaklanıyor olabileceğini ileri sürdü.[17]İbn Kayyim El-Cevziyye (1292-1350) Samanyolu Gökadası’nın sabit yıldızlar feleğinde bir araya gelmiş çok sayıdaki küçük yıldızlardan oluştuğunu ve bu yıldızların gezegenlerden daha büyük olduklarını ileri sürdü.
    Samanyolu Gökadası’nın birçok yıldızdan oluşmasının ilk kanıtı Galileo Galilei’den geldi. 1610 yılında Samanyolu Gökadası’nı bir teleskopla inceleyen Galileo Galilei bunun çok sayıdaki yıldızın bir araya gelmesinden oluştuğunu farketti. 1750’de İngiliz astronom ve matematikçi Thomas Wright “Evrenin orijinal bir teorisi ya da yeni hipotezi” adlı eserinde gökadanın Güneş Sistemi’ne benzer tarzda fakat daha büyük ölçekte kütleçekim gücüyle birbirlerine bağlı çok sayıdaki dönen yıldızlardan oluşmuş bir kitle olduğu görüşünü ortaya attı. Bunun sonucunda bu düşünceye göre sözkonusu yıldızların oluşturduğu ve bizim de içinde bulunduğumuz bu disk bizim gökyüzüne bakışımız açısından bize gökyüzünde Süt Yolu olarak görünüyor olabilirdi.
    1785’te William Herschel tarafından sayılan yıldızlardan yola çıkılarak hazırlanan Samanyolu diyagramı. O dönemde Güneş gökada merkezine yakın olduğu zannedildiğinden Güneş gökada merkezine yakın olarak işaretlenmiştir. (Günümüzde yakın olmadığı bilinmektedir.)

    [​IMG]


    Immanuel Kant 1755'deki bilimsel incelemesinde Thomas Wright'ın düşünce ve çalışmalarını biraz daha ayrıntılandırdı gökadamızın da Güneş Sistemi’mize benzer biçimde kütleçekim ile bir arada tutulan ve dönen bir yıldız kümesi olduğunu (haklı olarak) ifade etti. Kant ayrıca o dönemde gözlemlenebilen birkaç bulutsunun da ayrı gökadalar olabilecekleri varsayımında bulundu. (Bu adın verilme nedeni dürbünle bakıldığında ışık veren gaz bulutu gibi gözükmeleridir.) Samanyolu Gökadası’nın biçimi ve Güneş’in gökada 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 gökadanın biçimini gösteren bir diyagram hazırladı.
    Jacobus Kapteyn hassas bir yaklaşım sergileyerek 1920’deki çiziminde Güneş’in merkeze yakın bulunduğu elips biçimli küçük bir gökada tasarladı. Farklı bir yöntem uygulayan Harlow Shapley ise küresel kümeler kataloğu çalışmasında kendinden öncekilerden tümüyle farklı olarak gökadamızı Güneş’in merkezden uzak olduğu yaklaşık 70 kiloparsek yarıçapındaki yassı bir disk biçiminde tasarladı.Her iki hatalı çalışma da galaktik düzlemde ışığın yıldızlararası toz vasıtasıyla 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 gökada görünümü kuramlarına ulaşıldı.

    2. Samanyolu Gökadası'nın Diğer Bulutsulardan Ayırt Edilmesi
    “Büyük Andromeda Bulutsusu” adı verilen gök cisminin 1899’da çekilen fotoğrafı. Cisim sonradan Andromeda Gökadası olarak tanımlanmıştır.

    [​IMG]

    Girdap Gökadası’nın 1845’te Lord Rosse tarafından yapılan krokisi

    [​IMG]


    10. yy.’da İranlı astronom Abd al-Rahman al-Sufi (El Sufi adıyla da tanınan Azophi) Andromeda Gökadası’nın ilk kayıtlı gözlemini yaptı ve onu “küçük bulut” olarak tarif etti. El Sufi aynı zamanda Yemen’den görünür olan ve Macellan’ın 16. yy.’daki yolculuğuna kadar Avrupalılar tarafından görülmemiş Büyük Macellen Bulutu’nu da tanımladı. Bunlar Samanyolu Gökadası haricinde yeryüzünden gözlemlenen ilk gökadalardı. 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 Earl of Rosse’(1840’lar) tarafından gözlemlendi.
    1750’de Thomas Wright “Orijinal bir Teori ya da Evrenin Yeni Hipotezi” (An original theory or new hypothesis of the universe) adlı eserinde Samanyolu Gökadası’nın yıldızlardan oluşan basık bir disk olduğunu ve gece gökyüzünde görünen bazı bulutsuların Samanyolu Gökadası’ndan ayrı olabilecekleri düşüncesini ifade etti ki bu düşüncesinde haklı olduğu zamanla anlaşılacaktı.1755’te Immanuel Kant Samanyolu Gökadası’ndan ayrı olan bu bulutsular için “ada evren” terimini ortaya attı.
    18.yy. sonuna doğru Charles Messier en parlak 109 nebulayı (bulutsu bulut görünüşlü gök cisimleri) içeren bir katalog derledi. Bunu William Herschel tarafından 5000 bulutsunun derlendiği geniş bir katalog çalışması izledi. 1845’te Lord Rosse eliptik bulutsular ile spiral bulutsular arasında ayrım yapabilmesini sağlayan yeni bir teleskop yaptı.
    1917’de Heber Curtis Andromeda Gökadası'ndaki S Andromedae (Messier nesnelerinden M31) adlı novayı gözlemledi fotoğraf kayıtlarını araştırarak 11 nova daha buldu. Ayrıca bu novaların ortalama olarak bizim gökadamızdakilerden 10 kat daha soluk olduğunu saptadı. Buradan yola çıkarak da 150.000 parsek mesafede olduğu tahmininde bulundu ve spiral bulutsuların bağımsız birer gökada olduklarını varsayan "ada evrenler" hipotezini destekledi.
    1920'de esas olarak Harlow Shapley ile Heber Curtis arasında geçen Samanyolu ve spiral bulutsuların doğasının yanısıra 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 imkanı verdi. Böylece bu bulutsuların Samanyolu'nun parçası olamayacak kadar uzak olduklarını ortaya çıkardı. Hubble ayrıca 1936’da hâlâ kullanımda olan bir biçimsel gökada sınıflandırma sistemini (Hubble düzeni) ortaya atmıştır.

    3. Modern Araştırma

    [​IMG]

    Tipik bir sarmal gökadanın döngü (rotasyon) eğimi:

    [A] tahmin edilen
    gözlemlenen
    Uzaklık gökadanın çekirdeğinden uzaklıktır.

    Gökadaların 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 ortaya çıkarılması ile gökada incelemeleri yeni bir boyut kazandı. Çünkü bu ışınım tozların soğurmasından etkilenmiyordu ve Doppler etkisi gökada içerisindeki gazların hareketlerini belirlemede kullanılabilecekti. Gelişmiş radyoteleskoplarla bu hidrojen gazı diğer gökadalarda da belirlenebildi.
    1970'lere gelindiğinde ise Vera Rubin'in gökadalardaki gazların dönüş hızı üzerine çalışmaları sonucunda şu husus saptandı: Gökadalardaki yıldız ve gazların görünen toplam kütlesi gökadaların 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.
    1990’ların başlarında Hubble Uzay Teleskobu daha ileri düzeyde gözlemlerde bulunulmasını sağladı. Örneğin gökadamızdaki görünmeyen karanlık maddenin yalnızca soluk ve küçük yıldızlardaki karanlık maddeden ibaret olamayacağı anlaşıldı. Yine bu teleskopla önceleri nispeten boş olduğuna inanılan bir gökyüzü parçasının (Hubble Derin Alan) incelenmesi sayesinde o gökyüzü parçasının boş olmayıp gökadalarla dolu olduğu anlaşıldı ve böylece evrende 125 milyar gökadanın olması gerektiğine ilişkin kanıt bulunmuş oldu. Öte yandan gözle görülemeyen birçok tayfı gözlemleyebilen gözlem aygıtlarının (radyo teleskop x-ışını teleskobu kızılötesi kameralar vb.) geliştirilmesi Hubble tarafından da saptanamamış birçok gökadanın keşfedilebilmesini sağladı. Böylece “boşluk kuşağı” (İng. zone of avoidance) denilen “Samanyolu kuşağı” yüzünden iyi görülemeyen gökyüzü bölgesindeki gökadalar da keşfedilebildi.


    Vikipedi özgür ansiklopedi
     
  3. Dine

    Dine Özel Üye

    Gökada (Galaksi)


    Tipleri ve Biçimleri

    Hubble düzeni denilen biçimsel sınıflandırmaya göre gökada tipleri ya da sınıfları. E eliptik gökadaları; S sarmal (spiral) gökadaları; SB ise çubuklu sarmal (spiral) gökadaları belirtir.
    [​IMG]



    Gökadalar Hubble düzeni olarak adlandırılan yaygın bir biçimsel sınıflandırmaya göre üç ana sınıfta sınıflandırılırlar: Eliptik sarmal (spiral) ve düzensiz. Bu sınıflandırma tümüyle gökadaların gözle görülen biçimlerine dayanır. Fakat bu sınıflandırma esas alındığında”etkin gökadalar”daki çekirdek etinliği ya da “starburst gökadaları”nda önem taşıyan “yıldız doğum oranı” gibi gökadaların bazı önemli karakteristikleri gözardı edilmiş olur. Bir gökadanın en yoğun kısmı çekirdeğidir. Gaz miktarı ve yıldız sayısı gökadanın merkezine doğru gittikçe artar.

    1. Eliptik Gökadalar
    Eliptik gökadalar görüş açısından bağımsız olarak gerçekten elips biçimine sahip gökadalardır. Hubble düzenine göre eliptik gökadalar daire biçimine yakınlıktan aşırı ovalliğe kadar uzanan bir yelpaze içinde kodlanır ya da adlandırılırlar. Bu yelpaze içinde daire biçimine en yakın eliptik gökadalar E0 olarak en basık ya da en oval olanlar ise E7 olarak adlandırılır. Genellikle küçük yapılı nispeten yıldızlararası maddesi fazla olmayan gökadalardır.
    Bu gökadalarda yeni yıldız doğum oranı çok düşüktür yani yıldız doğumlarının durduğu veya en aza indiği gökadalar olarak düşünülebilirler; dolayısıyla açık kümelere çok az derecede sahiptirler. Bu gökadalar ortak kütleçekim merkezini esas alan rastgele sayılabilecek yörüngelerde dönen evrimleşmiş yaşlı yıldızların baskın (çoğunlukta) olduğu gökadalardır. Bu bakımdan çok daha küçük olan küresel yıldız kümeleri ile bazı benzerlikler taşırlar. Buna karşılık en büyük gökadalar "dev eliptik gökadalar"dır. Dev eliptik gökadalar genellikle büyük gökada kümelerinin çekirdekleri yakınında bulunurlar.

    2. Sarmal Gökadalar

    Sombrero Gökadası bir çubuksuz sarmal gökada örneği

    [​IMG]


    Evrendeki gökadaların büyük bir çoğunluğu sarmal gökadalardan oluşur. Nispeten yüksek düzeyde açısal hıza sahiptirler. Sarmal gökadalar dönen bir yıldızlar diskinden yıldızlararası ortamdan ve genellikle daha yaşlı yıldızlardan meydana gelmiş bir "karın"dan (çekirdek topak) oluşur. Etrafı teker adlı yıldızlar topluluğu tarafından sarılı bu "karın" ya da çekirdek kısmından dışarı doğru nispeten parlak kollar uzanır. Hubble düzeninde sarmal gökadalar S harfiyle kodlanır; bu S harfinin yanına gökadanın 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 gökadalarda çekirdek büyüktür kollar belirsizce yayılmıştır. Sc sınıfında ise çekirdek küçüktür ve açılmış kollar ise belirgindir.
    Sarmal gökadalar adlarını yıldızların oluştuğu parlak kollarına borçuludurlar. Sarmal gökadalarda 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 açısal hız sabitiyle dönerler. Bu şu anlama gelir: Yıldızlar hareketleri sırasında bu kollara girip çıkarlar ve gökada merkezine yakın yıldızlar ile kollardaki yıldızların hızları aynı değildir.
    NGC 1300 bir çubuklu sarmal gökada örneği

    [​IMG]


    Günümüzde gökadaların sarmal kolları yoğunluk dalgası teorisi'ylemaddenin 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 gökadada yoğunluk dalgalarını oluşturmaktadır.
    Sarmal gökadaların çoğunda çekirdeği bir uçtan diğerine kateden yıldızlardan oluşmuş çubuk biçiminde bir oluşum bulunur. Çubuklu sarmal gökadalar denilen bu sınıftaki gökadalar 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 gökadanın gelgit etkisi nedeniyle meydana gelen geçici bir oluşum olduğu düşünülmektedir. İçinde bulunduğumuz Samanyolu Gökadası da bir çubuklu sarmal gökadadır; yaklaşık 30 kiloparsek yarıçapında ve bir kiloparsek kalınlıktadır. Yaklaşık 200 milyar yıldız içermekte olup kütlesi Güneş’inkinin yaklaşık 600 milyar mislidir. Samanyolu Gökadası 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.

    3. Diğer Biçimler

    Hoag nesnesi bir halkalı gökada örneği
    [​IMG]



    “Tuhaf gökadalar” diğer gökadalarla gelgit etkileşimlerinden kaynaklanan alışılmamış özellikler gösteren gökadalardır. Çıplak bir çekirdek ile çekirdeği çevreleyen yıldızlardan oluşmuş bir halka ve yıldızlararası ortamdan oluşan “halkalı gökada” buna bir örnek olarak gösterilebilir. Halkalı gökadanın bir sarmal gökadanın çekirdeğinden küçük bir gökadanın geçmesi halinde oluştuğu düşünülmektedir. Andromeda Gökadası’nın başından da böyle bir olay geçmiş olması muhtemeldir; çünkü kızılötesi ışın tekniği yardımıyla bu gökadanın çokhalkalı bir yapılanma gösterdiği saptanmıştır.
    NGC 5866 bir merceksi gökada örneği (NASA/ESA)


    [​IMG]

    Bir “merceksi gökada” (İng. lenticular galaxy) eliptik gökada ile sarmal gökada arasında kalan bir biçimde olup her iki gökada sınıfının özelliklerine de sahiptir. Bu sınıftakiler Hubble düzeninde S0 olarak kodlanırlar. Belirsiz spiral kolları olmasının yanısıra yıldızlardan oluşan eliptik bir halesi vardır. Çubuklu merceksi gökadalar ise Hubble düzeninde SB0 olarak kodlanır. Bütün bu sınıflardan başka eliptik ve spiral bir biçim altında sınıflandırılması pek mümkün olmayan bazı gökadalar daha bulunmaktadır ki bunlar düzensiz gökada 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 gökada sınıflarından herhangi birine uymaz. Irr II olarak kodlanan gökadalar ise biçimsel gökada sınıflarını andıran hiçbir yapı izi göstermezler. Düzensiz gökadaların geçmişte birer sarmal veya eliptik gökada oldukları fakat sonraları kütleçekimsel kuvvetlerin etkisi altında düzensiz hale geldikleri düşünülmektedir. Düzensiz cüce gökadaların yakın örneklerine Macellan Bulutları'nda rastlanır.

    4. Cüce Gökadalar
    Geniş eliptik ve sarmal gökadaların ününe karşılık evrendeki gökadaların çoğunun cüce gökadalar oldukları görülmektedir. Bu mini gökadalar Samanyolu Gökadası’nın % 1’i kadar olup yalnızca birkaç milyar yıldız içerirler. Kısa zaman önce yalnızca 100 parsek genişliğindeki “aşırı yoğun gökada”lar keşfedilmiştir. Cüce gökadaların çoğu daha büyük bir gökadanın uydusu durumundadır. Samanyolu Gökadası’nın bilinen böyle 12 kadar “uydu gökada”sı olup keşfedilmeyi bekleyen 300-500 “uydu gökada”sı daha olduğu tahmin edilmektedir. Cüce gökadalar eliptik sarmal ya da düzensiz gökada sınıflarında sınıflandırılabilirler. Fakat "eliptik cüce gökadalar" büyük eliptik gökadalara pek fazla benzemediklerinden “cüce küresel gökadalar” (İng. dwarf spheroidal galaxy) olarak adlandırılırlar. Kısa zaman önce keşfedilen iki cüce gökadanın herbirinin kütlesinin 10 milyon güneş kütlesi kadar olduğunun saptanması gökadaların büyük kısmının karanlık maddeden oluştuğu varsayımını desteklemektedir.

    Vikipedi özgür ansiklopedi
     
  4. Dine

    Dine Özel Üye

    Gökada (Galaksi)


    Olağan Dışı Dinamik ve Etkinlikler

    1. Etkileşim

    Antenler adlı iki gökada kaynaşmayla sonuçlanacak bir çarpışma halindedir. İki gökadanın çekirdekleri büyük bir gökada oluşturmak üzere yol almaktadır.

    [​IMG]


    Bir gökada kümesinde bulunan gökadalar arasındaki etkileşimler nisbeten sıklık göstermekte olup evrimlerinde önemli bir rol oynarlar. Etkileşime geçmiş iki gökada çarpışmasa da “gelgit etkileşimleri”nden dolayı hem birtakım eğrilip bükülme deformasyonlarına uğrar hem de aralarında bir miktar gaz ve toz alışverişi olur. İki gökada arasında çarpışma birbirlerinin tam üzerine geldikleri ve birleşmelerine imkan tanımayacak ölçüde bir devim niceliğine sahip oldukları zaman meydana gelir. Bu denli etkileşime girmiş gökadalardaki 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. Gökadaların çarpışması birinde ya da her ikisinde ciddi anlamda çubuk halka veya kuyruk benzeri eğilip bükülme bozulmalarına yol açar.
    İki gökadanın devim nicelikleri yeterince düşük olduğu takdirde yani birbirlerinin içinden geçmelerini sağlayacak derecede güçlü olmadığı takdirde etkileşim birleşmeyle sonuçlanır. Bu durumda iki gökada daha büyük bir gökadayı yaratacak şekilde kaynaşırlar. Bu kaynaşma etkinlikleri yeni gökadada her iki gökadanın orijinal biçimlerine kıyasla farklı bir biçimsel yapıyı meydana getirici değişiklikler yaratabilir. İki gökadadan 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 gökada yırtılır veya tamamen parçalanırken büyük gökada pek fazla bozulmaya uğramaz. İşte gökadamız Samanyolu halihazırda Sagittarius (Yay Takımyıldızı) cüce eliptik gökadasını ve Canis Major (Büyük Köpek Takımyıldızı) cüce gökadasını yutmak üzere "galaktik kanibalizm" sürecinde bulunmaktadır.

    2. Aşırı Yıldız Üreten Gökadalar

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


    [​IMG]

    Gökadalardaki yıldızlar dev moleküler bulutlarda oluşan soğuk gaz rezervlerinden üretilirler. Yıldız doğumları oranının istisnai derecede yüksek olduğu gökadalar “starburst gökada”lar adıyla bilinir. Bu gökadalar 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 gökadanın ömür süresine nazaran nisbeten kısa bir süredir. "Starburst gökada"lar evren tarihinin erken dönemlerinde daha yaygındılar. Günümüzde bile bu gökadaların yıldız doğumları toplamına katkıları tahminen % 15 civarındadır.
    Starburst gökadalar 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. 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.
    Starburst tipi gökadalar genellikle gökadaların birleşmesiyle ya da etkileşime geçmesiyle açıklanır. Starburst gökadaların bu tür bir etkileşimle oluşmasına M82 gökadası tipik bir örnek oluşturur. M 82 kendisinden daha büyük bir gökada olan M 81 ile yüzyüze gelecek şekilde yakınlaşmış ve normal bir gökadanın on misli oranında yıldız üreten bir starburst gökada haline gelmiştir. Düzensiz gökadalar genellikle belirli aralarla starburst etkinliği sergilerler.

    3. Etkin Çekirdekli Gökadalar

    Eliptik bir "radyo galaksi" olan M87'den yayılan parçacık akışı
    [​IMG]



    Gözlemleyebildiğimiz gökadaların bir kısmı “etkin” olarak sınıflandırılır. Gökadadan çıkan toplam enerjinin önemli bir kısmı yıldızlar toz ve yıldızlararası ortamdan değil bir başka kaynaktan yayılmaktadır. Etkin gökada çekirdeği için standart örnek çekirdek bölgesindeki bir dev karadeliğin (SMBH) çevresinde oluşan bir “katılım diski”ne dayanır. Bir etkin gökada çekirdeğinin ışınımı maddenin diskten hareketle kara deliğe doğru düşmesi sırasındaki “kütleçekimsel enerji”den kaynaklanır. 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.
    X ışınları şeklinde yüksek enerji ışınımları yayan etkin gökadalar ışıklılıklarına bağlı olarak "Seyfert gökadaları" ya da kuasar’lar olarak sınıflanırlar. Kuasar’lara benzeyen bir başka etkin gökada türü de blazar’lardır. Bunların Dünya’ya doğru yönelmiş bir “rölativistik akış”ı oldukları gözlemlenmiştir. “Radyo gökada” denilen etkin gökadalar ise bu rölativistik akışlarından radyo frekansları yayılan gökadalardır. Muhtemelen bir gökada çekirdeği türü olan ve LINER (low-ionization nuclear emission-line regions) kısa adıyla tanınan çekirdekler de etkin çekirdeklerdir. LINER tipindeki gökadaların yaydıklarında düşük ölçüde iyonize öğeler baskındır. Bize yakın gökadaların yaklaşık üçte biri LINER çekirdek türüne sahip gökadalar olarak sınıflanırlar.

    Oluşma ve Evrim
    Gökadaların ortaya çıkma ve evrimlerinin incelenmesi bir bakıma gökadaların 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.

    1. Oluşma

    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.

    [​IMG]


    Evrenin halihazırdaki erken "model"leri 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 (İng. halo) yoğunlaşmaya başladılar. Bu ilk yapılar sonradan günümüzde gördüğümüz gökadalar haline geleceklerdi.
    Gökadaların bu erken durumuna ilişkin kanıt 2006’da IOK-1 gökadasının keşfedilmesiyle elde edildi. Bu gökada 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 gökada olduğunu ortaya koyuyordu. 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 öngökadaların (protogalaksi) varlığı bunların Karanlık Çağlar denilen dönemde oluşmuş olabilecekleri fikrini akla getirmektedir.
    Bu tür erken gökada 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 öngökadalar 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.
    “Aşağıdan yukarı teorileri”ne göre önce küresel yıldız kümesi gibi küçük yapılar oluşmuş bu küçük yapılar da birleşerek gökadaları meydana getirmişlerdir. 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. Öngökadalar 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. Bu “ilk kuşak yıldızları” çevredeki nötr hidrojeni iyonize ederek uzayda ışığın yolculuk etmesine olanak veren oluşumlar yarattılar.

    2. Evrim

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

    [​IMG]


    Bir gökadanın 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 gökadaların büyümelerinin düzenlenmesinde anahtar bir rol oynamışlardır.Bu erken dönemde gökadalar büyük ölçüde yıldız doğumları yaşamışlardır.
    Sonraki iki milyar yıl sırasında biriken madde "galaktik disk" içine yerleşmiştir. Bir gökada yaşamı boyunca kendine “yüksek hız bulutları” ve cüce gökadalardan çektiği maddeleri katar.Bu maddeler çoğunlukla hidrojen ve helyumdur. Yıldızların doğum-ölüm çevrimi yavaş yavaş ağır elementlerin salınmasını artırır ki bu sonradan gezegenlerin oluşmasına imkan sağlayacaktır.
    Çarpışmalarının ve kütleçekimsel etkileşimlerinin gökadaların evrimi üzerinde hatırı sayılır bir etkisi vardır. Erken dönemde gökada birleşmeleri daha yaygındı ve gökadaların çoğu biçimleri bakımından “tuhaf gökadalar” (İng. peculiar galaxy) sınıfındaydılar. Yıldızlar arasındaki uzaklık yeterince büyük olduğundan çarpışan gökadalardaki yıldızlar bu çarpışmadan etkilenmezler yani gökadaların 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 ve Antenler Gökadası adıyla bilinen çarpışan gökadalarda görülebilir.
    NGC 4676 çarpışmak üzere olan iki gökada (Fare Gökadaları). Fotoğraf Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiştir.

    [​IMG]


    Bu tür bir etkileşimin bir örneği de Samanyolu Gökadası ile komşusu Andromeda Gökadası’dır. Her iki gökada birbirlerine 130 km/s hızla yaklaşmaktadır ve hızlarını etkileyen yan hareketler gözardı edilirse yaklaşık 5-6 milyar yıl sonra çarpışacaklardır. Samanyolu Gökadası daha önce hiç bu kadar büyük bir gökada ile çarpışmamış olsa da daha önce cüce gökadalar ile çarpışmış olduğuna ilişkin kanıtlar artmaktadır.Böyle büyük ölçekli çarpışmalar nadirdir ve zaman geçtikçe böyle iki denk gökadanın birleşmesi daha nadir hale gelmektedir. Parlak gökadaların çoğu ömürlerinin son milyar yıllarında böyle kökten bir değişikliğe uğramazlar.
    Sarımsı gökadalardan oluşan Abell 1689 gökada kümesi Hubble Uzay Teleskobu

    [​IMG]


    Gelecek
    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 gökadalarda meydana gelmektedir. Samanyolu Gökadası gibi sarmal gökadalar spiral kollarındaki yıldızlararası yoğun hidrojen moleküler bulutlarına sahip oldukları sürece yalnızca yeni kuşak yıldızlar üretirler.Bu gazdan artık yoksun olduklarından eliptik gökadalar ise yeni yıldızlar üretemezler. Mevcut hidrojen rezervleri yıldızlarca tüketilip ağır elementlere dönüştürüldüğünde yeni yıldız doğumları meydana gelemez. Yıldızları yaşlandıkça gökadanın parlaklığı da giderek azalır.
    İçinde bulunduğumuz "yıldız oluşum çağı"nın yüz milyar yıl süreceği tahmin edilmektedir. Kızıl cüceler gibi çok daha küçük ve giderek soluklaşan yaşlı yıldızların olacağı sonraki “yıldız çağı”nın 10-100 trilyon yıl süreceği düşünülmektedir. Bu “yıldız çağı”nın sonunda gökadalar 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.





    Vikipedi özgür ansiklopedi
     
  5. Dine

    Dine Özel Üye

    Gökada (Galaksi)


    Büyük Ölçekli Yapılar

    Seyfert Altılısı 6 üyeli olduğu sanılan bir “yoğun gökada grubu”




    Evrende gökadalar tekbiçimli bir şekilde dağılmadıkları gibi tümüyle düzensiz bir şekilde de dağılmamışlardır. Gökyüzüne ilişkin "derin alan" araştırmaları gökadaların genellikle birbirlerine bağlı bir şekilde toplululuklar oluşturduğunu ortaya koymuştur. Milyarlarca yıl boyunca bir başka gökadayla etkileşime geçmemiş gökadalar çok nadirdir. Şimdiye dek araştırılan gökadalardan yalıtılmış halde oldukları gözlemlenenlerin oranı yalnızca % 5’tir. Kaldı ki bunların geçmişlerinde bir başka gökadayla etkileşime geçmiş olmaları çarpışmış olmaları hatta halen küçük gökadalardan oluşmuş uydulara sahip olmaları mümkündür. Yalıtılmış durumda bulunan gökadalarda yıldız doğumları sahip oldukları gazlar diğer gökadalardaki gibi etkileşimlerle sıyrılmamış olduklarından yüksek bir oran gösterir.
    Büyük ölçekli skalada evren sürekli bir genişleme halindedir ki bu da bireysel gökadalar arasındaki ortalama uzaklığın artmasına neden olmaktadır. Buna karşılık gökada 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 gökada 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. Bir kümedeki kütlenin yaklaşık % 70-80’i karanlık madde türündedir %10-30’u bu ısınmış gazdan oluşur ve geri kalan az kısım da gökadalar olarak görünen maddedir.
    Evrendeki gökadaların çoğu kütleçekimsel olarak birbirlerine bağlıdır; her gökada kütleçekimsel olarak belirli bir sayıdaki diğer gökadalara bağlıdır. Böylece küçükten büyüğe doğru kümelenmeli bir yapı hiyerarşisi bulunur. Bunların en küçüğü gökada gruplarıdır. (Gökada sayısı 100’ün altında olduğu zaman bu topluluklara gruplar ve kümeler arasındaki sınırlar belirgin olmasa da gökada grubu denir.) Kütleçekim kuvvetiyle bir arada tutulan bu toplulukların en yaygın tipi gökada kümeleri olup evrendeki gökadaların çoğunu içerirler.
    Dünya’dan 1 milyar ışık yılı uzaklık içinde süperkümelerin dağılımını gösteren evren atlası. Burada yaklaşık 63 milyon gökada gösterilmektedir.

    [​IMG]


    Genellikle birkaç megaparseklik bir bölgede bir araya gelmiş binlerce gökadayı içeren yapılar “küme” olarak adlandırılır. Gökada kümesi ya da galaksi kümesi kütleçekimi sayesinde birbirlerine bağlı yüzden fazla gökadanın oluşturduğu kümedir. Gökada kümeleri biçimleriyle (özel küresel simetrik vs.) dağılımlarıyla veya gökada sayılarıyla (sayı birkaç bine çıkabilir) nitelenirler. Böyle bir grup ya da kümeye bağlı kalabilmek için her üyenin yani her gökadanın hızının topluluktan kaçıp gidecek derecede yüksek olmaması bir başka deyişle bunu önleyecek derecede düşük bir hızı olması gerekir. Buna karşılık yetersiz bir kinetik enerji sözkonusu olduğunda da topluluk gökada birleşmelerinin olacağı bir evrim geçirir; evrim sonucunda topluluğun dönüştüğü yeni hali daha az sayıda gökadadan oluşuyor olacaktır. Gökada kümelerinde genellikle tek bir "dev eliptik gökada" baskın olur. “En parlak küme gökadası” adı verilen bu dev zamanla uydu haline getirdiği diğer gökadaları gelgit etkisiyle tahrip eder ve yutup kendi kütlesine katar.
    Süperkümeler gökada kümeleri gökada grupları ve bazen de bireysel gökadalar halinde onbinlerce gökada içerirler. Bir milyar ışık yılı uzunlukta olabilen bu muazzam büyüklükteki yapılarda aralarında büyük boşluklar olan gökadalar rastgele değil bir yapıdaki teller gibi dizilmişlerdir. Süperküme skalasının daha üzerinde evrenin izotropik ve homojen olduğu düşünülür. Gökadaların yaklaşık % 90’ı bir kümeye ya da bir süperkümeye dahildir. Samanyolu Gökadası Yerel Grup (İng. Local Group) adı verilen 30 civarında gökada içeren bir gökada grubunun üyesidir. Bu yarıçapı yaklaşık bir megaparsek olan bir gruptur. Bu grupta Samanyolu ve Andromeda en parlak iki gökadadır. Grubun diğer üyelerinin birçoğu bu iki gökadanın uyduları ya da yoldaşları olan cüce gökadalardır. Yerel Grup’un kendisi de Başak Süperkümesi’nin içindeki bir bulutumsu yapının bir parçasıdır.

    Çoklu Dalgaboyu Gözlemleri
    Kızılötesiyle saptanan Samanyolu’nun ötesindeki galaksi dağılımını gösteren panorama

    [​IMG]


    Samanyolu Gökadası’nın dışındaki gökadaların varlığının keşfedilmesinden sonra bunların ilk gözlemleri genellikle gözle görülür ışığın kullanıldığı gözlemlerdi. Yıldızların çoğu ışık yaydıklarından gökadaları oluşturan yıldızların gözlemi "optik astronomi"nin 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.
    Sombrero Gökadası'nın farklı dalgaboylarıyla alınmış üç görüntüsü (sağda) ve bu üç görüntüsünün bileşkesi

    [​IMG]

    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 gökada çekirdeklerinin içinin ayrıntılı olarak gözlemlenebilmesinde kullanılabilmektedir. Kızılötesi aynı zamanda evren tarihinin çok erken döneminde ortaya çıkmış uzak kırmızıya kaymadaki gökadaların gözlemlenmesinde de kullanılabilmektedir. Su buharı ve karbondioksit kızılötesi tayfın işe yarar kısımlarının belirli bir miktarını soğurduklarından "kızılötesi astronomisi"nde artık yüksek irtifalardaki yani uzaydaki teleskoplar kullanılmaktadır.
    Radyo frekansları: Gökadaların 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). Etkin çekirdeklerden yayılan akışlar büyük radyo interferometre aygıtlarıyla saptanabilmektedir. Radyoteleskoplar ise nötr hidrojeni erken dönemdeki gökadaları oluşturmak üzere sonradan çöken iyonize olmamış maddeyi gözlemleyebilmektedir.
    Morötesi ve X ışını: Morötesi ve X ışını teleskopları gökadalara ilişkin yüksek enerji etkinliklerini gözlemleyebilmektedir. Örneğin X ışınları sayesinde gökada kümelerindeki sıcak gazın dağılım haritası çıkarılmıştır. Yine gökadaların çekirdeklerinde dev kara deliklerin varlığı "X ışını astronomisi" sayesinde doğrulanmıştır.

    Vikipedi özgür ansiklopedi
     

Bu Sayfayı Paylaş