İçeriğe atla

Galaksi birleşmesi

Birleşme sürecindeki Fareler Galaksileri (NGC 4676 A&B)
Bir disk galaksinin oluşumuna yol açan iki galaksi arasındaki birleşmeyi gösteren sanatsal bir tasvir

Galaksi birleşmeleri, iki (veya daha fazla) galaksinin çarpışmasıyla meydana gelebilecek kozmik bir olaydır. Bu olaylar, galaksiler arasındaki etkileşimlerin en şiddetli türüdür. Galaksiler arasındaki kütleçekimsel etkileşimler ve gaz ile toz arasındaki sürtünme, etkilenen galaksiler üzerinde önemli etkilere sahiptir. Bununla birlikte bu tür birleşmelerin kesin etkileri; çarpışma açıları, hızlar ve gök cisimlerinin göreli boyutu/bileşimi gibi çok çeşitli parametrelere bağlıdır ve şu anda oldukça aktif bir araştırma alanıdır. Galaksi birleşmeleri önemlidir çünkü birleşme oranı galaksi evriminin temel bir ölçüsüdür ve aynı zamanda gök bilimcilere galaksilerin uzun zaman dilimlerinde nasıl şekillendiği hakkında ipuçları sağlar.[1]

Açıklama

Birleşme sırasında her galaksideki yıldızlar ve karanlık madde, yaklaşan galaksiden etkilenmeye başlar. Birleşmenin son aşamalarına doğru kütleçekim potansiyeli o kadar hızlı değişmeye başlar ki, yıldız yörüngeleri büyük ölçüde değişir ve önceki yörüngelerinin izlerini kaybeder. Bu süreç "şiddetli gevşeme" olarak adlandırılır.[2] Örneğin, iki disk galaksisi çarpıştığında, yıldızları iki ayrı diskin düzlemlerinde düzenli bir dönüş hareketine başlar. Birleşme sırasında bu düzenli hareket rastgele enerjiye dönüşür ("termalleşir"). Ortaya çıkan galaksiye, eliptik galaksilerde gözlemlenen karmaşık ve rastgele etkileşimli bir yörünge ağı içinde galaksinin etrafında dönen yıldızlar hakim olur.

NGC 3921, birleşmesinin son aşamalarında etkileşim halinde olan bir disk galaksisi çiftidir.[3]
ESO 239-2, Turna takımyıldızında 550 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan etkileşim halindeki bir galaksi çiftidir. Bu galaksiler şu anda birleşmenin son aşamasındadır ve sonuç olarak bir eliptik galaksi oluşturacaklardır.[4]

Birleşmeler, aynı zamanda aşırı miktarda yıldız oluşumunun gerçekleştiği yerlerdir.[5][6] Büyük bir birleşme sırasındaki yıldız oluşum oranı (SFR), her bir galaksinin gaz içeriğine ve kırmızıya kaymasına bağlı olarak yılda binlerce güneş kütlesine ulaşabilir.[7][8] Tipik birleşme SFR'leri yılda 100 yeni güneş kütlesinden daha azdır.[9][10] Bu, her yıl yalnızca birkaç yeni yıldız (~2 yeni yıldız) oluşturan galaksimizle karşılaştırıldığında oldukça büyük bir orandır.[11] Her ne kadar yıldızlar galaksi birleşmelerinde çarpışacak kadar birbirlerine yaklaşmasalar da, dev moleküler bulutlar hızla galaksinin merkezine düşer ve burada diğer moleküler bulutlarla çarpışırlar. Bu çarpışmalar daha sonra bu bulutların yeni yıldızlar halinde yoğunlaşmasına neden olur. Bu olgu yakın evrendeki birleşen galaksilerde görülebilmektedir. Yine de bu süreç, bugün gördüğümüz çoğu eliptik galaksiyi oluşturan ve muhtemelen 1-10 milyar yıl önce galaksilerde çok daha fazla gaz (ve dolayısıyla daha fazla moleküler bulut) varken meydana gelen birleşmeler sırasında daha belirgindi. Ayrıca, galaksinin merkezinden uzaklaştıkça gaz bulutları birbirine çarpar ve bu çarpışmalar, gaz bulutlarında yeni yıldızların oluşumunu tetikleyen şoklar üretir. Tüm bu şiddetin sonucu, galaksilerin birleştikten sonra yeni yıldızlar oluşturmak için çok az gaza sahip olma eğiliminde olmalarıdır. Dolayısıyla bir galaksi büyük bir birleşmeye karışır ve ardından birkaç milyar yıl geçerse, galakside çok az genç yıldız kalacaktır (bkz. Yıldız evrimi). Günümüzün eliptik galaksilerinde görülen şey budur, yani çok az moleküler gaz ve çok az genç yıldız. Bunun sebebi olarak, eliptik galaksilerin birleşme sırasında gazın çoğunu tüketen büyük birleşmelerin son ürünleri olduğu ve bu nedenle birleşmeden sonra yıldız oluşumunun durduğu düşünülmektedir.

Görüntünün merkezinde Çoban takımyıldızındaki birleşen galaksilerden oluşan muhteşem üçlü "SDSSCGB 10389" görünüyor.[12]

Galaksi birleşmeleri, galaksi oluşumu hakkında daha fazla bilgi edinmek amacıyla bilgisayarlarda simüle edilebilir. Başlangıçta herhangi bir morfolojik tipteki galaksi çiftleri, tüm kütleçekim kuvvetlerinin yanı sıra yıldızlararası gazın hidrodinamiği ve dağılımı, gazdan yıldız oluşumu ve süpernovalar tarafından yıldızlararası ortama geri salınan enerji ve kütle dikkate alınarak takip edilebilir. Böyle bir galaksi birleşmesi simülasyonları kütüphanesi GALMER web sitesinde bulunabilir.[13] Maryland, Baltimore'daki Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü'nden (Space Telescope Science Institute) Jennifer Lotz'un liderliğinde yürütülen bir çalışmada, Hubble Uzay Teleskobu tarafından elde edilen görüntüleri daha iyi anlamak amacıyla bilgisayar simülasyonları oluşturuldu.[1] Lotz'un ekibi eşit kütleli iki galaksinin birleşmesinden, dev bir galaksi ile küçük bir galaksi arasındaki etkileşime kadar geniş bir birleşme olasılığı yelpazesini hesaba katmaya çalıştı. Ekip ayrıca galaksilerin farklı yörüngelerini, olası çarpışma etkilerini ve galaksilerin birbirine nasıl yöneldiğini de analiz etti. Sonuç olarak ekip, 57 farklı birleşme senaryosu oluşturdu ve birleşmeleri 10 farklı görüş açısından inceledi.[1]

Şimdiye kadar gözlemlenen en büyük galaksi birleşmelerinden biri, CL0958+4702 kümesindeki dört eliptik galaksiyi içeriyordu. Bu birleşme, evrendeki en büyük galaksilerden birini oluşturabilir.[14]

Kategoriler

Galaksi birleşmeleri; birleşen galaksilerin sayısı, görece büyüklükleri ve gaz zenginlikleri gibi özelliklere bağlı olarak farklı gruplara ayrılabilir.

Sayısına göre

Birleşmeler, sürece dahil olan galaksilerin sayısına göre kategorize edilebilir:

İkili birleşme
Birbirleriyle etkileşimde olan iki galaksi birleşir.
Çoklu birleşme
Üç veya daha fazla galaksi birleşir.

Boyutuna göre

Birleşmeler, en büyük galaksinin boyutunun veya şeklinin birleşme sırasında ne ölçüde değiştiğine göre kategorize edilebilir:

Küçük birleşme
Galaksilerden biri diğer(ler)inden önemli ölçüde daha büyükse birleşme küçüktür. Daha büyük galaksi genellikle daha küçük olanı "yutar" (bu olgu, yerinde bir benzetmeyle "galaktik yamyamlık" olarak adlandırılmıştır) ve daha küçük galaksinin gazını ve yıldızlarının çoğunu içine çeker ve büyük galakside başka önemli bir etkiye neden olmaz. Kendi galaksimiz Samanyolu'nun da şu anda Büyük Köpek Cüce Gökadası ve muhtemelen Macellan Bulutları gibi birkaç küçük galaksiyi bu şekilde içine çektiği düşünülmektedir. Başak Yıldız Akıntısı'nın, büyük ölçüde Samanyolu ile birleşmiş olan bir cüce galaksinin kalıntıları olduğu düşünülmektedir.
Büyük birleşme
Yaklaşık olarak aynı boyuttaki iki sarmal galaksinin birleşmesi büyük birleşmedir. Eğer uygun açılar ve hızlarla çarpışırlarsa, genellikle aktif galaktik çekirdeklerin de dahil olduğu çeşitli geri besleme mekanizmalarıyla çok miktarda toz ve gazı uzaklaştırarak birleşirler. Bunun birçok kuasarın arkasındaki itici güç olduğu düşünülmektedir. Bunun sonucu bir eliptik galaksidir ve birçok gök bilimci, eliptik galaksileri yaratan birincil mekanizmanın bu olduğunu varsaymaktadır.

Yapılan bir çalışmada, büyük galaksilerin son 9 milyar yıl içinde ortalama olarak bir kez birbirleriyle birleştiği bulunmuştur. Küçük galaksiler ise büyük galaksilerle daha sık birleşmiştir.[1] Samanyolu ve Andromeda Galaksisi'nin yaklaşık 4,5 milyar yıl içinde çarpışacağı tahmin edilmektedir. Bu galaksilerin birleşmesinin beklenen sonucu, benzer boyutlara sahip oldukları için büyük olacak ve iki "büyük tasarım" sarmal galaksiden (muhtemelen) dev eliptik galaksiye dönüşeceklerdir.

Gaz zenginliğine göre

Birleşmeler, birleşen galaksilerin içinde ve çevresinde bulunan gazın (eğer varsa) ne ölçüde etkileşime girdiğine göre kategorize edilebilir:

Islak birleşme
Gaz açısından zengin galaksiler ("mavi" galaksiler) arasında meydana gelen birleşmeye ıslak birleşme denir. Islak birleşmeler genellikle büyük miktarda yıldız oluşumu üretir, disk galaksilerini eliptik galaksilere dönüştürür ve kuasar aktivitesini tetikler.[15]
Kuru birleşme
Gaz açısından fakir galaksiler ("kırmızı" galaksiler) arasında meydana gelen birleşmeye kuru birleşme denir. Kuru birleşmeler genellikle galaksilerin yıldız oluşum oranlarını büyük ölçüde değiştirmez, fakat yıldız kütlesini artırmada önemli bir rol oynayabilir.[15]
Nemli birleşme
Yukarıda bahsedilen aynı iki galaksi türü ("mavi" ve "kırmızı" galaksiler) arasında, önemli miktarda yıldız oluşumunu besleyecek kadar gaz varsa, fakat küresel kümeler oluşturacak kadar gaz yoksa, nemli birleşme meydana gelir.[16]
Karma birleşme
Gaz açısından zengin ve gaz açısından fakir galaksiler ("mavi" ve "kırmızı" galaksiler) birleştiğinde karma birleşme meydana gelir.

Örnekler

Birleşme sürecinde olan veya birleşmeyle oluştuğuna inanılan bazı galaksiler şunlardır:

Galeri

Birleşen galaksiler
Arp 302 (solda); NGC 7752/7753; ZW II 96 (sağda).
NGC 2623 - iki galaksinin birleşmesinin son aşaması.[17]
Galaksi burulmaları – muhtemel birleşme.[18]
Markarian 779 - muhtemel birleşme.[19]
Antik galaksi mega birleşmesi (sanatçı konsepti).[20]
"Uçan V" IC 2184 - birleşme sürecindeki galaksi çifti.[21]
Tuhaf galaksi ESO 99-4 - muhtemel birleşme.[22]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ a b c d "Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate". HubbleSite. 27 Ekim 2011. 8 Haziran 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Nisan 2012. 
  2. ^ van Albada, T.S. (1982). "Dissipationless galaxy formation and the R to the 1/4-power law". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 201. s. 939. Bibcode:1982MNRAS.201..939V. doi:10.1093/mnras/201.4.939 Özgürce erişilebilir. 
  3. ^ "Evolution in slow motion". Space Telscope Science Institute. 1 Mart 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Eylül 2015. 
  4. ^ "Hubble Interacting Galaxy ESO 239-2". HubbleSite (İngilizce). Erişim tarihi: 30 Ağustos 2024. 
  5. ^ Schweizer, F. (2005). de Grijs, R.; González-Delgado, R.M. (Ed.). [no presentation title cited]. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies; Cambridge, UK; 6–10 September 2004. Astrophysics & Space Science Library. 329. Dordrecht, DE: Springer. s. 143. 
  6. ^ Starbursts : from 30 Doradus to Lyman break galaxies. Richard De Grijs, Rosa M. González Delgado. Dordrecht: Springer. 2005. s. 143. ISBN 978-1-4020-3539-5. OCLC 262677690. 
  7. ^ Ostriker, Eve C.; Shetty, Rahul (2012). "Maximally star-forming galactic disks I. Starburst regulation via feedback-driven turbulence". The Astrophysical Journal. 731 (1). s. 41. arXiv:1102.1446 $2. Bibcode:2011ApJ...731...41O. doi:10.1088/0004-637X/731/1/41. 41. 
  8. ^ Brinchmann, J.; ve diğerleri. (2004). "The physical properties of star-forming galaxies in the low-redshift Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (4). ss. 1151-1179. arXiv:astro-ph/0311060 $2. Bibcode:2004MNRAS.351.1151B. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x Özgürce erişilebilir. 
  9. ^ Moster, Benjamin P.; ve diğerleri. (2011). "The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 415 (4). ss. 3750-3770. arXiv:1104.0246 $2. Bibcode:2011MNRAS.415.3750M. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x Özgürce erişilebilir. 
  10. ^ Hirschmann, Michaela; ve diğerleri. (2012). "Galaxy formation in semi-analytic models and cosmological hydrodynamic zoom simulations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419 (4). ss. 3200-3222. arXiv:1104.1626 $2. Bibcode:2012MNRAS.419.3200H. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x Özgürce erişilebilir. 
  11. ^ Chomiuk, Laura; Povich, Matthew S. (2011). "Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies". The Astronomical Journal. 142 (6). s. 197. arXiv:1110.4105 $2. Bibcode:2011AJ....142..197C. doi:10.1088/0004-6256/142/6/197. 197. 
  12. ^ information@eso.org. "Galactic Crash Course". www.esahubble.org (İngilizce). Erişim tarihi: 31 Ağustos 2024. 
  13. ^ "Galaxy merger library". 27 March 2010. 10 April 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 March 2010. 
  14. ^ "Galaxies clash in four-way merger". BBC News. 6 Ağustos 2007. 15 January 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2007. 
  15. ^ a b Lin, Lihwal; ve diğerleri. (Temmuz 2008). "The Redshift Evolution of Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers from Close Galaxy Pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey". The Astrophysical Journal. 681 (232). ss. 232-243. arXiv:0802.3004 $2. Bibcode:2008ApJ...681..232L. doi:10.1086/587928. 
  16. ^ Forbes, Duncan A.; ve diğerleri. (Nisan 2007). "Damp Mergers: Recent Gaseous Mergers without Significant Globular Cluster Formation?". The Astrophysical Journal. 659 (1). ss. 188-194. arXiv:astro-ph/0612415 $2. Bibcode:2007ApJ...659..188F. doi:10.1086/512033. 
  17. ^ "A glimpse of the future". www.spacetelescope.org. Erişim tarihi: 16 Ekim 2017. 
  18. ^ "Galactic glow worm". ESA/Hubble. 24 Mart 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Mart 2013. 
  19. ^ "Transforming Galaxies". Picture of the Week. ESA/Hubble. 9 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Şubat 2012. 
  20. ^ "Ancient Galaxy Megamergers - ALMA and APEX discover massive conglomerations of forming galaxies in early Universe". www.eso.org. 26 Nisan 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Nisan 2018. 
  21. ^ "Cosmic "flying V" of merging galaxies". ESA/Hubble Picture of the Week. 17 Şubat 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Şubat 2013. 
  22. ^ "ESO 99-4". ESA/Hubble Picture of the Week. Erişim tarihi: 24 Nisan 2018. 

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Galaksi</span> kütle çekimiyle bir arada duran yıldız ve gök cismi öbeği

Galaksi veya gök ada, kütle çekimi kuvvetiyle birbirine bağlı yıldızlar, yıldızlararası gaz, toz ve plazmanın meydana getirdiği yıldızlararası madde ve şimdilik pek anlaşılamamış karanlık maddeden oluşan maddesel bir sistemdir. Tipik galaksiler 10 milyon ile bir trilyon arasındaki miktarlarda yıldız içerirler ve bir galaksinin içerdiği yıldızların hepsi o galaksinin kütle merkezini eksen alan yörüngelerde döner. Galaksiler uzayda tek yönlü hareket ederler, galaksilerin yörüngeleri yoktur. Galaksiler çeşitli çoklu yıldız sistemlerini, yıldız kümelerini ve çeşitli nebulaları da içerebilirler. Çevresinde gezegenler ve asteroitler gibi çeşitli kozmik cisimler dönen Güneş, Samanyolu Galaksisi'ndeki yıldızlardan yalnızca biridir.

<span class="mw-page-title-main">NGC 221</span> cüce galaksi

Messier 32 veya NGC 221, Andromeda takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 2,5 MIy uzaklıkta bulunan bir cüce eliptik gökadadır. Guillaume Le Gentil tarafından 23 Ocak 1874 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 168 olarak "Dağınık karşı kuyruklara sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Meşhur Andromeda Gökadası'nın bir uydusudur.

<span class="mw-page-title-main">Biçimsel galaksi sınıflaması</span> gökadaların görünüşlerine göre gruplara ayırdığı bir sınıflandırma sistemidir

Biçimsel galaksi sınıflandırması, astronomların gökadaları görünüşlerine göre gruplara ayırdıkları bir sınıflandırma sistemidir. Gökadaları görünüşlerine göre sınıflandırmak için kullanılan birkaç şema bulunmaktadır. Bunların en bilineni Edwin Hubble tarafından tasarlanan ve Gérard de Vaucouleurs ile Allan Sandage tarafından genişletilen Hubble düzenidir. Gökada sınıflandırması ve morfolojisi artık büyük ölçüde hesaplama yöntemleri ve fiziksel morfoloji kullanılarak yapılır.

<span class="mw-page-title-main">Sarmal galaksi</span> Galaksi çeşidi

Sarmal galaksi ya da sarmal gökada, orijinal olarak Edwin Hubble tarafından 1936 tarihli çalışması The Realm of the Nebulae'da tanımlanan bir galaksi sınıfını oluşturur. Hubble düzeni'ne göre bir galaksi sınıfıdır ve özellikleri şöyle özetlenebilir:

<span class="mw-page-title-main">NGC 1569</span> galaksi

NGC 1569, Zürafa takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 10,95 MIy (3,36 Mpc)uzaklıkta bulunan bir cüce düzensiz gökadadır. William Herschel tarafından 4 Kasım 1788 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 210 olarak "Düzensizliklere, emilime ve çözülüme sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Her ne kadar amatör gök bilimcilerin pek ilgisini çekmese de, uzmanlar tarafından yıldızların oluşumları ile ilgili olarak yoğun bir biçimde incelenmektedir. Gökadanın uzaklığı önceleri 7,82 MIy (2,4 Mpc) olarak tahmin edilmekteydi. Ancak 2008 yılında Hubble'ın görüntülerini inceleyen bilim insanları, gökadanın uzaklığını yaklaşık 11 milyon ışık yılı olarak hesapladılar. Böylece gökadanın, IC 342/Maffei 1 Kümesi'nin bir üyesi olduğu gösterildi.

<span class="mw-page-title-main">Küresel yıldız kümesi</span> galaksi merkezi etrafında dolanan yıldızların, küresel bir bileşimi

Küresel yıldız kümesi, galaksi merkezi etrafında uydu gibi dolanan, yıldızların küresel bir bileşimidir. Küresel yıldız kümeleri yerçekimi ile bir arada durabilirler. Yerçekimi sayesinde küresel bir şekle ve göreceli olarak merkeze doğru artan bir madde yoğunluğuna sahiplerdir. Yıldız kümesinin bir alt kategorisi olan küresel yıldız kümesi, Latince bir sözcük olan ve küçük küre anlamına gelen globulus kelimesinden türetilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Yıldızlar öbeği</span> Gökadamızda gözlemlenen yıldızlar öbek I ve öbek II adında iki tür olarak sınıflandırılmaktadırlar

Yıldızlar öbeği veya yıldız popülasyonları, 1944 yılında Walter Baade tarafından Samanyolu Galaksisinde yer alan yıldızların gruplandırılmasıdır. Baade, söz konusu çalışmasının özet bölümünde, bu sınıflandırmanın esas itibarıyla Jan Oort tarafından 1926 yılında yapılan sınıflamaya dayandığını kabul etmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Galaksiler listesi</span> Vikimedya Liste Maddesi

Aşağıda dikkate değer gökadaların bir listesi bulunmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Yerel Grup</span> Samanyolunu da kapsayan ve 35in üzerinde üyesi bulunan gökadalar grubu

Yerel Grup, Samanyolu Gökadası'nı da barındıran bir gökada grubudur. Çapı yaklaşık olarak 3 milyon parsek (10 milyon ışık yılı; 9×1019 kilometre) ve toplam kütlesi ise 2×1012 güneş kütlesi (4×1042 kg) civarındadır. "Dambıl" şeklinde iki gökada topluluğundan oluşur. Samanyolu ve ona bağlı cüce gökadalar bir lobu, Andromeda Gökadası ve ona bağlı cüce gökadalar ise diğer lobu oluşturur. Bu iki topluluk birbirinden yaklaşık 800 kiloparsek (3×10^6 ly; 2×1019 km) uzaklıktadır ve birbirlerine doğru 123 km/s hızla hareket etmektedir. Yerel Grup, daha büyük olan Başak Süperkümesi'nin bir parçasıdır ve bu da Laniakea Süperkümesi'nin bir parçası olabilir. Samanyolu bazı gökadaları gizlediği için Yerel Grup'taki tam sayı bilinmemekle birlikte, en az 80 üyesi olduğu tahmin edilmektedir ve bunların çoğu cüce gökadalardır.

<span class="mw-page-title-main">Cüce galaksi</span> İçinde birkaç milyar yıldıza ev sahipliği yapan galaksilere verilen addır

Bir cüce galaksi, yaklaşık 1000 ila birkaç milyar yıldızdan oluşan galaksilere verilen isimdir; Samanyolu'nun 200-400 milyar yıldızına kıyasla bu sayı oldukça sınırlıdır. Samanyolu'nun yakın çevresinde yer alan ve 30 milyardan fazla yıldız içeren Büyük Macellan Bulutu kimi zaman bir cüce galaksi olarak sınıflandırılırken, kimileri de onu tam anlamıyla bir galaksi olarak kabul etmektedir. Cüce galaksilerin oluşum ve faaliyetlerinin daha büyük galaksilerle olan etkileşimlerden büyük ölçüde etkilendiği düşünülmektedir. Gök bilimciler şekillerine ve bileşimlerine göre çok sayıda cüce galaksi türü tanımlamaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Pergel gökadası</span> galaksi

Pergel Gökadası, Pergel takımyıldızında yer alan bir çubuksuz sarmal Seyfert gökadasıdır. Gökada düzleminin 4 derece altında bulunur ve yaklaşık 26,05 MIy (7,99 Mpc) uzaklığıyla Samanyolu'na en yakın büyük gökadalardan birisidir.

<span class="mw-page-title-main">Merceksi galaksi</span>

Merceksi gökada, biçimsel gökada sınıflandırma şemalarında eliptik (E) ve sarmal gökada (S) arasında yer alan bir gökada türüdür. 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. 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.

<span class="mw-page-title-main">NGC 7727</span> galaksi

NGC 7727, Kova takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 67,84 MIy (20,8 Mpc)uzaklıkta bulunan bir ara sarmal gökadadır. William Herschel tarafından 27 Kasım 1785 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 222 olarak "Biçimsiz sarmal kollara sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Kutup-halkalı galaksi</span>

Kutup-halkalı gökada, gökada kutuplarının etrafında dönen, gaz ve yıldızların oluşturduğu halkasıyla bir gökada türüdür. Bu kutup halkalarının, iki gökadanın birbirleriyle etkileşime girdiklerinde ortaya çıkan kütleçekimsel etkiyle oluştuğu düşünülmektedir. Başka bir olasılık da çok yakından geçen bir gökadanın etkisiyle koparılmış olan maddeden oluştuğudur. Diğer bir olasılık ise, küçük bir gökadanın daha büyük bir gökadayla dönüş düzlemine dikey olarak çarpışması sonucu küçük gökadanın kutup-halkasına dönüşmüş olabileceğidir.

<span class="mw-page-title-main">Andromeda-Samanyolu çarpışması</span>

Andromeda-Samanyolu çarpışması, Yerel Grup bünyesinde bulunan Andromeda ile Dünya'yı da içinde barındıran Samanyolu gökadalarının yaklaşık 4 milyar yıl içerisinde çarpışacaklarının öngörüldüğü galaksi çarpışmasıdır.

Boşluk galaksisi, evrenbilimsel boşluklar içinde yer alan galaksilerdir. Boşluklarda az sayıda galaksi yer alır, çoğu galaksi ise boşlukları ve süper-boşlukları çevreleyen; levhalar, duvarlar ve iplikçikler içinde yer alırlar. Boşluk galaksilerinin çoğu, boşluk iplikçikleri ile birbirlerine bağlıdırlar. Bu iplikçikler, çevre iplikçiklerin etkisinin yetersizliği nedeniyle, düzenli benzerlerine göre genellikle daha düz olurlar. Bu tür iplikçikler bile zayıf galaksi grupları oluşturabilecek kadar zengin olabilir. Boşluk galaksilerinin galaktik evrimin bozulmamış örneklerini temsil ettikleri, çok az komşusu olduğu ve muhtemelen saf galaksiler arası gazdan oluştuğu düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Galaktik gelgit</span>

Samanyolu Galaksi'si gibi galaksilerin yerçekimsel alanına maruz kalan cisimlere etki eden gelgit dalgaları galaktik gelgit olarak bilinmektedir. Galaktik çarpışmalar, cüce galaksi ya da uydu galaksileri ve Samanyolu Galaksisi'nin Güneş Sistemimizde bulunan Oort bulutundaki gelgit etkisi yaratmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">ESO 444-46</span> süperdev eliptik gökada

ESO 444-46, Erboğa takımyıldızında Abell 3558 gökada kümesinin baskın ve en parlak üyesi olan ve yaklaşık olarak 636 MIy (195 Mpc) uzaklıkta bulunan süperdev bir eliptik gökadadır. En yakın komşu süperkümelerden biri olan devasa Shapley Süperkümesi'nin çekirdeğinde yer alır. Yerel evrendeki en büyük gökadalardan biridir ve muhtemelen bilinen en büyük kara deliklerden birini içermektedir. Kara deliğin kütlesi çok belirsizdir ve tahminler 501 milyon M☉ gibi düşük bir değer ile 77,6 milyar M☉ gibi yüksek bir değer aralığında değişir.

Macellan Akıntısı, Büyük ve Küçük Macellan Bulutları'ndan Samanyolu'nun galaktik güney kutbuna doğru 100° boyunca uzanan yüksek hızlı gaz bulutları akıntısıdır. Akıntı, öncü kol olarak adlandırılan gazlı bir özelliğe sahiptir. Macellan Akıntısı 1965 yılında gözlemlenmiş ve Macellan Bulutları ile ilişkisi 1974 yılında belirlenmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Uydu galaksi</span> kütleçekimsel etki nedeniyle daha büyük bir gökadanın yörüngesinde dönen yoldaş gökada

Uydu gökada, daha büyük kütleli ve parlak bir konak gökadanın kütleçekimsel potansiyeli içinde bağlı yörüngelerde hareket eden daha küçük bir yoldaş gökadadır. Tıpkı Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin Güneş'e kütleçekimsel olarak bağlı olması gibi, uydu gökadalar ve bileşenleri de konak gökadalarına bağlıdır. Çoğu uydu gökada cüce gökada olsa da, büyük gökada kümelerinin uydu gökadaları çok daha büyük bir kütleye sahip olabilir. Samanyolu'nun etrafında en büyüğü Büyük Macellan Bulutu olmak üzere elliye yakın uydu gökada dönmektedir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.