İçeriğe atla

Galaksi oluşumu ve evrimi

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 hâlen ilerlemeler bekleyen etkin (araştırmaların sürdüğü) bir alandır.

Gökadaların oluşumu

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 "model"leri[note 1] Big Bang kuramına dayanmaktadır. Big Bang olayının başlangıcından 300.000 yıl sonra hidrojen ve helyum atomları rekombinasyon[note 2] 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.[1] 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.[2] 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.[3]

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.[4]
  • “Aşağıdan yukarı teorileri”ne göre, önce küresel yıldız kümesi gibi küçük yapılar oluşmuş, bu küçük yapılar da birleşerek gökadaları meydana getirmişlerdir.[5] 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”[note 3] (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.[6] Bu “ilk kuşak yıldızları” çevredeki nötr hidrojeni iyonize ederek, uzayda ışığın yolculuk etmesine olanak veren oluşumlar yarattılar.[7]

Evrim

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

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.[8] Bu erken dönemde gökadalar büyük ölçüde yıldız doğumları yaşamışlardır.[9]

Sonraki iki milyar yıl sırasında, biriken madde "gökada diski" içine yerleşmiştir.[10] Bir gökada, yaşamı boyunca, kendine “yüksek hız bulutları”[note 4] ve cüce gökadalardan çektiği maddeleri katar.[11] Bu maddeler çoğunlukla hidrojen ve helyumdur. Yıldızların doğum-ölüm çevrimi, yavaş yavaş ağır elementlerin salınmasını artırır ki, bu, sonradan gezegenlerin oluşmasına imkân sağlayacaktır.[12]

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.[13] 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[14] ve Antenler Gökadası[15] adıyla bilinen çarpışan gökadalarda görülebilir.

NGC 4676, çarpışmak üzere olan iki gökada (Fare Gökadaları). Fotoğraf Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiştir.
Sarımsı gökadalardan oluşan Abell 1689 gökada kümesi, Hubble Uzay Teleskobu

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 göz ardı 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.[16] 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.

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.[13] Samanyolu Gökadası gibi sarmal gökadalar, spiral kollarındaki yıldızlararası yoğun hidrojen moleküler bulutlarına sahip oldukları sürece yalnızca yeni kuşak yıldızlar üretirler.[17] Bu gazdan artık yoksun olduklarından eliptik gökadalar ise yeni yıldızlar üretemezler.[18] Mevcut hidrojen rezervleri yıldızlarca tüketilip ağır elementlere dönüştürüldüğünde yeni yıldız doğumları meydana gelemez.[19] 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.[19][20]

Ayrıca bakınız

  • Şişkin gökada (gökbilim)
  • Gökada halesi

Kaynakça

  1. ^ "Search for Submillimeter Protogalaxies 17 Ekim 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 1999-11-18.Retrieved on 2007-01-10.
  2. ^ McMahon, R. (2006). "Journey to the birth of the Universe". Nature 443: 151. doi:10.1038/443151a 7 Ocak 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi..
  3. ^ "[www.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm Search for Submillimeter Protogalaxies]". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 1999-11-18. http://cfa- 20 Şubat 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Retrieved on 2007-01-10.
  4. ^ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed 13 Ocak 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Reports on Progress in Physics 136: 748. doi:10.1086/147433. Retrieved on 2008-11-01.
  5. ^ ^ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo 13 Ocak 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 225 (1): 357–379. doi:10.1086/156499.
  6. ^ Heger, A.; Woosley, S. E. (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III 10 Ocak 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 567 (1): 532–543. doi:10.1086/338487.
  7. ^ Barkana, R.; Loeb, A. (1999). "In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Physics Reports 349 (2): 125–238. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.
  8. ^ "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation 4 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Carnegie Mellon University. 2005-02-09. Retrieved on 2007-01-07.
  9. ^ ^ Massey, Robert (2007-04-21). "Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe 7 Eylül 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Royal Astronomical Society. Retrieved on 2007-04-20.
  10. ^ ^ Noguchi, Masafumi (1999). "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 514 (1): 77–95. doi:10.1086/306932. Retrieved on 2007-01-16.
  11. ^ Baugh, C.; Frenk, C. (May 1999). " How are galaxies made? 4 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Physics Web. Retrieved on 2007-01-16.
  12. ^ Gonzalez, G. (1998). "The Stellar Metallicity — Planet Connection 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets: 431. Retrieved on 2007-01-16.
  13. ^ a b Conselice, Christopher J. (February 2007). "The Universe's Invisible Hand". Scientific American 296 (2): 35–41.
  14. ^ Ford, H. et al (2002-04-30). "Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe 30 Mayıs 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Hubble News Desk. Retrieved on 2007-05-08.
  15. ^ Struck, Curtis (1999). "Galaxy Collisions 4 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Galaxy Collisions 321.
  16. ^ Wong, Janet (2000-04-14). "Astrophysicist maps out our own galaxy's end 11 Nisan 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". University of Toronto. Retrieved on 2007-01-11.
  17. ^ Kennicutt Jr., R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. (1994). "Past and future star formation in disk galaxies 9 Mart 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Astrophysical Journal 435 (1): 22–36. doi:10.1086/174790.
  18. ^ Knapp, G. R. (1999). Star Formation in Early Type Galaxies 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the Pacific. ISBN 1-886733-84-8. OCLC 41302839.
  19. ^ a b Adams, Fred; Laughlin, Greg (2006-07-13). "The Great Cosmic Battle 31 Temmuz 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". Astronomical Society of the Pacific.Retrieved on 2007-01-16.
  20. ^ Pobojewski, Sally (1997-01-21). "Physics offers glimpse into the dark side of the universe 4 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi". University of Michigan. Retrieved on 2007-01-13.

Notlar

  1. ^ "Scientific modelling". 15 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009. 
  2. ^ "Timeline of the Big Bang". 19 Mart 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009. 
  3. ^ "Halo star". 15 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009. 
  4. ^ "Interstellar cloud". 15 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Mart 2009. 

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">Maffei 1 Kümesi</span>

Maffei 1 Kümesi, Yerel Küme'ye en yakın gökada grubudur. Muhtemelen bir zamanlar Yerel Küme'nin bir parçasıydı fakat Andromeda gökadası ile olan şiddetli karşılaşması sonucunda dışarı atılmıştır. Baskın üyesi sarmal gökada IC 342'dir, fakat dev eliptik gökada Maffei 1'in ardından adlandırılmıştır. Maffei 1, Maffei 2 ile beraber kızılötesi tabakalarla 1968'de İtalyan gök bilimci Paolo Maffei (1926-) keşfedilmişlerdir. Her iki gökada da galaktik ekvatorda Koltuk takımyıldızında kaçınma bölgesinde yer alırlar ve toz ve gazdan oluşmuş görünen dalga boylarında zor tanınırlar.

<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">Galaksiler listesi</span> Vikimedya Liste Maddesi

Aşağıda dikkate değer gökadaların bir listesi bulunmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">NGC 4631</span>

NGC 4631, Av köpekleri takımyıldızında yaklaşık olarak 38,81 MIy (11,9 Mpc) uzaklıkta bulunan ve kenardan görünen bir çubuklu sarmal gökadadır. William Herschel tarafından 20 Mart 1787 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve yakınındaki NGC 4627 ile birlikte "çift ve çoklu gökadalar" kategorisi altında "çekilen ve düşen gökadalar" olarak Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Gökada, hafifçe bozulmuş şeklinin balinayı andırması nedeniyle Balina Gökadası olarak adlandırılır.

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

Girdap Gökadası, Av Köpekleri takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 23 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan etkileşim hâlindeki büyük tasarım çubuksuz sarmal gökadadır.

<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">Süperküme</span>

Süperkümeler küçük gökada kümelerinden ve gökada gruplarından oluşan büyük kümeler olup Evren'de şimdilik gözlemlenebilen en büyük yapı birimleridir. Süperkümelerin varlığı gökadaların Evren'de tek biçimli dağılmamış olduğunu gösterir.

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

Bir gökada kümesinde bulunan gökadalar arasındaki etkileşimler nispeten 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 imkân 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.

Andromeda Gökadası'nın uydu gökadaları aynı Samanyolu Gökadası uyduları gibidir. Andromeda'nın (M31) yörüngesinde en az 14 cüce gökada bulunur. En parlak ve en büyüğü teleskopla da kolaylıkla görülebilen M32'dir. İkici ve en yakın gökada ise M110'dur. Diğer gökadaları ise görmek kolay değildir.

<span class="mw-page-title-main">Herkül kümesi</span>

Herkül Kümesi, Herkül takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 489,23 MIy (150 Mpc) uzaklıkta bulunan ve 200'den fazla gökadadan oluştuğu tahmin edilen bir gökada kümesidir. Sarmal gökadalar bakımından oldukça zengin olan küme, Arp 71 ve Arp 272 de dahil olmak üzere pek çok etkileşen gökada içerir. Küme, büyük Herkül Süperkümesi'nin bir parçasıdır ve aynı zamanda kendisi de süper-yapı Büyük Duvar'ın bir parçasıdır. Çok ilginç bir kümedir, çünkü farklı gökada türlerinden, geniş bir çeşitlilik içerir. Bu küme, büyük bir ihtimalle, birbiriyle birleşen daha küçük birkaç küme içermektedir.

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

Sombrero Gökadası, Başak ve Karga takımyıldızları sınırında bulunan, sınıflandırması belirsiz tuhaf gökadadır. Samanyolu gökadasından yaklaşık olarak 9,55 milyon parsek uzaklıkta yer alan gökada, Pierre Méchain tarafından 11 Mayıs 1781 tarihinde keşfedildi. Başak Süperkümesi'nin güney kenarından uzanan bir dizi gökada ve gökada kümesi olan Başak II Grupları'nın bir üyesidir. Yaklaşık 29,09 ila 32,32 kiloparsek izofotal çapa sahiptir ve bu da onu Samanyolu'ndan biraz daha büyük yapar.

<span class="mw-page-title-main">Messier 94</span> sarmal gökada

Messier 94 Av Köpekleri takımyıldızı yönünde bulunan bir sarmal gökada. Pierre Méchain tarafından 22 Mart 1781 tarihinde keşfedilmiş ve iki gün sonra Charles Messier kataloğuna eklemiştir. Bazı kaynaklar M94'ü çubuklu sarmal gökada olarak tanımlamaktadır. İki halka yapısıyla dikkat çekici bir gökadadır.

<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">Ejderha Cüce Gökadası</span> galaksi

Cüce Ejderha Gökadası Ejderha takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 260.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir cüce küremsi gökadadır. Lowell Gözlemevi'nden Albert Wilson tarafından 1954 yılında keşfedilmiştir. Yerel Grup'un bir parçası ve Samanyolu'nun uydu gökadasıdır. Gökada düzleminin 34.6° yukarısında yer almaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Karina Cüce Gökadası</span> galaksi

Karina Cüce Gökadası Karina takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 330.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve Samanyolu'nun uydu gökadası olan bir cüce gökadadır. R. D. Cannon ve diğer gök bilimcilerden oluşan bir ekip tarafından 1977 yılında keşfedilmiştir. Samayolu'nun diğer uydu gökadalarından birkaç milyar yıl sonra oluştuğu sanılmaktadır ve en genci 7 milyar yaşında olan yaşlı yıldızlardan oluşur. Gökadanın yaklaşık olarak 13,6 milyar yıl önce oluştuğu sanılmaktadır ve bu da Cüce Karina'yı, Samanyolu'na kıyasla görece olarak daha genç yapmaktadır.

<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">Tip-cD galaksi</span> Biçimsel galaksi sınıflaması

Tip-cD gökada D tipi eliptik dev galaksinin bir alt türü olan morfolojik bir gökada sınıflandırmasıdır. Yıldızlardan oluşan büyük bir hale ile karakterize edilirler. En dikkat çeken cD tipi gökadalar, genellikle bireysel olarak veya çiftler halinde ortaya çıkar ve 1 milyon ışık yılını bulan yarıçaplarıyla muazzam boyutlara ulaştıkları zengin gökada kümelerinin merkezinde bulunabilirler. Ayrıca süper dev eliptikler veya merkezi baskın gökadalar olarak da bilinirler.

<span class="mw-page-title-main">Solgun galaksi</span> sarmal kolları ve diski arasındaki düşük kontrast ile karakterize edilen bir tür sarmal gökada

Solgun (anemik) gökada, sarmal kolları ve diski arasındaki düşük kontrast ile karakterize edilen bir tür sarmal gökadadır. Bu terim 1976 yılında Kanadalı gökbilimci Sidney van den Bergh tarafından gaz bakımından zengin, yıldız oluşturan sarmal gökadalar ile gaz bakımından fakir, etkin olmayan merceksi gökadalar arasında bir ara form olan gökadaları sınıflandırmak için icat edildi.

<span class="mw-page-title-main">Tukan Cüce Gökadası</span> Tukan takımyıldızındaki cüce gökada

Tukan Cüce Gökadası, Tukan takımyıldızında yaklaşık olarak 2,8 milyon ışık yılı uzaklıkta, çok yaşlı yıldızlardan oluşmuş ve diğer gökadalardan oldukça izole bir cüce gökadadır. 1990 yılında Mount Stromlo Gözlemevi'nden R.J. Lavery tarafından keşfedildi. Samanyolu'nun ters tarafında ve diğer Yerel Grup gökadalarının tam karşısında konumlanması onu bilim insanları için önemli bir araştırma konusu haline getirir.