İçeriğe atla

Galaktik taç

Galaktik taç (veya Galaktik korona) ve gazlı taç terimleri, 21. yüzyılın ilk on yılında Samanyolu'nun galaktik hale bölgesindeki sıcak, iyonize ve gazlı bir bileşeni tanımlamak için kullanılmıştır. Herhangi bir sarmal gökadanın hale bölgesindeki çok sıcak ve seyrek gazdan oluşan benzer bir yapı da bu terimlerle tanımlanabilir.

Hipoteze göre tek bir süpernova ve ardından oluşan kalıntısının her ikisi de, ayrı bir "galaktik fıskiye"yi besleyen sıcak iyonize gaz üretir. Dışarı atılan malzeme, galaktik diskin daha yoğun, daha soğuk gaz ve tozu içinde; yüksek basınçlı, düşük yoğunluklu, sıcak gazdan oluşan dev bir kabarcık oluşturur. Bu kabarcıklardan en azından bir kısmı, dikey olarak yeterince yüksek veya düşük noktalara kadar uzanarak daha yoğun olan diski deler ve bir "baca" oluşturur. Bu bacalar, çevresindeki topraktan çok daha sıcak ve çok daha az yoğun olan su ve buharı püskürten bir yeryüzü gayzerine benzer şekilde, sıcak gazı hale içine boşaltır.

Galaktik koronalar, gökada oluşumu hakkında daha fazla bilgi edinme umuduyla kapsamlı bir şekilde araştırılmış ve halen araştırılmaya devam etmektedir.[1][2] Bununla birlikte, gökadaların şekil ve boyut olarak nasıl farklılaştığı düşünülürse hiçbir özel teori, tüm galaktik koronaların nasıl oluştuğunu ve korunduğunu yeterince açıklayamamıştır.[3]

Ayrıca bakınız

  • Gökada oluşumu ve evrimi
  • Gökada koordinat sistemi
  • Galaktik şişkinlik
  • Disk gökadası
    • Sarmal kol
  • Gökada halesi

Kaynakça

  1. ^ Pedersen, K.; ve diğerleri. (X-ray: NASA / CXC / U. Copenhagen; optical: Palomar DSS) (2006). Detection of hot halo gets theory out of hot water (composite optical & X-ray image with expository caption). NGC 5746. Harvard University. 17 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Aralık 2020. 
  2. ^ Williams, Rik J.; Mathur, Smita; Nicastro, Fabrizio (2005). "Galactic corona or Local Group intergalactic medium?". arXiv:astro-ph/0511621 $2. 
  3. ^ Hille, Karl (22 Eylül 2017). "Hubble's cool galaxy with a hot corona". NASA.gov. 1 Şubat 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Eylül 2017. 

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<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 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">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">Başak Süperkümesi</span>

Başak Süperkümesi veya Yerel Süperküme, Samanyolu ve Andromeda gökadaları ile diğerlerini de içeren Başak Kümesi ve Yerel Grup'u barındıran süperkümedir. Çapı yaklaşık 33 megaparsek olan bu süperkümede en az 100 adet gökada grubu ve kümesi bulunmaktadır. Gözlemlenebilir evrendeki yaklaşık 10 milyon süperkümeden biri olan Başak Süperkümesi, Balıklar-Balina Süperküme Kompleksi adı verilen bir gökada iplikçiği içinde yer alır.

<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">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.

<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.

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 bir alandır.

<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 2782</span> galaksi

NGC 2782, Vaşak takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 122,96 MIy (37,7 Mpc)uzaklıkta bulunan bir ara sarmal gökadadır. William Herschel tarafından 18 Mart 1787 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 215 olarak "Bitişik düğümlere sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. NGC 2782, büyük bir sarmal gökada ile çok daha küçük bir gökadanın çarpışması sonucu oluşmuş; aktif bir çekirdeğe sahip, yıldız patlama (starburst) ve tip 1 Seyfert gökadasıdır.

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

Galaktik astronomi, esas olarak gökadamız Samanyolu'nu ve içerdiği her şeyi inceleyen bir astronomi dalıdır. Bu, diğer tüm gökadalar da dahil olmak üzere gökadamızın dışındaki her şeyin incelenmesi olan ekstragalaktik astronominin tersidir.

<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">LINER</span> Bir gökada çekirdeği türü

LINER (Düşük iyonlu nükleer salım çizgi bölgesi), tayf salım çizgisi ile tanımlanan bir gökada çekirdeği türüdür. Tayflar karakteristik olarak; O, O+, N+ ve S+ gibi zayıf iyonize veya nötr atomlardan gelen salım çizgilerini içerir. Aksine, O++, Ne++ ve He+ gibi kuvvetli iyonize atomlardan gelen tayf salım çizgileriyse nispeten zayıftır. Gökada çekirdeği sınıflandırması ilk olarak Timothy Heckman tarafından 1980 yılında yayınlanan bir dizi makalenin üçüncüsünde tanımlandı.

<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">Gökada dönüş eğrisi</span> birçok gökbilimcinin karanlık madde teorisini desteklediğine inandığı galaktik açısal momentumda gözlenen tutarsızlık

Bir disk gökadasının dönüş eğrisi , gökadadaki görünür yıldızlar veya gazın yörünge hızlarının, galaktik merkezden radyal mesafelerine göre oluşturulan bir grafiğidir. Sıklıkla grafiksel bir çizim şeklinde oluşturulur. Bir sarmal gökadanın her iki tarafından gözlemlenen veriler genellikle asimetriktir, böylece eğriyi oluşturmak için her iki taraftaki verilerin ortalaması alınır. Gözlemlenen deneysel eğriler ile bir gökadada gözlemlenen maddeye kütleçekim teorisi uygulanarak türetilen bir eğri arasında önemli bir tutarsızlık vardır. Karanlık maddeyi içeren teoriler, bu çelişkiyi açıklamak için öne sürülen ana çözümlerdir.

Galaktik sırt, Samanyolu'nun galaktik düzlemi ile çakışan iç gökada bölgesidir. Dünya'dan, 'toz şeritleri' ile kesilmiş bir yıldızlar kuşağı olarak görülebilir. Bu 'toz şeritlerinde', gaz halindeki galaktik diskin tozu, arka plandaki yıldızların görünür ışığını engeller. Bu nedenle, Samanyolu'nun en ilginç özelliklerinin birçoğu sadece X-ışınlarında görülebilir. Samanyolu'nu dolduran noktasal X-ışını kaynaklarının yanı sıra, galaktik düzlemde yoğunlaşmış, görünüşte dağınık bir X-ışını emisyonu da gözlemlenmektedir. Buna galaktik sırt X-ışını emisyonu (GRXE) denir. Bu emisyonlar, Diana Worrall ve çalışma arkadaşları tarafından 1982 yılında keşfedilmiş ve o zamandan beri bu emisyonların kökeni dünya çapında astrofizikçileri şaşırtmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Yüksek hızlı bulut</span> hızı 90 km/sden fazla olan moleküler bulut

Yüksek hızlı bulutlar, Samanyolu ve diğer gökadaların galaktik halesi boyunca bulunan büyük gaz topluluklarıdır. Yerel durgunluk standardı (LSR) sistemine göre kitlesel hareketleri saatte 200.000 kilometreyi aşan hızlarda ölçülmüştür. Bu gaz bulutları, Güneş kütlesinin milyonlarca katı kütleye sahip olabilir ve gökyüzünün geniş bir kısmını kaplayabilirler.

<span class="mw-page-title-main">Sıcak, tozla gizlenmiş galaksi</span> nadir bir kuasar türü

Sıcak, tozla gizlenmiş gökada, nadir görülen bir kuasar türüdür. Bu tür gökadaların merkezindeki kara delik, muazzam miktarda radyasyon yayar ve bu radyasyon, gökadanın içine çekilen toz ve gazı ısıtarak Samanyolu'ndan yaklaşık 1000 kat daha fazla oranda kızılötesi ışık üretir. Bu da onları evrendeki en parlak gökadalardan biri yapar. Bununla birlikte, çevreleyen tozun yoğunluğu o kadar yüksektir ki bu ışığın çoğu gizlenir. Ortalama sıcaklıkları 60 ila 120 K arasındadır ve bu da ortalama bir gökadanın 30 ila 40 K olan sıcaklığından belirgin şekilde daha yüksektir. Ayrıca, bu gökadalar galaktik kütlelerinin çok daha büyük bir kısmını merkezlerindeki kara delikte yoğunlaştırmış gibi görünmektedir ve bu durum, normal gökadalarda gözlemlenenden farklıdır.