Galaksi

Galaksiveyagök ada,kütle çekimikuvvetiyle birbirine bağlıyıldızlar,yıldızlararası gaz,toz veplazmanınmeydana getirdiğiyıldızlararası maddeve şimdilik pek anlaşılamamışkaranlık maddedenoluşan maddesel bir sistemdir. Tipik galaksiler 10 milyon (cüce galaksi)ile bir trilyon (dev galaksi)arasındaki miktarlarda yıldız içerirlerve bir galaksinin içerdiği yıldızların hepsi o galaksininkütle merkezinieksen alanyörüngelerdedöner. Galaksiler uzayda tek yönlü hareket ederler, galaksilerin yörüngeleri yoktur. Galaksiler çeşitliçoklu yıldız sistemlerini,yıldız kümelerinive çeşitlinebulalarıda içerebilirler.Çevresindegezegenlerveasteroitlergibi çeşitli kozmik cisimler dönenGüneş,Samanyolu Galaksisi'ndekiyıldızlardanyalnızca biridir.

Bir sanatçı tarafından hazırlanan Samanyolu Galaksisi. İki ana spiral kol çekirdekteki çubuk oluşumunun uçlarından çıkmaktadır. Güneş kollardan birinde yer almaktadır.

Tarihsel olarak galaksiler gözle görülenşekillerine göre sınıflanmışlardır.Bu sınıflamada sık karşılaşılan biçimlerden biri, ışık profili elips şekilli olaneliptik galaksidir. Sarmal galaksiler,tozlu ve kıvrımlı kolları olan disk şekilli yapılardır.

Düzensiz ya da olağan dışı biçimli galaksiler ise "tuhaf galaksiler"olarak bilinir ve tipik olarak, komşu galaksilerin kütle çekimine bağlı biçim bozulmasıyla oluşurlar. Birbirlerine yakın galaksilerin arasındaki bu tür etkileşimlerle söz konusu galaksiler birleşebileceği gibi,yıldız oluşumuolaylarında "patlama" diye adlandırılabilecek ölçüde fazla artışların tetiklenmesiyleyıldız patlama galaksileri(İng.,starburst galaxy) de gelişebilir. Ayrıca, düzenli bir yapıya sahip olmayan küçük galaksilerden dedüzensiz galaksilerolarak bahsedilebilir.

Gözlemlenebilir Evren'de 100 milyardan (10¹¹) fazla galaksi olduğu sanılmaktadır.Galaksilerin çoğu 1.000 ile 100.000parsekarasındaki bir yarıçapa sahip olup, genellikle birbirlerinden milyonlarca parsek uzaklıklarda bulunurlar.Galaksiler arası uzayortalama yoğunluğu$m^{3}$başına biratombile düşmeyecek derecede az olan bir gazla doludur. Galaksilerin çoğu, kütle çekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlı “kümeler”adı verilen topluluklar oluştururlar; onlar da yine kütle çekimi etkisi sayesinde birbirlerine bağlısüperkümelerioluştururlar.Bu daha büyük yapılar da, evrende büyük boşlukları çevreleyen tabakalar ve ipliksi yapılar olarak oluşmuştur.

Karanlık maddehenüz çok iyi bir şekilde anlaşılamamış olmakla birlikte, öyle görünüyor ki, galaksilerin çoğunun kütlesinin yaklaşık % 90’ınıkaranlık maddeoluşturmaktadır Gözlem verileri bazı galaksi merkezlerindedev kara deliklerinmevcut olabileceğini ortaya koymaktadır. Anlaşıldığına göre,Samanyolugalaksimiz de çekirdek kısmında böyle bir kara delik içermektedir.

Köken bilimi

Galaksi adının kökeni eski Yunancadaki, bizim galaksimizi belirtmek üzere kullanılan “sütlü, süt gibi, sütsü” anlamlarına gelengalaxias(γαλαξίας) sözcüğü ya da "süt dairesi" anlamındakikyklos galaktikos(κύκλος γαλακτίκος) terimidir. Bu terim ve dolayısıyla Batı kültüründe Samanyolu için kullanılanMilky Way( "Süt Yolu" ) terimi eski Yunan mitolojisindeki bir mitosdan kaynaklanır: Bir gece,Zeusölümlü bir kadından yaptığı oğluHerakles'i, fark ettirmeden uykuya dalmış olanHera'nın göğsüne koyar. Bebek Heracles, Hera'nın memelerinden akan sütü içecek ve böylece ölümsüz olacaktır. Fakat Hera gece uyanıp tanımadığı bir bebeği emzirdiğini fark edince onu fırlatıp atar ve boşalan memesinden çıkan süt de gece gökyüzüne fışkırıp akar. Hikâyeye göre, işte geceleyin gökte sönük bir ışıkla pırıldar halde gördüğümüz “Süt Yolu” (Türkçe’de Samanyolu) denilen kuşak böyle oluşmuştur.

Astronomikliteratürde galaksi sözcüğü, tek başınayken baş harfi büyük yazıldığında bizim galaksimiz olan Samanyolu’nu ifade eder.Uranüs’ü keşfedenWilliam 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 yerini günümüzde kullandığımız “galaksi” terimine bıraktı.

Gözlem tarihçesi

Samanyolu

Samanyolu'nun 360° fotoğrafik panoraması

Galaksimizin diğer galaksiler gibi dışarıdan görünüşü, içinde bulunduğumuz için, elde edilememektedir. Gökyüzünde çıplak gözle gördüğümüz, Samanyolu adını verdiğimiz ışıklı bölge ise aslında yalnızca galaksimizin kollarından biridir.

Antik çağdaGrek filozofuDemocritus(450–370 M.Ö.) gece gökyüzünde görünen Süt Yolu denilen ışıklı bölgenin uzak yıldızlardan oluşuyor olabileceğine dikkat çekmişti.Aristo’nun (384-322 M.Ö.) düşüncesine göreyse, Süt Yolu büyük, birbirine bağlı çok sayıdaki yıldızın alevlenmesinden kaynaklanmaktaydı ve bu alevler Dünya atmosferinin üst kısmında yer almaktaydı.

Arap astronomİbn-i Heysem(965-1037) Samanyolu’nunıraklık açısınıgözlemleme ve ölçme girişiminde bulundu;Süt Yolu’nun ıraklık açısı yoktu, bunun üzerine “bu, Dünya’dan uzaktadır, atmosfere ait değildir” diyerekAristo’nun görüşüne karşı çıktı. İranlı astronomBirûnî(973-1048) Samanyolu Galaksisi’nin sayısız bulutsu yıldızlar yığını olabileceği görüşünü ortaya attı.İbn Bacceise Samanyolu’nun pek çok yıldızdan oluştuğunu ve gözümüze sürekli bu şekilde görünmesinin Dünya atmosferindekikırılımdankaynaklanıyor olabileceğini ileri sürdü.İbn Kayyim El-Cevziyye (1292-1350) Samanyolu Galaksisi’nın sabit yıldızlar feleğinde bir araya gelmiş çok sayıdaki küçük yıldızlardan oluştuğunu ve bu yıldızların gezegenlerden daha büyük olduklarını ileri sürdü.

Samanyolu Galaksisi’nin birçok yıldızdan oluşmasının ilk kanıtıGalileo Galilei’den geldi. 1610 yılında Samanyolu Galaksisi’ni birteleskoplainceleyen Galileo Galilei bunun çok sayıdaki yıldızın bir araya gelmesinden oluştuğunu fark etti.1750’de İngiliz astronom ve matematikçiThomas Wright“Evrenin orijinal bir teorisi ya da yeni hipotezi”adlı eserinde galaksinin Güneş Sistemi’ne benzer tarzda, fakat daha büyük ölçekte, kütleçekim gücüyle birbirlerine bağlı çok sayıdaki dönen yıldızlardan oluşmuş bir kitle olduğu görüşünü iddia etti (ve haklıydı). Bu düşünceye göre, söz konusu 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 galaksi merkezine yakın olduğu zannedildiğinden Güneş galaksi merkezine yakın olarak işaretlenmiştir.(Günümüzde yakın olmadığı bilinmektedir.)

Immanuel Kant1755'teki bilimsel incelemesinde Thomas Wright'ın düşünce ve çalışmalarını biraz daha ayrıntılandırdı. Galaksimizin de Güneş Sistem’imize benzer biçimde, kütleçekim ile bir arada tutulan ve dönen bir yıldız kümesi olduğunu ifade etti. Kant ayrıca o dönemde gözlemlenebilen birkaçbulutsununda ayrı galaksiler olabilecekleri varsayımında bulundu. Samanyolu Galaksisi’nin biçimi ve Güneş’in galaksi içindeki konumu hakkındaki ilk girişim 1785’te gökyüzünün farklı bölgelerindeki yıldızları özenle sayanWilliam Herschel’dan geldi. Herschel, Güneş Sistemi’ni merkeze yakın bir yere koyarak galaksinin biçimini gösteren bir diyagram hazırladı.

Jacobus Kapteyn,hassas bir yaklaşım sergileyerek, 1920’deki çiziminde Güneş’in merkeze yakın bulunduğu elips biçimli küçük bir galaksi tasarladı. Farklı bir yöntem uygulayanHarlow Shapleyise küresel kümeler kataloğu çalışmasında kendinden öncekilerden tümüyle farklı olarak, galaksimizi Güneş’in merkezden uzak olduğu yaklaşık 70 kiloparsek yarıçapındaki yassı bir disk biçiminde tasarladı.Her iki hatalı çalışma dagalaktik düzlemdeyıldızlararası toz vasıtasıylaışığın soğurulmasınıhesaba katmamıştı. Bu ancakRobert Julius Trumpler’ın 1930’daaçık yıldız kümeleriüzerinde çalışırken bu etkiyi ölçmesinden sonra hesaba katılmaya başlandı ve günümüzdeki galaksi görünümü kuramlarına ulaşıldı.

Samanyolu Galaksisi'nin diğer bulutsulardan ayırt edilmesi

“Büyük Andromeda Bulutsusu” adı verilen gök cisminin 1899’da çekilen fotoğrafı. Cisim sonradan Andromeda Galaksisi olarak tanımlanmıştır.

Girdap Galaksisi’nin 1845’te Lord Rosse tarafından yapılan krokisi

10. yy.’da İranlı astronomAbdurrahman el-Sûfî(El Sûfî adıyla da tanınan Azophi)Andromeda Galaksisi’nın ilk kayıtlı gözlemini yaptı ve onu “küçük bulut” olarak tarif etti.El Sûfî aynı zamanda Yemen’den görünür olan veMacellan’ın 16. yy.’daki yolculuğuna kadar Avrupalılar tarafından görülmemişBüyük Macellan Bulutu’nu da tanımladı.Bunlar Samanyolu Galaksisi haricinde yeryüzünden gözlemlenen ilk galaksilerdi. El Sûfî buluşlarını 964 yılında “Sabit Yıldızlar”adlı kitabında duyurdu.

1054’te SN 1054süpernovasınınpatlamasıylaYengeç Bulutsusu’nun oluşması Çin, Arap ve İranlı astronomlarca gözlemlendi. Bu bulutsu yüzyıllar sonra, Batı'da önceJohn Bevis(1731) tarafından daha sonraCharles Messier(1758) ve ardındanLord 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 Galaksisi’nın yıldızlardan oluşan basık bir disk olduğunu ve gece gökyüzünde görünen bazı bulutsuların Samanyolu Galaksisi’nden ayrı olabilecekleri düşüncesini ifade etti ki, bu düşüncesinde haklı olduğu zamanla anlaşılacaktı.1755’te Immanuel Kant Samanyolu Galaksisi’ndan ayrı olan bu bulutsular için “Ada evren” terimini ortaya attı.

18.yy. sonuna doğru Charles Messier en parlak 109 bulutsuyu 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’deHeber CurtisAndromeda Galaksisi'ndeki (Messier cisimlerindenM31)S Andromedaeadlınovayıgözlemledi, fotoğraf kayıtlarını araştırarak 11 nova daha buldu. Ayrıca bu novaların ortalama olarak bizim galaksimizdekilerden 10 kat daha soluk olduğunu saptadı. Buradan yola çıkarak da 150.000 parsek mesafede olduğu tahmininde bulundu ve spiral bulutsuların bağımsız birer galaksi olduklarını varsayan "ada evrenler" hipotezini destekledi.

1920'de esas olarak Harlow Shapley ile Heber Curtis arasında geçen, Samanyolu ve spiral bulutsuların doğasının yanı sıra evrenin boyutu hakkındaki "Büyük Tartışma"o döneme damgasını bırakmıştı. Konu ancak yeni bir teleskop kullananEdwin Hubble’ın 1920’lerin başlarındaki çalışmaları sayesinde sonuca bağlandı. Bazı spiral bulutsuların dış kesimlerinde bireysel yıldız toplulukları olduğu ayrıntılarını gözlemlemeyi başaran Hubble, bazısefe değişkenlerinitanımlayabildi ki, bu da kendine bulutsuların uzaklığını hesaplayabilme imkânı verdi. Böylece bu bulutsuların Samanyolu'nun parçası olamayacak kadar uzak olduklarını ortaya çıkardı.Hubble ayrıca, 1936’da, hâlâ kullanımda olan bir biçimsel galaksi sınıflandırma sistemini (Hubble düzeni) ortaya atmıştır.

Modern araştırma

Tipik bir sarmal galaksinin döngü (rotasyon) eğimi: (A) tahmin edilen ve (B) gözlemlenen. Uzaklık galaksinin çekirdeğinden uzaklıktır.

Galaksilerinuzaydarastgele 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'te,Hendrik van de Hulst'undalgaboyunu21 cm. olarak tahmin ettiği, 1954’te gözlemlenen, yıldızlararasıhidrojenatomlarından kaynaklananmikrodalgaışınımınınortaya çıkarılması ile galaksi incelemeleri yeni bir boyut kazandı. Çünkü, bu ışınım tozların soğurmasından etkilenmiyordu veDoppler etkisigalaksi içerisindeki gazların hareketlerini belirlemede kullanılabilecekti. Gelişmişradyoteleskoplarlahidrojen gazı diğer galaksilerde de belirlenebildi.

1970'lere gelindiğinde Vera Rubin'in galaksilerdeki gazlarındönüş hızıüzerine çalışmaları sonucunda şu husus saptandı: Galaksilerdeki yıldız ve gazların görünen toplam kütlesi, galaksilerin 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 başlarındaHubble Uzay Teleskobudaha ileri düzeyde gözlemlerde bulunulmasını sağladı. Örneğin galaksimizdeki 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 galaksilerle dolu olduğu anlaşıldı ve böylece evrende 125 milyar (1.25x10¹¹) galaksinin 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 galaksinin keşfedilebilmesini sağladı. Böylecesakınma bölgesi(İng.zone of avoidance) denilen “Samanyolu kuşağı” yüzünden iyi görülemeyen gökyüzü bölgesindeki galaksiler de keşfedilebildi.

Tipleri ve biçimleri

Hubble düzeni denilen biçimsel sınıflandırmaya göregalaksi tipleriya da sınıfları. E, eliptik galaksiler; S, sarmal (spiral) galaksiler; SB ise çubuklu sarmal (spiral) galaksileri belirtir.

GalaksilerHubble düzeniolarak adlandırılan yaygın bir biçimsel sınıflandırmaya göre dört ana sınıfta sınıflandırılırlar: Eliptik, sarmal (spiral), çubuklu sarmal ve düzensiz. Bu sınıflandırma tümüyle galaksilerin gözle görülen biçimlerine dayanır. Fakat bu sınıflandırma esas alındığında,etkin galaksilerdekiçekirdek etkinliği ya da starburst galaksilerinde önem taşıyan “yıldız doğum oranı” gibi, galaksilerin bazı önemli karakteristikleri göz ardı edilmiş olur.Bir galaksinin en yoğun kısmı çekirdeğidir. Gaz miktarı ve yıldız sayısı galaksinin merkezine doğru gittikçe artar.

Eliptik galaksiler

Eliptik galaksiler görüş açısından bağımsız olarak, gerçektenelipsbiçimine sahip galaksilerdir. Hubble düzenine göre eliptik galaksiler daire biçimine yakınlıktan aşırı ovalliğe kadar uzanan bir yelpaze içinde kodlanır ya da adlandırılırlar. Bu yelpaze içinde daire biçimine en yakın eliptik galaksiler E0 olarak, en basık ya da en oval olanlar ise E7 olarak adlandırılır. Genellikle küçük yapılı, nispeten yıldızlararası maddesi fazla olmayan galaksilerdir.

Bu galaksilerde yeni yıldız doğum oranı çok düşüktür, yani yıldız doğumlarının durduğu veya en aza indiği galaksiler olarak düşünülebilirler; dolayısıylaaçık kümelereçok az derecede sahiptirler. Bu galaksiler, ortak kütleçekim merkezini esas alan, rastgele sayılabilecek yörüngelerde dönen evrimleşmiş yaşlı yıldızların baskın (çoğunlukta) olduğu galaksilerdir. Bu bakımdan çok daha küçük olanküresel yıldız kümeleriile bazı benzerlikler taşırlar.Buna karşılık en büyük galaksiler "dev eliptik galaksiler" dir. Dev eliptik galaksiler genellikle büyükgalaksi kümelerininçekirdekleri yakınında bulunurlar.

Sarmal galaksiler

Sombrero Galaksisi,bir çubuksuz sarmal galaksi örneği

Evrendeki galaksilerin büyük çoğunluğusarmal galaksilerdenoluşur. Nispeten yüksek düzeydeaçısal hızasahiptirler. Sarmal galaksiler, dönen bir yıldızlar diskinden, yıldızlararası ortamdan ve genellikle daha yaşlı yıldızlardan meydana gelmiş birşişkinliktenoluşur. Etrafı teker adlı yıldızlar topluluğu tarafından sarılı bu karın ya da çekirdek kısmından dışarı doğru nispeten parlak kollar uzanır. Hubble düzeninde sarmal galaksiler S harfiyle kodlanır; bu S harfinin yanına galaksinin 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 galaksilerde çekirdek büyüktür, kollar ise belirsizce yayılmıştır. Sc sınıfında ise çekirdek küçüktür ve açılmış kollar ise belirgindir.

Sarmal galaksiler adlarını yıldızların oluştuğu parlak kollarına borçuludurlar. Sarmal galaksilerde kollar, merkezden dışa doğrulogaritmik spiralbiçimine 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 sabit açısal hızla dönerler. Bu şu anlama gelir: Yıldızlar hareketleri sırasında bu kollara girip çıkarlar ve galaksi merkezine yakın yıldızlar ile kollardaki yıldızların hızları aynı değildir.

NGC 1300, bir çubuklu sarmal galaksi örneği

Günümüzde galaksilerin sarmal kollarıyoğunluk dalgası teorisi'yle maddenin geçici olarak artması veya sıkışması şeklinde yorumlanmaktadır. Yıldızlar bir kol vasıtasıyla yer değiştirirlerken her yıldız sistemininuzay hızıdaha yüksek yoğunluktaki maddelerinkütleçekimkuvvetiyle değişikliğe uğratılır. İşte, yolda art arda giden otomobillerin yavaşlamasıyla oluşan harekete veya okyanustaki dalga hareketine benzetilen bu etki, galakside yoğunluk dalgalarını oluşturmaktadır.

Sarmal galaksilerin çoğunda, çekirdeği bir uçtan diğerine kateden, yıldızlardan oluşmuş çubuk biçiminde bir oluşum bulunur.Çubuklu sarmal galaksilerdenilen bu sınıftaki galaksiler 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 galaksinin gelgit etkisi nedeniyle meydana gelen geçici bir oluşum olduğu düşünülmektedir.İçinde bulunduğumuzSamanyolu Galaksisive galaksimize en yakın olan Andromeda Galaksisi de bir çubuklu sarmal galaksidir;yaklaşık 30 kiloparsek yarıçapında ve bir kiloparsek kalınlıktadır. Yaklaşık 200 milyar yıldız içermekte olup kütlesi Güneş’inkinin yaklaşık 600 milyar mislidir.Samanyolu Galaksisi 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.

Diğer biçimler

Hoag cismi,bir halkalı galaksi örneği

“Tuhaf galaksiler” diğer galaksilerle gelgit etkileşimlerinden kaynaklanan alışılmamış özellikler gösteren galaksilerdir. Çıplak bir çekirdek ile çekirdeği çevreleyen, yıldızlardan oluşmuş bir halka ve yıldızlararası ortamdan oluşan “halkalı galaksi”buna bir örnek olarak gösterilebilir. Halkalı galaksinin bir sarmal galaksinin çekirdeğinden küçük bir galaksinin geçmesi hâlinde oluştuğu düşünülmektedir.Andromeda Galaksisi’nın başından da böyle bir olay geçmiş olması muhtemeldir; çünkükızılötesiışın tekniği yardımıyla bu galaksinin çokhalkalı bir yapılanma gösterdiği saptanmıştır.

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

Cüce galaksiler

Geniş eliptik ve sarmal galaksilerin ününe karşılık evrendeki galaksilerin çoğununcüce galaksileroldukları görülmektedir. Bu mini galaksiler Samanyolu Galaksisi’nın % 1’i kadar olup yalnızca birkaç milyon yıldız içerirler. Kısa zaman önce yalnızca 100 parsek genişliğindeki “aşırı yoğun galaksi” ler keşfedilmiştir.Cüce galaksilerin çoğu daha büyük bir galaksinin uydusu durumundadır. Samanyolu Galaksisi’nın bilinen böyle 12 kadar “uydu galaksi” si olup, keşfedilmeyi bekleyen 300-500 “uydu galaksi” si daha olduğu tahmin edilmektedir.Cüce galaksiler eliptik, sarmal ya dadüzensiz galaksisınıflarında sınıflandırılabilirler. Fakat "eliptik cüce galaksiler" büyük eliptik galaksilere pek fazla benzemediklerinden “cüce küresel galaksiler” (İng.dwarf spheroidal galaxy) olarak adlandırılırlar. Kısa zaman önce keşfedilen iki cüce galaksinin her birinin kütlesinin 10 milyongüneş kütlesikadar olduğunun saptanması galaksilerin büyük kısmınınkaranlık maddedenoluştuğu varsayımını desteklemektedir.

Olağan dışı dinamik ve etkinlikler

Etkileşim

Antenleradlı iki galaksi kaynaşmayla sonuçlanacak bir çarpışma hâlindedir. İki galaksinin çekirdekleri büyük bir galaksi oluşturmak üzere yol almaktadır.

Birgalaksi kümesindebulunan galaksiler arasındaki etkileşimler nispeten sıklık göstermekte olup, evrimlerinde önemli bir rol oynarlar. Etkileşime geçmiş iki galaksi çarpışmasa dagelgit etkileşimindendolayı hem birtakım eğrilip bükülme deformasyonlarına uğrar, hem de aralarında bir miktar gaz ve toz alışverişi olur.İki galaksi arasında çarpışma, birbirlerinin tam üzerine geldikleri ve birleşmelerine imkân tanımayacak ölçüde birmomentumasahip oldukları zaman meydana gelir. Bu denli etkileşime girmiş galaksilerdeki 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. Galaksilerin çarpışması birinde ya da her ikisinde ciddi anlamda, çubuk, halka veya kuyruk benzeri eğilip bükülme bozulmalarına yol açar.

İki galaksininmomentumuyeterince düşük olduğu takdirde, yani birbirlerinin içinden geçmelerini sağlayacak derecede güçlü olmadığı takdirde, etkileşim birleşmeyle sonuçlanır. Bu durumda iki galaksi daha büyük bir galaksiyi yaratacak şekilde kaynaşırlar. Bu kaynaşma etkinlikleri yeni galakside her iki galaksinin orijinal biçimlerine kıyasla farklı bir biçimsel yapıyı meydana getirici değişiklikler yaratabilir. İki galaksiden birinin daha büyük kütleye sahip olması hâlinde, biri diğeri tarafından, deyim yerindeyse, “yutulmuş” olur. Bunagalaktik kanibalizmadı verilir. Bu tür denk olmayan kaynaşmalarda küçük galaksi yırtılır veya tamamen parçalanırken büyük galaksi pek fazla bozulmaya uğramaz. İşte galaksimiz Samanyolu hâlihazırdaSagittarius (Yay Takımyıldızı)cüce eliptik galaksisini ve Canis Major (Büyük Köpek Takımyıldızı) cüce galaksisini yutmak üzere "galaktik kanibalizm" sürecinde bulunmaktadır.

Aşırı yıldız üreten galaksiler

Starburst galaksilerine tipik bir örnek sayılanM82(Messier 82). Normal bir galaksinin on misli oranında yıldız doğumuna sahne olmuştur.

Galaksilerdeki yıldızlar devmoleküler bulutlardaoluşan soğuk gaz rezervlerinden üretilirler. Yıldız doğumları oranının istisnai derecede yüksek olduğu galaksiler “starburst galaksi” ler adıyla bilinir. Bu galaksiler 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 galaksinin ömür süresine nazaran nispeten kısa bir süredir. "Starburst galaksi" ler evren tarihinin erken dönemlerinde daha yaygındılar.Günümüzde bile bu galaksilerin, yıldız doğumları toplamına katkıları tahminen % 15 civarındadır.

Starburst galaksiler tozlu gaz yoğunlaşmalarıyla ve yeni doğmuş yıldızların çokluğuyla nitelenirler ki, bu yıldızlardan bazıları çevredeki bulutları iyonize ederek içerisinde yıldız oluşumlarının gerçekleştiğiH II bölgeleriyaratan büyük yıldızlardır.Bu büyük yıldızlarsüpernovapatlamaları 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 söz konusu bölgedeki gaz tüketildiğinde ya da dağıldığında son bulur.

Starburst tipi galaksiler, genellikle galaksilerin birleşmesiyle ya da etkileşime geçmesiyle açıklanır. Starburst galaksilerin bu tür bir etkileşimle oluşmasına,M82galaksisi tipik bir örnek oluşturur. M 82 kendinden daha büyük bir galaksi olan M 81 ile yüz yüze gelecek şekilde yakınlaşmış ve normal bir galaksinin on misli oranında yıldız üreten bir starburst galaksi hâline gelmiştir. Düzensiz galaksiler genellikle belirli aralarla starburst etkinliği sergilerler.

Etkin çekirdekli galaksiler

Eliptik bir "radyo galaksi" olanM87'den yayılan parçacık akışı.

Gözlemleyebildiğimiz galaksilerin bir kısmı “etkin” olarak sınıflandırılır. Galaksiden çıkan toplam enerjinin önemli bir kısmı yıldızlar, toz ve yıldızlararası ortamdan değil, bir başka kaynaktan yayılmaktadır. Etkin galaksi çekirdeği için standart örnek, çekirdek bölgesindeki bir dev karadeliğin (SMBH) çevresinde oluşan birkatılım diskinedayanır. Bir etkin galaksi çekirdeğinin ışınımı maddenin diskten hareketle kara deliğe doğru düşmesi sırasındakikütleçekimsel enerjidenkaynaklanır.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 ışınlarışeklinde yüksek enerji ışınımları yayan etkin galaksiler ışıklılıklarına bağlı olarak "Seyfert galaksileri" ya dakuasar’lar olarak sınıflanırlar. Kuasar’lara benzeyen bir başka etkin galaksi türü deblazarlardır.Bunların Dünya’ya doğru yönelmiş birrölativistik akışıoldukları gözlemlenmiştir.Radyo galaksidenilen etkin galaksiler ise bu rölativistik akışlarından radyo frekansları yayılan galaksilerdir. Muhtemelen, bir galaksi çekirdeği türü olan veLINER(İng.Low-IonizationNuclearEmission-lineRegions) kısa adıyla tanınan çekirdekler de etkin çekirdeklerdir. LINER tipindeki galaksilerin yaydıklarında düşük ölçüde iyonize öğeler baskındır. Bize yakın galaksilerin yaklaşık üçte biri LINER çekirdek türüne sahip galaksiler olarak sınıflanırlar.

Oluşma ve evrim

Galaksilerin ortaya çıkma ve evrimlerinin incelenmesi bir bakıma galaksilerin nasıl meydana geldikleri ve evren tarihinde nasıl bir evrim yolu izledikleri sorularının yanıtlanması girişimleridir. Bu alandaki bazı teoriler geniş ölçüde kabul görmekle birlikte, bu alanastrofiziktehâlen ilerlemeler bekleyen etkin (araştırmaların sürdüğü) bir alandır.

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.

Evrenin hâlihazırdaki erkenmodelleriBig Bangkuramına dayanmaktadır. Big Bang olayının başlangıcından 300.000 yıl sonra hidrojen vehelyumatomlarırekombinasyondenilen bir olayla oluşmaya başladılar. Bu dönemde hemen hemen tüm hidrojen nötrdü (iyonizeolmamış), ışığı kolaylıkla soğurabilir haldeydi ve yıldızlar henüz oluşmamışlardı. Dolayısıyla bu dönemeKaranlık Çağlaradı verilir. Yoğunluk kararsızlıklarının (ya daanizotropikdüzensizliklerinin) olduğu bu ilk maddede büyük yapılar belirmeye başladılar.Baryonikmadde kütlelerikaranlık maddeninsoğuk halelerinde yoğunlaşmaya başladılar.Bu ilk yapılar sonradan, günümüzde gördüğümüz galaksiler hâline geleceklerdi.

Galaksilerin bu erken durumuna ilişkin kanıt 2006’da IOK-1 galaksisinin keşfedilmesiyle elde edildi. Bu galaksi 6.96 gibi olağan-dışı yüksek birkırmızıya kaymaiçerisindeydi ki, bu da Büyük Patlama başlangıcından 750 milyon yıl sonra meydana geldiğini gösteriyor ve şimdiye dek gözlemlenenler içinde en uzak ve en eski galaksi olduğunu ortaya koyuyordu.Her ne kadar bazı bilim insanları Abell 1835 IR1916 gibi başka gök cisimlerinin IOK-1’den daha yüksek birkırmızıya kaymaiçerisinde olduğunu ileri sürmüşlerse de, şimdilik genel kabul, yaşı ve bileşimi bakımından IOK-1’e öncelik vermektedir. Böyleöngalaksilerin(protogalaksi) varlığı, bunların Karanlık Çağlar denilen dönemde oluşmuş olabilecekleri fikrini akla getirmektedir.

Bu tür erken galaksi 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, öngalaksiler 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, önceküresel yıldız kümesigibi küçük yapılar oluşmuş, bu küçük yapılar da birleşerek galaksileri 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. Öngalaksiler oluşmaya ve büzülmeye başladıktan sonra, bunlarda ilkhale 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 tüketipsüpernovalarhâline geldiler ve yıldızlararası ortama ağır elementler saldılar.Bu “ilk kuşak yıldızları” çevredeki nötr hidrojeni iyonize ederek, uzayda ışığın yolculuk etmesine olanak veren oluşumlar yarattılar.

Evrim

Yeni oluşmuş bir galaksi olduğu düşünülenI Zwicky 18(aşağıda, solda)

Bir galaksinin oluşmasını sağlayıcı anahtar yapılar, Big Bang'ın başlangıcına kıyasla, bir milyar yıl içinde ortaya çıkmışlardır. Bunlarküresel yıldız kümeleri,dev kara delikler ve II. kuşak (yaşlı) yıldızlarından oluşan galaktik “karın” dır. Öyle görünüyor ki, dev kara delikler, galaksilerin büyümelerinin düzenlenmesinde anahtar bir rol oynamışlardır.Bu erken dönemde galaksiler büyük ölçüde yıldız doğumları yaşamışlardır.

Sonraki iki milyar yıl sırasında, biriken maddegalaktik diskiçine yerleşmiştir.Bir galaksi, yaşamı boyunca, kendineyüksek hız bulutlarıve cüce galaksilerden çektiği maddeleri katar.Bu maddeler çoğunlukla hidrojen ve helyumdur. Yıldızların doğum-ölüm çevrimi, yavaş yavaş ağır elementlerin salınmasını artırır ki, bu, sonradan gezegenlerin oluşmasına imkân sağlayacaktır.

Çarpışmalarının ve kütleçekimsel etkileşimlerinin galaksilerin evrimi üzerinde hatırı sayılır bir etkisi vardır. Erken dönemde galaksi birleşmeleri daha yaygındı ve galaksilerin çoğu, biçimleri bakımından “tuhaf galaksiler” (İng.peculiar galaxy) sınıfındaydılar.Yıldızlar arasındaki uzaklık yeterince büyük olduğundan, çarpışan galaksilerdeki yıldızlar bu çarpışmadan etkilenmezler, yani galaksilerin 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 4676veAntenler Galaksisiadıyla bilinen çarpışan galaksilerde görülebilir.

NGC 4676, çarpışmak üzere olan iki galaksi (Fare Galaksileri). Fotoğraf Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiştir.

Sarımsı galaksilerden oluşan Abell 1689 galaksi kümesi, Hubble Uzay Teleskobu

Bu tür bir etkileşimin bir örneği deSamanyolu Galaksisiile komşusuAndromeda Galaksisi’dır.Her iki galaksi birbirlerine 130 km/s hızla yaklaşmaktadır ve hızlarını etkileyen yan hareketler göz ardı edilirse, yaklaşık 5-6 milyar yıl sonra çarpışacaklardır.Samanyolu Galaksisi daha önce hiç bu kadar büyük bir galaksi ile çarpışmamış olsa da, daha önce cüce galaksiler ile çarpışmış olduğuna ilişkin kanıtlar artmaktadır.Böyle büyük ölçekli çarpışmalar nadirdir ve zaman geçtikçe böyle iki denk galaksinin birleşmesi daha nadir hale gelmektedir.Parlak galaksilerin 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 atarakbeyaz cüce,nötron yıldızıveya birkara delikolarak evrimlerine son verirler. Günümüzde yıldız doğumlarının çoğu serin gazın pek tükenmemiş olduğu küçük galaksilerde meydana gelmektedir.Samanyolu Galaksisi gibi sarmal galaksiler, spiral kollarındaki yıldızlararası yoğun hidrojenmoleküler bulutlarınasahip oldukları sürece yalnızca yeni kuşak yıldızlar üretirler.Bu gazdan artık yoksun olduklarından eliptik galaksiler ise yeni yıldızlar üretemezler.Mevcut hidrojen rezervleri yıldızlarca tüketilipağır elementleredönüştürüldüğünde yeni yıldız doğumları meydana gelemez.Yıldızları yaşlandıkça galaksinin parlaklığı da giderek azalır.

İçinde bulunduğumuzyıldız oluşum çağının yüz milyar yıl süreceği tahmin edilmektedir.Kızıl cücelergibi çok daha küçük ve giderek soluklaşan yaşlı yıldızların olacağı sonrakiyıldız çağının 10-100 trilyon yıl süreceği düşünülmektedir. Bu “yıldız çağı” nın sonunda galaksiler şu sıkışık cisimlerden ibaret olacaklardır:Kahverengi cüceler,beyaz cüceler(soğumuş kara cüceler),nötron yıldızlarıvekara delikler.Ardından kütleçekimsel gevşemenin sonucu olarak tüm yıldızlar kara deliklere düşecekler ya da çarpışmalar sonucunda galaksilerarası uzaya fırlatılacaklardır.

Büyük ölçekli yapılar

Seyfert Altılısı.6 üyeli olduğu sanılan bir “yoğun galaksi grubu”

Evrendeki galaksiler tek biçimli bir şekilde dağılmadıkları gibi tümüyle düzensiz bir şekilde de dağılmıştır. Gökyüzüne ilişkin "derin alan" araştırmaları galaksilerin genellikle birbirlerine bağlı bir şekilde topluluklar oluşturduğunu ortaya koymuştur. Milyarlarca yıl boyunca bir başka galaksiyle etkileşime geçmemiş galaksiler çok nadirdir. Şimdiye dek araştırılan galaksilerden yalıtılmış halde oldukları gözlemlenenlerin oranı yalnızca % 5’tir. Kaldı ki bunların geçmişlerinde bir başka galaksiyle etkileşime geçmiş olmaları, çarpışmış olmaları, hatta, hâlen küçük galaksilerden oluşmuş uydulara sahip olmaları mümkündür. Yalıtılmış durumda bulunan galaksilerde yıldız doğumları, sahip oldukları gazlar diğer galaksilerdeki gibi etkileşimlerle sıyrılmamış olduklarından, yüksek bir oran gösterir.

Büyük ölçekte evren sürekli bir genişleme hâlindedir ki, bu da bireysel galaksiler arasındaki ortalama uzaklığın artmasına neden olmaktadır. Buna karşılık galaksi 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 galaksi 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 galaksiler olarak görünen maddedir.

Evrendeki galaksilerin çoğu kütleçekimsel olarak birbirlerine bağlıdır; her galaksi, kütleçekimsel olarak, belirli bir sayıdaki diğer galaksilere bağlıdır. Böylece küçükten büyüğe doğru kümelenmeli bir yapı hiyerarşisi bulunur. Bunların en küçüğü galaksi gruplarıdır. (Galaksi sayısı 100’ün altında olduğu zaman bu topluluklara, gruplar ve kümeler arasındaki sınırlar belirgin olmasa da,galaksi grubudenir.) Kütleçekim kuvvetiyle bir arada tutulan bu toplulukların en yaygın tipigalaksi kümeleriolup, evrendeki galaksilerin çoğunu içerirler.

Dünya’dan 1 milyar ışık yılı uzaklık içinde süperkümelerin dağılımını gösteren evren atlası. Burada yaklaşık 63 milyon galaksi gösterilmektedir.

Genellikle birkaç megaparseklik bir bölgede bir araya gelmiş binlerce galaksiyi içeren yapılar “küme” olarak adlandırılır.Galaksi kümesiya da galaksi kümesi kütleçekimi sayesinde birbirlerine bağlı yüzden fazla galaksinin oluşturduğu kümedir. Galaksi kümeleri biçimleriyle (özel, küresel, simetrik vs.), dağılımlarıyla veya galaksi sayılarıyla (sayı birkaç bine çıkabilir) nitelenirler. Böyle bir grup ya da kümeye bağlı kalabilmek için her üyenin, yani her galaksinin hızının topluluktan kaçıp gidecek derecede yüksek olmaması, bir başka deyişle bunu önleyecek derecede düşük bir hızı olması gerekir. Buna karşılık yetersiz birkinetik enerjisöz konusu olduğunda da, topluluk galaksi birleşmelerinin olacağı bir evrim geçirir; evrim sonucunda topluluğun dönüştüğü yeni hâli, daha az sayıda galaksiden oluşuyor olacaktır.Galaksi kümelerinde genellikle tek bir "dev eliptik galaksi" baskın olur. “En parlak küme galaksisi” adı verilen bu dev, zamanla, uydu hâline getirdiği diğer galaksileri gelgit etkisiyle tahrip eder ve yutup kendi kütlesine katar.

Süperkümelergalaksi kümeleri, galaksi grupları ve bazen de bireysel galaksiler hâlinde onbinlerce galaksi içerirler. Bir milyarışık yılıuzunlukta olabilen bu muazzam büyüklükteki yapılarda, aralarında büyük boşluklar olan galaksiler, rastgele değil, bir yapıdaki teller gibi dizilmişlerdir.Süperküme skalasının daha üzerinde evrenin izotropik ve homojen olduğu düşünülür.Galaksilerin yaklaşık % 90’ı bir kümeye ya da bir süperkümeye dahildir.

Samanyolu GalaksisiYerel Grup(İng.Local Group) adı verilen 30 civarında galaksi içeren bir galaksi grubunun üyesidir. Bu, yarıçapı yaklaşık bir megaparsek olan bir gruptur. Bu grupta Samanyolu ve Andromeda en parlak iki galaksidir. Grubun diğer üyelerinin birçoğu bu iki galaksinin uyduları ya da yoldaşları olan cüce galaksilerdir.Yerel Grup’un kendi deBaşak Süperkümesi’nin içindeki bir bulutumsu yapının bir parçasıdır.

Çoklu dalgaboyu gözlemleri

Kızılötesiyle saptanan, Samanyolu’nun ötesindeki galaksi dağılımını gösteren panorama

Samanyolu Galaksisi’nin dışındaki galaksilerin varlığının keşfedilmesinden sonra, bunların ilk gözlemleri genellikle, gözle görülür ışığın kullanıldığı gözlemlerdi. Yıldızların çoğu ışık yaydıklarından, galaksileri oluşturan yıldızların gözlemioptik astronominintemel etkinliklerinden biridir. Optik astronomiden iyonizeH II bölgelerininve 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.

Günümüzde optik astronominin yetersiz kaldığı alanlarda artık çeşitlidalgaboylarındanda yararlanılmakta ve bu alanda çeşitli aygıtlar kullanılmaktadır. Modern yöntemlerden bazıları şunlardır:

• Kızılötesi:Uzak-kızılötesi ışınlar gerek devmoleküler bulutbölgelerinin içinin, gerekse galaksi çekirdeklerinin içinin ayrıntılı olarak gözlemlenebilmesinde kullanılabilmektedir.Kızılötesi aynı zamanda evren tarihinin çok erken döneminde ortaya çıkmış uzak,kırmızıya kaymadakigalaksilerin gözlemlenmesinde de kullanılabilmektedir. Su buharı vekarbondioksitkızılötesitayfınişe yarar kısımlarının belirli bir miktarını soğurduklarındankızılötesi astronomisindeartık yüksek irtifalardaki, yani uzaydaki teleskoplar kullanılmaktadır.
• radyo frekansları:Galaksilerin gözle görülen ışık dışındaki araçlar kullanılarak yapılan ilk incelemesi radyo frekansları kulllanılarak yapılmıştır. Atmosfer 5MHzile 30 GHz. arası frekanslar için geçirgendir (daha aşağı sinyalleriyonosfercebloke edilmektedir)Etkin çekirdeklerden yayılan akışlar büyük radyointerferometreaygıtlarıyla saptanabilmektedir.Radyoteleskoplarise nötr hidrojeni, erken dönemdeki, galaksileri oluşturmak üzere sonradan çöken iyonize olmamış maddeyi gözlemleyebilmektedir.
• MorötesiveX ışını:Morötesi ve X ışını teleskopları galaksilere ilişkin yüksek enerji etkinliklerini gözlemleyebilmektedir.Örneğin X ışınları sayesinde galaksi kümelerindeki sıcak gazın dağılım haritası çıkarılmıştır. Yine galaksilerin çekirdeklerindedev kara deliklerinvarlığıX ışını astronomisisayesinde doğrulanmıştır.

Ayrıca bakınız

• Ara sarmal galaksi
• Biçimsel Galaksi Sınıfları
• Çubuklu sarmal galaksi
• Çubuksuz sarmal galaksi
• Düzensiz galaksi
• Eliptik galaksi
• Galaksi halesi
• Galaksi kümeleri listesi
• Galaksi kümesi
• Galaksiler dizini
• Girdap galaksisi
• Messier Kataloğu
• NGC
• Samanyolu
• Sarmal galaksi
• Süperküme
• Teker (galaksi)
• Yerel Grup

Dış bağlantılar

• Astronomik Terimler Sözlüğü28 Şubat 2009 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.
• Kâinat'ın haritası
• Galaksiler, SEDS Messier sayfaları2 Eylül 2011 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.(İngilizce)
• Kâinat atlası(İngilizce)
• galaksiler- Genel bilgi ve amatör gözlemler(İngilizce)
• Keşfedilen en eski galaksi11 Nisan 2006 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.(İngilizce)
• Galaksiler-BBC Radio 4’ün bir programı3 Ocak 2009 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.(İngilizce)
• Galaksi sınıflandırma projesi9 Mart 2018 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.(İngilizce)
• Messier cisimleri2 Eylül 2011 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.(İngilizce)

Messier Kataloğu

Bahar açısına göre önceki:M| Bahar açısına göre sonraki:M
Katalog sırasına göre önceki:M| Katalog sırasına göre sonraki:M

---

Bakmak istediğiniz cisminin resmini seçiniz

Messier nesneleri kataloğu