Bir teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolunun sayısız yıldızlardan ibaret olduÄŸunu keÅŸfetti. 1780`li yıllarda William Herchel gökyüzünün 683 bölgeye ayırıp, bu bölgelerin her birindeki yıldızları sayarak GüneÅŸ’in Galaksideki yerini çıkarmaya çalıştı. Hershel, Galaksinin merkezine doÄŸru yıldızların sayıca, büyük yoÄŸunlukta olduÄŸunu daha küçük yıldız yoÄŸunluklarının ise Galaksinin sınırına doÄŸru görüleceÄŸini düÅŸündü. Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoÄŸunlukları buldu. Buradan hareket ederek, GüneÅŸ’in Galaksimizin merkezinde bulunduÄŸunu ortaya çıkardı. 1920` li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklığını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel`in görüÅŸlerini doÄŸruladı. Kapteyn`e göre Samanyolu yaklaşık 10 kpc (kiloparsek) çapında ve 2 kpc kalınlığında olup merkezi civarında GüneÅŸ bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn GüneÅŸ’in Galaksimizin merkezinde olduÄŸu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiÄŸinden daha sönük göründüklerini keÅŸfetti. Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın mükemmel bir vakum olmadığını uzak yıldızlardan gelen ışığı absorblayan, toz ortamın olduÄŸu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoÄŸunlaÅŸmıştır.Yıldız ışığının, yıldızlararası ortam tarafından absorblanması sönükleÅŸme olarak bilinir. Galaksi düzleminde yıldızlararası sönükleÅŸme kiloparsek başına 2.5 kadirdir. Bir baÅŸka ifade ile, Dünya’dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yıldız yıldızlararası sönükleÅŸmeden dolayı 2.5 kez daha sönük görülür. Galaksi merkezinde olduÄŸu gibi yoÄŸun yıldızlararası bulutların bulunduÄŸu bölgelerde sönükleÅŸme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda bu yıldızlararası sönükleÅŸme idi. Sadece Galaksimizdeki en yakın yıldızları gözlemiÅŸlerdi. Üstelik yıldızların çok büyük bir kısmının Galaksimizin merkezinde bulunduÄŸu fikrine sahip deÄŸillerdi. Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoÄŸunlaÅŸtığından dolayı, yıldızlararası sönükleÅŸme buralarda daha çoktur. Shapley’in öncülüÄŸünü yapmış olduÄŸu, pek çok Astronom, GüneÅŸ’in Galaksi merkezinden olan uzaklığını ölçmeye giriÅŸtiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı bir uzaklığın yaklaşık üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi etrafında, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilen radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara göre ise yaklaşık 23,000 ışık yılı bir uzaklık bulunmuÅŸtur. Galaksi merkezine olan uzaklık, diÄŸer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlığındadır. Galaksimizin çekirdeÄŸi, yaklaşık 15,000 ışık yılı çapında olan merkezsel bulge (ÅŸiÅŸkin bölge) ile çevrilmiÅŸtir. Bu ÅŸiÅŸkin bölgenin ÅŸekli küreseldir (Åžekil 1).

Åžekil 1. Galaksimizin yandan görünüÅŸü. Galaksimizin üç büyük bileÅŸeni vardır: Ä°nce Disk, ÅžiÅŸkin bölge ve Halo tur. Disk gaz ve tozdan oluÅŸur.

Bugün için, Galaksimize ait altı tane bileÅŸenden söz edilmektedir. Bunlar; Ä°nce Disk, Kalın Disk, Halo, ÅžiÅŸkin Bölge, Karanlık Halo ve Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve yıldızlararası ortamın dışında bu bileÅŸenlerde farklı türden yıldızlar bulunmaktadır. Halodaki yıldızlar, yaÅŸlı ve metal bakımından fakirdir. Astronomlar bu yıldızları popülasyon II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve RR Lyrae deÄŸiÅŸen yıldızları bu bileÅŸende bulunmaktadır.

Diskte bulunan yıldızlar ise, GüneÅŸ gibi genç ve metal bakımından zengin yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir. Disk bileÅŸeninde, çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açık kümeler, emisyon nebulaları bu bileÅŸenlerde bulunur.

Galaksimizin diskinin mavimtrak olduÄŸu anlaşılmıştır. Çünkü, diskten gelen ışıkta genç ve sıcak yıldızların radyasyonu hakimdir. Merkezdeki ÅŸiÅŸkin bölge popülasyon I ve popülasyon II yıldızlarının bir karışımını içermektedir. Bu bölge kırmızımtrak görülür. Nedeni ise, Galaksimizin bu bölgesinde daha soÄŸuk kırmızı dev yıldızları bulunmaktadır. Galaksimizin düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan gelen ışığı absorbladığı için Galaksimizin disk kısmının yapısının anlaşılması, radyo astronominin geliÅŸmesine kadar beklemiÅŸtir.

Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda absorblanmaya ve saçılmaya uÄŸramadan bize kadar ulaÅŸabilirler. Radyo ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral ÅŸekilli kollara sahip olduÄŸunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bol bulunan elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden Galaksimizin disk yapısı hakkında önemli ipuçları tespit edilmiÅŸtir. Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) veya ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine göre paralel döndüÄŸü zaman ortamın toplam enerjisi, proton ve elektronun anti paralel döndükleri zaman ki toplam enerjisinden daha büyüktür. Protona göre paralel dönme hareketinde bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü deÄŸiÅŸir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. Ä°ÅŸte bu sırada 21 cm dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır (Åžekil 2). Galaksimizin 21 cm deki görüntüsü Åžekil 3 te gösterilmiÅŸtir.

Şekil 2. Hidrojen atomunun ince yapısı.

Åžekil 3. Galaksimizde bulunan atomik hidrojenin neden olduÄŸu 21 cm lik ışınımın görüntüsü.

1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 cm lik bu radyo ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, (Åžekil 4) den de görüleceÄŸi üzere, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarındaki hidrojen bulutlarından gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaÅŸtığından, deÄŸiÅŸik gaz bulutlarını seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür. Galaksimizin 21 cm lik radyo gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, birçok yay biçiminde kollar çıkarılmıştır. Galaksimizin spiral yapısına ait en önemli ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin haritalanmasından elde edilmiÅŸtir. Ayrıca, karbonmonoksit (CO) i
htiva eden molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasını çıkartmak için kullanılmıştır. 

Şekil 4. Galaksimizin haritalanmasında kullanılan bir teknik.

Bütün bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola sahip olduÄŸunu göstermektedir. GüneÅŸ, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doÄŸrultusunda bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kısmına bakıldığında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir. Ä°ki büyük koldan diÄŸer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur.

Spiral kollar, Galaksinin döndüÄŸünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, bütün yıldızlar Galaksimizin merkezine düÅŸerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iÅŸtir. Hidrojen gazından yayınlanan 21cm lik radyo gözlemleri, Galaksinin dönmesi hakkında önemli ipuçları saÄŸlar. Bu gözlemler, Galaksimizin katı bir cisim gibi dönmediÄŸini oldukça diferansiyel olarak döndüÄŸünü açık olarak göstermektedir. Ä°sveçli Astronom Lindblad, Galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca GüneÅŸ’in hızının 250 km/sn olduÄŸunu çıkarttı. GüneÅŸ bu hız ile Galaksimizin etrafını ancak 200 milyon yılda dolanabilir. Bu da Galaksimizin ne kadar büyüklükte olduÄŸunu gösterir. GüneÅŸ’in Galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.

Buradan Galaksimizin kütlesinin, GüneÅŸ’in kütlesinin 1.1×1011 katı olduÄŸu bulunmuÅŸtur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bize sadece GüneÅŸ’in yörüngesi içersindeki kütlesini verir. GüneÅŸ’in yörüngesinin dışarısındaki madde, GüneÅŸ’in hareketinin etkilemez ve böylelikle Keplerin üçüncü kanununa yansımaz. Bugün, hala Galaksimizin gerçek sınırı tespit edilemedi mutlaka ÅŸaşırtıcı bir madde miktarı, Galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel dağılım halinde Galaksimizi kuÅŸatmalı. Bu maddeden dolayı, Galaksinin toplam kütlesi en azından GüneÅŸ kütlesinin 6 x 1011 katı veya daha fazla olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlıktır. Bunun için bu bölgeye “Karanlık Madde” adı verilir. Bu bölgede yıldız yoktur, ve varlığı çekim kuvvetinin varlığından anlaşılmaktadır.

SPÄ°RAL YAPININ AÇIKLANMASI

Spiral kolların varlığı yılladır astronomları ÅŸaşırtmıştır. Birçok Galaksi H II bölgeleri ve O, B yıldızlarının bulunduÄŸu yay ÅŸeklindeki kollara sahiptir. Spiral kollar farklı görünüÅŸlere sahiptir. Bazı galaksiler flocculent (topaklanmış) spiraller olarak isimlendirilirler bunlarda spiral kollar geniÅŸ, karışık ve belirgin deÄŸildir. Bazı galaksilerde ise bu kollar ince ve çok belirgindir. Bu spiral kolların görünüÅŸünden ÅŸu söylenebilir; Bir Galaksinin spiral yapısının ortaya çıkması için birden fazla mekanizma olmalıdır.

“Kendini Besleyen Yıldız OluÅŸumu” teorisi ve Galaksinin diferansiyel rotasyonu da göz önünde bulundurulursa, spiral kolların nasıl oluÅŸtuÄŸu ÅŸu ÅŸekilde açıklanabilir. BaÅŸlangıç da spiral kollara sahip olmayan bir galaksi diskinin herhangi bir yerdeki yoÄŸun yıldızlararası bulutta yıldız oluÅŸumunun baÅŸladığnı düÅŸünelim. Bu bulutta sıcak, kütleli yıldızlar oluÅŸur oluÅŸmaz bunların yaydığı radyasyon, gazda ilave bir yıldız oluÅŸumunu baÅŸlatarak civarındaki bulutsuyu sıkıştırır. Bu büyük kütleli yıldızlarda, sonunda süpernova patlaması olur. Bu süpernova patlaması ile yayılan ÅŸok dalgaları yıldız oluÅŸumunu destekleyen yıldızlararası ortamı sıkıştırır. Yıldız oluÅŸumu bölgeleri büyüdükçe, Galaksinin diferansiyel rotasyonu iç kısımları dış kısımlara doÄŸru iter. Böylelikle, O, B yıldızlarının kümelenmesi ve parlayan bulutsu, bir spiral kol oluÅŸumuna neden olur.

Yıldız oluÅŸumlarının çoÄŸalması ile meydana gelen spiral kollar bir galaksiyi geliÅŸigüzel bir ÅŸekilde, boydan boya kuÅŸatır. Spiral kolların ufak tefek parçaları ancak genç yıldızların oluÅŸtuÄŸu bölgelerde görülürken, büyük kütleli yıldızların öldüÄŸü diÄŸer bölgelerde görülmezler.

Böylece Galaksiler çok belirgin olmayan spiral kolları ile düzensiz bir görünüÅŸe sahiptirler. Düzenli görünüÅŸe sahip diÄŸer Galaksilerin spiral yapısını açıklamak için ise alternatif baÅŸka bir görüÅŸ vardır.

YOÄžUNLUK DALGALARI

1920 li yıllarda Lindblad bir Galaksideki spiral kolların, yıldızlar arasında hareket eden sürekli bir yapıya sahip olduÄŸunu önerdi. ÖrneÄŸin, okyanustaki dalgalar su yüzeyini bir baÅŸtan öbür baÅŸa hareket ettirirken, tek tek su moleküllerinde küçük daireler halinde aÅŸağı yukarı hareket ederler. Esasında suyu bir baÅŸtan öbür baÅŸa kat eden dalgalardır. Su molekülleri ise dalgalar ile birlikte hareket eder. Lindbland, Bu benzetmelerden yola çıkarak, spiral yapının yoÄŸunluk dalgaları ile açıklanabileceÄŸini ileri sürdü.

Bu yoÄŸunluk dalga teorisi 1960 lı yıların ortalarında Amerikalı Astronomlar Lin ve Shu tarafından ayrıntılı bir ÅŸekilde hazırlandı ve matematiksel olarak ifade edildi. Lin ve Shu, bir Galaksinin diski içersinden geçen yoÄŸunluk dalgalarının, geçici olarak bir madde birikimine sebep olabileceÄŸi üzerinde durdular.Bu sebepten, bir spiral kol, maddenin geçici olarak artması veya sıkışması ÅŸeklinde yorumlanabilir.

Bir Galakside bir yoÄŸunluk dalgasının etkisinin nasıl gösterdiÄŸini daha iyi anlamak için okyanus örneÄŸini bir kere daha gözden geçirelim. EÄŸer su moleküllerine dışarıdan bir etki yapılmamışsa okyanusun yüzeyi çarÅŸaf gibi olur. Fakat su molekülleri sürekli pertürbasyon olarak isimlendirilen rüzgar gibi tedirginliklerden etkilenir. Bu pertürbasyon sonucu sudaki moleküller birbirlerini iterek bir su dalgasını oluÅŸturur. Okyanus yüzeyindeki bu su molekülleri küçük eliptik yörüngelerde hareket ederler. Bu durum (Åžekil 4a) da görülebilir. Bir Galaksideki, yıldızlar birbirlerinden çok büyük uzaklıklarda bulunduÄŸundan dolayı yıldızlar arasında çarpışmalar olmaz. Bununla beraber, birbirlerini çekimlerinden dolayı etkiler. Su veya ses dalgalarında moleküler kuvvetler moleküllerin hareketlerini etkilerler. Bir Galakside ise, çekim kuvveti yıldızlar arasındaki etkileÅŸimlere neden olur. Bu yıldızın Galaksi merkezi etrafındaki yörüngesi daire ye yakındır. Fakat Galaksideki madde, yıldızın yörüngesinden sapmasına neden olan küçük gravitasyonel pertürbasyonlar meydana getirir.

Åžekil 4. Su ve kinematik dalgalar.

Bir su molekülünün okyanus yüzeyinde yükselip alçalması gibi yıldız da bozulmamış yörüngesi etrafında ileri geri salınımlarda bulunur. Lindbland bu salınım (osilasyon) ları, küçük bir epicycle ile açıklamıştır. Bu (Åžekil 4b) den görülebilir. Epicycle orjinal yörüngesi boyunca saat yönünde hareket ederken, yıldız epicycle civarında saat yönünün tersinde hareket eder. Sonuç da yıldızın yörüngesi, hareket halinde elipse benzer bir eÄŸri olur. DoÄŸal olarak, bu yıldızın gravitesi diÄŸer yıldızların hareketini etkiler. Bu gravite etkisi, bir yıldız yörüngesinden diÄŸerine doÄŸru yayılan “Kinematik Dalga” olarak isimlendirilen bir dalga tedirginliÄŸi yaratır.

Kalnajs, (Åžekil 4b) de önerildiÄŸi gibi yıldızların eliptik yörüngelerinin rastgele yönlenmediÄŸini, bunun yerine yörüngeler arasında sıkı bir iliÅŸkinin var olduÄŸunu önerdi. Çünkü her bir eliptik yörünge komÅŸu diÄŸer yörüngeye belli bir açı ile meyillidir ve sonuç da (Åžekil 4b) de gösterildiÄŸi gibi spiral bir yapı ortaya çıkar. Bu spiral yapı, elips yörüngelerin birbirine en yakın olduÄŸu yerlerde ortaya çıkar. Yıldız sayısının geçici artışı yıldızlararası gaz ve toz da büyük bir etki yaratır.Yıldızların çoÄŸalması spiral kolda gravitasyonel çekimin artmasına sebep olur. Bu gravitasyonel kuvvet, yavaÅŸ hareket eden büyük kütleli yıldızlar üzerinde hemen hemen bir etki yapmaz. Bununla beraber yıldızlararası ortamdaki hafif atomlar ve moleküller, gravitasyonel çekime uÄŸrayarak bir yoÄŸunluk dalgası tepesi oluÅŸtururlar. Kalnajsın spiral yapı modeline göre, yoÄŸunluk dalgaları galaksideki madde içersinde yıldızların hareketinden daha yavaÅŸ olarak aÅŸağı yukarı 30 km/sn hız ile hareket eder. Bununla birlikte, yıldızlararası gaz, 10 km/sn (bu yıldızlararası ortamda ses hızıdır) bir hız ile küçük bir sıkışma meydana getirebilir. Bu meydana gelen yoÄŸunluk dalgası süpersoniktir. Çünkü yıldızlararası gazdaki hızı, bu gazdaki ses hızından daha büyüktür. YoÄŸunluk dalga teorisi düzenli spiral yapıların birçok özelliÄŸini açıklar. Spiral yoÄŸunluk dalgaları galakside hızla ilerleyerek ölen yıldızlardan arta kalan gaz ve tozları bir nebula haline sıkıştırarak yeni yıldızların oluÅŸmasına neden olur. YaÅŸlı yıldızların ölümünden geriye kalan madde ağır elementler bakımından zenginleÅŸtiÄŸi için yeni oluÅŸan yıldızlar metal bakımından zengindir. Galaksideki spiral yapı hakkındaki tüm problemler çözülememiÅŸtir. Birçok Astronom yoÄŸunluk dalga teorisinin doÄŸru bir teori olduÄŸunu savunmaktadır. Fakat yine de bu teori ile ilgili bazı tereddütler var. ÖrneÄŸin; bu yoÄŸunluk dalgaları, yıldızlararası gaz ve tozu sıkıştırmak için büyük bir enerji harcarlar. YoÄŸunluk dalgalarının yayılması için devamlı, bir enerjinin takviye edilmesi gerekir. Bu enerjinin nereden geldiÄŸi pek anlaşılamamıştır. Ancak Galaksilerin çekirdekleri, bu enerjinin geldiÄŸi yerler olarak görülebilir. BaÅŸka bir olasılık ta, iki Galaksinin çarpışmasıdır. Ä°ki Galaksi birbiri ile çarpıştığında, Galaksi bir spiral yapıyı meydana getirecek ÅŸekilde diÄŸerini etkiler.

GALAKSÄ°MÄ°ZÄ°N MERKEZÄ°

Galaksimizin merkezi (Åžekil 5), Sagitarius (Sgr A) olarak bilinmektedir. New Mexicodaki VLA radyo teleskobu ile elde edilen ayrıntılı radyo görüntülerinden Sgr A nın iki koldan ibaret olduÄŸu görülmüÅŸtür. Sgr A Batı ve Sgr A DoÄŸu (Åžekil 6) SgrA Batı, termik diÄŸeri ise termik olmayan radyasyon yayınlar. Termik kısımda iyonlaÅŸmış hidrojen vardır. Bu iyonlaÅŸmış gazın sebebi anlaşılamamıştır. Bunu açıklayabilen iki mekanizma ileri sürülmüÅŸtür. Sıcak O, B yıldızları ve Galaksi merkezindeki çok yüksek bir enerji kaynağı. Ayrıca, Sgr A batı kolunun merkezinde termik olmayan çok küçük bir kaynak tespit edilmiÅŸtir. Buna Sgr A* denmektedir ve bunun Galaksimizin merkezi olduÄŸu iddia edilmektedir. Bununla birlikte kızılötesi uydusu (IRAS) ile elde edilen gözlemlerden, IRS16 kaynağının da Galaksimizin merkezi olduÄŸu ileri sürülmektedir. Sgr A* ile IRS 16 arasındaki açısal uzaklık birkaç yay saniyesi mertebesindedir. Bugün için Galaksi merkezinin Sgr A* mı yoksa IRS 16 mı olduÄŸu hala tartışılmaktadır. Bu gözlemlerden, Galaksimizin merkezinin bir spiral yapıya sahip olduÄŸu anlaşılmıştır. Merkezdeki bu spiral yapının Galaksimizin spiral yapısı ile bir ilgisi yoktur. Galaksi merkezinden itibaren 2 ila 8 pc arasında moleküllerin bulunduÄŸu bir disk bölgesi vardır. Bu bölgeye “Molekül diski” denir. Merkezden itibaren 700 pc uzaklıktaki ekseni etrafında hızla dönen bir “Çekirdek disk” vardır.

Åžekil 5. Galaksimizin merkez bölgesi. Birinci fotoÄŸraf Galaksimizin 50 derece büyüklüÄŸündeki alanına aittir. Ortadaki fotoÄŸraf aynı alanın IRAS teleskobundan alınan görüntüsüne, ve üçüncü fotoÄŸrafta kırmızıötede Galaksimizin merkeze bölgesine aittir.

Åžekil 6. Galaktik merkez çevresindeki moleküller bulut. HCN emisyonun neden olduÄŸu ışınım sayesinde görülen yapı, galaktik çekirdeÄŸin moleküller bulutlar ile sarılı olduÄŸunu gösteriyor. Bu halka 15 ışık yılı çapında, 300 K sıcaklığında gaz ile 80 K sıcaklığındaki tozdan oluÅŸmaktadır.

Gerek merkezdeki spiral yapının oluÅŸumunu açıklayabilen, gerekse yüksek hızlı gaz ve tozu Galaksi merkezi etrafında tutan birÅŸey olmalı, yapılan dinamik hesaplardan 2 x 106 GüneÅŸ kütlesindeki bir cisim, bu gazın yıldızlararası uzaya uçup gitmesini engellediÄŸi ileri sürülmüÅŸtür. Bu da kompakt süper kütleli bir karadeliktir. DiÄŸer birçok Galaksinin çekirdeklerinde de meydana gelen olaÄŸanüstü aktiviteyi keÅŸfeden astronomlar, bu Galaksilerin merkezlerinde süper kütleli bir karadeliÄŸin olabileceÄŸini söylemektedirler.

Galaksimizin merkezinde 511 Kev ve 1.8 Mev mertebesinde Gama enerjisinin geldiÄŸi tespit edilmiÅŸtir. Bu 1.8 Mev lik Gama enerjisi Al26 nın bozulmasına karşılık gelmektedir. Al26 ağır bir elementtir. ve süpernova patlaması sırasında meydana gelebilir. O halde Galaksimizin merkezinde bir süpernova patlaması olmuÅŸtur ve büyük bir olasılıkla patlama sonucunda da bir karadelik meydana gelmiÅŸtir.

Bununla birlikte, birçok astronom Galaksimizin merkezinde süper kütleli bir karadeliÄŸin olabileceÄŸi fikri ile uyum içinde deÄŸildir. Buna delil olarak, Galaksi merkezinin kızılötesi bir görüntüsünü elde eden Avustralyalı astronom Allen, süperkütleli bir karadeliÄŸin varlığını gösteren birÅŸey görememiÅŸti.

Bugün için astronomlar hala Galaksi merkezini daha iyi anlamak için araÅŸtırmalarını sürdürmektedirler. Önümüzdeki yıllarda Dünya yörüngesine oturtulacak astronomik amaçlı uydular ile Galaksimizin merkezi ile ilgili gizemler ortaya çıkarılabilecek mi göreceÄŸiz.

Kaynaklar

• Universe, Kaufmann Third Edition, 25, 483-497
• Astronomi Magazin (1994) 29, 149 - 155
  

Volcanoes

Mars’taki robotlardan Opportunity, Kızıl Gezegen’in yeni ÅŸaşırtıcı fotoÄŸraflarını göndermeye devam ediyor.

Harika uzay resimleri