Merceksi galaksi

Merceksi gökada (S0 olarak gösterilir), 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.

 Morfoloji ve yapı 
 Sınıflandırma 
küçükresim|sol|NGC 2787, görülebilir toz emilimine sahip bir merceksi gökada örneğidir. S0 gökadası olarak sınıflandırılmış olsa da; sarmal, eliptik ve merceksi gökadaları ayırt etmenin zorluğu burada açıkça görülebilir.
küçükresim|sol|Ocak Kümesi'nin bir üyesi olan NGC 1387, büyük bir çekirdek halkasına sahiptir.
küçükresim|upright=1.36|Erken tip gökadaların (merceksi S0 gökadalarını da içeren) geç tip sarmal gökadalara göre konumunu gösteren bir yerleşim grafiği. Yatay eksen, ağırlıklı olarak sarmal kolların doğası tarafından belirlenen morfolojik tipi gösterir.
küçükresim|upright=1.36|Merceksi ve sarmal gökadalardan oluşan bir örneklem için belirli bir eksen oranına (küçük/büyük eksen) sahip gökadaların yüzdesi.
Merceksi gökadalar, hem görünür bir disk bileşenine hem de belirgin bir şişkinliğe sahip olmaları bakımından benzersizdir. Tipik sarmal gökadalara kıyasla çok daha yüksek şişkinlik-disk oranlarına sahiptirler ve geç tip gökadalarınHubble sınıflandırma şemasının sol tarafındaki gökadalar bazen "erken tip" olarak adlandırılırken, sağ taraftakiler "geç tip" olarak adlandırılır. karakteristik sarmal kol yapısına sahip olmasalar da merkezi bir çubuk sergileyebilirler. Bu baskın şişkinlik, merceksi bir gökada örneğinin eksen oranı (yani, bir disk gökadasının gözlemlenen küçük ve büyük ekseni arasındaki oran) dağılımında görülebilir. Merceksi gökadalar için dağılım 0,25 ila 0,85 aralığında istikrarlı bir şekilde artarken, sarmal gökadalar için bu aralıkta dağılım genellikle daha düzdür. Daha büyük eksen oranları, karşıdan görünen disk gökadalarının gözlemlenmesiyle veya küremsi (şişkinliği daha baskın) gökadalardan oluşan bir örnekleme sahip olarak açıklanabilir. Diski yandan görünen, biri şişkinliği olan diğeri ise şişkinliği olmayan iki gökadayı düşünün. Belirgin bir şişkinliğe sahip gökada, eksen oranı tanımına göre şişkinliği olmayan gökadaya kıyasla daha büyük bir yandan görünüm eksen oranına sahip olacaktır. Bu nedenle, belirgin küremsi bileşenlere sahip bir disk gökadası örneklemi, daha büyük eksen oranlarına sahip daha fazla gökadayı içerecektir. Merceksi gökada dağılımının artan gözlemlenen eksen oranıyla birlikte yükselmesi, merceksi gökadaların merkezi bir şişkinlik bileşeni tarafından domine edildiğini gösterir.

Merceksi gökadalar genellikle sarmal ve eliptik gökadalar arasında tam olarak anlaşılamayan bir geçiş aşaması olarak kabul edilir ve bu durum, Hubble düzenindeki ara yerleşimlerini açıklar. Bu durum, merceksi gökadaların hem belirgin disk hem de şişkinlik bileşenlerine sahip olmasından kaynaklanır. Disk bileşeni genellikle belirsizdir, bu da sarmal gökadalara benzer bir sınıflandırma sistemini engeller. Şişkinlik bileşeni ise genellikle küremsi olduğundan, eliptik gökada sınıflandırmaları da uygun değildir. Dolayısıyla merceksi gökadalar, mevcut toz miktarına veya merkezi bir çubuğun belirginliğine göre alt sınıflara ayrılırlar. Çubuksuz merceksi gökadalar, SA01, SA02 ve SA03 olarak sınıflandırılır, burada alt simgedeki sayılar disk bileşenindeki toz emilim miktarını gösterir. Çubuklu merceksi gökadalar için ise karşılık gelen sınıflar SB01, SB02 ve SB03'tür.

 Sérsic ayrıştırması 
Merceksi gökadaların yüzey parlaklığı profilleri, küremsi bileşen için bir Sérsic modeli ile disk için katlanarak azalan bir modelin (Sérsic indisi n ≈ 1) ve sıklıkla üçüncü bir bileşen olarak merkezi çubuğun toplamıyla iyi bir şekilde tanımlanır. Bazen merceksi gökadaların yüzey parlaklığı profillerinde ~ 4 disk ölçek uzunluğunda gözlemlenen bir kesiklik olur. Bu özellikler, sarmal gökadaların genel yapısıyla uyumludur. Bununla birlikte, merceksi gökadaların şişkinlik bileşeni morfolojik sınıflandırma açısından eliptik gökadalarla daha yakından ilişkilidir. Merceksi gökadaların iç yapısına hakim olan bu küremsi bölge, disk bileşenine kıyasla daha dik bir yüzey parlaklığı profiline sahiptir (Sérsic indisi tipik olarak n = 1 ila 4 arasında değişir). Merceksi gökada örnekleri, yüzey parlaklığı profillerinin analizi yoluyla disksiz (küçük çekirdek diskleri hariç) eliptik gökada popülasyonundan ayırt edilebilir.

 Çubuklar 
Tıpkı sarmal gökadalar gibi, merceksi gökadalar da merkezi bir çubuk yapısına sahip olabilirler. Normal merceksi gökadaların sınıflandırma sistemi toz içeriğine dayanırken, çubuklu merceksi gökadalar merkezi çubuğun belirginliğine göre sınıflandırılır. SB01 gökadaları en az belirgin çubuk yapısına sahiptir ve yalnızca merkezi şişkinliğin karşı tarafları boyunca hafifçe artan yüzey parlaklığına sahip olarak sınıflandırılırlar. Çubuğun belirginliği indis numarası ile artar, bu nedenle NGC 1460 gibi SB03 gökadaları, şişkinlik ile disk arasındaki geçiş bölgesi boyunca uzanabilen oldukça belirgin çubuklara sahiptir. NGC 1460, merceksi gökadalar arasında görülen en büyük çubuklardan birine sahip gökadadır. Ne yazık ki merceksi gökadalardaki çubukların özellikleri hakkında ayrıntılı araştırmalar yapılmamıştır. Tüm bu özelliklerin yanı sıra çubukların oluşum mekanizmasının anlaşılması, merceksi gökadaların oluşum veya evrim tarihini netleştirmeye yardımcı olacaktır.

 Kutu şeklinde şişkinlikler 
NGC 1375 ve NGC 1175, "kutu şeklinde" şişkinliklere sahip merceksi gökada örnekleridir. Bu gökadalar SB0 pec olarak sınıflandırılmıştır. Kutu şeklindeki şişkinlikler çoğunlukla sarmal, nadiren de merceksi, yandan görünen gökadalarda gözlemlenir.

 İçerik 
küçükresim|Hubble tarafından elde edilen ESO 381-12 görüntüsü
Birçok bakımdan merceksi gökadaların bileşimi eliptik gökadalarla benzerlik gösterir. Mesela, her ikisi de ağırlıklı olarak daha yaşlı ve dolayısıyla daha kırmızı yıldızlardan oluşur. Tüm yıldızlarının yaklaşık bir milyar yıldan daha yaşlı olduğu düşünülmektedir ve bu, Tully–Fisher ilişkisi ile olan uyumlarıyla da örtüşmektedir (aşağıya bakınız). Bu genel yıldız özelliklerine ek olarak küresel kümeler, benzer kütle ve parlaklığa sahip sarmal gökadalara göre merceksi gökadalarda daha sık görülmektedir. Ayrıca moleküler gazları yok denecek kadar azdır (bu nedenle yıldız oluşumu yoktur) ve önemli bir hidrojen α veya 21 cm emisyonuna sahip değildirler. Son olarak eliptik gökadaların aksine, hala önemli miktarda toz içerebilirler.

 Kinematik 
 Ölçüm zorlukları ve teknikleri 
küçükresim|NGC 4866, Başak takımyıldızında bulunan merceksi bir gökadadır.

Merceksi gökadalar, hem sarmal hem de eliptik gökadalarla benzer kinematik özellikleri paylaşırlar. Bunun nedeni, merceksi gökadaların hem belirgin bir şişkinlik hem de disk yapısına sahip olmalarıdır. Şişkinlik bileşeni, merkezi bir hız dağılımı tarafından basınçla desteklenmesi bakımından eliptik gökadalara benzer. Bu durum, hava parçacıkları (şişkinlik bölgesindeki yıldızlar gibi) hareketlerinin rastgele hareketler tarafından belirlendiği bir balona benzetilebilir. Bununla birlikte merceksi gökadaların kinematiğine, dönmeyle desteklenen disk hakimdir. Dönme desteği, diskteki yıldızların ortalama dairesel hareketinin gökadanın kararlılığından sorumlu olduğu anlamına gelir. Bu nedenle kinematik özellikler, merceksi gökadaları eliptik gökadalardan ayırmak için sıklıkla kullanılır. Eliptik ve merceksi gökadalar arasındaki farkı belirlemek genellikle hız dağılımı (σ), dönme hızı (v) ve eliptiklik (ε) ölçümlerine dayanır. Merceksi ve eliptik gökadalar arasında ayrım yapmak için tipik olarak sabit bir ε için v/σ oranına bakılır. Mesela bu ayrım için kabaca bir kriter, eliptik gökadaların ε = 0,3 için v/σ < 0,5 değerine sahip olmasıdır. Bu kriterin ardındaki mantık, merceksi gökadaların belirgin bir şişkinlik ve disk bileşenine sahip olması, eliptik gökadaların ise disk yapısının olmamasıdır. Bu nedenle merceksi gökadalar, eliptik gökadalara kıyasla çok daha belirgin bir şişkinlik bileşenine sahip olmamanın yanı sıra (disk bileşeni nedeniyle) ihmal edilemez dönme hızlarına sahip oldukları için eliptik gökadalardan çok daha büyük v/σ oranlarına sahiptir. Bununla birlikte her bir gökada için tek bir oran kullanan bu yaklaşım, bazı erken tip gökadalarda v/σ oranının, ölçüldüğü yarıçapa bağlı olması nedeniyle sorunludur. Örneğin, E ve S0 gökadaları arasında köprü görevi gören ES gökadaları, ara ölçekli disklerinde orta yarıçaplarda yüksek bir v/σ oranına sahipken, büyük yarıçaplarda bu oran düşer.

Disk gökadalarının kinematiği genellikle Hα veya 21 cm emisyon çizgileriyle belirlenir, fakat bu çizgiler genel olarak soğuk gaz eksikliğinden dolayı merceksi gökadalarda bulunmaz. Bu yüzden merceksi gökadalar için kinematik bilgi ve kabaca kütle tahminleri genellikle yıldızların soğurma çizgilerinden elde edilir ki bunlar emisyon çizgileri kadar güvenilir değildir. Ayrıca, merceksi gökadalar için doğru dönme hızlarının elde edilmesinde önemli zorluklar vardır. Bu zorluklar, merceksi gökadaların eğiklik ölçümlerinin zorluğu, şişkinlik-disk ara bölgesindeki izdüşüm etkileri ve yıldızların rastgele hareketlerinin gerçek dönme hızlarını etkilemesinden kaynaklanan birleşik bir etkidir. Bu etkiler, merceksi gökadaların kinematik ölçümlerini normal disk gökadalarına kıyasla oldukça zor hale getirir.

 Tully–Fisher ilişkisinde sapma 
küçükresim|upright=1.36|Bu grafik, bir sarmal gökada örneklemi (siyah) ile bir merceksi gökada örneklemi (mavi) için Tully–Fisher ilişkisini göstermektedir. Sarmal gökadalar için en iyi uyum çizgisinin, merceksi gökadalar için en iyi uyum çizgisinden nasıl farklılaştığı görülebilir.

Sarmal ve merceksi gökadalar arasındaki kinematik bağlantı, Tully–Fisher ilişkisi analiz edildiğinde çok net şekilde görülür. Eğer merceksi gökadalar sarmal gökadaların evrimleşmiş bir aşamasıysa sarmallarla benzer bir Tully–Fisher ilişkisine sahip olmalıdırlar, fakat aydınlatma gücü / mutlak büyüklük ekseninde bir sapma göstermeleri gerekir. Bu sapma, merceksi gökadalarda daha parlak ve kırmızı yıldızların yıldız popülasyonlarına hakim olmasından kaynaklanır. Bu etkinin bir örneği yan taraftaki grafikte görülebilir. Sarmal gökada verileri ve merceksi gökadalar için en iyi uyum çizgilerinin aynı eğime sahip olduğu (bu nedenle aynı Tully–Fisher ilişkisini izledikleri), fakat ΔI ≈ 1,5 kadar bir sapma gösterdiği açıkça görülmektedir. Bu durum, merceksi gökadaların geçmişte sarmal gökadalar olduğunu ancak zamanla yaşlı, kırmızı yıldızların baskın hale geldiğini göstermektedir.

Oluşum teorileri
Merceksi gökadaların morfolojisi ve kinematiği, bir dereceye kadar bir gökada oluşumu yöntemine işaret eder. Disk benzeri ve muhtemelen tozlu görünümleri, kol özelliklerinin kaybolduğu sönük sarmal gökadalardan geldiklerini göstermektedir. Bununla birlikte, bazı merceksi gökadalar sarmal gökadalardan daha parlaktır, bu da onların sarmal gökadaların sadece sönük bir kalıntıları olmadığını göstermektedir. Merceksi gökadalar, toplam yıldız kütlesini artıran bir gökada birleşmesi sonucu ortaya çıkmış olabilir ve yeni birleşen gökada; disk benzeri, kolsuz bir görünüm kazanmış olabilir. Alternatif olarak, disklerini (gaz ve küçük birleşmeler) yığılma olayları yoluyla büyüttükleri öne sürülmüştür. Daha önce, parlak merceksi gökadaların evriminin eliptik gökadalarla yakından bağlantılı olabileceği, daha sönük merceksi gökadaların ise ram basıncıyla sarmal gökadalardan soyulmuş olabileceği öne sürülmüştü. Bununla birlikte, bu gökada tedirginliği senaryosu, LEDA 2108986 gibi son derece izole, düşük aydınlatma gücüne sahip merceksi gökadaların varlığı nedeniyle sorgulanmıştır.

 Solgun sarmallar 
Gazın yokluğu, tozun varlığı, yeni yıldız oluşumunun olmaması ve dönme desteği, bir sarmal gökadanın yıldız oluşumunda tüm gazını tüketmesi durumunda beklenebilecek özelliklerdir. Bu olasılık, gaz açısından fakir veya "anemik" sarmal gökadaların varlığıyla daha da güçlenmektedir. Eğer sarmal desen zamanla dağılırsa, ortaya çıkan gökada birçok merceksi gökadaya benzeyecektir. Moore ve diğerleri, gelgit tedirginliğinin (yakın çevredeki diğer gökadaların kütleçekimsel etkileri) bu sürece yoğun bölgelerde yardımcı olabileceğini de belgelemiştir. Bununla birlikte bu teoriyi destekleyen en açık kanıt, yukarıda tartışılan Tully-Fisher ilişkisinin biraz kaydırılmış bir versiyonuna uymalarıdır.

2012 yılında Kanadalı astronom Sidney van den Bergh tarafından önerilen yeni bir sınıflandırma sistemi (merceksi ve cüce küremsi gökadalar için S0a-S0b-S0c-dSph), sarmal ve düzensiz gökadalar için Hubble düzenine (Sa-Sb-Sc-Im) paralel olarak önerilmiştir. Bu yeni sınıflandırma sistemi, sarmal-düzensiz dizisinin merceksi ve cüce eliptik gökadalar için olan bu yeni diziyle çok benzer olduğunu göstererek bu fikri pekiştirir.

 Birleşmeler 
küçükresim|Birleşmiş bir gökada Messier 85
Burstein ve Sandage'ın analizleri, merceksi gökadaların genellikle diğer sarmal sınıflara göre çok daha yüksek yüzey parlaklığına sahip olduğunu göstermiştir. Ayrıca merceksi gökadaların, sarmal gökadalardan daha büyük bir şişkinlik-disk oranı sergilediği ve bunun da basit bir solma senaryosuyla tutarsız olabileceği düşünülmektedir. Eğer S0'lar diğer sarmal gökadaların birleşmesiyle oluşmuşsa bu gözlemler yerinde olur ve küresel kümelerin artan sıklığını da açıklayabilir. Bununla birlikte, hem genel bir Sersic profili hem de çubuk içeren merkezi şişkinliğin gelişmiş modellerinin daha küçük bir şişkinlik öngördüğü ve dolayısıyla daha az bir tutarsızlık gösterdiğini belirtmek gerekir. Birleşmeler ayrıca, birleşen gökadaların bugün gördüklerimizden oldukça farklı olduğunu varsaymadan, Tully-Fisher ilişkisinden sapmasını da açıklayamaz.

 Yığılma yoluyla diskin büyümesi 
Bazı merceksi gökadalarda disklerin, önceden var olan küremsi bir yapı etrafında gaz ve küçük gökadaların yığılması yoluyla oluşumu, ilk kez yüksek kırmızıya kaymalı kompakt kütleli küremsi gökadalar ile yakınlardaki büyük merceksi gökadalarda görülen eşit derecede kompakt kütleli şişkinlikleri eşleştirmek için bir açıklama olarak önerilmiştir. "Küçülme" senaryosunda, önce daha büyük merceksi gökadalar oluşmuş olabilir (daha genç bir evrende, daha fazla gaz mevcut olduğunda) ve daha düşük kütleli gökadalar, izole erken tip gökada LEDA 2108986'da olduğu gibi disk oluşturan malzemelerini çekmekte daha yavaş kalmış olabilir. Gökada kümeleri içinde, ram basıncıyla soyulma gazı uzaklaştırır ve diskin gelişimini daha da ilerletebilecek yeni gaz birikmesini engeller.

 Örnekler 
 Araba Tekeri Gökadası, Heykeltıraş takımyıldızında yaklaşık 500 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan merceksi gökada
 NGC 2787, bir çubuklu merceksi gökada
 NGC 3115
 NGC 3632
 NGC 4608, Başak takımyıldızında yaklaşık 56 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan bir çubuklu merceksi gökada
 NGC 5866
 NGC 1533, Kılıçbalığı takımyıldızında bulunan prototipik bir merceksi gökada

 Galeri 

 Notlar 

 Kaynakça 


Kategori:Biçimsel galaksi sınıfları