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

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 gökadaların 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

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&nbsp;cm emisyonuna sahip değildirler. Son olarak eliptik gökadaların aksine, hala önemli miktarda toz içerebilirler.

## Kinematik
### Ölçüm zorlukları ve teknikleri

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 
Dosya:A greedy giant.jpg|NGC 1222 üç kompakt bölge içerir.
Dosya:Hubble Finds a Lenticular Galaxy Standing Out in the Crowd (29092024214).jpg|Saç Kümesi Araştırması'nın bir parçası olarak elde edilen PGC 83677'nin görüntüsü.
Dosya:Busy bees.jpg|Büyük Ayı takımyıldızında 100 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan merceksi gökada NGC 5308.
Dosya:Elegance conceals an eventful past.jpg|Av Köpekleri takımyıldızında yaklaşık 50 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan merceksi gökada NGC 4111.
Dosya:At the centre of the tuning fork Mrk 820.jpg|Hubble düzeninde S0 tipi merceksi gökada olarak sınıflandırılan Mrk 820.
Dosya:A fascinating core.jpg|Süpernovalarıyla bilinen merceksi gökada Messier 84.
The third way of galaxies.jpg|1826 yılında İskoç astronom James Dunlop tarafından keşfedilen merceksi gökada NGC 6861.


## Notlar

## Kaynakça