stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Çelikçomak
Oynanış > Uzun oyun

Çelikçomak oyununun uzun varyantları kalabalık gruplar için uygundur; zira bunlarda çoğunlukla oyuncu elemesine rastlanır.
Kısa oyundaki gibi A takımından bir oyuncu çeliğe alttan vurarak havalandırır ve saha büyükse ikinci kez vurarak çukurdan mümkün olduğunca uzağa gönderir. Saha küçükse sadece alttan vurarak ileri doğru atar. Bu arada B takımının oyuncuları çeliği havada yakalamaya çalışır. Eğer herhangi biri çeliği yakalarsa atış yapan A takımı oyuncusu oyundan çıkar (elenir). B takımına, bu başarıdan ödülü belirlenen bir puan verilir. Çeliği yakalayamazlarsa, B takımından bir oyuncu elindeki çelik ile çukur üzerine bırakılmış çomağı vurmaya çalışır. Vuramazsa A takımı hanesine puan yazılır. Bu puan çeşitli şekillerde hesaplanabilir:
Çeliğin düştüğü nokta ile çukur arası çomak boyu veya çelik boyu ile ölçülerek bulunan rakam kadar puan A takımı hanesine yazılabilir.
Çeliğin düştüğü nokta ile çukur arası adımlanarak bulunan rakam puan olarak A takımı hanesine yazılabilir.
Daha karmaşık fakat daha eğlenceli bir puanlama yönteminde ise A takımı B takımı oyuncusunun kaç adımda çelikten çukura ulaşabileceğini söyler. Örneğin 5 adımda ulaşabileceği söylenmiş olsun. B takımı oyuncusu gerekirse büyük adımlar atarak 5 adımda çukura ulaşmaya çalışır. Ulaşabilirse B takımı 5 puan alır; ulaşamazsa A takımı 5 puan alır. Adım sayısını belirlemedeki can alıcı nokta rakibin çukura ulaşamayacağı ve aynı zamanda A takımına en yüksek puanı kazandıracak sayıyı seçmektir.
Oyun sonunda hiç oyuncusu kalmayan takım oyunu kaybetmiş sayılır. Eğer oyun bitirilmeye karar verildiğinde her iki takımın da oyuncusu varsa, daha yüksek puana sahip olan takım kazanır.
Emniyet

Çelikçomak oyununda yaralanmaların önüne geçmek için çeşitli önlemler alınması gerekir:
Oyun oynanan sahanın zemini düz, mümkünse taşsız olmalıdır. Oyuncular havadaki çeliğe bakarak koştuklarından tökezleyip düşme riski vardır.
Oyuncular çeliğe bakarak koşarken birbirlerine çarpmamaya özen göstermelidir. Özellikle kafa kafaya çarpışmalar oldukça tehlikeli sonuçlar doğurabilir.
Atıcılar çeliği diğer oyuncuların vücuduna doğru atmamalıdır. Özellikle yüze çarpan bir çelik yaralanmalara neden olabilir.
Atıcı, vuruş esnasında çomağın elinden yanlışlıkla fırlamaması için azami özen göstermelidir.
Schefflera angilogensis

Schefflera angilogensis, Schefflera cinsine bağlı bir bitki türüdür.
Oldovan

| --- | --- |

Bölge: Afrika-Avrasya
Önemli sitler: Olduvai Vadisi
Öncül: Lomekwi 3
Ardıl: Aşölyen
Oldowan (veya Mod I), tarih öncesi dönemlerde yaygın bir arkeolojik taş alet endüstrisiydi (veya diğer bir deyişle stiliydi). Bu ilk taş aletler basitti ve genellikle başka bir taşla yontulmuş bir veya birkaç puldan yapılıyordu. Oldowan aletleri, Alt Paleolitik dönemde, 2,6 milyon yıl öncesinden en az 1,7 milyon yıl öncesine kadar, Afrika'nın büyük bölümünde eski Homininler (ilk insanlar) tarafından kullanılmıştır. Bu teknolojik endüstriyi daha sofistike Aşölyen endüstrisi izledi (Etiyopya'nın Afar Bölgesi'ndeki Gona'da Homo erectus ile ilişkili 1,5 ve 1,26 milyon yıl öncesine ait iki yerleşimde hem Oldowan hem de Aşölyen aletleri bulunur).
Oldowan terimi, 1930'larda arkeolog Louis Leakey tarafından ilk Oldowan taş aletlerinin keşfedildiği Tanzanya'daki Olduvai Vadisi'nden alınmıştır. Bununla birlikte bazı çağdaş arkeologlar ve paleoantropologlar Mod 1 aletleri terimini, çakıl alet endüstrilerini (Oldowan dahil) belirtmek için kullanmayı tercih ederler; Mod 2, (Aşölyen el baltaları dahil) iki yüzeyi olacak şekilde işlenmiş aletleri, Mod 3 de hazırlanmış çekirdek aletleri belirtir vb.
Oldowan aletlerin sınıflandırılması hâlâ bir nebze tartışmalıdır. Mary Leakey, Oldowan alet topluluklarını sınıflandırmak için bir sistem yaratan ilk kişiydi ve sistemini aletlerin öngörülen kullanımına dayalı olarak kurdu. Sistem, doğrayıcılar, kazıyıcılar ve dövücülerden oluşmaktaydı. Bununla birlikte, taş eserlerin ne için kullanıldığını varsaymak doğal olarak sorunlu bir yaklaşım olduğundan, Oldowan alet topluluklarının daha güncel sınıflandırmaları, esas olarak üretim şekline odaklanılarak yapılmıştır. Buna bir örnek, Isaac ve diğerlerinin "Yuvarlanmış Parçalar" (çekirdekler/doğrayıcılar), "Ayrılmış Parçalar" (pullar ve parçalar), "Dövülmüş Parçalar" (çekiç taşı olarak kullanılan kaba çakıl taşları, vb.) ve "Değiştirilmemiş Parçalar"dan (sit alanlarına taşınan manuportlar ve taşlar) oluşan üç modlu kategorisidir.  Oldowan aletleri, üretimleri için seçilen boşluklar zaten çakıl biçiminde bir nihai ürüne benzediği için kimi zaman "çakıl aletleri" olarak adlandırılır.
Oldowan aletlerini hangi hominin türlerinin yaptığı ve kullandığı kesin olarak bilinmiyor. Ortaya çıkışı genellikle Australopithecus garhi türüyle ve gelişimi de H. habilis ve H. ergaster gibi erken Homo türleri ile ilişkilendirilir. Erken Homo erectus, Oldowan teknolojisini miras almış ve bunu 1,7 milyon yıl öncesinden başlayarak Aşölyen endüstrisine dönüştürmüştür.
Bibliyografya

Braidwood, Robert J., Prehistoric Men, many editions.
Domínguez-Rodrigo (2005). "Cutmarked bones from Pliocene archaeological sites at Gona, Afar, Ethiopia: Implications for the function of the world's oldest stone tools". Journal of Human Evolution. 48 (2): 109-121. doi:10.1016/j.jhevol.2004.09.004. PMID 15701526.
Edey, Maitland A., The Missing Link, Time-Life Books, 1972.
Schick, Kathy D.; Toth, Nicholas, Making Silent Stones Speak', Simon & Schuster, 1993, 0-671-69371-9
Semaw (2000). "The World's Oldest Stone Artefacts from Gona, Ethiopia: Their Implications for Understanding Stone Technology and Patterns of Human Evolution Between 2·6–1·5 Million Years Ago". Journal of Archaeological Science. 27 (12): 1197-1214. doi:10.1006/jasc.1999.0592. 28 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Aralık 2022.
Isaac, Glynn and Harris, JWK The Scatter between the Patches 1975
Isaac (1978). "The Food Sharing Behavior of Protohuman Hominids". Scientific American. 238 (4): 90-108. doi:10.1038/scientificamerican0478-90. PMID 418504.
Binford, Lewis (1987)  Searching for Camps and Missing the Evidence: Another Look at the Lower Paleolithic
Toth, Nicholas (1985) The Oldowan reassessed: a close look at early stone artifacts Journal of Archaeological Science
Susman, Randall L, Journal of Anthropological Research, Vol. 47, No. 2, A Quarter Century of Paleoanthropology: Views from the U.S.A. (Summer, 1991), pp. 129–151
Susman, Randall L. (1998-07-01). "Hand function and tool behavior in early hominids". Journal of Human Evolution. 35 (1): 23–46. doi:10.1006/jhev.1998.0220. ISSN 0047-2484.
Hayden, Brian (2015-11-19). "Insights into early lithic technologies from ethnography". Philosophical Transactions of the Royal Society B: Biological Sciences. 370 (1682): 20140356. doi:10.1098/rstb.2014.0356. ISSN 0962-8436. PMC 4614719. PMID 26483534
Shea, John J. (2010), Fleagle, John G.; Shea, John J.; Grine, Frederick E.; Baden, Andrea L. (eds.), "Stone Age Visiting Cards Revisited: A Strategic Perspective on the Lithic Technology of Early Hominin Dispersal", Out of Africa I: The First Hominin Colonization of Eurasia, Dordrecht: Springer Netherlands, pp. 47–64, doi:10.1007/978-90-481-9036-2_4, ISBN <bdi id="mwBJc">978-90-481-9036-2</bdi>, retrieved 2022-05-31
Marzke, Mary W. (1997-01). <91::aid-ajpa8>3.0.co;2-g "Precision grips, hand morphology, and tools". American Journal of Physical Anthropology. 102 (1): 91–110. doi:10.1002/(sici)1096-8644(199701)102:1<91::aid-ajpa8>3.0.co;2-g. ISSN 0002-9483
Schefflera angiensis

Schefflera angiensis, Schefflera cinsine bağlı bir bitki türüdür.
Schefflera angulata

Schefflera angulata, Schefflera cinsine bağlı bir bitki türüdür.
Uluslararası Rotterdam Film Festivali

Uluslararası Rotterdam Film Festivali (IFFR), her yıl ocak ayı sonunda Rotterdam, Hollanda'da çeşitli sinemalarda düzenlenen  film festivalidir. 1972'de kuruluşundan bu yana, film dünyasında ortaya çıkan en önemli olaylardan biri haline geldi ve ortaya çıkan yetenekler ile otoriteler tarafından bağımsız ve deneysel film yapımı üzerine odaklanmaktadır. Festival, ayrıca en yeni çalışma ile sanatçının filmini sunma konusunda benzersiz bir ilgi odağı sağlamaktadır. Kısa film programındaki katılımcıların çoğu sanatçı veya deneysel film yapımcısı olarak belirlenmektedir. IFFR, film yapımcılarının fon arayışı için CineMart'ı da ağırlamaktadır. İlk festival - daha sonra 'Uluslararası' olarak anılacaktır - Haziran 1972'de Huub Bals önderliğinde düzenlenmiştir. Logosu ise açıkça M.G.M.'nin aslanına dayandırılarak oluşturulan bir kaplandır.
Merceksi galaksi

NGC 5866, Ejderha takımyıldızında yer alan bir merceksi gökadadır. Bu görüntü, merceksi gökadaların disklerinde hatırı sayılır miktarda toz barındırabileceğini göstermektedir. Bununla birlikte bu tip gökadalarda, çok az ya da hiç gaz bulunmadığından yıldızlararası madde açısından fakir olarak kabul edilmektedir.
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.
Morfoloji ve yapı > 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.
Morfoloji ve yapı > 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.
(NGC 2787)
(NGC 1533)
(NGC 1460)
Sınıflandırmaya göre çubuklu merceksi gökadalar
Morfoloji ve yapı > 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.
Morfoloji ve yapı > 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 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 < 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.
Kinematik > Tully–Fisher ilişkisinde sapma

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.
Oluşum teorileri > 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.
Oluşum teorileri > Birleşmeler

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.
Oluşum teorileri > 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