İki uzay teleskopunun kızılötesi ve X-ışını verilerini inceleyen gökbilimciler, dev Erboğa A Gökadası'nın iki büyük gökadanın felaket ötesi çarpışması sonucunda oluşmuş olabileceğine ilişkin tahminleri güçlendiren sonuçlara ulaştılar. Kızılötesi görüntü NASA'nın katkılarıyla inşa edilen Avrupa Uzay Ajansı'nın Herschel Uzay Gözlemevi ile gerçekleşti. X-Işını gözlemleri ise yine ESA'nın XMM-Newton Uzay Teleskopu yardımıyla yapıldı. Erboğa A, Dünya'ya yakın, 12 milyon ışık yılı uzaklıkta yer alan dev bir eliptik gökadadır. Çekirdeğinde büyük bir karadelik bulunduran gökada yoğun radyo dalgaları yaymaktadır. Görünür ışıkla alınan görüntülerde Erboğa A'nın karmaşık bir iç yapıya sahip olduğu belirlenmişti. Elektromanyetik tayfın neredeyse zıt iki ucunda çalışan iki yörünge aracıyla alınan görüntülerde gökadanın yapısı ayrıntılı olarak ortaya çıkarıldı. Gökada güney gökyüzünü inceleyen Sir John Herschel tarafından 1847 yılında keşfedildi. Keşfinden 160 yıl sonra kendi adını taşıyan uzay aracı uzayın bazı zırlarını çıkarmayı sürdürüyor. Erboğa A'nın merkezinden geçen örtücü toz perdesi Herschel'in kızılötesi dalga boyu gözlemiyle ortadan kalkar. Görüntüleri inceleyen bilim insanlarına göre gökadanın basık iç diskinin geçmişte bir eliptik gökada ile çarpıştığını gösteriyor. Herschel verileri ayrıca gökada merkezine yönelen 15 000 ışık yılı uzunluğa sahip yoğun yıldız oluşum kolunu da ortaya çıkardı. XMM-Newton X-Işını Gözlemevi gökadanın parlak çekirdeğine doğru uzanan 12 000 ışık yılı uzunluğa sahip yüksek enerjili ışıma jetleri kaydetti. XMM-Newton görüntüsü jetlerin sadece çevredeki yıldızlarla oluşan etkileşme nedeniyle oluşmadığını, gökadanın aktif çekirdeği ve onu kuşatan gaz yapısından da kaynaklandığını gösteriyor. Her iki uydunun da gördüğü jetler gökadanın merkezinde 10 milyon Güneş kütleli bir süper kütleli karadeliğin varlığının kanıtıdır. Bu sıra dışı işbirliği görünür ışıkla yerden yapılan gözlemlerin de eklenmesiyle karadelik, yıldız oluşumu, gökada çarpışmaları gibi etkilerin yaşandığı Erboğa A'nın dramına yeni bir anlayış getirmiştir.


ESO'nun Çok Büyük Teleskopu , NGC 7727 gökadasının kozmik çarpışmasını görüntüledi. Bu dev gök ada yaklaşık bir milyar yıl önce başlayan iki gök adanın birleşmesiyle oluştu. Merkezinde süper kütleli kara delik çifti bulunuyor. İkili, birleşerek daha büyük bir kara deliğe dönüşecek şekilde birbirine yaklaşmaya devam ediyor. Kalabalık bir caddede insanların birbirine çarptığı gibi, gök adalarda çarpışabilir. Ancak galaktik etkileşimler insanların çarpışması gibi gerçekleşmez. Yapılarındaki yıldızlar genellikle çarpışmaz. Gök adalar doğrudan çarpışma yerine birbiri çevresinde dans ederek dolanırlar ve muazzam kütle çekimleri şekillerini bozan gel-git kuvvetleri oluştururlar. Yıldızların, gaz ve tozun kuyrukları, sonunda düzensiz ve asimetrik NGC 7727 gibi daha büyük bir gök ada oluşmasına neden olur. ESO'nun VLT teleskopuyla ile oluşturulmuş NGC 7727 görüntüsünde birleşen iki gök adanın karmaşık izlerini gösteren, gök adayı saran uzun kollarda yıldız oluşturan toz yapıları görülüyor. Bu kollar, parlak mavi-morumsu görünen yıldızlarla bezenmiştir. Görüntüde ayrıca gök adanın, çalkantılı geçmişini gösteren, merkezinde iki parlak nokta görülüyor. NGC 7717'nin çekirdeği henüz birleşmemiş iki süper kütleli kara delik barındırıyor. Bize en yakın süper kütleli kara delik çifti barındıran NGC 7717 gök adası 89 milyon ışık uzaklıkta olup Kova takımyıldızı yönündedir. NGC 7717'deki kara delikler birbirinden 1600 ışık yılı uzaktadır. 250 milyon içinde birleşmeleri bekleniyor. Bu, kozmik zaman ölçeğinde göz açıp kapayıncaya kadar geçen süredir. Merkezinde süper kütleli kara delik bulunan gök adamız, milyarlarca yıl içinde bize en yakın Andromeda gök adasıyla birleşecek. Belki de sonuçta ortaya NGC 7727'de gördüğümüz kozmik dansa benzeyen bir şov çıkacak. Bu nedenle bu tip birleşmeleri görüntülemek ve izlemek ileride olacakları öngörebilmek için önemlidir.


ESO'nun VLT üzerindeki MUSE aygıtı karadeliklerin yeni enerji kaynağını keşfetti ESO'nun Çok Büyük teleskopu ile yapılan Denizanası gökadaları gözlemleri süper-kütleli karadeliklere enerji sağlayan daha önce bilinmeyen bir olguyu gözler önüne serdi. Bu gökadalara takma ismini veren mekanizmanın gaz dokunaçları ve yeni doğan yıldızları oluşturduğu görülürken, aynı zamanda gazın gökadaların merkez kısımlarına kadar ulaşmasını sağlayarak buradaki gökadaları beslediği ve bu sayede parlak bir görünüme sahip oldukları anlaşılıyor. Sonuçlar bugün Nature dergisinde yayımlandı. İtalyan gökbilimciler liderliğindeki bir ekip ESO'nun Şili'deki Paranal Gözlemevinde bulunan Çok Büyük teleskop üzerindeki MUSE aygıtını kullanarak gökadalardaki gazın nasıl uzaklaştığını araştırdı. Ekip gökada disklerinden onbinlerce ışık yılı öteye uzanan dikkat çekici uzun dokunaçlar nedeniyle bu ismi alan yakın kümelerdeki denizanası gökadalarına odaklandı . Denizanası gökadalarındaki dokunaçlar gökada kümelerinde çarpma basıncıyla soyulma adı verilen bir mekanizmayla üretilmektedir. Ortak kütle çekimsel etkileri gökadaları yüksek hızlarda gökada kümelerine düşmeye zorlamaktadır. Bu sırada güçlü esen bir rüzgar gibi davranan sıcak ve yoğun gazla karşılaşan gökadalar, gökada diskinden dışarıya uzanan gaz kuyrukları meydana getirerek buralarda yeni yıldız oluşumunu tetiklemeye zorlanırlar. Araştırmada gözlenilen yedi denizanası gökadasından altısının merkezinde çevresindeki gazla beslenen bir süper kütleli karadelik bulundu . Bu oran beklenmedik derecede yüksektir genelde bu oran gökadalarda onda birden daha azdır. Çarpma basıncı soyulması ile aktif karadelikler arasındaki böyle güçlü bir bağlantı olduğu tahmin edilmiyordu ve şimdiye kadar hiç rapor edilmemişti, diyor İtalya, Padova'daki INAF-Gökbilim Gözlemevinden ekip lideri Bianca Poggianti. Görünüşe göre merkezdeki karadelik atılmak yerine gökada merkezine ulaşan gazın bir kısmıyla besleniyor. Gökadaların merkezinde bulunan süper kütleli karadeliklerin neden küçük bir kısmının aktif oldukları uzun süredir tartışılan bir konudur. Süper kütleli karadelikler neredeyse tüm gökadalarda bulundukları halde neden bir kısmı madde tüketerek parlamaktadır? Elde edilen sonuçlar karadeliklerin beslenme alışkanlıkları ile ilgili daha önce bilinmeyen bir mekanizmayı gözler önüne sermektedir. Makaleye katkı sağlayan ESO çalışanı Yara Jaffe araştırmanın önemini şu şekilde açıklıyor:MUSE gözlemleri gazın karadeliğin yakınlarına doğru aktarılmasını sağlayan yeni bir mekanizmayı öngörüyor. Burada elde edilen sonuçlar önemli, çünkü süper kütleli karadelikler ve bunlara ev sahipliği yapan gökadalar arasında var olan anlaşılması güç bulmaca için yeni bir ipucu sağlıyor. Şu anda gerçekleştirilen gözlemler çok daha kapsamlı ve daha fazla sayıda denizanası gökadasını içeren bir çalışmanın parçasıdır. Bu tarama sonuçlandığında gökada merkezlerine bağlanan gaz-zengini gökadaların kaç tanesinin, nasıl bir merkezi aktivite artışı döneminden geçtiği ortaya çıkarılmış olacak, diyor son olarak Poggianti. Gökadaların genişleyen ve evrimleşen bir evrende nasıl oluştukları ve değiştiklerine dair uzun süredir devam eden bir bulmaca anlaşılmış olacak. Denizanası gökadaları çarpıcı değişimler geçiren gökadaların evrimlerinin anlaşılması için anahtar durumundadırlar. Notlar Şimdiye kadar sadece 400'ün üzerinde denizanası gökadası adayı bulunmuştur. Elde edilen sonuçlar gökadalardaki gazın nasıl ve neden atıldığını araştıran bir ESO Büyük Programı olan ve GASP adı verilen bir gözlemsel programın parçası olarak üretilmiştir. Hepsi olmasa da, neredeyse bütün gökadaların merkezinde birkaç milyon ila birkaç milyar Güneş kütlesinde bir süperkütleli karadelik bulundurduğu bilinmektedir. Bir karadelik çevresinden kendine doğru madde çektiğinde, bu madde ısınarak çevresine enerji yayar ve bilinen en enerjik astrofiziksel olguyu ortaya çıkarır: aktif gökada çekirdeği . Ekip ayrıca gazın gökadalardan atılmasına ilişkin merkezi AGN aktivitesinin rolünü de alternatif bir açıklama olarak araştırmak istedi, ancak bunun mümkün olmadığı görüldü. Denizanası gökadaları gökada kümesi içinde, özellikle gökadanın uzun dokunaçlarını meydana getiren sıcak ve yoğun gökadalararası ortam gazının bulunduğu yerde konuşlanmakta, bu da gazın AGN etkinliği ile taşınması ihtimalini düşürmektedir. Bu nedenle çarpma basıncının AGN'yi tetiklediği ve tersinin mümkün olmadığına dair daha güçlü kanıtlar bulunmakta ve karadeliklerin yeni beslenme alışkanlıkları ortaya çıkarılmaktadır. ESO-Türkiye


Samanyolu gökadasındaki bilinen en aktif yıldız oluşum bölgelerinden biri W51 bulutsusudur. İlk olarak 1958'de radyo teleskopları ile keşfedilen bulutsu emekli Spitzer teleskopu ile de gözlenmişti. Yaklaşık 17,000 ışık yılı uzaklıkta, Kartal takımyıldızı yönünde bulunan W51, yaklaşık 350 ışık yılı ya da 3 katrilyon kilometre genişliktedir. Görünür ışıkta çalışan teleskoplar tarafından, W51 ile Dünya arasındaki yıldızlararası toz bulutları nedeniyle, neredeyse görünmezdir. Ancak radyo ve kırmızı öte gibi uzun dalga boylu ışık bu tozdan rahatça geçer. Spitzer kırmızı öte dalga boyunda çalıştığından W51'in bu muhteşem görüntüsünü elde edebilmiştir. Toplam kırmızı öte emisyonu 20 milyon Güneş'in emisyonuyla eşdeğerdir. Bu yoğun gaz ve toz bulutu çıplak gözle görülebilseydi gökyüzünde Dolunay kadar alan kaplardı. Amatör ve profesyonel gökbilimcilerce iyi bilinen bir başka yıldız oluşum bölgesi olan Avcı bulutsusu da gökyüzünde yaklaşık aynı alanı kaplamaktadır. Ancak W51 Avcı'ya göre daha uzakta ve dolayısıyla daha büyük ve 75 kat daha parlaktır. Avcı'da dört O tipi yıldız varken, W51'de 30'dan fazla dev yıldız bulunur. Bunun gibi yıldız fabrikaları milyonlarca yıl çalışabilir. W51'in sağ tarafındaki koyu ve temiz bölgede yaşamış dev yıldızların yıldızlararası gaz ve tozu temizlemiştir. Bu yıldızlar öldüğünde ve süpernova olarak patladığında gaz ve tozu süpürür. Bulutsunun sol kısmındaki yıldızlar ise buradaki gaz ve tozu temizlemeye çalışmakta. Görünüşe göre bu genç yıldızlar çevrelerinde boş uzay balonları oluşturma çabasında. Bu görüntü Samanyolu'nun büyük ölçekli yapısını haritalamak amacıyla 2004 yılında Spitzer tarafından çekilmiştir. Kısa adı GLIMPSE olan çalışmayla W51 gibi çok sayıda yıldız fabrikası haritaya eklenmiştir. Spitzer 25 Ağustos 2003'te göreve başladı ve 30 Ocak 2020'de emekliye ayrıldı. Spitzer'in öne çıkan keşifleriyle ilgili yazıya buradan ulaşabilirsiniz.


Havai fişek gösterisi güzeldir ama kısa sürer. Buna karşılık kozmik fişekler çok daha uzun sürebilir, hatta milyonlarca yıl. Astronomik açıdan kısa sayılabilen 2 milyon yaşındaki yıldızlarla dolu NGC 1333 kümesi güzel bir gösteri sunan kozmik manzara sunar. NGC 1333'e ait bu çarpıcı görüntü dört teleskopun verileriyle elde edildi:kırmızı renk Spitzer kızılötesi teleskopu, pembe Chandra X-Işını Gözlemevi ve yeşil, mavi,kırmızı renkler Sayısallaştırılmış Gökyüzü Tarayıcısı ile Ulusal Optik Astronomi Gözlemevi'nin 4 metrelik Mayal teleskopu verilerine ait. Chandra verileri X-ışını yayan 95 genç yıldızı ve Spitzer verileri tozun arkasına saklanmış 41 kızılötesi ışık yayan yıldızı ortaya çıkardı. Bu teleskoplar olmasaydı bu yıldızlar görülemezdi. Araştırma ekibi 780 ışık yılı uzaklıktaki NGC 1333 kümesi ile genç yıldızlarla örülü 1100 ışık yılı uzaktaki Serpens bulutunun analizini Chandra X-ışını gözlemevi verileriyle gerçekleştirdi. Daha sonra bu veriler Avcı bulutsusundaki genç yıldız gözlemleriyle karşılaştırıldı. Sonuçta NGC 1333 ve Serpens bulutundaki X-ışını parlaklığının yıldızların toplam parlaklığıyla ilişkili olduğunu gördüler. Aynı zamanda X-ışını parlaklığının yıldızın büyüklüğüne de bağlı olduğu gösterildi. Başka bir ifadeyle büyük bir yıldız parlak X-ışınları yayacaktır. Sonuçlar Astronomical Journal Dergisi'nin Temmuz 2010 sayısında yayınlanmıştır.


Gökbilimciler Spitzer Uzay Teleskopu'nun yardımıyla bucky topları olarak bilinen yapının varlığını keşfettiler. Bucky topları ilk kez günümüzden 25 yıl önce laboratuar ortamında gözlenen futbol topu şeklindeki moleküllerdir. Mimari açıdan Buckminster Fuller'in jeodezik modellerine benzerlik gösterirler. Bucky toplarının aralarında boşluk bulunur ve şimdiye kadar varlıkları gözlenememişti. Kanada Western Ontario Üniversitesi ve Kaliforniya'daki SETI Enstitüsü'nden Gökbilimci Jan Cami, Bu moleküllerin uzayda kapladığı bir alanı bulduk. Bu moleküllerin uzayda fiziksel ve kimyasal süreçlerini izleyebileceğimiz çok heyecanlıyız diyor. Bucky topları üç boyutlu ve küresel yapıda olup 60 karbon atomundan oluşur. Tipik bir siyah-beyaz renkteki futbol topunu andırırlar. Araştırmacılar bu keşifle birlikte ilk kez uzayda C70'in varlığına da şahit oldular. Bu moleküller ise 70 karbon atomundan oluşur ve oval bir rugby topu şekline sahiptirler. Her iki tür sınıf buckminsterfullerenes veya fullerenes olarak adlandırılır. Cami'nin başını çektiği ekip Tc 1 olarak adlandırılan bir gezegenimsi bulutsuda karbon toplarının varlığına rastladı. Gezegenimsi bulutsular aslında güneş benzeri bir yıldızın yaşamının sonunda uzağa dağıttığı kalıntılardan oluşur ve teleskoplarla bakıldığında bir gezegen diski şeklinde görünürler. Bulutsunun merkezindeki sıcak yıldız ya da beyaz cüce bu ölü yapıyı ısıtıp aydınlatır. Bucky topları belki de karbon açısından zengin bir yıldızın uzaya saçtığı kalıntılardır. Gökbilimciler bu topları görebilmek için bulutsuya Spitzer'in tayf ölçeriyle baktılar. Oda sıcaklığında olan bu moleküllerin görülebilmesi için Spitzer'in kızılötesi bakışına ihtiyaç vardır. Cami'ye göre Spitzer doğru zamanda doğru yere baktı. Yüzyıl sonra gelişen teknolojinin etkisiyle daha soğuk bucky topları görülebilir. Spitzer'den gelen verilerle laboruvatuvar ortamında ölçülen değerler birbiriyle mükemmel uyum göstermiş. Aslında bu planlanmış bir keşif değildir. Ama biz burada farklı bir tayf imzası görünce çok farklı bir molekül keşfettiğimizi anladık diyor Cami. 1970 yılında Japon Prof. Eiji Osawa, bucky toplarının var olduğunu ortaya atmasına karşılık 1985 yılında deneylerle ortaya çıkarılıncaya kadar gözlenememişlerdi. Karbon zengini yaşlı bir yıldızın içinde karbon zincirleri bulunur. Laboratuar ortamında yapılan deneylerde de şaşırtıcı bir şekilde oldukça fazla miktarda bucky topları elde edildi. Bu moleküller dünyada da çeşitli kaya ve meteor katmanlarında bulunmuştur. Bu moleküller günümüzde zırh yapımında, ilaç dağıtımında ve süperiletken teknolojilerinde kullanılmaktadır. 1996 yılındaki Nobel Ödülü bucky toplarının keşfi nedeniyle Sir Harry Kroto, Bob Curl ve Rick Smalley aralarında paylaştılar. Kroto: Bucky toplarının gökadamızın çeşitli yerlerinde olduğuna inanıyordum ve böylece bu keşif gerçekleşti diyor. Daha önce de karbon zengini yıldızların çevresinde bucky topları aranmış ancak bulunamamıştı. Kaynak:


Görüntüye hakim olan bölge, burada doğmuş olan parlak sıcak yıldızlarca aydınlatılan devasa bulutsu Gum 56'nın bir parçasıdır. Milyonlarca yıl boyunca bulutsudaki gazdan yeni yıldızlar meydana gelmektedir. Yıldızları oluşturan bu gaz maddesi daha sonra yaşlı yıldızlarca yıldız yüzeyinden yavaşça dışarıya atılmak suretiyle ya da daha etkileyici bir şekilde süpernova patlamaları ile yeniden yıldız doğumevi adı verilen bulutsu ortamına aktarılır. Bu görüntü ESO'nun Kozmik Mücevherler programı kapsamında Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde bulunan MPG/ESO 2.2-metre teleskopu ile alınmıştır. Bu devasa yıldız doğumevine derin bir şekilde gömülmüş olan sadece birkaç milyon yıl yaşındaki ve mor-ötesi ışıkta parlak bir şekilde ışıldayan, sıcak genç yıldızlardan oluşan üç adet küme bulunmaktadır. Yıldızlardan gelen ışık bulutsudaki gaz bulutlarının parıldamasına neden olmaktadır. Işıma elektronları atomlardan koparmakta iyonlaşma olarak bilinen süreç ve daha sonra yeniden atomlara bağlanan elektronlar, işlem sonrasında ışık formunda enerji yaymaktadırlar. Her bir kimyasal element kendine özgü renklerde ışık yaymakta ve bulutsuda bulunan büyük hidrojen bulutları zengin kırmızı ışımaya neden olmaktadır. Gum 56 adını ayrıca IC 4628 ya da takma ismi Karides Bulutsusu olarak da bilinir 1955'ye H II bölgelerinin bir kataloğunu yayınlayan Avustralyalı gökbilimci Colin Stanley Gum'dan almaktadır. Gum 56 gibi H II bölgeleri devasa, çok miktarda iyonlaşmış hidrojenden oluşan düşük yoğunluklu bulutlardır. Gum 56'daki iyonlaşmanın büyük bir kısmı sıcak mavi-beyaz yıldızlar olan ve ayrıca renkleri nedeniyle mavi devler olarak bilinen O-türü yıldızlarca gerçekleştirilmektedir . Evren'de bu türdeki yıldızlar nadir bulunmaktadır çünkü mavi devlerin çok büyük kütleleri çok uzun yaşamadıkları anlamına gelmektedir. Sadece yaklaşık bir milyon yıl sonra bu yıldızlar kendi üzerlerine çökerek yaşamlarına bulutsudaki diğer çoğu yıldız gibi süpernovalar olarak son verirler. Bulutsuya gömülmüş olan diğer çoğu yeni doğan yıldızın dışında, bu geniş bölge halen yeni nesil yıldızları oluşturmaya yetecek kadar gaz ve yoz barındırmaktadır. Bulutsuda yeni yıldızların doğduğu bölgeler görüntüde yoğun bulutlar şeklinde görülmektedir. Bu yeni yıldızları oluşturan madde hali hazırda yaşamlarını sona erdirmiş ve kendi maddelerini şiddetli süpernova patlamaları ile dışarıya atmış olan daha önceki yıldız nesillerinin kalıntılarını içermektedir. Bu sayede yıldızların yaşam döngüsü devam etmektedir. Bölgedeki oldukça sıradışı iki mavi devin varlığı ve kırmızı-ötesi ile radyo dalgaboylarında belirgin olan bulutsu, belki de şaşırtıcı biçimde bu bölgenin gökbilimcilerce yeterince ayrıntılı incelenmediğini gösteriyor. Gum 56'nın çapı yaklaşık 250 ışık-yılı kadar olmasına rağmen, çoğu zaman görsel gözlemciler tarafından sönüklüğü nedeniyle gözden kaçırılmakta ve bunun da nedeni aslında yaydığı ışığın çoğunun insan gözü tarafından algılanmayan dalgaboylarında olmasındandır. Bulutsu yeryüzünden yaklaşık 6000 ışık-yılı uzaklıktadır.Gökyüzünde Akrep takımyıldızı doğrultusunda dolunaydan dört kat daha fazla olan izdüşümü ile bulunabilmektedir . Bulutsunun sadece bir kısmını oluşturan bu görüntü ESO'nun Kozmik Mücevherler programı kapsamında 2.2-metre MPG/ESO teleskopu üzerindeki Geniş Alan Görüntüleyicisi ile alınmıştır. Program çoğunlukla gökyüzü koşullarının bilimsel gözlemler için uygun olmadığı zamanları, görsel olarak ilginç, merak uyandırıcı ve ilgi çekici cisimlerin fotoğraflarını çekmek için kullanıyor. Toplanan tüm veriler ayrıca ESO'nun bilim arşiviyle profesyonel gökbilimciler için de uygun hale getirilmektedir. Notlar Bu yıldızların görüş alanı dışında kaldığına dikkat edin, normalde çekilen görüntüde görülmüyorlar. Karides Bulutsusu'nun bir geniş-açılı görünüşü VLT Tarama Teleskopu ile alınmış olup, daha önce yayımlanmıştır (eso1340a). ESO-Türkiye


Gül rengindeki yıldız oluşum bölgesi Messier 17'nin yeni görüntüsü ESO'nun Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde bulunan MPG/ESO 2,2 metrelik teleskopu üzerindeki Geniş Alan Görüntüleyicisi ile oluşturuldu. Bulutsunun tamamını gösteren fotoğrafla M17'nin boyutu, gaz ve toz bulutları ve yeni doğan yıldızlar gibi ayrıntıları da görebilirsiniz. M17 birçok farklı isimle de bilinmiştir: Omega Bulutsusu, Kuğu Bulutsusu, Checkmark Bulutsusu, At Nalı Bulutsusu ve denizden vazgeçemeyenler için Istakoz Bulutsusu. Yay takımyıldızında bulunmakta olan M17 Dünya'dan 5500 ışık yılı uzaktadır. Gaz ve toz bulutlarıyla örülü bulutsu gökyüzünde 15 ışık yılı gibi büyük bir alanı kaplar. Bulutsuya kırmızı ve pembemsi renkler hakimdir. Bu renk hidrojen gazının parlayan imzasıdır. Son zamanlarda M17'de oluşan kısa ömürlü mavi yıldızların yaydığı morötesi ışık bulutsudaki gazı ısıtıp parlatmaktadır. Merkezi bölgede bazı yerler mavi ve bazı yerler beyaz renktedir. Beyaz renk tozdan yansıyan yıldız ışığı ile sıcak gazdan yayılan ışığın karışmasıyla oluşmaktadır. Bulutsu 30.000 Güneş'ten fazla gaz kütlesine sahiptir. M17'de ayrıca 35 yıldızlı NGC 6617 adlı açık yıldız kümesi de bulunur. Bulutsunun daha merkezi bölgelerinde 800 dolayında yıldız bulunmaktadır. Bulutsunun iç ve dış kısımlarında yıldız oluşumları sürmektedir. Pembe renkle kaplı bulutsu içerisinde yer yer karanlık alanlar göze çarpmaktadır. Bu alanlar optik bölgede karanlık görünmesine karşılık kızılötesi kameralarda pırıl pırıl parlar. Bulutsu resmi adını Charles Messier adlı Fransız kuyrukluyıldız avcısına borçludur. Messier 1764'deki kataloğunda bu bulutsuyu 17. Sırada göstermişti. Bugün de aynı adla bilinen çiçek görünümlü bulutsu göz kamaştırmaya devam ediyor.


Avrupa Güney Gözlemevi'nin Çok Büyük Teleskop Girişimölçeri Messier 77 gökadasının merkezinde gözlenen kozmik toz bulutunun bir süper kütleli bir kara delik gizlediğini belirledi. Bulgular yaklaşık 30 yıl önce yapılan tahminleri doğrularken, gökbilimcilere de evrendeki en parlak ve gizemli nesneler olan aktif gökada çekirdekleri hakkında yeni bilgiler sağlayacak. Aktif gökada çekirdekleri bazı gökadaların merkezlerinde bulunurken, aşırı enerji yüklerini süper kütleli kara deliklerden sağlamaktadırlar. Bu kara delikler çok yüksek miktarda kozmik toz ve gazla beslenir. Yenilip yok olmadan önce bu madde kara deliğe doğru sarmal bir yol izler ve sonrasında gökada içindeki tüm yıldızları geride bırakacak yüklü miktarda enerji salınımı ortaya çıkar. Bu parlak nesnelerin ilk kez 1950'lerde bulunmasından bu yana gökbilimciler AGN'leri merak ediyorlar. Şimdi ise ESO'nun VLTI tesisi sayesinde Hollanda, Leiden Üniversitesi'nden Violeta Gamez Rosas liderliğindeki bir araştırmacı ekibi, nasıl çalıştıkları ve yakından neye benzediklerini anlamak üzere bu nesneleri gözledi. Elde edilen sonuçlar bugün Nature dergisinde yayımlandı. Messier 77 veya diğer adıyla NGC 1068 gökadasının merkezini ayrıntılı bir şekilde gözleyen Gamez Rosas ve ekibi süper kütleli kara deliğin gizlendiği kalın bir kozmik gaz ve toz bulutu tespit etti. Bu keşif AGN'lerin Birleşik Modeli olarak bilinen 30 yıllık bir teoriyi için önemli bir destek anlamına geliyor. Gökbilimciler AGN'lerin farklı türleri olduğunu biliyor. Örneğin bazıları radyo dalgaları şeklinde patlama salınımları yaparken bazıları yapmıyor; belirli AGN'ler görünür ışıkta parıldarken, Messier 77'deki gibi diğerleri daha sessizler. Birleşik Model'e göre tüm farklarına rağmen tüm AGN'ler benzer temel yapıya sahip: kalın bir toz halkasıyla çevrili süper kütleli bir kara delik. Bu modele göre AGN'lerin görünüşleri arasındaki fark Dünya'dan gözlediğimiz kara delik ve onun kalın halkasının yönelimi sonucu ortaya çıkıyor. Gördüğümüz AGN'nin türü, halkanın kara deliği bakış doğrultumuza göre ne kadar örttüğüne, bazı durumlarda ise tamamen gizlemesine bağlıdır. Gökbilimciler daha önce de Birleşik Model'i destekleyen bazı kanıtlara sahipti, Messier 77'nin merkezindeki ılık tozun tespiti gibi. Ancak, bu tozun bir kara deliği tümüyle gizlediği ve bu sayede AGN'nin görünür ışıkta diğerlerine göre daha sönük olmasını açıklayan kuşkular giderilmemişti. Toz bulutlarının gerçek doğası ve hem kara deliği beslerken hem de Dünya'dan gözlendiklerinde nasıl görüneceklerini belirlemeleri konusundaki rolleri, son otuz yıldır devam eden AGN araştırmalarındaki temel sorulardır, diye açıklıyor Gamez Rosas. Tek bir sonuçla elimizdeki tüm soruları yanıtlayamazken, AGN'lerin nasıl çalıştıklarını anlamak üzere büyük bir adım atmış olduk. Gözlemler, ESO'nun Şili'deki Atacama Çölünde bulunan VLTI tesisine bağlı MATISSE aygıtının kullanımı ile mümkün oldu. MATISSE girişim ölçümü adı verilen bir yöntemle ESO'nun dört adet 8.2-metrelik Çok Büyük Teleskobundan gelen kırmızı ötesi ışık birleştirmektedir. Ekip MATISSE'yi kullanarak Balina takımyıldızı doğrultusunda, 47 milyon ışık-yılı uzaklıktaki Messier 77'nin merkezini görüntüledi. MATISSE geniş bir aralıkta kırmızı ötesi dalgaboyunda çalışarak toz boyunca gözlem yapabilmekte ve hassas sıcaklık ölçümlerine ulaşabilmektedir. VLTI'nın çok büyük bir girişimölçer olması gerçeği ile Messier 77 gibi gerçekten uzak gökadalarda neler olduğunu anlayabilecek imkanlara sahibiz. Elde ettiğimiz görüntülerde bölgedeki sıcaklık değişimlerini ve kara deliğin etrafındaki toz bulutlarının emilimini takip edebiliyoruz, diyor Leiden Üniversitesi'nden eş-yazar Walter Jaffe. Tozun sıcaklığında kara delikten gelen yoğun ışımanın neden olduğu değişimleri (oda sıcaklığından 1200 C'ye kadar), soğurma haritaları ile birleştiren ekip, tozun ayrıntılı bir görüntüsünü elde ederek kara deliğin nerede olması gerektiğini saptadı. İçte kalın bir halka, dışta daha geniş yapıdaki toz ve onun merkezinde konumlanan kara delik bu haliyle Birleşik Modeli destekliyor. Ekip resmi tamamlayabilmek için ESO eş-sahipli Atacama Büyük Milimetre/milimetre-altı Dizgesi ve Ulusal Radyo Gökbilim Gözlemevi'nin Çok Uzun Hat Dizgesi ile alınan verileri de kullandı. Sonuçlarımız AGN'lerin daha iyi anlaşılmasına ve içsel işleyişlerine ışık tutacak, diyor son olarak Gamez Rosas. Ayrıca merkezinde önceden aktif olan bir süper kütleli kara delik bulunduran Samanyolu'nun tarihini daha iyi anlamamıza yardımcı olarak. Araştırmacılar şimdi ESO'nun VLTI tesisini kullanarak daha fazla gökada örneği gözlemek ve Birleşik Model'i destekleyen kanıtlara ulaşmak istiyor. Fransa, Nice'teki Cote d'Azur Gözlemevinden MATISSE proje yürütücüsü ve ekip üyesi Bruno Lopez şöyle diyor: Önemli bir AGN türü olan Messier 77, gözlem programımızı genişleterek MATISSE'nin daha geniş AGN örnekleri ile başa çıkması için optimize edilmesi adına harika bir motivasyon kaynağı oldu. Gözlemlerine bu on yılın sonunda başlayacak olan ESO'nun Aşırı Büyük Teleskobu da bu araştırmalara dahil olarak, ekibin bulgularını tamamlayacak sonuçlara ulaşacak ve AGN'ler ile gökadalar arasındaki etkileşime ışık tutacaktır. Arif Solmaz, Çağ Üniversitesi Uzay Gözlem ve Araştırma Merkezi, Mersin


Bu şaşırtıcı yeni görüntüde örümcek şeklindeki gaz ve toz küresi Lupus 4 aysız bir gecede karanlık bir bulut gibi arka fondaki yıldızları gizlemektedir. Şimdilik karanlık olsa da, bulutların içindeki Lupus 4 gibi yoğun madde hücrelerinde yeni yıldızlar oluştuğunda birden ışımaya başlayacaktır. Bu yeni görüntü ESO'nun Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde bulunan 2.2-metrelik MPG/ESO teleskopu üzerindeki Geniş Alan Görüntüleyicisi ile alınmıştır. Lupus 4, Kurt ve Cetvel takımyıldızlarının ortasında Yeryüzü'nden yaklaşık 400 ışık-yılı uzaklıkta yer almaktadır. Bulut kararsız bir yıldız kümesi olan Akrep-Erboğa OB oymağına bağlı birkaç karanlık buluttan birisidir. Bir AB oymağı görece genç, bununla birlikte geniş bir şekilde yayılmış yıldızlar grubudur . Yıldızlar dev bulut maddesi içerisinde ortak bir kökene sahiptirler. Küme oluşumu ve Güneş'e en yakın gruplaşmayı oluşturan Lupus bulutlarından dolayı, yıldızların kendi yollarına gitmeden önce birlikte nasıl büyüdüklerini araştırmak için birincil hedef konumundadır. Gökadamızdaki çoğu yıldız gibi Güneş'in de benzer bir ortamda oluştuğu düşünülmektedir. Amerikalı gökbilimci Edward Emerson Barnard 1927 yılında Lupus karanlık bulutlarının gökbilim literatüründeki ilk açıklamasını yapmıştır. Lupus 4'ün komşusu Lupus 3, son üç milyon yılda oluşmuş ve füzyon fırınlarının zirve sıcaklığında olduğu en az 40 bebek yıldızın varlığı nedeniyle, en iyi çalışılmış buluttur . T Tauri yıldızları olarak bilinen bu genç yıldızların ana enerji kaynağı kütleçekimsel büzülme nedeniyle ortaya çıkan ısıdır. Bu, Güneş gibi yetişkin yıldızlara enerji sağlayan hidrojen ve diğer elementlerin füzyon sürecinden farklıdır. Soğuk ve karanlık Lupus 4 bulutu gözlemlerinde sadece birkaç T Tauri yıldızı ortaya çıkmıştır. Yine bulut içindeki yoğun, yıldızsız madde özleri gelecekteki yıldız oluşumu açısından umut vaat etmektedir. Birkaç milyon yıl içerisinde bu öz gelişip T Tauri yıldızlarına dönüşecektir. Bu yönden Lupus 3 ve Lupus 4 karşılaştırıldıklarında öncekinin daha yaşlı olduğu görülüyor çünkü içeriğindeki maddenin yıldızlara dönüşmesi için daha çok zamana ihtiyacı vardı. Lupus 4 içerisinde kaç tane yıldız parlamaya başlayacak? Söylemesi zor, çünkü Lupus 4 için kütle tahminleri değişim gösteriyor. İki çalışma Güneş'in kütlesinin 250 katında hemfikir olsa da, farklı bir yöntem kullanan bir başkasının tahmini 1600 güneş kütlesi civarına ulaşmaktadır. Her şekilde, bulut çok sayıda yıldızı meydana getirmeye yetecek kadar madde içermektedir. Yeryüzündeki bulutların yerini günışığının alması gibi, bu karanlık bulutlar da sonunda dağılacak ve parlak yıldız ışığına boyun eğecekler. Notlar OB sıcak, parlak ve kısa yaşam süresine sahip O ve B tayf türündeki yıldızlar anlamındadır. Bunlar Samanyolu içerisinde ilerleyen geniş dağılımlı kümelerde parlamaya devam eden yıldızlardır. ESO-Türkiye


NASA'nın Hubble Uzay Teleskopu ender rastlanan bir süpernova türüne neden olan eş yıldızı keşfettiler. Farklı bir türe örnek olan SN 1993J adlı süpernovası yardımıyla birbiriyle etkileşen iki yıldızın kozmik patlamaya neden olacağını söyleyen kurama delil oluşturuldu. Kaliforniya'daki Berkeley Üniversitesi'nden gökbilim profesörü Alex Filippenko: Suç mahalline bakarak suçluyu yakaladık diyor. Birincil yıldızın patlamasının nedeni eşi olan yıldıza hidrojen kaptırması olmuş. SN 1993J üstnovası, çok az hidrojen varlığı gösteren Tip IIb süpernova patlamalarına örnektir. Gökbilimciler patlayan yıldızın diğerinin dış katmanlarına hidrojeni akıttığını ve patlamanın ardından da süper-sıcak helyum yıldızı olarak yaşamını sürdürdüğüne inanıyor. Çalışma ekibinden Berkeley Üniversitesi'nden Ori Fox: bu patlama türü, birincil yıldızın dış katmanındaki hidrojenini kaybetmesi sonucunda oluşur. Bugüne kadar ikili sistemlerde süpernovaya neden olan yıldız ancak çok belirsiz bir şekilde görülebilmişti diyor. SN 1993J, Büyükayı takımyıldızı yönünde olup bizden 11 milyon ışık yılı uzaktaki Messier 81 gökadasında bulunuyor. 21 yıl önce fark edilmesinden bu yana gökbilimciler eş yıldızı aramaktaydı. Hawaii'deki Mauna Kea tepesinde bulunan WM Keck Gözlemevi yardımıyla yapılan gözlemlerle eş yıldızın büyük miktarlarda morötesi ışıma yayması gerektiği öne sürülmüştü, ancak ölçümlere göre şiddetli görülen ışımanın doğrudan bu yıldızdan mı kaynaklandığından bilim insanları emin olamamıştı. Araştırmacılar bunun için morötesi verilerle Hubble'ın optik verilerini birleştirdi. Böylece ışığın yıldızdan geldiği doğrudan gösterilmiş oldu. Baltimore'daki Uzay Teleskopu Bilim Enstitüsü'nden Azalee Bostroem: Biz optik ve morötesi tayf verileriyle bu sonuca ulaştık. Çalışmamız sırasında başka yıldızlardan kaynaklanan ışıma çıkarıldı. Buna rağmen elimizde kalan ışımanın morötesi kısmının yine de yüksek olduğunu gördük diyor. Büyük bir yıldız ömrünün sonuna ulaştığında demir çekirdeği çöker. Dış kısmı ise süpernova patlamasıyla savrulur. Gökbilimciler evrende her saniyede bir süpernova oluştuğunu düşünüyor. Bazı süpernova türleri tek yıldızın patlamasıyla oluşurken bazıları ise ikili sistemlerin ürünüdür. Bu ikili sistemlerde biri hatta ikisi de beyaz cüce yer alabilir. Tip IIb süpernovaları ise ne tek ve büyük bir yıldızın patlamasına ne de ikili sistemlerde oluşan patlamayı andıran farklı bir tür patlama şeklidir. Ancak bir yıldızın tam anlamıyla nasıl patladığını anlaşılamamıştır. Bu eş yıldızlı patlama çalışması farklı süpernova tiplerinin anlaşılmasında önemli bir pay sahibi olacağa benziyor. Bu patlama şekillerinde SN 1993J'de olduğu gibi hidrojen eksikliği sorumludur. O zaman bu hidrojene ne olmaktadır? Öne sürülen modele göre eş yıldızdan biri diğerinin hidrojenini çalmakta ve hidrojeni azalan yıldız patlayıp bir süre sonra da süper-sıcak helyum yıldızı olarak parlamaya devam etmektedir. Tip IIb'nin İlk örneği olan SN 1993J keşfedildiğinde bir gün bu yıldızın bir eşinin bulunabileceği düşünülüyordu. Sonuçta Hubble verileri yardımıyla mevcut modeli doğrulayan bir çalışma yapılmış oldu diyor Filippenko.


Gökbilimciler erken evrende ısınma olduğuna ilişkin kanıtlar elde etti. Buna göre gökadalar arasındaki sıcaklığı ölçen bilim insanları evrenin şimdiki yaşının onda biri ile dörtte biri zaman aralığında sıcaklığının arttığını belirledi. Bu kozmik iklim değişikliğinin nedeninin bu dönemdeki genç ve aktif gökadalardaki enerji üretimine bağlanıyor. Cambridge Üniversitesi'nden Gökbilimci George Becker: Evren tarihinin başlarında maddenin büyük bir kısmı yıldızlar ya da gökadalar şekline bürünmemişti. Tam tersine tüm alanı dolduran gaz ve toz bulutu halindeydi diyor ve ekliyor: Kuasardan gelen parlak ışık gökcismi ile bizim aramızdaki gaz nedeniyle emiliyor ve gaz ısınıyor. Böylece elimize fazla verinin ulaşmasını engelliyor. Gökbilimciler 10 milyar ışık yılı uzaklıktan kuasardan yola çıkan ışığı saptıyor. Işığın geçtiği her bulut kendi imzasını ışığa bırakır ve bu da fosil sıcaklığın ölçülmesini sağlar. Becker: Tıpkı dünyadaki iklim değişiminin buz çekirdekleri ve ağaç halkalarından anlaşılması gibi. Gökcisminden gelen ışık evrenin iklim tarihi hakkında bilgiler sunar diyor. Elbette evrendeki sıcaklık değişimlerini ölçmek dünyadaki değişimleri ölçmekten farklıdır. Büyük patlamadan 1 milyar yıl sonra sıcaklık 8000 derece olmuştu. 3,5 milyar yıl sonra ise 12 000 dereceye yükseldi. Isınma sürecinin normal kozmik iklim modellerine uymuyor. Normalde evrenin soğuması beklenir. Çünkü evren genişliyor ve maddeler arasındaki uzaklığın artması nedeniyle evrenin soğuması gerekir. Evrendeki sıcaklık artışına bir şey neden olmuş olmalı? Ama ne? Cambridge Üniversitesi'nde yeni kurulan Kavli Kozmoloji Enstitüsü'nden Martin Haehnelt: Isınmanın nedeni kuasarlardır. Erken evrende oluşmuş kuasarlar merkezlerinde dev karadelikler bulunduruyordu. Bu cisimler çevrelerine büyük oranda morötesi ışınım yayar. Böylece gökadalar arasındaki gazın bundan etkilenmesi ile sıcaklık arttı diyor. Gökadalar arasındaki buluttaki bol miktardaki hafif unsurlardan olan helyum ısınma sürecinde etkin rol oynadı. Gökadalar arasındaki bulutu oluşturan diğer atomlar ve helyum atomları ile çarpışan morötesi ışık atomlardan elektron söktü. Helyumun görece azalmasına bağlı olarak evren soğumaya başladı. Gökbilimciler bu dönemin evrenin şimdiki yaşının dörtte biri zamanında iken yaşandığına inanıyor. Çalışma Cambridge Üniversitesi'ndeki gelişmiş bilgisayarlarla alınan benzetimler ve Hawai'deki Keck Teleskopu yardımıyla gerçekleşti. Kaynak: Science Daily


Atmosferimiz uzaydan gelen parçacıklar tarafından sürekli bombardıman edilir. Bu gizemli parçacıklar henüz 100 yıl kadar tespit edildi. Ancak teknolojinin gelişmesiyle birlikte gelişen ve 10 yıllık bir geçmişe sahip yeni nesil teleskoplarla bu kozmik ışınların yapısı, nasıl oluştukları gibi sorulara yanıt aranmaya başlandı. Bu parçacıklar süpernovalar sayesinde hızlandığı ortaya çıkmıştır ancak tüm sorular yanıt bulmamıştır. Atmosferi izlemekle görevli Cherenkov teleskopları uzun zamandır kozmik ışınları izlemekte ve bu ışınlar hakkında gerekli bilgiyi toplamaktadır. Geçtiğimiz birkaç yıl içinde Samanyolu içinde oluşan süpernova kalıntılarının gözlemi yoluyla bu ışınları bu türden süpernovaların hızlandırdığı tezi güçlenmiştir. Fakat bir grup fizikçi VERITAS'ı kullanarak birçok süpernova gözlemi yaptılar. Gökadaların merkezlerindeki yüksek süpernova oranı ile kozmik ışınların hızlanması arasında doğrudan bir destek buldular. Böylece kurama ilişkin sağlam bir kanıt elde edilmiş oldu. Kozmik Işımanın Keşfi Kozmik ışınım günümüzden yaklaşık 100 yıl önce çoğu bilimcinin ısrarlı arayışlarıyla keşfedildi. Viyanalı fizikçi Victor Hess, ışımayı ölçebilecek bir araç arıyordu. Bunun için altın yapraklı elektroskobu denedi. Bu türden yaptığı bir elektroskop radyasyon kaynağının yakınına geldiğinde deşarj oluyordu. Ne türden bir etki havayı iyonlaştırıp elektroskobun boşalmasına neden olabilirdi ki? Işımanın nereden geldiğini anlamak için Hess 1911 ve 1912 yıllarında elektroskobu bir balona yerleştirdi. Balon yükseklere tırmandıkça elektroskobun daha yavaş boşalacağını düşünüyordu. Ancak tam tersi durum ortaya çıktı: balon yükseldikçe elektroskop daha hızlı boşalıyordu. Hess bu deneyin sonucunda ışınımın uzaydan geldiğini düşünerek ve bu ışımaya kozmik ışıma adını verdi. Buluşu kendisine 1936 yılında Nobel ödülünü kazandırdı. Neden Bu Kadar Uzun Sürdü Amerikalı fizikçi Robert Millikan, Hess'in öne sürdüğü kozmik ışın teriminin yanlış bir isimlendirme olduğunu ortaya koydu. Çekirdekleri olan ve bu çekirdeklerinde hidrojen veya protonun yer aldığı bu ışınlara ışık denilemezdi. Hatta bu ışımanın çekirdeklerinde helyum gibi daha ağır çekirdeklerde bulunabilirdi. Bu problem nedeniyle uzayda manyetik alanların olduğu ve parçacıkların bu manyetik alanlar tarafından saptırılabileceği görüşü öne sürüldü. Böylesine parçacıklar sanki dünya'ya her yönden ve eşit sayıda geliyor gibi görünüyordu. Bu türden ışınların geldiği kaynağı bulmak için Gökbilimciler farklı yollar izlerler. Gaz ve tozun atom çekirdekleriyle çarpışan kozmik ışınlar daha yüksek enerjili olan gama ışınlarına dönüşür. Gama ışınları elektromanyetik tayfında enerji en yüksek olan ışınlardır. Gama ışınları saçan nesneler özel teleskoplarla gözlenebiliyor . Gama ışınlarını ancak uzaydan gözleyebiliriz. Çünkü bu ışınlar atmosferi geçemez. Birçok yüksek enerjili gama ışını atmosferin üst tabakasında atomlarla etkileşime bir elektron ve elektronun antiparçacığı olan pozitrona dönüşür. Böylece çarpışmalardan oluşan milyarlarca parçacık geniş bir bölgeyi etkilemektedir. Bu da atmosferin üst tabakasında yüksek hızda jet dalgası oluşturmaktadır. Bu dalga adına Chernekov ışıması denilen koni şeklinde mavimsi bir alanın oluşmasına neden olur. Aynı işlem aslında yeryüzünde de oluşur: Bir nükleer santral reaktöründeki soğutma suyu da aynı renkte görünür. Hızlandırıcılar uzayda Bilim insanları kozmik ışınımın çok özel astrofiziksel kaynaklardan geldiğini başından beri biliyorlardı aslında. Özel yapıların bu türden ışıma yaptıkları biliniyordu çünkü hiçbir yıldız bu denli yüksek sıcaklıkta ışıma yapmaz. Daha doğru bir ifadeyle yıldızların merkezlerinde bile bu türden bir ışıma gerçekleşmez. Bu ışınımın ayrıntılarının keşfi için dünya üzerinde deneyler yapılabilir mi? Yani dünyada bu ışınım üretilebilir mi? Yüksek hızlandırıcı bir araç yapmak mümkün olabilir mi? Burada da aynı sorun karşımıza çıkıyor: enerji. Kozmik ışınım çok yüksek enerjili ortamlarda oluşuyor. Dünya üzerinde bizim teknolojimiz ancak birkaç tetra elektron volt'luk enerji üretebiliyor. Bu enerji ise kozmik ışınların enerjisinin yanında adtea devede kulak kalmaktadır. Kozmik ışınların enerjisi bu enerjinin 100 milyon katına kadar çıkabilmektedir. Böylesine güçlü bir parçacık hızlandırıcısı yapmanın yolu ise büyük uzaklıklarda koşuşturan parçacıkları sürekli hızlandıracak bir elektromanyetik halkadan geçiyor. Yani kozmik ışınım için bize gerekli olan yüksek enerjide çarpışan parçacıklardır. Bir Süpernova Kalıntısı VERITAS ile İkizler takımyıldızındaki Denizanası Bulutsusu'ndaki IC 443 süpernova kalıntısı gözlemi yapıldı. IC 443 binlerce yıl önce patlayan bir yıldızın kalıntısı olduğu düşünülüyor. Büyük bir patlama ile yıldızın genişlemeye devam eden kabuğu uzaya atılmış ve geriye yıldızın çekirdeğinden oluşan bir nötron yıldızı kalmıştır. Nötron yıldızı bulutsunun güneydoğusunda yer almaktadır. VERITAS yüksek enerjili gama ışınları yayan kalın moleküler bulutun sınırlarını buldu. Şok dalgası bir hızlandırıcı gibi davranarak parçacıkları itiyor ve protonlar yakındaki moleküler bulutuyla etkileşime giriyordu. Evet bu yorum akla yatkın geliyordu. Kozmik ışınım bu yolla mı oluşuyordu? Fizikçilerin bu yanıttan emin oldukları pek söylenemez. Çünkü gama ışınları atom çekirdeklerinin yanı sıra enerjik elektronlar ile de üretilir. Elektronlar süpernovalar tarafından düşük enerjili fotonlar ile çarpışıp gama ışınlarının hızlanmasını sağlayabilir. Bu olaya ters Compton Olayı denir. Arthur Compton, Washington Üniversitesi'ndeki çalışmaları nedeniyle 1927 yılında Nobel ödülünü almıştır. Compton olayı basitçe yüksek enerjili parçacıkların fotonlarla çarpışarak saçılmasıdır. Ters Compton olayı ise aynı üniversiteden Eugene Feenberg ve Henry Primakoff tarafından 1948 yılında açıklandı. Aynı Anda Birçok Süpernova Gözlemi Pek doğaldır ki böylesine önemli bir konuda VERITAS'da yalnız ICC 443 ile ilgilenmedi. 2007 yılından bu yana çok sayıda süpernova kalıntısı izlenmiştir. Tüm orman yerine ağaçları tek tek incelemek gerekiyordu. Bu sefer hedefte M82 gökadası bulunuyordu. Bu gökada Samanyolu'ndan beş kez daha parlaktır. M82, puro gökadası olarak da bilinir. Çünkü gerçekten şekli bir puroyu andırır: kenarları dar, ortası geniş bir yapı. Bu gökadanın bir zamanlar başka bir gökada ile etkileşime girerek bu şekle kavuştuğu sanılıyor. Bu etkileşme ile gökada merkezinde Samanyolu'na göre 10 kat daha hızlı yıldız oluşumları gerçekleşmiştir. Aynı şekilde sık sık süpernova patlamaları görünmektedir. Elbette ki bu bölge kozmik ışınım yayıyor ve gama ışınları üretiyor olmalıydı. Buıradaki gama ışınlarını görmek elbette IC 443'e göre kolay olmayacaktı. Çünkü M82 çok daha uzaktaydı. Buradaki süpernovaları görmek kolay değildir. Buna karşılık VERITAS ile iki yıl süren gözlemler yapıldı. Alınan ilk verilere göre M82'deki kozmik ışınımın yoğunluğu Samanyolu'nun 500 katı kadardır. Buradan hareketle M82'deki süpernova sayısının Samanyolu'nun 30 katı olduğu sonucunda varıldı. Bu süpernovalar ile kozmik ışınım arasında kurulan bağı açıklayan kuramı desteklemektedir. Sonuç? Şimdi soru şu: Günümüzde fizikçiler bu ışınların nerden geldiğini ve nasıl üretildiğini biliyorlar mı? Soruya yanıt Washington Üniversitesi'nden Fizikçi Prof. James H. Buckley'den geliyor: Tüm bu çalışmalar sonucunda ayrı kaynaklardan gelen bilgilerin ışığında kozmik ışınları oluşturduğu düşünülen iki olgu olduğu ortaya çıkıyor: süpernova kalıntıları ve etkileşerek oluşmuş gökadalar . Eğer biz bu kaynaklardan gelen nötrinoları görebilirsek işte o zaman bu ışınımın kaynağının elektronlar değil protonlar olduğunu söyleyebileceğiz. Bunu görsek bile bu parçacıkları aslında neyin hızlandırdığını ise göremeyiz. Şok hızlandırıcı tanımı çok güzeldir ama burada da çeşitli problemler bulunmaktadır. Kaynak: Science Daily


ESO'nun Çok Büyük Teleskopu ile gerçekleştirilen bin yıllık süpernova kalıntısına ait oldukça ayrıntılı yeni gözlemler kozmik ışınların kökenlerine dair ipuçlarını gözler önüne serdi. Gözlemler ilk kez süpernova kalıntısındaki hızları yüksek parçacıkların kozmik ışınları oluşturan öncül parçacıklar olabileceğini gözler önüne serdi. Sonuçlar Science dergisinin 14 Şubat 2013 tarihli sayısında yayınlandı. 1006 yılında güney gökküresinde yeni bir yıldız görüldü ve tüm dünya da kayıt altına alındı. Venüs gezegeninden birkaç kat daha parlaktı ve hatta ay ışığı ile kıyaslanabilir ölçekteydi. Maksimum ışık yaydığı anda oldukça parlaktı, gündüz süresince de görülüyor, hatta gölge yapıyordu. Son zamanlarda gökbilimciler bu süpernovanın bölgesini tespit ederek SN 1006 adını verdiler. Ayrıca güney gökküresi takımyıldızlarından Kurt doğrultusunda bu geniş patlamaların kalıntılarını oluşturan genişleyen ve parıldayan bir disk maddesi buldular. Uzun süredir bu tür süpernova kalıntılarında kozmik ışınların ışık hızına yakın hızlarda ilerleyen Güneş Sistemi dışında üretilen çok yüksek enerjili parçacıklar oluştukları düşünülüyordu. Ancak şimdiye kadar bunun nasıl gerçekleştiği uzun süredir çözülemeyen bir gizem gibiydi. Sladjana Nikolic (Max Planck Gökbilim Enstitüsü, Heidelberg, Almanya ) liderliğindeki bir gökbilimciler ekibi bin yıllık süpernova kalıntısı SN 1006'ya daha önce olmadığı kadar ayrıntılı bir şekilde bakmak için VLT üzerindeki VIMOS aygıtını kullandılar. Süpernova tarafından çok yüksek hızlarda durağan yıldızlararası ortama şok cephesi aktarılan maddeye ne olduğunu araştırmak istiyorlardı. Genişleyen yüksek hızlı şok cephesi ses üstü hızda ilerleyen süpersonik uçağın meydana getirdiği ses patlamasına benzerdir, ve bir kozmik parçacık hızlandırıcısına doğal bir adaydır. İlk kez araştırma ekibi bir noktada sadece şok maddesi hakkında bilgi etmekle kalmadı, aynı zamanda gazın özelliklerini ve bunların şok cephesi ile karşılaştıklarında nasıl değişime uğradıklarını gösteren bir harita da üretmiş oldu. Bu uzun süredir devam eden gizem hakkında hayati bilgiler sağladı. Sonuçlar şaşırtıcı idi bugulara göre şok bölgesindeki gaz içerisinde hareket eden çok hızlı oldukça fazla proton bulunuyordu . Kaldı ki bunlar yüksek-enerjili kozmik ışınların kendisinde beklenmiyordu, köken parçacıklar olarak bulunabilirlerdi, daha sonra olağanüstü yüksek enerjilere ulaşmak için şok cephesindeki madde ile etkileşmeleri ve kozmik ışınlar olarak uzaya savrulmaları gerekiyordu. Nikolic şöyle açıklıyor: İlk kez bir süpernova şok cephesinin içerisinde ve çevresinde neler olup bittiğini detaylı olarak inceleme şansı bulduk. Şok cephesinin hemen arkasında enerji taşıyan protonlar ile ısıtılan bir bölgeye dair kanıtlara rastladık. Araştırmada süpernova kalıntılarının şok cephelerinin özelliklerini bu şekilde detaylı olarak çalışmak için ilk kez toplam alan tayfölçeri kullanıldı. Ekip şimdi bu yöntemi diğer kalıntılar için de kullanmak istiyor. Max Planck Gökbilim Enstitüsü'nden yardımcı yazar Glenn van de Ven ise şunları söylüyor: Bu tür yeni gözlemsel yaklaşımlar kozmik ışınların süpernova kalıntılarında nasıl oluştukları bilmecesini çözmek için anahtar bir yöntem olabilir. Notlar Yeni kanıt Sladjana Nikolic tarafından Heidelberg Üniversitesi'nde devam ettirdiği doktora tezinin bir parçası olarak yapılan veri analizi sırasında ortaya çıktı. Bu protonlara içerisinde bulunduklar maddenin sıcaklığından beklenen hızın çok üstünde hareket ettikleri için supra-termal adı veriliyor. Bu VIMOS'un toplam alan birimi adlı özelliği ile gerçekleştirildi, burada kayıt edilen her pikseldeki ışık ayrı ayrı bileşenlerine ayrılarak her bir tayf kendi arasında kayıt edilmektedir. Daha sonra bu tayf tekil olarak analiz edilerek oluşturulan nesnenin her bir kısmına ait kimyasal özellikler ve hızların bir haritası oluşturulmaktadır. ESO-Türkiye İlk görüntünün altyazısı: Ümit Fuat Özyar


NASA'nın Fermi Teleskopu süpernova kalıntılarının kozmik ışınlar ürettiğini kanıtladı. NASA'nın Fermi Gama-ışını Uzay Teleskopu verilerinin kullanıldığı bir çalışmada, evrende çok hızlı hareket ederek yayılan kozmik ışınların, süpernova kalıntılarınca ürettildiği gösterildi. Zaten Fermi'nin ana görevi kozmik ışınların kökenini ortaya çıkarmaktı. NASA'nın Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden Elizabeth Hays: Bilimciler yaklaşık bir asır önce keşfedilen yüksek enerjili kozmik ışınların kaynağını bulmaya çalışıyor. Şimdi süpernova kalıntılarının inanılmaz hızlara ulaşan kozmik ışınlar ürettiğinin kanıtlarına ulaştık diyor. Kozmik ışınlar neredeyse ışık hızında hareket eden atomaltı parçacıklardır. Bunların yaklaşık % 90'ı elektronlardan ve geri kalanı atom çekirdeğindeki protonlardan oluşur. Gökada içerisindeki yolculuklarında elektrik yüklü parçacıkların manyetik alanlarıyla etkileşerek yön değiştirirler. Bu da onların geldiği yolu izleyerek kaynaklarının ortaya çıkarılmasını engeller. Çeşitli yollarla bu parçacıkların ışığın en güçlü formu olan gama ışını yayılımı kaynaklarından doğrudan bize gelen bir sinyal akımına yol açabilir. 2008 yılından bu yana toplanan Fermi Geniş Alan Teleskopu verileri süpernova kalıntılarından doğan gama ışınlarının milyon ya da milyar elektron volt enerjili olduğunu ortaya koydu. Karşılaştırma açısından görünür ışığın enerjisinin 2-3 eV arasında olduğunu hatırlamakta fayda var. Bilimciler süpernova kalıntılarının kozmik ışınlar ürettiğini kanıtlayabilmek için IC 443 ve W44 olarak bilinen iki süpernova kalıntısına ait Fermi verilerini inceledi. IC 443 ve W44 yıldızlararası ortamı dolduran soğuk ve yoğun gaz bulutudur. Kalıntıdan kaçan yüksek hızlı parçacıklar bulutun gama ışını yaymasına neden olur. Bilimciler daha önce kozmik ışınların proton ve elektron gibi atomaltı parçacıklardan gama ışınları ile oluştuğunu düşünmesine karşılık, bunların yıldızlararası ortamdaki gaz bulutlarından doğduğunu tespit edememişti. Fermi'nin dört yıllık verilerinin incelenmesiyle kalıntıların gama ışını yayılımı tespit edildi. Bir protonun parçalanmasıyla oluşan kozmik ışınlar yanında bir de nötr pion adı verilen kısa ömürlü parçacığın oluşmasına neden olur. Enerjisi hızla düşen hızlı pionların bozunması gama ışınına neden olur. IC 443 ve W44 kalıntılarındaki protonlar bir parmak izi gibi bu izleri bırakır. Kaliforniya Stanford Üniversitesi Kavli Enstitüsü Parçacık Astrofiziği ve Kozmoloji alanından Stefan Funk: Keşifle birlikte iki süpernova kalıntısının hızlandırılmış proton ürettiğini anladık. Şimdiki amacımız tüm kalıntıların içindeki gama ışını yayılımı yönetimini görmek olacak diyor. Fermi Teleskopu'na adını veren Fizikçi Enrico Fermi 1949 yılında, yıldızlararası gaz bulutlarının manyetik alanlarının yüksek enerjili kozmik ışınları hızlandırdığını ortaya sürdü. Bu tarihten sonra gökbilimciler süpernova kalıntılarının buna en uygun gökada cisimleri olduğunu gösterdi. Bir süpernova kalıntısının manyetik alanı içinde sıkışıp kalan yüklü parçacıklar rastgele hareket eder ve zaman zaman gerçekleşen şok dalgalarının yolu üzerinden geçer. Bu şok dalgaları parçacıkları her turlarında yüzde bir oranında hızlandırır. Bir süre sonra parçacık, gökadadan yeterli enerjiye ulaşarak, yeni doğan bir kozmik ışın olarak kaçar. Denizanası Bulutsusu olarak da bilinen 10 000 yıl yaşındaki süpernova kalıntısı IC 443, İkizler takımyıldızı yönünde ve 5000 ışık yılı uzaklıkta yer alır. 20 000 yıl yaşındaki W44 ise Kartal takımyıldızı yönünde ve 9500 ışık yılı uzaklıktadır. Her ikisi de büyük kütleli bir yıldızın patlaması sonucunda genişleyen şok dalgası kalıntısıdır.


VISTA'dan yeni NGC 6357 görüntüsü ESO'nun VISTA teleskopu ile alınan bu yeni görüntü ile sıcak genç yıldızları çevreleyen toz kıvrımları ve parlayan gaz bulutlarından oluşan göksel bir manzara yakalandı. Bu kırmızı-ötesi görüntü NGC 6357 olarak bilinen yıldız doğumevinin şaşırtıcı yeni ışıklarını gözler önüne seriyor. VISTA taramasının bir parçası olarak alınan bu görüntü gökadamız Samanyolu'nun yapısını ve nasıl oluştuğunu anlamak için yürütülen gözlemler sırasında elde edilmiştir. NGC 6357 Akrep takımyıldızı doğrultusunda yaklaşık 8000 ışık-yılı uzaklıkta bulunmaktadır bazen görünür-ışık görüntülerindeki halinden dolayı Istakoz Bulutsusu takma adını almaktadır bölge, çok miktarda karanlık toz filizleri ve gaz bulutları ile doludur. Bu bulutlar görünür ışıkta parlak mavi-beyaz renklerde ışıldayan büyük kütleli sıcak olanları da içeren yıldızları oluşturmaktadır. Bu görüntü ESO'nun Şili'deki Paranal Gözlemevi'nde bulunan Görünür ve Kırmızı Ötesi Gökbilim Tarama Teleskopu ile elde edilen kırmızı-ötesi gözlem verilerinden oluşturulmuştur. Gökadanın merkezi kısımlarını görüntüleyen Via Lactea VISTA Değişkenleri adlı dev gökyüzü tarama projesinin sadece küçük bir parçasıdır (eso1242). Yeni görüntü görünür ışık görüntülerine göre oldukça farklı görünüyor La Silla'daki 1.5-metrelik Danimarka teleskopu ile alınan görüntüdeki gibi kırmızı ötesi ışık nesnenin üzerini örten toz boyunca ilerleyebilmektedir . NGC 6357 içerisindeki Pismis 24-1 olarak bilinen parlak yıldızlardan birinin bilinen en büyük kütleli yıldız olduğu düşünülüyordu ta ki parlak üç dev yıldızdan oluşuğu bulunana kadar, bu yıldızlardan her biri de Güneş'in yaklaşık 100 katı kütleye sahipler. Hatta bu yıldızlar halen kütle rekorunu ellerinde tutuyorlar Samanyolu'ndaki en büyük kütleli yıldızlar arasında yer alıyorlar. Pismis 24-1 NGC 6357 içerisinde aynı zamanda oluştukları düşünülen bir grup yıldızdan oluşan yıldız kümesi Pismis 24'teki en parlak nesnedir. VISTA şimdiye kadar üretilen en büyük ve en güçlü tarama teleskopudur ve gökyüzünü kırmızı-ötesinde taramaya adanmıştır. VVV taraması Samanyolu'nun kökenini, erken dönemini ve yapısını keşfetmek için gerçekleştirilen bir programdır. NGC 6357'nin bir kısmı NASA/ESA Hubble Uzay Teleskopu (heic0619a) ve ESO'nun Çok Büyük Teleskopu (eso1226a) ile gözlenmişti. Her iki teleskop da bu bölgenin çeşitli görünür ışık görüntülerini oluşturdu bunları kırmızı ötesi görüntüleri ile karşılaştırınca ortaya bazı çarpıcı farklar çıktı. Kırmızı-ötesinde kırmızı-renkli büyük bulut maddesi çok daha az görünürken, farklı alanlardaki solgun filizler ve pembe gaz bulutsudan dışarıya doğru uzanmaktadır. Notlar Salyangoz Bulutsusu'nun resmi olmayan ismi bazen göz alıcı yıldız oluşum bölgesi Messier 17'ye verilir (eso0925), ancak bu nesne çoğunlukla Omega Bulutsusu olarak adlandırılmaktadır. Kırmızı ötesi gözlemleri görünür-ışık görüntülerinde görülmeyen şeyleri gözler önüne serebilir, örneğin çok soğuk ve kalın toz tarafından örtülmüş veya uzak bir nesne ise, yani ondan gelen ışığın Evrenin genişlemesiyle uzayarak tayfın sonundaki kırmızıya doğru kaydığı. ESO-Türkiye


Chandra X-ışını Teleskopu'nu kullanan gökbilimciler yıldızların nasıl oluştuğunu anlayabilmek için gökada kümelerindeki kaotik durumdan yararlanmayı amaçlıyor. Bir uçak yolculuğu ani iniş ve çıkışlara neden olan çalkantı benzeri olay yıldızların oluşumu sürecinde etkili olabilir. NASA'nın Chandra X-Işını Gözlemevi verilerini inceleyen gökbilimciler bu yolla yıldızların doğumuyla ilgili soru işaretini yanıtlayabileceklerini düşünüyor. Gökada kümeleri kütle çekiminin düzen verdiği evrendeki en büyük nesnelerdendir. Bu devasa yapılar birbirine bağlı yüzlerce ya da binlerce gökada içerir. Görülemeyen karanlık madde gökada kümelerinin kenarındaki en ağır bileşenlerdir. Kümeyi saran milyonlarca derece sıcaklıktaki gazın yaydığı X-ışınları Chandra Teleskopu ile saptanmaktadır. Zamanla soğuyan gaz yeterli sıcaklığa ulaştığında yıldız oluşumuna olanak vermektedir. Ancak gökbilimciler bu olguyu çoğu gökada kümesinde görememektedir. Araştırmayı yöneten Kaliforniya Stanford Üniversitesi'nden Irina Zhuravleva: Kümelerdeki sıcak gazın soğuyarak yıldız oluşturduğunu biliyoruz. Sorun bunun tam olarak nasıl olduğunu bilmiyor olmamız. Yeni X-ışını görüntülerinde gördüğümüz hareketlerin bu soruya çözüm getirebileceğini düşünüyoruz diyor. Önceki çalışmalarda sıcak gazın aralarındaki boşluklara neden olan enerjik parçacıkların, güçlü jet akımları yayan gökada merkezlerindeki süper kütleli karadeliklerce yayıldığı gösterilmişti. Chandra ve diğer X-ışını teleskoplarınca bu dev boşluklar tespit edilebiliyor. Zhuravleva ve ekibinin gerçekleştirdiği son çalışmada çevredeki gazın yaydığı enerjinin bu boşluklar arasında nasıl aktarıldığını ortaya koyuyor. Gaz ile boşlukların etkileşimi daha sonra milyarlarca yıl içinde gazı tutmak ya da dağıtmak için gerekli çalkantıya ya da kaotik hareketlere neden olur. Münih'teki Max Planck Astrofizik Merkezi'nden Eugene Churazov: Çalkantıya neden olan enerji yeterince güçlü ise gazın soğumasına neden olur diyor. Çalkantı için gereken kanıt ise Kahraman ve Başak adlı iki gökada kümesinden geldi. Chandra ile uzun sürelerle gözlenen kümelerdeki gaz yoğunluğundaki dalgalanmalar ölçüldü. Bu bilgiler gazın çalkantı miktarını ortaya çıkardı. Birleşik Krallık'taki Oxford Üniversitesi'nden Alexander Schekochihin: Bu çalışma ile kümelerdeki çalkantının derecesini tahmin edebildik. Elde ettiğimiz sonuç gazın soğumasına izin verecek kadar çalkantının olduğu yönünde diyor. Bu sonuçlar gökada kümelerinin süper kütleli karadeliklerce 'geri beslendiğini' ileri süren modeli desteklemektedir. Soğuyan gaz boşluklar üreten çalkantıyla jet akımlarına neden olan karadeliğe düşerek ona gereken enerjiyi verir. Bunun sonucunda gaz ısınarak dağılır. İki gökada kümesi arasındaki birleşmede çalkantıya neden olabilir. Buna karşılık gökbilimciler birçok küme merkezindeki kozmik kargaşanın nedeninin süper kütleli karadelik kaynaklı olduğunu düşünüyor. Çalışmanın makalesi: http://arxiv.org/abs/1410.6485


Kar tanelerini andıran bu görüntü 13,000 ışık yılı uzaktaki NGC 6441 küresel kümesine ait. Kar taneleri gibi kümedeki yıldızları saymak da zor. 1.6 milyon Güneş kütlesindeki küme Samanyolu'nun en büyük ve en parlak kümelerinden biridir. NGC 6441'de her biri birkaç milisaniye dönme süresine sahip dört pulsar ve JaFu 2 adlı gezegenimsi bulutsu da bulunmaktadır. Adlarına rağmen gezegenimsi bulutsuların gezegenlerle ilgisi yoktur. Orta kütleli yıldızların evrimlerinin son aşamasında, birkaç on bin yılda oluşur ki bu süre astronomik zaman açısından göz açıp kapayıncaya kadar geçen süre demektir. Samanyolu'nda 150 kadar küresel yıldız kümesi bulunmaktadır. Küresel kümeler gökadanın ilk yıldızlarından bazılarını barındırır. Bu yıldızların kökeni ve evrimleri ise hala gizemini korumaktadır. Görsel telif hakkı: ESA/Hubble & NASA, G. Piotto


RCW 34 adlı parıldayan bu bulutsunun en parlak bölgesinde bulunan gaz genç yıldızlar tarafından önemli ölçüde ısıtılarak çevredeki soğuk gaz boyunca dışarıya doğru genişlemektedir. Isıtılan hidrojen gaz bulutunun sınırına ulaştığında, kapağı açıldığında dışarıya doğru fırlayan şampanya gibi vakum ortamı ile karşılaştığı sırada dışarıya doğru püskürmektedir bu sürece şampanya akışı adı verilmektedir. ESO'nun Şili'deki Çok Büyük Teleskopu ile alınan bu yeni görüntüde dikkat çekici biçimde ışıldayan hidrojen gaz bulutları ön tarafta bulunan mavi yıldız topluluğunun arkasında yer almaktadır. Güney gökküresi takımyıldızlarından Vela doğrultusunda bulunan RCW 34 içerisinde bulutların en parlak bölgelerinde gizlenmiş olan büyük kütleli bir grup yıldız yer almaktadır . Bu yıldızların bulutsu üzerinde önemli etkileri vardır. Güçlü mor-ötesi ışımaya maruz kalan gaz bu bulutsunun merkezinde olduğu gibi iyonlaşmaya uğrar, yani hidrojen atomları elektronlarını kaybederler.omları elektronlarını kaybederler. Hidrojen gökyüzü fotoğrafçıları için önemlidir çünkü kendine özgü kırmızı bir renkte ışıldayarak birçok bulutsunun ayırt edilebilmesini sağlar ve ilginç şekillerde güzel görüntülerin ortaya çıkmasına neden olur. Ayrıca şampanya akışı gibi dikkat çekici olayların meydana gelebilmesi için ham maddeyi oluşturmaktadır. Ancak iyonlaşmış hidrojenin gökbilimde önemli başka bir rolü daha vardır:yıldız-oluşum bölgelerine işaret etmektedir. Yıldızlar içeriye doğru çökmekte olan gaz bulutlarınca meydana gelmektedir ve bunlar RCW 34 gibi çok miktarda gaz bulunduran bölgelerde bolca yer almaktadır.Bu nedenle bulutsu, yıldız oluşumu ve evrimini araştıran gökbilimciler için özellikle ilginç hale gelmektedir. Bulutsuda yer alan çok miktardaki toz, iç kısımlarda bulunan yıldız oluşum bölgelerindeki süreçlerin görülmesini engellemektedir. RCW 34 oldukça yüksek miktarda sönümlenmeye uğramaktadır, yani bu bölgeden gelen görünür ışığın neredeyse tamamı Yeryüzü'ne ulaşamadan soğurulmaktadır. Doğrudan görüntülenemese de, gökbilimciler kırmızı-ötesi teleskopları kullanarak toz boyunca gömülü yıldız kuluçkalarını araştırabilmektedirler. Kırmızı renklerin arkasına bakıldığında bölgede Güneş'ten çok daha küçük çok miktarda genç yıldızın olduğu ortaya çıkarıldı. Bunların merkezdeki daha yaşlı ve büyük kütleli yıldızların etrafında kümelendiği az bir kısmının ise dış kısımlarda yer aldığı görülüyor. Bu dağılıma göre gökbilimciler bulut içerisinde meydana gelen farklı yıldız oluşumu bölümlerinin gerçekleştiğini düşünüyorlar. İlk aşamada meydana gelen üç dev yıldız etrafında daha düşük kütleli yıldızların oluşmasına neden oldu . Elde edilen görüntü için VLT üzerindeki Odak Daraltıcı ve düşük dağılımlı Tayfölçeri aygıtı kullanılmış olup, ESO'nun Kozmik Mücevherler programı kapsamında gözlenmiştir. Notlar RCW 34 ayrıca Gum 19 olarak bilinmektedir ve parlak genç yıldız V391 Velorum etrafında kümelenmiştir. Çok büyük kütleli parlak yıldızların ömürleri kısa sürelidir milyon yıl mertebesinde ancak daha küçük kütleli olanların ömürleri Evren'in şu anki yaşından daha uzun sürmektedir. ESO'nun Kozmik Mücevherler programı ESO teleskopları kullanılarak gökbilim görüntülerinin eğitim ve hakla ilişkiler amaçlı kullanımı için geliştirilen yeni girişimdir. Program çoğunlukla gökyüzü koşullarının bilimsel gözlemler için uygun olmadığı zamanları, görsel olarak ilginç, merak uyandırıcı ve ilgi çekici cisimlerin fotoğraflarını çekmek için kullanıyor. Toplanan tüm veriler ayrıca ESO'nun bilim arşiviyle profesyonel gökbilimciler için de uygun hale getirilmektedir. ESO-Türkiye


ESO'nun La Silla Gözlemevi'nden alınan bu yeni görüntüde Martı Bulutsusu olarak adlandırılan yıldız doğumevinin bir kısmı görülmektedir. Sharpless 2-292 olarak da bilinen bu gaz bulutu martının başını oluşturuyormuş gibi görünür ve kalbinde yatan çok sıcak genç yıldızlardan gelen enerjili ışınımdan dolayı parıldar. Bu ayrıntılı görüntü MPG/ESO 2.2-metre teleskopu üzerindeki Geniş Alan Görüntüleyicisi ile üretilmiştir. Bulutsular geceleyin gökyüzündeki görsel olarak en etkileyici cisimler arasında yer alırlar. Bunlar yeni yıldızların doğduğu toz, moleküller, hidrojen, helyum ve diğer iyonize gazlardan ibaret yıldızlararası bulutlardır. Farklı şekil ve renklerde olmalarına rağmen bir çoğu ortak özelliklere sahiptir; ilk kez gözlendikleri zaman sıra dışı ve başka şeylere benzeyen şekilleri gökbilimcilerin hayal güçlerini zorlayarak bunlara ilginç isimler vermelerine neden olmuştur. Bu olağanüstü yıldız oluşum bölgesi de Martı Bulutsusu lakabıyla nasibini almıştır. Şili'de bulunan ESO'nun La Silla Gözlemevi'ndeki 2.2-metrelik MPG/ESO teleskobu üzerindeki Geniş Alan Görüntüleyicisi'nden gelen yeni görüntü Martı Bulutsusu'nun baş kısmını gösteriyor . Bu, yalnızca IC 2177 olarak bilinen 100 ışık-yılından daha geniş bir alana uzanan kanatlarını açmış uçan bir martıya benzeyen daha büyük bir bulutsunun bir parçasıdır. Bu gaz ve toz bulutu Dünya'dan yaklaşık 3700 ışık-yılı uzaklıktadır. Kuşun tamamı en iyi geniş alan görüntülerinde ortaya çıkar. Martı Bulutsusu, Canis Major ve Monoceros takımyıldızları arasındaki sınırda uzanır ve gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius'a yakındır. Bulutsu, ünlü yıldızdan 400 kat daha uzaktadır. Gaz ve toz karmaşası, martının gözü olarak nitelendirilebilen ve görüntünün ortasında yer alan genç parlak bir yıldız olan HD 53367'den gelen güçlü morötesi ışınımdan dolayı gökyüzünde parıldayan martının başını oluşturur. Genç yıldızlardan gelen ışınım civardaki hidrojen gazının zengin kırmızı bir renkte parlamasına ve bir HII bölgesine dönüşmesine neden olur . Sıcak mavi beyaz yıldızlardan gelen ışınım da bulutsudeki küçük toz parçalarıyla saçılarak görüntünün bazı kısımlarıda mavi haleler oluşturur. Martı Bulutsu kompleksindeki parlak yığın ilk kez Alman-İngiliz gökbilimci Sir William Herschel tarafından ilk kez 1875'te gözlenmiş olmasına rağmen, burada gösterilen kısım neredeyse 100 yıl sonra fotografik olarak keşfedilmeyi beklemiştir. Şans eseri bu bulutsu gökyüzünde, ESO'nun 'VLT'nin Ne Gözleyeceğini Seç' adlı yarışmasının (ann12060) kazananı Thor'un Başlığı Bulutsusu'na (NGC 2359) yakındır. Ayırt edici şekli ve sıra dışı adıyla bu bulutsu ESO'nun Çok Büyük Teleskopu'nun gözlediği halk tarafından seçilen ilk cisimdir. Bu gözlemler 5 Ekim 2012'deki ESO'nun 50. yıl kutlamalarının bir parçası olacaktır. Gözlemler Paranal'daki VLT'den canlı yayınlanacaktır. Bizi izlemeye devam edin! Notlar Yıllar içerisinde bu cisim birçok isim almıştır .bunlar Sh 2-292, RCW 2 ve Gum 1'dir. Sh 2-292, 1959'da yayınlanan ikinci Sharpless HII bölgesi kataloğundaki 292 numaralı cisim anlamına gelir. RCW numarası 1960'da yayınlanan Rodgers, Campbell ve Whiteoak'ın derlediği katalog anlamındadır. Bu isim Colin Gum tarafından derlenen güney yarım küredeki bulutsular kataloğunun ilk cismidir. HD 53367, Güneşimizden 20 kat daha büyük kütleli genç bir yıldızdır. Tayfında belirgin hidrojen salma çizgileri olan B türü bir yıldız olduğundan bir Be yıldızı olarak sınıflandırılmıştır. Bu yıldızın son derece basık yörüngede dolanan beş Güneş kütleli bir bileşeni vardır. HII bölgeleri artık elektronları protonlarına bağlı olmayan iyonize hidrojenden ibaret oldukları için bu ismi almışlardır. HI terimi iyonize olmamış, nötral hidrojen için kullanılır. HII bölgelerinden gelen kırmızı parlama, proton ve elektronların yeniden birleştikleri ve bu esnada belli bir dalgaboyunda ya da renkte enerji yayınladıklarında meydana gelir. Başka iyi bilinen bir geçiş de bu güçlü kırmızı rengi verir . ESO-Türkiye


İsveçli gökbilimcilerin başını çektiği uluslararası bir gökbilimci ekibi Hubble teleskopunun kütle çekimi mercekleme etkisi altında gözlediği Ia türü süpernovasının çoklu görüntüsünü analiz etmeye çalıştı. Patlayan yıldızın eldeki dört fotoğrafı evrenin genişleme hızını hesaplamak için kullanılacak. Böylece evrenin gerçekten de genişleme hızının arttığı yönündeki varsayımlar test edilmiş olacak. İsveç'teki Stockholm Üniversitesinden gökbilimcilerin başında olduğu çalışmada iPTF16geu adlı uzak Ia türü süpernovası keşfedildi . Süpernova 4,3 milyar ışık yılı uzaklıkta yer alıyor . Süpernovanın ışığı mercek etkisiyle büküldü ve gökyüzünde dört ayrı bölgenin ayrıntılarını gösterdi . Öndeki gökadanın yardımıyla oluşan dört görüntü yaklaşık 3000 ışık yılı yarıçapındaki dairesel bir alan oluşturdu ve şimdiye kadar gözlenen en ince gökada dışı kütle çekimsel merceklerinden biri haline geldi. Ortaya çıkan görüntü 2015'de ortaya çıkarılan Refsdal süpernovasını andırıyor (heic1525). Refsdal çekirdek çökmesiyle oluşan süpernovadır. Tip Ia süpernovaları aynı parlaklığa sahiptir ve gökbilimciler bunların gökyüzünde görünen parlaklığını ölçerek cismin ne kadar uzakta olduğunu anlarlar. Bu nedenle kozmolojide bu tip süpernovalar 'standart mum' olarak nitelendirilir. Bu süpernovalar yıllarca evrendeki uzaklıkları ölçmek için kullanıldı. Şimdi ise iPTF16geu süpernovasıyla farklı bir ölçüm yapmayı başardılar. Stockholm Üniversitesindeki Oskar Klein Merkezinden Prof. Ariel Goobar: Güçlü bir şekilde mercek altında toplanmış standart mum süpernovasının çoklu görüntülerine ulaşmak büyük bir gelişmedir. Böylece şimdiye kadar ulaşılamamış boyuttaki fiziksel ölçekleri her zamankinden daha net ve doğrudan ölçebiliriz diyor. Ekip, cismin keşfinden hemen iki ay gibi kısa süre sonra süpernova takip gözlemlerini başlattı. Bunun için Hubble'ın dışında Hawaii'deki Keck ve Şili'deki ESO'nun Çok Büyük teleskoplarını da kullandı. Ekip eldeki verileri kullanarak merceğin büyütme gücünün 52 faktör olduğunu hesapladı. Ekip şimdi ise süpernovanın dört görüntüsüne bakarak her birinden ışığın ne kadar sürede geçtiğini hesaplayarak evrenin genişleme hızını veren Hubble sabitini daha hassas hesaplamayı düşünüyor . Bu özellikle yerel ve uzak evren için hesaplamalar arasındaki tutarsızlıkları açıklamak için önemlidir. Mercekli süpernovalar kozmoloji açısından çok önemlidir, ancak bunları keşfetmek çok zordur. Bunun nedeni gökyüzündeki cisimler arasında çok özel ve hassas bir yerde olmaları ve çok kısa sürede görünmeleridir. Stockholm Üniversitesinden araştırmacı ve yazar Rahman Amanullah: iPTF16geu'un keşfi samanlıkta biraz tuhaf bir iğne bulmak gibidir. Bu bize evren hakkında birçok yanıt getirmesine karşılık ondan daha fazla da sorunun akla gelmesine neden oluyor diyor. Benzer mercekli süpernovaların incelenmesi evrenin ne kadar hızla genişlediğinin anlaşılmasını sağlayacaktır. Yakın gelecekte göreve başlayacak yeni nesil teleskoplarla bu tür süpernovalar daha kolay bulunabilecek. Notlar iPTF16geu ilk olarak Palomar gözlemevi ile gökyüzünü geniş alanda tarayan bir çalışma sonucunda keşfedildi. Bu 0,4'lük kırmızıya kaymaya karşılık gelir. Merceksi gökadanın kırmızıya kayması 0,2'dir. Kütle çekimsel mercek etkisi Albert Einstein tarafından 1912'de öne sürülen bir olgudur. Uzaktaki ışık kaynağı ile gözlemci arasında yer alan dev bir cisim kendine gelen ışığı bükerek uzaktaki cismin büyük görünmesine neden olur. Böylece çok uzaktaki sönük cisimlerin gözlenebilmelerine olanak sağlar. Süpernovanın her görüntüsünde ışık eşit şekilde bükülmemektedir. Bu uzaklık farklılığındandır. Dört görüntü arasındaki maksimum gecikme süresinin 35 saatten az olduğu tahmin edilmektedir.


NASA'nın Geniş Alan Kızılötesi Araştırma Aracı ya da kısa adıyla WISE, Avcı takımyıldızındaki Büyük Bulutsu'yu görüntüledi. Avcı, Aralık'tan Nisan ayına kadar gökyüzünde dikkati çeken bir takımyıldızdır. Avcı Bulutsusu (M42) takımyıldızın ortasındaki birbirine yakın görünen ve Avcı'nın kemerini oluşturan üç yıldızın altında yer alır. Çıplak gözle bulanık bir şekilde görülür. Tüm dünya kültürlerinde özel bir yeri vardır. Örneğin Mayaların evlerinde üçgen biçimli üç-taş ocak ve onun ayaklarını ise Saiph ve Rigel yıldızları oluşturur. Üçgenin merkezindeki Avcı Bulutsusu ise kozmik duman olarak yorumlanmıştır. Gökbilimciler bulutsunun yaklaşık 5 milyar yıl önce Güneş benzeri bir yıldızın patlamasıyla oluştuğunu düşünüyor. Zamanla bulut boşluğa yayıldı. Avcı Bulutsusu içinde doğan yeni yıldızlar en az 10 milyon yıl yaşındadır. Muhtemelen milyarlarca yıl daha yeni yıldız oluşumları sürecek. Avcı Bulutsusu'ndaki toz ve gaz yeni yıldızlar için gerekli maddeyi sağlar. Dünya'ya yakın olması nedeniyle de gökbilimciler için uygun yıldız doğum alanlarından biridir. Birçok teleskopla bulutsu ayrıntılı olarak incelenerek yeni yıldızlar ve bunların çevresindeki gezegen diskleri ortaya çıkarılmaya çalışılır. WISE böylesi yıldız oluşum bölgelerini ayrıntılı gösteren yeteneğe sahiptir. Bulutsu 100 ışık yılı çapında yani altı dolunaydan daha büyük bir alanı kaplar. Yıldızlardan yayılan ışık bulutsunun yeşil renkte parlamasına neden olur. Görüntü farklı dalga boylarındaki kızılötesi tayfında alınmıştır. Genelde sıcak yıldızlardan kaynaklanan mavi renk 3,4 mikron, cyan 4,6 mikron ile elde edildi. Bulutsudaki görece daha soğuk yerler ise yeşil ve kırmızı renkleriyle görünmektedir. Yeşil 12 mikron ve kırmızı 22 mikronluk ışığı temsil eder.


Yeni kaydedilen bir kozmik parlama henüz hiç görülmemiş bir şeyi işaret ediyor olabilir: Bir karadeliğin doğumu. Büyük bir yıldız yakıtını tükettiğinde kütle çekimi altında çöker ve ışığın bile kaçamayacağı kadar yoğun yeni bir cisme, karadeliğe dönüşür. Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü astrofizikçilerinin yaptığı bir çalışmaya göre böyle bir karadeliğin oluşumunu gösteren bir ışık parlaması her an görülebilir. Caltech araştırmacısı Tony Piro'nın başını çektiği ekibin gerçekleştirdiği çalışma Astrophysical Journal Letters'ın 1 Mayıs sayısında yayınlandı. Mevcut kurama göre büyük bir yıldız öldüğünde ağırlığı altında çöker. Çökmenin etkisiyle atomdaki proton ve elektronlar birleşerek nötrona dönüşür. Sonuçta yıldızın çekirdeği birkaç saniye içinde 10 km yarıçaplı bir küre olacak şekilde küçülerek sıkışır. Bu çökme sırasında hızları hemen hemen ışık hızına ulaşan nötrino parçacıkları uzaya saçılır. Çekirdekten dışarı kaçan bu nötrinolar aynı zamanda çok fazla enerjiye sahiptirler. Rusya'daki Alihanov Deneysel ve Teorik Fizik Enstitüsü'nden Dmitry Nadezhin'in 1980 yılında kaleme aldığı çalışmada ölen yıldızın çekirdeğindeki çekim gücünün ani olarak düşeceğini ileri sürmüşlerdi. Bu durumda çekirdeğin çevresindeki dış gaz katmanları saniyede 1000 km (saatte 3,2 milyon km) hızla oluşan şok dalgasının etkisiyle savrulacaktır. Santa Cruz Californiya Üniversitesi'nden Elizabeth Lovegrove ve Stan Woosley, bilgisayar benzetimi kullanarak şok dalgasının gaz katmanın dış kısmına çarpmasıyla gazın parlayacağını ve ısınacağını göstermişti ki bu bir karadeliğin doğumu demekti. Güneş'ten bir milyon kat daha parlak olsa da bu diğer yıldızlara göre oldukça sönük kalacaktır. Hatta bize yakın olan gökadalarda oluşacak böyle bir parlamayı görmemiz zor olurdu diyor Piro. Ama Piro daha ümit verici bir çalışma gerçekleştirdi. Buna göre şok dalgasının yıldız yüzeyine çarptığında Lovegrove ve Woosley'e göre 10 ile 100 kat daha büyük bir parlama oluşmalıydı. Gerçekten çok fazla bir parlama olacak ve bunu görmek olayı gözlemlemek anlamına gelir. Böyle bir parlamayı gerçekten görmek isteriz diyor. Böyle bir parlama süpernova patlamasına göre sönük olur ancak yakın gökadalarda keşfedilebilecek kadar da parlak olurdu. Parlama tamamen sönmeden önce 3 ile 10 gün süreyle görülür. Parlama, görünür dalga boylarında da görülebilmesine karşılık morötesi dalga boyunda çok daha parlak olacaktır. Piro'ya göre gökbilimcilerin böylesi olayları yılda bir kez görmesi gerekiyor. Bu da süpernova izleme çalışmaları içinde keşfedilecek bir durum. İlerleyen yıllarda yeni teknolojik gözlem araçlarının yardımıyla böylesi özel durumların daha kolay gözlenmesi bekleniyor. Piro: Bu araçlar bizim öne sürdüğümüz kuramı desteklemeyebilir. Böylesi bir durumda karadelik oluşumlarının düşünülenden daha ender oluştuğu ve kuramı elden geçirmemiz gerektiği ortaya çıkabilir diyor.


Yaşlı yıldızlardan sıradışı bir gezegenimsi bulutsu heykeltıraşı ESO'nun Çok Büyük Teleskop'unu kullanan gökbilimciler olağanüstü bir gezegenimsi bulutsu örneğinin merkezinde birbirleri etrafında dolanan bir yıldız çifti keşfetti. Yeni sonuçlar uzaya atılan madenin dikkat çekici ve simetrik görünüşünü kontrol eden mekanizma üzerindeki uzun süredir tartışılan bir teoriyi destekliyor. Sonuçlar Science dergisinin 9 Kasım 2012 tarihli sayısında yayınlanacak. Gezegenimsi bulutsular Güneş-benzeri yıldızların yaşamların sonunda meydana gelen beyaz cüce yıldızların etrafındaki parlak gaz katmanlarından oluşur. Fleming 1 dikkat çekici ve eğimli desenlere sahip simetrik jetleriyle güzel bir örnek teşkil ediyor. Güney gökküresi takım yıldızlarından Erboğa doğrultusunda yer alan bulutsu, geçtiğimiz yüzyılda önceleri hizmetçilik yapan, fakat sonrasında gökbilime olan ilgisi nedeniyle Harvard Üniversitesi Gözlemevi'nde işe alınan Williamina Fleming tarafından keşfedilmiştir. Gökbilimciler uzun süredir bu simetrik görünümlü jetlerin nasıl oluştuklarını tartışıyorlardı, ancak herhangi bir anlaşmaya varılamamıştı. Şimdi, Henri Boffin tarafından yürütülen bir araştırma ile Çok Büyük Teleskop tarafından yapılan Fleming 1 gözlemleri ilk kez bu tuhaf şekillerin nasıl oluştuklarını anlamak için bilgisayar modelleri ile birleştirildi. Araştırma ekibi merkezdeki yıldızdan gelen ışığı incelemek için ESO'nun VLT'sini kullandı. Ve Flemin 1'in bir tane değil merkezinde, birbirleri etrafında her 1.2 günde dolanan iki tane beyaz cüceye sahip olduğunu buldular. Daha önceleri gezegenimsi bulutsuların merkezlerinde çift yıldızlar bulunmuş olsa da, ikisinin de beyaz cüce olduğu sistemler oldukça nadirdir . Fleming 1 ve buna benzer nesnelerin güzel ve karmaşık şekillerinin nedeni onlarca yıldız tartışılıyor, diyor Henri Boffin. Gökbilimciler daha önce burada bir yıldız çifti olabileceğini önermişti, ancak bunların çoğunlukla birbirlerinden oldukça uzak ve yörünge dönemlerinin onlarca veya daha uzun yıllar olduğu düşünülüyordu. Gözlem ve modellerimiz sayesinde, bu sıradışı sistemi oldukça detaylı bir şekilde inceleyerek bulutsunun tam kalbine bakabildik, ve çiftlerin birbirlerine oldukça yakın olduğunu bulduk. Güneş'ten sekiz kat daha büyük kütleli bir yıldız yaşamının sonuna geldiğinde, dış kabuklarını uzaya atarak kütle kaybetmeye başlar. Bu sayede sıcak iç çekirdek güçlü bir şekilde ışıldayarak, dışarıya doğru genişleyen bu hareketli kozanın bir gezegenimsi bulutsu gibi parlamasına neden olur. Yıldızlar küresel bir görünüme sahip olsalar da, gezegenimsi bulutsuların çoğu, oldukça düzensiz düğümler, iplikçikler ve karmaşık desenler oluşturan madde jetleriyle çok farklı bir yapıya sahiptirler. Aralarında Fleming 1'inde yer aldığı en dikkat çekici bazı bulutsular nokta-simetrisi yapılanmalar sergilemektedir . Gezegenimsi bulutsu için bunun anlamı merkezi bölgenin her iki kutbundan dışarıya atılan S-şeklindeki akışlardır. Yeni çalışmanın sonuçlarına göre Fleming 1 için bu desenler merkezdeki yıldızların yakın etkileşimin bir sonucu yıldız çiftinin şaşırtıcı son gösterisi. Bu bilgisayar simülasyonlarının merkezdeki yıldızların çevreleyen bulutsuyu nasıl şekillendirdiklerini doğru bir biçimde tahmin eden şimdiye kadarki en geniş kapsamlı durum ve gerçekten olağanüstü bir tarz. diye açıklıyor araştırma ekibinden Brent Miszalski . Bulutsunun merkezindeki yıldız çifti gözlenen yapının açıklanabilmesi için hayati öneme sahiptir. Yıldızlar yaşlandıkça, genişlerler, ve bu zaman süresinde, çiftlerden biri vampir yıldız gibi davranarak, diğerinin maddesini üzerine doğru çeker. Daha sonra bu madde vampir yıldız üzerine doğru düşerek, yığılma diski olarak bilinen dairesel bir disk oluşturur . Yıldızlar birbirleri etrafında dolandıkça, her ikisi de bu diskle etkileşim kurarlar ve onun dönen bir topaç gibi dönmesine neden olurlar bu bir tür presesyon halidir. Bu hareket sistemden dışarıya atılan her şeyin, örneğin kutuplardan çıkan jetlerin davranışını etkiler. Yeni çalışma presesyon yapan yığılma disklerinin yıldız çifti ile birlikte Fleming 1 gibi gezegenimsi bulutsularda hayret verici simetrik desenlerin ortaya çıkmasına neden olduğunu göstermektedir. VLT ile elde edilen derin görüntüler ayrıca iç taraftaki bulutsu içerisinde halka şeklindeki düğümlerin de keşfedilmesini sağlamıştır. Bu tür madde halkaları diğer yıldız çiftlerinde de görülmektedir, bu nedenle bir yıldız çiftinin varlığına işaret eden bir gösterge olduğu görülüyor. Sonuçlarımız yıldız çiftleri arasındaki etkileşimin, gezegenimsi bulutsuları şekillendiren ve hatta oluşturan rollerini ortaya çıkardı ve bir adım daha ileriye götürdü, diye sonlandırıyor Boffin. Notlar Gezegenimsi bulutsuların gezegenlerle bir ilgisi yoktur. 18. yüzyılda bu nesnelerden bazıları küçük teleskoplarla gözlendiklerinde uzak gezegenlerin disklerine benzedikleri için bu ismii almışlardır. Jetler gezegenimsi bulutsuların merkezi bölgelerinden dışarıya atılan çok hızlı hareket eden gaz akışlarıdır. Çoğunlukla simetrik yapıya sahiptirler madde paralel akışlar şeklinde dışarıya atılır yani uzayda ilerledikleri sırada çok az yayılma sergilerler. Fleming 1'e 1910'da onu keşfeden İskoçyalı gökbilimci Williamina Fleming'in adı verilmiştir. 1880'lerde önceleri Harvard Üniversitesi Gözlemevi müdürü için temizlik işlerine bakan Fleming, daha sonra gökbilim verilerini işlemek ve matematiksel hesaplar yapmak için yetenekli kadın işçilerle birlikte ofis çalışmaları yürütmek üzere gözlemevinde işe alınmıştır. Bu sürede kendi adıyla anılan çok sayıda gökbilimsel nesne keşfetmiştir, bunlar arasında 59 gaz bulutu, 310'un üzerinde değişen yıldız ve 10 adet nova bulunmaktadır. Bu nesnenin farklı birçok ismi vardrı, PN G290.5+07.9, ESO 170-6 ve Hen 2-66 gibi. Araştırma ekibi gözlemlerinde ESO'nun Şili'de bulunan Paranal Gözlemevi'ndeki Çok Büyük Teleskop'unu kullandılar. Nesnenin görüntülerini almalarının yanı sıra, merkezi nesnenin kimyasal yapısı, sıcaklığı ve hareketi hakkında bilgi edinmek için de oradan gelen ışığı bileşenlerine ayırdılar. Yıldızların sırasıyla 0.5 ile 0.86 ve 0.7 ile 1.0 Güneş kütlesinde oldukları bulundu. Araştırma ekibi yıldızlardan gelen ışığı analiz ederek ve sistemin parlaklığını bularak, bunların güneşimiz benzeri normal yıldız olma olasılığını elediler. Sistem döndükçe parlaklığı çok az değişmektedir. Normal bir yıldız, parlaklığında kolayca görülecek düzenli değişimleriyle, sıcak beyaz cüce eşi tarafından ısıtılmış ve eşine sürekli aynı yüzünü gösterdiğinden dolayı , sıcak ve parlak ve soğuk ve karanlık yüzü olmalıydı. Bu nedenle merkezi nesne büyük olasılıkla bir beyaz cüce çifti nadir ve egzotik bir bulgu. Bu durumda bulutsunun her bölgesi yıldızdan aynı uzaklıkta bir eşe sahiptir, ancak ters doğrultuda bu tür bir simetri geleneksel oyun kartlarındaki iskambil kağıtlarında gösterilmektedir. Böyle bir disk yıldızdan kaçan maddenin Roche lobu olarak bilinen belirli bir sınırdan taşması sonucu oluşur. Bu lob içerisinde, tüm maddenin hareketi bağlı olduğu yıldızın kütleçekimi ile belirlenir ve dışarıya kaçamaz. Bu lob dolduğunda ve sınırları genişlediğinde, madde yıldızdan koparak yakın bir nesneye doğru hareket eder, örneğin sistemdeki ikinci bir yıldıza, ve bir yığılma diski oluşturur. ESO-Türkiye


Gökadamız Samanyolu'nun uydu gökadalarından biri olan Büyük Macellan Bulutu'ndaki NGC 1929 yıldız kümesi etrafında bulunan bu bulutsunun çarpıcı görüntüsü ESO'nun Çok Büyük Teleskop'u ile elde edildi. Gökbilimcilerin süper kabarcık ismini verdikleri dev bir örnek buradaki yıldız doğumevine hakim durumdadır. Süpernova patlamalarından gelen şok dalgaları ve parlak genç yıldızlardan gelen rüzgarlar nedeniyle yapısında bozulmalar meydana gelmiştir. Büyük Macellan Bulutu, Samanyolu'nun küçük gökada komşularından biridir. Gaz ve toz bulutlarının yeni yıldızları meydana getirdiği birçok bölge içermektedir. NGC 1929'un etrafındaki buna benzer bir bölgenin yeni bir görüntüsü ESO'nun Çok Büyük Teleskop'u ile yakın çekim halinde gösterilmektedir. Bu bulutsu resmi olarak LHA 120-N 44 ya da sadece N 44 olarak bilinmektedir. NGC 1929'daki sıcak genç yıldızlar yoğun morötesi ışık yayarak gazların parlamasını sağlamaktadırlar. Bu etki 325 ila 250 ışık yılı boyunda ismine uygun geniş bir malzeme kabuğu şeklindeki süper kabarcığa dikkat çekmektedir. Karşılaştırma yaparsak, Güneş'e en yakın yıldızın uzaklığı sadece dört ışık yılının biraz üzerindedir. N 44 süper kabarcığı iki işlemin birleşmesiyle oluşmuştur. İlk önce, yıldız rüzgarları merkezi kümedeki oldukça sıcak ve büyük kütleli yıldızlardan gelen yüklü parçacık akışları merkezi bölgeyi temizlemiştir. Daha sonra büyük kütleli küme yıldızları süpernova şeklinde patlayarak şok dalgaları yaratmış ve gazı parlayan kabarcıktan dışarıya doğru itmiştir. Süper kabarcık yıkıcı süreçlerce şekillendirilmiş olmasına rağmen, gazın sıkıştırıldığı sınır bölgeleri civarında yeni yıldızlar oluşmaktadır. Kozmik ölçekte bir geridönüşüm süreci gibi, oluşan yeni nesil yıldızlar NGC 1929'a yeni bir yaşam sunacaktır. ESO tarafından oluşturulan bu görüntü ESO'nun Gizli Hazineler 2010 gökyüzü fotoğrafçılığı yarışmasına Arjantin'den katılan Manu Mejias'ın seçtiği gözlemsel verilere dayanmaktadır. Profesyonel teleskoplarla elde edilen gökbilim verilerini kullanarak geceleyin gökyüzünün ihtişamlı görüntülerini oluşturmaktan hoşlanan herkese açık olan yarışma ESO tarafından Ekim-Kasım 2010 tarihlerinde düzenlenmiştir. Notlar NGC 1929 görüntüsünü oluşturmak için ESO'nun arşivini ve belirlenmiş veri-setlerini araştıran Manu'nun görüntüsü, 100 başvuru arasından yedinci olmuştur. Orjinal çalışmasına buradan ulaşabilirsiniz. ESO'nun Gizli Hazineler 2010 yarışması amatör gökbilimcilere ESO'nun geniş gökbilim veri arşivlerini araştırma olanağı tanıyarak katılımcılardan gizli kalmış hazineleri ortaya çıkarması beklenmiştir. Gizli Hazineler hakkında daha fazlasını öğrenmek için ziyaret edebileceğiniz adres: http://www.eso.org/public/outreach/hiddentreasures ESO-Türkçe


Birçok sarmal gökadanın tersine UGC 12588'in merkezinde ne bir yıldız çubuğu ne de belirgin sarmal kol görülür. Bunun yerine dairesel, beyaz ve çoğunlukla toparlanamamış merkeziyle, yıldızlarla ve gazlarla dolu mega gökada yerine tarçınlı çöreği andırıyor. Kuzey yarımkürede Andromeda takımyıldızında yer alan gökada, sarmal gökada olarak sınıflandırılmıştır. Bununla birlikte, bilindik sarmal gökadanın klasik görüntüsü yerine UGC 12588'deki yıldızlar ve gaz kolları çok soluktur ve ayırt edilemez ve merkez çevresini sıkıca sarmıştır. Sarmal kolların en net görüntüsü büyük olasılıkla yeni yıldız oluşumunun meydana geldiği bölgeleri gösteren gökada kenarlarına serpilmiş mavi yıldızlardan geliyor. UGC 12588 gökadası 31 milyon ışık yılı uzaklıktadır. Görsel telif hakkı: ESA/Hubble & NASA, R. Tully


NASA'nın Chandra X-Işını Gözlemevi verilerini inceleyen gökbilimciler çekirdeklerinde süper kütleli karadelik bulunan gökadaların büyümesine kozmik yağış adı verilen etkinin engel olduğunu belirledi. Kozmik yağış, Dünya'daki yağmur, sulu kar ya da kar yağışı olarak bilinen türle aynı anlamda değildir. Tersine, sıcak gazın soğuk gaz bulutlarına akması olayıdır. Araştırmacılar 200'den fazla gökadanın X-ışını analizinden yararlanarak gaz yağışına neden olan karadeliklerin gökadaların büyümesindeki etkisi araştırıldı. Michigan State Üniversitesi'nden Mark Voit: Artık bu yağışın yavaşlatma etkisini biliyoruz. Yani büyük karadeliklerin gökadalardaki yıldız oluşumunu yavaşlattığının kanıtlarına ulaştık diyor. Gökbilimciler milyonlarca hatta milyarlarca güneş kütlesindeki süper kütleli karadeliklerin gökadaların gelişimini olumsuz yönde etkilediğini bilmelerine karşılık bunun nasıl olduğunu bilmiyorlardı. Şimdi bu bulmaca çözülmüş görünüyor. MSU'dan Megan Donahue: Süper kütleli karadeliklerin gökadalar üzerinde etkisi olduğunu biliyorduk ama bunun ayrıntılarını bilmiyorduk. Elimizdeki kanıtlar çözüme bir adım daha yakın olduğumuzu gösterdi diyor. Çalışmada gökada kümelerinin merkezlerindeki, bilinen en büyük gökadalar araştırıldı. Bu gökadalar muazzam derecede sıcak gazla örtülüdür. Yıldız oluşumu için daha soğuk gaz gerektiğinden sıcak gazın varlığı yıldız oluşumu önünde engel oluşturmaktadır. Bu sıcak gaz nereden besleniyor? Bu sorunun yanıtını büyük gökada merkezlerindeki süper kütleli karadelikler verebilir. Belirli koşullar altında gaz kümeleri enerji yayar ve bu da sıcak gazla bunun çevresindeki soğuk gazın karışmasına neden olur. Bulut içindeki sıcak gazın itilmesiyle ısınan madde yıldız oluşumunu engelleyen enerjik parçacıkları tetikleyen yağmur oluşturur. Soğuma ve ısınma döngüsü gökadaların büyümesinde etkili olan bir besleme çevrimi oluşturur. New York'taki Columbia Üniversitesi'nden Greg Bryan: Yaptığımız gökada merkezindeki havanın nasıl olduğunu tahmin etmek: Büyük bir karadelikten gelen ısının etkilediği hava bulutlu diyor. Voit ve ekibi karadeliklerden farklı uzaklıklardaki gaz bloklarının ne kadar soğuk olduğunu tahmin etmek için Chandra verilerinden yararlandı. Bu bilginin ışığında karadeliklerin çevresinde hava tahmini yapabildiler. Ekip karadelik jetlerince yayılan enerjinin yağış döngüsünde soğuk bulutlar üzerinde etkili olduğunu fark etti. Chandra verilerine göre bu yağış son 7 milyar yıl ya da daha uzun süredir devam ediyor. Cambridge Massachusetts Teknoloji Enstitüsü'nden Michael McDonald: Karadelikler bu jetleri yaymasaydı bugün gökada merkezlerinde çok daha fazla yıldız olurdu diyor. Bazı gökadalardaki soğuk bulutların yağışın etkisiyle büyümeyi desteklediği belirlendi. Bazılarında ise durum tam tersiydi. Bu ise muhtemelen gökada merkezinden yayılan ya da başka bir gökadayla çarpışma nedeniyle oluşan muazzam ısının yıldız oluşumu için gerekli yağışı durdurması ile açıklanabilir. Gelecekte yapılacak çalışmalarda karadelik-yağış etkisinin Samanyolu başta olmak bazı küçük gökadalardaki oluşumunun benzerliği araştırılacak.


ESO'nun Kozmik Mücevherler Programı Kozmik Yarasa'nın tozlu bulutlarını görüntüledi Avcı takımyıldızının en karanlık köşelerinde gizlenen bu Kozmik Yarasa puslu kanatlarını iki bin ışık-yılı boyunca yıldızlararası uzaya yayıyor. Parıltısını ise merkezindeki genç yıldızlardan alıyor ışık geçirmez toz bulutları ile örtülü olsa da, parlak ışınları halen bulutsuyu aydınlatabiliyor. Çıplak gözle fark edilebilmek için fazla sönük olan NGC 1788 yumuşak renklerini bu görüntüde ESO'nun Çok Büyük Teleskopuna gösteriyor şimdiye kadarki en ayrıntılı hali ile. ESO'nun Çok Büyük Teleskopu Avcı takımyıldızının en karanlık köşelerinde gizlenen takma adıyla Kozmik Yarasa NGC 1788'in bir anlık görüntüsü yakaladı. Bu yarasa-şekilli yansıtma bulutsusu ışık yaymamaktadır bunun yerine merkezindeki genç yıldızların kümesi ile aydınlatılmaktadır, onlar da sadece sönük bir şekilde toz bulutlarınca görülebilmektedir. NGC 1788'in ilk kez tanımlanmasından bu yana bilimsel aygıtlar hayli yol katetti ve VLT ile alınan bu görüntü bulutsunun şimdiye kadar çekilmiş olan en net görüntüsüdür. Avcı'daki bu hayalet gibi bulutsu diğer kozmik nesnelerden ayrılmış gibi görünse de, gökbilimciler daha da ötesindeki büyük kütleli yıldızlardan çıkan güçlü yıldız rüzgarlarınca şekillendirildiğine inanıyor. Bu kavurucu plazma akıntıları yıldızın üst atmosferinden inanılmaz hızlarda atılarak Kozmik Yarasa'nın yeni oluşan yıldızlarını gizleyen yıldızları şekillendirmektedir. NGC 1788 ilk kez Alman-İngiliz gökbilimci William Herschel tarafından tanımlandı ve sonrasında Yeni Genel Katalog adı verilen en dikkat çekici derin-uzay nesnelerinin toplandığı temel bir koleksiyona eklendi . Bu küçük ve sönük bulutsunun güzel bir görüntüsü ESO'nun La Silla Gözlemevindeki MPG/ESO 2.2-metrelik teleskopla zaten alınmıştı, ancak bu yeni gözlenen sahne eskisinin tozunu attırıyor. Uçarken donmuş şekilde, bu Kozmik Yarasa'nın tozlu kanatlarının en ince detayları ESO'nun çok yönlü aygıtlarından biri olan Odak Düşürücü ve Düşük Saçılmalı Tayfçekeri 2'nin (FORS2) yirminci yılında görüntülendi. FORS2 Paranal Gözlemevindeki VLT'nin 8.2-metrelik Birim Teleskoplarından biri olan Antu üzerine kurulmuştur ve gökyüzündeki geniş alanları aşırı ayrıntılı bir şekilde görüntüleme yeteneği onu ESO'nun son teknoloji ürünleri arasında istenen bir üye haline getirmiştir. İlk ışığını 20 yıl önce aldığından, FORS2 artık aygıtların İsviçre çakısı olarak bilinmektedir. Bu takma isim eşsiz genişlikteki fonksiyonlarından gelmektedir . FORS2'nin çok yönlülüğü sadece bilimsel kullanımının ötesine uzanmaktadır bunun gibi yüksek-kalitede güzel görüntüleri yakalama yeteneği de onu halkla ilişkiler yönünden özel olarak kullanışlı bir araç haline getirmektedir. Bu görüntü ESO'nun Kozmik Mücevherler programı kapsamında ESO teleskopları kullanılarak gökbilim görüntülerinin eğitim ve hakla ilişkiler amaçlı kullanımı için geliştirilen girişimle elde edilmiştir. Program çoğunlukla gökyüzü koşullarının bilimsel gözlemler için uygun olmadığı zamanları,FORS2'nin yardımıyla görsel olarak ilginç, merak uyandırıcı ve bu karmaşık yansıtma bulutsuları gibi ilgi çekici nesnelerin fotoğraflarını çekmek için kullanıyor. Toplanan verilerin gelecekteki bilimsel amaçlar için kullanılabilmesi adına bu gözlemler kaydedilmekte ve ESO Bilim Arşivi ile gökbilimcilerin kullanımına açılmaktadır. Notlar 1864'te John Herschel beş binden fazla ilgi çekici derin-uzay nesnesinin bilgilerini içeren geniş katalogları temel alan Bulutsuların ve Kümelerin Genel Kataloğu'nu yayınlamıştır. Yirmi dört yıl sonra John Louis Emil Dreyer tarafından derin uzay nesnelerinin kapsamlı bir kataloğu olarak Bulutsular ve Yıldız Kümeleri Yeni Genel Kataloğu adıyla genişletilerek yayınlanmıştır. Gökyüzündeki geniş alanları hassas bir şekilde görüntülemenin yanı sıra FORS2 aynı zamanda geceleyin gökyüzündeki çoklu nesnelerin tayfını alarak ışıklarındaki kutuplanmayı analiz edebilmektedir. FORS2 ile alınan veriler her yıl yayınlanan 100'den fazla bilimsel çalışmaya temel oluşturmaktadır. Arif Solmaz, Çağ Üniversitesi Uzay Gözlem ve Araştırma Merkezi, Mersin 1 Yorum 2 bin ışık yılına yayılan kozmik toz,gerçekden müthiş bir görüntü ve yıldız doğumları ve yeni doğacak gaz devleri kayalık gezegenler.ölen yıldızlar yeniden doğan yıldızlar sürüp giden döngü.La silla gözlem evinin VLT si nin görüntüleri gerçekten müthiş video gerçekleri gözönüne seriyor.çok net görüntüler teşekkürler ASTRONOMİ DİYARI.selamlar.


Bir yanda yoğun yıldız oluşum bölgesi Kozmik Yılan, diğer yanda kütle çekim mercekleme ile görüntülenen uzak gökadalar. MACSJ1206.2-0847 kümesinin arkasındaki dev yay benzeri gökadayı aslında kütle çekim mercekleme adı verilen kozmik mercek yardımıyla görebiliyoruz. Uzaktaki cisimden gelen kırmızıya kayan ışık aradaki dev kümenin dev çekimsel etkisi nedeniyle bükülüp mercek etkisi yardımıyla büyütülmektedir. Bu yöntemle uzaktaki kozmik cisimler bir yandan büyütülerek diğer taraftan görüntü çözünürlüğü ve derinliği artırılmaktadır. Bazı durumlarda uzak cisimlerin görüntüleri yakındaki kümenin çevresinde farklı yönlerde bükülmesi nedeniyle birden fazla görünür. Gökbilimciler bunun gibi çeşitli görüntüler eşliğinde farklı büyütme seviyesine sahipler. Bu teknikle gökadaların özellikleri farklı ölçeklerde incelenebilmektedir. Çok yüksek çözünürlükteki görüntüler kırmızı-ötesi gökadalardaki dev kümelerin yıldız oluşumunun anlaşılmasına katkı sağlamaktadır. Görseller için telif hakkı: ESA/Hubble, NASA


ESO'nun VLT'si çarpışan yıldız rüzgarları tarafından şekillendirilen kıvrımlı bir sistemin ayrıntılarını yakaladı ESO'nun Çok Büyük Teleskopu üzerindeki VISIR aygıtı yeni keşfedilen büyük kütleli üçlü yıldız sisteminin bu dikkat çekici görüntüsünü elde etti. Eski bir Mısır tanrısının adı olan Apep takma adı verilen bu sistem belki de bulunan ilk gama-ışın patlaması öncülü olabilir. ESO'nun Çok Büyük Teleskopu üzerindeki VISIR ile yakalanan bu yılana benzeyen kıvrımların önünde patlamak üzere olan bir gelecek var; bu bir Wolf-Rayet yıldız sistemi olup, Evren'deki en yüksek enerjiye sahip kaynaklardan biri olabilir uzun süreli bir gama ışın patlaması . Bu kendi gökadamızda keşfettiğimiz bu türden ilk sistem, diye açıklıyor çalışmaya liderlik eden Hollanda Radyo Astronomi Enstitüsü'nden Joseph Callingham. Kendi arka bahçemizde bu türden bir sistem bulmayı hiç beklemiyorduk . Büyük kütleli yıldızların bir toz fırıldağı ile çevrelendiği bu sistem resmi katalog adıyla 2XMM J160050.7-514245 olarak bilinmektedir. Ancak gökbilimciler ona Apep demeyi tercih ediyor. Apep ismi kıvrımlı şeklinden, merkezi yıldızları çevreleyen bir yılanı andırmasından alıyor. İsmini aldığı eski Mısır tanrısı kaosu andıran dev bir yılandı böyle şiddetli bir sisteme tam oturuyor. Güneş tanrısı Ra'nın her gece Apep ile savaştığı tapınanların Ra'nın zaferini sağlmasıyla Güneş'in tekrar doğduğuna inanılıyordu. GRB'ler Evren'deki en güçlü patlamalardan biridir. Saniyenin binde birinden birkaç saate kadar sürebilirken, Güneş'in tüm ömrü boyunca üretebildiği enerjiyi bu sürede salabilirler. Uzun süreli GRB'lerin 2 saniyeden uzun süreli olanlar hızla dönen Wolf-Rayet yıldızlarının süpernova şeklindeki patlamalarından oluştuğu düşünülüyor. Bazı büyük kütleli yıldızlar yaşamlarının sonunda Wolf-Rayet yıldızlarına dönüşmektedirler. Bu aşama kısa sürelidir ve Wolf-Rayet yıldızları bu sürede sadece birkaç yüz bin yıl yaşayabilir kozmik zaman ölçeğinde göz açıp kapayıncaya kadar geçen süre. Bu sürede güçlü yıldız rüzgarları şeklinde çok miktarda madde atımı yaparlar ve bu maddenin hızı saatte milyonlarca kilometreye kadar çıkabilir. Apep'in yıldız rüzgarlarının hızı 12 milyon km/s olarak ölçüldü. Bu yıldız rüzgarları üçlü yıldız sistemini çevreleyen özenle hazırlanmış gaz dağılımları meydana getiriyor sistemde birbirleri etrafında dolanan bir çift yıldız ve onlara çekimsel olarak bağlı olan bir tekil yıldız bulunuyor. Görüntüde sadece iki yıldız benzeri nesne görünür olsa da, alttaki kaynak tekil gibi görülen çift Wolf-Rayet yıldızıdır. Bu çift Apep'i çevreleyen kıvrımlı yılanın şeklinden sorumludur ve iki Wolf-Rayet yıldızının yıldız rüzgarlarının çarpışmaya başlamasıyla oluşmuştur. Apep'in aşırı hızlı rüzgarlarıyla karşılaştırıldığında, toz fırıldağının sakin bir şekilde saatte 2 milyon km'den az bir hızla kıvrımlaştığı ölçülmüş. Bunun kaynağının ise çiftlerden birinden farklı yönlere yavaş ve hızla atılan yıldız rüzgarı olduğu düşünülüyor. Bu o yıldızın kritik dönme hızına yakın olduğuna işaret ediyor yeterince hızla dönerse kendisini parçalayabilir. Bu kadar hızla dönen bir Wolf-Rayet yıldızının yaşamının sonunda merkezinin çökerek uzun süreli bir GRB ürettiğine inanılıyor. Notlar Şimdi Hollanda Radyo Gökbilim Enstitüsü'nde olan Callingham Sydney Üniversitesi'nde iken araştırma ekibi lideri Peter Tuthill ile birlikte çalışarak bu araştırmanın bir kısmını gerçekleştirmiştir. ESO teleskopları ile yapılan gözlemlere ek olarak ekip ayrıca Avustralya'daki Siding Spring Gözlemevi'ndeki Anglo-Australian Teleskopu'nu da kullanmıştır. Arif Solmaz, Çağ Üniversitesi Uzay Gözlem ve Araştırma Merkezi, Mersin


Hubble teleskopu çarpışmakta olan eşit büyüklükteki iki gökadayı görüntüledi. Evrende birçok gökada çarpışması gözlense de 704 milyon ışık yılı uzakta gerçekleşen bu çarpışma en çarpıcı olanlardan biridir. İki devin karşılaşması çevrelerini saran halka yapısını oluşturmuş. Çarpışmalar gökadalardaki gaz, toz ve yıldız disklerini dışarı iterek yapılarında değişime yol açmıştır. Halka gökadalara ender rastlanır. Kozmik mahallemizde bunlardan birkaç tane bulunmaktadır. Halka gökadalar, gökadalar arasındaki merkezi çarpışmalar sonrasında oluşurlar. Bu gökada sistemi Arp-Madore 2026-424 olarak kodlanmıştır. İlk kez astronom Haltın Arp tarafından etkileşimli gökadalar listesinde yayınlanmıştır. Günümüzde etkileşim halinde olan binlerce gökada sistemi kaydedilmiştir. Görsel telif hakkı: NASA, ESA, J. Dalcanton, B.F. Williams, and M. Durbin 1 Yorum iki galaksinin çarpışması nasıl bir oluşum sağlar.yıldızlar ve gezegenler kuasarlar .pulsarlar kara delikler nasıl bir tepkimeye girer yapıları bozulabilirmi ?bütün bunlarda inceleme yapılabiliyormu,çarpışmadan dev bir galaksi meydana geliyor,bu galaksi spiral mi ?eliptikmi?merceksimi veya düzensizmi?bunlara cevap bulabilecekmiyiz.?selamlar.


Kozmik boşlukta sarmal yapıda yeni bir dev galaktik tür keşfedildi. Samanyolu'nu gölgede bırakacak kadar büyük olan sarmal gökadalar süper sarmal olarak adlandırılır. Süper sarmallar, tipik uzun sarmal gökadaları taklit ederek düz bir görünüm sergiler. Ancak NASA verileri ile yapılan çalışmayla bunların gerçekte sarmal devler olduğu ortaya çıkarıldı. Bununla birlikte süper sarmal devlerin nasıl evrimleştiği gizemini korumaktadır. Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nden astrofizikçi Patrick Ogle: Bildiğimiz sarmalların içinde en büyük, en parlak ve en kütleli, bilinmeyen yeni bir sınıf belirledik. Bir zooloğun Dünya'daki en büyük kara hayvanı tanımında yer alan filden çok daha büyük bir hayvan keşfetmesi gibi şaşkınlık içindeyiz diyor. Araştırma ekibi ellerindeki 100 milyondan fazla gökada verisini içeren arşivi tararken tesadüfen süper sarmalları fark etti. NASA/IPAC Çok Büyük Gökada Veri Tabanı olan NED , uzayda görev yapan Gökada Evrimi Tarayıcısı , Sloan Sayısallaştırılmış Gökyüzü Araması , Spitzer ve WISE gibi teleskopların çeşitli dalga boylarında üretilen dev arşividir. Bu arşivin kullanılması bunun gibi birçok keşfin de habercisi olabilir. Ekip üyesi George Helou: İlginç olan süper sarmalların aynı bölgeyi gözleyen çeşitli kaynakların verilerinin birleştirilmesi sonucu görülmesidir. NED içinde daha fazla gizli cisim olabilir, bize düşen bunları gün yüzüne çıkarmak. Veri tabanındaki yaklaşık 800.000 gökadadan Dünya'dan sadece 3,5 milyar ışık yılı uzaktaki en parlak 53 tanesi sarmal değil eliptik şekle sahiptir. Bunların arasındaki en kısa mesafe, 1,2 milyar ışık yılıdır. Bu uzaklık tahminleri gökadaların çarpıcı bazı özelliklerini ortaya çıkardı. Süper sarmallar 8 ile 14 Samanyolu parlaklığında olabilir. Keşfedilen canavar 10 Samanyolu kütlesindedir. Parlak diskleri 440.000 ışık yılı uzunluğa sahiptir. Buna karşılık Samanyolu diski 100.000 ışık yılı uzunluktadır. Süper sarmallar aynı zamanda yeni yıldız üreten fabrikalardır ve bu nedenle morötesi ve orta-kızılötesi ışıkta parlarlar. Bunlardaki yıldız oluşum miktarı Samanyolu'ndakinin % 30 fazlasıdır. Eldeki astrofizik kuramına göre sarmal gökadalar bu boyutlarda yıldız üretmesi sınırlıdır ve bu kadar yıldız üretmemelidir. Sarmal gökadaların kütle çekimi kozmik uzaydaki soğuk gazı kendilerine çekmesine ve büyümelerine yol açar. Paldır küldür gökadaya dalan gaz ısınırken yıldız oluşturması için ısınan gaz diskini de soğutur. Tıpkı kaynayan suya soğuk su dökmek gibi. İşte bu modelin süper sarmallarda nasıl işlediği bilinmiyor. Süper sarmalların potansiyel kökenini araştıran Ogle ve ekibi 53 gökadanın dördünün çekirdeğinin sanılanın tersine ikili değil tek olduğunu gösterdi. Çift sarılı yumurta tavada kızarırken birleşmeleri ve tek çekirdekmiş görünmeleri gibi sahte bir izlenim içinde olabilirler. Genelde sarmal devler eliptik gökadayla sarmal gökadanın birleşmesiyle oluşur. Buna karşılık modeller birleşen gaz zengini gökadalar daha büyük bir yuva arıyormuş izlenimi vermektedir. Süper sarmallar dev gökadaların nasıl oluştuğu ve geliştiği yönündeki fikirlerimizi değiştirebilir. Yeni bir şey keşfettik ama hepsi bu. Daha öğrenecek çok şey var diyor Ogle.