Samanyolu,
Güneþ Sistemi'ni de içinde barýndýran galaksinin adý. Þehir ýþýklarýndan uzakta
Ay'ýn olmadýðý açýk bir gecede, gökyüzünü bir baþtan öbür baþa kuþatan puslu, parlak bir þeriti sýk sýk görebiliriz. Eski insanlar bunu sütyolu "Milkway" olarak isimlendirmiþlerdir. Bugün, bu puslu þeritin Güneþin de içinde bulunduðu birkaç yüz milyon yýldýzý içeren, disk þeklinde bir görünüm olduðunu biliyoruz.
Bir
teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolunun sayýsýz yýldýzlardan ibaret olduðunu keþfetti. 1780'li yýllarda William Herchel gökyüzünün 683 bölgeye ayýrýp, bu bölgelerin her birindeki yýldýzlarý sayarak Güneþ'in Galaksideki yerini çýkarmaya çalýþtý. Hershel, Galaksinin merkezine doðru yýldýzlarýn sayýca, büyük yoðunlukta olduðunu daha küçük yýldýz yoðunluklarýnýn ise Galaksinin sýnýrýna doðru görüleceðini düþündü. Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, ayný yýldýz yoðunluklarý buldu. Buradan hareket ederek, Güneþ'in Galaksimizin merkezinde bulunduðunu ortaya çýkardý. 1920' li yýllarda Hollandalý Astronom Kapteyn, çok sayýdaki yýldýzlarýn parlaklýðýný ve hareketlerini analiz ederek, Herschel'in görüþlerini doðruladý. Kapteyn'e göre Samanyolu yaklaþýk 10 kpc (kiloparsek) çapýnda ve 2 kpc kalýnlýðýnda olup merkezi civarýnda Güneþ bulunmaktadýr. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneþ'in Galaksimizin merkezinde olduðu fikrinde yanýldýlar. Trumpler, yýldýz kümeleri ile ilgili çalýþmalarýnda uzak kümelerin beklenildiðinden daha sönük göründüklerini keþfetti. Sonuç olarak, Trumpler yýldýzlar arasý uzayýn mükemmel bir vakum olmadýðýný uzak yýldýzlardan gelen ýþýðý absorblayan, toz ortamýn olduðu sonucunu çýkardý. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoðunlaþmýþtýr.Yýldýz ýþýðýnýn, yýldýzlararasý ortam tarafýndan absorblanmasý sönükleþme olarak bilinir. Galaksi düzleminde yýldýzlararasý sönükleþme kiloparsek baþýna 2.5 kadirdir. Bir baþka ifade ile, Dünya'dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yýldýz yýldýzlararasý sönükleþmeden dolayý 2.5 kez daha sönük görülür. Galaksi merkezinde olduðu gibi yoðun yýldýzlararasý bulutlarýn bulunduðu bölgelerde sönükleþme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarýnda Galaksimizin merkezi bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanýltanda bu yýldýzlararasý sönükleþme idi. Sadece Galaksimizdeki en yakýn yýldýzlarý gözlemiþlerdi. Üstelik yýldýzlarýn çok büyük bir kýsmýnýn Galaksimizin merkezinde bulunduðu fikrine sahip deðillerdi. Yýldýzlararasý toz Galaksimizin düzleminde yoðunlaþtýðýndan dolayý, yýldýzlararasý sönükleþme buralarda daha çoktur. Shapley'in öncülüðünü yapmýþ olduðu, pek çok Astronom, Güneþ'in Galaksi merkezinden olan uzaklýðýný ölçmeye giriþtiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ýþýk yýlý bir uzaklýðýn yaklaþýk üç katý kadar bir uzaklýk hesapladý. Galaksi merkezi etrafýnda, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarýndan elde edilen radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara göre ise yaklaþýk 23,000 ýþýk yýlý bir uzaklýk bulunmuþtur. Galaksi merkezine olan uzaklýk, diðer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kýsmý 80,000 ýþýk yýlý çapýnda 2,000 ýþýk yýlý kalýnlýðýndadýr. Galaksimizin çekirdeði, yaklaþýk 15,000 ýþýk yýlý çapýnda olan merkezsel bulge (þiþkin bölge) ile çevrilmiþtir. Bu þiþkin bölgenin þekli küreseldir
Bugün için, Galaksimize ait altý tane bileþenden söz edilmektedir. Bunlar; Ýnce Disk, Kalýn Disk, Halo, Þiþkin Bölge, Karanlýk Halo ve Yýldýzlararasý ortamdýr. Karanlýk halo ve yýldýzlararasý ortamýn dýþýnda bu bileþenlerde farklý türden yýldýzlar bulunmaktadýr. Halodaki yýldýzlar, yaþlý ve metal bakýmýndan fakirdir. Astronomlar bu yýldýzlarý popülasyon II yýldýzlarý olarak adlandýrýrlar. Halo çok az toz ve gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve RR Lyrae deðiþen yýldýzlarý bu bileþende bulunmaktadýr.
Diskte bulunan yýldýzlar ise, Güneþ gibi genç ve metal bakýmýndan zengin yýldýzlardýr. Bunlara popülasyon I yýldýzlarý denir. Disk bileþeninde, çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açýk kümeler, emisyon nebulalarý bu bileþenlerde bulunur.
Galaksimizin diskinin mavimtrak olduðu anlaþýlmýþtýr. Çünkü, diskten gelen ýþýkta genç ve sýcak yýldýzlarýn radyasyonu hakimdir. Merkezdeki þiþkin bölge popülasyon I ve popülasyon II yýldýzlarýnýn bir karýþýmýný içermektedir. Bu bölge kýrmýzýmtrak görülür. Nedeni ise, Galaksimizin bu bölgesinde daha soðuk kýrmýzý dev yýldýzlarý bulunmaktadýr. Galaksimizin düzleminde yýldýzlararasý toz, yýldýzlardan gelen ýþýðý absorbladýðý için Galaksimizin disk kýsmýnýn yapýsýnýn anlaþýlmasý, radyo astronominin geliþmesine kadar beklemiþtir.
Radyo dalgalarý, uzundalgaboylu olduklarý için yýldýzlararasý ortamda absorblanmaya ve saçýlmaya uðramadan bize kadar ulaþabilirler. Radyo ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral þekilli kollara sahip olduðunu ortaya çýkardý. Hidrojen evrende en bol bulunan elementtir. Hidrojen gazý gözlemlerinden Galaksimizin disk yapýsý hakkýnda önemli ipuçlarý tespit edilmiþtir. Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani elektronu temel seviyede iken, elektron ile ayný yönde (paralel) veya ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine göre paralel döndüðü zaman ortamýn toplam enerjisi, proton ve elektronun anti paralel döndükleri zaman ki toplam enerjisinden daha büyüktür. Protona göre paralel dönme hareketinde bulunan elektrona herhangi bir etkide bulunulursa, dönme yönü deðiþir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. Ýþte bu sýrada 21 cm dalgaboyunda bir ýþýným yayýnlanýr
1951 de Harvard da Astronomlar yýldýzlararasý ortamdaki 21 cm lik bu radyo ýþýnýmýný tespit ettiler. Bu radyo ýþýnýmý, (Þekil 4) den de görüleceði üzere, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarýndaki hidrojen bulutlarýndan gelmektedir. Galaksimizin farklý bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ýþýnýmlarý farklý dalgaboylarý ile radyo teleskoplara ulaþtýðýndan, deðiþik gaz bulutlarýný seçip ayýrmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasýný çýkartmak mümkündür. Galaksimizin 21 cm lik radyo gözlemlerinden, nötral hidrojen gazýndan itibaren, birçok yay biçiminde kollar çýkarýlmýþtýr. Galaksimizin spiral yapýsýna ait en önemli ipuçlarý O , B yýldýzlarý ve H II bölgelerinin haritalanmasýndan elde edilmiþtir. Ayrýca, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden molekül bulutlarýndaki radyo gözlemleri, Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasýný çýkartmak için kullanýlmýþtýr.
Bütün bu gözlemler, Galaksimizin spiral bir kola sahip olduðunu göstermektedir. Güneþ, Orion kolu olarak isimlendirilen spiral kollardan birinde bulunmaktadýr. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doðrultusunda bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarýnda Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan kýsmýna bakýldýðýnda görülebilir. Kýþ aylarýnda ise Perseus kolu görülebilir. Ýki büyük koldan diðer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur.
Spiral kollar, Galaksinin döndüðünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, bütün yýldýzlar Galaksimizin merkezine düþerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iþtir. Hidrojen gazýndan yayýnlanan 21cm lik radyo gözlemleri, Galaksinin dönmesi hakkýnda önemli ipuçlarý saðlar. Bu gözlemler, Galaksimizin katý bir cisim gibi dönmediðini oldukça diferansiyel olarak döndüðünü açýk olarak göstermektedir. Ýsveçli Astronom Lindblad, Galaksi merkezi etrafýnda yörüngesi boyunca Güneþ'in hýzýnýn 250 km/sn olduðunu çýkarttý. Güneþ bu hýz ile Galaksimizin etrafýný ancak 200 milyon yýlda dolanabilir. Bu da Galaksimizin ne kadar büyüklükte olduðunu gösterir. Güneþ'in Galaksimizin etrafýndaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.
Buradan Galaksimizin kütlesinin, Güneþ'in kütlesinin 1.1x1011 katý olduðu bulunmuþtur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bize sadece Güneþ'in yörüngesi içersindeki kütlesini verir. Güneþ'in yörüngesinin dýþarýsýndaki madde, Güneþ'in hareketinin etkilemez ve böylelikle Keplerin üçüncü kanununa yansýmaz. Bugün, hala Galaksimizin gerçek sýnýrý tespit edilemedi mutlaka þaþýrtýcý bir madde miktarý, Galaksinin halosunun çok ötesinde uzanan küresel daðýlým halinde Galaksimizi kuþatmalý. Bu maddeden dolayý, Galaksinin toplam kütlesi en azýndan Güneþ kütlesinin 6 x 1011 katý veya daha fazla olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlýktýr. Bunun için bu bölgeye "Karanlýk Madde" adý verilir. Bu bölgede yýldýz yoktur, ve varlýðý çekim kuvvetinin varlýðýndan anlaþýlmaktadýr.
SPÝRAL YAPININ AÇIKLANMASI
Spiral kollarýn varlýðý yýlladýr astronomlarý þaþýrtmýþtýr. Birçok Galaksi H II bölgeleri ve O, B yýldýzlarýnýn bulunduðu yay þeklindeki kollara sahiptir. Spiral kollar farklý görünüþlere sahiptir. Bazý galaksiler flocculent (topaklanmýþ) spiraller olarak isimlendirilirler bunlarda spiral kollar geniþ, karýþýk ve belirgin deðildir. Bazý galaksilerde ise bu kollar ince ve çok belirgindir. Bu spiral kollarýn görünüþünden þu söylenebilir; Bir Galaksinin spiral yapýsýnýn ortaya çýkmasý için birden fazla mekanizma olmalýdýr.
"Kendini Besleyen Yýldýz Oluþumu" teorisi ve Galaksinin diferansiyel rotasyonu da göz önünde bulundurulursa, spiral kollarýn nasýl oluþtuðu þu þekilde açýklanabilir. Baþlangýç da spiral kollara sahip olmayan bir galaksi diskinin herhangi bir yerdeki yoðun yýldýzlararasý bulutta yýldýz oluþumunun baþladýðný düþünelim. Bu bulutta sýcak, kütleli yýldýzlar oluþur oluþmaz bunlarýn yaydýðý radyasyon, gazda ilave bir yýldýz oluþumunu baþlatarak civarýndaki bulutsuyu sýkýþtýrýr. Bu büyük kütleli yýldýzlarda, sonunda süpernova patlamasý olur. Bu süpernova patlamasý ile yayýlan þok dalgalarý yýldýz oluþumunu destekleyen yýldýzlararasý ortamý sýkýþtýrýr. Yýldýz oluþumu bölgeleri büyüdükçe, Galaksinin diferansiyel rotasyonu iç kýsýmlarý dýþ kýsýmlara doðru iter. Böylelikle, O, B yýldýzlarýnýn kümelenmesi ve parlayan bulutsu, bir spiral kol oluþumuna neden olur.
Yýldýz oluþumlarýnýn çoðalmasý ile meydana gelen spiral kollar bir galaksiyi geliþigüzel bir þekilde, boydan boya kuþatýr. Spiral kollarýn ufak tefek parçalarý ancak genç yýldýzlarýn oluþtuðu bölgelerde görülürken, büyük kütleli yýldýzlarýn öldüðü diðer bölgelerde görülmezler.
Böylece Galaksiler çok belirgin olmayan spiral kollarý ile düzensiz bir görünüþe sahiptirler. Düzenli görünüþe sahip diðer Galaksilerin spiral yapýsýný açýklamak için ise alternatif baþka bir görüþ vardýr.
YOÐUNLUK DALGALARI
1920 li yýllarda Lindblad bir Galaksideki spiral kollarýn, yýldýzlar arasýnda hareket eden sürekli bir yapýya sahip olduðunu önerdi. Örneðin, okyanustaki dalgalar su yüzeyini bir baþtan öbür baþa hareket ettirirken, tek tek su moleküllerinde küçük daireler halinde aþaðý yukarý hareket ederler. Esasýnda suyu bir baþtan öbür baþa kat eden dalgalardýr. Su molekülleri ise dalgalar ile birlikte hareket eder. Lindbland, Bu benzetmelerden yola çýkarak, spiral yapýnýn yoðunluk dalgalarý ile açýklanabileceðini ileri sürdü.
Bu yoðunluk dalga teorisi 1960 lý yýlarýn ortalarýnda Amerikalý Astronomlar Lin ve Shu tarafýndan ayrýntýlý bir þekilde hazýrlandý ve matematiksel olarak ifade edildi. Lin ve Shu, bir Galaksinin diski içersinden geçen yoðunluk dalgalarýnýn, geçici olarak bir madde birikimine sebep olabileceði üzerinde durdular.Bu sebepten, bir spiral kol, maddenin geçici olarak artmasý veya sýkýþmasý þeklinde yorumlanabilir.
Bir Galakside bir yoðunluk dalgasýnýn etkisinin nasýl gösterdiðini daha iyi anlamak için okyanus örneðini bir kere daha gözden geçirelim. Eðer su moleküllerine dýþarýdan bir etki yapýlmamýþsa okyanusun yüzeyi çarþaf gibi olur. Fakat su molekülleri sürekli pertürbasyon olarak isimlendirilen rüzgar gibi tedirginliklerden etkilenir. Bu pertürbasyon sonucu sudaki moleküller birbirlerini iterek bir su dalgasýný oluþturur. Okyanus yüzeyindeki bu su molekülleri küçük eliptik yörüngelerde hareket ederler. Bu durum (Þekil 4a) da görülebilir. Bir Galaksideki, yýldýzlar birbirlerinden çok büyük uzaklýklarda bulunduðundan dolayý yýldýzlar arasýnda çarpýþmalar olmaz. Bununla beraber, birbirlerini çekimlerinden dolayý etkiler. Su veya ses dalgalarýnda moleküler kuvvetler moleküllerin hareketlerini etkilerler. Bir Galakside ise, çekim kuvveti yýldýzlar arasýndaki etkileþimlere neden olur. Bu yýldýzýn Galaksi merkezi etrafýndaki yörüngesi daire ye yakýndýr. Fakat Galaksideki madde, yýldýzýn yörüngesinden sapmasýna neden olan küçük gravitasyonel pertürbasyonlar meydana getirir.
Bir su molekülünün okyanus yüzeyinde yükselip alçalmasý gibi yýldýz da bozulmamýþ yörüngesi etrafýnda ileri geri salýnýmlarda bulunur. Lindbland bu salýným (osilasyon) larý, küçük bir epicycle ile açýklamýþtýr. Bu (Þekil 4b) den görülebilir. Epicycle orjinal yörüngesi boyunca saat yönünde hareket ederken, yýldýz epicycle civarýnda saat yönünün tersinde hareket eder. Sonuç da yýldýzýn yörüngesi, hareket halinde elipse benzer bir eðri olur. Doðal olarak, bu yýldýzýn gravitesi diðer yýldýzlarýn hareketini etkiler. Bu gravite etkisi, bir yýldýz yörüngesinden diðerine doðru yayýlan "Kinematik Dalga" olarak isimlendirilen bir dalga tedirginliði yaratýr.
Kalnajs, (Þekil 4b) de önerildiði gibi yýldýzlarýn eliptik yörüngelerinin rastgele yönlenmediðini, bunun yerine yörüngeler arasýnda sýký bir iliþkinin var olduðunu önerdi. Çünkü her bir eliptik yörünge komþu diðer yörüngeye belli bir açý ile meyillidir ve sonuç da (Þekil 4b) de gösterildiði gibi spiral bir yapý ortaya çýkar. Bu spiral yapý, elips yörüngelerin birbirine en yakýn olduðu yerlerde ortaya çýkar. Yýldýz sayýsýnýn geçici artýþý yýldýzlararasý gaz ve toz da büyük bir etki yaratýr.Yýldýzlarýn çoðalmasý spiral kolda gravitasyonel çekimin artmasýna sebep olur. Bu gravitasyonel kuvvet, yavaþ hareket eden büyük kütleli yýldýzlar üzerinde hemen hemen bir etki yapmaz. Bununla beraber yýldýzlararasý ortamdaki hafif atomlar ve moleküller, gravitasyonel çekime uðrayarak bir yoðunluk dalgasý tepesi oluþtururlar. Kalnajsýn spiral yapý modeline göre, yoðunluk dalgalarý galaksideki madde içersinde yýldýzlarýn hareketinden daha yavaþ olarak aþaðý yukarý 30 km/sn hýz ile hareket eder. Bununla birlikte, yýldýzlararasý gaz, 10 km/sn (bu yýldýzlararasý ortamda ses hýzýdýr) bir hýz ile küçük bir sýkýþma meydana getirebilir. Bu meydana gelen yoðunluk dalgasý süpersoniktir. Çünkü yýldýzlararasý gazdaki hýzý, bu gazdaki ses hýzýndan daha büyüktür. Yoðunluk dalga teorisi düzenli spiral yapýlarýn birçok özelliðini açýklar. Spiral yoðunluk dalgalarý galakside hýzla ilerleyerek ölen yýldýzlardan arta kalan gaz ve tozlarý bir nebula haline sýkýþtýrarak yeni yýldýzlarýn oluþmasýna neden olur. Yaþlý yýldýzlarýn ölümünden geriye kalan madde aðýr elementler bakýmýndan zenginleþtiði için yeni oluþan yýldýzlar metal bakýmýndan zengindir. Galaksideki spiral yapý hakkýndaki tüm problemler çözülememiþtir. Birçok Astronom yoðunluk dalga teorisinin doðru bir teori olduðunu savunmaktadýr. Fakat yine de bu teori ile ilgili bazý tereddütler var. Örneðin; bu yoðunluk dalgalarý, yýldýzlararasý gaz ve tozu sýkýþtýrmak için büyük bir enerji harcarlar. Yoðunluk dalgalarýnýn yayýlmasý için devamlý, bir enerjinin takviye edilmesi gerekir. Bu enerjinin nereden geldiði pek anlaþýlamamýþtýr. Ancak Galaksilerin çekirdekleri, bu enerjinin geldiði yerler olarak görülebilir. Baþka bir olasýlýk ta, iki Galaksinin çarpýþmasýdýr. Ýki Galaksi birbiri ile çarpýþtýðýnda, Galaksi bir spiral yapýyý meydana getirecek þekilde diðerini etkiler.
GALAKSÝMÝZÝN MERKEZÝ
Galaksimizin merkezi (Þekil 5), Sagitarius (Sgr A) olarak bilinmektedir. New Mexicodaki VLA radyo teleskobu ile elde edilen ayrýntýlý radyo görüntülerinden Sgr A nýn iki koldan ibaret olduðu görülmüþtür. Sgr A Batý ve Sgr A Doðu (Þekil 6) SgrA Batý, termik diðeri ise termik olmayan radyasyon yayýnlar. Termik kýsýmda iyonlaþmýþ hidrojen vardýr. Bu iyonlaþmýþ gazýn sebebi anlaþýlamamýþtýr. Bunu açýklayabilen iki mekanizma ileri sürülmüþtür. Sýcak O, B yýldýzlarý ve Galaksi merkezindeki çok yüksek bir enerji kaynaðý. Ayrýca, Sgr A batý kolunun merkezinde termik olmayan çok küçük bir kaynak tespit edilmiþtir. Buna Sgr A
denmektedir ve bunun Galaksimizin merkezi olduðu iddia edilmektedir. Bununla birlikte kýzýlötesi uydusu (IRAS) ile elde edilen gözlemlerden, IRS16 kaynaðýnýn da Galaksimizin merkezi olduðu ileri sürülmektedir. Sgr A ile IRS 16 arasýndaki açýsal uzaklýk birkaç yay saniyesi mertebesindedir. Bugün için Galaksi merkezinin Sgr A mý yoksa IRS 16 mý olduðu hala tartýþýlmaktadýr. Bu gözlemlerden, Galaksimizin merkezinin bir spiral yapýya sahip olduðu anlaþýlmýþtýr. Merkezdeki bu spiral yapýnýn Galaksimizin spiral yapýsý ile bir ilgisi yoktur. Galaksi merkezinden itibaren 2 ila 8 pc arasýnda moleküllerin bulunduðu bir disk bölgesi vardýr. Bu bölgeye “Molekül diski” denir. Merkezden itibaren 700 pc uzaklýktaki ekseni etrafýnda hýzla dönen bir “Çekirdek disk” vardýr.
Gerek merkezdeki spiral yapýnýn oluþumunu açýklayabilen, gerekse yüksek hýzlý gaz ve tozu Galaksi merkezi etrafýnda tutan birþey olmalý, yapýlan dinamik hesaplardan 2 x 106 Güneþ kütlesindeki bir cisim, bu gazýn yýldýzlararasý uzaya uçup gitmesini engellediði ileri sürülmüþtür. Bu da kompakt süper kütleli bir karadeliktir. Diðer birçok Galaksinin çekirdeklerinde de meydana gelen olaðanüstü aktiviteyi keþfeden astronomlar, bu Galaksilerin merkezlerinde süper kütleli bir karadeliðin olabileceðini söylemektedirler.
Galaksimizin merkezinde 511 Kev ve 1.8 Mev mertebesinde Gama enerjisinin geldiði tespit edilmiþtir. Bu 1.8 Mev lik Gama enerjisi Al26 nýn bozulmasýna karþýlýk gelmektedir. Al26 aðýr bir elementtir. ve süpernova patlamasý sýrasýnda meydana gelebilir. O halde Galaksimizin merkezinde bir süpernova patlamasý olmuþtur ve büyük bir olasýlýkla patlama sonucunda da bir karadelik meydana gelmiþtir.
Bununla birlikte, birçok astronom Galaksimizin merkezinde süper kütleli bir karadeliðin olabileceði fikri ile uyum içinde deðildir. Buna delil olarak, Galaksi merkezinin kýzýlötesi bir görüntüsünü elde eden Avustralyalý astronom Allen, süperkütleli bir karadeliðin varlýðýný gösteren birþey görememiþti.
Bugün için astronomlar hala Galaksi merkezini daha iyi anlamak için araþtýrmalarýný sürdürmektedirler. Önümüzdeki yýllarda Dünya yörüngesine oturtulacak astronomik amaçlý uydular ile Galaksimizin merkezi ile ilgili gizemler ortaya çýkarýlabilecek mi göreceðiz.
Kaynak:
Universe, Kaufmann Third Edition, 25,483-497.
