Şehir ışıklarından uzakta Ay'ın olmadığı
açık bir gecede, gökyüzünü bir baştan öbür başa kuşatan puslu, parlak bir
şeriti sık sık görebiliriz. Eski insanlar bunu sütyolu "Milkway"
olarak isimlendirmişlerdir. Bugün, bu puslu şeritin Güneşin de içinde bulunduğu
birkaç yüz milyon yıldızı içeren, disk şeklinde bir görünüm olduğunu biliyoruz.
Bir teleskop ile Samanyolunu inceleyen ilk astronom Galileo, Samanyolunun sayısız yıldızlardan ibaret olduğunu keşfetti. 1780`li yıllarda William Herchel gökyüzünün 683 bölgeye ayırıp, bu bölgelerin her birindeki yıldızları sayarak Güneş'in Galaksideki yerini çıkarmaya çalıştı. Hershel, Galaksinin merkezine doğru yıldızların sayıca, büyük yoğunlukta olduğunu daha küçük yıldız yoğunluklarının ise Galaksinin sınırına doğru görüleceğini düşündü. Fakat, tüm Samanyolu boyunca kabaca, aynı yıldız yoğunlukları buldu. Buradan hareket ederek, Güneş'in Galaksimizin merkezinde bulunduğunu ortaya çıkardı. 1920` li yıllarda Hollandalı Astronom Kapteyn, çok sayıdaki yıldızların parlaklığını ve hareketlerini analiz ederek, Herschel`in görüşlerini doğruladı. Kapteyn`e göre Samanyolu yaklaşık 10 kpc (kiloparsek) çapında ve 2 kpc kalınlığında olup merkezi civarında Güneş bulunmaktadır. Hem Herschel hem de Kapteyn Güneş'in Galaksimizin merkezinde olduğu fikrinde yanıldılar. Trumpler, yıldız kümeleri ile ilgili çalışmalarında uzak kümelerin beklenildiğinden daha sönük göründüklerini keşfetti. Sonuç olarak, Trumpler yıldızlar arası uzayın mükemmel bir vakum olmadığını uzak yıldızlardan gelen ışığı absorblayan, toz ortamın olduğu sonucunu çıkardı. Bu toz partikülleri Galaksi düzleminde yoğunlaşmıştır.Yıldız ışığının, yıldızlararası ortam tarafından absorblanması sönükleşme olarak bilinir. Galaksi düzleminde yıldızlararası sönükleşme kiloparsek başına 2.5 kadirdir. Bir başka ifade ile, Dünya'dan 1 kpc uzakta, Samanyolunundaki bir yıldız yıldızlararası sönükleşmeden dolayı 2.5 kez daha sönük görülür. Galaksi merkezinde olduğu gibi yoğun yıldızlararası bulutların bulunduğu bölgelerde sönükleşme derecesi büyüktür. Gerçekte, görünür dalgaboylarında Galaksimizin merkezi bir bütün olarak görülemez. Herschel ve Kapteyni yanıltanda bu yıldızlararası sönükleşme idi. Sadece Galaksimizdeki en yakın yıldızları gözlemişlerdi. Üstelik yıldızların çok büyük bir kısmının Galaksimizin merkezinde bulunduğu fikrine sahip değillerdi. Yıldızlararası toz Galaksimizin düzleminde yoğunlaştığından dolayı, yıldızlararası sönükleşme buralarda daha çoktur. Shapley'in öncülüğünü yapmış olduğu, pek çok Astronom, Güneş'in Galaksi merkezinden olan uzaklığını ölçmeye giriştiler. Shapley, bugün için kabul edilen 28,000 ışık yılı bir uzaklığın yaklaşık üç katı kadar bir uzaklık hesapladı. Galaksi merkezi etrafında, su mazerleri ihtiva eden gaz bulutlarından elde edilen radyo gözlemlerine dayanan son hesaplara göre ise yaklaşık 23,000 ışık yılı bir uzaklık bulunmuştur. Galaksi merkezine olan uzaklık, diğer özelliklerin tespit edilebilmesinde bir ölçüdür. Galaksimizin disk kısmı 80,000 ışık yılı çapında 2,000 ışık yılı kalınlığındadır. Galaksimizin çekirdeği, yaklaşık 15,000 ışık yılı çapında olan merkezsel bulge (şişkin bölge) ile çevrilmiştir. Bu şişkin bölgenin şekli küreseldir (Şekil 1).
Şekil 1. Galaksimizin yandan görünüşü. Galaksimizin üç büyük bileşeni vardır: İnce Disk, Şişkin bölge ve Halo tur. Disk gaz ve tozdan oluşur.
Bugün için, Galaksimize ait altı tane bileşenden söz edilmektedir. Bunlar; İnce Disk, Kalın Disk, Halo,
Şişkin Bölge, Karanlık Halo ve Yıldızlararası ortamdır. Karanlık halo ve
yıldızlararası ortamın dışında bu bileşenlerde farklı türden yıldızlar
bulunmaktadır. Halodaki yıldızlar, yaşlı ve metal bakımından fakirdir. Astronomlar
bu yıldızları popülasyon II yıldızları olarak adlandırırlar. Halo çok az toz ve
gaz ihtiva eder. Küresel kümeler ve RR Lyrae değişen yıldızları bu bileşende
bulunmaktadır.
Diskte bulunan yıldızlar ise, Güneş gibi genç
ve metal bakımından zengin yıldızlardır. Bunlara popülasyon I yıldızları denir.
Disk bileşeninde, çok miktarda gaz ve toz bulunur. Açık kümeler, emisyon nebulaları
bu bileşenlerde bulunur.
Galaksimizin diskinin mavimtrak olduğu
anlaşılmıştır. Çünkü, diskten gelen ışıkta genç ve sıcak yıldızların
radyasyonu hakimdir. Merkezdeki şişkin bölge popülasyon I ve popülasyon II
yıldızlarının bir karışımını içermektedir. Bu bölge kırmızımtrak görülür. Nedeni ise, Galaksimizin bu
bölgesinde daha soğuk kırmızı dev yıldızları bulunmaktadır. Galaksimizin
düzleminde yıldızlararası toz, yıldızlardan gelen ışığı absorbladığı için
Galaksimizin disk kısmının yapısının anlaşılması, radyo astronominin gelişmesine
kadar beklemiştir.
Radyo dalgaları, uzundalgaboylu oldukları için yıldızlararası ortamda absorblanmaya ve saçılmaya uğramadan bize kadar ulaşabilirler. Radyo ve optik gözlemler, Galaksimizin gaz ve tozdan ibaret spiral şekilli kollara sahip olduğunu ortaya çıkardı. Hidrojen evrende en bol bulunan elementtir. Hidrojen gazı gözlemlerinden Galaksimizin disk yapısı hakkında önemli ipuçları tespit edilmiştir. Hidrojen atomu, bir proton ve bir de elektrondan meydana gelir. Hidrojen atomu nötr halde yani elektronu temel seviyede iken, elektron ile aynı yönde (paralel) veya ters yönde (anti paralel) dönebilir. Proton ve elektron birbirine göre paralel döndüğü zaman ortamın 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 değişir. O zaman atomun toplam enerjisinde bir azalma meydana gelir. İşte bu sırada 21 cm dalgaboyunda bir ışınım yayınlanır (Şekil 2). Galaksimizin 21 cm deki görüntüsü Şekil 3 te gösterilmiştir.
Şekil 2. Hidrojen atomunun ince yapısı.
Şekil 3. Galaksimizde bulunan atomik hidrojenin neden olduğu 21 cm lik ışınımın görüntüsü.
1951 de Harvard da Astronomlar yıldızlararası ortamdaki 21 cm lik
bu radyo ışınımını tespit ettiler. Bu radyo ışınımı, (Şekil 4) den de
görüleceği üzere, Galaksi diskinde 1,2,3 ve 4 noktalarındaki hidrojen bulutlarından
gelmektedir. Galaksimizin farklı bölgelerindeki gazlardan gelen radyo ışınımları
farklı dalgaboyları ile radyo teleskoplara ulaştığından, değişik gaz bulutlarını
seçip ayırmak ve böylelikle Galaksimizin bir haritasını çıkartmak mümkündür.
Galaksimizin 21 cm lik radyo gözlemlerinden, nötral hidrojen gazından itibaren, birçok
yay biçiminde kollar çıkarılmıştır. Galaksimizin spiral yapısına ait en önemli
ipuçları O , B yıldızları ve H II bölgelerinin haritalanmasından elde edilmiştir.
Ayrıca, karbonmonoksit (CO) ihtiva eden molekül bulutlarındaki radyo gözlemleri,
Galaksimizin uzak bölgelerinin haritasını çıkartmak için kullanılmıştır.
Şekil 4. Galaksimizin haritalanmasında kullanılan bir teknik.
Bütün bu gözlemler, Galaksimizin
spiral bir kola sahip olduğunu göstermektedir. Güneş, Orion kolu olarak isimlendirilen
spiral kollardan birinde bulunmaktadır. Sagittarius kolu, galaksi merkezi doğrultusunda
bir yerdedir. Bu kol, yaz aylarında Samanyolunun Scorpius ve Sagittarus boyunca uzanan
kısmına bakıldığında görülebilir. Kış aylarında ise Perseus kolu görülebilir.
İki büyük koldan diğer ikisi ise Centaurus ve Cygnus koludur.
Spiral kollar, Galaksinin
döndüğünü akla getirmektedir. Galaksimiz dönmese idi, bütün yıldızlar
Galaksimizin merkezine düşerdi. Galaksimizin dönmesini hesap etmek zor bir iştir.
Hidrojen gazından yayınlanan 21cm lik radyo gözlemleri, Galaksinin dönmesi hakkında
önemli ipuçları sağlar. Bu gözlemler, Galaksimizin katı bir cisim gibi dönmediğini
oldukça diferansiyel olarak döndüğünü açık olarak göstermektedir. İsveçli
Astronom Lindblad, Galaksi merkezi etrafında yörüngesi boyunca Güneş'in hızının
250 km/sn olduğunu çıkarttı. Güneş bu hız ile Galaksimizin etrafını ancak 200
milyon yılda dolanabilir. Bu da Galaksimizin ne kadar büyüklükte olduğunu gösterir.
Güneş'in Galaksimizin etrafındaki yörüngesini bilirsek, Galaksimizin kütlesini
Keplerin üçüncü kanunundan hesaplayabiliriz.
Buradan Galaksimizin kütlesinin,
Güneş'in kütlesinin 1.1x1011
katı olduğu bulunmuştur. Bu kütle çok küçüktür. Çünkü Kepler kanunu, bize
sadece Güneş'in yörüngesi içersindeki kütlesini verir. Güneş'in yörüngesinin
dışarısındaki madde, Güneş'in hareketinin etkilemez ve böylelikle Keplerin
üçüncü kanununa yansımaz. Bugün, hala Galaksimizin gerçek sınırı tespit
edilemedi mutlaka şaşırtıcı bir madde miktarı, Galaksinin halosunun çok ötesinde
uzanan küresel dağılım halinde Galaksimizi kuşatmalı. Bu maddeden dolayı,
Galaksinin toplam kütlesi en azından Güneş kütlesinin 6 x 1011 katı veya daha fazla
olabilir. Galaksimizin halosunun ötesindeki bu madde çok karanlıktır. Bunun için bu
bölgeye "Karanlık Madde" adı verilir. Bu
bölgede yıldız yoktur, ve varlığı çekim kuvvetinin varlığından
anlaşılmaktadır.
SPİRAL YAPININ AÇIKLANMASI
Spiral kolların varlığı yılladır
astronomları şaşırtmıştır. Birçok Galaksi H II bölgeleri ve O, B
yıldızlarının bulunduğu yay şeklindeki kollara sahiptir. Spiral kollar farklı
görünüşlere sahiptir. Bazı galaksiler flocculent (topaklanmış) spiraller olarak
isimlendirilirler bunlarda spiral kollar geniş, karışık ve belirgin değildir. Bazı
galaksilerde ise bu kollar ince ve çok belirgindir. Bu spiral kolların görünüşünden
şu söylenebilir; Bir Galaksinin spiral yapısının ortaya çıkması için birden fazla
mekanizma olmalıdır.
"Kendini
Besleyen Yıldız Oluşumu" teorisi ve Galaksinin diferansiyel rotasyonu da
göz önünde bulundurulursa, spiral
kolların nasıl oluştuğu şu şekilde açıklanabilir. Başlangıç da spiral kollara
sahip olmayan bir galaksi diskinin herhangi bir
yerdeki yoğun yıldızlararası bulutta yıldız oluşumunun başladığnı düşünelim.
Bu bulutta sıcak, kütleli yıldızlar oluşur oluşmaz bunların yaydığı radyasyon,
gazda ilave bir yıldız oluşumunu başlatarak civarındaki bulutsuyu sıkıştırır. Bu
büyük kütleli yıldızlarda, sonunda süpernova patlaması olur. Bu süpernova
patlaması ile yayılan şok dalgaları yıldız oluşumunu destekleyen yıldızlararası
ortamı sıkıştırır. Yıldız oluşumu bölgeleri büyüdükçe, Galaksinin
diferansiyel rotasyonu iç kısımları dış kısımlara doğru iter. Böylelikle, O, B
yıldızlarının kümelenmesi ve parlayan bulutsu, bir spiral kol oluşumuna neden olur.
Yıldız oluşumlarının çoğalması
ile meydana gelen spiral kollar bir galaksiyi gelişigüzel bir şekilde, boydan boya
kuşatır. Spiral kolların ufak tefek parçaları ancak genç yıldızların oluştuğu
bölgelerde görülürken, büyük kütleli yıldızların öldüğü diğer bölgelerde
görülmezler.
Böylece Galaksiler çok belirgin olmayan spiral kolları ile düzensiz bir görünüşe sahiptirler. Düzenli görünüşe sahip diğer Galaksilerin spiral yapısını açıklamak için ise alternatif başka bir görüş vardır.
YOĞUNLUK
DALGALARI
1920 li yıllarda Lindblad bir
Galaksideki spiral kolların, yıldızlar arasında hareket eden sürekli bir yapıya
sahip olduğunu önerdi. Örneğin, okyanustaki dalgalar su yüzeyini bir baştan öbür
başa hareket ettirirken, tek tek su moleküllerinde
küçük daireler halinde aşağı yukarı hareket ederler. Esasında suyu bir
baştan öbür başa kat eden dalgalardır. Su molekülleri ise dalgalar ile birlikte hareket eder. Lindbland, Bu
benzetmelerden yola çıkarak, spiral yapının yoğunluk dalgaları ile
açıklanabileceğini ileri sürdü.
Bu yoğunluk dalga teorisi 1960 lı
yıların ortalarında Amerikalı Astronomlar Lin ve Shu tarafından ayrıntılı bir
şekilde hazırlandı ve matematiksel olarak ifade edildi. Lin ve Shu, bir Galaksinin
diski içersinden geçen yoğunluk dalgalarının, geçici olarak bir madde birikimine
sebep olabileceği üzerinde durdular.Bu sebepten, bir spiral kol, maddenin geçici olarak
artması veya sıkışması şeklinde yorumlanabilir.
Bir Galakside bir yoğunluk
dalgasının etkisinin nasıl gösterdiğini daha iyi anlamak için okyanus örneğini bir
kere daha gözden geçirelim. Eğer su moleküllerine dışarıdan bir etki
yapılmamışsa okyanusun yüzeyi çarşaf gibi olur. Fakat su molekülleri sürekli
pertürbasyon olarak isimlendirilen rüzgar gibi tedirginliklerden etkilenir. Bu
pertürbasyon sonucu sudaki moleküller birbirlerini iterek bir su dalgasını oluşturur.
Okyanus yüzeyindeki bu su molekülleri küçük eliptik yörüngelerde hareket ederler.
Bu durum (Şekil 4a) da görülebilir. Bir Galaksideki, yıldızlar birbirlerinden çok
büyük uzaklıklarda bulunduğundan dolayı yıldızlar arasında çarpışmalar olmaz.
Bununla beraber, birbirlerini çekimlerinden dolayı etkiler. Su veya ses dalgalarında
moleküler kuvvetler moleküllerin hareketlerini etkilerler. Bir Galakside ise, çekim
kuvveti yıldızlar arasındaki etkileşimlere neden olur. Bu yıldızın Galaksi merkezi
etrafındaki yörüngesi daire ye yakındır. Fakat Galaksideki madde, yıldızın
yörüngesinden sapmasına neden olan küçük gravitasyonel pertürbasyonlar meydana
getirir.
Şekil 4. Su ve kinematik dalgalar.
Bir su molekülünün okyanus
yüzeyinde yükselip alçalması gibi yıldız da bozulmamış yörüngesi etrafında
ileri geri salınımlarda bulunur. Lindbland bu salınım (osilasyon) ları, küçük bir
epicycle ile açıklamıştır. Bu (Şekil 4b) den görülebilir. Epicycle orjinal
yörüngesi boyunca saat yönünde hareket ederken, yıldız epicycle civarında saat
yönünün tersinde hareket eder. Sonuç da yıldızın yörüngesi, hareket halinde
elipse benzer bir eğri olur. Doğal olarak, bu yıldızın gravitesi diğer
yıldızların hareketini etkiler. Bu gravite etkisi, bir yıldız yörüngesinden
diğerine doğru yayılan "Kinematik Dalga" olarak
isimlendirilen bir dalga tedirginliği yaratır.
Kalnajs, (Şekil 4b) de önerildiği gibi yıldızların eliptik yörüngelerinin rastgele yönlenmediğini, bunun yerine yörüngeler arasında sıkı bir ilişkinin var olduğunu önerdi. Çünkü her bir eliptik yörünge komşu diğer yörüngeye belli bir açı ile meyillidir ve sonuç da (Şekil 4b) de gösterildiği gibi spiral bir yapı ortaya çıkar. Bu spiral yapı, elips yörüngelerin birbirine en yakın olduğu yerlerde ortaya çıkar. Yıldız sayısının geçici artışı yıldızlararası gaz ve toz da büyük bir etki yaratır.Yıldızların çoğalması spiral kolda gravitasyonel çekimin artmasına sebep olur. Bu gravitasyonel kuvvet, yavaş hareket eden büyük kütleli yıldızlar üzerinde hemen hemen bir etki yapmaz. Bununla beraber yıldızlararası ortamdaki hafif atomlar ve moleküller, gravitasyonel çekime uğrayarak bir yoğunluk dalgası tepesi oluştururlar. Kalnajsın spiral yapı modeline göre, yoğunluk dalgaları galaksideki madde içersinde yıldızların hareketinden daha yavaş olarak aşağı yukarı 30 km/sn hız ile hareket eder. Bununla birlikte, yıldızlararası gaz, 10 km/sn (bu yıldızlararası ortamda ses hızıdır) bir hız ile küçük bir sıkışma meydana getirebilir. Bu meydana gelen yoğunluk dalgası süpersoniktir. Çünkü yıldızlararası gazdaki hızı, bu gazdaki ses hızından daha büyüktür. Yoğunluk dalga teorisi düzenli spiral yapıların birçok özelliğini açıklar. Spiral yoğunluk dalgaları galakside hızla ilerleyerek ölen yıldızlardan arta kalan gaz ve tozları bir nebula haline sıkıştırarak yeni yıldızların oluşmasına neden olur. Yaşlı yıldızların ölümünden geriye kalan madde ağır elementler bakımından zenginleştiği için yeni oluşan yıldızlar metal bakımından zengindir. Galaksideki spiral yapı hakkındaki tüm problemler çözülememiştir. Birçok Astronom yoğunluk dalga teorisinin doğru bir teori olduğunu savunmaktadır. Fakat yine de bu teori ile ilgili bazı tereddütler var. Örneğin; bu yoğunluk dalgaları, yıldızlararası gaz ve tozu sıkıştırmak için büyük bir enerji harcarlar. Yoğunluk dalgalarının yayılması için devamlı, bir enerjinin takviye edilmesi gerekir. Bu enerjinin nereden geldiği pek anlaşılamamıştır. Ancak Galaksilerin çekirdekleri, bu enerjinin geldiği yerler olarak görülebilir. Başka bir olasılık ta, iki Galaksinin çarpışmasıdır. İki Galaksi birbiri ile çarpıştığında, Galaksi bir spiral yapıyı meydana getirecek şekilde diğerini etkiler.
GALAKSİMiZİN MERKEZİ
Galaksimizin merkezi (Şekil 5),
Sagitarius (Sgr A) olarak bilinmektedir. New Mexicodaki VLA radyo teleskobu ile elde
edilen ayrıntılı radyo görüntülerinden Sgr A nın iki koldan ibaret olduğu
görülmüştür. Sgr A Batı ve Sgr A Doğu (Şekil 6) SgrA Batı, termik diğeri ise termik olmayan radyasyon
yayınlar. Termik kısımda iyonlaşmış hidrojen vardır. Bu iyonlaşmış gazın sebebi
anlaşılamamıştır. Bunu açıklayabilen iki mekanizma ileri sürülmüştür. Sıcak
O, B yıldızları ve Galaksi merkezindeki
çok yüksek bir enerji kaynağı. Ayrıca, Sgr A batı kolunun merkezinde termik olmayan
çok küçük bir kaynak tespit edilmiştir. Buna Sgr A* denmektedir ve bunun Galaksimizin
merkezi olduğu iddia edilmektedir. Bununla birlikte kızılötesi uydusu (IRAS) ile elde edilen gözlemlerden,
IRS16 kaynağının da Galaksimizin merkezi olduğu ileri sürülmektedir. Sgr A* ile IRS
16 arasındaki açısal uzaklık birkaç yay saniyesi mertebesindedir. Bugün için
Galaksi merkezinin Sgr A* mı yoksa IRS 16 mı olduğu hala tartışılmaktadır. Bu
gözlemlerden, Galaksimizin merkezinin bir spiral yapıya sahip olduğu
anlaşılmıştır. Merkezdeki bu spiral yapının Galaksimizin spiral yapısı ile bir
ilgisi yoktur. Galaksi merkezinden itibaren 2 ila 8 pc arasında moleküllerin bulunduğu
bir disk bölgesi vardır. Bu bölgeye “Molekül diski” denir.
Merkezden itibaren 700 pc uzaklıktaki ekseni etrafında hızla dönen bir “Çekirdek disk”
vardır.
Şekil 5. Galaksimizin merkez bölgesi. Birinci fotoğraf Galaksimizin 50 derece büyüklüğündeki alanına aittir. Ortadaki fotoğraf aynı alanın IRAS teleskobundan alınan görüntüsüne, ve üçüncü fotoğrafta kırmızıötede Galaksimizin merkeze bölgesine aittir.
Şekil 6. Galaktik merkez çevresindeki moleküller bulut. HCN emisyonun neden olduğu ışınım sayesinde görülen yapı, galaktik çekirdeğin moleküller bulutlar ile sarılı olduğunu gösteriyor. Bu halka 15 ışık yılı çapında, 300 K sıcaklığında gaz ile 80 K sıcaklığındaki tozdan oluşmaktadır.
Gerek merkezdeki spiral yapının
oluşumunu açıklayabilen, gerekse yüksek hızlı gaz ve tozu Galaksi merkezi etrafında
tutan birşey olmalı, yapılan dinamik hesaplardan 2 x 106 Güneş kütlesindeki
bir cisim, bu gazın yıldızlararası uzaya uçup gitmesini engellediği ileri
sürülmüştür. Bu da kompakt süper kütleli bir karadeliktir. Diğer birçok
Galaksinin çekirdeklerinde de meydana gelen olağanüstü aktiviteyi keşfeden
astronomlar, bu Galaksilerin merkezlerinde süper kütleli bir karadeliğin olabileceğini
söylemektedirler.
Galaksimizin merkezinde 511 Kev ve 1.8
Mev mertebesinde Gama enerjisinin geldiği tespit edilmiştir. Bu 1.8 Mev lik Gama
enerjisi Al26 nın bozulmasına karşılık gelmektedir. Al26 ağır bir
elementtir. ve süpernova patlaması sırasında meydana gelebilir. O halde Galaksimizin
merkezinde bir süpernova patlaması olmuştur ve büyük bir olasılıkla patlama
sonucunda da bir karadelik meydana
gelmiştir.
Bununla birlikte, birçok astronom
Galaksimizin merkezinde süper kütleli bir karadeliğin olabileceği fikri ile uyum
içinde değildir. Buna delil olarak, Galaksi merkezinin kızılötesi bir
görüntüsünü elde eden Avustralyalı astronom Allen, süperkütleli bir karadeliğin
varlığını gösteren birşey görememişti.
Bugün için astronomlar hala Galaksi merkezini daha iyi anlamak için araştırmalarını sürdürmektedirler. Önümüzdeki yıllarda Dünya yörüngesine oturtulacak astronomik amaçlı uydular ile Galaksimizin merkezi ile ilgili gizemler ortaya çıkarılabilecek mi göreceğiz.
Kaynaklar
Universe, Kaufmann Third Edition, 25,483-497.
Galaksinin çok renk görüntüsü http://nvo.gsfc.nasa.gov/mw/milkyway.html