Sarmal galaksi sayfasının kaynağını görüntüle

[[Dosya:Spiral Galaxy NGC 1232 (wallpaper).jpg|küçükresim|upright=1.5|[[NGC 1232]], "karşıdan görünen" sarmal gökadaların tipik bir örneğidir.]]

'''Sarmal galaksiler''' veya '''sarmal gökadalar''', ilk olarak [[Edwin Hubble]] tarafından 1936 yılında yazdığı ''The Realm of the Nebulae'' adlı eserinde tanımlanan bir [[Biçimsel galaksi sınıflaması|gökada sınıfıdır]]<ref name="Hubble-1936"/> ve bu nedenle [[Hubble düzeni]]nin bir parçasını oluştururlar. Çoğu sarmal gökada, [[yıldız]]lar, [[yıldızlararası ortam|gaz ve toz]] içeren düz, dönen bir [[Galaktik disk|disk]] ile yıldızların yoğunlaştığı, [[Şişkinlik (gökbilim)|şişkinlik]] adı verilen merkezi bir bölgeden oluşur. Bu gökadalar genellikle, yıldızlardan oluşan çok daha soluk bir [[Galaksi halesi|hale]] ile çevrilidir ve halede bulunan birçok yıldız, [[küresel yıldız kümesi|küresel kümelerde]] yer alır.

Sarmal gökadalar, merkezden galaktik diske doğru uzanan sarmal yapılarından dolayı bu şekilde adlandırılmıştır. Sarmal kollar [[yıldız oluşumu]]nun devam ettiği bölgelerdir ve içlerinde bulunan genç, sıcak [[OB yıldızı|OB yıldızları]] nedeniyle diskin geri kalanından daha parlak ve belirgindir.

Tüm sarmal gökadaların yaklaşık üçte ikisi, merkezi şişkinlikten uzanan ve uçlarından sarmal kolların başladığı çubuk benzeri bir yapıya sahiptir.<ref name="mihalas1968"/> [[Çubuklu sarmal gökada]]ların [[Çubuksuz sarmal gökada|çubuksuz sarmallara]] oranı [[evren]]in tarihi boyunca değişiklik göstermiştir. Yaklaşık 8 milyar yıl önce gökadaların yalnızca %10'u çubuk içerirken, bu oran 2,5 milyar yıl önce yaklaşık dörtte bire, günümüzde ise görünür evrendeki ([[Hubble hacmi]]) gökadaların üçte ikisinden fazlasına ulaşmıştır.<ref name="sciencedaily"/>

[[Samanyolu]] bir çubuklu sarmal gökadadır, fakat Dünya'nın galaktik disk içindeki mevcut konumundan dolayı çubuğun kendisini gözlemlemek zordur.<ref name="sciamdigital"/> [[Galaktik merkez]]'de yıldızlardan oluşan bir çubuğun varlığını gösteren en güçlü kanıtlar, [[Spitzer Uzay Teleskobu]] da dahil olmak üzere son yıllarda yapılan çeşitli araştırmalarla elde edilmiştir.<ref name="Benjamin2005"/>

[[Düzensiz gökada]]larla birlikte sarmal gökadalar, günümüz evrenindeki gökadaların yaklaşık %60'ını oluşturur.<ref name="Loveday1996"/> Genellikle düşük yoğunluklu bölgelerde bulunurlar ve [[gökada kümesi|gökada kümelerinin]] merkezlerinde nadiren görülürler.<ref name="Dressler1980"/>

== Yapı ==
[[Dosya:HubbleTuningFork.jpg|küçükresim|Diyapazon şeklindeki Hubble düzeni diyagramı]]
Sarmal gökadalar, birkaç farklı bileşenden oluşabilir:
* Sarmal kolların belirgin bileşenleri olduğu, yıldızlar ve [[yıldızlararası ortam|yıldızlararası madde]]den meydana gelen düz, dönen bir [[Disk galaksisi|disk]]
* Daha çok yaşlı yıldızlardan oluşan ve bir [[eliptik gökada]]yı andıran merkezi bir yıldız [[Şişkinlik (gökbilim)|şişkinliği]]
* Yıldızların çubuk şeklinde dağıldığı bir yapı
* [[Küresel yıldız kümesi|Küresel kümelerdeki]] birçok yıldızı da içeren, yıldızlardan oluşmuş neredeyse küresel bir hale
* Şişkinliğin tam merkezinde yer alan bir [[süper kütleli kara delik]]
* Neredeyse küresel bir [[karanlık madde]] halesi<ref name=Salucci2019/>

Farklı bileşenlerin kütle, parlaklık ve boyut açısından göreceli önemi, gökadadan gökadaya değişiklik gösterir.

=== Sarmal kollar ===
{{Ana|Sarmal kol}}
[[Dosya:UGC 12158.jpg|küçükresim|[[Çubuklu sarmal gökada]] [[UGC 12158]]]]

''Sarmal kollar'', [[Çubuklu sarmal gökada|çubuklu]] ve [[Çubuksuz sarmal gökada|çubuksuz]] sarmal [[gökada]]lardan merkezin dışına doğru uzanan yıldız bölgeleridir. Bu uzun ve ince bölgeler bir [[sarmal]]ı andırır ve sarmal gökadalara adını verir. Doğal olarak [[Biçimsel galaksi sınıflaması|sarmal gökadaların farklı sınıflandırmaları]] birbirinden farklı kol yapılarına sahiptir. Örneğin, Sc ve SBc gökadalarının kolları oldukça "gevşek" bir yapıdayken, Sa ve SBa gökadalarının kolları (Hubble düzenine göre) sıkıca sarılmıştır. Her durumda sarmal kollar, yüksek kütle yoğunluğu ve yıldız oluşum oranı nedeniyle çok sayıda genç, mavi yıldız içerir ve bu da kolları oldukça parlak yapar.

=== Şişkinlik ===
{{Ana|Galaktik şişkinlik}}
''Şişkinlik'', büyük ve sıkı bir şekilde toplanmış yıldızlar grubudur. Terim, çoğu sarmal gökadanın merkezinde bulunan yıldız grubunu ifade eder ve genellikle dış (üstel) disk ışığının içe doğru uzantısının üzerinde kalan yıldız ışığı fazlası olarak tanımlanır.
[[Dosya:HAWK-I NGC 1300.jpg|küçükresim|[[kızılötesi]]nde görüntülenen [[NGC 1300]]]]
Hubble sınıflandırmasına göre Sa gökadalarının şişkinliği genellikle düşük metal içeriğine sahip, yaşlı ve kırmızı [[Popülasyon II yıldızları]]ndan oluşur ve ayrıca, Sa ve SBa gökadalarının şişkinlikleri genellikle büyük olma eğilimindedir. Buna karşılık, Sc ve SBc gökadalarının şişkinlikleri çok daha küçüktür<ref name=Alister2008/> ve genç, mavi [[Popülasyon I yıldızları]]ndan oluşur. Bazı şişkinlikler, kütle ve parlaklık seviyelerinin daha düşük olduğu eliptik gökadalara benzer özellikler gösterir. Diğerleri ise disk gökadalarına benzer özellikler sergileyen, disklerin daha yüksek yoğunluklu merkezleri gibi görünürler.

Birçok şişkinliğin, merkezinde [[süper kütleli kara delik]] barındırdığı düşünülmektedir. Örneğin, Samanyolu gökadamızda yer alan [[Sagittarius A*]] adı verilen nesne süper kütleli bir kara deliktir. Bazı sarmal gökadaların merkezindeki [[aktif gökada çekirdeği|aktif çekirdeklerin]] varlığı ve [[Messier 106]] gibi gökadalardaki büyük, sıkışık merkezi kütlelerin varlığını tespit eden dinamik ölçümler de dahil olmak üzere, sarmal gökada merkezlerinde kara deliklerin varlığına dair birçok kanıt bulunmaktadır.

=== Çubuk ===
Yıldızlardan oluşan çubuk şeklindeki uzantılar, tüm sarmal gökadaların yaklaşık üçte ikisinde gözlemlenmiştir.<ref name=de_Vaucouleurs1991/><ref name=Simmons2014/> Bu çubukların varlığı bazen güçlü, bazen de zayıf olabilir. Yandan görünen sarmal (ve merceksi) gökadalarda çubuğun varlığı bazen, düzlem dışında X şeklindeki veya fıstık kabuğu şeklindeki yapılarla ayırt edilebilir.<ref name=astronomynow/><ref name=Bogdan2016/> Bu yapılar genellikle düzlemdeki çubuk uzunluğunun yarısında maksimum görünürlüğe ulaşır.

=== Küremsi ===
[[Dosya:PHANGS image mosaic.jpg|küçükresim|upright=1.3|[[James Webb Uzay Teleskobu]]'ndan (JWST) yakın ve orta kızılötesi ışıkta 19 adet karşıdan görünen sarmal gökada. Burada yaşlı yıldızlar mavi görünür ve gökadaların çekirdeklerinde kümelenmişlerdir. Parıldayan toz, yıldızların etrafında ve arasında nerede bulunduğunu gösteren kırmızı ve turuncu tonlarında görünür. Henüz tam olarak oluşmamış, gaz ve tozla kaplı olan yıldızlar parlak kırmızı görünür.<ref name=esa.int/>]]

Bir sarmal gökadadaki yıldızların büyük çoğunluğu ya tek bir düzleme ([[galaktik düzlem]]) yakın bir bölgede az çok geleneksel dairesel [[yörünge]]lerde [[galaktik merkez]] etrafında hareket eder ya da gökada çekirdeği etrafında bir [[Sferoit|küremsi]] gökada şişkinliğinde yer alır.

Bununla birlikte bazı yıldızlar, bir tür [[galaktik hale]] olan ''küremsi hale'' veya ''galaktik küre'' içinde yer alır. Bu yıldızların yörüngesel davranışları tartışmalıdır; [[Geri ve ileri yönlü hareket|ters yönlü]] (retrograd) ve/veya yüksek [[Yörünge eğikliği|eğiklikte]] yörüngelere sahip olabilirler ya da hiç düzenli yörüngelerde hareket etmeyebilirler. Hale yıldızları, sarmal gökadayla [[Galaksi birleşmesi|birleşen]] küçük gökadalardan elde edilmiş olabilirler. Örneğin [[Yay Eliptik Cüce Gökadası]] şu anda Samanyolu ile birleşme sürecindedir ve gözlemler Samanyolu halesindeki bazı yıldızların bu gökadadan geldiğini göstermektedir.

Galaktik diskin aksine, halenin [[yıldızlararası toz|tozdan]] arınmış olduğu görülmektedir. Ayrıca galaktik haledeki [[Popülasyon II yıldızları]], galaktik diskteki [[Popülasyon I yıldızları|Popülasyon I]] kuzenlerine kıyasla çok daha yaşlıdır ve [[metallik|metal]] içeriği çok daha düşüktür, fakat gökada şişkinliğindeki yıldızlara benzerlik gösterirler. Galaktik hale, ayrıca birçok küresel yıldız kümesi içerir.

Hale yıldızlarının hareketi zaman zaman onları diskin içinden geçirmektedir ve [[Güneş]]'e yakın birkaç küçük [[kırmızı cüce]]nin, örneğin [[Kapteyn Yıldızı]] ve [[Groombridge 1830]]'un galaktik haleye ait olduğu düşünülmektedir. Galaktik merkez etrafındaki düzensiz hareketleri nedeniyle bu yıldızlar genellikle alışılmadık derecede yüksek [[özdevinim]] sergilerler.

=== En yaşlı sarmal gökadalar ===
[[BRI 1335-0417]], 2024 itibarıyla bilinen en yaşlı<ref name="space.com"/> ve en uzak sarmal gökadadır. Gökada, 4,4'lük bir [[kırmızıya kayma]] değerine sahiptir ve bu da ışığının Dünya'ya ulaşmasının 12,4 milyar yıl sürdüğü anlamına gelir.<ref name="Tsukui2021"/><ref name="Law2012"/>

Kayıtlardaki en yaşlı büyük tasarım sarmal gökada [[BX442]]'dir. On bir milyar yıl yaşında olan bu gökada, daha önceki keşiflerden iki milyar yıl daha yaşlıdır. Araştırmacılar gökadanın şeklinin, yoldaş bir [[cüce gökada]]nın kütleçekimsel etkisinden kaynaklandığını düşünmektedir. Bu varsayıma dayalı bilgisayar modelleri, BX442'nin sarmal yapısının yaklaşık 100 milyon yıl süreceğini göstermektedir.<ref name="zmescience.com"/><ref name="Gonzalez2012"/>

2022 itibarıyla bilinen en yaşlı çok kollu sarmal gökada [[A2744-DSG-z3]]'tür. Kırmızıya kayması z=3,059'dur ve bu değer, Dünya'ya 11,5 milyar ışık yılı uzaklıkta olduğunu göstermektedir.<ref name="iopscience"/>

[[A1689B11]], Başak takımyıldızında bulunan [[Abell 1689]] gökada kümesindeki son derece yaşlı bir sarmal gökadadır.<ref name="simbad"/> Dünya'dan 11 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunur ve Büyük Patlama'dan 2,6 milyar yıl sonra oluşmuştur.<ref name="phys.org2017"/><ref name=Yuan/>

=== İlgili gelişmeler ===
2019 yılının Haziran ayında [[Galaxy Zoo]] projesine katılan [[Vatandaş bilimi|vatandaş bilim insanları]], özellikle sarmal gökadalarla ilgili olarak kullanılan [[Hubble düzeni|Hubble sınıflandırmasının]] her zaman geçerli olmayabileceğini ve güncellenmesi gerekebileceğini bildirmişlerdir.<ref name="EA-20190611"/><ref name="MNRAS-20190430"/>

== Sarmal yapının kökeni ==
[[Dosya:NGC 6384 HST.jpg|küçükresim|sol|[[Hubble Uzay Teleskobu]] tarafından elde edilen sarmal gökada [[NGC 6384]]'ün görüntüsü]]
[[Dosya:A spiral home to exploding stars.jpg|küçükresim|Beş [[süpernova]]ya ev sahipliği yapan sarmal gökada [[NGC 1084]]<ref name="spacetelescope.org"/>]]
=== Tarihçe ===
Gökadanın dönüşü ve sarmal kolların oluşumu üzerine yapılan çalışmaların öncüsü, 1925 yılında [[Bertil Lindblad]] olmuştur. Lindblad, yıldızların kalıcı olarak sarmal bir şekilde dizildiği fikrinin savunulamaz olduğunu fark etmiştir. Galaktik diskteki açısal dönüş hızının gökada merkezine olan uzaklığa bağlı olarak değiştiği (güneş sistemi tipi standart bir kütleçekim modeli aracılığıyla) düşünüldüğünde, bir radyal kol (tekerlek parmağına benzer şekilde) gökada dönerken hızla eğilip bükülecektir. Bu kol, birkaç galaktik dönüşten sonra giderek daha fazla bükülerek gökadanın etrafını daha sıkıca saracaktır. Bu duruma ''sarılma problemi'' (İng. winding problem) adı verilmektedir. 1960'ların sonlarında yapılan ölçümler sarmal gökadalardaki yıldızların, galaktik merkeze olan uzaklıklarına göre [[Gökada dönüş eğrisi|yörüngesel hızlarının]] [[Newton dinamiği]]nden beklenenden daha yüksek olduğunu, ancak yine de sarmal yapının kararlılığını tam olarak açıklayamadığını göstermiştir.

1970'lerden itibaren gökadaların sarmal yapıları için iki temel hipotez veya model ortaya konmuştur:

* Yoğunluk dalgaları modeli: [[Galaktik disk]] içerisindeki [[Yoğunluk dalgası teorisi|yoğunluk dalgalarının]] neden olduğu yıldız oluşumu.
* Stokastik (olasılıksal) kendi kendine çoğalan yıldız oluşumu modeli ([[SSPSF modeli]]): Yıldızlararası ortamda şok dalgalarının neden olduğu yıldız oluşumu. Bu şok dalgaları, daha önceki yıldız oluşumlarından kaynaklanan yıldız rüzgarları ve süpernova patlamaları tarafından oluşturulur ve yıldız oluşumunun kendini çoğaltmasına ve sürdürülebilir hale gelmesine yol açar. Sarmal yapı, bu süreçte gökada diskindeki farklı dönüş hareketinden kaynaklanır.

Bu farklı hipotezler birbiriyle çelişmez, çünkü farklı türdeki sarmal kolları açıklayabilirler.

=== Yoğunluk dalgaları modeli ===
{{ana|Yoğunluk dalgası teorisi}}
[[Dosya:Galaxy rotation wave.ogv|küçükresim|sağ|Yoğunluk dalgası teorisi tarafından tahmin edilen yörüngelerin animasyonu. Bu teori, kararlı sarmal kolların varlığını açıklar. Yıldızlar, gökada etrafında dönerken sarmal kolların içine ve dışına doğru hareket ederler.]]
[[Bertil Lindblad]], sarmal kolların gökadanın yıldızları ve gazından daha yavaş dönen yoğunluğun arttığı bölgeler (yoğunluk dalgaları) olduğunu öne sürdü. Gaz bir yoğunluk dalgasına girdiğinde sıkışır ve yeni yıldızlar oluşturur, bu yıldızlardan bazıları kısa ömürlü mavi yıldızlardır ve bu yıldızlar kolları aydınlatır.<ref name="Belkora2003"/>

==== Lin ve Shu'nun tarihi teorisi ====
[[Dosya:spiral galaxy arms diagram.svg|küçükresim|sol|Lin ve Shu'nun sarmal kolları hafif eliptik yörüngelerle açıklamasını gösteren abartılı diyagram.]]
Sarmal yapı için kabul edilebilir ilk teori, 1964 yılında [[Chia-Chiao Lin|C. C. Lin]] ve [[Frank Shu]] tarafından geliştirildi.<ref name="LinShu1964"/> Bu teori sarmal yapıların büyük ölçekli yapısını, sabit açısal hızla hareket eden ve gökadanın gaz ve yıldızlarının hızından farklı bir hızda dönen düşük genlikli bir dalganın yayılmasıyla açıklamayı amaçlıyordu. Lin ve Shu sarmal kolların, sarmal yoğunluk dalgalarının tezahürleri olduğunu öne sürdüler. Yıldızların hafif eliptik yörüngelerde hareket ettiğini ve bu yörüngelerin yönelimlerinin birbiriyle ilişkili olduğunu, yani elipslerin yönelimlerinin (birbirine göre) galaktik merkezden uzaklaştıkça kademeli olarak değiştiğini varsaydılar. Bu durum soldaki diyagramda gösterilmektedir. Eliptik yörüngelerin belirli bölgelerde birbirine yakınlaşarak kolların etkisini yarattığı açıktır. Bu nedenle yıldızlar, şu anda gördüğümüz konumlarında sonsuza dek kalmaz ve yörüngelerinde hareket ederken kolların içinden geçerler.<ref name="Henbest1994"/>

==== Yoğunluk dalgalarının neden olduğu yıldız oluşumu ====
Yoğunluk dalgaları nedeniyle yıldız oluşumu için şu hipotezler öne sürülmüştür:

* Gaz bulutları yoğunluk dalgasına girdiğinde yerel kütle yoğunluğu artar. Bulutların çökme kriterleri ([[Jeans Kararsızlığı]]) yoğunluğa bağlı olduğu için daha yüksek bir yoğunluk, bulutların çökmesi ve yıldız oluşturma olasılığını artırır.
* Sıkıştırma dalgası geçerken, sarmal kolların ön kenarında yıldız oluşumunu tetikler.
* Bulutlar sarmal kollar tarafından sürüklendikçe, birbirleriyle çarpışarak gazın içinde [[şok dalgası|şok dalgaları]] oluştururlar ve bu da gazın çökmesine ve yıldızların oluşmasına yol açar.

=== Sarmal kollarda daha fazla genç yıldız ===
Sarmal kollar görsel olarak daha parlak görünür çünkü hem genç yıldızları hem de gökadanın geri kalan kısmına göre daha büyük ve parlak yıldızları içerir. Büyük kütleli yıldızlar çok daha hızlı evrimleştiğinden,<ref name="Mainseqlife"/> ölümleri yoğunluk dalgalarının hemen arkasında daha sönük yıldızlardan oluşan daha karanlık bir arka plan bırakma eğilimindedir. Bu da yoğunluk dalgalarını çok daha belirgin hale getirir.<ref name="Belkora2003"/>

Sarmal kollar galaktik yörüngelerinde hareket ederken, daha eski yerleşik yıldızların içinden geçiyor gibi görünürler, bu nedenle kolları takip etmeleri de gerekmez.<ref name="Belkora2003"/> Yıldızlar bir kolun içinden geçerken her yıldız sisteminin uzay hızı, yerel daha yüksek yoğunluğun kütleçekim kuvvetiyle değişir. Ayrıca yeni oluşan yıldızlar sarmal kollar içindeki pozisyonlarında sonsuza kadar sabit kalmazlar; yıldızlar kolun diğer tarafına geçtiklerinde, ortalama uzay hızları normale döner.<ref name="Henbest1994"/>

=== Kütleçekimsel olarak hizalanmış yörüngeler ===
Charles Francis ve Erik Anderson, 20.000'den fazla yerel yıldızın (300 parsek içinde) hareketlerine dair gözlemlerden yola çıkarak, yıldızların sarmal kollar boyunca hareket ettiğini gösterdiler ve yıldızlar arasındaki karşılıklı kütleçekimin, yörüngeleri logaritmik sarmallar üzerinde nasıl hizaladığını açıkladılar. Bu teori gaz üzerine uygulandığında, gaz bulutları arasındaki çarpışmaların [[önyıldız|yeni yıldızların]] oluştuğu [[moleküler bulut]]ları meydana getirdiğini ve büyük tasarım çift simetrik sarmallara doğru evrimi açıklar.<ref name="Francis2009"/>

== Sarmallardaki yıldızların dağılımı ==
[[Dosya:Similar stellar distribution in spiral galaxies.jpeg|küçükresim|Sarmallardaki yıldızların benzer dağılımı]]
Sarmallardaki yıldızlar yoğunluk profillerine sahip ince diskler halinde radyal olarak dağılmıştır, bu profiller şu şekilde ifade edilir:<ref name="Patterson1940"/><ref name="de_Vaucouleurs1957"/><ref name="fr-70"/>
:<math>
I(R) = I_0 e^{-R/h}
</math>
Burada <math>h</math> disk ölçek uzunluğunu, <math>I_0</math> ise merkezi değeri temsil eder. Yıldız diskinin boyutunu tanımlamak için şu ifade kullanılır: <math>R_{opt}= 3.2 h </math> bu da yıldız diskinin büyüklüğüdür ve aydınlatma gücü şöyle hesaplanır

<math>
L_{tot} = 2\pi I_0 h^2
</math>.

Sarmal gökadalardaki ışık profilleri <math>R/h</math> koordinatına göre ifade edildiğinde, gökada aydınlatma gücünden bağımsızdır.

== Sarmal bulutsu ==
[[Dosya:M51Sketch.jpg|küçükresim|sol|Rosse'nin 1845'teki [[Girdap Gökadası]] çizimi]]

Samanyolu gökadamızın dışında sarmal gökadaların varlığı anlaşılmadan önce, bu gökadalar sıklıkla ''sarmal bulutsular'' olarak adlandırılıyordu. Bu adlandırmanın nedeni, [[William Parsons, 3. Earl of Rosse|Lord Rosse]]'un teleskobu Leviathan ile gökadalardaki sarmal yapıyı ilk kez keşfetmesiydi. 1845 yılında, daha sonra "[[Girdap Gökadası]]" lakabı takılan M51'in sarmal yapısını keşfetti ve bu yapının çizimleri modern fotoğraflara çok benzemektedir. 1846 ve 1849'da sırasıyla [[Messier 99]] ve [[Messier 33]]'te benzer bir desen tespit etti. 1850 yılında [[Andromeda Gökadası]]'nın sarmal yapısını gösteren ilk çizimi yaptı. 1852 yılında Stephen Alexander, Samanyolu'nun da bir sarmal bulutsu olduğunu öne sürdü.<ref name="Alexander1852"/>

Bu tür nesnelerin Samanyolu'ndan bağımsız ayrı gökadalar mı, yoksa kendi gökadamız içinde var olan bir [[bulutsu]] türü mü olduğu sorusu, [[Lick Gözlemevi]]'nden [[Heber Curtis]] ve [[Wilson Dağı Gözlemevi]]'nden [[Harlow Shapley]] arasında 1920'deki [[Büyük Tartışma]]'nın konusuydu. 1923'ten itibaren [[Edwin Hubble]], [[Andromeda Gökadası|"Andromeda Bulutsusu"]] olarak bilinen gökada da dahil olmak üzere birkaç sarmal bulutsu içinde [[Sefe değişeni|Sefe değişenlerini]] gözlemleyerek, bunların aslında kendi gökadamızın dışında bulunan ayrı gökadalar olduğunu kanıtladı.<ref name="star-v1"/><ref name="Hubble1926"/> O zamandan beri "sarmal bulutsu" terimi kullanımdan kalkmıştır.

== Samanyolu ==
[[Dosya:PIA19341-MilkyWayGalaxy-SpiralArmsData-WISE-20150603.jpg|küçükresim|[[WISE Teleskobu - Geniş Alan Kızılötesi Araştırma Gezgini|WISE]] verilerine göre Samanyolu Gökadası'nın sarmal kolları ve çubuklu çekirdeği]]

[[Samanyolu]] bir zamanlar sıradan bir sarmal gökada olarak kabul ediliyordu. Astronomlar ilk olarak 1960'larda Samanyolu'nun bir çubuklu sarmal gökada olduğundan şüphelenmeye başladılar.<ref name="de_Vaucouleurs1964"/><ref name="Chen1996"/> Bu şüpheler 2005 yılında [[Spitzer Uzay Teleskobu]]'nun gözlemleriyle doğrulandı<ref name="fn3"/> ve bu gözlemler, Samanyolu'nun merkezi çubuğunun daha önce tahmin edilenden daha büyük olduğunu gösterdi.

== Meşhur örnekler ==
{{Daha fazla|Sarmal galaksiler listesi}}
{{Colbegin|colwidth=30em}}
* [[Andromeda Gökadası]]
* [[Samanyolu]]
* [[Fırıldak Gökadası]]
* [[Ayçiçeği Gökadası]] (M63)
* [[Üçgen Gökadası]]
* [[Girdap gökadası]]
* [[Siyah Göz Gökadası]] (M64)
{{colend}}

== Ayrıca bakınız ==
=== Sınıflandırma ===
{{Colbegin|colwidth=30em}}
* [[Disk galaksisi]]
* [[Cüce eliptik galaksi]]
* [[Cüce küremsi galaksi]]
* [[Topaklanmış sarmal galaksi]]
* [[Büyük tasarım sarmal galaksi]]
* [[Ara sarmal galaksi]]
* [[Merceksi galaksi]]
* [[Halkalı galaksi]]
* [[Yıldız patlama galaksisi]]
* [[Seyfert galaksisi]]
{{colend}}

=== Diğer ===
{{Colbegin|colwidth=30em}}
* [[Galaksi koordinat sistemi]]
* [[Galaktik taç]]
* [[Galaksi oluşumu ve evrimi]]
* [[Gökada dönüş eğrisi]]
* [[Gözlemlenebilir evren#Büyük ölçekli yapı|Gökada grupları ve kümeleri]]
* [[Galaksiler listesi]]
* [[Yakın galaksiler listesi]]
* [[Sarmal galaksiler listesi]]
{{colend}}

== Kaynakça ==
{{Kaynakça|refs=

<ref name="Hubble-1936">{{Kitap kaynağı|url=https://books.google.com/books?id=kgiXdDGLpFUC|başlık=The realm of the nebulae|soyadı=Hubble|ad=E.P.|yayıncı=Yale University Press|yıl=1936|isbn=9780300025002|seri=Mrs. Hepsa Ely Silliman memorial lectures, 25|yer=New Haven|oclc=611263346|yazarbağı=Edwin Hubble}} [https://archive.org/details/TheRealmOfTheNebulae Alternatif URL](s.&nbsp;124–151)</ref>

<ref name="mihalas1968">{{Kitap kaynağı| author=D. Mihalas |tarih=1968 |başlık=Galactic Astronomy |yayıncı=W. H. Freeman | isbn=978-0-7167-0326-6}}</ref>

<ref name="sciencedaily">{{Web kaynağı |url= https://www.sciencedaily.com/releases/2014/01/140116085103.htm |başlık= Hubble and Galaxy Zoo Find Bars and Baby Galaxies Don't Mix |tarih= 16 Ocak 2014 |website= [[Science Daily]] |erişimtarihi= 14 Ocak 2025 |arşivurl= https://web.archive.org/web/20210419124331/https://www.sciencedaily.com/releases/2014/01/140116085103.htm |arşivtarihi= 19 Nisan 2021 |ölüurl= hayır }}</ref>

<ref name="sciamdigital">{{Dergi kaynağı|url=http://www.sciamdigital.com/index.cfm?fa=Products.ViewIssuePreview&ARTICLEID_CHAR=3BC08F0C-2B35-221B-67A9F2AE04AFC79A|ölüurl=evet|arşivurl=https://web.archive.org/web/20130906193501/http://www.sciamdigital.com/index.cfm?fa=Products.ViewIssuePreview&ARTICLEID_CHAR=3BC08F0C-2B35-221B-67A9F2AE04AFC79A|başlık=Ripples in a Galactic Pond|dergi=Scientific American|tarih=Ekim 2005|arşivtarihi=6 Eylül 2013}}</ref>

<ref name="Benjamin2005">{{Akademik dergi kaynağı|tarih=Eylül 2005|başlık=First GLIMPSE Results on the Stellar Structure of the Galaxy|dergi=The Astrophysical Journal Letters|cilt=630|sayı=2|sayfalar=L149-L152|arxiv=astro-ph/0508325|bibcode=2005ApJ...630L.149B|doi=10.1086/491785|yazar1=R. A. Benjamin|yazar2=E. Churchwell|yazar3=B. L. Babler|yazar4=R. Indebetouw|yazar5=M. R. Meade|yazar6=B. A. Whitney|yazar7=C. Watson|yazar8=M. G. Wolfire|yazar9=M. J. Wolff|yazar10=R. Ignace|yazar11=T. M. Bania|yazar12=S. Bracker|yazar13=D. P. Clemens|yazar14=L. Chomiuk|yazar15=M. Cohen|yazar16=J. M. Dickey|yazar17=J. M. Jackson|yazar18=H. A. Kobulnicky|yazar19=E. P. Mercer|yazar20=J. S. Mathis|yazar21=S. R. Stolovy|yazar22=B. Uzpen|s2cid=14782284}}</ref>

<ref name="Loveday1996">{{Akademik dergi kaynağı|tarih=Şubat 1996|başlık=The APM Bright Galaxy Catalogue|dergi=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|cilt=278|sayı=4|sayfalar=1025-1048|arxiv=astro-ph/9603040|bibcode=1996MNRAS.278.1025L|doi=10.1093/mnras/278.4.1025|author=Loveday, J.|doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name="Dressler1980">{{Akademik dergi kaynağı|tarih=Mart 1980|başlık=Galaxy morphology in rich clusters&nbsp;— Implications for the formation and evolution of galaxies|dergi=The Astrophysical Journal|cilt=236|sayfalar=351-365|bibcode=1980ApJ...236..351D|doi=10.1086/157753|author=Dressler, A.|doi-access=ücretsiz}}</ref>

<ref name=Salucci2019>{{Akademik dergi kaynağı |soyadı=Salucci |ad=P.  |başlık= The distribution of dark matter in galaxies |dergi=[[The Astronomy and Astrophysics Review]] |tarih=2019 |cilt= 27 |sayı= 1 |sayfalar=2|doi=10.1007/s00159-018-0113-1 |arxiv= 1811.08843 |bibcode= 2019A&ARv..27....2S}}</ref>

<ref name=Alister2008>Alister W. Graham and C. Clare Worley (2008), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.388.1708G Inclination- and dust-corrected galaxy parameters: bulge-to-disc ratios and size-luminosity relations]</ref>

<ref name=de_Vaucouleurs1991>de Vaucouleurs, G.; de Vaucouleurs, A.; Corwin, H. G., Jr.; Buta, R. J.; Paturel, G.; Fouqué, P. (1991), [http://adsabs.harvard.edu/abs/1991rc3..book.....D Third Reference Catalogue of Bright Galaxies] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20190901231708/http://adsabs.harvard.edu/abs/1991rc3..book.....D |tarih=1 Eylül 2019 }}</ref>

<ref name=Simmons2014>B.D. Simmons et al. (2014), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.445.3466S Galaxy Zoo: CANDELS barred discs and bar fractions]</ref>

<ref name=astronomynow>Astronomy Now (8 May 2016), 
[https://astronomynow.com/2016/05/08/astronomers-detect-double-peanut-shell-galaxies/ Astronomers detect double ‘peanut shell’ galaxies] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20241206234733/https://astronomynow.com/2016/05/08/astronomers-detect-double-peanut-shell-galaxies/ |tarih=6 Aralık 2024 }}</ref>

<ref name=Bogdan2016>Bogdan C. Ciambur and Alister W. Graham (2016), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2016MNRAS.459.1276C Quantifying the (X/peanut)-shaped structure in edge-on disc galaxies: length, strength, and nested peanuts] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20170615201211/http://adsabs.harvard.edu/abs/2016MNRAS.459.1276C |tarih=15 Haziran 2017 }}</ref>

<ref name=esa.int>{{Web kaynağı |başlık=Webb reveals structure in 19 spiral galaxies |url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Webb/Webb_reveals_structure_in_19_spiral_galaxies |website=www.esa.int |erişimtarihi=30 Ocak 2024 |dil=İngilizce}}</ref>

<ref name="space.com">{{Web kaynağı |url= https://www.space.com/ripples-oldest-known-spiral-galaxy-milky-way-origins |başlık= Ripples in the oldest known spiral galaxy may shed light on the origins of our Milky Way |tarih= 4 Ocak 2024 |website= space.com |erişimtarihi= 14 Ocak 2025 |arşivurl= https://web.archive.org/web/20250114143914/https://www.space.com/ripples-oldest-known-spiral-galaxy-milky-way-origins |arşivtarihi= 14 Ocak 2025 |ölüurl= hayır }}</ref>

<ref name="Tsukui2021">{{Akademik dergi kaynağı |soyadı=Tsukui |ad=Takafumi |soyadı2=Iguchi |ad2=Satoru |tarih=11 Haziran 2021 |başlık=Spiral morphology in an intensely star-forming disk galaxy more than 12 billion years ago |url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.abe9680 |dergi=Science |dil=İngilizce|cilt=372 |sayı=6547 |sayfalar=1201-1205|doi=10.1126/science.abe9680 |issn=0036-8075 |arxiv=2108.02206 |erişim-tarihi=14 Ocak 2025 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20250117005939/https://www.science.org/doi/10.1126/science.abe9680 |arşivtarihi=17 Ocak 2025 |ölüurl=hayır }}</ref>

<ref name="Law2012">{{Akademik dergi kaynağı |soyadı=Law |ad=David R. |soyadı2=Shapley |ad2=Alice E. |soyadı3=Steidel |ad3=Charles C. |soyadı4=Reddy |ad4=Naveen A. |soyadı5=Christensen |ad5=Charlotte R. |soyadı6=Erb |ad6=Dawn K. |tarih=Temmuz 2012 |başlık=High velocity dispersion in a rare grand-design spiral galaxy at redshift z = 2.18 |url=https://www.nature.com/articles/nature11256 |dergi=Nature |dil=İngilizce|cilt=487 |sayı=7407 |sayfalar=338-340|doi=10.1038/nature11256 |issn=1476-4687 |arxiv=1207.4196 |erişim-tarihi=14 Ocak 2025 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20241207035119/https://www.nature.com/articles/nature11256 |arşivtarihi=7 Aralık 2024 |ölüurl=hayır }}</ref>

<ref name="zmescience.com">Oldest spiral galaxy is a freak of cosmos http://www.zmescience.com/space/oldest-spiral-galaxy-31321/ {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20210404172929/http://www.zmescience.com/space/oldest-spiral-galaxy-31321/ |tarih=4 Nisan 2021 }}</ref>

<ref name="Gonzalez2012">{{Web kaynağı |soyadı=Gonzalez |ad=Robbie |tarih=19 Temmuz 2012|başlık=Hubble has spotted an ancient galaxy that shouldn't exist |url=https://gizmodo.com/hubble-has-spotted-an-ancient-galaxy-that-shouldnt-exis-5927315 |erişimtarihi=5 Aralık 2024|website=Gizmodo |dil=en-US |arşivurl=https://web.archive.org/web/20241217060446/https://gizmodo.com/hubble-has-spotted-an-ancient-galaxy-that-shouldnt-exis-5927315 |arşivtarihi=17 Aralık 2024 |ölüurl=hayır }}</ref>

<ref name="iopscience">Yunjing Wu, Zheng Cai, Fengwu Sun, Fuyan Bian, Xiaojing Lin, Zihao Li, Mingyu Li, Franz E. Bauer, Eiichi Egami, Xiaohui Fan (27 Aralık 2022). [https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aca652 The Identification of a Dusty Multiarm Spiral Galaxy at z = 3.06 with JWST and ALMA] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20241207020703/https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aca652 |tarih=7 Aralık 2024 }} ''The Astrophysical Journal Letters'', Cilt 942, Sayı 1</ref>

<ref name="simbad">{{Web kaynağı|başlık=[BBC2005] Source 11 -- Galaxy|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=%5BBBC2005%5D+Source+11&submit=SIMBAD+search|tarih=24 Haziran 2018|erişimtarihi=14 Ocak 2025|arşivurl=https://web.archive.org/web/20250114143914/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=%5BBBC2005%5D+Source+11&submit=SIMBAD+search|arşivtarihi=14 Ocak 2025|ölüurl=hayır}}</ref>

<ref name="phys.org2017">{{Web kaynağı|başlık=The most ancient spiral galaxy confirmed|url=https://phys.org/news/2017-11-ancient-spiral-galaxy.html|yayıncı=PhysOrg|tarih=3 Kasım 2017|erişimtarihi=14 Ocak 2025|arşivurl=https://web.archive.org/web/20180101161854/https://phys.org/news/2017-11-ancient-spiral-galaxy.html|arşivtarihi=1 Ocak 2018|ölüurl=hayır}}</ref>

<ref name=Yuan>{{Akademik dergi kaynağı|arxiv=1710.11130|başlık=The most ancient spiral galaxy: a 2.6-Gyr-old disk with a tranquil velocity field|dergi=The Astrophysical Journal|cilt=850|sayfalar=61|yazar1=Tiantian Yuan|yazar2=Johan Richard|yazar3=Anshu Gupta|yazar4=Christoph Federrath|yazar5=Soniya Sharma|yazar6=Brent A. Groves|yazar7=Lisa J. Kewley|yazar8=Renyue Cen|yazar9=Yuval Birnboim|yazar10=David B. Fisher|tarih=30 Ekim 2017|sayı=1 |doi=10.3847/1538-4357/aa951d|bibcode=2017ApJ...850...61Y|s2cid=119267114 |doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name="EA-20190611">{{Haber kaynağı |author=Royal Astronomical Society |başlık=Citizen scientists re-tune Hubble's galaxy classification |url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2019-06/ras-csr061119.php |tarih=11 Haziran 2019 |iş=EurekAlert! |erişimtarihi=11 Haziran 2019 |yazarbağı=Royal Astronomical Society |arşivurl=https://web.archive.org/web/20190611165824/https://www.eurekalert.org/pub_releases/2019-06/ras-csr061119.php |arşivtarihi=11 Haziran 2019 |ölüurl=evet }}</ref>

<ref name="MNRAS-20190430">{{Akademik dergi kaynağı |author=Masters, Karen L. |yazarlarıgöster=et al. |başlık=Galaxy Zoo: unwinding the winding problem – observations of spiral bulge prominence and arm pitch angles suggest local spiral galaxies are winding |tarih=30 Nisan 2019 |dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |cilt=487 |sayı=2 |sayfalar=1808-1820|doi=10.1093/mnras/stz1153 |doi-access=ücretsiz |bibcode=2019MNRAS.487.1808M |arxiv=1904.11436 }}</ref>

<ref name="spacetelescope.org">{{Haber kaynağı|başlık=A spiral home to exploding stars|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1413a/|erişimtarihi=2 Nisan 2014|gazete=ESA / Hubble|arşivurl=https://web.archive.org/web/20171025132405/https://www.spacetelescope.org/images/potw1413a/|arşivtarihi=25 Ekim 2017|ölüurl=hayır}}</ref>

<ref name="Belkora2003">{{Kitap kaynağı
|soyadı1=Belkora |ad1=L.
|tarih=2003
|başlık=Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way
|yayıncı=[[CRC Press]]
|sayfa=355
|isbn=978-0-7503-0730-7
|url=https://books.google.com/books?id=cTdsuAEACAAJ}}</ref>

<ref name="LinShu1964">{{Akademik dergi kaynağı|tarih=Ağustos 1964|başlık=On the spiral structure of disk galaxies|dergi=The Astrophysical Journal|cilt=140|sayfalar=646-655|bibcode=1964ApJ...140..646L|doi=10.1086/147955|soyadı1=Lin|ad1=C. C.|yazar2=Shu, F. H.|doi-access=}}</ref>

<ref name="Henbest1994">{{Kaynak|başlık=The Guide to the Galaxy|ad=Nigel|soyadı=Henbest|yayıncı=[[Cambridge University Press]]|tarih=1994|isbn=9780521458825|url=https://books.google.com/books?id=-TI4AAAAIAAJ&pg=PA74|sayfa=74|alıntı=Lin and Shu showed that this spiral pattern would persist more or less for ever, even though individual stars and gas clouds are always drifting into the arms and out again}}.</ref>

<ref name="Mainseqlife">{{Web kaynağı|başlık=Main Sequence Lifetime|url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime|iş=Swinburne Astronomy Online|yayıncı=Swinburne University of Technology|erişimtarihi=8 Haziran 2019|arşivurl=https://web.archive.org/web/20181005052336/http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime|arşivtarihi=5 Ekim 2018|ölüurl=hayır}}</ref>

<ref name="Francis2009">{{Akademik dergi kaynağı|doi=10.1098/rspa.2009.0036|başlık=Galactic spiral structure|tarih=2009|soyadı1=Francis|ad1=C.|soyadı2=Anderson|ad2=E.|dergi=Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences|cilt=465|sayı=2111|sayfalar=3425-3446|arxiv = 0901.3503 |bibcode= 2009RSPSA.465.3425F |s2cid=12461073}}</ref>

<ref name="Patterson1940">F. Shirley Patterson (1940), [http://adsabs.harvard.edu/abs/1940BHarO.914....9P The Luminosity Gradient of Messier 33]</ref>

<ref name="de_Vaucouleurs1957">Gerard de Vaucouleurs (1957), [http://adsabs.harvard.edu/abs/1957AJ.....62...69D Studies of the Magellanic Clouds. III. Surface brightness, colors and integrated magnitudes of the Clouds.]</ref>

<ref name="fr-70">{{Akademik dergi kaynağı|author=Freeman, K. C.|başlık=On the Disks of Spiral and so Galaxies|dergi=[[Astrophysical Journal]]|cilt=160|sayfa=811|tarih=1970|bibcode=1970ApJ...160..811F|doi=10.1086/150474|doi-access=ücretsiz}}</ref>

<ref name="Alexander1852">Alexander, S. On the origin of the forms and the present condition of some of the clusters of stars, and several of the nebulae. Astronomical Journal, cilt 2, sayı 37, s. 97-103 (1852)</ref>

<ref name="star-v1">{{Web kaynağı|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/star-v1.html|başlık=NASA - Hubble Views the Star That Changed the Universe|erişimtarihi=14 Ocak 2025|arşivurl=https://web.archive.org/web/20210227152527/http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/star-v1.html|arşivtarihi=27 Şubat 2021|ölüurl=hayır}}</ref>

<ref name="Hubble1926">{{Akademik dergi kaynağı|tarih=Mayıs 1926|başlık=A spiral nebula as a stellar system: Messier 33|dergi=The Astrophysical Journal|cilt=63|sayfalar=236-274|bibcode=1926ApJ....63..236H|doi=10.1086/142976|author=Hubble, E. P.|yazarbağı=Edwin Hubble}}</ref>

<ref name="de_Vaucouleurs1964">Gerard de Vaucouleurs (1964), [http://adsabs.harvard.edu/abs/1964IAUS...20..195D Interpretation of velocity distribution of the inner regions of the Galaxy] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20190203053710/http://adsabs.harvard.edu/abs/1964IAUS...20..195D |tarih=3 Şubat 2019 }}</ref>

<ref name="Chen1996">{{Akademik dergi kaynağı|tarih=1996|başlık=On the spiral arm interpretation of COMPTEL <sup>26</sup>Al map features|dergi=Space Science Reviews|cilt=120|sayfalar=315-316|bibcode=1996A&AS..120C.315C|author=Chen, W.|yazar2=Gehrels, N.|yazar3=Diehl, R.|yazar4=Hartmann, D.}}</ref>

<ref name="fn3">{{Dergi kaynağı
 |ad=Maggie
 |soyadı=McKee
 |başlık=Bar at Milky Way's heart revealed
 |dergi=[[New Scientist]]
 |tarih=16 Ağustos 2005
 | url=https://www.newscientist.com/article/dn7854--bar-at-milky-ways-heart-revealed.html
 |erişimtarihi=17 Haziran 2009
 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20141009132952/http://www.newscientist.com/article/dn7854--bar-at-milky-ways-heart-revealed.htm
 | arşivtarihi=9 Ekim 2014
 | ölüurl=hayır
 }}</ref>

}}

== Dış bağlantılar ==
{{Commons kategori|Spiral galaxies}}
* {{Akademik dergi kaynağı | author=Giudice, G.F. | yazar2=Mollerach, S. | yazar3=Roulet, E. |başlık=Can EROS/MACHO be detecting the galactic spheroid instead of the galactic halo? |dergi=Physical Review D |tarih=1994 |cilt=50 |sayı=4 |sayfalar=2406-2413| arxiv=astro-ph/9312047 |doi=10.1103/PhysRevD.50.2406| pmid=10017873 |bibcode= 1994PhRvD..50.2406G | s2cid=14500715 }}
* {{Haber kaynağı |soyadı=Stephens |ad=Tim |başlık=AEGIS survey reveals new principle governing galaxy formation and evolution |yayıncı=UC Santa Cruz |tarih=6 Mart 2007 | url=http://www.ucsc.edu/news_events/press_releases/text.asp?pid=1080 |erişimtarihi=24 Mayıs 2006 |ölüurl=evet|arşivurl=https://web.archive.org/web/20070311210954/http://www.ucsc.edu/news_events/press_releases/text.asp?pid=1080 |arşivtarihi=11 Mart 2007 | df=dmy-all }}
* [http://messier.seds.org/spir.html Spiral Galaxies @ SEDS Messier sayfaları]
* [http://burro.cwru.edu/Academics/Astr222/Galaxies/Spiral/spiral.html Spiral Structure explained], Sarmal yapının açıklaması {{ing}}
* {{Web kaynağı|soyadı=Merrifield|ad=M. R.|başlık=Spiral Galaxies and Pattern Speed|url=http://www.sixtysymbols.com/videos/spiral_galaxies.htm|iş=Sixty Symbols|yayıncı=[[Nottingham Üniversitesi]]'inden Brady Haran}}

{{Galaksiler}}
{{Samanyolu}}
{{Otorite kontrolü}}

[[Kategori:Sarmal galaksiler| ]]
[[Kategori:Biçimsel galaksi sınıfları]]
[[Kategori:Spiraller]]
[[Kategori:Edwin Hubble]]