Морфологическая классификация галактик — система разделения галактик на группы по визуальным признакам, используемая в астрономии. Существует несколько схем разделения галактик на морфологические типы. Наиболее известная была предложена Эдвином Хабблом и впоследствии развита Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем.
Попытки классифицировать галактики начались одновременно с обнаружением первых туманностей со спиральным узором лордом Россом в 1845-50 гг. Впрочем, в то время господствовала теория, согласно которой все туманности принадлежат нашей Галактике. То, что ряд туманностей имеет негалактическую природу, было доказано лишь Э.Хабблом в 1924 году. Таким образом, галактики классифицировали также, как и галактические туманности.
В ранних фотографических обзорах доминировали спиральные туманности, что позволило выделить их в отдельный класс. В 1888 году А. Робертс выполнил глубокий обзор неба, в результате которого было обнаружено много эллиптических бесструктурных и очень вытянутых веретенообразных туманностей. В 1918 году Г. Д. Кёртис выделил в отдельную группу спирали с перемычкой и кольцеобразной структурой в отдельную Φ-группу. Кроме того, он интерпретировал веретенообразные туманности как спирали, видимые с ребра.
Используемые ранее классификации были мало пригодны для статистических исследований. В основном это было связано с трудностями выявления деталей в изображениях слабых галактик. Кроме того, основным рабочим инструментом Гарвардской обсерватории был 24-дюймовый (≈61 см) рефрактор, на котором сложно было получить хорошо детализированные изображения галактик. Дабы решить эту проблему Х. Шепли в 1927 году предложил новую классификацию, в которой попытался учесть возникающие трудности с классификацией слабых галактик[1].
Все галактики в гарвардской классификации были разделены на 5 классов:
Более тусклые галактики были не доступны для наблюдений в Гарвардской обсерватории, но при необходимости система могла быть расширена дальше.
Внутри каждого класса галактики описывались двумя параметрами: концентрацией и эллиптичностью. Всего было введено 10 градаций эллиптичности в соответствии с формулой , где a и b — большая и малая полуоси эллипса, в который вписывают форму галактики. Полученное значение округляли до целого. Таким образом, «круглая» галактика получала индекс эллиптичности 10, а веретенообразная — 1. Для концентрации было введено 6 градаций, обозначавшихся строчными латинскими буквами a, b, c, d, e, f в порядке возрастания степени концентрации к центру. Если возможно, то степень концентрации измерялась фотометрически, в противном случае — «на глазок».
Если в галактиках была видна спиральная структура, то в классификации таким галактикам добавлялся индекс s. Нерегулярность формы или концентрации отмечалась индексом i.
Таким образом, галактика Df2 — тусклая галактика в диапазоне 16-18m, сильно концентрирована к центру и сильно вытянута, sAb9 — почти круглая, яркая спиральная галактика с равномерной поверхностной яркостью.
Число объектов, не попадающих в данную классификацию, на момент её создания было невелико. Для них выделялась возможность отдельного описания.
Приведенную систему некоторое время активно использовали в Гарвардской обсерватории, однако она была вытеснена более удачной классификацией Хаббла.
Последовательность Хаббла — это морфологическая классификация, предложенная Эдвином Хабблом в 1926 году[2] и модифицированная им же в 1936 году, известная под названием Камертон Хаббла, поскольку традиционная иллюстрация этой последовательности имеет сходство с этим инструментом.
В своей классификации Хаббл разделил все галактики на 3 обширных класса, основываясь на их внешнем виде на фотографических пластинках, экспонированных в синем фильтре (В).
Галактики, слишком тусклые, чтобы их можно было классифицировать, Хаббл обозначил символом Q.
В 1936 году был добавлен класс линзовидных галактик, которые имеют то же строение, что и спиральные, но в них отсутствует спиральная структура. Обозначаются S0. Если линзовидную галактику видно сбоку, то она отличается от эллиптической более сильным сжатием и наличием тёмного пылевого слоя[3].
Начиная с 1935 и до самой смерти в 1953 году Хаббл трудился над улучшением своей системы. Дело Хаббла продолжил его коллега А. Сендидж, который в 1961 году закончил пересмотр последовательности Хаббла[4]. Основные новшества обновленной последовательности Хаббла:
Галактики S0 делят на два типа:
Кроме того выделяется переходный класс S0/a. У галактик такого класса в оболочке наблюдают зарождающуюся спиральную структуру.
В галактиках SB0 виден бар, пересекающий линзу; иногда широкий и неясный, иногда узкий и резкий. В оболочке может сформироваться кольцо. Хаббл разделил эти галактики на 3 группы:
В целом, последовательность Хаббла охватывает большое многообразие галактик: от эллиптических, в которых нет газа и пыли, нет звездообразования и главная составляющая — старые звезды, через линзовидные и спиральные галактики, в которых по мере разрушения структуры увеличивается доля газа, пыли и молодых звезд, к неправильным галактикам, в которых поддерживается высокий темп звездообразования за счет большого числа пыли. Сам Хаббл считал эту последовательность эволюционной, что не нашло подтверждения в дальнейшем.
На сегодняшний день последовательность Хаббла наиболее востребована для классификации галактик как профессионалами, так и любителями астрономии.
Система де Вокулёра — это широко употребимое расширение системы Хаббла, предложенная де Вокулёром в 1959 году.[6][7]
Основываясь на работах по исследованию галактик южного неба, проведенных в обсерватории Маунт Стромло, Ж. де Вокулёр попытался более основательно переработать классификацию Хаббла. В своей работе он довольно тесно взаимодействовал с А. Сендиджем, что, вполне естественно, привело к тому, что их решения местами совпадают. Основным недостатком классификации Хаббла де Вокулёр считал то, что разделение спиральных галактик на обладающих и не обладающих баром недостаточно хорошо отражает существующий диапазон морфологических особенностей спиралей. В частности де Вокулёр указывал на такие структурные особенности спиральных галактик, как кольца и балджи.
В основе своей системы де Вокулёр сохранил хаббловское разделение галактик на эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные. Классификация эллиптических галактик не претерпела изменений. Основные изменения затронули классификацию спиральных, и в меньшей степени линзовидных и неправильных галактик.
В результате накопления достаточно большой статистики оказалось, что галактик с баром примерно столько же, сколько галактик без бара. Поэтому, называть галактики без бара нормальными (англ. normal spirals) не совсем корректно. Де Вокулёр стал называть их простыми (англ. ordinary spirals) и обозначил SA, в то время как спиральные галактики с баром (англ. barred spirals) сохранили своё обозначение SB. Таким образом простые спирали стали не более нормальными, чем спирали с барами. Галактики, обладающие свойствами как SA, так и SB, отнесены к переходному классу SAB. Те спиральные галактики, которые невозможно точно классифицировать (в силу плохого разрешения, сильного наклона к лучу зрения и др.) обозначены просто S.
Такие же изменения постигли линзовидные галактики: галактики без бара получили обозначение SA0, галактики с баром — SB0, переходный тип — SAB0. Обозначение S0 осталось за галактиками, которые не удалось классифицировать.
Указанные семейства спиральных и линзовидных галактик обладают в той или иной форме структурой, которая по де Вокулёру может принимать спиральный или кольцеобразный вид (кольцо вокруг центра галактики, от которого отходят спиральные ветви). Кольцеобразные разновидности галактик получили индекс (r), а спиральные (s). Для переходных разновидностей вводилось обозначение (rs). В кольцеобразных галактиках кольца могут быть внутренние и внешние. Для внешних колец вводился индекс (R).
Итого, для спиральных галактик получаем 9 классов:
Кроме усложнения классификации на основании наличия структурных деталей было проведено более подробное деление на классы для всех галактик. Так для обозначения «поздних» и «ранних» классов для неспиральных галактик было предложено использовать индексы «+» и «−» соответственно. Таким образом, обозначение E+ обозначает «поздний» класс эллиптических галактик, первый шаг к S0 (пример NGC 3115). Для линзовидных галактик SA0 и SB0 вводилось 3 подкласса: S0+, S0°, S0−. Подобные обозначения можно ввести и для спиральных галактик, однако, в силу того, что разница между, например, Sa+ и Sb− выявляется с большой ошибкой, а также в силу уже появившейся традиции такие переходные классы стали обозначать Sab, Sbc. Класс Sa− оказался тождественным введенному ранее Хабблом классу S0/a — переходному между S0 и Sa. Был добавлен класс очень поздний класс Sd и переходный к нему Scd для спиралей с клочковатой структурой и слабо выраженным ядром, точно также, как это было сделано Хабблом и Сендиджем. Переходный класс к неправильным галактикам, т. н. магеллановы спирали получили обозначение Sm (например, Большое Магелланово облако — SB(s)m). Представителей классов E−, I− и I+, на момент издания работы де Вокулера обнаружено не было.
Наибольшее различие между (r) и (s) разновидностями спиральных галактик проявляется в классе S0/a и постепенно исчезает в переходных классах к неправильным и эллиптическим галактикам.
В линзовидных и ранних стадиях эллиптических галактик иногда наблюдаются внешние кольцеобразные структуры. Присутствие этих структур обозначают префиксом (R). Их наличие не зависит от того, какому подтипу принадлежит галактика. Чаще всего такие структуры встречаются у галактик S0/a. Примеры: NGC 1068 (M77), NGC 4736 (M94), NGC 7217, NGC 1291, NGC 1326, NGC 2859, NGC 6753.
Кроме описания таких структурных особенностей спиралей, как балдж, ядро, наличие или отсутствие бара и колец, де Вокулёр предложил для описания самих спиральных рукавов понятия мультиплетность, или множественность (англ. multiplicity), то есть число спиральных рукавов, и свойства (англ. character): массивные (m) и филаментарные или волокнистые (f). Мультиплетность рукавов указывается нижним индексом после подкласса галактики, а свойства рукавов — нижним индексом после обозначения типа. Так, туманность Андромеды M31 получает обозначение SA(s)2cm — спиральная галактика позднего типа с двумя массивными спиральными рукавами. Если кроме главных спиральных рукавов присутствуют дополнительные, то число рукавов не суммируется, а указывается через знак «+», например 2+1 для M99, или 2+2 для M51. Если главные спиральные рукава несимметричны и один сильно ярче другого, суммирование числа рукавов также не производится, например 1+1 для NGC 7479. Такие случаи нередки в пересеченных галактиках поздних типов. Для ветвящихся спиралей сложно определить число ветвей, поэтому указывают только число главных ветвей и знак «+»: 1+, 2+. Такая ситуация типична для поздних простых спиралей. В случае, если мультиплетность спиральных ветвей превышает 4, это обозначают символом n. Это характерно как для поздних спиралей (NGC 2903, NGC 7793), так и для ранних с кольцевыми структурами (NGC 4736, NGC 7217).
Классификация неправильных галактик рассматривалась как продолжение классификации спиралей. Так галактики, в которых не удалось обнаружить спиральную структуру, но по всем остальным признакам они походили на магеллановы спирали, получили обозначение I(m) (например, Малое Магелланово Облако). В достаточно крупных галактиках класса I(m) удается обнаружить зачатки (или остатки) бара, что позволяет их считать как крайний случай галактик SB, в то время, как более симметричные представители класса I(m) можно считать вырожденным случаем галактик SA. Различия исчезают для карликовых галактик низкой поверхностной яркости, таких как галактика Вольфа-Лундмарка-Мелотта. Такие карликовые галактики получили обозначение dI, по аналогии с карликовыми эллиптическими галактиками dE. Вообще, префикс d зарегистрирован для всех карликовых галактик, несмотря на то, что карликовых спиральных или линзовидных галактик в то время обнаружено не было.
Для галактик, видимых с ребра, было предложено обозначение (sp), от англ. spindle — веретено. Например галактика NGC 5866.
Следуя идеям Ф. Цвикки[8], де Вокулёр попытался создать систему классификации групп галактик. Необходимость такой классификации возникла из-за того, что галактики, находящиеся на сравнительно небольших расстояниях друг от друга в пространстве, начинают сильно влиять на форму друг друга, что делает невозможным их классификацию по изложенной выше схеме. Возникла необходимость в критерии, позволяющем разделить одиночные и взаимодействующие галактики. Таким образом, главной характеристикой групп галактик стало их влияние друг на друга:
Де Вокулёр также присвоил числовое значение T каждому классу галактик в своей схеме. Значения меняются от −6 до +10. Отрицательные значения отводятся для ранних типов галактик: эллиптических и линзовидных, а положительные для поздних типов: спиралей и неправильных галактик. Эллиптические галактики были разделены на три типа: компактные (cE), нормальные (E), и переходные (E+). Линзовидные галактики также разделены на ранние типы (S−), переходные (S0) и поздние (S+).
−6 | −5 | −4 | −3 | −2 | −1 | 0 | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | |
Класс по де Вокулёру[9] | cE | E | E+ | S0− | S00 | S0+ | S0/a | Sa | Sab | Sb | Sbc | Sc | Scd | Sd | Sdm | Sm | Im |
Приблизительно класс по Хабблу[10] | E | S0 | S0/a | Sa | Sa-b | Sb | Sb-c | Sc | Sc-Irr | Irr I | |||||||
Использование числовых значений упрощает количественное описание морфологии галактик.
Создана американским астрономом Уильямом Морганом в Йеркской обсерватории[11]. Вместе с Филиппом Кинаном они разработали систему классификации звезд по их спектрам (MK-система[12]). В йеркской системе галактики разбиваются на группы в зависимости от их спектров, формы и степени концентрации к центру.
Тип спектра | Описание |
---|---|
a | Максимум светимости от звезд спектрального класса A |
af | Максимум светимости от звезд спектрального класса A-F |
f | Максимум светимости от звезд спектрального класса F |
fg | Максимум светимости от звезд спектрального класса F-G |
g | Максимум светимости от звезд спектрального класса G |
gk | Максимум светимости от звезд спектрального класса G-K |
k | Максимум светимости от звезд спектрального класса K |
Форма галактики | Объяснение |
---|---|
B | Спиральная галактика с баром |
D | Галактика с вращательной симметрией без ярко выраженной спиральной или эллиптической структуры |
E | Эллиптическая галактика |
Ep | Эллиптическая галактика с пылью |
I | Неправильная галактика |
L | Галактика низкой поверхностной яркости |
N | Галактика с небольшим ярким ядром |
S | Спиральная галактика |
Наклон | Объяснение |
---|---|
1 | Ось диска галактики направлена на наблюдателя |
2 | |
3 | |
4 | |
5 | |
6 | |
7 | Галактика видна с ребра |
В этой системе, например, Туманность Андромеды получает обозначение kS5.
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .