22-10-2023
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 предложены Эдвином Хабблом, и впоследствии развита Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем.
Содержание |
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 большое число 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 резделены 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. 1Всего 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 (В) фильтре.
Галактики слишком тусклые, чтобы их можно было классифицировать, Хаббл обозначил символом Q.
В 1936 году был добавлен класс Линзовидных галактики, 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 (англ. Mount Stromlo), Ж. де Вокулёр попытался более основательно переработать классификацию Хаббла. В своей работе он достаточно 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 системе 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 такое же количество, что и 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 свое 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 различных классификаций:
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 не спиральных 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 S0/a галактик. 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. Еже ли 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 не симметричны и одно 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 (S−), переходные (S0) и поздние (S+) типы.
−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.
Галактики | ||
---|---|---|
Виды галактик |
Эллиптическая (E) · Спиральная (S) · Спиральная с перемычкой (SB) · Линзовидная (S0) · Неправильная (Irr) · Карликовая (d) · Карликовая неправильная (dI) · Ультракомпактная карликовая (?) · Кольцеобразная · С полярным кольцом · |
|
Структура | ||
Активные ядра | ||
Взаимодействие | ||
Явления и процессы | ||
Список галактик | ||
Книга:Галактики[ru] · Категория:Галактики |
Морфологическая классификация галактик.