Morfologisk klassificering av galaxer

Morfologisk klassificering av galaxer  - klassificering av galaxer enligt deras utseende. Det finns olika system för morfologisk klassificering av galaxer: bland dem används Hubble-klassificeringen som den huvudsakliga , vilket är ganska enkelt, men det räcker för att beskriva galaxernas huvudegenskaper.

Hubbles klassificeringssystem är baserat på indelningen av galaxer i elliptiska , linsformade , spiralformade  - med och utan streck - och oregelbundna , som bildar en sekvens som är uppdelad i två delar. Typerna av galaxer är i sin tur indelade i underklasser: elliptiska - beroende på graden av skenbar oblateness, och spiral - beroende på hur allvarlig utbuktningen är i förhållande till skivan , vridningsvinkeln på spiralarmarna och hur jämn eller, omvänt trasig. Detta schema i sin ursprungliga form skapades 1926 och visade sig vara ganska bekvämt, dessutom hittades en korrelation mellan olika parametrar i galaxen och dess morfologiska typ. Därför används Hubble-klassificeringen med mindre ändringar fortfarande i stor utsträckning idag, och de flesta av de klassificeringssystem som för närvarande används representerar dess vidareutveckling.

Ett exempel på ett modifierat Hubble-schema, Vaucouleur- klassificeringen  , innehåller flera innovationer. I synnerhet använder den uppdelningen av linsformiga galaxer i underklasser enligt svårighetsgraden av olika detaljer, medan spiralgalaxer delas in i underklasser mer fint. Två ytterligare separata dimensioner i klassificeringen utgör graden av stång och ring , så att Vaucouleurs-klassificeringen kan representeras i tredimensionell form. Dessutom kan strukturer som yttre ringar och linser anges i detta schema .

Van den Berg- klassificeringen , även kallad DDO-klassificeringen, är också baserad på Hubble-schemat. I van den Bergs schema betraktas linsformiga galaxer inte som en övergångstyp mellan elliptiska galaxer och spiralgalaxer, utan som en separat sekvens, tillsammans med spiralgalaxer. Mellan dessa två sekvenser sticker en sekvens av anemiska galaxer ut , som skiljer sig från normala spiralgalaxer i ett flummigt, svagt spiralmönster. Undertyper av linsformade, anemiska och spiralgalaxer bestäms av graden av utbuktning i förhållande till skivan. Dessutom särskiljs olika ljusstyrkaklasser i van den Berg-schemat, eftersom skillnader i morfologi också observeras mellan ljusa och svaga galaxer.

Morgan- klassificeringen , även kallad Yerkes-systemet, tar i första hand hänsyn till spektraltypen av en galax, motsvarande spektraltyperna av stjärnor , samt koncentrationen av ljusstyrka mot galaxens mitt, som är nära besläktad med den. Den spektrala typen som bestäms från dessa indikatorer korrelerar med Hubble-typen av galaxen. Den skenbara formen på galaxen används som en sekundär parameter.

Innan Hubble-systemet skapades föreslogs andra klassificeringssystem, men av olika anledningar slog de inte rot. Det är allmänt accepterat att särskilja speciella typer av galaxer, till exempel dvärggalaxer , galaxer med låg ytljusstyrka och speciella galaxer .

Allmän information

De observerade formerna av galaxer är ganska olika, och deras indelning i klasser enligt morfologi kan vara användbar för vidare studier av dessa objekt [1] [2] . Det finns många system för morfologisk klassificering av galaxer, men det finns inga allmänt accepterade och samtidigt tillräckligt detaljerade bland dem. Hubble-klassificeringen är ganska enkel, men den räcker för att beskriva galaxens grundläggande egenskaper, så det förblir huvudschemat [3] [4] .

Utseendet på samma galax kan variera mycket i bilder på olika djup eller vid olika våglängder. När man jämför bilder av olika galaxer och klassificerar dem bör man ta hänsyn till detta: till exempel sticker galaxernas spiralarmar ut bra i vissa fotometriska band och dåligt i andra. Vanligtvis är klassificeringsscheman för galaxer baserade på deras bilder i det optiska området [5] . I det här fallet bör det beaktas att jämförelsen av galaxer med varandra bör utföras i enlighet med galaxens egen strålning: till exempel om en galax med en rödförskjutning observeras i det fotometriska R-bandet , då i för att jämföra en galax från det närliggande universum med den är det nödvändigt att använda dess bild i bandet U - i kortare vågor [6] . Mycket avlägsna galaxer observeras som de var för miljarder år sedan i det tidiga universum , så de har en oregelbunden, asymmetrisk form, så andra klassificeringsscheman kan användas för dem [7] .

Som regel föreskriver klassificeringsscheman att klassen för en galax bestäms subjektivt och inte genom en kvantitativ mätning av deras parametrar. Detta leder ofta till det faktum att olika astronomer , som bestämmer typerna av galaxer oberoende av varandra, tillskriver samma galax olika, om än nära, klasser. Trots denna slapphet används olika klassificeringsscheman i stor utsträckning [8] [9] . För massklassificering av galaxer kan medborgarvetenskapens medel användas , till exempel skapades Galaxy Zoo- projektet [10] för detta ändamål . Dessutom finns det datorprogram som bestämmer den morfologiska typen av galaxer [11] [12] .

Huvudklassificeringsscheman för galaxer [13] [14]
Schema Klassificeringskriterier Några beteckningar Klassificeringsexempel
Hubble Vinkel av vridning och ojämnhet hos spiralarmarna , utbuktningens framträdande i förhållande till skivan , närvaron av en stång E, SO, S, SB, Irr;

a, b, c

M87 : E1

M31 : Sb

M101 : Sc

BMO : Irr I

Vaucouleurs Vridningsvinkeln på spiralarmarna, utbuktningens framträdande i förhållande till skivan, närvaron av en stång och en ring E, SO, S, SB, I;

a, b, c, d, m;

(r), (s)

M87: E1P

M31: SA(s)b

M101: SAB(rs)cd

BMO: SB(s)c

van den Bergh Antalet unga stjärnor på skivan, graden av koncentration av ljusstyrka i mitten, svårighetsgraden och längden på spiralarmarna, närvaron av en stång E, SO, A, S, Ir;

B;

a, b, c;

I, II…V

M87: E1

M31: Sb I-II

M101: Sc I

BMO: Ir III—IV

Morgana Graden av koncentration av ljusstyrka i mitten, färg och spektrum, enhetlighet, närvaron av en stapel k, g, f, a;

E, R, D, S, B, I

M87: kE1

M31: kS5

M101: fS1

BMO: afI2

Hubble-klassificering

Det första klassificeringssystemet som blev allmänt accepterat skapades av Edwin Hubble 1926, senare döptes det efter sin skapare. Typerna av galaxer i detta schema bildar en sekvens som är uppdelad i två grenar, så den kallas också för " Hubbles stämgaffel " [15] [16] .

I Hubble-klassificeringssystemet urskiljdes ursprungligen elliptiska , spiralformade och oregelbundna galaxer , som i sin tur delades in i underklasser (se nedan ). I elliptiska galaxer (E) observeras nästan aldrig strukturella detaljer, utan bara en gradvis ökning av ljusstyrkan mot mitten, medan det i spiralgalaxer finns ljusare spiralarmar mot bakgrunden av skivan . I Hubble-klassificeringen separeras spiralgalaxer med en stapel (en stapel i mitten, betecknad SB) och utan den (betecknad S). Oregelbundna galaxer (Ir eller Irr) har en asymmetrisk, trasig form. Senare, 1936, lade Hubble till linsformade galaxer (S0), som är skivformade men saknar spiralarmar [17] [18] . Man antar att övergången mellan olika typer av galaxer är jämn [19] .

Elliptiska galaxer är indelade i undertyper från E0 till E7, som skiljer sig åt i graden av skenbar elliptiskhet: galaxer som har en rund form tillhör E0-undertypen, och de mest oblate är E7. Med förhållandet mellan storlekarna på de mindre och stora halvaxlarna i galaxen är antalet av dess undertyp lika med , så till exempel är den stora halvaxeln i galaxen E5 dubbelt så stor som den mindre. Elliptiska galaxer som är mer oblate än E7 finns inte [7] [20] .

Spiralgalaxer är indelade i undertyper Sa, Sb, Sc eller, för galaxer med bommar, SBa, SBb, SBc. En spiralgalax tilldelas en av dessa klasser baserat på utbuktningens svårighetsgrad i förhållande till skivan , spiralarmarnas vridningsvinkel och deras trasighet. Dessa parametrar korrelerar delvis med varandra: galaxer av Sa- och SBa-typerna har stora utbuktningar, hårt vridna och släta spiralarmar, medan Sc- och SBc-galaxerna har små utbuktningar och öppna, trasiga spiralarmar. Typerna Sb och SBb har mellanliggande egenskaper [21] .

Oregelbundna galaxer delas in i två undertyper: Irr I och Irr II. Irr I-galaxer inkluderar objekt där ljusa områden som innehåller O- och B -klassstjärnor observeras , och oregelbundna galaxer med en jämnare struktur klassificeras som Irr II-galaxer [22] .

I Hubble-sekvensen är det vanligt att placera elliptiska galaxer på vänster sida, och två typer av spiralgalaxer till höger: i en gren, spiralgalaxer med en stapel, i den andra, utan en stapel. Linsformiga galaxer är belägna mellan elliptiska och spiralgalaxer - på "bifurkationen" av sekvensen, och oregelbundna galaxer ingår vanligtvis inte i sekvensen. Olika typer av galaxer kan kallas "tidiga" (E, S0, Sa) eller "sena" (Sc, Irr). Sådan terminologi är ett spår av föråldrade idéer om galaxernas utveckling : man trodde att galaxer utvecklas längs en sekvens, från elliptisk till spiral, och sedan felaktig [15] [23] . Speciellt galaxer av klasserna Sa och SBa kallas spiralgalaxer av tidig typ, Sc och SBc kallas sen typ och Sb och SBb kallas mellantyp [19] .

Systemutvärdering och utvecklingsidéer

Hubble-schemat visade sig vara ganska bekvämt, därför, med mindre ändringar, används det fortfarande i stor utsträckning idag, och de flesta av de för närvarande använda klassificeringsscheman är en vidareutveckling av Hubble-schemat [15] [7] . Dessutom korrelerar olika fysikaliska parametrar för galaxer med den morfologiska typen av en galax enligt Hubble. Till exempel har galaxer av senare typ i genomsnitt blåare färgindex , lägre ytljusstyrka och en större andel neutralt väte i den totala massan än galaxer av tidig typ [25] [26] . Det finns också ett samband mellan den morfologiska typen och galaxens miljö: i en tät miljö, till exempel, i galaxhopar , är elliptiska och linsformade galaxer vanligare än i isolering [27] .

Men Hubble-schemat har fortfarande brister och felaktigheter, så olika astronomer har gjort försök att förbättra det. Till exempel, underklasser av elliptiska galaxer som helhet korrelerar inte med några fysiska parametrar, utan speglar i första hand galaxens lutning mot siktlinjen [28] . Klassificeringen av spiralgalaxer visade sig vara ofullständig och återspeglar inte mångfalden av strukturer för dessa objekt [29] [30] .

Hubble arbetade också med att förbättra sin design efter 1936, men han publicerade aldrig några slutliga resultat. År 1961 publicerade Allan Sandage , med hänsyn till Hubbles mellanresultat baserat på hans register, Hubble Atlas of Galaxies [31] . Det resulterande systemet kallas ibland Hubble-Sandage-systemet [32] .

Klassificering av elliptiska galaxer

En av riktningarna i vilken Hubble-systemet utvecklades var relaterad till klassificeringen av elliptiska galaxer. Till exempel John Cormendyoch Ralph Bender 1996 fann att egenskaperna hos elliptiska galaxer korrelerar med avvikelsen i formen av dessa galaxer från elliptiska . Galaxens form kan vara "diskformad" ( eng.  disky ) och "box-shaped" ( eng.  boxy ): i det första fallet finns det ett överskott av ljusstyrka längs ellipsens stora och mindre axlar , som ungefär beskriver formen på galaxen, och i det andra fallet, ett överskott av ljusstyrka längs bisektorerna till dessa axlar. I en mer rigorös, kvantitativ form uttrycks detta av värdet av en av termerna i expansionen av formen av isofoter i en Fourier-serie [28] [30] .

Skivformade elliptiska galaxer roterar märkbart, har måttlig ljusstyrka och deras kärnor är inte särskilt uttalade. De har sin egen form av en oblate biaxial ellipsoid , och fördelningen av stjärnhastigheter i dem är isotropisk . Lådformade elliptiska galaxer är större, roterar praktiskt taget inte, och deras kärna är ganska tydligt uttryckt. I form är de nära triaxiala ellipsoider , vilket är associerat med anisotropin av hastighetsfördelningen i dem. Boxgalaxer utgör en tidigare morfologisk typ än skivgalaxer, och dessa två typer av objekt har tydligen olika karaktär [33] .

  • Exempel på elliptiska galaxer med uttalade box- och skivformer i SDSS-undersökningen [34]

  • NGC 5322 (låda)

  • NGC 4660 (skivformad)

Klassificering av linsformiga galaxer

I det ursprungliga Hubble-klassificeringsschemat var linsformiga galaxer inte uppdelade i underklasser. Dessutom fanns det under lång tid inga kända galaxer av den "rena" typen S0, eftersom alla kända skivgalaxer där inga armar observerades hade en stapel, och de tilldelades SBa-typen. I Hubble-Sandage-klassificeringen 1961 delades linsformiga galaxer in i "normala" linsformiga galaxer (S0) och stängda linsformiga galaxer (SB0) [35] [36] [37] .

Typ S0 delades in i underklasser S0 1 , S0 2 , S0 3 baserat på hur uttalad dammbanan är i galaxens skiva : i galaxer av S0 1 -typen saknas stoftbanan, och i S0 3 är den tydligt uttryckt; klass S0 2 motsvarar ett mellantillstånd. SB0-klassen delades in i SB0 1 , SB0 2 , SB0 3 efter strängens svårighetsgrad: i SB0 1 är ribban kort och bred och observeras endast som en ökning av ljusstyrkan på sidorna nära mitten, i SB0 3 stapeln är smal och utsträckt, och SB0 2 indikerar ett mellanläge [35] [37] .

Dessutom har linsformiga galaxer visat sig vara svagare i genomsnitt än elliptiska galaxer och spiralgalaxer av tidig typ, så det är osannolikt att linsformade galaxer bildar en mellanklass mellan E- och Sa-klasserna när det gäller fysiska egenskaper [38] .

Klassificering av spiralgalaxer

I efterföljande scheman klassificerades också spiralgalaxer mer i detalj. Till exempel lade Gerard Henri de Vaucouleurs till mellanklasser mellan galaxer av typen Sc (eller SBc) och Irr, och introducerade även ett ytterligare klassificeringskriterium - genom närvaron av en ring i galaxen (se nedan ) [39] [40] .

Vaucouleurs klassificering

En av förbättringarna av Hubble-klassificeringen utvecklades av Gérard Henri de Vaucouleurs 1959, och detta system bär hans namn. Eftersom diskussionen mellan Vaucouleur och Allan Sandage om den möjliga utvecklingen av Hubble-klassificeringen ledde till att den skapades, kallas detta system ibland Vaucouleur-Sandage-klassificeringen [41] . I Vaucouleurs-systemet utförs klassificering enligt tre parametrar [7] [39] .

Den första parametern kallas "stage" ( engelsk  stadium ) eller "type" ( engelsk  typ ). Typen, med vissa modifieringar, motsvarar typen av galax i Hubble-klassificeringen, från elliptisk till linsformad och sedan spiralformad och oregelbunden . Den andra parametern - "familj" ( engelsk  familj ) - beror på barens närvaro och svårighetsgrad , och inte bara spiralgalaxer, som i Hubble-systemet, utan även linsformiga och oregelbundna klassificeras enligt denna funktion . Den  tredje parametern - "variation" - beskriver närvaron och svårighetsgraden av ringen i den centrala delen av galaxen [7] [39] .

Till exempel är NGC 4340  en linsformad galax av sen typ och är av typen S0 + . Den har både stång och ring, så den tillhör SB-familjen och (r)-sorten. Således är dess fullständiga Vaucouleur-notation SB(r)0 + [42] .

Således kan vi prata om "klassificeringsvolymen" ( engelsk  klassificeringsvolym ), och schemat kan representeras som en tredimensionell figur som liknar en spindel . Längs "spindelns" axel är galaxtyperna markerade från elliptiska till oregelbundna och vinkelräta mot axeln - familjer och varianter, det vill säga olika alternativ för hur en stapel och en ring kan uttryckas för en given typ av galax [43] . Eftersom galaxerna närmast elliptiska och oregelbundna inte uppvisar mycket mångfald i familjer och varieteter, smalnar omfattningen av klassificeringen av mot kanterna. Till exempel, i galaxer av sen typ, finns ringar praktiskt taget inte, men stänger är mycket ofta närvarande [44] [45] .

Dessutom, i klassificeringen av Vaucouleurs, introduceras följande notationer: för felaktigt definierade klasser och ? för tveksamt [7] .

Typer

Typerna av galaxer i Vaucouleur-klassificeringssystemet liknar något de som finns i Hubble-systemet, men det finns skillnader. Typ är den viktigaste delen av galaxklassificeringen [39] .

Elliptiska galaxer

Jämfört med Hubble-systemet lades klasserna cE (kompakt) och E + (sen typ) till klassificeringen av elliptiska galaxer. Ursprungligen var E + -typen tänkt att beteckna en övergångstyp mellan elliptiska och linsformade galaxer, men den används ibland för att beteckna de ljusaste elliptiska galaxerna i kluster som har svaga yttre skal [46] [47] .

Linsformiga galaxer

För linsformiga galaxer läggs en uppdelning i tidiga (S0 − ), mellanliggande (S0 eller S0 0 ) och sena (S0 + ) [49] i ordning efter ökande antal synliga detaljer i dem. Till exempel kan galaxer av S0 - typ lätt förväxlas med elliptiska galaxer i bilder. Tillkommer också en övergångsklass mellan linsformiga och spiralformade galaxer S0/a, där spiralstrukturen börjar dyka upp [50] .

Spiral och oregelbundna galaxer

I Vaucouleur-systemet ingår oregelbundna galaxer i den allmänna sekvensen och kommer efter spiralgalaxer [45] . Till typerna av spiralgalaxer Sa, Sb, Sc, som fanns i Hubble-klassificeringen, lade Vaucouleurs typen Sd - spiralgalaxer av en mycket sen typ - och Sm - Magellanska spiralgalaxer . Oregelbundna galaxer har fått beteckningen Im. Dessutom, för en finare klassificering, introducerades mellantyper: Sab för galaxer mellan Sa och Sb och på liknande sätt Sbc, Scd, Sdm [53] .

Dessutom urskiljdes typen av oregelbundna galaxer I0, som används i de fall galaxen inte ser asymmetrisk och oordnad ut. Ett exempel här är NGC 5253 , som liknar en linsformad galax, men utan en utbuktning , och dess spektrum motsvarar tidiga spektraltyper [54] .

Liksom i Hubble-systemet skiljer sig typerna av spiralgalaxer åt i graden av utbuktningens svårighetsgrad, spiralarmarnas vridningsvinkel och deras trasighet. I Scd-galaxer är utbuktningen mycket liten, spiralarmarna är öppna och ser ut att bestå av separata fläckar, detta är ännu mer uttalat i typ Sd, där spiralarmarna generellt sett är otydliga. Sdm- och Sm-galaxer är asymmetriska, det finns praktiskt taget ingen utbuktning i dem, i Sm-galaxer kan det ibland bara finnas en arm, och stången , om den finns, är ofta förskjuten i förhållande till mitten [55] .

  • Spiralgalaxer och oregelbundna galaxer av olika slag enligt Vaucouleur i SDSS-undersökningen (galaxer utan stapel) [24]

  • NGC 4305 (SAa)

  • NGC 5351 (SAb)

  • NGC 3184 (SAc)

  • NGC 5668 (SAd)

  • IC 4182 (SAm)

  • DDO 155 (im)

Edge-on typer av galaxer

Om galaxen observeras kant-på, det vill säga när skivan är starkt lutad mot bildplanet, introduceras viss osäkerhet i galaxens klass. I synnerhet är det svårt att bestämma närvaron av en stång eller en ring i en sådan galax, så familjen och variationen av galaxen är inte alltid kända. I det här fallet bestäms typen av galax ganska tillförlitligt. Edge-on galaxer får tilläggsbeteckningen sp, från engelska.  spindel  - "spindel" [56] [57] .

Numeriska steg

För olika typer av galaxer introducerade Vaucouleurs numeriska steg , som kan vara användbara i den kvantitativa analysen av galaxer [59] [60] :

Värden av numeriska steg för olika typer av galaxer [59]
Galaxy typ cE E E + S0 - S0 0 S0 + S0/a Sa Sub Sb Sbc sc Scd SD sdm sm Jag är
steg −6 −5 −4 −3 −2 −1 0 ett 2 3 fyra 5 6 7 åtta 9 tio

Familjer

Familjen av en galax återspeglar närvaron och svårighetsgraden av en stång i den, och i Vaucouleur-systemet, till skillnad från Hubble-systemet, tillhandahålls möjligheten för närvaron av en stång inte bara i spiral , utan också i linsformiga och oregelbundna galaxer [ 7] . De galaxer där stapeln är helt frånvarande får beteckningen SA, och de där stapeln är väl uttryckt - SB, dessutom finns beteckningen SAB för galaxer där stapeln finns, men svagare uttryckt än i SB- typ galaxer, - sådana kallas övergångsgalaxer [41] . För en ännu finare klassificering kan familjerna S A B och SA B användas : den första ligger mellan SA och SAB, och den andra mellan SAB och SB. S A B-familjen används för de minst uttalade staplarna och SA B  för staplar som är något svagare än i SB [61] .

Sorter

Variationen av en galax beror på om och hur uttalad ringen är i dess inre del. Om det finns en ring börjar spiralarmarna vanligtvis från den. Galaxer där ringen är tydligt definierad och kontinuerlig eller nästan kontinuerlig betecknas (r), och de där den är frånvarande, och spiralarmarna börjar tydligt från mitten, betecknas (s). Det mellanliggande tillståndet betecknas med (rs), vilket inkluderar till exempel tydligt ofullständiga ringar. Variationer ( rs ) och (rs ) används också, den förra är mellan ( r ) och (rs) och den senare mellan (rs) och (s). En variant ( r s ) används för ringar som består av hårt lindade spiralarmar och inte är helt slutna, och (r s ) används för mycket svaga strukturer av denna typ [64] .

Ytterligare strukturdetaljer

Om det finns speciella typer av ringar eller pseudoringar, bommar och även linser i galaxen används lämpliga ytterligare beteckningar [66] .

Ringar och pseudoringar

När man klassificerar galaxer efter sort, beaktas endast inre ringar - medelstora ringar som är lika stora som en stång, om en sådan finns, men andra typer av ringar finns i galaxer. Yttre ringar - större, ofta diffusa strukturer som vanligtvis är ungefär dubbelt så stora som staplar - är betecknade (R) framför standardgalaxbeteckningen. Till exempel skulle en galax av typen SB(r) 0+ som har en yttre ring betecknas (R)SB(r) 0+ . Galaxer med två separata yttre ringar är också kända, de får en extra beteckning (RR). Yttre pseudoringar är strukturer som ser ut som ringar, men fysiskt representerar spiralarmar som är vridna på ett sådant sätt att de sluter sig - de betecknas med (R′) [67] .

Det finns också speciella undertyper av yttre ringar och pseudo-ringar [68] :

  • De yttre ringarna av typen (R 1 ) kännetecknas av små konkaviteter nära ändarna av stången;
  • Pseudo-ringar av typen (R′ 1 ) liknar ringar av typen (R 1 ), men de är två spiralarmar vridna 180° från ändarna av stången;
  • Pseudo-ringar av typen (R′ 2 ) är två spiralarmar vridna 270° från ändarna av stången;
  • Strukturer av typen (R 1 R' 2 ) består av en ring av typen (R 1 ) och en pseudo-ring av typen (R' 2 ).
Linser

Linser  är strukturer med nästan jämn ljusstyrka och ganska skarpa kanter, som har en rund eller något långsträckt elliptisk form, de finns ofta i galaxer av S0-typ. Linser kan ha olika storlekar, och analogt med ringar kallas de interna eller externa. De inre linserna betecknas med (l) och de yttre linserna med (L), i beteckningen av galaxens morfologiska typ är dessa symboler placerade på samma ställen som beteckningarna (r) och (R) för den inre respektive yttre ringar. Till exempel är galaxen NGC 1543 betecknad (R)SB(l)0/a, och NGC 2983  betecknas (L)SB(s)0 + [71] .

Övergången mellan linser och ringar i galaxer kan vara jämn: till exempel, för att beskriva den inre ringen med låg kontrast mot bakgrunden av en uttalad inre lins, används notationen (rl). För finare klassificering kan typerna ( rl ) och ( rl ) användas, liknande ringar (se ovan ). För svaga yttre ringar mot bakgrund av externa linser används analogt beteckningen (RL) samt (RL) och (RL) för en finare klassificering. En annan sällsynt typ, en inre pseudoring mot bakgrund av en lins, betecknas (r′l), ett exempel på en galax med en sådan struktur är NGC 4314 [72] .

Nukleära ringar, stänger och linser

I vissa fall innehåller galaxer ringar, stänger och linser av små storlekar, som kallas kärnkraft. Till exempel är medelstorleken på en kärnkraftsstång ungefär en tiondel av storleken på en vanlig; om det finns staplar av båda typerna i galaxen kallas de primära och sekundära staplar. Närvaron av kärnringar, stänger och linser betecknas med symbolerna nr, nb respektive nl, vilka är placerade tillsammans med artbeteckningen: till exempel betecknas galaxen M 95 SB(r, nr)b [ 74] .

Van den Berghs klassificering

Ett annat klassificeringsschema, som delvis bygger på Hubble-schemat, utvecklades av Sidney van den Bergh 1976 [75] . Ett annat namn för detta system är DDO-klassificering (från engelska  David Dunlap Observatory ). I den har galaxer två parametrar: en morfologisk typ, som med vissa förändringar motsvarar typen av galax enligt Hubble, och en ljusstyrkaklass, som återspeglar galaxens absoluta ljusstyrka [76] .

Morfologiska typer

De morfologiska typerna av galaxer i van den Bergh-klassificeringen betecknas på samma sätt som i Hubble-klassificeringen, men i den första finns det ytterligare typer av galaxer, och typsekvensen ser annorlunda ut. I van den Berghs schema betraktas linsformiga galaxer inte som en övergångstyp mellan elliptiska galaxer och spiralgalaxer , utan som en separat sekvens, tillsammans med spiralgalaxer [75] [76] .

Mellan linsformade och spiralformade galaxer sticker en mellansekvens av anemiska galaxer (eller "bleka spiraler", engelska  anemiska spiraler ) ut [76] . Anemiska galaxer har ett flummigt, svagt spiralmönster, vilket orsakas av mindre gas och därför en långsammare stjärnbildningshastighet än vanliga spiralgalaxer av samma typ enligt Hubble. Objekt av denna typ är vanligare i galaxhopar  - uppenbarligen påverkas galaxer i hopar av frontaltryck( engelska  ramtryck ), på grund av vilket de snabbt tappar gas. Anemiska galaxer betecknas A istället för S för spiralgalaxer [77] [78] [79] .

I varje sekvens kännetecknas subtyperna a, b, c av förhållandet mellan ljusstyrkorna på skivan och utbuktningen : för subtyper i ordningen a, b, c ökar detta förhållande. Sålunda, i sekvensen av linsformiga galaxer, särskiljs typerna S0a, S0b, S0c, anemiska - Aa, Ab, Ac - och spiral - Sa, Sb, Sc. Dessutom får galaxer med en uttalad stapel dessutom beteckningen B, och galaxer med en svagare stapel - (B), så att typerna S, S(B) och SB i van den Bergh-systemet motsvarar SA, SAB och SB-familjer i Vaucouleurs-systemet (se ovan ). Således har till exempel galaxen M 91 den morfologiska typen A(B)b [75] [80] .

Ljusstyrka klasser

Den andra parametern i van den Bergh-systemet är luminositetsklassen, som återspeglar galaxens absoluta ljusstyrka. I analogi med ljusstyrkaklasser för stjärnor indikeras ljusklasser för galaxer med romerska siffror: I - superjättar, II - ljusa jättar, III - jättar, IV - subjättar och V - dvärgar, i ordning efter minskande ljusstyrka. Klass I motsvarar absolut magnitud −20,5 m i B-bandet , vilket motsvarar ljusstyrka 2⋅10 10 L ⊙ , och klass V motsvarar magnitud −14 m , motsvarande ljusstyrka 10 8 L ⊙ [76] . Mellantyperna I-II, II-III, III-IV, IV-V används också [81] .

Galaxer av olika ljusklasser skiljer sig åt i utseende: i synnerhet superjättespiralgalaxer har utsträckta och väldefinierade spiralarmar, medan de i dvärgspiralgalaxer vanligtvis uppträder svagt och har en oregelbunden form. Spiralgalaxer av typerna Sa och Sb är nästan aldrig svagare än ljusstyrka klass III, medan galaxer av vilken ljusstyrka som helst är vanliga i klass Sc, och bland oregelbundna galaxer, tvärtom, finns inte galaxer av klasserna I och II [76] [80 ] [81] .

Av dessa skäl, i van den Bergs klassificering för ljusstyrka klass IV, i stället för de vanliga underklasserna av spiralgalaxer, särskiljs morfologiska typer enligt spiralarmarnas jämnhet: S − , S och S + . Subtypen S − är tidig, och i den är armarna den jämnaste, och S + är sena, och armarna i den är de mest trasiga, S är en mellansubtyp. För klass V kan underklasser inte särskiljas alls, så en beteckning S [80] [82] används .

Morgans klassificering

Klassificeringssystemet som utvecklades av William Morgan 1958 tar hänsyn till koncentrationen av stjärnor och ljusstyrka mot mitten och spektrumet av den centrala delen i det optiska området, och i andra hand galaxens skenbara form. Det kallas ibland för Yerke-systemet eftersom Morgan utvecklade det vid Yerke-observatoriet [84] [85] .

Spektraltyper av galaxer

Koncentrationen av stjärnor, och därmed ljusstyrkan mot mitten, indikeras tillsammans med spektrumet i det optiska området, eftersom dessa parametrar är starkt relaterade till varandra. I Morgans schema betecknas spektraltypen av en galax med symbolerna a, f, g, k i enlighet med spektraltyperna för stjärnorna A , F , G , K , dessutom används mellanklasserna af, fg, gk . I galaxer av spektraltyp a är koncentrationen av ljusstyrka mot mitten minst, medan den i galaxer av typ k är störst [85] [84] .

Således inkluderar spektraltyp k till exempel jättelika elliptiska galaxer och sådana spiralgalaxer som M 31 , där utbuktningen ger ett betydande bidrag till ljusstyrkan, och typ a inkluderar oregelbundna galaxer och spiraler av sen typ. Morgan-spektraltypen och Hubble-morfologiska typen är korrelerade, även om till exempel galaxer av Hubble Sc-typ upptar ett ganska brett spektrum av spektraltyper, från a till g. Det nära sambandet mellan spektrum och koncentration förklaras av det faktum att stjärnor i senare spektralklasser i galaxer är starkare koncentrerade mot mitten än stjärnor i tidiga klasser [85] [86] .

Familjer av galaxer efter form

En annan klassificeringsparameter är galaxens skenbara form. Morgan-systemet använder följande notation [89] :

Klass N-galaxer i detta system kan inkludera kvasarer (som inte var kända när systemet kompilerades), galaxer med aktiva kärnor eller galaxer med en utbrott av stjärnbildning i kärnan. Klass D inkluderar olika objekt: linsformade galaxer , elliptiska galaxer som deformerats av tidvatteninteraktioner , såväl som mycket ljusa elliptiska galaxer med förlängda skal. Dessa ljusa elliptiska galaxer identifierades senare som en separat typ, cD-typ galaxer [komm. 1] , nu används även detta namn separat från Morgans klassificering. De finns ofta i mitten av galaxhopar , har en plattare ljusstyrkegradient i de yttre regionerna än vanliga elliptiska galaxer och verkar vara resultatet av flera tidvattensammanslagningar eller förstörelse av många galaxer [85] [91] [92] .

Ett nummer från 1 till 7 läggs till beteckningen på formen på galaxen, vilket återspeglar galaxens skenbara oblateness. 1 motsvarar galaxer sett ansikte mot, 7 mot galaxer på kant. Således kan till exempel en spiralgalax med svag koncentration av ljusstyrka mot mitten, som ses nästan platt, ha klassen afS1, medan en oblat elliptisk galax med stark koncentration kan ha klassen kE6 [85] [89] .

Klassificering av Elmegreen spiralarmar

I klassificeringssystemen som diskuterats ovan ger typen av en galax endast en ungefärlig uppfattning om formen på dess spiralarmar. Ett av scheman, som överväger spiralstrukturen mer i detalj, utvecklades av Debraoch Bruce Elmegreenår 1987. Den särskiljer 10 varianter av spiralstrukturen: från AC 1 för galaxer som kallas flockiga , med oordnade, "slitna" spiralarmar, till AC 12 [komm. 2] för de galaxer där spiralarmarna är utsträckta, symmetriska och tydligt synliga kallas dessa galaxer med en ordnad struktur . Bland andra typer av galaxer klassificeras galaxer av typen AC 1–4 som flockiga och typerna AC 5–12 klassificeras som galaxer med ordnad struktur. Typen av galax i denna klassificering, som det visade sig, beror inte på typen av galax enligt Hubble [93] [94] [95] .

Varje typ som används i detta schema har sin egen beskrivning [93] :

  • AC 1: kaotiska fragment av spiralarmar utan någon symmetri;
  • AC 2: fragment av spiralarmar, slumpmässigt fördelade;
  • AC 3: fragment av spiralarmar jämnt fördelade runt mitten;
  • AC 4: en framträdande spiralarm eller fragmenterade spiralarmar;
  • AC 5: två symmetriska, korta armar i de inre delarna av galaxen, oregelbundet formade armar i de yttre områdena;
  • AC 6: två symmetriska armar i de inre delarna av galaxen, "fjäderlik" struktur i de yttre regionerna;
  • AC 7: två symmetriska, förlängda armar i de yttre delarna av galaxen, oregelbundet formade armar i de inre områdena;
  • AC 8: tätt rullade ringformade ärmar;
  • AC 9: två symmetriska armar i de inre delarna av galaxen, flera förlängda armar i de yttre delarna;
  • AC 12: två förlängda symmetriska armar genom hela skivan.

Författarna till denna klassificering föreslog också ett enklare schema, där spiralgalaxer delades in i flockiga (F), multiarm (M) och galaxer med en ordnad struktur (G). Uppenbarligen uppstår spiralstrukturen av olika typer under påverkan av olika mekanismer - till exempel är en ordnad spiralstruktur väl förklarad av teorin om densitetsvågor , och en flockig struktur förklaras väl av modellen för självuppehållande stjärnbildning[98] [99] .

Speciella typer av galaxer

Det finns vanliga beteckningar för vissa typer av galaxer, som används oavsett vilket klassificeringsschema som valts [7] . Till exempel passar några få procent av galaxerna inte in i de huvudsakliga klassificeringsscheman - de kallas peculiar (P, från engelskan  peculiar  - "unusual"), och deras egenskaper är oftast förknippade med interaktioner med andra galaxer [4] [ 7] [101] .

Dvärggalaxer betraktas också ofta separat från ljusare och större. Dessa galaxer är väldigt många, men på grund av sin låga ljusstyrka är de svåra att upptäcka på långt avstånd. För att beteckna dem används prefixet d (från engelskans  dvärg  - "dvärg"): till exempel kan dvärg-elliptiska galaxer (dE) och dvärg-oregelbundna (dIrr) galaxer urskiljas, liksom en sällsyntare typ - dvärgspiral ( dS). Det finns också sådana dvärggalaxer, som praktiskt taget inte har några analoger bland de ljusa. Dessa är dvärg sfäroidala galaxer (dSph) - objekt som liknar klotformiga stjärnhopar , ökade i storlek, med låg ytljusstyrka , och dvärgblå kompakta galaxer (dBCG) - små galaxer där aktiv stjärnbildning äger rum , vilket är anledningen till att de har ganska hög ytljusstyrka [102] .

Låg ytljusstyrka galaxer (LSB, från engelska  low surface brightness ) är en annan framstående typ av galax. De är förmodligen många, men svåra att hitta, eftersom deras ytljusstyrka är mycket lägre än natthimlens . Sådana galaxer kan vara väldigt olika i storlek [103] .

Galaxer med aktiva kärnor betraktas också separat. Alla är förenade av det faktum att processer sker i deras centrala delar, vilket leder till frigöring av en stor mängd energi. Det finns olika typer av galaxer med aktiva kärnor: Seyfertgalaxer (S), radiogalaxer , kvasarer (Q), lacertider [7] [104] .

Historiska klassificeringssystem

Innan skapandet av Hubble-klassificeringssystemet fanns det andra system för att klassificera galaxer, men de lyckades till slut inte haka på. Till exempel, 1908, föreslog Max Wolff först ett sådant system där en sekvens av typer övervägdes - från de mest amorfa till de där spiralstrukturen är tydligt synlig [105] . Wolf-systemet användes i vissa verk fram till 1940-talet, och i ett av hans tidiga verk använde Hubble själv det. Detta system var ännu mer detaljerat än Hubble-systemet, men vissa typer av objekt i det var faktiskt nebulosor inne i Vintergatan [106] .

Knut Lundmark föreslog 1926 ett schema som liknade Hubbles: det delade också in galaxer i elliptiska, spiralformade och oregelbundna, men dessa typer delades in i underklasser på ett annat sätt: enligt graden av koncentration av ljusstyrka i centrum. Harlow Shapley föreslog 1928 också ett schema baserat på graden av koncentration av ljusstyrka i mitten, dessutom tog det hänsyn till galaxens skenbara magnitud och skenbara oblateness. Hans schema användes under en tid vid Harvard Observatory [106] .

Anteckningar

Kommentarer

  1. ↑ Prefixet "c" kom från spektralklassificeringen av stjärnor , där det betecknade smala linjer i spektrumet som finns i superjättestjärnor [90] .
  2. ↑ Den ursprungliga versionen av klassificeringen hade 12 alternativ; Alternativ 10 och 11 togs senare bort, medan alternativ 12 behölls [93] .

Källor

  1. ↑ Surdin, 2017 , sid. 209.
  2. ↑ Buta, 2011 , sid. 6.
  3. ↑ Stjärnastronomi i föreläsningar . Astronet . Hämtad 11 maj 2022. Arkiverad från originalet 14 mars 2022.
  4. ↑ 1 2 Galaxer . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 11 maj 2022. Arkiverad från originalet 29 september 2021.
  5. ↑ Surdin, 2017 , sid. 234.
  6. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 145-149.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Galax - Typer av galaxer  . Encyclopedia Britannica . Hämtad 14 maj 2022. Arkiverad från originalet 14 maj 2022.
  8. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 146-149.
  9. ↑ van den Bergh, 1998 , sid. ett.
  10. ↑ Buta, 2011 , sid. 7.
  11. ↑ Kohler S. Computers vs. Humans in Galaxy Classification  (engelska)  // AAS Nova Highlights. - N. Y .: American Astronomical Society , 2016. - 1 april. — S. 930 .
  12. ↑ van den Bergh, 1998 , s. 91-94.
  13. ↑ Surdin, 2017 , sid. 226.
  14. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 148.
  15. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 1998 , s. 1-2.
  16. ↑ Pskov Yu. P. Galaxer . Astronet . Hämtad 14 maj 2022. Arkiverad från originalet 5 april 2022.
  17. ↑ Surdin, 2017 , sid. 215-217.
  18. ↑ van den Bergh, 1998 , sid. 9.
  19. ↑ 12 Buta , 2011 , sid. femton.
  20. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 149-150.
  21. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 153-154.
  22. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 155.
  23. ↑ Surdin, 2017 , sid. 217-219.
  24. ↑ 1 2 3 Buta, 2011 , s. 129, 167.
  25. ↑ Buta, 2011 , sid. 16.
  26. ↑ Roberts MS, Haynes MP Fysiska parametrar längs Hubble-sekvensen . ned.ipac.caltech.edu . California Institute of Technology . Hämtad 3 juni 2022. Arkiverad från originalet 3 juni 2022.
  27. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 157-161.
  28. ↑ 12 Buta , 2011 , s. 17-18.
  29. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 155-156.
  30. ↑ 1 2 Surdin, 2017 , sid. 227.
  31. ↑ Buta, 2011 , s. 12-14.
  32. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 148-150.
  33. ↑ Surdin, 2017 , sid. 227-228.
  34. ↑ Bender R., Doebereiner S., Moellenhoff C. Isofota former av elliptiska galaxer.   I. Data // Astronomy and Astrophysics Supplement Series . - Les Ulis: EDP Sciences , 1988. - 1 september ( vol. 74 ). - s. 385-426 . — ISSN 0365-0138 .
  35. ↑ 1 2 Surdin, 2017 , sid. 216-218.
  36. ↑ Buta, 2011 , s. 12-15.
  37. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , s. 149-153.
  38. ↑ van den Bergh, 1998 , sid. 12.
  39. ↑ 1 2 3 4 Buta, 2011 , s. 15-16.
  40. ↑ Surdin, 2017 , sid. 217.
  41. ↑ 1 2 Surdin, 2017 , sid. 221.
  42. ↑ Buta, 2011 , s. 17-27.
  43. ↑ Surdin, 2017 , sid. 221-224.
  44. ↑ Buta, 2011 , s. 15-17.
  45. ↑ 12 van den Bergh, 1998 , s. 13-14.
  46. ↑ Surdin, 2017 , sid. 217, 221.
  47. ↑ Buta, 2011 , s. 15-20.
  48. ↑ Buta, 2011 , s. 121, 168.
  49. ↑ Surdin, 2017 , sid. 217, 219.
  50. ↑ Buta, 2011 , s. 21-23.
  51. ↑ Buta, 2011 , sid. 167.
  52. ↑ Buta, 2011 , sid. 27.
  53. ↑ Buta, 2011 , s. 16, 23.
  54. ↑ Buta, 2011 , s. 23, 27-28.
  55. ↑ Buta, 2011 , s. 23-24.
  56. ↑ Buta, 2011 , sid. 26.
  57. ↑ Surdin, 2017 , sid. 224.
  58. ↑ Buta, 2011 , sid. 128.
  59. ↑ 1 2 Surdin, 2017 , sid. 219.
  60. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 157.
  61. ↑ Buta, 2011 , s. 15-16, 25.
  62. ↑ 12 Buta , 2011 , sid. 127.
  63. ↑ Buta RJ de Vaucouleurs Atlas of Galaxies . http://kudzu.astr.ua.edu . University of Alabama . Hämtad: 26 maj 2022.
  64. ↑ Buta, 2011 , s. 15-17, 25-26.
  65. ↑ Buta RJ de Vaucouleurs Atlas of Galaxies . http://kudzu.astr.ua.edu . University of Alabama . Hämtad: 26 maj 2022.
  66. ↑ 12 Buta , 2011 , sid. 28.
  67. ↑ Buta, 2011 , s. 10, 28-30.
  68. ↑ Buta, 2011 , s. 28-30.
  69. ↑ Buta, 2011 , s. 130-132.
  70. ↑ Buta RJ de Vaucouleurs Atlas of Galaxies . http://kudzu.astr.ua.edu . University of Alabama . Hämtad: 26 maj 2022.
  71. ↑ Buta, 2011 , s. 11, 30-31.
  72. ↑ Buta, 2011 , s. 30-31.
  73. ↑ Buta RJ de Vaucouleurs Atlas of Galaxies . http://kudzu.astr.ua.edu . University of Alabama . Hämtad: 26 maj 2022.
  74. ↑ Buta, 2011 , s. 31-33.
  75. ↑ 1 2 3 van den Bergh S. Ett nytt klassificeringssystem för galaxer  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1976. - 1 juni ( vol. 206 ). - s. 883-887 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/154452 . Arkiverad från originalet den 7 juni 2022.
  76. ↑ 1 2 3 4 5 Surdin, 2017 , sid. 224-225.
  77. ↑ 12 Buta , 2011 , sid. 36.
  78. ↑ van den Bergh, 1998 , s. 27-28.
  79. ↑ Älskling D. Spiral galaxen . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 7 juni 2022. Arkiverad från originalet 16 juni 2022.
  80. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 1998 , s. 23-24.
  81. ↑ 12 Buta , 2011 , sid. 37.
  82. ↑ Buta, 2011 , s. 37-38.
  83. ↑ Buta, 2011 , sid. 139.
  84. ↑ 12 van den Bergh, 1998 , sid. 33.
  85. ↑ 1 2 3 4 5 Surdin, 2017 , sid. 220-221.
  86. ↑ van den Bergh, 1998 , s. 33, 37-38.
  87. ↑ Morgan WW En preliminär klassificering av formerna av galaxer enligt deras stjärnbefolkning  // Publikationer från Astronomical Society of the Pacific  . - Chicago: IOP Publishing i Benaf av Astronomical Society of the Pacific , 1958. - 1 augusti ( vol. 70 ). — S. 364 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/127243 .
  88. ↑ Buta, 2011 , sid. 154.
  89. ↑ 12 van den Bergh, 1998 , s. 33-34.
  90. ↑ van den Bergh, 1998 , sid. 34.
  91. ↑ van den Bergh, 1998 , s. 33-35.
  92. ↑ Buta, 2011 , s. 12, 61-62.
  93. ↑ 1 2 3 Elmegreen DM, Elmegreen BG Arm-klassificeringar för spiralgalaxer  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1987. - 1 mars ( vol. 314 ). — S. 3 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/165034 . Arkiverad från originalet den 3 mars 2022.
  94. ↑ Buta, 2011 , s. 33-37.
  95. ↑ van den Bergh, 1998 , s. 17-19.
  96. ↑ Buta, 2011 , sid. 138.
  97. ↑ Elmegreen DM, Elmegreen BG Arm-klassificeringar för spiralgalaxer  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1987. - 1 mars ( vol. 314 ). — S. 3 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/165034 .
  98. ↑ Buta, 2011 , s. 34-35.
  99. ↑ van den Bergh, 1998 , s. 19-20.
  100. ↑ Surdin, 2017 , sid. 15 färgade flikar.
  101. ↑ Surdin, 2017 , sid. 229.
  102. ↑ Surdin, 2017 , sid. 228-229.
  103. ↑ Surdin, 2017 , sid. 229-230.
  104. ↑ Surdin, 2017 , sid. 230-232.
  105. ↑ Wolf M. Die Klassifizierung der kleinen Nebelflecken  (tyska)  // Publikationen des Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg. - Heidelberg: Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg , 1908. - 1 Juli ( Bd. 3 ). - S. 109-112 . Arkiverad från originalet den 3 mars 2022.
  106. ↑ 1 2 Sandage A. Klassificering och stjärninnehåll av galaxer erhållna från direkt fotografi // Galaxer och universum / Redigerat av Allan Sandage , Mary Sandage och Jerome Kristian , med ett index som utarbetats av Gustav A. Tammann . - Chicago: University of Chicago Press , 1975. - (Stars and Stellar Systems. Volym 9).

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk