Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Морфологическая классификация галактик — Википедия
Википедия

Морфологическая классификация галактик

Морфологи́ческая классифика́ция гала́ктик — классификация галактик по их внешнему виду. Существуют различные схемы морфологической классификации галактик: среди них в качестве основной используется классификация Хаббла, которая довольно проста, но её достаточно, чтобы описывать основные свойства галактик.

В основе системы классификации Хаббла лежит разделение галактик на эллиптические, линзовидные, спиральные — с баром и без него — и неправильные, которые образуют последовательность, разделяющуюся на две части. Типы галактик, в свою очередь, делятся на подклассы: эллиптические — по степени видимой сплюснутости, а спиральные — по выраженности балджа относительно диска, углу закрутки спиральных рукавов и тому, насколько они гладкие или, наоборот, клочковатые. Данная схема в первоначальной форме была создана в 1926 году и оказалась достаточно удобной, кроме того, была обнаружена корреляция различных параметров галактики и её морфологического типа. Поэтому классификация Хаббла с небольшими изменениями широко используется до сих пор, а большинство используемых ныне схем классификации представляют собой дальнейшее её развитие.

Один из примеров доработанной схемы Хаббла — классификация Вокулёра — содержит несколько нововведений. В частности, в ней используется деление линзовидных галактик на подклассы по выраженности различных деталей, а спиральные галактики разделены на подклассы более тонко. Два дополнительных отдельных измерения в классификации составляют степень выраженности бара и кольца, так что классификацию Вокулёра можно представить в объёмном виде. Дополнительно в этой схеме могут быть обозначены такие структуры, как, например, внешние кольца и линзы.

Классификация ван ден Берга, также называемая DDO-классификацией, также основывается на схеме Хаббла. В схеме ван ден Берга линзовидные галактики рассматриваются не как переходный тип между эллиптическими галактиками и спиральными, а как отдельная последовательность, наравне со спиральными галактиками. Между этими двумя последовательностями выделяется последовательность анемичных галактик, которые от нормальных спиральных галактик отличаются нечётким, слабым спиральным узором. Подтипы линзовидных, анемичных и спиральных галактик определяются по степени выраженности балджа относительно диска. Кроме того, в схеме ван ден Берга выделяются различные классы светимости, поскольку между яркими и тусклыми галактиками также наблюдаются различия в морфологии.

В классификации Моргана, также называемой Йеркской системой, в первую очередь рассматривается спектральный тип галактики, соответствующий спектральным классам звёзд, а также тесно связанная с ним концентрация яркости к центру галактики. Спектральный тип, определяемый по этим показателям, коррелирует с типом галактики по Хабблу. В качестве вторичного параметра используется видимая форма галактики.

До создания системы Хаббла предлагались и другие схемы классификации, однако они по разным причинам не прижились. Общепринято выделяют и особые типы галактик, например, карликовые галактики, галактики с низкой поверхностной яркостью и пекулярные галактики.

Общие сведенияПравить

 
Галактика M 95 в ультрафиолетовом диапазоне (слева) и в оптическом (справа)

Наблюдаемые формы галактик довольно разнообразны, и разделение их на классы по морфологии может быть полезным для дальнейшего исследования этих объектов[1][2]. Существует множество схем морфологической классификации галактик, но общепринятой и в то же время достаточно детальной среди них нет. Классификация Хаббла довольно проста, но её достаточно для того, чтобы описывать основные свойства галактики, поэтому она остаётся основной схемой[3][4].

Внешний вид одной и той же галактики может сильно различаться на изображениях с разной глубиной или в разных диапазонах длин волн. При сравнении изображений разных галактик и их классификации нужно это учитывать: например, спиральные рукава галактик хорошо выделяются в одних фотометрических полосах и плохо — в других. Обычно схемы классификации галактик основываются на их изображениях в оптическом диапазоне[5]. При этом нужно учитывать, что сравнение галактик друг с другом должно производиться по собственному излучению галактики: например, если галактика с красным смещением z = 1   наблюдается в фотометрической полосе R, то для того, чтобы сравнить с ней галактику из ближней Вселенной, необходимо использовать её изображение в полосе U — в более коротких волнах[6]. Очень удалённые галактики наблюдаются такими, какими они были миллиарды лет назад, в ранней Вселенной, поэтому они имеют неправильную, асимметричную форму, так что для них могут использоваться другие схемы классификации[7].

Как правило, схемы классификации предусматривают, что класс галактики определяется субъективно, а не по количественному измерению их параметров. Это нередко приводит к тому, что разные астрономы, определяя типы галактик независимо друг от друга, относят одну и ту же галактику к разным, хотя и близким классам. Несмотря на эту нестрогость, различные схемы классификации широко применяются[8][9]. Для массовой классификации галактик могут использоваться средства гражданской науки, например, с такой целью создан проект Galaxy Zoo[10]. Кроме того, существуют и компьютерные программы, определяющие морфологический тип галактик[11][12].

Основные схемы классификации галактик[13][14]
Схема Критерии классификации Некоторые обозначения Примеры классификации
Хаббла Угол закрутки и клочковатость спиральных рукавов, выраженность балджа относительно диска, наличие бара E, S0, S, SB, Irr;

a, b, c

M87: E1

M31: Sb

M101: Sc

БМО: Irr I

Вокулёра Угол закрутки спиральных рукавов, выраженность балджа относительно диска, наличие бара и кольца E, S0, S, SB, I;

a, b, c, d, m;

(r), (s)

M87: E1P

M31: SA(s)b

M101: SAB(rs)cd

БМО: SB(s)c

ван ден Берга Количество молодых звёзд в диске, степень концентрации яркости в центре, выраженность и длина спиральных рукавов, наличие бара E, S0, A, S, Ir;

B;

a, b, c;

I, II…V

M87: E1

M31: Sb I—II

M101: Sc I

БМО: Ir III—IV

Моргана Степень концентрации яркости в центре, цвет и спектр, однородность, наличие бара k, g, f, a;

E, R, D, S, B, I

M87: kE1

M31: kS5

M101: fS1

БМО: afI2

Классификация ХабблаПравить

 
Последовательность Хаббла
Основная статья: Классификация Хаббла

Первую систему классификации, которая стала общепринятой, создал Эдвин Хаббл в 1926 году, позднее она была названа именем её создателя. Типы галактик в данной схеме образуют последовательность, которая разделяется на две ветви, поэтому её также называют «камертон Хаббла»[15][16].

В системе классификации Хаббла первоначально выделялись эллиптические, спиральные и неправильные галактики, которые в свою очередь делились на подклассы (см. ниже[⇨]). В эллиптических галактиках (E) практически никогда не наблюдается деталей структуры, а только постепенное увеличение яркости к центру, в то время как в спиральных на фоне диска присутствуют более яркие спиральные рукава. В классификации Хаббла разделяются спиральные галактики с баром (перемычкой в центре, обозначаются SB) и без него (обозначаются S). Неправильные галактики (Ir или Irr) имеют асимметричную, клочковатую форму. Позднее, в 1936 году, Хаббл добавил линзовидные галактики (S0), которые имеют форму диска, но лишены спиральных рукавов[17][18]. При этом предполагается, что переход между различными типами галактик плавный[19].

Эллиптические галактики делятся на подтипы от E0 до E7, которые различаются степенью видимой эллиптичности: галактики, имеющие круглую форму, относятся к подтипу E0, а наиболее сплюснутые — E7. При отношении размеров малой и большой полуоси галактики b / a   номер её подтипа равняется 10 ⋅ ( 1 − b / a )  , так что, например, у галактики E5 большая полуось вдвое больше, чем малая. Эллиптических галактик, более сплюснутых, чем E7, не существует[7][20].

Спиральные галактики делятся на подтипы Sa, Sb, Sc или, для галактик с баром, SBa, SBb, SBc. Спиральную галактику относят к одному из этих классов на основе выраженности балджа относительно диска, угла закрутки спиральных рукавов и их клочковатости. Эти параметры частично коррелируют друг с другом: галактики типа Sa и SBa имеют крупные балджи, туго закрученные и гладкие спиральные рукава, а галактики типа Sc и SBc — небольшие балджи и раскрытые, клочковатые спиральные рукава. Типы Sb и SBb имеют промежуточные характеристики[21].

Неправильные галактики делятся на два подтипа: Irr I и Irr II. К галактикам типа Irr I относят объекты, в которых наблюдаются яркие участки, содержащие звёзды классов O и B, а к Irr II — неправильные галактики с более гладкой структурой[22].

В последовательности Хаббла принято помещать эллиптические галактики в левой части, а два типа спиральных — в правой: в одной ветви спиральные галактики с баром, в другой — без бара. Линзовидные галактики расположены между эллиптическими и спиральными — на «раздвоении» последовательности, а неправильные галактики обычно в последовательность не включают. Разные типы галактик могут называть «ранними» (E, S0, Sa) или «поздними» (Sc, Irr). Такая терминология — след устаревших представлений об эволюции галактик: считалось, что галактики эволюционируют вдоль последовательности, из эллиптических становятся спиральными, а затем неправильными[15][23]. В частности, галактики классов Sa и SBa называют спиральными галактиками раннего типа, Sc и SBc — позднего типа, а Sb и SBb — промежуточного типа[19].

Оценка системы и идеи развитияПравить

Схема Хаббла оказалась достаточно удобной, поэтому с небольшими изменениями она широко используется до сих пор, а большинство ныне используемых схем классификации представляют собой дальнейшее развитие схемы Хаббла[15][7]. Кроме того, с морфологическим типом галактики по Хабблу коррелируют различные физические параметры галактик. Например, у галактик более поздних типов показатели цвета в среднем более голубые, поверхностная яркость ниже, а доля нейтрального водорода в общей массе — больше, чем у галактик ранних типов[25][26]. Наблюдается также корреляция между морфологическим типом и окружением галактики: в плотном окружении, например, в скоплениях галактик, чаще встречаются эллиптические и линзовидные галактики, чем в изоляции[27].

Однако схема Хаббла всё же имеет недостатки и неточности, так что разные астрономы предпринимали попытки её улучшить. Например, подклассы эллиптических галактик в целом не коррелируют с какими-либо физическими параметрами, а отражают в первую очередь наклон галактики к лучу зрения[28]. Классификация спиральных галактик оказалась неполной и не отражающей всего разнообразия структур этих объектов[29][30].

Хаббл после 1936 года также работал над улучшением своей схемы, однако он так и не опубликовал каких-либо окончательных результатов. В 1961 году Аллан Сэндидж, с учётом промежуточных результатов Хаббла на основании его записей, опубликовал «Хаббловский атлас галактик»[31]. Получившуюся систему иногда называют системой Хаббла — Сэндиджа[32].

Классификация эллиптических галактикПравить

 
Характерная форма коробкообразных (сверху) и дискообразных (снизу) эллиптических галактик. Пунктирными линиями показаны эллипсы

Одно из направлений, в котором развивали систему Хаббла, было связано с классификацией эллиптических галактик. Например, Джон Корменди  (англ.) (рус. и Ральф Бендер в 1996 году обнаружили, что характеристики эллиптических галактик коррелируют с отклонением формы этих галактик от эллиптической. Форма галактики может быть «дискообразной» (англ. disky) и «коробкообразной» (англ. boxy): в первом случае наблюдается избыток яркости вдоль большой и малой оси эллипса, который приблизительно описывает форму галактики, а во втором случае — избыток яркости вдоль биссектрис к этим осям. В более строгой, количественной форме это выражается величиной одного из слагаемых при разложении формы изофот в ряд Фурье[28][30].

Эллиптические галактики дискообразной формы заметно вращаются, имеют умеренные светимости, ядра у них не слишком выражены. Они имеют собственную форму сплюснутого двухосного эллипсоида, а распределение скоростей звёзд в них изотропное. Коробкообразные эллиптические галактики более крупные, практически не вращаются, а ядро у них выражено достаточно чётко. По форме они близки к трёхосным эллипсоидам, что связано с анизотропией распределения скоростей в них. Коробкообразные галактики составляют более ранний морфологический тип, чем дискообразные, и, по всей видимости, эти два типа объектов имеют разную природу[33].

  • Примеры эллиптических галактик с ярко выраженной коробкообразной и дискообразной формой в обзоре SDSS[34]

  • NGC 5322 (коробкообразная)

  • NGC 4660 (дискообразная)

Классификация линзовидных галактикПравить

В первоначальной хаббловской схеме классификации линзовидные галактики не делились на подклассы. Более того, долгое время не было известно галактик «чистого» типа S0, поскольку все известные дисковые галактики, в которых не наблюдалось рукавов, обладали баром, и их относили к типу SBa. В классификации Хаббла — Сэндиджа 1961 года линзовидные галактики были разделены на «нормальные» линзовидные галактики (S0) и линзовидные галактики с баром (SB0)[35][36][37].

Тип S0 был разделён на подклассы S01, S02, S03 на основании того, насколько в диске галактики выражена пылевая полоса: в галактиках типа S01 пылевая полоса отсутствует, а в S03 чётко выражена; класс S02 соответствует промежуточному состоянию. Класс SB0 был разделён на SB01, SB02, SB03 по степени выраженности бара: в SB01 бар короткий и широкий и наблюдается лишь как увеличение яркости по сторонам вблизи центра, в SB03 бар узкий и протяжённый, а SB02 обозначает промежуточное состояние[35][37].

Кроме того, было обнаружено, что линзовидные галактики в среднем тусклее, чем эллиптические и спиральные галактики раннего типа, поэтому маловероятно, что линзовидные галактики составляют промежуточный класс между классами E и Sa с точки зрения физических характеристик[38].

Классификация спиральных галактикПравить

В последующих схемах спиральные галактики также классифицировали более детально. Например, Жерар Анри де Вокулёр добавил промежуточные классы между галактиками типы Sc (либо SBc) и Irr, а также ввёл дополнительный критерий классификации — по наличию в галактике кольца (см. ниже[⇨])[39][40].

Классификация ВокулёраПравить

 
Схема Вокулёра
 
Сечение схемы Вокулёра перпендикулярно её оси с примерами изображений галактик

Одно из улучшений классификации Хаббла разработал Жерар Анри де Вокулёр в 1959 году, данная система носит его имя. Поскольку к её созданию привела дискуссия Вокулёра и Аллана Сэндиджа по поводу возможного развития классификации Хаббла, эту систему иногда называют классификацией Вокулёра — Сэндиджа[41]. В системе Вокулёра классификация проводится по трём параметрам[7][39].

Первый параметр называют «ступенью» (англ. stage) или «типом» (англ. type). Тип с некоторыми изменениями соответствует типу галактики в классификации Хаббла, от эллиптических к линзовидным, а затем спиральным и неправильным. Второй параметр — «семейство» (англ. family) — зависит от наличия и выраженности бара, причём по этому признаку классифицируются не только спиральные галактики, как в системе Хаббла, но также линзовидные и неправильные. Третий параметр — «разновидность» (англ. variety) — описывает наличие и выраженность кольца в центральной части галактики[7][39].

Например, NGC 4340 — линзовидная галактика позднего типа и имеет тип S0+. В ней присутствует и бар, и кольцо, так что она относится к семейству SB и к разновидности (r). Таким образом, её полное обозначение по Вокулёру — SB(r)0+[42].

Таким образом, можно говорить об «объёме классификации» (англ. classification volume), а схему можно представить в виде трёхмерной фигуры, похожей на веретено. По оси «веретена» отмечены типы галактик от эллиптических к неправильным, а перпендикулярно оси — семьи и разновидности, то есть различные варианты того, насколько могут быть выражены бар и кольцо для данного типа галактик[43]. Поскольку галактики, наиболее близкие к эллиптическим и к неправильным, не демонстрируют особого разнообразия по семьям и разновидностям, то объём классификации сужается к краям. Например, в галактиках поздних типов кольца практически не встречаются, зато очень часто имеются бары[44][45].

Дополнительно в классификации Вокулёра введены обозначения : для неточно определённых классов и ? для сомнительных[7].

ТипыПравить

Типы галактик в системе классификации Вокулёра отчасти похожи на те, что встречались в системе Хаббла, однако есть и отличия. Тип — наиболее важная часть классификации галактики[39].

Эллиптические галактикиПравить

По сравнению с системой Хаббла, в классификацию эллиптических галактик были добавлены классы cE ― компактные ― и E+ ― позднего типа. Изначально тип E+ должен был обозначать переходный тип между эллиптическими галактиками и линзовидными, однако иногда его используют для обозначения ярчайших эллиптических галактик в скоплениях, у которых присутствуют тусклые внешние оболочки[46][47].

Линзовидные галактикиПравить

Для линзовидных галактик добавлено разделение на ранние (S0−), промежуточные (S0 или S00) и поздние (S0+)[49] в порядке увеличения количества видимых деталей в них. Например, галактики типа S0− на изображениях легко перепутать с эллиптическими. Также добавлен переходный класс между линзовидными и спиральными галактиками S0/a, в котором начинает проявляться спиральная структура[50].

Спиральные и неправильные галактикиПравить

 
NGC 5253 — галактика типа I0, снимок телескопа Хаббл[52]

В системе Вокулёра неправильные галактики включены в общую последовательность и идут после спиральных[45]. К типам спиральных галактик Sa, Sb, Sc, которые были в классификации Хаббла, Вокулёр добавил тип Sd — спиральные галактики очень позднего типа — и Sm — магеллановы спиральные галактики. Неправильные галактики получили обозначение Im. Помимо этого, для более тонкой классификации были введены промежуточные типы: Sab для галактик между Sa и Sb и аналогично Sbc, Scd, Sdm[53].

Кроме того, был выделен тип неправильных галактик I0, используемый в случаях, когда галактика не выглядит асимметричной и неупорядоченной. Примером здесь может служить NGC 5253, которая напоминает линзовидную галактику, но без балджа, а её спектр соответствует ранним спектральным классам[54].

Как и в системе Хаббла, типы спиральных галактик отличаются степенью выраженности балджа, углом закрутки спиральных рукавов и их клочковатостью. В галактиках типа Scd балдж очень мал, спиральные рукава раскрыты и выглядят как состоящие из отдельных пятен, ещё больше это выражено в типе Sd, где спиральные рукава вообще выражены нечётко. Галактики типов Sdm и Sm асимметричны, балдж в них практически отсутствует, в галактиках типа Sm иногда может быть только один рукав, а бар, если присутствует, то нередко смещён относительно центра[55].

Типы галактик, видимых с ребраПравить

В случае, если галактика наблюдается «с ребра», то есть когда диск сильно наклонён к картинной плоскости, в класс галактики вносится некоторая неопределённость. В частности, трудно определить наличие бара или кольца в такой галактике, поэтому семейство и разновидность галактики не всегда известны. При этом тип галактики определяется достаточно надёжно. Галактики, наблюдаемые с ребра, получают дополнительное обозначение sp — от англ. spindle — «веретено»[56][57].

Числовые ступениПравить

Для разных типов галактик Вокулёр ввёл числовые ступени T  , что может быть полезно при количественном анализе галактик[59][60]:

Значения числовых ступеней для разных типов галактик[59]
Тип галактики cE E E+ S0− S00 S0+ S0/a Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sdm Sm Im
Ступень T   −6 −5 −4 −3 −2 −1 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

СемействаПравить

Семейство галактики отражает наличие и выраженность бара в ней, причём в системе Вокулёра, в отличие от хаббловской, предусмотрена возможность наличия бара не только в спиральных, но и в линзовидных и неправильных галактиках[7]. Те галактики, в которых бар полностью отсутствует, получают обозначение SA, а те, в которых бар хорошо выражен, — SB, помимо этого, есть обозначение SAB для галактик, где бар присутствует, но выражен более слабо, чем в галактиках типа SB, — такие называют галактиками переходного типа[41]. Для ещё более тонкой классификации могут использовать семейства SAB и SAB: первое расположено между SA и SAB, а второе — между SAB и SB. Семейство SAB используется для наименее выраженных баров, а SAB — для баров, немного более слабых, чем в SB[61].

РазновидностиПравить

Разновидность галактики зависит от того, присутствует ли и насколько выражено кольцо в её внутренней части. Если кольцо присутствует, то обычно спиральные рукава начинаются от него. Галактики, в которых кольцо чётко выражено и непрерывно либо почти непрерывно, получают обозначение (r), а те, в которых оно отсутствует, а спиральные рукава начинаются явно из центра, обозначаются (s). Промежуточное состояние обозначается (rs), к нему относятся, например, явно неполные кольца. Также используются разновидности (rs) и (rs): первая расположена между (r) и (rs), а вторая — между (rs) и (s). Разновидность (rs) используется для колец, которые состоят из туго закрученных спиральных рукавов и не полностью закрыты, а (rs) — для очень слабо различимых структур подобного типа[64].

Дополнительные детали структурыПравить

 
NGC 2273 — галактика с двумя внешними кольцами в обзоре Pan-STARRS[66]

При наличии в галактике особых видов колец или псевдоколец, баров, а также линз, используются соответствующие дополнительные обозначения[66].

Кольца и псевдокольцаПравить

При классификации галактик по разновидности рассматриваются только внутренние кольца — кольца средних размеров, которые по размеру совпадают с баром, если тот присутствует, но в галактиках встречаются и другие типы колец. Внешние кольца ― более крупные, часто диффузные структуры, размеры которых обычно приблизительно вдвое больше, чем у баров, ― обозначаются (R) перед стандартным обозначением галактики. Например, галактика типа SB(r)0+, у которой есть внешнее кольцо, будет обозначаться (R)SB(r)0+. Известны и галактики, обладающие двумя раздельными внешними кольцами, ― они получают дополнительное обозначение (RR). Внешние псевдокольца ― структуры, которые внешне похожи на кольца, но физически представляют собой спиральные рукава, которые закручены таким образом, что замыкаются ― они обозначаются (R′)[67].

Выделяют также особые подтипы внешних колец и псевдоколец[68]:

  • Внешние кольца типа (R1) отличаются небольшими вогнутостями вблизи концов бара;
  • Псевдокольца типа (R′1) внешне похожи на кольца типа (R1), но представляют собой два спиральных рукава, закрученных на 180° от концов бара;
  • Псевдокольца типа (R′2) представляют собой два спиральных рукава, закрученных на 270° от концов бара;
  • Структуры типа (R1R′2) состоят из кольца типа (R1) и псевдокольца типа (R′2).

ЛинзыПравить

Линзы — структуры с практически равномерной яркостью и довольно резкими границами, имеющие круглую или немного вытянутую эллиптическую форму, они часто встречаются в галактиках типа S0. Линзы могут иметь различные размеры, и по аналогии с кольцами их называют внутренними либо внешними. Внутренние линзы получают обозначение (l), а внешние — (L), в обозначении морфологического типа галактики эти символы ставятся на те же места, что и обозначения (r) и (R) для внутренних и внешних колец соответственно. Так, например, галактика NGC 1543 обозначается (R)SB(l)0/a, а NGC 2983 — (L)SB(s)0+[71].

Переход между линзами и кольцами в галактиках может быть плавным: например, для описания внутреннего кольца небольшой контрастности на фоне выраженной внутренней линзы используют обозначение (rl). Для более тонкой классификации могут использоваться типы (rl) и (rl), по аналогии с кольцами (см. выше[⇨]). Для слабых внешних колец на фоне внешних линз по аналогии применяют обозначение (RL), а также (RL) и (RL) для более тонкой классификации. Ещё один редкий тип — внутреннее псевдокольцо на фоне линзы — обозначается (r′l), примером галактики с такой структурой является NGC 4314[72].

  • Переход между внутренними кольцами и линзами на примере галактик в обзоре SDSS[73]

  • NGC 4340 (r)

  • NGC 3945 (rl)

  • NGC 3245 (l)

Ядерные кольца, бары и линзыПравить

В некоторых случаях в галактиках присутствуют кольца, бары и линзы маленьких размеров, которые называются ядерными. Например, размер ядерного бара в среднем составляет около десятой части размеров обычного; при наличии в галактике баров обоих видов их называют первичным и вторичным барами. Наличие ядерных колец, баров и линз обозначается символами, соответственно, nr, nb и nl, которые ставятся вместе с обозначением разновидности: например, галактика M 95 имеет обозначение SB(r, nr)b[74].

Классификация ван ден БергаПравить

Ещё одну схему классификации, которая частично опирается на схему Хаббла, разработал Сидни ван ден Берг в 1976 году[75]. Другое название этой системы — DDO-классификация (от англ. David Dunlap Observatory). В ней галактики имеют два параметра: морфологический тип, который с некоторыми изменениями соответствует типу галактики по Хабблу, и класс светимости, который отражает абсолютную светимость галактики[76].

Морфологические типыПравить

 
Схематичное представление классификации ван ден Берга. Для простоты показаны только галактики без бара
 
NGC 4921 — анемичная галактика, снимок телескопа Хаббл[77]

Морфологические типы галактик в классификации ван ден Берга обозначаются так же, как и в классификации Хаббла, но в первой присутствуют дополнительные типы галактик, а последовательность типов выглядит по-другому. В схеме ван ден Берга линзовидные галактики рассматриваются не как переходный тип между эллиптическими галактиками и спиральными, а как отдельная последовательность, наравне со спиральными галактиками[75][76].

Между линзовидными галактиками и спиральными выделяется промежуточная последовательность анемичных галактик (или «бледных спиральных», англ. anemic spirals)[76]. Анемичные галактики отличаются нечётким, слабым спиральным узором, что вызвано меньшим количеством газа и, следовательно, более низким темпом звездообразования, чем у обычных спиральных галактик того же типа по Хабблу. Объекты такого типа чаще встречаются в скоплениях галактик — по всей видимости, на галактики в скоплениях действует лобовое давление  (англ.) (рус. (англ. ram pressure), из-за чего они быстро теряют газ. Анемичные галактики получают обозначение A вместо S для спиральных галактик[77][78][79].

В каждой последовательности выделяются подтипы a, b, c по соотношению светимостей диска и балджа: для подтипов в порядке a, b, c это соотношение возрастает. Таким образом, в последовательности линзовидных галактик выделяют типы S0a, S0b, S0c, анемичных — Aa, Ab, Ac — и спиральных — Sa, Sb, Sc. Кроме того, галактики с выраженным баром дополнительно получают обозначение B, а галактики с более слабым баром — (B), так что типы S, S(B) и SB в системе ван ден Берга соответствуют семействам SA, SAB и SB в системе Вокулёра (см. выше[⇨]). Таким образом, например, галактика M 91 имеет морфологический тип A(B)b[75][80].

Классы светимостиПравить

Второй параметр в системе ван ден Берга — класс светимости, который отражает абсолютную светимость галактики. По аналогии с классами светимости для звёзд классы светимости для галактик обозначаются римскими цифрами: I — сверхгиганты, II — яркие гиганты, III — гиганты, IV — субгиганты и V — карлики, в порядке уменьшения светимости. Классу I соответствует абсолютная звёздная величина −20,5m в полосе B, что эквивалентно светимости 2⋅1010 L⊙, а классу V ― величина −14m, соответствующая светимости 108 L⊙[76]. Промежуточные типы I—II, II—III, III—IV, IV—V также используются[81].

Галактики разных классов светимости различаются внешне: в частности, сверхгигантские спиральные галактики имеют протяжённые и хорошо очерченные спиральные рукава, а у карликовых спиральных галактик они обычно проявляются слабо и имеют неправильную форму. Спиральные галактики типов Sa и Sb практически не бывают тусклее класса светимости III, в то время как в классе Sc распространены галактики любых светимостей, а среди неправильных галактик, наоборот, не встречаются галактики классов I и II[76][80][81].

По этим причинам в классификации ван ден Берга для класса светимости IV вместо обычных подклассов спиральных галактик выделяют морфологические типы по гладкости спиральных рукавов: S−, S и S+. Подтип S− ― ранний, и в нём рукава наиболее гладкие, а S+ ― поздний, и в нём рукава наиболее клочковатые, S ― промежуточный подтип. Для класса V подклассы выделить не удаётся вообще, поэтому используется одно обозначение S[80][82].

Классификация МорганаПравить

В системе классификации, которую разработал Уильям Морган в 1958 году, во внимание принимаются концентрация звёзд и яркости к центру и спектр центральной части в оптическом диапазоне, а во вторую очередь — видимая форма галактики. Иногда она называется Йеркской системой, поскольку Морган разработал её в Йеркской обсерватории[84][85].

Спектральные типы галактикПравить

Концентрация звёзд, а следовательно, и яркости к центру, обозначается вместе со спектром в оптическом диапазоне, поскольку эти параметры сильно связаны друг с другом. В схеме Моргана спектральный тип галактики обозначается символами a, f, g, k в соответствии со спектральными классами звёзд A, F, G, K, кроме того, используются промежуточные классы af, fg, gk. В галактиках спектрального типа a концентрация яркости к центру наименьшая, а в галактиках типа k — наибольшая[85][84].

Таким образом, к спектральному типу k относятся, например, гигантские эллиптические галактики и такие спиральные, как M 31, где балдж вносит значительный вклад в светимость, а к типу a — неправильные галактики и спиральные позднего типа. Спектральный тип по Моргану и морфологический тип по Хабблу коррелируют, хотя, например, галактики типа Sc по Хабблу занимают довольно широкий диапазон спектральных типов — от a до g. Тесная связь спектра и концентрации объясняется тем, что звёзды более поздних спектральных классов в галактиках сильнее сосредоточены к центру, чем звёзды ранних классов[85][86].

Семейства галактик по формамПравить

 
NGC 4874 — галактика типа cD в обзоре SDSS[88]

Ещё один параметр классификации — видимая форма галактики. В системе Моргана используются следующие обозначения[89]:

К галактикам класса N в данной системе могут быть причислены квазары (которые не были известны на момент составления системы), галактики с активными ядрами либо галактики со вспышкой звездообразования в ядре. Класс D включает в себя разные объекты: линзовидные галактики, эллиптические галактики, деформированные приливными взаимодействиями, а также очень яркие эллиптические галактики с протяжёнными оболочками. Эти яркие эллиптические галактики позже были выделены в отдельный тип — галактики типа cD[комм. 1], ныне это название используется и в отдельности от классификации Моргана. Они часто встречаются в центрах скоплений галактик, имеют более пологий градиент яркости во внешних областях, чем обычные эллиптические галактики,, и, по всей видимости, являются результатом многократных слияний либо разрушений множества галактик приливными силами[85][91][92].

К обозначению формы галактики добавляется цифра от 1 до 7, которая отражает видимую сплюснутость галактики. 1 соответствует галактикам, видимым плашмя, 7 — видимым с ребра. Таким образом, например, спиральная галактика со слабой концентрацией яркости к центру, видимая практически плашмя, может иметь класс afS1, а сплюснутая эллиптическая с сильной концентрацией — kE6[85][89].

Классификация спиральных рукавов ЭлмегринПравить

В рассмотренных выше системах классификации тип галактики даёт лишь приблизительное представление о виде её спиральных рукавов. Одну из схем, которая более детально рассматривает именно спиральную структуру, разработали Дебра  (англ.) (рус. и Брюс Элмегрин  (англ.) (рус. в 1987 году. В ней выделяется 10 вариантов спиральной структуры: от AC 1 для галактик, называемых флоккулентными, с неупорядоченными, «рваными» спиральными рукавами, до AC 12[комм. 2] для тех галактик, где спиральные рукава протяжённые, симметричные и чётко прослеживаются, — такие называют галактиками с упорядоченной структурой. Среди галактик остальных типов к флоккулентным относят галактики типов AC 1—4, а к галактикам с упорядоченной структурой — типов AC 5—12. Тип галактики в данной классификации, как выяснилось, не зависит от типа галактики по Хабблу[93][94][95].

Каждый тип, используемый в данной схеме, имеет своё описание[93]:

  • AC 1: хаотичные фрагменты спиральных рукавов без какой-либо симметрии;
  • AC 2: фрагменты спиральных рукавов, распределённые хаотично;
  • AC 3: фрагменты спиральных рукавов, равномерно распределённые вокруг центра;
  • AC 4: один выраженный спиральный рукав, либо фрагментированные спиральные рукава;
  • AC 5: два симметричных, коротких рукава во внутренних частях галактики, неправильная форма рукавов во внешних областях;
  • AC 6: два симметричных рукава во внутренних частях галактики, «перистая» структура во внешних областях;
  • AC 7: два симметричных, протяжённых рукава во внешних частях галактики, неправильная форма рукавов во внутренних областях;
  • AC 8: туго закрученные кольцеобразные рукава;
  • AC 9: два симметричных рукава во внутренних частях галактики, несколько протяжённых рукавов во внешних частях;
  • AC 12: два протяжённых симметричных рукава во всём диске.

Авторы этой классификации также предлагали более простую схему, в которой спиральные галактики разделялись на флоккулентные (F), многорукавные (M) и галактики с упорядоченной структурой (G). По всей видимости, спиральная структура разных видов возникает под действием разных механизмов — например, упорядоченная спиральная структура хорошо объясняется теорией волн плотности, а флоккулентная — моделью самоподдерживающегося звездообразования  (англ.) (рус.[98][99].

Особые типы галактикПравить

 
Взаимодействующие галактики Arp 273, относящиеся к пекулярным, снимок телескопа Хаббл[100]

Существуют распространённые обозначения некоторых типов галактик, используемые вне зависимости от выбранной схемы классификации[7]. Например, несколько процентов галактик не вписывается в основные схемы классификации — их называют пекулярными (P, от англ. peculiar — «необычный»), а их особенности чаще всего связаны со взаимодействием с другими галактиками[4][7][101].

Карликовые галактики также часто рассматривают отдельно от более ярких и крупных. Эти галактики очень многочисленны, но из-за невысокой светимости их трудно обнаружить на большом расстоянии. Для их обозначения используют префикс d (от англ. dwarf — «карлик»): например, можно выделить карликовые эллиптические галактики (dE) и карликовые неправильные (dIrr), а также более редкий тип — карликовые спиральные (dS). Также встречаются и такие карликовые галактики, у которых практически нет аналогов среди ярких. Это карликовые сфероидальные галактики (dSph) — объекты, похожие на шаровые звёздные скопления, увеличенные в размерах, с низкой поверхностной яркостью, и карликовые голубые компактные галактики (dBCG) — галактики небольшого размера, где идёт активное звездообразование, из-за чего у них довольно высокая поверхностная яркость[102].

Галактики с низкой поверхностной яркостью (LSB, от англ. low surface brightness) — ещё один выделяемый тип галактик. Вероятно, они многочисленны, но их трудно искать, поскольку их поверхностная яркость значительно ниже, чем яркость ночного неба. Такие галактики могут быть очень разными по размерам[103].

Галактики с активными ядрами также рассматриваются отдельно. Все их объединяет то, что в их центральных частях происходят процессы, приводящие к выделению большого количества энергии. Выделяют различные типы галактик с активными ядрами: сейфертовские галактики (S), радиогалактики, квазары (Q), лацертиды[7][104].

Исторические системы классификацииПравить

До создания системы классификации Хаббла существовали и другие схемы классификации галактик, однако они в конечном итоге не прижились. Например, в 1908 году Макс Вольф впервые предложил такую систему, в которой рассматривалась последовательность типов — от наиболее аморфных к таким, в которых спиральная структура чётко видна[105]. Система Вольфа в некоторых работах использовалась до 1940-х годов, а в одной из своих ранних работ её использовал и сам Хаббл. Эта система была даже детальнее, чем система Хаббла, однако некоторые типы объектов в ней в действительности были туманностями внутри Млечного Пути[106].

Кнут Лундмарк в 1926 году предложил схему, похожую на хаббловскую: в ней также галактики делились на эллиптические, спиральные и неправильные, однако разделялись эти типы на подклассы иным образом: по степени концентрации яркости в центре. Харлоу Шепли в 1928 году также предлагал схему, основанную на степени концентрации яркости в центре, кроме этого, в ней учитывались видимая звёздная величина и видимая сплюснутость галактики. Его схема некоторое время использовалась в Гарвардской обсерватории[106].

ПримечанияПравить

КомментарииПравить

  1. ↑ Префикс «c» пришёл из спектральной классификации звёзд, где он обозначал узкие линии в спектре, которые встречаются у звёзд-сверхгигантов[90].
  2. ↑ В первоначальном варианте классификации было 12 вариантов; варианты 10 и 11 позже были исключены, а вариант 12 сохранился[93].

ИсточникиПравить

  1. ↑ Сурдин, 2017, с. 209.
  2. ↑ Buta, 2011, p. 6.
  3. ↑ Звездная астрономия в лекциях  (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 мая 2022. Архивировано 14 марта 2022 года.
  4. ↑ 1 2 Галактики  (неопр.). Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 11 мая 2022. Архивировано 29 сентября 2021 года.
  5. ↑ Сурдин, 2017, с. 234.
  6. ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 145—149.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Galaxy — Types of galaxies (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 мая 2022. Архивировано 14 мая 2022 года.
  8. ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 146—149.
  9. ↑ van den Bergh, 1998, p. 1.
  10. ↑ Buta, 2011, p. 7.
  11. ↑ Kohler S. Computers vs. Humans in Galaxy Classification (англ.) // AAS Nova Highlights. — N. Y.: American Astronomical Society, 2016. — 1 April. — P. 930.
  12. ↑ van den Bergh, 1998, pp. 91—94.
  13. ↑ Сурдин, 2017, с. 226.
  14. ↑ Binney, Merrifield, 1998, p. 148.
  15. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 1998, pp. 1—2.
  16. ↑ Псковский Ю. П. Галактики  (неопр.). Астронет. Дата обращения: 14 мая 2022. Архивировано 5 апреля 2022 года.
  17. ↑ Сурдин, 2017, с. 215—217.
  18. ↑ van den Bergh, 1998, p. 9.
  19. ↑ 1 2 Buta, 2011, p. 15.
  20. ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 149—150.
  21. ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 153—154.
  22. ↑ Binney, Merrifield, 1998, p. 155.
  23. ↑ Сурдин, 2017, с. 217—219.
  24. ↑ 1 2 3 Buta, 2011, pp. 129, 167.
  25. ↑ Buta, 2011, p. 16.
  26. ↑ Roberts M. S., Haynes M. P. Physical Parameters Along the Hubble Sequence  (неопр.). ned.ipac.caltech.edu. California Institute of Technology. Дата обращения: 3 июня 2022. Архивировано 3 июня 2022 года.
  27. ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 157—161.
  28. ↑ 1 2 Buta, 2011, pp. 17—18.
  29. ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 155—156.
  30. ↑ 1 2 Сурдин, 2017, с. 227.
  31. ↑ Buta, 2011, pp. 12—14.
  32. ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 148—150.
  33. ↑ Сурдин, 2017, с. 227—228.
  34. ↑ Bender R., Doebereiner S., Moellenhoff C. Isophote shapes of elliptical galaxies. I. The data (англ.) // Astronomy and Astrophysics Supplement Series. — Les Ulis: EDP Sciences, 1988. — 1 September (vol. 74). — P. 385—426. — ISSN 0365-0138.
  35. ↑ 1 2 Сурдин, 2017, с. 216—218.
  36. ↑ Buta, 2011, pp. 12—15.
  37. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998, pp. 149—153.
  38. ↑ van den Bergh, 1998, p. 12.
  39. ↑ 1 2 3 4 Buta, 2011, pp. 15—16.
  40. ↑ Сурдин, 2017, с. 217.
  41. ↑ 1 2 Сурдин, 2017, с. 221.
  42. ↑ Buta, 2011, pp. 17—27.
  43. ↑ Сурдин, 2017, с. 221—224.
  44. ↑ Buta, 2011, pp. 15—17.
  45. ↑ 1 2 van den Bergh, 1998, pp. 13—14.
  46. ↑ Сурдин, 2017, с. 217, 221.
  47. ↑ Buta, 2011, pp. 15—20.
  48. ↑ Buta, 2011, pp. 121, 168.
  49. ↑ Сурдин, 2017, с. 217, 219.
  50. ↑ Buta, 2011, pp. 21—23.
  51. ↑ Buta, 2011, p. 167.
  52. ↑ Buta, 2011, p. 27.
  53. ↑ Buta, 2011, pp. 16, 23.
  54. ↑ Buta, 2011, pp. 23, 27—28.
  55. ↑ Buta, 2011, pp. 23—24.
  56. ↑ Buta, 2011, p. 26.
  57. ↑ Сурдин, 2017, с. 224.
  58. ↑ Buta, 2011, p. 128.
  59. ↑ 1 2 Сурдин, 2017, с. 219.
  60. ↑ Binney, Merrifield, 1998, p. 157.
  61. ↑ Buta, 2011, pp. 15—16, 25.
  62. ↑ 1 2 Buta, 2011, p. 127.
  63. ↑ Buta R. J. de Vaucouleurs Atlas of Galaxies  (неопр.). http://kudzu.astr.ua.edu. University of Alabama. Дата обращения: 26 мая 2022.
  64. ↑ Buta, 2011, pp. 15—17, 25—26.
  65. ↑ Buta R. J. de Vaucouleurs Atlas of Galaxies  (неопр.). http://kudzu.astr.ua.edu. University of Alabama. Дата обращения: 26 мая 2022.
  66. ↑ 1 2 Buta, 2011, p. 28.
  67. ↑ Buta, 2011, pp. 10, 28—30.
  68. ↑ Buta, 2011, pp. 28—30.
  69. ↑ Buta, 2011, pp. 130—132.
  70. ↑ Buta R. J. de Vaucouleurs Atlas of Galaxies  (неопр.). http://kudzu.astr.ua.edu. University of Alabama. Дата обращения: 26 мая 2022.
  71. ↑ Buta, 2011, pp. 11, 30—31.
  72. ↑ Buta, 2011, pp. 30—31.
  73. ↑ Buta R. J. de Vaucouleurs Atlas of Galaxies  (неопр.). http://kudzu.astr.ua.edu. University of Alabama. Дата обращения: 26 мая 2022.
  74. ↑ Buta, 2011, pp. 31—33.
  75. ↑ 1 2 3 van den Bergh S. A new classification system for galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1976. — 1 June (vol. 206). — P. 883—887. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/154452. Архивировано 7 июня 2022 года.
  76. ↑ 1 2 3 4 5 Сурдин, 2017, с. 224—225.
  77. ↑ 1 2 Buta, 2011, p. 36.
  78. ↑ van den Bergh, 1998, pp. 27—28.
  79. ↑ Darling D. Spiral galaxy  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 7 июня 2022. Архивировано 16 июня 2022 года.
  80. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 1998, pp. 23—24.
  81. ↑ 1 2 Buta, 2011, p. 37.
  82. ↑ Buta, 2011, pp. 37—38.
  83. ↑ Buta, 2011, p. 139.
  84. ↑ 1 2 van den Bergh, 1998, p. 33.
  85. ↑ 1 2 3 4 5 Сурдин, 2017, с. 220—221.
  86. ↑ van den Bergh, 1998, pp. 33, 37—38.
  87. ↑ Morgan W. W. A Preliminary Classification of the Forms of Galaxies According to Their Stellar Population (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — Chicago: IOP Publishing in benaf of Astronomical Society of the Pacific, 1958. — 1 August (vol. 70). — P. 364. — ISSN 0004-6280. — doi:10.1086/127243.
  88. ↑ Buta, 2011, p. 154.
  89. ↑ 1 2 van den Bergh, 1998, pp. 33—34.
  90. ↑ van den Bergh, 1998, p. 34.
  91. ↑ van den Bergh, 1998, pp. 33—35.
  92. ↑ Buta, 2011, pp. 12, 61—62.
  93. ↑ 1 2 3 Elmegreen D. M., Elmegreen B. G. Arm Classifications for Spiral Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1987. — 1 March (vol. 314). — P. 3. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/165034. Архивировано 3 марта 2022 года.
  94. ↑ Buta, 2011, pp. 33—37.
  95. ↑ van den Bergh, 1998, pp. 17—19.
  96. ↑ Buta, 2011, p. 138.
  97. ↑ Elmegreen D. M., Elmegreen B. G. Arm Classifications for Spiral Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1987. — 1 March (vol. 314). — P. 3. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/165034.
  98. ↑ Buta, 2011, pp. 34—35.
  99. ↑ van den Bergh, 1998, pp. 19—20.
  100. ↑ Сурдин, 2017, с. 15 цветной вкладки.
  101. ↑ Сурдин, 2017, с. 229.
  102. ↑ Сурдин, 2017, с. 228—229.
  103. ↑ Сурдин, 2017, с. 229—230.
  104. ↑ Сурдин, 2017, с. 230—232.
  105. ↑ Wolf M. Die Klassifizierung der kleinen Nebelflecken (нем.) // Publikationen des Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg. — Heidelberg: Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg, 1908. — 1 Juli (Bd. 3). — S. 109—112. Архивировано 3 марта 2022 года.
  106. ↑ 1 2 Sandage A. Classification and Stellar Content of Galaxies Obtained from Direct Photography // Galaxies and the Universe / Edited by Allan Sandage, Mary Sandage, and Jerome Kristian[en], with an index prepared by Gustav A. Tammann. — Chicago: University of Chicago Press, 1975. — (Stars and Stellar Systems. Volume 9).

ЛитератураПравить

СсылкиПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Морфологическая_классификация_галактик&oldid=124443719