A galaxisok morfológiai osztályozása

A galaxisok morfológiai osztályozása - galaxisok osztályozása  megjelenésük szerint. Különféle sémák léteznek a galaxisok morfológiai osztályozására: ezek közül a Hubble osztályozást használják főként , ami meglehetősen egyszerű, de elegendő a galaxisok fő tulajdonságainak leírásához.

A Hubble osztályozási rendszer a galaxisok elliptikus , lencse alakú , spirális  - sávval és anélkül - és szabálytalan galaxisokra való felosztásán alapul , amelyek két részre osztott sorozatot alkotnak. A galaxisok típusait pedig alosztályokra osztják: elliptikus - a látszólagos ellapultság mértéke és spirális - a koronghoz viszonyított dudor súlyossága, a spirálkarok csavarodási szöge és a sima, ill. fordítva, rongyos. Ezt a sémát eredeti formájában 1926-ban hozták létre, és meglehetősen kényelmesnek bizonyult, emellett összefüggést találtak a galaxis különböző paraméterei és morfológiai típusa között. Ezért a Hubble osztályozás kisebb változtatásokkal ma is széles körben használatos, és a jelenleg használatos osztályozási sémák többsége ennek továbbfejlesztését jelenti.

A módosított Hubble-séma egyik példája, a Vaucouleur -osztályozás  több újítást is tartalmaz. Különösen a lencse alakú galaxisok alosztályokra való felosztását használja a különféle részletek súlyossága szerint, míg a spirálgalaxisokat finomabban osztja alosztályokra. Az osztályozásban két további különálló dimenzió alkotja a rúd és a gyűrű mértékét , így a Vaucouleurs osztályozás háromdimenziós formában ábrázolható. Ezenkívül az olyan szerkezetek, mint a külső gyűrűk és lencsék is feltüntethetők ebben a sémában .

A van den Berg osztályozás , más néven DDO osztályozás, szintén a Hubble-sémán alapul. Van den Berg sémájában a lencse alakú galaxisokat nem átmeneti típusnak tekintik az elliptikus galaxisok és a spirálgalaxisok között, hanem külön sorozatnak, a spirálgalaxisokkal együtt. A két sorozat között anémiás galaxisok sorozata emelkedik ki , amelyek a normál spirálgalaxisoktól elmosódott, gyenge spirálmintázatban különböznek. A lencse alakú, vérszegény és spirális galaxisok altípusait a koronghoz viszonyított kidudorodás mértéke határozza meg. Ezenkívül a van den Berg sémában különböző fényességi osztályokat különböztetnek meg, mivel a morfológiai különbségek a fényes és a halvány galaxisok között is megfigyelhetők.

A Yerkes-rendszernek is nevezett Morgan - osztályozás elsősorban a galaxisok spektrális típusát veszi figyelembe, amely a csillagok spektrális típusainak felel meg , valamint a fényességnek a galaxis középpontja felé irányuló koncentrációját, amely ezzel szorosan összefügg. Az ezekből a mutatókból meghatározott spektrális típus korrelál a galaxis Hubble típusával. Másodlagos paraméterként a galaxis látszólagos alakját használják.

A Hubble rendszer létrehozása előtt más osztályozási sémákat javasoltak, de ezek különböző okok miatt nem honosodtak meg. Általánosan elfogadott a galaxisok speciális típusainak megkülönböztetése, például a törpegalaxisok , az alacsony felületi fényességű galaxisok és a sajátos galaxisok .

Általános információk

A galaxisok megfigyelt formái meglehetősen változatosak, és morfológia szerinti osztályokra bontásuk hasznos lehet ezen objektumok további tanulmányozásához [1] [2] . Számos séma létezik a galaxisok morfológiai osztályozására, de nincs közöttük általánosan elfogadott és egyben kellően részletes. A Hubble osztályozás meglehetősen egyszerű, de elegendő a galaxis alapvető tulajdonságainak leírására, így továbbra is ez marad a fő séma [3] [4] .

Ugyanannak a galaxisnak a megjelenése nagyban változhat a különböző mélységekben vagy különböző hullámhosszúságú képeken. A különböző galaxisok képeinek összehasonlításakor és osztályozásakor ezt figyelembe kell venni: például a galaxisok spirálkarjai egyes fotometriai sávokban jól, máshol gyengén állnak ki. A galaxisok osztályozási sémája általában az optikai tartományban lévő képeiken alapul [5] . Ebben az esetben figyelembe kell venni, hogy a galaxisok egymással való összehasonlítását a galaxis saját sugárzása szerint kell elvégezni: például ha vöröseltolódású galaxist észlelünk a fotometrikus R sávban , akkor ahhoz, hogy a közeli Univerzumból származó galaxist összehasonlíthassuk vele, a képét az U sávban kell használni - rövidebb hullámokban [6] . A nagyon távoli galaxisokat úgy figyelik meg, mint évmilliárdokkal ezelőtt a korai univerzumban , tehát szabálytalan, aszimmetrikus alakjuk van, így más osztályozási sémák is használhatók rájuk [7] .

Általános szabály, hogy az osztályozási sémák előírják, hogy egy galaxis osztályát szubjektív módon határozzák meg, nem pedig a paramétereik mennyiségi mérésével. Ez gyakran oda vezet, hogy a különböző csillagászok , akik egymástól függetlenül határozzák meg a galaxisok típusát, ugyanazt a galaxist különböző, bár közeli osztályokhoz rendelik. E lazaság ellenére széles körben alkalmaznak különféle osztályozási sémákat [8] [9] . A galaxisok tömeges osztályozására a polgári tudomány eszközei használhatók , például erre a célra jött létre a Galaxy Zoo projekt [10] . Emellett léteznek olyan számítógépes programok, amelyek meghatározzák a galaxisok morfológiai típusát [11] [12] .

A galaxisok fő osztályozási sémája [13] [14]
Rendszer Osztályozási kritériumok Néhány elnevezés Osztályozási példák
Hubble A spirálkarok csavarodási szöge és egyenetlensége , a kidudorodás kiemelkedése a koronghoz képest , rúd jelenléte E, S0, S, SB, Irr;

a, b, c

M87 : E1

M31 : Sb

M101 : Sc

BMO : Irr I

Vaucouleurs A spirálkarok elfordulási szöge, a dudor kiemelkedése a koronghoz képest, egy rúd és egy gyűrű jelenléte E, S0, S, SB, I;

a, b, c, d, m;

(r), (s)

M87: E1P

M31: SA(k)b

M101: SAB(rs)cd

BMO: SB(s)c

van den Berg A fiatal csillagok száma a korongban, a fényerő koncentrációjának foka a központban, a spirálkarok súlyossága és hossza, egy rúd jelenléte E, S0, A, S, Ir;

B;

a, b, c;

I, II…V

M87: E1

M31: Sb I-II

M101: Sc I

BMO: Ir III—IV

Morgana A fényerő koncentrációjának foka a központban, szín és spektrum, egyenletesség, sáv jelenléte k, g, f, a;

E, R, D, S, B, I

M87: kE1

M31: kS5

M101: fS1

BMO: afI2

Hubble osztályozás

Az első általánosan elfogadott osztályozási rendszert Edwin Hubble alkotta meg 1926-ban, később a megalkotójáról nevezték el. Az ebben a sémában szereplő galaxistípusok egy sorozatot alkotnak, amely két ágra oszlik, ezért „ Hubble hangvillának ” is nevezik [15] [16] .

A Hubble osztályozási rendszerben eredetileg elliptikus , spirális és szabálytalan galaxisokat különböztettek meg , amelyeket viszont alosztályokra osztottak (lásd alább ). Az elliptikus galaxisokban (E) szinte soha nem figyelhetők meg szerkezeti részletek, csak a fényesség fokozatos növekedése a középpont felé, míg a spirálgalaxisokban világosabb spirálkarok vannak a korong hátterében . A Hubble-osztályozásban a spirálgalaxisok egy rúddal (egy rúd a középpontban, SB-vel) és a nélkül (SB-vel) vannak elválasztva. A szabálytalan galaxisok (Ir vagy Irr) aszimmetrikus, szaggatott alakúak. Később, 1936-ban a Hubble lencse alakú galaxisokat (S0) adott hozzá, amelyek korong alakúak, de nem rendelkeznek spirálkarokkal [17] [18] . Feltételezzük, hogy a különböző típusú galaxisok közötti átmenet zökkenőmentes [19] .

Az elliptikus galaxisokat E0-tól E7-ig terjedő altípusokra osztják, amelyek a látszólagos ellipticitás mértékében különböznek egymástól: a kerek alakú galaxisok az E0 altípusba tartoznak, a leglaposabbak pedig az E7. A galaxis kis- és főféltengelyeinek méretarányával az altípusának száma egyenlő -vel, így például az E5 galaxis fő féltengelye kétszer akkora, mint a kisméretű. Az E7-nél laposabb elliptikus galaxisok nem léteznek [7] [20] .

A spirálgalaxisok Sa, Sb, Sc altípusokra oszthatók, vagy a korlátos galaxisok esetében az SBa, SBb és SBc altípusokra. A spirálgalaxist a koronghoz viszonyított kidudorodások súlyossága, a spirálkarok elfordulási szöge és egyenetlenségük alapján sorolják be ezen osztályok egyikébe . Ezek a paraméterek részben korrelálnak egymással: az Sa és SBa típusú galaxisok nagy kidudorodással, szorosan csavart és sima spirálkarral rendelkeznek, míg az Sc és SBc galaxisok kis dudorokkal és nyitott, rongyos spirálkarral rendelkeznek. Az Sb és SBb típusok köztes jellemzőkkel rendelkeznek [21] .

A szabálytalan galaxisokat két altípusra osztják: Irr I és Irr II. Az Irr I galaxisok közé tartoznak azok az objektumok, amelyekben O és B osztályú csillagokat tartalmazó fényes területek figyelhetők meg , a simább szerkezetű, szabálytalan galaxisok pedig az Irr II galaxisok közé tartoznak [22] .

A Hubble sorozatban a bal oldalon elliptikus galaxisokat szokás elhelyezni, a jobb oldalon pedig kétféle spirálgalaxist: az egyik ágban a spirálgalaxisok rúddal, a másikban rúd nélkül. A lencsés galaxisok elliptikus és spirális galaxisok között helyezkednek el – a sorozat „elágazásában”, és a szabálytalan galaxisok általában nem szerepelnek a sorozatban. A galaxisok különböző típusait nevezhetjük „korainak” (E, S0, Sa) vagy „későnek” (Sc, Irr). Az ilyen terminológia a galaxisok evolúciójával kapcsolatos elavult elképzelések nyoma : azt hitték, hogy a galaxisok egy sorozat mentén fejlődnek, az elliptikustól a spirálig, majd helytelenül [15] [23] . Konkrétan az Sa és SBa osztályú galaxisokat korai típusú spirálgalaxisoknak, az Sc-t és az SBc-t késői típusúnak, az Sb-t és az SBb-t pedig köztes típusúnak [19] .

Rendszerértékelési és fejlesztési ötletek

A Hubble-séma meglehetősen kényelmesnek bizonyult, ezért kisebb változtatásokkal ma is széles körben használják, és a jelenleg használt osztályozási sémák többsége a Hubble-séma továbbfejlesztése [15] [7] . Ezen túlmenően a galaxisok különféle fizikai paraméterei korrelálnak egy galaxis morfológiai típusával a Hubble szerint. Például a későbbi típusú galaxisok színindexei átlagosan kékebbek, felszíni fényességük alacsonyabb , és a teljes tömegükben nagyobb a semleges hidrogén aránya, mint a korai típusú galaxisok [25] [26] . A galaxis morfológiai típusa és környezete között is összefüggés van: sűrű környezetben, például galaxishalmazokban az elliptikus és lencse alakú galaxisok gyakoribbak, mint elszigetelten [27] .

A Hubble-sémának azonban még mindig vannak hibái és pontatlanságai, ezért különböző csillagászok kísérleteket tettek a javítására. Például az elliptikus galaxisok alosztályai összességében nem korrelálnak semmilyen fizikai paraméterrel, hanem elsősorban a galaxis látóvonalhoz való dőlését tükrözik [28] . A spirálgalaxisok osztályozása hiányosnak bizonyult, és nem tükrözi ezen objektumok szerkezetének sokféleségét [29] [30] .

Hubble 1936 után a terv fejlesztésén is dolgozott, de soha nem publikált végleges eredményt. 1961-ben Allan Sandage , a Hubble feljegyzései alapján elért köztes eredményeit figyelembe véve, kiadta a Hubble Galaxis-atlaszt [31] . Az így létrejött rendszert néha Hubble-Sandage rendszernek is nevezik [32] .

Elliptikus galaxisok osztályozása

A Hubble-rendszer fejlesztésének egyik iránya az elliptikus galaxisok osztályozásával kapcsolatos. Például John Cormendyés Ralph Bender 1996-ban úgy találta, hogy az elliptikus galaxisok jellemzői korrelálnak e galaxisok alakjának elliptikustól való eltérésével . A galaxis alakja lehet „korong alakú” ( eng.  disky ) és „doboz alakú” ( eng.  boxy ): az első esetben az ellipszis nagy- és kistengelye mentén túlzott fényesség tapasztalható, ami hozzávetőlegesen leírja a galaxis alakját, a második esetben pedig a fényességfelesleget a tengelyfelezők mentén. Szigorúbb , kvantitatív formában ezt egy Fourier-sor izofótáinak alaktágításában az egyik tag értékével fejezzük ki [28] [30] .

A korong alakú elliptikus galaxisok észrevehetően forognak, közepes fényerővel rendelkeznek, és magjaik nem túl markánsak. Megvan a saját formájuk, egy lapos, kéttengelyű ellipszoid , és a csillagsebesség eloszlása ​​bennük izotróp . A doboz alakú elliptikus galaxisok nagyobbak, gyakorlatilag nem forognak, és magjuk meglehetősen világosan kifejeződik. Alakjukban közel állnak a triaxiális ellipszoidokhoz , ami a sebességeloszlás anizotrópiájával függ össze. A dobozgalaxisok korábbi morfológiai típust alkotnak, mint a koronggalaxisok, és úgy tűnik, ez a két típusú objektum eltérő természetű [33] .

  • Példák ellipszis alakú galaxisokra, amelyek határozott doboz és korong alakúak az SDSS felmérésben [34]

  • NGC 5322 (doboz)

  • NGC 4660 (korong alakú)

Lencsegalaxisok osztályozása

Az eredeti Hubble osztályozási rendszerben a lencse alakú galaxisokat nem osztották alosztályokra. Ezen túlmenően sokáig nem léteztek „tiszta” S0 típusú galaxisok, mivel az összes ismert koronggalaxisnak, amelyben nem figyeltek meg karokat, volt rúd, és ezeket az SBa típushoz rendelték. Az 1961-es Hubble-Sandage osztályozásban a lencse alakú galaxisokat "normál" lencsegalaxisokra (S0) és barred lencsegalaxisokra (SB0) osztották [35] [36] [37] .

Az S0 típust S0 1 , S0 2 , S0 3 alosztályokra osztották annak alapján, hogy mennyire kifejezett a porsáv a galaxis korongjában : az S0 1 típusú galaxisokban a porsáv hiányzik, az S0 3 -ban pedig egyértelműen látható. kifejezve; osztály S0 2 egy köztes állapotnak felel meg. Az SB0 osztályt SB0 1 , SB0 2 , SB0 3 kategóriákra osztották a léc súlyossága szerint: az SB0 1 -ben a sáv rövid és széles, és csak a fényerő növekedéseként figyelhető meg a középponthoz közeli oldalakon, az SB0 3 -ban. a sáv keskeny és kiterjesztett, az SB0 2 pedig egy köztes állapotot jelöl [35] [37] .

Ráadásul a lencse alakú galaxisok átlagosan halványabbak, mint a korai típusú elliptikus és spirális galaxisok, így nem valószínű, hogy a lencse alakú galaxisok a fizikai jellemzők tekintetében egy köztes osztályt alkotnának az E és Sa osztályok között [38] .

A spirálgalaxisok osztályozása

A következő sémákban a spirálgalaxisokat is részletesebben osztályozták. Például Gerard Henri de Vaucouleurs köztes osztályokat adott az Sc (vagy SBc) és Irr típusú galaxisok közé, és egy további osztályozási kritériumot is bevezetett - egy gyűrű jelenlétével a galaxisban (lásd alább ) [39] [40] .

Vaucouleurs osztályozása

A Hubble-besorolás egyik továbbfejlesztését Gérard Henri de Vaucouleurs fejlesztette ki 1959-ben, és ez a rendszer az ő nevét viseli. Mivel Vaucouleur és Allan Sandage között a Hubble-osztályozás lehetséges fejlesztéséről folytatott vita vezetett annak létrehozásához, ezt a rendszert néha Vaucouleur-Sandage osztályozásnak is nevezik [41] . A Vaucouleurs rendszerben az osztályozás három paraméter szerint történik [7] [39] .

Az első paramétert "stage"-nek ( angol  szakasz ) vagy "type"-nek ( angol  típus ) nevezik. A típus, némi módosítással, megfelel a Hubble-osztályozásban szereplő galaxis típusának, az elliptikustól a lencse alakúig , majd a spirális és szabálytalan . A második paraméter - "család" ( angol  család ) - a rúd jelenlététől és súlyosságától függ , és nemcsak a spirálgalaxisokat, mint a Hubble-rendszerben, hanem a lencsés és szabálytalan galaxisokat is e jellemző szerint osztályozzák . A  harmadik paraméter - "változatosság" - a gyűrű jelenlétét és súlyosságát írja le a galaxis központi részében [7] [39] .

Például az NGC 4340  egy késői típusú lencse alakú galaxis, és S0 + típusú . Rúddal és gyűrűvel is rendelkezik, így az SB családba és az (r) fajtába tartozik. Így teljes Vaucouleur-jelölése SB(r)0 + [42] .

Így beszélhetünk „osztályozási térfogatról” ( angol  classification volume ), és a sémát egy orsóhoz hasonló háromdimenziós alakzatként ábrázolhatjuk . Az "orsó" tengelye mentén a galaxisok típusai az elliptikustól a szabálytalanig és a tengelyre merőlegesen vannak megjelölve - családok és változatok, azaz különféle lehetőségek arra vonatkozóan, hogyan lehet egy rúd és egy gyűrű kifejezni egy adott típusú galaxisra. [43] . Mivel az elliptikus és szabálytalan galaxisokhoz legközelebb eső galaxisok családjai és fajtái nem mutatnak nagy diverzitást, az osztályozás köre a szélek felé szűkül. Például a késői típusú galaxisokban gyakorlatilag nem találhatók gyűrűk, de nagyon gyakran vannak jelen rudak [44] [45] .

Ezenkívül a Vaucouleurs osztályozásában a következő jelöléseket vezetjük be: pontatlanul meghatározott osztályokra és ? mert kétséges [7] .

Típusok

A Vaucouleur-osztályozási rendszer galaxistípusai némileg hasonlóak a Hubble-rendszerben található galaxisokhoz, de vannak különbségek. A típus a galaxisok osztályozásának legfontosabb része [39] .

Elliptikus galaxisok

A Hubble-rendszerhez képest a cE (kompakt) és az E + (késői típus) osztályokat hozzáadták az elliptikus galaxisok osztályozásához. Eredetileg az E + típusnak az elliptikus és lencse alakú galaxisok közötti átmeneti típust kellett volna jelölnie, de néha használják a halmazok legfényesebb elliptikus galaxisainak jelölésére is, amelyeknek halvány külső héja van [46] [47] .

Lencse alakú galaxisok

A lencse alakú galaxisok esetében a látható részletek növekvő számának sorrendjében adunk hozzá egy korai (S0 − ), köztes (S0 vagy S0 0 ) és késői (S0 + ) [49] felosztást . Például az S0 típusú galaxisok könnyen összetéveszthetők az elliptikus galaxisokkal a képeken. Szintén hozzáadódik egy átmeneti osztály az S0/a lencse- és spirálgalaxisok között, amelyben a spirális szerkezet kezd megjelenni [50] .

Spirális és szabálytalan galaxisok

A Vaucouleur rendszerben a szabálytalan galaxisok az általános sorozatba tartoznak, és a spirálisok után következnek [45] . A Hubble-besorolásban szereplő Sa, Sb, Sc spirálgalaxisok típusaihoz a Vaucouleurs hozzáadta a nagyon késői típusú Sd típusú spirálgalaxisokat és az Sm- Magellán spirálgalaxisokat . A szabálytalan galaxisok az Im elnevezést kapták. Emellett a finomabb osztályozás érdekében bevezették a köztes típusokat is: Sab az Sa és Sb közötti galaxisokhoz, és hasonlóképpen az Sbc, Scd, Sdm [53] .

Ezenkívül megkülönböztették a szabálytalan galaxisok I0 típusát, amelyet olyan esetekben használnak, amikor a galaxis nem tűnik aszimmetrikusnak és rendezetlennek. Példa erre az NGC 5253 , amely egy lencse alakú galaxisra hasonlít, de nincs dudor , és spektruma megfelel a korai spektrális típusoknak [54] .

A Hubble-rendszerhez hasonlóan a spirálgalaxisok típusai is különböznek a kidudorodás súlyosságától, a spirálkarok csavarodási szögétől és egyenetlenségétől. Az Scd galaxisokban a dudor nagyon kicsi, a spirálkarok nyitottak, és úgy néznek ki, mintha külön foltokból állnának, ez még hangsúlyosabb az Sd típusban, ahol a spirálkarok általában nem egyértelműek. Az Sdm és Sm galaxisok aszimmetrikusak, gyakorlatilag nincs bennük dudor, az Sm galaxisokban néha csak egy kar lehet, és a rúd , ha van, gyakran el van tolva a középponthoz képest [55] .

  • Különféle típusú spirális és szabálytalan galaxisok Vaucouleur szerint az SDSS felmérésben (rúd nélküli galaxisok) [24]

  • NGC 4305 (SAa)

  • NGC 5351 (SAb)

  • NGC 3184 (SAc)

  • NGC 5668 (SAd)

  • IC 4182 (SAm)

  • DDO 155 (im)

A galaxisok szélén álló típusai

Ha a galaxist élen figyeljük meg, vagyis amikor a korong erősen dől a képsík felé, bizonyos bizonytalanság lép fel a galaxis osztályába. Különösen nehéz meghatározni egy rúd vagy gyűrű jelenlétét egy ilyen galaxisban, így a galaxis családja és fajtája nem mindig ismert. Ebben az esetben a galaxis típusát meglehetősen megbízhatóan határozzák meg. A szélső galaxisok az angolból az sp további jelölést kapják.  orsó  - "orsó" [56] [57] .

Numerikus lépések

A különböző típusú galaxisok esetében a Vaucouleurs numerikus lépéseket vezetett be , amelyek hasznosak lehetnek a galaxisok kvantitatív elemzésében [59] [60] :

A numerikus lépések értékei különböző típusú galaxisokhoz [59]
Galaxis típus cE E E + S0 - S0 0 S0 + S0/a Sa Alatti Sb Sbc sc Scd SD sdm sm Im
lépés −6 −5 −4 −3 −2 −1 0 egy 2 3 négy 5 6 7 nyolc 9 tíz

Családok

A galaxiscsalád egy rúd jelenlétét és súlyosságát tükrözi benne, és a Vaucouleur-rendszerben a Hubble-rendszerrel ellentétben a rúd jelenlétének lehetősége nemcsak spirális , hanem lencse alakú és szabálytalan galaxisokban is biztosított . 7] . Azok a galaxisok , amelyekben a rúd teljesen hiányzik , az SA jelölést kapják, azok pedig, amelyekben a sáv jól kifejeződik - SB, ezen kívül létezik SAB jelölés azokra a galaxisokra, ahol a rúd jelen van, de gyengébb, mint az SB-ben. típusú galaxisok, - az ilyeneket átmeneti galaxisoknak nevezzük [41] . A még finomabb osztályozáshoz az S A B és SA B családok használhatók : az első az SA és SAB között, a második pedig az SAB és az SB között helyezkedik el. Az S A B családot a legkevésbé kifejezett sávokhoz, az SA B  -t pedig az SB-nél valamivel gyengébb sávokhoz használják [61] .

Fajták

A galaxisok változatossága attól függ, hogy a gyűrű a belső részén van-e, és mennyire kifejezett. Ha van gyűrű, akkor általában a spirálkarok abból indulnak ki. Azokat a galaxisokat, amelyekben a gyűrű egyértelműen meghatározott és folytonos vagy csaknem folytonos, jelöljük (r), azokat pedig, amelyekben nincs jelen, és a spirálkarok egyértelműen a középpontból indulnak ki, (s). A köztes állapotot (rs) jelöljük, amely magában foglalja például az egyértelműen hiányos gyűrűket. Az ( r s ) és ( r s ) variációkat is használják, az előbbi (r) és (rs), utóbbi pedig (rs) és (s) között van. Egy variációt ( r s ) használnak a szorosan feltekert spirálkarokból álló és nem teljesen zárt gyűrűkre, az (r s ) pedig az ilyen típusú nagyon halvány szerkezetekre [64] .

További szerkezeti részletek

Ha a galaxisban speciális típusú gyűrűk vagy pszeudorozások, rudak és lencsék is találhatók , megfelelő további megjelöléseket használnak [66] .

Rings and pszeudorings

A galaxisok fajták szerinti osztályozása során csak a belső gyűrűket veszik figyelembe - olyan közepes méretű gyűrűket, amelyek akkora méretűek, mint egy rúd, ha van ilyen, de más típusú gyűrűk is megtalálhatók a galaxisokban. A külső gyűrűket – nagyobb, gyakran diffúz struktúrákat, amelyek általában körülbelül kétszer akkorák, mint a rudak – a szabványos galaxisjelölés előtt (R) jelölik. Például egy SB(r)0 + típusú galaxist , amelynek külső gyűrűje van, (R)SB(r)0 + jelöléssel látjuk el . Két különálló külső gyűrűvel rendelkező galaxisok is ismertek, további jelölést (RR) kapnak. A külső pszeudorozások olyan struktúrák, amelyek gyűrűknek néznek ki, de fizikailag olyan spirálkarokat képviselnek , amelyek úgy csavarodnak, hogy összezáródnak - (R′)-vel jelöljük [67] .

A külső gyűrűknek és pszeudogyűrűknek is vannak speciális altípusai [68] :

  • Az (R 1 ) típusú külső gyűrűket a rúd végeihez közeli kis homorúságok különböztetik meg;
  • Az (R′ 1 ) típusú pszeudogyűrűk hasonlítanak az (R 1 ) típusú gyűrűkre, de két spirális kar, amelyek a rúd végeitől 180°-ban el vannak csavarva;
  • Az (R′ 2 ) típusú álgyűrűk két spirális kar, amelyek a rúd végeitől 270°-ban elcsavarva;
  • Az (R 1 R′ 2 ) típusú szerkezetek egy ( R 1 ) típusú gyűrűből és egy (R′ 2 ) típusú pszeudogyűrűből állnak .
Lencsék

A lencsék  csaknem egyenletes fényerejű és meglehetősen éles szélű szerkezetek, kerek vagy enyhén megnyúlt ellipszis alakúak, gyakran megtalálhatók az S0 típusú galaxisokban. A lencsék különböző méretűek lehetnek, és a gyűrűkkel analóg módon belsőnek vagy külsőnek nevezik őket. A belső lencséket (l), a külső lencséket (L) jelöli, a galaxis morfológiai típusának megjelölésében ezek a szimbólumok ugyanazokon a helyeken helyezkednek el, mint a belső (r) és (R) jelölések. és külső gyűrűk, ill. Például az NGC 1543 galaxis jelölése (R)SB(l)0/a, az NGC 2983  pedig (L)SB(s)0 + [71] .

A lencsék és a gyűrűk közötti átmenet a galaxisokban zökkenőmentes lehet: például az alacsony kontrasztú belső gyűrű leírására a hangsúlyos belső lencse hátterében, az (rl) jelölést használják. A finomabb osztályozáshoz ( r l ) és (rl ) típusok használhatók, hasonlóan a gyűrűkhöz (lásd fent ). A külső lencsék hátterében lévő gyenge külső gyűrűk esetében analógia útján az (RL) jelölést, valamint az (RL) és (RL) jelölést használják a finomabb osztályozáshoz . Egy másik ritka típust, a lencse hátterében belső pszeudorozást jelölnek (r′l), ilyen szerkezetű galaxisra példa az NGC 4314 [72] .

  • Átmenet a belső gyűrűk és a lencsék között galaxisok példáján az SDSS felmérésben [73]

  • NGC 4340 (r)

  • NGC 3945 (rl)

  • NGC 3245 (l)

Nukleáris gyűrűk, rudak és lencsék

Egyes esetekben a galaxisok kis méretű gyűrűket, rudakat és lencséket tartalmaznak, amelyeket nukleárisnak neveznek. Például egy nukleáris rúd átlagos mérete körülbelül a tizede a normál rúd méretének; ha mindkét típusú rúd van a galaxisban, akkor ezeket elsődleges és másodlagos rúdnak nevezzük. A maggyűrűk, rudak és lencsék jelenlétét az nr, nb, illetve nl szimbólumok jelölik, amelyek a fajmegjelöléssel együtt vannak elhelyezve: például az M 95 galaxist SB(r, nr)b-vel jelöljük [ 74] .

Van den Bergh osztályozása

Egy másik osztályozási sémát, amely részben a Hubble-sémára támaszkodik, Sidney van den Bergh dolgozott ki 1976-ban [75] . Ennek a rendszernek egy másik neve a DDO osztályozás (az angol  David Dunlap Obszervatóriumból ). Ebben a galaxisoknak két paramétere van: egy morfológiai típus, amely bizonyos változtatásokkal a Hubble szerinti galaxis típusának felel meg, és egy fényességi osztály, amely a galaxis abszolút fényességét tükrözi [76] .

Morfológiai típusok

A galaxisok morfológiai típusai a van den Bergh-besorolásban ugyanúgy vannak megjelölve, mint a Hubble-osztályozásban, de az elsőben vannak további galaxistípusok, és a típusok sorrendje másképp néz ki. Van den Bergh sémájában a lencse alakú galaxisokat nem az elliptikus galaxisok és a spirálgalaxisok közötti átmeneti típusnak tekintik , hanem külön sorozatnak, a spirálgalaxisokkal együtt [75] [76] .

A lencse- és spirálgalaxisok között kiemelkedik a vérszegény galaxisok (vagy „halvány spirálok”, angol  anémiás spirálok ) köztes sorozata [76] . A vérszegény galaxisok homályos, halvány spirálmintázatúak, amit a kevesebb gáz okoz, és ezért lassabb a csillagkeletkezési sebesség , mint a Hubble szerint az azonos típusú szokásos spirálgalaxisok. Az ilyen típusú objektumok gyakrabban fordulnak elő galaxishalmazokban  - úgy tűnik, hogy a halmazokban lévő galaxisokra hatással van a frontális nyomás( angol  ram press ), ami miatt gyorsan gázt veszítenek. A vérszegény galaxisokat S helyett A-val jelöljük a spirálgalaxisok esetében [77] [78] [79] .

Mindegyik sorozatban az a, b, c altípusokat a korong és a kidudorodás fényerősségének aránya különbözteti meg : az a, b, c sorrendű altípusok esetében ez az arány növekszik. Így a lencse alakú galaxisok sorozatában az S0a, S0b, S0c típusok különböztethetők meg, anémiás - Aa, Ab, Ac - és spirális - Sa, Sb, Sc. Ezen túlmenően a kimondott rúddal rendelkező galaxisok kapják a B jelölést, a gyengébb sávval rendelkező galaxisok pedig - (B), így a van den Bergh rendszerben az S, S(B) és SB típusok megfelelnek az SA, SAB ill. SB családok a Vaucouleurs rendszerben (lásd fent ). Így például az M 91 galaxis A(B)b morfológiai típussal rendelkezik [75] [80] .

Fényerő osztályok

A második paraméter a van den Bergh rendszerben a fényességi osztály, amely a galaxis abszolút fényességét tükrözi. A csillagok fényességi osztályaihoz hasonlóan a galaxisok fényességi osztályait római számokkal jelöljük: I - szuperóriások, II - fényes óriások, III - óriások, IV - óriások és V - törpék, a fényesség csökkenésének sorrendjében. Az I. osztály a -20,5 m abszolút magnitúdónak felel meg a B sávban , ami 2⋅10 10 L ⊙ fényerővel egyenértékű, az V. osztály pedig a -14 m magnitúdónak felel meg, ami a 10 8 L ⊙ fényerőnek felel meg [76] . Az I-II, II-III, III-IV, IV-V köztes típusokat is használják [81] .

A különböző fényerősségi osztályú galaxisok megjelenésükben különböznek egymástól: különösen a szuperóriás spirálgalaxisok rendelkeznek kiterjesztett és jól meghatározott spirálkarokkal, míg a törpe spirálgalaxisokban általában gyengén és szabálytalan alakúak. Az Sa és Sb típusú spirálgalaxisok szinte soha nem halványabbak a III. fényességi osztálynál, míg az Sc osztályban gyakoriak a tetszőleges fényűségű galaxisok, a szabálytalan galaxisok között pedig éppen ellenkezőleg, az I. és II. osztályú galaxisok nem találhatók [76] [80 ] ] [81] .

Ezen okok miatt van den Berg IV. fényességi osztályra vonatkozó osztályozásában a spirálgalaxisok szokásos alosztályai helyett morfológiai típusokat különböztetnek meg a spirálkarok simasága szerint: S − , S és S + . Az S − altípus korai, és benne a karok a legsimábbak, az S + pedig késői, és a benne lévő karok a legrongyosabbak, az S egy köztes altípus. Az V. osztálynál az alosztályokat egyáltalán nem lehet megkülönböztetni, ezért egy S [80] [82] jelölést használunk .

Morgan osztályozása

A William Morgan által 1958-ban kidolgozott osztályozási rendszer figyelembe veszi a csillagok középpont felé eső koncentrációját és fényességét, valamint a középső rész spektrumát az optikai tartományban, másodsorban pedig a galaxis látszólagos alakját. Néha Yerke-rendszernek is nevezik, mert Morgan fejlesztette ki a Yerke Obszervatóriumban [84] [85] .

Galaxisok spektrális típusai

A csillagok koncentrációja, és így a középpont felé eső fényessége az optikai tartományban a spektrummal együtt jelenik meg, mivel ezek a paraméterek erősen összefüggenek egymással. Morgan sémájában egy galaxis spektrális típusát a, f, g, k szimbólumokkal jelöljük az A , F , G , K csillagok spektrális típusainak megfelelően , ezen kívül af, fg, gk köztes osztályokat használunk. . Az a spektrális típusú galaxisokban a fényesség koncentrációja a középpont felé a legkisebb, míg a k típusú galaxisokban a legnagyobb [85] [84] .

Így a k spektrális típusba tartoznak például az óriási elliptikus galaxisok és az olyan spirálgalaxisok , mint az M 31 , ahol a kidudorodás jelentősen hozzájárul a fényességhez, az a típus pedig a szabálytalan galaxisokat és a késői típusú spirálokat. A Morgan spektrális típus és a Hubble morfológiai típus korrelál, bár például a Hubble Sc típusú galaxisok a spektrumtípusok meglehetősen széles skáláját foglalják el, a-tól g-ig. A spektrum és a koncentráció közötti szoros összefüggést az magyarázza, hogy a galaxisok későbbi spektrális osztályaiba tartozó csillagok erősebben koncentrálódnak a középpont felé, mint a korai osztályok csillagai [85] [86] .

Galaxiscsaládok alak szerint

Egy másik osztályozási paraméter a galaxis látszólagos alakja. A Morgan-rendszer a következő jelölést használja [89] :

Az N osztályú galaxisok ebben a rendszerben tartalmazhatnak kvazárokat (amelyeket a rendszer összeállítása idején nem ismertek), aktív maggal rendelkező galaxisokat vagy csillagkeletkezési kitöréseket a magban. A D osztályba különféle objektumok tartoznak: lencse alakú galaxisok , árapály-kölcsönhatások által deformált elliptikus galaxisok , valamint nagyon fényes elliptikus galaxisok kiterjesztett héjjal. Ezeket a fényes elliptikus galaxisokat később különálló típusú, cD-típusú galaxisként azonosították [comm. 1] , most ezt a nevet a Morgan-féle osztályozástól elkülönítve is használják. Gyakran megtalálhatók galaxishalmazok középpontjában, a külső régiókban laposabb a fényességgradiens, mint a közönséges elliptikus galaxisoké, és úgy tűnik, hogy többszörös árapály- összeolvadás vagy sok galaxis pusztulásának eredménye [85] [91] [92] .

A galaxis alakjának jelöléséhez 1-től 7-ig terjedő számot adunk, ami a galaxis látszólagos ellapultságát tükrözi. Az 1 a szemben látható galaxisoknak, a 7 az élen lévő galaxisoknak felel meg. Így például egy spirálgalaxis, amelynek középpontja felé a fényerőssége gyenge, és amely szinte laposnak látszik, az afS1 osztályú lehet, míg egy erős koncentrációjú lapos elliptikus galaxis a kE6 osztályú [85] [89] .

Az Elmegreen spirálkarok osztályozása

A fent tárgyalt osztályozási rendszerekben a galaxis típusa csak hozzávetőleges képet ad spirálkarjainak alakjáról. Az egyik sémát, amely részletesebben foglalkozik a spirális szerkezettel, Debra fejlesztette kiés Bruce Elmegreen1987-ben. A spirálszerkezet 10 változatát különbözteti meg: az AC 1-től a pelyhesnek nevezett , rendezetlen, "szakadt" spirálkarokkal rendelkező galaxisok esetében az AC 12-ig [comm. 2] azokat a galaxisokat, amelyeknél a spirálkarok kiterjesztettek, szimmetrikusak és jól láthatóak, ezeket rendezett szerkezetű galaxisoknak nevezzük . A többi galaxistípus közül az AC 1–4 típusú galaxisok a flokkuláló, az AC 5–12 típusú galaxisok pedig a rendezett szerkezetű galaxisok közé tartoznak. A galaxis típusa ebben az osztályozásban, mint kiderült, nem függ a galaxis típusától a Hubble [93] [94] [95] szerint .

Az ebben a sémában használt minden típusnak megvan a maga leírása [93] :

  • AC 1: spirálkarok kaotikus töredékei mindenféle szimmetria nélkül;
  • AC 2: spirálkarok töredékei, véletlenszerűen elosztva;
  • AC 3: spirálkarok töredékei egyenletesen elosztva a középpont körül;
  • AC 4: egy kiemelkedő spirálkar vagy töredezett spirálkarok;
  • AC 5: két szimmetrikus, rövid kar a galaxis belső részein, szabálytalan alakú kar a külső régiókban;
  • AC 6: két szimmetrikus kar a galaxis belső részein, "tollszerű" szerkezet a külső régiókban;
  • AC 7: két szimmetrikus, kiterjesztett kar a galaxis külső részein, szabálytalan alakú kar a belső régiókban;
  • AC 8: szorosan feltekert gyűrű alakú hüvelyek;
  • AC 9: két szimmetrikus kar a galaxis belső részein, több kiterjesztett kar a külső részeken;
  • AC 12: két kiterjesztett szimmetrikus kar a lemezen.

Ennek az osztályozásnak a készítői egy egyszerűbb sémát is javasoltak, amelyben a spirálgalaxisokat flokkuláló (F), többkarú (M) és rendezett szerkezetű galaxisokra (G) osztották fel. Úgy tűnik, a különböző típusú spirális szerkezetek különböző mechanizmusok hatására jönnek létre - például a rendezett spirális szerkezetet jól magyarázza a sűrűséghullámok elmélete , a pelyhes szerkezetet pedig az önfenntartó csillagkeletkezés modellje.[98] [99] .

Speciális galaxistípusok

Vannak közös elnevezések bizonyos galaxistípusokra, amelyeket a választott osztályozási sémától függetlenül használnak [7] . Például a galaxisok néhány százaléka nem fér bele a fő osztályozási sémákba - sajátosnak (P, az angol peculiariból  - "szokatlan") nevezik, és jellemzőik leggyakrabban más galaxisokkal való kölcsönhatásokhoz kapcsolódnak [4] [ 7] [101] .  

A törpegalaxisokat gyakran külön is tekintik a fényesebb és nagyobb galaxisoktól. Ezek a galaxisok nagyon sokak, de alacsony fényességük miatt nehéz őket nagy távolságból észlelni. Megjelölésükre a d előtagot használják (az angol  törpe  - „törpe”): például megkülönböztethetők a törpe elliptikus galaxisok (dE) és a szabálytalan törpe (dIrr) galaxisok, valamint egy ritkább típus - törpespirál ( dS). Vannak olyan törpe galaxisok is, amelyeknek gyakorlatilag nincs analógja a fényes galaxisok között. Ezek a törpe szferoid galaxisok (dSph) - a gömb alakú csillaghalmazokhoz hasonló , megnövekedett méretű, alacsony felületi fényességű objektumok és a törpekék kompakt galaxisok (dBCG) - olyan kis galaxisok, ahol aktív csillagképződés zajlik , ezért meglehetősen nagyok. nagy felületi fényerő [102] .

Az alacsony felszíni fényességű galaxisok (LSB, angolul  low surface brightness ) a galaxisok másik megkülönböztetett típusa. Valószínűleg sokan vannak, de nehéz megtalálni, mivel felületük fényereje sokkal alacsonyabb, mint az éjszakai égboltoké . Az ilyen galaxisok mérete nagyon eltérő lehet [103] .

Az aktív maggal rendelkező galaxisokat is külön vizsgáljuk. Mindegyiket egyesíti az a tény, hogy központi részeikben olyan folyamatok mennek végbe, amelyek nagy mennyiségű energia felszabadulásához vezetnek. Különféle típusú galaxisok léteznek aktív maggal: Seyfert-galaxisok (S), rádiógalaxisok , kvazárok (Q), Lacertidok [7] [104] .

Történelmi osztályozási rendszerek

A Hubble osztályozási rendszer létrehozása előtt más sémák is léteztek a galaxisok osztályozására, de ezek végül nem váltak be. Például 1908-ban Max Wolff javasolt először egy ilyen rendszert, amelyben a típusok sorozatát vették figyelembe – a legamorfabbtól az olyanig, amelyben a spirális szerkezet jól látható [105] . A Wolf rendszert egyes munkákban egészen az 1940-es évekig használták, egyik korai művében pedig maga Hubble is alkalmazta. Ez a rendszer még a Hubble-rendszernél is részletesebb volt, de bizonyos típusú objektumok valójában a Tejútrendszeren belüli ködök voltak [106] .

Knut Lundmark 1926-ban a Hubble-hoz hasonló sémát javasolt: elliptikus, spirális és szabálytalan galaxisokra is felosztotta a galaxisokat, de ezeket a típusokat más módon osztották alosztályokba: a fényesség középponti koncentrációjának mértéke szerint. Harlow Shapley 1928-ban egy olyan sémát is javasolt, amely a fényesség középponti koncentrációjának fokán alapul, emellett figyelembe vette a galaxis látszólagos nagyságát és látszólagos ellapultságát. Sémáját egy ideig a Harvard Obszervatóriumban használták [106] .

Jegyzetek

Megjegyzések

  1. ↑ A "c" előtag a csillagok spektrális osztályozásából származik , ahol a szuperóriás csillagokban található keskeny vonalakat jelölte a spektrumban [90] .
  2. ↑ Az osztályozás eredeti változata 12 opciót tartalmazott; a 10. és 11. opciót később elvetették, míg a 12. lehetőséget megtartották [93] .

Források

  1. ↑ Surdin, 2017 , p. 209.
  2. ↑ Buta, 2011 , p. 6.
  3. ↑ Csillagcsillagászat előadásokban . Asztronet . Letöltve: 2022. május 11. Az eredetiből archiválva : 2022. március 14.
  4. ↑ 1 2 Galaxisok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2022. május 11. Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 29.
  5. ↑ Surdin, 2017 , p. 234.
  6. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 145-149.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Galaxisok  - Galaxistípusok . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2022. május 14. Az eredetiből archiválva : 2022. május 14.
  8. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 146-149.
  9. ↑ van den Bergh, 1998 , p. egy.
  10. ↑ Buta, 2011 , p. 7.
  11. ↑ Kohler S. Számítógépek vs. Humans in Galaxy Classification  (angol)  // AAS Nova Highlights. - N. Y .: American Astronomical Society , 2016. - április 1. — 930. o .
  12. ↑ van den Bergh, 1998 , pp. 91-94.
  13. ↑ Surdin, 2017 , p. 226.
  14. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , p. 148.
  15. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 1998 , pp. 1-2.
  16. ↑ Pskov Yu. P. Galaxisok . Asztronet . Letöltve: 2022. május 14. Az eredetiből archiválva : 2022. április 5..
  17. ↑ Surdin, 2017 , p. 215-217.
  18. ↑ van den Bergh, 1998 , p. 9.
  19. ↑ 12 Buta , 2011 , p. tizenöt.
  20. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 149-150.
  21. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 153-154.
  22. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , p. 155.
  23. ↑ Surdin, 2017 , p. 217-219.
  24. ↑ 1 2 3 Buta, 2011 , pp. 129, 167.
  25. ↑ Buta, 2011 , p. 16.
  26. ↑ Roberts MS, Haynes MP Fizikai paraméterek a Hubble-sorozat mentén . ned.ipac.caltech.edu . California Institute of Technology . Letöltve: 2022. június 3. Az eredetiből archiválva : 2022. június 3.
  27. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 157-161.
  28. ↑ 12 Buta , 2011 , pp. 17-18.
  29. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 155-156.
  30. ↑ 1 2 Surdin, 2017 , p. 227.
  31. ↑ Buta, 2011 , pp. 12-14.
  32. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 148-150.
  33. ↑ Surdin, 2017 , p. 227-228.
  34. ↑ Bender R., Doebereiner S., Moellenhoff C. Elliptikus galaxisok izofóta alakjai.   I. Az adatok // Astronomy and Astrophysics Supplement Series . - Les Ulis: EDP Sciences , 1988. - szeptember 1. ( 74. kötet ). - P. 385-426 . — ISSN 0365-0138 .
  35. ↑ 1 2 Surdin, 2017 , p. 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. ↑ Surdin, 2017 , p. 217.
  41. ↑ 1 2 Surdin, 2017 , p. 221.
  42. ↑ Buta, 2011 , pp. 17-27.
  43. ↑ Surdin, 2017 , p. 221-224.
  44. ↑ Buta, 2011 , pp. 15-17.
  45. ↑ 12 van den Bergh, 1998 , pp. 13-14.
  46. ↑ Surdin, 2017 , p. 217, 221.
  47. ↑ Buta, 2011 , pp. 15-20.
  48. ↑ Buta, 2011 , pp. 121, 168.
  49. ↑ Surdin, 2017 , p. 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. ↑ Surdin, 2017 , p. 224.
  58. ↑ Buta, 2011 , p. 128.
  59. ↑ 1 2 Surdin, 2017 , p. 219.
  60. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , p. 157.
  61. ↑ Buta, 2011 , pp. 15-16, 25.
  62. ↑ 12 Buta , 2011 , p. 127.
  63. ↑ Buta RJ de Vaucouleurs Galaxis Atlas of Galaxies . http://kudzu.astr.ua.edu . Alabamai Egyetem . Letöltve: 2022. május 26.
  64. ↑ Buta, 2011 , pp. 15-17, 25-26.
  65. ↑ Buta RJ de Vaucouleurs Galaxis Atlas of Galaxies . http://kudzu.astr.ua.edu . Alabamai Egyetem . Letöltve: 2022. május 26.
  66. ↑ 12 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 RJ de Vaucouleurs Galaxis Atlas of Galaxies . http://kudzu.astr.ua.edu . Alabamai Egyetem . Letöltve: 2022. május 26.
  71. ↑ Buta, 2011 , pp. 11, 30-31.
  72. ↑ Buta, 2011 , pp. 30-31.
  73. ↑ Buta RJ de Vaucouleurs Galaxis Atlas of Galaxies . http://kudzu.astr.ua.edu . Alabamai Egyetem . Letöltve: 2022. május 26.
  74. ↑ Buta, 2011 , pp. 31-33.
  75. ↑ 1 2 3 van den Bergh S. A galaxisok új osztályozási rendszere  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1976. - június 1. ( 206. kötet ). - P. 883-887 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/154452 . Archiválva az eredetiből 2022. június 7-én.
  76. ↑ 1 2 3 4 5 Surdin, 2017 , p. 224-225.
  77. ↑ 12 Buta , 2011 , p. 36.
  78. ↑ van den Bergh, 1998 , pp. 27-28.
  79. ↑ Drága D. Spirálgalaxis . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2022. június 7. Az eredetiből archiválva : 2022. június 16..
  80. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 1998 , pp. 23-24.
  81. ↑ 12 Buta , 2011 , p. 37.
  82. ↑ Buta, 2011 , pp. 37-38.
  83. ↑ Buta, 2011 , p. 139.
  84. ↑ 12 van den Bergh, 1998 , p. 33.
  85. ↑ 1 2 3 4 5 Surdin, 2017 , p. 220-221.
  86. ↑ van den Bergh, 1998 , pp. 33, 37-38.
  87. ↑ Morgan WW A galaxisok formáinak előzetes osztályozása csillagpopulációjuk szerint  // A Csendes- óceáni Astronomical Society kiadványai  . - Chicago: IOP Publishing in benaf of the Astronomical Society of the Pacific , 1958. - augusztus 1. ( 70. kötet ). - 364. o . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/127243 .
  88. ↑ Buta, 2011 , p. 154.
  89. ↑ 12 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 DM, Elmegreen BG Arm Classifications for Spiral Galaxies  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1987. - március 1. ( 314. kötet ). — 3. o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/165034 . Archiválva az eredetiből 2022. március 3-án.
  94. ↑ Buta, 2011 , pp. 33-37.
  95. ↑ van den Bergh, 1998 , pp. 17-19.
  96. ↑ Buta, 2011 , p. 138.
  97. ↑ Elmegreen DM, Elmegreen BG Arm Classifications for Spiral Galaxies  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1987. - március 1. ( 314. kötet ). — 3. o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/165034 .
  98. ↑ Buta, 2011 , pp. 34-35.
  99. ↑ van den Bergh, 1998 , pp. 19-20.
  100. ↑ Surdin, 2017 , p. 15 színes lap.
  101. ↑ Surdin, 2017 , p. 229.
  102. ↑ Surdin, 2017 , p. 228-229.
  103. ↑ Surdin, 2017 , p. 229-230.
  104. ↑ Surdin, 2017 , p. 230-232.
  105. ↑ Wolf M. Die Klassifizierung der kleinen Nebelflecken  (német)  // Publikationen des Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg. - Heidelberg: Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg , 1908. - 1 Juli ( Bd. 3 ). - S. 109-112 . Archiválva az eredetiből 2022. március 3-án.
  106. ↑ 1 2 Sandage A. A közvetlen fényképezésből nyert galaxisok osztályozása és csillagtartalma // Galaxisok és az Univerzum / Szerkesztette: Allan Sandage , Mary Sandage és Jerome Kristian , Gustav A. Tammann által készített indexszel . - Chicago: University of Chicago Press , 1975. - (Stars and Stellar Systems. 9. kötet).

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák