Марфалагічная класіфікацыя галактык

Марфалагічная класіфікацыя галактык — класіфікацыя галактык па іх вонкавым выглядзе. Ёсць розныя схемы марфалагічнай класіфікацыі галактык: сярод іх як асноўную ўжываюць класіфікацыя Хабла, яна даволі простая, але яе дастаткова, каб апісваць асноўныя ўласцівасці галактык.

У аснове сістэмы класіфікацыі Хабла ляжыць падзел галактык на эліптычныя, лінзападобныя, спіральныя — з перамычкай і без яе — і няправільныя, якія ўтвараюць паслядоўнасць, што падзяляецца на дзве часткі. Тыпы галактык, у сваю чаргу, дзеляцца на падкласы: эліптычныя — па ступені бачнай сплясканасці, а спіральныя — па выразнасці балджа адносна дыска, куце закруткі спіральных рукавоў і таму, наколькі яны гладкія ці, наадварот, касмыкаватыя. Дадзеная схема ў першапачатковай форме была створана ў 1926 годзе і аказалася дастаткова зручнай, акрамя таго, была выяўлена карэляцыя розных параметраў галактыкі і яе марфалагічнага тыпу. Таму класіфікацыя Хабла з невялікімі зменамі шырока выкарыстоўваецца дагэтуль, а большасць выкарыстоўваных цяпер схем класіфікацыі ўяўляюць сабой далейшае яе развіццё.

Адзін з прыкладаў дапрацаванай схемы Хабла — класіфікацыя дэ Вакулёра — змяшчае некалькі новаўвядзенняў. У прыватнасці, у ёй выкарыстоўваецца дзяленне лінзападобных галактык на падкласы па выразнасці розных дэталяў, а спіральныя галактыкі падзелены на падкласы больш тонка. Два дадатковых асобных вымярэння ў класіфікацыі складаюць ступень выразнасці перамычкі і кальца[ru], так што класіфікацыю дэ Вакулёра можна прадставіць у аб’ёмным выглядзе. Дадаткова ў гэтай схеме могуць быць пазначаны такія структуры, як, напрыклад, вонкавыя кольцы і лінзы[ru].

Класіфікацыя ван дэн Берга, таксама званая DDO-класіфікацыяй, таксама засноўваецца на схеме Хабла. У схеме ван дэн Берга лінзападобныя галактыкі разглядаюцца не як пераходны тып паміж эліптычнымі галактыкі і спіральнымі, а як асобная паслядоўнасць, нароўні са спіральнымі галактыкі. Паміж гэтымі двума паслядоўнасцямі вылучаецца паслядоўнасць анемічных галактык, якія ад нармальных спіральных галактык адрозніваюцца невыразным, слабым спіральным узорам. Падтыпы лінзападобных, анемічных і спіральных галактык вызначаюцца па ступені выразнасці балджа адносна дыска. Акрамя таго, у схеме ван дэн Берга вылучаюцца розныя класы свяцільнасці, паколькі паміж яркімі і цьмянымі галактыкамі таксама назіраюцца адрозненні ў марфалогіі.

У класіфікацыі Моргана, таксама званай Еркскай сістэмай, у першую чаргу разглядаецца спектральны тып галактыкі, які адпавядае спектральным класам зорак, а таксама цесна звязаная з ім засяроджванне яркасці да цэнтра галактыкі. Спектральны тып, вызначаны па гэтых паказчыках, карэлюе з тыпам галактыкі па Хаблу. Як другасны параметр выкарыстоўваюць бачную форму галактыкі.

Да стварэння сістэмы Хабла прапаноўваліся і іншыя схемы класіфікацыі, аднак яны па розных прычынах не прыжыліся. Агульнапрынята вылучаюць і адмысловыя тыпы галактык, напрыклад, карлікавыя галактыкі, галактыкі з нізкай павярхоўнай яркасцю і пекулярныя галактыкі.

Агульныя звесткі

правіць
 
Галактыка M 95 у ўльтрафіялетавым дыяпазоне (злева) і ў аптычным (справа).

Назіраныя абрысы галактык даволі разнастайныя, і падзел іх на класы па марфалогіі можа быць карысным для далейшага даследавання гэтых аб’ектаў[1][2]. Існуе мноства схем марфалагічнай класіфікацыі галактык, але агульнапрынятай і ў той жа час дастаткова дэталёвай сярод іх няма. Класіфікацыя Хабла даволі простая, але яе дастаткова для таго, каб апісваць асноўныя ўласцівасці галактыкі, таму яна застаецца асноўнай схемай[3][4].

Вонкавы выгляд адной і той жа галактыкі можа моцна адрознівацца на выявах з рознай глыбінёй або ў розных дыяпазонах даўжынь хваль. Пры параўнанні выяў розных галактык і іхняй класіфікацыі трэба гэта ўлічваць: напрыклад, спіральныя рукавы галактык добра вылучаюцца ў адных фотаметрычных палосах[ru] і дрэнна — у іншых. Звычайна схемы класіфікацыі галактык засноўваюцца на іхніх выявах у аптычным дыяпазоне[5]. Пры гэтым трэба ўлічваць, што параўнанне галактык адна з адной павінна вырабляцца па ўласным выпраменьванні галактыкі: напрыклад, калі галактыка з чырвоным зрушэннем   назіраецца ў фотаметрычнай паласе R, то для таго, каб параўнаць з ёй галактыку з блізкага Сусвету, неабходна выкарыстоўваць яе выяву ў паласе U — у карацейшых хвалях[6]. Вельмі выдаленыя галактыкі назіраюцца такімі, якімі яны былі мільярды гадоў таму, у раннім Сусвеце, таму яны маюць няправільную, асіметрычную форму, так што для іх могуць выкарыстоўвацца іншыя схемы класіфікацыі[7].

Як правіла, схемы класіфікацыі прадугледжваюць, што клас галактыкі вызначаецца суб’ектыўна, а не па колькасным вымярэнні іхніх параметраў. Гэта часта прыводзіць да таго, што розныя астраномы, вызначаючы тыпы галактык незалежна адзін ад аднаго, адносяць адну і тую ж галактыку да розных, хоць і блізкіх класаў. Нягледзячы на гэтую нястрогасць, розныя схемы класіфікацыі шырока прымяняюцца[8][9]. Для масавай класіфікацыі галактык могуць выкарыстоўвацца сродкі грамадзянскай навукі, напрыклад з такой мэтай створаны праект «Galaxy Zoo»[10]. Акрамя таго, існуюць і камп’ютарныя праграмы, якія вызначаюць марфалагічны тып галактык[11][12].

Асноўныя схемы класіфікацыі галактык[13][14]
Схема Крытэрыі класіфікацыі Некаторыя абазначэння Прыклады класіфікацыі
Хабла Вугал закруткі і касмыкаватасць спіральных рукавоў, выразнасць балджа адносна дыска, наяўнасць перамычкі. E, S0, S, SB, Irr;

a, b, c

M87: E1

M31: Sb

M101: Sc

БМО: Irr Ⅰ

дэ Вакулёра Вугал закруткі спіральных рукавоў, выразнасць балджа адносна дыска, наяўнасць перамычкі і кальца. 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 дэн Берга Колькасць маладых зорак у дыску, ступень засяроджвання яркасці ў цэнтры, выразнасць і даўжыня спіральных рукавоў, наяўнасць перамычкі. 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 Ступень засяроджвання яркасці ў цэнтры, колер і спектр, аднастайнасць, наяўнасць перамычкі. k, g, f, a;

E, R, D, S, B, I

M87: kE1

M31: kS5

M101: fS1

БМО: afI2

Класіфікацыя Хабла

правіць
 
Паслядоўнасць Хабла.

Першую сістэму класіфікацыі, якая стала агульнапрынятай, стварыў Эдвін Хабл у 1926 годзе, пазней яна была названа імем яе стваральніка. Тыпы галактык у дадзенай схеме ўтвараюць паслядоўнасць, якая падзяляецца на дзве галіны, таму яе таксама называюць «камертон Хабла»[15][16].

У сістэме класіфікацыі Хабла першапачаткова вылучаліся эліптычныя, спіральныя і няправільныя галактыкі, якія ў сваю чаргу дзяліліся на падкласы (гл. ніжэй[⇨]). У эліптычных галактыках (E) практычна ніколі не назіраецца дэталяў структуры, а толькі паступовае павелічэнне яркасці да цэнтра, у той час як у спіральных на тле дыска прысутнічаюць больш яркія спіральныя рукавы. У класіфікацыі Хабла падзяляюцца спіральныя галактыкі з перамычкай у асяродку (абазначаюцца SB) і без яе (абазначаюцца S). Няправільныя галактыкі (Ir або Irr, ад irregular) маюць асіметрычны, касмыкаваты абрыс. Пазней, у 1936 годзе, Хабл дадаў лінзападобныя галактыкі (S0), якія маюць падабенства дыска, але пазбаўлены спіральных рукавоў[17][18]. Пры гэтым мяркуецца, што пераход паміж рознымі тыпамі галактык ёсць плаўным[19].

Эліптычныя галактыкі дзеляцца на падтыпы ад E0 да E7, якія адрозніваюцца ступенню бачнай эліптычнасці: галактыкі, якія маюць круглы абрыс, адносяцца да падтыпу E0, а найбольш пляскатыя — E7. Пры стаўленні памераў малой і вялікай паўвосі галактыкі   нумар яе падтыпу раўняецца  , так што, напрыклад, у галактыкі E5 вялікая паўвось удвая больш, чым малая. Эліптычных галактык, больш пляскатых за E7, няма[7][20].

Спіральныя галактыкі дзеляцца на падтыпы Sa, Sb, Sc або, для галактык з перамычкай, SBa, SBb, SBc. Спіральную галактыку адносяць да аднаго з гэтых класаў на аснове выразнасці балджа адносна дыска, вугал закруткі спіральных рукавоў і іх касмыкаватасці. Гэтыя параметры часткова карэлююць адзін з адным: галактыкі тыпу Sa і SBa маюць буйныя балджы, туга закручаныя і гладкія спіральныя рукавы, а галактыкі тыпу Sc і SBc — невялікія балджы і расчыненыя, касмыкаватыя спіральныя рукавы. Тыпы Sb і SBb маюць прамежкавыя характарыстыкі[21].

Няправільныя галактыкі дзеляцца на два падтыпу: Irr Ⅰ і Irr Ⅱ. Да галактык тыпу Irr Ⅰ адносяць аб’екты, у якіх назіраюцца яркія ўчасткі, якія змяшчаюць зоркі класаў O і B, а да Irr Ⅱ — няправільныя галактыкі з больш гладкай структурай[22].

У паслядоўнасці Хабла прынята змяшчаць эліптычныя галактыкі ў левай частцы, а два тыпы спіральных — у правай: у адной галіны спіральныя галактыкі з перамычкай, у іншай — без перамычкі. Лінзападобныя галактыкі размешчаны паміж эліптычнымі і спіральнымі — на «раздвойванні» паслядоўнасці, а няправільныя галактыкі звычайна ў паслядоўнасць не ўключаюць. Розныя тыпы галактык могуць зваць «раннімі» (E, S0, Sa) або «познімі» (Sc, Irr). Такая тэрміналогія — след састарэлых уяўленняў аб эвалюцыі галактык[ru]: лічылася, што галактыкі развіваюцца ўздоўж паслядоўнасці, з эліптычных становяцца спіральнымі, а затым няправільнымі[15][23]. У прыватнасці, галактыкі класаў Sa і SBa называюць спіральнымі галактыкамі ранняга тыпу, Sc і SBc — позняга тыпу, а Sb і SBb — прамежкавага тыпу[19].

Ацэнка сістэмы і ідэі развіцця

правіць

Схема Хабла аказалася дастаткова зручнай, таму з невялікімі зменамі яна шырока выкарыстоўваецца дагэтуль, а большасць цяпер выкарыстоўваных схем класіфікацыі ўяўляюць сабой далейшае развіццё схемы Хабла[15][7]. Акрамя таго, з марфалагічным тыпам галактыкі па Хаблу карэлююць розныя фізічныя параметры галактык. Напрыклад, у галактык пазнейшых тыпаў паказчыкі колеру ў сярэднім блакітней, павярхоўная яркасць ніжэй, а доля нейтральнага вадароду[ru] ў агульнай масе — больш, чым у галактык ранніх тыпаў[25][26]. Назіраецца таксама карэляцыя паміж марфалагічным тыпам і асяроддзем галактыкі: у шчыльным асяроддзі, напрыклад, у скопішчах галактык, часцей сустракаюцца эліптычныя і лінзападобныя галактыкі, чым у адасобленасці[27].

Аднак схема Хабла ўсё ж мае недахопы і недакладнасці, так што розныя астраномы рабілі спробы яе палепшыць. Напрыклад, падкласы эліптычных галактык у цэлым не карэлююць з якімі-небудзь фізічнымі параметрамі, а адлюстроўваюць у першую чаргу нахіл галактыкі да прамяня зроку. Класіфікацыя спіральных галактык аказалася няпоўнай і не адлюстроўвае ўсёй разнастайнасці структур гэтых аб’ектаў[28][29].

Хабл пасля 1936 года таксама працаваў над паляпшэннем сваёй схемы, аднак ён так і не абнародаваў якіх-небудзь канчатковых вынікаў. У 1961 годзе Алан Сендыдж, з улікам прамежкавых вынікаў Хабла на падставе яго запісаў, апублікаваў «Хаблоўскі атлас галактык»[30]. Атрыманую сістэму часам называюць сістэмай Хабла — Сендыджа[31].

Класіфікацыя эліптычных галактык

правіць
 
Уласцівыя абрысы скрынкападобных (зверху) і дыскападобных (знізу) эліптычных галактык. Пункцірнымі лініямі паказаны эліпсы. (руск.)

Адзін з напрамкаў, у якім развівалі сістэму Хабла, быў звязаны з класіфікацыяй эліптычных галактык. Напрыклад, Джон Кармендзі і Ральф Бендэр у 1996 годзе выявілі, што ўласцівасці эліптычных галактык карэлююць з адхіленнем абрысу гэтых галактык ад эліптычнага. Выгляд галактыкі можа быць «дыскападобным» і «скрынкападобным»: у першым выпадку назіраецца лішак яркасці ўздоўж вялікай і малой восей эліпса, які прыблізна апісвае абрыс галактыкі, а ў другім выпадку — лішак яркасці ўздоўж бісектрыс да гэтых восяў. У стражэйшай, колькаснай форме гэта выяўляецца велічынёй аднаго з складнікаў пры раскладанні формы ізафот ў радзе Фур’е[32][29].

Эліптычныя галактыкі дыскападобнага выгляду прыкметна верцяцца, маюць умераныя свяцільнасці, ядры ў іх не занадта выяўлены. Яны маюць уласны абрыс пляскатага двухвосевага эліпсоіда, а размеркаванне хуткасцяў зорак у іх ёсць ізатропным. Скрынкападобныя эліптычныя галактыкі буйнейшыя, практычна не верцяцца, а ядро ў іх досыць выразнае. Па абрысе яны блізкія да трохвосевых эліпсоідаў, што звязана з анізатрапіяй размеркавання хуткасцяў у іх. Скрынкападобныя галактыкі складаюць больш ранні марфалагічны тып, чым дыскападобныя, і, па ўсёй бачнасці, гэтыя два тыпы аб’ектаў маюць розную прыроду[33].

Класіфікацыя лінзападобных галактык

правіць

У першапачатковай хаблаўскай схеме класіфікацыі лінзападобныя галактыкі не дзяліліся на падкласы. Больш за тое, доўгі час не было вядома галактык «чыстага» тыпу S0, паколькі ўсе вядомыя дыскавыя галактыкі, у якіх не назіралася рукавоў, мелі перамычку, і іх адносілі да тыпу SBa. У класіфікацыі Хабла — Сендыджа 1961 года лінзападобныя галактыкі былі падзеленыя на «нармальныя» лінзападобныя галактыкі (S0) і лінзападобныя галактыкі з перамычкай (SB0)[35][36][37].

Тып S0 быў падзелены на падкласы S01, S02, S03 на падставе таго, наколькі ў дыску галактыкі выразная пылавая паласа: у галактыках тыпу S01 пылавай паласы няма, а ў S03 выразная; клас S02 адпавядае прамежкаваму стану. Клас SB0 быў падзелены на SB01, SB02, SB03 па ступені выразнасці перамычкі: у SB01 перамычка кароткая і шырокая і назіраецца толькі як павелічэнне яркасці па баках паблізу цэнтра, у SB03 перамычка вузкая і працяглая, а SB02 абазначае прамежкавы стан[35][37].

Акрамя таго, было выяўлена, што лінзападобныя галактыкі ў сярэднім цьмяней за эліптычныя і спіральныя галактыкі ранняга тыпу, таму малаімаверна, што лінзападобныя галактыкі складаюць прамежкавы клас паміж класамі E і Sa з пункту гледжання фізічных уласцівасцяў[38].

Класіфікацыя спіральных галактык

правіць

У наступных схемах спіральныя галактыкі таксама класіфікавалі больш дэталёва. Напрыклад, Жэрар Анры дэ Вакулёр дадаў прамежкавыя класы паміж галактыкамі тыпы Sc (або SBc) і Irr, а таксама ўвёў дадатковы крытэрый класіфікацыі — па наяўнасці ў галактыцы кальца (гл. ніжэй[⇨])[39][40].

Класіфікацыя дэ Вакулёра

правіць
 
Дыяграма марфалагічнай класіфікацыі галактык Хабла — дэ Вакулёра. (англ.)

Адно з паляпшэнняў класіфікацыі Хабла распрацаваў Жэрар Анры дэ Вакулёр у 1959 годзе, дадзеная сістэма носіць яго імя. Паколькі да яе стварэння прывяла дыскусія дэ Вакулёра і Алана Сендыджа з нагоды магчымага развіцця класіфікацыі Хабла, гэтую сістэму часам называюць класіфікацыяй дэ Вакулёра — Сендыджа[41]. У сістэме дэ Вакулёра класіфікацыя праводзіцца па трох параметрах[7][39].

Першы параметр называюць «ступенню» (англ.: stage) або «тыпам» (type). Тып з некаторымі зменамі адпавядае тыпу галактыкі ў класіфікацыі Хабла, ад эліптычных да лінзападобных, а затым спіральным і няправільным. Другі параметр — «сямейства» (family) — залежыць ад наяўнасці і выразнасці перамычкі, прычым па гэтай прыкмеце класіфікуюцца не толькі спіральныя галактыкі, як у сістэме Хабла, але таксама лінзападобныя і няправільныя. Трэці параметр — «разнавіднасць» (variety) — апісвае наяўнасць і выразнасць кальца ў цэнтральнай частцы галактыкі[7][39].

Напрыклад, NGC 4340 — лінзападобная галактыка позняга тыпу і мае тып S0+. У ёй прысутнічае і перамычка, і кальцо, так што яна ставіцца да сямейства SB і да разнавіднасці (r). Такім чынам, яе поўнае абазначэнне па дэ Вакулёру — SB(r)0+[42].

Такім чынам, можна казаць пра «аб’ём класіфікацыі» (англ.: classification volume), а схему можна прадставіць у выглядзе трохмернай фігуры, падобнай на верацяно. Па восі «верацяна» адзначаны тыпы галактык ад эліптычных да няправільных, а перпендыкулярна восі — сямейства і разнавіднасці, гэта значыць розныя варыянты таго, наколькі могуць быць выяўленыя перамычкі і кальца для дадзенага тыпу галактык[43]. Паколькі галактыкі, найболей блізкія да эліптычных і да няправільных, не дэманструюць адмысловай разнастайнасці па сямействах і разнавіднасцях, то аб’ём класіфікацыі звужаецца да краёў. Напрыклад, у галактыках позніх тыпаў кольца практычна не сустракаюцца, затое вельмі часта маюцца перамычкі[44][45].

Дадаткова ў класіфікацыі дэ Вакулёра ўведзены абазначэнні для недакладна вызначаных класаў і для сумнеўных[7].

Тыпы галактык у сістэме класіфікацыі дэ Вакулёра збольшага падобныя на тыя, што сустракаліся ў сістэме Хабла, аднак ёсць і адрозненні. Тып — найбольш важная частка класіфікацыі галактыкі[39].

Эліптычныя галактыкі

правіць

У параўнанні з сістэмай Хабла, у класіфікацыю эліптычных галактык былі дададзены класы cE ― кампактныя ― і E+ ― позняга тыпу. Першапачаткова тып E+ меў пазначаць пераходны тып паміж эліптычнымі галактыкамі і лінзападобнымі, аднак часам яго выкарыстоўваюць для абазначэння яркіх эліптычных галактык у скопішчах, у якіх прысутнічаюць цьмяныя вонкавыя абалонкі[46][47].

Лінзападобныя галактыкі

правіць

Для лінзападобных галактык дададзена падзел на раннія (S0), прамежкавыя (S0 або S00) і познія (S0+)[49] у парадку павелічэння колькасці бачных дэталей у іх. Напрыклад, галактыкі тыпу S0 на малюнках лёгка пераблытаць з эліптычнымі. Таксама дададзены пераходны клас паміж лінзападобнымі і спіральнымі галактыкамі. S0/a, у якім пачынае праяўляцца спіральная структура[50].

Спіральныя і няправільныя галактыкі

правіць
 
NGC 5253 — галактыка тыпу I0, здымак тэлескопа Хабл[52].

У сістэме дэ Вакулёра няправільныя галактыкі ўключаны ў агульную паслядоўнасць і ідуць пасля спіральных[45]. Да тыпаў спіральных галактык Sa, Sb, Sc, якія былі ў класіфікацыі Хабла, дэ Вакулёр дадаў тып Sd — спіральныя галактыкі вельмі позняга тыпу — і Sm — магеланавы спіральныя галактыкі. Няправільныя галактыкі атрымалі абазначэнне Im. Апроч гэтага, для больш тонкай класіфікацыі былі ўведзеныя прамежкавыя тыпы: Sab для галактык паміж Sa і Sb і тоесна Sbc, Scd, Sdm[53].

Акрамя таго, быў выдзелены тып няправільных галактык I0, які выкарыстоўваецца ў выпадках, калі галактыка не выглядае асіметрычнай і неўпарадкаванай. Прыкладам тут можа служыць NGC 5253, якая нагадвае лінзападобную галактыку, але без балджа, а яе спектр адпавядае раннім спектральным класам[54].

Як і ў сістэме Хабла, тыпы спіральных галактык адрозніваюцца ступенню выразнасці балджа, вуглом закруткі спіральных рукавоў і іх касмыкаватасцю. У галактыках тыпу Scd балдж ёсць вельмі малы, спіральныя рукавы расчынены і выглядаюць нібы з асобных плям, яшчэ больш гэта выяўляецца ў тыпе Sd, дзе спіральныя рукавы наогул невыразныя. Галактыкі тыпаў Sdm і Sm асіметрычныя, балджа ў іх практычна няма, у галактыках тыпу Sm часам можа быць толькі адзін рукаў, а перамычка, калі ёсць, то нярэдка зрушаная адносна цэнтра[55].

Тыпы галактык, бачных з канта

правіць

У выпадку, калі галактыка назіраецца «з канта», гэта значыць калі дыск моцна нахілены да карціннай плоскасці, у клас галактыкі ўносіцца некаторая нявызначанасць. У прыватнасці, цяжка вызначыць наяўнасць перамычкі ці кальца ў такой галактыцы, таму сямейства і разнавіднасць галактыкі не заўсёды вядомыя. Пры гэтым тып галактыкі вызначаецца дастаткова надзейна. Галактыкі, назіраныя з канта, атрымліваюць дадатковае абазначэнне sp — ад англ.: spindle — «верацяно»[56][57].

Лікавыя ступені

правіць

Для розных тыпаў галактык дэ Вакулёр увёў лікавыя ступені  , што можа быць карысна пры колькасным аналізе галактык[59][60]:

Значэнні лікавых ступеней для розных тыпаў галактык[59]
Тып галактыкі cE E E+ S0 S00 S0+ S0/a Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sdm Sm Im
Ступень   −6 −5 −4 −3 −2 −1 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

Сямействы

правіць

Сямейства галактыкі адлюстроўвае наяўнасць і выразнасць перамычкі ў ёй, прычым у сістэме дэ Вакулёра, у адрозненне ад хаблаўскай, прадугледжана магчымасць наяўнасці перамычкі не толькі ў спіральных, але і ў лінзападобных і няправільных галактыках[7]. Тыя галактыкі, у якіх перамычка зусім няма, абазначаюць SA, а з перамычкамі добрай выразнасці, — SB, апроч гэтага, ёсць абазначэнне SAB для галактык, дзе перамычка ёсць, але слабей выразная, за галактыкі тыпу SB, — такія называюць галактыкі пераходнага тыпу[41]. Для яшчэ больш тонкай класіфікацыі могуць выкарыстоўваць сямействы SAB і SAB: першае размешчана паміж SA і SAB, а другое — паміж SAB і SB. Сямейства SAB выкарыстоўваюць для найменш выражаных перамычак, а SAB — для перамычак, крыху слабейшых за SB[61].

Разнавіднасці

правіць

Разнавіднасць галактыкі залежыць ад таго, ці ёсць і наколькі выражана кальцо ў яе ўнутранай частцы. Калі кальцо ёсць, то звычайна спіральныя рукавы пачынаюцца ад яго. Галактыкі, у якіх кальцо выразнае і бесперапыннае або амаль бесперапыннае, атрымліваюць абазначэнне (r), а тыя, у якіх яго няма, а спіральныя рукавы пачынаюцца відавочна з цэнтра, абазначаюцца (s). Прамежкавы стан пазначаецца (rs), да яго адносяцца, напрыклад, відавочна няпоўныя кольцы. Таксама выкарыстоўваюцца разнавіднасці (rs) і (rs): першая размешчана паміж (r) і (rs), а другая — паміж (rs) і (s). Разнавіднасць (rs) выкарыстоўваецца для кольцаў, якія складаюцца з туга закручаных спіральных рукавоў і не цалкам загорнутыя, а (rs) — для вельмі слаба адрозных структур падобнага тыпу[64].

Дадатковыя дэталі структуры

правіць
 
NGC 2273 — галактыка з двума вонкавымі кольцамі ў аглядзе Pan-STARRS[66].

Пры наяўнасці ў галактыцы асаблівых відаў кольцаў або псеўдакольцаў, перамычак, а таксама лінз, выкарыстоўваюцца адпаведныя дадатковыя абазначэнні[66].

Кольцы і псеўдакольцы

правіць

Пры класіфікацыі галактык па разнавіднасці разглядаюцца толькі ўнутраныя кольцы — кольцы сярэдніх памераў, якія па памеры супадаюць з перамычкай, калі тая прысутнічае, але ў галактыках сустракаюцца і іншыя тыпы кольцаў. Вонкавыя кольцы ― буйнейшыя, часта дыфузныя структуры, памеры якіх звычайна прыблізна ўдвая больш за перамычкі, ― абазначаюцца (R) перад стандартным абазначэннем галактыкі. Напрыклад, галактыка тыпу SB(r)0+, у якой ёсць вонкавае кольца, будзе пазначацца (R)SB(r)0+. Вядомыя і галактыкі, што маюць два паасобныя знешнія кольцы, ― яны атрымліваюць дадатковае абазначэнне (RR). Вонкавыя псеўдакольцы ― структуры, якія вонкава падобныя на кольцы, але фізічна ёсць спіральнымі рукавамі, закручаныя такім чынам, што замыкаюцца ― яны абазначаюцца (R′)[67].

Вылучаюць таксама адмысловыя падтыпы вонкавых кольцаў і псеўдакольцаў[68]:

  • Вонкавыя кольцы тыпу (R1) адрозніваюцца невялікімі ўвагнутасцямі зблізку канцоў перамычкі;
  • Псеўдакольцы тыпу (R′1) вонкава падобныя на кольцы тыпу (R1), але ёсць двума спіральнымі рукавамі, закручанымі на 180° ад канцоў перамычкі;
  • Псеўдакольцы тыпу (R′2) ёсць двума спіральнымі рукавамі, закручанымі на 270° ад канцоў перамычкі;
  • Структуры тыпу (R1R′2) складаюцца з кальца тыпу (R1) і псеўдакальца тыпу (R′2).

Лінзы — структуры з практычна раўнамернай яркасцю і даволі рэзкімі межамі, якія маюць круглае ці трохі выцягнутае эліптычнае абрыс, яны часта сустракаюцца ў галактыках тыпу S0. Лінзы могуць мець розныя памеры, і па аналогіі з кольцамі іх завуць унутранымі або вонкавымі. Унутраныя лінзы атрымліваюць абазначэнне (l), а вонкавыя — (L), у пазначэнні марфалагічнага тыпу галактыкі гэтыя знакі ставяцца на тыя ж месцы, што і абазначэнні (r) і (R) для ўнутраных і вонкавых кольцаў адпаведна. Так, напрыклад, галактыка NGC 1543 пазначаецца (R)SB(l)0/a, а NGC 2983 — (L)SB(s)0+[71].

Пераход паміж лінзамі і кольцамі ў галактыках можа быць плыўным: напрыклад, для апісання ўнутранага кальца невялікай кантраснасці на тле выразнай унутранай лінзы выкарыстоўваюць пазначэнне (rl). Для больш тонкай класіфікацыі могуць выкарыстоўвацца тыпы (rl) і (rl), па аналогіі з кольцамі (гл. вышэй[⇨]). Для слабых вонкавых кольцаў на тле вонкавых лінзаў па аналогіі ўжываюць пазначэнне (RL), а таксама (RL) і (RL) для больш тонкай класіфікацыі. Яшчэ адзін рэдкі тып — унутранае псеўдакальцо на тле лінзы — пазначаецца (r′l), прыкладам галактыкі з такой структурай з’яўляецца NGC 4314[72].

Ядзерныя кольцы, перамычкі і лінзы

правіць

У некаторых выпадках у галактыках прысутнічаюць кольцы, перамычкі і лінзы маленькіх памераў, якія завуцца ядзернымі. Напрыклад, памер ядзернай перамычкі ў сярэднім складае каля дзясятай часткі памераў звычайнай; пры наяўнасці ў галактыцы перамычак абодвух відаў іх называюць першаснай і другаснай перамычкамі. Наяўнасць ядзерных кольцаў, перамычак і лінзаў абазначаецца сімваламі, адпаведна, nr, nb і nl, якія ставяцца разам з абазначэннем разнавіднасці: напрыклад, галактыка M 95 мае абазначэнне SB(r, nr)b[74].

Класіфікацыя ван дэн Берга

правіць

Яшчэ адну схему класіфікацыі, якая часткова абапіраецца на схему Хабла, распрацаваў Сідні ван дэн Берг у 1976 годзе[75]. Іншая назва гэтай сістэмы — DDO-класіфікацыя (ад англ.: David Dunlap Observatory). У ёй галактыкі маюць два параметры: марфалагічны тып, які з некаторымі зменамі адпавядае тыпу галактыкі па Хаблу, і клас свяцільнасці, які адлюстроўвае абсалютную свяцільнасць галактыкі[76].

Марфалагічныя тыпы

правіць
 
Схематычны паказ класіфікацыі ван дэн Берга. Для прастаты паказаны толькі галактыкі без перамычкі.
 
NGC 4921 — анемічная галактыка, здымак тэлескопа Хабл[77].

Марфалагічныя тыпы галактык у класіфікацыі ван дэн Берга пазначаюцца гэтак жа, як і ў класіфікацыі Хабла, але ў першай прысутнічаюць дадатковыя тыпы галактык, а паслядоўнасць тыпаў выглядае па-іншаму. У схеме ван дэн Берга лінзападобныя галактыкі разглядаюцца не як пераходны тып паміж эліптычнымі галактыкамі і спіральнымі, а як асобная паслядоўнасць, нароўні са спіральнымі галактыкамі[75][76].

Паміж лінзападобнымі галактыкамі і спіральнымі вылучаецца прамежкавая паслядоўнасць анемічных галактык (або «бледных спіральных», англ.: anemic spirals)[76]. Анемічныя галактыкі адрозніваюцца невыразным, слабым спіральным узорам, што выклікана меншай колькасцю газу і, такім чынам, ніжэйшым тэмпам зоркаўтварэння, чым у звычайных спіральных галактык таго ж тыпу па Хаблу. Аб’екты такога тыпу часцей сустракаюцца ў скопішчах галактык — па ўсёй бачнасці, на галактыкі ў скопішчах дзейнічае лабавы ціск[en] (ram pressure), з-за чаго яны хутка губляюць газ. Анемічныя галактыкі атрымліваюць абазначэнне A замест S для спіральных галактык[77][78][79].

У кожнай паслядоўнасці вылучаюцца падтыпы a, b, c па суадносінах свяцільнасцяў дыска і балджа: для падтыпаў у парадку a, b, c гэтыя суадносіны ўзрастаюць. Такім чынам, у паслядоўнасці лінзападобных галактык вылучаюць тыпы S0a, S0b, S0c, анемічных — Aa, Ab, Ac — і спіральных — Sa, Sb, Sc. Акрамя таго, галактыкі з выразнай перамычкай дадаткова атрымліваюць абазначэнне B, а галактыкі з слабейшай перамычкай — (B), так што тыпы S, S(B) і SBу сістэме ван дэн Берга адпавядаюць сямействам SA, SAB і SB у сістэме дэ Вакулёра (гл. вышэй[⇨]). Такім чынам, напрыклад, галактыка M 91 мае марфалагічны тып A(B)b[75][80].

Класы свяцільнасці

правіць

Другі параметр у сістэме ван дэн Берга — клас свяцільнасці, які адлюстроўвае абсалютную свяцільнасць галактыкі. Па аналогіі з класамі свяцільнасці для зорак класы свяцільнасці для галактык абазначаюцца рымскімі лічбамі: Ⅰ — звышгіганты, Ⅱ — яркія гіганты, Ⅲ — гіганты, Ⅳ — субгіганты і Ⅴ — карлікі, у парадку памяншэння свяцільнасці. Класу Ⅰ адпавядае абсалютная зорная велічыня −20,5m у паласе B, што эквівалентна свяцільнасці 2×1010 L, а класу Ⅴ ― велічыня −14m, адпаведная свяцільнасці ×108 L[76]. Прамежкавыя тыпы Ⅰ-Ⅱ, Ⅱ-Ⅲ, Ⅲ-Ⅳ, Ⅳ-Ⅴ таксама выкарыстоўваюцца[81].

Галактыкі розных класаў свяцільнасці адрозніваюцца вонкава: у прыватнасці, звышгіганцкія спіральныя галактыкі маюць працяглыя і добра акрэсленыя спіральныя рукавы, а ў карлікавых спіральных галактык яны звычайна выяўляюцца слаба і маюць няправільную форму. Спіральныя галактыкі тыпаў Sa і Sb практычна не бываюць цьмяней класа свяцільнасці Ⅲ, у той час як у класе Sc распаўсюджаны галактыкі любых свяцільнасцяў, а сярод няправільных галактык, наадварот, не сустракаюцца галактыкі класаў Ⅰ і Ⅱ[76][80][81].

Па гэтых прычынах у класіфікацыі ван дэн Берга для класа свяцільнасці Ⅳ замест звычайных падкласаў спіральных галактык вылучаюць марфалагічныя тыпы па гладкасці спіральных рукавоў: S, S і S+. Падтып S ― ранні, і ў ім рукавы найбольш гладкія, а S+ ― позні, і ў ім рукавы найбольш касмыкаватыя, S ― прамежкавы падтып. Для класа Ⅴ падкласы вылучыць не ўдаецца наогул, таму выкарыстоўваецца адно абазначэнне S[80][82].

Класіфікацыя Моргана

правіць

У сістэме класіфікацыі, якую распрацаваў Уільям Уілсан Морган у 1958 годзе, да ўвагі прымаюцца засяроджванне зорак і яркасці да цэнтра і спектр цэнтральнай часткі ў аптычным дыяпазоне, а ў другую чаргу — бачная форма галактыкі. Часам яна называецца Еркскай сістэмай, паколькі Морган распрацаваў яе ў Еркскай абсерваторыі[84][85].

Спектральныя тыпы галактык

правіць

Засяроджванне зорак, а значыць, і яркасці да цэнтра, пазначаецца разам са спектрам у аптычным дыяпазоне, паколькі гэтыя параметры моцна злучаны адзін з адным. У схеме Моргана спектральны тып галактыкі пазначаецца знакамі a, f, g, k у адпаведнасці са спектральнымі класамі зорак A, F, G, K, акрамя таго, выкарыстоўваюцца прамежкавыя класы af, fg, gk. У галактыках спектральнага тыпу a засяроджванне яркасці да цэнтра найменшае, а ў галактыках тыпу k — найбольшае[85][84].

Такім чынам, да спектральнага тыпу k адносяцца, напрыклад, гіганцкія эліптычныя галактыкі і такія спіральныя, як M 31, дзе балдж уносіць значны ўклад у свяцільнасці, а да тыпу a — няправільныя галактыкі і спіральныя позняга тыпу. Спектральны тып па Моргану і марфалагічны тып па Хаблу карэлююць, хоць, напрыклад, галактыкі тыпу Sc па Хаблу займаюць даволі шырокі дыяпазон спектральных тыпаў — ад a да g. Цесная сувязь спектра і засяроджвання тлумачыцца тым, што зоркі пазнейшых спектральных класаў у галактыках мацней засяроджаны да цэнтра, чым зоркі ранніх класаў[85][86].

Сямействы галактык па формах

правіць
 
NGC 4874 — галактыка тыпу cD у аглядзе SDSS[88].

Яшчэ адзін параметр класіфікацыі — бачная форма галактыкі. У сістэме Моргана выкарыстоўваюцца наступныя абазначэнні[89]:

Да галактык класа N у дадзенай сістэме могуць быць прылічаныя квазары (якія не былі вядомыя на час складання сістэмы), галактыкі з актыўнымі ядрамі альбо галактыкі са ўспышкай зоркаўтварэння у ядры. Клас D уключае ў сябе розныя аб’екты: лінзападобныя галактыкі, эліптычныя галактыкі, дэфармаваныя прыліўнымі ўзаемадзеяннямі, а таксама вельмі яркія эліптычныя галактыкі з працяглымі абалонкамі. Гэтыя яркія эліптычныя галактыкі пазней былі выдзелены ў асобны тып — галактыкі тыпу cD[заўвагі 1], цяпер гэтая назва выкарыстоўваецца і ў асобнасці ад класіфікацыі Моргана. Яны часта сустракаюцца ў цэнтрах скопішч галактык, маюць больш спадзісты градыент яркасці ў знешніх абласцях, чым звычайныя эліптычныя галактыкі, і, па ўсёй бачнасці, з’яўляюцца вынікам шматразовага зліцця, альбо разбурэнняў мноства галактык прыліўнымі сіламі[85][91][92].

Да абазначэння формы галактыкі дадаецца лічба ад 1 да 7, якая адлюстроўвае бачную пляскатасць галактыкі. 1 адпавядае галактыкам, бачным плазам, 7 — бачным з канта. Такім чынам, напрыклад, спіральная галактыка са слабым засяроджваннем яркасці да цэнтра, бачнае практычна плазам, можа мець клас afS1, а пляскатая эліптычная з моцным засяроджваннем — kE6[85][89].

Класіфікацыя спіральных рукавоў Элмегрын

правіць

У разгледжаных вышэй сістэмах класіфікацыі тып галактыкі дае толькі прыблізнае ўяўленне аб выглядзе яе спіральных рукавоў. Адну са схем, якая больш падрабязна разглядае менавіта спіральную структуру, распрацавалі Дэбра[en] і Брус Элмегрын[en] у 1987 годзе. У ёй вылучаецца 10 варыянтаў спіральнай структуры: ад AC 1 для галактык, званых флакулентнымі, з неўпарадкаванымі, «ірванымі» спіральнымі рукавамі, да AC 12[заўвагі 2] для тых галактык, дзе спіральныя рукавы працяглыя, сіметрычныя і выразна прасочваюцца, — такія называюць галактыкамі з упарадкаванай структурай. Сярод галактык астатніх тыпаў да флакулентных адносяць галактыкі тыпаў AC 1-4, а да галактык з упарадкаванай структурай — тыпаў AC 5-12. Тып галактыкі ў гэтай класіфікацыі, як высветлілася, не залежыць ад тыпу галактыкі па Хаблу[93][94][95].

Кожны тып, выкарыстоўваны ў дадзенай схеме, мае сваё апісанне[93]:

  • AC 1: хаатычныя ашмёткі спіральных рукавоў без якой-небудзь сіметрыі;
  • AC 2: абрыўкі спіральных рукавоў, размеркаваныя хаатычна;
  • AC 3: абрыўкі спіральных рукавоў, раўнамерна размеркаваныя вакол цэнтра;
  • AC 4: адзін выяўлены спіральны рукаў, альбо фрагментаваныя спіральныя рукавы;
  • AC 5: два сіметрычных, кароткіх рукавы ва ўнутраных частках галактыкі, няправільная форма рукавоў у знешніх абласцях;
  • AC 6: два сіметрычных рукавы ва ўнутраных частках галактыкі, «пёрыстая» структура ў вонкавых абласцях;
  • AC 7: два сіметрычных, працяглых рукавы ў знешніх частках галактыкі, няправільная форма рукавоў ва ўнутраных абласцях;
  • AC 8: туга закручаныя колцападобныя рукавы;
  • AC 9: два сіметрычных рукавы ва ўнутраных частках галактыкі, некалькі працяглых рукавоў у знешніх частках;
  • AC 12: два працяглых сіметрычных рукавы ва ўсім дыску.

Аўтары гэтай класіфікацыі таксама прапаноўвалі прасцейшую схему, у якой спіральныя галактыкі падзяляліся на флакулентныя (F), шматрукаўныя (M) і галактыкі з упарадкаванай структурай (G). Па ўсёй бачнасці, спіральная структура розных відаў узнікае пад дзеяннем розных механізмаў — напрыклад, упарадкаваная спіральная структура добра тлумачыцца тэорыяй хваль шчыльнасці, а флакулентная — мадэллю самападтрымліваемага зоркаўтварэння[en][98][99].

Асаблівыя тыпы галактык

правіць
 
Узаемадзейныя галактыкі Arp 273, якія адносяцца да пекулярных, здымак тэлескопа Хабл[100].

Існуюць распаўсюджаныя абазначэнні некаторых тыпаў галактык, якія выкарыстоўваюцца незалежна ад абранай схемы класіфікацыі[7]. Напрыклад, некалькі працэнтаў галактык не ўпісваецца ў асноўныя схемы класіфікацыі — іх называюць пекулярнымі (P, ад англ.: peculiar — «незвычайны»), а іхнія асаблівасці часцей за ўсё звязаны з узаемадзеяннем з іншымі галактыкамі[4][7][101].

Карлікавыя галактыкі таксама часта разглядаюць асобна ад больш яскравых і буйных. Гэтыя галактыкі вельмі шматлікія, але з-за невысокай свяцільнасці іх цяжка выявіць на вялікай адлегласці. Для іхняга абазначэння выкарыстоўваюць прэфікс d (ад англ.: dwarf — «карлік»): напрыклад, можна вылучыць карлікавыя эліптычныя галактыкі (dE) і карлікавыя няправільныя (dIrr), а таксама больш рэдкі тып — карлікавыя спіральныя (dS). Таксама сустракаюцца і такія карлікавыя галактыкі, у якіх практычна няма аналагаў сярод яркіх. Гэта карлікавыя сфераідальныя галактыкі (dSph) — аб’екты, падобныя на шаравыя зорныя скопішчы, павялічаныя ў памерах, з нізкай павярхоўнай яркасцю, і карлікавыя блакітныя кампактныя галактыкі (dBCG) — галактыкі невялікага памеру, дзе ідзе актыўнае зоркаўтварэнне, з-за чаго ў іх даволі высокая павярхоўная яркасць[102].

Галактыкі з нізкай павярхоўнай яркасцю (LSB, ад «low surface brightness») — яшчэ адзін тып галактык, які вылучаюць. Верагодна, яны шматлікія, але іх цяжка шукаць, паколькі іхняя павярхоўная яркасць значна ніжэй, чым яркасць начнога неба. Такія галактыкі могуць быць вельмі рознымі па памерах[103].

Галактыкі з актыўнымі ядрамі таксама разглядаюцца асобна. Усе іх аб’ядноўвае тое, што ў іхніх цэнтральных частках адбываюцца працэсы, якія прыводзяць да вылучэння вялікай колькасці энергіі. Вылучаюць розныя тыпы галактык з актыўнымі ядрамі: сейфертаўскія галактыкі (S), радыёгалактыкі, квазары (Q), лацэртыды[7][104].

Гістарычныя сістэмы класіфікацыі

правіць

Да стварэння сістэмы класіфікацыі Хабла існавалі і іншыя схемы класіфікацыі галактык, аднак яны ў канчатковым выніку не прыжыліся. Напрыклад, у 1908 годзе Макс Вольф упершыню прапанаваў такую сістэму, у якой разглядалася паслядоўнасць тыпаў — ад найболей аморфных да такіх, у якіх спіральная структура выразна бачная[105]. Сістэма Вольфа ў некаторых працах выкарыстоўвалася да 1940-х гадоў, а ў адной са сваіх ранніх прац яе выкарыстоўваў і сам Хабл. Гэтая сістэма была нават больш падрабязна, чым сістэма Хабла, аднак некаторыя тыпы аб’ектаў у ёй у рэчаіснасці былі туманнасцямі ўнутры Млечнага Шляху[106].

Кнут Лундмарк у 1926 годзе прапанаваў схему, падобную на хаблаўскую: у ёй таксама галактыкі дзяліліся на эліптычныя, спіральныя і няправільныя, аднак падзяляліся гэтыя тыпы на падкласы іншым чынам: па ступені засяроджвання яркасці ў цэнтры. Харлоў Шэплі ў 1928 годзе таксама прапаноўваў схему, заснаваную на ступені засяроджвання яркасці ў цэнтры, акрамя гэтага, у ёй улічваліся бачная зорная велічыня і бачная пляскатасць галактыкі. Яго схема некаторы час выкарыстоўвалася ў Гарвардскай абсерваторыі[106].

Заўвагі

правіць

Каментары

правіць
  1. Прэфікс «c» прыйшоў са спектральнай класіфікацыі зорак, дзе ён абазначаў вузкія лініі ў спектры, якія сустракаюцца ў зорак-звышгігантаў[90].
  2. У першапачатковым варыянце класіфікацыі было 12 варыянтаў; варыянты 10 і 11 пазней былі выключаны, а варыянт 12 захаваўся[93].

Крыніцы

правіць
  1. Сурдин 2017, с. 209.
  2. Buta 2011, p. 6.
  3. Звездная астрономия в лекциях. Астронет. Архівавана з першакрыніцы 14 сакавіка 2022. Праверана 11 мая 2022.
  4. а б Восьмеричный путь — Германцы. — М. : Большая Российская энциклопедия, 2006. — 768 с. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов; 2004—). — ISBN 5-85270-335-4.
  5. Сурдин 2017, с. 234.
  6. Binney, Merrifield 1998, pp. 145–149.
  7. а б в г д е ё ж з і Galaxy — Types of galaxies (англ.). Encyclopedia Britannica. Архівавана з першакрыніцы 14 мая 2022. Праверана 14 мая 2022.
  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. — April — С. 930.
  12. van den Bergh 1998, pp. 91–94.
  13. Сурдин 2017, с. 226.
  14. Binney, Merrifield 1998, p. 148.
  15. а б в van den Bergh 1998, pp. 1–2.
  16. (руск.) Псковский Ю. П.. Галактики. Астронет. Архівавана з першакрыніцы 5 красавіка 2022. Праверана 14 мая 2022.
  17. Сурдин 2017, с. 215—217.
  18. van den Bergh 1998, p. 9.
  19. а б 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. а б в Buta 2011, pp. 129, 167.
  25. Buta 2011, p. 16.
  26. Roberts M. S., Haynes M. P.. Physical Parameters Along the Hubble Sequence. ned.ipac.caltech.edu. California Institute of Technology. Архівавана з першакрыніцы 3 чэрвеня 2022. Праверана 3 чэрвеня 2022.
  27. Binney, Merrifield 1998, pp. 157–161.
  28. Binney, Merrifield 1998, pp. 155–156.
  29. а б Сурдин 2017, с. 227.
  30. Buta 2011, pp. 12–14.
  31. Binney, Merrifield 1998, pp. 148–150.
  32. Buta 2011, pp. 17–18.
  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. — September — Т. 74. — С. 385—426. — ISSN 0365-0138.
  35. а б Сурдин 2017, с. 216—218.
  36. Buta 2011, pp. 12–15.
  37. а б Binney, Merrifield 1998, pp. 149–153.
  38. van den Bergh 1998, p. 12.
  39. а б в г Buta 2011, pp. 15–16.
  40. Сурдин 2017, с. 217.
  41. а б Сурдин 2017, с. 221.
  42. Buta 2011, pp. 17–27.
  43. Сурдин 2017, с. 221—224.
  44. Buta 2011, pp. 15–17.
  45. а б 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. а б Сурдин 2017, с. 219.
  60. Binney, Merrifield 1998, p. 157.
  61. Buta 2011, pp. 15–16, 25.
  62. а б Buta 2011, p. 127.
  63. Buta R. J.. de Vaucouleurs Atlas of Galaxies. http://kudzu.astr.ua.edu. University of Alabama. Праверана 26 мая 2022.
  64. Buta 2011, pp. 15–17, 25–26.
  65. Buta R. J.. de Vaucouleurs Atlas of Galaxies. http://kudzu.astr.ua.edu. University of Alabama. Праверана 26 мая 2022.
  66. а б 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. http://kudzu.astr.ua.edu. University of Alabama. Праверана 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. http://kudzu.astr.ua.edu. University of Alabama. Праверана 26 мая 2022.
  74. Buta 2011, pp. 31–33.
  75. а б в van den Bergh S. A new classification system for galaxies(англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1976. — June — Т. 206. — С. 883—887. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/154452 Архівавана з першакрыніцы 7 чэрвеня 2022.
  76. а б в г д Сурдин 2017, с. 224—225.
  77. а б Buta 2011, p. 36.
  78. van den Bergh 1998, pp. 27–28.
  79. Darling D.. Spiral galaxy. Internet Encyclopedia of Science. Архівавана з першакрыніцы 16 чэрвеня 2022. Праверана 7 чэрвеня 2022.
  80. а б в van den Bergh 1998, pp. 23–24.
  81. а б Buta 2011, p. 37.
  82. Buta 2011, pp. 37–38.
  83. Buta 2011, p. 139.
  84. а б van den Bergh 1998, p. 33.
  85. а б в г д 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. — August — Т. 70. — С. 364. — ISSN 0004-6280. — DOI:10.1086/127243
  88. Buta 2011, p. 154.
  89. а б 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. а б в Elmegreen D. M., Elmegreen B. G. Arm Classifications for Spiral Galaxies(англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1987. — March — Т. 314. — С. 3. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/165034 Архівавана з першакрыніцы 3 сакавіка 2022.
  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. — March — Т. 314. — С. 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(ням.) // Publikationen des Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg. — Heidelberg: Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg, 1908. — Juli — Т. 3. — С. 109—112. Архівавана з першакрыніцы 3 сакавіка 2022.
  106. а б 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).

Літаратура

правіць

Спасылкі

правіць