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 , 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 .
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
Назіраныя абрысы галактык даволі разнастайныя, і падзел іх на класы па марфалогіі можа быць карысным для далейшага даследавання гэтых аб’ектаў. 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.
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 і дрэнна — у іншых. Звычайна схемы класіфікацыі галактык засноўваюцца на іхніх выявах у аптычным дыяпазоне. 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. 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.
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. Для масавай класіфікацыі галактык могуць выкарыстоўвацца сродкі грамадзянскай навукі, напрыклад з такой мэтай створаны праект «Galaxy Zoo». Акрамя таго, існуюць і камп’ютарныя праграмы, якія вызначаюць марфалагічны тып галактык.
+Асноўныя схемы класіфікацыі галактыкСхемаКрытэрыі класіфікацыіНекаторыя абазначэнняПрыклады класіфікацыіХаблаВугал закруткі і касмыкаватасць спіральных рукавоў, выразнасць балджа адносна дыска, наяўнасць перамычкі.E, S0, S, SB, Irr;
a, b, cM87: E1
M31: Sb
M101: Sc
БМО: Irr Ⅰдэ ВакулёраВугал 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)cван дэн БергаКолькасць 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…ⅤM87: E1
M31: Sb Ⅰ—Ⅱ
M101: Sc Ⅰ
БМО: Ir Ⅲ—ⅣМорганаСтупень засяроджвання яркасці ў цэнтры, колер і спектр, аднастайнасць, наяўнасць перамычкі.k, g, f, a;
E, R, D, S, B, IM87: kE1
M31: kS5
M101: fS1
БМО: afI2
Класіфікацыя 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» .
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 ) маюць асіметрычны, касмыкаваты абрыс. Пазней, у 1936 годзе, Хабл дадаў лінзападобныя галактыкі (S0), якія маюць падабенства дыска, але пазбаўлены спіральных рукавоў. Пры гэтым мяркуецца, што пераход паміж рознымі тыпамі галактык ёсць плаўным.
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.
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.
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.
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 : лічылася, што галактыкі развіваюцца ўздоўж паслядоўнасці, з эліптычных становяцца спіральнымі, а затым няправільнымі. У прыватнасці, галактыкі класаў Sa і SBa называюць спіральнымі галактыкамі ранняга тыпу, Sc і SBc — позняга тыпу, а Sb і SBb — прамежкавага тыпу.
Ацэнка сістэмы і ідэі развіцця 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. 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 ў агульнай масе — больш, чым у галактык ранніх тыпаў. 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.
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.
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». Атрыманую сістэму часам называюць сістэмай Хабла — Сендыджа.
Класіфікацыя эліптычных галактык
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.
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.
Класіфікацыя лінзападобных галактык