Морфологічна класифікація галактик — класифікація галактик за їх зовнішнім виглядом. Існують різні схеми морфологічної класифікації галактик; серед них основною є класифікація Габбла, яка є доволі простою, але водночас достатньою для опису головних властивостей галактик.
У системі класифікації, запропонованій Едвіном Габблом, галактики поділяють на еліптичні, лінзоподібні, спіральні — із баром або без нього — та неправильні, що утворюють послідовність, яка розгалужується на дві гілки. Типи галактик, своєю чергою, поділяються на підкласи: еліптичні — за ступенем видимого сплющення, а спіральні — за вираженістю балджа відносно диска, кутом закручування спіральних рукавів і тим, наскільки вони гладкі або, навпаки, фрагментовані. Ця схема в початковій формі була створена 1926 року і виявилася досить зручною; крім того, було знайдено кореляцію між різними параметрами галактики та її морфологічним типом. Тому класифікація Габбла з незначними змінами широко використовується й сьогодні, а більшість сучасних систем класифікації є її розвитком.
Одним із прикладів удосконаленої схеми Габбла є класифікація де Вокулера, яка містить кілька нововведень. Зокрема, у ній лінзоподібні галактики поділяються на підкласи за ступенем вираженості окремих структур, а спіральні галактики класифікують з більшою деталізацією. Два додаткові параметри класифікації описують вираженість бара та наявність . Додатково в цій схемі можуть позначатися такі структури, як зовнішні кільця та .
Класифікація Ван-ден-Берга, також відома як DDO-класифікація, теж базується на схемі Габбла. У ній лінзоподібні галактики розглядають не як перехідний тип між еліптичними й спіральними, а як окрема послідовність, подібна до спіральної. Між цими двома послідовностями виокремлюєть ряд анемічних галактик, які від нормальних спіральних відрізняються слабко вираженим спіральним візерунком. Підтипи лінзоподібних, анемічних і спіральних галактик визначаються за вираженістю балджа відносно диска. Крім того, у схемі Ван-ден-Берга виділяють різні класи світності, оскільки між яскравими й тьмяними галактиками також спостерігаються морфологічні відмінності.
У класифікації Моргана, також відомій як Єркська система, насамперед розглядається спектральний тип галактики, що відповідає спектральним класам зір, а також пов’язана з ним концентрація яскравості до центру галактики. Спектральний тип, визначений за цими показниками, корелює з типом галактики за класифікацією Габбла. Як другорядний параметр використовують видиму форму галактики.
До створення системи Габбла пропонувалися й інші схеми класифікації, однак вони з різних причин не набули поширення. Також виділяють окремі типи галактик, зокрема карликові галактики, галактики з низькою поверхневою яскравістю та пекулярні галактики.
Загальні відомості
Спостережувані форми галактик досить різноманітні, тому їх поділ на класи за морфологією є корисним для подальших досліджень цих об’єктів. Існує багато схем морфологічної класифікації галактик, однак загальноприйнятої й водночас достатньо детальної серед них немає. Класифікація Габбла досить проста, але достатня для опису основних властивостей галактик, тому вона залишається основною схемою.
Зовнішній вигляд однієї й тієї самої галактики може суттєво відрізнятися на зображеннях різної глибини або в різних діапазонах довжин хвиль. Це потрібно враховувати під час порівняння зображень різних галактик і їх класифікації: наприклад, спіральні рукави добре помітні в одних фотометричних смугах і слабко — в інших. Зазвичай схеми класифікації галактик ґрунтуються на їхніх зображеннях в оптичному діапазоні. Водночас необхідно враховувати, що порівняння галактик між собою має проводитися за їх власним випромінюванням: наприклад, якщо галактика з червоним зміщенням спостерігається в фотометричній смузі R, то для порівняння з нею галактики з ближнього Всесвіту потрібно використовувати її зображення в смузі U — тобто на коротших хвилях. Дуже віддалені галактики спостерігаються такими, якими вони були мільярди років тому, у ранньому Всесвіті, тому вони часто мають неправильну, асиметричну форму, і для них можуть застосовуватися інші схеми класифікації.
Зазвичай схеми класифікації передбачають, що тип галактики визначається суб’єктивно, а не шляхом кількісного вимірювання її параметрів. Це часто призводить до того, що різні астрономи, визначаючи типи галактик незалежно один від одного, можуть відносити одну й ту саму галактику до різних, хоча й близьких класів. Попри цю невизначеність, різні схеми класифікації широко застосовують. Для масової класифікації галактик використовують інструменти громадянської науки, зокрема з цією метою створено проєкт Galaxy Zoo. Крім того, існують і комп’ютерні програми, що визначають морфологічний тип галактик.
+Основні схеми классифікації галактикСхемаКритерии классификацииНекоторые обозначенияПримеры классификацииГабблаКут закручування та клаптиковість спіральних рукавів, вираженість балджа відносно диска, наявність бараE, S0, S, SB, Irr;
a, b, cM87: E1
M31: Sb
M101: Sc
ВМО: Irr IВокулераКут закручування спіральних рукавів, вираженість балджа відносно диска, наявність бару й 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 ден БергаКількість молодих зір у диску, ступінь концентрації яскравості в центрі, вираженість і довжина спіральних рукавів, наявність бараE, S0, A, S, Ir;
B;
a, b, c;
I, II…VM87: E1
M31: Sb I—II
M101: Sc I
БМО: Ir III—IVМорганаСтупінь концентрації яскравості в центрі, колір і спектр, однорідність, наявність бараk, g, f, a;
E, R, D, S, B, IM87: kE1
M31: kS5
M101: fS1
БМО: afI2
Класифікація Габбла
Послідовність Габбла — це морфологічна класифікація, запропонована Едвіном Габблом 1926 року, і модифікована ним же 1936 року, відома під назвою «камертон Габбла», оскільки традиційна ілюстрація цієї послідовності має схожість з цим інструментом.
У своїй класифікації Габбл поділив усі галактики на 3 великі класи, ґрунтуючись на їхньому зовнішньому вигляді на фотографічних пластинках, експонованих у синьому фільтрі (В).
Еліптичні галактики мають гладку еліптичну форму (від сильно сплющених, до майже круглих) без помітних деталей із рівномірним зменшенням яскравості від центру до периферії. Вони позначаються літерою E і цифрою, яка є індексом сплющення галактики. Так, кругла галактика буде мати позначення E0, а галактика, у якій одна з великих півосей вдвічі більша іншої — E5. Значення «індексу сплющення» обчислюється за формулою , де a і b велика і мала півосі видимого еліпсу. Форма найбільш сплющених (E7) помітно відрізняється від еліпсу. Еліптичні галактики складаються зі старих зірок і практично повністю позбавлені газу.
Спіральні галактики складаються із сплющеного диска із зір та газу, у центрі якого є сферичне ущільнення, назване балджем, а також протяжного сферичного гало. У площині диска формуються яскраві спіральні рукави, що складаються переважно з молодих зір, газу і пилу. Габбл розділив всі відомі спіральні галактики на нормальні спіралі (позначаються символом S) і спіралі з баром (SB), які у вітчизняній літературі часто називають галактиками з перемичкою або пересіченими. У нормальних спіралях спіральні гілки тангенціально відходять від центрального яскравого ядра і простягаються протягом одного обороту. Число гілок може бути різним: 1, 2, 3, … але найчастіше зустрічаються галактики лише з двома гілками. У пересічених галактиках спіральні гілки відходять під прямим кутом від кінців бару. Серед них теж зустрічаються галактики з кількістю гілок, не рівним двом, але, в основній масі, пересічені галактики мають дві спіральні гілки. Залежнос від того, чи є спіральні рукави щільно закрученими або клаптикуватими, або ж за співвідношенням розмірів ядра і балджу, додають символи a, b або c. Так для галактик Sa характерний великий балдж і туго закручена регулярна структура, а для галактик Sc — невеликий балдж і клаптикувата спіральна структура. До підкласу Sb належать галактики, які з якоїсь причини не можна віднести до одного з крайніх підкласів: Sa або Sc. Так, галактика M81 має великий балдж і клаптикувату спіральну структуру.
Неправильні або іррегулярні галактики — галактика, позбавлена як обертальної симетрії, так і значного ядра. Характерним представником неправильних галактик є Магелланові Хмари. Існував навіть термін «Магелланові туманності». Неправильні галактики відрізняються різноманітністю форм, зазвичай невеликими розмірами і кількістю газу, пилу та молодих зірок. Позначаються — I. Внаслідок того, що форма неправильних галактик чітко не визначена, неправильні галактики часто класифікували як пекулярні галактики.
Галактики, занадто тьмяні, щоб їх можна було класифікувати, Габбл позначив символом Q.
1936 року було додано клас лінзоподібних галактик, які мають ту ж будову, що і спіральні, але в них відсутня спіральна структура. Позначаються S0. Якщо лінзоподібну галактику видно збоку, то вона відрізняється від еліптичної більшим стисненням і наявністю темного пилового шару .
Переглянута послідовність Габбла Починаючи з 1935 року і до самої смерті (1953 року) Габбл працював над поліпшенням своєї системи. Справу Габбла продовжив його колега А. Сендідж, який 1961 року завершив перегляд послідовності Габбла . Основні нововведення оновленої послідовності Габбла:
Додано клас лінзоподібних галактик (S0 і SB0). Ці галактики є перехідним класом від еліптичних до спіральних. Вони характеризуються наявністю яскравого ядра і більш-менш однорідного диска, або лінзи, з різкою межею, занурених у дифузну оболонку, яка простежується далеко за межі диска. Спіральні гілки відсутні.
Галактики S0 поділяють на два типи: S0 (1) — не мають структури в диску і оболонці (NGC 1201, NGC 1332); S0 (2) — мають зародкову структуру в оболонці у формі темних ділянок і кілець. Якщо дивитися збоку кільця видно як петлі, що надає схожість таких галактик із Сатурном (NGC 4459, NGC 4111).
Крім того було виділено перехідний клас S0/a. У галактик такого класу в оболонці спостерігають спіральну структуру, яка тільки зароджується.
У галактиках SB0 видно бар, що перетинає лінзу, іноді широкий і неясний, іноді вузький і різкий. В оболонці може сформуватися кільце. Габбл розділив ці галактики на 3 групи: SB0 (1) — яскраві лінзи з широким і незрозумілим баром, оточені великою, тьмяною, безструктурною оболонкою (NGC 3384, NGC 4203); SB0 (2) — слабкий широкий бар і одне кільце в оболонці (NGC 2859); SB0 (3) — добре видимий бар і кільця (NGC 4653, NGC 5101).
Багато з галактик раніше класифіковані як SBa було перенесено до класу SB0. Визначення класу SBa стало чіткішим: галактики цього класу мають бути з гладким баром і лінзою та слабко розвиненими туго змотаними спіральними рукавами.
Проведено поділ пересічених спіралей на групи (в групи увійшли галактики класів SBa і SBb): Рукава галактик починаються від краю кільця, перетнутого баром (NGC 2217 (SBa), NGC 5950 (SBb)); Рукава галактик починаються на кінцях барів (NGC 4290 (SBa), NGC 6951 (SBb));
Сендідж також розділив на групи звичайні спіралі: Галактики, в яких спіральні рукави починаються на зовнішньому краю кільця; Галактики, в яких спіральні рукави починаються з ядра.
Для спіральних галактик низької поверхневої яскравості зі складною, клаптиковою структурою і слабко вираженим ядром введено позначення Sd і SBd для звичайних і пересічених відповідно. Для неправильних галактик, в яких вдалося виявити подібність спіральної структури, введено позначення Sm.
Введено клас карликових еліптичних галактик (dE), відкритих Шеплі 1938 року в сузір'ях Скульптор та Піч. Ці галактики мають всі морфологічні властивості звичайних еліптичних галактик, за винятком їх украй низькою поверхневої яскравості.