Clasificarea morfologică a galaxiilor

Clasificarea morfologică a galaxiilor  - clasificarea galaxiilor după aspectul lor. Există diverse scheme pentru clasificarea morfologică a galaxiilor: printre acestea, clasificarea Hubble este folosită ca principală , ceea ce este destul de simplu, dar este suficient pentru a descrie principalele proprietăți ale galaxiilor.

Sistemul de clasificare Hubble se bazează pe împărțirea galaxiilor în eliptice , lenticulare , spirale  - cu și fără bară - și neregulate , care formează o secvență care este împărțită în două părți. Tipurile de galaxii, la rândul lor, sunt împărțite în subclase: eliptice - în funcție de gradul de aplatizare aparentă și spirală - în funcție de severitatea umflăturii în raport cu discul , unghiul de răsucire al brațelor spiralate și cât de neted sau, dimpotrivă, zdrențuit. Această schemă în forma sa originală a fost creată în 1926 și s-a dovedit a fi destul de convenabilă, în plus, s-a găsit o corelație între diferiți parametri ai galaxiei și tipul ei morfologic. Prin urmare, clasificarea Hubble cu modificări minore este încă utilizată pe scară largă astăzi, iar majoritatea schemelor de clasificare utilizate în prezent reprezintă dezvoltarea sa ulterioară.

Un exemplu de schemă Hubble modificată, clasificarea Vaucouleur  , conține mai multe inovații. În special, folosește împărțirea galaxiilor lenticulare în subclase în funcție de severitatea diferitelor detalii, în timp ce galaxiile spirale sunt împărțite în subclase mai fin. Două dimensiuni suplimentare separate în clasificare alcătuiesc gradul de bară și inel , astfel încât clasificarea Vaucouleurs poate fi reprezentată în formă tridimensională. În plus, în această schemă pot fi indicate structuri precum inelele exterioare și lentilele .

Clasificarea van den Berg , numită și clasificarea DDO, se bazează și pe schema Hubble. În schema lui van den Berg, galaxiile lenticulare sunt considerate nu ca un tip de tranziție între galaxiile eliptice și galaxiile spirale, ci ca o secvență separată, împreună cu galaxiile spirale. Între aceste două secvențe, iese în evidență o secvență de galaxii anemice , care diferă de galaxiile spirale normale într-un model spiralat neclar, slab. Subtipurile de galaxii lenticulare, anemice și spirale sunt determinate de gradul de umflare în raport cu discul. În plus, în schema van den Berg se disting diferite clase de luminozitate, deoarece se observă diferențe de morfologie între galaxiile luminoase și cele slabe.

Clasificarea Morgan , numită și sistemul Yerkes, ia în considerare în primul rând tipul spectral al unei galaxii, corespunzător tipurilor spectrale de stele , precum și concentrația de luminozitate spre centrul galaxiei, care este strâns legată de acesta. Tipul spectral determinat din acești indicatori se corelează cu tipul Hubble al galaxiei. Forma aparentă a galaxiei este folosită ca parametru secundar.

Înainte de crearea sistemului Hubble, au fost propuse și alte scheme de clasificare, dar din diverse motive nu au prins rădăcini. În general, este acceptat să se distingă tipuri speciale de galaxii, de exemplu, galaxii pitice , galaxii cu luminozitate scăzută la suprafață și galaxii deosebite .

Informații generale

Formele observate ale galaxiilor sunt destul de diverse, iar împărțirea lor în clase în funcție de morfologie poate fi utilă pentru studiul în continuare al acestor obiecte [1] [2] . Există multe scheme de clasificare morfologică a galaxiilor, dar nu există una general acceptată și, în același timp, suficient de detaliată între ele. Clasificarea Hubble este destul de simplă, dar este suficientă pentru a descrie proprietățile de bază ale galaxiei, așa că rămâne schema principală [3] [4] .

Aspectul aceleiași galaxii poate varia foarte mult în imagini la diferite adâncimi sau la diferite lungimi de undă. Atunci când comparăm imagini ale diferitelor galaxii și le clasificăm, acest lucru trebuie luat în considerare: de exemplu, brațele spirale ale galaxiilor ies bine în evidență în unele benzi fotometrice și slab în altele. De obicei, schemele de clasificare pentru galaxii se bazează pe imaginile lor în domeniul optic [5] . În acest caz, trebuie luat în considerare faptul că compararea galaxiilor între ele trebuie efectuată în funcție de radiația proprie a galaxiei: de exemplu, dacă se observă o galaxie cu deplasare către roșu în banda fotometrică R , atunci în pentru a compara o galaxie din Universul apropiat cu aceasta, este necesar să folosim imaginea acesteia în banda U - în unde mai scurte [6] . Galaxiile foarte îndepărtate sunt observate așa cum au fost cu miliarde de ani în urmă în universul timpuriu , deci au o formă neregulată, asimetrică, astfel încât alte scheme de clasificare pot fi folosite pentru ele [7] .

De regulă, schemele de clasificare prevăd că clasa unei galaxii este determinată subiectiv și nu printr-o măsurare cantitativă a parametrilor acestora. Acest lucru duce adesea la faptul că diferiți astronomi , determinând tipurile de galaxii independent unul de celălalt, atribuie aceeași galaxie unor clase diferite, deși apropiate. În ciuda acestei laxe, sunt utilizate pe scară largă diverse scheme de clasificare [8] [9] . Pentru clasificarea în masă a galaxiilor se pot folosi mijloacele științei cetățenești , de exemplu, proiectul Galaxy Zoo [10] a fost creat în acest scop . În plus, există programe de calculator care determină tipul morfologic al galaxiilor [11] [12] .

Scheme principale de clasificare pentru galaxii [13] [14]
Sistem Criterii de clasificare Unele denumiri Exemple de clasificare
Hubble Unghiul de răsucire și deformarea brațelor spiralate , proeminența umflăturii față de disc , prezența unei bare E, SO, S, SB, Irr;

a, b, c

M87 : E1

M31 : Sb

M101 : Sc

BMO : Irr I

Vaucouleurs Unghiul de răsucire al brațelor spiralate, proeminența umflăturii față de disc, prezența unei bare și a unui inelar E, S0, S, SB, I;

a, b, c, d, m;

(r), (s)

M87: E1P

M31: SA(s)b

M101: SAB(rs)cd

BMO: SB(s)c

van den Berg Numărul de stele tinere din disc, gradul de concentrare a luminozității în centru, severitatea și lungimea brațelor spiralate, prezența unei bare E, SO, A, S, Ir;

B;

a, b, c;

I, II...V

M87: E1

M31: Sb I-II

M101: Sc I

BMO: Ir III—IV

Morgana Gradul de concentrare a luminozității în centru, culoare și spectru, uniformitate, prezența unei bare k, g, f, a;

E, R, D, S, B, I

M87: kE1

M31: kS5

M101: fS1

BMO: afI2

Clasificare Hubble

Primul sistem de clasificare care a devenit general acceptat a fost creat de Edwin Hubble în 1926, ulterior a fost numit după creatorul său. Tipurile de galaxii din această schemă formează o secvență care este împărțită în două ramuri, așa că este numită și „ Diapazon Hubble ” [15] [16] .

În sistemul de clasificare Hubble, galaxiile eliptice , spirale și neregulate au fost inițial distinse , care, la rândul lor, au fost împărțite în subclase (vezi mai jos ). În galaxiile eliptice (E), detaliile structurale nu sunt aproape niciodată observate, ci doar o creștere treptată a luminozității spre centru, în timp ce în galaxiile spirale există brațe spiralate mai strălucitoare pe fundalul discului . În clasificarea Hubble, galaxiile spirale cu o bară (o bară în centru, notată SB) și fără ea (desemnată S) sunt separate. Galaxiile neregulate (Ir sau Irr) au o formă asimetrică, zdrențuită. Mai târziu, în 1936, Hubble a adăugat galaxii lenticulare (S0), care au formă de disc, dar nu au brațe spiralate [17] [18] . Se presupune că tranziția între diferitele tipuri de galaxii este lină [19] .

Galaxiile eliptice sunt împărțite în subtipuri de la E0 la E7, care diferă prin gradul de elipticitate aparentă: galaxiile care au formă rotundă aparțin subtipului E0, iar cele mai oblate sunt E7. Cu raportul dintre dimensiunile semiaxelor minore și majore ale galaxiei , numărul subtipului său este egal cu , deci, de exemplu, semiaxa majoră a galaxiei E5 este de două ori mai mare decât cea minoră. Galaxiile eliptice mai aplatizate decât E7 nu există [7] [20] .

Galaxiile spirale sunt împărțite în subtipuri Sa, Sb, Sc sau, pentru galaxiile barate, SBa, SBb, SBc. O galaxie spirală este atribuită uneia dintre aceste clase în funcție de severitatea umflăturii în raport cu discul , unghiul de răsucire al brațelor spiralate și zdrențul lor. Acești parametri se corelează parțial între ele: galaxiile de tip Sa și SBa au umflături mari, brațe spiralate strâns răsucite și netede, în timp ce galaxiile Sc și SBc au umflături mici și brațe spiralate deschise, zdrențuite. Tipurile Sb și SBb au caracteristici intermediare [21] .

Galaxiile neregulate sunt împărțite în două subtipuri: Irr I și Irr II. Galaxiile Irr I includ obiecte în care sunt observate zone luminoase care conțin stele din clasa O și B , iar galaxiile neregulate cu o structură mai netedă sunt clasificate drept galaxii Irr II [22] .

În secvența Hubble, se obișnuiește să plaseze galaxii eliptice în partea stângă și două tipuri de galaxii spirale în dreapta: într-o ramură, galaxii spirale cu o bară, în cealaltă, fără bară. Galaxiile lenticulare sunt situate între galaxiile eliptice și spirale - pe „bifurcația” secvenței, iar galaxiile neregulate nu sunt de obicei incluse în secvență. Diferite tipuri de galaxii pot fi numite „devreme” (E, S0, Sa) sau „târzii” (Sc, Irr). O astfel de terminologie este o urmă de idei învechite despre evoluția galaxiilor : se credea că galaxiile evoluează de-a lungul unei secvențe, de la eliptică la spirală, și apoi incorectă [15] [23] . În special, galaxiile din clasele Sa și SBa sunt numite galaxii spirale de tip timpuriu, Sc și SBc sunt numite tip târziu, iar Sb și SBb sunt numite tip intermediar [19] .

Idei de evaluare și dezvoltare a sistemului

Schema Hubble s-a dovedit a fi destul de convenabilă, prin urmare, cu modificări minore, este încă utilizată pe scară largă astăzi, iar majoritatea schemelor de clasificare utilizate în prezent sunt o dezvoltare ulterioară a schemei Hubble [15] [7] . În plus, diverși parametri fizici ai galaxiilor se corelează cu tipul morfologic al unei galaxii conform lui Hubble. De exemplu, galaxiile de tip mai târziu au indici de culoare mai albastru în medie, luminozitate mai scăzută a suprafeței și o proporție mai mare de hidrogen neutru în masa totală decât galaxiile de tip timpuriu [25] [26] . Există, de asemenea, o corelație între tipul morfologic și mediul galaxiei: într-un mediu dens, de exemplu, în grupuri de galaxii , galaxiile eliptice și lenticulare sunt mai frecvente decât în ​​izolare [27] .

Cu toate acestea, schema Hubble are încă defecte și inexactități, așa că diverși astronomi au încercat să o îmbunătățească. De exemplu, subclasele de galaxii eliptice în ansamblu nu se corelează cu niciun parametru fizic, ci reflectă în primul rând înclinarea galaxiei față de linia vizuală [28] . Clasificarea galaxiilor spirale s-a dovedit a fi incompletă și nu reflectă diversitatea structurilor acestor obiecte [29] [30] .

Hubble a lucrat și la îmbunătățirea designului său după 1936, dar nu a publicat niciodată niciun rezultat final. În 1961, Allan Sandage , ținând cont de rezultatele intermediare ale lui Hubble bazate pe înregistrările sale, a publicat Atlasul galaxiilor Hubble [31] . Sistemul rezultat este uneori numit sistem Hubble-Sandage [32] .

Clasificarea galaxiilor eliptice

Una dintre direcțiile în care a fost dezvoltat sistemul Hubble a fost legată de clasificarea galaxiilor eliptice. De exemplu, John Cormendyiar Ralph Bender în 1996 a constatat că caracteristicile galaxiilor eliptice se corelează cu abaterea formei acestor galaxii de la cele eliptice . Forma galaxiei poate fi „în formă de disc” ( eng.  disky ) și „în formă de cutie” ( eng.  boxy ): în primul caz, există un exces de luminozitate de-a lungul axelor majore și minore ale elipsei, care descrie aproximativ forma galaxiei, iar în al doilea caz, un exces de luminozitate de-a lungul bisectoarelor acestor axe. Într-o formă mai riguroasă, cantitativă, aceasta este exprimată prin valoarea unuia dintre termeni în expansiunea formei izofoților dintr- o serie Fourier [28] [30] .

Galaxiile eliptice în formă de disc se rotesc vizibil, au luminozități moderate, iar nucleii lor nu sunt foarte pronunțați. Ele au propria lor formă de elipsoid biaxial aplatizat , iar distribuția vitezelor stelare în ele este izotropă . Galaxiile eliptice în formă de cutie sunt mai mari, practic nu se rotesc, iar miezul lor este exprimat destul de clar. Ca formă, ele sunt apropiate de elipsoide triaxiale , ceea ce este asociat cu anizotropia distribuției vitezei în ele. Galaxiile cutie constituie un tip morfologic mai timpuriu decât galaxiile disc și, aparent, aceste două tipuri de obiecte au o natură diferită [33] .

  • Exemple de galaxii eliptice cu forme pronunțate de casetă și disc în sondajul SDSS [34]

  • NGC 5322 (cutie)

  • NGC 4660 (în formă de disc)

Clasificarea galaxiilor lenticulare

În schema originală de clasificare Hubble, galaxiile lenticulare nu au fost împărțite în subclase. Mai mult, de mult timp nu au existat galaxii cunoscute de tipul „pur” S0, deoarece toate galaxiile disc cunoscute în care nu s-au observat brațe aveau o bară și erau atribuite tipului SBa. În clasificarea Hubble-Sandage din 1961, galaxiile lenticulare au fost împărțite în galaxii lenticulare „normale” (S0) și galaxii lenticulare barate (SB0) [35] [36] [37] .

Tipul S0 a fost împărțit în subclasele S0 1 , S0 2 , S0 3 în funcție de cât de pronunțată este banda de praf în discul galaxiei : în galaxiile de tip S0 1 , banda de praf este absentă, iar în S0 3 este clar. exprimat; clasa S0 2 corespunde unei stări intermediare. Clasa SB0 a fost împărțită în SB0 1 , SB0 2 , SB0 3 în funcție de severitatea barei: în SB0 1 bara este scurtă și lată și se observă doar ca o creștere a luminozității pe laturile din apropierea centrului, în SB0 3 bara este îngustă și extinsă, iar SB0 2 indică o stare intermediară [35] [37] .

În plus, galaxiile lenticulare s-au dovedit a fi mai slabe în medie decât galaxiile eliptice și spirale de tip timpuriu, așa că este puțin probabil ca galaxiile lenticulare să formeze o clasă intermediară între clasele E și Sa în ceea ce privește caracteristicile fizice [38] .

Clasificarea galaxiilor spirale

În schemele ulterioare, galaxiile spirale au fost, de asemenea, clasificate mai detaliat. De exemplu, Gerard Henri de Vaucouleurs a adăugat clase intermediare între galaxiile de tip Sc (sau SBc) și Irr și a introdus, de asemenea, un criteriu de clasificare suplimentar - prin prezența unui inel în galaxie (vezi mai jos ) [39] [40] .

Clasificarea lui Vaucouleurs

Una dintre îmbunătățirile clasificării Hubble a fost dezvoltată de Gérard Henri de Vaucouleurs în 1959, iar acest sistem îi poartă numele. Întrucât discuția dintre Vaucouleur și Allan Sandage despre posibila dezvoltare a clasificării Hubble a dus la crearea acesteia, acest sistem este uneori numit clasificarea Vaucouleur-Sandage [41] . În sistemul Vaucouleurs, clasificarea se realizează în funcție de trei parametri [7] [39] .

Primul parametru se numește „stage” ( în engleză  stadiu ) sau „type” ( în engleză  tip ). Tipul, cu unele modificări, corespunde tipului de galaxie din clasificarea Hubble, de la eliptică la lenticulară , apoi spirală și neregulată . Al doilea parametru - „familie” ( familia engleză  ) - depinde de prezența și severitatea barei și nu numai galaxiile spirale, ca în sistemul Hubble, ci și lenticulare și neregulate sunt clasificate în funcție de această caracteristică . Al treilea parametru – „varietatea” – descrie prezența și severitatea inelului în partea centrală a galaxiei [7] [39] .  

De exemplu, NGC 4340  este o galaxie lenticulară de tip târziu și este de tip S0 + . Are atât bară, cât și inel, deci aparține familiei SB și soiului (r). Astfel, notația sa Vaucouleur completă este SB(r)0 + [42] .

Astfel, putem vorbi despre „volumul de clasificare” ( volumul de clasificare în engleză  ), iar schema poate fi reprezentată ca o figură tridimensională asemănătoare cu un fus . De-a lungul axei „fusului” tipurile de galaxii sunt marcate de la eliptice la neregulate și perpendiculare pe axă - familii și varietăți, adică diferite opțiuni pentru modul în care o bară și un inel pot fi exprimate pentru un anumit tip de galaxie. [43] . Deoarece galaxiile cele mai apropiate de eliptice și neregulate nu prezintă o mare diversitate în familii și soiuri, domeniul de aplicare al clasificării se îngustează spre margini. De exemplu, în galaxiile de tip târziu, inelele nu se găsesc practic, dar barele sunt foarte des prezente [44] [45] .

În plus, în clasificarea Vaucouleurs sunt introduse următoarele notații: pentru clase definite incorect și ? pentru îndoielnic [7] .

Tipuri

Tipurile de galaxii din sistemul de clasificare Vaucouleur sunt oarecum similare cu cele întâlnite în sistemul Hubble, dar există diferențe. Tipul este cea mai importantă parte a clasificării galaxiilor [39] .

Galaxii eliptice

În comparație cu sistemul Hubble, la clasificarea galaxiilor eliptice au fost adăugate clasele cE (compact) și E + (tip târziu). Inițial, tipul E + trebuia să desemneze un tip de tranziție între galaxiile eliptice și lenticulare, dar uneori este folosit pentru a desemna cele mai strălucitoare galaxii eliptice din grupuri care au învelișuri exterioare slabe [46] [47] .

Galaxii lenticulare

Pentru galaxiile lenticulare, se adaugă o împărțire în timpurii (S0 − ), intermediare (S0 sau S0 0 ) și târzii (S0 + ) [49] în ordinea creșterii numărului de detalii vizibile în ele. De exemplu, galaxiile de tip S0 - sunt ușor confundate cu cele eliptice în imagini. De asemenea, se adaugă o clasă de tranziție între galaxiile lenticulare și spirale S0/a, în care începe să apară structura spirală [50] .

Galaxii spirale și neregulate

În sistemul Vaucouleur, galaxiile neregulate sunt incluse în secvența generală și vin după cele spiralate [45] . La tipurile de galaxii spirale Sa, Sb, Sc, care se aflau în clasificarea Hubble, Vaucouleurs a adăugat tipul Sd - galaxii spirale de tip foarte târziu - și Sm - galaxii spirale Magellanic . Galaxiile neregulate au primit denumirea de Im. În plus, pentru o clasificare mai fină, au fost introduse tipuri intermediare: Sab pentru galaxii între Sa și Sb și, în mod similar, Sbc, Scd, Sdm [53] .

În plus, a fost distins tipul de galaxii neregulate I0, care este folosit în cazurile în care galaxia nu arată asimetrică și dezordonată. Un exemplu aici este NGC 5253 , care seamănă cu o galaxie lenticulară, dar fără umflătură , iar spectrul său corespunde tipurilor spectrale timpurii [54] .

Ca și în sistemul Hubble, tipurile de galaxii spirale diferă în ceea ce privește gradul de severitate al umflăturii , unghiul de răsucire al brațelor spiralate și zdrențul lor. În galaxiile Scd, umflarea este foarte mică, brațele spiralate sunt deschise și arată ca fiind formate din pete separate, acest lucru este și mai pronunțat în tipul Sd, unde brațele spiralate sunt în general indistincte. Galaxiile Sdm și Sm sunt asimetrice, practic nu există umflături în ele, în galaxiile Sm uneori poate exista doar un braț, iar bara , dacă este prezentă, este adesea deplasată față de centru [55] .

  • Galaxii spirale și neregulate de diferite tipuri conform Vaucouleur în sondajul SDSS (galaxii fără bară) [24]

  • NGC 4305 (SAa)

  • NGC 5351 (SAb)

  • NGC 3184 (SAc)

  • NGC 5668 (SAd)

  • IC 4182 (SAm)

  • DDO 155 (im)

Tipuri marginale de galaxii

Dacă galaxia este observată la margine, adică atunci când discul este puternic înclinat față de planul imaginii, se introduce o oarecare incertitudine în clasa galaxiei. În special, este dificil să se determine prezența unei bare sau a unui inel într-o astfel de galaxie, astfel încât familia și varietatea galaxiei nu sunt întotdeauna cunoscute. În acest caz, tipul de galaxie este determinat destul de fiabil. Galaxiilor marginale li se acordă denumirea suplimentară sp, din engleză.  fus  - „fus” [56] [57] .

Pași numerici

Pentru diferite tipuri de galaxii, Vaucouleurs a introdus pași numerici , care pot fi folositori în analiza cantitativă a galaxiilor [59] [60] :

Valorile pașilor numerici pentru diferite tipuri de galaxii [59]
tip galaxie cE E E + S0 - S0 0 S0 + S0/a Sa Sub Sb Sbc sc Scd SD sdm sm Sunt
Etapa −6 −5 −4 −3 −2 −1 0 unu 2 3 patru 5 6 7 opt 9 zece

Familii

Familia unei galaxii reflectă prezența și severitatea unei bare în ea, iar în sistemul Vaucouleur, spre deosebire de sistemul Hubble, posibilitatea prezenței unei bare este oferită nu numai în spirală , ci și în galaxiile lenticulare și neregulate . 7] . Acele galaxii în care bara este complet absentă primesc denumirea SA, iar cele în care bara este bine exprimată - SB, în plus, există denumirea SAB pentru galaxiile în care bara este prezentă, dar mai slab exprimată decât în ​​SB- galaxii de tip, - astfel se numesc galaxii de tranziție [41] . Pentru o clasificare și mai fină, pot fi folosite familiile S A B și SA B : prima este situată între SA și SAB, iar a doua între SAB și SB. Familia S A B este folosită pentru barele mai puțin pronunțate, iar SA B  pentru barele care sunt puțin mai slabe decât în ​​SB [61] .

Soiuri

Varietatea unei galaxii depinde de dacă și cât de pronunțat este inelul în partea sa interioară. Dacă este prezent un inel, atunci, de obicei, brațele spiralate pornesc de la acesta. Galaxiile în care inelul este clar definit și continuu sau aproape continuu sunt desemnate (r), iar cele în care acesta este absent, iar brațele spiralate încep clar din centru, sunt desemnate (s). Starea intermediară este notă cu (rs), care include, de exemplu, inele clar incomplete. Se mai folosesc variante ( r s) și (r s ), prima fiind între (r) și (rs) iar cea din urmă între (rs) și (s). O variație ( r s ) este utilizată pentru inelele care constau din brațe spiralate înfășurate strâns și nu sunt complet închise, iar (r s ) este folosită pentru structurile foarte slabe de acest tip [64] .

Detalii suplimentare ale structurii

Dacă există tipuri speciale de inele sau pseudoinele, bare și, de asemenea, lentile în galaxie , sunt utilizate denumiri suplimentare adecvate [66] .

Inele și pseudoinele

Când se clasifică galaxiile după varietate, sunt luate în considerare doar inelele interioare - inele de dimensiuni medii care au aceeași dimensiune ca o bară, dacă există una, dar alte tipuri de inele se găsesc în galaxii. Inelele exterioare - structuri mai mari, adesea difuze, care sunt de obicei aproximativ de două ori mai mari decât barele - sunt desemnate (R) în fața desemnării standard a galaxiei. De exemplu, o galaxie de tip SB(r)0 + care are un inel exterior ar fi desemnată (R)SB(r)0 + . Sunt cunoscute și galaxii cu două inele exterioare separate, ele primesc o denumire suplimentară (RR). Pseudoinelele exterioare sunt structuri care arată ca inele, dar reprezintă fizic brațe spiralate care sunt răsucite în așa fel încât se închid - sunt notate cu (R′) [67] .

Există, de asemenea, subtipuri speciale de inele exterioare și pseudo-inele [68] :

  • Inelele exterioare de tip (R 1 ) se disting prin mici concavități în apropierea capetelor barei;
  • Pseudo-inele de tip (R′ 1 ) seamănă cu inelele de tip (R 1 ), dar sunt două brațe spiralate răsucite la 180° de la capetele barei;
  • Pseudo-inele de tip (R′ 2 ) sunt două brațe spiralate răsucite la 270° de la capetele barei;
  • Structurile de tip (R 1 R′ 2 ) constau dintr-un inel de tip (R 1 ) şi un pseudo-inel de tip (R′ 2 ).
Lentile

Lentilele  sunt structuri cu luminozitate aproape uniformă și margini destul de ascuțite, având o formă eliptică rotundă sau ușor alungită, ele se găsesc adesea în galaxiile de tip S0. Lentilele pot avea dimensiuni diferite, iar prin analogie cu inelele se numesc interne sau externe. Lentilele interioare sunt notate cu (l), iar lentilele exterioare cu (L), în desemnarea tipului morfologic al galaxiei, aceste simboluri sunt plasate în aceleași locuri cu desemnările (r) și (R) pentru interior. și, respectiv, inele exterioare. De exemplu, galaxia NGC 1543 este desemnată (R)SB(l)0/a, iar NGC 2983  este desemnată (L)SB(s)0 + [71] .

Tranziția dintre lentile și inele din galaxii poate fi lină: de exemplu, pentru a descrie inelul interior cu contrast scăzut pe fundalul unei lentile interioare pronunțate, se folosește notația (rl). Pentru clasificare mai fină pot fi utilizate tipurile ( r l ) și (r l ), ​​similar cu inelele (vezi mai sus ). Pentru inelele exterioare slabe pe fundalul lentilelor externe, prin analogie, se utilizează denumirea (RL), precum și ( RL ) și (RL ) pentru o clasificare mai fină. Un alt tip rar, un pseudoring interior pe fundalul unei lentile, este desemnat (r′l), un exemplu de galaxie cu o astfel de structură este NGC 4314 [72] .

Inele, bare și lentile nucleare

În unele cazuri, galaxiile conțin inele, bare și lentile de dimensiuni mici, care sunt numite nucleare. De exemplu, dimensiunea medie a unei bare nucleare este de aproximativ o zecime din dimensiunea uneia obișnuite; dacă există bare de ambele tipuri în galaxie, acestea se numesc bare primare și secundare. Prezența inelelor nucleare, a barelor și a lentilelor este notă prin simbolurile nr, nb și, respectiv, nl, care sunt plasate împreună cu denumirea speciei: de exemplu, galaxia M 95 este desemnată SB(r, nr)b [ 74] .

Clasificarea lui Van den Bergh

O altă schemă de clasificare, care se bazează în parte pe schema Hubble, a fost dezvoltată de Sidney van den Bergh în 1976 [75] . Un alt nume pentru acest sistem este clasificarea DDO (de la Observatorul englez  David Dunlap ). În ea, galaxiile au doi parametri: un tip morfologic, care, cu unele modificări, corespunde tipului de galaxie conform lui Hubble, și o clasă de luminozitate, care reflectă luminozitatea absolută a galaxiei [76] .

Tipuri morfologice

Tipurile morfologice de galaxii din clasificarea van den Bergh sunt desemnate în același mod ca și în clasificarea Hubble, dar în prima există tipuri suplimentare de galaxii, iar secvența tipurilor arată diferit. În schema lui van den Bergh , galaxiile lenticulare sunt considerate nu ca un tip de tranziție între galaxiile eliptice și galaxiile spirale , ci ca o secvență separată, împreună cu galaxiile spirale [75] [76] .

Între galaxiile lenticulare și spirale se remarcă o secvență intermediară de galaxii anemice (sau „spirale palide”, spirale anemice englezești  ) [76] . Galaxiile anemice au un model spiralat neclar, care este cauzat de mai puține gaze și, prin urmare, de o rată de formare a stelelor mai lentă decât galaxiile spirale obișnuite de același tip, conform lui Hubble. Obiectele de acest tip sunt mai frecvente în grupuri de galaxii  - aparent, galaxiile din clustere sunt afectate de presiunea frontală( în engleză  ram pressure ), din cauza căreia pierd rapid gaz. Galaxiile anemice sunt desemnate A în loc de S pentru galaxiile spirale [77] [78] [79] .

În fiecare secvență, subtipurile a, b, c se disting prin raportul dintre luminozitățile discului și umflarea : pentru subtipurile de ordinea a, b, c, acest raport crește. Astfel, în succesiunea galaxiilor lenticulare se disting tipurile S0a, S0b, S0c, anemice - Aa, Ab, Ac - și spiralate - Sa, Sb, Sc. În plus, galaxiile cu o bară pronunțată primesc în plus denumirea B, iar galaxiile cu o bară mai slabă - (B), astfel încât tipurile S, S (B) și SB din sistemul van den Bergh corespund SA, SAB și Familiile SB din sistemul Vaucouleurs ( vezi mai sus ). Astfel, de exemplu, galaxia M 91 are tipul morfologic A(B)b [75] [80] .

Clasele de luminozitate

Al doilea parametru din sistemul van den Bergh este clasa de luminozitate, care reflectă luminozitatea absolută a galaxiei. Prin analogie cu clasele de luminozitate pentru stele , clasele de luminozitate pentru galaxii sunt indicate cu cifre romane: I - supergianti, II - giganți strălucitori, III - giganți, IV - subgiganți și V - pitici, în ordinea luminozității descrescătoare. Clasa I corespunde mărimii absolute −20,5 m în banda B , care este echivalentă cu luminozitatea 2⋅10 10 L ⊙ , iar clasa V corespunde mărimii −14 m , corespunzătoare luminozității 10 8 L ⊙ [76] . Se mai folosesc tipurile intermediare I-II, II-III, III-IV, IV-V [81] .

Galaxiile cu diferite clase de luminozitate diferă ca aspect: în special, galaxiile spirale supergigant au brațe spiralate extinse și bine definite, în timp ce în galaxiile spirale pitice apar de obicei slab și au o formă neregulată. Galaxiile spirale de tipurile Sa și Sb nu sunt aproape niciodată mai slabe decât clasa de luminozitate III, în timp ce galaxiile de orice luminozitate sunt comune în clasa Sc, iar printre galaxiile neregulate, dimpotrivă, nu se găsesc galaxii din clasele I și II [76] [80 ]. ] [81] .

Din aceste motive, în clasificarea lui van den Berg pentru clasa de luminozitate IV, în loc de subclasele obișnuite de galaxii spirale, tipurile morfologice se disting în funcție de netezimea brațelor spiralate: S − , S și S + . Subtipul S − este precoce, iar în el brațele sunt cele mai netede, iar S + este târziu, iar brațele din el sunt cele mai zdrențuite, S este un subtip intermediar. Pentru clasa V, subclasele nu pot fi deloc distinse, deci se folosește o denumire S [80] [82] .

Clasificarea lui Morgan

Sistemul de clasificare dezvoltat de William Morgan în 1958 ia în considerare concentrația stelelor și luminozitatea spre centru și spectrul părții centrale din domeniul optic și, în al doilea rând, forma aparentă a galaxiei. Este numit uneori sistemul Yerke deoarece Morgan l-a dezvoltat la Observatorul Yerke [84] [85] .

Tipuri spectrale de galaxii

Concentrația stelelor și, prin urmare, luminozitatea spre centru, este indicată împreună cu spectrul în domeniul optic, deoarece acești parametri sunt strâns legați unul de celălalt. În schema lui Morgan, tipul spectral al unei galaxii este notat prin simbolurile a, f, g, k în conformitate cu tipurile spectrale de stele A , F , G , K , în plus, se folosesc clasele intermediare af, fg, gk. . În galaxiile de tip spectral a, concentrația de luminozitate spre centru este cea mai mică, în timp ce în galaxiile de tip k este cea mai mare [85] [84] .

Astfel, tipul spectral k include, de exemplu, galaxii eliptice gigantice și astfel de galaxii spirale ca M31 , unde umflarea are o contribuție semnificativă la luminozitate, iar tipul a include galaxii neregulate și spirale de tip târziu. Tipul spectral Morgan și tipul morfologic Hubble sunt corelate, deși, de exemplu, galaxiile de tip Hubble Sc ocupă o gamă destul de largă de tipuri spectrale, de la a la g. Relația strânsă dintre spectru și concentrare se explică prin faptul că stelele din clasele spectrale ulterioare din galaxii sunt mai puternic concentrate spre centru decât stelele din clasele timpurii [85] [86] .

Familii de galaxii după formă

Un alt parametru de clasificare este forma aparentă a galaxiei. Sistemul Morgan folosește următoarea notație [89] :

Galaxiile de clasa N din acest sistem pot include quasari (care nu erau cunoscuți în momentul în care a fost compilat sistemul), galaxii cu nuclee active sau galaxii cu o explozie de formare de stele în nucleu. Clasa D include diverse obiecte: galaxii lenticulare , galaxii eliptice deformate prin interacțiunile mareelor , precum și galaxii eliptice foarte strălucitoare cu învelișuri extinse. Aceste galaxii eliptice strălucitoare au fost identificate mai târziu ca un tip separat, galaxii de tip cD [com. 1] , acum acest nume este folosit și separat de clasificarea lui Morgan. Ele se găsesc adesea în centrul clusterelor de galaxii , au un gradient de luminozitate mai plat în regiunile exterioare decât galaxiile eliptice obișnuite și par a fi rezultatul fuziunilor multiple de maree sau al distrugerii multor galaxii [85] [91] [92] .

La desemnarea formei galaxiei se adaugă un număr de la 1 la 7, ceea ce reflectă aspectul aparent aplatizat al galaxiei. 1 corespunde galaxiilor văzute față în față, 7 galaxiilor cu margini. Astfel, de exemplu, o galaxie spirală cu o concentrație slabă de luminozitate spre centru, care se vede aproape plată, poate avea clasa afS1, în timp ce o galaxie eliptică aplatizată cu o concentrație puternică poate avea clasa kE6 [85] [89] .

Clasificarea brațelor spiralate Elmegreen

În sistemele de clasificare discutate mai sus, tipul unei galaxii oferă doar o idee aproximativă a formei brațelor sale spiralate. Una dintre scheme, care ia în considerare structura spirală mai detaliat, a fost dezvoltată de Debrași Bruce Elmegreenîn 1987. Se distinge 10 variante ale structurii spiralate: de la AC 1 pentru galaxiile numite floculente , cu brațe spiralate dezordonate, „rupte”, la AC 12 [com. 2] pentru acele galaxii în care brațele spirale sunt extinse, simetrice și clar vizibile, acestea se numesc galaxii cu o structură ordonată . Printre alte tipuri de galaxii, galaxiile de tipurile AC 1–4 sunt clasificate ca floculente, iar tipurile AC 5–12 sunt clasificate ca galaxii cu o structură ordonată. Tipul de galaxie din această clasificare, după cum sa dovedit, nu depinde de tipul de galaxie conform lui Hubble [93] [94] [95] .

Fiecare tip utilizat în această schemă are propria sa descriere [93] :

  • AC 1: fragmente haotice de brațe spiralate fără nicio simetrie;
  • AC 2: fragmente de brațe spiralate, distribuite aleator;
  • AC 3: fragmente de brațe spiralate distribuite uniform în jurul centrului;
  • AC 4: un braț spiralat proeminent sau brațe spiralate fragmentate;
  • AC 5: două brațe simetrice, scurte în părțile interioare ale galaxiei, brațe de formă neregulată în regiunile exterioare;
  • AC 6: două brațe simetrice în părțile interioare ale galaxiei, structură „plume” în regiunile exterioare;
  • AC 7: două brațe simetrice, extinse în părțile exterioare ale galaxiei, brațe de formă neregulată în regiunile interioare;
  • AC 8: mâneci inelare bine rulate;
  • AC 9: două brațe simetrice în părțile interioare ale galaxiei, mai multe brațe extinse în părțile exterioare;
  • AC 12: două brațe simetrice extinse pe tot discul.

Autorii acestei clasificări au propus și o schemă mai simplă, în care galaxiile spirale au fost împărțite în floculente (F), cu brațe multiple (M) și galaxii cu o structură ordonată (G). Aparent, structura spirală de diferite tipuri apare sub influența diferitelor mecanisme - de exemplu, o structură spirală ordonată este bine explicată de teoria undelor de densitate , iar o structură floculentă este bine explicată de modelul de formare a stelelor autosusținută.[98] [99] .

Tipuri speciale de galaxii

Există denumiri comune pentru unele tipuri de galaxii, utilizate indiferent de schema de clasificare aleasă [7] . De exemplu, câteva procente dintre galaxii nu se încadrează în principalele scheme de clasificare - sunt numite peculiar (P, din engleză  peculiar  - „neobișnuit”), iar caracteristicile lor sunt cel mai adesea asociate cu interacțiunile cu alte galaxii [4] [ 7] [101] .

Galaxiile pitice sunt adesea considerate separat de cele mai luminoase și mai mari. Aceste galaxii sunt foarte numeroase, dar din cauza luminozității lor scăzute, sunt greu de detectat la mare distanță. Pentru a le desemna, se folosește prefixul d (din engleză  pitic  - „pitic”): de exemplu, se pot distinge galaxiile eliptice pitice (dE) și galaxiile neregulate pitice (dIrr), precum și un tip mai rar - spirală pitică ( dS). Există și astfel de galaxii pitice, care practic nu au analogi printre cele luminoase. Acestea sunt galaxii sferoidale pitice (dSph) - obiecte asemănătoare clusterelor de stele globulare , mărite în dimensiune, cu luminozitate scăzută a suprafeței , și galaxii pitice albastre compacte (dBCG) - galaxii mici în care are loc formarea activă a stelelor , motiv pentru care au destul de mult luminozitate mare a suprafeței [102] .

Low surface brightness galaxies (LSB, din engleză  low surface brightness ) este un alt tip distins de galaxie. Sunt probabil numeroase, dar greu de găsit, deoarece luminozitatea suprafeței lor este mult mai mică decât cea a cerului nocturn . Astfel de galaxii pot avea dimensiuni foarte diferite [103] .

Galaxiile cu nuclei activi sunt de asemenea considerate separat. Toate sunt unite de faptul că procesele au loc în părțile lor centrale, ducând la eliberarea unei cantități mari de energie. Există diferite tipuri de galaxii cu nuclee active: galaxii Seyfert (S), galaxii radio , quasari (Q), lacertide [7] [104] .

Sisteme istorice de clasificare

Înainte de crearea sistemului de clasificare Hubble, existau și alte scheme de clasificare a galaxiilor, cu toate acestea, în cele din urmă, acestea nu au prins. De exemplu, în 1908, Max Wolff a propus pentru prima dată un astfel de sistem în care a fost luată în considerare o succesiune de tipuri - de la cele mai amorfe până la cele în care structura spirală este clar vizibilă [105] . Sistemul Wolf a fost folosit în unele lucrări până în anii 1940, iar într-una dintre lucrările sale timpurii, Hubble însuși l-a folosit. Acest sistem era chiar mai detaliat decât sistemul Hubble, dar unele tipuri de obiecte din el erau de fapt nebuloase din interiorul Căii Lactee [106] .

Knut Lundmark a propus în 1926 o schemă similară cu cea a lui Hubble: a împărțit și galaxiile în eliptice, spirale și neregulate, dar aceste tipuri au fost împărțite în subclase într-un mod diferit: în funcție de gradul de concentrare a luminozității în centru. Harlow Shapley a propus și în 1928 o schemă bazată pe gradul de concentrare a luminozității în centru, în plus, a ținut cont de magnitudinea aparentă și aparentă aplatizare a galaxiei. Schema sa a fost folosită de ceva timp la Observatorul Harvard [106] .

Note

Comentarii

  1. ↑ Prefixul „c” provine din clasificarea spectrală a stelelor , unde denota linii înguste din spectru care se găsesc în stelele supergigant [90] .
  2. ↑ Versiunea originală a clasificării avea 12 opțiuni; Opțiunile 10 și 11 au fost ulterior abandonate, în timp ce opțiunea 12 a fost păstrată [93] .

Surse

  1. ↑ Surdin, 2017 , p. 209.
  2. ↑ Buta, 2011 , p. 6.
  3. ↑ Astronomia stelară în prelegeri . Astronet . Preluat la 11 mai 2022. Arhivat din original la 14 martie 2022.
  4. ↑ 1 2 Galaxii . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 11 mai 2022. Arhivat din original la 29 septembrie 2021.
  5. ↑ Surdin, 2017 , p. 234.
  6. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 145-149.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Galaxie - Tipuri de galaxii  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 14 mai 2022. Arhivat din original la 14 mai 2022.
  8. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 146-149.
  9. ↑ van den Bergh, 1998 , p. unu.
  10. ↑ Buta, 2011 , p. 7.
  11. ↑ Kohler S. Computers vs. Clasificarea oamenilor în galaxie  (engleză)  // Repere AAS Nova. - N. Y. : Societatea Americană de Astronomie , 2016. - 1 aprilie. — P. 930 .
  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. Galaxii . Astronet . Preluat la 14 mai 2022. Arhivat din original la 5 aprilie 2022.
  17. ↑ Surdin, 2017 , p. 215-217.
  18. ↑ van den Bergh, 1998 , p. 9.
  19. ↑ 12 Buta , 2011 , p. cincisprezece.
  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 Physical Parameters Along the Hubble Sequence . ned.ipac.caltech.edu . Institutul de Tehnologie din California . Preluat la 3 iunie 2022. Arhivat din original la 3 iunie 2022.
  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. Isophote shapes of elliptical galaxies.   I. Seria de suplimente de date // Astronomie și astrofizică . - Les Ulis: EDP Sciences , 1988. - 1 septembrie ( vol. 74 ). - 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 Atlasul Galaxiilor . http://kudzu.astr.ua.edu . Universitatea din Alabama . Preluat: 26 mai 2022.
  64. ↑ Buta, 2011 , pp. 15-17, 25-26.
  65. ↑ Buta RJ de Vaucouleurs Atlasul Galaxiilor . http://kudzu.astr.ua.edu . Universitatea din Alabama . Preluat: 26 mai 2022.
  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 Atlasul Galaxiilor . http://kudzu.astr.ua.edu . Universitatea din Alabama . Preluat: 26 mai 2022.
  71. ↑ Buta, 2011 , pp. 11, 30-31.
  72. ↑ Buta, 2011 , pp. 30-31.
  73. ↑ Buta RJ de Vaucouleurs Atlasul Galaxiilor . http://kudzu.astr.ua.edu . Universitatea din Alabama . Preluat: 26 mai 2022.
  74. ↑ Buta, 2011 , pp. 31-33.
  75. ↑ 1 2 3 van den Bergh S. Un nou sistem de clasificare pentru galaxii  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1976. - 1 iunie ( vol. 206 ). - P. 883-887 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/154452 . Arhivat din original pe 7 iunie 2022.
  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. ↑ Darling D. Galaxie spirală . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 7 iunie 2022. Arhivat din original la 16 iunie 2022.
  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 O clasificare preliminară a formelor galaxiilor în funcție de populația lor stelară  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific  . - Chicago: IOP Publishing in benaf of the Astronomical Society of the Pacific , 1958. - 1 august ( vol. 70 ). — P. 364 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/127243 .
  88. ↑ Buta, 2011 , p. 154.
  89. ↑ 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 Clasificări ale brațelor pentru galaxii spirale  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1987. - 1 martie ( vol. 314 ). — P. 3 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/165034 . Arhivat din original pe 3 martie 2022.
  94. ↑ Buta, 2011 , pp. 33-37.
  95. ↑ van den Bergh, 1998 , pp. 17-19.
  96. ↑ Buta, 2011 , p. 138.
  97. ↑ Elmegreen DM, Elmegreen BG Clasificări ale brațelor pentru galaxii spiralate  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1987. - 1 martie ( vol. 314 ). — P. 3 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/165034 .
  98. ↑ Buta, 2011 , pp. 34-35.
  99. ↑ van den Bergh, 1998 , pp. 19-20.
  100. ↑ Surdin, 2017 , p. 15 file colorate.
  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  (germană)  // Publikationen des Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg. - Heidelberg: Astrophysikalischen Instituts Koenigstuhl-Heidelberg , 1908. - 1 Juli ( Bd. 3 ). - S. 109-112 . Arhivat din original pe 3 martie 2022.
  106. ↑ 1 2 Sandage A. Clasificarea și conținutul stelar al galaxiilor obținute din fotografia directă // Galaxies and the Universe / Editat de Allan Sandage , Mary Sandage și Jerome Kristian , cu un index pregătit de Gustav A. Tammann . - Chicago: University of Chicago Press , 1975. - (Stars and Stellar Systems. Volumul 9).

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii