Clasificación morfológica de las galaxias

Clasificación morfológica de las galaxias  - clasificación de las galaxias según su apariencia. Existen varios esquemas para la clasificación morfológica de las galaxias: entre ellos, se utiliza como principal la clasificación de Hubble , que es bastante simple, pero es suficiente para describir las principales propiedades de las galaxias.

El sistema de clasificación de Hubble se basa en la división de las galaxias en elípticas , lenticulares , espirales  -con y sin barra- e irregulares , que forman una secuencia que se divide en dos partes. Los tipos de galaxias, a su vez, se dividen en subclases: elípticas, según el grado de achatamiento aparente, y espirales, según la gravedad del abultamiento en relación con el disco , el ángulo de giro de los brazos espirales y cuán suaves o, por el contrario, irregular. Este esquema en su forma original fue creado en 1926 y resultó ser bastante conveniente, además, se encontró una correlación entre varios parámetros de la galaxia y su tipo morfológico. Por lo tanto, la clasificación de Hubble con cambios menores todavía se usa ampliamente en la actualidad, y la mayoría de los esquemas de clasificación actualmente en uso representan su desarrollo posterior.

Un ejemplo de un esquema de Hubble modificado, la clasificación de Vaucouleur  , contiene varias innovaciones. En particular, utiliza la división de las galaxias lenticulares en subclases según la gravedad de varios detalles, mientras que las galaxias espirales se dividen en subclases más finamente. Dos dimensiones separadas adicionales en la clasificación constituyen el grado de barra y anillo , de modo que la clasificación de Vaucouleurs se puede representar en forma tridimensional. Además, en este esquema se pueden indicar estructuras como anillos exteriores y lentes .

La clasificación de van den Berg , también llamada clasificación DDO, también se basa en el esquema de Hubble. En el esquema de van den Berg, las galaxias lenticulares se consideran no como un tipo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales, sino como una secuencia separada, junto con las galaxias espirales. Entre estas dos secuencias, destaca una secuencia de galaxias anémicas , que difieren de las galaxias espirales normales en un patrón espiral débil y borroso. Los subtipos de galaxias lenticulares, anémicas y espirales están determinados por el grado de protuberancia en relación con el disco. Además, en el esquema de van den Berg se distinguen diferentes clases de luminosidad, ya que también se observan diferencias en la morfología entre galaxias brillantes y tenues.

La clasificación de Morgan , también llamada sistema de Yerkes, considera principalmente el tipo espectral de una galaxia, correspondiente a los tipos espectrales de las estrellas , así como la concentración de brillo hacia el centro de la galaxia, que está íntimamente relacionado con ella. El tipo espectral determinado a partir de estos indicadores se correlaciona con el tipo Hubble de la galaxia. La forma aparente de la galaxia se utiliza como parámetro secundario.

Antes de la creación del sistema Hubble, se propusieron otros esquemas de clasificación, pero por diversas razones no arraigaron. Generalmente se acepta distinguir tipos especiales de galaxias, por ejemplo, galaxias enanas , galaxias con bajo brillo superficial y galaxias peculiares .

Información general

Las formas observadas de las galaxias son bastante diversas, y su división en clases según la morfología puede ser útil para un estudio más profundo de estos objetos [1] [2] . Existen muchos esquemas para la clasificación morfológica de las galaxias, pero no existe uno generalmente aceptado ya la vez suficientemente detallado entre ellos. La clasificación de Hubble es bastante simple, pero es suficiente para describir las propiedades básicas de la galaxia, por lo que sigue siendo el esquema principal [3] [4] .

La apariencia de una misma galaxia puede variar mucho en imágenes a diferentes profundidades o en diferentes longitudes de onda. Al comparar imágenes de diferentes galaxias y clasificarlas, se debe tener esto en cuenta: por ejemplo, los brazos espirales de las galaxias se destacan bien en algunas bandas fotométricas y mal en otras. Por lo general, los esquemas de clasificación de las galaxias se basan en sus imágenes en el rango óptico [5] . En este caso, hay que tener en cuenta que la comparación de galaxias entre sí debe realizarse en función de la propia radiación de la galaxia: por ejemplo, si se observa una galaxia con corrimiento al rojo en la banda fotométrica R , entonces en para comparar una galaxia del Universo cercano con ella, es necesario usar su imagen en la banda U - en ondas más cortas [6] . Las galaxias muy distantes se observan tal como eran hace miles de millones de años en el universo primitivo , por lo que tienen una forma irregular y asimétrica, por lo que se pueden utilizar otros esquemas de clasificación para ellas [7] .

Como regla general, los esquemas de clasificación establecen que la clase de una galaxia se determina subjetivamente y no mediante una medición cuantitativa de sus parámetros. Esto a menudo lleva al hecho de que diferentes astrónomos , determinando los tipos de galaxias independientemente unos de otros, atribuyen la misma galaxia a clases diferentes, aunque cercanas. A pesar de esta laxitud, se utilizan ampliamente varios esquemas de clasificación [8] [9] . Para la clasificación masiva de galaxias se pueden utilizar los medios de la ciencia ciudadana , por ejemplo, para este fin se creó el proyecto Galaxy Zoo [10] . Además, existen programas informáticos que determinan el tipo morfológico de las galaxias [11] [12] .

Principales esquemas de clasificación de galaxias [13] [14]
Esquema Criterios de clasificación Algunas designaciones Ejemplos de clasificación
Hubble Ángulo de giro e irregularidad de los brazos espirales , prominencia de la protuberancia en relación con el disco , presencia de una barra E, S0, S, SB, Irr;

a B C

M87 : E1

M31 : Sb

M101 : SC

BMO : Irr yo

Vaucouleurs El ángulo de giro de los brazos espirales, la prominencia de la protuberancia en relación con el disco, la presencia de una barra y un anillo 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 El número de estrellas jóvenes en el disco, el grado de concentración de brillo en el centro, la severidad y longitud de los brazos espirales, la presencia de una barra E, S0, A, S, Ir;

B;

a B C;

yo, yo yo… v

M87: E1

M31: Sb I-II

M101: Sc I

BMO: Ir III—IV

morgana El grado de concentración de brillo en el centro, el color y el espectro, la uniformidad, la presencia de una barra k, g, f, una;

E, R, D, S, B, I

M87: kE1

M31: kS5

M101: fS1

BMO: afI2

Clasificación Hubble

El primer sistema de clasificación que llegó a ser generalmente aceptado fue creado por Edwin Hubble en 1926, más tarde recibió el nombre de su creador. Los tipos de galaxias en este esquema forman una secuencia que se divide en dos ramas, por lo que también se le llama el " diapasón de Hubble " [15] [16] .

En el sistema de clasificación de Hubble, originalmente se distinguían las galaxias elípticas , espirales e irregulares , que a su vez se dividían en subclases (ver más abajo ). En las galaxias elípticas (E), casi nunca se observan detalles estructurales, sino solo un aumento gradual del brillo hacia el centro, mientras que en las galaxias espirales hay brazos espirales más brillantes contra el fondo del disco . En la clasificación de Hubble, se separan las galaxias espirales con una barra (una barra en el centro, denominada SB) y sin ella (designada S). Las galaxias irregulares (Ir o Irr) tienen una forma irregular y asimétrica. Posteriormente, en 1936, Hubble agregó galaxias lenticulares (S0), que tienen forma de disco pero carecen de brazos espirales [17] [18] . Se supone que la transición entre diferentes tipos de galaxias es suave [19] .

Las galaxias elípticas se dividen en subtipos de E0 a E7, que difieren en el grado de elipticidad aparente: las galaxias que tienen forma redonda pertenecen al subtipo E0, y las más achatadas son E7. Con la relación de los tamaños de los semiejes mayor y menor de la galaxia , el número de su subtipo es igual a , así, por ejemplo, el semieje mayor de la galaxia E5 es dos veces más grande que el menor. No existen galaxias elípticas más achatadas que E7 [7] [20] .

Las galaxias espirales se dividen en subtipos Sa, Sb, Sc o, para las galaxias barradas, SBa, SBb, SBc. Una galaxia espiral se asigna a una de estas clases en función de la gravedad de la protuberancia en relación con el disco , el ángulo de giro de los brazos espirales y su irregularidad. Estos parámetros se correlacionan parcialmente entre sí: las galaxias de los tipos Sa y SBa tienen grandes protuberancias, brazos espirales lisos y fuertemente retorcidos, mientras que las galaxias Sc y SBc tienen pequeñas protuberancias y brazos espirales abiertos e irregulares. Los tipos Sb y SBb tienen características intermedias [21] .

Las galaxias irregulares se dividen en dos subtipos: Irr I e Irr II. Las galaxias Irr I incluyen objetos en los que se observan áreas brillantes que contienen estrellas de clase O y B , y las galaxias irregulares con una estructura más suave se clasifican como galaxias Irr II [22] .

En la secuencia de Hubble, se acostumbra colocar galaxias elípticas en el lado izquierdo y dos tipos de galaxias espirales en el derecho: en una rama, galaxias espirales con barra, en la otra, sin barra. Las galaxias lenticulares se encuentran entre las galaxias elípticas y espirales, en la "bifurcación" de la secuencia, y las galaxias irregulares generalmente no se incluyen en la secuencia. Los diferentes tipos de galaxias pueden denominarse "tempranas" (E, S0, Sa) o "tardías" (Sc, Irr). Tal terminología es un rastro de ideas obsoletas sobre la evolución de las galaxias : se creía que las galaxias evolucionan a lo largo de una secuencia, de elíptica a espiral, y luego incorrecta [15] [23] . En particular, las galaxias de las clases Sa y SBa se denominan galaxias espirales de tipo temprano, Sc y SBc se denominan de tipo tardío, y Sb y SBb se denominan de tipo intermedio [19] .

Evaluación de sistemas e ideas de desarrollo

El esquema de Hubble resultó ser bastante conveniente, por lo tanto, con cambios menores, todavía se usa ampliamente en la actualidad, y la mayoría de los esquemas de clasificación utilizados actualmente son un desarrollo posterior del esquema de Hubble [15] [7] . Además, varios parámetros físicos de las galaxias se correlacionan con el tipo morfológico de una galaxia según Hubble. Por ejemplo, las galaxias de tipo posterior tienen índices de color más azules en promedio, menor brillo superficial y una mayor proporción de hidrógeno neutro en la masa total que las galaxias de tipo temprano [25] [26] . También existe una correlación entre el tipo morfológico y el entorno de la galaxia: en un entorno denso, por ejemplo, en cúmulos de galaxias , las galaxias elípticas y lenticulares son más comunes que en forma aislada [27] .

Sin embargo, el esquema del Hubble todavía tiene fallas e imprecisiones, por lo que varios astrónomos han intentado mejorarlo. Por ejemplo, las subclases de galaxias elípticas como un todo no se correlacionan con ningún parámetro físico, sino que reflejan principalmente la inclinación de la galaxia hacia la línea de visión [28] . La clasificación de las galaxias espirales resultó ser incompleta y no refleja la diversidad de estructuras de estos objetos [29] [30] .

Hubble también trabajó para mejorar su diseño después de 1936, pero nunca publicó ningún resultado final. En 1961, Allan Sandage , teniendo en cuenta los resultados intermedios del Hubble basados ​​en sus registros, publicó el Hubble Atlas of Galaxies [31] . El sistema resultante a veces se denomina sistema Hubble-Sandage [32] .

Clasificación de las galaxias elípticas

Una de las direcciones en las que se desarrolló el sistema Hubble estuvo relacionada con la clasificación de las galaxias elípticas. Por ejemplo, John Cormendyy Ralph Bender en 1996 encontraron que las características de las galaxias elípticas se correlacionan con la desviación de la forma de estas galaxias de la forma elíptica . La forma de la galaxia puede ser "en forma de disco" ( ing.  disky ) y "en forma de caja" ( ing.  boxy ): en el primer caso, hay un exceso de brillo a lo largo de los ejes mayor y menor de la elipse, que describe aproximadamente la forma de la galaxia, y en el segundo caso, un exceso de brillo a lo largo de las bisectrices a estos ejes. En una forma cuantitativa más rigurosa, esto se expresa por el valor de uno de los términos en la expansión de la forma de isófotas en una serie de Fourier [28] [30] .

Las galaxias elípticas en forma de disco giran notablemente, tienen luminosidades moderadas y sus núcleos no son muy pronunciados. Tienen su propia forma de elipsoide biaxial achatado , y la distribución de velocidades estelares en ellos es isotrópica . Las galaxias elípticas en forma de caja son más grandes, prácticamente no giran y su núcleo se expresa con bastante claridad. En forma, están cerca de los elipsoides triaxiales , lo que está asociado con la anisotropía de la distribución de velocidad en ellos. Las galaxias de caja constituyen un tipo morfológico anterior a las galaxias de disco y, aparentemente, estos dos tipos de objetos tienen una naturaleza diferente [33] .

  • Ejemplos de galaxias elípticas con formas pronunciadas de caja y disco en el estudio SDSS [34]

  • NGC 5322 (caja)

  • NGC 4660 (en forma de disco)

Clasificación de las galaxias lenticulares

En el esquema de clasificación original del Hubble, las galaxias lenticulares no se dividían en subclases. Además, durante mucho tiempo no se conocían galaxias del tipo "puro" S0, ya que todas las galaxias de disco conocidas en las que no se observaban brazos tenían una barra, y se les asignaba el tipo SBa. En la clasificación Hubble-Sandage de 1961, las galaxias lenticulares se dividieron en galaxias lenticulares "normales" (S0) y galaxias lenticulares barradas (SB0) [35] [36] [37] .

El tipo S0 se dividió en subclases S0 1 , S0 2 , S0 3 según la pronunciación de la línea de polvo en el disco de la galaxia : en las galaxias del tipo S0 1 , la línea de polvo está ausente y en S0 3 está claramente expresado; la clase S0 2 corresponde a un estado intermedio. La clase SB0 se dividió en SB0 1 , SB0 2 , SB0 3 según la severidad de la barra: en SB0 1 la barra es corta y ancha y se observa solo como un aumento de brillo en los lados cerca del centro, en SB0 3 la barra es estrecha y extendida, y SB0 2 indica un estado intermedio [35] [37] .

Además, se ha descubierto que las galaxias lenticulares son más tenues en promedio que las galaxias elípticas y espirales de tipo temprano, por lo que es poco probable que las galaxias lenticulares formen una clase intermedia entre las clases E y Sa en términos de características físicas [38] .

Clasificación de las galaxias espirales

En esquemas posteriores, las galaxias espirales también se clasificaron con más detalle. Por ejemplo, Gerard Henri de Vaucouleurs añadió clases intermedias entre galaxias de tipo Sc (o SBc) e Irr, y también introdujo un criterio de clasificación adicional - por la presencia de un anillo en la galaxia (ver más abajo ) [39] [40] .

Clasificación de Vaucouleurs

Una de las mejoras a la clasificación del Hubble fue desarrollada por Gérard Henri de Vaucouleurs en 1959, y este sistema lleva su nombre. Dado que la discusión entre Vaucouleur y Allan Sandage sobre el posible desarrollo de la clasificación del Hubble condujo a su creación, este sistema a veces se denomina clasificación de Vaucouleur-Sandage [41] . En el sistema de Vaucouleurs, la clasificación se realiza según tres parámetros [7] [39] .

El primer parámetro se denomina "stage" ( etapa en inglés  ) o "type" ( tipo en inglés ). El tipo, con algunas modificaciones, corresponde al tipo de galaxia en la clasificación de Hubble, de elíptica a lenticular , y luego espiral e irregular . El segundo parámetro - "familia" ( familia inglesa ) - depende de la presencia y la severidad de la barra , y no solo las galaxias espirales, como en el sistema Hubble, sino también las lenticulares e irregulares se clasifican de acuerdo con esta característica . El tercer parámetro - "variedad" - describe la presencia y la severidad del anillo en la parte central de la galaxia [7] [39] .    

Por ejemplo, NGC 4340  es una galaxia lenticular de tipo tardío y es de tipo S0 + . Tiene tanto barra como anillo, por lo que pertenece a la familia SB ya la variedad (r). Por lo tanto, su notación completa de Vaucouleur es SB(r)0 + [42] .

Así, podemos hablar del “classification volume” ( volumen de clasificación en inglés  ), y el esquema se puede representar como una figura tridimensional similar a un huso . A lo largo del eje del "huso", los tipos de galaxias están marcados de elípticos a irregulares, y perpendiculares al eje: familias y variedades, es decir, varias opciones sobre cómo se puede expresar una barra y un anillo para un tipo de galaxia dado. [43] . Dado que las galaxias más cercanas a las elípticas e irregulares no muestran mucha diversidad en familias y variedades, el alcance de la clasificación se estrecha hacia los bordes. Por ejemplo, en las galaxias de tipo tardío prácticamente no se encuentran anillos, pero muy a menudo hay barras [44] [45] .

Además, en la clasificación de Vaucouleurs, se introducen las siguientes notaciones: para clases mal definidas y ? por dudoso [7] .

Tipos

Los tipos de galaxias en el sistema de clasificación de Vaucouleur son algo similares a los que se encuentran en el sistema Hubble, pero hay diferencias. El tipo es la parte más importante de la clasificación de las galaxias [39] .

Galaxias elípticas

En comparación con el sistema Hubble, las clases cE (compactas) y E + (tipo tardío) se agregaron a la clasificación de las galaxias elípticas. Originalmente, se suponía que el tipo E + denotaba un tipo de transición entre galaxias elípticas y lenticulares, pero a veces se usa para denotar las galaxias elípticas más brillantes en cúmulos que tienen capas exteriores tenues [46] [47] .

Galaxias lenticulares

Para las galaxias lenticulares, se añade una división en temprana (S0 − ), intermedia (S0 o S0 0 ) y tardía (S0 + ) [49] en orden creciente de detalles visibles en ellas. Por ejemplo, las galaxias de tipo S0 se confunden fácilmente con las elípticas en las imágenes. También se añade una clase de transición entre las galaxias lenticulares y espirales S0/a, en la que comienza a aparecer la estructura espiral [50] .

Galaxias espirales e irregulares

En el sistema de Vaucouleur, las galaxias irregulares se incluyen en la secuencia general y vienen después de las espirales [45] . A los tipos de galaxias espirales Sa, Sb, Sc, que estaban en la clasificación de Hubble, Vaucouleurs añadió el tipo Sd -galaxias espirales de un tipo muy tardío- y Sm -galaxias espirales de Magallanes- . Las galaxias irregulares han recibido la designación Im. Además, para una clasificación más fina, se introdujeron tipos intermedios: Sab para galaxias entre Sa y Sb y, de forma similar, Sbc, Scd, Sdm [53] .

Además, se distinguió el tipo de galaxias irregulares I0, que se utiliza en los casos en que la galaxia no se ve asimétrica y desordenada. Un ejemplo aquí es NGC 5253 , que se asemeja a una galaxia lenticular, pero sin una protuberancia , y su espectro corresponde a tipos espectrales tempranos [54] .

Como en el sistema de Hubble, los tipos de galaxias espirales difieren en el grado de severidad de la protuberancia , el ángulo de giro de los brazos espirales y su irregularidad. En las galaxias Scd, la protuberancia es muy pequeña, los brazos espirales están abiertos y parecen estar formados por puntos separados, esto es aún más pronunciado en el tipo Sd, donde los brazos espirales son generalmente borrosos. Las galaxias Sdm y Sm son asimétricas, prácticamente no hay abultamiento en ellas, en las galaxias Sm a veces puede haber un solo brazo, y la barra , si está presente, a menudo está desplazada con respecto al centro [55] .

  • Galaxias espirales e irregulares de varios tipos según Vaucouleur en el sondeo SDSS (galaxias sin barra) [24]

  • NGC 4305 (SAa)

  • NGC 5351 (SAb)

  • NGC 3184 (SAc)

  • NGC 5668 (SAd)

  • IC 4182 (SAm)

  • DDO 155 (im)

Tipos de galaxias de canto

Si la galaxia se observa de canto, es decir, cuando el disco está fuertemente inclinado con respecto al plano de la imagen, se introduce cierta incertidumbre en la clase de la galaxia. En particular, es difícil determinar la presencia de una barra o un anillo en tal galaxia, por lo que no siempre se conocen la familia y la variedad de la galaxia. En este caso, el tipo de galaxia se determina de forma bastante fiable. Las galaxias de canto reciben la designación adicional sp, del inglés.  husillo  - "husillo" [56] [57] .

Pasos numéricos

Para diferentes tipos de galaxias, Vaucouleurs introdujo pasos numéricos , que pueden ser útiles en el análisis cuantitativo de galaxias [59] [60] :

Valores de pasos numéricos para diferentes tipos de galaxias [59]
Tipo de galaxia CE mi mi + S0 - S0 0 S0 + S0/un Sá. Sub Sb Sbc Carolina del Sur SCD Dakota del Sur sdm SM Estoy
paso −6 −5 −4 −3 −2 −1 0 una 2 3 cuatro 5 6 7 ocho 9 diez

Familias

La familia de una galaxia refleja la presencia y severidad de una barra en ella, y en el sistema de Vaucouleur, a diferencia del sistema de Hubble, se brinda la posibilidad de la presencia de una barra no solo en espirales , sino también en galaxias lenticulares e irregulares . 7] . Aquellas galaxias en las que la barra está completamente ausente reciben la designación SA, y aquellas en las que la barra está bien expresada -SB, además, existe la designación SAB para galaxias en las que la barra está presente, pero más débilmente expresada que en SB- tipo galaxias, - tales se llaman galaxias de transición [41] . Para una clasificación aún más fina, se pueden utilizar las familias S A B y SA B : la primera se encuentra entre SA y SAB, y la segunda entre SAB y SB. La familia S A B se utiliza para las barras menos pronunciadas y SA B  para las barras ligeramente más débiles que en SB [61] .

Variedades

La variedad de una galaxia depende de si y qué tan pronunciado es el anillo en su parte interna. Si hay un anillo, por lo general los brazos espirales parten de él. Las galaxias en las que el anillo está claramente definido y es continuo o casi continuo se designan con (r), y aquellas en las que está ausente y los brazos espirales parten claramente del centro, se denominan (s). El estado intermedio se denota por (rs), que incluye, por ejemplo, anillos claramente incompletos. También se utilizan variaciones ( r s ) y (r s ), siendo la primera entre (r) y (rs) y la segunda entre (rs) y (s). Se usa una variación ( r s ) para anillos que consisten en brazos espirales estrechamente enrollados y que no están completamente cerrados, y (r s ) se usa para estructuras muy tenues de este tipo [64] .

Detalles adicionales de la estructura

Si hay tipos especiales de anillos o pseudoanillos, barras y también lentes en la galaxia , se utilizan designaciones adicionales apropiadas [66] .

Anillos y pseudoanillos

Al clasificar las galaxias por variedad, solo se consideran los anillos internos: anillos de tamaño mediano que tienen el mismo tamaño que una barra, si hay una, pero se encuentran otros tipos de anillos en las galaxias. Los anillos exteriores, estructuras más grandes, a menudo difusas, que suelen tener aproximadamente el doble del tamaño de las barras, se designan (R) delante de la designación de galaxia estándar. Por ejemplo, una galaxia de tipo SB(r) 0+ que tiene un anillo exterior se designaría como (R)SB(r) 0+ . También se conocen galaxias con dos anillos exteriores separados, reciben una designación adicional (RR). Los pseudoanillos exteriores son estructuras que parecen anillos, pero representan físicamente brazos espirales que están retorcidos de tal manera que se cierran; se denotan con (R′) [67] .

También hay subtipos especiales de anillos exteriores y pseudo-anillos [68] :

  • Los anillos exteriores de tipo (R 1 ) se distinguen por pequeñas concavidades cerca de los extremos de la barra;
  • Los pseudoanillos de tipo (R' 1 ) se parecen a los anillos de tipo (R 1 ), pero son dos brazos espirales torcidos 180° desde los extremos de la barra;
  • Los pseudoanillos de tipo (R' 2 ) son dos brazos espirales torcidos 270° desde los extremos de la barra;
  • Las estructuras de tipo (R 1 R′ 2 ) constan de un anillo de tipo (R 1 ) y un pseudoanillo de tipo (R′ 2 ).
Lentes

Las lentes  son estructuras con un brillo casi uniforme y bordes bastante afilados, que tienen una forma elíptica redonda o ligeramente alargada, se encuentran a menudo en las galaxias de tipo S0. Las lentes pueden tener diferentes tamaños y, por analogía con los anillos, se llaman internas o externas. Las lentes internas se denotan con (l) y las lentes externas con (L), en la designación del tipo morfológico de la galaxia, estos símbolos se colocan en los mismos lugares que las designaciones (r) y (R) para el interior y anillos exteriores, respectivamente. Por ejemplo, la galaxia NGC 1543 se designa como (R)SB(l)0/a, y NGC 2983  se designa como (L)SB(s)0 + [71] .

La transición entre lentes y anillos en las galaxias puede ser suave: por ejemplo, para describir el anillo interior de bajo contraste contra el fondo de una lente interior pronunciada, se usa la notación (rl). Para una clasificación más fina, se pueden utilizar los tipos ( r l ) y (r l ), ​​similares a los anillos (ver arriba ). Para anillos exteriores débiles contra el fondo de lentes externas, por analogía, se usa la designación (RL), así como ( R L ) y (R L ) para una clasificación más fina. Otro tipo raro, un pseudoanillo interno contra el fondo de una lente, se designa (r′l); un ejemplo de una galaxia con tal estructura es NGC 4314 [72] .

  • Transición entre anillos internos y lentes en el ejemplo de galaxias en el sondeo SDSS [73]

  • NGC 4340 (derecha)

  • NGC 3945 (derecha)

  • NGC 3245 (l)

Anillos, barras y lentes nucleares

En algunos casos, las galaxias contienen anillos, barras y lentes de pequeño tamaño, que se denominan nucleares. Por ejemplo, el tamaño medio de una barra nuclear es aproximadamente una décima parte del tamaño de una normal; si hay barras de ambos tipos en la galaxia, se llaman barras primarias y secundarias. La presencia de anillos, barras y lentes nucleares se denota con los símbolos nr, nb y nl, respectivamente, que se colocan junto con la designación de la especie: por ejemplo, la galaxia M 95 se designa como SB(r, nr)b [ 74] .

Clasificación de Van den Bergh

Otro esquema de clasificación, que se basa en parte en el esquema de Hubble, fue desarrollado por Sidney van den Bergh en 1976 [75] . Otro nombre para este sistema es clasificación DDO (del inglés  David Dunlap Observatory ). En él, las galaxias tienen dos parámetros: un tipo morfológico, que, con algunos cambios, corresponde al tipo de galaxia según Hubble, y una clase de luminosidad, que refleja la luminosidad absoluta de la galaxia [76] .

Tipos morfológicos

Los tipos morfológicos de galaxias en la clasificación de van den Bergh se designan de la misma manera que en la clasificación de Hubble, pero en la primera hay tipos adicionales de galaxias y la secuencia de tipos se ve diferente. En el esquema de van den Bergh , las galaxias lenticulares se consideran no como un tipo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales , sino como una secuencia separada, junto con las galaxias espirales [75] [76] .

Entre las galaxias lenticulares y espirales, destaca una secuencia intermedia de galaxias anémicas (o “pale spirals”, espirales anémicas en inglés  ) [76] . Las galaxias anémicas tienen un patrón espiral tenue y borroso, que es causado por menos gas y, por lo tanto, una tasa de formación de estrellas más lenta que las galaxias espirales regulares del mismo tipo según el Hubble. Los objetos de este tipo son más comunes en los cúmulos de galaxias  ; aparentemente, las galaxias en los cúmulos se ven afectadas por la presión frontal .( presión de ariete en inglés  ), por lo que pierden gas rápidamente. Las galaxias anémicas se designan con A en lugar de S para las galaxias espirales [77] [78] [79] .

En cada secuencia, los subtipos a, b, c se distinguen por la relación de las luminosidades del disco y la protuberancia : para los subtipos en el orden a, b, c, esta relación aumenta. Así, en la secuencia de galaxias lenticulares, se distinguen los tipos S0a, S0b, S0c, anémica - Aa, Ab, Ac - y espiral - Sa, Sb, Sc. Además, las galaxias con una barra pronunciada reciben adicionalmente la designación B, y las galaxias con una barra más débil - (B), de modo que los tipos S, S(B) y SB en el sistema de van den Bergh corresponden a SA, SAB y Familias SB en el sistema Vaucouleurs (ver arriba ). Así, por ejemplo, la galaxia M 91 tiene el tipo morfológico A(B)b [75] [80] .

Clases de luminosidad

El segundo parámetro del sistema de van den Bergh es la clase de luminosidad, que refleja la luminosidad absoluta de la galaxia. Por analogía con las clases de luminosidad de las estrellas , las clases de luminosidad de las galaxias se indican con números romanos: I - supergigantes, II - gigantes brillantes, III - gigantes, IV - subgigantes y V - enanas, en orden decreciente de luminosidad. La clase I corresponde a la magnitud absoluta −20,5 m en la banda B , que equivale a la luminosidad 2⋅10 10 L ⊙ , y la clase V corresponde a la magnitud −14 m , correspondiente a la luminosidad 10 8 L ⊙ [76] . También se utilizan los tipos intermedios I-II, II-III, III-IV, IV-V [81] .

Las galaxias de diferentes clases de luminosidad difieren en apariencia: en particular, las galaxias espirales supergigantes tienen brazos espirales extendidos y bien definidos, mientras que las galaxias espirales enanas suelen aparecer débilmente y tener una forma irregular. Las galaxias espirales de tipo Sa y Sb casi nunca son más tenues que la clase de luminosidad III, mientras que las galaxias de cualquier luminosidad son comunes en la clase Sc, y entre las galaxias irregulares, por el contrario, no se encuentran las galaxias de las clases I y II [76] [80 ] [81] .

Por estas razones, en la clasificación de van den Berg para la clase de luminosidad IV, en lugar de las subclases habituales de las galaxias espirales, se distinguen tipos morfológicos según la suavidad de los brazos espirales: S − , S y S + . El subtipo S − es temprano, y en él los brazos son los más suaves, y S + es tardío, y los brazos en él son los más irregulares, S es un subtipo intermedio. Para la clase V, las subclases no se pueden distinguir en absoluto, por lo que se usa una designación S [80] [82] .

Clasificación de Morgan

El sistema de clasificación desarrollado por William Morgan en 1958 tiene en cuenta la concentración de estrellas y el brillo hacia el centro y el espectro de la parte central en el rango óptico, y secundariamente la forma aparente de la galaxia. A veces se le llama sistema Yerke porque Morgan lo desarrolló en el Observatorio Yerke [84] [85] .

Tipos espectrales de galaxias

La concentración de estrellas y, por lo tanto, el brillo hacia el centro, se indica junto con el espectro en el rango óptico, ya que estos parámetros están fuertemente relacionados entre sí. En el esquema de Morgan, el tipo espectral de una galaxia se denota con los símbolos a, f, g, k de acuerdo con los tipos espectrales de estrellas A , F , G , K , además se utilizan clases intermedias af, fg, gk . En las galaxias de tipo espectral a, la concentración de brillo hacia el centro es la más pequeña, mientras que en las galaxias de tipo k es la más grande [85] [84] .

Así, el tipo espectral k incluye, por ejemplo, galaxias elípticas gigantes y galaxias espirales como M 31 , donde la protuberancia hace una contribución significativa a la luminosidad, y el tipo a incluye galaxias irregulares y espirales de tipo tardío. El tipo espectral de Morgan y el tipo morfológico de Hubble están correlacionados, aunque, por ejemplo, las galaxias de tipo Hubble Sc ocupan una gama bastante amplia de tipos espectrales, desde a hasta g. La estrecha relación entre el espectro y la concentración se explica por el hecho de que las estrellas de clases espectrales posteriores en las galaxias están más fuertemente concentradas hacia el centro que las estrellas de clases tempranas [85] [86] .

Familias de galaxias por forma

Otro parámetro de clasificación es la forma aparente de la galaxia. El sistema Morgan utiliza la siguiente notación [89] :

Las galaxias de clase N en este sistema pueden incluir cuásares (que no se conocían en el momento en que se compiló el sistema), galaxias con núcleos activos o galaxias con un estallido de formación de estrellas en el núcleo. La clase D incluye varios objetos: galaxias lenticulares , galaxias elípticas deformadas por interacciones de marea , así como galaxias elípticas muy brillantes con capas extendidas. Estas galaxias elípticas brillantes se identificaron más tarde como un tipo separado, galaxias de tipo cD [comm. 1] , ahora este nombre también se usa por separado de la clasificación de Morgan. A menudo se encuentran en los centros de los cúmulos de galaxias , tienen un gradiente de brillo más plano en las regiones exteriores que las galaxias elípticas ordinarias y parecen ser el resultado de múltiples fusiones de mareas o destrucción de muchas galaxias [85] [91] [92] .

Se agrega un número del 1 al 7 a la designación de la forma de la galaxia, lo que refleja el aparente achatamiento de la galaxia. 1 corresponde a galaxias vistas de frente, 7 a galaxias de canto. Así, por ejemplo, una galaxia espiral con una débil concentración de brillo hacia el centro, que se ve casi plano, puede tener la clase afS1, mientras que una galaxia elíptica achatada con una fuerte concentración puede tener la clase kE6 [85] [89] .

Clasificación de los brazos espirales de Elmegreen

En los sistemas de clasificación discutidos anteriormente, el tipo de galaxia da solo una idea aproximada de la forma de sus brazos espirales. Uno de los esquemas, que considera la estructura en espiral con más detalle, fue desarrollado por Debray bruce elmegreenen 1987. Distingue 10 variantes de la estructura espiral: desde AC 1 para galaxias llamadas floculantes , con brazos espirales desordenados, "desgarrados", hasta AC 12 [comm. 2] para aquellas galaxias donde los brazos espirales son extendidos, simétricos y claramente visibles, se les llama galaxias con una estructura ordenada . Entre otros tipos de galaxias, las galaxias de los tipos AC 1–4 se clasifican como floculantes y los tipos AC 5–12 se clasifican como galaxias con una estructura ordenada. Resultó que el tipo de galaxia en esta clasificación no depende del tipo de galaxia según el Hubble [93] [94] [95] .

Cada tipo utilizado en este esquema tiene su propia descripción [93] :

  • AC 1: fragmentos caóticos de brazos espirales sin simetría alguna;
  • AC 2: fragmentos de brazos espirales, distribuidos al azar;
  • AC 3: fragmentos de brazos espirales distribuidos uniformemente alrededor del centro;
  • AC 4: un brazo espiral prominente o brazos espirales fragmentados;
  • AC 5: dos brazos cortos y simétricos en las partes internas de la galaxia, brazos de forma irregular en las regiones exteriores;
  • AC 6: dos brazos simétricos en las partes internas de la galaxia, estructura "plumosa" en las regiones exteriores;
  • AC 7: dos brazos extendidos simétricos en las partes exteriores de la galaxia, brazos de forma irregular en las regiones interiores;
  • AC 8: manguitos anulares bien enrollados;
  • AC 9: dos brazos simétricos en las partes internas de la galaxia, varios brazos extendidos en las partes externas;
  • AC 12: dos brazos simétricos extendidos por todo el disco.

Los autores de esta clasificación también propusieron un esquema más simple, en el que las galaxias espirales se dividían en floculantes (F), multibrazo (M) y galaxias con una estructura ordenada (G). Aparentemente, la estructura espiral de diferentes tipos surge bajo la influencia de diferentes mecanismos; por ejemplo, una estructura espiral ordenada está bien explicada por la teoría de las ondas de densidad , y una estructura floculenta está bien explicada por el modelo de formación estelar autosuficiente.[98] [99] .

Tipos especiales de galaxias

Hay designaciones comunes para algunos tipos de galaxias, que se utilizan independientemente del esquema de clasificación elegido [7] . Por ejemplo, un pequeño porcentaje de galaxias no encajan en los principales esquemas de clasificación: se llaman peculiares (P, del inglés  peculiar  - "inusual"), y sus características se asocian con mayor frecuencia con interacciones con otras galaxias [4] [ 7] [101] .

Las galaxias enanas también se consideran a menudo por separado de las más grandes y brillantes. Estas galaxias son muy numerosas, pero debido a su baja luminosidad, son difíciles de detectar a gran distancia. Para designarlos, se usa el prefijo d (del inglés  dwarf  - "dwarf"): por ejemplo, se pueden distinguir galaxias elípticas enanas (dE) y galaxias irregulares enanas (dIrr), así como un tipo más raro: espiral enana ( dS). También existen tales galaxias enanas, que prácticamente no tienen análogos entre las brillantes. Se trata de galaxias esferoidales enanas (dSph), objetos similares a cúmulos estelares globulares , aumentados de tamaño, con bajo brillo superficial , y galaxias compactas azules enanas (dBCG), pequeñas galaxias donde se está produciendo una formación estelar activa , por lo que tienen bastante alto brillo superficial [102] .

Las galaxias de bajo brillo superficial (LSB, del inglés  Low Surface Brightness ) son otro tipo distinguido de galaxia. Probablemente son numerosos, pero difíciles de encontrar, ya que su brillo superficial es mucho menor que el del cielo nocturno . Estas galaxias pueden tener tamaños muy diferentes [103] .

Las galaxias con núcleos activos también se consideran por separado. Todos ellos están unidos por el hecho de que los procesos ocurren en sus partes centrales, lo que lleva a la liberación de una gran cantidad de energía. Hay diferentes tipos de galaxias con núcleos activos: galaxias Seyfert (S), radiogalaxias , cuásares (Q), lacertides [7] [104] .

Sistemas de clasificación histórica

Antes de la creación del sistema de clasificación Hubble, había otros esquemas para clasificar las galaxias, sin embargo, finalmente no se popularizaron. Por ejemplo, en 1908, Max Wolff propuso por primera vez un sistema de este tipo en el que se consideraba una secuencia de tipos, desde los más amorfos hasta aquellos en los que la estructura en espiral es claramente visible [105] . El sistema Wolf se usó en algunos trabajos hasta la década de 1940, y en uno de sus primeros trabajos, el propio Hubble lo usó. Este sistema era incluso más detallado que el sistema Hubble, pero algunos tipos de objetos eran en realidad nebulosas dentro de la Vía Láctea [106] .

Knut Lundmark en 1926 propuso un esquema similar al de Hubble: también dividía las galaxias en elípticas, espirales e irregulares, pero estos tipos se dividían en subclases de diferente forma: según el grado de concentración de brillo en el centro. Harlow Shapley en 1928 también propuso un esquema basado en el grado de concentración de brillo en el centro, además, tuvo en cuenta la magnitud aparente y el achatamiento aparente de la galaxia. Su esquema fue utilizado durante algún tiempo en el Observatorio de Harvard [106] .

Notas

Comentarios

  1. ↑ El prefijo "c" proviene de la clasificación espectral de estrellas , donde denota líneas estrechas en el espectro que se encuentran en estrellas supergigantes [90] .
  2. ↑ La versión original de la clasificación tenía 12 opciones; las opciones 10 y 11 se abandonaron posteriormente, mientras que la opción 12 se mantuvo [93] .

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Literatura

Enlaces

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