ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 2

КЛАСИФІКАЦІЇ ТА ОПИС ГАЛАКТИК

2.4. Морфологічна класифікація Габбла

У 1926 році Габбл запропонував класифікацію форм галактик, що є загально прийнятою й нині (з деякими уточненнями, які зробили пізніше або сам Габбл, або інші дослідники). У 1936 році у праці «Realm of the Nebulae» він доповнив класифікацію. У 1961 році детальний опис другої класифікації Габбла з фотографіями, за якими було складено атлас 176 галактик, опублікував послідовник Габбла А. Сендейдж у книзі «The Hubble atlas of galaxies». Повніше описали класифікацію Сендейдж і Бедке (1994) у книзі «The Carnegie Atlasof galaxies».

Зауважимо, що перший варіант класифікації Габбл опублікував ще в 1921 році. Він хотів, щоб її було офіційно визнано Комісією з туманностей Міжнародного астрономічного союзу. Проте одностайної підтримки вона не здобула. Лише один із представників цієї Комісії Д. Клампке-Робертс визнала класифікацію чудовою та навесні 1926 року прорекламувала її у французькому науково-популярному журналі. Після цього Габбл (того самого року) опублікував детальний опис класифікації в Astrophysical Journal. У 1926 році Лундмарк також подав свою класифікацію, яка була подібна до габблівської, але надто обтяжена деталями. Обидві класифікації базувалися на великій кількості фотографій, отриманих у Лікській та Маунт-Уілсонівській обсерваторіях. Урешті-решт, як зазначив Бааде (1963), «перемогла простіша класифікація Габбла».

Згідно з першою класифікацією Габбла галактики є еліптичними, спіральними та неправильними, що позначається відповідно Е, S та Irr. Слабкі галактики, які важко класифікувати, Габбл пропонував позначати Q. Еліптичні галактики Габбл умовно назвав ранніми (з них розпочиналася його класифікація), а спіральні, особливо Sc і Irr, — пізніми класами. Від ранніх класів відбувається «роздвоєння» класифікації на два рівнозначні класи спіральних галактик: перетнутих (з баром, перемичкою) та неперетнутих. За цим роздвоєнням класифікацію Габбла часто називають «камертонною» (іноді «виделковою») класифікацією (рис. 2.3).

Рис. 2.3. Класифікаційна «камертонна» діаграма Габбла («The tuning fork diagramm»; у першій класифікації типу SO не було)

Еліптичні галактики. У цих галактиках не спостерігається внутрішня структура — клаптикуватість. їхня яскравість плавно зменшується від центру до периферії, здебільшого вони не мають яскравих зір, що виокремлює їх серед інших. У більшості еліптичних галактик у центрі спостерігається більш яскраве, особливо у червоних променях та за невеликих експозицій, ядро малих розмірів. У просторі їм притаманна еліпсоїдальна форма. Якщо а і b — великий та малий кутові діаметри галактики, то її стиснення визначається як 10(а - b)/а, із заокругленням до цілого значення. За видимим стисненням еліптичні галактики поділяються на вісім підкласів: від Е0 до Е7. Нульове стиснення мають Е0-галактики, найбільше видиме стиснення у галактик Е7, для яких 10(а - b)/а = 7. Більш стиснених еліптичних галактик не спостерігали, що було теоретично підтверджено. З теорії стійкості еліпсоїдальних форм гравітуючих систем (сфероїдів Маклорена) випливає, що вони набувають динамічної нестійкості при b/a = 0,31. Саме цей факт, можливо, безпосередньо і не впливає на те, що не існує галактик типу Е8, але наявність теоретичного обмеження узгоджується з реалізацією реальних форм еліптичних галактик.

Результати досліджень останніх років свідчать, що еліптичні галактики можуть бути тривісними еліпсоїдами, а не сфероїдами з віссю симетрії.

На рис. 2.4—2.9 наведено вигляд деяких еліптичних галактик. Дані про них, а також про галактики інших морфологічних типів, зображення яких подано нижче, запозичені з бази даних NED (NASA/IPAC Extrogalactic Database, http://nedwww.ipac. caltech.edu/). Екваторіальні координати наводяться на епоху J2000.0. Для порівняння у підписах рисунків вказано морфологічні типи галактик за класифікацією де Вокулера (див. нижче). Для всіх галактик наводяться геліоцентричні променеві швидкості Vh. Зображення отримані на 200-дюймовому телескопі Паломарської обсерваторії, 2,5-метровому телескопі Лікської обсерваторії тощо. Для галактик Місцевого об’єму (d < 11 Мпк) наводяться крім радіальних швидкостей відстані, незалежні від червоного зміщення, згідно з базою даних Спеціальної астрофізичної обсерваторії Російської академії наук (https://www.sao. ru/lv/lvgdb/).

Рис. 2.4. Е0-галактика NGC 7144. Координати — α = 21h52m42,42s, δ = - 48d15m13,53s; зоряна величина mB = 11m,7;

розміри 3,7' x 3,6'; променева швидкість Vh = 1932 км/с

Рис. 2.5. Е1-галактика М 89 (NGC 4552) (E/S0 за де Вокулером). Координати — α = 12h35m39,81s, δ = +12d33m22,83s; зоряна величина mB = 10m,73; розміри 4,7' x 5,1'; променева швидкість Vh = 340 км/с

Рис. 2.6. Е3-галактика М 86 (NGC 4406) (S0/E3 за де Вокулером). Координати — α = 12h26m11,74s, δ = +12d56m46,4s; зоряна величина mB = 9m,83; розміри 8,9' x 5,8'; променева швидкість Vh = -224 км/с

Рис. 2.7. Е5-галактика IC 4797. Координати — α = 18h56m29,68s, δ = - 54d18m20,8s; зоряна величина mB = 12m,30; розміри 3,0' x 1,3'; променева швидкість Vh = 2678 км/с

Μ 89 і Μ 86 відкрив Мессьє 18 березня 1781 року разом із сімома іншими галактиками. Вони знаходяться у скупченні Діви і виявляють слабку активність ядер (LINER).

Найближчою до нас є еліптична галактика Maffei I (див. рис. 2.9). Її виявив за спостереженнями в ІЧ-діапазоні порівняно недавно (1968) італійський астроном П. Маффі. Вона довго була невідомою, оскільки знаходиться в зоні Молочного Шляху і сильно, на 5 зоряних величин, була затемнена пилом Галактики. У 1968 році також було відкрито спіральну галактику Maffei II.

Зазначимо, що у 1926 році в Астрофізичному журналі Габбл навів приклади чотирьох еліптичних галактик: NGC 3379, NGC 221 (M32), NGC 4621, NGC 3115, приписуючи їм послідовно типи E0, E2, E5, E7. Сучасні визначення типів не завжди збігаються з габблівськими. Так, у базі даних NED перша з цих чотирьох галактик має тип Е1, остання — тип S0 замість Е7. Класифікація сильно сплющених еліптичних галактик не задовольняла Габбла, тому він створив другу габблівську класифікацію нового типу галактик — лінзоподібних або S0-галактик.

Спіральні галактики Габбл розділив на дві сім’ї: S — звичайні спіральні галактики (рис. 2.10—2.12) та SB — перетнуті спіральні галактики (рис. 2.13—2.15), або спіральні галактики з перемичкою. Перші з них мають спіральні рукава, що виходять безпосередньо з ядерної області, а другі — спіральні рукава, що виходять з кінців перемички (бара), у центрі якої знаходиться ядро. У деяких з них спостерігається світле кільце, для якого бар є діаметром.

Рис. 2.8. Б7-галакгика NGC 4570 (S0/E7). Координати — α = 12h36m53,40s, δ = +07d14m47,9s; зоряна величина mB = 11m,8; розміри 3,8' x 1,1'; променева швидкість Vh = 1787 км/с

Рис. 2.9. Найближча еліптична E5 галактика Maffei I. Координати — α = 02h36m35,4s, δ = +59d39m,19s; зоряна величина mB = 11m,4; розміри 3,4' x 1,7'; променева швидкість Vh = 66 км/с; відстань r = 3,37 Мпк

• M 65 відкрив у 1780 році Мессьє. Вона разом з сусідами M 66 та NGC 3628 утворюють дуже примітний триплет у Леві, або групу M 66. Хоча триплет є тісним та кожна з галактик відчуває гравітаційний вплив сусідів, М 65 має вигляд нормальної спіралі типу Sa.

• М 90 — одна з восьми галактик, відкритих та каталогізованих Мессьє в один день, 18 березня 1781 року, в області сузір’їв Волосся Вероніки—Діва. Вона має гладкі яскраві спіралі, тісно прив’язані до ядерної області, в яких процеси зореутворення відбуваються хіба що поблизу внутрішнього диска.

• М 99 відкрив друг та колега Мессьє, П. Мечайн, разом з розташованими поблизу М 98 та М 100. Вона є однією з найяскравіших галактик у скупченні Діви; обертається за годинниковою стрілкою (на відміну від М 100), незвичайно асиметрична.

Є гіпотеза, що асиметрія пояснюється відносно недавньою зустріччю з іншим членом скупчення.

• NGC 3783 відкрив Дж. Гершель 21 квітня 1835 року; знаходиться у сузір’ї Центавра в південній півкулі.

• М 91 відкрив Мессьє 18 березня 1971 року на границі сузір’їв Діви та Волосся Вероніки разом з вісьмома іншими об’єктами, але координати він визначив помилково. Тривалий час вважалося, що такого об’єкта в каталозі не існує. Незалежно її перевідкрив В. Гершель. Тотожність її з М 91 було доведено лише у 1969 році Вільямсом.

• М 109 відкрив Мечайн у 1781 році. Це тета-подібна галактика, що знаходиться на відстані 40' на південний схід від γ Великої Ведмедиці. В офіційну версію каталогу Мессьє ця галактика не увійшла (хоча у списках була); її додали лише у 1953 році. В. Гершель перевідкрив цю галактику, але помилково класифікував її як планетарну туманність. Вона є членом хмари галактик у Великій Ведмедиці — гігантської некомпактної концентрації з 79 галактик.

Усі спіралі Габбл розбив на три типи: Sa, Sb, Sc; так само і перетнуті спіралі — SВa, SВb, SВc. Галактики типу Sa мають великі ядерні області (балджі) та сильно закручені гладкі спіральні рукава. У галактик типу Sc малі розміри ядерних областей та слабо закручені рукава, які є більш «патлаті», тобто в них виділяються окремі зорі та області HIIіонізованого водню. Галактики типу Sb мають проміжні властивості. Аналогічно поділяються і перетнуті спіралі.

Рис. 2.10. Спіральна галактика типу Sa ( SAB(rs)a за де Вокулером) М 65 (NGC 3623). Координати — α = 11h18m55,9s, δ = +13d05m32s; зоряна величина mB = 9m,3; розміри 8' x 1,5'; променева швидкість Vh = 807 км/с

Рис. 2.11. Спіральна галактика типу Sb ( SAB(rs)ab за де Вокулером) M 90 (NGC 4569). Координати — α = 12h36m49,80s, δ = +13d09m46,3s; зоряна величина mB = 9m,5; розміри 9,5' x 4,5'; променева швидкість Vh = -235 км/с

Рис. 2.12. Спіральна галактика типу Sc ( SA(s)c за де Вокулером) M 99 (NGC 4254) у Волоссях Вероніки. Координати — α = 12h18m49,60s, δ = +14d24m59s; зоряна величина mB = 9m,9; розміри 5,4' x 4,8'; радіальна швидкість Vh = 2407 км/с

Рис. 2.13. Спіральна галактика типу SBa ( (R)SB(r)a за де Вокулером) NGC 3783. Координати — α = 11h39m01,72s, δ = - 37d44m18,9s; зоряна величина mB = 12m,64; розміри 1,9' x 1,7'; променева швидкість Vh = 2917 км/с

Рис. 2.14. Галактика з баром типу SBb ( SBb(rs) за де Вокулером) M 91 (NGC 4548). Координати — α = 12h35m26,43s, δ = +14d29m46,8s; зоряна величина mB = 10m,2; розміри 5,4' x 4,4'; променева швидкість Vh = 486 км/с

Рис. 2.15. Спіральна галактика типу SBc ( SB(rs)bc за де Вокулером) М 109 (NGC 3992) у Великій Ведмедиці. Координати — α = 11h57m36,0s, δ = +53d22m28s; зоряна величина mB = 9m,8; розміри 7,6' x 4,7'; променева швидкість Vh = 1048 км/с

Неправильні галактики Irr характеризуються неправильною, часто клаптикуватою формою і не мають ядра. Як приклад розглянемо зображення Великої Магелланової Хмари (ВМХ) та Малої Магелланової Хмари (ММХ) на рис. 2.16 і 2.17. ВМХ і ММХ — яскраві об’єкти південної півкулі, які можна бачити неозброєним оком. Безсумнівно, їх могли спостерігати мешканці Землі у давнину, але досі немає ніяких свідчень про це. Названі ці об’єкти на честь португальського мореплавця Ф. Магеллана, який у 1519 році здійснив навколосвітню подорож, а астроном Пігафетт, який брав участь в експедиції, першим із європейців описав їх. Магелланові Хмари є супутниками нашої Галактики; Велика Хмара знаходиться від неї на відстані приблизно 50 кпк, а Мала — 60 кпк.

Рис. 2.16. Велика Магелланова Хмара. Координати — α = 05h23m34,5s, δ = - 69d45m22s; зоряна величина mB = 0m,9; розміри 645' x 550'; відстань r = 50 кпк; променева швидкість Vh = 278 км/с

Рис. 2.17. Мала Магелланова Хмара. Координати — α = 00h52m44,8s, δ = - 72d49m43s; зоряна величина mB = 2m,75; розміри 320' x 185'; відстань r = 60 кпк; променева швидкість Vh = 158 км/с

Рис. 2.18. Неправильна галактика Irr (Im за де Вокулером) UGC 04305 (Holmberg II, DDO 50). Координати — α = 08h19m04,98s, δ = +70d43m12,1s; зоряна величина mB = 11m,09; розміри 7,9' x 6,3'; променева швидкість Vh = 157 км/с; відстань 3,4 Мпк

Рис. 2.19. Неправильна галактика M 82 (NGC 3034, «Сигара»). Координати — α = 09h55m52,7s, δ = +69d40m46s; зоряна величина mB = 9m,3; розміри 11,2' x 4,3'; відстань r= 3,5 Мпк; променева швидкість Vh = 183 км/с

За зображеннями Магелланові Хмари можна віднести до неправильних галактик, що Габбл і зробив. Він також відносив до неправильних галактик ті, що не вкладалися в класифікацію (пекулярні галактики). Зараз прийнято класифікувати Магелланові Хмари як SB(s)m (за де Вокулером), тобто як перетнуту спіраль «зруйнованого» (магелланового) типу, оскільки в них можна бачити «залишки» спіральної структури з баром. Цей приклад свідчить про неповноту класифікації Габбла та необхідність її доповнення.

На рис. 2.18 наведено приклад близької неправильної галактики Holmberg II (супутник гігантської спіральної галактики М 81 (галактики Боде)), в якій на відміну від Магелланових Хмар немає «залишків» спіральної структури, а є лише клаптикувата структура, яку пов’язують із хаотичними осередками зореутво- рення.

Єдина галактика з каталогу Мессьє, що зараз класифікується як неправильна, — М 82, зображена на рис. 2.19. Її відкрив разом із сусідкою — М 81 — 31 грудня 1774 року Й.Е. Боде. Галактика має спалах зореутворення і є найяскравішою в ІЧ-діапазоні.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи 1 клас - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами. Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посилання на сайт, будьте вдячними ми затратили багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2008-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.