РОЗДІЛ 4

ЦИФРОВІ ОГЛЯДИ НЕБА ТА АВТОМАТИЗОВАНІ СИСТЕМИ КЛАСИФІКАЦІЇ

4.3. Необхідність автоматизованої класифікації галактик

Традиційні схеми класифікації галактик, зокрема і найпоширеніша габблівська, ґрунтуються на обмеженій кількості характеристик галактик. Відтворення класифікації для нових об’єктів залежить від того, наскільки умови отримання зображення для них збігаються з тими, на базі яких створено класифікації. Габбл будував свою схему, використовуючи блакитні пластинки, що експонувалися у прямому фокусі декількох телескопів від 1,5 до 5,0 м. У цьому випадку визначальними є фокусна відстань, роздільна здатність, експозиція та, звичайно, характеристики самої галактики.

Класифікація галактик потребує майстерності та досвіду, є свого роду мистецтвом. Для її проведення традиційним способом необхідно багато часу. Спочатку класифікацію виконували шляхом візуальної інспекції фотопластинок, а потім — електронних зображень галактик. Так було отримано 18 000 визначень морфологічного типу в каталозі RC3, 15 000 визначень — в ESO-LV- каталозі південних галактик. Укладання цих каталогів тривало декілька років. Огляд неба, побудований за допомогою Автоматизованої системи вимірювання пластинок (АРМ), містить близько 2 млн галактик, а SDSS-огляд — понад 10 млн ПЗЗ-зображень галактик. Зрозуміло, що таку кількість галактик людина класифікувати не може.

У табл. 4.1 наведено інформацію про зростання з часом обсягів даних про галактики, зокрема про їхні червоні зміщення.

Зростання в середині 1980-х років кількості даних стосовно галактик, які отримано за допомогою нових інструментів, свідчило про необхідність автоматизації процесу класифікації галактик. Це зумовлено потребою усунути суб’єктивний чинник. Зрозуміло, що різні спостерігачі визначають морфологічний тип дещо по-різному. Унаслідок цього виникає невідповідність між типами галактик у різних каталогах. Крім того, у багатьох випадках експерти-класифікатори вагаються з визначенням типу, лишаючи його невизначеним. Р. Бута (університет Алабами) — відомий класифікатор галактик, у своїй статті (1992) навів таку оцінку: лише 15 % з приблизно 25 000 галактик з великою віссю, більшою ніж 1', на пластинках POSS можна впевнено класифікувати.

Поява великої кількості оглядів галактик на великих червоних зміщеннях, які здебільшого не мають «правильної» морфології близьких галактик, потребувала розроблення алгоритмів об’єктивної класифікації, не прив’язаних до традиційних схем.

Таблиця 4.1. Кількість галактик у деяких каталогах та оглядах

Роки	Огляд	Позна- чення	Кількість галактик	Кількість галактик із виміряними червоними зміщеннями
1771	Каталог Мессьє	М	103 туманності	-
1888 1914	Новий загальний каталог Дрейєра (New General Catalogue) Перші спектри галактик, отримані Слайфером	NGC	4630	13
1936 1956	Каталог Габбла (Realm of the Nebulae) Список галактик Г’юмасо- на, Мейолла і Сендейджа		44 000	>100 >800
1964	Довідковий каталог яскравих галактик (Reference Catalogueof Bright Galaxies)	RC1		<1500
1967	Огляд Лікської обсерваторії для вивчення розподілу галактик		106	-
1982	Огляд червоних зміщень Центру астрофізики	Cfa1		2437
1985-1990	Огляд галактик, отриманий автоматизованим скануванням пластинок	APM	2 · 106	-
1988-1994	Огляд червоних зміщень обсерваторії Лас-Кампанас	LCRS		26 418
1996-2001	Огляд червоних зміщень Англо-Австралійської обсерваторії (2°-поля)	2dfGRS	467 214 (на базі APM)	250 000
2000-2004	Слоунівський цифровий огляд неба	SDSS	5 · 107	106
2004-2016	Проект огляду у видимій та інфрачервоній областях	VISTA	Зображення обсягом 50 Tб пам’яті	-

Нині немає загальноприйнятої і, що важливіше, об’єктивної класифікації, яка відображала б різні галактики. Таку класифікацію можна отримати тільки автоматизацією опрацювання зображень галактик із урахуванням інформації з неоптичних діапазонів.

Автоматизований процес опрацювання даних на фотографічних носіях з метою класифікації відбувався в три етапи: 1) оцифрування полів астрономічних пластинок; 2) виділення галактик серед інших об’єктів та визначення набору первинних параметрів детектованих галактик; 3) використання параметрів для класифікації зображень галактик. На останньому етапі передбачалося застосування експертних оцінок морфологічного типу для «тренування» алгоритму та наступного його використання з метою класифікації нових об’єктів. Унаслідок появи цифрових оглядів неба з безпосереднім записом інформації з цієї схеми було вилучено перший пункт, що значно прискорило опрацювання даних.