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

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.