Clasificación morfolóxica das galaxias
A clasificación morfolóxica das galaxias é un sistema utilizado polos astrónomos para dividir as galaxias en grupos baseados na súa aparencia visual. Hai varios esquemas en uso polos cales poden clasificarse as galaxias segundo as súas morfoloxías, o máis famoso é o das secuencias de Hubble, ideado por Edwin Hubble e ampliado posteriormente por Gérard de Vaucouleurs e Allan Sandage.
Secuencia de Hubble editar
A secuencia de Hubble é un esquema de clasificación morfolóxica das galaxias inventado por Edwin Hubble en 1926.[2][3] A miúdo chámaselle coloquialmente “diapasón de Hubble” pola forma en que tradicionalmente se representa. O esquema de Hubble divide as galaxias en tres grandes clases baseándose na súa aparencia visual (orixinalmente en placas fotográficas):
- Galaxias elípticas. Teñen distribucións da luz regulares e sen características especiais e teñen forma de elipse nas imaxes. Denótanse coa letra "E", seguidos por un número enteiro n que representa o seu grao de elipticidade no ceo.
- Galaxias espirais. Consisten nun disco aplanado, cuxas estrelas forman unha estrutura espiral (xeralmente de dous brazos), e unha concentración central de estrelas coñecida como bulbo, que é similar en aparencia a unha galaxia elíptica. Asígnaselles o símbolo "S". Aproximadamente a metade de todas as espirais teñen ademais unha estrutura con forma de barra, que se estende desde o bulbo central, e denomínanse espirais barradas e dáselles o símbolo "SB".
- Galaxias lenticulares. Desígnanse como S0. Tamén consisten nun bulbo central brillante rodeado por unha estrutura discoidal estendida, pero, a diferenza das galaxias espirais, os discos das galaxias lenticulares non teñen unha estrutura espiral visible e non están formando activamente estrelas en cantidade significativa.
Estas grandes clases poden ser ampliadas para poder facer distincións máis detalladas das aparencias e para incluír outros tipos de galaxias, como as galaxias irregulares, que non teñen unha estrutura regular obvia (discoidal ou elipsoidal).
A secuencia de Hubble represéntase xeralmente en forma dun diapasón prolongado, coas galaxias elípticas á esquerda (o seu grao de elipticidade increméntase de esquerda a dereita) e coas espirais barradas e non barradas formando as dúas ramas paralelas do diapasón. As galaxias lenticulares están situadas entre as elípticas e as espirais no punto onde as dúas ramas se unen ao “mango”.
Hoxe en día, a secuencia de Hubble é o istema máis comunmente usado para clasificar as galaxias, tanto na investigación astronómica profesional coma na astronomía amadora e a divulgación.
Sistema de de Vaucouleurs editar
O sistema de de Vaucouleurs para clasificar as galaxias é unha ampliación moi usada da secuencia de Hubble, descrita primeiramente por Gérard de Vaucouleurs en 1959.[5] De Vaucouleurs argumentou que a clasificación bidimensional de Hubble de galaxias espirais, baseada no apertados que estean os brazos da espiral e a presenza ou ausencia dunha barra, non describe adecuadamente a variedade total de morfoloxías das galaxias observadas. En particular, argumentou que os aneis e lentes son importantes compoñentes estruturais das galaxias espirais.[6]
O sistema de de Vaucouleurs mantén a división básica de Hubble das galaxias en elípticas e lenticulares, espirais e irregulares. Para complementar o esquema de Hubble, de Vaucouleurs introduciu un sistema de clasificación máis elaborado para as galaxias espirais, baseado en tres características morfolóxicas:
- Barras. As galaxias divídense baseándose na presenza ou ausencia dunha barra nuclear. De Vaucouleurs introduciu a notación SA para indicar galaxia espiral sen barra, complementando o uso de Hubble de SB para as espirais barradas. Tamén permitía unha clase intermedia, designada SAB, que contiña espirais debilmente barradas.[7] As galaxias lenticulares son tamén clasificadas como non barradas (SA0) ou barradas (SB0), e a notación S0 resérvase para as galaxias nas que é imposible dicir se teñen barra ou non (xeralmente porque están "de perfil" desde a nosa liña visual).
- Aneis. As galaxias son divididas naquelas que posúen estruturas similares a aneis (denotadas como ‘(r)’) e aquelas sen aneis (denotadas ‘(s)’). As denominadas galaxias ‘de transición’ reciben o símbolo (rs).[7]
- Brazos espirais. Igual que no esquema orixinal de Hubble, as galaxias espirais son asignadas a unha clase baseada principalmente no apertados que estean os seus brazos espirais. O esquema de de Vaucouleurs estende os brazos do diapasón do esquema de Hubble para incluír varias clases adicionais de espirais:
- Sd (SBd) - brazos rotos difusos constituídos por cúmulos de estrelas individuais e nebulosas; o bulbo central é moi borroso.
- Sm (SBm) - irregular en aparencia; sen o compoñente do bulbo.
- Im - galaxia moi irregular.
A maioría das galaxias nestas tres clases foran clasificadas como Irr I no esquema orixinal de Hubble. Ademais, a clase Sd contén algunhas galaxias da clase Sc de Hubble. As galaxias das clases Sm e Im son denominadas espirais magallánicas e irregulares, respectivamente, nome que procede das Nubes de Magalláns. A Gran Nube de Magalláns é do tipo SBm, mentres que a Pequena Nube de Magalláns é irregular (Im).
Os diferentes elementos do esquema de clasificación están combinados (na orde en que foron listados) para dar a clasificación completa dunha galaxia. Por exemplo, unha galaxia espiral debilmente barrada con brazos enroscados moi laxamente e un anel denomínase SAB(r)c.
Visualmente, o sistema de de Vaucouleurs pode representarse como a versión tridimensional do diapasón de Hubble, cun estadio (non espiralado) no eixe X, unha familia (sen barra) no eixe Y, e unha variedade (sen anel) no eixe Z.[8]
Estadio numérico de Hubble editar
De Vaucouleurs tamén asignou valores numéricos a cada clase de galaxia do seu esquema. Os valores do estadio numérico de Hubble T van desde −6 a +10, onde os números negativos corresponden con galaxias de tipo temperán ou inicial (elípticas e lenticulares) e os números positivos resérvanse para os tipos tardíos (espirais e irregulares). As galaxias elípticas son divididas en tres 'estadios': elípticas compactas (cE), elípticas normais (E) e os tipos tardíos (E+). As lenticulares son igualmente subdivididas nos tipos temperáns (S−), intermedias (S0) e tardías (S+). As galaxias irregulares poden ser do tipo irregular magallánico (T = 10) ou compacto (T = 11).
| Estadio de Hubble T | −6 | −5 | −4 | −3 | −2 | −1 | 0 | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| clase de de Vaucouleurs[8] | cE | E | E+ | S0− | S00 | S0+ | S0/a | Sa | Sab | Sb | Sbc | Sc | Scd | Sd | Sdm | Sm | Im | |
| clase de Hubble aproximada[9] | E | S0 | S0/a | Sa | Sa-b | Sb | Sb-c | Sc | Sc-Irr | Irr I | ||||||||
O uso de estadios numéricos permite estudos máis cuantitativos da morfoloxía das galaxias.
Esquema de Yerkes (ou Morgan) editar
Creado polo astrónomo norteamericano William Wilson Morgan. Xunto con Philip Keenan, Morgan desenvolveu o sistema MK para a clasificación das estrelas polo seu espectro. O esquema de Yerkes usa os espectros das estrelas da galaxia, así como a forma, real e aparente, e o grao de concentración central para clasificar as galaxias.
| Tipo espectral | Explicación |
|---|---|
| a | Estrelas A prominentes |
| af | Estrelas A–F prominentes |
| f | Estrelas F promienntes |
| fg | Estrelas F–G prominentes |
| g | Estrelas G prominentes |
| gk | Estrelas G–K prominentes |
| k | Estrelas K prominentes |
| Forma galáctica | Explicación |
|---|---|
| B | Espiral barrada |
| D | Simetría rotacional sen espiral pronunciada ou estrutura elíptica |
| E | Elíptica |
| Ep | Elíptica sen absorción de po |
| I | Irregular |
| L | Baixo brillo superficial |
| N | Pequeno núcleo brillante |
| S | Espiral |
| Inclinación | Explicación |
|---|---|
| 1 | A galaxia está vista "de fronte" |
| 2 | |
| 3 | |
| 4 | |
| 5 | |
| 6 | |
| 7 | A galaxia está "de perfil" |
Así, por examplo, a galaxia de Andrómeda clasifícase como kS5.
Notas editar
- ↑ "A remarkable galactic hybrid". www.spacetelescope.org. Consultado o 27 de febreiro de 2017.
- ↑ Hubble, E. P. (1926). "Extra-galactic nebulae". Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington 324: 1–49. Bibcode:1926CMWCI.324....1H.
- ↑ Hubble, E. P. (1936). The Realm of the Nebulae. New Haven: Yale University Press. LCCN 36018182.
- ↑ "Hubble explores the origins of modern galaxies". ESA/Hubble Press Release. Consultado o 20 August 2013.
- ↑ De Vaucouleurs, G. (1959). "Classification and Morphology of External Galaxies". Handbuch der Physik 53: 275. Bibcode:1959HDP....53..275D.
- ↑ Binney, J.; Merrifield, M. (1998). Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0.
- ↑ 7,0 7,1 de Vaucouleurs, Gérard (April 1963). "Revised Classification of 1500 Bright Galaxies". Astrophysical Journal Supplement 8: 31. Bibcode:1963ApJS....8...31D. doi:10.1086/190084.
- ↑ 8,0 8,1 De Vaucouleurs, G. (1994). "Global Physical Parameters of Galaxies" (PostScript). Consultado o 2008-01-02.
- ↑ Binney, J.; Merrifield, M. (1998). Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0.
Véxase tamén editar
| Commons ten máis contidos multimedia sobre: Clasificación morfolóxica das galaxias |
Outros artigos editar
Ligazóns externas editar
- As galaxias e o Universo - unha introdución a unha clasificación das galaxias
- Atlas da morfoloxía das galaxias no infravermello próximo, T.H. Jarrett
- The Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey (SINGS) Hubble Tuning-Fork, SINGSArquivado 05 de decembro de 2012 en Archive.is Spitzer Space Telescope Legacy Science Project
- Ir a GalaxyZoo.org para facer a súa propia clasificación das galaxias como parte dun proxecto comunitario aberto da Universidade de Oxford.