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 | editar a fonte]
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 | editar a fonte]
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 | editar a fonte]
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 | editar a fonte]
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 | editar a fonte]
- ↑ "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 | editar a fonte]
 |
Commons ten máis contidos multimedia sobre: Clasificación morfolóxica das galaxias |
Outros artigos[editar | editar a fonte]
Ligazóns externas[editar | editar a fonte]
- 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.
| Control de autoridades |
|
|---|
