Clasificación morfolóxica das galaxias

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Diagrama "de diapasón" da secuencia de Hubble

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 galaxia espiral UGC 12591 clasifícase como unha galaxia S0/Sa.[1]

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.
A secuencia de Hubble ao longo da historia do Universo.[4]

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]

Diagrama da morfoloxía das galaxias de Hubble-de Vaucouleurs
Galaxy morphology.jpg
NGC 6782: unha galaxia espiral (tipo SB(r)0/a) con tres aneis de diferentes raios, e unha barra.
NGC 7793: unha galaxia espiral de tipo SA(s)d.
A Nube Grande de Magalláns: unha galaxia tipo SBm.

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:

  1. 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).
  2. 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]
  3. 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 Pequna 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 numérico de Hubble
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]

  1. "A remarkable galactic hybrid". www.spacetelescope.org. Consultado o 27 de febreiro de 2017. 
  2. Hubble, E. P. (1926). "Extra-galactic nebulae". Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington 324: 1–49. Bibcode:1926CMWCI.324....1H. 
  3. Hubble, E. P. (1936). The Realm of the Nebulae. New Haven: Yale University Press. LCCN 36018182. 
  4. "Hubble explores the origins of modern galaxies". ESA/Hubble Press Release. Consultado o 20 August 2013. 
  5. De Vaucouleurs, G. (1959). "Classification and Morphology of External Galaxies". Handbuch der Physik 53: 275. Bibcode:1959HDP....53..275D. 
  6. Binney, J.; Merrifield, M. (1998). Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0. 
  7. 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. 8,0 8,1 De Vaucouleurs, G. (1994). "Global Physical Parameters of Galaxies" (PostScript). Consultado o 2008-01-02. 
  9. Binney, J.; Merrifield, M. (1998). Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0. 

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]