การจำแนกประเภทรูปร่างของกาแล็กซี

การจำแนกกาแล็กซีตามลักษณะทางกายภาพเป็นระบบที่นักดาราศาสตร์ ใช้ ในการแบ่งกาแล็กซีออกเป็นกลุ่มต่างๆ โดยพิจารณาจากลักษณะที่ปรากฏ รูปร่าง โครงสร้าง และการกระจายแสง มีหลายระบบที่ใช้ในการจำแนกกาแล็กซีตามลักษณะทางกายภาพ โดยระบบที่มีชื่อเสียงที่สุดคือลำดับฮับเบิลซึ่งคิดค้นโดยเอ็ดวิน ฮับเบิลและต่อมาได้รับการขยายความโดยเจอราร์ด เดอ โวคูเลอร์และอัลลัน แซนเดจอย่างไรก็ตาม ปัจจุบันการจำแนกและลักษณะทางกายภาพของกาแล็กซีส่วนใหญ่ทำโดยใช้วิธีการคำนวณและลักษณะทางกายภาพของกาแล็กซี

ลำดับฮับเบิล

ลำดับฮับเบิลเป็นแผนการจำแนกประเภททางสัณฐานวิทยาสำหรับกาแล็กซีที่คิดค้นโดยเอ็ดวิน ฮับเบิลในปี 1926 ^{[ 2 ]}^{[ 3 ]} มักเรียกกันทั่วไปว่า “ส้อมเสียงฮับเบิล” เนื่องจากรูปร่างที่แสดงตามธรรมเนียม แผนการของฮับเบิลแบ่งกาแล็กซีออกเป็นสามกลุ่มใหญ่ตามลักษณะที่มองเห็นได้ (เดิมทีบนแผ่นฟิล์มถ่ายภาพ ): ^{[ 4 ]}

กาแล็กซีรูปวงรีมีการกระจายแสงที่เรียบและไม่มีลักษณะเฉพาะ และปรากฏเป็นรูปวงรีในภาพ พวกมันถูกแทนด้วยตัวอักษร "E" ตามด้วยจำนวนเต็มnซึ่งแสดงถึงระดับความรีของกาแล็กซีบนท้องฟ้า^{[ 5 ]}ระดับความรีจำเพาะขึ้นอยู่กับอัตราส่วนของแกนหลัก (a) ต่อแกนรอง (b) ดังนี้: ^{[ 6 ]}

E=10\times \left(1-{\frac {b}{a}}\right)

กาแล็กซีเกลียวประกอบด้วยจานแบนที่มีดาวฤกษ์ เรียงตัวเป็นโครงสร้าง เกลียว (โดยปกติจะมีสองแขน) และมีกลุ่มดาวฤกษ์กระจุกตัวอยู่ตรงกลางที่เรียกว่าบัลจ์ซึ่งมีลักษณะคล้ายกับกาแล็กซีรูปทรงรี กาแล็กซีเกลียวใช้สัญลักษณ์ "S" ประมาณครึ่งหนึ่งของกาแล็กซีเกลียวทั้งหมดพบว่ามีโครงสร้างคล้ายแท่งยื่นออกมาจากบัลจ์ตรงกลางกาแล็กซีเกลียวที่มีแท่ง เหล่านี้ ใช้สัญลักษณ์ "SB"
กาแล็กซีเลนติคูลาร์ (กำหนดให้เป็น S0) ประกอบด้วยส่วนนูน กลางที่สว่างล้อม รอบด้วยโครงสร้างคล้ายจานที่ขยายออกไป แต่ต่างจากกาแล็กซีเกลียวตรงที่จานของกาแล็กซีเลนติคูลาร์ไม่มีโครงสร้างเกลียวที่มองเห็นได้ และไม่ได้สร้างดาวฤกษ์ในปริมาณมากอย่างมีนัยสำคัญ^{[ 7 ]}

คลาสกว้างๆ เหล่านี้สามารถขยายออกไปเพื่อให้สามารถแยกแยะลักษณะที่ปรากฏได้ละเอียดขึ้น และครอบคลุมกาแล็กซีประเภทอื่นๆ เช่นกาแล็กซีไร้รูปร่างซึ่งไม่มีโครงสร้างปกติที่ชัดเจน (ไม่ว่าจะเป็นแบบจานหรือแบบวงรี) ^{[ 4 ]}

ลำดับฮับเบิลมักแสดงในรูปของส้อมสองง่าม โดยมีกาแล็กซีรูปวงรีอยู่ทางซ้าย (โดยระดับความรีจะเพิ่มขึ้นจากซ้ายไปขวา) และกาแล็กซีเกลียวแบบมีแถบและไม่มีแถบก่อตัวเป็นง่ามคู่ขนานสองง่ามของส้อมทางขวา กาแล็กซีรูปเลนส์จะอยู่ระหว่างกาแล็กซีรูปวงรีและกาแล็กซีเกลียว ณ จุดที่ง่ามทั้งสองมาบรรจบกันที่ "ด้ามจับ" ^{[ 9 ]}

จนถึงปัจจุบัน ลำดับฮับเบิลยังคงเป็นระบบที่ใช้กันทั่วไปในการจำแนกกาแล็กซี ทั้งในการวิจัยทางดาราศาสตร์ระดับมืออาชีพและในดาราศาสตร์สมัครเล่น [ ^{10 ] อย่างไรก็ตาม} ในเดือนมิถุนายน 2019 นักวิทยาศาสตร์พลเมืองผ่านทางGalaxy Zooรายงานว่าการจำแนกประเภทฮับเบิลตามปกติโดยเฉพาะอย่างยิ่งเกี่ยวกับความสัมพันธ์ระหว่างแขนกังวลและนิวเคลียสกาแล็กซีในกาแล็กซีแบบกังวลอาจจำเป็นต้องได้รับการประเมินใหม่^{[ 11 ]}^{[ 12 ]}

ระบบ De Vaucouleurs

ระบบ de Vaucouleurs สำหรับการจำแนกกาแล็กซีเป็นส่วนขยายที่ใช้กันอย่างแพร่หลายของลำดับ Hubble ซึ่ง Gérard de Vaucouleursอธิบายไว้เป็นครั้งแรกในปี 1959 ^{[ 13 ]} De Vaucouleurs โต้แย้งว่าการจำแนก กาแล็กซีเกลียวแบบสองมิติของ Hubble ซึ่งอิงตามความแน่นของแขนเกลียวและการมีหรือไม่มีแถบนั้น ไม่ได้อธิบายรูปร่างของกาแล็กซีที่สังเกตได้อย่างเพียงพอ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง เขาโต้แย้งว่าวงแหวนและเลนส์เป็นส่วนประกอบโครงสร้างที่สำคัญของกาแล็กซีเกลียว^{[ 14 ]}

ระบบของเดอ วาคูเลอร์ยังคงใช้การแบ่งกาแล็กซีพื้นฐานของฮับเบิลออกเป็นกาแล็กซีรูปวงรีรูปเลนส์กาแล็กซี เกลียวและกาแล็กซีไร้รูปร่างเพื่อเสริมระบบของฮับเบิล เดอ วาคูเลอร์ได้นำเสนอระบบการจำแนกประเภทที่ซับซ้อนยิ่งขึ้นสำหรับกาแล็กซีเกลียว โดยอิงจากลักษณะทางสัณฐานวิทยา 3 ประการ: ^{[ 15 ]}

Bars. Galaxies are divided on the basis of the presence or absence of a nuclear bar. De Vaucouleurs introduced the notation SA to denote spiral galaxies without bars, complementing Hubble’s use of SB for barred spirals. He also allowed for an intermediate class, denoted SAB, containing weakly barred spirals.^[16] Lenticular galaxies are also classified as unbarred (SA0) or barred (SB0), with the notation S0 reserved for those galaxies for which it is impossible to tell if a bar is present or not (usually because they are edge-on to the line-of-sight).
Rings. Galaxies are divided into those possessing ring-like structures (denoted ‘(r)’) and those without rings (denoted ‘(s)’). So-called ‘transition’ galaxies are given the symbol (rs).^[16]
Spiral arms. As in Hubble’s original scheme, spiral galaxies are assigned to a class based primarily on the tightness of their spiral arms. The de Vaucouleurs scheme extends the arms of Hubble’s tuning fork to include several additional spiral classes:
- Sd (SBd) – diffuse, broken arms made up of individual stellar clusters and nebulae; very faint central bulge
- Sm (SBm) – irregular in appearance; no bulge component
- Im – highly irregular galaxy
Most galaxies in these three classes were classified as Irr I in Hubble’s original scheme. In addition, the Sd class contains some galaxies from Hubble’s Sc class. Galaxies in the classes Sm and Im are termed the “Magellanic” spirals and irregulars, respectively, after the Magellanic Clouds. The Large Magellanic Cloud is of type SBm, while the Small Magellanic Cloud is an irregular (Im).

The different elements of the classification scheme are combined — in the order in which they are listed — to give the complete classification of a galaxy. For example, a weakly barred spiral galaxy with loosely wound arms and a ring is denoted SAB(r)c.

Visually, the de Vaucouleurs system can be represented as a three-dimensional version of Hubble's tuning fork, with stage (spiralness) on the x-axis, family (barredness) on the y-axis, and variety (ringedness) on the z-axis.^[17]

Numerical Hubble stage

De Vaucouleurs ยังได้กำหนดค่าตัวเลขให้กับกาแล็กซีแต่ละประเภทในแผนการของเขาด้วย ค่าของระยะฮับเบิลTมีค่าตั้งแต่ −6 ถึง +10 โดยตัวเลขติดลบจะสอดคล้องกับกาแล็กซีประเภทต้น (กาแล็กซีรูปวงรีและรูปเลนส์) และตัวเลขบวกจะสอดคล้องกับกาแล็กซีประเภทปลาย (กาแล็กซีเกลียวและกาแล็กซีไร้รูปทรง) ^{[ 18 ]}ดังนั้น โดยทั่วไปแล้ว ค่าT ที่ต่ำกว่า จะสอดคล้องกับสัดส่วนของมวลดาวฤกษ์ที่อยู่ในทรงกลม/ส่วนนูนที่มากกว่าเมื่อเทียบกับจาน การแมปโดยประมาณระหว่างอัตราส่วนมวลทรงกลมต่อมวลดาวฤกษ์ทั้งหมด (M /M ) และระยะฮับเบิลคือ M /M =(10−T) ² /256 โดยอิงจากกาแล็กซีในท้องถิ่น^{[ 19 ]}

กาแล็กซีรูปทรงรีแบ่งออกเป็นสาม 'ระยะ' ได้แก่ รูปทรงรีขนาดกะทัดรัด (cE) รูปทรงรีปกติ (E) และรูปทรงรีระยะปลาย (E ⁺ ) กาแล็กซีรูปทรงเลนส์ก็แบ่งย่อยออกเป็นประเภทระยะต้น (S−) ระยะกลาง (S0) และระยะปลาย (S+) เช่นกัน^ส่วนกาแล็กซี^ไร้รูป^ทรงอาจเป็นประเภทไร้รูปทรงแมเจลแลน ( T = 10) หรือ 'ขนาดกะทัดรัด' ( T = 11)

ขั้นตอนฮับเบิลเชิงตัวเลข
กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลขั้นที่T	−6	−5	−4	−3	−2	−1	0	1	2	3	4	5	6	7	8	9	9-10	10	11	12	13
ชั้นเรียนเดอ วาคูเลอร์^{[ 17 ]}	ซีอี	อี	อี⁺	S0 ⁻	S0 ⁰	S0 ⁺	S0/a	ซา	ซาบ	สบ	เอสบีซี	สก	สคด	เอสดี	ส.ด.	สม	อิร	ฉัน	IRP	d ทรานส์	dSph
คลาสฮับเบิลโดยประมาณ^{[ 20 ]}	อี			เอส0			S0/a	ซา	ซา-บ	สบ	สบ-ซี	สก			สก-เออร์	อิร์ร ไอ			อิร อิล	ดี อี	dSph

การใช้ขั้นตอนเชิงตัวเลขช่วยให้สามารถศึกษาลักษณะทางกายภาพของกาแล็กซี ได้อย่าง เป็นปริมาณ มากขึ้น

แผนการของเยอร์เคส (หรือมอร์แกน)

ระบบ Yerkes ถูกสร้างขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันWilliam Wilson Morganร่วมกับPhilip Keenanมอร์แกนยังได้พัฒนาระบบ MK สำหรับการจำแนกประเภทดาวฤกษ์โดยใช้สเปกตรัม ระบบ Yerkes ใช้สเปกตรัมของดาวฤกษ์ในกาแล็กซี รูปร่าง (จริงและปรากฏ) และระดับความเข้มข้นของศูนย์กลางในการจำแนกประเภทกาแล็กซี^{[ 21 ]}

ประเภทสเปกตรัม	คำอธิบาย
เอ	ดาราระดับ A ที่โดดเด่น
เอเอฟ	ดาวเด่นระดับ A–F
เอฟ	ดาวเด่น
เอฟจี	ดาวเด่นระดับ F–G
จี	ดารา G ที่โดดเด่น
จีเค	ดาวเด่นกลุ่ม G–K
เค	ดารา K ชื่อดัง

รูปร่างกาแล็กซี	คำอธิบาย
บี	เกลียวแท่ง
ดี	สมมาตรแบบหมุนโดยไม่มีโครงสร้างเกลียวหรือวงรีที่เด่นชัด
อี	วงรี
เอพ	รูปทรงวงรีพร้อมระบบดูดฝุ่น
ฉัน	ไม่สม่ำเสมอ
แอล	ความสว่างพื้นผิวต่ำ
เอ็น	นิวเคลียสขนาดเล็กและสว่าง
เอส	เกลียว

ความโน้มเอียง	คำอธิบาย
1	กาแล็กซีคือ "มุมมองด้านหน้า"
2
3
4
5
6
7	Galaxy เป็นภาพที่มองจากด้านข้าง

ดังนั้น ตัวอย่างเช่นกาแล็กซีแอนโดรเมดาจึงถูกจัดประเภทเป็น kS5 ^{[ 22 ]}

สัณฐานวิทยาเชิงปริมาณ

พารามิเตอร์ทางสัณฐานวิทยาเชิงปริมาณถูกนำมาใช้ในทางดาราศาสตร์ตั้งแต่ปลายศตวรรษที่ 20 บทความในปี 1985 โดย SM Kent เป็นผู้ริเริ่มแนวคิดเรื่อง "ความเข้มข้น" เป็นครั้งแรก ซึ่งหมายถึงอัตราส่วนของรัศมีสองค่า โดยแต่ละค่าจะบรรจุส่วนหนึ่งของความสว่าง รวมของกาแล็กซี นิยามอย่างเป็นทางการของความเข้มข้นคือ

$C=5\log[{\frac {r(0.8)}{r(0.2)}}]$ ,

ที่ไหน $r(0.8)$ และ $r(0.2)$ รัศมีที่บรรจุแสงทั้งหมด 80% และ 20% ที่วัดจากกาแล็กซีตามลำดับ^{[ 23 ]}ในปี 1995 D. Schade และคณะได้พัฒนาพารามิเตอร์ความไม่สมมาตร ซึ่งเป็นการวัดฟลักซ์ที่เหลืออยู่หลังจากการหมุน 180 องศาและการลบภาพกาแล็กซี คำจำกัดความของความไม่สมมาตรคือ

$A={\frac {\sum {\frac {1}{2}}|R_{ij}-R_{ij}^{180}|}{\sum I_{ij}}}$ ,

ที่ไหน $R_{ij}$ คือภาพที่เหลือหลังจากลบออกแล้ว $I_{ij}$ เป็นภาพต้นฉบับ^{[ 24 ]}

ในปี 1998 ซิดนีย์ ฟาน เดน เบิร์กได้ตีพิมพ์หนังสือเกี่ยวกับสัณฐานวิทยาของกาแล็กซี ซึ่งเขาได้ตั้งคำถามถึงจุดอ่อนในลำดับฮับเบิลในฐานะแผนการจำแนกประเภท^{[ 25 ]}งานวิจัยต่อมาได้เปิดเผยจุดอ่อนเพิ่มเติม ในปี 2003 คริสโตเฟอร์ คอนเซลิซได้กำหนดพารามิเตอร์ CAS อย่างเป็นทางการ ซึ่งเป็นชุดของพารามิเตอร์สัณฐานวิทยาเชิงปริมาณที่สามารถใช้เพื่อประมาณประเภทฮับเบิลของประชากรกาแล็กซีที่เรดชิฟต์ต่ำ^{[ 26 ]}ในปี 2004 บทความโดยเจนนิเฟอร์ ลอตซ์พบว่าสัมประสิทธิ์ Giniเมื่อใช้ร่วมกับโมเมนต์ลำดับที่สองของฟลักซ์ที่สว่างที่สุด 20% ของกาแล็กซี (เรียกว่า M ) และพารามิเตอร์ CAS สามารถแยกแยะกาแล็กซีปกติออกจากกาแล็กซีที่รวมตัวกันได้^{[ 27 ]}

ดูเพิ่มเติม

แคตตาล็อกทางสัณฐานวิทยาของกาแล็กซี– แคตตาล็อกกาแล็กซี 30,642 แห่งของรัสเซีย
แผนภาพสี-ความสว่างของกาแล็กซี– แผนภูมิแสดงความสัมพันธ์ระหว่างความสว่างและมวลของระบบดาวขนาดใหญ่
Galaxy Zoo – โครงการดาราศาสตร์ที่รวบรวมข้อมูลจากผู้คนจำนวนมาก
วิลเลียม วิลสัน มอร์แกน– นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน
ฟริตซ์ ซวิคกี– นักดาราศาสตร์ชาวสวิส (ค.ศ. 1898–1974)
พารามิเตอร์ CAS – แผนผังตัวบ่งชี้ทางสัณฐานวิทยาเชิงปริมาณ
สัมประสิทธิ์จินี – ตัวชี้วัดความเหลื่อมล้ำทางเศรษฐกิจที่ใช้เป็นตัวบ่งชี้เชิงสัณฐานวิทยาด้วย

ลิงก์ภายนอก

กาแล็กซีและจักรวาล – บทนำเกี่ยวกับการจำแนกประเภทกาแล็กซี
แผนที่สัณฐานวิทยาของกาแล็กซีในย่านอินฟราเรดใกล้ โดยที.เอช. จาร์เร็ตต์
โครงการ สำรวจกาแล็กซีใกล้เคียงด้วยรังสีอินฟราเรดของกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ (SINGS) กล้องโทรทรรศน์อวกาศ ฮับเบิล แบบ ส้อม เสียง
ไปที่GalaxyZoo.orgเพื่อลองจำแนกประเภทกาแล็กซีด้วยตนเอง ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของโครงการชุมชนเปิดของมหาวิทยาลัยอ็อกซ์ฟอร์ด

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

10 ] อย่างไรก็ตาม

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[16]

[17]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

ไม่มีชื่อบทความ