Морфологическая классификация галактик

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Морфологическая классификация галактик — система разделения галактик на группы по визуальным признакам, используемая в астрономии. Существует несколько схем разделения галактик на морфологические типы. Наиболее известная была предложена Эдвином Хабблом, и впоследствии развита Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем.

Ранние попытки классификации[править | править исходный текст]

Попытки классифицировать галактики начались одновременно с обнаружением первых туманностей со спиральным узором Лордом Россом в 1845-50 гг. Впрочем, в то время господствовала теория, согласно которой все туманности принадлежат нашей Галактике. То, что ряд туманностей имеет негалактическую природу, было доказано лишь Э.Хабблом в 1924 году. Таким образом, галактики классифицировали также, как и галактические туманности.

В ранних фотографических обзорах доминировали спиральные туманности, что позволило выделить их в отдельный класс. В 1888 году А. Робертс выполнил глубокий обзор неба, в результате которого было обнаружено большое число эллиптических бесструктурных и очень вытянутых веретенообразных туманностей. В 1918 году Г. Д. Кёртис выделил в отдельную группу спирали с перемычкой и кольцеобразной структурой в отдельную Φ-группу. Кроме того, он интерпретировал веретенообразные туманности, как спирали, видимые с ребра.

Гарвардская классификация[править | править исходный текст]

Используемые ранее классификации были мало пригодны для статистических исследований. В основном это было связано с трудностями выявления деталей в изображениях слабых галактик. Кроме того, основным рабочим инструментом Гарвардской обсерватории был 24-дюймовый (≈61 см) рефрактор, на котором сложно было получить хорошо детализированные изображения галактик. Дабы решить эту проблему Х. Шепли в 1927 году предложил новую классификацию, в которой попытался учесть возникающие трудности с классификацией слабых галактик[1].

Все галактики в гарвардской классификации были резделены на 5 классов:

  • Класс A — галактики ярче 12m
  • Класс B — галактики от 12m до 14m
  • Класс С — галактики от 14m до 16m
  • Класс D — галактики от 16m до 18m
  • Класс E — галактики от 18m до 20m

Более тусклые галактики были не доступны для наблюдений в Гарвардской обсерватории, но, при необходимости система могла быть расширена дальше.

Внутри каждого класса галактики описывались двумя параметрами: концентрацией и эллиптичностью. Всего было введено 10 градаций эллиптичности в соответствии с формулой 10\frac{b}{a}, где a и b — большая и малая полуоси эллипса в который вписывают форму галактики. Полученное значение округляли до целого. Таким образом, «круглая» галактика получала индекс эллиптичности 10, а веретенообразная — 1. Для концентрации было введено 6 градаций, обозначавшихся строчными латинскими буквами a, b, c, d, e, f в порядке возрастания степени концентрации к центру. Если возможно, то степень концентрации измерялась фотометрически, в противном случае — «на глазок».

Если в галактиках была видна спиральная структура, то в классификации таким галактикам добавлялся индекс s. Нерегулярность формы или концентрации отмечалась индексом i.

Таким образом, галактика Df2 — тусклая галактика в диапазоне 16-18m, сильно концентрирована к центру и сильно вытянута, sAb9 — почти круглая, яркая спиральная галактика с равномерной поверхностной яркостью.

Число объектов, не попадающих в данную классификацию, на момент её создания было невелико. Для них выделялась возможность отдельного описания.

Приведенную систему некоторое время активно использовали в Гарвардской обсерватории, однако она была вытеснена более удачной классификацией Хаббла.


Последовательность Хаббла[править | править исходный текст]

Камертон Хаббла

Последовательность Хаббла — это морфологическая классификация, предложенная Эдвином Хабблом в 1926 году, [2] и модифицированная им же в 1936 году, известная под названием Камертон Хаббла, поскольку традиционная иллюстрация этой последовательности имеет сходство с этим инструментом.

В своей классификации Хаббл разделил все галактики на 3 обширных класса, основываясь на их внешнем виде на фотографических пластинках, экспонированных в синем (В) фильтре.

Эллиптическая галактика M49 (E2)
  • Эллиптические галактики имеют гладкую эллиптическую форму (от сильно сплющенных, до почти круглых) без отличительных деталей с равномерным уменьшением яркости от центра к периферии. Они обозначаются буквой E и цифрой, которая является индексом сплющенности галактики. Так, круглая галактика будет иметь обозначение E0, а галактика, у которой одна из больших полуосей вдвое больше другой, E5. Значения «индекса сплющенности» вычисляется по формуле 10 \times \left(1-\frac{b}{a}\right), где a и b большая и малая полуоси видимого эллипса. Форма наиболее сплющенных (E7) заметно отличается от эллипса. Эллиптические галактики состоят из старых звёзд и практически полностью лишены газа.
Спиральная галактика М81 (Sb)
NGC 1300 (SBbc) — спиральная галактика с баром.
  • Спиральные галактики состоят из уплощенного диска из звезд и газа, в центре которого находится сферическое уплотнение, называемое балджем, а также обширного сферического гало. В плоскости диска формируются яркие спиральные рукава, состоящие преимущественно из молодых звезд, газа и пыли. Хаббл разделил все известные спиральные галактики на нормальные спирали (обозначаются символом S) и спирали с баром (SB), которые в отечественной литературе часто называют галактиками с перемычкой или пересеченными. В нормальных спиралях спиральные ветви тангенциально отходят от центрального яркого ядра и простираются на протяжении одного оборота. Число ветвей может быть различно: 1, 2, 3,… но чаще всего встречаются галактики только с двумя ветвями. В пересеченных галактиках спиральные ветви отходят под прямым углом от концов бара. Среди них тоже встречаются галактики с числом ветвей, не равным двум, но, в основной массе, пересеченные галактики обладают двумя спиральными ветвями. В зависимости от того, являются ли спиральные рукава плотно закрученными или клочковатыми, или же по соотношению размеров ядра и балджа, добавляют символы a, b или c. Так для галактик Sa характерен большой балдж и туго закрученная регулярная структура, а для галактик Sc — небольшой балдж и клочковатая спиральная структура. К подклассу Sb относят галактики, которые по какой-либо причине нельзя отнести к одному из крайних подклассов: Sa или Sc. Так, галактика M81 обладает большим балджем и клочковатой спиральной структурой.
NGC 1427A — неправильная галактика
  • Неправильные или иррегулярные галактики — галактика, лишенная как вращательной симметрии, так и значительного ядра. Характерным представителем неправильных галактик являются Магеллановы облака. Бытовал даже термин «магеллановы туманности». Неправильные галактики отличаются разнообразием форм, обычно небольшими размерами и обилием газа, пыли и молодых звёзд. Обозначаются — I. В силу того, что форма неправильных галактик твёрдо не определена, как неправильные галактики часто классифицировали пекулярные галактики.

Галактики слишком тусклые, чтобы их можно было классифицировать, Хаббл обозначил символом Q.

В 1936 году был добавлен класс Линзовидных галактики, которые имеют то же строение, что и спиральные, но в них отсутствует спиральная структура. Обозначаются S0. Если линзовидную галактику видно сбоку, то она отличается от эллиптической более сильным сжатием и наличием тёмного пылевого слоя[3].


Пересмотренная последовательность Хаббла[править | править исходный текст]

Начиная с 1935 и до самой смерти в 1953 году Хаббл трудился над улучшением своей системы. Дело Хаббла продолжил его коллега А. Сендидж, который в 1961 году закончил пересмотр последовательности Хаббла[4]. Основные новшества обновленной последовательности Хаббла:

  • Добавлен класс линзовидных галактик (S0 и SB0). Эти галактики являются переходным классом от эллиптических к спиральным. Они характеризуются наличием яркого, хорошо выделяющегося ядра и более менее однородного диска, или линзы, с резкой границей, погружённые в диффузную оболочку, прослеживающуюся далеко за границы диска. Спиральные ветви отсутствуют.

Галактики S0 делят на два типа:

    • S0(1) — не имеющие структуры в диске и оболочке (NGC 1201, NGC 1332);
    • S0(2) — имеющие зачаточную структуру в оболочке в форме темных областей и колец. При виде сбоку кольца видны как петли, что придает сходство таких галактик с Сатурном (NGC 4459, NGC 4111).

Кроме того выделяется переходный класс S0/a. У галактик такого класса в оболочке наблюдают зарождающуюся спиральную структуру.

В галактиках SB0 виден бар, пересекающий линзу; иногда широкий и неясный, иногда узкий и резкий. В оболочке может сформироваться кольцо. Хаббл разделил эти галактики на 3 группы:

    • SB0 (1) — яркие линзы с широким и неясным баром, окруженные большой, тусклой, бесструктурной оболочкой (NGC 3384, NGC 4203);
    • SB0 (2) — слабый широкий бар и одно кольцо в оболочке (NGC 2859);
    • SB0 (3) — хорошо видимый бар и кольца (NGC 4653, NGC 5101).
  • Многие из галактик ранее классифицированные как SBa были перенесены в класс SB0. Определение класса SBa стало более строгим: галактики этого класса обладают гладким баром и линзой и слабо развитыми туго смотанными спиральными рукавами.
  • Произведено разделение пересеченных спиралей на группы (в группы вошли галактики классов SBa и SBb):
    • Рукава галактик начинаются от края кольца, пересеченного баром (NGC 2217 (SBa), NGC 5950 (SBb));
    • Рукава галактик начинаются на концах баров (NGC 4290 (SBa), NGC 6951 (SBb));
  • Сендидж также разделил на группы обыкновенные спирали:
    • галактики, у которых спиральные рукава начинаются на внешнем краю кольца;
    • галактики, у которых спиральные рукава начинаются из ядра.
  • Для спиральных галактик низкой поверхностной яркости со сложной, клочковатой структурой и слабо выраженным ядром введены обозначения Sd и SBd для обыкновенных и пересеченных соответственно. Для неправильных галактик, в которых удалось выявить подобие спиральной структуры, ввели обозначение Sm.

В целом, последовательность Хаббла охватывает большое многообразие галактик: от эллиптических, в которых нет газа и пыли, нет звездообразования и главная составляющая — старые звезды, через линзовидные и спиральные галактики, в которых по мере разрушения структуры увеличивается доля газа, пыли и молодых звезд, к неправильным галактикам, в которых поддерживается высокий темп звездообразования за счет большого числа пыли. Сам Хаббл считал эту последовательность эволюционной, что не нашло подтверждения в дальнейшем.

На сегодняшний день последовательность Хаббла наиболее востребована для классификации галактик как профессионалами, так и любителями астрономии.


Система де Вокулёра[править | править исходный текст]

Трехмерное представление системы Ж. де Вокулёра

Система де Вокулёра — это широко употребимое расширение системы Хаббла, предложенная де Вокулёром в 1959 году.[6] [7]

Основываясь на работах по исследованию галактик южного неба, проведенных в обсерватории Маунт Стромло (англ. Mount Stromlo), Ж. де Вокулёр попытался более основательно переработать классификацию Хаббла. В своей работе он достаточно тесно взаимодействовал с А. Сендиджем, что, вполне естественно, привело к тому, что их решения местами совпадают. Основным недостатком классификации Хаббла де Вокулёр считал то, что разделение спиральных галактик на обладающих и не обладающих баром недостаточно хорошо отражает существующий диапазон морфологических особенностей спиралей. В частности де Вокулёр указывал на такие структурные особенности спиральных галактик, как кольца и балджи.

В основе своей системе де Вокулёр сохранил хаббловское разделение галактик на эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные. Классификация эллиптических галактик не претерпела изменений. Основные изменения затронули классификацию спиральных, и в меньшей степени линзовидных и неправильных галактик.

В результате накопления достаточно большой статистики оказалось, что галактик с баром примерно такое же количество, что и галактик без бара. Поэтому, называть галактики без бара нормальными (англ. normal spirals) не совсем корректно. Де Вокулёр стал называть их простыми (англ. ordinary spirals) и обозначил SA, в то время как спиральные галактики с баром (англ. barred spirals) сохранили свое обозначение SB. Таким образом простые спирали стали не более нормальными, чем спирали с барами. Галактики, обладающие свойствами как SA, так и SB, отнесены к переходному классу SAB. Те спиральные галактики, которые невозможно точно классифицировать (в силу плохого разрешения, сильного наклона к лучу зрения и др.) обозначены просто S.

Такие же изменения постигли линзовидные галактики: галактики без бара получили обозначение SA0, галактики с баром — SB0, переходный тип — SAB0. Обозначение S0 осталось за галактиками, которые не удалось классифицировать.

Указанные семейства спиральных и линзовидных галактик обладают в той или иной форме структурой, которая по де Вокулёру может принимать спиральный или кольцеобразный вид (кольцо вокруг центра галактики, от которого отходят спиральные ветви). Кольцеобразные разновидности галактик получили индекс (r), а спиральные (s). Для переходных разновидностей вводилось обозначение (rs). В кольцеобразных галактиках кольца могут быть внутренние и внешние. Для внешних колец вводился индекс (R).

Примеры галактик для классификации де Вокулёра

Итого, для спиральных галактик получаем 9 различных классификаций:

  • SAB(s) — галактики с достаточно небольшим, ярким, удлиненным ядром, пересеченным тусклой, закрученной темной линией в центре тусклого, слабо выраженного бара, который отмечает большую полуось вытянутого балджа с четкой спиральной структурой, зачастую направленной параллельно бару. Два главных спиральных рукава начинаются от концов бара и продолжаются на один и более оборотов, стремясь слиться во внешнее кольцо (R). Примеры: NGC 1566, NGC 5236 (M 83), NGC 7392.
  • SB(s) — классические пересеченные спирали с маленькими, очень ярким и удлиненным ядром, искаженным сильной, закрученной темной линией, тянущейся от одного до другого конца яркого узкого бара, образующего большую полуось балджа. Два главных спиральных рукава начинаются на концах бара и отходят от него строго под прямым углом и после одного оборота образуют тусклую кольцевую структуру. Примеры: NGC 1097, NGC 1300, NGC 1359, NGC 7741.
  • SB(rs) — галактики с маленькими, очень ярким и удлиненным ядром, искаженным сильной, закрученной темной линией, как и в SB(s), в ярком узком баре, образующего большую полуось балджа, с очень ярким краем, в особенности вблизи бара. Такую структуру можно проиллюстрировать с помощью строки «(-о-)». От концов бара отходит две главные спиральные ветви, а от кольца могут начинаться еще несколько дополнительных. Примеры: NGC 4548, NGC 4593, NGC 7124.
  • SB(r) — галактики с довольно большим удлиненным ядром со слабой закрученной темной линией в сильном и узком баре, образующем большую полуось эллиптического балджа с ярким краем. Два главных спиральных рукава начинаются тангенциально на краю балджа вблизи оконечностей баров. Обычно присутствует один или два слабых спиральных рукава, начинающихся от края балджа вблизи точек его пересечения с малой полуосью. В ранних спиралях главные оси имеют тенденцию к образованию большого кольца (R). Примеры: NGC 1433, NGC 3185, NGC 3351, NGC 2523.
  • SAB(r) — галактики с достаточно небольшим, слабо вытянутым ядром, расположенном в широком и тусклом баре, обозначающем большую полуось слегка вытянутого кольца, от которого отходят несколько спиральных ветвей. Главные рукава имеют тенденцию закручиваться внутрь. Примеры: NGC 1832, NGC 7531, NGC 6744, NGC 6902.
  • SAB (rs) — самый смешанный тип галактик, в котором пересеклись все морфологические признаки, которые могут комбинироваться множеством различных способов. Основные характеристики — достаточно небольшое ядро в широком диффузном баре со слабо выраженной спиральной структурой в балдже. Бар пересекает близкое к окружности или, даже, гексагональное псеводкольцо, сформированное внутренними частями спиральных ветвей. Примеры: NGC 4303 (M61), NGC 3145, NGC 6814, NGC 5457 (M101), NGC 6946.
  • SA (r) — галактики с маленьким, четким, очень ярким ядром, расположенном в центре кольца, на внешней границе которого появляются туго закрученные филаментарные рукава или арки. На пересвеченных кадрах ядро и кольцо могут сливаться в центральный балдж. В галактиках SA(r)a или SA(r)ab можно зафиксировать внешнее кольцо (R), составленное из множества тесно расположенных спиральных арок. Примеры: NGC 488, NGC 7217, NGC 6753, NGC 4736 (M94), NGC 5055 (M63).
  • SA (rs) — галактики с достаточно небольшими, резко выраженными, яркими круглыми ядрами в центре размытого балджа, от которого тангенциально отходят два главных рукава и два или более дополнительных. Два главных рукава имитируют неполное кольцо (r) вокруг балджа. В галактиках ранних стадий внешние части рукавов объединяются в (R)-структуры. Примеры: NGC 1068 (M77), NGC 3147, NGC 4237, NGC 7079.
  • SA (s): галактики с достаточно большим, диффузным, круглым ядром, сливающимся с круглым или слегка вытянутым балджем, в котором прослеживается яркая или темная спиральная структура. Два главных спиральных рукава, иногда ветвящихся, или слабые дополнительные, начинаются на краю балджа. Спиральные рукава хорошо описываются логарифмической спиралью. Примеры: NGC 3031 (M81), NGC 4569, NGC 7205, NGC 7331, NGC 224 (M31), NGC 4321 (M100).
Большое Магелланово Облако- галактика типа SBm.

Кроме усложнения классификации на основании наличия структурных деталей было проведено более подробное деление на классы для всех галактик. Так для обозначения «поздних» и «ранних» классов для не спиральных галактик было предложено использовать индексы «+» и «» соответственно. Таким образом, обозначение E+ обозначает «поздний» класс эллиптических галактик, первый шаг к S0 (пример NGC 3115 ). Для линзовидных галактик SA0 и SB0 вводилось 3 подкласса: S0+, S0°, S0. Подобные обозначения можно ввести и для спиральных галактик, однако, в силу того, что разница между, например, Sa+ и Sb выявляется с большой ошибкой, а также в силу уже появившейся традиции такие переходные классы стали обозначать Sab, Sbc. Класс Sa оказался тождественным введенному ранее Хабблом классу S0/a — переходному между S0 и Sa. Был добавлен класс очень поздний класс Sd и переходный к нему Scd для спиралей с клочковатой структурой и слабо выраженным ядром, точно также, как это было сделано Хабблом и Сендиджем. Переходный класс к неправильным галактикам, т. н. магеллановы спирали получили обозначение Sm (например, Большое Магелланово облако — SB(s)m). Представителей классов E, I и I+, на момент издания работы де Вокулера обнаружено не было.

Наибольшее различие между (r) и (s) разновидностями спиральных галактик проявляется в классе S0/a и постепенно исчезает в переходных классах к неправильным и эллиптическим галактикам.

NGC 1291 — Галактика типа (R)SB0/a

В линзовидных и ранних стадиях эллиптических галактик иногда наблюдаются внешние кольцеобразные структуры. Присутствие этих структур обозначают префиксом (R). Их наличие не зависит от того, какому подтипу принадлежит галактика. Чаще всего такие структуры встречаются у S0/a галактик. Примеры: NGC 1068 (M77), NGC 4736 (M94), NGC 7217, NGC 1291, NGC 1326, NGC 2859, NGC 6753.

Кроме описания таких структурных особенностей спиралей, как балдж, ядро, наличие или отсутствие бара и колец, де Вокулёр предложил для описания самих спиральных рукавов понятия мультиплетность, или множественность (англ. multiplicity), то есть число спиральных рукавов, и свойства (англ. character): массивные (m) и филаментарные или волокнистые (f). Мультиплетность рукавов указывается нижним индексом после подкласса галактики, а свойства рукавов — нижним индексом после обозначения типа. Так, туманность Андромеды M31 получает обозначение SA(s)2cm — спиральная галактика позднего типа с двумя массивными спиральными рукавами. Еже ли кроме главных спиральных рукавов присутствуют дополнительные, то число рукавов не суммируется, а указывается через знак «+», например 2+1 для M99, или 2+2 для M51. Если главные спиральные рукава не симметричны и одно сильно ярче другого, суммирование числа рукавов также не производится, например 1+1 для NGC 7479. Такие случаи нередки в пересеченных галактиках поздних типов. Для ветвящихся спиралей сложно определить число ветвей, поэтому указывают только число главных ветвей и знак «+»: 1+, 2+. Такая ситуация типична для поздних простых спиралей. В случае, если мультиплетность спиральных ветвей превышает 4, это обозначают символом n. Это характерно как для поздних спиралей (NGC 2903, NGC 7793), так и для ранних с кольцевыми структурами (NGC 4736, NGC 7217).

Классификация неправильных галактик рассматривалась как продолжение классификации спиралей. Так галактики, в которых не удалось обнаружить спиральную структуру, но по всем остальным признакам они походили на магеллановы спирали, получили обозначение I(m) (например, Малое Магелланово Облако). В достаточно крупных галактиках класса I(m) удается обнаружить зачатки (или остатки) бара, что позволяет их считать как крайний случай галактик SB, в то время, как более симметричные представители класса I(m) можно считать вырожденным случаем галактик SA. Различия исчезают для карликовых галактик низкой поверхностной яркости, таких как галактика Вольфа-Лундмарка-Мелотта. Такие карликовые галактики получили обозначение dI, по аналогии с карликовыми эллиптическими галактиками dE. Вообще, префикс d зарегистрирован для всех карликовых галактик, несмотря на то, что карликовых спиральных или линзовидных галактик в то время обнаружено не было.

Для галактик, видимых с ребра, было предложено обозначение (sp), от англ. spindle — веретено. Например галактика NGC 5866.

Группы галактик[править | править исходный текст]

Следуя идеям Ф. Цвикки[8], де Вокулёр попытался создать систему классификации групп галактик. Необходимость такой классификации возникла из-за того, что галактики, находящиеся на сравнительно небольших расстояниях друг от друга в пространстве, начинают сильно влиять на форму друг друга, что делает невозможным их классификацию по изложенной выше схеме. Возникла необходимость в критерии, позволяющем разделить одиночные и взаимодействующие галактики. Таким образом, главной характеристикой групп галактик стало их влияние друг на друга:

  • P (a) : широко разделенные пары галактик, в которых не наблюдается очевидного взаимного влияния на форму (в частности, оптические пары галактик, лишь по воле случая оказавшихся на луче зрения);
  • P (b) : тесные пары галактик, в которых видны эффекты прили́вного влияния во внешних частях галактик;
  • P (c) : сталкивающиеся пары, в которых центральные части галактик находятся в непосредственном контакте друг с другом.


Числовая последовательность Хаббла[править | править исходный текст]

Де Вокулёр также присвоил числовое значение T каждому классу галактик в своей схеме. Значения меняются от −6 до +10. Отрицательные значения отводятся для ранних типов галактик: эллиптических и линзовидных, а положительные для поздних типов: спиралей и неправильных галактик. Эллиптические галактики были разделены на три типа: компактные (cE), нормальные (E), и переходные (E+). Линзовидные галактики также разделены на ранние (S), переходные (S0) и поздние (S+) типы.

Числовая последовательность Хаббла
T −6 −5 −4 −3 −2 −1 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
Класс по де Вокулёру[9] cE E E+ S0 S00 S0+ S0/a Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sdm Sm Im
Приблизительно класс по Хабблу[10] E S0 S0/a Sa Sa-b Sb Sb-c Sc Sc-Irr Irr I

Использование числовых значений упрощает количественное описание морфологии галактик.

Йеркская система[править | править исходный текст]

Создана американским астрономом Уильямом Морганом в йеркской обсерватории[11]. Вместе с Филиппом Кинаном они разработали систему классификации звезд по их спектрам (MK-система [12]). В йеркской системе галактики разбиваются на группы в зависимости от их спектров, формы и степени концентрации к центру.

Тип спектра Описание
a Максимум светимости от звезд спектрального класса A
af Максимум светимости от звезд спектрального класса A-F
f Максимум светимости от звезд спектрального класса F
fg Максимум светимости от звезд спектрального класса F-G
g Максимум светимости от звезд спектрального класса G
gk Максимум светимости от звезд спектрального класса G-K
k Максимум светимости от звезд спектрального класса K
Форма галактики Объяснение
B Спиральная галактика с баром
D Галактика с вращательной симметрией без ярко выраженной спиральной или эллиптической структуры
E Эллиптическая галактика
Ep Эллиптическая галактика с пылью
I Неправильная галактика
L Галактика низкой поверхностной яркости
N Галактика с небольшим ярким ядром
S Спиральная галактика
Наклон Объяснение
1 Ось диска галактики направлена на наблюдателя
2
3
4
5
6
7 Галактика видна с ребра

В этой системе, например, Туманность Андромеды получает обозначение kS5.

См. также[править | править исходный текст]


Ссылки[править | править исходный текст]

  1. Shapley H. On the Classification of Extra-galactic Nebulae (англ.) // Harvard College Observatory Bulletin. — 1927. — № 849. — С. 1-4.
  2. Hubble, E. P. Extragalactic nebulae (англ.) // Astrophys. J.. — 1926. — Т. 64. — С. 321-369.
  3. Hubble, E. P. Realm of the Nebulae. — New Haven: Yale University Press, 1936.
  4. Sandage, Allan The Hubble atlas of galaxies. — Washington: Carnegie Institution, 1961, 1961.
  5. Shapley, Harlow Two Stellar Systems of a New Kind. — Nature, 1938. — Т. 142. — С. 715-716.
  6. de Vaucouleurs, G. Classification and Morphology of External Galaxies. // Handbuch der Physik. — 1959. — Т. 53. — С. 275.
  7. de Vaucouleurs, G. Classification of Galaxies by Form, Luminosity and Color (англ.) // Edited by George Cunliffe McVittie. Problems of Extra-Galactic Research : Proceedings from IAU Symposium no. 15.. — New York: Macmillan Press, 1962. — Т. 53. — С. 275.
  8. Zwicky, F. Multiple Galaxies // Ergebnisse der exakten Naturwissenschaften. — 1956. — Т. 29. — С. 344-38.
  9. de Vaucouleurs, G. (1994). «Global Physical Parameters of Galaxies» (PostScript). Проверено 2008-01-02.
  10. Binney J. Galactic Astronomy. — Princeton: Princeton University Press, 1998. — ISBN 9780691025650
  11. Morgan, W. W.; Mayall, N. U. A Spectral Classification of Galaxies (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1957. — Т. 69. — № 409. — С. 291.
  12. Morgan, W. W., Keenan, P. C. Spectral Classification (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 1973. — Т. 11. — С. 29.