Klasificiranje galaktika svrstavanje je galaktika u skupine na temelju raznih kriterija, najčešće oblika, ali također i drugih svojstava.
Postoji više takvih sustava podjele, od kojih su najpoznatiji sljedeći:
Klasifikacija je nastala oko 1922. godine, prvi put je objavljena 1926. godine. Isključivo je morfološkog karaktera.
Ova klasifikacija nije toliko poznata kao Hubble-Sandageov sustav, ali je zanimljiva zbog toga što joj je vrlo slična, pa su je neki držali plagijatom, iako je dokazano nastala prije Hubbleova prijedloga. Kriterij po kojemu je Lundmark svrstavao galaktike drugačiji je od Hubbleova. Podjela unutar razreda temelji se na stupnju koncentracije prema središtu. Klasifikacija "anagalaktičkih" maglica dijeli galaktike u četiri razreda:
Lundmark je klasificirao sve vrste nebeskih maglica, a galaktike je pod imenom "anagalaktičke maglice" označio s II, ili A:
Lundmarkova je klasifikacija isključivo morfološka. Podjela na razrede temelji se na vanjskom obliku, odnosno stupnju razvijenosti spiralnih krakova: prvo su maglice bez oblika, zatim slijede simetrične maglice bez spiralne strukture, potom maglice kod kojih se može nazrijeti spiralna struktura, te na kraju maglice sa spiralnom strukturom. Podjela unutar razreda izvršena je na temelju stupnja koncentracije prema središtu. Fizikalna svojstva galaktika ne mogu se doznati iz ove klasifikacije (za razliku od Hubble- Sandage, gdje se može, na primjer, pratiti smjer evolucije). Na sljedećoj tablici prikazana je usporedba Lundmarkove i Hubble-Sandage klasifikacije:
Sljedeća tablica prikazuje popis navedenih primjera u ovom prikazu Lundmarkove klasifikacije, njihov tip u toj klasifikaciji, te, za usporedbu, tip u Hubble-Sandage sustavu:
Hubble je ovaj oblik klasificiranja galaktika predložio 1925. godine, a sustav se prvi put javlja detaljno opisan u Hubbleovoj knjizi The Realm of the Nebulae ("Carstvo maglica") 1936. godine. Shema toga prvobitnog sustava sastoji se od niza eliptičnih galaktika (E) koji se kreće od E0 (okrugli oblik) do E7 (lećoliki oblik) i dva paralelna niza spiralnih galaktika: normalnih spiralnih galaktika (S) i prečkastih spiralnih galaktika (SB). Svaki od ta dva niza podijeljen je na tri dijela: rani (a), intermedijarni (b) i kasni(c). Na kraju se ta dva paralelna niza opet spajaju u jedan koji predstavlja galaktike nepravilna oblika podijeljene u dva tipa (I i II) prema mogućnosti razlučivanja zvijezda.
Neprikladnost prvobitnog sustava očituje se u tome što paralelni tipovi spiralnih nizova označeni jednakim indeksima (a, b,c) nemaju jednake karakteristike razvijenosti spiralnih krakova i građe (npr. rane S galaktike (Sa) nisu slične ranim SB galaktikama (SBa), nego više intermedijarnim SB galaktikama (SBb)). Tip SBa ove klasifikacije obuhvaćao je sve galaktike bez spiralne strukture, ali s izraženom prečkom, a odgovarajući dio u S nizu (Sa) sadržavao je galaktike s razvijenom spiralnom strukturom čije je prisustvo, gdje nije mogla biti izravno otkrivena, pretpostavljena, a nemogućnost njezina otkrivanja pripisivana je nezgodnom položaju galaktika ili nekim drugim uzrocima. Osim toga, prijelaz od E7 na Sa bio je previše nagao, pa je bilo potrebno pretpostaviti prijelazne oblike, dok kod prečkastih galaktika to nije slučaj, jer SBa galaktike još uvijek nemaju spiralnu strukturu, pa kao takve predstavljaju prijelaz od E7 na SB niz.
Nakupljanjem podataka i povećanjem broja kvalitetnih fotografija, nedostatak prvobitne Hubbleove klasifikacije je ispravljen. Otkrivene su mnoge galaktike kasnije od tipa E7, a još uvijek ranije od Sa (što znači, bez prečkaste građe). To su galaktike s eliptičnošću koja prelazi granice razreda E, ali još uvijek bez znakova spiralne strukture. Kako je taj podrazred, po svojim osnovnim karakteristikama, stajao paralelno s SBa ( onim iz 1936. godine), morala je u novom sustavu biti uvedena još jedna izmjena i to u SB nizu, kako bi se oznake i osobine galaktika podudarale. To je bilo učinjeno na način
Sa
SBb
Tako sad u oba niza oznaka a označava pojavu spiralnosti, a indeks 0 prijelazni stupanj, to jest, galaktike kasnije od E7, ali bez spiralne građe. Na Sl. 1. je prikazan konačni izgled Hubble-Sandage klasifikacije.
Hubble je umro 1953. godine, a sređivanja njegovih rukopisa prihvatio se Allan Sandage koji je pritom unosio i neke svoje izmjene, te je stoga u naziv ove klasifikacije uključeno i njegovo ime.
Hubble je, za razliku od Lundmarka, podjelu izvršio na temelju tri klasifikacijska kriterija:
Na Sl. 2. prikazana je detaljna shema klasifikacije. Na lijevoj strani su ranije, na desnoj kasnije galaktike (ne odnosi se na razvoj), kako ih je nazivao Hubble. Ranija galaktika, u odnosu na neku kasniju, ima relativno veće nerazlučeno područje jezgre, manje otvorene spiralne krakove, te manji stupanj razlučenosti krakova u zvijezde.
1) Razred E - eliptične galaktike
2) Prijelazni razred s eliptičnih na spiralne galaktike
3) Razred spiralnih galaktika
4) Razred nepravilnih galaktika, Irr
Kriteriji kojima se koristi klasifikacija Hubble-Sandage isključivo su morfološki. Tako je dobiven karakteristični dijagram tog sustava (Sl. 1. odn. Sl. 2.), a kasnije su uočene činjenice koje također slijede shemu sustava. Uočeno je da su ranije galaktike siromašnije mladim zvijezdama i prašinom i da sadrže uglavnom starije zvijezde, dok kasnije galaktike sadrže uglavnom mlade i vruće zvijezde kao i velike količine prašine. Jezgre galaktika sastoje se od starih zvijezda sličnih zvijezdama populacije II, dok se krakovi i omotač sastoje iz mlađih zvijezda i prašine. Sve to ukazuje na to da bi Hubble-Sandage sistem vjerojatno mogao predstavljati dijagram evolucije galaktika koja se kreće od Irr prema E, to jest, zdesna nalijevo. Tome u prilog ide otkriće da je odnos između količine prašine i mladih zvijezda u svim tipovima 1:1. To bi značilo da, dok ima prašine, ima i stvaranja mladih zvijezda; što je prašine manje, mlade se zvijezde sve manje stvaraju, a kad prašine nema, nema niti stvaranja mladih zvijezda. No valja naglasiti i to da pravac razvoja duž tog niza nije općenito prihvaćen.
Prednost je Hubble-Sandage sustava što se zasniva na najuočljivijim svojstvima galaktika (razvijenost spiralnih krakova i veličina jezgre) i što svrstavanje neke galaktike u jedan od tipova prikazuje srazmjerno puno značajki te galaktike. Glavni je nedostatak tog sustava u tome što je vrlo teško smjestiti prijelazne oblike i one koji općenito odstupaju od uobičajena izgleda. Ovi zadnji uglavnom se označavaju oznakom pec (pekulijarna, neobična). Nedostatke Hubble-Sandage sustava nastojali su ispraviti de Vaucouleurs i Holmberg u svojim modifikacijama ove klasifikacije.
Na kraju, evo još i relativne frekvencije galaktičkih tipova:
Klasifikacija Gerarda de Vaucouleursa predstavlja najsavršeniju modifikaciju sustava Hubble-Sandage. De Vaucouleurs je u periodu od 1952. do 1956. godine na Mt. Stromlo Obs. snimio velik broj galaktika južnoga neba, pa se osjetila potreba za opsežnijim klasifikacijskim sustavom. Nakon diskusije s Allanom Sandageom 1955. godine, ovaj je sustav općenito prihvaćen.
Na slici 11. prikazan je grafički izgled ideje de Vaucouleursova sustava. Dijagonale predstavljaju četiri glavna strukturalna niza: SA(r), SA(s), SB(r) i SB(s). Spiralne galaktike označene su s S, normalne spiralne s SA, a prečkaste spiralne s SB. Prijelazni razred s eliptičnih na spiralne je S0 i dijeli se na tri tipa: S0-, S0o i S0+. Sm predstavlja Magellanov tip i prijelaz je sa spiralnih na nepravilne. De Vaucouleurs drži da je spljoštenost kod eliptičnih galaktika nevažna, jer ne predstavlja bitno svojstvo galaktike.
Klasifikacijski kriteriji su isti kao i u Hubble-Sandage sustavu. Idući od centra prema van, galaktike su sve nekompaktnije i otvorenije. Koncentrični krugovi predstavljaju odgovarajuće (u Hubble-Sandage sustavu paralelne) stadije. Nepravilne Irr galaktike su izvan sheme. One se dijele na dva tipa: Im (slične su po izgledu Magellanovim oblacima, ali bez ostataka spiralne strukture) i I (tzv. "nemagellanove nepravilne galaktike"). Tip I bi možda bolje bilo bilježiti s I0, jer galaktike tog tipa pokazuju neke sličnosti s S0 galaktikama.
Prednosti su de Vaucouleursova sustava uglavnom u tome što je moguće vrlo precizno odrediti mjesto prijelaznih oblika i to između SA i SB, kao i između (r) i (s).
Nedostatak je u tome što na shemi nema mjesta za nepravilne galaktike.
Ova klasifikacija je, jednako kao i Hubble-Sandage klasifikacija, morfološka, no ipak je moguće slijediti neka fizikalna svojstva duž radijusa na shemi. Bliže centru su galaktike koje se uglavnom sastoje od starijih zvijezda, a dalje od njega su galaktike koje se sastoje uglavnom od mlađih zvijezda. Razvoj galaktike bi se (iako to nije općenito prihvaćeno) mogao odvijati od periferije prema središtu kruga.
Klasificiranje prema Gérard-Henriju de Vaucouleursu također je u upotrebi, ali rijetko.
Fotoelektričnim mjerenjima spektra galaktika može se, kao i kod zvijezda, mnogo doznati o njihovu sastavu. Kako galaktike nisu sastavljene samo od zvijezda jednakih spektralnih tipova, njihove boje ovisit će o zvijezdama koje njima dominiraju. W. W. Morgan i N. U. Mayall detaljno su proučavali mnoge galaktike na ovaj način i uočili ovisnost oblika galaktike o njezinom spektru, odnosno o njezinim fizikalnim svojstvima. Govoreći o Hubble-Sandage klasifikaciji, naglasili smo da su eliptične galaktike uglavnom sastavljene od starih, crvenih zvijezda i žutih zvijezda tipa G i K. Spiralne galaktike sastoje se većinom od mlađih i žućih zvijezda A, F i G tipa, dok su nepravilne galaktike građene od vrlo mladih O i B zvijezda. To su ustanovili Morgan i Mayall mjereći spektre galaktika.
Kako, idući od kasnijih prema ranijim galaktikama Hubblova sustava sve više dominira jezgrino područje (tj. koncentracija prema jezgri je sve veća), to će razvoj spektralnog tipa galaktike ujedno označavati i razvoj koncentracije zvijezda prema jezgri. Štoviše, Morgan je u svojoj klasifikaciji koncentraciju prema jezgri uzeo kao glavni kriterij, te je, koristeći se fotografijama što ih je načinio Hubble 100 i 200 inčnim dalekozorima, uveo novi sustav klasificiranja (objavljen u kolovozu 1957. godine, u Publications of the Astronomical Society of the Pacific, (Vol. 69, No. 409) u kojemu tip određen na temelju koncentracije prema jezgri pokazuje i njegova spektralna obilježja.
Morgan je, na temelju karakteristika spektra, podijelio galaktike u sedam tipova i označio ih, držeći se spektralne klasifikacije zvijezda, kao:
Na dva suprotna kraja nalaze se a i k tipovi galaktika:
Osnovnoj oznaci spektralnog tipa pridodaje Morgan oznake za oblik:
Osim toga, može se još dodati oznaka za:
Intermedijarni oblici označavaju se kombiniranjem oznaka (na primjer, ED).
Nakon oznake za oblik može se dodati i broj od 1 do 7:
Ovaj parametar ovisi o kutu pod kojim galaksiju gledamo i nije bitno svojstvo objekta.
1962. godine u The Astrophysical Journal, (Vol. 135, No. 1) W. W. Morgan predlaže pojednostavljenu inačicu svoje klasifikacije nazvanu y' (prva je verzija nazvana y). U toj inačici spektralne tipove galaktika zamjenjuje brojevima od 1 do 7 (na taj način smanjuje količinu informacija) prema stupnju koncentracije. Izmjena je izvršena prema sljedećoj tablici:
Morganova klasifikacija y' prikazana je na slici 12.
Ova klasifikacija možda ponajbolje odgovara zahtjevima, jer uz fizikalna prikazuje i morfološka obilježja pojedinih galaktika. Za klasificiranje su bitnije spektralne odnosno fizikalne karakteristike, dok je sam obllik od drugorazrednog značaja.
Dosta je vjerojatno de evolucija galaktika teče prema slici 12. od 1 prema 7, što je izraženo sve većom koncentracijom prema jezgri (sve većim jezgrinim područjem koje nastanjuju stare zvijezde).
Holmbergova klasifikacija predstavlja još jednu modifikaciju Hubble-Sandage sustava. Temelji se na činjenici da je prava boja (nakon svih korekcija, npr. za apsorpciju) neke galaktike funkcija razvijenosti krakova. Držeći se ovoga, Holmberg je uveo neke izmjene u svojoj modifikaciji tradicionalnog sustava. Prije svega, ukinuo je podjelu spiralnih galaktika na normalne spiralne (S) i prečkaste spiralne (SB), jer se prisustvo ili odsustvo prečke ne odražava na unutrašnjem sastavu galaktike, tj. o tome ne ovisi boja galaktike. Osim toga, ova je izmjena izvršena i zbog toga što postoji velik broj galaktika čija su svojstva nerazgraničena između S i SB podrazreda. Holmberg sve spiralne galaktike označava sa S, a unutar tog razreda podjelu vrši samo s obzirom na boje, odnosno razvijenost spiralnih krakova.
Nadalje, Holmberg drži da je podjela kasnijih spiralnih tipova, s obzirom na raznolikosti koje se javljaju unutar velikog broja predstavnika, nedovoljno precizna. Zato je od tipova Sb i Sc napravio četiri nova tipa i označio ih ovako:
Eliptične galaktike označio je sve s E, jer one, osim stupnja eliptičnosti, sve pokazuju vrlo slična svojstva, odnosno boje.
Holmberg je zadržao podjelu nepravilnih galaktika na dva tipa.
Konačan izgled sustava je ovakav:
E——S0——Sa——Sb-——Sb+——Sc-——Sc+——Ir I——Ir II
Karakteristike novih tipova su sljedeće:
Ova klasifikacija, na neki način, povezuje Hubble-Sandage sustav i klasifikaciju W. W. Morgana. Holmberg se drži morfološkog redoslijeda, ali izbacuje neke dijelove za koje smatra da nisu od bitnog značenja; podjela na osam tipova E galaktika temeljena na omjeru promjera nije potrebna, jer boja galaktike, po svemu sudeći, uopće o tome ne ovisi. Nije bitno prisustvo prečke, jer niti to ne utječe na boju galaktike. Dakle, može se ipak konstatirati da Holmberg, u odnosu boja–oblik, ipak oblik podređuje boji.
U svojemu radu A Photographic Photometry of Extragalactic Nebulae iz 1958. godine, Holmberg navodi 300 galaktika koje klasificira prema svojemu sustavu. Od tih galaktika mnoge je bilo teško svrstati, jer su predstavljale ili prijelazne oblike, ili neke abnormalne objekta. Tako je, na primjer, neke spiralne galaktike, kojima nije mogao odrediti tip, označio samo sa S, ili, u slučaju abnormalnosti, sa Sp (pekulijarne). Donja tablica prikazuje frekvenciju galaktika po tipovima u Holmbergovoj klasifikaciji, na temelju tih 300 galakrika:
Osim u oblicima, galaktike pokazuju velike raznolikosti i u sjaju. One najsjajnije mogu biti za oko 104 puta sjajnije od onih najmanje sjajnih. Izgleda vjerojatno da se takve velike razlike u sjaju manifestiraju i u izgledu pojedinih galaktika. Stvarno je i uočeno da je stupanj razvijenosti spiralnih krakova kasnih (po Hubbleu) galaktika funkcija apsolutne veličine M. Galaktike s najjačim sjajem imaju i najbolje razvijenu spiralnu strukturu. Štoviše, veza između apsolutnoga sjaja i razvijenosti krakova je toliko jaka, da taj odnos može biti upotrijebljen za definiranje klasifikacije kasnih galaktika prema sjaju.
Van den Berghova pripremna klasifikacija galaktika kasnog tipa prema sjaju izvršena je na temelju jednolično eksponiranih fotografskih ploča napravljenih Schmidtovim dalekozorom na zvjezdarnici Mt. Palomaru. Potreba za jednoličnim eksponiranjem (kako bi se sjajevi mogli međusobno uspoređivati) onemogućila je preciznije uočavanje morfoloških karakteristika galaktika, naročito onih sjajnijih, kod kojih je središnje područje preeksponirano, kao i kod onih vrlo slaba sjaja. No, vanjska područja sjajnijih galaktika sadrže sasvim dovoljno informacija za potrebe klasificiranja.
Kako je broj galaktika s poznatim sjajem koje mogu biti upotrijebljene kao standardi bio u to vrijeme dosta malen, ovaj klasifikacijski sustav bio je uveden kao pripremni sustav, a definitivni mu je oblik mogao biti zasnovan na većem broju standarda od tada raspoloživih. Usto bi takav sustav obuhvatio i kriterije za jezgrina i vanjska područja.
Pripremna klasifikacija prema sjaju bila je ograničena uglavnom na Hubbleove Sc i Irr galaktike i sadržvala je dva parametra:
Poddivovske galaktike mogle su, prema stupnju razlučivanja (a to je kod ovih bilo moguće zamijetiti, jer snimci uglavnom nisu bili preeksponirani, niti preslabi) doći kao S- i S+ varijante (nisko, odnosno, visoko razlučivanje), dok već kod patuljastih galaktika ovo više nije bilo moguće razabrati.
U pripremnoj klasifikaciji postojale su tri skupine s obzirom na galaktički tip (sa S(b) mogle su se označiti galaktike koje su odgovarale de Vaucouleursovim SAB galaktikama):
1. skupina
2. skupina
3. skupina (nepravilne galaktike ograničene su isključivanjem sudarajućih i međudjelovajućih, kao i deformiranih eliptičnih i eliptičnih koje pokazuju prašinaste pojaseve)
K tome se mogu dodavati oznake za:
Klasifikacija je značajna zbog toga što se na temelju nje može odrediti apsolutni sjaj galaktike s točnošću do 0,5m, a time i njezina udaljenost. U tablici je prikazan apsolutni sjaj pojedinih razreda.
Ovako se odredi apsolutna veličina galaktike. Iz poznate formule dobije se udaljenost:
M = m + 5 − 5 × log d ( p c ) {\displaystyle M=m+5-5\times \log d(pc)}
Na slici 13. prikazani su položaji pojedinih razreda sjaja u dijagramu prividna veličina / radijalna brzina. Ovisnost logaritma udaljenosti i prividne veličine je linearna:
log d = 1 5 × m − ( M 5 − 1 ) {\displaystyle \log d={\frac {1}{5}}\times m-\left({\frac {M}{5}}-1\right)}
d ∼ V ( r a d ) {\displaystyle d\sim V\left(rad\right)}
log V ( r a d ) ∼ m {\displaystyle \log V\left(rad\right)\sim m}
Zwicky je uočio dvije mogućnosti klasificiranja galaktika: prema unutarnjem sastavu i karakteristikama zvijezda kao prvu mogućnost, te prema njihovim masama ili sjajevima kao drugu mogućnost. Kako se s vremenom otkrivalo sve više galaktika koje možda uopće ne sadrže zvijezde, nego se sastoje potpuno iz više ili manje vrućih plinova, postajalo je vrlo nesigurno pitanje sastava različitih izvangalaktičkih sustava. Zbog toga je Zwicky odbacio prvu mogućnost i nastojao klaificirati galaktike po proizvoljno odabranom redoslijedu mase i sjaja. Klasifikacija je objavljena 1964. godine.
Sustav klasifikacije sadržan je u sljedećem:
Pojam "normalnih galaktika" ne mora značiti da se one javljaju najčešće. One su bile najbrojnije među dotad (1964.) promatranim galaktikama. Analogna klasifikacija moguća je i prema ukupnim radio-tokovima pojedinih galaktika.
Ova klasifikacija sasvim zanemaruje oblik galaktike. Zwicky je držao da je, zbog nesigurnosti po pitanju sastava galaktika, ovo bio najbolji način klasificiranja. Ali, takva je klasifikacija bila poprilično neprecizna i odgovara samo za grublje opisivanje galaktika.
Klasificiranje prema Yerkskom opservatoriju također je u upotrebi, ali rijetko.
