Biçimsel galaksi sınıflaması

Biçimsel galaksi sınıflandırması, astronomların gökadaları görünüşlerine göre gruplara ayırdıkları bir sınıflandırma sistemidir. Gökadaları görünüşlerine göre sınıflandırmak için kullanılan birkaç şema bulunmaktadır. Bunların en bilineni Edwin Hubble tarafından tasarlanan ve Gérard de Vaucouleurs ile Allan Sandage tarafından genişletilen Hubble düzenidir. Gökada sınıflandırması ve morfolojisi artık büyük ölçüde hesaplama yöntemleri ve fiziksel morfoloji kullanılarak yapılır.

Gözlemlenen gökada biçimleri oldukça çeşitlidir ve morfolojilerine göre sınıflara ayrılmaları bu nesnelerin daha fazla incelenmesi için yararlı olabilir. Gökadaların morfolojik sınıflandırması için pek çok şema yapılmıştır, fakat genel kabul görmüş ve aynı zamanda yeterince ayrıntılı bir şema yoktur. Hubble düzeni ise oldukça basittir ve gökadanın temel özelliklerini tanımlamak için yeterlidir, bu nedenle ana şema olarak kullanılır.

Aynı gökadanın görünümü, farklı dalga boylarındaki görüntülerde büyük farklılıklar gösterebilir. Gökadaların görüntülerini karşılaştırırken ve onları sınıflandırırken bu dikkate alınmalıdır. Örneğin, gökadaların sarmal kolları bazı fotometrik bantlarda iyi, diğerlerinde zayıf olarak göze çarpar. Tipik olarak gökadalar için sınıflandırma şemaları optik aralıktaki görüntülerine dayanır. Bu durumda gökadaların kendi radyasyonuna göre birbirleriyle karşılaştırılması gerektiği göz önünde bulundurulmalıdır. Mesela, fotometrik R bandında kırmızıya kayması olan bir gökada gözleniyorsa, o zaman yakındaki bir gökadayı onunla karşılaştırmak için U bandındaki görüntünün daha kısa dalga boylarında olması gerekir. Çok uzak gökadalar, erken evrende milyarlarca yıl önceki halleriyle gözlemlenir. Bu nedenle düzensiz, asimetrik bir şekle sahiptirler ve onlar için başka sınıflandırma şemaları kullanılabilir.

Sarmal gökadalar, yıldızların genellikle iki kollu bir spiral yapı oluşturduğu basık bir diskten ve şişkinlik olarak bilinen, görünüş olarak bir eliptik gökadaya benzeyen merkezi bir yıldız yoğunluğundan oluşur. Bu tip gökadalar "S" sembolüyle gösterilir. Sarmal gökadaların yaklaşık yarısının merkezi şişkinlikten uzanan çubuk benzeri bir yapıya sahip olduğu görülmektedir. Bu çubuklu sarmal gökadalar "SB" sembolüyle gösterilir.

Merceksi gökadalar (S0 olarak belirtilir), sarmal gökadaların aksine gözle görülür bir sarmal yapısı olmayan ve önemli miktarda aktif olarak yıldız oluşturmayan geniş, disk benzeri bir yapıyla çevrili parlak bir merkezi şişkinlikten oluşur.

Bu genel sınıflar, görünümün daha ince ayrımlarını mümkün kılmak ve disk benzeri veya elipsoit herhangi bir belirgin düzenli yapıya sahip olmayan (düzensiz gökadalar gibi) diğer gökada türlerini kapsayacak şekilde genişletilebilir.

Hubble düzeni genellikle iki uçlu bir çatal şeklinde temsil edilir. Solda eliptikler (soldan sağa artan eliptiklik derecesi ile) ve çatalın iki paralel ucunu oluşturan çubuklu ve çubuksuz sarmallar. Merceksi gökadalar, eliptikler ile sarmal gökadaların arasında, çatalın "sap" ile buluştuğu nokta üzerinde yer alır.

Hubble düzeni, bugüne kadar hem profesyonel, hem de amatör astronomi araştırmalarında gökadaları sınıflandırmak için kullanılan en yaygın sistem olmuştur. Bununla birlikte, 2019 Haziran'ında Galaxy Zoo projesi üzerinden vatandaş bilim insanları, özellikle sarmal gökadalarla ilgili olağan Hubble sınıflandırmasının desteklenmeyebileceğini ve güncellenmesi gerekebileceğini bildirmişlerdir.

İlk olarak 1959'da Gérard de Vaucouleurs tarafından tanımlanan ve gökadaları sınıflandırmak için kullanılan de Vaucouleurs sistemi, Hubble düzeninin yaygın olarak kullanılan bir uzantısıdır. De Vaucouleurs, Hubble'ın sarmal gökadaların sıkılığına ve bir çubuğun varlığı veya yokluğuna dayanan iki boyutlu sınıflandırmasının, gözlemlenen gökada morfolojilerinin tamamını yeterince açıklamadığını savundu. Özellikle halka ve "mercek"lerin, sarmal gökadaların önemli yapısal bileşenleri olduğunu tartışmaya açtı.

Çubuklar: Gökadalar, merkezi bir çubuk varlığı veya yokluğuna göre sınıflandırılır. De Vaucouleurs, çubuğa sahip olmayan sarmal gökadaları ifade etmek için "SA" işaretini kullanarak, Hubble'ın çubuğa sahip sarmallar için kullandığı "SB" işaretlemesini tamamladı. Ayrıca, zayıf bir çubuğa sahip sarmalları içeren ve "SAB" olarak adlandırılan bir ara sınıfı da tanıttı. Merceksi gökadalar ayrıca çubuksuz (SA0) veya çubuklu (SB0) olarak sınıflandırılır ve "S0" işareti, genellikle görüş hattının kenarında oldukları için bir çubuğun varlığı veya yokluğunun belirlenmesinin imkansız olduğu gökadalar için ayrılmıştır.

Halkalar: Gökadalar, halka benzeri yapıları olanlar "(r)" ve halkaları olmayanlar "(s)" olarak ikiye ayrılır. Sözde "geçiş" gökadaları, "(rs)" sembolü ile ifade edilir.

Bu üç sınıftaki çoğu gökada, Hubble'ın orijinal şemasında "Irr I" olarak sınıflandırılmıştır. İlave olarak Sd sınıfı, Hubble'ın Sc sınıfından bazı gökadaları içerir. Sm ve Im sınıflarındaki gökadalara sırasıyla "Macellansı" sarmallar ve düzensizler denir. İsimlerini Macellan bulutları'ndan almışlardır. Büyük Macellan Bulutu SBm tipindedir, Küçük Macellan Bulutu ise düzensizdir (Im).

Sınıflandırma şemasının farklı öğeleri, listelendiği sırayla birleştirilerek bir gökadanın tam sınıflandırması verilir. Örneğin, gevşekçe sarılmış kollara ve bir halkaya sahip olan zayıf çubuklu bir sarmal gökada SAB(r)c olarak gösterilir.

Görsel olarak de Vaucouleurs sistemi, Hubble'ın diyapazon çatalının üç boyutlu bir versiyonu olarak ifade edilebilir. X ekseninde evre (sarmal olma), y ekseninde aile (çubuklu olma) ve z ekseninde çeşitlilik (halkalı olma) yer alır.

De Vaucouleurs ayrıca şemasındaki her bir gökada sınıfına sayısal değerler atamıştır. Sayısal Hubble evresi T, -6 ile +10 arasında değişen değerlere sahiptir. Negatif sayılar erken tip gökadalara (eliptik ve merceksi), pozitif sayılar ise geç tip gökadalara (sarmal ve düzensiz) karşılık gelir. Bu nedenle genel bir kural olarak daha düşük T değerleri, küremsi/şişkinlik içindeki yıldız kütlesinin diske göre daha büyük bir kısmına karşılık gelir. Küremsi-toplam yıldız kütlesi oranı (MB/MT) ile Hubble evresi arasındaki yaklaşık eşleşme, yerel gökadalara bağlı olarak MB/MT=(10−T)2/256 şeklinde belirlenir.

Eliptik gökadalar, kompakt eliptik gökadalar (cE), normal eliptik gökadalar (E) ve geç tipler (E+) olmak üzere üç 'evreye' ayrılır. Merceksiler benzer şekilde erken (S−), orta (S0) ve geç (S+) tiplere ayrılır. Düzensiz gökadalar, macellansı düzensizler (T = 10) veya "kompakt" (T = 11) tipinde olabilir.

Yerkes şeması, Amerikalı gök bilimci William Wilson Morgan tarafından oluşturulmuştur. Philip Keenan ile birlikte, yıldızların tayfları aracılığıyla sınıflandırılması için MK sistemini de geliştirdi. Yerkes şeması gökadadaki yıldızların tayflarını; şekillerini, gerçek ve görünür özellikleri ve merkezi yoğunluğun derecesini kullanarak gökadaları sınıflandırır.