Clasificación morfológica de galaxias

La clasificación morfológica de galaxias es un sistema que utilizan los astrónomos para dividirlas en grupos según su apariencia visual, forma, estructura y distribución de la luz. Existen varios esquemas para clasificar las galaxias según su morfología, siendo el más famoso la secuencia de Hubble , ideada por Edwin Hubble y posteriormente ampliada por Gérard de Vaucouleurs y Allan Sandage . Sin embargo, actualmente la clasificación y morfología de las galaxias se realiza principalmente mediante métodos computacionales y morfología física.

La secuencia de Hubble es un esquema de clasificación morfológica para galaxias inventado por Edwin Hubble en 1926. ^{[ 2 ] [ 3 ]} A menudo se la conoce coloquialmente como el “diapasón de Hubble” debido a la forma en que tradicionalmente se representa. El esquema de Hubble divide las galaxias en tres clases amplias según su apariencia visual (originalmente en placas fotográficas ): ^{[ 4 ]}

• Las galaxias elípticas tienen distribuciones de luz suaves y sin rasgos distintivos, y aparecen como elipses en las imágenes. Se denotan con la letra "E", seguida de un número entero n que representa su grado de elipticidad en el cielo. ^{[ 5 ]} La calificación específica de elipticidad depende de la relación entre el eje mayor (a) y el eje menor (b), por lo tanto: ^{[ 6 ]}

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

• Las galaxias espirales constan de un disco aplanado, con estrellas que forman una estructura espiral (generalmente de dos brazos) , y una concentración central de estrellas conocida como bulbo , de apariencia similar a una galaxia elíptica. Se les asigna el símbolo "S". Aproximadamente la mitad de todas las espirales también presentan una estructura en forma de barra que se extiende desde el bulbo central. Estas espirales barradas se representan con el símbolo "SB".
• Las galaxias lenticulares (designadas S0) también consisten en un bulbo central brillante rodeado por una estructura extendida en forma de disco, pero, a diferencia de las galaxias espirales , los discos de las galaxias lenticulares no tienen una estructura espiral visible y no están formando estrellas activamente en cantidades significativas. ^{[ 7 ]}

Estas amplias clases pueden extenderse para permitir distinciones más finas de apariencia y para abarcar otros tipos de galaxias, como las galaxias irregulares , que no tienen una estructura regular obvia (ya sea en forma de disco o elipsoidal). ^{[ 4 ]}

La secuencia de Hubble se representa a menudo en forma de horquilla de dos puntas, con las galaxias elípticas a la izquierda (con un grado de elipticidad que aumenta de izquierda a derecha) y las espirales barradas y no barradas formando las dos puntas paralelas de la horquilla a la derecha. Las galaxias lenticulares se sitúan entre las elípticas y las espirales, en el punto donde las dos puntas se encuentran con el «mango». ^{[ 9 ]}

Hasta la fecha, la secuencia de Hubble es el sistema más utilizado para clasificar galaxias, tanto en la investigación astronómica profesional como en la astronomía amateur . ^{[ 10 ]} Sin embargo, en junio de 2019, científicos ciudadanos a través de Galaxy Zoo informaron que la clasificación habitual de Hubble , particularmente en lo que respecta a la relación entre los brazos espirales y el núcleo galáctico en las galaxias espirales , podría necesitar una reevaluación. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

El sistema de De Vaucouleurs para clasificar galaxias es una extensión ampliamente utilizada de la secuencia de Hubble , descrita por primera vez por Gérard de Vaucouleurs en 1959. ^{[ 13 ]} De Vaucouleurs argumentó que la clasificación bidimensional de Hubble de las galaxias espirales —basada en la compacidad de los brazos espirales y la presencia o ausencia de una barra— no describía adecuadamente toda la gama de morfologías galácticas observadas. En particular, argumentó que los anillos y las lentes son componentes estructurales importantes de las galaxias espirales. ^{[ 14 ]}

El sistema de De Vaucouleurs conserva la división básica de Hubble de las galaxias en elípticas , lenticulares , espirales e irregulares . Para complementar el esquema de Hubble, De Vaucouleurs introdujo un sistema de clasificación más elaborado para las galaxias espirales, basado en tres características morfológicas: ^{[ 15 ]}

Los distintos elementos del esquema de clasificación se combinan —en el orden en que aparecen— para obtener la clasificación completa de una galaxia. Por ejemplo, una galaxia espiral con una barra débil, brazos poco enrollados y un anillo se denomina SAB(r)c.

Visualmente, el sistema de De Vaucouleurs puede representarse como una versión tridimensional del diapasón de Hubble, con la etapa (espiralidad) en el eje x , la familia (barras) en el eje y y la variedad (anillos) en el eje z . ^{[ 17 ]}

El esquema de Yerkes fue creado por el astrónomo estadounidense William Wilson Morgan . Junto con Philip Keenan , Morgan también desarrolló el sistema MK para la clasificación de estrellas a través de sus espectros. El esquema de Yerkes utiliza los espectros de las estrellas en la galaxia; la forma, real y aparente; y el grado de concentración central para clasificar las galaxias. ^{[ 21 ]}

Así, por ejemplo, la galaxia de Andrómeda se clasifica como kS5. ^{[ 22 ]}

Los parámetros morfológicos cuantitativos se han utilizado en astronomía desde finales del siglo XX. Un artículo de SM Kent de 1985 introdujo por primera vez el concepto de "concentración", la relación entre dos radios, cada uno de los cuales contiene una porción de la luminosidad total de la galaxia . La definición formal de concentración es

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

dónde${\displaystyle r(0.8)}$y${\displaystyle r(0.2)}$son los radios que contienen el 80% y el 20% de la luz total medida de una galaxia, respectivamente. ^{[ 23 ]} En 1995, D. Schade et al. desarrollaron el parámetro de asimetría, una medida del flujo residual después de una rotación de 180 grados y la sustracción de una imagen de galaxia. La definición de asimetría es

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

dónde${\displaystyle R_{ij}}$es la imagen residual después de la sustracción y${\displaystyle I_{ij}}$es la imagen original. ^{[ 24 ]}

En 1998, Sidney van den Bergh publicó un libro sobre morfología de galaxias en el que cuestionó las debilidades de la secuencia de Hubble como esquema de clasificación. ^{[ 25 ]} Trabajos posteriores revelaron más debilidades. En 2003, Christopher Conselice formalizó los parámetros CAS , un conjunto de parámetros morfológicos cuantitativos que podrían usarse para aproximar los tipos de Hubble de poblaciones de galaxias a bajo corrimiento al rojo. ^{[ 26 ]} En 2004, un artículo de Jennifer Lotz encontró que el coeficiente de Gini , cuando se usa junto con el momento de segundo orden del 20% más brillante del flujo de la galaxia (denominado M ₂₀ ) y los parámetros CAS, podría distinguir galaxias normales de fusiones. ^{[ 27 ]}

• Catálogo Morfológico de Galaxias – Catálogo ruso de 30.642 galaxias 
• Diagrama de color-magnitud de galaxias : gráfico que representa la relación entre el brillo y la masa de los grandes sistemas estelares. 
• Galaxy Zoo : un proyecto de astronomía colaborativo. 
• William Wilson Morgan – astrónomo estadounidense 
• Fritz Zwicky – astrónomo suizo (1898–1974) 
• Parámetros CAS – Esquema de indicadores morfológicos cuantitativos
• Coeficiente de Gini : medida de desigualdad económica que también se utiliza como indicador morfológico.

• Galaxias y el Universo : una introducción a la clasificación de galaxias.
• Atlas de morfología de galaxias en el infrarrojo cercano , TH Jarrett
• El Sondeo Infrarrojo de Galaxias Cercanas del Spitzer (SINGS) Hubble Tuning-Fak , Proyecto Científico del Legado del Telescopio Espacial Spitzer SINGS
• Visita GalaxyZoo.org para poner a prueba tus habilidades clasificando galaxias como parte de un proyecto comunitario abierto de la Universidad de Oxford.