Klasifikace galaxií

Prvopočátky hledání řádu

V druhé polovině osmnáctého století bylo známo už poměrně velké množství nejrůznějších objektů, pro něž se ujalo označení mlhoviny. Do pojmu mlhoviny (nebulae) bylo zahrnuto vše od oblaků mezihvězdného plynu a prachu, přes hvězdokupy až po velké hvězdné ostrovy, jimž dnes říkáme galaxie. Potíž byla v tom, že astronomové velmi často netušili, na co se dívají, a nedokázali jednotlivé objekty rozlišovat jinak než podle jejich jasnosti a tvaru. Až do počátku století dvacátého, kdy se podařilo i pro poměrně slabé objekty používat díky novým velkým dalekohledům spektrální analýzu, nebylo možno rozlišit svítící plyn od hvězdných uskupení, v nichž hvězdy splývají do jednolitého plošného svitu celé soustavy. Prvé pokusy o klasifikaci mlhovin tak nápadně připomínají zprávy prvých přírodovědců vydávajících se do dalekých krajů a objevujících tam nové druhy živočichů. Začneme-li se touto oblastí podrobněji zabývat, zjistíme, že ani v současné době nevypadá situace o moc lépe. Díky možnostem současné přístrojové techniky a schopnosti poměřovat poměrně rozsáhlou škálu vlastností astrofyzikálních objektů v mnoha spektrálních pásmech i na velmi velké vzdálenosti je dnes situace často v mnohém stejně rozpačitá jako na počátku minulého století, kdy se astronomům povahu „mlhovin“ podařilo alespoň v základních rysech poprvé rozpoznat.

Z výše uvedeného je zřejmé, že hlavním kritériem pro rozřazování jednotlivých objektů byl jejich vizuální vzhled, tedy „jak objekt vypadá v dalekohledu“. Vezmeme-li do úvahy stav přírodovědy a přístrojového vybavení konce osmnáctého století, není možno tomuto přístupu nic vytknout. Velmi podrobně je popis mlhovin a zejména mlhovin spirálních rozveden v publikaci Hebera Dousta Curtise: The Nebulae, Handbuch der Astrophysic, Vol. V/2, strany 774-936; Vol. VII Berlin: Springer 1933. Curtis popisuje také několik modifikací Herschelova systému a následné úpravy jinými autory až po (v té době již známou a obecně přijímanou) klasifikaci Edwina Hubbla. Pojem „spirální“ mlhoviny (Spirals), který byl v té době pro galaxie už obecně používán, zavedl poprvé William Parsons, třetí hrabě z Rosse, někdy mezi roky 1845 až 1850. Pojem „eliptický“ (elliptical) poprvé použil pro popis nespirálních, a snad vzdálených, hvězdných soustav americký astronom Stephen Alexander v roce 1852.

Rozmístění spirálních mlhovin na obloze v galaktických souřadnicích. Z mapy je zřejmé, že v rovině Mléčné dráhy chybějí spirální mlhoviny. Je to způsobeno tím, že jde o extragalaktické objekty a výhled na ně je zakryt blízkou látkou naší Galaxie. Mapa je převzata z Curtisovy publikace „The Nebulae, Handbuch der Astrophysic“, (Springer, 1933).

Hubblova klasifikace

Jednu z prvních klasifikací založených na skutečně fyzikálních vlastnostech mlhovin navrhl v roce 1926 Edwin Hubble. Hubble pomocí stopalcového reflektoru na Mt. Wilsonu prokázal v roce 1923, že Velká mlhovina v Andromedě je vzdálený hvězdný ostrov a následně systematicky setřídil všechny viditelné mlhoviny do dvou kategorií: galaktické a extragalaktické. Extragalaktické mlhoviny, dnes jim říkáme galaxie, rozdělil podle tvaru na dvě podskupiny: pravidelné a nepravidelné. Pravidelné pak dále dělil na eliptické a spirální. Pravidelnost byla chápána jako rotační symetrie okolo jádra soustavy. Rozdělení extragalaktických mlhovin bylo založeno na podrobném rozboru 400 objektů od nejjasnějších až po 12,5 mag. Jelikož již v roce 1918 byly u některých spirálních mlhovin objeveny poblíž jádra zvláštní protáhlé útvary, které Curtis nazval „příčky“ (bars), byla podtřída spirálních mlhovin v Hubblově klasifikaci rozdělena ještě na spirály s příčkou a spirály, jimž příčka chybí. Všechny tyto tři větve Hubble uspořádal podle zdánlivě plynulé změny tvaru do tří větví diagramu, které vycházely z jednoho základního tzv. čočkového (lenticular) typu. Prvý nástin tohoto rozřazení Hubble navrhl již v roce 1922, známý diagram nazývaný též Hubblova ladička (tuning fork) se objevil v Hubblově knize „The Realm of the Nebulae“ poprvé vydané v roce 1936. Hubblova klasifikace pravidelných extragalaktických mlhovin se stala základem pro mnohá pozdější třídění galaxií zejména díky své jednoduchosti a pro základní členění je víceméně používána dodnes.

Hubblova ladička. Hubble rozdělil extragalaktické mlhoviny do tří větví, které se od přechodového typu S0 vyvíjely do postupně velmi odlišných tvarů. Jedna větev byla vyhrazena pro eliptické útvary, jejichž protáhlost – elipticita – byla založena na poměru největšího a nejmenšího průměru. Elipticitu Hubble definoval jako poměr (a−b)/a, kde a je největší a b nejmenší průměr soustavy. Typ E7 měl být čočkovitý útvar při pohledu z boku. Směrem od typu E7 protažení klesá až ke kruhovému typu E0. Spirální mlhoviny se směrem od typu S0 postupně rozvíjely a vzdálenost mezi konci jednotlivých ramen se zvětšovala. Sám Hubble k  diagramu ale ještě v roce 1936 píše, že typ S0 je víceméně hypotetický přechodový útvar, přechod mezi E7 a SBa je hladký a plynulý, ale mezi E7 a Sa nebyly nalezeny mlhoviny žádné. Zdroj: Edwin Hubble: The Realm of the Nebulae, str. 45.

Eliptické galaxie. Vlevo je NGC 3923 ve vzdálenosti 90 milionů světelných roků v souhvězdí Hydry. Vpravo je IC 335 klasifikovaná jako typ S0. Je ve vzdálenosti 60 milionů světelných roků a nachází se v souhvězdí Pece. Zdroj: NGC 3925, IC 335.

Galaxie spirální. Vlevo je spirální galaxie NGC 6814 ve vzdálenosti 75 milionů světelných roků v souhvězdí Orla. Vpravo je spirální galaxie s příčkou NGC 1300 ve vzdálenosti 61 milionů světelných roků v souhvězdí Eridanus. NGC 6814 je Seyfertovou galaxií s aktivním jádrem. Zdroj: NGC 6814, NGC 1300.

Gérard de Vaucouleurs

Průběžně až do padesátých let dvacátého století se nejen Hubble ale i jiní postupně prodírali neustále narůstajícím zvěřincem galaxií, jelikož byly nejen objevovány galaxie nové, ale současně se dařilo nalézat typy, jež nebylo možno zařadit do systému elegantní ladičky čítající jen tři typové větve. Byly objeveny spirální galaxie s prstencem mezi rameny, galaxie s asymetrickým jádrem, u nichž nebylo možno jednoznačně rozhodnout, zda mají či nemají příčku a mnohé jiné zvláštnosti. Revizi a rozvedení Hubblovy prvotní klasifikace navrhl francouzský astronom Gérard Henri de Vaucouleurs, který rozšířil Hubblovo schéma do třetího rozměru zavedením několika přechodových typů mezi typy již známými. Galaxie se měly od eliptických typově proměňovat přes čočkovité a spirální až po nepravidelné. Všechny tyto hlavní větve se pak rozrůstaly na mnoho podtříd podle způsobu rozvinutí vnitřní struktury. Tato klasifikace sice pokrývá mnohem více pravidelných galaxií, stále však není schopna rozlišovat galaxie podle jiných kritérií než jen tvaru a morfologie jasnosti jednotlivých jejich částí. Na konci padesátých let již ale byly známy i galaxie s aktivními jádry, galaxie výrazně se projevující v UV oboru a galaxie s mnoha jinými charakteristikami, které de Vaucouleursova klasifikace nepostihovala.

De Vaucouleursova rozšířená klasifikace z roku 1959. Galaxie jsou seřazeny od eliptických přes čočkovité, rozličné spirální typy a celá morfologie galaxií končí nepravidelnými soustavami (Irregular), které se snad mohly vyvinout postupně ze všech typů. Vpravo je podrobný řez grafem v úseku spirálních soustav. Na řezu nahoře jsou klasické spirály, dole spirály s příčkou, vpravo spirály prstencové a vlevo soustavy s protaženým jádrem. Zdroj: Caltech

Hubblova klasifikace po de Vaucouleursově úpravě a zahrnutí přechodových typů.
Zdroj: Wikipedia.

Aktivní galaktická jádra, kvazary, blazary a jiné podivnosti

Nová spektrální okna do vesmíru přinesla současně nové objevy při studiu galaxií. Nástup radioastronomie spolu s astronomií v ultrafialovém oboru napomohl objevit a zkoumat galaxie s aktivními jádry a rádiové galaxie. Prvé objevy tohoto druhu byly učiněny již v roce 1908. Edward A. Fath a Vesto Slipher naměřili na Lickově observatoři u NGC 1068 (Messier 77) šest velmi jasných emisních čar, které dle nich byly pro „spirální mlhovinu“ velmi neobvyklé. Později, v roce 1943, objevil Carl Keenan Seyfert mnoho podobných objektů, které byly sice galaxiemi, ale měly velmi aktivní jádra s podobnou emisí. Tato třída objektů s aktivním jádrem (AGNAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary.) byla později nazvána Seyfertovými galaxiemi. Původně byly rozděleny na několik typů dle charakteristiky vyzařovaného spektra. Typ I vyzařuje hlavně v ultrafialové a rentgenové oblasti, typ II má velmi jasné jádro, které září nejvíc v infračervené oblasti. Dnes jsou tyto extravagantní typy objektů ale chápány jako objekt jediný, na který se jen díváme z různých směrů. Za emisi jádra je odpovědná velmi hmotná galaktická černá veledíra a podle toho, zda pohlížíme přímo do výtrysku v její blízkosti, nebo aktivní oblast pozorujeme skrze okolní prachový torus, jeví se nám AGN v emisi vysokých nebo nižších energiích. KvazaryKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a ob­rov­ský zářivý výkon v celém spektru (10³⁵ až 10⁴⁰ W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno roz­pí­ná­ním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty. a blazaryBlazar – nejenergetičtější skupina galaxií s kompaktním aktivním jádrem. Buď jde o rychle proměnné kvazary OVV (Optically Violently Variable) nebo o proměnné galaxie typu BL Lacertae. jsou víceméně tytéž objekty, ale nacházejí se v natolik velkých vzdálenostech, že u mateřské galaxie již není možno rozlišit její strukturu.

Schéma aktivního galaktického jádra AGN, které se při podhledu z různých směrů jeví jako rozličné astrofyzikální typy objektů. Zdroj: Josip Kleczek: Toulky vesmírem, Aldebaran 2013.

Seyfertovy galaxie byly jedním z typů galaxií zkoumaných od poloviny šedesátých let Benjaminem Markarjanem, které bývají označovány za galaxie Markarjanovy. Jde o galaxie výrazně vyzařující v ultrafialovém oboru. Výrazně modrá barva jejich jádra je ale u mnoha typů způsobena převahou hvězd spektrálních tříd O až A v této části galaxie. Markarian zkoumal ultrafialové galaxie na Bjurakanské observatoři a katalogy těchto objektů tedy nesou její jméno. Prvá souborná přehlídka byla vydána pod názvem „First Byurakan Survey“ (MrkI) v roce 1986, zahrnovala 1500 galaxií postupně zveřejňovaných od roku 1967 do 1982, navíc včetně 32 nových objektů. V roce 2005 byl vydán druhý katalog „Second Byurakan Survey“ (SBS, SBSSS, BSS, MrkII, Markarian II) rozšiřující MrkI přehlídku o slabší objekty. Tento katalog zahrnoval celkem 3 563 objektů, z toho 1 863 galaxií (SBSG) a 1 700 hvězd (SBSS); 761 galaxií byla AGN (155 Seyfertových galaxií, 596 kvazarů, 10 blazarů).

Rádiové galaxie

Většina galaxií vyzařuje rádiové vlny zhruba ve stejném plošném rozsahu jako vizuálně svítící složka. Existuje ale velké množství galaxií, jejichž rádiová emise vizuální obraz nekopíruje. Pro takové se ujal název rádiové galaxie. Rádiové galaxie jsou objekty vyzařující v rádiovém oboru díky synchrotronní emisiSynchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum. elektronů pohybujících se relativistickými rychlostmi ve směrech podél převládající magnetické osy jádra soustavy. Zdrojem relativistických výtrysků je oblast kolem galaktické veledíry v jádru soustavy. Jsou známy případy, kdy je takových oblastí ve velkých eliptických galaxiích více. Výsledkem bývají dva téměř symetricky orientované rádiové laloky ve velmi velké vzdálenosti od jádra galaxie, které mohou zaujímat i několikanásobně větší oblast než složky svítící ve viditelném světle. V mnoha případech bývá pozorována změna orientace současné polohy galaxie v prostoru s časem, což je patrné v poloze dříve vyzářené látky, která je nositelem rádiového signálu.

Aktivní galaxie Hercules A. Systém s dvěma obřími rádiovými laloky byl ztotožněn s eliptickou galaxií 3C 348. Galaxie se nachází ve vzdálenosti dvou miliard světelných roků a je zhruba tisíckráte hmotnější než Mléčná dráha. Tohle monstrum je jako součást galaktické kupy obklopeno drobnějšími galaxiemi. Je možné, že galaxie 3C 348 je výsledkem splynutí několika menších galaxií. Video kombinuje snímky z HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. ve viditelném oboru a záznam rádiové emise pořízený sítí VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980.. Velikost rádiových laloků mnohokráte přesahuje objem celé galaktické kupy, v níž se tento rádiový zdroj nalézá. Zdroj: NASA.

Současná morfologie galaxií

Galaxie lze třídit a posuzovat podle mnoha různých parametrů. Výše uvedené jsou jen drobnou ukázkou, jak obtížný úkol se astronomové pokoušejí zvládnout. Jakýkoli smysluplný výzkum je vždy veden snahou poznat či objevit řád dosud nepoznaného. A podle toho, jaký řád tušíme, tak také tomu odpovídající otázky jsme schopni vymýšlet. Klasifikace byla a bude vždy jen pomocnou konstrukcí při snaze poznat zákony přírody a okolního vesmíru. V současnosti se moderní tvarosloví v morfologii galaxií zavádí zejména podle jejich složení, tedy podle vlastností hvězd a mezihvězdné látky, které galaktickou soustavu utvářejí. Důvodem je přesvědčení, že ve složení galaxií je skryto tajemství jejich vývoje. Původní představy astronomů z počátku minulého století o tom, že jimi navrhovaná klasifikace by mohla současně zobrazovat i vývoj hvězdných ostrovů, se ukázaly mylné. Dnes se na základě současných poznatků astronomové snaží postupně rekonstruovat galaktický vývoj pomocí nejrůznějších metod, například počítačových simulací na superpočítačích. Ukazuje se, že je nutné zahrnout mnohem více parametrů, než jen tvarovou podobnost. Ani Hubblova ladička a ani soustava de Vaucouleursova nejsou vývojovými diagramy, jak by se na prvý pohled mohlo zdát. Současné klasifikační soustavy zohledňující nejen složení, ale i dynamiku a morfologii galaktického okolí, jdou však daleko nad rámec tohoto textu a zde lze nabídnout jen odkazy na příslušné texty, v nichž je současná klasifikace podle astrofyzikálních parametrů určována:

1) Ronald Butta: Galaxy Morphology; arXiv, 2011
2) Ronal Butta et al.: A Classical Morphological Analysis of Galaxies in the Spitzer Survey
of Stellar Structure in Galaxies (S4G); Arxiv, 2015

Další zdroje

Allan Sandage: Classification and Stellar Content of Galaxies Obtained From Direct Photography; Galaxies and the Universe

Caltech: Normal galaxies, database of papers

Nathan Sanders: Guide to Classification of Galaxies and AGNs; Astrobites

Bill Keel: Quasars and Active Galactic Nuclei; University of Alabama