Перейти до вмісту

Еліптична галактика

Добра стаття
Перевірена версія
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
(Перенаправлено з Карликові еліптичні галактики)
Велетенська еліптична галактика ESO 325-G004[en], розміром приблизно 308 500 на 246 800 світлових років[1].

Еліпти́чна гала́ктика — один з чотирьох основних типів галактик за класифікацією Габбла на ряду з неправильними, спіральними та лінзоподібними. Контури галактик цього типу мають еліпсоподібну форму, а поверхнева яскравість плавно зменшується від центра до периферії[2]. Термін «еліптична галактика» почали вживати з 1940-х років, раніше такі об'єкти називали «еліптична туманість». Значний внесок в дослідження еліптичних галактик та розуміння їх природи зробили Едвін Габбл, Гарлоу Шеплі, Ян Оорт та Лайман Спітцер.

У класифікації Габбла еліптичні галактики позначають латинською літерою E, після чого ставлять число від 0 до 7, яке є мірою спостережуваної витягнутості галактики. Круглі галактики відносять до типу E0. Реальна верхня межа витягнутості еліптичних галактик відповідає типу E3-E4, усі більш витягнуті галактики, до E7 включно, виявилися помилково класифікованими лінзоподібними галактиками. Стиснення еліптичних галактик свідчить про те, що вони обертаються.

Основне населення — переважно старі зорі пізніх спектральних класів, або подібні до Сонця, або ще менш масивні, внаслідок чого ці галактики часто мають жовтий або помаранчевий колір. Більшість еліптичних галактик практично не мають у своєму складі міжзоряного газу, тому зореутворення в них майже не відбувається, хоча в деяких з них виявили ознаки нещодавнього сплеску зореутворення. У центрах усіх великих еліптичних галактик є надмасивна чорна діра.

Частка еліптичних галактик у загальній кількості становить ~12 %. За розмірами ці галактики дуже різноманітні — серед них трапляються як велетенські з масою 1013 мас Сонця, так і карликові — 105 мас Сонця. Існує окремий підтип — блактині еліптичні галактики, які мають форму та розміри еліптичних галактик, однак при цьому складаються переважно з молодих та яскравих зір. Цей підтип станом на 2024 рік є малочисельним і недостатньо вивченим[джерело?].

Історія назви

[ред. | ред. код]
Зображення еліптичних та неправильних галактик зі статті Едвіна Габбла 1926 року, в якій він запропонував свою систему класифікації[3].

Історія активного дослідження еліптичних галактик починається з 1920-х років. Одну з перших наукових статей на цю тему опублікував Едвін Габбл в 1923 році. Однак сам Габбл тоді термін «галактика» ще не вживав[4]. У той час такі об'єкти називали «еліптична туманність», оскільки лише за 3 роки до того, у квітні 1920 відбувся Великий диспут між Гарлоу Шеплі та Гебером Кертісом і той факт, що вони є окремими галактиками, ще не був загальноприйнятим у науковій спільноті[5]. Сам термін «галактика» існував щонайменше з 1837 року, однак використовувався лише для позначення Чумацького шляху[6].

Одним із перших термін «еліптична галактика» вжив Лайман Спітцер в 1942 році, коли досліджував NGC 3115[7]. Щоправда, за результатами подальших досліджень, ця галактика виявилася не еліптичною, а лінзоподібною[8]. Починаючи з 1940-х років, термін «еліптична туманність» для позначення еліптичних галактик поступово вийшов з ужитку[9], хоча деякий час обидва терміни вважали синонімами[10]. У 21 столітті термін «еліптична туманність» вживають для позначення планетарних туманностей, що мають еліптичну форму[11][12][13].

Історія досліджень

[ред. | ред. код]
Оригінальна залежність період — світність для цефеїд зі статті Генрієтти Свон Лівітт, 1912 року.

До 1920-х років знання астрономів про галактики загалом, і про еліптичні зокрема були вкрай обмежені. На той час уже існували каталог Мессьє, створений Шарлем Мессьє в 1774 році[14] та Новий загальний каталог 1888 року авторства Джона Людвіга Еміля Дреєра[15]. Водночас, ще в 1899 році була спроба виміряти відстань до Галактики Андромеди шляхом вимірювання її паралаксу[16], а в 1912—1913 — радіальної швидкості, виявивши, що вона наближається до Чумацького шляху зі швидкістю майже 300 км/с, що було найбільшою виміряною на той час радіальною швидкістю[17]. Інша відмінність — відмінності спектрів газопилових туманностей та галактик, — була виявлена ще раніше, в 1864 році Вільямом Гаґґінсом[18].

Вже на початку 20 століття частина астрономів висловлювала гіпотези, що деякі туманності, зокрема еліптичні, насправді є іншими галактиками, відповідно, розташовані значно далі і є значно більшими, ніж вважалося. Одним з найважливіших кроків для остаточного підтвердження цієї гіпотези стало відкриття залежність період-світність для цефеїд в 1908—1912 роках, що дозволило в подальшому значно точніше вимірювати відстані та значно збільшило максимальну відстань, яка може бути виміряна[19].

Перші системні дослідження еліптичних галактик (1920—1930 роки) були присвячені спробам зрозуміти їх природу, зокрема визначити відстані до них та розміри цих об'єктів. В 1923 році Едвін Габбл виявив, що розподіл поверхневої яскравості в різних еліптичних галактик є схожим і запропонував формулу для опису розподілу поверхневої яскравості[4]:

Також у тій статті Габбл зазначив, що ядра еліптичних галактик є червонішими (містять більше зір пізніх спектральних класів) порівняно з віддаленими від центру частинами цих галактик[4].

Карликова еліптична галактика Мессьє 32 (NGC 221)


1926 року було проведено одразу три дослідження. У двох із них Гарлоу Шеплі проводив спостереження, вимірюючи відносні діаметри та співвідношення кількості спіральних та еліптичних галактик[20][21]. Шеплі першим висловив припущення, що малий відсоток спіральних галактик і великий — еліптичних зумовлений недосконалістю тодішньої астрономічної техніки, яка просто не давала можливості розгледіти спіральну структуру. Він також припустив, що навпаки — спіральні галактики мають бути домінуючим типом[21]. Його гіпотеза була підтверджена подальшими спостереженнями: наприклад, серед об'єктів каталогу APM Bright Galaxy Catalogue, складеному в 1996 році, кількість спіральних галактик становила 56 %, а еліптичних — лише близько 12 %[22].

Третьою була монографія Едвіна Габбла, присвячена статистичному аналізу відомих галактик. У ній Габбл першим запропонував морфологічну систему класифікації галактик[23]. У тому ж дослідженні Габбл розділив туманності за відстанню на «галактичні» та «позагалактичні», (англ. extra-galactic nebulae). Його розрахунки показали невідповідність абсолютної зоряної величини відомих галактичних та позагалактичних туманностей, оскільки за сукупністю фактів, відстань до найвіддаленіших туманностей мала бути значно більшою, ніж вважалося до того.

1927 року Жорж Леметр відкрив залежність між радіальною швидкістю «позагалактичних туманностей» та відстанню до них[24].

Через два роки (1929) за точнішими спостереженнями такий самий закон вивів Габбл[Прим. 1][24].

Більшість досліджень в 1930-х роках була присвячена вивченню розподілу яскравості та структури еліптичних галактик. Дослідження розподілу поверхневої яскравості частково підтвердили більш ранні спостереження Габбла та виявили серед іншого залежність видимого розміру еліптичних галактик від погодних умов та параметрів інструменту[25][26][27]. Також було зазначено, що дуже складно вимірювати розміри таких об'єктів, де яскравість стрімко спадає з наближенням до краю[27]. Решта досліджень, в яких основним об'єктом була структура еліптичних галактик, використовували різні моделі будови цих об'єктів і виявили, що найбільша відповідність між спостереженнями та теорією буде, коли припустити, що ці «еліптичні туманності» складаються майже виключно з зір, подібно до кулястого зоряного скупчення[28].

У 1940-х кількість досліджень різко знизилася (прямий наслідок Другої світової війни). Тим не менш, була переглянута теорія, в якій спіральні галактики утворювалися з еліптичних шляхом викидання речовини у вигляді спіральних рукавів[29]. Натомість, Ян Оорт та Лайман Спітцер виявили, що еліптичні галактики насправді містять значно більше речовини, ніж можна побачити у видимому діапазоні[30][31]. Подібний ефект був відомий раніше для інших типів галактик, його відкрив Якобус Корнеліус Каптейн в 1922 році[32], а ще раніше, в 19 столітті, інші вчені вистували аналогічні гіпотези для пояснення різних інших спостережень[33]. Ці дослідження лягли в теорію існування темної матерії.

У 1950-х вперше почали фотометричні спостереження еліптичних галактик, які астрономи проводили з використанням мікрофотометрів. Вони активно застосовувалися для уточнення попередніх розрахунків[34][35]. У той час астрономи активно дискутували стосовно еволюційного взаємозв'язку неправильних, спіральних та еліптичних галактик. У 1951 році було запропоновано гіпотезу щодо еволюційного розвитку галактик, за якою галактики неправильної форми були молодими, спіральні — середнього віку, а еліптичні — старими та припускалося, що ці типи є різними стадіями еволюції галактик[36]. Пізніше, дослідження 1953 року виявило, що певні показники еліптичних галактик, такі як колір, відповідають моделі, в якій переважна більшість зір таких галактик — це зорі пізніх спектральних класів[37]. Ще через 4 роки було виявлено, що еліптичні галактики містять лише близько 0,5 % нейтрального водню[38]. На той час вже було відомо, що чим більша кількість водню (у вигляді молекулярних хмар, тим інтенсивніше утворюються зорі[39], а також що масивніші блактині й білі зорі мають значно коротшу тривалість «життя», ніж менші за масою жовті та червоні карлики[40][41].

Перший в історії знімок горизонту подій надмасивної чорної діри, зроблений за допомогою Event Horizon Telescope в 2019 році. Еліптична галактика M87.

Склавши в єдину теорію перелічені вище факти, в 1960-х вчені дійшли висновку, що червоніший колір еліптичних галактик спричинений майже повним вичерпанням запасів водню, низьким темпом зореутворення та, як наслідок, повним «вимиранням» масивних зір, які мають коротший час перебування на Головній послідовності[42]. Інші дослідження 1960-х фокусувалися переважно на дослідженні різних складових еліптичних галактик (розподілу яскравості[43][44], розміру та маси[45], інтенсивності їх радіовипромінювання[46][47][48]) та галактичній еволюції, зокрема — на ролі турбулентних потоків[49] та магнітного поля[50]. У той час ставали більш розповсюдженими комп'ютери, завдяки чому в 1967 році було вперше проведено чисельне моделювання формування галактик[51]. Були проведені спостереження в різних діапазонах електромагнітного спектру[52] та в різних фотометричних смугах видимого світла[53].

У 1976 році гіпотезу про те, що неправильні, спіральні та еліптичні галактики є стадіями еволюції поставили під сумнів[54]. Кількома роками раніше була запропонована альтернативна гіпотеза, де тип галактики визначається вже на етапі формування кількома початковими фізичними характеристиками, перш за все — загальним моментом імпульсу[55]. Загалом, починаючи з 1970-х, кількість досліджень еліптичних галактик різко збільшилася, хоча певний час перелік тем цих досліджень майже не змінився порівняно з 1960-ми: радіовипромінювання[56][57], рентгенівське випромінювання[58], спектроскопічні спостереження[59], спроба уточнити Закон Габбла — Леметра[60], вимірювання мас[61], математичне моделювання еволюції[62] тощо. У квітні 1977 році вперше висунуто гіпотезу, що в центрах еліптичних галактик перебуває надмасивна чорна діра[63]. У тій статті основним об'єктом була еліптична галактика M87. Досліджуючи M87 за допомогою Телескопа горизонту подій, рівно через 42 роки (теж у квітні, але вже 2019) астрономи зробили перший в історії знімок чорної діри — тієї самої, з якої почалося існування цієї гіпотези[64][65][66].

NGC 7252

Сучасні дослідження еліптичних галактик застосовують різноманітні інструменти та фізичні явища (зокрема, гравітаційне лінзування[67]) для дослідження еліптичних галактик.

В 2023 році галактику NGC 7252 було віднесено до рідкісної і малодослідженої групи об'єктів — блакитних еліптичних галактик[68]. Цей підтип еліптичних галактик, на відміну від звичайних еліптичних, відрізняється блакитним кольором у видимому спектрі і великою кількістю молодих зір, зокрема ранніх спектральних класів. Імовірною причиною їх утворення є злиття спіральної галактики з великою кількістю міжзоряного газу та звичайної еліптичної галактики[68]. До цього ж підтипу еліптичних галактик в 1990 році віднесли NGC 3928[69] (однак, пізніші дослідження виявили, що вона не еліптична, а спіральна[70]) та дві взаємодіючі галактики з віддаленого скупчення Cl0939+472 в 1995[71].

Загальні характеристики

[ред. | ред. код]

Еліптичні галактики відрізняються від інших типів кількома особливостями будови.

  1. Форма таких галактик близька до сферичної або еліптичної (звідки й походить назва).
  2. Кількість газу та пилу, з яких можуть формуватися зорі, невелика порівняно з іншими типами галактик.
  3. Кількість міжзоряної речовини (окрім пилу та газу) також є малою.

Як наслідок малої кількості речовини, з якої можуть формуватися зорі, темп зореутворення дуже низький порівняно зі спіральними і тим паче — неправильними галактиками. Тому кількість молодих зір в них невелика, а більшість зір таких галактик є старими, тобто, здебільшого червоними та помаранчевими зорями спектральних класів M та K. Навколо еліптичних галактик зазвичай розташовується велика система кулястих зоряних скупчень, які є її супутниками. Часто ці скупчення поділяються на дві різні категорії: частина з них складається переважно з більш червоних та багатих на метали зорі, а інша частина — з більш блакитних, гарячих і в той же час — бідних на метали зорі[72].

Динамічні властивості еліптичних галактик та галактичних балджів схожі, тому вчені висувають гіпотези про однакові фізичні процеси, що призводять до їх формування, хоча такі твердження є дискусійними. Розподіл поверхневої яскравості як балджів, так і еліптичних галактик з доволі високою точністю апроксимується профілем Серсіка[73].

Кожна масивна еліптична галактика має надмасивну чорну діру в центрі. Дослідження 2013 року, в якому проводилося спостереження 46 еліптичних галактик, 20 галактичних балджів спіральних галактик та 22 так званих псевдо-балджів виявило, що кожна з досліджених галактик містить надмасивну чорну діру[74]. Маса цієї чорної діри корелює з масою самої галактики[75].

Розміри та форма

[ред. | ред. код]
Еліптична галактика IC 2006

Розміри

[ред. | ред. код]

Розміри еліптичних галактик варіюються в дуже широкому діапазоні: від 3000 світлових років до понад 700 000 світлових років. Діапазон можливих значень мас ще більший: від 100 000 до 10 трильйонів мас Сонця. Для цього типу галактик діапазон можливих значень розмірів та мас значно більший, ніж для інших типів[76]. Найменші карликові еліптичні галактики мають розміри та форму, зіставні з великими кулястими зоряними скупченнями, однак містять значно більше темної матерії, якої немає в зоряних скупченнях[джерело?].

Форма та класифікація за формою

[ред. | ред. код]

За системою класифікації Габбла, еліптичні галактики позначаються літерою E (від англ. Elliptical galaxy), після якої йде цифра від 0 (галактика з майже ідеальною сферичною симетрією) до 7 (найбільш «витягнуті» з відомих «еліптичних» галактик). Сама ця цифра, позначена як N, обчислюється за формулою:

де a та b — велика і мала піввісі еліпса, яким апрокисмують форму галактики по її ізолюксі.

Насправді, ще в дослідженні 1966 року зазначалося, що еліптичні галактики з формою E4-E7 — це неправильно класифіковані лінзоподібні галактики, які розташовані під різними кутами до променя зору. Тому реальна межа ступеня витягнутості еліптичних галактик становить близько E3-E4[77]. В подальшому результати цього дослідження були підтверджені шляхом спектроскопічних спостережень за обертанням дисків цих галактик[78][79]. Варто зазначити, що класифікація Габбла описує лише видиму форму галактики. Тобто, насправді галактика може мати еліпсоїдальну форму, однак при цьому бути повернутою до нас під таким кутом, що виглядатиме майже круглою. Іншими словами, деякі галактики, які класифіковані як E0, з іншої віддаленої точки Всесвіту можуть виглядати, як, наприклад, E1, E2 або навіть E7[80][81].

Зореутворення

[ред. | ред. код]

Утворення нових зір в еліптичних галактиках майже не відбувається, оскільки в газо-пилових хмарах цих галактик фактично відсутній нейтральний водень, який є ключовим компонентом для утворення нових зір[38][42][82]. Початкова оцінка кількості нейтрального водню в еліптичних галактиках становила близько 0,5 %[38], для деяких галактик пізніші дослідження виявили, що він становить ще меншу частку (наприклад, всього 0.14 % для NGC 4278)[83]. Зореутворення може відбуватися за рахунок одного з трьох основних механізмів[84]:

  1. «Хвиля підвищеної густини» при обертанні спіральних рукавів галактики (англ. galactic spiral density wave).
  2. Ударна хвиля від вибуху наднової зорі.
  3. Утворення великої області однократно іонізованого водню.

У спіральних галактиках діють одночасно всі три механізми, у той час як в еліптичних можливий тільки третій. Перший механізм в еліптичних галактиках не реалізовується через їх симетричну структуру та відсутність спіральних рукавів (або будь-яких інших аналогічних неоднорідностей)[84]. А другий механізм не запускається через відсутність масивних зір, які могли б стати надновими, оскільки для цього потрібна маса щонайменше 8 мас Сонця[85], у той час як більшість зоряного населення еліптичних галактик — це зорі, менші за Сонце за масою[37][41]. Еліптичні галактики могли мати активне зореутворення в далекому минулому, ще на етапі свого формування[84].

Карликові еліптичні галактики

[ред. | ред. код]

Еліптичні галактики, світність яких не перевищує 108 L☉ (що відповідає абсолютній зоряній величині -16), вважають карликовими. Їх позначають dE (скорочення від англ. dwarf Elliptical galaxy — карликова еліптична галактика)[86]. Однією з перших відкритих карликових еліптичних галактик є Leo II, яка має радіус усього 800 парсек (~2500 світлових років)[87].

Карликові еліптичні галактики не мають якихось особливостей, що відрізняли б їх від «звичайних» (еліптичних галактик більшої світності)[86]. Зоряне населення так само складається переважно з червоних гігантів, зір асимптотичної гілки гігантів та невеликої кількості зір головної послідовності[88]. Деякі карликові еліптичні галактики могли взаємодіяти зі своїми галактиками-сусідами, за рахунок чого в них збільшувалася кількість міжзоряного газу, що в свою чергу ставало причиною інтенсифікації зореутворення. Результати моделювання показують, що в них в минулому був спалах зореутворення[89]. Карликові еліптичні галактики містять менше темної матерії, ніж «звичайні»[90].

Приклади

[ред. | ред. код]
Докладніше: Список еліптичних галактик

Найбільшою відомою галактикою є ESO 383-76[en], розміром в понад 520 кілопарсек, що в 20 разів перевищує розміри Чумацького Шляху[91][92] та має масу в 2.15×1012 мас Сонця[93]. Найближчою до Землі великою еліптичною галактикою є Маффей 1, розташована на відстані 8,2-16,3 мільйонів світлових років[94][95]. Серед об'єктів каталогу Мессьє є 10 великих еліптичних галактик (порядкові номери: 32, 49, 59, 60, 84, 86, 87, 89, 105, 110) та декілька карликових[96][97].

Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Зусиллями американських журналістів відкриття закону розбігання галактик тривалий час приписували одноосібно Габблу.

Джерела

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Your NED Search Results. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 17 квітня 2024.
  2. ↑ Еліптичні галактики // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 91. — ISBN 966-613-263-X.
  3. ↑ Hubble, E. P. (1926-12). Extragalactic nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 64. с. 321. doi:10.1086/143018. ISSN 0004-637X. Процитовано 17 квітня 2024.
  4. ↑ а б в Hubble, Edwin (1923). Density distribution in the photographic images of elliptical nebulae (англійською) . Т. 31. Popular Astronomy. с. 644.
  5. ↑ The Great Debate. Bentley Historical Library (англ.). Процитовано 31 березня 2024.
  6. ↑ Bradford, Duncan (1837). The wonders of the heavens, being a popular view of astronomy, including a full illustration of the mechanism of the heavens; embracing the sun, moon, and stars, with descriptions of the planets, comets, fixed stars, double stars, the constellations, the galaxy, or milky-way, the zodiacal light, aurora borealis, or norhtern lights, meteors, clouds, falling stars, aerolites (англійською) . Бостон: American stationers company.
  7. ↑ Spitzer, Lyman, Jr. (1942-05). The Dynamics of the Interstellar Medium. III. Galactic Distribution. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 95. с. 329. doi:10.1086/144407. ISSN 0004-637X. Процитовано 31 березня 2024.
  8. ↑ NGC 3115. NASA/IPAC Extragalactic Database. Процитовано 31 березня 2024.
  9. ↑ NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 31 березня 2024.
  10. ↑ de Vaucouleurs, G. (1 квітня 1953). On the Distribution of Mass and Luminosity in Elliptical Galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 113, № 2. с. 134—161. doi:10.1093/mnras/113.2.134. ISSN 0035-8711. Процитовано 31 березня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  11. ↑ Pottasch, S. R.; Beintema, D. A.; Feibelman, W. A. (2005-06). Abundances of planetary nebulae NGC 2022, NGC 6818 and IC 4191. Astronomy & Astrophysics. Т. 436, № 3. с. 953—965. doi:10.1051/0004-6361:20042627. ISSN 0004-6361. Процитовано 31 березня 2024.
  12. ↑ Rechy-García, J. S.; Velázquez, P. F.; Peña, M.; Raga, A. C. (11 січня 2017). Observations and 3D hydrodynamical models of planetary nebulae with Wolf–Rayet type central stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 464, № 2. с. 2318—2325. doi:10.1093/mnras/stw2524. ISSN 0035-8711. Процитовано 31 березня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  13. ↑ Steffen, M.; Hubrig, S.; Todt, H.; Schöller, M.; Hamann, W.-R.; Sandin, C.; Schönberner, D. (2014-10). Weak magnetic fields in central stars of planetary nebulae?. Astronomy & Astrophysics. Т. 570. с. A88. doi:10.1051/0004-6361/201423842. ISSN 0004-6361. Процитовано 31 березня 2024.
  14. ↑ Charles Messier's Personal Catalog of 1781. www.messier.seds.org. Процитовано 31 березня 2024.
  15. ↑ Bradt, Hale (2004). Astronomy methods: a physical approach to astronomical observations. Cambridge, UK ; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-36440-9. OCLC 51303977.
  16. ↑ Hale, George Ellery (1899). Parallax of the Andromeda nebula ; and, The spectrum of Saturn's rings (англійською) . Т. 6. Чікаго: Yerkes Observatory of the University of Chicago.
  17. ↑ Slipher, V. M. (1913). The radial velocity of the Andromeda Nebula (англійською) . Т. 2 (8). Флегстафф, Арізона, США: Lowell Observatory Bulletin. с. 56—57.
  18. ↑ Huggins, William; Miller, W. A. (1864). On the Spectra of Some of the Nebulae. By William Huggins, F.R.A.S. A Supplement to the Paper "On the Spectra of Some of the Fixed Stars William Huggins F.R.A.S., and W. A. Miller, M.D., LL.D., Treas. and V.P.P.S." (англійською) . Лондон: Philosophical Transactions of the Royal Society of London. с. 437—444.
  19. ↑ A century of cepheids: Two astronomers, a hundred years apart, use stars to measure the Universe. SDSS (Press Releases). Процитовано 31 березня 2024.
  20. ↑ Shapley, Harlow (1926). On the Relative Diameters of Spiral and Elliptical Nebulae (англійською) . Т. 838. Гарвард: Harvard College Observatory Bulletin. с. 1—2. Bibcode:1926BHarO.838....1S.
  21. ↑ а б Shapley, Harlow (1926). Note on the Relative Number of Spiral and Elliptical Nebulae (англійською) . Т. 838. Гарвард: Harvard College Observatory Bulletin. с. 3—7.
  22. ↑ Loveday, Jon (1996-02). The APM Bright Galaxy Catalogue. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 278, № 4. с. 1025—1048. doi:10.1093/mnras/278.4.1025. ISSN 0035-8711. Процитовано 3 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  23. ↑ Hubble, E. P. (1926-12). Extragalactic nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 64. с. 321. doi:10.1086/143018. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  24. ↑ а б Ірина мартин (26 лютого 2019). Всесвіт: безмежний і скінченний. Збруч (інтерв'ю з Богданом Новосядлим). Архів оригіналу за 26 лютого 2019. Процитовано 16 червня 2024. в роботі Леметра 1927 року [крім цього] виведено ще й закон, який описує розбігання галактик. Його тривалий час одноосібно приписували Габблу
  25. ↑ Hubble, E. P. (1930-05). Distribution of luminosity in elliptical nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 71. с. 231. doi:10.1086/143250. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  26. ↑ Keenan, Philip C. (1933-05). Note on the Surface Brightnesses of Elliptical Nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 77. с. 283. doi:10.1086/143469. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  27. ↑ а б Redman, R. O. (1 квітня 1936). Photometry, Photographic, of the Elliptical Nebulae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 96, № 6. с. 588—603. doi:10.1093/mnras/96.6.588. ISSN 0035-8711. Процитовано 3 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  28. ↑ Smith, Sinclair (1935-09). Some Notes on the Structure of Elliptical Nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 82. с. 192. doi:10.1086/143665. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  29. ↑ Randers, Gunnar (1940-09). A Note on the Evolution of Extragalactic Nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 92. с. 235. doi:10.1086/144213. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  30. ↑ Oort, J. H. (1940-04). Some Problems Concerning the Structure and Dynamics of the Galactic System and the Elliptical Nebulae NGC 3115 and 4494. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 91. с. 273. doi:10.1086/144167. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  31. ↑ Spitzer, Lyman, Jr. (1942-05). The Dynamics of the Interstellar Medium. III. Galactic Distribution. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 95. с. 329. doi:10.1086/144407. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  32. ↑ Kapteyn, J. C. (1922-05). First Attempt at a Theory of the Arrangement and Motion of the Sidereal System. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 55. с. 302. doi:10.1086/142670. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  33. ↑ A History of Dark Matter- Gianfranco Bertone & Dan Hooper. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 3 квітня 2024.
  34. ↑ Dennison, Edwin W. (1954-10). Isophotometry of extragalactic nebulae. The Astronomical Journal. Т. 59. с. 320. doi:10.1086/107025. Процитовано 10 квітня 2024.
  35. ↑ Evans, David S. (1951). Surface photometry of southern elliptical nebulae (англійською) . Т. 111. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. с. 526. Bibcode:1951MNRAS.111..526E. doi:10.1093/mnras/111.5.526.{{cite book}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  36. ↑ von Weizsäcker, C. F. (1951-09). The Evolution of Galaxies and Stars. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 114. с. 165. doi:10.1086/145462. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  37. ↑ а б de Vaucouleurs, G. (1 квітня 1953). On the Distribution of Mass and Luminosity in Elliptical Galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 113, № 2. с. 134—161. doi:10.1093/mnras/113.2.134. ISSN 0035-8711. Процитовано 13 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  38. ↑ а б в Heeschen, D. S. (00/1957). A 21-cm line study of extra-galactic nebulae. The Astronomical Journal. Т. 62. с. 18. doi:10.1086/107613. Процитовано 13 квітня 2024.
  39. ↑ Henyey, L. G.; Lelevier, Robert; Levée, R. D. (1955-06). The Early Phases of Stellar Evolution. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). Т. 67. с. 154. doi:10.1086/126791. ISSN 0004-6280. Процитовано 13 квітня 2024.
  40. ↑ Gamow, G. (1951-07). Hydrogen Exhaustion and Explosions of Stars. Nature (англ.). Т. 168, № 4263. с. 72—73. doi:10.1038/168072a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 13 квітня 2024.
  41. ↑ а б Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1 квітня 1997). A dying universe: the long-term fate and evolutionof astrophysical objects. Reviews of Modern Physics (англ.). Т. 69, № 2. с. 337—372. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. ISSN 0034-6861. Процитовано 13 квітня 2024.
  42. ↑ а б Cameron, A. G. W. (1962-03). Star Formation in Elliptical Galaxies and Intense Radio Sources. The Astronomical Journal. Т. 67. с. 269. doi:10.1086/108815. Процитовано 13 квітня 2024.
  43. ↑ Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Crampin, D. J. (1964-11). The Light Distribution in the Pair of Elliptical Galaxies NGC 4782-83. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 140. с. 1462. doi:10.1086/148050. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  44. ↑ Rood, Herbert J. (00/1965). The Brightness Distribution and Mass-toLight Ratio of the Compact Galaxy NGC 4486-B: A Preliminary Study. The Astronomical Journal. Т. 70. с. 689. doi:10.1086/109670. Процитовано 13 квітня 2024.
  45. ↑ Rood, Herbert J.; Sastry, Gummuluru N. (1967-03). On the relation between diameters and ellipticities of elliptical galaxies. The Astronomical Journal. Т. 72. с. 223. doi:10.1086/110222. Процитовано 13 квітня 2024.
  46. ↑ Rogstad, D. H.; Ekers, R. D. (1968). Radio Sources and Elliptical Galaxies. Т. 73. Astronomical Journal. с. 199.
  47. ↑ Rogstad, D. H.; Ekers, R. D. (1969-08). Radio Sources and Elliptical Galaxies. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 157. с. 481. doi:10.1086/150089. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  48. ↑ Seaquist, E. R.; Bell, M. B. (1968-09). Search for Radio Emission from Haro's Blue Galaxies at 9.26 cm. Nature (англ.). Т. 219, № 5158. с. 1032—1033. doi:10.1038/2191032a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 13 квітня 2024.
  49. ↑ Cameron, A. G. W. (1962-12). Role of Turbulence in Star Formation in Elliptical Galaxies. Nature (англ.). Т. 196, № 4857. с. 881—881. doi:10.1038/196881a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 13 квітня 2024.
  50. ↑ Stone, Noel; White, Marvin L. (1963-09). Intergalactic Magnetic Field and Galaxy Formation. The Astronomical Journal. Т. 68. с. 294. doi:10.1086/109108. Процитовано 13 квітня 2024.
  51. ↑ Hockney, R. W. (1967-12). Gravitational Experiments with a Cylindrical Galaxy. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 150. с. 797. doi:10.1086/149383. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  52. ↑ Walker, Merle F. (1968-01). Studies of Extragalactic Nebulae. V. Motions in the Seyfert Galaxy NGC 1068. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 151. с. 71. doi:10.1086/149420. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  53. ↑ McClure, Robert Douglas (1968). Seven Colour Intermediate Band Photometry (англійською) . Торонто, Онтаріо, Канада: University of Toronto. с. 2724. Bibcode:1968PhDT.........5M.
  54. ↑ Gott, J. R., Iii; Thuan, T. X. (1976-03). On the formation of spiral and elliptical galaxies. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 204. с. 649. doi:10.1086/154214. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  55. ↑ Brosche, P. (1970). A Model for the Early Evolution of Galaxies. Astronomy and Astphysics. Bibcode:1970A&A.....6..240B.
  56. ↑ Mackay, C. D. (1 березня 1971). The Orientation of Radio Sources and Elliptical Galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 151, № 4. с. 421—425. doi:10.1093/mnras/151.4.421. ISSN 0035-8711. Процитовано 13 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  57. ↑ Riley, J. M. (1 травня 1972). Observations of 3C 272.1 at 2{middle dot}7 and 5{middle dot}0 GHz. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 157, № 4. с. 349—357. doi:10.1093/mnras/157.4.349. ISSN 0035-8711. Процитовано 13 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  58. ↑ Janes, A. F.; Pounds, K. A.; Ricketts, M. J.; Rees, M. J. (1971-04). Variability in the X-ray Flux from M87. Nature Physical Science (англ.). Т. 230, № 17. с. 188—191. doi:10.1038/physci230188a0. ISSN 0300-8746. Процитовано 13 квітня 2024.
  59. ↑ Silk, Joseph; Smith, Harding E.; Spinrad, Hyron; Field, George B. (1973-04). The Spectrum of the Extranuclear Regions of Ton 256. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 181. с. L25. doi:10.1086/181177. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  60. ↑ Sandage, A. (1973-08). The redshift-distance relation. V. Galaxy colors as functions of galactic latitude and redshift : observed colors compared with predicted distributions for various world models. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 183. с. 711. doi:10.1086/152261. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  61. ↑ Karachentsev, I. D.; Shcherbanovskii, A. L. (1974). On the Mass Estimations of Elliptical Galaxies (англійською) . Т. 24. Acta Astronomica. с. 337.
  62. ↑ Larson, R. B. (1 березня 1974). Dynamical Models for the Formation and Evolution of Spherical Galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 166, № 3. с. 585—616. doi:10.1093/mnras/166.3.585. ISSN 0035-8711. Процитовано 13 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  63. ↑ Saito, T. (1977). Massive Compact Objects in Elliptical Galaxy and Their Dynamical Relation to the Halo Formation (англійською) . Т. 29. Publications of the Astronomical Society of Japan. с. 421—428.
  64. ↑ This Is the First Picture of a Black Hole. TIME (англ.). 9 квітня 2019. Процитовано 13 квітня 2024.
  65. ↑ The Event Horizon Telescope Collaboration; Akiyama, Kazunori; Alberdi, Antxon; Alef, Walter; Asada, Keiichi; Azulay, Rebecca; Baczko, Anne-Kathrin; Ball, David; Baloković, Mislav (10 квітня 2019). First M87 Event Horizon Telescope Results. V. Physical Origin of the Asymmetric Ring. The Astrophysical Journal Letters. Т. 875, № 1. с. L5. doi:10.3847/2041-8213/ab0f43. ISSN 2041-8205. Процитовано 13 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  66. ↑ The Event Horizon Telescope Collaboration; Akiyama, Kazunori; Alberdi, Antxon; Alef, Walter; Asada, Keiichi; Azulay, Rebecca; Baczko, Anne-Kathrin; Ball, David; Baloković, Mislav (10 квітня 2019). First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole. The Astrophysical Journal Letters. Т. 875, № 1. с. L1. doi:10.3847/2041-8213/ab0ec7. ISSN 2041-8205. Процитовано 13 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  67. ↑ Tan, Chin Yi; Shajib, Anowar (2022-12). Joint lensing–dynamics constraint on the elliptical galaxy mass profile from the largest galaxy–galaxy lens sample. Proceedings of the International Astronomical Union (англ.). Т. 18, № S381. с. 23—27. doi:10.1017/S174392132300412X. ISSN 1743-9213. Процитовано 13 квітня 2024.
  68. ↑ а б George, Koshy (2023-03). Decoding NGC 7252 as a blue elliptical galaxy. Astronomy & Astrophysics. Т. 671. с. A166. doi:10.1051/0004-6361/202345837. ISSN 0004-6361. Процитовано 13 квітня 2024.
  69. ↑ Gordon, M. A. (1990-02). Detection of CO in the E0 galaxy NGC 3928. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 350. с. L29. doi:10.1086/185660. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  70. ↑ New General Catalog Objects: NGC 3900 - 3949. cseligman.com. Процитовано 17 квітня 2024.
  71. ↑ Belloni, P.; Bruzual, A. G.; Thimm, G. J.; Roser, H. -J. (1995). Detectability and incidence of E+A galaxies in the distant cluster Cl0939+472 (z=0.41) (англійською) . Т. 297. Astronomy and Astrophysics. с. 61—76.
  72. ↑ Hixenbaugh, Kyle; Chandar, Rupali; Mok, Angus (1 червня 2022). The Ancient Globular Clusters of NGC 1291. The Astronomical Journal. Т. 163, № 6. с. 271. doi:10.3847/1538-3881/ac680d. ISSN 0004-6256. Процитовано 28 березня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  73. ↑ Graham, Alister W. (2013). Oswalt, Terry D.; Keel, William C. (ред.). Elliptical and Disk Galaxy Structure and Modern Scaling Laws. Planets, Stars and Stellar Systems (англ.). Dordrecht: Springer Netherlands. с. 91—139. doi:10.1007/978-94-007-5609-0_2. ISBN 978-94-007-5608-3.
  74. ↑ Kormendy, John; Ho, Luis C. (18 серпня 2013). Coevolution (Or Not) of Supermassive Black Holes and Host Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.). Т. 51, № 1. с. 511—653. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101811. ISSN 0066-4146. Процитовано 28 березня 2024.
  75. ↑ Graham, Alister W. (2016). Laurikainen, Eija; Peletier, Reynier; Gadotti, Dimitri (ред.). Galaxy Bulges and Their Massive Black Holes: A Review. Galactic Bulges (англ.). Т. 418. Cham: Springer International Publishing. с. 263—313. doi:10.1007/978-3-319-19378-6_11. ISBN 978-3-319-19377-9.
  76. ↑ Fraknoi, Andrew; Morrison, David; Wolff, Sidney C. (13 жовтня 2016). 26.3 Properties of Galaxies - Astronomy | OpenStax. openstax.org (English) . Процитовано 28 березня 2024.
  77. ↑ Liller, Martha H. (1966-10). The Distribution of Intensity in Elliptical Galaxies of the Virgo Cluster. II. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 146. с. 28. doi:10.1086/148857. ISSN 0004-637X. Процитовано 28 березня 2024.
  78. ↑ Pedraz, S.; Gorgas, J.; Cardiel, N.; Sanchez-Blazquez, P.; Guzman, R. (21 травня 2002). Evidence of fast rotation in dwarf elliptical galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 332, № 3. с. L59—L63. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05565.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 28 березня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  79. ↑ Toloba, E.; Guhathakurta, P.; Boselli, A.; Peletier, R. F.; Emsellem, E.; Lisker, T.; van de Ven, G.; Simon, J. D.; Falcón-Barroso, J. (28 січня 2015). STELLAR KINEMATICS AND STRUCTURAL PROPERTIES OF VIRGO CLUSTER DWARF EARLY-TYPE GALAXIES FROM THE SMAKCED PROJECT. III. ANGULAR MOMENTUM AND CONSTRAINTS ON FORMATION SCENARIOS. The Astrophysical Journal. Т. 799, № 2. с. 172. doi:10.1088/0004-637X/799/2/172. ISSN 1538-4357. Процитовано 28 березня 2024.
  80. ↑ published, Elizabeth Howell (9 січня 2019). What Are Elliptical Galaxies?. Space.com (англ.). Процитовано 15 квітня 2024.
  81. ↑ elliptical galaxy. Oxford Reference (англ.). doi:10.1093/oi/authority.20110803095748341. Процитовано 15 квітня 2024.
  82. ↑ information@eso.org. Elliptical Galaxy. esahubble.org (англ.). Процитовано 15 квітня 2024.
  83. ↑ Bottinelli, L.; Gouguenheim, L. (1977). The H I content of the elliptical galaxy NGC 4278 (англійською) . Т. 54. Astronomy and Astrophysics. с. 641—643. Bibcode:1977A&A....54..641B.
  84. ↑ а б в Kaufman, M. (1979). Star formation and galactic evolution. I. General expressions and applications to our Galaxy (англійською) . Т. 232 (1). Astrophysical Journal. с. 707—716. Bibcode:1979ApJ...232..707K.
  85. ↑ Gilmore, Gerry (25 червня 2004). The Short Spectacular Life of a Superstar. Science (англ.). Т. 304, № 5679. с. 1915—1916. doi:10.1126/science.1100370. ISSN 0036-8075. Процитовано 13 квітня 2024.
  86. ↑ а б Карликові еліптичні галактики // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 206. — ISBN 966-613-263-X.
  87. ↑ Hodge, Paul W. (1962-03). Distribution of stars in the Leo II Dwarf Galaxy. The Astronomical Journal. Т. 67. с. 125. doi:10.1086/108680. Процитовано 13 квітня 2024.
  88. ↑ Lee, Myung G.; Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (1993-09). Stellar populations in the dwarf elliptical galaxy NGC 185. The Astronomical Journal. Т. 106. с. 964. doi:10.1086/116697. Процитовано 13 квітня 2024.
  89. ↑ Welch, Gary A.; Sage, Leslie J.; Mitchell, George F. (20 травня 1998). The Puzzling Features of the Interstellar Medium in NGC 205. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 499, № 1. с. 209—220. doi:10.1086/305609. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  90. ↑ Toloba, E.; Boselli, A.; Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Gorgas, J.; Gil de Paz, A.; Muñoz-Mateos, J. C. (2011-02). Formation and evolution of dwarf early-type galaxies in the Virgo cluster: I. Internal kinematics. Astronomy & Astrophysics. Т. 526. с. A114. doi:10.1051/0004-6361/201015344. ISSN 0004-6361. Процитовано 13 квітня 2024.
  91. ↑ Planck Collaboration; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B. (2016-10). Planck 2015 results: XIII. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics. Т. 594. с. A13. doi:10.1051/0004-6361/201525830. ISSN 0004-6361. Процитовано 26 квітня 2024.
  92. ↑ S. P., Goodwin; J., Gribbin; M. A., Hendry (08/1998). The relative size of the Milky Way (англ.). Т. 118. The Observatory. с. 201—208. Bibcode:1998Obs...118..201G.
  93. ↑ Kemp, S. N.; Meaburn, J. (1991-07). The 0.6 Mpc halo of the cD galaxy (MCG 05–33–002) in the cluster Abell 3571 revealed by the co-addition of eight Schmidt plates. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 251, № 1. с. 10P—13P. doi:10.1093/mnras/251.1.10P. ISSN 0035-8711. Процитовано 26 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  94. ↑ Fingerhut, Robin L.; Lee, Henry; McCall, Marshall L.; Richer, Michael G. (2007-02). The Extinction and Distance of Maffei 2 and a New View of the IC 342/Maffei Group. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 655, № 2. с. 814—830. doi:10.1086/509862. ISSN 0004-637X. Процитовано 26 квітня 2024.
  95. ↑ Davidge, T. J.; van den Bergh, Sidney (1 червня 2001). The Detection of Bright Asymptotic Giant Branch Stars in the Nearby Elliptical Galaxy Maffei 1. The Astrophysical Journal. Т. 553, № 2. с. L133—L136. doi:10.1086/320692. Процитовано 26 квітня 2024.
  96. ↑ The Messier Catalog (PDF). Indiana Astronomical Society (англійською) . Процитовано 26 квітня 2024.
  97. ↑ Messier Catalogue. Messier Objects (амер.). Процитовано 26 квітня 2024.

Література

[ред. | ред. код]


Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Еліптична_галактика&oldid=43194065#Карликові_еліптичні_галактики