Astronomía

¿Cuáles son los criterios para la clasificación de las galaxias?

¿Cuáles son los criterios para la clasificación de las galaxias?


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Hay muchas galaxias, por ejemplo, la Vía Láctea, etc. Estas galaxias están formadas por muchas estrellas. Quiero saber cómo se clasifican las galaxias. ¿Es solo por su forma que es causada por la gravedad? ¿O hay algún otro criterio?


Una galaxia es solo una gran colección de estrellas (y materia interestelar como materia oscura, gas y polvo) unidas por la gravedad. Las galaxias se clasifican principalmente en elípticas, espirales e irregulares. No existe un criterio específico que no sea el hecho de que todas las estrellas están unidas por su atracción gravitacional mutua. Se especula que la mayoría de las galaxias tienen un agujero negro en su centro. Sin embargo, esto no es necesario para que una colección de estrellas se considere una galaxia.


Hay tres clases principales de galaxias: irregulares, elípticas y espirales. Las galaxias irregulares, como sugiere su nombre, no encajan en el esquema de clasificación "normal".

Entonces, ¿cómo distinguimos entre galaxias elípticas y espirales?

Perfil de brillo

El perfil de brillo radial de una galaxia elíptica sigue una ley de deVaucouleur ($ r ^ {1/4} $).

Las galaxias espirales tienen un perfil de brillo radial exponencial, aunque sus regiones centrales ("protuberancias") también siguen una ley de deVaucouleur.

Formación de estrellas

Las estrellas se forman en los brazos espirales de las galaxias espirales (y pueden formarse en irregulares), mientras que las galaxias elípticas tienden a tener solo estrellas viejas y, en consecuencia, de baja masa.

Componentes

Por lo que sabemos, todas las galaxias constan de un halo de materia oscura y estrellas. Además, las galaxias espirales también tienen nubes de polvo y gas. Si las condiciones son las adecuadas, estas pueden formar nuevas estrellas. (Algunas elípticas también tienen un componente de gas muy delgado y muy caliente, pero hay mucho menos que en una galaxia espiral).

Cinemática

Las galaxias espirales están soportadas por rotación, mientras que las galaxias elípticas están soportadas principalmente por presión (es decir, actúan como un gas ideal, con estrellas como moléculas de gas). Hay algunas características de rotación presentes en las elípticas, pero tienden a ser menores en comparación con el movimiento aleatorio general.

En el diagrama de diapasón de Hubble se suele mostrar una descripción gráfica de los distintos tipos de galaxias. Tenga en cuenta que esto no indica una progresión evolutiva de un tipo a otro.


Alex responde muy bien cómo se pueden clasificar las galaxias según su morfología. En astronomía, las galaxias se detectan mediante una variedad de técnicas de detección. Especialmente en el Universo de alto corrimiento al rojo (es decir, distante), las galaxias no se detectan fácilmente y solo son visibles usando métodos específicos (aunque algunas galaxias aparecen con múltiples técnicas). Cada uno de estos métodos analiza cosas diferentes, y las galaxias que pertenecen a una clase tendrán, por lo tanto, otros parámetros que las galaxias que pertenecen a otras clases, aunque siempre habrá algunas superposiciones.

Las propiedades físicas que definen si una galaxia puede ser seleccionada por una técnica dada son, por lo tanto, no solo la morfología, sino también la masa estelar, la velocidad de formación de estrellas, la masa de polvo, el tamaño, la aglomeración, la cinemática, la luminosidad, la presencia de núcleos galácticos activos y muchas otras. .

En consecuencia, a menudo clasificamos las galaxias a partir del método y el criterio de selección utilizado (y preferiblemente usamos un acrónimo de tres letras para describirlas):

Algunos de estos son:

Galaxias con ruptura de Lyman (LBG)

La técnica utilizada para encontrar estas galaxias revolucionó el campo a mediados de los 90 (Steidel et al. 1996). La razón es que se puede investigar un gran campo de visión, lo que permite detectar muchas galaxias al mismo tiempo. La idea es observar el mismo campo en varias bandas de longitudes de onda diferentes. Si hay grandes cantidades de hidrógeno neutro, se absorben las longitudes de onda inferiores a la "ruptura de Lyman" a 912 Å, o 91,2 nm, necesarias para ionizar el hidrógeno, lo que hace que la galaxia sea invisible en todas las bandas por debajo de esta. Y debido a que la luz se desplaza al rojo a medida que viaja a través del Universo hacia nosotros, las galaxias con diferentes desplazamientos al rojo saldrán de una banda diferente (el método también se denomina "técnica de abandono"). Aquí se ve un ejemplo, donde el espectro de galaxias (línea negro) cae abruptamente para que el flujo entre en la banda $ R $ roja y la banda $ G $ verde, pero no en la banda ultravioleta $ U $:

Crédito: J. Fynbo.

En la figura anterior, la ruptura se ha desplazado al rojo a algún lugar entre la banda $ G $ y la banda $ U $, lo que limita su desplazamiento al rojo a aproximadamente $ z = 3 $ - $ 4 $. Para limitar aún más el corrimiento al rojo, se necesita un seguimiento espectroscópico.

Dado que se necesitan grandes cantidades de hidrógeno neutro, esta técnica tenderá a seleccionar galaxias masivas y, por tanto, bastante evolucionadas.

Emisores alfa de Lyman (LAE)

Cuando un electrón decae desde el primer estado excitado al estado fundamental, se emite un fotón Lyman alfa (Ly $ alpha $) llamado s. Esto puede suceder cuando un átomo de hidrógeno se perturba (en una colisión) y se excita, o si el hidrógeno se ioniza y se recombina. Ambos mecanismos están en juego cuando nacen las galaxias, donde el gas se acumula en un potencial central (causando colisiones), y una estrella joven y masiva ioniza el gas circundante.

Las galaxias que se encuentran por su capacidad para emitir Ly $ alpha $ se denominan LAE. Se pueden encontrar espectroscópicamente, donde una línea de emisión fuerte se verá en $ lambda = 1216 $ Å, o fotométricamente observando el campo en una banda ancha y una banda estrecha centrada en $ lambda = 1216 $ Å y buscando el exceso. flujo en la banda estrecha.

Dado que esta técnica tiende a sondear galaxias jóvenes, a menudo serán relativamente pequeñas, pero con una alta tasa de formación de estrellas. Y debido a que el polvo absorbe Ly $ alpha $ más fácilmente que otras longitudes de onda, los LAE tienden a estar bastante libres de polvo.

Galaxias submilimétricas (SMG)

Si una galaxia, por el contrario, es muy polvorienta, puede ser difícil de detectar en el óptico y, especialmente, en el ultravioleta. La razón es que el polvo tiene una fuerte preferencia por absorber la luz con longitudes de onda más cortas. Pero la energía absorbida debe ir a alguna parte y, por lo tanto, se emite nuevamente, aunque en longitudes de onda más largas, es decir, en el infrarrojo y en la región sub-mm. Las galaxias que se encuentran de esta manera se denominan SMG. Debido a que la masa de polvo tarda algún tiempo en acumularse, esta técnica tiende a sondear galaxias masivas evolucionadas.

Absorbedores alfa de Lyman humedecidos (DLA)

Las tres técnicas descritas anteriormente tienen en común que detectan galaxias desde su emisión. Una técnica complementaria busca características de absorción en el espectro de una fuente de fondo brillante, p. Ej. un quásar. Debido a que la luz se desplaza al rojo en su camino, especialmente el hidrógeno, pero también los metales como el hierro y el magnesio, producen líneas de absorción en varios lugares del espectro correspondientes a la longitud de onda a la que se ha desplazado la luz del cuásar en un punto dado del espacio. Los filamentos de hidrógeno difusos forman una línea de absorción estrecha conocida como bosque de Lyman $ alpha $, y cuando hay una gran bolsa de gas, lo que indica la presencia de una galaxia, se produce una línea de absorción ancha ("amortiguada").

Se ve un ejemplo en este espectro del cuásar Q2348-011 que se encuentra en $ z = 3.0 $. Una galaxia intermedia en $ z = 2.6 $ causa la absorción amplia en $ lambda sim4400 $ Å.

Crédito: Laursen (2010).

Solo en unos pocos casos es la galaxia responsable de la absorción encontrada. Esto se debe en parte a que la luz del cuásar eclipsa todo lo que se encuentra en su vecindad (proyectada), pero posiblemente también porque la enorme nube de hidrógeno es una galaxia en formación, que quizás aún no ha formado muchas estrellas. Y dado que la probabilidad de líneas de visión hacia los cuásares de golpear un pequeña galaxia es más grande que golpear una grande galaxia (debido a que la sección transversal total de las galaxias pequeñas es más grande), las contrapartes galacitc de DLA deberían tender a ser pequeñas. Por lo tanto, se cree que los DLA sondean galaxias jóvenes en proceso de formación.

Otros tipos

Otros tipos incluye galaxias rojas distantes (GRD), galaxias infrarrojas (ultra) luminosas (LIRG y ULIRG), y galaxias anfitrionas en explosión de rayos gamma (GEI). Uno de los grandes desafíos de la astronomía es determinar cómo encajan las galaxias de los diferentes grupos en un panorama general. ¿Existe, por ejemplo, una secuencia evolutiva de DLA → LAE → LBG → SMG → DRG (ver, por ejemplo, Gawiser 2005)?


La clasificación tradicional primaria de las galaxias en el universo local se basa en la "morfología", en otras palabras, en su forma ópticamente visible; esto se remonta a la secuencia de Hubble.

Enumeraré las categorías principales y la forma definitoria, y luego algunas otras características que no forman parte de los criterios principales.

Galaxias elípticas: Estos son circulares o elípticos en forma proyectada (elipsoidal o triaxial en forma 3D), sin disco visible y muy poco gas o polvo, y poca o ninguna evidencia de estrellas jóvenes.

Las estrellas son casi todas viejas y tienden a orbitar en direcciones aleatorias. Las elípticas muy luminosas / masivas tienden a tener perfiles radiales concentrados centralmente en la densidad estelar (ahora se describe generalmente usando perfiles Sersic con valores altos del índice $ n $); las "elípticas enanas" débiles y de baja masa tienen perfiles estelares más exponenciales.

Galaxias S0 (o lenticulares): Estos tienen un disco de estrellas prominente, pero uno que carece de brazos espirales visibles y tiene poco o ningún gas o polvo, y poca o ninguna evidencia de estrellas jóvenes. Sin embargo, el disco puede tener una (o a veces dos) barras estelares y, a veces, también anillos.

Las estrellas son en su mayoría viejas y casi todas orbitan en la misma dirección dentro del disco, pero las órbitas pueden ser algo elípticas en lugar de circulares. Casi siempre tienen un prominente "bulto" de estrellas que domina el centro de la galaxia; la protuberancia puede ser una parte muy centralmente concentrada del disco, la parte engrosada verticalmente de una barra estelar, o una colección redonda de estrellas viejas con órbitas mayormente aleatorias (algo así como una pequeña galaxia elíptica), o una combinación de las tres.

Galaxias espirales: Estos tienen un disco prominente de estrellas, gas y polvo; el disco tiene brazos en espiral (de ahí el nombre). Las subclasificaciones dentro de esta categoría (por ejemplo, Sa vs Sb vs Sc vs Sd) se basan en una combinación de tres factores: la prominencia relativa de una protuberancia central (si la hubiera); cuán apretados o flojos parecen estar los brazos espirales; y el grado en que los brazos espirales son suaves en comparación con los fragmentos y los cúmulos estelares.

Casi todas las estrellas y el gas giran en la misma dirección, con órbitas relativamente circulares. Casi siempre son una mezcla de estrellas jóvenes y viejas, y se forman nuevas estrellas en el disco. Ellos mayo tienen un bulto en el centro, pero algunos no; las protuberancias pueden ser tan diversas y complicadas como las de las galaxias S0.

Galaxias irregulares: Como sugiere su nombre, estos son más desiguales, torcidos y, en general, "sin forma". Suelen ser ricas en gas y casi siempre tienen una masa menor que los otros tipos; son, como espirales, a menudo formando estrellas en la actualidad.

Hay varios tipos diferentes de galaxias enanas (= débiles, de baja masa) que pueden o no caer claramente en las categorías anteriores. Por ejemplo, esferoidal enano las galaxias son muy tenues y de poca masa; en términos de estructura, órbitas estelares y ausencia de formación de estrellas de gas o corriente, se parecen a las elípticas, pero son muy difusas en lugar de concentradas centralmente. Los descubrimientos recientes y todavía algo misteriosos incluyen las galaxias "enanas ultracompactas" (UCD) y las "galaxias ultradifusas".


La clasificación de las galaxias

Un primer paso útil hacia la comprensión de las galaxias es una clasificación basada en sus diversas formas. Aunque tal clasificación morfológica debe ser siempre en cierta medida subjetiva, proporciona un marco dentro del cual las propiedades cuantitativas de las galaxias pueden discutirse de manera sistemática. Sin embargo, siempre debe recordarse que la imagen así obtenida se limitará a aquellas galaxias que sean lo suficientemente grandes y brillantes como para ser fácilmente visibles en el cielo. Puede obtenerse una idea de las consiguientes limitaciones de la figura 18.1, que muestra los radios y magnitudes de las galaxias normales. Se ve que solo dentro de una región estrecha de este diagrama se pueden encontrar galaxias fácilmente. Si una galaxia tiene un radio demasiado grande para su magnitud (brillo superficial pequeño), desaparecerá en la luz de fondo de la

Figura 18.1. Magnitudes y diámetros de objetos extragalácticos observables. Los objetos de la parte superior izquierda parecen estrellas. Los cuásares de esta región se han descubierto sobre la base de sus espectros. Los objetos de la parte inferior derecha tienen un brillo superficial mucho menor que el del cielo nocturno. En los últimos años se han descubierto en esta región un gran número de galaxias de bajo brillo superficial. (Arp, H. (1965): Astrophys. J. 142, 402)

Hannu Karttunen y col. (Eds.), Galaxias.

En: Hannu Karttunen et al. (Eds.), Fundamental Astronomy, 5th Edition. págs. 367-391 (2007) DOI: 11685739_18 © Springer-Verlag Berlin Heidelberg 2007

cielo nocturno. Por otro lado, si su radio es demasiado pequeño, parece una estrella y no se nota en una placa fotográfica. A continuación, nos ocuparemos principalmente de las galaxias brillantes que encajan dentro de estos límites.

Para que una clasificación sea útil, debería corresponder al menos aproximadamente a importantes propiedades físicas de las galaxias. La mayoría de las clasificaciones concuerdan en sus características principales con la presentada por Edwin Hubble en 1926. La propia versión de Hubble de la secuencia de Hubble se muestra en la figura 18.2. Los diversos tipos de galaxias están ordenados en una secuencia de tipos tempranos a tardíos. Hay tres tipos principales: galaxias elípticas, lenticulares y espirales. Las espirales se dividen en dos secuencias, espirales normales y barradas. Además, Hubble incluyó una clase de galaxias irregulares.

Las galaxias elípticas aparecen en el cielo como concentraciones elípticas de estrellas, en las que la densidad disminuye de manera regular a medida que se avanza hacia el exterior. Por lo general, no hay signos de materia interestelar (bandas oscuras de polvo, estrellas jóvenes brillantes). Las elípticas se diferencian entre sí solo en la forma y, sobre esta base, se clasifican como E0, E1. E7. Si los ejes mayor y menor de una galaxia elíptica son ayb, su tipo se define como En, donde n = 10 [1 - -

Por tanto, una galaxia E0 parece circular en el cielo. La forma aparente de una galaxia E depende de la dirección desde la que se vea. En realidad, una galaxia E0 puede ser verdaderamente esférica o puede ser un disco circular visto directamente desde arriba.

Una adición posterior a la secuencia de Hubble es una clase de galaxias elípticas gigantes denominadas cD. Generalmente se encuentran en medio de cúmulos de galaxias. Consisten en una parte central que parece una elíptica normal rodeada por un halo de estrellas más tenue extendido.

En la secuencia de Hubble, las galaxias lenticulares o S0 se colocan entre los tipos elípticos y espirales. Al igual que las elípticas, contienen solo una pequeña cantidad de materia interestelar y no muestran signos de estructura en espiral. Sin embargo, además del componente estelar elíptico habitual, también contienen un disco plano formado por estrellas. A este respecto, son como galaxias espirales (Figs. 18.3, 18.4).

El rasgo característico de las galaxias espirales es un patrón en espiral más o menos definido en el disco. Las galaxias espirales consisten en una protuberancia central, que es estructuralmente similar a una galaxia E, y de un disco estelar, como en una galaxia S0. Además de estos, hay un delgado disco de gas y otra materia interestelar, donde están naciendo estrellas jóvenes, formando el patrón en espiral. Hay dos secuencias de espirales, espirales Sa-Sb-Sc normales y espirales SBa-SBb-SBc barradas. En las espirales barradas, el patrón en espiral termina en una barra central, mientras que en las espirales normales el patrón en espiral puede terminar en un anillo interior o continuar hasta el centro. La posición de una galaxia dentro de la secuencia espiral se determina sobre la base de tres criterios (que no siempre coinciden): los tipos posteriores tienen un abultamiento central más pequeño, brazos espirales más estrechos y un patrón espiral más abierto. Se cree que la Vía Láctea es de tipo SABbc (intermedio entre Sb y Sc, y entre espirales normales y barradas).

La secuencia clásica de Hubble se basa esencialmente en galaxias brillantes. Las galaxias débiles han sido menos fáciles de encajar en ella (Fig. 18.5). Por ejemplo, las galaxias irregulares de la secuencia original de Hubble se pueden dividir en las clases Irr I e Irr II. Las galaxias Irr I forman una continua-

Figura 18.2. La secuencia de Hubble en la versión de Hubble de 1936. En esta etapa, la existencia del tipo S0 todavía era dudosa. Las fotografías de los tipos de Hubble se muestran en las Figs. 18.6 y 18.15 (E) 18.3 y 18.4 (S0 y S) 18.12 (S e Irr II) 18.5 (Irr I y dE). (Hubble, E.P. (1936): El reino de las nebulosas (Yale University Press, New Haven))

Figura 18.2. La secuencia de Hubble en la versión de Hubble de 1936. En esta etapa, la existencia del tipo S0 todavía era dudosa. Las fotografías de los tipos de Hubble se muestran en las Figs. 18.6 y 18.15 (E) 18.3 y 18.4 (S0 y S) 18.12 (S e Irr II) 18.5 (Irr I y dE). (Hubble, E.P. (1936): El reino de las nebulosas (Yale University Press, New Haven))

NGC488 Tipo Sab NGC628 M74 TypeSc

Figura 18.3. La clasificación de las galaxias espirales normales y S0. (Observatorio del Monte Wilson)

NGC488 Tipo Sab NGC628 M74 TypeSc

Figura 18.3. La clasificación de las galaxias espirales normales y S0. (Observatorio del Monte Wilson)

Tipo SBc (sr)

Figura 18.4. Diferentes tipos de galaxias SB0 y SB. El tipo (r) o (s) depende de si la galaxia tiene un anillo central o no. (Observatorio del Monte Wilson)

Figura 18.5. Arriba: La Pequeña Nube de Magallanes (Hubble tipo Irr I), una compañera enana de la Vía Láctea. (Real Observatorio, Edimburgo). Abajo: La galaxia del escultor, una enana esferoidal dE. (ESO)

Figura 18.6. M32 (tipo E2), un pequeño compañero elíptico de la Galaxia de Andrómeda. (Observatorio Nacional NOAO / Kitt Peak)

Figura 18.6. M32 (tipo E2), un pequeño compañero elíptico de la Galaxia de Andrómeda. (Observatorio Nacional NOAO / Kitt Peak)

ción de la secuencia de Hubble hacia tipos posteriores más allá de las galaxias Sc. Son ricas en gas y contienen muchas estrellas jóvenes. El tipo Irr II son pequeñas elípticas polvorientas, algo irregulares. A menudo se introducen otros tipos de galaxias enanas. Un ejemplo es el tipo esferoidal enano dE, similar a las elípticas, pero con una distribución de estrellas mucho menos concentrada en el centro. Otra son las galaxias compactas azules (también llamadas regiones HII extragalácticas), en las que esencialmente toda la luz proviene de una pequeña región de estrellas brillantes recién formadas.

18.2 Luminosidades y masas

Distancias. Para determinar las luminosidades absolutas y las dimensiones lineales de las galaxias, es necesario conocer sus distancias. También se necesitan distancias para estimar las masas de las galaxias, porque estas estimaciones dependen del tamaño lineal absoluto. Las distancias dentro del Grupo Local se pueden medir con los mismos métodos que dentro de la Vía Láctea, lo más importante por medio de estrellas variables. En una escala muy grande (más allá de 50 Mpc), las distancias se pueden deducir sobre la base de la expansión del Universo (ver Sección 19.1). Para conectar estas dos regiones, se necesitan métodos de determinación de la distancia basados ​​en las propiedades de las galaxias individuales.

Hasta cierto punto, las distancias locales se pueden determinar utilizando componentes estructurales de las galaxias, como los tamaños de las regiones H II o las magnitudes de los cúmulos globulares. Sin embargo, para medir distancias de decenas de megaparsecs, se necesita un método independiente de la distancia para determinar la luminosidad absoluta de galaxias enteras. Se han propuesto varios de estos métodos. Por ejemplo, Sidney van den Bergh ha introducido una clasificación de luminosidad para tipos de espirales tardíos. Esto se basa en una correlación entre la luminosidad de una galaxia y la prominencia de su patrón en espiral.

Otros indicadores de distancia se obtienen si existe alguna propiedad intrínseca de la galaxia, que se correlaciona con su luminosidad total, y que se puede medir independientemente de la distancia. Tales propiedades son el color, el brillo de la superficie y las velocidades internas en las galaxias. Todos estos se han utilizado para medir distancias a galaxias tanto espirales como elípticas. Por ejemplo, la luminosidad absoluta de una galaxia debería depender de su

Figura 18.7. Función de luminosidad compuesta de trece cúmulos de galaxias. Los símbolos abiertos se han obtenido omitiendo las galaxias cD. Entonces, la distribución está bien descrita por (18.2). Las galaxias CD (símbolos rellenos) provocan una desviación en el extremo brillante. (Schechter, P. (1976): Astrophys. J. 203, 297)

medir la luminosidad de una galaxia hasta un valor dado del brillo de la superficie, p. ej. a 26,5 mg / arcseg. Para un tipo de Hubble dado, la luminosidad total L puede variar ampliamente.

Como en el caso de las estrellas, la distribución de la luminosidad de las galaxias se describe mediante la función de luminosidad 0 (L). Esto se define de manera que la densidad espacial de las galaxias con luminosidades entre L y L + d L es 0 (L) d L. Se puede determinar a partir de las magnitudes observadas de las galaxias, una vez estimadas sus distancias de alguna manera. En la práctica, se asume alguna forma funcional adecuada para 0 (L), que luego se ajusta a las observaciones. Una forma común es la función de luminosidad de Schechter,

Figura 18.7. Función de luminosidad compuesta de trece cúmulos de galaxias. Los símbolos abiertos se han obtenido omitiendo las galaxias cD. Entonces, la distribución está bien descrita por (18.2). Las galaxias CD (símbolos rellenos) provocan una desviación en el extremo brillante. (Schechter, P. (1976): Astrophys. J. 203, 297)

masa. La masa, a su vez, se reflejará en las velocidades de las estrellas y el gas en la galaxia. En consecuencia, existe una relación entre la luminosidad absoluta y la dispersión de la velocidad (en elípticas) y la velocidad de rotación (en espirales). Dado que las velocidades de rotación se pueden medir con mucha precisión a partir del ancho de la línea de hidrógeno de 21 cm, la última relación (conocida como relación de Tully-Fisher) es quizás el mejor indicador de distancia disponible en la actualidad.

Se ha descubierto que la luminosidad de las galaxias más brillantes en cúmulos es razonablemente constante. Este hecho se puede utilizar para medir distancias aún mayores, proporcionando un método que es importante en cosmología.

Luminosidades. La definición de la luminosidad total de una galaxia es hasta cierto punto arbitraria, ya que las galaxias no tienen un borde exterior definido. La convención habitual es

Los valores de los parámetros 0 *, L *, a están determinados observacionalmente para diferentes tipos de objetos en general, serán funciones de posición.

La forma de la función de luminosidad se describe mediante los parámetros ay L *. El número relativo de galaxias débiles se describe mediante a. Dado que su valor observado es de aproximadamente -1,1, la densidad de las galaxias crece monótonamente a medida que se avanza hacia luminosidades más débiles. La función de luminosidad cae abruptamente por encima de la luminosidad L *, que por lo tanto representa una luminosidad característica de las galaxias brillantes. El L * observado corresponde a una magnitud absoluta M * = - 21,0 mag. La magnitud correspondiente para la Vía Láctea es probablemente - 20,2 mag. Las galaxias gigantes cD no obedecen a esta distribución de brillo, sus magnitudes pueden ser de —24 mag e incluso más brillantes.

El parámetro 0 * es proporcional a la densidad espacial de las galaxias y, por tanto, es una función importante de la posición. Dado que la densidad numérica total de galaxias predicha por la relación (18.2) es infinita, definimos n * = densidad de galaxias con luminosidad & gt L *. El valor medio observado de n * sobre un gran volumen de espacio es n * = 3,5 x 10—3 Mpc — 3. La separación media entre galaxias correspondientes a esta densidad es de 4 Mpc. Dado que la mayoría de las galaxias son más débiles que L *, y dado que, además, a menudo pertenecen a grupos, vemos que las distancias entre galaxias normales generalmente no son mucho mayores que sus diámetros.

Masas. La distribución de la masa en las galaxias es una cantidad crucial, tanto para la cosmología como para las teorías sobre el origen y la evolución de las galaxias. Observacionalmente se determina a partir de las velocidades de las estrellas y el gas interestelar. Las masas totales de galaxias también pueden derivarse de sus movimientos en cúmulos de galaxias. Los resultados generalmente se dan en términos de la correspondiente relación masa-luminosidad M / L, utilizando la masa solar y la luminosidad como unidades. El valor medido en la vecindad solar de la Vía Láctea es M / L = 3. Si M / L fuera constante, la distribución de masa podría determinarse a partir de la distribución de luminosidad observada multiplicando por M / L.

Las masas de las galaxias elípticas pueden obtenerse a partir de la dispersión de la velocidad estelar dada por la ampliación de las líneas espectrales. El método se basa en el teorema del virial (véase la sección 6.10), que dice que en un sistema en equilibrio, la energía cinética T y la energía potencial U están relacionadas de acuerdo con la ecuación

Dado que las elípticas giran lentamente, la energía cinética de las estrellas se puede escribir

donde M es la masa total de la galaxia yv el ancho de velocidad de las líneas espectrales. La energía potencial es

donde R es un radio promedio adecuado de la galaxia que se puede estimar o calcular a partir de la distribución de la luz. Introduciendo (18.4) y (18.5) en (18.3) obtenemos:

A partir de esta fórmula, se puede calcular la masa de una galaxia elíptica cuando se conocen v2 y R. En la figura 18.8 se dan algunas observaciones de velocidades en galaxias elípticas. Estos se analizarán más a fondo en la secc. 18.4. El valor de M / L derivado de tales observaciones es aproximadamente 10 dentro de un radio de 10 kpc. La masa de una elíptica brillante podría ser de hasta 1013 M0.

Las masas de las galaxias espirales se obtienen a partir de su curva de rotación v (R), que da la variación de su velocidad de rotación con el radio. Suponiendo que la mayor parte de la masa está en el abultamiento casi esférico, la masa dentro del radio R, M (R), se puede estimar a partir de la tercera ley de Kepler:

En la figura 18.9 se muestran algunas curvas de rotación típicas. En las partes externas de muchas espirales, v (R) no depende de R. Esto significa que M (R) es directamente proporcional al radio: cuanto más se avanza, mayor es la masa interior. Dado que las partes externas de las espirales son muy tenues, en radios grandes el valor de M / L es directamente proporcional al radio. Para el disco, se encuentra que M / L = 8 para los tipos de espirales tempranos y M / L = 4 para los tipos de espirales tardíos. La masa total medida más grande es 2 x 1012 M0.

Figura 18.8. Velocidad de rotación V (R) [km s 1] y velocidad de dispersión a (R) [kms-1] como funciones del radio [kpc] para los tipos E2

Figura 18.8. Velocidad de rotación V (R) [km s 1] y velocidad de dispersión a (R) [kms-1] como funciones del radio [kpc] para los tipos E2

y E5. La última galaxia está girando, la primera no. (Davies, R. L. (1981): Mon. Not. R. Astron. Soc. 194, 879)

y E5. La última galaxia está girando, la primera no. (Davies, R. L. (1981): Mon. Not. R. Astron. Soc. 194, 879)

Figura 18.9. Curvas de rotación de siete galaxias espirales. (Rubin, V.C., Ford, W.K., Thonnard, N. (1978): As-trophys. J. (Lett.) 225, L107)

Para medir la masa en radios aún mayores donde no se puede detectar ninguna emisión, se deben utilizar movimientos en sistemas de galaxias. Una posibilidad es utilizar pares de galaxias. En principio, el método es el mismo que para las estrellas binarias. Sin embargo, debido a que el período orbital de una galaxia binaria es de aproximadamente 109 años, solo se puede obtener información estadística de esta manera. Los resultados aún son inciertos, pero parecen indicar valores de M / L = 20-30 en separaciones de pares de aproximadamente 50 kpc.

Un cuarto método para determinar las masas de galaxias es aplicar el teorema virial a los cúmulos de galaxias, asumiendo que están en equilibrio. La energía cinética T en (18.4) se puede calcular a partir de los desplazamientos al rojo observados y la energía potencial U, a partir de las separaciones entre los cúmulos de galaxias. Si se supone que las masas de las galaxias son proporcionales a sus luminosidades, se encuentra que M / L es aproximadamente 200 dentro de 1 Mpc del centro del cúmulo. Sin embargo, existe una gran variación de un grupo a otro.

Los resultados actuales sugieren que a medida que se muestrean volúmenes más grandes de espacio, se obtienen valores más grandes para la relación masa-luminosidad. Por lo tanto, una gran fracción de la masa total de las galaxias debe estar en una forma invisible y desconocida, que se encuentra principalmente en las partes externas. Esto se conoce como el problema de la masa faltante y es una de las cuestiones centrales sin resolver de la astronomía extragaláctica.

18.3 Estructuras galácticas

Elípticas y protuberancias. En todas las galaxias, las estrellas más antiguas tienen una distribución más o menos redonda. En la Vía Láctea, este componente está representado por las estrellas de la población II. Sus partes internas se denominan protuberancias y sus partes externas a menudo se denominan halo. No parece haber ninguna diferencia físicamente significativa entre el bulto y el halo. La población de estrellas antiguas se puede estudiar mejor en elípticas, que solo contienen este componente. Las protuberancias de las galaxias espirales y S0 son muy similares a las elípticas del mismo tamaño.

La distribución del brillo de la superficie en las galaxias elípticas depende esencialmente solo de la distancia desde el centro y la orientación de los ejes mayor y menor. Si r es el radio a lo largo del eje mayor, el brillo de la superficie I (r) está bien descrito por la ley de De Vaucouleurs:

Las constantes en (18.8) se han elegido de modo que la mitad de la luz total de la galaxia se irradie desde dentro del radio re y el brillo de la superficie en ese radio sea Ie. Los parámetros re e Ie se determinan ajustando (18.8) a los perfiles de brillo observados. Valores típicos de r e

las galaxias elípticas, espirales normales y SO están en los rangos re = 1-10 kpc e Ie corresponde a 20-23 magnitudes por segundo de arco cuadrado.

Aunque la ley de De Vaucouleurs es una relación puramente empírica, todavía ofrece una representación notablemente buena de la distribución de luz observada. Sin embargo, en las regiones exteriores de las galaxias elípticas, las desviaciones pueden ocurrir a menudo: el brillo de la superficie de las esferoidales enanas a menudo cae más rápidamente que (18.8), quizás porque las partes externas de estas galaxias se han arrancado en encuentros de mareas con otras galaxias. En las galaxias gigantes de tipo cD, el brillo de la superficie disminuye más lentamente (véase la figura 18.10). Se cree que esto está relacionado con su posición central en los cúmulos de galaxias.

Aunque las isofotas en las galaxias elípticas son elipses con una buena aproximación, sus elipticidades y la orientación de sus ejes principales pueden variar en función del radio. Las diferentes galaxias difieren ampliamente a este respecto, lo que indica que la estructura de las elípticas no es tan simple como podría parecer. En particular, el hecho de que la dirección del eje principal a veces cambie dentro de una galaxia sugiere que algunas elípticas pueden no tener una forma axialmente simétrica.

A partir de la distribución del brillo de la superficie, se puede inferir la estructura tridimensional de una galaxia como se explica en * Forma tridimensional de las galaxias.

La relación (18,8) da un perfil de brillo que tiene un pico muy marcado hacia el centro. La distribución real de las relaciones axiales para elípticas se puede inferir estadísticamente de la observada. En el supuesto (cuestionable) de que son rotacionalmente simétricos, se obtiene una distribución amplia con un máximo correspondiente a los tipos E3-E4. If the true shape is not axisymmetric, it cannot even statistically be uniquely determined from the observations.

Discs. A bright, massive stellar disc is characteristic for S0 and spiral galaxies, which are therefore called disc galaxies. There are indications that in some ellipticals there is also a faint disc hidden behind the bright bulge. In the Milky Way the disc is formed by population I stars.

The distribution of surface brightness in the disc is described by the expression

Figure 18.11 shows how the observed radial brightness distribution can be decomposed into a sum of two components: a centrally dominant bulge and a disc contributing significantly at larger radii. The central surface brightness I0 typically corresponds to 21-22 mag./sq.arcsec, and the radial scale

Fig. 18.10. The distribution of surface brightness in E and cD galaxies. Ordinate: surface magnitude, mag/sq.arcsec abscissa: (radius [kpc])1/4. Equation (18.8) corresponds to a straight line in this representation. It fits well with an E galaxy, but for type cD the luminosity falls off more slowly in the outer regions. Comparison with Fig. 18.11 shows that the brightness distribution in S0 galaxies behaves in a similar fashion. cD galaxies have often been erroneously classified as S0. (Thuan, T.X., Romanishin, W. (1981): Astrophys. J. 248, 439)

Figure 18.11 shows how the observed radial brightness distribution can be decomposed into a sum of two components: a centrally dominant bulge and a disc contributing significantly at larger radii. The central surface brightness I0 typically corresponds to 21-22 mag./sq.arcsec, and the radial scale

Fig. 18.11. The distribution of surface brightness in types SO and Sb. Ordinate: mag/sq.arc sec abscissa: radius [arc sec]. The observed surface brightness has been decomposed into a sum of bulge and disc contributions. Note the larger disc component in type Sb. (Boroson, T. (1981): As-trophys. J. Suppl. 46, 177)

Fig. 18.11. The distribution of surface brightness in types SO and Sb. Ordinate: mag/sq.arc sec abscissa: radius [arc sec]. The observed surface brightness has been decomposed into a sum of bulge and disc contributions. Note the larger disc component in type Sb. (Boroson, T. (1981): As-trophys. J. Suppl. 46, 177)

length r0 = 1-5 kpc. In Sc galaxies the total brightness of the bulge is generally slightly smaller than that of the disc, whereas in earlier Hubble types the bulge has a larger total brightness. The thickness of the disc, measured in galaxies that are seen edge-on, may typically be about 1.2 kpc. Sometimes the disc has a sharp outer edge at about 4 r0.

The Interstellar Medium. Elliptical and SO galaxies contain very little interstellar gas. However, in some ellipticals neutral hydrogen amounting to about 0.1% of the total mass has been detected, and in the same galaxies there are also often signs of recent star formation. In some S0 galaxies much larger gas masses have been observed, but the relative amount of gas is very variable from one galaxy to another. The lack of gas in these galaxies is rather unexpected, since during their evolution the stars release much more gas than is observed.

The relative amount of neutral hydrogen in spiral galaxies is correlated with their Hubble type. Thus Sa spirals contain about 2%, Sc spirals 10%, and Irr I galaxies up to 30% or more.

The distribution of neutral atomic hydrogen has been mapped in detail in nearby galaxies by means of radio observations. In the inner parts of galaxies the gas forms a thin disc with a fairly constant thickness of about 200 pc, sometimes with a central hole of a few kpc diameter. The gas disc may continue far outside the optical disc, becoming thicker and often warped from the central disc plane.

Most of the interstellar gas in spiral galaxies is in the form of molecular hydrogen. The hydrogen molecule cannot be observed directly, but the distribution of carbon monoxide has been mapped by radio observations. The distribution of molecular hydrogen can then be derived by assuming that the ratio between the densities of CO and H2 is everywhere the same, although this may not always be true. It is found that the distribution obeys a similar exponential law as the young stars and HII regions, although in some galaxies (such as the Milky Way) there is a central density minimum. The surface density of molecular gas may be five times larger than that of H I, but because of its strong central concentration its total mass is only perhaps two times larger.

The distribution of cosmic rays and magnetic fields in galaxies can be mapped by means of radio observations of the synchrotron radiation from relativistic electrons. The strength of the magnetic field deduced in this way is typically 0.5-1 nT. The observed emission is polarized, showing that the magnetic field is fairly well-ordered on large scales. Since the plane of polarization is perpendicular to the magnetic field, the large-scale structure of the magnetic field can be mapped. However, the plane of polarization is changed by Faraday rotation, and for this reason observations at several wavelengths are needed in order to determine the direction of the field. The results show that the field is generally strongest in the plane of the disc, and is directed along the spiral arms in the plane. The field is thought to have been produced by the combined action of rising elements of gas, perhaps

produced by supernova explosions, and the differential rotation, in principle in the same way as the production of solar magnetic fields was explained in Chapter 12.

* Three-Dimensional Shape of Galaxies

Equations (18.8) and (18.9) describe the distribution of galactic light projected on the plane of the sky. The actual three-dimensional luminosity distribution in a galaxy is obtained by inverting the projection. This is easiest for spherical galaxies.

Let us suppose that a spherical galaxy has the projected luminosity distribution I(r) (e.g. as in (18.8)). With coordinates chosen according to the figure, I(r) is given in terms of the three-dimensional luminosity distribution p(R) by

This is known as an Abel integral equation for p(R), and has the solution p( R) = -


Spiral Galaxies

Our own Galaxy and the Andromeda galaxy are typical, large spiral galaxies. They consist of a central bulge, a halo, a disk, and spiral arms. Interstellar material is usually spread throughout the disks of spiral galaxies. Bright emission nebulae and hot, young stars are present, especially in the spiral arms, showing that new star formation is still occurring. The disks are often dusty, which is especially noticeable in those systems that we view almost edge on (Figure).

Figure 1: Spiral Galaxies. (a) The spiral arms of M100, shown here, are bluer than the rest of the galaxy, indicating young, high-mass stars and star-forming regions. (b) We view this spiral galaxy, NGC 4565, almost exactly edge on, and from this angle, we can see the dust in the plane of the galaxy it appears dark because it absorbs the light from the stars in the galaxy. (credit a: modification of work by Hubble Legacy Archive, NASA, ESA, and Judy Schmidt credit b: modification of work by “Jschulman555″/ Wikimedia)

In galaxies that we see face on, the bright stars and emission nebulae make the arms of spirals stand out like those of a pinwheel on the fourth of July. Open star clusters can be seen in the arms of nearer spirals, and globular clusters are often visible in their halos. Spiral galaxies contain a mixture of young and old stars, just as the Milky Way does. All spirals rotate, and the direction of their spin is such that the arms appear to trail much like the wake of a boat.

About two-thirds of the nearby spiral galaxies have boxy or peanut-shaped bars of stars running through their centers (Figure 2). Showing great originality, astronomers call these galaxies barred spirals.

Figure 2: Barred Spiral Galaxy. NGC 1300, shown here, is a barred spiral galaxy. Note that the spiral arms begin at the ends of the bar. (credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team(STScI/AURA))

As we noted in The Milky Way Galaxy chapter, our Galaxy has a modest bar too. The spiral arms usually begin from the ends of the bar. The fact that bars are so common suggests that they are long lived it may be that most spiral galaxies form a bar at some point during their evolution.

In both barred and unbarred spiral galaxies, we observe a range of different shapes. At one extreme, the central bulge is large and luminous, the arms are faint and tightly coiled, and bright emission nebulae and supergiant stars are inconspicuous. Hubble, who developed a system of classifying galaxies by shape, gave these galaxies the designation Sa. Galaxies at this extreme may have no clear spiral arm structure, resulting in a lens-like appearance (they are sometimes referred to as lenticular galaxies). These galaxies seem to share as many properties with elliptical galaxies as they do with spiral galaxies

At the other extreme, the central bulge is small and the arms are loosely wound. In these Sc galaxies, luminous stars and emission nebulae are very prominent. Our Galaxy and the Andromeda galaxy are both intermediate between the two extremes. Photographs of spiral galaxies, illustrating the different types, are shown in Figure 3, along with elliptical galaxies for comparison.

Figure 3: Hubble Classification of Galaxies. This figure shows Edwin Hubble’s original classification of galaxies. Elliptical galaxies are on the left. On the right, you can see the basic spiral shapes illustrated, alongside images of actual barred and unbarred spirals. (credit: modification of work by NASA, ESA)

The luminous parts of spiral galaxies appear to range in diameter from about 20,000 to more than 100,000 light-years. Recent studies have found that there is probably a large amount of galactic material that extends well beyond the apparent edge of galaxies. This material appears to be thin, cold gas that is difficult to detect in most observations.

From the observational data available, the masses of the visible portions of spiral galaxies are estimated to range from 1 billion to 1 trillion Suns (10 9 to 10 12 METROsol). The total luminosities of most spirals fall in the range of 100 million to 100 billion times the luminosity of our Sun (10 8 to 10 11 Lsol). Our Galaxy and M31 are relatively large and massive, as spirals go. There is also considerable dark matter in and around the galaxies, just as there is in the Milky Way we deduce its presence from how fast stars in the outer parts of the Galaxy are moving in their orbits.


How Galaxies are Classified by Type (Infographic)

Astronomer Edwin Hubble, after whom the space telescope is named, classified galaxies according to shape.

The Hubble scale chart takes a wishbone, or tuning fork shape. Armless, elliptical galaxies are on the left. Spirals are divided into those with a central bar and those without one. Looser arm windings are toward the right.

Even distant galaxies, seen as they were billions of years ago, fall into the Hubble shape classifications.

The deeper astronomers look into the universe, the more they see that the expansion of the universe has stretched light, shifting it toward the red end of the spectrum. By measuring the amount of redshift, astronomers can determine how far away a given galaxy is.

A map of 220,000 galaxies produced by the 2dF Galaxy Redshift Survey Team shows the universe has a filamentary structure, seen when it is considered on a large scale.


National Aeronautics and Space Administration

Part I
Brainstorm answers to the following questions in your group.

Why do people put things into classifications or categories? How does this help us?
_____________________________________________________________________
_____________________________________________________________________
_____________________________________________________________________

What are some things we categorize in our daily lives? ¿Por qué?
_____________________________________________________________________
_____________________________________________________________________
_____________________________________________________________________

  • __________________________________________________
  • __________________________________________________
  • __________________________________________________
  • __________________________________________________
  • __________________________________________________

Part II
In your groups, look at the images of actual galaxies and suggest answers to the following questions.

Pretend that a NASA astronomer comes to your school and asks you to name the galaxies pictured in the chart based upon their resemblance to common objects. What would you name them? Write your suggestions underneath each picture.

Without using any prior information, how many different types of galaxies are represented in these pictures? Decide on how many groups or classifications you would have and give each group a name. Then, underneath, include the criteria you would use to include a galaxy in this group.

  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________
  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________
  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________
  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________
  • Group Name : _______________________________________
    Criteria : __________________________________________
    _________________________________________________

Now imagine that the NASA astronomer needs your help to classify these newly discovered galaxies based upon your knowledge of the Hubble Fork Diagram. Classify each galaxy according to that scheme. Write the galaxy type and classification below your name of each image. (For example, the Andromeda Galaxy is Spiral, Sb.)

In your groups, research one of the different types of galaxies in the Hubble Fork Diagram. Using the resources provided by your teacher, identify the following information about your galaxy type and present this information to the class.

  • Type and classification
  • Shape
  • Examples of this galaxy type
  • How this galaxy forms
  • How stars move in this galaxy type

You must use at least one of the following methods to present this information: create one large 3-D poster, write and perform a skit, write and perform a song or rap, or create a 3-D model.


Classification in Astronomy: Galaxies vs Quasars

Machine Learning and Astronomy go together beautifully. Several astronomical problems involve solving large classification problems with a minimal amount of information. Today, we are going to explore an interesting problem: how to tell if an object is a galaxy or a quasar (an active galactic nucleus accreting an extreme amount of material). Although these two objects are clearly distinct, they often show up as unresolved point sources on telescopes! Let’s explore how we can distinguish between the two using colors! Colors are the difference between two photometric bands (usually in units of magnitude). We are going to be using colors from the Sloan Digital Sky Survey (https://www.sdss.org/). What are the bandpasses involved?

We are going to be using all five bandpasses noted above in the following color vector [u-g, g-r, r-i, i-z]. Finally, we will be using a wonderful set of data from AstroML (https://www.astroml.org/)

from matplotlib import pyplot as plt
from astroML.datasets import fetch_sdss_galaxy_colors
import numpy as np
from keras.models import Sequential
from keras.layers import Dense, InputLayer, Flatten, Dropout
from keras.optimizers import SGD, Adam
from sklearn import preprocessing
from sklearn.metrics import confusion_matrix
import seaborn as sns
import random

Now that we have the imports, let go ahead and download the data and set up our color vector.

# Download data
data = fetch_sdss_galaxy_colors()
data = data[::10] # truncate for plotting

# Extract colors and spectral class: [u-g, g-r, r-i, i-z]
ug = data[‘u’] — data[‘g’]
gr = data[‘g’] — data[‘r’]
ri = data[‘r’] — data[‘i’]
iz = data[‘i’] — data[‘z’]
color_vec = np.array([ug, gr]).T#, ri, iz]).T
spec_class = data[‘specClass’]

The spec_class vector contains the classification labels. We have two options: Galaxy or QSO.

We can take look at the colors (or at least a simple 2D projection).

# Let’s take a quick look at some of the colors!
with plt.xkcd():
fig = plt.figure()
ax = fig.add_subplot(111)

ax.set_xlim(-0.5, 2.5)
ax.set_ylim(-0.5, 1.5)

ax.scatter(ug[galaxies], gr[galaxies], c=’b’, label=’galaxies’)
ax.scatter(ug[qsos], gr[qsos], c=’r’, label=’qsos’)

ax.legend(loc=2)

ax.set_xlabel(‘$u-g$’)
ax.set_ylabel(‘$g-r$’)

plt.show()

As we can see, galaxies and quasars naturally segregate themselves in color space :) This should make our classification algorithm have an easier job! Let’s see if it does!

We will first set our training and test sets (including labels). Then we need to transform our labels into numbers. I have written out each step here, but normally we should use sklearn. I repeat I’ve done this here solely for pedagogical reasons :)

train_per = int(0.8*len(color_vec))
#Let’s make our training and test sets
X_train = color_vec[:train_per]
Y_train = spec_class[:train_per]
X_test = color_vec[train_per:]
Y_test = spec_class[train_per:]

Y_train_enc = []
for val in Y_train:
if val == ‘GALAXY’:
Y_train_enc.append(0)
else:
Y_train_enc.append(1)
Y_test_enc = []
for val in Y_test:
if val == ‘GALAXY’:
Y_test_enc.append(0)
else:
Y_test_enc.append(1)

We are now going to build a basic neural network with two hidden layers containing 100 nodes each with a dropbox layer in between

activation = ‘relu’ # activation function
initializer = ‘normal’ # model initializer
lr = 0.001 # initial learning rate
loss_function = ‘sparse_categorical_crossentropy’
metrics_ = [‘accuracy’, ‘mae’, ‘mse’]

model = Sequential([
Dense(units=100, kernel_initializer=initializer, activation=activation),
Dropout(0.2),
Dense(units=100, kernel_initializer=initializer, activation=activation),
Dense(2, activation=’softmax’),
])

optimizer = Adam(learning_rate=0.001)
model.compile(optimizer=optimizer, loss=loss_function, metrics=metrics_)

¡Excelente! We can go ahead and fit our model :)

With our fitted model, we can immediately calculate our predictions

And let’s see how it looks :)

predictions = [np.argmax(pred) for pred in test_predictions]

# Normalize confusion matrix
matrix_conf = matrix_conf.astype(‘float64’)
norm_fac = np.sum(matrix_conf[:], axis=1)
for row in range(matrix_conf.shape[0]):
matrix_conf[row,:] = np.round(matrix_conf[row,:]*(1/norm_fac[row]),3)*100
# Plot confusion matrix
sns_plot = sns.heatmap(matrix_conf, annot=True, cmap=’GnBu’, xticklabels=[‘GALAXY’, ‘QSO’], yticklabels=[‘GALAXY’, ‘QSO’])
#sns_plot.set(xticklabels=np.arange(1,5))
#sns_plot.set(yticklabels=np.arange(1,5))
plt.ylabel(‘True’, fontsize=’x-large’)
plt.xlabel(‘Predicted’, fontsize=’x-large’)
sns_fig = sns_plot.get_figure()

We’ve seen how we can easily apply machine learning techniques to solve astronomical classification problems. The classification can be improved by playing with the network.

Hopefully, this has been instructional and will encourage you to find more machine learning and astronomy crossovers!


What are the criteria for the classification of galaxies? - Astronomía

The Hubble classification of galaxies, also referred to as the ‘tuning fork’ diagram because of its shape, classes galaxies along three main lines into:

Edwin Hubble originally identified an evolutionary sequence for the galaxies (from early-type to late-type) as one moved from left to right across the diagram. Although this is now known to be a false interpretation, the terms ‘early-type’ and ‘late-type’ are still used regularly by astronomers in the manner described below, and when discussing broad galaxy types.


Hubble’s elliptical galaxies were classed according to the ellipticity of the galaxy, and given a Hubble type:

dónde a = semi-major axis and B = semi-minor axis of the ellipse. Observed values range from E0 (circular cross section – a spherical galaxy) to E7 (the most flattened). E0 are considered ‘early-type’ ellipticals and E7 are ‘late-type’ ellipticals.


Located in the fork of the Hubble classification diagram and intermediate between the elliptical and spiral galaxies are the S0/SB0 galaxies. These galaxies show prominent bulges, but no spiral arms.


Spiral galaxies are classed from ‘early-type’ to ‘late-type’ according to the ratio of the luminosity of the bulge compared with the disk, and the amount of winding of the spiral arms. Type Sa (early) spiral galaxies have prominent bulges (bulge to disk luminosity

0.3), tightly wound arms (pitch angle

0.6), and the stars in the spiral arms are distributed very smoothly. Type Sc (late) spirals have the least prominent bulges (bulge-to-disk luminosity

0.05), and loosely wound arms (pitch angle

0.18) that are resolved into clumps of stars and HII regions.


In bars, the spiral arms do not start directly from the bulge, but from an extended bar of stars that passes through the bulge. They share the same range of classifications as non-barred spirals – from Type SBa (early) to SBc (late) – according to the prominence of the bulge and the winding of the spiral arms.


A later extension to the Hubble classification was the inclusion of irregular galaxies in two classes:
Irr I included irregular galaxies that showed some hint of organised structure (such as the Large and Small Magellanic Clouds), while Irr II were those irregulars that were completely disorganised.

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Galaxy Classification

Most of the effort toward galaxy classification in this century has consisted of studying photographic images of galaxies by eye. The dominant paradigm is one established by Edwin Hubble (1936), and later refined by Alan Sandage (1961). This classification is referred to as the Hubble Sequence. There have been many subsequent variants, but largely the classification has been based on subjective, qualitative assessments of the distribution of optical light -- what is often referred to as 'galaxy morphology.' There are many problems with the approach, yet it has remained paramount for over 70 years. Some astronomers have realized that categorizing galaxies by their spectra, as was done for stars, might provide an alternative, and possibly more quantitative and physically insightful method of classification. The most notable, and pioneering effort was by W. W. Morgan, at Yerkes Observatory (Morgan & Mayall 1957). Not coincidentally, it was Morgan who quantified and developed the stellar spectral classification scheme you used in Lab #3 (Spectral Classification of Stars).

Ultimately, the value of a classification scheme is its utility. To understand this, one must ask for what purpose, or application is the classification being done? As we will see, there are times when one might want to classify by morphology, and others when using spectra are the only sensible way to proceed.

In this lab you will become expert galaxy classifiers by both methods -- morphology and spectra. You will devise your own classification schemes based on nearby galaxies, and test them against real data. Finally, you will assess which of these two methods might be the most useful in classifying galaxies at the farthest reaches of the universe.

Schedule

Section 1 - Creating your own classification scheme

Your first task it to take these 9 images and sort them, by eye, according to some criteria which will become your classification scheme. The goal here is to have a sequence of objects that will form a reference. Using this sequence, in Section 3 you will attempt to classify other galaxies by asking where they best fit in the sequence. Think ahead a little bit here. Since no two galaxies are identical, when you classify other galaxies by comparing them to your reference sequence, you will have to estimate whether they are closer to one 'type' or another. Often they will fall in-between. There may be times when you think a galaxy is extreme, i.e. lies beyond, or outside the range of your reference sequence. Your reference sequence should be designed to allow you to do make these assessments.

Your reference sequence should be one-dimensional, that is, a linear sequence where you line them up in a row. In principle, you might come up with a two-or-more dimensional grid, where you would have several sequences. Sin embargo, for the current exercise, design a one-dimensional sequence to simplify comparison with results below. Note that your sequence need not have 9 separate categories if you do not think you can tell the difference between some of the galaxies. In other words, you can lump galaxies together into one group, or 'type,' if you feel that distinguishing between them is not warranted.

Try to forget what you have been taught about the Hubble classification scheme. Be creative and realize there is no 'truth,' only utility. Here, the utility here will be how well you can classify other galaxies.

Load the Netscape browser by clicking on the icon. Select the bookmark for this galaxy classification lab, or open a new location for the following url:
http://www.astro.wisc.edu/

mab/education/astro113/galclass_lab.html You should now have this lab displayed on your browser.

View the montage of images as displayed on this page or click on [B]=big, [S]=small, or [N]=negative images in pop-up windows. You can arrange these pop-up windows with your cursor to form your classification sequence. On the MACs in 5517 you may find the pop-up windows cumbersome they will take time to load and the screens are somewhat small. You can resize the pop-up windows by clicking on their lower-right corner and dragging the corner to the desired size.

NGC 2775 [B] [S] [N]
NGC 2903 [B] [S] [N]
NGC 3077 [B] [S] [N]
NGC 3147 [B] [S] [N]
NGC 3368 [B] [S] [N]
NGC 4406 [B] [S] [N]
NGC 4449 [B] [S] [N]
NGC 4559 [B] [S] [N]
NGC 5248 [B] [S] [N]

Credits: CCD Images (Bj o gramo band) from Frei et al. (1996)
Q1: In your lab book, draw sketches of your reference sequence. This should be a diagram that defines your classification. Be sure to indicate which reference galaxies belong to what stage in your sequence. The 'NGC' labels above each image are catalogue names that can be used for identification.

Devise a labeling scheme for reference and for later classification. When choosing the labeling scheme, keep in mind that you will have to define a classification for other galaxies that might not exactly be in one category or another.

Summarize the criteria you have chosen to order your reference sequence. What are the trend(s) along the sequence? The more careful and specific you can be here, the better you will be able to classify galaxies in the next section. Do you think the trends are physical -- do the represent true physical differences between the galaxies? Or are some of the trends apparent -- do they represent differences in the way you have observed physically similar galaxies? For example, did you choose elongation as a classification parameters? If not, comment on why you did not choose this attribute.

Remove the pop-up windows from your screen. On the MACs in 5517 running JPEGView, click in the box in the upper-left corner. On unix machines running xv, type 'q' in each pop-up window.

Section 2 - Spectra vs. morphology: which is better?

The spectra are plotted as log(flux) versus wavelength (in Angstroms). The log scale on the y-axis allows you to see the often large changes in flux from wavelength to wavelength. The flux scale (y-axis) has been arbitrarily set to 1 (log(flux) = 0) at 5500 Angstroms.

As you are classifying these spectra, you won't be able to identify the elements responsible for the emission and absorption lines. For reference, then, note the approximate wavelengths of the key features you are using to classify. No doubt you will want to note if the features are in emission or absorption. Again, keep in mind that your sequence need not have 9 separate categories if you do not think you can tell the difference between some of the galaxies' on the basis of their spectra.

To see the individual spectra in more detail, click on them. Remove the pop-up windows as before.

NGC 2775
NGC 2903
NGC 3077
NGC 3147
NGC 3368
NGC 4406
NGC 4449
NGC 4559
NGC 5248

Credits: Spectra from Kennicutt (1992).
Q2: Construct a spectral classification sequence, noting key spectral features for each point in your classification sequence.

Comment on whether you think there is more or less likelihood of this classification representing true physical differences in the galaxies. For example, if you viewed a spiral galaxy from different angles, what do you think would change more: it's visual appearance (morphology), or its spectrum?

Recall that in Lab 3 the spectrum of a star allowed you to identify what kind of star it was. Knowing this, what can you infer about the content of a galaxy from its spectrum? Can you make as direct an inference about the content of a galaxy from its morphology?

Comment on how well the two methods compare. Does one scheme seem better able to distinguish between this set of galaxies? Do you think one scheme might be more accurate or quantifiable than the other?

Remove any pop-up windows from your screen.

Section 3 - Testing your schemes against other galaxies

NGC 3623
[B] [S] [N]

Credits: CCD Images (Bj o gramo band) from Frei et al. (1996) spectra from Kennicutt (1992).
Q5: When you are done, ask your instructor to identify which galaxies in your reference sequence have the most similar Hubble type.

How well did you match up NGC 3623 to galaxies of comparable Hubble type for your two classification schemes? Did one scheme work better than the other? Explain what you expected.


Next, try four other galaxies, some of which are more distant than those you examined in Section 1. The images here are based on photographic plates which, in this case, have coarser spatial sampling than the CCD images. These two effects (greater distance and poorer sampling) combine to make the images less well resolved, i.e. more blurred and coarser. Another effect of the photographic plates is that they have less dynamic range than the CCD images in Section 1. In other words, it is not possible for the photographs to record the faint, outer parts of the galaxies as well as the bright cores, or vice versa. In these images the cores appear to be 'burned out,' or saturated.

A
B
C
D

Credits: Digitized photographic images from POSS-I
Q7: Classify these same 4 'mystery' galaxies via their spectra alone. The galaxies are intentionally given different labels here, 1-4. Are the spectra of comparable quality as the ones you used in Section 2 for your spectral classification?

1
2
3
4

Credits: Spectra from Kennicutt (1992).
Q8: Make your best estimate of matching A-D with 1-4. Estimate (very roughly) on the reliability of this matching. You might base this, for example, on how closely the reference galaxies lined up when ordered in both classification sequences.

Show your results to your instructor and have him/her give you the correct matches. Did you do as well as you expected?

Does it make more sense to use one classification scheme here over the other?


Galaxias

Like stars and nebula, galaxies emit radiation that can be seen in the electromagnetic spectrum. This includes visible light, radio waves, ultra-violet, infrared, x-rays and gamma rays.

An Active Galactic Nucleus (AGN) is an area at the centre of a galaxy that has an above average brightness (luminosity) over the spectrum. These galaxies are called active galaxies.

The area at the centre is powered by a supermassive black hole. The amount of material spinning around the black hole forms an accretion disc. The heat caused by its speed and the effect of it falling into the black hole produces enormous radiation across the electromagnetic spectrum.

Scientists cannot see the black hole but they can sometimes see radiation at different wavelengths forming an accretion disc, or by looking for jets of material thrown out of the galaxy by the gravity of the black hole.

There are 3 types of active galaxy we shall look at:

Seyfert

These have bright spectral emission lines caused by either the accretion disc, or from highly ionized gas around the nucleus. Gas that rotates the black hole faster shows a broader emission line. Typically, serfert galaxies are spiral or irregular.

Blazers

Blazers are active galaxies that have jets pointing towards Earth. This is the effect of 'looking down' the jet of a blazer. It is difficult to make comparisons between blazers because of the angle from which we view them. When they are angled at 90 to 35° we see them differently to when they're angled between 0 and 35° to our line of sight. Because of this they are quite variable, emitting radio waves and x-rays.

Quasars

Quasars are active galaxies emitting radio and x-rays. They have extremely large black holes at their centre and are moving away from us at extremely fast rates. They are the furthest and oldest objects we know of some are as far as 11 billion light years away.


Other Ways to Classify Galaxies

When you look at millions of galaxies as the SDSS does, you can't classify every one by looking at it and placing it on the Hubble Tuning Fork. If it takes 30 seconds to find and classify a galaxy on the Hubble Tuning Fork, it would take almost 100 years to classify all the galaxies in the SDSS's Data Release 5! To classify all the galaxies, astronomers need a faster method.

Fortunately, you can use other properties of galaxies to classify them. Astronomers have known for a long time that galaxy type and color are related. Spiral galaxies tend to have more star forming regions, and younger, bluer stars. Elliptical galaxies tend to have mostly old, red stars.

A team of SDSS astronomers looked at the colors, spectra, and visual images of many galaxies to determine how colors are related to galaxy types in SDSS data. The researchers found that galaxies fell into the clearest groups when they looked at the difference between the ultraviolet (u) and red (r) filters. Specifically, the researchers found that most early galaxies (elliptical, SO, and Sa or SBa) had a u-r value greater than 2.22, and that most late galaxies (Sb or SBb, Sc or SBc and Irregular) had a u-r value less than 2.22.

The method of classifying galaxies by their colors is not perfect. There are some unusually red spiral galaxies and some unusually blue elliptical galaxies. However, the method works well enough that it can be used to analyze the properties of large numbers of galaxies fairly easily.

Exercise 4. Look up the following galaxies in the Object Explorer by clicking on their object IDs in the table below. Classify them as early (E, S0, Sa or SBa) or late (Sb or SBa, Sc or SBc, Irr) galaxies from their u-r values (u and r are located to the right of the galaxy's image). Then, look at their images and classify them on the Hubble tuning fork. (Note: you may need to click on the image and open the Navigate tool to get a better view of the galaxy.)