La clasificación morfológica de las galaxias es un sistema utilizado por los astrónomos para dividir las galaxias en grupos según su apariencia visual. Hay varios esquemas en uso por los cuales las galaxias pueden ser clasificadas de acuerdo a sus morfologías, siendo la más famosa la secuencia de Hubble, ideada por Edwin Hubble y luego expandida por Gérard de Vaucouleurs y Allan Sandage.
La secuencia del Hubble es un esquema de clasificación morfológica para galaxias inventado por Edwin Hubble en 1926. A menudo se le conoce coloquialmente como el "diapasón del Hubble" debido a la forma en la que se representa tradicionalmente. El esquema del Hubble divide las galaxias en tres amplias clases basadas en su apariencia visual (originalmente en placas fotográficas):
Estas amplias clases pueden ser extendidas para permitir distinciones más finas de apariencia y para abarcar otros tipos de galaxias, tales como galaxias irregulares, que no tienen una estructura regular obvia (ya sea en forma de disco o elipsoidal).
La secuencia del Hubble es a menudo representada en la forma de un tenedor de dos puntas, con las elípticas a la izquierda (con el grado de elipticidad aumentando de izquierda a derecha) y las espirales barradas y no barradas formando las dos puntas paralelas del tenedor. Las galaxias lenticulares se sitúan entre las elípticas y las espirales, en el punto donde las dos puntas se encuentran con el "mango".
Hasta el día de hoy, la secuencia del Hubble es el sistema más comúnmente utilizado para clasificar galaxias, tanto en la investigación astronómica profesional como en astronomía amateur.
El sistema de Vaucouleurs para clasificar galaxias es una extensión muy utilizada de la secuencia de Hubble, descrita por primera vez por Gérard de Vaucouleurs en 1959. De Vaucouleurs argumentó que la clasificación bidimensional del Hubble de galaxias espirales—basada en la estrechez de los brazos espirales y la presencia o ausencia de una barra- no describía adecuadamente el rango completo de las morfologías observadas de las galaxias. En particular, argumentó que losanillos y lentes son componentes estructurales importantes de las galaxias espirales.
El sistema de Vaucouleurs retiene la división básica de galaxias del Hubble en elípticas, lenticulares, espirales y irregulares. Para complementar el esquema del Hubble, de Vaucouleurs introdujo un sistema de clasificación más elaborado para galaxias espirales, basado en tres características morfológicas:
La mayoría de las galaxias en estas tres clases fueron clasificadas como Irr I en el esquema original del Hubble. Además, la clase Sd contiene algunas galaxias de la clase Sc del Hubble. Las galaxias de las clases Sm e Im se denominan Espirales "Magallánicas" e irregulares, respectivamente, después de las Nubes de Magallanes. La Gran Nube de Magallanes es de tipo SBm, mientras que la Pequeña Nube de Magallanes es una irregular (Im).
Los diferentes elementos del esquema de clasificación se combinan - en el orden en que se enumeran - para dar la clasificación completa de una galaxia. Por ejemplo, una galaxia espiral débilmente barrada con brazos sueltos y un anillo se denomina SAB(r)c.
Visualmente, el sistema de Vaucouleurs puede ser representado como una version tridimensional del diapasón del Hubble, con escenario (espiral) en el eje x-eje, familia (barredness) en el eje y-eje, y variedad (ringedness) en el eje z-eje.
De Vaucouleurs también asignó valores numéricos a cada clase de galaxia en su esquema. Los valores de la etapa numérica de Hubble T van de -6 a +10, con números negativos correspondientes a galaxias de tipo temprano (elípticas y lenticulares) y números positivos a tipos tardíos (espirales e irregulares). Las galaxias elípticas se dividen en tres'etapas': elípticas compactas (cE), elípticas normales (E) y tipos tardíos (E+). Los lenticulares se subdividen de manera similar en tipos temprano (S-), intermedio (S0) y tardío (S+). Las galaxias irregulares pueden ser de tipo magellánico (T = 10) o 'compacto' (T = 11).
El uso de etapas numéricas permite más estudios cuantitativos de la morfología de las galaxias.
Creado por el astrónomo americano William Wilson Morgan. Junto con Philip Keenan, Morgan desarrolló el sistema MK para la clasificación de estrellas a través de sus espectros. El esquema de Yerkes utiliza el espectro de estrellas en la galaxia; la forma, real y aparente; y el grado de concentración central para clasificar las galaxias.
Así, por ejemplo, la Galaxia de Andrómeda se clasifica como kS5.
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