[go: up one dir, main page]
Edukira joan

Galaxia lentikular

Wikipedia, Entziklopedia askea
Husoko galaxia (NGC 5866) Draco konstelazioko galaxia lentikular bat da. Irudi honek erakusten du galaxia lentikularrek hauts kantitate handi bat atxiki dezaketela diskoan. Gas gutxi edo batere ez dago, eta, beraz, izarrarteko materian eskasak dira.

Galaxia lentikular bat (S0 deitua) galaxia mota bat da, sailkapen morfologikoko eskemetan galaxia eliptiko baten (E deitua) eta galaxia kiribil baten artean dagoena.[1] Disko handia du, baina ez du beso kiribilik eskala handian. Galaxia lentikularrak izar arteko materia gehiena agortu edo galdu duten disko galaxiak dira, eta, beraz, izar eraketa oso gutxi dute bidean.[2] Hala ere, diskoetan hauts asko gorde dezakete. Emaitza bezala, nagusiki, zahartutako izarrez osatuta daude (galaxia eliptikoak bezala). Desberdintasun morfologikoak gorabehera, galaxia lentikularrek eta eliptikoek ezaugarri komunak dituzte, hala nola ezaugarri espektralak eta eskala-erlazioak. Biak, eboluzio pasiboa duten goiz motako galaxiatzat har daitezke, Unibertsoaren tokiko zatian behintzat. E galaxiak S0 galaxiekin konektatuta daude ES galaxiak eskala ertaineko diskoekin.[3]

Morfologia eta estruktura

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Klasifikazioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
NGC 2787 hauts ikusgarriaren xurgapena duen galaxia lentikularraren adibide bat da. Galaxia hau S0 galaxia bezala sailkatu den arren, kiribilak, eliptikoak eta lentikularrak bereizteko zailtasuna ikus daiteke. Kreditua: HST
NGC 1387k eraztun nuklear handi bat du. Galaxia hau Fornax kumuluko kide da.

Galaxia lentikularrak bakarrak dira, disko-osagai ikusgarri bat eta protuberantzia-osagai nabarmen bat dutelako. Bulbo-disko erlazioa ohiko kiribilak baino askoz handiagoa da, eta ez dute galaxia berantiarren beso kiribilen egitura kanonikoa, erdiko barra bat izan dezaketen arren.[4] Protuberantziaren nagusitasun hau galaxia lentikularren lagin baten ardatzen banaketan ikus daiteke (hau da, disko-galaxia baten axial txikiaren eta handiagoaren arteko erlazioa). Galaxia lentikularren banaketa etengabe handitzen da 0,25etik 0,85era bitartean, espiralen banaketa, funtsean, laua den bitartean.[5] Erlazio axial handienak, aurre diskoko galaxiak ikusten diren edo galaxia esferoidalen lagin bat dagoen azal daiteke. Imajina ezazu kantu diskoko bi galaxia ikusten dituzula, bata protuberantziarekin eta bestea hura gabe. Protuberantzia nabarmena duen galaxiak protuberantziarik gabeko galaxiak baino ertz handiagoko erlazio axala izango du, erlazio axialaren definizioaren arabera. Beraz, osagai esferoide nabarmenak dituzten disko-galaxien lagin batek erlazio axial handiagoak dituzten galaxia gehiago izango ditu. Galaxia lentikularren banaketa behatutako erlazio axiala handitzearekin batera handitzeak esan nahi du lentikularrak protuberantzia-osagai zentral baten mende daudela.[4]

Galaxia lentikularrak, galaxia kiribil eta eliptikoen artean gutxi ezagutzen den trantsizio egoera bezala hartzen dira, euren tarteko kokapena Hubbleren sekuentzian ematen duena. Horren arrazoia da lentikularrek osagai nabarmenak dituztela diskoan eta bulboan. Diskoaren osagaiak, ez du ezaugarririk izaten, galaxia kiribilen antzeko sailkapen sistema bat eragozten duena. Erraboilaren osagaia esferikoa izan ohi denez, galaxia eliptikoen sailkapenak ere ez dira egokiak. Beraz, galaxia lentikularrak azpiklaseetan banatzen dira, dagoen hauts kantitatearen edo barra zentral baten gorakadaren arabera. Barrarik gabeko galaxia lentikular motak S01, S02 eta S03 dira, non azpiindizeek diskoaren osagaiaren hauts-xurgapen kopurua adierazten duten; barra zentrala duten lentikularrei dagozkien klaseak SB01, SB02 eta SB03 dira.[4]

Sérsic deskonposizioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxia lentikularren azaleko distiraren profilak ondo deskribatuta daude osagai esferoidalerako Sérsic eredu bat gehi diskorako esponentzialki beheranzkoa den eredu bat (n ≈ 1eko Sérsic indizea) batuz, eta sarritan barrarako hirugarren osagai bat batuz.[6] Batzuetan, diskoaren ~ 4 eskalako galaxia lentikularren gainazaleko distiraren profilak eten egin direla ikusten da.[7] Ezaugarri hauek bat datoz galaxia kiribilen egitura orokorrarekin. Hala ere, lentikularren erraboilaren osagaiak lotura handiagoa du galaxia eliptikoekin, sailkapen morfologikoari dagokionez. Eskualde esferoidal honek, galaxia lentikularren barne egitura menperatzen duena, diskoaren osagaiak baino azaleko distira profil nabarmenagoa du (Sérsic indizea n = 1 eta 4 bitartekoa izan ohi da).[8][9] Galaxia lentikularren laginak diskorik gabeko galaxia eliptikoen populaziotik bereizten dira (disko nuklear txikiak alde batera utzita) gainazaleko distira profilen analisiaren bidez.[10]

Barrak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Ardatz-erlazio jakin bat (txikiagoa/handiagoa) duten galaxien ehunekoa, galaxia lentikularren eta espiralen lagin baterako. Laukitxoa zehaztutako ardatz txikien (b) eta handien (a) arteko edozein erlazioren profilaren irudikapen bisuala da.[4]

Galaxia kiribilak bezala, galaxia lentikularrek barra zentraleko egitura bat izan dezakete. Lentikular normalak sailkatzeko sistema hauts edukiaren araberakoa den bitartean, galaxia lentikular barratuak barra zentralaren nagusitasunaren arabera sailkatzen dira. SB01 galaxiek, hain definitua ez den barra egitura dute, eta, soilik, gainazaleko distira bat izateagatik sailkatzen dira, erdiko protuberantziaren kontrako aldeetan pixka bat handitua. Barraren handitasuna indize kopuruarekin handitzen da, eta, beraz, SB03 galaxiek, NGC 1460 kasu, oso ondo definitutako barrak dituzte, bulboaren eta diskoaren arteko trantsizio eremuan heda daitezkeenak.[4] NGC 1460, izatez, galaxia lentikularren artean behatutako barra handienetako bat duen galaxia da. Zoritxarrez, galaxia lentikularretako barren propietateak ez dira xehetasun handiz ikertu. Propietate horiek ulertzeak eta barrak eratzeko mekanismoa ulertzeak galaxia lentikularren eraketa edo eboluzioaren historia argitzen lagunduko luke.[7]

Kutxa itxurako fardelak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

NGC 1375 eta NGC 1175 kutxa formako fardelek dituzten galaxia lentikularren adibideak dira. SB0 pec gisa sailkatzen dira. Kutxa formako protuberantziak ertzak dituzten galaxietan ikusten dira, gehienak espiralak, baina oso gutxitan lentikularrak.

Edukia

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
ESO 381-12ko Hubbleren irudia.[11]

Alderdi askotan, galaxia lentikularren konposizioa eliptikoenaren antzekoa da. Adibidez, biak, nagusiki antzinakoagoak eta, beraz, gorriagoak diren izarrez osatuta daude. Uste denez, bere izar guztiek, mila milioi urte baino gehiago dituzte, Tully-Fisher harremanetik abiatutako bere desplazamenduaren arabera (ikus aurrerago). Izar atributu orokor hauez gain, kumulu globularrak maizago aurkitzen dira galaxia lentikularretan antzeko masa eta argitasun galaxia kiribiletan baino. Gas molekular gutxi edo bat ere ez dute (hortik dator izar eraketa falta) eta ez dute α edo 21-cm hidrogeno isuri esanguratsurik. Azkenik, eliptikoek ez bezala, litekeena da hauts kantitate esanguratsua izatea.[4]

Zinematika

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zailtasunak eta neurtzeko teknikak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
NGC 4866 Virgo konstelazioan dagoen galaxia lentikular bat da.[12]

Galaxia lentikularrek propietate zinematikoak partekatzen dituzte galaxia espiral eta eliptikoekin.[13] Hori gertatzen da protuberantziaren eta lentikularren diskoaren izaera garrantzitsuagatik. Protuberantziaren osagaia galaxia eliptikoen antzekoa da, presioa erdiko abiaduraren dispertsioan oinarritzen baita. Egoera hau globo baten antzekoa da, non aire partikulen mugimenduak (izarrak protuberantziaren kasuan) ausazko mugimenduek menderatzen dituzten. Hala ere, galaxia lentikularren zinematika errotazioan oinarritutako diskoak menderatzen du. Errotazioaren babesak, diskoan izarren batez besteko mugimendu zirkularra galaxiaren egonkortasunaren arduraduna dela esan nahi du. Horrela, zinematika, askotan, galaxia lentikularrak eta eliptikoak bereizteko erabiltzen da. Galaxia eliptikoen eta galaxia lentikularren arteko bereizketaren zehaztapena abiaduraren dispertsioaren neurketetan (σ), errotazio-abiaduran (v) eta eliptikotasunean (ε) oinarritzen da.[13] Lentikularrak eta eliptikoak bereizteko, v/σ erlazio finkoa ikusi ohi da ε finko baterako. Adibidez, galaxia lentikularrak eta eliptikoak bereizteko gutxi gorabeherako irizpide bat, galaxia eliptikoek, v/σ < 0,5 dutela da, honentzat ε = 0,3.[13] Irizpide honen motibazioa galaxia lentikularrek protuberantzia eta disko osagai nabarmenak dituztela da, galaxia eliptikoek disko egiturarik ez duten bitartean. Horrela, lentikularrek eliptikoek baino askoz erlazio handiagoak dituzte beren errotazio-abiadura ez mespretxagarriengatik (diskoaren osagaiaren ondorioz), galaxia eliptikoekin alderatuta hain nabarmena den protuberantzia-osagairik ez izateaz gain. Hala ere, galaxia bakoitzarentzat erlazio bakarra erabiltzen duen ikuspegi hau problematikoa da, v/σ erlazioaren mendekotasuna dela eta, zenbait galaxia goiztiarretan neurtzen den erradioarekiko. Adibidez, E eta S0 galaxien zubi bezala balio duten galaxiak, euren tarteko eskalako diskoekin, v/la erlazio altua dute tarteko erradioetan, ondoren, irrati handietan erlazio baxu batera jaisten dena.[14][15]

Disko-galaxien zinematika Hα edo 21 cm-ko emisio lerroetatik abiatuta zehaztu ohi da, galaxia lentikularretan agertzen ez direnak gas hotzaren euren gabezia orokorraren ondorioz.[7] Beraz, informazio zinematikoa eta galaxia lentikularren masaren gutxi gorabeherako estimazioak izar xurgatze lerroetatik datoz, emisio lerroen neurketak bezain fidagarriak ez direnak. Galaxia lentikularrentzako errotazio-abiadura zehatzak lortzeko ere zailtasun handia dago. Hau, lentikularren inklinazio neurketen, bulbo-disko interfazearen eskualdeko proiekzio efektuen eta benetako errotazio abiadurei eragiten dieten izarren ausazko mugimenduen efektu konbinatu bat da.[16] Efektu hauek, galaxia lentikularren neurketa zinematikoak disko-galaxia normalekin alderatuta askoz zailagoak izatea eragiten dute.

Tully-Fisher harremanaren konpentsazioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Grafiko honek Tully-Fisher erlazioa irudikatzen du galaxia kiribilen (beltza) eta galaxia lentikularren (urdina) lagin baterako.[17] Galaxia kiribiletarako doikuntza onenaren lerroa, galaxia lentikularretarako doikuntza hoberenaren lerroarekiko ezberdina dela ikus daiteke.[18]

Galaxia kiribil eta lentikularren arteko lotura zinematikoa argiagoa da lagin kiribil eta lentikularren Tully-Fisher erlazioa aztertzen denean. Galaxia lentikularrak galaxia espiralen etapa eboluzionatu bat badira, Tully-Fisher erlazioa espiralen antzekoa izan beharko lukete, baina ardatzean argitasun/magnitude absolutua duen desplazamendu batekin. Hau, izar gorri eta distiratsuenek, lentikularren izar populazioak menderatzearen emaitza izango litzateke. Efektu honen adibide bat ondoko grafikoan ikus daiteke.[7] Argi ikus daiteke galaxia kiribileko eta galaxia lentikularreko datuetarako doikuntza hobereneko lerroek malda bera dutela (eta, beraz, Tully-Fisher erlazio bera jarraitzen dute), baina ΔI ≈ 1.5 desplazatuak daude. Honek, bere garaian, galaxia lentikularrak, bere garaian, galaxia kiribilak izan zirela esan nahi du, baina, orain, izar gorri eta zaharrek menderatzen dituzte.

Formazioaren teoriak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxia lentikularren morfologiak eta zinematikak, neurri batean, galaxiak eratzeko modu bat iradokitzen dute. Bere disko itxurak, beharbada hautsez betea, galaxia espiral zorabiatuetatik datozela iradokitzen du, bere beso hazpegiak desagertu egin zirelarik. Hala ere, galaxia lentikular batzuk galaxia kiribilak baino argitsuagoak dira, galaxia kiribilen hondarrak soilik ez direla iradokitzen duena. Galaxia lentikularrak, galaxien fusio baten emaitza izan daitezke, izar masa osoa handitzen duena eta bat egindako galaxia berriari, besorik gabeko disko itxura eman diezaiokeena.[7] Bere diskoak, akrezio gertakarien bidez (gas eta fusio txikienak) hazi zirela ere proposatu da.[19] Aurretik, galaxia lentikular argidunen bilakaera galaxia eliptikoenarekin estuki lotuta egon zitekeela iradoki zen, lentikularrik ahulenak, berriz, ahariaren presiotik kendutako galaxia kiribilekin estuago lotuta egon zitezkeen,[20] galaxien aurkako jazarpenaren azken eszenatoki hau ordutik zalantzan jarri den arren,[21] galaxia lexilutsu eta oso isolatuen existentziagatik, hala nola LEDA 2108986.

Zimeldutako espiralak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gasik eza, hautsaren presentzia, duela gutxiko izar eraketarik eza eta errotazio euskarria bere gas guztia izar eraketan erabiliko zuen galaxia kiribil batengandik espero daitezkeen ezaugarri guztiak dira.[7] Aukera hori indartu egiten da galaxia kiribil pobreak daudelako gasean edo "anemikoetan". Orduan patroi kiribila desagertzen bada, ateratzen den galaxia lentikular askoren antzekoa izango litzateke.[22] Moore et al.-ek ere dokumentatzen dute mareen jazarpenak -hurbileko beste galaxia batzuen grabitazio-efektuak- prozesu honetan lagundu lezakeela eskualde trinkoetan.[23] Hala ere, teoria honekiko sostengurik argiena arestian aipaturiko Tully-Fisher harremanaren bertsio apur bat desplazatuarekiko atxikimendua da.

2012ko artikulu batek sailkapen-sistema berri bat iradokitzen du, lehen aldiz Sidney van den Bergh astronomo kanadarrak proposatua, galaxia lentikular eta esferoide nanoentzat (S0a-S0b-S0c-dSph), Hubbleren sekuentziarekin paraleloa dena espiral eta irregularrentzat (Sa-Sb-Sc-Im), eta ideia berri hori indartu egiten du, eta sekuentzia oso irregularra dela erakusten du.[24]

Bat-egiteak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Messier 85 galaxia fusionatu bat da.

Burstein[25] eta Sandageren[26] azterketek, galaxia lentikularrek, beste espiral mota batzuk baino azaleko distira handiagoa izaten dutela erakutsi zuten. Uste denez, galaxia lentikularrek, bulto-disko erlazio handiagoa dute galaxia kiribilek baino, eta hau, espiral baten zorabio soilarekin bateraezina izan daiteke.[27][28] S0ak beste espiral batzuen fusioen bidez eratuko balira, behaketa horiek bat egingo lukete eta kumulu globularren maiztasun handiagoa ere azalduko lukete. Hala ere, aipatu behar da protuberantzia zentralaren eredu aurreratuek, Sersic-en profil orokor bat eta barra bat barne hartzen dituztenek,[6] protuberantzia txikiagoa adierazten dutela, eta, beraz, funtsik eza txikiagoa. Fusioek ere ezin dute azaldu Tully-Fisher harremanaren desbideratzea, bat egindako galaxiak gaur egun ikusten ditugunetatik nahiko ezberdinak zirela onartu gabe.

Akrezio bidezko diskoaren hazkundea

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gutxienez galaxia lentikular batzuetan, gasaren akrezioaren bidez, eta galaxia txikietan, aurretik existitzen zen egitura esferoidal baten inguruan diskoak sortzea, lehen aldiz, gorriranzko desplazamendu handiko galaxia esferoide masibo konpaktuek hurbileko galaxia lentikular masiboetan ikusten diren fardel masibo berdin-konpaktuekin bat egiteko azalpen bezala iradoki zen.[29] "Tamaina murrizteko" agertoki batean, galaxia lentikular handienak lehenik eraikiak izan zitezkeen -unibertso gazteago batean, gas gehiago zegoenean- eta masa txikiagoko galaxiak motelagoak izan zitezkeen euren diskoak eraikitzeko materiala erakartzeko, LEDA 2108986 galaxia goiztiarraren kasuan bezala. Jakina, galaxien kumuluen barruan, ahariaren presioa ezabatzeak gasa ezabatzen du eta diskoaren garapena bultzatzeko gai izan daitekeen gas berriaren akrezioa eragozten du.

Adibideak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Argazkiak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ Buta, Ronald James. (2007). The de Vaucouleurs atlas of galaxies. Cambridge University Press ISBN 978-0-521-82048-6. PMC 70399618. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  2. ↑ DeGraaff, Regina Barber; Blakeslee, John P.; Meurer, Gerhardt R.; Putman, Mary E.. (2007-12-20). «A Galaxy in Transition: Structure, Globular Clusters, and Distance of the Star‐Forming S0 Galaxy NGC 1533 in Dorado» The Astrophysical Journal 671 (2): 1624–1639.  doi:10.1086/523640. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  3. ↑ Liller, Martha H.. (1966-10). «The Distribution of Intensity in Elliptical Galaxies of the Virgo Cluster. II» The Astrophysical Journal 146: 28.  doi:10.1086/148857. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  4. ↑ a b c d e f Binney, James; Merrifield, Michael. (1998). «Galactic Astronomy» Galactic astronomy / James Binney and Michael Merrifield. Princeton, NJ : Princeton University Press, 1998. (Princeton series in astrophysics) QB857 .B522 1998 ($35.00) (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  5. ↑ Lambas, D. G.; Maddox, S. J.; Loveday, J.. (1992-09-15). «On the true shapes of galaxies» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 258 (2): 404–414.  doi:10.1093/mnras/258.2.404. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  6. ↑ a b Laurikainen, Eija; Salo, Heikki; Buta, Ronald. (2005-09-01). «Multicomponent decompositions for a sample of S0 galaxies» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 362 (4): 1319–1347.  doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09404.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  7. ↑ a b c d e f Blanton, Michael R.; Moustakas, John. (2009-09). «Physical properties and environments of nearby galaxies» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 47 (1): 159–210.  doi:10.1146/annurev-astro-082708-101734. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  8. ↑ Andredakis, Y. C.; Peletier, R. F.; Balcells, M.. (1995-08-01). «The Shape of the Luminosity Profiles of Bulges of Spiral Galaxies» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 275: 874.  doi:10.1093/mnras/275.3.874. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  9. ↑ Graham, Alister W.; Worley, C. Clare. (2008-08-21). «Inclination- and dust-corrected galaxy parameters: bulge-to-disc ratios and size-luminosity relations» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 388 (4): 1708–1728.  doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13506.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  10. ↑ Savorgnan, G. A. D.; Graham, A. W.. (2016-01-19). «SUPERMASSIVE BLACK HOLES AND THEIR HOST SPHEROIDS. I. DISASSEMBLING GALAXIES» The Astrophysical Journal Supplement Series 222 (1): 10.  doi:10.3847/0067-0049/222/1/10. ISSN 1538-4365. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  11. ↑ Dennefeld, Michel. «ESO Observations of the Hubble Deep Field South» Deep Fields (Springer-Verlag): 43–48. ISBN 3-540-42799-6. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  12. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «A stranger in the crowd» www.spacetelescope.org (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  13. ↑ a b c Moran, Sean M.; Loh, Boon Liang; Ellis, Richard S.; Treu, Tommaso; Bundy, Kevin; MacArthur, Lauren A.. (2007-08-20). «The Dynamical Distinction between Elliptical and Lenticular Galaxies in Distant Clusters: Further Evidence for the Recent Origin of S0 Galaxies» The Astrophysical Journal 665 (2): 1067–1073.  doi:10.1086/519550. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  14. ↑ Graham, Alister W.; Janz, Joachim; Penny, Samantha J.; Chilingarian, Igor V.; Ciambur, Bogdan C.; Forbes, Duncan A.; Davies, Roger L.. (2017-05-08). «Implications for the Origin of Early-type Dwarf Galaxies: A Detailed Look at the Isolated Rotating Early-type Dwarf Galaxy LEDA 2108986 (CG 611), Ramifications for the Fundamental Plane’s ${S}_{K}^{2}$ Kinematic Scaling, and the Spin–Ellipticity Diagram» The Astrophysical Journal 840 (2): 68.  doi:10.3847/1538-4357/aa6e56. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  15. ↑ Bellstedt, Sabine; Graham, Alister W.; Forbes, Duncan A.; Romanowsky, Aaron J.; Brodie, Jean P.; Strader, Jay. (2017-05-31). «The SLUGGS Survey: trails of SLUGGS galaxies in a modified spin-ellipticity diagram» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 470 (2): 1321–1328.  doi:10.1093/mnras/stx1348. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  16. ↑ Bedregal, A. G.; Aragon-Salamanca, A.; Merrifield, M. R.; Milvang-Jensen, B.. (2006-10-01). «S0 galaxies in Fornax: data and kinematics» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 371 (4): 1912–1924.  doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10829.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  17. ↑ Williams, Michael J.; Bureau, Martin; Cappellari, Michele. (2010-09-14). «The Tully-Fisher relations of early-type spiral and S0 galaxies» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 409 (4): 1330–1346.  doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17406.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  18. ↑ Hall, Melanie; Courteau, Stéphane; Dutton, Aaron A.; McDonald, Michael; Zhu, Yucong. (2012-08-10). «An investigation of Sloan Digital Sky Survey imaging data and multiband scaling relations of spiral galaxies» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 425 (4): 2741–2765.  doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21290.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  19. ↑ Graham, Alister W.; Dullo, Bililign T.; Savorgnan, Giulia A. D.. (2015-04-27). «HIDING IN PLAIN SIGHT: AN ABUNDANCE OF COMPACT MASSIVE SPHEROIDS IN THE LOCAL UNIVERSE» The Astrophysical Journal 804 (1): 32.  doi:10.1088/0004-637x/804/1/32. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  20. ↑ van den Bergh, Sidney. (2012-07-06). «LUMINOSITIES OF BARRED AND UNBARRED S0 GALAXIES» The Astrophysical Journal 754 (1): 68.  doi:10.1088/0004-637x/754/1/68. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  21. ↑ Janz, Joachim; Penny, Samantha J.; Graham, Alister W.; Forbes, Duncan A.; Davies, Roger L.. (2017-03-15). «Implications for the origin of early-type dwarf galaxies – the discovery of rotation in isolated, low-mass early-type galaxies» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 468 (3): 2850–2864.  doi:10.1093/mnras/stx634. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  22. ↑ Elmegreen, Debra Meloy; Elmegreen, Bruce G.; Frogel, Jay A.; Eskridge, Paul B.; Pogge, Richard W.; Gallagher, Andrew; Iams, Joel. (2002-08). «Arm Structure in Anemic Spiral Galaxies» The Astronomical Journal 124 (2): 777–781.  doi:10.1086/341613. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  23. ↑ Moore, Ben; Lake, George; Katz, Neal. (1998-03). «Morphological Transformation from Galaxy Harassment» The Astrophysical Journal 495 (1): 139–151.  doi:10.1086/305264. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  24. ↑ Kormendy, John; Bender, Ralf. (2011-12-19). «A REVISED PARALLEL-SEQUENCE MORPHOLOGICAL CLASSIFICATION OF GALAXIES: STRUCTURE AND FORMATION OF S0 AND SPHEROIDAL GALAXIES» The Astrophysical Journal Supplement Series 198 (1): 2.  doi:10.1088/0067-0049/198/1/2. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  25. ↑ Burstein, David; Ho, Luis C.; Huchra, John P.; Macri, Lucas M.. (2005-03). «TheK‐Band Luminosities of Galaxies: Do S0s Come from Spiral Galaxies?» The Astrophysical Journal 621 (1): 246–255.  doi:10.1086/427408. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  26. ↑ Sandage, Allan. (2005-09). «The Classification of Galaxies: Early History and Ongoing Developments» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 43 (1): 581–624.  doi:10.1146/annurev.astro.43.112904.104839. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  27. ↑ Whitmore, Bradley C.; Gilmore, Diane M.. (1991-01). «On the interpretation of the morphology-density relation for galaxies in clusters» The Astrophysical Journal 367: 64.  doi:10.1086/169602. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  28. ↑ Christlein, Daniel; Zabludoff, Ann I.. (2004-11-20). «Can Early‐Type Galaxies Evolve from the Fading of the Disks of Late‐Type Galaxies?» The Astrophysical Journal 616 (1): 192–198.  doi:10.1086/424909. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).
  29. ↑ Graham, Alister W.. (2013). «Elliptical and Disk Galaxy Structure and Modern Scaling Laws» Planets, Stars and Stellar Systems (Springer Netherlands): 91–139. ISBN 978-94-007-5608-3. (Noiz kontsultatua: 2021-05-29).

Kanpo estekak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxia_lentikular&oldid=9609949"(e)tik eskuratuta