b'\n_START_ARTICLE_\nKlasificiranje galaktika\n_START_PARAGRAPH_\nKlasificiranje galaktika svrstavanje je galaktika u skupine na temelju raznih kriterija, naj\xc4\x8de\xc5\xa1\xc4\x87e oblika, ali tako\xc4\x91er i drugih svojstava.\n_START_SECTION_\nLundmarkova klasifikacija\n_START_PARAGRAPH_\nKlasifikacija je nastala oko 1922. godine, prvi put je objavljena 1926. godine. Isklju\xc4\x8divo je morfolo\xc5\xa1kog karaktera.\n_START_SECTION_\nUvod\n_START_PARAGRAPH_\nKlasifikacija Gerarda de Vaucouleursa predstavlja najsavr\xc5\xa1eniju modifikaciju sustava Hubble-Sandage. De Vaucouleurs je u periodu od 1952. do 1956. godine na Mt. Stromlo Obs. snimio velik broj galaktika ju\xc5\xbenoga neba, pa se osjetila potreba za opse\xc5\xbenijim klasifikacijskim sustavom. Nakon diskusije s Allanom Sandageom 1955. godine, ovaj je sustav op\xc4\x87enito prihva\xc4\x87en.\n_START_SECTION_\nOpis klasifikacije\n_START_PARAGRAPH_\nNa slici 11. prikazan je grafi\xc4\x8dki izgled ideje de Vaucouleursova sustava. Dijagonale predstavljaju \xc4\x8detiri glavna strukturalna niza: SA(r), SA(s), SB(r) i SB(s). Spiralne galaktike ozna\xc4\x8dene su s S, normalne spiralne s SA, a pre\xc4\x8dkaste spiralne s SB. Prijelazni razred s elipti\xc4\x8dnih na spiralne je S0 i dijeli se na tri tipa: S0\xe2\x81\xbb, S0\xe1\xb5\x92 i S0\xe2\x81\xba. Sm predstavlja Magellanov tip i prijelaz je sa spiralnih na nepravilne. De Vaucouleurs dr\xc5\xbei da je spljo\xc5\xa1tenost kod elipti\xc4\x8dnih galaktika neva\xc5\xbena, jer ne predstavlja bitno svojstvo galaktike._NEWLINE__NEWLINE_Klasifikacijski kriteriji su isti kao i u Hubble-Sandage sustavu. Idu\xc4\x87i od centra prema van, galaktike su sve nekompaktnije i otvorenije. Koncentri\xc4\x8dni krugovi predstavljaju odgovaraju\xc4\x87e (u Hubble-Sandage sustavu paralelne) stadije. Nepravilne Irr galaktike su izvan sheme. One se dijele na dva tipa: Im (sli\xc4\x8dne su po izgledu Magellanovim oblacima, ali bez ostataka spiralne strukture) i I (tzv. "nemagellanove nepravilne galaktike"). Tip I bi mo\xc5\xbeda bolje bilo bilje\xc5\xbeiti s I0, jer galaktike tog tipa pokazuju neke sli\xc4\x8dnosti s S0 galaktikama.\n_START_SECTION_\nZaklju\xc4\x8dak\n_START_PARAGRAPH_\nPrednosti su de Vaucouleursova sustava uglavnom u tome \xc5\xa1to je mogu\xc4\x87e vrlo precizno odrediti mjesto prijelaznih oblika i to izme\xc4\x91u SA i SB, kao i izme\xc4\x91u (r) i (s)._NEWLINE__NEWLINE_Nedostatak je u tome \xc5\xa1to na shemi nema mjesta za nepravilne galaktike._NEWLINE__NEWLINE_Ova klasifikacija je, jednako kao i Hubble-Sandage klasifikacija, morfolo\xc5\xa1ka, no ipak je mogu\xc4\x87e slijediti neka fizikalna svojstva du\xc5\xbe radijusa na shemi. Bli\xc5\xbee centru su galaktike koje se uglavnom sastoje od starijih zvijezda, a dalje od njega su galaktike koje se sastoje uglavnom od mla\xc4\x91ih zvijezda. Razvoj galaktike bi se (iako to nije op\xc4\x87enito prihva\xc4\x87eno) mogao odvijati od periferije prema sredi\xc5\xa1tu kruga._NEWLINE_Klasificiranje prema G\xc3\xa9rard-Henriju de Vaucouleursu tako\xc4\x91er je u upotrebi, ali rijetko.\n_START_SECTION_\nUvod\n_START_PARAGRAPH_\nFotoelektri\xc4\x8dnim mjerenjima spektra galaktika mo\xc5\xbee se, kao i kod zvijezda, mnogo doznati o njihovu sastavu. Kako galaktike nisu sastavljene samo od zvijezda jednakih spektralnih tipova, njihove boje ovisit \xc4\x87e o zvijezdama koje njima dominiraju. W. W. Morgan i N. U. Mayall detaljno su prou\xc4\x8davali mnoge galaktike na ovaj na\xc4\x8din i uo\xc4\x8dili ovisnost oblika galaktike o njezinom spektru, odnosno o njezinim fizikalnim svojstvima. Govore\xc4\x87i o Hubble-Sandage klasifikaciji, naglasili smo da su elipti\xc4\x8dne galaktike uglavnom sastavljene od starih, crvenih zvijezda i \xc5\xbeutih zvijezda tipa G i K. Spiralne galaktike sastoje se ve\xc4\x87inom od mla\xc4\x91ih i \xc5\xbeu\xc4\x87ih zvijezda A, F i G tipa, dok su nepravilne galaktike gra\xc4\x91ene od vrlo mladih O i B zvijezda. To su ustanovili Morgan i Mayall mjere\xc4\x87i spektre galaktika._NEWLINE_Kako, idu\xc4\x87i od kasnijih prema ranijim galaktikama Hubblova sustava sve vi\xc5\xa1e dominira jezgrino podru\xc4\x8dje (tj. koncentracija prema jezgri je sve ve\xc4\x87a), to \xc4\x87e razvoj spektralnog tipa galaktike ujedno ozna\xc4\x8davati i razvoj koncentracije zvijezda prema jezgri. \xc5\xa0tovi\xc5\xa1e, Morgan je u svojoj klasifikaciji koncentraciju prema jezgri uzeo kao glavni kriterij, te je, koriste\xc4\x87i se fotografijama \xc5\xa1to ih je na\xc4\x8dinio Hubble 100 i 200 in\xc4\x8dnim dalekozorima, uveo novi sustav klasificiranja (objavljen u kolovozu 1957. godine, u Publications of the Astronomical Society of the Pacific, (Vol. 69, No. 409) u kojemu tip odre\xc4\x91en na temelju koncentracije prema jezgri pokazuje i njegova spektralna obilje\xc5\xbeja.\n_START_SECTION_\nUvod\n_START_PARAGRAPH_\nOsim u oblicima, galaktike pokazuju velike raznolikosti i u sjaju. One najsjajnije mogu biti za oko 10\xe2\x81\xb4 puta sjajnije od onih najmanje sjajnih. Izgleda vjerojatno da se takve velike razlike u sjaju manifestiraju i u izgledu pojedinih galaktika. Stvarno je i uo\xc4\x8deno da je stupanj razvijenosti spiralnih krakova kasnih (po Hubbleu) galaktika funkcija apsolutne veli\xc4\x8dine M. Galaktike s najja\xc4\x8dim sjajem imaju i najbolje razvijenu spiralnu strukturu. \xc5\xa0tovi\xc5\xa1e, veza izme\xc4\x91u apsolutnoga sjaja i razvijenosti krakova je toliko jaka, da taj odnos mo\xc5\xbee biti upotrijebljen za definiranje klasifikacije kasnih galaktika prema sjaju._NEWLINE_Van den Berghova pripremna klasifikacija galaktika kasnog tipa prema sjaju izvr\xc5\xa1ena je na temelju jednoli\xc4\x8dno eksponiranih fotografskih plo\xc4\x8da napravljenih Schmidtovim dalekozorom na zvjezdarnici Mt. Palomaru. Potreba za jednoli\xc4\x8dnim eksponiranjem (kako bi se sjajevi mogli me\xc4\x91usobno uspore\xc4\x91ivati) onemogu\xc4\x87ila je preciznije uo\xc4\x8davanje morfolo\xc5\xa1kih karakteristika galaktika, naro\xc4\x8dito onih sjajnijih, kod kojih je sredi\xc5\xa1nje podru\xc4\x8dje preeksponirano, kao i kod onih vrlo slaba sjaja. No, vanjska podru\xc4\x8dja sjajnijih galaktika sadr\xc5\xbee sasvim dovoljno informacija za potrebe klasificiranja._NEWLINE_Kako je broj galaktika s poznatim sjajem koje mogu biti upotrijebljene kao standardi bio u to vrijeme dosta malen, ovaj klasifikacijski sustav bio je uveden kao pripremni sustav, a definitivni mu je oblik mogao biti zasnovan na ve\xc4\x87em broju standarda od tada raspolo\xc5\xbeivih. Usto bi takav sustav obuhvatio i kriterije za jezgrina i vanjska podru\xc4\x8dja.\n_START_SECTION_\nUvod\n_START_PARAGRAPH_\nZwicky je uo\xc4\x8dio dvije mogu\xc4\x87nosti klasificiranja galaktika: prema unutarnjem sastavu i karakteristikama zvijezda kao prvu mogu\xc4\x87nost, te prema njihovim masama ili sjajevima kao drugu mogu\xc4\x87nost. Kako se s vremenom otkrivalo sve vi\xc5\xa1e galaktika koje mo\xc5\xbeda uop\xc4\x87e ne sadr\xc5\xbee zvijezde, nego se sastoje potpuno iz vi\xc5\xa1e ili manje vru\xc4\x87ih plinova, postajalo je vrlo nesigurno pitanje sastava razli\xc4\x8ditih izvangalakti\xc4\x8dkih sustava. Zbog toga je Zwicky odbacio prvu mogu\xc4\x87nost i nastojao klaificirati galaktike po proizvoljno odabranom redoslijedu mase i sjaja. Klasifikacija je objavljena 1964. godine.\n_START_SECTION_\nZaklju\xc4\x8dak\n_START_PARAGRAPH_\nOva klasifikacija sasvim zanemaruje oblik galaktike. Zwicky je dr\xc5\xbeao da je, zbog nesigurnosti po pitanju sastava galaktika, ovo bio najbolji na\xc4\x8din klasificiranja. Ali, takva je klasifikacija bila poprili\xc4\x8dno neprecizna i odgovara samo za grublje opisivanje galaktika.\n_START_SECTION_\nKlasificiranje po Yerkesu\n_START_PARAGRAPH_\nKlasificiranje prema Yerkskom opservatoriju tako\xc4\x91er je u upotrebi, ali rijetko.'