Еліпти́чна гала́ктика — один з чотирьох основних типів галактик за класифікацією Габбла на ряду з неправильними, спіральними та лінзоподібними. Контури галактик цього типу мають еліпсоподібну форму, а поверхнева яскравість плавно зменшується від центра до периферії. Термін «еліптична галактика» почали вживати з 1940-х років, раніше такі об'єкти називали «еліптична туманість». Значний внесок в дослідження еліптичних галактик та розуміння їх природи зробили Едвін Габбл, Гарлоу Шеплі, Ян Оорт та Лайман Спітцер.
У класифікації Габбла еліптичні галактики позначають латинською літерою E, після чого ставлять число від 0 до 7, яке є мірою спостережуваної витягнутості галактики. Круглі галактики відносять до типу E0. Реальна верхня межа витягнутості еліптичних галактик відповідає типу E3-E4, усі більш витягнуті галактики, до E7 включно, виявилися помилково класифікованими лінзоподібними галактиками. Стиснення еліптичних галактик свідчить про те, що вони обертаються.
Основне населення — переважно старі зорі пізніх спектральних класів, або подібні до Сонця, або ще менш масивні, внаслідок чого ці галактики часто мають жовтий або помаранчевий колір. Більшість еліптичних галактик практично не мають у своєму складі міжзоряного газу, тому зореутворення в них майже не відбувається, хоча в деяких з них виявили ознаки нещодавнього сплеску зореутворення. У центрах усіх великих еліптичних галактик є надмасивна чорна діра.
Частка еліптичних галактик у загальній кількості становить ~12 %. За розмірами ці галактики дуже різноманітні — серед них трапляються як велетенські з масою 1013 мас Сонця, так і карликові — 105 мас Сонця. Існує окремий підтип — блакитні еліптичні галактики, які мають форму та розміри еліптичних галактик, однак при цьому складаються переважно з молодих та яскравих зір. .
Історія назви
Історія активного дослідження еліптичних галактик починається з 1920-х років. Одну з перших наукових статей на цю тему опублікував Едвін Габбл в 1923 році. Однак сам Габбл тоді термін «галактика» ще не вживав. У той час такі об'єкти називали «еліптична туманність», оскільки лише за 3 роки до того, у квітні 1920 відбувся Великий диспут між Гарлоу Шеплі та Гебером Кертісом і той факт, що вони є окремими галактиками, ще не був загальноприйнятим у науковій спільноті. Сам термін «галактика» існував щонайменше з 1837 року, однак використовувався лише для позначення Чумацького шляху.
Одним із перших термін «еліптична галактика» вжив Лайман Спітцер в 1942 році, коли досліджував NGC 3115. Щоправда, за результатами подальших досліджень, ця галактика виявилася не еліптичною, а лінзоподібною. Починаючи з 1940-х років, термін «еліптична туманність» для позначення еліптичних галактик поступово вийшов з ужитку, хоча деякий час обидва терміни вважали синонімами. У 21 столітті термін «еліптична туманність» вживають для позначення планетарних туманностей, що мають еліптичну форму.
Історія досліджень
До 1920-х років знання астрономів про галактики загалом, і про еліптичні зокрема були вкрай обмежені. На той час уже існували каталог Мессьє, створений Шарлем Мессьє в 1774 році та Новий загальний каталог 1888 року авторства Джона Людвіга Еміля Дреєра. Водночас, ще в 1899 році була спроба виміряти відстань до Галактики Андромеди шляхом вимірювання її паралаксу, а в 1912—1913 — радіальної швидкості, виявивши, що вона наближається до Чумацького шляху зі швидкістю майже 300 км/с, що було найбільшою виміряною на той час радіальною швидкістю. Інша відмінність — відмінності спектрів газопилових туманностей та галактик, — була виявлена ще раніше, в 1864 році Вільямом Гаґґінсом.
Вже на початку 20 століття частина астрономів висловлювала гіпотези, що деякі туманності, зокрема еліптичні, насправді є іншими галактиками, відповідно, розташовані значно далі і є значно більшими, ніж вважалося. Одним з найважливіших кроків для остаточного підтвердження цієї гіпотези стало відкриття залежність період-світність для цефеїд в 1908—1912 роках, що дозволило надалі значно точніше вимірювати відстані та значно збільшило максимальну відстань, яка може бути виміряна.
Перші системні дослідження еліптичних галактик (1920—1930 роки) були присвячені спробам зрозуміти їх природу, зокрема визначити відстані до них та розміри цих об'єктів. У 1923 році Едвін Габбл виявив, що розподіл поверхневої яскравості в різних еліптичних галактик є схожим і запропонував формулу для опису розподілу поверхневої яскравості:
Також у тій статті Габбл зазначив, що ядра еліптичних галактик є червонішими (містять більше зір пізніх спектральних класів) порівняно з віддаленими від центру частинами цих галактик.
1926 року було проведено одразу три дослідження. У двох із них Гарлоу Шеплі проводив спостереження, вимірюючи відносні діаметри та співвідношення кількості спіральних та еліптичних галактик. Шеплі першим висловив припущення, що малий відсоток спіральних галактик і великий — еліптичних зумовлений недосконалістю тодішньої астрономічної техніки, яка просто не давала можливості розгледіти спіральну структуру. Він також припустив, що навпаки — спіральні галактики мають бути домінуючим типом. Його гіпотеза була підтверджена подальшими спостереженнями: наприклад, серед об'єктів каталогу APM Bright Galaxy Catalogue, складеному в 1996 році, кількість спіральних галактик становила 56 %, а еліптичних — лише близько 12 %.
Третьою була монографія Едвіна Габбла, присвячена статистичному аналізу відомих галактик. У ній Габбл першим запропонував морфологічну систему класифікації галактик. У тому ж дослідженні Габбл розділив туманності за відстанню на «галактичні» та «позагалактичні», (). Його розрахунки показали невідповідність абсолютної зоряної величини відомих галактичних та позагалактичних туманностей, оскільки за сукупністю фактів, відстань до найвіддаленіших туманностей мала бути значно більшою, ніж вважалося до того.
1927 року Жорж Леметр відкрив залежність між радіальною швидкістю «позагалактичних туманностей» та відстанню до них.
Через два роки (1929) за точнішими спостереженнями такий самий закон вивів ГабблЗусиллями американських журналістів відкриття закону розбігання галактик тривалий час приписували одноосібно Габблу..
Більшість досліджень в 1930-х роках була присвячена вивченню розподілу яскравості та структури еліптичних галактик. Дослідження розподілу поверхневої яскравості частково підтвердили більш ранні спостереження Габбла та виявили серед іншого залежність видимого розміру еліптичних галактик від погодних умов та параметрів інструменту. Також було зазначено, що дуже складно вимірювати розміри таких об'єктів, де яскравість стрімко спадає з наближенням до краю. Решта досліджень, в яких основним об'єктом була структура еліптичних галактик, використовували різні моделі будови цих об'єктів і виявили, що найбільша відповідність між спостереженнями та теорією буде, коли припустити, що ці «еліптичні туманності» складаються майже виключно з зір, подібно до кулястого зоряного скупчення.
У 1940-х кількість досліджень різко знизилася (прямий наслідок Другої світової війни). Тим не менш, була переглянута теорія, в якій спіральні галактики утворювалися з еліптичних шляхом викидання речовини у вигляді спіральних рукавів. Натомість, Ян Оорт та Лайман Спітцер виявили, що еліптичні галактики насправді містять значно більше речовини, ніж можна побачити у видимому діапазоні. Подібний ефект був відомий раніше для інших типів галактик, його відкрив Якобус Корнеліус Каптейн в 1922 році, а ще раніше, в 19 столітті, інші вчені вистували аналогічні гіпотези для пояснення різних інших спостережень. Ці дослідження лягли в теорію існування темної матерії.
У 1950-х вперше почали фотометричні спостереження еліптичних галактик, які астрономи проводили з використанням мікрофотометрів. Вони активно застосовувалися для уточнення попередніх розрахунків. У той час астрономи активно дискутували стосовно еволюційного взаємозв'язку неправильних, спіральних та еліптичних галактик. У 1951 році було запропоновано гіпотезу щодо еволюційного розвитку галактик, за якою галактики неправильної форми були молодими, спіральні — середнього віку, а еліптичні — старими та припускалося, що ці типи є різними стадіями еволюції галактик. Пізніше, дослідження 1953 року виявило, що певні показники еліптичних галактик, такі як колір, відповідають моделі, в якій переважна більшість зір таких галактик — це зорі пізніх спектральних класів. Ще через 4 роки було виявлено, що еліптичні галактики містять лише близько 0,5 % нейтрального водню. На той час вже було відомо, що чим більша кількість водню (у вигляді молекулярних хмар, тим інтенсивніше утворюються зорі, а також що масивніші блакитні й білі зорі мають значно коротшу тривалість «життя», ніж менші за масою жовті та червоні карлики.
Склавши в єдину теорію перелічені вище факти, в 1960-х вчені дійшли висновку, що червоніший колір еліптичних галактик спричинений майже повним вичерпанням запасів водню, низьким темпом зореутворення та, як наслідок, повним «вимиранням» масивних зір, які мають коротший час перебування на Головній послідовності. Інші дослідження 1960-х фокусувалися переважно на дослідженні різних складових еліптичних галактик (розподілу яскравості, розміру та маси, інтенсивності їх радіовипромінювання) та галактичній еволюції, зокрема — на ролі турбулентних потоків та магнітного поля. У той час ставали більш розповсюдженими комп'ютери, завдяки чому в 1967 році було вперше проведено чисельне моделювання формування галактик. Були проведені спостереження в різних діапазонах електромагнітного спектра та в різних фотометричних смугах видимого світла.
У 1976 році гіпотезу про те, що неправильні, спіральні та еліптичні галактики є стадіями еволюції поставили під сумнів. Кількома роками раніше була запропонована альтернативна гіпотеза, де тип галактики визначається вже на етапі формування кількома початковими фізичними характеристиками, перш за все — загальним моментом імпульсу. Загалом, починаючи з 1970-х, кількість досліджень еліптичних галактик різко збільшилася, хоча певний час перелік тем цих досліджень майже не змінився порівняно з 1960-ми: радіовипромінювання, рентгенівське випромінювання, спектроскопічні спостереження, спроба уточнити Закон Габбла — Леметра, вимірювання мас, математичне моделювання еволюції тощо. У квітні 1977 році вперше висунуто гіпотезу, що в центрах еліптичних галактик перебуває надмасивна чорна діра. У тій статті основним об'єктом була еліптична галактика M87. Досліджуючи M87 за допомогою Телескопа горизонту подій, рівно через 42 роки (теж у квітні, але вже 2019) астрономи зробили перший в історії знімок чорної діри — тієї самої, з якої почалося існування цієї гіпотези.
Сучасні дослідження еліптичних галактик застосовують різноманітні інструменти та фізичні явища (зокрема, гравітаційне лінзування) для дослідження еліптичних галактик.
В 2023 році галактику NGC 7252 було віднесено до рідкісної і малодослідженої групи об'єктів — блакитних еліптичних галактик. Цей підтип еліптичних галактик, на відміну від звичайних еліптичних, відрізняється блакитним кольором у видимому спектрі і великою кількістю молодих зір, зокрема ранніх спектральних класів. Імовірною причиною їх утворення є злиття спіральної галактики з великою кількістю міжзоряного газу та звичайної еліптичної галактики. До цього ж підтипу еліптичних галактик в 1990 році віднесли NGC 3928 (однак, пізніші дослідження виявили, що вона не еліптична, а спіральна) та дві взаємодіючі галактики з віддаленого скупчення Cl0939+472 в 1995.
Загальні характеристики Еліптичні галактики відрізняються від інших типів кількома особливостями будови.
Форма таких галактик близька до сферичної або еліптичної (звідки й походить назва). Кількість газу та пилу, з яких можуть формуватися зорі, невелика порівняно з іншими типами галактик. Кількість міжзоряної речовини (окрім пилу та газу) також є малою.