ElliptisetEdit
Vasemmalla (siinä mielessä kuin sekvenssi yleensä piirretään) sijaitsevat elliptiset. Elliptisillä galakseilla on suhteellisen tasainen, piirteetön valojakauma, ja ne näkyvät valokuvissa ellipseinä. Niitä merkitään kirjaimella E, jota seuraa kokonaisluku n, joka kuvaa niiden elliptisyysastetta taivaalla. Konvention mukaan n on kymmenkertainen galaksin elliptisyys pyöristettynä lähimpään kokonaislukuun, jossa elliptisyys määritellään seuraavasti: e = 1 – b/a, kun kyseessä on ellipsi, jonka puoli-suur- ja puoli-pienakselien pituudet ovat a ja b. Tämä tarkoittaa, että n on kymmenen kertaa galaksin elliptisyys. Elliptisyys kasvaa Hubble-diagrammissa vasemmalta oikealle, ja lähes ympyränmuotoiset (E0) galaksit sijaitsevat diagrammin aivan vasemmalla puolella. On tärkeää huomata, että galaksin elliptisyys taivaalla on vain epäsuorassa yhteydessä galaksin todelliseen kolmiulotteiseen muotoon (esimerkiksi litistynyt, kiekonmuotoinen galaksi voi näyttää lähes pyöreältä, jos sitä tarkastellaan kasvotusten, tai erittäin elliptiseltä, jos sitä tarkastellaan laidasta laitaan). Havainnollisesti litteimpien ”elliptisten” galaksien elliptisyys on e = 0,7 (E7). Valoprofiileja ja elliptisyysprofiileja tutkimalla eikä vain kuvia tarkastelemalla tajuttiin kuitenkin 1960-luvulla, että E5-E7-galaksit ovat luultavasti väärin luokiteltuja linssimäisiä galakseja, joilla on laajamittaisia kiekkoja, jotka näkyvät eri kallistuksissa näköviivaan nähden. Varhaisen tyypin galaksien kinematiikan havainnot vahvistivat tämän edelleen.
Esimerkkejä elliptisistä galakseista: M49, M59, M60, M87, NGC 4125.
Linssimaiset galaksitEdit
Hubble-virityshaarukan keskipisteessä, jossa kaksi spiraaligalaksien haaraa ja elliptinen haara yhtyvät, sijaitsee linssimäisiksi kutsuttujen galaksien välimuoto, jolle on annettu symboli S0. Nämä galaksit koostuvat kirkkaasta keskeisestä pullistumasta, joka muistuttaa elliptistä galaksia ja jota ympäröi levymäinen, levymäinen rakenne. Toisin kuin spiraaligalakseissa, linssigalaksien kiekoissa ei ole näkyvää spiraalirakennetta, eivätkä ne muodosta aktiivisesti tähtiä merkittävässä määrin.
Periaatteessa galaksin kuvaa tarkasteltaessa linssigalakseja, joiden kiekot ovat suhteellisen kasvotusten, on vaikea erottaa E0-E3-tyypin elliptisistä galakseista, mikä tekee monien tällaisten galaksien luokittelusta epävarmaa. Kun kiekkoa tarkastellaan reunasta ylöspäin, se tulee selvemmin esiin, ja näkyvät pölykaistat näkyvät joskus absorptiossa optisilla aallonpituuksilla.
Hubblen galaksien luokittelujärjestelmän alkuperäisen julkaisun aikaan linssimäisten galaksien olemassaolo oli puhtaasti hypoteettinen ajatus. Hubble uskoi, että ne olivat välttämättömiä erittäin litteiden ”elliptisten” ja spiraalien välisenä välivaiheena. Myöhemmät havainnot (muun muassa Hubblen itsensä tekemät) osoittivat Hubblen uskomuksen oikeaksi, ja S0-luokka sisällytettiin Allan Sandagen lopulliseen Hubble-jaksoa käsittelevään teokseen. Hubble-sekvenssistä puuttuvat varhaisen tyypin galaksit, joissa on keskikokoisia kiekkoja, E- ja S0-tyyppien välissä, Martha Liller nimitti niitä ES-galakseiksi vuonna 1966.
Lonkero- ja spiraaligalakseja kutsutaan usein yhdessä kiekkogalakseiksi. Linssimaisten galaksien bulge- ja kiekkovirtasuhde voi saada erilaisia arvoja, aivan kuten kullakin spiraaligalaksien morfologisella tyypillä (Sa, Sb jne.).
Esimerkkejä linssimaisten galaksien muodoista: M85, M86, NGC 1316, NGC 2787, NGC 5866, Centaurus A.
SpiralsEdit
Hubble-sekvenssikaavion oikealla puolella on kaksi samansuuntaista spiraaligalakseja käsittävää haaraa. Spiraaligalaksi koostuu litistyneestä kiekosta, jossa tähdet muodostavat (yleensä kaksihaaraisen) spiraalirakenteen, ja keskellä olevasta tähtien keskittymästä, joka tunnetaan nimellä bulge. Noin puolella kaikista spiraaleista havaitaan olevan myös pylväsmainen rakenne, jossa pylväs ulottuu keskeisestä pullistumasta, ja varret alkavat pylvään päistä. Virityshaarukan diagrammissa säännölliset spiraalit sijaitsevat ylemmässä haarassa, ja niitä merkitään kirjaimella S, kun taas alempi haara sisältää pylväsmäiset spiraalit, joita merkitään symbolilla SB. Molemmat spiraalityypit jaetaan edelleen niiden spiraalirakenteiden yksityiskohtaisen ulkonäön mukaan. Kuuluminen johonkin näistä alaryhmistä ilmoitetaan lisäämällä morfologiseen tyyppiin pieni kirjain seuraavasti:
- Sa (SBa) – tiukasti kierteiset, sileät varret; suuri, kirkas keskipullistuma
- Sb (SBb) – vähemmän tiukasti kierteiset spiraalivarret kuin Sa (SBa); hieman himmeämpi bulge
- Sc (SBc) – löyhästi kierrettyjä spiraalihaaroja, jotka erottuvat selvästi yksittäisiksi tähtijoukoiksi ja tähtisumuiksi; pienempi, himmeämpi bulge
Hubble kuvasi alun perin kolme spiraaligalaksien luokkaa. Gérard de Vaucouleurs laajensi tätä ja sisällytti siihen neljännen luokan:
- Sd (SBd) – hyvin löyhästi kierteiset, hajanaiset varret; suurin osa valovoimasta on varret eikä bulge
Vaikka varsinaisesti kuuluu de Vaucouleursin luokittelujärjestelmään, Sd-luokka sisällytetään usein Hubblen järjestykseen. Spiraalien perustyyppejä voidaan laajentaa niin, että ne voidaan erotella ulkonäöltään tarkemmin. Esimerkiksi spiraaligalaksit, joiden ulkonäkö on kahden edellä mainitun luokan välimuoto, tunnistetaan usein lisäämällä kaksi pientä kirjainta päägalaksityyppiin (esimerkiksi Sbc galaksille, joka on Sb:n ja Sc:n välimuoto).
Meidän oma Linnunratamme luokitellaan yleensä Sc- tai SBc-luokkaan, mikä tekee siitä viivamaisen spiraalin, jolla on tarkoin määritellyt käsivarret.
Esimerkkejä tavallisista spiraaligalakseista: M31 (Andromedan galaksi), M74, M81, M104 (Sombrero-galaksi), M51a (Whirlpool-galaksi), NGC 300, NGC 772.
Esimerkkejä pylväsmaisista spiraaligalakseista: M91, M95, NGC 1097, NGC 1300, NGC1672, NGC 2536, NGC 2903.
EpäsäännöllisetEdit
Epäsäännöllisiksi galakseiksi kutsutaan galakseja, jotka eivät sovi Hubblen sekvenssisarjaan, koska niillä ei ole säännönmukaista rakennetta (joko kiekkomaista tai ellipsimäistä rakenteensa). Hubble määritteli kaksi epäsäännöllisen galaksin luokkaa:
- Irr I -galakseilla on epäsymmetriset profiilit, ja niistä puuttuu keskeinen pullistuma tai selvä spiraalirakenne; sen sijaan ne sisältävät monia yksittäisiä nuorten tähtien klustereita
- Irr II -galakseilla on tasaisempi, epäsymmetrinen ulkonäkö, eivätkä ne erotu selvästi yksittäisiksi tähdiksi tai tähtijoukoiksi
Lisäyksessään Hubblen sekvenssiin de Vaucouleurs kutsui Irr I -galakseja ”Magellanien epäsäännöllisiksi galakseiksi” Magellanien pilvipilviparvien mukaan – ne ovat kahta Linnunradan satelliittia, jotka Hubble luokitteli Irr I:een. Hämärän spiraalirakenteen löytyminen Suuresta Magellanin pilvestä sai de Vaucouleursin jakamaan epäsäännölliset galaksit edelleen niihin, jotka LMC:n tavoin osoittavat jonkin verran viitteitä spiraalirakenteesta (näille annetaan symboli Sm), ja niihin, joilla ei ole ilmeistä rakennetta, kuten Pieni Magellanin pilvi (merkintä Im). Laajennetussa Hubble-sekvenssissä Magellanin epäsäännölliset galaksit sijoittuvat yleensä Hubblen virityshaarukan spiraalihaarukan päähän.
Esimerkkejä epäsäännöllisistä galakseista: M82, NGC 1427A, Suuri Magellanin pilvi, Pieni Magellanin pilvi.