Galaktyki eliptyczneEdit
Po lewej stronie (w sensie, w jakim zwykle rysuje się sekwencję) leżą galaktyki eliptyczne. Galaktyki eliptyczne mają stosunkowo gładkie, pozbawione cech rozkłady światła i na zdjęciach fotograficznych pojawiają się jako elipsy. Są one oznaczane literą E, po której następuje liczba całkowita n oznaczająca ich stopień eliptyczności na niebie. Umownie n jest dziesięciokrotnością eliptyczności galaktyki, zaokrągloną do najbliższej liczby całkowitej, gdzie eliptyczność definiuje się jako e = 1 – b/a dla elipsy o osi półmagnetycznej i półmagnetycznej o długościach odpowiednio a i b. Eliptyczność rośnie od lewej do prawej na diagramie Hubble’a, przy czym galaktyki prawie okrągłe (E0) znajdują się po lewej stronie diagramu. Należy zauważyć, że eliptyczność galaktyki na niebie jest tylko pośrednio związana z jej prawdziwym trójwymiarowym kształtem (np. spłaszczona galaktyka w kształcie dysku może wydawać się prawie okrągła, jeśli patrzy się na nią twarzą w twarz, lub bardzo eliptyczna, jeśli patrzy się na nią krawędzią). Obserwacyjnie, najbardziej spłaszczone galaktyki „eliptyczne” mają eliptyczność e = 0.7 (oznaczane jako E7). Jednakże, badając profile światła i profile eliptyczności, a nie tylko oglądając obrazy, w latach 60-tych XX wieku zdano sobie sprawę, że galaktyki E5-E7 są prawdopodobnie błędnie sklasyfikowanymi galaktykami soczewkowatymi z wielkoskalowymi dyskami widocznymi przy różnych nachyleniach do naszej linii widzenia. Obserwacje kinematyki galaktyk wczesnego typu dodatkowo to potwierdziły.
Przykłady galaktyk eliptycznych: M49, M59, M60, M87, NGC 4125.
Galaktyki soczewkowateEdit
W centrum widelca Hubble’a, gdzie łączą się dwie gałęzie galaktyk spiralnych i gałąź eliptyczna, leży pośrednia klasa galaktyk zwanych soczewkowatymi, którym nadano symbol S0. Galaktyki te składają się z jasnej centralnej wypukłości, podobnej z wyglądu do galaktyki eliptycznej, otoczonej rozciągniętą strukturą przypominającą dysk. W odróżnieniu od galaktyk spiralnych, dyski galaktyk soczewkowatych nie mają widocznej struktury spiralnej i nie tworzą aktywnie gwiazd w żadnej znaczącej ilości.
Patrząc po prostu na obraz galaktyki, galaktyki soczewkowate z dyskami ustawionymi względnie twarzą do góry są trudne do odróżnienia od galaktyk eliptycznych typu E0-E3, co sprawia, że klasyfikacja wielu takich galaktyk jest niepewna. Przy oglądaniu krawędziowym dysk staje się bardziej widoczny, a wyraźne pyłowe pasy są czasami widoczne w absorpcji przy długościach fal optycznych.
W czasie początkowej publikacji schematu klasyfikacji galaktyk Hubble’a istnienie galaktyk soczewkowatych było czysto hipotetyczne. Hubble uważał, że są one niezbędne jako etap pośredni między wysoce spłaszczonymi galaktykami eliptycznymi a galaktykami spiralnymi. Późniejsze obserwacje (prowadzone m.in. przez samego Hubble’a) wykazały, że przekonanie Hubble’a było słuszne, a klasa S0 została włączona do ostatecznej wersji sekwencji Hubble’a autorstwa Allana Sandage’a. Brakuje w sekwencji Hubble’a galaktyk wczesnego typu z dyskami pośredniej skali, pomiędzy typem E i S0, Martha Liller nazwała je galaktykami ES w 1966 r.
Galaktyki soczewkowate i spiralne, traktowane łącznie, są często określane jako galaktyki dyskowe. Stosunek strumienia bańki do strumienia dysku w galaktykach soczewkowatych może przyjmować różne wartości, podobnie jak dla każdego z typów morfologicznych galaktyk spiralnych (Sa, Sb, itd.).
Przykłady galaktyk soczewkowatych: M85, M86, NGC 1316, NGC 2787, NGC 5866, Centaurus A.
SpiraleEdit
Po prawej stronie diagramu sekwencji Hubble’a znajdują się dwie równoległe gałęzie obejmujące galaktyki spiralne. Galaktyka spiralna składa się ze spłaszczonego dysku, w którym gwiazdy tworzą (zwykle dwuramienną) strukturę spiralną, oraz centralnego skupiska gwiazd zwanego wybrzuszeniem. Mniej więcej połowa wszystkich galaktyk spiralnych ma również strukturę słupkową, przy czym słupek rozciąga się od centralnego wybrzuszenia, a ramiona zaczynają się na końcach słupka. Na diagramie widełek stroikowych spirale regularne zajmują górną gałąź i są oznaczane literą S, podczas gdy dolna gałąź zawiera spirale prętowe, oznaczane symbolem SB. Oba typy spiral są dalej dzielone w zależności od szczegółowego wyglądu ich spiralnych struktur. Przynależność do jednego z tych poddziałów zaznacza się przez dodanie małej litery do typu morfologicznego, jak poniżej:
- Sa (SBa) – ciasno zwinięte, gładkie ramiona; duże, jasne wybrzuszenie centralne
- Sb (SBb) – mniej ciasno zwinięte ramiona spiralne niż Sa (SBa); nieco słabsza wypukłość
- Sc (SBc) – luźno zwinięte ramiona spiralne, wyraźnie rozdzielone na pojedyncze gromady gwiazd i mgławice; mniejsza, słabsza wypukłość
Hubble pierwotnie opisał trzy klasy galaktyk spiralnych. Zostało to rozszerzone przez Gérarda de Vaucouleursa o czwartą klasę:
- Sd (SBd) – bardzo luźno zwinięte, fragmentaryczne ramiona; większość jasności przypada na ramiona, a nie na wybrzuszenie
Ale choć ściśle należy do systemu klasyfikacji de Vaucouleursa, klasa Sd jest często włączana do sekwencji Hubble’a. Podstawowe typy spiralne mogą być rozszerzone, aby umożliwić dokładniejsze rozróżnienie wyglądu. Na przykład galaktyki spiralne, których wygląd jest pośredni pomiędzy dwiema powyższymi klasami, są często identyfikowane przez dodanie dwóch małych liter do głównego typu galaktyki (na przykład Sbc dla galaktyki, która jest pośrednia pomiędzy Sb i Sc).
Nasza własna Droga Mleczna jest ogólnie klasyfikowana jako Sc lub SBc, co czyni ją spiralną prętową z dobrze zdefiniowanymi ramionami.
Przykłady regularnych galaktyk spiralnych: M31 (Galaktyka Andromedy), M74, M81, M104 (Galaktyka Sombrero), M51a (Galaktyka Wiru), NGC 300, NGC 772.
Przykłady galaktyk spiralnych z poprzeczką: M91, M95, NGC 1097, NGC 1300, NGC1672, NGC 2536, NGC 2903.
Galaktyki nieregularneEdit
Galaktyki, które nie pasują do sekwencji Hubble’a, ponieważ nie mają regularnej struktury (ani dyskowej, ani elipsoidalnej), określa się mianem galaktyk nieregularnych. Hubble zdefiniował dwie klasy galaktyk nieregularnych:
- Galaktyki Irr I mają asymetryczne profile i brak im centralnego wybrzuszenia lub oczywistej struktury spiralnej; Zamiast tego zawierają wiele pojedynczych gromad młodych gwiazd
- Galaktyki Irr II mają gładszy, asymetryczny wygląd i nie są wyraźnie rozdzielone na pojedyncze gwiazdy lub gromady gwiazd
W swoim rozszerzeniu sekwencji Hubble’a de Vaucouleurs nazwał galaktyki Irr I „nieregularnymi magellańskimi”, od Obłoków Magellańskich – dwóch satelitów Drogi Mlecznej, które Hubble sklasyfikował jako Ir I. Odkrycie słabej struktury spiralnej w Wielkim Obłoku Magellana doprowadziło de Vaucouleursa do dalszego podziału galaktyk nieregularnych na te, które, podobnie jak LMC, wykazują pewne dowody na istnienie struktury spiralnej (oznaczono je symbolem Sm), oraz te, które nie mają oczywistej struktury, takie jak Mały Obłok Magellana (oznaczony symbolem Im). W rozszerzonej sekwencji Hubble’a, magellańskie nieregularne są zwykle umieszczane na końcu spiralnej gałęzi widelca Hubble’a.
Przykłady galaktyk nieregularnych: M82, NGC 1427A, Duży Obłok Magellana, Mały Obłok Magellana.
.