Линзовидная галактика

Гарвардская классификация

Используемые ранее классификации были мало пригодны для статистических исследований. В основном это было связано с трудностями выявления деталей в изображениях слабых галактик. Кроме того, основным рабочим инструментом Гарвардской обсерватории был 24-дюймовый (≈61 см) рефрактор, на котором сложно было получить хорошо детализированные изображения галактик. Дабы решить эту проблему Х. Шепли в 1927 году предложил новую классификацию, в которой попытался учесть возникающие трудности с классификацией слабых галактик.

Все галактики в гарвардской классификации были разделены на 5 классов:

• Класс A — галактики ярче 12m
• Класс B — галактики от 12m до 14m
• Класс С — галактики от 14m до 16m
• Класс D — галактики от 16m до 18m
• Класс E — галактики от 18m до 20m

Более тусклые галактики были не доступны для наблюдений в Гарвардской обсерватории, но при необходимости система могла быть расширена дальше.

Внутри каждого класса галактики описывались двумя параметрами: концентрацией и эллиптичностью. Всего было введено 10 градаций эллиптичности в соответствии с формулой 10ba{\displaystyle 10{\frac {b}{a}}}, где a и b — большая и малая полуоси эллипса, в который вписывают форму галактики. Полученное значение округляли до целого. Таким образом, «круглая» галактика получала индекс эллиптичности 10, а веретенообразная — 1. Для концентрации было введено 6 градаций, обозначавшихся строчными латинскими буквами a, b, c, d, e, f в порядке возрастания степени концентрации к центру. Если возможно, то степень концентрации измерялась фотометрически, в противном случае — «на глазок».

Если в галактиках была видна спиральная структура, то в классификации таким галактикам добавлялся индекс s. Нерегулярность формы или концентрации отмечалась индексом i.

Таким образом, галактика Df2 — тусклая галактика в диапазоне 16-18m, сильно концентрирована к центру и сильно вытянута, sAb9 — почти круглая, яркая спиральная галактика с равномерной поверхностной яркостью.

Число объектов, не попадающих в данную классификацию, на момент её создания было невелико. Для них выделялась возможность отдельного описания.

Приведённую систему некоторое время активно использовали в Гарвардской обсерватории, однако она была вытеснена более удачной классификацией Хаббла.

Ранние попытки классификации

Попытки классифицировать галактики начались одновременно с обнаружением первых туманностей со спиральным узором лордом Россом в 1845-50 гг. Впрочем, в то время господствовала теория, согласно которой все туманности принадлежат нашей Галактике. То, что ряд туманностей имеет негалактическую природу, было доказано лишь Э.Хабблом в 1924 году. Таким образом, галактики классифицировали также, как и галактические туманности.

В ранних фотографических обзорах доминировали спиральные туманности, что позволило выделить их в отдельный класс. В 1888 году А. Робертс выполнил глубокий обзор неба, в результате которого было обнаружено много эллиптических бесструктурных и очень вытянутых веретенообразных туманностей. В 1918 году Г. Д. Кёртис выделил в отдельную группу спирали с перемычкой и кольцеобразной структурой в отдельную Φ-группу. Кроме того, он интерпретировал веретенообразные туманности как спирали, видимые с ребра.

Как появляются неправильные галактики?

Галактика Колесо телеги

Все дело в деформации. Считается, что на изначальную галактику действуют посторонние гравитационные силы. Выдвигают два главных способа формирования:

• близкий контакт с соседом. Если рядом проходит более крупная галактика, то она способна своими приливными силами разрушить форму или нарушить структуру.
• столкновения. Галактические удары – еще один этап развития. Тогда вместо двух галактик, получаем одну, которая может приобрести сферическую форму и стать эллиптической или же предстанет в виде неправильной галактики.

Например, к последнему типу относится недавно опознанный случай – NGC 6052. Это пара сталкивающихся галактик. Сейчас эту структуру можно назвать неправильной. Однако в итоге, она способна стать эллиптической (как произойдет с галактикой Андромеды и Млечным Путем).

Ученые также внимательно следят за NGC 1427A. Это прекрасный пример неправильной галактики на территории созвездия Эридан. Она отдалена от нас на 62 млн. световых лет и в будущем рискует погибнуть, так как планирует врезаться в соседнее галактическое скопление.

Среди неправильных галактик есть важный подвид – карликовые. Они интересуют исследователей, так как вмещают низкий уровень металлов и большой газовый объем. Все говорит о том, что они сталкивались чуть ли не с самыми первыми галактиками во Вселенной, а значит смогут ответить на вопросы о галактической эволюции.

Наблюдательные данные, физические характеристики галактики Андромеды

Андромеда была греческой принцессой. Согласно мифу, родители приковали ее к скале, чтобы отдать морскому чудовищу и спасти королевство. Но Персей спас девушку. Галактика быстро находится, потому что это яркий объект, соседствующий с двумя узнаваемыми астеризмами: Большой квадрат Пегаса и Кассиопея. По яркости его обходит только Мессье 45 и Мессье 7.

Галактика Андромеды — один из наиболее удаленных объектов глубокого неба, который можно найти без использования техники. Благоприятный период для обзора – октябрь-декабрь. Если используете бинокль 10 х 50, то заметите ядро внутри овального облака. Более крупные инструменты помогут увидеть всю галактику. Можно будет рассмотреть и ее ярчайших спутников: Мессье 32 и Мессье 110.

Перед вами галактика спирального типа Андромеда, удаленная на 2.5 миллионов световых лет. Здесь также отмечены М32, М110 и звезда Ню Андромеды. Для снимка применили альфа-водородный фильтр

М 31 — самый большой и наиболее массивный член Местной группы, в которой числятся наша галактика, Мессье 33 и еще 40 других. Андромеда больше Млечного Пути вдвое и вмещает триллион звезд. Примерно через 3.75 миллиардов лет они столкнутся и сформируют новую галактику эллиптического типа или дисковую.

Андромеду окружает примерно 14 спутниковых галактик. Полагают, что ранее она столкнулась с М 32, из-за чего вторая потеряла звездный диск и активировала формирование звезд в центре. Не так давно эта активность прекратилась.

М32, М31 и М110

Многие века полагали, что Андромеда – туманность и выступает частью нашей галактики. Сомнения появились в 1917 году, когда Хебер Кертис заметил галактику в галактике на снимке и отследил 11 новых звезд. Он понял, что они на 10 величин слабее, чем объекты в остальных районах, и сказал, что они отдалены на 500000 световых лет.

Кертис быстро поддержал новую теорию, утверждавшую, что спиральные туманности – отдельные и полноценные галактики. Ее наименовали гипотезой «островных вселенных» (термин придумал Иммануил Кант). В 1920 году Кертис принял участие в «Великих дебатах», где обсудил природу спиральных туманностей и вселенский размер с Харлоу Шепли. Шепли верил, что Вселенная представлена исключительно нашей галактикой, а Кертис доказывал галактическую множественность.

Снимок телескопа GALEX демонстрирует горячие и яркие звезды галактики Андромеда. Это крупнейший сосед Млечного Пути, простирающийся на 260000 световых лет. Это настолько огромное пространство, что для изображения пришлось отдельно снимать 11 мест и соединить их. Бело-голубые линии, формирующие галактические кольца, – участки, где можно найти молодые и массивные звезды. Темно-синие отмечают остывшую пыль, где сейчас заметно формирование звезд, окутанных в плотные коконы. В итоге, их сдует мощный звездный ветер. Бело-оранжевый шар в центре – группа более прохладных и древних звезд. Если смотреть в видимом свете на кольца, то они кажутся спиральными рукавами. Но в ультрафиолете просматривается истинная структура, наблюдаемая также в инфракрасные длины волн Спитцера. Это доказывает, что когда-то она контактировала с М32 (больше 200 миллионов лет назад). Андромеда обладает такой яркостью, что является одной из 10 галактик, улавливаемых наблюдателем невооруженным глазом. Синий цвет отображает ультрафиолетовый свет, а оранжевый – близкий ультрафиолетовый

До 1923 года никто не знал истинной природы галактики Андромеда. Благодаря Эдвину Хабблу удалось вычислить дистанцию между нами и соседом. Для этого использовал переменные цефеиды, расположенные за пределами нашей галактики. Первые оценки отправили Андромеду на 750000 световых лет.

Звезды впервые разрешил Уолтер Бааде в 1943 году. Также выделил два типа населения: I и II. Он догадался, что каждый тип обладает своим видом цефеид, что удвоило возраст М31.

Неправильные галактики

NGC 55

Что же такое неправильные галактики? Если вы внимательно читали, то могли уже заметить, что одним из отличий выступает галактическая форма: сфера или спираль. Неправильные галактики – те, что не подпадают под первые два главных класса. Это не спираль и не сфера. Обычно напоминают хаотичное масштабное звездное скопление без четкой формы.

Представителей неправильных галактик насчитывают около ¼ от всего галактического семейства. Они не вписываются в классификацию Хаббла. Интересно, что они не были такими всегда. Следует понимать, что галактики также развиваются и меняется. Поэтому ранее перед нами были спиральные или эллиптические представители. Но что с ними случилось?

Йеркская система

Создана американским астрономом Уильямом Морганом в Йеркской обсерватории. Вместе с Филиппом Кинаном они разработали систему классификации звезд по их спектрам (MK-система). В йеркской системе галактики разбиваются на группы в зависимости от их спектров, формы и степени концентрации к центру.

В этой системе, например, Туманность Андромеды получает обозначение kS5.

Общие характеристики

Эллиптические галактики довольно заметно отличаются от линзовидных и спиральных галактик. В отличие от этих двух типов, они имеют сферическую или эллипсоидную форму, а не дискообразную. Газ и пыль в них закончились, звездообразование практически прекратилось, и поэтому в эллиптических галактиках остались только старые звёзды: жёлтые и красные карлики, красные гиганты и белые карлики, а сами эти галактики имеют более красный цвет. Интегральные показатели цвета галактик соответствуют возрасту звёздного населения около 1010 лет, и в этих галактиках наблюдается градиент цвета: чем дальше от центра, тем более голубой цвет имеет галактика.

Из-за этого эллиптические галактики не имеют видимых особенностей, таких, как спиральная структура; дисков они тоже не имеют, и поэтому они похожи друг на друга. Динамические характеристики балджей и эллиптических галактик схожи, и есть предположения, что эти объекты формируются схожим образом.

Соотношения параметров эллиптических галактик

Одно из наиболее известных соотношений для эллиптических галактик — соотношение Фабер — Джексона, связывающее дисперсию скоростей галактики и её общую светимость. Это соотношение аналогично зависимости Талли — Фишера, которая применима для линзовидных и спиральных галактик.

Для параметров эллиптических галактик существует несколько корреляций, которые приводят к тому, что на графиках галактики лежат на плоскости, называемой фундаментальной плоскостью. Её существование следует из теоремы вириала.

Классы Галактик

• Эллиптические галактики (E) — галактики, у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.
• Спиральные галактики (S) — галактики, обладающие спиральными ветвями. Иногда ветви могут вырождаться в кольца.
• Линзовидные галактики (S0) — галактики, по своей структуре не отличающиеся от спиральных, за исключением отсутствия чёткого спирального узора. Объясняется это низким содержанием межзвёздного газа, а значит, и низким темпом звездообразования.
• Неправильные галактики (Irr) — для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило, в них очень много межзвёздного газа, до 50 % от массы галактики.

Звездообразование

Ряд карликовых неправильных галактик излучает большую часть энергии в голубом и синем участках спектра. Это весьма необычно для галактик, поскольку большинство звезд в них обычно обладает малой массой и имеет максимум светимости в красном участке спектра. Это становится возможным благодаря тому, что в этих галактиках отношения числа ярких молодых звезд к общей массе звезд значительно выше, чем в нормальных галактиках, поэтому они вносят существенный вклад в полную светимость.

Звездообразование в галактиках протекает неравномерно, как во времени так и в пространстве. В «нормальных» галактиках области звездообразования имеют характерный размер порядка нескольких сотен парсек и существуют несколько десятков миллионов лет, после чего разрушаются за счет нагрева межзвёздной среды излучением молодых голубых звезд. В то же время карликовые галактики сами имеют размер сравнимый с размером ячейки звездообразования. Поэтому, звездообразование в dI-галактиках должно носить вспышечный характер. В результате численных экспериментов было обнаружено, что, чем меньше галактика, тем ярче выглядит вспышка звездообразования.

Структура

Спиральные галактики состоят из следующих компонент:

• Галактический диск
• Балдж
• Галактическое гало
• Чёрная дыра в центре галактики

Схема спиральной галактики, вид в профиль

Среди всех типов галактик (за исключением неправильных, не имеющих какой-либо структуры), в среднем, в спиральных галактиках наиболее выражена дисковая составляющая, и меньше всех — балдж. В дисках спиральных галактиках наблюдаются галактические рукава, а сам диск обычно окружён галактическим гало. В гало содержится небольшая часть массы галактики, преимущественно старые звёзды поколения II и шаровые скопления. Таким же по содержанию является балдж, а диск, напротив, богат молодыми звёздами поколения I, рассеяными звёздными скоплениями и межзвёздным газом и пылью, а также туманностями.

Бар

В некоторых спиральных галактиках присутствует перемычка в центре, назваемая баром и проходящая между спиральными рукавами. Она есть и у Млечного Пути, как показали наблюдения 2005 года на Космическом телескопе имени Спитцера, и на данный момент ей обладает 2/3 всех спиральных галактик. Однако, со временем это число меняется: 8 миллиардов лет назад он был только у 11% спиральных галактик, и к моменту 2,5 миллиардов лет назад это число удвоилось.

Спиральная структура

Галактические рукава, наблюдаемые только в дисках спиральных галактик, выделяются большей светимостью и голубым цветом на фоне диска и имеют форму логарифмической спирали. Во всех спиральных галактиках наблюдаются рукава, однако только в 10% спиральных галактик наблюдается упорядоченная структура. В 60% галактик спиральная структура менее регулярна, но, в целом, хорошо прослеживается, а оставшиеся 30% относятся к флоккулентным галактикам: их спиральный узор состоит из отдельных кусочков и не образует непрерывных спиралей.

Между рукавами также есть звёзды и межзвёздное вещество, но рукава галактик выделяются из-за того, что являются наиболее активными областями звездообразования в галактике. Именно в них образуются звёзды, однако, самые яркие и горячие из них живут недолго и не успевают переместиться в другие области диска. Поэтому они наблюдаются только в рукавах галактики, что и обеспечивает им высокую яркость и голубоватый цвет. Однако, в инфракрасном диапазоне спиральная структура также наблюдается, следовательно, рукава являются также областями повышенной плотности звёзд.

Долгое время был неизвестен ответ на вопрос, являются ли спирали «закручивающимися» или «раскручивающимися»: то есть, происходит ли вращение галактики внешним концом рукава, соответственно, назад или вперёд: в галактиках, наблюдаемых с ребра, невозможно разглядеть спиральную структуру, а у галактик, наблюдаемых плашмя, трудно измерить скорость вращения. На данный момент считается, что в большинстве галактик спирали закручиваются, однако, в некотрых взаимодействующих галактиках встречалось обратное.

Происхождение спиральных рукавов также долгое время было загадкой: в простейшем представлении, в котором спиральные ветви содержат постоянно одно и то же вещество, за несколько оборотов галактики они бы растягивались и распадались. Поэтому на данный момент господствуют две гипотезы: либо спиральные рукава живут недолго и постоянно исчезают и возникают, либо же они движутся вокруг центра галактики со своей скоростью, отличной от скорости вращения галактики — таким образом, звездообразование постоянно происходит в разных областях.

Сравнение с гигантскими эллиптическими галактиками

Карликовые эллиптические галактики имеют абсолютную звездную величину в полосе B в диапазоне от −18m до −14m, то есть менее яркие, чем обычные эллиптические галактики. В то время, как профиль поверхностной яркости эллиптических галактик хорошо описывается законом де Вокулера, карликовые эллиптические галактики имеют экспоненциально спадающий профиль. Однако, оба типа хорошо описываются более общим законом Серсика, создавая непрерывную зависимость индекса Серсика от светимости галактики, подтверждая, что гигантские и карликовые галактики принадлежат к одному виду галактик. Более тусклые карликовые сфероидальные галактики, по всей видимости, не вписываются в этот закон.

Основное население dE-галактик — старые звезды сильно обедненные тяжелыми элементами. Из таких же звёзд состоят шаровые скопления в нашей Галактике. Это указывает на то, что звездообразование в таких галактиках завершилось несколько миллиардов лет назад, так что тяжелые элементы, продукт звездной эволюции, не успели накопиться. С другой стороны, в галактиках NGC 205 и NGC 185 обнаружено небольшое количество голубых сверхгигантов — звёзд с очень коротким временем жизни (не более 108 лет). То есть, в этих галактиках звездообразование если и закончилось, то совсем недавно.

Все голубые звезды в NGC 185 локализованы в области размером менее 300 пк. Там же обнаружены облака холодного межзвездного газа. Отношение массы газа к массе звезд в этой галактике оценивается как 0,01%. Вероятно, вещество, сбрасываемое звёздами в процессе эволюции, в dE-галактиках успевает остыть, в то время как в «нормальных» эллиптических галактиках сброшенное вещество разогревается и покидает галактику.

Примечания

1. А. В. Засов, К. А. Постнов. . Астронет. Астронет.
2. Morgan, W. W. & Mayall, N. U. (1957). «A Spectral Classification of Galaxies.» Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (409): 291–303.
3. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 470—471. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
4. Elmegreen, Debra Meloy, and Bruce G. Elmegreen. «Galaxies.» Space Sciences, edited by Pat Dasch, vol. 2: Planetary Science and Astronomy, Macmillan Reference USA, 2002, pp. 50-56. Gale Virtual Reference Library, go.galegroup.com/ps/i.do?p=GVRL&sw=w&u=mcc_pv&v=2.1&it=r&id=GALE%7CCX3408800138&asid=f1f899f2eb1f500bc3341c4f13abb896. Accessed 25 September 2017.
5. Grebel, Eva K. (2004). The evolutionary history of Local Group irregular galaxies. in McWilliam, Andrew; Rauch, Michael (eds) Origin and evolution of the elements. Cambridge University Press. p. 234-254. ISBN 978-0-521-75578-8.

Галактическая классификация

Большое Магелланово Облако

Любая галактика представляет собою масштабную конструкцию, объединенную общим гравитационным захватом. Это звезды, скопления, темная материя, планеты, газ и пыль, которые вращаются вокруг общего центра масс.

В плане классификации чаще всего используют последовательность Хаббла, которую в 1936 году предложил Эдвин Хаббл. Она включает не только основные и знакомые нам типы, но и разбивает их на подвиды.

Два наиболее известных класса – спиральные и эллиптические. К первым относится наш Млечный Путь. Это галактика, которая по форме напоминает спираль с присутствием рукавов. Эллиптические галактики намного крупнее и выделяются сферической формой, где яркость сокращается ближе к краю. Есть также линзовидные, но они стоят ближе к спиральному типу, только без четко проглядывающейся спиральной структуры.

Классификация

Неправильные галактики делятся на несколько типов:

• Irr I — неправильные галактики первого типа — галактики, имеющие слабовыраженную структуру, которой, однако, недостаточно, чтобы отнести их к последовательности Хаббла. Этот тип, в свою очередь, делится ещё на два:
  • Sm — имеющие подобие спиральной структуры, также называются Магеллановыми спиральными галактиками;
  • Im — не имеющие спиральной структуры.
• Irr II — неправильные галактики второго типа — это галактики, не имеющие никаких особенностей структуры, позволяющих отнести их к последовательности Хаббла;
• dIrr — карликовые неправильные галактики. Как правило, они имеют очень малое содержание тяжёлых элементов и большое количество газа. Они считаются достаточно важными для развития теории эволюции галактик, так как они могут представлять собой тусклые голубые галактики, ранее обнаруженные на изображении Hubble Ultra Deep Field, и представляющие одну из задач внегалактической астрономии.

Некоторые из неправильных галактики являются маленькими спиральными галактиками, разрушенными приливными силами больших компаньонов.

Морфология и структура[править | править код]

NGC 1460 — линзовидная галактика с ярко выраженным баром

График зависимости доли галактик двух типов с определённым отношением осей от отношения осей.

В линзовидных галактиках выражены как дисковая составляющая, так и балдж. По сравнению со спиральными галактиками, в линзовидных балджи выражены сильнее, а рукава, напротив, отсутствуют, но может существовать бар.

Меру выраженности балджа можно оценить как отношение большой и малой оси видимого диска галактики. Для этого параметра в промежутке от 0,25 до 0,85 распространённость линзовидных галактик увеличивается, в то время как для спиральных остаётся неизменной. Несмотря на то, что этот параметр не всегда связан с реальной формой галактики (например, если галактика наблюдалась плашмя, отношение в любом случае будет близко к 1), общая тенденция видна.

Хотя линзовидные галактики имеют сходства как со спиральными, так и с эллиптическими галактиками, к ним неприменима ни классификация эллиптических галактик, ни спиральных. Используется отдельная система классификации: в зависимости от количества пыли в диске галактика имеет класс S0₁, S0₂, или S0₃.

В галактиках с баром также может быть разное количество пыли, их классифицируют по признаку выраженности бара: классы линзовидных галактик обозначаются SB0₁, SB0₂ и SB0₃. В некоторых галактиках, например, NGC 1375, наблюдается два пересекающихся бара, причины этого не известны.

Поверхностная яркость линзовидных галактик хорошо описывается законом Серсика, если применять его отдельно к дисковой составляющей, к балджу, и, при наличии, к бару. Исследование профилей яркостей галактик позволяет отличать эллиптические галактики от линзовидных.

По звёздному составу линзовидные галактики похожи на эллиптические — оба этих типа состоят в основном из более старых и красных звёзд, а также в них чаще встречаются шаровые звёздные скопления, чем в спиральных галактиках с похожими параметрами. Газа в них, напротив, осталось мало, о чём можно судить по наблюдениям линии нейтрального водорода. Но, в отличие от эллиптических галактик, в линзовидных может содержаться значительное количество пыли.

Размер и форма

Эллиптические галактики, как следует из названия, имеют форму эллипсоида или шара. Одним из различий между ними является сплюснутость: Хаббл предложил показателем сжатия считать 10(1−ba){\textstyle 10(1-{\frac {b}{a}})} , где a{\displaystyle a} — большая, а b{\displaystyle b} — малая полуось её эллипса. Эта величина, округлённая до целого, определяет подкласс галактики. Несмотря на то, что приняты обозначения от E0 до Е7, впоследствии было показано, что галактики классов от E4 до E7 на самом деле являются линзовидными.

Кроме сплюснутости, эллиптические галактики могут сильно отличаться друг от друга по размеру. И хотя поверхностная яркость эллиптических галактик в целом хорошо описывается законом Серсика, у галактик разных масс разный параметр Серсика, и, следовательно, отличаются формы профилей поверхностной яркости. Эллиптические галактики бывают очень разных размеров и масс: диаметром от 3000 до 700,000 и более световых лет, а массами от 105 до 1013 масс Солнца. Такого большого разброса параметров нет ни у каких других типов галактик. Самые маленькие — карликовые галактики — имеют размеры и массы не больше, чем у самых крупных шаровых скоплений, но содержат тёмную материю, которой нет в скоплениях.

У эллиптических галактик, как правило, основную роль в сохранении формы играет не вращательное движение, а дисперсия скоростей. На этом основывается один из способов (хотя и не совсем точный) разграничения линзовидных и эллиптических галактик: при одинаковой сплюснутости отношение скорости вращения и дисперсии у эллиптических галактик меньше.

Формирование и эволюция

NGC 3597 — результат столкновения двух галактик. Считается, что эта галактика станет эллиптической.

Когда Хаббл в 1936 году предложил классификацию галактик, он выдвинул гипотезу о том, что галактики образуются как эллиптические, а в дальнейшем обретают дисковую, а потом и спиральную структуру. Эта гипотеза оказалась неверной, но она оставила свой след в именовании галактик: они до сих пор делятся на галактики ранних и поздних типов в соответствии с классификацией Хаббла. При дальнейшем изучении галактик было обнаружено, что эллиптические галактики заполняют гораздо больший диапазон масс, чем спиральные, и в 1970-е годы стала доминировать гипотеза, что галактики в течение жизни не меняют свой тип.

На данный момент теория эволюции галактик, напротив, предполагает, что галактики образуются как спиральные, и с течением времени у них всё более выраженным становится балдж, что переводит их в более ранние типы. Кроме того, показано, что при столкновениях и слияниях галактик они становятся эллиптическими.

Тем не менее, эллиптические галактики не считаются более старыми, чем спиральные: и те, и другие галактики начали образовываться порядка 10 миллиардов лет назад. Однако, в эллиптических галактиках звездообразование закончилось менее чем за 1 миллиард лет, а в спиральных идёт практически равномерно. Поэтому самые массивные звёзды в эллиптических галактиках уже давно закончили своё существование, а в спиральных постоянно образуются и наблюдаются до сих пор.