Hubble’s Galaxy Classification: Spiral, Elliptical, Irregular

การจำแนกดาราจักรของฮับเบิล: เกลียว ทรงรี ไม่สม่ำเสมอ

ลักษณะของประเภทกาแล็กซี่ต่าง ๆ รวมถึงอัตราการก่อตัวดาวและวิวัฒนาการรูปร่าง

ในผืนผ้าของจักรวาลที่สังเกตได้ กาแล็กซี่ปรากฏในรูปร่างและขนาดที่หลากหลายอย่างน่าประหลาดใจ—จากแขนเกลียวที่สง่างามซึ่งเรียงรายด้วยบริเวณก่อตัวดาว ไปจนถึง “ลูกบอล” รูปวงรีขนาดใหญ่ของดาวเก่าที่แก่ตัว และแม้แต่รูปแบบไม่ปกติที่วุ่นวายซึ่งยากจะจัดประเภท ความหลากหลายนี้กระตุ้นให้นักดาราศาสตร์ยุคแรกค้นหาระบบการจัดประเภทที่สามารถเน้นทั้งคุณลักษณะรูปร่างและความเชื่อมโยงวิวัฒนาการที่เป็นไปได้

กรอบที่ยั่งยืนที่สุดคือการจัดประเภท ส้อมปรับเสียงของฮับเบิล ซึ่งเสนอในทศวรรษ 1920 และได้รับการปรับปรุงตลอดหลายสิบปีให้รวมการแบ่งย่อยและระดับความละเอียดที่ละเอียดขึ้น ปัจจุบันนักดาราศาสตร์ยังคงใช้กลุ่มกว้างเหล่านี้—เกลียว, รูปวงรี, และ ไม่ปกติ—เพื่ออธิบายประชากรกาแล็กซี่ ในบทความนี้ เราจะเจาะลึกคุณลักษณะของแต่ละประเภทหลัก คุณสมบัติการก่อตัวดาว และวิธีที่วิวัฒนาการรูปร่างอาจเกิดขึ้นตลอดเวลาคอสมิก

1. ประวัติศาสตร์เบื้องต้นและส้อมปรับเสียง

1.1 ระบบเดิมของฮับเบิล

ในปี 1926 เอ็ดวิน ฮับเบิล ได้ตีพิมพ์บทความสำคัญที่อธิบายการจัดประเภทรูปร่างของกาแล็กซี่ [1] เขาจัดกาแล็กซี่ในแผนภาพ “ส้อมปรับเสียง”:

รูปวงรี (E) อยู่ที่กิ่งซ้าย—มีตั้งแต่เกือบกลม (E0) ถึงยาวมาก (E7)
เกลียว (S) และ เกลียวแท่ง (SB) อยู่ที่กิ่งขวา—เกลียวไม่มีแท่งอยู่ที่กิ่งหนึ่ง เกลียวแท่งอยู่ที่กิ่งอีกกิ่งหนึ่ง แบ่งย่อยตามความโดดเด่นของปมกลางและความเปิดของแขนเกลียว (Sa, Sb, Sc เป็นต้น)
เลนติกูลาร์ (S0) เป็นสะพานเชื่อมระหว่างรูปวงรีและเกลียว มีดิสก์แต่ไม่มีโครงสร้างเกลียวที่โดดเด่น

ต่อมา นักดาราศาสตร์คนอื่น ๆ (เช่น Allan Sandage, Gérard de Vaucouleurs) ได้ปรับปรุงระบบเดิมของฮับเบิล เพิ่มความละเอียดในรายละเอียดรูปร่าง (เช่น โครงสร้างวงแหวน รูปแบบแท่งที่ละเอียดอ่อน เกลียวแบบฟลอคคิวเลนต์กับแบบแกรนด์ดีไซน์)

1.2 ส้อมปรับเสียงและสมมติฐานวิวัฒนาการ

ฮับเบิลในตอนแรก (และอย่างไม่แน่นอน) เสนอว่า กาแล็กซี่รูปวงรีอาจวิวัฒนาการเป็นเกลียวผ่านกระบวนการภายในบางอย่าง งานวิจัยในภายหลังได้ล้มล้างแนวคิดนั้นอย่างมาก: ความเข้าใจสมัยใหม่มองว่ากลุ่มเหล่านี้เป็นผลลัพธ์ที่แตกต่างกันจากประวัติการก่อตัวที่ต่างกัน แม้ว่าการรวมตัวและวิวัฒนาการแบบเซคูลาร์ในบางบริบทจะสามารถเปลี่ยนรูปร่างได้ “ส้อมปรับเสียง” ยังคงเป็นเครื่องมืออธิบายที่ทรงพลัง แต่ไม่ได้หมายความว่าจะเป็นลำดับวิวัฒนาการที่เคร่งครัด

2. ดาราจักรวงรี (E)

2.1 รูปร่างและการจำแนกประเภท

ดาราจักรวงรีมักเป็น “ลูกกลม” แสงเรียบไม่มีลักษณะเด่นชัด ถูกจัดประเภทเป็น E0 ถึง E7 ตามความรีที่เพิ่มขึ้น (E0 เกือบกลม E7 ยาวมาก) บางลักษณะ:

ดิสก์น้อยมาก: ต่างจากดาราจักรเกลียว ดาราจักรวงรีไม่มีส่วนดิสก์สำคัญ โดยดาวโคจรในออร์บิทที่สุ่มมากขึ้น
ดาวเก่าและสีแดงกว่า: ประชากรดาวส่วนใหญ่เป็นดาวเก่ามวลต่ำ ทำให้มีสีแดงโดยรวม
ก๊าซหรือฝุ่นน้อย: ดาราจักรวงรีมักมีก๊าซเย็นน้อย แม้บางแห่ง โดยเฉพาะดาราจักรวงรีขนาดยักษ์ในกลุ่มดาว อาจมีแก๊สรังสีเอกซ์ร้อนในฮาโลขยายกว้าง

2.2 อัตราการก่อตัวดาวและประชากรดาว

ดาราจักรวงรีโดยทั่วไปมี อัตราการก่อตัวดาวในปัจจุบันต่ำมาก — แหล่งก๊าซเย็นมีน้อย การก่อตัวดาวสูงสุดเกิดขึ้นในช่วงต้นของประวัติศาสตร์จักรวาล สร้างทรงกลมขนาดใหญ่ของดาวเก่าและมีโลหะสูง ในดาราจักรวงรีบางแห่ง อาจมีการก่อตัวดาวใหม่เล็กน้อยจากการรวมตัวเล็กน้อยหรือการสะสมก๊าซ แต่พบได้น้อย

2.3 สมมติฐานการก่อตัว

ทฤษฎีสมัยใหม่ชี้ว่าดาราจักรวงรีขนาดยักษ์มักก่อตัวจาก การรวมตัวครั้งใหญ่ ของดาราจักรดิสก์ การปะทะรุนแรงเหล่านี้ทำให้ออร์บิทของดาวสุ่มกระจาย สร้างการกระจายตัวแบบทรงกลม [2, 3] ดาราจักรวงรีขนาดเล็กอาจเกิดจากกระบวนการที่ไม่รุนแรงเท่า แต่แนวคิดหลักคือการรวมมวลหรือการรวมตัวครั้งใหญ่จะเปลี่ยนดาราจักรให้หลุดจากโครงสร้างเกลียวและหยุดการก่อตัวดาว

3. ดาราจักรเกลียว (S)

3.1 ลักษณะทั่วไป

ดาราจักรเกลียวมีลักษณะเป็น ดิสก์หมุน ของดาวและก๊าซ โดยมักมีบัลจ์ตรงกลาง ดิสก์ของพวกมันรองรับ แขนเกลียว ซึ่งอาจเป็นแขนใหญ่ชัดเจนหรือเป็นแบบกระจาย (“flocculent”) ฮับเบิลแบ่งดาราจักรเกลียวตาม:

ลำดับ Sa, Sb, Sc:
- Sa: บัลจ์ขนาดใหญ่ สว่าง แขนเกลียวพันแน่น
- Sb: อัตราส่วนบัลจ์ต่อดิสก์ปานกลาง แขนเปิดกว้างขึ้น
- Sc: บัลจ์ขนาดเล็ก แขนเกลียวคลายตัว พื้นที่ก่อตัวดาวขยายกว้างขึ้น
ดาราจักรเกลียวมีแท่ง (SB): โครงสร้างเหมือนแท่งขวางผ่านส่วนกลางของบัลจ์; หมวดย่อย SBa, SBb, SBc สะท้อนความแตกต่างของบัลจ์และแขนตามที่กล่าวข้างต้น

3.2 อัตราการก่อตัวของดาว

เกลียวมักเป็นกลุ่มที่ ก่อตัวดาวฤกษ์อย่างแข็งขันที่สุด ในบรรดากลุ่มหลัก (ยกเว้นบางกรณีของการเกิดดาวฤกษ์อย่างรุนแรงในระบบไม่ปกติ) แก๊สในดิสก์ยุบตัวตามคลื่นความหนาแน่นเกลียว กระตุ้นการก่อตัวของดาวฤกษ์ใหม่อย่างต่อเนื่อง การกระจายของดาวฤกษ์สีน้ำเงินที่สว่างในแขนเกลียวเน้นย้ำกระบวนการนี้ ข้อมูลการสังเกตแสดงให้เห็นว่าเกลียวประเภทหลัง (Sc, Sd) มักมีการก่อตัวของดาวฤกษ์มากขึ้นเมื่อเทียบกับมวลรวม สะท้อนถึงแหล่งแก๊สเย็นที่มากกว่า [4]

3.3 ดิสก์และปุ่มกลางของกาแล็กซี

ดิสก์ของเกลียวประกอบด้วย สื่อระหว่างดาวฤกษ์เย็น (ISM) และดาวฤกษ์ที่อายุน้อยกว่าเป็นส่วนใหญ่ ขณะที่ปุ่มกลางมักมีอายุมากกว่าและมีรูปร่างทรงกลม อัตราส่วนมวลของปุ่มกลางต่อดิสก์สัมพันธ์กับประเภทฮับเบิล (กาแล็กซี Sa มีสัดส่วนปุ่มกลางมากกว่า Sc) แถบสามารถนำแก๊สจากดิสก์เข้าสู่ภายใน เพื่อเลี้ยงปุ่มกลางหรือหลุมดำศูนย์กลาง และบางครั้งกระตุ้นการเกิดดาวฤกษ์อย่างรุนแรงหรือแกนกาแล็กซีที่มีพลังงานสูง (AGN)

4. กาแล็กซีเลนติกูลาร์ (S0)

กาแล็กซี S0 ซึ่งบางครั้งเรียกว่า “เลนติกูลาร์” อยู่ในตำแหน่งรูปร่างกึ่งกลาง—ยังคงมี ดิสก์ เหมือนเกลียวแต่ขาดแขนเกลียวหรือบริเวณที่ก่อตัวดาวฤกษ์อย่างมีนัยสำคัญ ดิสก์ของพวกมันอาจมีแก๊สค่อนข้างน้อย คล้ายกับประชากรวงรีในแง่ของสี (ดาวเก่าที่มีสีแดง) กาแล็กซี S0 มักพบในสภาพแวดล้อมของกลุ่มดาว ซึ่งแรงกดดันจากลมรามหรือการ “รังแก” ของกาแล็กซีอาจทำให้แก๊สของพวกมันถูกกำจัด หยุดการก่อตัวของดาวฤกษ์ และเปลี่ยนเกลียวให้กลายเป็น S0 ได้ [5]

5. กาแล็กซีไม่ปกติ (Irr)

5.1 ลักษณะเด่นของกาแล็กซีไม่ปกติ

กาแล็กซีไม่ปกติไม่เป็นไปตามการจัดประเภทโครงสร้างที่ชัดเจนของเกลียวหรือวงรี พวกมันแสดง รูปร่างที่วุ่นวาย มักไม่มีปุ่มกลางหรือรูปแบบดิสก์ที่สอดคล้องกัน มีการกระจายของกลุ่มดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวหรือแผ่นฝุ่น มีสองประเภทย่อยหลัก:

Irr I: มีโครงสร้างบางส่วนหรือโครงสร้างที่เหลืออยู่ อาจคล้ายกับดิสก์เกลียวที่ถูกรบกวน
Irr II: รูปร่างไม่ชัดเจนอย่างยิ่ง ไม่มีโครงสร้างที่เป็นระบบที่สังเกตได้

5.2 การก่อตัวของดาวฤกษ์และอิทธิพลภายนอก

กาแล็กซีไม่ปกติมักมีมวลดาวฤกษ์ขนาดเล็กหรือขนาดกลาง แต่สามารถมีอัตราการก่อตัวของดาวฤกษ์สูงเกินกว่าขนาดของมัน (เช่น Large Magellanic Cloud) ปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับเพื่อนบ้านที่มีมวลมากกว่า แรงน้ำขึ้นน้ำลง หรือการรวมตัวล่าสุด สามารถสร้างรูปร่างไม่ปกติและกระตุ้นการเกิดดาวฤกษ์อย่างรุนแรง [6] ในสภาพแวดล้อมที่มีความหนาแน่นต่ำ กาแล็กซีขนาดเล็กอาจยังคงไม่ปกติหากไม่เคยสะสมมวลเพียงพอที่จะสร้างดิสก์ที่มั่นคง

6. อัตราการสร้างดาวตามสัณฐานวิทยา

กาแล็กซีตามสเปกตรัม “ส้อมปรับเสียง” ของฮับเบิลยังสร้างความต่อเนื่องใน อัตราการสร้างดาว (SFR) และคุณสมบัติ ประชากรดาว:

เกลียวประเภทปลาย (Sc, Sd) และ ไม่สม่ำเสมอ จำนวนมาก: มีสัดส่วนก๊าซสูง อัตราการสร้างดาวสูง อายุเฉลี่ยของดาวอายุน้อยกว่า และแสงสีน้ำเงินมากขึ้นจากดาวมวลมากใหม่
เกลียวประเภทต้น (Sa, Sb): การสร้างดาวปานกลาง ก๊าซน้อยกว่า และบัลจ์ที่ใหญ่กว่า
เลนติกูลาร์ (S0) และ วงรี: โดยทั่วไป “แดงและตาย” มีการสร้างดาวน้อยมาก ประชากรดาวเก่า

การแมปจากชั้นสัณฐานไปสู่การสร้างดาวไม่ใช่สิ่งที่แน่นอน—การรวมตัวหรือปฏิสัมพันธ์สามารถทำให้กาแล็กซีวงรีได้รับก๊าซหรือกระตุ้นการสร้างดาว ในขณะที่เกลียวบางดวงอาจสงบถ้าก๊าซสำหรับสร้างดาวหมด อย่างไรก็ตาม แนวโน้มทางสถิติทั่วไปยังคงเป็นจริงในแบบสำรวจขนาดใหญ่ [7]

7. เส้นทางวิวัฒนาการ: การรวมตัวและกระบวนการเชิงเส้น

7.1 การรวมตัว: ตัวขับเคลื่อนสำคัญ

เส้นทางหลักหนึ่งสำหรับการเปลี่ยนแปลงทางสัณฐานคือ การรวมตัวของกาแล็กซี เมื่อเกลียวสองดวงที่มีมวลใกล้เคียงกันชนกัน แรงโน้มถ่วงรุนแรงมักจะดันก๊าซเข้าสู่ศูนย์กลาง กระตุ้นการระเบิดของดาว และในที่สุดสร้างโครงสร้างทรงกลมมากขึ้นหากเป็นการรวมตัวครั้งใหญ่ การรวมตัวซ้ำๆ ตลอดเวลาคอสมิกสามารถสร้างกาแล็กซีวงรีขนาดยักษ์ในแกนกลางของกลุ่มกาแล็กซี การรวมตัวเล็กหรือการดูดกลืนดาวบริวารก็สามารถบิดเบือนดิสก์หรือส่งเสริมการเกิดแท่ง ทำให้การจำแนกเกลียวเปลี่ยนแปลงเล็กน้อย

7.2 วิวัฒนาการเชิงเส้น

ไม่ใช่การเปลี่ยนแปลงทางสัณฐานทั้งหมดต้องการการชนภายนอก วิวัฒนาการเชิงเส้น เกี่ยวข้องกับกระบวนการภายในที่ใช้เวลานานกว่า:

ความไม่เสถียรของแท่ง: แท่งสามารถดันก๊าซเข้าสู่ศูนย์กลาง กระตุ้นการสร้างดาวส่วนกลางหรือ AGN และอาจสร้างพิวโซ-บัลจ์
พลวัตของแขนเกลียว: เมื่อเวลาผ่านไป รูปแบบคลื่นสามารถจัดระเบียบวงโคจรของดาวใหม่ ค่อยๆ ปรับรูปร่างของดิสก์
การลอกสภาพแวดล้อม: กาแล็กซีในกลุ่มอาจสูญเสียก๊าซเนื่องจากปฏิสัมพันธ์กับสื่อร้อนในกลุ่มกาแล็กซี ทำให้เปลี่ยนจากเกลียวที่กำลังสร้างดาวไปเป็น S0 ที่ขาดก๊าซ

การเปลี่ยนแปลงที่ละเอียดอ่อนเหล่านี้ชี้ให้เห็นว่าการจำแนกทางสัณฐานวิทยาไม่ใช่สิ่งที่คงที่เสมอไป แต่สามารถเปลี่ยนแปลงได้ตามสภาพแวดล้อม การตอบสนอง และกระบวนการไดนามิกภายใน [8]

8. ข้อมูลเชิงสังเกตและการปรับปรุงสมัยใหม่

8.1 การสำรวจเชิงลึกและกาแล็กซีที่มีเรดชิฟต์สูง

กล้องโทรทรรศน์เช่น ฮับเบิล, JWST และหอดูดาวภาคพื้นดินขนาดใหญ่ติดตามกาแล็กซีไปยังยุคจักรวาลที่เก่ากว่า ระบบเรดชิฟต์สูงเหล่านี้บางครั้งไม่เข้ากับหมวดหมู่รูปร่างท้องถิ่นอย่างลงตัว—ดิสก์ที่มักเป็นก้อน, บริเวณก่อตัวดาวที่ไม่ปกติ หรือ “นั๊กเก็ต” ขนาดกะทัดรัดและมวลมาก ตลอดเวลาจักรวาล กาแล็กซีเหล่านี้จำนวนมากในที่สุดจะตั้งตัวเป็นรูปร่างเกลียวหรือเอลิปติคัลที่มาตรฐานมากขึ้น ซึ่งบ่งชี้ว่าลำดับฮับเบิลเป็นปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นในช่วงเวลาหลังมากส่วนหนึ่ง

8.2 รูปร่างเชิงปริมาณ

นอกเหนือจากการตรวจสอบด้วยตา นักดาราศาสตร์ใช้พารามิเตอร์เช่น ดัชนีเซอร์ซิค, สัมประสิทธิ์จินี, M20 และมาตรวัดอื่น ๆ เพื่อวัดการกระจายแสงและความเป็นก้อนอย่างเชิงปริมาณ ความพยายามเหล่านี้เสริมระบบฮับเบิลแบบคลาสสิก ช่วยให้การสำรวจขนาดใหญ่และอัตโนมัติสามารถจัดหมวดหมู่กาแล็กซีเป็นพันหรือเป็นล้าน ๆ ดวงอย่างเป็นระบบ [9]

8.3 ประเภทที่ผิดปกติ

บางกาแล็กซีท้าทายการจำแนกแบบง่าย ๆ กาแล็กซีวงแหวน, กาแล็กซีวงแหวนขั้ว และ กาแล็กซีปมถั่ว เผยให้เห็นประวัติการก่อตัวที่แปลกใหม่ (เช่น การชน, แถบ, หรือการสะสมแรงดึงดูด) พวกมันเตือนเราว่าการจำแนกรูปร่างเป็นแผนผังที่สะดวกแต่ไม่ครอบคลุมทั้งหมด

9. บริบทจักรวาล: ลำดับฮับเบิลตามกาลเวลา

คำถามใหญ่ยังคงอยู่: สัดส่วนของกาแล็กซีเกลียว เทียบกับ เอลิปติคัล และไม่ปกติ เปลี่ยนแปลงอย่างไรตลอดประวัติศาสตร์จักรวาล? การสังเกตแสดงให้เห็นว่า:

กาแล็กซีไม่ปกติ/ผิดปกติ ปรากฏบ่อยขึ้นในเรดชิฟต์สูงกว่า ซึ่งน่าจะสะท้อนถึงการรวมตัวอย่างรุนแรงและโครงสร้างที่ไม่มั่นคงในจักรวาลยุคแรก
กาแล็กซีเกลียว ดูเหมือนจะมีจำนวนมากในช่วงยุคต่าง ๆ อย่างกว้างขวาง แม้ว่ามักจะมีแก๊สมากกว่าและเป็นก้อนมากขึ้นในอดีต
กาแล็กซีเอลิปติคัล มีความแพร่หลายมากขึ้นในสภาพแวดล้อมของกระจุกดาวและในช่วงเวลาที่หลังขึ้น เมื่อการรวมตัวแบบลำดับชั้นได้สร้างระบบขนาดใหญ่และสงบเงียบ

การจำลองจักรวาลพยายามสร้างเส้นทางวิวัฒนาการเหล่านี้ขึ้นใหม่ โดยจับคู่การกระจายของประเภทรูปร่างในเรดชิฟต์ต่าง ๆ

10. ความคิดสรุป

การจำแนกกาแล็กซีของฮับเบิล ได้พิสูจน์แล้วว่ามีความทนทานอย่างน่าทึ่งแม้จะผ่านความก้าวหน้าทางดาราศาสตร์เกือบศตวรรษ กาแล็กซีเกลียว เอลิปติคัล และไม่ปกติ แทนกลุ่มรูปร่างกว้าง ๆ ที่สัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับประวัติการก่อตัวของดาว สภาพแวดล้อม และพลวัตขนาดใหญ่ อย่างไรก็ตาม เบื้องหลังป้ายกำกับที่สะดวกเหล่านี้คือเครือข่ายซับซ้อนของเส้นทางวิวัฒนาการ—การรวมตัว กระบวนการเชิงเส้น และปฏิกิริยาตอบกลับ—ที่สามารถเปลี่ยนรูปร่างกาแล็กซีได้ตลอดหลายพันล้านปี

การผสมผสานของภาพถ่ายเชิงลึก, สเปกโตรสโกปีความละเอียดสูง และการจำลองเชิงตัวเลข ยังคงช่วยปรับปรุงมุมมองของเราเกี่ยวกับวิธีที่ดาราจักรเปลี่ยนผ่านจากสถานะรูปร่างหนึ่งไปสู่อีกสถานะหนึ่ง ไม่ว่าจะเป็นการเปิดเผยยักษ์วงรีสีแดงและตายแล้วในแกนกลางของกลุ่ม, แขนเกลียวที่สว่างไสวบนแผ่นดาราจักร, หรือรูปร่างไม่ปกติที่วุ่นวายในดาวระเบิดแคระ สวนสัตว์จักรวาลของดาราจักรยังคงเป็นหนึ่งในสาขาที่ร่ำรวยที่สุดในดาราศาสตร์—รับประกันได้ว่าวิธีการจำแนกของฮับเบิล แม้จะเป็นแบบคลาสสิก จะพัฒนาไปพร้อมกับความเข้าใจที่ขยายตัวของเราเกี่ยวกับจักรวาล

บรรณานุกรมและการอ่านเพิ่มเติม

Hubble, E. (1926). “เนบิวลานอกดาราจักร.” The Astrophysical Journal, 64, 321–369.
Toomre, A. (1977). “การรวมตัวและผลลัพธ์บางประการ.” Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). “พลวัตของดาราจักรที่มีปฏิสัมพันธ์กัน.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
Kennicutt, R. C. (1998). “การก่อตัวของดาวในดาราจักรตามลำดับฮับเบิล.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 189–232.
Dressler, A. (1980). “รูปร่างของดาราจักรในกลุ่มที่อุดมสมบูรณ์ – ผลกระทบต่อการก่อตัวและวิวัฒนาการของดาราจักร.” The Astrophysical Journal, 236, 351–365.
Schweizer, F. (1998). “การรวมตัวของดาราจักร: ข้อเท็จจริงและจินตนาการ.” SaAS FeS, 11, 105–120.
Blanton, M. R., & Moustakas, J. (2009). “คุณสมบัติทางกายภาพและสภาพแวดล้อมของดาราจักรที่กำลังสร้างดาว.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 159–210.
Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “วิวัฒนาการแบบเซคูลาร์และการก่อตัวของพิวโดบัลจ์ในดิสก์ดาราจักร.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
Conselice, C. J. (2014). “วิวัฒนาการของโครงสร้างดาราจักรตลอดกาลเวลาในจักรวาล.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 291–337.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปยังบล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา