Вікіпедія

Еліптична галактика

галактика має приблизно еліпсоїдну форму та плавний, майже невиразний профіль яскравості
(Перенаправлено з Еліптичні галактики)

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. Сам термін «еліптична галактика» почав використовуватися 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.

Велетенська еліптична галактика ESO 325-G004[en], розміром приблизно 308 500 на 246 800 світлових років[1].

В класифікації Габбла еліптичні галактики позначають латинською літерою E, після чого ставлять число від 0 до 7, яке характеризує міру видимої витягнутості галактики. Сферичні галактики відносяться до типу E0. Реальна верхня межа витягнутості еліптичних галактик відповідає типу E3-E4, всі 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. В центрах всіх великих еліптичних галактик знаходиться 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 — блактині еліптичні галактики, які мають форму та розміри еліптичних галактик, однак при цьому складаються переважно з молодих та яскравих зір. Цей підтип станом на 2024 рік є малочисельним і недостатньо вивченим.

Історія назви ред.

 
Зображення еліптичних та неправильних галактик зі статті Едвіна Габбла 1926 року, в якій він запропонував свою систему класифікації[2].

Історія активного дослідження еліптичних галактик починається з 1920-х років. Одна з перших наукових статей на цю тему була опублікована Едвіном Габблом в 1923 році в журналі Американського астрономічного товариства. Однак сам Габбл, не зважаючи на свій подальший внесок та декілька фундаментальних відкриттів в цій області, тоді термін «галактика» ще не використовував[3]. В той час такі об'єкти ще називалися «еліптична туманність», оскільки лише за 3 роки до цього дослідження, в квітні 1920 відбувася Великий диспут між Гарлоу Шеплі та Гебером Кертісом і той факт, що вони є окремими галактиками, ще не вважався загальноприйнятим в науковій спільноті[4]. Сам термін «галактика» існував щонайменше з 1837 року, однак використовувався лише для позначення Чумацького шляху[5] (англ. the Galaxy).

Одним з перших термін «еліптична галактика» вжив Лайман Спітцер в 1942 році, коли досліджував NGC 3115[6]. Щоправда, за результатами подальших досліджень, ця галактика виявилася не еліптичною, а лінзоподібною[7]. Починаючи з 1940-х років, термін «еліптична туманість» поступово повністю перестав використовуватися для позначення еліптичних галактик[8], хоча ще певний час обидва терміни вважалися синонімами, як, наприклад, в статті 1953 року, присвяченій дослідженню розподілу маси та світності в еліптичних галактиках[9]. В 21 столітті астрономи використовують термін «еліптична туманність» для позначення планетарних туманностей, що мають еліптичну форму[10][11][12].

Історія досліджень ред.

Загалом станом на 2024 рік, еліптичні галактики були основними об'єктами в понад 3000 наукових досліджень за даними NASA ADS[13].

XVII — початок XX століття ред.

 
Оригінальна залежність період-світність для цефеїд зі статті Генрієтти Свон Лівітт, 1912 року.

До 1920-х років знання астрономів про галактики загалом, і про еліптичні зокрема були вкрай обмежені. На той момент вже існували Каталог туманних об'єктів та зоряних скупчень (фр. Catalogue des nébuleuses et des amas d'étoiles), створений Шарлем Мессьє в 1774 році[14] та Новий загальний каталог (англ. NGC = New General Catalogue) 1888 року авторства Джона Людвіга Еміля Дреєра[15]. Водночас, ще в 1899 році була спроба виміряти відстань до Галактики Андромеди шляхом вимірювання її паралаксу[16], 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 момент радіальною швидкістю[17]. Інша відмінність — неспівпадіння спектрів газопилових туманностей та галактик, — була виявлена ще раніше, в 1864 році Вільямом Гаґґінсом[18].

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 в подальшому значно точніше вимірювати відстані та значно збільшило максимальну відстань, яка може бути виміряна[19].

Перші системні дослідження еліптичних галактик (1920—1930 роки) були присвячені спробам зрозуміти їх природу, зокрема визначити відстані до них та розміри цих об'єктів. В 1923 році Едвін Габбл виявив, що розподіл поверхневої яскравості в різних еліптичних галактик є схожим і запропонував формулу для опису розподілу поверхневої яскравості[3]:

 

Також в цій статті Габбл зазначив, що ядра еліптичних галактик є червонішими (містять більше зір пізніх спектральних класів) порівняно з віддаленими від центру частинами цих галактик[3].

1926 рік ред.

 
Карликова еліптична галактика Мессьє 32 (NGC 221)

1926 року було проведено одразу три дослідження. В двох з них Гарлоу Шеплі проводив спостереження, вимірюючи відносні діаметри та відсоткове співвідношення кількості спіральних та еліптичних галактик[20][21]. Шеплі першим висловив припущення, що малий відсоток спіральних галактик і великий — еліптичних викликаний недосконалістю тодішньої астрономічної техніки, яка просто не давала можливості розгледіти спіральну структуру. Він також припустив, що навпаки — спіральні галактики мають бути домінуючим типом[21]. 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 %[22].

Третя ж була монографією Едвіна Габбла, присвяченою статистичному аналізу відомих галактик. В ній Габбл першим запропонував систему класифікації галактик, яка впродовж майже 100 років залишається практично незмінною[23]. В цьому ж дослідженні Габбл розділив туманності за відстанню на «галактичні» та «позагалактичні», (англ. extra-galactic nebulae). Його розрахунки показали невідповідність абсолютної зоряної величини відомих галактичних туманностей та позагалактичних, оскільки за сукупністю фактів, відстань до найвіддаленіших туманностей мала бути значно більшою, ніж вважалося до того. В цьому ж дослідженні Габбл оцінив розмір Всесвіту в 27 мільярдів парсек (88 мільярдів світлових років)[23], що дуже близько до сучасної оцінки в 93 мільярди світлових років[24].

1929 рік ред.

 
Оригінальний графік залежності радіальної швидкості галактик від відстані до них, опубліковний Едвіном Габблом в його статті 1929 року[25].

Наступний прорив відбувся в 1929 році, коли Едвін Габбл відкрив залежність між радіальною швидкістю «позагалактичних туманностей», зокрема еліптичних та відстанню між ними, зараз відому як закон Габбла-Леметра[25]. В статті було виміряно відстані до кількох десятків об'єктів, а також визначено їхні радіальні швидкості. Виявиши чітку кореляцію між цими двома величинами, Габбл провів лінійну апроксимацію кількома різними методами, які дали схожий результат (суцільна та пунктирна лінія на рисунку). Швидкість віддалення галактик, розташованих на відстані 1.4 мегапарсек склала 745 км/с. Розділивши швидкість на відстань, можна отримати коефіцієнт, який Габбл позначив літерою K та який пізніше був названий сталою Габбла на його честь. За цією найпершою оцінкою значення сталої склало 530 км/(с·Мпк)[25], що в декілька разів перевищує сучасне значення 67.77±1.30 км/(с·Мпк)[26]. Причиною такої різниці стало неточне визначення відстаней до галактик. Метод визначення відстані шляхом використання залежності період-світність на той час вже був відомим, однак тоді астрономи ще не знали про різницю між залежностями період-світність для різних типів змінних зір. Лише в 1950-х було знайдено окремі залежності період-світність для цефеїд 1 та 2 типу[27]. Також варто зазначити, що тодішні спостереження були здебільшого візуальними або фотовізуальними, а прилади для вимірювання яскравості були недосконалими. Відповідно, була невисока точність визначення видимої зоряної величини і, як наслідок, додаткова похибка у визначенні відстані. Перші напівпровідникові прилади, зокрема ПЗЗ-камери, які широко використовуються в сучасній астрономії та дозволяють значно точніше вимірювати потік світла, з'явилися вже завовго після смерті Едвіна Габбла: перший прототип був представлений в 1970 році[28], а перша серійна напівпровідникова відеокамера — в 1983[29]; серійні ПЗЗ-камери для астрономічних спостережень з'явилися ще пізніше.

1930—1950 ред.

Більшість досліджень в 1930-х роках була присвячена вивченню розподілу яскравості та структури еліптичних галактик. Дослідження розподілу поверхевої яскравості частково підтвердили більш ранні спостереження Габбла та виявили серед іншого залежність видимого розміру еліптичних галактик від погодніх умов та параметрів інструменту[30][31][32]. Також було зазначено, що дуже складно вимірювати розміри таких об'єктів, де яскравість стрімко спадає з наближенням до краю[32]. 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[33].

В 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[34]. Натомість, Ян Оорт та Лайман Спітцер виявили, що еліптичні галактики насправді містять значно більше речовини, ніж можна подачити у видимому діапазоні[35][36]. Подібний ефект був відомий раніше для інших типів галактик, його відкрив Якобус Корнеліус Каптейн в 1922 році[37], а ще раніше, в 19 столітті, інші вчені вистували аналогічні гіпотези для пояснення різних інших спостережень[38]. Ці дослідження лягли в теорію існування темної матерії.

1950—2000 ред.

В 1950-х вперше почали з'являтися фотометричні спостереження еліптичних галактик, які астрономи проводили з використанням мікрофотометрів. Перш за все вони активно використовувати для уточнення спопередніх розрахунків[39][40]. В цей час астрономи активно дискутували стосовно еволюційного взаємозв'язку неправильних, спіральних та еліптичних галактик. В 1951 році була запропонована гіпотеза щодо еволюційного розвитку галактик, в рамках якої галактики неправильної форми були молодими, спіральні — середнього віку, а еліптичні — старими та припускалося, що ці типи є різними стадіями галактичної еволюції[41]. 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[42]. Ще через 4 роки було виявлено, що еліптичні галактики всього на близько 0.5 % складаються з нейтрального водню[43]. На той час вже було відомо, що чим більша кількість водню в молекулярних хмарах, тим інтенсивніше формуються нові зорі[44], а також що більш масивні блактині і білі зорі мають значно коротшу тривалість «життя», ніж менші за масою жовті та червоні карлики[45][46].

 
Перший в історії знімок горизонту подій надмасивної чорної діри, зроблений за допомогою Event Horizon Telescope в 2019 році. Еліптична галактика M87.

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 формування нових зір та, як наслідок, повним «вимиранням» масивних зір, які мають коротший час перебування на Головній послідовності[47]. Інші дослідження 1960-х фокусувалися переважно на дослідженні різних складових еліптичних галактик (розподілу яскравості[48][49], розміру та маси[50], інтенсивності їх радіовипромінювання[51][52][53]) та галактичній еволюції, зокрема — на ролі турбулентних потоків[54] та магнітного поля[55]. В той час ставали більш розповсюдженими комп'ютери, завдяки чому в 1967 році було вперше проведено чисельне моделювання формування галактик[56]. Були проведені спостереження в різних діапазонах електромагнітного спектру[57] та в різних фотометричних фільтрах видимого світла[58].

В 1976 гіпотеза про те, що неправильні, спіральні та еліптичні галакити є стадіями еволюції, була поставлена під сумнів[59]. 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[60]. 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[61][62], рентгенівське випромінювання[63], спектроскопічні спостереження[64], спроба уточнити закон Габбла-Леметра[65], вимірювання мас[66], математичне моделювання еволюції[67] тощо. В квітні 1977 році була вперше висунута гіпотеза, що в центрах еліптичних галактик знаходиться надмасивна чорна діра[68]. В цій статті основним об'єктом була еліптична галактика M87. Досліджуючи M87 за допомогою Телескопа горизонту подій, рівно через 42 роки (теж в квітні, але вже 2019) астрономи зробили перший в історії знімок чорної діри — тієї самої, з якої почалося існування цієї гіпотези[69][70][71].

Сучасні дослідження (2000—2024) ред.

 
NGC 7252

Сучасні дослідження еліптичних галактик застосовують різноманітні інструменти та фізичні явища (зокрема, гравітаційне лінзування[72]) для дослідження еліптичних галактик. Одним з найбільших телескопів, який застосовується для вивчення галактик, є «Джеймс Вебб», який спеціально проєктувався для того, щоб спостерігати дуже віддалені галактки (серед них — еліптичні)[73].

В 2023 році галактику NGC 7252 було віднесено до рідкісної і малодослідженої групи об'єктів — блакитних еліптичних галактик[74]. Цей підтип еліптичних галактик, на відміну від звичайних еліптичних, відрізняється блакитним кольором у видимому спектрі і великою кількістю молодих зір, зокрема ранніх спектральних класів. Ймовірною причиною їх утворення є злиття спіральної галактики з великою кількістю міжзоряного газу та звичайної еліптичної галактики[74]. До цього ж підтипу еліптичних галактик раніше віднесли NGC 3928 в 1990 році[75] (однак, пізніші дослідження виявили, що вона не еліптична, а спіральна[76]) та дві взаємодіючи галактики з віддаленого скупчення Cl0939+472 в 1995[77].

Загальні характеристики ред.

Еліптичні галактики відрізняються від інших типів кількома особливостями будови.

  1. Форма таких галактик близька до сферичної або еліптичної (звідки і походить назва).
  2. Кількість газу та пилу, з яких можуть формуватися зорі, невелика порівняно з іншими типами галактик.
  3. Кількість міжзоряної речовини (окрім пилу та газу) також є малою.

Як наслідок малої кількості речовини, з якої можуть формуватися зорі, темп зореутворення дуже низький порівняно зі спіральними і тим паче — неправильними галактиками. Тому кількість молодих зір в них невелика, а більшість зір таких галактик є старими, тобто здебільшого червоними та помаранчевими зорями спектральних класів M та K. Навколо еліптичних галактик зазвичай розташовується велика система кулястих зоряних скупчень, які є його супутниками. Часто ці скупчення поділяються на дві різні категорії: частина з них складається переважно з більш червоних та багатих на метали зорі, а інша частина — з більш блакитних, гарячих і в той же час — бідних на метали зорі[78].

Динамічні властивості еліптичних галактик та галактичних балджів схожі, тому вчені висувають гіпотези про однакові фізичні процеси, що призводять до їх формування, хоча такі твердження є дискусійними. Розподіл поверхневої яскравості як балджів, так і еліптичних галактик з доволі високою точністю апроксимується профілем Серсіка[79].

Кожна масивна еліптична галактика має надмасивну чорну діру в центрі. Дослідження 2013 року, в якому проводилося спостереження 46 еліптичних галактик, 20 галактичних балджів спіральних галактик та 22 так званих псевдо-балджів виявило, що кожна з досліджених галактик містить надмасивну чорну діру[80]. Маса цієї чорної діри корелює з масою самої галактики[81].

Розміри та форма ред.

 
Еліптична галактика IC 2006

Розміри ред.

Розміри еліптичних галактик варіюються в дуже широкому діапазоні: від 3000 світлових років до понад 700 000 світлових років. Діапазон можливих значень мас ще більший: від 100 000 до 10 трильйонів мас Сонця. Для цього типу галактик діапазон можливих значень розмірів та мас значно більший, ніж для інших типів[82]. Найменші карликові еліптичні галактики мають розміри та форму, співставні з великими кулястими зоряними скупченнями, однак містять значно більше темної матерії, якої немає в зоряних скупченнях.

Форма та класифікація за формою ред.

За системою класифікації Габбла, еліптичні галактики позначаються літерою E (від англ. Elliptical galaxy), після якої йде цифра від 0 (галактика з майже ідеальною сферичною симетрією) до 7 (найбільш «витягнуті» з відомих «еліптичних» галактик). Сама ця цифра, позначена як N, обчислюється за формулою:

 

Де a та b — велика і мала піввісі еліпса, яким апрокисмують форму галактики по її ізолюксі.

Насправді, ще в дослідженні 1966 року зазначалося, що еліптичні галактики з формою E4-E7 — це неправильно класифіковані лінзоподібні галактики, які розташовані під різними кутами до променя зору. Тому реальна межа ступеня витягнутості еліптичних галактик становить близько E3-E4[83]. В подальшому результати цього дослідження були підтверджені шляхом спектроскопічних спостережень за обертанням дисків цих галактик[84][85]. Варто зазначити, що класифікація Габбла описує лише видиму форму галактики. Тобто, насправді галактика може мати еліпсоїдальну форму, однак при цьому бути повернутою до нас під таким кутом, що виглядатиме майже сферичною. Іншими словами, деякі галактики, які класифіковані як E0, для спостерігача з іншої віддаленої точки Всесвіту можуть виглядати, як, наприклад, E1, E2 або навіть E7[86][87].

Зореутворення ред.

Формування нових зір в еліптичних галактиках майже не відбувається, оскільки в газо-пилових хмарах цих галактик фактично відсутній нейтральний водень, який є ключовим компонентом для утворення нових зір[43][47][88]. Початкова оцінка кількості нейтрального водню в еліптичних галактиках склала близько 0.5 %[43], для деяких галактик пізніші дослідження виявили, що він складає ще меншу частку від маси галактики (наприклад, всього 0.14 % для NGC 4278)[89]. Формування нових зір може відбуватися за рахунок одного з трьох основних механізмів[90]:

  1. «Хвиля підвищеної густини» при обертанні спіральних рукавів галактики (англ. galactic spiral density wave).
  2. Ударна хвиля від вибуху наднової зорі.
  3. Утворення великої області однократно іонізованого водню.

Для спіральних галактик задіюються одночасно всі три механізми, в той час як для еліптичних можливий тільки третій. Перший механізм в еліптичних галактиках не реалізовується через їх симетричну структуру та відсутність спіральних рукавів (або будь-яких інших аналогічних неоднорідностей)[90]. А другий механізм не запускається через відсутність масивних зір, які могли б стати надновими, оскільки для цього потрібна маса щонайменше 8 мас Сонця[91], в той час як більшість зоряного населення еліптичних галактик — це зорі, менші за Сонце за масою[42][46]. Водночас, еліптичні галактики могли мати дуже активне зореутворення в далекому минулому, ще на етапі свого формування[90].

Приклади ред.

В цьому розділі наведено перелік деяких еліптичних галактик:

Карликові еліптичні галактики ред.

Еліптичні галактики, світність яких не перевищує 108 L☉ (що відповідає абсолютній зоряній величині -16), вважають карликовими. Їх позначають dE (скорочення від англ. dwarf Elliptical galaxy— карликова еліптична галактика)[94]. Однією з перших відкритих карликових еліптичних галактик є Leo II, яка має радіус всього 800 парсек (~2500 світлових років)[95].

Загалом, властивості карликової еліптичної галактики (окрім розміру, маси та світності) майже не відрізняються від значно більших «звичайних» еліптичних галактик[94]. Зоряне населення так само складається переважно з червоних гігантів, зір асимптотичної гілки гігантів та невеликої кількості зір головної послідовності[96]. Деякі карликові еліптичні галактики могли взаємодіяти зі своїми галактиками-сусідами, за рахунок чого в них збільшувалася кількість міжзоряного газу, що в свою чергу ставало причиною інтенсифікації зореутворення. Результати моделювання показують, що в них в минулому був сплеск зореутворення[97]. Карликові еліптичні галактики містять менше темної матерії, ніж «звичайні»[98].

Джерела ред.

  1. ↑ Your NED Search Results. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 17 квітня 2024.
  2. ↑ Hubble, E. P. (1926-12). Extragalactic nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 64. с. 321. doi:10.1086/143018. ISSN 0004-637X. Процитовано 17 квітня 2024.
  3. ↑ а б в Hubble, Edwin (1923). Density distribution in the photographic images of elliptical nebulae (англійською) . Т. 31. Popular Astronomy. с. 644.
  4. ↑ The Great Debate | Bentley Historical Library (англ.). Процитовано 31 березня 2024.
  5. ↑ Bradford, Duncan (1837). The wonders of the heavens, being a popular view of astronomy, including a full illustration of the mechanism of the heavens; embracing the sun, moon, and stars, with descriptions of the planets, comets, fixed stars, double stars, the constellations, the galaxy, or milky-way, the zodiacal light, aurora borealis, or norhtern lights, meteors, clouds, falling stars, aerolites (англійською) . Бостон: American stationers company.
  6. ↑ Spitzer, Lyman, Jr. (1942-05). The Dynamics of the Interstellar Medium. III. Galactic Distribution. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 95. с. 329. doi:10.1086/144407. ISSN 0004-637X. Процитовано 31 березня 2024.
  7. ↑ NGC 3115 | NASA/IPAC Extragalactic Database. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 31 березня 2024.
  8. ↑ NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 31 березня 2024.
  9. ↑ de Vaucouleurs, G. (1 квітня 1953). On the Distribution of Mass and Luminosity in Elliptical Galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 113, № 2. с. 134—161. doi:10.1093/mnras/113.2.134. ISSN 0035-8711. Процитовано 31 березня 2024.
  10. ↑ Pottasch, S. R.; Beintema, D. A.; Feibelman, W. A. (2005-06). Abundances of planetary nebulae NGC 2022, NGC 6818 and IC 4191. Astronomy & Astrophysics. Т. 436, № 3. с. 953—965. doi:10.1051/0004-6361:20042627. ISSN 0004-6361. Процитовано 31 березня 2024.
  11. ↑ Rechy-García, J. S.; Velázquez, P. F.; Peña, M.; Raga, A. C. (11 січня 2017). Observations and 3D hydrodynamical models of planetary nebulae with Wolf–Rayet type central stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 464, № 2. с. 2318—2325. doi:10.1093/mnras/stw2524. ISSN 0035-8711. Процитовано 31 березня 2024.
  12. ↑ Steffen, M.; Hubrig, S.; Todt, H.; Schöller, M.; Hamann, W.-R.; Sandin, C.; Schönberner, D. (2014-10). Weak magnetic fields in central stars of planetary nebulae?. Astronomy & Astrophysics. Т. 570. с. A88. doi:10.1051/0004-6361/201423842. ISSN 0004-6361. Процитовано 31 березня 2024.
  13. ↑ NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 31 березня 2024.
  14. ↑ Charles Messier's Personal Catalog of 1781. www.messier.seds.org. Процитовано 31 березня 2024.
  15. ↑ Bradt, Hale (2004). Astronomy methods: a physical approach to astronomical observations. Cambridge, UK ; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-36440-9. OCLC 51303977.
  16. ↑ Hale, George Ellery (1899). Parallax of the Andromeda nebula ; and, The spectrum of Saturn's rings (англійською) . Т. 6. Чікаго: Yerkes Observatory of the University of Chicago.
  17. ↑ Slipher, V. M. (1913). The radial velocity of the Andromeda Nebula (англійською) . Т. 2 (8). Флегстафф, Арізона, США: Lowell Observatory Bulletin. с. 56—57.
  18. ↑ Huggins, William; Miller, W. A. (1864). On the Spectra of Some of the Nebulae. By William Huggins, F.R.A.S. A Supplement to the Paper "On the Spectra of Some of the Fixed Stars William Huggins F.R.A.S., and W. A. Miller, M.D., LL.D., Treas. and V.P.P.S." (англійською) . Лондон: Philosophical Transactions of the Royal Society of London. с. 437—444.
  19. ↑ A century of cepheids: Two astronomers, a hundred years apart, use stars to measure the Universe | SDSS | Press Releases. press.sdss.org. Процитовано 31 березня 2024.
  20. ↑ Shapley, Harlow (1926). On the Relative Diameters of Spiral and Elliptical Nebulae (англійською) . Т. 838. Гарвард: Harvard College Observatory Bulletin. с. 1—2. Bibcode:1926BHarO.838....1S.
  21. ↑ а б Shapley, Harlow (1926). Note on the Relative Number of Spiral and Elliptical Nebulae (англійською) . Т. 838. Гарвард: Harvard College Observatory Bulletin. с. 3—7.
  22. ↑ Loveday, Jon (1996-02). The APM Bright Galaxy Catalogue. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 278, № 4. с. 1025—1048. doi:10.1093/mnras/278.4.1025. ISSN 0035-8711. Процитовано 3 квітня 2024.
  23. ↑ а б Hubble, E. P. (1926-12). Extragalactic nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 64. с. 321. doi:10.1086/143018. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  24. ↑ Bars, Itzhak; Terning, John; Nekoogar, Farzad (2010). Extra dimensions in space and time. Multiversal journeys. New York, NY: Springer. ISBN 978-0-387-77637-8. OCLC 586041458.
  25. ↑ а б в Hubble, Edwin (15 березня 1929). A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae. Proceedings of the National Academy of Sciences (англ.). Т. 15, № 3. с. 168—173. doi:10.1073/pnas.15.3.168. ISSN 0027-8424. Процитовано 3 квітня 2024.
  26. ↑ Macaulay, E; Nichol, R C; Bacon, D; Brout, D; Davis, T M; Zhang, B; Bassett, B A; Scolnic, D; Möller, A (21 червня 2019). First cosmological results using Type Ia supernovae from the Dark Energy Survey: measurement of the Hubble constant. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 486, № 2. с. 2184—2196. doi:10.1093/mnras/stz978. ISSN 0035-8711. Процитовано 3 квітня 2024.
  27. ↑ Baade, W. (1956-02). The Period-Luminosity Relation of the Cepheids. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). Т. 68. с. 5. doi:10.1086/126870. ISSN 0004-6280. Процитовано 3 квітня 2024.
  28. ↑ Tompsett, M. F.; Amelio, G. F.; Smith, G. E. (1 серпня 1970). CHARGE COUPLED 8-BIT SHIFT REGISTER. Applied Physics Letters (англ.). Т. 17, № 3. с. 111—115. doi:10.1063/1.1653327. ISSN 0003-6951. Процитовано 3 квітня 2024.
  29. ↑ Oklobdzija, Vojin G., ред. (2002). The computer engineering handbook. Electrical engineering handbook series. Boca Raton: CRC Press. ISBN 978-0-8493-0885-7.
  30. ↑ Hubble, E. P. (1930-05). Distribution of luminosity in elliptical nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 71. с. 231. doi:10.1086/143250. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  31. ↑ Keenan, Philip C. (1933-05). Note on the Surface Brightnesses of Elliptical Nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 77. с. 283. doi:10.1086/143469. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  32. ↑ а б Redman, R. O. (1 квітня 1936). Photometry, Photographic, of the Elliptical Nebulae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 96, № 6. с. 588—603. doi:10.1093/mnras/96.6.588. ISSN 0035-8711. Процитовано 3 квітня 2024.
  33. ↑ Smith, Sinclair (1935-09). Some Notes on the Structure of Elliptical Nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 82. с. 192. doi:10.1086/143665. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  34. ↑ Randers, Gunnar (1940-09). A Note on the Evolution of Extragalactic Nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 92. с. 235. doi:10.1086/144213. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  35. ↑ Oort, J. H. (1940-04). Some Problems Concerning the Structure and Dynamics of the Galactic System and the Elliptical Nebulae NGC 3115 and 4494. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 91. с. 273. doi:10.1086/144167. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  36. ↑ Spitzer, Lyman, Jr. (1942-05). The Dynamics of the Interstellar Medium. III. Galactic Distribution. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 95. с. 329. doi:10.1086/144407. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  37. ↑ Kapteyn, J. C. (1922-05). First Attempt at a Theory of the Arrangement and Motion of the Sidereal System. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 55. с. 302. doi:10.1086/142670. ISSN 0004-637X. Процитовано 3 квітня 2024.
  38. ↑ A History of Dark Matter- Gianfranco Bertone & Dan Hooper. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 3 квітня 2024.
  39. ↑ Dennison, Edwin W. (1954-10). Isophotometry of extragalactic nebulae. The Astronomical Journal. Т. 59. с. 320. doi:10.1086/107025. Процитовано 10 квітня 2024.
  40. ↑ Evans, David S. (1951). Surface photometry of southern elliptical nebulae (англійською) . Т. 111. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. с. 526. Bibcode:1951MNRAS.111..526E. doi:10.1093/mnras/111.5.526.
  41. ↑ von Weizsäcker, C. F. (1951-09). The Evolution of Galaxies and Stars. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 114. с. 165. doi:10.1086/145462. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  42. ↑ а б de Vaucouleurs, G. (1 квітня 1953). On the Distribution of Mass and Luminosity in Elliptical Galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 113, № 2. с. 134—161. doi:10.1093/mnras/113.2.134. ISSN 0035-8711. Процитовано 13 квітня 2024.
  43. ↑ а б в Heeschen, D. S. (00/1957). A 21-cm line study of extra-galactic nebulae. The Astronomical Journal. Т. 62. с. 18. doi:10.1086/107613. Процитовано 13 квітня 2024.
  44. ↑ Henyey, L. G.; Lelevier, Robert; Levée, R. D. (1955-06). The Early Phases of Stellar Evolution. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). Т. 67. с. 154. doi:10.1086/126791. ISSN 0004-6280. Процитовано 13 квітня 2024.
  45. ↑ Gamow, G. (1951-07). Hydrogen Exhaustion and Explosions of Stars. Nature (англ.). Т. 168, № 4263. с. 72—73. doi:10.1038/168072a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 13 квітня 2024.
  46. ↑ а б Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1 квітня 1997). A dying universe: the long-term fate and evolutionof astrophysical objects. Reviews of Modern Physics (англ.). Т. 69, № 2. с. 337—372. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. ISSN 0034-6861. Процитовано 13 квітня 2024.
  47. ↑ а б Cameron, A. G. W. (1962-03). Star Formation in Elliptical Galaxies and Intense Radio Sources. The Astronomical Journal. Т. 67. с. 269. doi:10.1086/108815. Процитовано 13 квітня 2024.
  48. ↑ Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Crampin, D. J. (1964-11). The Light Distribution in the Pair of Elliptical Galaxies NGC 4782-83. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 140. с. 1462. doi:10.1086/148050. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  49. ↑ Rood, Herbert J. (00/1965). The Brightness Distribution and Mass-toLight Ratio of the Compact Galaxy NGC 4486-B: A Preliminary Study. The Astronomical Journal. Т. 70. с. 689. doi:10.1086/109670. Процитовано 13 квітня 2024.
  50. ↑ Rood, Herbert J.; Sastry, Gummuluru N. (1967-03). On the relation between diameters and ellipticities of elliptical galaxies. The Astronomical Journal. Т. 72. с. 223. doi:10.1086/110222. Процитовано 13 квітня 2024.
  51. ↑ Rogstad, D. H.; Ekers, R. D. (1968). Radio Sources and Elliptical Galaxies. Т. 73. Astronomical Journal. с. 199.
  52. ↑ Rogstad, D. H.; Ekers, R. D. (1969-08). Radio Sources and Elliptical Galaxies. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 157. с. 481. doi:10.1086/150089. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  53. ↑ Seaquist, E. R.; Bell, M. B. (1968-09). Search for Radio Emission from Haro's Blue Galaxies at 9.26 cm. Nature (англ.). Т. 219, № 5158. с. 1032—1033. doi:10.1038/2191032a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 13 квітня 2024.
  54. ↑ Cameron, A. G. W. (1962-12). Role of Turbulence in Star Formation in Elliptical Galaxies. Nature (англ.). Т. 196, № 4857. с. 881—881. doi:10.1038/196881a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 13 квітня 2024.
  55. ↑ Stone, Noel; White, Marvin L. (1963-09). Intergalactic Magnetic Field and Galaxy Formation. The Astronomical Journal. Т. 68. с. 294. doi:10.1086/109108. Процитовано 13 квітня 2024.
  56. ↑ Hockney, R. W. (1967-12). Gravitational Experiments with a Cylindrical Galaxy. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 150. с. 797. doi:10.1086/149383. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  57. ↑ Walker, Merle F. (1968-01). Studies of Extragalactic Nebulae. V. Motions in the Seyfert Galaxy NGC 1068. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 151. с. 71. doi:10.1086/149420. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  58. ↑ McClure, Robert Douglas (1968). Seven Colour Intermediate Band Photometry (англійською) . Торонто, Онтаріо, Канада: University of Toronto. с. 2724. Bibcode:1968PhDT.........5M.
  59. ↑ Gott, J. R., Iii; Thuan, T. X. (1976-03). On the formation of spiral and elliptical galaxies. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 204. с. 649. doi:10.1086/154214. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  60. ↑ Brosche, P. (1970). A Model for the Early Evolution of Galaxies. Astronomy and Astphysics. Bibcode:1970A&A.....6..240B.
  61. ↑ Mackay, C. D. (1 березня 1971). The Orientation of Radio Sources and Elliptical Galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 151, № 4. с. 421—425. doi:10.1093/mnras/151.4.421. ISSN 0035-8711. Процитовано 13 квітня 2024.
  62. ↑ Riley, J. M. (1 травня 1972). Observations of 3C 272.1 at 2{middle dot}7 and 5{middle dot}0 GHz. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 157, № 4. с. 349—357. doi:10.1093/mnras/157.4.349. ISSN 0035-8711. Процитовано 13 квітня 2024.
  63. ↑ Janes, A. F.; Pounds, K. A.; Ricketts, M. J.; Rees, M. J. (1971-04). Variability in the X-ray Flux from M87. Nature Physical Science (англ.). Т. 230, № 17. с. 188—191. doi:10.1038/physci230188a0. ISSN 0300-8746. Процитовано 13 квітня 2024.
  64. ↑ Silk, Joseph; Smith, Harding E.; Spinrad, Hyron; Field, George B. (1973-04). The Spectrum of the Extranuclear Regions of Ton 256. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 181. с. L25. doi:10.1086/181177. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  65. ↑ Sandage, A. (1973-08). The redshift-distance relation. V. Galaxy colors as functions of galactic latitude and redshift : observed colors compared with predicted distributions for various world models. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 183. с. 711. doi:10.1086/152261. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  66. ↑ Karachentsev, I. D.; Shcherbanovskii, A. L. (1974). On the Mass Estimations of Elliptical Galaxies (англійською) . Т. 24. Acta Astronomica. с. 337.
  67. ↑ Larson, R. B. (1 березня 1974). Dynamical Models for the Formation and Evolution of Spherical Galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 166, № 3. с. 585—616. doi:10.1093/mnras/166.3.585. ISSN 0035-8711. Процитовано 13 квітня 2024.
  68. ↑ Saito, T. (1977). Massive Compact Objects in Elliptical Galaxy and Their Dynamical Relation to the Halo Formation (англійською) . Т. 29. Publications of the Astronomical Society of Japan. с. 421—428.
  69. ↑ This Is the First Picture of a Black Hole. TIME (англ.). 9 квітня 2019. Процитовано 13 квітня 2024.
  70. ↑ The Event Horizon Telescope Collaboration; Akiyama, Kazunori; Alberdi, Antxon; Alef, Walter; Asada, Keiichi; Azulay, Rebecca; Baczko, Anne-Kathrin; Ball, David; Baloković, Mislav (10 квітня 2019). First M87 Event Horizon Telescope Results. V. Physical Origin of the Asymmetric Ring. The Astrophysical Journal Letters. Т. 875, № 1. с. L5. doi:10.3847/2041-8213/ab0f43. ISSN 2041-8205. Процитовано 13 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  71. ↑ The Event Horizon Telescope Collaboration; Akiyama, Kazunori; Alberdi, Antxon; Alef, Walter; Asada, Keiichi; Azulay, Rebecca; Baczko, Anne-Kathrin; Ball, David; Baloković, Mislav (10 квітня 2019). First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole. The Astrophysical Journal Letters. Т. 875, № 1. с. L1. doi:10.3847/2041-8213/ab0ec7. ISSN 2041-8205. Процитовано 13 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  72. ↑ Tan, Chin Yi; Shajib, Anowar (2022-12). Joint lensing–dynamics constraint on the elliptical galaxy mass profile from the largest galaxy–galaxy lens sample. Proceedings of the International Astronomical Union (англ.). Т. 18, № S381. с. 23—27. doi:10.1017/S174392132300412X. ISSN 1743-9213. Процитовано 13 квітня 2024.
  73. ↑ NASA. JWST Quick Facts (англійською) . NASA. Процитовано 13 квітня 2024.
  74. ↑ а б George, Koshy (2023-03). Decoding NGC 7252 as a blue elliptical galaxy. Astronomy & Astrophysics. Т. 671. с. A166. doi:10.1051/0004-6361/202345837. ISSN 0004-6361. Процитовано 13 квітня 2024.
  75. ↑ Gordon, M. A. (1990-02). Detection of CO in the E0 galaxy NGC 3928. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 350. с. L29. doi:10.1086/185660. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  76. ↑ New General Catalog Objects: NGC 3900 - 3949. cseligman.com. Процитовано 17 квітня 2024.
  77. ↑ Belloni, P.; Bruzual, A. G.; Thimm, G. J.; Roser, H. -J. (1995). Detectability and incidence of E+A galaxies in the distant cluster Cl0939+472 (z=0.41) (англійською) . Т. 297. Astronomy and Astrophysics. с. 61—76.
  78. ↑ Hixenbaugh, Kyle; Chandar, Rupali; Mok, Angus (1 червня 2022). The Ancient Globular Clusters of NGC 1291. The Astronomical Journal. Т. 163, № 6. с. 271. doi:10.3847/1538-3881/ac680d. ISSN 0004-6256. Процитовано 28 березня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  79. ↑ Graham, Alister W. (2013). Oswalt, Terry D.; Keel, William C. (ред.). Elliptical and Disk Galaxy Structure and Modern Scaling Laws. Planets, Stars and Stellar Systems (англ.). Dordrecht: Springer Netherlands. с. 91—139. doi:10.1007/978-94-007-5609-0_2. ISBN 978-94-007-5608-3.
  80. ↑ Kormendy, John; Ho, Luis C. (18 серпня 2013). Coevolution (Or Not) of Supermassive Black Holes and Host Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.). Т. 51, № 1. с. 511—653. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101811. ISSN 0066-4146. Процитовано 28 березня 2024.
  81. ↑ Graham, Alister W. (2016). Laurikainen, Eija; Peletier, Reynier; Gadotti, Dimitri (ред.). Galaxy Bulges and Their Massive Black Holes: A Review. Galactic Bulges (англ.). Т. 418. Cham: Springer International Publishing. с. 263—313. doi:10.1007/978-3-319-19378-6_11. ISBN 978-3-319-19377-9.
  82. ↑ Fraknoi, Andrew; Morrison, David; Wolff, Sidney C. (13 жовтня 2016). 26.3 Properties of Galaxies - Astronomy | OpenStax. openstax.org (English) . Процитовано 28 березня 2024.
  83. ↑ Liller, Martha H. (1966-10). The Distribution of Intensity in Elliptical Galaxies of the Virgo Cluster. II. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 146. с. 28. doi:10.1086/148857. ISSN 0004-637X. Процитовано 28 березня 2024.
  84. ↑ Pedraz, S.; Gorgas, J.; Cardiel, N.; Sanchez-Blazquez, P.; Guzman, R. (21 травня 2002). Evidence of fast rotation in dwarf elliptical galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 332, № 3. с. L59—L63. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05565.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 28 березня 2024.
  85. ↑ Toloba, E.; Guhathakurta, P.; Boselli, A.; Peletier, R. F.; Emsellem, E.; Lisker, T.; van de Ven, G.; Simon, J. D.; Falcón-Barroso, J. (28 січня 2015). STELLAR KINEMATICS AND STRUCTURAL PROPERTIES OF VIRGO CLUSTER DWARF EARLY-TYPE GALAXIES FROM THE SMAKCED PROJECT. III. ANGULAR MOMENTUM AND CONSTRAINTS ON FORMATION SCENARIOS. The Astrophysical Journal. Т. 799, № 2. с. 172. doi:10.1088/0004-637X/799/2/172. ISSN 1538-4357. Процитовано 28 березня 2024.
  86. ↑ published, Elizabeth Howell (9 січня 2019). What Are Elliptical Galaxies?. Space.com (англ.). Процитовано 15 квітня 2024.
  87. ↑ elliptical galaxy. Oxford Reference (англ.). doi:10.1093/oi/authority.20110803095748341. Процитовано 15 квітня 2024.
  88. ↑ information@eso.org. Elliptical Galaxy. esahubble.org (англ.). Процитовано 15 квітня 2024.
  89. ↑ Bottinelli, L.; Gouguenheim, L. (1977). The H I content of the elliptical galaxy NGC 4278 (англійською) . Т. 54. Astronomy and Astrophysics. с. 641—643. Bibcode:1977A&A....54..641B.
  90. ↑ а б в Kaufman, M. (1979). Star formation and galactic evolution. I. General expressions and applications to our Galaxy (англійською) . Т. 232 (1). Astrophysical Journal. с. 707—716. Bibcode:1979ApJ...232..707K.
  91. ↑ Gilmore, Gerry (25 червня 2004). The Short Spectacular Life of a Superstar. Science (англ.). Т. 304, № 5679. с. 1915—1916. doi:10.1126/science.1100370. ISSN 0036-8075. Процитовано 13 квітня 2024.
  92. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц ш Bakich, Michael E. (9 квітня 2020). The sky's best elliptical galaxies. Astronomy Magazine (амер.). Процитовано 28 березня 2024.
  93. ↑ а б information@eso.org. Elliptical Galaxy. esahubble.org (англ.). Процитовано 28 березня 2024.
  94. ↑ а б Ferguson, Henry C.; Binggeli, Bruno (1994-03). Dwarf elliptical galaxies. The Astronomy and Astrophysics Review (англ.). Т. 6, № 1-2. с. 67—122. doi:10.1007/BF01208252. ISSN 0935-4956. Процитовано 13 квітня 2024.
  95. ↑ Hodge, Paul W. (1962-03). Distribution of stars in the Leo II Dwarf Galaxy. The Astronomical Journal. Т. 67. с. 125. doi:10.1086/108680. Процитовано 13 квітня 2024.
  96. ↑ Lee, Myung G.; Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (1993-09). Stellar populations in the dwarf elliptical galaxy NGC 185. The Astronomical Journal. Т. 106. с. 964. doi:10.1086/116697. Процитовано 13 квітня 2024.
  97. ↑ Welch, Gary A.; Sage, Leslie J.; Mitchell, George F. (20 травня 1998). The Puzzling Features of the Interstellar Medium in NGC 205. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 499, № 1. с. 209—220. doi:10.1086/305609. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 квітня 2024.
  98. ↑ Toloba, E.; Boselli, A.; Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Gorgas, J.; Gil de Paz, A.; Muñoz-Mateos, J. C. (2011-02). Formation and evolution of dwarf early-type galaxies in the Virgo cluster: I. Internal kinematics. Astronomy & Astrophysics. Т. 526. с. A114. doi:10.1051/0004-6361/201015344. ISSN 0004-6361. Процитовано 13 квітня 2024.

Література ред.


Ця стаття є кандидатом у добрі статті. Обговорення номінації відбувається на сторінці пропозицій.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Еліптична_галактика&oldid=42335428