Линзовидная галактика - Lenticular galaxy

"S0s" перенаправляется сюда. Для использования в других целях см. S0.
В Веретено Галактика (NGC 5866), линзовидная галактика в созвездие Драко. Это изображение показывает, что линзовидные галактики могут удерживать значительное количество пыли в своем диске. Газ практически отсутствует, поэтому они считаются дефицитными межзвездное вещество.

А линзовидная галактика (обозначается S0) представляет собой тип галактика промежуточное звено между эллиптический (обозначается E) и a спиральная галактика в морфологическая классификация галактик схемы.[1] Он содержит большой диск, но не имеет спиральных рукавов большого размера. Линзовидные галактики дисковые галактики которые израсходовали или потеряли большую часть своих межзвездное вещество и поэтому очень мало текущих звездообразование.[2] Однако они могут содержать значительное количество пыли на своих дисках. В результате они состоят в основном из стареющих звезд (например, эллиптических галактик). Несмотря на морфологические различия, линзовидные и эллиптические галактики имеют общие свойства, такие как спектральные особенности и соотношения масштабирования. Обе можно считать галактиками ранних типов, которые пассивно развиваются, по крайней мере, в локальной части Вселенной. Галактики E с галактиками S0 соединяют галактики ES с дисками промежуточного масштаба.[3]

Морфология и строение

Классификация

NGC 2787 является примером линзовидной галактики с видимым поглощением пыли. Хотя эта галактика была классифицирована как галактика S0, можно увидеть трудности с различением спиралей, эллиптических и линзовидных тел. Кредит: HST
NGC 1387 имеет большое ядерное кольцо. Эта галактика является членом Fornax Cluster.
Сетка, показывающая расположение галактик ранних типов (включая линзовидные S0-галактики) относительно спиральных галактик поздних типов. По горизонтальной оси отложен морфологический тип, в первую очередь обусловленный характером спиральных рукавов.
Процент галактик с определенным соотношением осей (малая / большая) для выборки линзовидных и спиральных галактик. На вставке визуально представлен профиль любой из указанных соотношений малой (b) и основной (a) осей.[4]

Линзовидные галактики уникальны тем, что у них есть видимый компонент диска, а также заметный компонент балджа. У них гораздо более высокое отношение выпуклости к диску, чем у типичных спиралей, и у них нет канонической спиральной структуры рукава позднего типа.[примечание 1] галактики, но может иметь центральную полосу.[4] Это преобладание балджа можно увидеть в распределении отношения осей (то есть отношения между наблюдаемой малой и большой осями дисковой галактики) в выборке линзовидных галактик. Распределение линзовидных галактик неуклонно возрастает в диапазоне от 0,25 до 0,85, тогда как распределение спиральных галактик в этом же диапазоне является практически плоским.[5] Большие отношения осей можно объяснить, наблюдая дисковые галактики, расположенные лицом к лицу. или же с помощью выборки сфероидальных галактик (с преобладанием балджа). Представьте, что вы смотрите на две дисковые галактики с ребра, одна с балджем, а другая без балджа. Галактика с выступающей выпуклостью будет иметь большее отношение осей при просмотре с ребра по сравнению с галактикой без выпуклости на основании определения отношения осей. Таким образом, в выборке дисковых галактик с заметными сфероидальными компонентами будет больше галактик с большими отношениями осей. Тот факт, что распределение линзовидных галактик возрастает с увеличением наблюдаемого отношения осей, означает, что в линзовидных галактиках преобладает центральный компонент балджа.[4]

Линзовидные галактики часто считаются плохо изученным переходным состоянием между спиральными и эллиптическими галактиками, что приводит к их промежуточному расположению на Последовательность Хаббла. Это происходит из-за того, что линзы имеют как выступающие компоненты диска, так и компоненты выпуклости. Компонент диска обычно безликий, что исключает систему классификации, подобную спиральным галактикам. Поскольку компонент балджа обычно сферический, классификации эллиптических галактик также не подходят. Таким образом, линзовидные галактики делятся на подклассы в зависимости от количества присутствующей пыли или выступа центральной перемычки. Классы линзовидных галактик без перемычки: S01, S02, а S03 где цифры в нижнем индексе указывают степень поглощения пыли в компоненте диска; соответствующие классы для линз с центральной перемычкой - SB01, SB02, и SB03.[4]

Серсика разложение

В поверхностная яркость профили линзовидных галактик хорошо описываются суммой Модель Серсика для сфероидального компонента плюс экспоненциально убывающая модель (индекс Серсика n ≈ 1) для диска и часто третий компонент для стержня.[6] Иногда наблюдается усечение профилей поверхностной яркости линзовидных галактик на ~ 4 масштабах диска.[7] Эти особенности согласуются с общей структурой спиральных галактик. Однако с точки зрения морфологической классификации компонент балджа линзовидных тел более близок к эллиптическим галактикам. Эта сфероидальная область, которая доминирует во внутренней структуре линзовидных галактик, имеет более крутой профиль поверхностной яркости (индекс Серсика обычно находится в диапазоне от n = 1 до 4).[8][9] чем дисковый компонент. Образцы линзовидных галактик можно отличить от бездисковой (за исключением малых ядерных дисков) популяции эллиптических галактик посредством анализа профилей их поверхностной яркости.[10]

Бары

Подобно спиральным галактикам линзовидные галактики могут иметь центральную стержневую структуру. В то время как система классификации обычных линзообразных объектов зависит от содержания пыли, линзовидные галактики с перемычкой классифицируются по выступающей части центральной полосы. SB01 Галактики имеют наименее выраженную решетчатую структуру и классифицируются только как имеющие слегка увеличенную поверхностную яркость вдоль противоположных сторон центрального балджа. Выступление полосы увеличивается с номером индекса, поэтому SB03 галактики, такие как NGC 1460 имеют очень четко очерченные стержни, которые могут проходить через переходную область между выступом и диском.[4] NGC 1460 на самом деле это галактика с одной из самых больших полос среди линзовидных галактик. К сожалению, свойства баров в линзовидных галактиках детально не исследованы. Понимание этих свойств, а также понимание механизма образования перемычек поможет прояснить историю образования или эволюции линзовидных галактик.[7]

SB01 (NGC 2787 )
SB02 (NGC 1533 )
SB03 (NGC 1460 )
Линзовидные галактики с перемычкой по классификации.

Прямоугольные выпуклости

NGC 1375 и NGC 1175 являются примерами линзовидных галактик, которые имеют так называемые выпуклости прямоугольной формы. Они классифицируются как SB0 pec. В галактиках, расположенных на ребре, видны выпуклости прямоугольной формы, в основном спиральные, но редко линзовидные.

Содержание

Изображение Хаббла ESO 381-12.[11]

По составу линзовидные галактики во многом сходны с составом линзовидных галактик. эллиптические тренажеры. Например, они оба состоят преимущественно из более старых и, следовательно, более красных звезд. Считается, что все их звезды старше примерно миллиарда лет, что согласуется с их смещением от Соотношение Талли – Фишера (Смотри ниже). В дополнение к этим общим звездным атрибутам, шаровые скопления чаще встречаются в линзовидных галактиках, чем в спиральных галактиках аналогичной массы и светимости. У них также мало или совсем нет молекулярного газа (отсюда и отсутствие звездообразования) и нет значительной эмиссии водорода α или 21 см. Наконец, в отличие от эллиптических тренажеров, они все еще могут содержать значительное количество пыли.[4]

Кинематика

Трудности и методы измерения

NGC 4866 линзовидная галактика, расположенная в созвездии Девы.[12]

Линзовидные галактики имеют общие кинематические свойства как со спиральными, так и с эллиптическими галактиками.[13] Это связано со значительной выпуклостью и дисковым характером линз. Компонент балджа похож на эллиптические галактики в том, что это давление поддерживается центральным дисперсия скоростей. Эта ситуация аналогична воздушному шару, где в движении частиц воздуха (звезд в случае балджа) преобладают случайные движения. Однако в кинематике линзовидных галактик доминирует диск с опорой на вращение. Поддержка вращения подразумевает, что среднее круговое движение звезд в диске отвечает за стабильность галактики. Таким образом, кинематика часто используется, чтобы отличить линзовидные галактики от эллиптических галактик. Определение различия между эллиптическими галактиками и линзовидными галактиками часто основывается на измерениях дисперсии скоростей (σ), скорости вращения (v) и эллиптичности (ε).[13] Чтобы различать линзообразные и эллиптические линзы, обычно рассматривают отношение v / σ для фиксированного ε. Например, грубый критерий различения линзовидных и эллиптических галактик состоит в том, что эллиптические галактики имеют v / σ <0,5 для ε = 0,3.[13] Мотивация этого критерия заключается в том, что линзовидные галактики действительно имеют выступающие компоненты балджа и диска, тогда как эллиптические галактики не имеют дисковой структуры. Таким образом, линзовидные линзы имеют гораздо большее отношение v / σ, чем эллиптические, из-за их незначительных скоростей вращения (из-за компонента диска) в дополнение к тому, что они не имеют такой заметной составляющей балджа по сравнению с эллиптическими галактиками. Однако этот подход, использующий единое отношение для каждой галактики, проблематичен из-за зависимости отношения v / σ от радиуса, до которого оно измеряется в некоторых галактиках ранних типов. Например, галактики ES, соединяющие галактики E и S0, с их дисками промежуточного масштаба, имеют высокое отношение v / σ на промежуточных радиусах, которое затем падает до низкого отношения на больших радиусах.[14][15]

Кинематика дисковых галактик обычно определяется Hα или же 21-см эмиссионные линии, которые обычно отсутствуют в линзовидных галактиках из-за общего отсутствия в них холодного газа.[7] Таким образом, кинематическая информация и грубые оценки массы линзовидных галактик часто поступают из звездных абсорбционных линий, которые менее надежны, чем измерения эмиссионных линий. Также есть значительные трудности с получением точных скоростей вращения линзовидных галактик. Это комбинированный эффект от линзообразных элементов со сложными измерениями наклона, эффектов проекции в области границы раздела балдж-диск и случайных движений звезд, влияющих на истинные скорости вращения.[16] Эти эффекты значительно затрудняют кинематические измерения линзовидных галактик по сравнению с нормальными дисковыми галактиками.

Смещение отношения Талли – Фишера

Этот график иллюстрирует соотношение Талли – Фишера для образца спиральной галактики (черный), а также для образца линзовидной галактики (синий).[17] Можно увидеть, как линия наилучшего соответствия для спиральных галактик отличается от линии наилучшего соответствия для линзовидных галактик.[18]

Кинематическая связь между спиральными и линзовидными галактиками наиболее очевидна при анализе соотношения Талли – Фишера для спиральных и линзовидных образцов. Если линзовидные галактики являются стадией эволюции спиральных галактик, тогда они должны иметь аналогичное соотношение Талли – Фишера со спиралями, но со смещением по оси светимость / абсолютная величина. Это может быть результатом того, что более яркие и красные звезды будут доминировать в звездном населении линзовидных объектов. Пример этого эффекта можно увидеть на соседнем графике.[7] Можно ясно видеть, что наиболее подходящие линии для данных спиральной галактики и линзовидной галактики имеют одинаковый наклон (и, следовательно, следуют одному и тому же соотношению Талли – Фишера), но смещены на ΔI ≈ 1.5. Это означает, что линзовидные галактики когда-то были спиральными, но теперь в них преобладают старые красные звезды.

Теории образования

Морфология и кинематика линзовидных галактик, каждая, в какой-то степени, предполагают режим формирование галактики. Их дискообразный, возможно, пыльный вид предполагает, что они вышли из потускневшего спиральные галактики, чьи руки исчезли. Однако некоторые линзовидные галактики ярче спиральных галактик, что говорит о том, что они не просто поблекшие остатки спиральных галактик. Линзовидные галактики могут возникнуть в результате слияние галактик, которые увеличивают общую звездную массу и могут придать недавно объединенной галактике дискообразный вид без рукавов.[7] В качестве альтернативы было предложено[19] что они вырастили свои диски в результате аккреции (газ и небольшое слияние). Ранее предполагалось, что эволюция светящихся линзовидных галактик может быть тесно связана с эволюцией эллиптических галактик, в то время как более слабые линзовидные частицы могут быть более тесно связаны с лишенным ударным давлением. спиральные галактики,[20] хотя этот последний преследование галактики сценарий с тех пор был запрошен из-за существования[21] чрезвычайно изолированных линзовидных галактик с низкой светимостью, таких как LEDA 2108986.

Выцветшие спирали

Отсутствие газа, наличие пыли, отсутствие недавнего звездообразования и поддержка вращения - все это атрибуты, которые можно ожидать от спиральной галактики, которая израсходовала весь свой газ для образования звезд.[7] Эта возможность еще больше усиливается наличием бедных по газу или "анемичные" спиральные галактики. Если бы спиральный узор затем рассеялся, получившаяся галактика была бы похожа на многие линзообразные.[22] Мур и др. также документально подтверждено, что приливные волнения - гравитационные эффекты со стороны других близких галактик - могут способствовать этому процессу в плотных регионах.[23] Однако наиболее явным подтверждением этой теории является их приверженность слегка измененной версии соотношения Талли – Фишера, обсуждавшейся выше.

Статья 2012 года, в которой предлагается новая система классификации, впервые предложенная канадским астрономом. Сидней ван ден Берг, для линзовидных и карликовые сфероидальные галактики (S0a-S0b-S0c-dSph), который параллелен Последовательность Хаббла для спиралей и нерегулярных элементов (Sa-Sb-Sc-Im) усиливает эту идею, показывая, насколько спирально-неправильная последовательность очень похожа на эту новую для линзовидных и карликовых эллипсов.[24]

Слияния

Мессье 85 это объединенная галактика

Анализы Бурштейна[25] и Sandage[26] показали, что линзовидные галактики обычно имеют поверхностную яркость намного большую, чем другие классы спиралей. Также считается, что линзовидные галактики имеют большее отношение балджа к диску, чем спиральные галактики, и это может быть несовместимо с простым исчезновением из спирали.[27][28] Если бы S0 образовались в результате слияния других спиралей, эти наблюдения были бы подходящими, и это также объясняло бы повышенную частоту шаровых скоплений. Однако следует отметить, что передовые модели центральной выпуклости, которые включают как общий профиль Серсика, так и полоску, указывают на меньшую выпуклость,[29] и, таким образом, уменьшенная непоследовательность. Слияния также не могут учесть смещение от соотношения Талли – Фишера, не предполагая, что слитые галактики сильно отличались от тех, которые мы видим сегодня.

Увеличение диска за счет аккреции

Создание дисков по крайней мере в некоторых линзовидных галактиках посредством аккреции газа и малых галактик вокруг ранее существовавшей сфероидальной структуры было впервые предложено в качестве объяснения сопоставления компактных массивных сфероидальных галактик с большим красным смещением и столь же компактные массивные балджи, наблюдаемые в близлежащих массивных линзовидных галактиках.[30] В сценарии «уменьшения размера» большие линзовидные галактики могли быть построены первыми - в молодой Вселенной, когда было доступно больше газа, - а галактики с меньшей массой могли медленнее притягивать свой дискообразующий материал, как в случае изолированная галактика раннего типа LEDA 2108986. Конечно, внутри скоплений галактик зачистка под давлением удаляет газ и предотвращает образование нового газа, который может способствовать развитию диска.

Примеры

  • Cartwheel Galaxy, линзовидная галактика на расстоянии около 500 миллионов световых лет от нас в созвездии Скульптор
  • NGC 2787 линзовидная галактика с перемычкой

Галерея

  • NGC 1222 содержит три компактных области.[31]

  • PGC 83677 изображение, полученное в рамках Кома кластер Опрос.[32]

  • Линзовидная галактика NGC 5308 находится на расстоянии чуть менее 100 миллионов световых лет от нас в созвездии Большая Медведица.[33]

  • NGC 4111 линзовидная галактика, расположенная на расстоянии около 50 миллионов световых лет в созвездии Трости Венатичи.[34]

  • Mrk 820 линзовидная галактика, классифицированная как тип S0 на Камертоне Хаббла.[35]

  • Мессье 84 линзовидная галактика, также известная своими сверхновыми звездами.[36]

  • NGC 6861 линзовидная галактика, открытая в 1826 году шотландским астрономом Джеймс Данлоп.[37]

Смотрите также

  • Галактика веретена - класс галактик, имеющих форму сигары и вращающихся вокруг своей длинной оси

Примечания

  1. ^ Галактики слева от схемы классификации Хаббла иногда называют "ранним типом", а галактики справа - "поздним типом".

Рекомендации

  1. ^ Р. Дж. Бута; Х. Г. Корвин, младший; С. С. Одеван (2007-е). Атлас галактик де Вокулера. Кембридж: Кембриджский университет. ISBN  978-0521820486.
  2. ^ ДеГрааф, Регина Барбер; Blakeslee, John P .; Meurer, Gerhardt R .; Путман, Мэри Э. (декабрь 2007 г.). "Переходная галактика: структура, шаровые скопления и расстояние до звездообразующей галактики S0 NGC 1533 в Дорадо". Астрофизический журнал. 671 (2): 1624–1639. arXiv:0710.0893. Bibcode:2007ApJ ... 671.1624D. Дои:10.1086/523640.
  3. ^ Лиллер, М. (1966), Распределение интенсивности в эллиптических галактиках скопления Девы. II
  4. ^ а б c d е ж Бинни и Меррифилд (1998). Галактическая астрономия. ISBN  0-691-02565-7.
  5. ^ Lambas, D.G .; С. Дж. Мэддокс и Дж. Лавдей (1992). «Об истинных формах галактик». MNRAS. 258 (2): 404–414. Bibcode:1992МНРАС.258..404Л. Дои:10.1093 / минрас / 258.2.404.
  6. ^ Лаурикайнен, Эйя; Сало, Хейкки; Бута, Рональд (2005), Многокомпонентные разложения для выборки галактик S0
  7. ^ а б c d е ж Блэнтон, Майкл; Джон Мустакас (2009). «Физические свойства и окружение близких галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 47 (1): 159–210. arXiv:0908.3017. Bibcode:2009ARA & A..47..159B. Дои:10.1146 / annurev-astro-082708-101734.
  8. ^ Andredakis, Y.C .; Пелетье, Р. Ф .; Балселлс, М. (2016), Форма профилей светимости баллонов спиральных галактик.
  9. ^ Алистер В. Грэм и Клэр С. Уорли (2016), Параметры галактик с поправкой на наклонение и пыль: отношение балджа к диску и соотношение размер-светимость
  10. ^ Гилия А.Д. Саворнян и Алистер В. Грэм (2016), Сверхмассивные черные дыры и их сфероиды. I. Разборка галактик
  11. ^ «Цветущая галактика». Получено 13 июля 2015.
  12. ^ "Незнакомец в толпе". ЕКА / Хаббл Изображение недели. Получено 21 июля 2013.
  13. ^ а б c Моран, Шон М .; Бун Лян Ло; Ричард С. Эллис; Томмазо Треу; Кевин Банди; Лорен Макартур (20 августа 2007 г.). «Динамическое различие между эллиптическими и линзовидными галактиками в далеких скоплениях: дальнейшие доказательства недавнего происхождения галактик S0». Астрофизический журнал. 665 (2): 1067–1073. arXiv:Astro-ph / 0701114. Bibcode:2007ApJ ... 665.1067M. Дои:10.1086/519550.
  14. ^ Алистер В. Грэм и др. (2017), Последствия для происхождения карликовых галактик ранних типов: подробный взгляд на изолированную вращающуюся карликовую галактику ранних типов LEDA 2108986 (CG 611), Разветвления для S фундаментальной плоскостиK2 Кинематическое масштабирование и диаграмма спиновой эллиптичности
  15. ^ Sabine Bellstedt et al. (2017), Обзор SLUGGS: следы галактик SLUGGS на модифицированной диаграмме спин-эллиптичности
  16. ^ Bedregal, A.G .; А. Арагон-Саламанка; М.Р. Меррифилд; Б. Милванг-Йенсен (октябрь 2006 г.). «Галактики S0 в Fornax: данные и кинематика». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 371 (4): 1912–1924. arXiv:Astro-ph / 0607434. Bibcode:2006МНРАС.371.1912Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10829.x.
  17. ^ Бедрегал, А.Г .; А. Арагон-Саламанка; М. Р. Меррифилд (декабрь 2006 г.). «Соотношение Талли-Фишера для S0-галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 373 (3): 1125–1140. arXiv:astro-ph / 0609076. Bibcode:2006МНРАС.373.1125Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.11031.x.
  18. ^ Курто, Стефан; Аарон А. Даттон; Франк К. ван ден Бош; Лорен А. Макартур; Авишай Декель; Дэниел Х. Макинтош; Дэниел А. Дейл (10 декабря 2007 г.). «Масштабные соотношения спиральных галактик». Астрофизический журнал. 671 (1): 203–225. arXiv:0708.0422. Bibcode:2007ApJ ... 671..203C. Дои:10.1086/522193.
  19. ^ Грэм, Алистер В .; Dullo, Bililign T .; Саворнян, Джулия А. Д. (2015), Скрытие на виду: изобилие компактных массивных сфероидов в локальной вселенной
  20. ^ Сидней ван ден Берг. «Светимости галактик S0 с перемычкой и без перемычки». Астрофизический журнал. 754: 68. arXiv:1205.6183. Bibcode:2012ApJ ... 754 ... 68В. Дои:10.1088 / 0004-637X / 754/1/68.
  21. ^ Janz et al. (2017), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.468.2850J Последствия для происхождения карликовых галактик ранних типов - открытие вращения в изолированных маломассивных галактиках ранних типов]
  22. ^ Элмегрин, Дебра; Брюс Дж. Элмегрин; Джей А. Фрогель; Пол Б. Эскридж; Ричард В. Погге; Эндрю Галлахер; Джоэл Ямс (2002). «Структура рукавов в анемичных спиральных галактиках». Астрономический журнал. 124 (2): 777–781. arXiv:Astro-ph / 0205105. Bibcode:2002AJ .... 124..777E. Дои:10.1086/341613.
  23. ^ Мур, Бен; Джордж Лейк; Нил Кац (1998). «Морфологическая трансформация от притеснения галактик». Астрофизический журнал. 495 (1): 139–151. arXiv:astro-ph / 9701211. Bibcode:1998ApJ ... 495..139M. Дои:10.1086/305264.
  24. ^ Корменди, Джон; Ральф Бендер (2012). «Пересмотренная морфологическая классификация галактик параллельной последовательности: структура и формирование S0 и сфероидальных галактик». Приложение к астрофизическому журналу. 198 (1): 2. arXiv:1110.4384. Bibcode:2012ApJS..198 .... 2K. Дои:10.1088/0067-0049/198/1/2.
  25. ^ Бурштейн, Д; Ho LC; Huchra JP; Макри Л.М. (2005). "Светимости галактик в K-диапазоне: происходят ли S0 из спиральных галактик?". Астрофизический журнал. 621 (1): 246–55. Bibcode:2005ApJ ... 621..246B. Дои:10.1086/427408.
  26. ^ Sandage, A (2005). «КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК: Ранняя история и текущие разработки». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 43 (1): 581–624. Bibcode:2005ARA & A..43..581S. Дои:10.1146 / annurev.astro.43.112904.104839.
  27. ^ Дресслер, А; Гилмор, Дайан М. (1980). «Об интерпретации соотношения морфология-плотность галактик в скоплениях». Астрофизический журнал. 236: 351–65. Bibcode:1991ApJ ... 367 ... 64 Вт. Дои:10.1086/169602.
  28. ^ Christlein, D; Заблудов А.И. (2004). «Могут ли галактики ранних типов образоваться в результате затухания дисков галактик поздних типов?». Астрофизический журнал. 616 (1): 192–98. arXiv:Astro-ph / 0408036. Bibcode:2004ApJ ... 616..192C. Дои:10.1086/424909.
  29. ^ Лаурикайнен, Эйя; Хейкки Сало; Рональд Бута (октябрь 2005 г.). «Многокомпонентные разложения для выборки галактик S0». MNRAS. 362 (4): 1319–1347. arXiv:Astro-ph / 0508097. Bibcode:2005МНРАС.362.1319Л. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09404.x.
  30. ^ Грэм, Алистер В. (2013), Структура эллиптических и дисковых галактик и современные законы масштабирования
  31. ^ «Жадный великан». www.spacetelescope.org. Получено 7 декабря 2016.
  32. ^ «Выделяться из толпы». www.spacetelescope.org. Получено 12 сентября 2016.
  33. ^ «Занятые пчелы». Получено 16 мая 2016.
  34. ^ «Элегантность скрывает богатое событиями прошлое». Получено 18 апреля 2016.
  35. ^ «В центре камертона». Получено 2 ноября 2015.
  36. ^ «Завораживающее ядро». Получено 8 июн 2015.
  37. ^ «Третий путь галактик». www.spacetelescope.org. ЕКА / Хаббл. Получено 12 января 2015.