Διατύπωση του προβλήματος

Ιστορικά, στις αρχές του 20ου αιώνα, μια κυριολεκτική έκρηξη στη μελέτη των άστρων και των αστρικών σμηνών τόσο στον Γαλαξία μας όσο και σε άλλα αστρικά συστήματα δημιούργησε τη βάση πάνω στην οποία προέκυψε η ίδια η εξωγαλαξιακή αστρονομία. Η εμφάνιση μιας νέας κατεύθυνσης στην αστρονομία έλαβε χώρα χάρη στο έργο των Hertzsprung και Russell, Duncan και Abbe, Leavitt και Bailey, Shapley και Hubble, Lundmarck και Curtis, στο οποίο καθιερώθηκε μια σχεδόν σύγχρονη κατανόηση της κλίμακας του Σύμπαντος.

Στην περαιτέρω ανάπτυξή της, η εξωγαλαξιακή αστρονομία πήγε σε τέτοιες αποστάσεις όπου μεμονωμένα αστέρια δεν ήταν πλέον ορατά, αλλά όπως και πριν, οι αστρονόμοι που ασχολούνταν με την εξωγαλαξιακή έρευνα δημοσίευσαν έναν μεγάλο αριθμό έργων που με τον ένα ή τον άλλο τρόπο σχετίζονταν με αστρικά θέματα: με τον προσδιορισμό του φωτεινότητες αστέρια, κατασκευάζοντας κλίμακες απόστασης, μελετώντας τα εξελικτικά στάδια ορισμένων τύπων άστρων.

Η μελέτη των αστεριών σε άλλους γαλαξίες επιτρέπει στους αστρονόμους να λύσουν πολλά προβλήματα ταυτόχρονα. Αρχικά, διευκρινίστε την κλίμακα απόστασης. Είναι σαφές ότι χωρίς να γνωρίζουμε τις ακριβείς αποστάσεις, δεν γνωρίζουμε τις βασικές παραμέτρους των γαλαξιών - μεγέθη, μάζες, φωτεινότητες. Άνοιξε το 1929 Η σχέση του Hubble μεταξύ των ακτινικών ταχυτήτων των γαλαξιών και των αποστάσεων από αυτούς επιτρέπει σε κάποιον να προσδιορίσει γρήγορα την απόσταση από οποιονδήποτε γαλαξία με βάση μια απλή μέτρηση της ακτινικής του ταχύτητας. Ωστόσο, δεν μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε αυτή τη μέθοδο εάν μελετάμε κινήσεις γαλαξιών εκτός Hubble, δηλ. κινήσεις γαλαξιών που δεν συνδέονται με τη διαστολή του Σύμπαντος, αλλά με τους συνήθεις νόμους της βαρύτητας. Σε αυτήν την περίπτωση, χρειαζόμαστε μια εκτίμηση της απόστασης που λαμβάνεται όχι από τη μέτρηση της ταχύτητας, αλλά από τη μέτρηση άλλων παραμέτρων. Είναι γνωστό ότι οι γαλαξίες σε αποστάσεις έως και 10 Mpc έχουν τις δικές τους ταχύτητες, οι οποίες είναι συγκρίσιμες με την ταχύτητά τους στη διαστολή Hubble του Σύμπαντος. Το άθροισμα δύο σχεδόν πανομοιότυπων διανυσμάτων ταχύτητας, το ένα από τα οποία έχει τυχαία διεύθυνση, οδηγεί σε παράξενα και εντελώς μη ρεαλιστικά αποτελέσματα εάν χρησιμοποιήσουμε την εξάρτηση Hubble κατά τη μελέτη της χωρικής κατανομής των γαλαξιών. Εκείνοι. και σε αυτή την περίπτωση δεν μπορούμε να μετρήσουμε αποστάσεις με βάση τις ακτινικές ταχύτητες των γαλαξιών.

Δεύτερον, δεδομένου ότι όλοι οι γαλαξίες αποτελούνται από αστέρια, μελετώντας την κατανομή και την εξέλιξη των άστρων σε έναν γαλαξία, απαντάμε κατά κάποιο τρόπο στο ερώτημα σχετικά με τη μορφολογία και την εξέλιξη του ίδιου του γαλαξία. Εκείνοι. οι πληροφορίες που λαμβάνονται για την αστρική σύνθεση του γαλαξία περιορίζουν την ποικιλία των μοντέλων που χρησιμοποιούνται για την προέλευση και την εξέλιξη ολόκληρου του αστρικού συστήματος. Έτσι, αν θέλουμε να μάθουμε την προέλευση και την εξέλιξη των γαλαξιών, είναι απολύτως απαραίτητο να μελετήσουμε τους αστρικούς πληθυσμούς διαφορετικών τύπων γαλαξιών στο βαθύτερο δυνατό φωτομετρικό όριο.

Κατά την εποχή της φωτογραφικής αστρονομίας, οι μελέτες των αστρικών πληθυσμών των γαλαξιών πραγματοποιήθηκαν χρησιμοποιώντας τα μεγαλύτερα τηλεσκόπια στον κόσμο. Ωστόσο, ακόμη και σε έναν τόσο κοντινό γαλαξία όπως ο M31, ο αστρικός πληθυσμός είναι τύπου P, δηλ. κόκκινοι γίγαντες, ήταν στο όριο των φωτομετρικών μετρήσεων. Αυτός ο τεχνικός περιορισμός των δυνατοτήτων έχει οδηγήσει στο γεγονός ότι οι αστρικοί πληθυσμοί έχουν μελετηθεί λεπτομερώς και σε βάθος μόνο σε γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας, όπου, ευτυχώς, υπάρχουν γαλαξίες σχεδόν όλων των τύπων. Στη δεκαετία του 1940, ο Baade χώρισε ολόκληρο τον πληθυσμό των γαλαξιών σε δύο τύπους: φωτεινούς νέους υπεργίγαντες (τύπου I), που βρίσκονται σε ένα λεπτό δίσκο, και παλιούς κόκκινους γίγαντες (τύπου P), που καταλαμβάνουν ένα πιο ογκώδες φωτοστέφανο. Αργότερα, οι Baade και Sandage επεσήμαναν την παρουσία της Τοπικής Ομάδας Πληθυσμού Τύπου ΙΙ σε όλους τους γαλαξίες, δηλ. παλιά αστέρια που ήταν καθαρά ορατά στην περιφέρεια των γαλαξιών. Στις φωτογραφίες πιο μακρινών γαλαξιών, ήταν ορατοί μόνο φωτεινοί υπεργίγαντες, τους οποίους το Hubble χρησιμοποίησε εκείνη την εποχή για να καθορίσει τις αποστάσεις από τους γαλαξίες κατά τον υπολογισμό της παραμέτρου διαστολής του Σύμπαντος.

Η τεχνολογική πρόοδος στη δεκαετία του '90 στην ανάπτυξη των μέσων παρατήρησης οδήγησε στο γεγονός ότι αρκετά αμυδρά αστέρια έγιναν διαθέσιμα σε γαλαξίες και εκτός της Τοπικής Ομάδας και κατέστη δυνατή η πραγματική σύγκριση των παραμέτρων των αστρικών πληθυσμών πολλών γαλαξιών. Ταυτόχρονα, η μετάβαση στους πίνακες CCD χαρακτηρίστηκε επίσης από μια παλινδρόμηση στη μελέτη των παγκόσμιων παραμέτρων της κατανομής του αστρικού πληθυσμού των γαλαξιών. Έχει γίνει απλώς αδύνατο να μελετήσουμε έναν γαλαξία μεγέθους 30 λεπτών τόξου με ανιχνευτή φωτός μεγέθους 3 λεπτών τόξου. Και μόνο τώρα εμφανίζονται μήτρες CCD, συγκρίσιμες σε μέγεθος με προηγούμενες φωτογραφικές πλάκες.

Γενικά χαρακτηριστικά του έργου RELEVANCE.

Η συνάφεια της εργασίας έχει διάφορες εκδηλώσεις:

Η θεωρία του σχηματισμού άστρων και της εξέλιξης των γαλαξιών, ο προσδιορισμός της αρχικής συνάρτησης μάζας υπό διάφορες φυσικές συνθήκες, καθώς και τα στάδια εξέλιξης των άστρων μεμονωμένης μάζας απαιτούν άμεσες εικόνες γαλαξιών. Μόνο μια σύγκριση παρατηρήσεων και θεωρίας μπορεί να δώσει περαιτέρω πρόοδο στην αστροφυσική. Έχουμε αποκτήσει μεγάλη ποσότητα παρατηρητικού υλικού, το οποίο ήδη δίνει πλευρικά αστροφυσικά αποτελέσματα με τη μορφή υποψήφιων αστέρων LBV, τα οποία στη συνέχεια επιβεβαιώνονται φασματικά. Είναι γνωστό ότι το HST διεξάγει επί του παρόντος ένα πρόγραμμα άμεσων εικόνων γαλαξιών «για το μέλλον», δηλ. Αυτές οι εικόνες θα χρειαστούν μόνο μετά την έκρηξη ενός σουπερνόβα τύπου ΙΙ (υπεργίγαντας) σε έναν τέτοιο γαλαξία. Το αρχείο που έχουμε είναι ελαφρώς κατώτερο από αυτό που δημιουργείται αυτήν τη στιγμή στο HST.

Επί του παρόντος, το πρόβλημα του προσδιορισμού των ακριβών αποστάσεων από τους γαλαξίες, τόσο μακρινούς όσο και κοντινούς, έχει γίνει το κύριο στο έργο των μεγάλων τηλεσκοπίων. Εάν για μεγάλες αποστάσεις ο στόχος μιας τέτοιας εργασίας είναι ο προσδιορισμός της σταθεράς Hubble με μέγιστη ακρίβεια, τότε σε μικρές αποστάσεις ο στόχος είναι να αναζητηθούν τοπικές ανομοιογένειες στην κατανομή των γαλαξιών. Και για αυτό απαιτούνται ακριβείς αποστάσεις από τους γαλαξίες του Τοπικού Συγκροτήματος. Με μια πρώτη προσέγγιση, έχουμε ήδη λάβει δεδομένα για τη χωρική κατανομή των γαλαξιών. Επιπλέον, η βαθμονόμηση των μεθόδων απόστασης απαιτεί ακριβείς τιμές για αυτούς τους λίγους βασικούς γαλαξίες που αποτελούν τη βάση.

Μόνο τώρα, μετά την εμφάνιση των σύγχρονων πινάκων, κατέστη δυνατή η σε βάθος μελέτη της αστρικής σύνθεσης των γαλαξιών. Αυτό άνοιξε αμέσως το δρόμο για την ανακατασκευή της ιστορίας σχηματισμού άστρων των γαλαξιών. Και το μόνο υλικό πηγής για αυτό είναι οι άμεσες εικόνες γαλαξιών που αναλύονται με αστέρια, που λαμβάνονται σε διαφορετικά φίλτρα.

Η ιστορία της έρευνας σε αμυδρές δομές γαλαξιών πηγαίνει πίσω δεκαετίες. Αυτό έγινε ιδιαίτερα σημαντικό μετά τη λήψη εκτεταμένων καμπυλών περιστροφής σπειροειδών και ακανόνιστων γαλαξιών από ραδιοπαρατηρήσεις. Τα αποτελέσματα που ελήφθησαν έδειξαν την ύπαρξη σημαντικών αόρατων μαζών και η έρευνα για την οπτική εκδήλωση αυτών των μαζών διεξάγεται εντατικά σε πολλά παρατηρητήρια. Τα αποτελέσματά μας δείχνουν την ύπαρξη γύρω από γαλαξίες όψιμου τύπου εκτεταμένων δίσκων που αποτελούνται από έναν παλιό αστρικό πληθυσμό - κόκκινους γίγαντες. Λαμβάνοντας υπόψη τη μάζα αυτών των δίσκων μπορεί να μετριάσει το πρόβλημα των αόρατων μαζών.

ΣΤΟΧΟΣ ΤΗΣ ΕΡΓΑΣΙΑΣ.

Οι στόχοι της παρούσας διπλωματικής εργασίας είναι:

1. Λήψη της μεγαλύτερης δυνατής ομοιογενούς σειράς εικόνων γαλαξιών στον βόρειο ουρανό με ταχύτητες μικρότερες από 500 km/s και προσδιορισμός αποστάσεων από τους γαλαξίες με βάση τη φωτομετρία των φωτεινότερων αστεριών τους.

2. Ανάλυση των αστεριών των γαλαξιών που παρατηρούνται σε δύο αντίθετες κατευθύνσεις - στο σμήνος της Παρθένου και στην ομάδα N001023. Προσδιορισμός αποστάσεων από αυτές τις ομάδες και υπολογισμός, με βάση τα αποτελέσματα που προέκυψαν, της σταθεράς Hubble σε δύο αντίθετες κατευθύνσεις.

3. Μελέτη της αστρικής σύστασης της περιφέρειας ακανόνιστων και σπειροειδών γαλαξιών. Προσδιορισμός χωρικών μορφών γαλαξιών σε μεγάλες αποστάσεις από το κέντρο.

ΕΠΙΣΤΗΜΟΝΙΚΗ ΚΑΙΝΟΤΟΜΙΑ.

Για μεγάλο αριθμό γαλαξιών, λήφθηκαν βαθιές εικόνες σε χρώματα dvA στο τηλεσκόπιο των 6 μέτρων, που κατέστησαν δυνατή την ανάλυση των γαλαξιών σε αστέρια. Πραγματοποιήθηκε φωτομετρία των αστεριών στις εικόνες και κατασκευάστηκαν διαγράμματα μεγέθους χρώματος. Με βάση αυτά τα δεδομένα, προσδιορίστηκαν αποστάσεις για 92 γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένων των απομακρυσμένων συστημάτων όπως το σμήνος της Παρθένου ή η ομάδα N001023. Για τους περισσότερους γαλαξίες, μετρήσεις απόστασης έγιναν για πρώτη φορά.

Οι μετρούμενες αποστάσεις χρησιμοποιήθηκαν για τον προσδιορισμό της σταθεράς Hubble σε δύο αντίθετες κατευθύνσεις, γεγονός που επέτρεψε την εκτίμηση της κλίσης ταχύτητας μεταξύ της τοπικής ομάδας και της ομάδας N001023, η τιμή της οποίας, όπως αποδείχθηκε, είναι μικρή και δεν υπερβαίνει τη μέτρηση Σφάλματα.

Η μελέτη της αστρικής σύνθεσης της περιφέρειας των γαλαξιών οδήγησε στην ανακάλυψη ακανόνιστων γαλαξιών με εκτεταμένους χοντρούς δίσκους που αποτελούνται από παλιά αστέρια, κόκκινους γίγαντες. Τα μεγέθη τέτοιων δίσκων είναι 2-3 φορές μεγαλύτερα από τα φαινομενικά μεγέθη των γαλαξιών στο επίπεδο 25 "A/P". Διαπιστώθηκε ότι οι γαλαξίες που βασίζονται στη χωρική κατανομή των ερυθρών γιγάντων έχουν σαφώς καθορισμένα όρια.

ΕΠΙΣΤΗΜΟΝΙΚΗ ΚΑΙ ΠΡΑΚΤΙΚΗ ΑΞΙΑ.

Το τηλεσκόπιο των 6 μέτρων έλαβε πολύχρωμες εικόνες περίπου 100 γαλαξιών που αναλύουν αστέρια. Σε αυτούς τους γαλαξίες, τα χρώματα και η φωτεινότητα όλων των ορατών αστεριών έχουν μετρηθεί. Εντοπίζονται υπεργίγαντες και υπεργίγαντες με την υψηλότερη φωτεινότητα.

Με βάση την εργασία στην οποία συμμετείχε άμεσα ο συγγραφέας, για πρώτη φορά ελήφθη μια μεγάλη και ομοιογενής σειρά δεδομένων σχετικά με τη μέτρηση αποστάσεων για όλους τους γαλαξίες στον βόρειο ουρανό με ταχύτητες μικρότερες από 500 km/s. Τα δεδομένα που ελήφθησαν καθιστούν δυνατή την ανάλυση των κινήσεων των γαλαξιών εκτός Hubble στο Τοπικό σύμπλεγμα, γεγονός που περιορίζει την επιλογή ενός μοντέλου για το σχηματισμό της Τοπικής «τηγανίτας» των γαλαξιών.

Η σύνθεση και η χωρική δομή των πλησιέστερων ομάδων γαλαξιών στον βόρειο ουρανό έχουν προσδιοριστεί. Τα αποτελέσματα της εργασίας επιτρέπουν στατιστικές συγκρίσεις των παραμέτρων ομάδων γαλαξιών.

Πραγματοποιήθηκε μελέτη της δομής του διαστήματος προς την κατεύθυνση του σμήνος γαλαξιών της Παρθένου. Έχουν βρεθεί αρκετοί σχετικά κοντινοί γαλαξίες που βρίσκονται ανάμεσα στο σμήνος και την Τοπική Ομάδα. Προσδιορίστηκαν οι αποστάσεις και εντοπίστηκαν γαλαξίες που ανήκουν στο ίδιο το σμήνος και βρίσκονται σε διαφορετικά σημεία της περιφέρειας και του κέντρου του σμήνους.

Καθορίζεται η απόσταση από τα σμήνη στην Παρθένο και στο Κώμα της Βερενίκης και υπολογίζεται η σταθερά Hubble. Μετρήθηκε η φωτεινότητα των φωτεινότερων αστεριών 10 γαλαξιών της ομάδας N001023, που βρίσκονται σε απόσταση 10 Me. Προσδιορίστηκαν οι αποστάσεις από τους γαλαξίες και υπολογίστηκε η σταθερά του Hubble προς αυτή την κατεύθυνση. Συμπεραίνεται ότι υπάρχει μια μικρή κλίση ταχύτητας μεταξύ της Τοπικής Ομάδας και της ομάδας N001023, η οποία μπορεί να εξηγηθεί από τη μη κυρίαρχη μάζα του σμήνος γαλαξιών της Παρθένου.

ΓΙΑ ΥΠΕΡΑΣΠΙΣΗ ΥΠΟΒΑΛΛΟΥΝΤΑΙ:

1. Αποτελέσματα εργασιών για την ανάπτυξη και εφαρμογή τεχνικών αστρικής φωτομετρίας σε αυτόματα μικροπυκνόμετρα AMD1 και AMD2 της JSC RAS.

2. Εξαγωγή της εξάρτησης βαθμονόμησης της μεθόδου προσδιορισμού αποστάσεων από μπλε και κόκκινους υπεργίγαντες.

3. Αποτελέσματα φωτομετρίας αστεριών σε 50 γαλαξίες του Τοπικού Συγκροτήματος και προσδιορισμός αποστάσεων από αυτούς τους γαλαξίες.

4. Αποτελέσματα προσδιορισμού των αποστάσεων έως και 24 γαλαξιών προς την κατεύθυνση του σμήνος της Παρθένου. Προσδιορισμός της σταθεράς Hubble.

5. Αποτελέσματα προσδιορισμού αποστάσεων από τους γαλαξίες της ομάδας NOC1023 και προσδιορισμού της σταθεράς Hubble στην αντίθετη κατεύθυνση από το σμήνος της Παρθένου. Συμπέρασμα σχετικά με μια μικρή κλίση ταχύτητας μεταξύ της τοπικής ομάδας και της ομάδας NGO1023.

6. Αποτελέσματα μελέτης της χωρικής κατανομής αστεριών όψιμου τύπου σε ακανόνιστους γαλαξίες. Ανακάλυψη εκτεταμένων δίσκων ερυθρών γιγάντων γύρω από ακανόνιστους γαλαξίες.

ΕΓΚΡΙΣΗ ΕΡΓΟΥ.

Τα κύρια αποτελέσματα που προέκυψαν στη διατριβή παρουσιάστηκαν σε σεμινάρια των OJSC RAS, SAI, AI OPbSU, καθώς και σε συνέδρια:

Γαλλία, 1993, In ESO/OHP Workshop "Dwarf Galaxies" eds. Meylan G., Prugniel P., Observatoire de Haute-Provence, Γαλλία, 109.

Νότια Αφρική, 1998, στο lAU Symp. 192, The Stellar Content of Local Group Galaxies, εκδ. Whitelock P. και Gannon R., 15.

Φινλανδία, 2000 "Galaxies in the M81 Group and IC342/Maffei Complex: The Structure and Stellar Populations", ASP Conference Series, 209, 345.

Ρωσία, 2001, Πανρωσικό Αστρονομικό Συνέδριο, 6-12 Αυγούστου, Αγία Πετρούπολη. Έκθεση: "Χωρική κατανομή αστεριών όψιμου τύπου σε ακανόνιστους γαλαξίες."

Mexico, 2002, Cozumel, 8-12 Απριλίου, «Stars as a Tracer of the Shape of Irregular Galaxies Haloes».

1. Tikhonov N.A., Results of hypersensitization in hydrogen of astrofilms of the Kaz-NII technical project, 1984, Communications of SAO, 40, 81-85.

2. Tikhonov N.A., Photometry of stars and galaxies in direct images of the BTA. Errors in AMD-1 photometry, 1989, Communications of the SAO, 58, 80-86.

3. Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Karachentsev ID., Georgiev Ts.B., Distance of κοντινών γαλαξιών N00 2366,1С 2574, και NOG 4236 από φωτογραφική φωτομετρία των φωτεινότερων άστρων τους, 1991, A.9, A&AS1, .

4. Γκεοργκίεφ Τσ. V., Tikhonov N.A., Karachentsev ID., Bilkina B.I„ The best stars and the distance to the dwarf galaxy HoIX, 1991, A&AS, 89, 529-536.

5. Georgiev T.B., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Οι φωτεινότεροι υποψήφιοι για σφαιρικά σμήνη του γαλαξία M81, 1991, Letters to AJ, 17, 387.

6. Georgiev T.B., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Εκτιμήσεις μεγεθών B και V για υποψήφιους για σφαιρικά σμήνη του γαλαξία M 81, 1991, Letters to AJ, 17, nil, 994-998.

7. Tikhonov N.A., Georgiev T.E., Bilkina B.I. Stellar photometry on the 6-m telescope plates, 1991, Oooobshch.OAO, 67, 114-118.

8. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Sharina M.E., Distances of κοντινών γαλαξιών N0 0 1560, NGO 2976 και DDO 165 από τα φωτεινότερα άστρα τους, 1991, A.15, 1991, A.205

9. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Τα φωτεινότερα μπλε και κόκκινα αστέρια στον γαλαξία M81, 1992, A&AS, 95, 581-588.

10. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., The distribution of blue and stars around the M81, A&AS, 96, 569-581.

11. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Bilkina B.I., Sharina M.E., Distances to three nearby dwarf galaxies from photometry of their brightest stars, 1992, A& A Trans, 1, 269-282.

12. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Tikhonov N.A., Getov R., Nedialkov P., Οι ακριβείς συντεταγμένες των υπεργιγάντων και των υποψήφιων σφαιρικών σμήνων του γαλαξία M 81, 1993, Bull SAO, 36, 43.

13. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Φωτομετρικές αποστάσεις στους κοντινούς γαλαξίες 10 10, 10 342 και UA 86, ορατοί μέσω του Milky Way, 1993, A&A, 100, 227-235.

14. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Photometric distances to five dwarf galaxies in the vicinity of M 81, 1993, A&A, 275, 39.

15. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., Τα φωτεινότερα αστέρια σε τρεις ακανόνιστους νάνους γύρω από το M 81, 1994, A&AS, 106, 555.

16. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., NGC 1569 και UGCA 92 - ένα κοντινό ζευγάρι γαλαξιών στη ζώνη του Γαλαξία, 1994, Γράμματα στον Σοβιετικό AJ, 20, 90.

17. Karachentsev L, Tikhonov N., New photometric distances for dwarf galaxies in the Local Volume, 1994, A&A, 286, 718.

18. Tikhonov N., Karachentsev L, Maffei 2, ένας κοντινός γαλαξίας θωρακισμένος από τον Γαλαξία, 1994, Bull. SAO, 38, 3.

19. Georgiev Ts., Vilkina V., Karachentsev I., Tikhonov N. Αστρική φωτομετρία και αποστάσεις από κοντινούς γαλαξίες: Δύο διαφορές στην εκτίμηση της παραμέτρου στο X bl. 1994, Obornik με αναφορά VAN, Σόφια, σ.49.

20. Tikhonov N., Irregular galaxy Casl - ένα νέο μέλος της Τοπικής Ομάδας, As-tron.Nachr., 1996, 317, 175-178.

21. Tikhonov N., Sazonova L., A color - magnitude diagram for Pisces dwarf galaxy, AN, 1996, 317, 179-186.

22. Sharina M.E., Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Photometric distance to the galaxy N0 0 6946 and its satellite, 1996, AJ Letters, 23, 430-434.

23. Sharina M.E., Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Photometric distances to NGC 628 and its four companions, 1996, A&AS, 119, n3. 499-507.

24. Γκεόργκιεφ Τσ. V., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Ivanov V.D. Υποψήφια σφαιρικά σμήνη στους γαλαξίες NGC 2366.1C 2574 και NGC 4236, 1996, A&A Trans, 11, 39-46.

25. Tikhonov N.A., Georgiev Ts. V., Karachentsev I.D., Brightest star cluster kandidats in eight late-type galaxies of the local complex, 1996, A&A Trans, 11, 47-58.

26. Georgiev Ts.B., Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Distance moduli to 13 nearby isolated dwarf galaxies, Letters to AJ, 1997, 23, 586-594.

27. Tikhonov N. A., The deep stellar photometry of the ICIO, 1998, στο lAU Symposium 192, ed. P. Whitelock και R. Cannon, 15.

28. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., CCD photometry and distances of six irregular galaxies in Canes Venatici, 1998, A&AS, 128, 325-330.

29. Sharina M. E., Karachentsev I. D., Tikhonov N. A., Distances to Eight Nearby Isolated Low-Luminosity Galaxies, 1999, AstL, 25, 322S.

30. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Distances to the Two New Companions of M 31, 1999, AstL, 25, 332.

31. Drozdovskii 1.0., Tikhonov N.A., Το αστρικό περιεχόμενο και η απόσταση στον κοντινό μπλε συμπαγή νάνο γαλαξία NGC 6789, 2000, A&AS, 142, 347D.

32. Aparicio A., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., DDO 187: οι νάνοι γαλαξίες έχουν επεκταθεί, παλιά φωτοστέφανα; 2000, AJ, 119, 177A.

33. Aparicio A., Tikhonov N.A., Η χωρική και ηλικιακή κατανομή του αστρικού πληθυσμού στο DDO 190, 2000, AJ, 119, 2183A.

34. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N, Byin Y.-I, Kim E., Stellar populars and the Local Group Membership of the dwarf galaxy DDO 210, 1999, AJ, 118, 853-861.

35. Tikhonov N.A., Galazutdinova O.A., Drozdovskii I.O., Distances to 24 Galaxies in the Direction of the Virgo Cluster and a Determination of the Hubble Constant, 2000, Afz, 43, 367.

ΔΟΜΗ ΤΗΣ ΔΙΑΤΡΙΒΗΣ

Η διατριβή αποτελείται από μια εισαγωγή, έξι κεφάλαια, ένα συμπέρασμα, έναν κατάλογο της αναφερόμενης βιβλιογραφίας και ένα παράρτημα.

Τα κύρια συμπεράσματα αυτού του κεφαλαίου αφορούν ακανόνιστους και, σε μικρότερο βαθμό, σπειροειδείς γαλαξίες. Επομένως, αξίζει να εξεταστούν αυτοί οι τύποι γαλαξιών με περισσότερες λεπτομέρειες, εστιάζοντας στις διαφορές και τις ομοιότητες μεταξύ τους. Αγγίζουμε σε ελάχιστο βαθμό εκείνες τις παραμέτρους των γαλαξιών που δεν εμφανίζονται με κανέναν τρόπο στις μελέτες μας.

6.2.1 Θέματα ταξινόμησης γαλαξιών.

Ιστορικά, ολόκληρη η ταξινόμηση των γαλαξιών δημιουργήθηκε με βάση τις εικόνες που ελήφθησαν στις μπλε ακτίνες του φάσματος. Όπως είναι φυσικό, σε αυτές τις φωτογραφίες ξεχωρίζουν ιδιαίτερα ξεκάθαρα εκείνα τα αντικείμενα που έχουν μπλε χρώμα, δηλ. περιοχές σχηματισμού αστεριών με φωτεινά νεαρά αστέρια. Τέτοιες περιοχές σχηματίζουν θεαματικά εμφανείς κλάδους σε σπειροειδείς γαλαξίες και σε ακανόνιστους γαλαξίες σχηματίζουν φωτεινές περιοχές διάσπαρτες σχεδόν χαοτικά σε όλο το σώμα του γαλαξία.

Η ορατή διαφορά στην κατανομή των περιοχών σχηματισμού αστεριών ήταν το αρχικό όριο που χώριζε σπειροειδείς και ακανόνιστους γαλαξίες, ανεξάρτητα από το αν η ταξινόμηση πραγματοποιήθηκε σύμφωνα με τα Hubble, Vaucouleurs ή van den Bergh 192,193,194]. Σε ορισμένα συστήματα ταξινόμησης, οι συγγραφείς προσπάθησαν να λάβουν υπόψη και άλλες παραμέτρους των γαλαξιών, εκτός από την εμφάνισή τους, αλλά η απλούστερη ταξινόμηση Hubble παρέμεινε η πιο κοινή.

Φυσικά, υπάρχουν φυσικοί λόγοι για τη διαφορά στην κατανομή των περιοχών σχηματισμού άστρων σε σπειροειδείς και ακανόνιστους γαλαξίες. Πρώτα απ 'όλα, αυτή είναι μια διαφορά στις μάζες και τους ρυθμούς περιστροφής, αλλά η αρχική ταξινόμηση βασίστηκε μόνο στον τύπο των γαλαξιών. Ταυτόχρονα, το όριο μεταξύ αυτών των δύο τύπων γαλαξιών είναι πολύ σχετικό, καθώς πολλοί φωτεινοί ακανόνιστοι γαλαξίες έχουν σημάδια σπειροειδών βραχιόνων ή μια δομή που μοιάζει με ράβδο στο κέντρο του γαλαξία. Το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, το οποίο χρησιμεύει ως παράδειγμα ενός τυπικού ακανόνιστου γαλαξία, έχει μια ράβδο και αδύναμα σημάδια της σπειροειδούς δομής που χαρακτηρίζουν τους γαλαξίες Sc. Τα σημάδια της σπειροειδούς δομής των ακανόνιστων γαλαξιών είναι ιδιαίτερα εμφανή στο εύρος του ραδιοφώνου κατά τη μελέτη της κατανομής του ουδέτερου υδρογόνου. Κατά κανόνα, γύρω από έναν ακανόνιστο γαλαξία υπάρχει ένα εκτεταμένο νέφος αερίου, στο οποίο είναι συχνά ορατά σημάδια σπειροειδών βραχιόνων (για παράδειγμα, ICIO 196], Holl, IC2574).

Συνέπεια μιας τέτοιας ομαλής μετάβασης των γενικών τους ιδιοτήτων από τους σπειροειδείς γαλαξίες σε ακανόνιστους είναι η υποκειμενικότητα στους μορφολογικούς ορισμούς των τύπων γαλαξιών από διαφορετικούς συγγραφείς. Επιπλέον, αν οι πρώτες φωτογραφικές πλάκες ήταν ευαίσθητες στις υπέρυθρες ακτίνες και όχι στις μπλε ακτίνες, τότε η ταξινόμηση των γαλαξιών θα ήταν διαφορετική, αφού οι περιοχές σχηματισμού αστεριών δεν θα ήταν πιο αισθητές στους γαλαξίες. Τέτοιες υπέρυθρες εικόνες δείχνουν καλύτερα εκείνες τις περιοχές των γαλαξιών που περιέχουν παλιούς αστρικούς πληθυσμούς - κόκκινους γίγαντες.

Οποιοσδήποτε γαλαξίας στην περιοχή υπερύθρων έχει ομαλοποιημένη εμφάνιση, χωρίς αντίθεση σπειροειδών κλάδων ή περιοχών σχηματισμού αστεριών, και ο δίσκος και το εξόγκωμα του γαλαξία είναι πιο έντονα. Στις εικόνες Irr IR, οι γαλαξίες είναι ορατοί ως γαλαξίες νάνοι δίσκου, προσανατολισμένοι προς εμάς σε διαφορετικές γωνίες. Αυτό είναι ξεκάθαρα ορατό στον υπέρυθρο άτλαντα των γαλαξιών. Έτσι, εάν η ταξινόμηση των γαλαξιών αρχικά γινόταν με βάση τις εικόνες στην υπέρυθρη περιοχή, τότε τόσο οι σπειροειδείς όσο και οι ακανόνιστοι γαλαξίες θα εμπίπτουν στην ίδια ομάδα γαλαξιών δίσκου.

6.2.2 Σύγκριση γενικών παραμέτρων σπειροειδών και ακανόνιστων γαλαξιών.

Η συνέχεια της μετάβασης από σπειροειδείς γαλαξίες σε ακανόνιστους είναι ορατή όταν εξετάζουμε τις καθολικές παραμέτρους μιας ακολουθίας γαλαξιών, δηλ. από σπειροειδή: Sa Sb Sc σε ακανόνιστο: Sd Sm Im. Όλες οι παράμετροι: μάζες, μεγέθη, περιεκτικότητα σε υδρογόνο υποδεικνύουν μια ενιαία κατηγορία γαλαξιών. Οι φωτομετρικές παράμετροι των γαλαξιών: φωτεινότητα και χρώμα έχουν παρόμοια συνέχεια. τσιμπούρια, δεν προσπαθήσαμε να καταλάβουμε σχολαστικά τον ακριβή τύπο γαλαξία. Όπως έχει δείξει η περαιτέρω εμπειρία, οι παράμετροι κατανομής του αστρικού πληθυσμού σε νάνους σπειροειδείς και ακανόνιστους γαλαξίες είναι περίπου ίδιες. Αυτό τονίζει για άλλη μια φορά ότι και οι δύο τύποι γαλαξιών θα πρέπει να ενωθούν κάτω από ένα όνομα - δίσκο.

6.2.3 Χωρικές μορφές γαλαξιών.

Ας στραφούμε στη χωρική δομή των γαλαξιών. Τα πεπλατυσμένα σχήματα των σπειροειδών γαλαξιών δεν χρειάζονται εξήγηση. Κατά την περιγραφή αυτού του τύπου γαλαξία, με βάση τη φωτομετρία, συνήθως διακρίνεται η διόγκωση και ο δίσκος του γαλαξία. Δεδομένου ότι οι εκτεταμένες και επίπεδες καμπύλες ακτινικής ταχύτητας των σπειροειδών γαλαξιών απαιτούν την εξήγησή τους με τη μορφή της παρουσίας σημαντικών μαζών αόρατης ύλης, ένα εκτεταμένο φωτοστέφανο προστίθεται συχνά στη μορφολογία των γαλαξιών. Προσπάθειες να βρεθεί μια ορατή εκδήλωση ενός τέτοιου φωτοστέφανου έχουν γίνει επανειλημμένα. Επιπλέον, σε πολλές περιπτώσεις, η απουσία κεντρικής συμπύκνωσης ή διόγκωσης σε ακανόνιστους γαλαξίες οδηγεί στο γεγονός ότι μόνο η συνιστώσα του εκθετικού δίσκου του γαλαξία είναι ορατή σε φωτομετρικά τμήματα χωρίς σημάδια άλλων συστατικών.

Ο προσδιορισμός των σχημάτων των ακανόνιστων γαλαξιών κατά μήκος του άξονα Z απαιτεί παρατηρήσεις γαλαξιών από άκρη σε άκρη. Η αναζήτηση τέτοιων γαλαξιών στον κατάλογο LEDA, επιλέγοντας ανά ταχύτητα περιστροφής, αξονική αναλογία και μέγεθος, μας οδήγησε στη σύνταξη μιας λίστας με πολλές δεκάδες γαλαξίες, οι περισσότεροι από τους οποίους βρίσκονται σε μεγάλες αποστάσεις. Με τη φωτομετρία βαθιάς επιφάνειας, μπορεί να αποκαλυφθεί η ύπαρξη υποσυστημάτων χαμηλής φωτεινότητας επιφάνειας και να μετρηθούν τα φωτομετρικά χαρακτηριστικά τους. Η χαμηλή φωτεινότητα ενός υποσυστήματος δεν σημαίνει καθόλου ότι έχει μικρή επιρροή στη ζωή του γαλαξία, αφού η μάζα ενός τέτοιου υποσυστήματος μπορεί να είναι αρκετά μεγάλη λόγω της μεγάλης τιμής M/L.

UGCB760, VTA. 1800

20 40 60 σε RADIUS (τόξο)

Θέση (PRCSEC)

Ρύζι. 29: Κατανομή χρώματος (U - Z) κατά μήκος του κύριου άξονα του γαλαξία N008760 και του ισοφώτου του μέχρι HE - 27A5

Στο Σχ. Το Σχήμα 29 παρουσιάζει τα αποτελέσματα της επιφανειακής φωτομετρίας του ακανόνιστου γαλαξία 11008760 που ελήφθησαν από εμάς στο VTA. Τα ισόφωτα αυτού του γαλαξία δείχνουν ότι σε βαθιά φωτομετρικά όρια το σχήμα των εξωτερικών τμημάτων του γαλαξία είναι κοντά σε ένα οβάλ. Δεύτερον, τα αμυδρά ισόφωτα του γαλαξία συνεχίζονται κατά μήκος του κύριου άξονα πολύ πέρα ​​από το κύριο σώμα του γαλαξία, όπου είναι ορατά φωτεινά αστέρια και περιοχές σχηματισμού άστρων.

Η συνέχεια του εξαρτήματος του δίσκου πέρα ​​από το κύριο σώμα του γαλαξία είναι ορατή. Δίπλα του είναι η αλλαγή χρώματος από το κέντρο του γαλαξία στα πιο αδύναμα ισόφωτα.

Οι φωτομετρικές μετρήσεις έδειξαν ότι το κύριο σώμα του γαλαξία έχει χρώμα (Yth) = 0,25, το οποίο είναι απολύτως τυπικό για ακανόνιστους γαλαξίες. Οι μετρήσεις του χρώματος περιοχών μακριά από το κύριο σώμα του γαλαξία δίνουν την τιμή (V - K) = 1,2. Αυτό το αποτέλεσμα σημαίνει ότι τα εξασθενημένα = 27,5"/P") και εκτεταμένα (3 φορές μεγαλύτερα από το μέγεθος του κύριου σώματος) εξωτερικά μέρη αυτού του γαλαξία θα πρέπει να αποτελούνται από κόκκινα αστέρια. Δεν ήταν δυνατό να βρεθεί ο τύπος αυτών των αστεριών , δεδομένου ότι ο γαλαξίας βρίσκεται περαιτέρω φωτομετρικά όρια BTA.

Μετά από αυτό το αποτέλεσμα, έγινε σαφές ότι απαιτούνται μελέτες για κοντινούς ακανόνιστους γαλαξίες, ώστε να μπορούμε να μιλήσουμε με μεγαλύτερη βεβαιότητα για την αστρική σύνθεση και τις χωρικές μορφές των αμυδρά εξωτερικών μερών των γαλαξιών.

Ρύζι. 30: Σύγκριση της μεταλλικότητας του κόκκινου υπεργίγαντα (M81) και των νάνων γαλαξιών (Holl). Η θέση του υπεργίγαντα κλάδου είναι πολύ ευαίσθητη στη μεταλλικότητα του γαλαξία

6.2-4 Αστρική σύνθεση γαλαξιών.

Η αστρική σύνθεση των σπειροειδών και των ακανόνιστων γαλαξιών είναι ακριβώς η ίδια. Είναι σχεδόν αδύνατο να προσδιοριστεί ο τύπος του γαλαξία με βάση μόνο το διάγραμμα H-P. Κάποια επιρροή προέρχεται από μια στατιστική επίδραση· πιο φωτεινοί μπλε και κόκκινοι υπεργίγαντες γεννιούνται σε γιγάντιους γαλαξίες. Ωστόσο, η μάζα του γαλαξία εξακολουθεί να εκδηλώνεται στις παραμέτρους των αστεριών που γεννιούνται. Στους τεράστιους γαλαξίες, όλα τα βαριά στοιχεία που σχηματίζονται κατά την εξέλιξη των άστρων παραμένουν εντός του γαλαξία, εμπλουτίζοντας το διαστρικό μέσο με μέταλλα. Ως αποτέλεσμα, όλες οι επόμενες γενιές αστεριών σε τεράστιους γαλαξίες έχουν αυξημένη μεταλλικότητα. Στο Σχ. Το Σχήμα 30 δείχνει μια σύγκριση των διαγραμμάτων H-P ενός τεράστιου (M81) και νάνου (Holl) γαλαξία. Οι διαφορετικές θέσεις των κλαδιών των ερυθρών υπεργιγάντων είναι ξεκάθαρα ορατές, κάτι που αποτελεί ένδειξη της μεταλλικής προσωπικότητάς τους. Για τον παλιό αστρικό πληθυσμό - κόκκινους γίγαντες - σε τεράστιους γαλαξίες, παρατηρείται η ύπαρξη αστεριών σε ένα ευρύ φάσμα μεταλλικοτήτων [210], γεγονός που επηρεάζει το πλάτος του γιγάντιου κλάδου. Στους νάνους γαλαξίες παρατηρούνται στενοί γιγάντιοι κλάδοι (Εικ. 3) και χαμηλές τιμές μεταλλικότητας. Η επιφανειακή πυκνότητα των γιγάντων ποικίλλει εκθετικά, η οποία αντιστοιχεί στο στοιχείο του δίσκου (Εικ. 32). Ανακαλύψαμε παρόμοια συμπεριφορά κόκκινων γιγάντων στον γαλαξία IC1613.

Ρύζι. 32: Αλλαγή στην επιφανειακή πυκνότητα των ερυθρών γιγάντων στο πεδίο F5 του γαλαξία ICIO. Στο όριο του δίσκου, είναι ορατό ένα άλμα στην πυκνότητα των γιγάντων, το οποίο δεν πέφτει στο μηδέν πέρα ​​από το όριο του δίσκου. Παρόμοιο φαινόμενο παρατηρείται στον σπειροειδή γαλαξία ISM. Η κλίμακα του γραφήματος είναι σε λεπτά τόξου από το κέντρο.

Λαμβάνοντας υπόψη αυτά τα αποτελέσματα και όλα όσα ειπώθηκαν προηγουμένως για τους ακανόνιστους γαλαξίες, θα μπορούσε να υποτεθεί ότι είναι τα παλιά αστέρια που είναι κόκκινοι γίγαντες που σχηματίζουν την εκτεταμένη περιφέρεια των γαλαξιών, ειδικά αφού η ύπαρξη ερυθρών γιγάντων στα περίχωρα των γαλαξιών της Τοπικής Ομάδας ήταν γνωστό από την εποχή του V. Vaade. Πριν από μερικά χρόνια, η εργασία του Miniti και των συναδέλφων του ανακοίνωσε ότι είχαν βρει ένα φωτοστέφανο κόκκινων γιγάντων γύρω από δύο γαλαξίες: τον WLM και τον NGC3109, αλλά οι δημοσιεύσεις δεν διερεύνησαν το ερώτημα πώς αλλάζει η πυκνότητα των γιγάντων με την απόσταση από το κέντρο και το μέγεθος τέτοιων φωτοστέφανων.

Για τον προσδιορισμό του νόμου των αλλαγών στην επιφανειακή πυκνότητα των αστεριών διαφόρων τύπων, συμπεριλαμβανομένων των γιγάντων, βαθιές παρατηρήσεις κοντινών γαλαξιών που βρίσκονται

Ρύζι. 33: Αλλαγή στην πυκνότητα των αστεριών στους γαλαξίες BB0 187 και BB0190 από το κέντρο προς την άκρη. Είναι αξιοσημείωτο ότι οι κόκκινοι γίγαντες δεν έχουν φτάσει στα όριά τους και συνεχίζουν πέρα ​​από τα όρια της εικόνας μας. Η κλίμακα του γραφήματος είναι σε δευτερόλεπτα τόξου. σε επίπεδο, όπως φαίνεται στο ICIO.

Οι παρατηρήσεις μας με το σκανδιναβικό τηλεσκόπιο 2,5 μέτρων των γαλαξιών DD0187 και DDO 190 επιβεβαίωσαν ότι αυτοί οι ακανόνιστοι γαλαξίες, ορατοί με πρόσωπο, παρουσιάζουν μια εκθετική μείωση στην επιφανειακή πυκνότητα των ερυθρών γιγάντων από το κέντρο προς την άκρη του γαλαξία. Επιπλέον, η έκταση της δομής των ερυθρών γιγάντων υπερβαίνει κατά πολύ το μέγεθος του κύριου σώματος κάθε γαλαξία (Εικ. 33). Η άκρη αυτού του φωτοστέφανου/δίσκου βρίσκεται έξω από το CCD που χρησιμοποιείται. Εκθετικές αλλαγές στην πυκνότητα των γιγάντων έχουν βρεθεί σε άλλους ακανόνιστους γαλαξίες. Δεδομένου ότι όλοι οι γαλαξίες που μελετήθηκαν συμπεριφέρονται με τον ίδιο τρόπο, μπορούμε να μιλήσουμε, ως αποδεδειγμένο γεγονός, για έναν εκθετικό νόμο αλλαγής στην πυκνότητα του παλιού αστρικού πληθυσμού - κόκκινους γίγαντες, που αντιστοιχεί στο στοιχείο του δίσκου. Ωστόσο, αυτό δεν αποδεικνύει την ύπαρξη δίσκων.

Η πραγματικότητα των δίσκων μπορεί να επιβεβαιωθεί μόνο από παρατηρήσεις γαλαξιών από άκρη σε άκρη. Παρατηρήσεις τέτοιων γαλαξιών για την αναζήτηση της ορατής εκδήλωσης ενός τεράστιου φωτοστέφανου πραγματοποιήθηκαν επανειλημμένα με χρήση ποικίλου εξοπλισμού και σε διαφορετικές περιοχές του φάσματος. Η ανακάλυψη ενός τέτοιου φωτοστέφανου έχει ανακοινωθεί επανειλημμένα. Ένα σαφές παράδειγμα της πολυπλοκότητας αυτής της εργασίας μπορεί να φανεί σε δημοσιεύσεις. Αρκετοί ανεξάρτητοι ερευνητές έχουν ανακοινώσει την ανακάλυψη ενός τέτοιου φωτοστέφανου γύρω από το N005007. Μεταγενέστερες παρατηρήσεις με τηλεσκόπιο υψηλού διαφράγματος συνολικής έκθεσης 24 ωρών (!) έκλεισαν το ερώτημα της ύπαρξης ενός ορατού φωτοστέφανου αυτού του γαλαξία.

Μεταξύ των κοντινών ακανόνιστων γαλαξιών που είναι ορατοί στην άκρη, ο νάνος στον Πήγασο, που έχει επανειλημμένα μελετηθεί, τραβά την προσοχή. Οι παρατηρήσεις πολλών πεδίων στο BTA μας επέτρεψαν να εντοπίσουμε πλήρως την αλλαγή στην πυκνότητα των αστεριών διαφορετικών τύπων σε αυτό, τόσο κατά μήκος του κύριου όσο και του δευτερεύοντος άξονα. Τα αποτελέσματα παρουσιάζονται στο Σχ. 34, 35. Αποδεικνύουν ότι, πρώτον, η δομή των ερυθρών γιγάντων είναι τρεις φορές μεγαλύτερη από το κύριο σώμα του γαλαξία. Δεύτερον, το σχήμα της κατανομής κατά μήκος του άξονα b είναι κοντά σε οβάλ ή έλλειψη. Τρίτον, δεν υπάρχει ορατό φωτοστέφανο από κόκκινους γίγαντες.

Ρύζι. 34: Τα όρια του γαλαξία του νάνου του Πήγασου βασίζονται σε μελέτες ερυθρών γιγάντων. Οι θέσεις των εικόνων BTA επισημαίνονται.

AGB μπλε αστέρια Q O O

PegDw w « «(Zhoko* 0 0 oooooooo

200 400 600 μείζονος άξονας

Ρύζι. 35: Κατανομή επιφανειακής πυκνότητας διαφορετικών τύπων άστρων κατά μήκος του κύριου άξονα του γαλαξία Νάνου Πήγασου. Το όριο του δίσκου είναι ορατό, όπου εμφανίζεται μια απότομη πτώση της πυκνότητας των κόκκινων γιγάντων. o 1

Τα περαιτέρω αποτελέσματά μας βασίζονται στη φωτομετρία εικόνων NCT που λάβαμε από ένα ελεύθερα προσβάσιμο αρχείο. Η αναζήτηση για γαλαξίες που φωτογραφήθηκαν στο NZT, που αναλύθηκαν σε κόκκινους γίγαντες και ορατούς με πρόσωπο και άκρη, μας έδωσε περίπου δύο δωδεκάδες υποψηφίους για μελέτη. Δυστυχώς, το οπτικό πεδίο του NCT, το οποίο ήταν ανεπαρκές για εμάς, μερικές φορές παρενέβαινε στους στόχους της δουλειάς μας - να εντοπίσουμε τις παραμέτρους της κατανομής των αστεριών.

Μετά από τυπική φωτομετρική επεξεργασία, κατασκευάστηκαν διαγράμματα H-P για αυτούς τους γαλαξίες και εντοπίστηκαν αστέρια διαφορετικών τύπων. Η έρευνά τους έδειξε:

1) Για γαλαξίες ορατούς επίπεδους, η μείωση της επιφανειακής πυκνότητας των ερυθρών γιγάντων ακολουθεί έναν εκθετικό νόμο (Εικ. 36).

-|-1-1-1-E-1-1-1-1-1-1-1-1--<тГ

PGC39032/w "".

15 κόκκινοι γίγαντες Z w

Ρύζι. 36: Εκθετική αλλαγή στην πυκνότητα των ερυθρών γιγάντων στον νάνο γαλαξία RSS39032 από κέντρο σε άκρη με βάση τις παρατηρήσεις NCT

2) Κανένας γαλαξίας στην άκρη δεν έχει εκτεταμένο φωτοστέφανο κόκκινων γιγάντων κατά μήκος του άξονα 2 (Εικ. 37).

3) Το σχήμα της κατανομής των κόκκινων γιγάντων κατά μήκος του άξονα β μοιάζει με οβάλ ή έλλειψη (Εικ. 38).

Λαμβάνοντας υπόψη την τυχαιότητα του δείγματος και την ομοιομορφία των αποτελεσμάτων που προέκυψαν σχετικά με το σχήμα της κατανομής των γιγάντων για όλους τους γαλαξίες που μελετήθηκαν, μπορεί να υποστηριχθεί ότι οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν έναν τέτοιο νόμο κατανομής ερυθρών γιγάντων. Αποκλίσεις από τον γενικό κανόνα είναι πιθανές, για παράδειγμα, σε αλληλεπιδρώντες γαλαξίες.

Θα πρέπει να σημειωθεί ότι μεταξύ των γαλαξιών που μελετήθηκαν υπήρχαν τόσο ακανόνιστοι όσο και σπειροειδείς γαλαξίες που δεν ήταν γιγάντιοι. Δεν βρήκαμε καμία σημαντική διαφορά μεταξύ τους στους νόμους κατανομής των ερυθρών γιγάντων κατά μήκος του άξονα 2, με εξαίρεση την κλίση της μείωσης της πυκνότητας των γιγάντων.

6.3.2 Χωρική κατανομή των αστεριών.

Τονίζοντας αστέρια διαφορετικών τύπων στο διάγραμμα G-R, μπορούμε να δούμε την κατανομή τους σε μια εικόνα του γαλαξία ή να υπολογίσουμε τις παραμέτρους της χωρικής κατανομής τους στο σώμα του γαλαξία.

Είναι γνωστό ότι ο νεαρός αστρικός πληθυσμός των ακανόνιστων γαλαξιών είναι συγκεντρωμένος σε περιοχές σχηματισμού άστρων, οι οποίες είναι τυχαία διασκορπισμένες σε όλο το σώμα του γαλαξία. Ωστόσο, το φαινομενικό χάος εξαφανίζεται αμέσως αν εντοπίσουμε την αλλαγή στην επιφανειακή πυκνότητα των νεαρών αστεριών κατά μήκος της ακτίνας του γαλαξία. Στα γραφήματα στο Σχ. 33 είναι σαφές ότι οι τοπικές διακυμάνσεις που σχετίζονται με μεμονωμένες περιοχές σχηματισμού αστεριών υπερτίθενται στη γενική, κοντά στην εκθετική, κατανομή.

Για τον μεγαλύτερο πληθυσμό - εκτεταμένα ασυμπτωτικά γιγάντια κλαδιά αστέρια - η κατανομή έχει μικρότερη κλίση μείωσης της πυκνότητας. Και η μικρότερη κλίση έχει ο αρχαίος πληθυσμός - κόκκινοι γίγαντες. Θα ήταν ενδιαφέρον να ελέγξουμε αυτή την εξάρτηση για τον προφανώς πιο αρχαίο πληθυσμό - τα αστέρια του οριζόντιου κλάδου, ωστόσο, σε εκείνους τους γαλαξίες όπου αυτά τα αστέρια είναι προσβάσιμα, βλέπουμε έναν ανεπαρκή αριθμό από αυτά για στατιστικές μελέτες. Η σαφώς ορατή εξάρτηση της ηλικίας των αστεριών και των παραμέτρων χωρικής πυκνότητας μπορεί να έχει μια απολύτως λογική εξήγηση: αν και ο σχηματισμός άστρων συμβαίνει πιο έντονα κοντά στο κέντρο του γαλαξία, οι τροχιές των αστεριών γίνονται όλο και μεγαλύτερες με την πάροδο του χρόνου και σε μια περίοδο πολλών δισεκατομμύρια χρόνια, τα αστέρια μπορούν να μετακινηθούν στην περιφέρεια των γαλαξιών. Είναι δύσκολο να

Ρύζι. 37: Πτώση της πυκνότητας των ερυθρών γιγάντων κατά μήκος του άξονα 2 σε αρκετούς ακραίους γαλαξίες

Ρύζι. 38: Μια εικόνα ενός νάνου γαλαξία στην άκρη δείχνει τις θέσεις των κόκκινων γιγάντων που βρέθηκαν. Η γενική μορφή της κατανομής είναι ένα ωοειδές ή μια έλλειψη, πώς ένα τέτοιο αποτέλεσμα μπορεί να επαληθευτεί στις παρατηρήσεις. Πιθανώς, μόνο η μοντελοποίηση της εξέλιξης του γαλαξιακού δίσκου μπορεί να βοηθήσει στην επίλυση τέτοιων υποθέσεων.

6.3.3 Δομή ακανόνιστων γαλαξιών.

Συνοψίζοντας όσα έχουν ειπωθεί σε άλλες ενότητες, μπορούμε να φανταστούμε τη δομή ενός ακανόνιστου γαλαξία ως εξής: το πιο εκτεταμένο αστρικό σύστημα σε όλες τις συντεταγμένες σχηματίζεται από κόκκινους γίγαντες. Το σχήμα της κατανομής τους είναι ένας χοντρός δίσκος, με εκθετική πτώση της επιφανειακής πυκνότητας των γιγάντων από το κέντρο προς την άκρη. Το πάχος του δίσκου είναι σχεδόν το ίδιο σε όλο το μήκος του. Τα νεότερα συστήματα αστέρων έχουν τα δικά τους υποσυστήματα ενσωματωμένα σε αυτόν τον δίσκο. Όσο νεότερος είναι ο αστρικός πληθυσμός, τόσο πιο λεπτός είναι ο δίσκος που σχηματίζει. Και παρόλο που ο νεότερος αστρικός πληθυσμός, οι μπλε υπεργίγαντες, κατανέμεται μεταξύ μεμονωμένων χαοτικών περιοχών σχηματισμού άστρων, γενικά ακολουθεί επίσης ένα γενικό μοτίβο. Όλα τα ένθετα υποσυστήματα δεν αποφεύγουν το ένα το άλλο, δηλ. Οι περιοχές σχηματισμού αστεριών μπορεί να περιέχουν παλιούς κόκκινους γίγαντες. Για τους περισσότερους νάνους γαλαξίες, όπου μια περιοχή σχηματισμού άστρων καταλαμβάνει ολόκληρο τον γαλαξία, αυτό το σχήμα είναι πολύ αυθαίρετο, αλλά τα σχετικά μεγέθη των δίσκων των νεαρών και ηλικιωμένων πληθυσμών ισχύουν και για τέτοιους γαλαξίες.

Εάν χρησιμοποιούνται επίσης ραδιοφωνικά δεδομένα για την ολοκλήρωση της ανασκόπησης της δομής των ακανόνιστων γαλαξιών, αποδεικνύεται ότι ολόκληρο το αστρικό σύστημα είναι βυθισμένο σε έναν δίσκο ή ένα νέφος ουδέτερου υδρογόνου. Οι διαστάσεις του δίσκου HI, όπως προκύπτει από τα στατιστικά στοιχεία 171 γαλαξιών, είναι περίπου 5-6 φορές μεγαλύτερες από το ορατό σώμα του γαλαξία στο επίπεδο Iv = 25"*. Για μια άμεση σύγκριση των μεγεθών των δίσκων υδρογόνου και δίσκους από κόκκινους γίγαντες, έχουμε πολύ λίγα δεδομένα.

Στον γαλαξία ICIO, τα μεγέθη και των δύο δίσκων είναι περίπου ίσα. Για τον γαλαξία του Πήγασου, ο δίσκος υδρογόνου έχει σχεδόν το μισό μέγεθος από τον κόκκινο γίγαντα δίσκο. Και ο γαλαξίας NGC4449, ο οποίος έχει έναν από τους πιο εκτεταμένους δίσκους υδρογόνου, είναι απίθανο να έχει έναν εξίσου εκτεταμένο δίσκο κόκκινων γιγάντων. Το Kakh επιβεβαιώνεται όχι μόνο από τις παρατηρήσεις μας. Έχουμε ήδη αναφέρει τις αναφορές του Μινίτη και των συναδέλφων του για την ανακάλυψη φωτοστέφανου. Έχοντας απεικονίσει μόνο μέρος του γαλαξία, πήραν το μέγεθος του παχύ δίσκου κατά μήκος του άξονα b ως εκδήλωση του φωτοστέφανου, το οποίο ανέφεραν, χωρίς να προσπαθήσουν να μελετήσουν την κατανομή των αστεριών σε αυτούς τους γαλαξίες κατά μήκος του κύριου άξονα.

Στην έρευνά μας δεν θίξαμε γιγάντιους γαλαξίες, αλλά αν λάβουμε υπόψη τη δομή του Γαλαξία μας, τότε υπάρχει ήδη η έννοια του «παχύ δίσκου» για έναν φτωχό σε μέταλλο παλιό πληθυσμό. Όσον αφορά τον όρο "αλο", μας φαίνεται ότι μπορεί να εφαρμοστεί σε σφαιρικά συστήματα, αλλά όχι σε επίπεδα συστήματα, αν και αυτό είναι μόνο θέμα ορολογίας.

6.3.4 Όρια γαλαξιών.

Το ζήτημα των ορίων των γαλαξιών μάλλον δεν έχει ακόμη πλήρως διερευνηθεί. Ωστόσο, τα αποτελέσματά μας μπορούν να συμβάλουν οριστικά στη λύση του. Συνήθως πιστεύεται ότι η αστρική πυκνότητα στις άκρες των γαλαξιών σταδιακά μειώνεται στο μηδέν και τα όρια των γαλαξιών, ως τέτοια, απλά δεν υπάρχουν. Μετρήσαμε τη συμπεριφορά του πιο εκτεταμένου υποσυστήματος, που αποτελείται από κόκκινους γίγαντες, κατά μήκος του άξονα Z. Σε εκείνους τους γαλαξίες στην άκρη για τους οποίους λάβαμε δεδομένα από φωτομετρικές εικόνες, η συμπεριφορά της πυκνότητας των ερυθρών γιγάντων ήταν ομοιόμορφη: η πυκνότητα έπεσε εκθετικά στο μηδέν (Εικ. 37) . Εκείνοι. ο γαλαξίας έχει μια έντονα καθορισμένη άκρη κατά μήκος του άξονα Ζ και ο αστρικός πληθυσμός του έχει ένα καλά καθορισμένο όριο και δεν εξαφανίζεται σταδιακά.

Είναι πιο δύσκολο να μελετήσουμε τη συμπεριφορά της αστρικής πυκνότητας κατά μήκος της ακτίνας του γαλαξία στο σημείο όπου εξαφανίζονται τα αστέρια. Για τους γαλαξίες που βρίσκονται στην άκρη, είναι πιο βολικό να προσδιορίσετε το μέγεθος του δίσκου. Ο γαλαξίας Πήγασος δείχνει μια απότομη πτώση του αριθμού των ερυθρών γιγάντων στο μηδέν κατά μήκος του κύριου άξονα (Εικ. 36). Εκείνοι. ο γαλαξίας έχει ένα πολύ οξύ όριο δίσκου, πέρα ​​από το οποίο δεν υπάρχουν πρακτικά κόκκινοι γίγαντες. Το Galaxy J10, σε μια πρώτη προσέγγιση, συμπεριφέρεται με παρόμοιο τρόπο. Η πυκνότητα των αστεριών μειώνεται και σε κάποια απόσταση από το κέντρο του γαλαξία παρατηρείται απότομη μείωση του αριθμού τους (Εικ. 33). Ωστόσο, σε αυτή την περίπτωση η μείωση δεν συμβαίνει στο μηδέν. Είναι αξιοσημείωτο ότι οι κόκκινοι γίγαντες υπάρχουν πέρα ​​από την ακτίνα του άλματος πυκνότητάς τους, αλλά πέρα ​​από αυτό το όριο έχουν διαφορετική χωρική κατανομή από αυτή που είχαν πιο κοντά στο κέντρο. Είναι ενδιαφέρον να σημειωθεί ότι στον σπειροειδή γαλαξία ISM, οι κόκκινοι γίγαντες κατανέμονται παρόμοια. Εκείνοι. εκθετική πτώση της πυκνότητας, άλμα και συνέχιση πέρα ​​από την ακτίνα αυτού του άλματος. Υπήρχε η υπόθεση ότι αυτή η συμπεριφορά σχετίζεται με τη μάζα του γαλαξία (ο ICIO είναι ο πιο ογκώδης ακανόνιστος γαλαξίας, μετά τα σύννεφα του Μαγγελάνου, στην Τοπική Ομάδα), αλλά βρέθηκε ένας μικρός γαλαξίας με την ίδια συμπεριφορά των ερυθρών γιγάντων (Εικ. . 37). Οι παράμετροι των ερυθρών γιγάντων έξω από την ακτίνα κρούσης είναι άγνωστες· διαφέρουν ως προς την ηλικία και τη μεταλλικότητα; Ποιος είναι ο τύπος χωρικής κατανομής για αυτά τα μακρινά αστέρια; Δυστυχώς, σήμερα δεν μπορούμε να απαντήσουμε σε αυτές τις ερωτήσεις. Απαιτείται έρευνα σε μεγάλα τηλεσκόπια με ευρύ πεδίο.

Πόσο μεγάλα είναι τα στατιστικά στοιχεία των μελετών μας για να μιλήσουν για την ύπαρξη παχύρευστων δίσκων σε γαλαξίες όψιμου τύπου ως ευρέως διαδεδομένο ή γενικό φαινόμενο; Για όλους τους γαλαξίες που είχαν επαρκώς βαθιές εικόνες, εντοπίσαμε εκτεταμένες δομές γιγάντων γιγάντων.

Έχοντας εξετάσει το αρχείο NZT, βρήκαμε εικόνες 16 γαλαξιών, ορατών από άκρη σε άκρη ή με πρόσωπο, και αναλύθηκαν σε κόκκινους γίγαντες. Αυτοί οι γαλαξίες βρίσκονται σε αποστάσεις 2-5 Me. Η λίστα τους: N002976, VB053, 000165, K52, K73, 000190, 000187, IOSA438, P00481 1 1, P0S39032, ROS9962, N002366, I0S8320, IOSA442, N00625, N001560.

Η εκθετική πτώση της πυκνότητας για τους γαλαξίες με πρόσωπο και το μοτίβο κατανομής των ερυθρών γιγάντων γύρω από τους γαλαξίες στην άκρη αποδεικνύει ότι σε όλες αυτές τις περιπτώσεις βλέπουμε εκδηλώσεις χοντρού δίσκου.

6.4 Κόκκινοι γιγάντιοι δίσκοι και κρυμμένη μάζα ακανόνιστων γαλαξιών.

Οι ραδιοπαρατηρήσεις σπειροειδών και νάνων γαλαξιών στο Η1 έχουν δείξει μικρή διαφορά στη συμπεριφορά των καμπυλών περιστροφής των γαλαξιών. Και για τους δύο τύπους γαλαξιών, για εξήγηση

119 ο σχηματισμός του σχήματος των καμπυλών περιστροφής απαιτεί την παρουσία σημαντικών μαζών αόρατης ύλης. Θα μπορούσαν οι εκτεταμένοι δίσκοι που έχουμε βρει σε όλους τους ακανόνιστους γαλαξίες να είναι η αόρατη ύλη που αναζητούμε; Οι μάζες των ίδιων των ερυθρών γιγάντων, που παρατηρούμε στους δίσκους, είναι φυσικά εντελώς ανεπαρκείς. Χρησιμοποιώντας τις παρατηρήσεις μας στον γαλαξία 1C1613, προσδιορίσαμε τις παραμέτρους για τη μείωση της πυκνότητας των γιγάντων προς την άκρη και υπολογίσαμε τον συνολικό αριθμό και τη μάζα τους σε ολόκληρο τον γαλαξία. Αποδείχθηκε ότι Mred/Lgal = 0,16. Εκείνοι. λαμβάνοντας υπόψη τη μάζα των γιγάντιων διακλαδικών αστεριών αυξάνει ελαφρώς τη μάζα ολόκληρου του γαλαξία. Ωστόσο, πρέπει να θυμόμαστε ότι το στάδιο του κόκκινου γίγαντα είναι ένα σχετικά σύντομο στάδιο στη ζωή ενός αστεριού. Επομένως, πρέπει να γίνουν σημαντικές διορθώσεις στη μάζα του δίσκου, λαμβάνοντας υπόψη τον αριθμό των αστεριών με μικρότερη μάζα και εκείνων των αστεριών που έχουν ήδη περάσει το στάδιο του κόκκινου γίγαντα. Θα ήταν ενδιαφέρον, με βάση τις πολύ βαθιές παρατηρήσεις των κοντινών γαλαξιών, να ελέγξουμε τον πληθυσμό των υποκλάδων και να υπολογίσουμε τη συμβολή τους στη συνολική μάζα του γαλαξία, αλλά αυτό είναι θέμα για το μέλλον.

συμπέρασμα

Συνοψίζοντας τα αποτελέσματα της εργασίας, ας σταθούμε για άλλη μια φορά στα κύρια αποτελέσματα.

Το τηλεσκόπιο των 6 μέτρων έλαβε βαθιές πολύχρωμες εικόνες περίπου 100 γαλαξιών που αναλύουν αστέρια. Έχει δημιουργηθεί ένα αρχείο δεδομένων. Αυτοί οι γαλαξίες μπορούν να προσεγγιστούν κατά τη μελέτη αστρικών πληθυσμών, κυρίως μεταβλητών αστέρων υψηλής φωτεινότητας του τύπου LBV. Στους γαλαξίες που μελετήθηκαν, μετρήθηκαν τα χρώματα και η φωτεινότητα όλων των ορατών αστεριών. Εντοπίζονται υπεργίγαντες και υπεργίγαντες της υψηλότερης φωτεινότητας.

Μια μεγάλη και ομοιογενής σειρά δεδομένων μέτρησης απόστασης ελήφθη για όλους τους γαλαξίες στον βόρειο ουρανό με ταχύτητες μικρότερες από 500 km/s. Τα αποτελέσματα που λαμβάνονται προσωπικά από τον συγγραφέα της διατριβής είναι πολύ σημαντικά μεταξύ του συνόλου των δεδομένων. Οι μετρήσεις απόστασης που ελήφθησαν καθιστούν δυνατή την ανάλυση των κινήσεων των γαλαξιών που δεν είναι Hubble στο Τοπικό σύμπλεγμα, γεγονός που περιορίζει την επιλογή ενός μοντέλου για το σχηματισμό των Τοπικών γαλαξιών «τηγανίτα».

Με βάση μετρήσεις απόστασης, προσδιορίστηκε η σύνθεση και η χωρική δομή των πλησιέστερων ομάδων γαλαξιών στον βόρειο ουρανό. Τα αποτελέσματα της εργασίας επιτρέπουν στατιστικές συγκρίσεις των παραμέτρων ομάδων γαλαξιών.

Πραγματοποιήθηκε μια μελέτη της κατανομής των γαλαξιών προς την κατεύθυνση του σμήνος γαλαξιών της Παρθένου. Έχουν βρεθεί αρκετοί σχετικά κοντινοί γαλαξίες που βρίσκονται ανάμεσα στο σμήνος και την Τοπική Ομάδα. Προσδιορίστηκαν οι αποστάσεις και εντοπίστηκαν γαλαξίες που ανήκουν στο ίδιο το σμήνος και βρίσκονται σε διαφορετικά σημεία της περιφέρειας και του κέντρου του σμήνους.

Προσδιορίστηκε η απόσταση από τα συμπλέγματα στην Παρθένο, η οποία αποδείχθηκε ίση με 17,0 Mpc και Coma Berenices, ίση με 90 Mpc. Σε αυτή τη βάση, η σταθερά Hubble υπολογίστηκε ότι είναι R0 = 77 ± 7 km/s/Mpc.

Με βάση τη φωτομετρία εικόνων BTA και HST, μετρήθηκε η φωτεινότητα των φωτεινότερων αστεριών σε 10 γαλαξίες της ομάδας N001023, που βρίσκονται σε απόσταση 10 Mpc. Προσδιορίστηκαν οι αποστάσεις από τους γαλαξίες και υπολογίστηκε η σταθερά του Hubble προς αυτή την κατεύθυνση. Συνάγεται το συμπέρασμα ότι η κλίση ταχύτητας μεταξύ της τοπικής ομάδας και της ομάδας NGC1023 είναι μικρή, η οποία μπορεί να είναι

121 μπορεί να εξηγηθεί από τη σχετικά μικρή μάζα του σμήνους γαλαξιών Virgo σε σύγκριση με όλους τους γύρω γαλαξίες.

Με βάση τις μελέτες της χωρικής κατανομής των ερυθρών γιγάντων σε γαλαξίες όψιμου τύπου, έχουν ανακαλυφθεί παχύς και εκτεταμένος δίσκος παλαιών αστεριών. Οι διαστάσεις τέτοιων δίσκων είναι 2-3 φορές μεγαλύτερες από τις διαστάσεις του ορατού σώματος του γαλαξία. Διαπιστώθηκε ότι τα όρια αυτών των δίσκων έχουν μάλλον αιχμηρές άκρες, πέρα ​​από τις οποίες υπάρχουν πολύ λίγα αστέρια.

Παρά τις μελέτες μεγάλης κλίμακας για τις αποστάσεις από τους γαλαξίες στον βόρειο ουρανό, δεν απομένουν λιγότερα ερωτήματα για το μέλλον από αυτά που υπήρχαν πριν από την έναρξη της εργασίας. Αλλά αυτές οι ερωτήσεις είναι διαφορετικής ποιότητας, αφού τώρα, ειδικά σε σχέση με το έργο των διαστημικών τηλεσκοπίων, είναι δυνατό να κάνουμε ακριβείς μετρήσεις που μπορούν να αλλάξουν τις ιδέες μας για το κοντινό διάστημα. Αυτό αφορά τη σύνθεση, τη δομή και την κινηματική των κοντινών ομάδων γαλαξιών, οι αποστάσεις από τις οποίες καθορίζονται εντατικά με τη μέθοδο TCOW.

Η περιφέρεια των γαλαξιών έχει λάβει αυξανόμενη προσοχή, ειδικά λόγω της αναζήτησης της σκοτεινής ύλης και της ιστορίας του σχηματισμού και της εξέλιξης των γαλαξιακών δίσκων. Είναι αξιοσημείωτο ότι η πρώτη συνάντηση στην περιφέρεια των γαλαξιών θα πραγματοποιηθεί στο Αστεροσκοπείο Lovell το φθινόπωρο του 2002.

Ευχαριστίες

Τα πολλά χρόνια που έγιναν εργασίες πάνω στο θέμα της διπλωματικής εργασίας που παρουσίασα, πολλοί άνθρωποι, με τον ένα ή τον άλλο τρόπο, με βοήθησαν στη δουλειά μου. Τους είμαι ευγνώμων για αυτή την υποστήριξη.

Με ιδιαίτερη χαρά όμως εκφράζω την ευγνωμοσύνη μου σε όσους ένιωθα συνεχώς τη βοήθεια. Χωρίς τα υψηλότερα προσόντα της Galina Korotkova, η εργασία για τη διατριβή θα είχε διαρκέσει για απίστευτα μεγάλο χρονικό διάστημα. Το πάθος και η επιμονή στο να κάνω τη δουλειά που επιδεικνύει η Olga Galazutdinova μου επέτρεψαν να έχω αποτελέσματα σε μεγάλο αριθμό αντικειμένων στο Virgo και στο N001023 σε αρκετά σύντομο χρονικό διάστημα. Ο Igor Drozdovsky, με τα μικρά προγράμματα υπηρεσιών του, μας παρείχε μεγάλη βοήθεια στη φωτομετρία δεκάδων χιλιάδων αστέρων.

Είμαι ευγνώμων στο Ρωσικό Ίδρυμα Βασικής Έρευνας, του οποίου τις υποτροφίες έλαβα (95-02-05781, 97-02-17163, 00-02-16584), για την οικονομική υποστήριξη για οκτώ χρόνια, η οποία μου επέτρεψε να διεξάγω την έρευνα πιο αποτελεσματικά .

1. Hubble E. 1929 Proc. Nat. Ακαδ. Sci. 15, 168

2. Baade W. 1944 ApJ 100, 137

3. Baade W. 1963 στο Evolution of Stars and Galaxies, εκδ. C.Payne-Gaposchkin, (Cambridge: MIT Press)

4. Sandage A. 1971 στο Nuclei of Galaxies, εκδ. από τον D.J.K. O"Connel, (Άμστερνταμ, Βόρεια Ολλανδία) 601

5. Jacoby G.H., Branch V., CiarduU R., Davies R.L., Harris W.E., Pierce M.J., Pritchet C.J., Tonry J.L., Weich D.L. 1992 ΠΑΣΠ 104, 599.

6. Minkovski R. 1964 Ann. Στροφή μηχανής. Αστρ. Aph. 2, 247,7. de Jager K. 1984 Αστέρια της υψηλότερης φωτεινότητας Mir, Μόσχα.

7. Gibson W.K., Stetson R.W., Freedman W.L., Mold J.R., Kennicutt R.C., Huchra G.P., Sakai S., Graham J.A., Fassett C.I., Kelson D.D., L.Ferrarese, S.M.G.D.Hughes Maori, Madore B.F., Sebo K.M., Silbermann N.A. 2000 ApJ 529, 723

8. Zwicky F. 1936 PASP 48, 191

10. Cohen J.G. 1985 ApJ292, 9012. van den Bergh S. 1986, στο Galaxy Distances and Deviations from Universal Expansion, ed. από B.F.Madore και R.B.TuUy, NATO ASI Series 80, 41

11. Hubble E. 1936 ApJ 84, 286

12. Sanage A. 1958 ApJ 127, 513

13. Sanage A., Tammann G.A. 1974 ApJ 194, 223 17] de Vaucouleurs G. 1978 ApJ224, 710

14. Humphreys R.M. 1983 ApJ269, 335

15. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A. 1994 A&A 286, 718 20] Madore B., Freedman W. 1991 PASP 103, 93321. Gould A. 1994 AAJ426, 542

16. Γιορτή Μ. 1998 MNRAS 293L, 27

17. Madore B., Freedman W. 1998 ApJ492, 110

18. Mold J., Kristian J. 1986 ApJ 305, 591

19. Lee M., Freedman W., Madore B. 1993 ApJ417, 533

20. Da Costa G., Armandroff T. 1990 AJlOO, 162

21. Salaris M., Cassisi S. 1997 MNRAS 289, 406

22. Salaris M., Cassisi S. 1998 MNRAS298, 166

23. Bellazzini M., Ferraro F., Pancino E. 2001 ApJ 556, 635

24. Gratton R., Fusi Pecci F., Carretta E., Clementini G., Corsi C., Lattanzi M. 1997 ApJ491, 749

25. Fernley J., Barnes T., Skillen L, Hawley S., Hanley C, Evans D., Solono E., Garrido R. 1998 A&A 330, 515

26. Groenewegen M., Salaris M. 1999 A&A 348L, 3335. Jacoby G. 1980 ApJS 42, 1

27. Bottinelli L., Gouguenheim L., Paturel C., Teerikorpi P., 1991 A&A 252, 550

28. Jacoby G., Ciardullo R. 1999 ApJ 515, 169

29. Harris W. 1991 Ann. Στροφή μηχανής. Αστρ. Απ. 29, 543

30. Harris W. 1996 AJ 112, 1487

31. Blakeslee J., Vazdekis A., Ajhar E., 2001 MNRAS S20, 193

32. Tonry J., Schneider B. 1988 AJ 96, 807

33. Tonry J., Blakeslee J., Ajhar E., Dressier A. 2000 ApJ530, 625

34. Ajhar E., Lauer T., Tonry J., Blakeslee J., Dressier A., ​​· Holtzman J., Postman M., 1997 AJ 114, 626

35. Tonry J., Blakeslee J., Ajhar E., Dressier A. 1997 ApJ475, 399

36. Tully R., Fisher J. 1977 A&A 54, 661

37. Russell D. 2002 ApJ 565, 681

38. Sanage A. 1994 ApJ 430, 13

39. Faber S., Jackson R. 1976 ApJ 204, 668

40. Faber S., Wegner G., Burstain B., Davies R., Dressier A., ​​· Lynden-Bell D., Terlevich R. 1989 ApJS 69, 763

41. Panagia N., Gilmozzi R., Macchetto F., Adorf H., Kirshner R. 1991 ApJ 380, L23

42. Salaris M., Groenewegen M. 2002 A&A 3 81, 440

43. McHardy J., Stewart G., Edge A., Cooke B., Yamashita K., Hatsukade I. 1990 MNRAS 242, 215

44. Bahle H., Maddox S. Lilje P. 1994 ApJ 435, L79

45. Freedman W., Madore B., Gibson B., Ferrarese L., Kelson B., Sakai S., Mold R., Kennicutt R., Ford H., Graham J., Huchra J., Hughes S., Illingworth G., Macri L., Stetson P. 2001 ApJ553, 47

46. ​​Lee M., Kim M., Sarajedini A., Geisler D., Gieren W. 2002ApJ565, 959

47. Kim M., Kim E., Lee M., Sarajedini A., Geisler D. 2002 AJ123, 244

48. Maeder A., ​​Conti P. 1994 Ann. Στροφή μηχανής. Άστρον. Αστροφ. 32, 227

49. Bertelli G., Bessan A., Chiosi C., Fagotto F., Nasi E. 1994 A&A 106, 271

50. Greggio L. 1986 A&A 160, 111

51. Shild H., Maeder A. A&A 127, 238.

52. Linga G. Catalog of Open Cluster Data, 5th edn, Stellar Data Center, Observatoire de Strasbourg, Γαλλία.

53. Massey P. 1998 ApJ 501, 153

54. Makarova L. 1999 A&A 139, 491

55. Rozanski R., Rowan-Robinson M. 1994 MNRAS 271, 530

56. Makarova L., Karachentsev I., Takolo L. et al. 1998 A&A 128, 459

57. Crone M., Shulte-Ladbeck R., Hopp U., Greggio L. 2000 545L, 31

58. Tikhonov N., Karachentsev I., Bilkina V., Sharina M. 1992 A&A Trans 1, 269

59. Georgiev Ts, 1996 Διδακτορική διατριβή Nizhny Arkhyz, CAO RAS 72] Karachentsev L, Kopylov A., Kopylova F. 1994 Bull. ΣΑΟ 38,5

60. Kelson D., lUingworth G. et al. 1996 ApJ 463, 26

61. Saha Α., Sandage Α., et al. 1996ApJS 107, 693

62. Iben I., Renzini A. 1983 Ann. Στροφή μηχανής. Άστρον. Αστροφ. 21, 271

63. Kholonov P. 1985 Star clusters. Μιρ, Μόσχα

64. Sakai S., Madore V., Freedman W., Laver T., Ajhar E., Baum W. 1997 ApJ478, 49

65. Aparicio A., Tikhonov N., Karachentsev I. 2000 AJ 119, 177.

66. Aparicio A., Tikhonov N. 2000 AJ 119, 2183

67. Madore V., Freedman W. 1995 AJ 109, 1645

68. Velorosova T., Merman., Sosnina M. 1975 Izv. RAO 193, 175 82] Tikhonov N. 1983 Επικοινωνία. JSC 39, 40

69. Ziener R. 1979 Astron. Ναχρ. 300, 127

70. Tikhonov N., Georgiev T., Bilkina B. 1991 SoobiL. CAO 67, 114

71. Karachentsev L, Tikhonov N. 1993 A&A 100, 227 87] Tikhonov N., Karachentsev I. 1993 A&A 275, 39 88] Landolt A. 1992 AJ 104, 340

72. Treffers R.R., Richmond M.W. 1989, ΠΑΣΠ 101, 725

73. Γκεόργκιεφ Τσ.Β. 1990 Αστροφίζ. Issled. (Izv.SAO) 30, 127

74. Sharina M., Karachentsev I., Tikhonov N. 1996 A&A 119, 499

75. Tikhonov N., Makarova L. 1996 Astr. Ναχρ. 317, 179

76. Tikhonov N., Karachentsev I. 1998 A&A 128, 325

77. Stetson P. 1993 Εγχειρίδιο χρήστη για το SHORYOT I (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)

78. Drozdovsky I. 1999 Υποψήφια διατριβή του Κρατικού Πανεπιστημίου Αγίας Πετρούπολης, Αγία Πετρούπολη

79. Holtzman J, Burrows C, Casertano S, et αϊ. 1995 PASP 107, 1065 97] Aparicio Α., Cepa J., Gallart C. et al. 1995 AJ 110, 212

80. Sharina M., Karachentsev I., Tikhonov I., Letters to AJ, 1997 23, 430

81. Abies N. 1971 Publ.U.S.Naval Obs. 20, μέρος IV, 1

82. Karachentsev I. 1993 Preprint CAO 100, 1

83. Tolstoy E. 2001 Local Group in Microlensing 2000: A New Era of Microlensing Astrophysics, Cape Town, ASP Conf. Ser eds. J.W. Menzies και Π.Δ. Sackett

84. Jacoby G., Lesser M. 1981 L J 86, 185

85. Hunter D. 2001 ApJ 559, 225

86. Karachentseva V. 1976 Επικοινωνία. GAG 18, 42

87. Aparicio A., Gall art K., Bertelli G. 1997 AJ 114, 680112. Lee M. 1995 AJ 110, 1129.

88. Miller V., Dolphin A. et. al. 2001 ApJ 562, 713 114] Fisher J., TuUy R. 1975 A&A 44, 151

89. Greggio L., Marconi G. et al. 1993 AJ 105, 894

90. Lee Μ., Aparicio Α., Tikhonov Ν. et al. 1999 AJ 118, 853

91. Armandroff T. et al. 1998 AJ 116, 2287

92. Karachentsev L, Karachentseva V. 1998 A&A 127, 409

93. Tikhonov N., Karachentsev I. 1999 ΣΕΛΙΔΑ 25, 391

94. Sanage A. 1984 AJ 89, 621

95. Humphreys R., Aaronson Μ. et αϊ. 1986 AJ 93, 808

96. Georgiev Ts., Bilkina V., Tikhonov N. 1992 A&A 95, 581

97. Γκεοργκίεφ Τσ. V., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Bilkina B.I. 1991 A&AS 89, 529

98. Karachentsev ID., Tikhonov N.A. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I. 1991 A&AS 91, 503

99. Freedman W., Hughes S. et al. 1994 ApJ427, 628

100. Sandage A., Tammann G. 1974 ApJ 191, 559 134] Sandage A., Tammann G. 1974 ApJ 191, 603

101. NASA/IP AC Extragalactic Database http://nedwww.ipac.caltech.edu 136] Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L. 1994 ΣΕΛΙΔΑ 20, 84

102. Aloisi Α., Clampin Μ., et al. 2001 AJ 121, 1425

103. Luppino G., Tonry J. 1993 ApJ410, 81

104. Tikhonov N., Karachentsev I. 1994 Δελτίο. SAO 38, 32

105. Valtonen Μ., Byrd G., et al. 1993 AJ 105, 886 141] Zheng J., Valtonen M., Byrd G. 1991 A&A 247 20

106. Karachentsev I., Kopylov A., Kopylova F. 1994 Bnll SAO 38, 5 144] Georgiev Ts., Karachentsev I., Tikhonov N. 1997 YALZH 23, 586

107. Makarova L., Karachentsev I., Georgiev Ts. 1997 ΣΕΛΙΔΑ 23, 435

108. Makarova L., Karachentsev I., et al. 1998 A&A 133, 181

109. Karachentsev L, Makarov D. 1996 AJ 111, 535

110. Makarov D. 2001 Διδακτορική διατριβή

111. Freedman W., Madore V. et al. 1994 Nature 371, 757

112. Ferrarese L., Freedman W. et al. 1996 ApJ4Q4 568

113. Graham J., Ferrarese L. et al. 1999 ApJ51Q, 626 152] Maori L., Huchra J. et al. 1999 ApJ 521, 155

114. Fouque P., Solanes J. et al. 2001 Προεκτύπωση ESO, 1431

115. BingeUi B. 1993 Halitati onsschrift, Univ. Βασιλεία

116. Aaronson Μ., Huchra J., Mold J. at al. 1982 ApJ 258, 64

117. BingeUi V., Sandage A., Tammann G. 1995 AJ 90, 1681157. Reaves G. 1956 AIJai, 69

118. Tolstoy E., Saha A. et al. 1995 AJ 109, 579

119. Dohm-Palmer R., Skillman Ε. et αϊ. 1998 A J116, 1227 160] Saha Α., Sandage Α. et al. 1996ApJS 107, 693

120. Shanks Τ., Tanvir Ν. et αϊ. 1992 MNRAS 256, 29

121. PierceM., McClure R., Racine R. 1992ApJ393, 523

122. Schoniger F., Sofue Y. 1997 A&A 323, 14

123. Federspiel M., Tammann G., Sandage A. 1998 ApJ495, 115

124. Whitemore W., Sparks W., et al. 1995 ApJ454L, 173 167] Onofrio Μ., Capaccioli Μ., et al. 1997 MNRAS 289, 847 168] van den Bergh S. 1996 PASF 108, 1091

125. Ferrarese L., Gibson Β., Kelson D. et al. 1999 αστροφ/9909134

126. Saha Α., Sandage Α. et al. 2001 ApJ562, 314

127. Tikhonov N., Galazutdinova 0., Drozdovsky I., 2000 Astrophysics 43,

128. Humason M., Mayall N., Sandage A. 1956 AJ 61, 97173. TuUy R. 1980 ApJ 237, 390

129. TuUy R., Fisher J. 1977 A&A 54, 661

130. Pisano D., Wilcots E. 2000 AJ 120, 763

131. Pisano V., Wilcots E., Elmegreen B. 1998 AJ 115, 975

132. Davies R., Kinman T. 1984 MNRAS 207, 173

133. Capaccioli Μ., Lorenz Η., Afanasjev V. 1986 Α&Α 169, 54 179] Silbermann Ν., Harding Ρ., Madore Β. et al. 1996 ApJ470, 1180. Pierce M. 1994 ApJ430, 53

134. Holzman J.A. , Hester J.J., Casertano S. et al. 1995 ΠΑΣΠ 107, 156

135. CiarduUo R., Jacjby J., Harris W. 1991 ApJ383, 487 183] Ferrarese L., Mold J. et al. 2000 ApJ529, 745

136. Schmidt W., Kitshner R., Eastman R. 1992 ApJ 395, 366

137. Neistein E., Maoz D. 1999 AJ117, 2666186. Arp H. 1966 ApJS 14, 1

138. Elholm T., Lanoix P., Teerikorpi P., Fouque P., Paturel G. 2000 A&A 355, 835

139. Klypin A., Hoffman Y., Kravtsov A. 2002 astro-ph 0107104

140. Gallart C., Aparicio Α. et al. 1996 AJ 112, 2596

141. Aparicio Α., Gallart C. et al. 1996 Mem.S.A.It 67, 4

142. Holtsman J., Gallagher Α. et al. 1999 AJ 118, 2262

143. Sandage A. Hubble Atlas of Galaxies Washington193. de Vaucouleurs G. 1959 Handb. Physik 53, 295194. van den Bergh S. 1960 Publ. Παρατηρ. Dunlap 11, 6

144. Morgan W. 1958 PASP 70, 364

145. Wilcots E., Miller B. 1998 AJXIQ, 2363

146. Pushe D., Westphahl D., et al. 1992 A J103, 1841

147. Walter P., Brinks E. 1999 AJ 118, 273

148. Jarrett T. 2000 PASP 112, 1008

149. Roberts M., Hyanes M. 1994 στο Dwarf Galaxies ed. από Meylan G. και Prugniel P. 197

150. Bosma A. 1981 R J 86, 1791

151. Skrutskie M. 1987 Ph.D. Πανεπιστήμιο Κορνέλ

152. Bergstrom J. 1990 Ph.D. Πανεπιστήμιο της Μινεσότα

153. Heller A., ​​· Brosch N., et al. 2000 MNRAS 316, 569

154. Hunter D., 1997 PASP 109, 937

155. Bremens T., Bingelli B, Prugniel P. 1998 A&AS 129, 313 208] Bremens T., Bingelli B, Prugniel P. 1998 A&AS 137, 337

156. Paturel P. et al. 1996 Catalog of Principal Galaxies PRC-ROM

157. Harris J., Harris W., Poole 0. 1999 AJ 117, 855

158. Swaters R. 1999 Ph.D. Rijksuniversiteit, Χρόνινγκεν

159. Tikhonov N., 1998 στο lAU Symp. 192, The Stellar Content of Local Group Galaxies, εκδ. Whitelock P. και Cannon R., 15.

160. Minniti D., Zijlstra A. 1997 AJ 114, 147

161. Minniti D., Zijlstra A., Alonso V. 1999 AJ 117, 881

162. Lynds R., Tolstoy E. et al. 1998 AJ 116, 146

163. Drozdovsky I., Schulte-Ladbeck R. et al. 2001 ApJL 551, 135

164. James P., Casali M. 1998 MNRAS 3Q1, 280

165. Lequeux J., Combes F. et al. 1998 A&A 334L, 9

166. Zheng Z., Shang Z. 1999 AJ 117, 2757

167. Aparicio A., Gallart K. 1995 AJ 110, 2105

168. Bizyaev D. 1997 Υποψήφια διατριβή, Κρατικό Πανεπιστήμιο Μόσχας, SAI

169. Ferguson A, Clarke S. 2001 MNRAS32b, 781

170. Chiba M., Beers T. 2000 AJ 119, 2843

171. Cuillandre J., Lequeux J., Loinard L. 1998 στο lAU Symp. 192, The Stellar Content of Group Galaxies, εκδ. Whitelock P. και Cannon R., 27

172. Εικ. 1: Εικόνες γαλαξιών στο σμήνος της Παρθένου που τραβήξαμε εμείς με το BTA. Για να τονιστεί η δομή των γαλαξιών, πραγματοποιήθηκε φιλτράρισμα των εικόνων κατά μέσο όρο143

173. Εικ. 3: Εικόνες γαλαξιών στην ομάδα KSS1023 που ελήφθησαν με το BTA και το N8T (τέλος)