Υποδείξτε τη σωστή θέση της χωρικής κατανομής των γαλαξιών. Κατανομή γαλαξιών στο διάστημα. Ομοιογένεια και ισοτροπία

Διατύπωση του προβλήματος

Ιστορικά, στις αρχές του 20ου αιώνα, κυριολεκτικά μια έκρηξη στη μελέτη των αστεριών και των αστρικών σμηνών, τόσο στον Γαλαξία μας όσο και σε άλλα αστρικά συστήματα, δημιούργησε τη βάση πάνω στην οποία εμφανίστηκε η εξωγαλαξιακή αστρονομία. Η εμφάνιση μιας νέας κατεύθυνσης στην αστρονομία έλαβε χώρα χάρη στο έργο των Hertzsprung και Ressel, Duncan και Abbe, Leavitt και Bailey, Shapley και Hubble, Lundmark και Curtis, που καθιέρωσαν 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 συμμετείχαν στην εξωγαλαξιακή έρευνα δημοσίευσαν έναν μεγάλο αριθμό εργασιών που κατά κάποιο τρόπο σχετίζονταν με αστρικά θέματα: με την αποσαφήνιση της φωτεινότητας αστέρια, οικοδόμηση κλίμακες απόστασης, μελετώντας τα εξελικτικά στάδια ορισμένων τύπων άστρων.

Μελέτες αστεριών σε άλλους γαλαξίες επιτρέπουν στους αστρονόμους να λύσουν πολλά προβλήματα ταυτόχρονα. Αρχικά, διευκρινίστε την κλίμακα των αποστάσεων. Είναι σαφές ότι χωρίς να γνωρίζουμε τις ακριβείς αποστάσεις, δεν γνωρίζουμε τις κύριες παραμέτρους των γαλαξιών - μεγέθη, μάζες, φωτεινότητες. Άνοιξε το 1929 Η σχέση του Hubble μεταξύ των ακτινικών ταχυτήτων των γαλαξιών και των αποστάσεων τους καθιστά δυνατό τον γρήγορο προσδιορισμό της απόστασης από οποιονδήποτε γαλαξία με βάση μια απλή μέτρηση της ακτινικής ταχύτητάς του. Ωστόσο, δεν μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε αυτή τη μέθοδο εάν μελετάμε κινήσεις γαλαξιών εκτός Hubble, δηλ. κινήσεις των γαλαξιών που δεν συνδέονται με τη διαστολή του Σύμπαντος, αλλά με τους συνήθεις νόμους της βαρύτητας. Σε αυτή την περίπτωση, χρειαζόμαστε μια εκτίμηση απόστασης που δεν βασίζεται στη μέτρηση της ταχύτητας, αλλά στη βάση της μέτρησης άλλων παραμέτρων. Είναι γνωστό ότι οι γαλαξίες σε αποστάσεις έως 10 Mpc έχουν δικές του 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 της μορφολογίας και της εξέλιξης του ίδιου του γαλαξία. Εκείνοι. Οι πληροφορίες που λαμβάνονται σχετικά με 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, πρέπει οπωσδήποτε να μελετήσουμε τον αστρικό πληθυσμό διαφορετικών τύπων γαλαξιών στο βαθύτερο δυνατό φωτομετρικό όριο.

Στην εποχή της φωτογραφικής αστρονομίας, οι μελέτες του αστρικού πληθυσμού των γαλαξιών πραγματοποιήθηκαν με τα μεγαλύτερα τηλεσκόπια στον κόσμο. Αλλά παρόλα αυτά, ακόμη και σε έναν τόσο κοντινό γαλαξία όπως ο M31, ο αστρικός πληθυσμός του τύπου P, δηλ. κόκκινοι γίγαντες, ήταν στο όριο των φωτομετρικών μετρήσεων. Ένας τέτοιος τεχνικός περιορισμός των δυνατοτήτων έχει οδηγήσει στο γεγονός ότι ο αστρικός πληθυσμός έχει μελετηθεί λεπτομερώς και σε βάθος μόνο στους 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 Ι), που βρίσκονται σε ένα λεπτό δίσκο, και παλιούς κόκκινους γίγαντες (τύπου II), που καταλαμβάνουν ένα πιο ογκώδες φωτοστέφανο. Αργότερα, οι Baade και Sanage επεσήμαναν την παρουσία τοπικών πληθυσμών τύπου II σε όλους τους γαλαξίες. παλιά αστέρια που ήταν καθαρά ορατά στην περιφέρεια των γαλαξιών. Στις εικόνες πιο μακρινών γαλαξιών, ήταν ορατοί μόνο φωτεινοί υπεργίγαντες, τους οποίους το Hubble χρησιμοποίησε στην εποχή του για να καθορίσει τις αποστάσεις από τους γαλαξίες κατά τον υπολογισμό της παραμέτρου διαστολής του Σύμπαντος.

Τεχνική πρόοδοςΣτη δεκαετία του 1990, η ανάπτυξη των εγκαταστάσεων παρατήρησης οδήγησε στο γεγονός ότι μάλλον αμυδρά αστέρια έγιναν διαθέσιμα σε γαλαξίες εκτός της Τοπικής Ομάδας και κατέστη δυνατή η πραγματική σύγκριση των παραμέτρων του αστρικού πληθυσμού πολλών γαλαξιών. Ταυτόχρονα, η μετάβαση σε μια μήτρα 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 έναν δέκτη φωτός μεγέθους 3 λεπτών τόξου. Και μόνο τώρα εμφανίζονται μήτρες CCD, συγκρίσιμες σε μέγεθος με προηγούμενες φωτογραφικές πλάκες.

γενικά χαρακτηριστικάεργασιακή ΣΧΕΤΙΚΟΤΗΤΑ.

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 αστεριών μεμονωμένης μάζας απαιτούν άμεσες εικόνες γαλαξιών. Μόνο μια σύγκριση παρατηρήσεων και θεωρίας μπορεί να δώσει περαιτέρω πρόοδο στην αστροφυσική. Λάβαμε μια μεγάλη ποσότητα υλικού παρατήρησης, το οποίο ήδη αποδίδει δευτερεύοντα αστροφυσικά αποτελέσματα με τη μορφή υποψηφίων αστέρων LBV, τα οποία στη συνέχεια επιβεβαιώνονται φασματικά. Είναι γνωστό ότι ένα πρόγραμμα άμεσων εικόνων γαλαξιών "για το μέλλον" εκτελείται επί του παρόντος στο HST. Αυτές οι εικόνες θα απαιτηθούν μόνο μετά το ξέσπασμα ενός σουπερνόβα τύπου P (υπεργίγαντας) σε έναν τέτοιο γαλαξία. Το αρχείο που έχουμε είναι ελαφρώς κατώτερο από αυτό που δημιουργείται αυτήν τη στιγμή στο HST.

Προς το παρόν, το πρόβλημα του προσδιορισμού των ακριβών αποστάσεων από τους γαλαξίες, τόσο μακρινούς όσο και κοντινούς, έχει γίνει το κύριο στην εργασία των μεγάλων τηλεσκοπίων. Εάν για μεγάλες αποστάσεις ο στόχος μιας τέτοιας εργασίας είναι να προσδιοριστεί η σταθερά Hubble με μέγιστη ακρίβεια, τότε σε μικρές αποστάσεις στόχος είναι η αναζήτηση τοπικών ανομοιογενειών στην κατανομή των γαλαξιών. Και για αυτό χρειάζονται ακριβείς τιμές των αποστάσεων από τους γαλαξίες του Τοπικού Συγκροτήματος. Στην πρώτη προσέγγιση, έχουμε ήδη λάβει δεδομένα για τη χωρική κατανομή των γαλαξιών. Επιπλέον, η βαθμονόμηση των μεθόδων απόστασης απαιτεί ακριβείς τιμές για εκείνους τους λίγους βασικούς γαλαξίες που είναι βασικοί.

Μόνο τώρα, μετά την εμφάνιση των σύγχρονων πινάκων, κατέστη δυνατή η βαθιά μελέτη της αστρικής σύνθεσης των γαλαξιών. Αυτό άνοιξε αμέσως το δρόμο για την ανακατασκευή της ιστορίας του σχηματισμού άστρων στους γαλαξίες. Και το μόνο υλικό πηγής για αυτό είναι οι άμεσες εικόνες γαλαξιών που μπορούν να αναλυθούν σε αστέρια, φτιαγμένες σε διαφορετικά φίλτρα.

Η ιστορία της μελέτης των ασθενών δομών των γαλαξιών έχει περισσότερα από δώδεκα χρόνια. Αυτό έγινε ιδιαίτερα σημαντικό μετά τη λήψη εκτεταμένων καμπυλών περιστροφής σπειροειδών και ακανόνιστων γαλαξιών από ραδιοπαρατηρήσεις. Τα αποτελέσματα που προέκυψαν έδειξαν την ύπαρξη σημαντικών αόρατων μαζών και η αναζήτηση για την οπτική εκδήλωση αυτών των μαζών επιδιώκεται εντατικά σε πολλά παρατηρητήρια. Τα αποτελέσματά μας δείχνουν την ύπαρξη γύρω από γαλαξίες όψιμων τύπων εκτεταμένων δίσκων, που αποτελούνται από τον παλιό αστρικό πληθυσμό - κόκκινους γίγαντες. Λαμβάνοντας υπόψη τη μάζα αυτών των δίσκων μπορεί να αποδυναμώσει το πρόβλημα των αόρατων μαζών.

ΣΚΟΠΟΣ ΤΗΣ ΕΡΓΑΣΙΑΣ.

Οι στόχοι της παρούσας διπλωματικής εργασίας είναι:

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

Εικ. 2. Ανάλυση για αστέρια γαλαξιών που παρατηρούνται σε δύο αντίθετες κατευθύνσεις - στο σμήνος της Παρθένου και στην ομάδα N001023. Προσδιορισμός αποστάσεων από ονομασμένες ομάδες και υπολογισμός, με βάση τα ληφθέντα αποτελέσματα, 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 ένας μεγάλος αριθμόςγαλαξίες επάνω τηλεσκόπιο b-mΛήφθηκαν βαθιές εικόνες σε χρώματα 2Α, οι οποίες κατέστησαν δυνατή την ανάλυση των γαλαξιών σε αστέρια. Πραγματοποιήθηκε η φωτομετρία των αστεριών στις εικόνες και κατασκευάστηκαν διαγράμματα μεγέθους χρώματος. Με βάση αυτά τα δεδομένα, προσδιορίστηκαν αποστάσεις για 92 γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένων εκείνων σε τόσο μακρινά συστήματα 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 κατέστησε δυνατή την εκτίμηση της κλίσης ταχύτητας μεταξύ της τοπικής ομάδας και της ομάδας N001023, η τιμή της οποίας, όπως αποδείχθηκε, είναι μικρή και δεν υπερβαίνει την σφάλματα μέτρησης.

Η μελέτη της αστρικής σύνθεσης της περιφέρειας των γαλαξιών οδήγησε στην ανακάλυψη εκτεταμένων παχύρρευστων δίσκων σε ακανόνιστους γαλαξίες, αποτελούμενους από παλιά αστέρια, κόκκινους γίγαντες. Τα μεγέθη τέτοιων δίσκων είναι 2-3 φορές μεγαλύτερα από τα φαινομενικά μεγέθη των γαλαξιών στο επίπεδο των 25 "A/P". Με βάση τη χωρική κατανομή των ερυθρών γιγάντων, οι γαλαξίες βρέθηκαν να έχουν σαφώς καθορισμένα όρια.

ΕΠΙΣΤΗΜΟΝΙΚΗ ΚΑΙ ΠΡΑΚΤΙΚΗ ΑΞΙΑ.

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

Με βάση τα έργα στα 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 του Τοπικού Συγκροτήματος εκτός Hubble, γεγονός που περιορίζει την επιλογή ενός μοντέλου για το σχηματισμό της Τοπικής "τηγανίτας" γαλαξιών.

Έχει προσδιοριστεί η σύνθεση και η χωρική δομή των πλησιέστερων ομάδων γαλαξιών στον βόρειο ουρανό. Τα αποτελέσματα της εργασίας καθιστούν δυνατή τη διεξαγωγή στατιστικών συγκρίσεων των παραμέτρων ομάδων γαλαξιών.

Έγινε μια μελέτη για τη δομή του διαστήματος προς την κατεύθυνση του σμήνος των γαλαξιών στην Παρθένο. Έχουν βρεθεί αρκετοί σχετικά κοντινοί γαλαξίες που βρίσκονται ανάμεσα στο σμήνος και την Τοπική Ομάδα. Οι αποστάσεις καθορίστηκαν και οι γαλαξίες που ανήκουν στο ίδιο το σμήνος και βρίσκονται μέσα διαφορετικά μέρηπεριφέρεια και κέντρο του συμπλέγματος.

Προσδιορίστηκε η απόσταση από τα σμήνη Virgo και Coma Veronica και υπολογίστηκε η σταθερά Hubble. Μετρήθηκε η φωτεινότητα των φωτεινότερων αστεριών 10 γαλαξιών της ομάδας N001023, που βρίσκεται σε απόσταση 10 Me. Καθορίζονται οι αποστάσεις από τους γαλαξίες και υπολογίζεται η σταθερά του Hubble προς αυτή την κατεύθυνση. Το συμπέρασμα συνάγεται για μια μικρή κλίση ταχύτητας μεταξύ της Τοπικής Ομάδας και της ομάδας N001023, η οποία μπορεί να εξηγηθεί από τη μη κυρίαρχη μάζα του σμήνους γαλαξιών στην Παρθένο.

ΓΙΑ ΑΜΥΝΑ ΠΑΡΕΧΟΝΤΑΙ:

Εικ. 1. Αποτελέσματα εργασιών για την ανάπτυξη και εφαρμογή μιας τεχνικής για τη φωτομετρία των αστεριών σε αυτόματα μικροπυκνόμετρα AMD1 και AMD2 της OJSC 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.

Εικ. 5. Αποτελέσματα προσδιορισμού αποστάσεων από τους γαλαξίες της ομάδας NOC1023 και προσδιορισμού της σταθεράς Hubble στην αντίθετη κατεύθυνση από το σμήνος στην Παρθένο. Συμπέρασμα μιας μικρής κλίσης 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 ΕΡΓΑΣΙΑΣ.

Τα κύρια αποτελέσματα που προέκυψαν στη διατριβή αναφέρθηκαν στα σεμινάρια της JSC 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 of the technical project, 1984, Soobshch.SAO, 40, 81-85.

2. N. A. Tikhonov, Φωτομετρία άστρων και γαλαξιών σε άμεσες εικόνες BTA. Errors in photometry AMD-1, 1989, Soobshch.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. Τα φωτεινότερα αστέρια και η απόσταση στον νάνο γαλαξία HoIX, 1991, A&AS, 89, 529-536.

5. Ts. B. Georgiev, N. A. Tikhonov, and I. D. Karachentsev, The Brightest Candidates for Globular Clusters in the M81 Galaxy, 1991, Letters to Zh., 17, 387.

6. Ts. B. Georgiev, N. A. Tikhonov, and I. D. Karachentsev, Εκτιμήσεις ποσοτήτων B και V για υποψήφια σφαιρικά σμήνη του γαλαξία M 81, 1991, Letters to Azh, 17, nil, 994-998.

7. Tikhonov N.A., Georgiev T.E., Bilkina B.I. Stellar photometry on the 6-m telescope plates, 1991, 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 έως κλειστούς γαλαξίες: Δύο διαφορές στις εκτιμήσεις για την παράμετρο "ra per X" bl. 1994, Obornik με την αναφορά του VAN, Σόφια, σελ.49.

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

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

22. M. E. Sharina, I. D. Karachentsev, and N. A. Tikhonov, Photometric distance to the galaxy N0 0 6946 and its companion, 1996, Letters to Azh, 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. Ts. B. Georgiev, I. D. Karachentsev, and N. A. Tikhonov, Distance modules up to 13 nearby isolated dwarf galaxies, Letters to Azh., 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 φωτομετρία και αποστάσεις έξι διαχωρισμένων ακανόνιστων γαλαξιών στο 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 ΔΙΠ

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, αυτοί οι τύποι γαλαξιών θα πρέπει να εξεταστούν λεπτομερέστερα, εστιάζοντας στις διαφορές και τις ομοιότητες μεταξύ τους. Αγγίζουμε, σε ελάχιστο βαθμό, εκείνες τις παραμέτρους των γαλαξιών που δεν εκδηλώνονται με κανέναν τρόπο στις μελέτες μας.

6.2.1 Θέματα ταξινόμησης γαλαξιών.

Ιστορικά, ολόκληρη η ταξινόμηση των γαλαξιών έχει δημιουργηθεί με βάση τις εικόνες που λαμβάνονται στις μπλε ακτίνες του φάσματος. Όπως είναι φυσικό, σε αυτές τις εικόνες, εκείνα τα αντικείμενα που έχουν μπλε χρώμα ξεχωρίζουν ιδιαίτερα έντονα, δηλ. περιοχές σχηματισμού αστεριών με φωτεινά νεαρά αστέρια. Στους σπειροειδείς γαλαξίες τέτοιες περιοχές σχηματίζουν θεαματικά εμφανείς κλάδους και σε ακανόνιστους γαλαξίες σχηματίζουν φωτεινές περιοχές διάσπαρτες σχεδόν τυχαία πάνω από τα σώματα των γαλαξιών.

Η φαινομενική διαφορά στην κατανομή των περιοχών σχηματισμού άστρων έγινε το αρχικό όριο που χώριζε σπειροειδείς και ακανόνιστους γαλαξίες, ανεξάρτητα από το αν η ταξινόμηση πραγματοποιείται σύμφωνα με τα Hubble, Vaucouleur ή van den Bergh 192,193,194]. Σε ορισμένα συστήματα ταξινόμησης, οι συγγραφείς προσπάθησαν να λάβουν υπόψη και άλλες παραμέτρους των γαλαξιών, εκτός από τους εμφάνιση, αλλά η απλούστερη ταξινόμηση του 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 η διαφορά στις μάζες και τις ταχύτητες περιστροφής· ωστόσο, η αρχική ταξινόμηση προήλθε μόνο από τον 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, που είναι ένας τυπικός ακανόνιστος γαλαξίας, έχει μια μπάρα και αδύναμα σημάδιασπειροειδής δομή χαρακτηριστική των γαλαξιών τύπου 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 κλάδων (για παράδειγμα, στο ICIO 196], Holl, IC2574).

Η συνέπεια μιας τέτοιας ομαλής μετάβασης των γενικών τους ιδιοτήτων από τους σπειροειδείς γαλαξίες σε ακανόνιστους γαλαξίες είναι η υποκειμενικότητα στους μορφολογικούς ορισμούς των τύπων των γαλαξιών από διαφορετικούς συγγραφείς. Επιπλέον, εάν οι πρώτες φωτογραφικές πλάκες ήταν ευαίσθητες στις υπέρυθρες ακτίνες και όχι στο μπλε, τότε η ταξινόμηση των γαλαξιών θα ήταν διαφορετική, αφού οι περιοχές σχηματισμού άστρων δεν θα διακρίνονταν στους γαλαξίες με τον πιο αξιοσημείωτο τρόπο. Σε τέτοιες υπέρυθρες εικόνες, φαίνονται καλύτερα εκείνες οι περιοχές των γαλαξιών που περιέχουν τον παλιό αστρικό πληθυσμό - 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 στην περιοχή IR του Irr, οι γαλαξίες είναι ορατοί ως γαλαξίες νάνοι δίσκου, προσανατολισμένοι προς εμάς σε διαφορετικές γωνίες. Αυτό φαίνεται ξεκάθαρα 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 δίσκων.

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, δηλαδή από σπειροειδείς: Sa Sb Sc σε ακανόνιστους: Sd Sm Im . Όλες οι παράμετροι: μάζες, μεγέθη, περιεκτικότητα σε υδρογόνο υποδεικνύουν μια ενιαία κατηγορία γαλαξιών. Οι φωτομετρικές παράμετροι των γαλαξιών έχουν παρόμοια συνέχεια: φωτεινότητα και χρώμα. τσιμπούρια, δεν προσπαθήσαμε να μάθουμε σχολαστικά τον ακριβή τύπο γαλαξία. Όπως έδειξε 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 γαλαξιών, η διόγκωση και ο δίσκος του γαλαξία συνήθως διακρίνονται με βάση τη φωτομετρία. Δεδομένου ότι οι εκτεταμένες και επίπεδες καμπύλες των ακτινικών ταχυτήτων 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 κεντρικού σμήνος 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.

Για να αποσαφηνιστούν τα σχήματα των ακανόνιστων γαλαξιών κατά μήκος του άξονα Z, απαιτούνται παρατηρήσεις γαλαξιών από άκρη σε άκρη. Μια αναζήτηση για τέτοιους γαλαξίες στον κατάλογο LEDA, με επιλογή ανά ταχύτητα περιστροφής, αναλογία αξόνων και μέγεθος, μας οδήγησε να συντάξουμε μια λίστα με πολλές δεκάδες γαλαξίες, οι περισσότεροι από τους οποίους βρίσκονται σε μεγάλες αποστάσεις. Με τη φωτομετρία βαθιάς επιφάνειας, είναι δυνατό να αποκαλυφθεί η ύπαρξη υποσυστημάτων χαμηλής φωτεινότητας επιφάνειας και να μετρηθούν τα φωτομετρικά χαρακτηριστικά τους. Η χαμηλή φωτεινότητα του υποσυστήματος δεν σημαίνει καθόλου τη μικρή επιρροή του στη ζωή του γαλαξία, καθώς η μάζα ενός τέτοιου υποσυστήματος μπορεί να είναι αρκετά μεγάλη λόγω μεγάλης σημασίας M/L.

UGCB760, VTA. 1800

20 40 60 σε RADIUS (τόξο)

Θέση (PRCSEC)

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

Στο σχ. Το Σχήμα 29 δείχνει τα αποτελέσματα της επιφανειακής φωτομετρίας του ακανόνιστου γαλαξία 11008760 που ελήφθησαν από εμάς στο BTA. 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 ισοφωτά του γαλαξία εκτείνονται κατά μήκος του κύριου άξονα πολύ μακρύτερα από το κύριο σώμα του γαλαξία, όπου είναι ορατά φωτεινά αστέρια και περιοχές σχηματισμού άστρων.

Μπορεί κανείς να δει τη συνέχιση του εξαρτήματος του δίσκου πέρα ​​από τα όρια του κύριου σώματος του γαλαξία. Σε κοντινή απόσταση 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 (Y-th) = 0,25, το οποίο είναι αρκετά χαρακτηριστικό 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 αδύναμα = 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 προσδιοριστεί ο τύπος αυτών των αστεριών , δεδομένου ότι ο γαλαξίας είναι πιο μακριά φωτομετρικά όρια του VTA.

Μετά από ένα τέτοιο αποτέλεσμα, κατέστη σαφές ότι χρειάζονταν μελέτες για κοντινούς ακανόνιστους γαλαξίες για να μπορούμε να πούμε 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. Με βάση μόνο το διάγραμμα G-R, είναι σχεδόν αδύνατο να προσδιοριστεί ο τύπος του γαλαξία. Κάποια επιρροή εισάγεται από το στατιστικό αποτέλεσμα, πιο φωτεινοί μπλε και κόκκινοι υπεργίγαντες γεννιούνται σε γιγάντιους γαλαξίες. Ωστόσο, η μάζα του γαλαξία εξακολουθεί να εκδηλώνεται στις παραμέτρους των γεννημένων αστεριών. 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. 30 δείχνει μια σύγκριση των διαγραμμάτων G - R ενός τεράστιου (M81) και νάνου (Holl) γαλαξιών. Οι διαφορετικές θέσεις των κλαδιών των κόκκινων υπεργιγάντων είναι ξεκάθαρα ορατές, κάτι που αποτελεί ένδειξη της μεταλλικής τους προσωπικότητας. Για τον παλιό αστρικό πληθυσμό - κόκκινους γίγαντες - σε τεράστιους γαλαξίες, παρατηρείται η ύπαρξη αστεριών σε μεγάλο εύρος μεταλλικότητας 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). Μια παρόμοια συμπεριφορά ερυθρών γιγάντων βρέθηκε και από εμάς στον γαλαξία IC1613.

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

Λαμβάνοντας υπόψη αυτά τα αποτελέσματα και όλα όσα ειπώθηκαν νωρίτερα για τους ακανόνιστους γαλαξίες, θα μπορούσε να υποτεθεί ότι είναι τα παλιά αστέρια κόκκινου γίγαντα που σχηματίζουν την εκτεταμένη περιφέρεια των γαλαξιών, ειδικά αφού η ύπαρξη ερυθρών γιγάντων στα περίχωρα των γαλαξιών της Τοπικής Ομάδας είναι γνωστή από τότε την εποχή του W. Vaade. Πριν από μερικά χρόνια, ο Minity και οι συνάδελφοί του ανακοίνωσαν ότι είχαν βρει κόκκινα γιγάντια φωτοστέφανα γύρω από δύο γαλαξίες: τον WLM και τον NGC3109, αλλά οι δημοσιεύσεις δεν ερεύνησαν το θέμα των αλλαγών στην πυκνότητα των γιγάντων με απόσταση από το κέντρο και το μέγεθος τέτοιων φωτοστέφανα.

Να προσδιοριστεί ο νόμος της αλλαγής στην επιφανειακή πυκνότητα των άστρων διαφορετικού τύπου, συμπεριλαμβανομένων των γιγάντων, χρειάστηκαν βαθιές παρατηρήσεις κοντινών γαλαξιών, που εντοπίστηκαν

Ρύζι. 33: Αλλαγή στην πυκνότητα των αστεριών στους γαλαξίες BB0 187 και BB0190 από το κέντρο προς την άκρη. Είναι αντιληπτό ότι οι κόκκινοι γίγαντες δεν έχουν φτάσει στα όριά τους και συνεχίζουν πέρα ​​από την εικόνα μας. Κλίμακα γραφήματος 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 που φαίνονται πρόσωπο με πρόσωπο παρουσιάζουν επίσης μια εκθετική πτώση 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 την εφαρμοζόμενη συστοιχία CCD. Μια εκθετική αλλαγή στην πυκνότητα των γιγάντων έχει επίσης βρεθεί σε άλλους ακανόνιστους γαλαξίες. Δεδομένου ότι όλοι οι γαλαξίες που ερευνήθηκαν συμπεριφέρονται με τον ίδιο τρόπο, μπορούμε να μιλήσουμε, ως αποδεδειγμένο γεγονός, για τον εκθετικό νόμο της αλλαγής στην πυκνότητα του παλιού αστρικού πληθυσμού - κόκκινους γίγαντες, που αντιστοιχεί στο στοιχείο του δίσκου. Ωστόσο, αυτό εξακολουθεί να μην αποδεικνύει την ύπαρξη δίσκων.

Η πραγματικότητα των δίσκων μπορεί να επιβεβαιωθεί μόνο από ακραίες παρατηρήσεις γαλαξιών. Παρατηρήσεις τέτοιων γαλαξιών για την αναζήτηση της ορατής εκδήλωσης ενός τεράστιου φωτοστέφανου έχουν πραγματοποιηθεί 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 εντοπιστεί σε δημοσιεύσεις. Αρκετοί ανεξάρτητοι ερευνητές έχουν ανακοινώσει την ανακάλυψη ενός τέτοιου φωτοστέφανου γύρω από το N005007. Μεταγενέστερες παρατηρήσεις με γρήγορο τηλεσκόπιο συνολικής έκθεσης 24 ωρών (!) έκλεισαν το ερώτημα της ύπαρξης ενός ορατού φωτοστέφανου αυτού του γαλαξία.

Μεταξύ των κοντινών ακανόνιστων γαλαξιών που φαίνονται στην άκρη, εφιστάται η προσοχή στον νάνο στον Πήγασο, ο οποίος έχει επανειλημμένα μελετηθεί. Οι παρατηρήσεις BTA σε διάφορα πεδία 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 παρατηρείται φωτοστέφανο που αποτελείται από κόκκινους γίγαντες.

Ρύζι. 34: Τα όρια του γαλαξία του Πήγασου Νάνου με βάση τη μελέτη των ερυθρών γιγάντων. Οι θέσεις των εικόνων BTA επισημαίνονται.

AGB μπλε αστέρια Q O O

PegDw W « «(W Joko* 0 0 oooooooooo

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 υπάρχει μια απότομη πτώση της πυκνότητας των ερυθρών γιγάντων. περίπου 1

Τα περαιτέρω αποτελέσματά μας βασίζονται στη φωτομετρία των εικόνων NCT που έχουμε λάβει από το αρχείο ελεύθερης πρόσβασης. Η αναζήτηση για γαλαξίες NCT, που μπορούν να επιλυθούν ως κόκκινοι γίγαντες και ορατοί με πρόσωπο και άκρη, μας έδωσε περίπου δύο δωδεκάδες υποψηφίους για μελέτη. Δυστυχώς, το οπτικό πεδίο του NCT, ανεπαρκές για εμάς, μερικές φορές εμπόδιζε τους στόχους της δουλειάς μας - να εντοπίσουμε τις παραμέτρους της κατανομής των αστεριών.

Μετά από τυπική φωτομετρική επεξεργασία, κατασκευάστηκαν διαγράμματα G-R για αυτούς τους γαλαξίες και εντοπίστηκαν αστέρια διαφόρων τύπων. Η έρευνά τους έδειξε:

1) Για τους γαλαξίες με πρόσωπο, 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 sh

Ρύζι. Εικ. 36: Εκθετική αλλαγή στην πυκνότητα των ερυθρών γιγάντων στον νάνο γαλαξία RCC39032 από κέντρο σε άκρη με βάση τις παρατηρήσεις NCT

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

3) Το σχήμα της κατανομής των ερυθρών γιγάντων κατά μήκος του άξονα β έχει τη μορφή ωοειδούς ή έλλειψης (Εικ. 38).

Δεδομένης της τυχαιότητας του δείγματος και της ομοιομορφίας των αποτελεσμάτων που προέκυψαν ως προς το σχήμα της κατανομής των γιγάντων σε όλους τους γαλαξίες που μελετήθηκαν, μπορεί να υποστηριχθεί ότι οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν έναν τέτοιο νόμο κατανομής κόκκινου γίγαντα. 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 μη γιγάντιοι σπειροειδείς γαλαξίες. Δεν βρήκαμε σημαντικές διαφορές μεταξύ τους στους νόμους κατανομής των ερυθρών γιγάντων κατά μήκος του άξονα 2, με εξαίρεση την κλίση της πτώσης της πυκνότητας των γιγάντων.

6.3.2 Χωρική κατανομή των αστεριών.

Επιλέγοντας αστέρια διαφορετικών τύπων στο διάγραμμα G - R, μπορούμε να δούμε την κατανομή τους στην 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 που είναι τυχαία διασκορπισμένες σε όλο το σώμα του γαλαξία. Ωστόσο, η φαινομενική τυχαιότητα εξαφανίζεται αμέσως αν εντοπίσουμε την αλλαγή στην επιφανειακή πυκνότητα των νεαρών αστεριών κατά μήκος της ακτίνας του γαλαξία. Στα γραφήματα του Σχ. Το 33 δείχνει ότι η γενική, κοντά στην εκθετική, κατανομή υπερτίθεται από τοπικές διακυμάνσεις που σχετίζονται με μεμονωμένες περιοχές σχηματισμού αστεριών.

Για τον μεγαλύτερο πληθυσμό - αστέρια του εκτεταμένου ασυμπτωτικού γίγαντα κλάδου, η κατανομή έχει μικρότερη κλίση πτώσης πυκνότητας. Και η μικρότερη κλίση έχει τον αρχαίο πληθυσμό - τους κόκκινους γίγαντες. Θα ήταν ενδιαφέρον να ελέγξουμε αυτή την εξάρτηση για προφανώς τον αρχαιότερο πληθυσμό - αστέρια οριζόντιου κλάδου, ωστόσο, σε εκείνους τους γαλαξίες όπου αυτά τα αστέρια είναι προσβάσιμα, βλέπουμε τον ανεπαρκή αριθμό τους για στατιστικές μελέτες. Η ξεκάθαρα ορατή εξάρτηση της ηλικίας των αστεριών και των παραμέτρων της 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 το χρόνο και σε μια περίοδο αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια, τα αστέρια μπορούν να μετακινηθούν στην περιφέρεια των γαλαξιών. Δυσκολο να

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

Ρύζι. 38: Μια εικόνα ενός σχεδόν αιχμής νάνου γαλαξία δείχνει τις θέσεις των κόκκινων γιγάντων που βρέθηκαν. Η γενική μορφή της κατανομής είναι να ορίσετε ένα οβάλ 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 αναγέννηση τέτοιων υποθέσεων.

6.3.3 Δομή ακανόνιστων γαλαξιών.

Συνοψίζοντας όσα έχουν ειπωθεί σε άλλες ενότητες, μπορεί κανείς να φανταστεί 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 στην επιφανειακή πυκνότητα 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 υποσυστήματα τους φωλιασμένα 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 σε μεμονωμένες χαοτικές περιοχές σχηματισμού άστρων, γενικά, υπακούει επίσης σε ένα γενικό πρότυπο. Όλα τα ένθετα υποσυστήματα δεν αποφεύγουν το ένα το άλλο, δηλ. Οι περιοχές που σχηματίζουν αστέρια 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 του νεαρού πληθυσμού και του παλιού πληθυσμού ισχύουν επίσης για τέτοιους γαλαξίες.

Εάν, ωστόσο, για να ολοκληρωθεί η έρευνα της δομής των ακανόνιστων γαλαξιών, εμπλέκονται και ραδιοφωνικά δεδομένα, τότε αποδεικνύεται ότι ολόκληρο το αστρικό σύστημα είναι βυθισμένο σε έναν δίσκο ή ένα νέφος ουδέτερου υδρογόνου. Το μέγεθος του δίσκου από το HI, όπως προκύπτει από τα στατιστικά στοιχεία 171 γαλαξιών, είναι περίπου 5-6 φορές μεγαλύτερο από το ορατό σώμα του γαλαξία στο επίπεδο Hv = 25 "*. Για μια άμεση σύγκριση των μεγεθών του υδρογόνου δίσκους και δίσκους από κόκκινους γίγαντες, έχουμε πολύ λίγα δεδομένα.

Στον γαλαξία ICIO, τα μεγέθη και των δύο δίσκων είναι περίπου ίσα. Για έναν γαλαξία στον Πήγασο, ο δίσκος υδρογόνου έχει σχεδόν το μισό μέγεθος ενός δίσκου κόκκινων γιγάντων. Και ο γαλαξίας NGC4449, ο οποίος έχει έναν από τους πιο εκτεταμένους δίσκους υδρογόνου, είναι απίθανο να έχει έναν εξίσου εκτεταμένο δίσκο κόκκινων γιγάντων. kah επιβεβαιώνεται όχι μόνο από τις παρατηρήσεις μας. Έχουμε ήδη αναφέρει αναφορές του Minity και των συναδέλφων του για την ανακάλυψη ενός φωτοστέφανου. Έχοντας λάβει μια εικόνα μόνο ενός μέρους του γαλαξία, πήραν το μέγεθος του παχύ δίσκου κατά μήκος του άξονα b ως εκδήλωση ενός φωτοστέφανου, το οποίο ανέφεραν χωρίς να προσπαθήσουν να διερευνήσουν την κατανομή των αστεριών σε αυτούς τους γαλαξίες κατά μήκος του κύριου άξονα.

Στις μελέτες μας, δεν αγγίξαμε γιγάντιους γαλαξίες, αλλά αν λάβουμε υπόψη τη δομή του Γαλαξία μας, τότε για αυτόν υπάρχει ήδη η έννοια ενός "παχύ δίσκου" για έναν παλιό πληθυσμό με χαμηλό μέταλλο. Όσον αφορά τον όρο «άλω», μας φαίνεται ότι ισχύει για σφαιρικά, αλλά όχι για πεπλατυσμένα συστήματα, αν και αυτό είναι μόνο θέμα ορολογίας.

6.3.4 Τα όρια των γαλαξιών.

Το ζήτημα των ορίων των γαλαξιών μάλλον δεν έχει διερευνηθεί πλήρως ακόμη. Ωστόσο, τα αποτελέσματά μας μπορούν να συμβάλουν οριστικά στη λύση του. Συνήθως πιστεύεται ότι η αστρική πυκνότητα στα άκρα των γαλαξιών μειώνεται σταδιακά 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 αυτούς τους γαλαξίες στην άκρη, δεδομένα από τα οποία λάβαμε από τη φωτομετρία εικόνων, η συμπεριφορά της πυκνότητας των ερυθρών γιγάντων ήταν ομοιόμορφη: υπήρχε μια εκθετική μείωση της πυκνότητας στο μηδέν (Εικ. 37) . Εκείνοι. ο γαλαξίας κατά μήκος του άξονα Ζ έχει μια έντονα καθορισμένη άκρη 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 προσδιοριστεί το μέγεθος του δίσκου. Ένας γαλαξίας στον Πήγασο κατά μήκος του κύριου άξονα δείχνει μια απότομη πτώση στον αριθμό των ερυθρών γιγάντων στο μηδέν (Εικ. 36). Εκείνοι. ο γαλαξίας έχει ένα αρκετά ευκρινές όριο δίσκου, πέρα ​​από το οποίο δεν υπάρχουν πρακτικά κόκκινοι γίγαντες. Το Galaxy J10, κατά την 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 εμφανίζεται στο μηδέν. Είναι αξιοσημείωτο ότι οι κόκκινοι γίγαντες υπάρχουν και έξω 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 οι κόκκινοι γίγαντες κατανέμονται παρόμοια στον σπειροειδή γαλαξία MZZ. Εκείνοι. πτώση εκθετικής 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 κόκκινων γιγάντων πέρα ​​από την ακτίνα άλματος 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 της έρευνάς μας για να μιλήσουμε για την ύπαρξη χοντρών δίσκων σε γαλαξίες όψιμου τύπου ως ευρέως διαδεδομένο ή γενικό φαινόμενο; Σε όλους τους γαλαξίες που είχαν επαρκώς βαθιές εικόνες, αποκαλύψαμε εκτεταμένες δομές γιγάντων γιγάντων

Έχοντας μελετήσει το αρχείο NCT, βρήκαμε εικόνες 16 γαλαξιών που φαίνονται από άκρη σε άκρη ή με πρόσωπο και μπορούν να επιλυθούν ως κόκκινοι γίγαντες. Αυτοί οι γαλαξίες βρίσκονται σε αποστάσεις 2-5 Me. Η λίστα τους: N002976, VB053, 000165, K52, K73, 000190, 000187, iOSA438, P00481 1 1, P0C39032, ROS9962, N002366, i025,0004

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

6.4 Δίσκοι ερυθρών γιγάντων και η κρυμμένη μάζα των ακανόνιστων γαλαξιών.

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

Για να αλλάξει το σχήμα των καμπυλών περιστροφής, απαιτείται η παρουσία σημαντικών μαζών αόρατης ύλης. Θα μπορούσαν οι εκτεταμένοι δίσκοι που βρήκαμε 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 της πτώσης 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 ενός κόκκινου γίγαντα είναι ένα σχετικά σύντομο στάδιο στη ζωή ενός αστεριού. Επομένως, θα 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 πολύ βαθιές παρατηρήσεις κοντινών γαλαξιών, να ελέγξουμε τον πληθυσμό των υπογιγάντων κλάδων και να υπολογίσουμε τη συμβολή τους στη συνολική μάζα του γαλαξία, αλλά αυτό είναι θέμα του μέλλοντος.

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 αστρικών γαλαξιών. Δημιουργήθηκε το αρχείο δεδομένων. Αυτοί οι γαλαξίες μπορούν να αναφερθούν κατά τη μελέτη του αστρικού πληθυσμού, κυρίως μεταβλητών αστέρων υψηλής φωτεινότητας του τύπου LBV. Στους γαλαξίες που μελετήθηκαν, μετρήθηκαν τα χρώματα και η φωτεινότητα όλων των ορατών αστεριών. Διακρίνονται 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 διδακτορικό είναι πολύ σημαντικά μεταξύ του συνολικού όγκου των δεδομένων. Οι μετρήσεις απόστασης που ελήφθησαν καθιστούν δυνατή την ανάλυση των κινήσεων των γαλαξιών του Τοπικού Συγκροτήματος που δεν είναι Hubble, γεγονός που περιορίζει την επιλογή ενός μοντέλου για το σχηματισμό της Τοπικής "τηγανίτας" γαλαξιών.

Με βάση τις μετρήσεις απόστασης, προσδιορίζεται η σύνθεση και η χωρική δομή των πλησιέστερων ομάδων γαλαξιών στον βόρειο ουρανό. Τα αποτελέσματα της εργασίας καθιστούν δυνατή τη διεξαγωγή στατιστικών συγκρίσεων των παραμέτρων ομάδων γαλαξιών.

Έγινε μια μελέτη για την κατανομή των γαλαξιών προς την κατεύθυνση του σμήνος των γαλαξιών στην Παρθένο. 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.

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

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

121 που εξηγείται από τη σχετικά μικρή μάζα του σμήνος γαλαξιών στην Παρθένο 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. Το μέγεθος τέτοιων δίσκων είναι 2-3 φορές μεγαλύτερο από το μέγεθος 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 ευρείας κλίμακας μελέτες για τις αποστάσεις από τους γαλαξίες του βόρειου ουρανού, δεν υπάρχουν λιγότερα ερωτήματα για το μέλλον από αυτά που υπήρχαν πριν από την έναρξη των εργασιών. Αλλά αυτές οι ερωτήσεις είναι διαφορετικής ποιότητας, αφού τώρα, ειδικά σε σχέση με το έργο των διαστημικών τηλεσκοπίων, κατέστη δυνατή η πραγματοποίηση ακριβών μετρήσεων που μπορούν να αλλάξουν την κατανόησή 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 TCM.

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

Ευχαριστώ

Μέσα στα πολλά χρόνια που πραγματοποιήθηκε η εργασία για το 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.

Αλλά είναι ιδιαίτερα ευχάριστο για μένα να εκφράσω την ευγνωμοσύνη μου σε εκείνους των οποίων τη βοήθεια ένιωθα συνεχώς. Χωρίς τα υψηλότερα προσόντα της Galina Korotkova, η εργασία για τη διατριβή θα είχε διαρκέσει για απίστευτα μεγάλο χρονικό διάστημα. Ο ενθουσιασμός και η επιμονή της Olga Galazutdinova στην εκτέλεση του έργου της μου επέτρεψαν να αποκτήσω αποτελέσματα σε μεγάλο αριθμό αντικειμένων στο Virgo και στο N001023 σε αρκετά σύντομο χρονικό διάστημα. Ο Igor Drozdovsky με τα μικρά προγράμματα εξυπηρέτησης μας βοήθησε πολύ στη φωτομετρία δεκάδων χιλιάδων αστεριών.

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

7. Gibson V.K., Stetson R.B., 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 AIlOO, 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. Shield 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. Holonov P. 1985 Star clusters. Μιρ, Μόσχα

64. Sakai S., Madore B., 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 B., Freedman W. 1995 AJ 109, 1645

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

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

70. Tikhonov N., Georgiev T., Bilkina B. 1991 CobiL. 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. εξερευνηθεί. (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 SHORYAOT I (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)

78. Drozdovsky I. 1999 Υποψήφια διατριβή, Κρατικό Πανεπιστήμιο Αγίας Πετρούπολης, Αγία Πετρούπολη

79. Holtzman J., Burrows C, Casertano S. et al. 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 H. 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. Sereds. 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 Soobshch. GAG 18, 42

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

88. Miller B., 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 H., Karachentsev I. 1999 ΣΕΛΙΔΑ 25, 391

94. Sanage A. 1984 AJ 89, 621

95. Humphreys R., Aaronson Μ. et αϊ. 1986 AJ93, 808

96. Georgiev Ts., Bilkina B., 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 B. 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 B., 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 Β., 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 O., 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 B., 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 B., 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. obs. 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. 1992A 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 του Κρατικού Πανεπιστημίου της Μόσχας, SAI

169. Ferguson A., Clarke C. 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 ελήφθησαν από εμάς με το BTA. Το διάμεσο φιλτράρισμα των εικόνων πραγματοποιήθηκε για να απομονωθεί η δομή των γαλαξιών143

173. Εικ. Εικ. 3: Εικόνες γαλαξιών στην ομάδα KSS1023 που ελήφθησαν με τα BTA και H8T (τέλος)