Indicați locația corectă a distribuției spațiale a galaxiilor. Distribuția galaxiilor în spațiu. Omogenitate și izotropie

Formularea problemei

Din punct de vedere istoric, la începutul secolului al XX-lea, literalmente o explozie în studiul stelelor și al clusterelor de stele, atât în ​​galaxia noastră, cât și în alte sisteme stelare, a creat baza pe care a apărut astronomia extragalactică propriu-zisă. Apariția unei noi direcții în astronomie a avut loc datorită lucrărilor lui Hertzsprung și Ressel, Duncan și Abbe, Leavitt și Bailey, Shapley și Hubble, Lundmark și Curtis, care au stabilit o înțelegere aproape modernă a dimensiunii universului.

În dezvoltarea sa ulterioară, astronomia extragalactică a mers la astfel de distanțe în care stelele individuale nu mai erau vizibile, dar ca și până acum, astronomii implicați în cercetări extragalactice au publicat un număr mare de lucrări care au avut cumva legătură cu subiecte stelare: cu elucidarea luminozităților stelelor, construirea scale de distanță, studiind etapele evolutive ale anumitor tipuri de stele.

Studiile stelelor din alte galaxii permit astronomilor să rezolve mai multe probleme simultan. În primul rând, clarificați scara distanțelor. Este clar că, fără a cunoaște distanțele exacte, nu cunoaștem principalii parametri ai galaxiilor - dimensiuni, mase, luminozități. Deschidere în 1929 Relația lui Hubble între vitezele radiale ale galaxiilor și distanțele acestora face posibilă determinarea rapidă a distanței până la orice galaxie pe baza unei simple măsurări a vitezei sale radiale. Cu toate acestea, nu putem folosi această metodă dacă studiem mișcările galaxiilor non-Hubble, de exemplu. mișcările galaxiilor asociate nu cu expansiunea Universului, ci cu legile obișnuite ale gravitației. În acest caz, avem nevoie de o estimare a distanței bazată nu pe măsurarea vitezei, ci pe baza măsurării altor parametri. Se știe că galaxiile la distanțe de până la 10 Mpc au viteze proprii, care sunt comparabile cu viteza lor în expansiunea Hubble a Universului. Însumarea a doi vectori viteză aproape identici, dintre care unul are o direcție aleatorie, duce la rezultate ciudate și complet nerealiste dacă folosim dependența Hubble atunci când studiem distribuția spațială a galaxiilor. Acestea. iar în acest caz nu putem măsura distanțe pe baza vitezelor radiale ale galaxiilor.

În al doilea rând, întrucât toate galaxiile sunt compuse din stele, studiind distribuția și evoluția stelelor într-o galaxie, răspundem cumva la întrebarea morfologiei și evoluției galaxiei în sine. Acestea. Informațiile obținute despre compoziția stelară a galaxiei limitează varietatea modelelor utilizate pentru originea și evoluția întregului sistem stelar. Astfel, dacă vrem să cunoaștem originea și evoluția galaxiilor, trebuie neapărat să studiem populația stelară a diferitelor tipuri de galaxii până la cea mai profundă limită fotometrică posibilă.

În era astronomiei fotografice, studiile asupra populației stelare de galaxii au fost efectuate cu cele mai mari telescoape din lume. Dar totuși, chiar și într-o galaxie atât de apropiată ca M31, populația stelară de tip P, adică. giganții roșii, a fost la limita măsurătorilor fotometrice. O astfel de limitare tehnică a posibilităților a dus la faptul că populația stelară a fost studiată în detaliu și în profunzime doar în galaxiile Grupului Local, unde, din fericire, sunt prezente galaxii de aproape toate tipurile. În anii 1940, Baade a împărțit întreaga populație de galaxii în două tipuri: supergiganți tineri strălucitori (tip I), situate într-un disc subțire, și giganți roșii vechi (tip II), care ocupă un halou mai voluminos. Mai târziu, Baade și Sandage au indicat prezența populațiilor locale de tip II în toate galaxiile; stele vechi care erau clar vizibile la periferia galaxiilor. În imaginile galaxiilor mai îndepărtate, erau vizibile doar supergiganți strălucitori, pe care Hubble le-a folosit la vremea sa pentru a determina distanțele până la galaxii la calcularea parametrului de expansiune al Universului.

Progres tehnicÎn anii 1990, dezvoltarea facilităților de observare a dus la faptul că stele destul de slabe au devenit disponibile în galaxiile din afara Grupului Local și a devenit posibil să se compare efectiv parametrii populației stelare a multor galaxii. În același timp, trecerea la o matrice CCD a fost marcată și de o regresie în studiul parametrilor globali ai distribuției populației stelare de galaxii. A devenit pur și simplu imposibil să studiezi o galaxie de 30 de minute arc cu un receptor de lumină de 3 minute arc. Și abia acum apar matrice CCD, comparabile ca dimensiuni cu plăcile fotografice anterioare.

caracteristici generale munca RELEVANTA.

Relevanța lucrării are mai multe manifestări:

Teoria formării stelelor și evoluția galaxiilor, determinarea funcției de masă inițială în diferite condiții fizice, precum și etapele de evoluție a stelelor unice masive necesită imagini directe ale galaxiilor. Doar o comparație între observații și teorie poate oferi progrese suplimentare în astrofizică. Am obținut o cantitate mare de material de observație, care dă deja rezultate astrofizice secundare sub formă de stele candidate LBV, care sunt apoi confirmate spectral. Se știe că pe HST se desfășoară în prezent un program de imagini directe ale galaxiilor „pentru viitor”; aceste imagini vor fi necesare numai după izbucnirea unei supernove de tip P (supergigant) într-o astfel de galaxie. Arhiva pe care o avem este puțin inferioară celei care se creează în prezent pe HST.

În prezent, problema determinării distanțelor exacte până la galaxii, atât îndepărtate, cât și apropiate, a devenit principala în munca telescoapelor mari. Dacă pentru distanțe mari scopul unei astfel de lucrări este de a determina constanta Hubble cu precizie maxima, apoi la distanțe mici scopul este de a căuta neomogenități locale în distribuția galaxiilor. Și pentru aceasta, sunt necesare valori exacte ale distanțelor până la galaxiile Complexului Local. În prima aproximare, am obținut deja date despre distribuția spațială a galaxiilor. În plus, calibrarea metodelor de distanță necesită valori precise pentru acele câteva galaxii cheie care sunt de bază.

Abia acum, după apariția matricelor moderne, a devenit posibil să se studieze în profunzime compoziția stelară a galaxiilor. Acest lucru a deschis imediat calea pentru reconstituirea istoriei formării stelelor în galaxii. Și singurul material sursă pentru aceasta sunt imaginile directe ale galaxiilor care pot fi rezolvate în stele, realizate în diferite filtre.

Istoria studiului structurilor slabe ale galaxiilor are mai mult de o duzină de ani. Acest lucru a devenit deosebit de important după obținerea curbelor de rotație extinse ale galaxiilor spirale și neregulate din observații radio. Rezultatele obţinute au indicat existenţa unor mase invizibile semnificative, iar căutarea manifestării optice a acestor mase este intens urmărită în multe observatoare. Rezultatele noastre arată existența în jurul galaxiilor a unor tipuri târzii de discuri extinse, constând din vechea populație stelară - giganți roșii. Luarea în considerare a masei acestor discuri poate slăbi problema maselor invizibile.

SCOPUL LUCRĂRII.

Obiectivele acestei lucrări de disertație sunt:

1. Obținerea celei mai mari rețele omogene de imagini ale galaxiilor de pe cerul nordic cu viteze mai mici de 500 km/s și determinarea distanțelor până la galaxii pe baza fotometriei stelelor lor cele mai strălucitoare.

Fig. 2. Rezoluția pentru stelele galaxiilor observate în două direcții opuse - în clusterul Fecioarei și în grupul N001023. Determinarea distanțelor până la grupurile numite și calcularea, pe baza rezultatelor obținute, a constantei Hubble în două direcții opuse.

3. Studiul compoziției stelare a periferiei galaxiilor neregulate și spiralate. Determinarea formelor spațiale ale galaxiilor la distanțe mari de centru.

NOVETATE ŞTIINŢIFICĂ.

Pentru un numar mare galaxii pe telescopul b-m S-au obținut imagini profunde în culori 2A, ceea ce a făcut posibilă transformarea galaxiilor în stele. S-a realizat fotometria stelelor din imagini și s-au construit diagrame culoare-magnitudine. Pe baza acestor date, au fost determinate distanțele pentru 92 de galaxii, inclusiv cele din sisteme îndepărtate precum clusterul Fecioarei sau grupul N001023. Pentru majoritatea galaxiilor, au fost făcute pentru prima dată măsurători ale distanței.

Distanțele măsurate au fost utilizate pentru a determina constanta Hubble în două direcții opuse, ceea ce a făcut posibilă estimarea gradientului de viteză între grupul Local și grupul N001023, a cărui valoare, după cum s-a dovedit, este mică și nu depășește erori de măsurare.

Studiul compoziției stelare a periferiei galaxiilor a condus la descoperirea unor discuri groase extinse în galaxii neregulate, formate din stele vechi, giganți roșii. Dimensiunile unor astfel de discuri sunt de 2-3 ori mai mari decât dimensiunile aparente ale galaxiilor la nivelul de 25 "A/P". Pe baza distribuției spațiale a giganților roșii, galaxiile au granițe clar definite.

VALOARE ŞTIINŢIFICĂ ŞI PRACTICĂ.

Telescopul de 6 m a obținut imagini multicolore a aproximativ 100 de galaxii rezolvabile. În aceste galaxii au fost măsurate culorile și luminozitatea tuturor stelelor vizibile. Au fost identificate hipergiganți și supergiganți cu cea mai mare luminozitate.

Pe baza lucrărilor în care autorul a fost direct implicat, pentru prima dată s-a obținut o gamă largă și omogenă de date privind măsurarea distanțelor pentru toate galaxiile de pe cerul nordic cu viteze mai mici de 500 km/s. Datele obținute fac posibilă analiza mișcărilor non-Hubble ale galaxiilor Complexului Local, ceea ce limitează alegerea unui model pentru formarea „clatitei” locale de galaxii.

A fost determinată compoziția și structura spațială a celor mai apropiate grupuri de galaxii de pe cerul nordic. Rezultatele lucrării fac posibilă efectuarea de comparații statistice ale parametrilor grupurilor de galaxii.

S-a făcut un studiu al structurii spațiului în direcția clusterului de galaxii din Fecioară. Au fost găsite mai multe galaxii relativ apropiate situate între cluster și Grupul Local. Au fost determinate distanțele și au fost identificate galaxii aparținând clusterului însuși și situate în diferite părți ale periferiei și centrului clusterului.

S-a determinat distanța până la clusterele Fecioară și Coma Veronica și s-a calculat constanta Hubble. S-a măsurat luminozitatea celor mai strălucitoare stele din 10 galaxii din grupul N001023, care se află la o distanță de 10 Me. Se determină distanțele până la galaxii și se calculează constanta Hubble în această direcție. Concluzia se face despre un gradient de viteză mic între Grupul Local și grupul N001023, care poate fi explicat prin masa nedominantă a clusterului de galaxii din Fecioară.

PENTRU APARARE SUNT FURNIZATE:

Fig. 1. Rezultatele lucrărilor privind dezvoltarea și implementarea unei tehnici de fotometrie a stelelor pe microdensitometrele automate AMD1 și AMD2 ale OJSC RAS.

2. Derivarea dependenței de calibrare a metodei de determinare a distanțelor de la supergiganții albastre și roșii.

3. Rezultatele fotometriei stelelor din 50 de galaxii ale Complexului Local și determinarea distanțelor până la aceste galaxii.

4. Rezultatele determinării distanțelor de până la 24 de galaxii în direcția clusterului Fecioare. Determinarea constantei Hubble.

Fig. 5. Rezultatele determinării distanțelor până la galaxiile grupului NOC1023 și determinării constantei Hubble în direcția opusă clusterului din Fecioară. Încheierea unui gradient de viteză mic între grupul Local și grupul ONG1023.

6. Rezultatele unui studiu al distribuției spațiale a stelelor de tip târziu în galaxii neregulate. Descoperirea unor discuri extinse de giganți roșii în jurul galaxiilor neregulate.

APROBARE LUCRĂRI.

Principalele rezultate obținute în disertație au fost raportate la seminariile SA RAS, SAI, AI OPbSU, precum și la conferințe:

Franța, 1993, În ESO/OHP Workshop „Dwarf Galaxies” eds. Meylan G., Prugniel P., Observatoire de Haute-Provence, Franța, 109.

Africa de Sud, 1998, în lAU Symp. 192, The Stellar Content of Local Group Galaxies, ed. Whitelock P. și Gannon R., 15 ani.

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

Rusia, 2001, All-Russian Astronomical Conference, 6-12 august, Sankt Petersburg. Raport: „Distribuția spațială a stelelor de tip târziu în galaxii neregulate”.

Mexic, 2002, Cozumel, 8-12 aprilie, „Stars as a Tracer of the Shape of Irregular Galaxies Haloes”.

1. Tikhonov N.A., Rezultatele hipersensibilizării în hidrogen a astrofilmelor Kaz-NII al proiectului tehnic, 1984, Soobshch.SAO, 40, 81-85.

2. N. A. Tikhonov, Photometry of stars and galaxies on direct BTA images. Erori în fotometrie AMD-1, 1989, Soobshch.SAO, 58, 80-86.

3. Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Karachentsev ID., Georgiev Ts.B., Distanța galaxiilor din apropiere N00 2366.1С 2574 și NOG 4236 din fotometria fotografică a stelelor lor cele mai strălucitoare, 1991, A&AS, 89, 1-3.

4. Georgiev Ts. V., Tikhonov N.A., Karachentsev ID., Bilkina B.I. Cele mai strălucitoare stele și distanța până la galaxia pitică HoIX, 1991, A&AS, 89, 529-536.

5. Ts. B. Georgiev, N. A. Tikhonov și 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 și I. D. Karachentsev, Estimări ale cantităților B și V pentru candidații pentru clusterele globulare ale galaxiei M 81, 1991, Letters to Azh, 17, nil, 994-998.

7. Tikhonov N.A., Georgiev T.E., Bilkina B.I. Fotometria stelară pe plăcile telescopului de 6 m, 1991, OAO, 67, 114-118.

8. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Sharina M.E., Distanțe ale galaxiilor din apropiere N0 0 1560, NGO 2976 și DDO 165 de la cele mai strălucitoare stele, 1991, A&AS, 915, 125.

9. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Cele mai strălucitoare stele albastre și roșii din galaxia 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., Distanțe până la trei galaxii pitice din apropiere de la fotometria stelelor lor cele mai strălucitoare, 1992, A&A Trans, 1, 269-282.

12. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Tikhonov N.A., Getov R., Nedialkov P., Coordonatele precise ale supergiantilor și candidaților clusterelor globulare ale galaxiei M 81, 1993, Bull SAO, 36, 43.

13. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Photometric distances to the near galaxies 10 10, 10 342 and UA 86, visible throught the Milky Way, 1993, A&A, 100, 227-235.

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

15. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., Cele mai strălucitoare stele în trei pitici neregulate în jurul lui M 81, 1994, A&AS, 106, 555.

16. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., NGC 1569 și UGCA 92 - o pereche de galaxii din apropiere în zona Calei Lactee, 1994, Letters to Soviet 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, o galaxie din apropiere protejată de Calea Lactee, 1994, Bull. SAO, 38, 3.

19. Georgiev Ts., Vilkina V., Karachentsev I., Tikhonov N. Fotometria stelară și distanțe până la galaxii apropiate: două diferențe în estimări pentru parametrul „ra per X” bl. 1994, Obornik cu raportul lui VAN, Sofia, p.49.

20. Tikhonov N., Galaxia neregulată Casl - un nou membru al Grupului Local, Astron.Nachr., 1996, 317, 175-178.

21. Tikhonov N., Sazonova L., O diagramă de culoare - mărime pentru galaxia pitică Pești, AN, 1996, 317, 179-186.

22. M. E. Sharina, I. D. Karachentsev și 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. Georgiev Ts. V., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Ivanov V.D. Candidați ai clusterelor globulare în galaxiile NGC 2366.1C 2574 și NGC 4236, 1996, A&A Trans, 11, 39-46.

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

26. Ts. B. Georgiev, I. D. Karachentsev și N. A. Tikhonov, Module de distanță până la 13 galaxii pitice izolate din apropiere, Letters to Azh., 1997, 23, 586-594.

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

28. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., CCD fotometrie și distanțe ale șase galaxii neregulate rezolvate în Canes Venatici, 1998, A&AS, 128, 325-330.

29. Sharina M. E., Karachentsev I. D., Tikhonov N. A., Distanțe până la opt galaxii izolate cu luminozitate scăzută din apropiere, 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., Conținutul stelar și distanța față de galaxia pitică compactă albastră din apropiere NGC 6789, 2000, A&AS, 142, 347D.

32. Aparicio A., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., DDO 187: galaxiile pitice s-au extins, aureole vechi? 2000, AJ, 119, 177A.

33. Aparicio A., Tikhonov N.A., Distribuția spațială și pe vârstă a populației stelare în DDO 190, 2000, AJ, 119, 2183A.

34. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N, Byin Y.-I, Kim E., Stellar populations 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.

STRUCTURA TEZEI

Teza constă dintr-o Introducere, șase capitole, o Concluzie, o listă de literatură citată și o Anexă.

Principalele concluzii ale acestui capitol se referă la galaxii neregulate și, într-o măsură mai mică, în spirală. Prin urmare, aceste tipuri de galaxii ar trebui luate în considerare mai detaliat, concentrându-se pe diferențele și asemănările dintre ele. Atingem, într-o măsură minimă, acei parametri ai galaxiilor care nu se manifestă în niciun fel în studiile noastre.

6.2.1 Probleme de clasificare a galaxiilor.

Din punct de vedere istoric, întreaga clasificare a galaxiilor a fost creată pe baza imaginilor obținute în razele albastre ale spectrului. Desigur, în aceste imagini, acele obiecte care au o culoare albastră ies în evidență deosebit de strălucitoare, adică. regiuni de formare stelară cu stele tinere strălucitoare. În galaxiile spirale, astfel de regiuni formează ramuri spectaculos de proeminente, iar în galaxiile neregulate formează zone luminoase împrăștiate aproape aleatoriu peste corpul galaxiilor.

Diferența aparentă în distribuția regiunilor de formare a stelelor a devenit granița inițială care a separat galaxiile spirale și neregulate, indiferent dacă clasificarea este efectuată conform Hubble, Vaucouleur sau van den Bergh 192,193,194]. În unele sisteme de clasificare, autorii au încercat să ia în considerare și alți parametri ai galaxiilor, pe lângă aspect, dar cea mai simplă clasificare a lui Hubble a rămas cea mai comună.

Desigur, există motive fizice pentru diferența în distribuția regiunilor de formare a stelelor în galaxiile spirale și neregulate. În primul rând, aceasta este diferența de mase și viteze de rotație; cu toate acestea, clasificarea inițială a procedat doar de la tipul de galaxii. În același timp, granița dintre aceste două tipuri de galaxii este foarte relativă, deoarece multe galaxii neregulate luminoase au semne de brațe spiralate sau o structură asemănătoare unei bare în centrul galaxiei. Marele Nor Magellanic, care este o galaxie neregulată tipică, are o bară și semne slabe structura în spirală caracteristică galaxiilor de tip Sc. Semnele structurii spiralate a galaxiilor neregulate sunt vizibile în special în domeniul radio atunci când se studiază distribuția hidrogenului neutru. De regulă, un nor extins de gaz există în jurul unei galaxii neregulate, în care semnele brațelor spiralate sunt adesea vizibile (de exemplu, în ICIO 196], Holl, IC2574).

Consecința unei astfel de tranziții line a proprietăților lor generale de la galaxii spirale la galaxii neregulate este subiectivitatea în definițiile morfologice ale tipurilor de galaxii de către diferiți autori. Mai mult, dacă primele plăci fotografice ar fi sensibile la razele infraroșii și nu la albastru, atunci clasificarea galaxiilor ar fi diferită, deoarece regiunile de formare a stelelor nu s-ar distinge în galaxii în cel mai vizibil mod. În astfel de imagini în infraroșu, acele regiuni ale galaxiilor care conțin vechea populație stelară - giganții roșii - sunt cel mai bine văzute.

Orice galaxie din gama IR are un aspect netezit, fără ramuri spiralate contrastante sau regiuni de formare a stelelor, iar discul și umflarea galaxiei sunt cele mai pronunțate. În imaginile din gama IR a Irr, galaxiile sunt vizibile ca galaxii pitice cu disc, orientate spre noi în unghiuri diferite. Acest lucru se vede clar în atlasul IR al galaxiilor. Astfel, dacă clasificarea galaxiilor ar fi efectuată inițial pe baza imaginilor din domeniul infraroșu, atunci atât galaxiile spirale, cât și cele neregulate s-ar încadra în același grup de galaxii disc.

6.2.2 Compararea parametrilor generali ai galaxiilor spirale și neregulate.

Continuitatea trecerii de la galaxiile spirale la cele neregulate este vizibilă atunci când se consideră parametrii globali ai unei secvențe de galaxii, adică de la cele spiralate: Sa Sb Sc la cele neregulate: Sd Sm Im . Toți parametrii: mase, dimensiuni, conținut de hidrogen indică o singură clasă de galaxii. Parametrii fotometrici ai galaxiilor au o continuitate asemanatoare: luminozitate si culoare. căpușe, nu am încercat să aflăm cu meticulozitate tipul exact de galaxie. După cum a arătat experiența ulterioară, parametrii de distribuție ai populației stelare în galaxiile spirale pitice și neregulate sunt aproximativ aceiași. Acest lucru subliniază încă o dată faptul că ambele tipuri de galaxii ar trebui să fie unite sub un singur nume - disc.

6.2.3 Forme spațiale ale galaxiilor.

Să ne întoarcem la structura spațială a galaxiilor. Formele aplatizate ale galaxiilor spirale nu au nevoie de explicații. Când descriem acest tip de galaxii, umflarea și discul galaxiei sunt de obicei distinse pe baza fotometriei. Deoarece curbele extinse și plate ale vitezelor radiale ale galaxiilor spirale necesită explicarea lor sub forma prezenței unor mase semnificative de materie invizibilă, un halou extins este adesea adăugat la morfologia galaxiilor. Încercările de a găsi o manifestare vizibilă a unui astfel de halou au fost făcute în mod repetat. Mai mult decât atât, în multe cazuri, absența unui cluster central sau a unei umflături în galaxiile neregulate duce la faptul că doar componenta exponențială a discului a galaxiei este vizibilă pe secțiuni fotometrice fără semne ale altor componente.

Pentru a elucida formele galaxiilor neregulate de-a lungul axei Z, sunt necesare observații ale galaxiilor marginale. O căutare a unor astfel de galaxii în catalogul LEDA, cu selecție după viteza de rotație, raportul axelor și dimensiunea, ne-a determinat să alcătuim o listă cu câteva zeci de galaxii, majoritatea fiind situate la distanțe mari. Cu fotometria de suprafață adâncă, este posibil să se dezvăluie existența subsistemelor cu luminozitate scăzută a suprafeței și să se măsoare caracteristicile fotometrice ale acestora. Luminozitatea scăzută a subsistemului nu înseamnă deloc influența sa mică asupra vieții galaxiei, deoarece masa unui astfel de subsistem poate fi destul de mare datorită de mare importanta M/L.

UGCB760, VTA. anii 1800

20 40 60 în RAZĂ (sec arc)

Poziție (PRCSEC)

Orez. 29: Distribuția culorii (Y - Z) de-a lungul axei majore a galaxiei N008760 și izofotul acesteia până la HE - 27A5

Pe fig. Figura 29 prezintă rezultatele fotometriei de suprafață a galaxiei neregulate 11008760, obținute de noi la VTA.Izofotele acestei galaxii arată că, la limite fotometrice profunde, forma părților exterioare ale galaxiei este apropiată de ovală. În al doilea rând, izofotele slabe ale galaxiei se extind de-a lungul axei majore mult mai departe decât corpul principal al galaxiei, unde sunt vizibile stelele strălucitoare și regiunile de formare a stelelor.

Se poate vedea continuarea componentei discului dincolo de limitele corpului principal al galaxiei. În apropiere este schimbarea culorii de la centrul galaxiei la cele mai slabe izofote.

Măsurătorile fotometrice au arătat că corpul principal al galaxiei are o culoare de (Y-th) = 0,25, ceea ce este destul de tipic pentru galaxiile neregulate. Măsurătorile culorii regiunilor îndepărtate de corpul principal al galaxiei dau valoarea (V - K) = 1,2. Acest rezultat înseamnă că părțile exterioare slabe = 27,5""/P") și extinse (de 3 ori mai mari decât dimensiunea corpului principal) ale acestei galaxii ar trebui să fie formate din stele roșii. Nu a fost posibil să se afle tipul acestora. stele, deoarece galaxia este situată în limitele fotometrice suplimentare ale VTA.

După un astfel de rezultat, a devenit clar că sunt necesare studii ale galaxiilor neregulate din apropiere pentru a putea spune mai clar despre compoziția stelară și formele spațiale ale părților exterioare slabe ale galaxiilor.

Orez. 30: Comparație a metalicității supergiganților roșii (M81) și a galaxiilor pitice (Holl). Poziția ramului supergigant este foarte sensibilă la metalitatea galaxiei

6.2-4 Compoziția stelară a galaxiilor.

Compoziția stelară a galaxiilor spirale și neregulate este exact aceeași. Pe baza diagramei G-R numai, este aproape imposibil de determinat tipul de galaxie. O anumită influență este introdusă de efectul statistic, supergiganții albastru și roșu mai strălucitori se nasc în galaxii gigantice. Cu toate acestea, masa galaxiei încă se manifestă în parametrii stelelor născute. În galaxiile masive, toate elementele grele formate în timpul evoluției stelelor rămân în interiorul galaxiei, îmbogățind mediul interstelar cu metale. Ca rezultat, toate generațiile ulterioare de stele din galaxiile masive au o metalitate crescută. Pe fig. 30 prezintă o comparație a diagramelor G - R ale unei galaxii masive (M81) și pitice (Holl). Diferite poziții ale ramurilor supergiganților roșii sunt clar vizibile, ceea ce este un indicator al personalității lor metalice. Pentru vechea populație stelară - giganți roșii - din galaxii masive se observă existența stelelor într-o gamă largă de metalitate 210], care afectează lățimea ramului gigant. În galaxiile pitice se observă ramuri gigantice înguste (Fig. 3$) și valori scăzute de metalitate. Densitatea de suprafață a giganților variază exponențial, ceea ce corespunde componentei discului (Fig. 32). Un comportament similar al giganților roșii a fost găsit și de noi în galaxia IC1613.

Orez. 32: Variația densității de suprafață a giganților roșii în câmpul F5 al galaxiei ICIO. Un salt în densitatea giganților este vizibil la limita discului, care nu scade la zero dincolo de limita discului. Un efect similar este observat în galaxia spirală MZZ. Scala grafică în minute de arc de la centru.

Având în vedere aceste rezultate și tot ceea ce s-a spus mai devreme despre galaxiile neregulate, s-ar putea presupune că vechile stele gigantice roșii sunt cele care formează periferia extinsă a galaxiilor, mai ales că existența giganților roșii la periferia galaxiilor Grupului Local este cunoscută încă de când vremea lui W. Vaade. În urmă cu câțiva ani, Minity și colegii săi au anunțat că au găsit halouri de giganți roșii în jurul a două galaxii: WLM și NGC3109, dar publicațiile nu au investigat problema schimbărilor în densitatea giganților cu distanța față de centru și dimensiunea acestora. halouri.

Pentru a determina legea modificării densității suprafeței stelelor tip diferit, inclusiv giganți, au fost necesare observații profunde ale galaxiilor din apropiere, localizate

Orez. 33: Modificarea densității stelelor din galaxiile BB0 187 și BB0190 de la centru la margine. Se observă că giganții roșii nu și-au atins granița și continuă dincolo de imaginea noastră. Scala grafică în secunde de arc. așezat plat, așa cum se vede în ICIO.

Observațiile noastre cu telescopul nordic de 2,5 m al galaxiilor DD0187 și DDO 190 au confirmat că aceste galaxii neregulate văzute față în față prezintă, de asemenea, o scădere exponențială a densității de suprafață a giganților roșii de la centru până la marginea galaxiei. Mai mult, amploarea structurii giganților roșii depășește cu mult dimensiunea corpului principal al fiecărei galaxii (Fig. 33). Marginea acestui halo/disc este în afara matricei CCD aplicate. O schimbare exponențială a densității giganților a fost găsită și în alte galaxii neregulate. Întrucât toate galaxiile studiate se comportă în același mod, putem vorbi, ca fapt stabilit, despre legea exponențială a modificării densității vechii populații stelare - giganți roșii, care corespunde componentei discului. Totuși, acest lucru încă nu dovedește existența discurilor.

Realitatea discurilor poate fi confirmată doar din observațiile de margine ale galaxiilor. Observațiile unor astfel de galaxii pentru a căuta manifestarea vizibilă a unui halou masiv au fost efectuate în mod repetat folosind o varietate de echipamente și în diferite regiuni ale spectrului. Descoperirea unui astfel de halou a fost anunțată în mod repetat. Un exemplu clar al complexității acestei sarcini poate fi urmărit în publicații. Mai mulți cercetători independenți au anunțat descoperirea unui astfel de halou în jurul lui N005007. Observațiile ulterioare cu un telescop rapid cu o expunere totală de 24 de ore (!) au închis problema existenței unui halou vizibil al acestei galaxii.

Printre galaxiile neregulate din apropiere, văzute la margine, se atrage atenția asupra piticului din Pegasus, care a fost studiat în mod repetat. Observațiile BTA ale mai multor câmpuri ne-au permis să urmărim pe deplin schimbarea densității stelelor de diferite tipuri în el, atât de-a lungul axei majore, cât și de-a lungul axei minore. Rezultatele sunt prezentate în fig. 34, 35. Ei dovedesc că, în primul rând, structura giganților roșii este de trei ori mai mare decât corpul principal al galaxiei. În al doilea rând, forma distribuției de-a lungul axei b este apropiată de un oval sau elipsă. În al treilea rând, nu se observă niciun halou format din giganți roșii.

Orez. 34: Granițele galaxiei pitice Pegasus bazate pe studiul giganților roșii. Locațiile imaginilor BTA sunt marcate.

Stele albastre AGB Q O O

PegDw W « «(W Joko* 0 0 oooooooooo

200 400 600 axa majoră

Orez. 35: Distribuția densității la suprafață a diferitelor tipuri de stele de-a lungul axei majore a galaxiei Pegasus Dwarf. Limita discului este vizibilă, unde există o scădere bruscă a densității giganților roșii. aproximativ 1

Rezultatele noastre ulterioare se bazează pe fotometria imaginilor NCT obținute de noi din arhiva de acces gratuit. Căutarea galaxiilor NCT, rezolvabile ca giganți roșii și vizibile față în față și pe margine, ne-a oferit aproximativ două duzini de candidați pentru studiu. Din păcate, câmpul vizual al NCT, insuficient pentru noi, a împiedicat uneori obiectivele muncii noastre - de a urmări parametrii distribuției stelelor.

După procesarea fotometrică standard, au fost construite diagrame G-R pentru aceste galaxii și au fost identificate stele de diferite tipuri. Cercetările lor au arătat:

1) Pentru galaxiile cu față în față, scăderea densității de suprafață a giganților roșii urmează o lege exponențială (Fig. 36).

-|-1-1-1-E-1-1-1-1-1-1-1-1--<тГ

PGC39032 / w „”.

15 giganți roșii Z sh

Orez. Fig. 36: Schimbarea exponențială a densității giganților roșii în galaxia pitică RCC39032 de la centru la margine pe baza observațiilor NCT

2) Nicio galaxie cu margini nu are un halou extins, de-a lungul axei 2, de giganți roșii (Fig. 37).

3) Forma distribuției giganților roșii de-a lungul axei b are forma unui oval sau elipsă (Fig. 38).

Ținând cont de caracterul aleatoriu al eșantionării și uniformitatea rezultatelor obținute în ceea ce privește forma distribuției giganților în toate galaxiile studiate, se poate argumenta că majoritatea galaxiilor au o astfel de lege de distribuție a giganților roșii. Sunt posibile abateri de la regula generală, de exemplu, în galaxiile care interacționează.

Trebuie remarcat faptul că printre galaxiile studiate au existat atât galaxii spirale neregulate, cât și negigant. Nu am găsit diferențe semnificative între ele în legile de distribuție a giganților roșii de-a lungul axei 2, cu excepția gradientului de scădere a densității giganților.

6.3.2 Distribuția spațială a stelelor.

Selectând stele de diferite tipuri pe diagrama G - R, putem vedea distribuția lor în imaginea galaxiei sau putem calcula parametrii distribuției lor spațiale pe corpul galaxiei.

Este bine cunoscut faptul că populația stelară tânără de galaxii neregulate este concentrată în regiuni de formare a stelelor care sunt împrăștiate aleatoriu în tot corpul galaxiei. Cu toate acestea, aparenta aleatorie dispare imediat dacă urmărim schimbarea densității de suprafață a stelelor tinere de-a lungul razei galaxiei. Pe graficele din fig. 33 arată că distribuția generală, apropiată de exponențială, este suprapusă de fluctuații locale asociate cu regiunile individuale de formare a stelelor.

Pentru populația mai în vârstă - stele ale ramului gigant asimptotic extins, distribuția are un gradient de scădere a densității mai mic. Și cel mai mic gradient are populația antică - giganții roșii. Ar fi interesant de verificat această dependență pentru cea mai veche populație - stele de ramuri orizontale, totuși, în acele galaxii în care aceste stele sunt accesibile, vedem numărul lor insuficient pentru studii statistice. Dependența clar vizibilă a vârstei stelelor și a parametrilor densității spațiale poate avea o explicație complet logică: deși formarea stelelor are loc cel mai intens în apropierea centrului galaxiei, orbitele stelelor devin din ce în ce mai mari cu timpul și pe o perioadă de câteva miliarde de ani, stelele se pot muta la periferia galaxiilor. Greu de

Orez. Fig. 37: Scăderea densității giganților roșii de-a lungul axei 2 în mai multe galaxii marginale

Orez. 38: O imagine a unei galaxii pitice aproape de margine arată pozițiile giganților roșii găsite. Forma generală a distribuției este de a stabili un oval sau o elipsă, cum poate fi verificat un astfel de efect în observații. Probabil, doar modelarea evoluției discului galaxiei poate ajuta la regenerarea unor astfel de ipoteze.

6.3.3 Structura galaxiilor neregulate.

Rezumând ceea ce s-a spus în alte secțiuni, ne putem imagina structura unei galaxii neregulate astfel: cel mai extins sistem stelar din toate coordonatele este format din giganți roșii. Forma distribuției lor este un disc gros cu o scădere exponențială a densității suprafeței giganților de la centru la margine. Grosimea discului este aproape aceeași pe toată lungimea sa. Sistemele stelare mai tinere au subsistemele lor imbricate în acest disc. Cu cât populația stelară este mai tânără, cu atât discul pe care îl formează este mai subțire. Și, deși cea mai tânără populație stelară, supergiganții albastre, este distribuită în regiuni individuale haotice de formare a stelelor, în general, se supune și unui model general. Toate subsistemele imbricate nu se evită unele de altele, adică. Regiunile de formare a stelelor pot conține vechi giganți roșii. Pentru cele mai multe galaxii pitice, unde o regiune de formare a stelelor ocupă întreaga galaxie, această schemă este foarte arbitrară, dar dimensiunile relative ale discurilor populației tinere și ale populației vechi sunt valabile și pentru astfel de galaxii.

Dacă, totuși, pentru a finaliza studiul structurii galaxiilor neregulate, sunt implicate și date radio, atunci se dovedește că întregul sistem stelar este scufundat într-un disc sau nor de hidrogen neutru. Mărimea discului din HI, după cum reiese din statisticile a 171 de galaxii, este de aproximativ 5-6 ori mai mare decât corpul vizibil al galaxiei la nivelul Hv = 25" *. Pentru o comparație directă a dimensiunilor discuri cu hidrogen și discuri de la giganți roșii, avem prea puține date.

În galaxia ICIO, dimensiunile ambelor discuri sunt aproximativ egale. Pentru o galaxie din Pegasus, discul de hidrogen are aproape jumătate din dimensiunea unui disc de giganți roșii. Și galaxia NGC4449, care are unul dintre cele mai extinse discuri de hidrogen, este puțin probabil să aibă un disc la fel de extins de giganți roșii. kah este confirmat nu numai de observațiile noastre. Am menționat deja rapoartele lui Minity și ale colegilor săi despre descoperirea unui halou. După ce au obținut o imagine doar a unei părți a galaxiei, au luat dimensiunea discului gros de-a lungul axei b ca manifestare a unui halou, pe care au raportat-o ​​fără a încerca să investigheze distribuția stelelor în aceste galaxii de-a lungul axei majore.

În studiile noastre, nu am atins galaxiile gigantice, dar dacă luăm în considerare structura galaxiei noastre, atunci pentru aceasta există deja conceptul de „disc gros” pentru o populație bătrână cu conținut scăzut de metal. În ceea ce privește termenul „halo”, ni se pare că este aplicabil sistemelor sferice, dar nu și aplatizate, deși aceasta este doar o chestiune de terminologie.

6.3.4 Granițele galaxiilor.

Problema granițelor galaxiilor probabil nu a fost încă pe deplin explorată. Cu toate acestea, rezultatele noastre pot aduce o anumită contribuție la soluționarea acesteia. De obicei, se crede că densitatea stelară la marginile galaxiilor scade treptat până la zero, iar granițele galaxiilor, ca atare, pur și simplu nu există. Am măsurat comportamentul celui mai extins subsistem, format din giganți roșii, de-a lungul axei Z. În acele galaxii de margine, date pe care le-am obținut din fotometria imaginilor, comportamentul densității giganților roșii a fost uniform: a existat o scădere exponențială a densității la zero (Fig. 37) . Acestea. galaxia de-a lungul axei Z are o margine bine definită, iar populația sa stelară are o limită bine definită și nu dispare treptat.

Este mai dificil de studiat comportamentul densității stelare de-a lungul razei galaxiei în punctul în care stelele dispar. Pentru galaxiile marginale, dimensiunea discului este mai convenabil de determinat. O galaxie din Pegasus de-a lungul axei majore arată o scădere bruscă a numărului de giganți roșii la zero (Fig. 36). Acestea. galaxia are o graniță a discului destul de ascuțită, dincolo de care practic nu există giganți roșii. Galaxy J10, în prima aproximare, se comportă într-un mod similar. Densitatea stelelor scade, iar la o oarecare distanță de centrul galaxiei se observă o scădere bruscă a numărului lor (Fig. 33). Cu toate acestea, în acest caz, scăderea nu are loc la zero. Se observă că giganții roșii există și în afara razei saltului lor de densitate, dar dincolo de această limită au o distribuție spațială diferită de cea pe care o aveau mai aproape de centru. Este interesant de observat că giganții roșii sunt distribuite în mod similar în galaxia spirală MZZ. Acestea. scădere exponențială a densității, salt și continuare dincolo de raza acestui salt. S-a presupus că acest comportament este legat de masa galaxiei (ICIO este cea mai masivă galaxie neregulată, după norii Magellanic, din Grupul Local), dar a fost găsită o galaxie mică cu același comportament al giganților roșii (Fig. . 37). Parametrii giganților roșii dincolo de raza de salt sunt necunoscuți, diferă ca vârstă și metalitate? Care este tipul de distribuție spațială pentru aceste stele îndepărtate? Din păcate, astăzi nu putem răspunde la aceste întrebări. Este nevoie de cercetare pe telescoape mari cu un câmp larg.

Cât de mare este statisticile cercetării noastre pentru a vorbi despre existența discurilor groase în galaxiile de tip târziu ca un fenomen larg răspândit sau general? În toate galaxiile care aveau imagini suficient de profunde, am dezvăluit structuri extinse de giganți giganți

După ce am studiat arhiva NCT, am găsit imagini cu 16 galaxii văzute cu margini sau față, și rezolvabile ca giganți roșii. Aceste galaxii sunt situate la distanțe de 2-5 Me. Lista lor: N002976, VB053, 000165, K52, K73, 000190, 000187, iOSA438, P00481 1 1, P0C39032, ROS9962, N002366, i0C80552, i0C80542, i0C80481

Scăderea exponențială a densității pentru galaxiile cu față și apariția distribuției giganților roșii în jurul galaxiilor marginale demonstrează că în toate aceste cazuri vedem manifestări de discuri groase.

6.4 Discurile giganților roșii și masa ascunsă a galaxiilor neregulate.

Observațiile radio din H1 ale galaxiilor spirale și pitice au arătat o mică diferență în comportamentul curbelor de rotație ale galaxiilor. Pentru ambele tipuri de galaxii, pentru o explicație

Pentru a schimba forma curbelor de rotație, este necesară prezența unor mase semnificative de materie invizibilă. Discurile extinse pe care le-am găsit în toate galaxiile neregulate ar putea fi materia invizibilă pe care o căutăm? Masele giganților roșii înșiși, pe care le observăm pe discuri, sunt desigur complet insuficiente. Folosind observațiile noastre ale galaxiei 1C1613, am determinat parametrii scăderii densității giganților spre margine și am calculat numărul total și masa acestora în întreaga galaxie. S-a dovedit că Mred/Lgal = 0,16. Acestea. luând în considerare masa stelelor ramificate gigantice crește ușor masa întregii galaxii. Cu toate acestea, trebuie amintit că etapa unei gigante roșii este o etapă relativ scurtă în viața unei stele. Prin urmare, ar trebui făcute corecții semnificative la masa discului, ținând cont de numărul de stele mai puțin masive și de acele stele care au trecut deja de stadiul de gigant roșie. Ar fi interesant, pe baza observațiilor foarte profunde ale galaxiilor din apropiere, să se verifice populația ramurilor subgigant și să se calculeze contribuția acestora la masa totală a galaxiei, dar aceasta este o chestiune de viitor.

Concluzie

Rezumând rezultatele lucrării, să ne oprim încă o dată asupra principalelor rezultate.

Telescopul de 6 m a obținut imagini multicolore profunde ale a aproximativ 100 de galaxii cu rezoluție stelară. S-a creat arhiva de date. La aceste galaxii se poate face referire atunci când se studiază populația stelară, în primul rând stele variabile cu luminozitate mare de tip LBV. În galaxiile studiate, au fost măsurate culorile și luminozitatea tuturor stelelor vizibile. Se disting hipergiganți și supergiganți de cea mai mare luminozitate.

O gamă largă și omogenă de date de măsurare a distanței a fost obținută pentru toate galaxiile de pe cerul nordic cu viteze mai mici de 500 km/s. Rezultatele obținute personal de către disertator sunt foarte semnificative în ceea ce privește cantitatea totală de date. Măsurătorile de distanță obținute fac posibilă analizarea mișcărilor non-Hubble ale galaxiilor Complexului Local, ceea ce limitează alegerea unui model pentru formarea „clatitei” locale de galaxii.

Pe baza măsurătorilor distanțelor, se determină compoziția și structura spațială a celor mai apropiate grupuri de galaxii de pe cerul nordic. Rezultatele lucrării fac posibilă efectuarea de comparații statistice ale parametrilor grupurilor de galaxii.

S-a făcut un studiu al distribuției galaxiilor în direcția clusterului de galaxii din Fecioară. Au fost găsite mai multe galaxii relativ apropiate situate între cluster și Grupul Local. Au fost determinate distanțele și au fost identificate galaxii aparținând clusterului însuși și situate în diferite părți ale periferiei și centrului clusterului.

A fost determinată distanța până la clustere în Fecioară, care s-a dovedit a fi de 17,0 Mpc și Coma Veronica, egală cu 90 Mpc. Pe această bază, constanta Hubble a fost calculată egală cu R0 = 77 ± 7 km/s/Mpc.

Pe baza fotometriei imaginilor BTA și HST, a fost măsurată luminozitatea celor mai strălucitoare stele din 10 galaxii din grupul N001023, situate la o distanță de 10 Mpc. Se determină distanțele până la galaxii și se calculează constanta Hubble în această direcție. Se concluzionează că există un mic gradient de viteză între Grupul Local și grupul NGC1023, care poate fi

121 se explică prin masa relativ mică a grupului de galaxii din Fecioară în comparație cu toate galaxiile din jur.

Pe baza studiilor despre distribuțiile spațiale ale giganților roșii în galaxiile de tip târziu, au fost descoperite discuri groase și extinse de stele vechi. Dimensiunea unor astfel de discuri este de 2-3 ori mai mare decât dimensiunea corpului vizibil al galaxiei. Se constată că limitele acestor discuri au margini destul de ascuțite, dincolo de care sunt foarte puține stele.

În ciuda studiilor la scară largă ale distanțelor până la galaxiile de pe cerul nordic, nu există mai puține întrebări pentru viitor decât erau înainte de începerea lucrărilor. Dar aceste întrebări sunt de altă calitate, deoarece acum, în special în legătură cu munca telescoapelor spațiale, a devenit posibil să facem măsurători precise care ne pot schimba înțelegerea spațiului apropiat. Aceasta se referă la compoziția, structura și cinematica grupurilor din apropiere de galaxii, ale căror distanțe sunt intens determinate prin metoda TCM.

Periferia galaxiilor atrage din ce în ce mai multă atenție, mai ales din cauza căutării materiei întunecate și a istoriei formării și evoluției discurilor galactice. Este remarcabil că în toamna anului 2002 va avea loc prima întâlnire la periferia galaxiilor la Observatorul Lovell.

Mulțumiri

De-a lungul anilor lungi în care s-a desfășurat lucrarea pe tema tezei prezentate de mine, mulți oameni, într-un fel sau altul, m-au ajutat în munca mea. Le sunt recunoscător pentru acest sprijin.

Dar este deosebit de plăcut pentru mine să-mi exprim recunoștința față de cei al căror ajutor l-am simțit constant. Fără cele mai înalte calificări ale Galinei Korotkova, munca la disertație s-ar fi prelungit pentru o perioadă incredibil de lungă. Pasiunea și tenacitatea Olgăi Galazutdinova în a face munca mi-au permis să obțin rezultate pe un număr mare de obiecte în Fecioară și N001023 într-o perioadă destul de scurtă de timp. Igor Drozdovsky, cu micile sale programe de service, ne-a oferit un mare ajutor în fotometria a zeci de mii de stele.

Sunt recunoscător Fundației Ruse pentru Cercetare de bază, ale cărei granturi le-am primit (95-02-05781, 97-02-17163,00-02-16584), pentru sprijinul financiar de opt ani, care mi-a permis să efectuez cercetări mai eficient .

1. Hubble E. 1929 Proc. Nat. Acad. sci. 15, 168

2. Baade W. 1944 ApJ 100, 137

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

4. Sandage A. 1971 în Nuclei of Galaxies, ed. de D.J.K. O "Connel, (Amsterdam, Olanda de Nord) 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 PASP 104, 599.

6. Minkowski R. 1964 Ann. Rev. Astr. Aph. 2, 247,7. de Jager K. 1984 Stele cu cea mai mare luminozitate Mir, Moscova.

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.Hughes, L.M.Illing 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, în Galaxy Distances and Deviations from Universal Expansion, ed. de B.F.Madore și R.B.TuUy, NATO ASI Seria 80, 41

11. Hubble E. 1936 ApJ 84, 286

12. Sandage A. 1958 ApJ 127, 513

13. Sandage 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. Sărbătoarea M. 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. Rev. Astr. Ap. 29.543

30. Harris W. 1996 AJ 112, 1487

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

32. Tony 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. Sandage 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. Rev. Astron. astrof. 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, a 5-a edn, Stellar Data Center, Observatoire de Strasbourg, Franța.

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 Teză de doctorat Nizhny Arkhyz, CAO RAS 72] Karachentsev L, Kopylov A., Kopylova F. 1994 Bull. SAO 38.5

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

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

62. Iben I., Renzini A. 1983 Ann. Rev. Astron. astrof. 21, 271

63. Holonov P. 1985 Ciorchine de stele. Mir, Moscova

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

69. Ziener R. 1979 Astron. Nachr. 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, PASP 101, 725

73. Georgiev Ts.B. 1990 Astrophys. explorat. (Izv.SAO) 30, 127

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

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

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

77. Stetson P. 1993 Manual de utilizare pentru SHORYAOT I (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)

78. Drozdovsky I. 1999 Teza de candidat, Universitatea de Stat din Sankt Petersburg, Sankt Petersburg

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

80. Sharina M., Karachentsev I., Tikhonov I., Scrisori către AJ, 1997 23, 430

81. Abies H. 1971 Publ. U.S. Naval Obs. 20, partea a IV-a, 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. Serede. J.W. Menzies și P.D. 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 M., Aparicio A., Tikhonov N. 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 PAG. 25, 391

94. Sandage A. 1984 AJ 89, 621

95. Humphreys R., Aaronson M. et al. 1986 AJ93, 808

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

97. Georgiev Ts. 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 PAGINA 20, 84

102. Aloisi A., Clampin M., et al. 2001 AJ 121, 1425

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

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

105. Valtonen M., 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 STR. 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 Teză de doctorat

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. şi colab. 1999 ApJ 521, 155

114 Fouque P., Solanes J. şi colab. 2001 Preprint ESO, 1431

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

116. Aaronson M., 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. Tolstoi E., Saha A. et al. 1995 AJ 109, 579

119. Dohm-Palmer R., Skillman E. şi colab. 1998 A J116, 1227 160] Saha A., Sandage A. şi colab. 1996ApJS 107, 693

120. Shanks T., Tanvir N. şi colab. 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 B., Sparks W., et al. 1995 ApJ454L, 173 167] Onofrio M., Capaccioli M., şi colab. 1997 MNRAS 289, 847 168] van den Bergh S. 1996 PASF 108, 1091

125. Ferrarese L., Gibson B., Kelson D. et al. 1999 astroph/9909134

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

127. Tikhonov N., Galazutdinova O., Drozdovsky I., 2000 Astrofizica 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 M., Lorenz H., Afanasjev V. 1986 A&A 169, 54 179] Silbermann N., Harding P., Madore B. et al. 1996 ApJ470, 1180. Pierce M. 1994 ApJ430, 53

134. Holzman J.A. , Hester J.J., Casertano S. şi colab. 1995 PASP 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 A. et al. 1996 AJ 112, 2596

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

142. Holtsman J., Gallagher A. 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 în Dwarf Galaxies ed. de Meylan G. şi Prugniel P. 197

150. Bosma A. 1981 R J 86, 1791

151. Skrutskie M. 1987 Ph.D. Universitatea Cornell

152. Bergstrom J. 1990 Ph.D. Universitatea din Minnesota

153. Heller A., ​​​​Brosch N., și colab. 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 Catalogul Galaxiilor Principale PRC-ROM

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

158. Swaters R. 1999 dr. Rijksuniversiteit, Groningen

159. Tikhonov N., 1998 în lAU Symp. 192, The Stellar Content of Local Group Galaxies, ed. Whitelock P. și Cannon R., 15 ani.

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. și colab. 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 Teza de candidat la Universitatea de Stat din Moscova, 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 în lAU Symp. 192, The Stellar Content of Group Galaxies, ed. Whitelock P. și Cannon R., 27 de ani

172. Fig. 1: Imagini ale galaxiilor din clusterul Fecioarei, obținute de noi cu BTA. Filtrarea mediană a imaginilor a fost efectuată pentru a izola structura galaxiilor143

173. Fig. Fig. 3: Imagini ale galaxiilor din grupul KSS1023 obținute cu BTA și H8T (sfârșit)