Formularea problemei

Din punct de vedere istoric, la începutul secolului al XX-lea, o explozie literală 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 însăși astronomia extragalactică. Apariția unei noi direcții în astronomie a avut loc datorită lucrărilor lui Hertzsprung și Russell, Duncan și Abbe, Leavitt și Bailey, Shapley și Hubble, Lundmarck și Curtis, în care s-a 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 înainte, astronomii implicați în cercetări extragalactice au publicat un număr mare de lucrări care erau într-un fel sau altul legate de subiecte stelare: cu determinarea luminozități stelelor, construirea scalelor de distanță, studierea etapelor evolutive ale anumitor tipuri de stele.

Studierea stelelor din alte galaxii permite astronomilor să rezolve mai multe probleme simultan. În primul rând, clarificați scara distanței. Este clar că, fără a cunoaște distanțele exacte, nu cunoaștem parametrii de bază ai galaxiilor - dimensiuni, mase, luminozități. Deschidere în 1929 Relația lui Hubble între vitezele radiale ale galaxiilor și distanțele până la acestea permite 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 obținute nu din măsurarea vitezei, ci din măsurarea altor parametri. Se știe că galaxiile aflate la distanțe de până la 10 Mpc au propriile viteze, 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 formate din stele, prin studierea distribuției și evoluției stelelor într-o galaxie, răspundem cumva la întrebarea despre morfologia și evoluția galaxiei în sine. Acestea. informaţiile obţinute despre compoziţia stelară a galaxiei limitează varietatea modelelor utilizate pentru originea şi evoluţia întregului sistem stelar. Astfel, dacă dorim să cunoaștem originea și evoluția galaxiilor, este absolut necesar să studiem populațiile stelare ale diferitelor tipuri de galaxii până la cea mai profundă limită fotometrică posibilă.

În epoca astronomiei fotografice, studiile asupra populațiilor stelare ale galaxiilor au fost efectuate folosind cele mai mari telescoape din lume. Dar totuși, chiar și într-o galaxie apropiată precum M31, populația stelară este de tip P, adică. giganții roșii, a fost la limita măsurătorilor fotometrice. Această limitare tehnică a capacităților a dus la faptul că populațiile stelare au fost studiate 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 P), care ocupă un halou mai voluminos. Mai târziu, Baade și Sandage au subliniat prezența Grupului de Populație Locală de Tip II în toate galaxiile, adică. stele vechi care erau clar vizibile la periferia galaxiilor. În fotografiile galaxiilor mai îndepărtate, erau vizibile doar supergiganți strălucitori, pe care Hubble le folosea la acea vreme pentru a determina distanțele până la galaxii atunci când calcula parametrul de expansiune al Universului.

Progresul tehnologic din anii 90 în dezvoltarea mijloacelor de observație a condus la faptul că stelele suficient de slabe au devenit disponibile în galaxii și în afara Grupului Local și a devenit posibil să se compare efectiv parametrii populațiilor stelare ale multor galaxii. În același timp, trecerea la 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 de arc cu un detector de lumină de 3 minute de arc. Și abia acum apar matrici CCD, comparabile ca dimensiuni cu plăcile fotografice anterioare.

Caracteristicile generale ale lucrarii RELEVANTA.

Relevanța lucrării are mai multe manifestări:

Teoria formării stelelor și evoluției galaxiilor, determinarea funcției inițiale a masei 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 oferă deja rezultate astrofizice secundare sub formă de stele candidate LBV, care sunt apoi confirmate spectral. Se știe că HST efectuează în prezent un program de imagini directe ale galaxiilor „pentru viitor”, adică. aceste imagini vor fi necesare numai după explozia unei supernove de tip II (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 din apropiere, a devenit principala în munca telescoapelor mari. Dacă pentru distanțe mari scopul unei astfel de lucrări este de a determina constanta Hubble cu acuratețe maximă, atunci la distanțe mici scopul este de a căuta neomogenități locale în distribuția galaxiilor. Și pentru aceasta sunt necesare distanțe precise până la galaxiile Complexului Local. Într-o primă 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 stau la baza.

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 stelare a galaxiilor. Și singurul material sursă pentru aceasta sunt imaginile directe ale galaxiilor rezolvate în stele, luate în diferite filtre.

Istoria cercetărilor asupra structurilor slabe ale galaxiilor are zeci de ani în urmă. 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 se desfăşoară intens în multe observatoare. Rezultatele noastre arată existența în jurul galaxiilor de tip târziu a unor discuri extinse constând dintr-o populație veche stelară - giganți roșii. Luarea în considerare a masei acestor discuri poate atenua problema maselor invizibile.

SCOPUL LUCRĂRII.

Obiectivele acestei teze sunt:

1. Obținerea celui mai mare șir omogen posibil 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.

2. Rezoluția stelelor galaxiilor observate în două direcții opuse - în clusterul Fecioarei și în grupul N001023. Determinarea distanțelor față de aceste grupuri și calculul, 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 număr mare de galaxii, cu telescopul de 6 m au fost obținute imagini profunde în culori dvA, ceea ce a făcut posibilă transformarea galaxiilor în stele. S-a efectuat fotometria stelelor din imagini și au fost construite diagrame culoare-magnitudine. Pe baza acestor date, au fost determinate distanțele pentru 92 de galaxii, inclusiv în sisteme îndepărtate precum clusterul Fecioarei sau grupul N001023. Pentru majoritatea galaxiilor, măsurătorile distanței au fost făcute pentru prima dată.

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 măsurarea. erori.

Studiul compoziției stelare a periferiei galaxiilor a condus la descoperirea unor galaxii neregulate cu discuri groase extinse 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 25 „A/P”. S-a descoperit că galaxiile bazate pe distribuția spațială a giganților roșii au granițe clar definite.

VALOARE ŞTIINŢIFICĂ ŞI PRACTICĂ.

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

Pe baza lucrării în care autorul a fost implicat direct, pentru prima dată a fost obținută 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 din complexul Local, ceea ce limitează alegerea unui model pentru formarea „clatitei” locale de galaxii.

Au fost determinate compoziția și structura spațială a celor mai apropiate grupuri de galaxii de pe cerul nordic. Rezultatele lucrării permit comparații statistice ale parametrilor grupurilor de galaxii.

A fost efectuat un studiu al structurii spațiului în direcția clusterului de galaxii Fecioara. 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.

Se determină distanța până la clusterele din Fecioară și Coma Berenices și se calculează constanta Hubble. S-a măsurat luminozitatea celor mai strălucitoare stele din 10 galaxii din grupul N001023, aflate la o distanță de 10 Me. Au fost determinate distanțele până la galaxii și a fost calculată constanta Hubble în această direcție. Se ajunge la concluzia că există un mic gradient de viteză între Grupul Local și grupul N001023, care poate fi explicat prin masa nedominantă a clusterului de galaxii Fecioara.

PENTRU APARARE SE DEPUNĂ:

1. Rezultatele lucrărilor privind dezvoltarea și implementarea tehnicilor de fotometrie stelară pe microdensitometrele automate AMD1 și AMD2 ale SA 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.

5. Rezultatele determinării distanțelor până la galaxiile grupului NOC1023 și determinării constantei Hubble în direcția opusă clusterului Fecioara. Concluzie despre un mic gradient de viteză 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.

APROBAREA LUCRĂRII.

Principalele rezultate obținute în disertație au fost prezentate la seminariile OJSC 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”, Seria de conferințe ASP, 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 din proiectul tehnic Kaz-NII, 1984, Communications of SAO, 40, 81-85.

2. Tikhonov N.A., Fotometria stelelor și galaxiilor în imagini directe ale BTA. Errors in AMD-1 photometry, 1989, Communications of the SAO, 58, 80-86.

3. Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Karachentsev ID., Georgiev Ts.B., 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. Georgiev T.B., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Cei mai străluciți candidați pentru clusterele globulare ale galaxiei M81, 1991, Scrisori către AJ, 17, 387.

6. Georgiev T.B., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Estimări ale mărimilor B și V pentru candidații pentru clusterele globulare ale galaxiei M 81, 1991, Letters to AJ, 17, nil, 994-998.

7. Tikhonov N.A., Georgiev T.E., Bilkina B.I. Fotometria stelară pe plăcile telescopului de 6 m, 1991, Oooobshch.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 galaxiile din apropiere: două diferențe în estimarea parametrului pe X bl. 1994, Obornik cu raport VAN, Sofia, p.49.

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

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

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

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

24. 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. Georgiev Ts.B., Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Moduli de distanță la 13 galaxii pitice izolate din apropiere, Letters to AJ, 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 DISERTATIEI

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, merită să luăm în considerare aceste tipuri de galaxii mai detaliat, concentrându-ne pe diferențele și asemănările dintre ele. Atingem într-o măsură minimă acei parametri ai galaxiilor care nu apar 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 realizate în razele albastre ale spectrului. Desigur, în aceste fotografii se evidențiază în mod deosebit acele obiecte care au o culoare albastră, adică. regiuni de formare stelară cu stele tinere strălucitoare. Astfel de regiuni formează ramuri spectaculos de proeminente în galaxiile spirale, iar în galaxiile neregulate formează zone luminoase împrăștiate aproape haotic în tot corpul galaxiei.

Diferența vizibilă în distribuția regiunilor de formare a stelelor a fost granița inițială care separa galaxiile spirale și neregulate, indiferent dacă clasificarea a fost efectuată conform Hubble, Vaucouleurs 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 aspectul lor, dar cea mai simplă clasificare 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 o diferență de mase și viteze de rotație, dar clasificarea inițială s-a bazat doar pe 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 servește ca exemplu de galaxie neregulată tipică, are o bară și semne slabe ale structurii spiralate caracteristice galaxiilor Sc. Semnele structurii spiralate a galaxiilor neregulate sunt deosebit de vizibile în domeniul radio atunci când se studiază distribuția hidrogenului neutru. De regulă, în jurul unei galaxii neregulate există un nor de gaz extins, în care semnele brațelor spiralate sunt adesea vizibile (de exemplu, ICIO 196], Holl, IC2574).

O consecință a unei astfel de tranziții line a proprietăților lor generale de la galaxiile spirale la cele neregulate este subiectivitatea în definițiile morfologice ale tipurilor de galaxii de către diferiți autori. Mai mult, dacă primele plăci fotografice ar fi fost mai sensibile la razele infraroșii decât la razele albastre, atunci clasificarea galaxiilor ar fi fost diferită, deoarece regiunile de formare a stelelor nu ar fi fost cel mai vizibile în galaxii. Astfel de imagini în infraroșu arată cel mai bine acele regiuni ale galaxiilor care conțin populații stelare vechi - giganți roșii.

Orice galaxie din gama IR are un aspect netezit, fără ramuri spirale contrastante sau regiuni de formare a stelelor, iar discul și umflarea galaxiei sunt cele mai pronunțate. În imaginile Irr IR, galaxiile sunt vizibile ca galaxii pitice cu disc, orientate spre noi în unghiuri diferite. Acest lucru este clar vizibil în atlasul IR al galaxiilor. Astfel, dacă clasificarea galaxiilor a fost 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 tranziției de la galaxiile spirale la cele neregulate este vizibilă atunci când se consideră parametrii globali ai unei secvențe de galaxii, adică de la spirală: Sa Sb Sc la neregulat: Sd Sm Im. Toți parametrii: mase, dimensiuni, conținut de hidrogen indică o singură clasă de galaxii. Parametrii fotometrici ai galaxiilor: luminozitatea și culoarea au o continuitate similară. 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 necesită nicio explicație. Când descriem acest tip de galaxie, pe baza fotometriei, se disting de obicei umflarea și discul galaxiei. Deoarece curbele de viteză radială extinse și plate 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, în multe cazuri, absența unei condensuri centrale 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.

Determinarea formelor galaxiilor neregulate de-a lungul axei Z necesită observații ale galaxiilor marginale. Căutarea unor astfel de galaxii în catalogul LEDA, selectând după viteza de rotație, raportul axial și dimensiunea, ne-a determinat să întocmim o listă cu câteva zeci de galaxii, majoritatea fiind situate la distanțe mari. Cu fotometria de suprafață adâncă, se poate dezvălui existența subsistemelor cu luminozitate scăzută a suprafeței și pot fi măsurate caracteristicile fotometrice ale acestora. Luminozitatea scăzută a unui subsistem nu înseamnă deloc că are o influență mică asupra vieții galaxiei, deoarece masa unui astfel de subsistem poate fi destul de mare datorită valorii M/L mari.

UGCB760, VTA. anii 1800

20 40 60 în RAZĂ (sec arc)

Poziție (PRCSEC)

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

În fig. În figura 29 sunt prezentate rezultatele fotometriei de suprafață a galaxiei neregulate 11008760, obținute de noi la VTA.Izofotele acestei galaxii arată că la limitele fotometrice profunde forma părților exterioare ale galaxiei este apropiată de ovală. În al doilea rând, izofotele slabe ale galaxiei continuă de-a lungul axei majore cu mult dincolo de corpul principal al galaxiei, unde sunt vizibile stelele strălucitoare și regiunile de formare a stelelor.

Continuarea componentei discului dincolo de corpul principal al galaxiei este vizibilă. Alături este schimbarea culorii de la centrul galaxiei la cele mai slabe izofote.

Măsurătorile fotometrice au arătat că corpul principal al galaxiei are o culoare (Yth) = 0,25, ceea ce este complet 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 acestor stele. , deoarece galaxia este situată în mai multe limite fotometrice BTA.

După acest rezultat, a devenit clar că sunt necesare studii ale galaxiilor neregulate din apropiere, astfel încât să putem vorbi mai clar despre compoziția stelară și formele spațiale ale părților exterioare slabe ale galaxiilor.

Orez. 30: Comparația 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. Este aproape imposibil de determinat tipul de galaxie doar pe baza diagramei H-P. O anumită influență vine dintr-un efect statistic; supergiganții albastre și roșii mai strălucitoare se nasc în galaxii gigantice. Cu toate acestea, masa galaxiei încă se manifestă în parametrii stelelor care se nasc. 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 crescut metalicitatea. În fig. Figura 30 prezintă o comparație a diagramelor H-P 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 galaxiile masive se observă existența stelelor într-o gamă largă de metalicități [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). Am descoperit un comportament similar al giganților roșii în galaxia IC1613.

Orez. 32: Modificarea densității de suprafață a giganților roșii în câmpul F5 al galaxiei ICIO. La limita discului este vizibil un salt în densitatea giganților, care nu scade la zero dincolo de limita discului. Un efect similar este observat în galaxia spirală ISM. Scara graficului este în minute de arc de la centru.

Ținând cont de aceste rezultate și de tot ce s-a spus mai devreme despre galaxiile neregulate, s-ar putea presupune că vechile stele care sunt giganți roșii sunt cele care formează periferia extinsă a galaxiilor, mai ales că existența giganților roșii la periferia galaxiilor Grupului Local a cunoscută încă de pe vremea lui V. Vaade. În urmă cu câțiva ani, munca lui Miniti și a colegilor săi anunțau că au găsit un halou de giganți roșii în jurul a două galaxii: WLM și NGC3109, dar publicațiile nu au explorat întrebarea cum se modifică densitatea giganților odată cu distanța față de centru. și dimensiunea unor astfel de halouri.

Pentru a determina legea modificărilor densității suprafeței stelelor de diferite tipuri, inclusiv giganți, 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 granițele imaginii noastre. Scara graficului este 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, vizibile față în față, prezintă 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 CCD-ului utilizat. S-au găsit modificări exponențiale ale densității giganților în alte galaxii neregulate. Întrucât toate galaxiile studiate se comportă în același mod, putem vorbi, ca fapt stabilit, de o lege exponențială de modificare a densității vechii populații stelare - giganți roșii, care corespunde componentei discului. Totuși, acest lucru nu dovedește existența discurilor.

Realitatea discurilor poate fi confirmată doar din observațiile galaxiilor marginale. 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 văzut în publicații. Mai mulți cercetători independenți au anunțat descoperirea unui astfel de halou în jurul lui N005007. Observațiile ulterioare cu un telescop cu deschidere mare cu o expunere totală de 24 de ore (!) au închis problema existenței unui halou vizibil al acestei galaxii.

Printre galaxiile neregulate din apropiere, vizibile la margine, pitica din Pegasus, care a fost studiată în mod repetat, atrage atenția. Observațiile mai multor câmpuri la BTA ne-au permis să urmărim complet schimbarea densității stelelor de diferite tipuri din acesta, 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 există un halou vizibil de giganți roșii.

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

Stele albastre AGB Q O O

PegDw w « «(Zhoko* 0 0 ooooooooo

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 are loc o scădere bruscă a densității giganților roșii. o 1

Rezultatele noastre ulterioare se bazează pe fotometria imaginilor NCT pe care le-am obținut dintr-o arhivă accesibilă gratuit. Căutarea galaxiilor fotografiate pe NZT, rezolvate în 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, care a fost insuficient pentru noi, a interferat uneori cu obiectivele muncii noastre - de a urmări parametrii distribuției stelelor.

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

1) Pentru galaxiile vizibile plate, 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 w

Orez. 36: Schimbarea exponențială a densității giganților roșii în galaxia pitică RSS39032 de la centru la margine pe baza observațiilor NCT

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

3) Forma distribuției giganților roșii de-a lungul axei b arată ca un oval sau elipsă (Fig. 38).

Ținând cont de caracterul aleatoriu al probei și de uniformitatea rezultatelor obținute cu privire la forma distribuției giganților pentru toate galaxiile studiate, se poate susține că majoritatea galaxiilor au o astfel de lege a distribuției 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 neregulate, cât și galaxii spirale care nu erau gigantice. 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.

Evidențiind stelele de diferite tipuri pe diagrama G-R, putem vedea distribuția lor într-o imagine a 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, haosul aparent dispare imediat dacă urmărim schimbarea densității de suprafață a stelelor tinere de-a lungul razei galaxiei. Pe graficele din Fig. 33 este clar că fluctuațiile locale asociate cu regiunile individuale de formare a stelelor sunt suprapuse pe distribuția generală, apropiată de exponențială.

Pentru populația mai în vârstă - stelele de ramuri gigantice asimptotice extinse - distribuția are un gradient mai mic de scădere a densității. Și cel mai mic gradient are populația antică - giganții roșii. Ar fi interesant să verificăm această dependență pentru populația evident cea mai veche - stelele ramurii orizontale, totuși, în acele galaxii în care aceste stele sunt accesibile, vedem un număr insuficient de ele 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 în timp și pe o perioadă de mai multe. miliarde de ani, stelele se pot muta la periferia galaxiilor. Este greu sa

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

Orez. 38: O imagine a unei galaxii pitice cu margini arată pozițiile giganților roșii găsite. Forma generală a distribuției este un oval sau o elipsă, cum se poate verifica un astfel de efect în observații. Probabil, doar modelarea evoluției discului galactic poate ajuta la rezolvarea 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 propriile lor subsisteme încorporate 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 regiunile haotice individuale de formare a stelelor, în general, urmează și un 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 populațiilor tinere și bătrâne sunt valabile și pentru astfel de galaxii.

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

În galaxia ICIO, dimensiunile ambelor discuri sunt aproximativ egale. Pentru galaxia Pegasus, discul de hidrogen are aproape jumătate din dimensiunea discului gigant roșu. 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. Kakh este confirmat nu numai de observațiile noastre. Am menționat deja relatările lui Miniți și ale colegilor săi despre descoperirea unui halou. După ce au fotografiat doar o parte a galaxiei, au luat dimensiunea discului gros de-a lungul axei b ca o manifestare a halou, pe care au raportat-o, fără a încerca să studieze distribuția stelelor în aceste galaxii de-a lungul axei majore.

În cercetarea noastră nu am abordat galaxiile gigantice, dar dacă luăm în considerare structura galaxiei noastre, atunci pentru aceasta există deja conceptul de „disc gros” pentru o populație bătrână săracă în metale. În ceea ce privește termenul „halo”, ni se pare a fi aplicabil sistemelor sferice, dar nu și sistemelor aplatizate, deși aceasta este doar o chestiune de terminologie.

6.3.4 Limitele galaxiilor.

Problema limitelor 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 pentru care am obținut date din imagini fotometrice, comportamentul densității giganților roșii a fost uniform: densitatea a scăzut exponențial. la zero (Fig. 37) . Acestea. galaxia are o margine bine definită de-a lungul axei Z, 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, este mai convenabil să determinați dimensiunea discului. Galaxia Pegasus prezintă o scădere bruscă a numărului de giganți roșii la zero de-a lungul axei majore (Fig. 36). Acestea. galaxia are o graniță a discului foarte ascuțită, dincolo de care practic nu există giganți roșii. Galaxy J10, la o primă aproximare, se comportă într-un mod similar. Densitatea stelelor scade, iar la o anumită distanță de centrul galaxiei se observă o scădere bruscă a numărului lor (Fig. 33). Cu toate acestea, în acest caz, reducerea nu are loc la zero. Se observă că giganții roșii există dincolo de raza 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 în galaxia spirală ISM, giganții roșii sunt distribuite în mod similar. 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 din afara razei de șoc sunt necunoscuți; diferă ei 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 mari sunt statisticile studiilor noastre pentru a vorbi despre existența discurilor groase în galaxiile de tip târziu ca fenomen generalizat sau general? Pentru toate galaxiile care aveau imagini suficient de adânci, am identificat structuri extinse ale giganților giganți.

După ce am examinat arhiva NZT, am găsit imagini cu 16 galaxii, vizibile pe margine sau față, și s-au transformat în 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, P0S39032, ROSA9962, N002366, I0S8320, IOSA442, N00625, N001560.

Scăderea exponențială a densității pentru galaxiile frontale și modelul de distribuție al giganților roșii în jurul galaxiilor marginale demonstrează că în toate aceste cazuri vedem manifestări ale discurilor groase.

6.4 Discuri gigantice roșii și masa ascunsă a galaxiilor neregulate.

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

119 formarea formei curbelor de rotație necesită 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 pentru scăderea 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 stadiul gigant roșu este o etapă relativ scurtă în viața unei stele. Prin urmare, trebuie 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 care rezolvă stele. A fost creată o arhivă de date. Aceste galaxii pot fi abordate atunci când se studiază populațiile stelare, în primul rând stele variabile cu luminozitate mare de tip LBV. În galaxiile studiate, au fost măsurate culorile și luminozitatea tuturor stelelor vizibile. Sunt identificate hipergiganți și supergiganți cu 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 autorul disertației sunt foarte semnificative în rândul întregului volum de date. Măsurătorile de distanță obținute permit analizarea mișcărilor non-Hubble ale galaxiilor din complexul Local, ceea ce limitează alegerea unui model pentru formarea galaxiilor locale „clatite”.

Pe baza măsurătorilor de distanță, au fost determinate compoziția și structura spațială a celor mai apropiate grupuri de galaxii de pe cerul nordic. Rezultatele lucrării permit comparații statistice ale parametrilor grupurilor de galaxii.

A fost efectuat un studiu al distribuției galaxiilor în direcția clusterului de galaxii Fecioara. 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 clusterele din Fecioară, care s-a dovedit a fi egală cu 17,0 Mpc și Coma Berenices, egală cu 90 Mpc. Pe această bază, constanta Hubble a fost calculată a fi 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. Au fost determinate distanțele până la galaxii și a fost calculată constanta Hubble în această direcție. S-a ajuns la concluzia că gradientul de viteză între grupul local și grupul NGC1023 este mic, ceea ce poate fi

121 poate fi explicată prin masa relativ mică a clusterului de galaxii Fecioara 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. Dimensiunile unor astfel de discuri sunt de 2-3 ori mai mari decât dimensiunile corpului vizibil al galaxiei. S-a constatat că limitele acestor discuri au margini destul de ascuțite, dincolo de care sunt foarte puține stele.

În ciuda studiilor la scară largă asupra distanțelor până la galaxiile de pe cerul nordic, nu mai sunt 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, este posibil să facem măsurători precise care ne pot schimba ideile despre spațiul apropiat. Aceasta se referă la compoziția, structura și cinematica grupurilor de galaxii din apropiere, ale căror distanțe sunt intens determinate prin metoda TCOW.

Periferia galaxiilor a primit o atenție din ce în ce mai mare, în special datorită căutării materiei întunecate și a istoriei formării și evoluției discurilor galactice. Este remarcabil faptul că prima întâlnire la periferia galaxiilor va avea loc la Observatorul Lovell în toamna anului 2002.

Mulțumiri

De-a lungul anilor în care s-a lucrat pe tema disertației pe care am prezentat-o, mulți oameni, într-un fel sau altul, m-au ajutat în munca mea. Le sunt recunoscător pentru acest sprijin.

Dar sunt deosebit de bucuros să exprim recunoștința celor 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 în a face munca pe care Olga Galazutdinova o afișează mi-a permis să obțin rezultate pe un număr mare de obiecte din Fecioară și N001023 într-o perioadă destul de scurtă de timp. Igor Drozdovsky, cu micile sale programe de service, ne-a oferit o mare asistență 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 V., 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. Minkovski R. 1964 Ann. Rev. Astr. Aph. 2, 247,7. de Jager K. 1984 Stele cu cea mai mare luminozitate Mir, Moscova.

7. Gibson W.K., Stetson R.W., Freedman W.L., Mold J.R., Kennicutt R.C., Huchra G.P., Sakai S., Graham J.A., Fassett C.I., Kelson D.D., L.Ferrarese, S.M.G.Hughes, L.D.Mlling 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 AJlOO, 162

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

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

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

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

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

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

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

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

29. Harris W. 1991 Ann. 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. Astroph. 32, 227

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

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

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

52. Linga G. Catalog of Open Cluster Data, 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. Astroph. 21, 271

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

73. Georgiev Ts.B. 1990 Astrohiz. Isled. (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 SHORYOT I (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)

78. Drozdovsky I. 1999 Teza de candidat la 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 N. 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. Ser eds. 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 Comunicare. GAG 18, 42

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

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

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

90. Lee 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 N., Karachentsev I. 1999 PAG. 25, 391

94. Sandage A. 1984 AJ 89, 621

95. Humphreys R., Aaronson M. et al. 1986 AJ 93, 808

96. Georgiev Ts., Bilkina V., 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., şi colab. 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 V. et al. 1994 Nature 371, 757

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

113. Graham J., Ferrarese L. et al. 1999 ApJ51Q, 626 152] Maori L., Huchra J. 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 V., 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 W., 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 0., 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 V., 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 W., Kitshner R., Eastman R. 1992 ApJ 395, 366

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

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

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

140. Gallart C., Aparicio 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. 1992 A J103, 1841

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

148. Jarrett T. 2000 PASP 112, 1008

149. Roberts M., Hyanes M. 1994 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 doctorat, Universitatea de Stat din Moscova, SAI

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

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

171. Cuillandre J., Lequeux J., Loinard L. 1998 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 Fecioare realizate de noi cu BTA. Pentru a evidenția structura galaxiilor, a fost efectuată filtrarea mediană a imaginilor143

173. Fig. 3: Imagini ale galaxiilor din grupul KSS1023 obținute cu BTA și N8T (sfârșit)