Червоне усунення в спектрах далеких галактик. Просторовий розподіл галактик

Зазвичай галактики зустрічаються невеликими групами, що містять по десятку членів, які часто об'єднуються в великі скупчення сотень і тисяч галактик. Наша Галактика входить до складу так званої Місцевої групи, що включає три гігантські спіральні галактики (наша Галактика, туманність Андромеди і туманність у сузір'ї Трикутника), а також більше 15 карликових еліптичних і неправильних галактик, найбільшими з яких є Магеллановы Хмари. У середньому розміри накопичень галактик становлять близько 3 Мпс. У окремих випадках діаметр їх може перевищувати 10-20 Мпс. Вони поділяються на розсіяні (неправильні) та сферичні (правильні) скупчення.
Розсіяні скупчення не мають правильної форми і мають нерізкі обриси. Галактики у них дуже слабко концентруються до центру. Прикладом гігантського розсіяного скупчення може бути найближче до нас скупчення галактик у сузір'ї Діви (241). На небі воно займає приблизно 120 кв. градусів і містить кілька тисяч переважно спіральних галактик. Відстань до центру скупчення становить близько 11 Мпс.

Мал. 12.1. Просторове розподілення галактик за даними SDSS. Зеленими точками відзначені всі галактики (в цьому тілесному куті) з яскравістю, яка перевищує деяку. Червоні точки вказують галактики найбільшої світності з віддалених скупчень, що утворюють досить однорідну популяцію; у відповідній системі відліку їх спектр зміщений у червону область порівняно із звичайними галактиками. Блакитні та сині точки показують розташування звичайних квазарів. Параметр h приблизно дорівнює 0.7.

Сферичні скупчення галактик більш компактні, ніж розсіяні, і мають сферичну симетрію. Їхні члени помітно концентруються до центру. Прикладом сферичного скупчення є скупчення галактик у сузір'ї Волос Вероніки, що містить дуже багато еліптичних та лінзоподібних галактик (242). Його діаметр становить майже 12 градусів. У ньому містяться близько 30 000 галактик яскравіше 19 фотографічних зоряних величин. Відстань до центру накопичення становить близько 70 Мпс. З багатьма багатими скупченнями галактик пов'язані потужні протяжні джерела рентгенівського випромінювання, природа якого, швидше за все, пов'язана з наявністю гарячого міжгалактичного газу, подібного до коронів окремих галактик.
Є підстави вважати, що скупчення галактик своєю чергою також розподілені нерівномірно. Згідно з деякими дослідженнями, скупчення і групи галактик, що оточують нас, утворюють грандіозну систему - Надгалактику. Окремі галактики при цьому, мабуть, концентруються до деякої площини, яку можна називати екваторіальною площиною надгалактики. Щойно розглянуте скупчення галактик у сузір'ї Діви знаходиться у центрі такої гігантської системи. Маса нашої надгалактики повинна становити близько 1015 мас Сонця, а її діаметр близько 50 Мпс. Проте реальність існування подібних скупчень галактик другого порядку нині залишається спірною. Якщо вони і існують, то лише як слабко виражена неоднорідність розподілу галактик у Всесвіті, оскільки відстані між ними небагатьом можуть перевищувати їх розміри.

Ви переглядаєте статтю (реферат): « Просторовий розподіл галактик» з дисципліні « Астрофізика»

Реферати та публікації на інші теми :
  • 5.Добове обертання небесної сфери на різних широтах пов'язані з ним явища. Добовий рух Сонця. Зміна сезонів та теплові пояси.
  • 6.Основні формули сферичної тригонометрії. Паралактичний трикутник і перетворення координат.
  • 7.Зоряний, справжній та середній сонячний час. Зв'язок часів. Рівняння часу.
  • 8.Системи рахунку часу: місцевий, поясний, всесвітній, декретний та ефемеридний час.
  • 9. Календар. Типи календарів Історія сучасного календаря Юліанські дні.
  • 10. Рефракція.
  • 11. Добова та річна аберація.
  • 12.Добовий, річний та віковий паралакс світил.
  • 13.Визначення відстаней в астрономії, лінійних розмірів тіл сонячної системи.
  • 14. Власний рух зірок.
  • 15.Місячно-сонячна та планетарна прецесія; нутація.
  • 16. Нерівномірність обертання Землі; рух полюсів Землі. Служба широти.
  • 17.Вимірювання часу. Поправка годинника та хід годинника. Служба часу.
  • 18. Методи визначення географічної довготи території.
  • 19. Методи визначення географічної широти території.
  • 20.Методи визначення координат та положень зірок ( і ).
  • 21. Обчислення моментів часу та азимутів сходу та заходу світил.
  • 24. Закони Кеплера. Третій (уточнений) закон Кеплера.
  • 26. Завдання трьох і більше тел. Окремий випадок зачачі трьох тіл (точки лібрації Лагранжа)
  • 27. Поняття про силу, що обурює. Стійкість Сонячної системи.
  • 1. Поняття про силу, що обурює.
  • 28. Орбіта Місяця.
  • 29. Припливи та відливи
  • 30.Рух космічних апаратів. Три космічні швидкості.
  • 31. Фази місяця.
  • 32. Сонячні та місячні затемнення. Умови настання затемнення. Сарос.
  • 33. Лібрації Місяця.
  • 34. Спектрелектромагнітного випромінювання, що досліджується в астрофізиці. Прозорість атмосфери Землі.
  • 35. Механізми випромінювання космічних тіл у різних діапазонах спектра. Види спектру: лінійний спектр, безперервний спектр, рекомбінаційне випромінювання.
  • 36 Астрофотометрія. Зоряна величина (візуальна та фотографічна).
  • 37 Властивості випромінювання та основи спектрального аналізу: закони Планка, Релея-Джинса, Стефана-Больцмана, Вина.
  • 38 Доплерівське зміщення. Закон Доплера.
  • 39 Методи визначення температури. Види понять температури.
  • 40.Методи та основні результати вивчення форми Землі. Геоїд.
  • 41 Внутрішня будова Землі.
  • 42.Атмосфера Землі
  • 43. Магнітосфера Землі
  • 44. Загальні відомості про Сонячну систему та її досліджень
  • 45. Фізичний характер Місяця
  • 46. ​​Планети земної групи
  • 47. Планети гіганти - їх супутники
  • 48.Малі планети-астероїди
  • 50. Основні фізичні показники Сонця.
  • 51. Спектр та хімічний склад Сонця. Сонячна постійна.
  • 52. Внутрішня будова Сонця
  • 53. Фотосфера. Хромосфера. Корони. Грануляція та конвективна зона Зодіакальне світло та протисяйво.
  • 54 Активні освіти у сонячній атмосфері. Центри сонячної активності.
  • 55. Еволюція Сонця
  • 57.Абсолютна зоряна величина та світність зірок.
  • 58.Діаграма спектр-світність Герцшпрунга-Рессела
  • 59. Залежність радіус – світність – маса
  • 60. Моделі будови зірок. Будова вироджена зірок (білий карлики і нейтрон зірки). Чорн.Дірки.
  • 61. Основні етапи еволюції зірок. Планетарні туманності.
  • 62. Кратні та змінні зірки (кратні, візуально-подвійні, спектрально-подвійні зірки, невидимі супутники зірок, затемнено-подвійні зірки). Особливості будови тісних подвійних систем.
  • 64. Методи визначення відстаней до зірок. Кінецьформипочатокформи
  • 65. Розподіл зірок у Галактиці. Скупчення. Загальна будова галактики.
  • 66. Просторове переміщення зірок. Обертання Галактики.
  • 68. Класифікація галактик.
  • 69.Визначення відстаней до галактик. Закон Хаббла. Червоне усунення в спектрах галактик.

    • 65. Розподіл зірок у Галактиці. Скупчення. Загальна будова галактики.

    конецформыначалоформыЗнание відстаней до зірок дозволяє підійти до вивчення їх розподілу у просторі, отже, і структури Галактики. Щоб охарактеризувати кількість зірок у різних частинах Галактики, вводять поняття зоряної щільності, аналогічне поняттю концентрації молекул. Зоряною щільністю називається кількість зірок, що у одиниці обсягу простору. За одиницю обсягу зазвичай приймають 1 кубічний парсек. В околицях Сонця зоряна щільність становить близько 0,12 зірки на кубічний парсек, іншими словами, на кожну зірку в середньому припадає об'єм понад 8 пс 3; середня ж відстань між зірками - близько 2 пс. Щоб дізнатися, як змінюється зоряна щільність у різних напрямках, підраховують число зірок на одиниці площі (наприклад, на 1 квадратному градусі) у різних ділянках піднебіння.

    Перше, що впадає у вічі за таких підрахунків, надзвичайно сильне збільшення концентрації зірок у міру наближення до смуги Чумацького Шляху, середня лінія якого утворює на небі велике коло. Навпаки, з наближенням до полюса цього кола концентрація зірок швидко зменшується. Цей факт наприкінці XVIII в. дозволив В.Гершелю зробити правильний висновок про те, що наша зоряна система має сплющену форму, причому Сонце повинно знаходитися недалеко від площини симетрії цієї освіти. кульового сектора, радіус якого визначається за формулою

    lg r m =1 + 0,2 (m ѕ M)

    кінецьформипочатокформиЩоб охарактеризувати, що у цій галузі простору міститься зірок різних світимостей, вводять функцію світності j (М), що показує, яка частка від загальної кількості зірок має це значення абсолютної зоряної величини, скажімо, від M до М + 1.

    кінецьформипочатокформиСкупчення галактик - гравітаційно-пов'язані системи галактик, одні з найбільших структур всесвіту. Розміри скупчень галактик можуть досягати 10 8 світлових років.

    Скупчення умовно поділяються на два види:

    регулярні - скупчення правильної сферичної форми, в яких переважають еліптичні та лінзовідні галактики, З чітко вираженою центральною частиною. У центрах таких скупчень розташовані гігантські еліптичні галактики. Приклад регулярного скупчення - скупчення Волос Вероніки.

    іррегулярні - скупчення без певної форми, за кількістю галактик поступаються регулярним. У скупченнях цього виду переважають спіральні галактики. Приклад - скупчення Діви.

    Маси скупчень варіюються від 1013 до 1015 мас Сонця.

    Будова галактики

    Розподіл зірок у Галактиці має дві яскраво виражені особливості: по-перше, дуже висока концентрація зірок у галактичній площині, і по-друге, велика концентрація у центрі Галактики. Так, якщо на околицях Сонця, в диску, одна зірка припадає на 16 кубічних парсеків, то в центрі Галактики в одному кубічному парсекі знаходиться 10 000 зірок. У площині Галактики, крім підвищеної концентрації зірок, спостерігається також підвищена концентрація пилу і газу.

    Розміри Галактики: - Діаметр диска Галактики близько 30 кпк (100 000 світлових років), - Товщина - близько 1000 світлових років.

    Сонце розташоване далеко від ядра Галактики – з відривом 8 кпк (близько 26 000 світлових років).

    Центр Галактики знаходиться в сузір'ї Стрільця в напрямку? = 17h46,1m,? = -28 ° 51 '.

    Галактика складається з диска, гало та корони. Центральна найбільш компактна область Галактики називається ядром. У ядрі висока концентрація зірок: у кожному кубічному парсеку знаходяться тисячі зірок. Якби ми жили на планеті біля зірки, що знаходиться поблизу ядра Галактики, то на небі було б видно десятки зірок, за яскравістю порівнянних із Місяцем. У центрі Галактики передбачається існування потужної темної дірки. У кільцевій області галактичного диска (3-7 кпк) зосереджено майже всю молекулярну речовину міжзоряного середовища; там знаходиться найбільша кількість пульсарів, залишків наднових та джерел інфрачервоного випромінювання. Видиме випромінювання центральних областей Галактики повністю приховано від нас потужними шарами поглинаючої матерії.

    Галактика містить дві основні підсистеми (два компоненти), вкладені одна в одну та гравітаційно-пов'язані одна з одною. Перша називається сферичною - гало, її зірки концентруються до центру галактики, а густина речовини, висока в центрі галактики, досить швидко падає з віддаленням від нього. Центральна, найбільш щільна частина гало в межах кількох тисяч світлових літ від центру Галактики називається балдж. Друга підсистема – це потужний зірковий диск. Він є як би дві складені краями тарілки. У диску концентрація зірок значно більша, ніж у гало. Зірки всередині диска рухаються круговими траєкторіями навколо центру Галактики. У зірковому диску між спіральними рукавами розташоване Сонце.

    Зірки галактичного диска назвали населенням I типу, зірки гало – населенням II типу. До диска, плоскої складової Галактики, відносяться зірки ранніх спектральних класів О і В, зірки розсіяних скупчень, темні туманності пилу. Гало, навпаки, складають об'єкти, що виникли на ранніх стадіях еволюції Галактики: зірки кульових скупчень, зірки типу RR Ліри. Зірки плоскої складової порівняно із зірками сферичної складової відрізняються великим змістом важких елементів. Вік населення сферичної складової перевищує 12 мільярдів років. Його зазвичай беруть за вік самої Галактики.

    Порівняно з гало диск обертається помітно швидше. Швидкість обертання диска не однакова різних відстанях від центра. Маса диска оцінюється в 150 мільярдів М. У диску знаходяться спіральні гілки (рукави). Молоді зірки та вогнища зіркоутворення розташовані в основному вздовж рукавів.

    Диск і навколишнє гало занурені в корону. В даний час вважають, що розміри корони Галактики в 10 разів більші, ніж розміри диска.

    Наш побіжний огляд ми почнемо з короткого обговорення сучасного стану Всесвіту (точніше, його частини).

    1.2.1. Однорідність та ізотропія

    На великих масштабах видима частина сучасного Всесвіту однорідна та ізотропна. Розміри найбільших структур у Всесвіті - надскупчень галактик та гігантських «пустот» (voids) - досягають десятків мегапарсеків). Області Всесвіту розміром 100 Мпк і більше виглядають однаково (однорідність), у своїй виділених напрямів у Всесвіті немає (ізотропія). Ці факти сьогодні надійно встановлені внаслідок глибоких оглядів, де спостерігалися сотні тисяч галактик.

    Надскупчень відомо більше 20. Місцева група входить до складу надскоплення з центром у скупченні Діви. Розмір надскоплення близько 40 Мпк, і крім скупчення Діви до нього входять скупчення із сузір'їв Гідра та Центавр. Ці найбільші структури вже дуже «пухкі»: щільність галактик у них лише в 2 рази перевищує середню. До центру наступного скупчення, розташованого в сузір'ї Волосся Вероніки, близько сотні мегапарсеків.

    В даний час ведеться робота зі складання найбільшого каталогу галактик та квазарів – каталогу SDSS (Sloan Digital Sky Survey). В його основі лежать дані, отримані за допомогою 2,5-метрового телескопа, здатного одночасно в 5 частотних діапазонах (довжини хвиль світла $ lambda = 3800-9200 A $, область видимого діапазону) вимірювати спектри 640 об'єктів. На цьому телескопі передбачалося виміряти становище і світність понад двісті мільйонів астрономічних об'єктів і визначити відстані до $10^6$ галактик і понад $10^5$ квазарів. Повна зона спостереження становила майже чверть небесної сфери. На сьогоднішній день оброблено більшість експериментальних даних, що дозволило визначити спектри близько 675 тис. галактик і більше 90 тис. квазарів. Результати проілюстровано на рис. 1.1 де наведені ранні дані SDSS: положення 40 тис. галактик і 4 тис. квазарів, виявлених на ділянці небесної сфери площею 500 квадратних градусів. Добре помітні скупчення галактик і порожнечі, ізотропія і однорідність Всесвіту починають виявлятися на масштабах близько 100 Мпк і більше. Колір точки визначає тип об'єкта. Домінування того чи іншого типу зумовлено, взагалі кажучи, процесами освіти та еволюції структур – це асиметрія тимчасова, а не просторова.

    Дійсно, з відстані 1,5 Гпк, на яку припадає максимум у розподілі яскравих червоних еліптичних галактик (червоні крапки на рис. 1.1), світло летіло до Землі близько 5 мільярдів років. Тоді Всесвіт був інший (наприклад, Сонячної системи ще не було).

    Ця тимчасова еволюція стає помітною великих просторових масштабах. Ще однією причиною вибору об'єктів спостереження є наявність у приладів реєструючих порога чутливості: на великих відстанях реєструються тільки яскраві об'єкти, а найяскравішими постійно випромінюючими світло об'єктами у Всесвіті є квазари.

    Мал. 1.1. Просторовий розподіл галактик та квазарів за даними SDSS. Зеленими точками відзначені всі галактики (в цьому тілесному куті) з яскравістю, яка перевищує деяку. Червоні точки вказують галактики найбільшої світності з віддалених скупчень, що утворюють досить однорідну популяцію; у супутній системі відліку їх спектр зміщений у червону область проти звичайними галактиками. Блакитні та сині точки показують розташування звичайних квазарів. Параметр h приблизно дорівнює 0,7

    1.2.1. Розширення

    Всесвіт розширюється: галактики віддаляються одна від одної (Зрозуміло, це не відноситься до галактик, що знаходяться в одному скупченні і гравітаційно пов'язаних один з одним; йдеться про галактики, досить віддалені один від одного). Образно кажучи, простір, залишаючись однорідним та ізотропним, розтягується, у результаті всі відстані збільшуються.

    Для опису цього розширення вводять поняття масштабного фактора $a(t)$, який збільшується з часом. Відстань між двома віддаленими об'єктами у Всесвіті пропорційно $a(t)$, а щільність частинок меншає як $^(-3)$. Темп розширення Всесвіту, тобто. відносне збільшення відстаней в одиницю часу, характеризується параметром Хаббла $$ H(t)=\frac(\dot(a)(t))(a(t)) $$

    Параметр Хаббла залежить від часу; для його сучасного значення застосовуємо, як завжди, позначення $H_0$.

    Через розширення Всесвіту збільшується і довжина хвилі фотона, випущеного у минулому. Як і всі відстані, довжина хвилі зростає пропорційно $a(t).$ У результаті фотон відчуває червоне усунення. Кількісно червоне зміщення z пов'язане зі ставленням довжин хвиль фотона в момент випромінювання і в момент поглинання $$ \frac(\lambda_(abs))(\lambda_(em))=1+z,\,\,\,\,\, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.3) $$ де $_(abs)$ -- поглинання, $_(em)$ -- випромінювання.

    Вочевидь, це ставлення залежить від цього, коли фотон був випущений (вважаючи, що поглинається він Землі сьогодні), тобто. від відстані між джерелом та Землею. Червоне зміщення - величина, що безпосередньо вимірюється: довжина хвилі в момент випромінювання визначається фізикою процесу (наприклад, це довжина хвилі фотона, що випускається при переході атома водню з першого збудженого стану в основний), а $ lambda_(abs)$ прямо вимірюється. Таким чином, ідентифікувавши набір ліній випромінювання (або поглинання) та визначивши, наскільки вони зміщені в червону область спектра, можна виміряти червоне зміщення джерела.

    Реально ідентифікація здійснюється відразу за кількома лініями, найбільш характерними для об'єктів того чи іншого типу (див. рис. 1.2). Якщо в спектрі знайдені лінії поглинання (провали, як у спектрах на рис. 1.2), це означає, що об'єкт, у якого визначається червоне зміщення, розташований між джерелом випромінювання (наприклад, квазаром) і спостерігачем (Фотони цілком певних частот зазнають резонансного поглинання на атомах та іонах (з наступним ізотропним перевипромінюванням), що і призводить до провалів у спектрі інтенсивності випромінювання у напрямку на спостерігача). Якщо ж у спектрі виявлено лінії випромінювання (піки у спектрі), то об'єкт сам є випромінювачем.

    Мал. 1.2. Лінії поглинання у спектрах далеких галактик. На верхній діаграмі наведено результати вимірів диференціального потоку енергії від далекої (z = 2,0841) галактики. Вертикальні лінії вказують на розташування атомних ліній поглинання, ідентифікація яких дозволила визначити червоне зміщення галактики. У діапазонах найближчих галактик ці ліній краще помітні. Діаграма зі спектрами таких галактик, які вже наведені в супутню систему відліку з урахуванням червоного зміщення, представлена ​​на нижньому малюнку

    Для $z\ll 1$ справедливий закон Хаббла $$ z=H_0 r,\,\,\, z\ll 1, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, \,\,\,\, (1.4) $$ де $r$ - відстань до джерела, a $H_0$ - сучасне значення параметра Хаббла. При великій залежності від відстані від червоного зміщення ускладнюється, що буде докладно обговорюватися.

    Визначення абсолютних відстаней до віддалених джерел – дуже непроста справа. Один із методів полягає у вимірі потоку фотонів від віддаленого об'єкта, чия світність заздалегідь відома. Такі об'єкти в астрономії іноді називають стандартними свічками .

    Систематичні помилки щодо $H_0$ не дуже добре відомі і, мабуть, досить великі. Досить відзначити, що величина цієї постійної, визначена самим Хаблом в 1929 році, становила 550 км/(с · Мпк). Сучасні методи вимірювання параметра Хаббла дають $$ H_0=73_(-3)^(+4)\frac(km)(c\cdot Mpc). \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.5) $$

    Проясним сенс традиційної одиниці виміру параметра Хаббла, що фігурує (1.5). Наївна інтерпретація закону Хаббла (1.4) полягає в тому, що червоне зміщення обумовлене радіальним рухом галактик від Землі зі швидкостями, пропорційними відстаням до галактик, $$ v=H_0r,\,\,\, v\ll 1, \,\,\ ,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.6) $$

    Тоді червоне усунення (1.4) інтерпретується як поздовжній ефект Допплера (при $v\ll c$, т. е. $v\ll 1$ в природних одиницях, допплерівське зміщення $z=v$). У зв'язку з цим параметр Хаббла $H_0$ приписують розмірність [швидкість/відстань]. Підкреслимо, що інтерпретація космологічного червоного усунення термінах ефекту Допплера необов'язкова, а деяких випадках неадекватна. Найбільш правильно використовувати співвідношення (1.4) у тому вигляді, як воно написано. Величину $H_0$ традиційно параметризують наступним чином: $$ H_0=h\cdot 100\frac(km)(c\cdot Mpc), $$ де h - безрозмірна величина порядку одиниці (див. (1.5)), $$ h= 0.73_(-0.03)^(+0.04) $$ Ми будемо користуватися значенням $h = 0.7$ у подальших оцінках.

    Мал. 1.3. Діаграма Хаббла, побудована за спостереженням віддалених цефеїдів. Суцільною лінією показаний закон Хаббла з параметром $H_0$ = 75 км/(с · Мпк), визначеним внаслідок цих спостережень. Пунктирні лінії відповідають експериментальним похибкам у величині постійної Хаббла

    Для вимірювання параметра Хаббла як стандартні свічки традиційно використовують цефеїди - змінні зірки, чия змінність пов'язана відомим чином зі світністю. Зв'язок цей можна виявити, вивчаючи цефеїди в якихось компактних зоряних утвореннях, наприклад, у Магелланових Хмарах. Оскільки відстані до всіх цефеїд всередині однієї компактної освіти з гарним ступенем точності можна вважати однаковими, відношення спостерігаються яскравостей таких об'єктів точно дорівнює відношенню їх світимостей. Період пульсацій цефеїд може становити від доби до кількох десятків діб, цей час світність змінюється у кілька разів. У результаті спостережень було побудовано залежність світності від періоду пульсацій: що яскравіше зірка, то більше вписувалося період пульсацій.

    Цефеїди - гіганти та надгіганти, тому їх вдається спостерігати далеко за межами Галактики. Вивчивши спектр віддалених цефеїд, знаходять червоне зміщення за формулою (1.3), а досліджуючи тимчасову еволюцію, визначають період пульсації світності. Потім, використовуючи відому залежність змінності від світності, визначають абсолютну світність об'єкта і далі обчислюють відстань до об'єкта, після чого за формулою (1.4) набувають значення параметра Хаббла. На рис. 1.3 наведено отримана таким чином діафама Хаббла - залежність червоного усунення від відстані.

    Крім цефеїд, є й інші яскраві об'єкти, що використовуються як стандартні свічки, наприклад наднові типу 1а.

    1.2.3. Час життя Всесвіту та розмір його спостережуваної частини

    Параметр Хаббла насправді має розмірність $$, тому сучасний Всесвіт характеризується тимчасовим масштабом $$ H_0^(-1)=\frac 1h\cdot \frac(1)(100)\frac(km)(c\cdot Mpc)=\ frac 1hcdot 3cdot 10^(17)c=cfrac 1hcdot 10^(10)\approx 1.4cdot 10^(10) yr. $$ і космологічним масштабом відстаней $$ H_0^(-1)=\frac 1h\cdot 3000 Mpc \approx 4.3\cdot 10^3 Mpc. $$

    Грубо кажучи, розмір Всесвіту збільшиться вдвічі за час 10 млрд років; галактики, що знаходяться від нас на відстані близько 3000 Мпк, віддаляються від нас зі швидкостями, порівнянними зі швидкістю світла. Ми побачимо, що час $H_0^(-1)$ по порядку величини збігається з віком Всесвіту, а відстань $H_0^(-1)$ - з розміром видимої частини Всесвіту. Ми будемо уточнювати уявлення про вік Всесвіту та розмір його видимої частини надалі. Тут зазначимо, що прямолінійна екстраполяція еволюції Всесвіту в минуле (згідно з рівняннями класичної загальної теорії відносності) призводить до уявлення про момент Великого вибуху, з якого почалася класична космологічна еволюція; тоді час життя Всесвіту - це час, що минув з моменту Великого вибуху, а розмір видимої частини (розмір горизонту) - це відстань, що проходять з моменту Великого вибуху сигнали, що рухаються зі швидкістю світла. При цьому розмір Всесвіту значно перевищує розмір горизонту; у класичній загальній теорії відносності просторовий розмір Всесвіту може бути нескінченним.

    Незалежно від космологічних даних, є спостережні обмеження знизу на вік Всесвіту $t_0$. Різні незалежні методи призводять до близьких обмежень на рівні $t_0gtrsim 14$ млрд років $=1.4cdot 10^(10)$.

    Один із методів, за допомогою яких отримано останнє обмеження, полягає у вимірі розподілу білих карликів за світністю. Білі карлики - компактні зірки великої щільності з масами, що приблизно збігаються з масою Сонця, - поступово тьмяніють внаслідок охолодження за допомогою випромінювання. У Галактиці зустрічаються білі карлики різних світимостей, однак починаючи з деякої низької світності число білих карликів різко падає, і це падіння не пов'язане з чутливістю апаратури спостереження. Пояснення полягає в тому, що навіть найстаріші білі карлики ще не змогли настільки охолонути, щоб стати такими тьмяними. Час охолодження можна визначити, вивчаючи баланс енергії під час охолодження зірки. Цей час охолодження – вік найстаріших білих карликів – є обмеженням знизу на час життя Галактики, а отже, і всього Всесвіту.

    Серед інших методів відзначимо вивчення поширеності радіоактивних елементів у земній корі та у складі метеоритів, порівняння еволюційної кривої зірок головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга-Рассела («світність - температура» або «яскравість - колір») з поширеністю найстаріших зірок у збіднених металами кульових скупчення ( Кульові скупчення – внутрішньогалактичні структури діаметром близько 30 пк, що включають сотні тисяч і навіть мільйони зірок. Термін «метали» в астрофізиці відноситься до всіх елементів важче за гелій.), вивчення стану релаксаційних процесів у зоряних скупченнях, вимір поширеності гарячого газу в скупченнях галактик.

    1.2.4. Просторова площинність

    Однорідність і ізотропія Всесвіту не означають, взагалі кажучи, що у фіксований момент часу тривимірне простір являє собою 3-площину (тривимірне евклідове простір), тобто що Всесвіт має нульову просторову кривизну. Поряд з 3-площиною, однорідними та ізотропними є 3-сфера (позитивна просторова кривизна) та 3-гіперболоїд (негативна кривизна). Фундаментальним результатом спостережень останніх стало встановлення того факту, що просторова кривизна Всесвіту якщо і відмінна від нуля, то мала. Ми неодноразово повертатимемося до цього твердження як для того, щоб сформулювати його на кількісному рівні, так і для того, щоб викласти, які саме дані свідчать про просторову площинність Всесвіту. Тут досить сказати, що це результат отримано з вимірів анізотропії реліктового випромінювання і якісному рівні зводиться до того що, що радіус просторової кривизни Всесвіту помітно більше розміру її спостерігається частини, тобто. помітно більше за $H_0^(-1)$.

    Зазначимо також, що дані анізотропії реліктового випромінювання узгоджуються і з припущенням про тривіальну просторову топологію. Так, у разі компактного тривимірного різноманіття з характерним розміром порядку хабловского на небесній сфері спостерігалися б кола зі схожою картиною анізотропії реліктового випромінювання - перетину сфери останнього розсіювання фотонів, що залишилися після рекомбінації (утворення атомів водню), з образами цієї сфери, які отримали рухи різноманіття. Якби простір мав, наприклад, топологію тора, то на небесній сфері спостерігалася пара таких кіл у діаметрально протилежних напрямках. Таких властивостей реліктове випромінювання не виявляє.

    1.2.5. «Теплий» Всесвіт

    Сучасний Всесвіт заповнений газом невзаємодіючих фотонів – реліктовим випромінюванням, передбаченим теорією Великого вибуху та виявленим експериментально у 1964 році. Щільність числа реліктових фотонів становить приблизно 400 штук на кубічний сантиметр. Розподіл фотонів за енергіями має тепловий планківський спектр (рис. 1.4), що характеризується температурою $$ T_0=2.725 \pm 0.001 K \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\ ,\,\, (1.7) $$ (відповідно до аналізу ). Температура фотонів, що приходять з різних напрямків на небесній сфері, дорівнює приблизно $10^(-4)$; це - ще одне свідчення однорідності та ізотропії Всесвіту.

    Мал. 1.4. Вимірювання спектра реліктового випромінювання. Компіляція даних виконана в . Пунктирною кривою показаний планківський спектр (спектр "чорного тіла"). Недавній аналіз дає значення температури (1.7), а не T = 2,726 К, як на малюнку

    Мал. 1.5. Дані WMAP: кутова анізотропія реліктового випромінювання, тобто залежність температури фотонів від напряму їхнього приходу. Середня температура фотонів та дипольна компонента (1.8) віднято; зображені варіації температури на рівні $\delta T \sim 100\mu K$ $\delta T/T_0\sim 10^(-4)-10^(-5)$

    У той же час, експериментально встановлено, що ця температура все ж таки залежить від напряму на небесній сфері. Кутова анізотропія температури реліктових фотонів зараз добре виміряна (див. рис. 1.5) і становить, грубо кажучи, величину порядку $\delta T/T_0\sim 10^(-4)-10^(-5)$. Той факт, що спектр є планковським у всіх напрямках, контролюється проведенням вимірів на різних частотах.

    Ми неодноразово повертатимемося до анізотропії (і поляризації) реліктового випромінювання, оскільки, з одного боку, вона несе найціннішу інформацію про ранній та сучасний Всесвіт, а з іншого боку, її вимір можливий з високою точністю.

    Зазначимо, що наявність реліктового випромінювання дозволяє ввести у Всесвіті виділену систему відліку: це та система відліку, в якій газ реліктових фотонів спочиває. Сонячна система рухається щодо реліктового випромінювання у напрямку сузір'я Гідри. Швидкість цього руху визначає величину дипольної компоненти анізотропії $$ \delta T_(dipol)=3.346 mK \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, ( 1.8) $$

    Сучасний Всесвіт прозорий для реліктових фотонів ( Насправді «прозорості» різних частин Всесвіту різняться. Наприклад, гарячий газ ($T\sim 10$ кеВ) у скупченнях галактик розсіює реліктові фотони, які набувають при цьому додаткову енергію. Цей процес призводить до «підігріву» реліктових фотонів – ефекту Зельдовича-Сюняєва. Величина цього ефекту невелика, але цілком помітна за сучасних методів спостережень.): сьогодні їхня довжина вільного пробігу велика в порівнянні з розміром горизонту $H_0^(-1)$. Це не завжди було так: у ранньому Всесвіті фотони інтенсивно взаємодіяли з речовиною.

    Оскільки температура реліктового випромінювання $T$ залежить від напрямку $\vec(n)$ на небесній сфері, то для вивчення цієї залежності зручно використовувати розкладання по сферичних функціях (гармоній) $Y_(lm)(\textbf(n))$, що утворює повний набір базових функцій у сфері. Під флуктуацією температури $\delta T$ у напрямку $\vec(n)$ розуміють різницю $$ \delta T(textbf(n))equiv T(textbf(n)) -T_0-delta T_(dipol) =\sum_(l,m)a_(l,m)Y_(l,m)(\textbf(n)), $$ де для коефіцієнтів $a_(l,m)$ виконується співвідношення $a^*_(l ,m)=(-1)^m a_(l,-m)$, що є необхідним наслідком речовинності температури. Кутові моменти $l$ відповідають флуктуаціям з типовим кутовим масштабом $\pi/l$. Існуючі спостереження дозволяють вивчати різні кутові масштаби, від великих до масштабів менше 0,1° ($l\sim 1000$, див. рис. 1.6).

    Мал. 1.6. Результати вимірів кутової анізотропії реліктового випромінювання різними експериментами. Теоретична крива отримана в рамках моделі $ Lambda $ CDM.

    Наглядові дані узгоджуються про те, що флуктуації температури $\delta T(textbf(n))$ є випадкове гауссово полі, тобто. коефіцієнти $a_(l,m)$ статистично незалежні для різних $l$ і $m$, $$ \langle a_(l,m) a_(l",m")^*\rangle = C_(lm)\cdot \delta_(ll")\delta_(mm"), \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.9) $$ де під кутовими дужками мається на увазі усереднення по ансамблю всесвітів, подібних до нашої. Коефіцієнти $C_(lm)$ в ізотропному Всесвіті не залежать від m, $C_(lm)=C_(l)$ і визначають кореляцію між флуктуаціями температури в різних напрямках: $$ \langle \delta T(\textbf(n) _1)\delta T(\textbf(n)_2) \rangle = \sum_l \frac(2l+1)(4\pi)C_lP_l(\cos\theta), $$ де $P_l$ - поліноми Лежандра, що залежать тільки від кута $\theta$ між векторами $textbf(n)_1$ і $textbf(n)_2$. Зокрема, для середньоквадратичної флуктуації отримуємо: $$ \langle \delta T^2\rangle = \sum_l \frac(2l+1)(4\pi)C_l\approx \int \frac(l(l+1))( 2 \ pi) C_ld \ ln l. $$

    Таким чином, величина $ frac (l (l + 1)) (2 pi) C_l $ характеризує сумарний внесок кутових моментів одного порядку. Результати виміру саме цієї величини наведено на рис. 1.6.

    Важливо, що вимір кутової анізотропії реліктового випромінювання дає не одне експериментально виміряне число, а цілий набір даних, тобто значення $C_l$ за різних $l$. Цей набір визначається цілим рядом параметрів раннього та сучасного Всесвіту, тому його вимір дає багато космологічної інформації.

    • Спеціальність ВАК РФ01.03.02
    • Кількість сторінок 144

    1 Методи визначення відстаней до галактик.

    1.1 Вступні зауваження.

    12 Фотометричні методи.

    1.2.1 Наднові та нові зірки.

    1.2.2 Блакитні та червоні надгіганти.

    1.2.3 Цефеїди.

    1.2.4 Червоні гіганти.

    1.2.5 КЕ Ліри.

    1.2.6 Використання функції світності об'єктів.

    1.2.7 Метод флуктуації поверхневої яскравості (8ВР).

    1.3 Спектральні методи.

    1.3.1 Використання залежності Хаббла.

    1.3.2 Використання залежності Таллі-Фішера (ТР).

    1.3.3 Використання залежності Фабер Джексона.

    1.4 Інші способи.

    1.5 Порівняння методів визначення відстаней.

    2 Найяскравіші зірки в галактиках та їх фотометрія.

    2.1 Найяскравіші зірки у галактиках.

    2.2 Блакитні та червоні надгіганти.

    2.2.1 Калібрування методу.

    2.2.2 Точність методу найяскравіших зірок.

    2.2.3 Будуш;її методу найяскравіших зірок.

    2.3 Червоні гіганти та ТКСВ метод.

    2.3.1 Вплив металевості та віку.

    2.3.2 Вплив яскравих SG та AGB зірок та щільності зоряних полів на точність методу TRGB.

    2.4 Фотометрія зірок у галактиках.

    2.4.1 Фотографічні методи.

    2.4.2 Апертурна фотометрія із PCVISTA.

    2.4.3 Фотометрія з DAOPHOT.

    2.4.4 Особливості фотометрії HST знімків.

    2.5 Порівняння точності фотометрії різних методів.

    2.5.1 Порівняння фотографічної та ПЗЗ фотометрії.

    2.5.2 Порівняння результатів Цейсс-1000 – БТА.

    3 Місцевий комплекс галактик та його просторова будова.

    3.1 Запровадження.

    3.2 Місцевий комплекс галактик.

    3.3 Місцева група галактик.

    3.3.1 Галактика ICIO.

    3.3.2 Галактика LGS3.

    3.3.3 Галактика DDO210.

    3.3.4 Нові галактики місцевої групи.

    3.4 Група М81 + NGC2403.

    3.5 Група IC342/Maffei.

    3.6 Група М101.

    3.7 Хмара галактик CVn.

    3.8 Розподіл галактик у місцевому комплексі, анізотропія швидкостей.

    4 Структура галактик у напрям на скупчення в

    Діві. Визначення постійної Хаббла.

    4.1 Запровадження.

    4.2 Структура скупчення галактик у Діві.

    4.3. Попередня селекція галактик за параметрами.

    4.4 Спостереження та фотометрія зірок.

    4.5 Точність фотометрії та вимірювання відстаней.

    4.6 Просторовий розподіл галактик.

    4.7 Визначення постійної Хаббла.

    4.8 Порівняння результатів.

    5 Група NGC1023.

    5.1 Запровадження.

    5.2 Група NGC1023 та її склад.

    5.3 Спостереження галактик групи NGC1023.

    5.4 Фотометрія зірок на знімках БТА та HST.

    5.5 Визначення відстаней до галактик групи.

    5.5.1 Визначення найяскравіших надгігантів.

    5.5.2. Визначення відстаней на основі методу TRGB.

    5.6 Проблема галактики NGC1023a.

    5.7 Розподіл відстаней галактик групи.

    5.8 Визначення постійної Хаббла у напрямку NGC1023.

    6 Просторова структура іррегулярних галактик

    6.1 Вступні зауваження.

    6.2 Спіральні та іррегулярні галактики.

    6.2.4 Зоряний склад галактик.

    6.3 Периферія галактик.

    6.3.1 Галактики, видимі "плашмя" та "з ребра".

    6.3.4 Кордони галактик.

    6.4. Диски з червоних гігантів та прихована маса іррегулярних галактик.

    Введення дисертації (частина автореферату) на тему «Просторовий розподіл та структура галактик на основі вивчення найяскравіших зірок»

    Постановка задачі

    Історично склалося так, що на початку 20-го століття буквально вибух у дослідженнях зірок та зоряних скупчень як у нашій Галактиці, так і в інших зіркових системах створив ту основу, на якій і з'явилася позагалактична астрономія. Поява нового напряму в астрономії відбулася завдяки роботам Герцшпрунга та Рессела, Дункана та Аббе, Лівітт та Бейлі, Шеплі та Хаббла, Лундмар-ка та Кертіса, в яких встановлювалося майже сучасне розуміння масштабів Всесвіту.

    У подальшому своєму розвитку позагалактична астрономія зайшла на такі відстані, де окремі зірки вже не були видні, але, як і раніше, астрономи, які займаються позагалактичними дослідженнями, публікували велику кількість робіт, які так чи інакше були пов'язані з зірковою тематикою: з'ясування світи-міст зірок, побудовою шкал відстаней, вивченням еволюційних стадій тих чи інших типів зірок.

    Дослідження зірок в інших галактиках дозволяють астрономам вирішувати одразу кілька завдань. По-перше, уточнювати шкалу відстаней. Зрозуміло, що не знаючи точних відстаней ми не знаємо і основних параметрів галактик - розмірів, мас, світності. Відкриття 1929г. Хаббл залежності між променевими швидкостями галактик і відстанями до них дозволяє досить швидко визначати відстань до будь-якої галактики на основі простого вимірювання її променевої швидкості. Проте ми можемо використовувати цей спосіб, якщо вивчаємо нехаббловские руху галактик, тобто. рухи галактик, пов'язані не з розширенням Всесвіту, а зі звичайними законами гравітації. І тут нам потрібна оцінка відстані, отримана не так на основі виміру швидкості, але в основі виміру інших параметрів. Відомо, що галактики на відстанях до 10 Мпс мають власні швидкості, які можна порівняти зі своєю швидкістю в хаббловском розширенні Всесвіту. Підсумовування двох майже однакових векторів швидкостей, один із яких має випадковий напрямок, призводить до дивних і зовсім нереальних результатів, якщо ми будемо використовувати залежність Хаббла щодо просторового розподілу галактик. Тобто. і в цьому випадку ми не можемо вимірювати відстань на основі променевих швидкостей галактик.

    По-друге, оскільки всі галактики складаються із зірок, то вивчаючи розподіл та еволюцію зірок якоїсь галактики, ми так чи інакше відповідаємо на питання про морфологію та еволюцію самої галактики. Тобто. отримана інформація про зірковий склад галактики обмежує різноманітність моделей, що застосовуються за походженням та еволюцією всієї зіркової системи. Таким чином, якщо ми хочемо дізнатися про походження та еволюцію галактик, нам абсолютно необхідно вивчити зоряне населення різних типів галактик до максимально глибокої фотометричної межі.

    У період фотографічної астрономії дослідження зоряного населення галактик проводилися найбільших телескопах світу. Але все одно навіть у такій близькій галактиці, як М31, зоряне населення типу П, тобто. червоні гіганти, що знаходилися на межі фотометричних вимірювань. Таке технічне обмеження можливостей призвело до того, що зоряне населення вивчалося докладно і глибоко лише у галактиках Місцевої групи, де, на щастя, є галактики багатьох типів. У 40-ті роки Бааде розділив все населення галактик на два типи: яскраві молоді надгіганти (тип I), що перебувають у тонкому диску, і старі червоні гіганти (тип П), що займають більш об'ємне гало. Пізніше Бааде і Сендідж вказали на присутність у всіх галактиках Місцевої групи населення ІІ типу, тобто. старі зірки, які були добре видно на периферії галактик. На знімках більш далеких галактик було видно лише яскраві надгіганти, які Хаббл використовував свого часу визначення відстані до галактик при обчисленні параметра розширення Всесвіту.

    Технічний прогрес 90-х у розвитку спостережних засобів призвів до того, що досить слабкі зірки стали доступні в галактиках і поза Місцевої групи, і з'явилася можливість реально порівнювати параметри зоряного населення багатьох галактик. У той же час перехід на ПЗЗ матриці відзначився і регресом у вивченні глобальних параметрів розподілу галактик. Стало просто неможливо дослідити галактику розміром 30 кутових хвилин світлоприймачем розміром 3 кутові хвилини. І тільки зараз з'являються ПЗЗ матриці, які за розмірами можна порівняти з колишніми фотопластинками.

    Загальна характеристика роботи Актуальність.

    Актуальність роботи має кілька проявів:

    Теорія зіркоутворення та еволюції галактик, визначення початкової функції мас за різноманітних фізичних умов, а також етапи еволюції одиночних масивних зірок вимагають отримання прямих знімків галактик. Тільки порівняння спостережень та теорії здатне дати подальший рух в астрофізиці. Нами отримано великий спостережний матеріал, який вже дає побічні астрофізичні результати у вигляді кандидатів у зірки LBV, підтверджених потім спектрально. Відомо, що на HST ведеться програма прямих знімків галактик "на майбутнє", тобто. ці знімки потрібні тільки після спалаху в такій галактиці наднової зірки типу П (надгіганта). Є у нас архів трохи поступається тому, що створюється зараз на HST.

    Нині проблема визначення точних відстаней до галактик, як далеких і близьких, стала основний у роботі великих телескопів. Якщо великих відстаней метою такої роботи є визначення постійної Хаббла з максимальною точністю, то малих відстанях метою є пошук локальних неоднорідностей розподілу галактик. А для цього потрібні точні значення відстаней до галактик Місцевого комплексу. У першому наближенні ми вже отримали дані щодо просторового розподілу галактик. Крім того, калібрування методів відстаней вимагає точних значень тих небагатьох ключових галактик, які є базовими.

    Тільки тепер, після появи сучасних матриць, можна було глибоко вивчати зірковий склад галактик. Цим відразу відкрився шлях для відтворення історії зіркоутворення галактик. І єдиним вихідним матеріалом для цього є прямі зображення дозволених на зірки галактик, зроблені в різних фільтрах.

    Історія дослідження слабких структур галактик налічує не один десяток років. Особливо це стало актуальним після отримання з радіоспостережень протяжних кривих обертання спіральних та іррегулярних галактик. Отримані результати вказували на існування значних невидимих ​​мас та пошук оптичного прояву цих мас інтенсивно ведеться у багатьох обсерваторіях. Отримані нами результати показують існування навколо галактик пізніх типів протяжних дисків, які з старого зоряного населення - червоних гігантів. Облік цих дисків може послабити проблему невидимих ​​мас.

    МЕТА РОБОТИ.

    Цілями даної дисертаційної роботи є:

    1. Отримання максимально більшого однорідного масиву знімків галактик північного неба зі швидкостями менше 500 км/с та визначення відстаней до галактик на основі фотометрії найяскравіших зірок.

    2. Дозвіл на зірки галактик, що спостерігаються у двох протилежних напрямках - у скупченні Діви та у групі N001023. Визначення відстаней до названих груп та обчислення, на основі отриманих результатів, постійної Хаббла у двох протилежних напрямках.

    3. Вивчення зоряного складу периферії іррегулярних та спіральних галактик. Визначення просторових форм галактик великі відстані від центру.

    НАУКОВА НОВИЗНА.

    Для великої кількості галактик на б-му телескопі отримані глибокі зображення в дв)А кольорах, що дозволили дозволити галактики на зірки. Проведено фотометрію зірок знімків та побудовано діаграми колір - величина. На основі цих даних визначено відстані для 92 галактик, у тому числі і в таких віддалених системах, як скупчення в Діві або група N001023. Для більшості галактик вимірювання відстаней зроблено вперше.

    Виміряні відстані використані для визначення постійної Хаббла у двох протилежних напрямках, що дозволило оцінити градієнт швидкості між Місцевою групою та групою N001023, величина якого, як виявилося, мала і не перевищує помилок вимірів.

    Вивчення зоряного складу периферії галактик призвело до відкриття у іррегулярних галактик протяжних товстих дисків, що складаються зі старих зірок, червоних гігантів. Розміри таких дисків у 2-3 рази перевищують видимі розміри галактик за рівнем 25 "А/П". Знайдено, що галактики на основі просторового розподілу червоних гігантів мають чітко виражені межі.

    НАУКОВА І ПРАКТИЧНА ЦІННІСТЬ.

    На 6-му телескопі отримані багатобарвні знімки близько 100 галактик, що дозволяються на зірки. У цих галактиках виміряні кольори та блиск всіх видимих ​​зірок. Виділено гіпергіганти та надгіганти з найвищою світністю.

    На підставі робіт, в яких автор брав безпосередню участь, вперше отримано великий і однорідний масив даних щодо вимірювання відстаней для всіх галактик північного неба зі швидкостями менше ніж 500 км/с. Отримані дані дозволяють проводити аналіз нехабблівських рухів галактик Місцевого комплексу, що обмежує вибір моделі утворення Місцевого "млинця" галактик.

    Визначено склад та просторову структуру найближчих груп галактик на північному небі. Результати робіт дозволяють проводити статистичні порівняння параметрів груп галактик.

    Проведено дослідження будови простору у напрямку скупчення галактик у Діві. Знайдено кілька порівняно близьких галактик, розташованих між скупченням та місцевою групою. Визначено відстані та виділено галактики, що належать самому скупченню, та розташовані в різних частинах периферії та центру скупчення.

    Визначено відстань до скупчень у Діві та Волосах Вероніки та обчислено постійну Хаббла. Виміряно блиск найяскравіших зірок 10 галактик групи N001023, що лежить на відстані 10 Мені. Визначено відстані до галактик та обчислено постійну Хаббла в цьому напрямку. Зроблено висновок про малий градієнт швидкості між Місцевою групою і групою N001023, що можна пояснити масою скупчення галактик, що не домінує, в Діві.

    НА ЗАХИСТ ВИНОСЯТЬСЯ:

    1. Результати робіт з розробки та впровадження методики фотометрії зірок на автоматичних мікроденситометрах АМД1 та АМД2 ВАТ РАН.

    2. Виведення калібрувальної залежності методу визначення відстаней за блакитними та червоними надгігантами.

    3. Результати фотометрії зірок у 50 галактиках Місцевого комплексу та визначення відстаней до цих галактик.

    4. Результати визначення відстаней до 24 галактик у напрямку скупчення в Діві. Визначення постійної Хаббла.

    5. Результати визначення відстаней до галактик групи NOC1023 та визначення постійної Хаббла в протилежному від скупчення в Діві напрямі. Висновок про малий градієнт швидкості між Місцевою групою та групою NGO1023.

    6. Результати дослідження просторового розподілу зірок пізніх типів у іррегулярних галактиках. Відкриття протяжних дисків із червоних гігантів навколо іррегулярних галактик.

    АПРОБАЦІЯ РОБОТИ.

    Основні результати, отримані у дисертації, доповідалися на семінарах ВАТ РАН, ДАІШ, АІ ОПБГУ, а також на конференціях:

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

    ПАР, 1998, в lAU Symp. 192, The Stellar Content of Local Group Galaxies, ed. Whitelock P., і Gannon R., 15.

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

    Росія, 2001, Всеросійська астрономічна конференція, 6-12 серпня, Санкт-Петербург. Доповідь: "Просторовий розподіл зірок пізніх типів у іррегулярних галактиках".

    Мексика, 2002, Cozumel, 8-12 квітня, "Stars as Tracer of the Shape of Irregular Galaxies Haloes".

    1. Тихонов Н.А., Результати гіперсенсибілізації у водні астропленок Каз-НДІ техпроекту, 1984, Сообщ.САО, 40, 81-85.

    2. Тихонов Н.А., Фотометрія зірок та галактик на прямих знімках БТА. Помилки фотометрії АМД-1, 1989, Сообщ.САО, 58, 80-86.

    3. Тихонов Н.А., Бількіна Б.І., Карахентев ID., Джорджіев Т.Б., Відстань близьких galaxies N00 2366,1С 2574, і NOG 4236 від photography photometry of their brightest stars,1-19

    4. Георгієв Тс. В., Tikhonov N.A., Karachentsev ID., Bilkina B.I„ brightest stars and distance to dwarf galaxy HoIX, 1991, A&AS, 89, 529-536.

    5. Георгієв Ц.Б., Тихонов Н.А., Караченцев І.Д., Найяскравіші кандидати у кульові скупчення галактики М81, 1991, Листи в АЖ, 17, 387.

    6. Георгієв Ц.Б., Тихонов Н.А., Караченцов І.Д., Оцінки В і V величин для кандидатів у кульові скупчення галактики М 81, 1991, Листи в АЖ, 17, nil, 994-998.

    7. Тихонов Н.А., Георгієв Т.Є., Бількіна Б.І. Stellar photometry on the 6-m telescope plates, 1991, Оообщ.ОАО, 67, 114-118.

    8. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Sharina M.E., Розміри близьких galaxies N0 0 1560, NGO 2976 і DDO 165 від своїх скромних зір, 15-199.

    9. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., The brightest blue and red stars in the galaxy M81, 1992, A&AS, 95, 581-588.

    10. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Розташування blue and stars по M81, A&AS, 96, 569-581.

    11. Тихонов Н.А., Карахентсєв І.Д., Бількіна Б.І., Шаріна М.Е., Дістанції до трьох близьких битв galaxies від photometry of their brightest stars, 1992, A& A Trans, 1, 269-282.

    12. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Tikhonov N.A., Getov R., Nedialkov P., важливі coordinates supergiants і globular cluster candidates of galaxy M 81, 1993, Bull SAO, 36, 43.

    13. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Photometric відстань до близьких galaxies 10 10, 10 342 and UA 86, visible через Milky Way, 1993, A&A, 100, 227-235.

    14. Тихонов Н.А., Карахентев I.D., Photometric відстань до п'яти dwarf galaxies in vicinity of M 81, 1993, A&A, 275, 39.

    15. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., The brightest stars у трьох irregular dwarfs around M 81, 1994, A&AS, 106, 555.

    16. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., NGC 1569 і UGCA 92 - на близькій парі galaxies в Milky Way zone, 1994, Letters to Soviet AJ, 20, 90.

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

    18. Тихонов Н., Карахентсєв Л, Маффей 2, а поблизу galaxy shielded by the Milky Way, 1994, Bull. SAO, 38, 3.

    19. Георгієв Ц., Вілкіна В., Караченцев І., Тихонов Н. Зоряна фотометрія і відстані до близької галактики: Дві відмінності оцінки на параметри на Х "бл. 1994, Оборник з доповіді ВАН, Софія, с.49.

    20. Tikhonov N., Irregular galaxy Casl - як новий член місцевої групи, As-tron.Nachr., 1996, 317, 175-178.

    21. Тихонов Н., Сазонова Л., А кольори - magnitude diagram for Pisces dwarf galaxy, AN, 1996, 317, 179-186.

    22. Шаріна M.E., Караченцев І.Д., Тихонов H.A., Фотометрична відстань до галактики N0 0 6946 та її супутника, 1996, Листи в АЖ, 23, 430-434.

    23. Шаріна М.Є., Карахентев І.Д., Тихонов Н.А., Photometric distations до NGC 628 і його чотири компанії, 1996, A&AS, 119, n3. 499-507.

    24. Георгієв Тс. Ст., Тихонов Н.А., Караченцев I.D., Ivanov V.D. Globular cluster candidates in the galaxies NGC 2366,1С 2574 і NGC 4236, 1996, A&A Trans, 11, 39-46.

    25. Тихонов Н.А., Георгієв Тс. В., Карахенцев I.D., Brightest star cluster candidates в вісім останніх типів galaxies of the local complex, 1996, A&A Trans, 11, 47-58.

    26. Георгієв Ц.Б., Караченців І.Д., Тихонов Н.А., Модулі відстані до 13 близьких ізольованих карликових галактик, Листи в АЖ, 1997, 23, 586-594.

    27. Tikhonov N. А., The deep stellar photometry of ICIO, 1998, in lAU Symposium 192, ed. P. Whitelock та R. Cannon, 15.

    28. Тихонов Н.А., Карахентев І.Д., CCD фотометрії і розподіли шести резолюційних irregular galaxies в Canes Venatici, 1998, A&AS, 128, 325-330.

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

    30. Тихонов Н.А., Карахентсєв І. Д., Дистанції до двох нових компаній М 31, 1999, АстЛ, 25, 332.

    31. Дроздовскій 1.0., Тихонов Н.А., стельовий вміст і відстань до близької blue compact dwarf galaxy NGC 6789, 2000, A&AS, 142, 347D.

    32. Апарігіо А., Тихонов Н.А., Карахентев I.D., DDO 187: до dwarf galaxies have extended, old halos? 2000, AJ, 119, 177A.

    33. Aparicio A., Tikhonov N.A., територіальна і age distribution з територій населення в DDO 190, 2000, AJ, 119, 2183A.

    34. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N, Byin Y.-I, Kim E., Stellar populations і Local Group membership dwarf galaxy DDO 210, 1999, AJ, 118, 853-861.

    35. Тихонов Н.А., Галазуддінова О.А., Дроздовскій І.О., Дістанції до 24 Galaxies в Direction of Virgo Cluster and Determination of Hubble Constant, 2000, Afz, 43, 367.

    СТРУКТУРА ДИСЕРТАЦІЇ

    Дисертація складається з Вступу, шести розділів, Висновків, списку цитованої літератури та Додатку.

    Висновок дисертації на тему «Астрофізика, радіоастрономія», Тихонов, Микола Олександрович

    Основні висновки цього розділу стосуються іррегулярних та меншою мірою спіральних галактик. Тому слід розглянути ці типи галактик більш докладним чином, зосередивши основну увагу на відмінності та схожості між ними. Ми торкаємося мінімально тих параметрів галактик, які ніяк не виявляються в наших дослідженнях.

    6.2.1 Питання класифікації галактик.

    Історично склалося так, що вся класифікація галактик створена на основі знімків, отриманих у синіх променях спектра. Природно, що у цих знімках особливо яскраво виділяються об'єкти, які мають блакитний колір, тобто. області зіркоутворення з яскравими молодими зірками. Такі області утворюють у спіральних галактиках ефектно виділяються гілки, а в іррегулярних галактиках - розкидані майже хаотично по тілу галактик яскраві ділянки.

    Мабуть відмінність у розподілі областей звездообразования і стала початковою кордоном, яка розділила спіральні і иррегулярные галактики незалежно від цього, проводиться класифікація по Хаблу, Вокулеру чи ван ден Бергу 192,193,194]. У деяких системах класифікації автори намагалися врахувати й інші параметри галактик, крім їхнього зовнішнього вигляду, але найпоширенішою залишилася найпростіша класифікація Хаббла.

    Природно, що існують фізичні причини для відмінності в розподілі областей зореутворення в спіральних та іррегулярних галактиках. У першу чергу це різниця в масах і швидкостях розв'язання, проте початкова класифікація виходила лише з виду галактик. У той же час межа між цими двома типами галактик дуже відносна, оскільки багато яскравих іррегулярних галактик мають ознаки спіральних гілок або бароподібної структури в центрі галактики. Велика Магелланова хмара, яка служить зразком типової іррегулярної галактики, має бар і слабкі ознаки спіральної структури, характерної для галактик типу Sc. Ознаки спіральної структури іррегулярних галактик особливо помітні у радіодіапазоні щодо розподілу нейтрального водню. Як правило, навколо іррегулярної галактики суш;є протяжна газова хмара, в якій часто видно ознаки спіральних гілок, (наприклад, у ICIO 196], Holl, IC2574).

    Наслідком такого плавного переходу загальних властивостей від спіральних галактик до іррегулярних є суб'єктивність при морфологічних визначеннях типів галактик різними авторами. Більше того, якби перші фотопластинки були б чутливі до інфрачервоних променів, а не до синіх, то й класифікація галактик була б іншою, оскільки області зіркоутворення не виділялися в галактиках найбільш помітним чином. На таких інфрачервоних знімках найкраще видно області галактик, де міститься старе зіркове населення - червоні гіганти.

    Будь-яка галактика в інфрачервоному діапазоні має згладжений вигляд, без контрастно виділяються спіральних гілок або областей зіркоутворення, а найбільш яскраво проявляються диск і балдж галактики. На знімках в інфрачервоному діапазоні Irr галактики видно як дискові карликові галактики, орієнтовані до нас під різними кутами. Це добре видно в ІЧ атласі галактик. Таким чином, якби класифікація галактик спочатку проводилася на основі знімків в інфрачервоному діапазоні, то спіральні та іррегулярні галактики потрапили б в одну групу дискових галактик.

    6.2.2 Порівняння загальних параметрів спіральних та іррегулярних галактик.

    Безперервність переходу від спіральних галактик до іррегулярних видно при розгляді глобальних параметрів у послідовності галактик, тобто від спіральних: Sa Sb Sc до іррегулярних: Sd Sm Im . Усі параметри: маси, розміри, вміст водню свідчить про єдиний клас галактик. Аналогічну безперервність мають і фотометричні параметри галактик: світність та колір. тиках, ми і не намагалися прискіпливо з'ясовувати точний тип галактики. Як показав подальший досвід, параметри розподілу зоряного населення в карликових спіральних та іррегулярних галактиках приблизно однакові. Це ще раз підкреслює, що обидва типи галактик слід об'єднувати під однією назвою - дискові.

    6.2.3 Просторові форми галактик.

    Звернемося до просторової будови галактик. Сплощеність форм спіральних галактик вимагає пояснення. При описі цього галактик, на основі фотометрії виділяють зазвичай балдж і диск галактики. Оскільки протяжні та плоскі криві променевих швидкостей спіральних галактик вимагають свого пояснення у вигляді присутності значних мас невидимої матерії, то морфологію галактик часто додають і протяжне гало. Спроби знайти видимий прояв такого гало робилися неодноразово. Причому в багатьох випадках відсутність центрального згущення або балджу у іррегулярних галактик призводить до того, що на фотометричних розрізах видно лише експонентну дискову складову галактики без ознак інших складових.

    Для з'ясування форм іррегулярних галактик вздовж осі Z потрібні спостереження галактик, видимих ​​з ребра. Пошук таких галактик за каталогом LEDA при селекції за швидкістю обертання, відношення осей і розмірів привів нас до складання списку з кількох десятків галактик, більша частина яких розташована на великих відстанях. При глибокій поверхневій фотометрії можна виявити існування підсистем низької поверхневої яскравості та виміряти їх фотометричні характеристики. Низька яскравість підсистеми зовсім не означає її малий вплив на життя галактики, оскільки маса такої підсистеми може бути досить великою через велике значення M/L.

    UGCB760, ВТА. 1800s

    20 40 60 у RADIUS (arcsec)

    Position (PRCSEC)

    Мал. 29: Розподіл кольору (У - Я) вздовж великої осі галактики N008760 та її ізофоти до НЕ - 27А5

    На рис. 29 представлені отримані нами на ВТА результати поверхневої фотометрії іррегулярної галактики 11008760. Ізофоти цієї галактики показують, що при глибоких фотометричних межах форма зовнішніх частин галактики близька до овалу. По-друге, слабкі ізофоти галактики продовжуються по великій осі істотно далі основного тіла галактики, де видно яскраві зірки та області зіркоутворення.

    Видно продовження дискової складової за межі основного тіла галактики. Поруч представлена ​​зміна кольору від центру галактики до найслабших ізофот.

    Фотометричні виміри показали, що головне тіло галактики має колір (У -й) = 0.25, що цілком типово для іррегулярних галактик. Вимірювання кольору областей, далеких від основного тіла галактики дають значення (V – К) = 1.2. Такий результат означає, що слабкі = 27.5""/П") і протяжні (в 3 рази більше, ніж розмір основного тіла) зовнішні частини цієї галактики повинні складатися з червоних зірок. фотометричних меж ВТА.

    Після такого результату стало зрозуміло, що потрібні дослідження близьких іррегулярних галактик, щоб можна було більш точно сказати про зоряний склад і про просторові форми слабких зовнішніх частин галактик.

    Мал. 30: Порівняння металевості червоних надгігантів гігантських (М81) та карликових галактик (Holl). Положення гілки надгігантів дуже чутливо відгукується на металевість галактики.

    6.2-4 Зоряний склад галактик.

    Зірковий склад спіральних та іррегулярних галактик абсолютно однаковий. З однієї лише діаграми Р - Р майже неможливо визначити тип галактики. Певний вплив вносить статистичний ефект, у гігантських галактиках народжуються яскравіші блакитні та червоні надгіганти. Однак маса галактики все ж таки проявляє себе в параметрах зірок, що народжуються. У потужних галактиках всі важкі елементи, що утворилися при еволюції зірок, залишаються в межах галактики, збагачуючи металами міжзоряне середовище. Тому всі наступні покоління зірок у потужних галактиках мають підвищену металевість. На рис. 30 показано порівняння діаграм Г - Р масивної (М81) та карликової (Holl) галактик. Явно видно різне положення гілок червоних надгігантів, що є індикатором їхньої металу особистості. Для старого зоряного населення – червоних гігантів – у масивних галактиках спостерігається існування зірок у великому діапазоні метал-особи 210], що позначається на ширині гілки гігантів. У карликових галактиках спостерігаються вузькі гілки гігантів (мал. 3 $) і малі значення металічності. Поверхнева щільність гігантів змінюється за експонентним законом, що відповідає дисковій складовій (рис. 32). Аналогічна поведінка червоних гігантів була виявлена ​​нами і в галактиці IC1613.

    Мал. 32: Зміна поверхневої густини червоних гігантів у полі F5 галактики ICIO. На межі диска видно стрибок густини гігантів, яка падає за кордоном диска не до нуля. Подібний ефект спостерігається у спіральній галактиці МОЗ. Масштаб графіка в хвилинах дуги від центру.

    Враховуючи ці результати і все сказане раніше про іррегулярні галактики, можна було припускати, що саме старі зірки червоні гіганти і утворюють протяжну периферію галактик, тим більше, що про сушіння червоних гігантів на околицях галактик Місцевої групи відомо з часів В. Вааде. Кілька років тому в роботах Мініті та його колег було оголошено, що вони знайшли гало з червоних гігантів навколо двох галактик: WLM та NGC3109, але в публікаціях не досліджувалося питання про зміну щільності гігантів з відстанню від центру та розміри таких гало.

    Для визначення закону зміни поверхневої щільності зірок різного типу, в тому числі і гігантів, потрібні були глибокі спостереження близьких галактик,

    Мал. 33: Зміна щільності зірок у галактиках ВВ0 187 та ВВ0190 від центру до краю. Помітно, що червоні гіганти не досягли свого кордону та мають продовження за межами нашого знімка. Масштаб графіка в секундах дуги. кладених плашмя, як це спостерігається у ICIO.

    Наші спостереження на 2.5-му Nordic телескопі галактик DD0187 та DDO 190 підтвердили, що і у цих іррегулярних галактик, видимих ​​плазом, спостерігається експоненційне падіння поверхневої щільності червоних гігантів від центру до краю галактики. Причому довжина структури з червоних гігантів набагато перевищує розмір основного тіла кожної галактики (рис. 33). Край цього гало/диска знаходиться за межами ПЗС матриці. Експонентна зміна щільності гігантів була знайдена і в інших іррегулярних галактиках. Оскільки всі досліджені галактики поводяться однаковим чином, то можна говорити, як про встановлений факт, про експоненційний закон зміни щільності старого зоряного населення - червоних гігантів, що відповідає дисковій складові. Однак це не доводить сушіння дисків.

    Підтвердити реальність дисків можна лише зі спостережень галактик, які можна побачити з ребра. Спостереження таких галактик для пошуку видимого прояву масивного гало проводилися неодноразово з використанням різноманітної апаратури та в різних областях спектру. Неодноразово оголошувалося про відкриття такого гало. Наочний приклад складності цього завдання простежується у публікаціях. Декілька незалежних дослідників оголосили про відкриття такого гало навколо N005007. Після спостереження на світлосильному телескопі з сумарною експозицією о 24 годині (!) закрили питання про існування видимого гало цієї галактики.

    Серед близьких іррегулярних галактик, видимих ​​з ребра, увагу привертає карлик у Пегасі, неодноразово досліджений. Спостереження на БТА кількох полів дозволили нам повністю простежити у ньому зміна щільності зірок різних типів як уздовж великої, і уздовж малої осі. Результати подано на рис. 34, 35. Вони доводять, що, по-перше, структура з червоних гігантів має розмір утричі більше, ніж основне тіло галактики. По-друге, форма розподілу по осі Ъ близька до овалу або еліпсу. По-третє, не помітно якогось гало, що складається з червоних гігантів.

    Мал. 34: Кордони галактики Pegasus Dwarf на основі вивчення червоних гігантів. Відзначено розташування знімків БТА.

    AGB blue stars Q ПРО

    PegDw ж « (Ж жоко * 0 0 оооооаооо

    200 400 600 majoraxis

    Мал. 35: Розподіл поверхневої густини зірок різних типів уздовж великої осі галактики Pegasus Dwarf. Видно межа диска, де відбувається різке падіння щільності червоних гігантів. о 1

    Наші подальші результати ґрунтуються на фотометрії знімків НЗТ, отриманих нами з архіву вільного доступу. Пошук знятих на НЗТ галактик, які дозволялися на червоні гіганти і видимих ​​плашмя і з ребра дав нам близько двох десятків кандидатів для вивчення. На жаль, недостатнє для нас поле зору НЗТ іноді перешкоджало цілям нашої роботи – простежити параметри розподілу зірок.

    Після стандартної фотометричної обробки було побудовано діаграми Р - Р цих галактик і виділено зірки різного типу. Їх дослідження показало:

    1) У галактик видимих ​​плазом падіння поверхневої щільності червоних гігантів слідує експоненційному закону (рис. 36).

    -|-1-1-1-Е-1-1-1-1-1-1-1-1--<тГ

    PGC39032/ш"".

    15 red giants Z ш

    Мал. 36: Експонентна зміна щільності червоних гігантів у карликової галактики РСС39032 від центру до краю на основі НЗТ спостережень

    2) У жодної галактики, видимої з ребра не спостерігається протяжного, по осі 2, гало з червоних гігантів (рис. 37).

    3) Форма розподілу червоних гігантів по осі Ъ має вигляд овалу або еліпса (рис. 38).

    Враховуючи випадковість вибірки та одноманітність отриманих результатів за формою розподілу гігантів у всіх досліджених галактик, можна стверджувати, що такий закон розподілу червоних гігантів мають більшість галактик. Відхилення від загального правила можливі, наприклад, у галактик, що взаємодіють.

    Слід зазначити, що серед досліджених галактик були як іррегулярні, і спіральні галактики, які є гігантськими. Нами не виявлено суттєвих відмінностей між ними в законах розподілу червоних гігантів по осі 2, за винятком градієнта падіння щільності гігантів.

    6.3.2 Просторовий розподіл зірок.

    Виділяючи на діаграмі Р-Р зірки різних типів, ми можемо бачити їх розподіл на знімку галактики або обчислити параметри їхнього просторового розподілу по тілу галактики.

    Загальновідомо, що молоде зіркове населення іррегулярних галактик зосереджено у галузях зореутворення, які хаотично розкидані по тілу галактики. Однак видима хаотичність відразу зникає, якщо простежити вздовж радіусу галактики зміну поверхневої густини молодих зірок. На графіках рис. 33 видно, що на загальний, близький до експоненційного, розподіл накладаються місцеві флуктуації, пов'язані з окремими областями зіркоутворення.

    Для старішого населення - зірок продовженої асимптотичної гілки гігантів, розподіл має менший градієнт падіння щільності. І найменший градієнт має стародавнє населення – червоні гіганти. Було б цікаво перевірити цю залежність для свідомо найдавнішого населення - зірок горизонтальної гілки, проте в тих галактиках, де ці зірки досягнуті, ми бачимо їх недостатню кількість для статистичних досліджень. Явно видима залежність віку зірок і параметрів просторової щільності може мати цілком логічне пояснення: хоча зіркоутворення найбільш інтенсивно відбувається поблизу центру галактики, але орбіти зірок згодом набувають все більших і більших розмірів, і за кілька мільярдів років зірки можуть піти на периферію галактик . Важко перед

    Мал. 37: Падіння щільності червоних гігантів по осі 2 у кількох галактиках, видимих ​​з ребра

    Мал. 38: На зображенні видимої майже з ребра карликової галактики зазначено положення знайдених червоних гігантів. Загальний вид розподілу – овал чи еліпс ставити, як такий ефект можна перевірити у спостереженнях. Ймовірно, тільки моделювання еволюції диска галактики може допомогти при реєгенії подібних гіпотез.

    6.3.3 Структура іррегулярних галактик.

    Підсумовуючи сказане в інших розділах можна уявити будову іррегулярної галактики наступним чином: найбільш протяжну по всіх координатах зіркову систему утворюють червоні гіганти. Форма їх розподілу – товстий диск, що має експоненційне падіння поверхневої щільності гігантів від центру до краю. Товщина диска майже однакова на всій його протяжності. Молодші зіркові системи мають вкладені у цей диск свої підсистеми. Чим молодше зіркове населення, тим тоншим є той диск, який воно утворює. І хоча наймолодше зіркове населення, блакитні надгіганти, розподілене за окремими хаотичними областями зореутворення, загалом і воно підпорядковується загальній закономірності. Усі вкладені підсистеми не уникають одне одного, тобто. в областях зіркоутворення можуть бути старі червоні гіганти. Для самих карликових галактик, де одна область зіркоутворення займає всю галактику, ця схема досить умовна, але відносні розміри дисків молодого і старого виконуються і таких галактик.

    Якщо для завершення огляду структури іррегулярних галактик залучити і радіодані, то виявиться, що вся зіркова система занурена в диск або хмару нейтрального водню. Розміри диска з HI, як це випливає зі статистики 171 галактики, приблизно в 5-6 разів більше, ніж видиме тіло галактики на рівні Ів = 25"*. Для прямого порівняння розмірів водневих дисків та дисків з червоних гігантів ми маємо надто мало даних.

    У галактиці ICIO розміри обох дисків приблизно рівні. Для галактики в Пегасі водневий диск майже вдвічі менший за розмір диска з червоних гігантів. А галактика NGC4449, що має один з найпротяжніших водневих дисків, навряд чи має такий же протяжний диск із червоних гігантів. ках підтверджується як нашими спостереженнями. Ми вже згадували повідомлення Мініті та його колег про відкриття гало. Отримавши зображення лише частини галактики, вони прийняли розмір товстого диска по осі за прояв гало, про що і повідомили, не намагаючись дослідити розподіл зірок у цих галактиках по великій осі.

    Ми у своїх дослідженнях не торкалися гігантських галактик, але якщо розглянути структуру нашої Галактики, то для неї вже існує поняття "товстий диск" для малометалічного старого населення. Що стосується терміна "гало", то він застосовується, як нам здається, до сферичних, але не до сплощених систем, хоча це справа лише термінології.

    6.3.4 Кордони галактик.

    Питання кордонів галактик мабуть не досліджено ще остаточно. Проте наші результати можуть зробити певний внесок у його рішення. Зазвичай вважається, що зоряна щільність на краях галактик поступово сходить до нуля і меж галактик як таких просто не існує. Ми виміряли поведінку найдовшої підсистеми, що складається з червоних гігантів, уздовж осі Z. У тих галактиках видимих ​​з ребра, дані про які ми отримали при фотометрії знімків, поведінка щільності червоних гігантів була одноманітною: відбувалося експоненційне падіння щільності до нуля (рис. 37) . Тобто. галактика по осі Z має різко виражений край, і зоряне населення її має цілком певну межу, а не поступово сходить нанівець.

    Більш складно дослідити поведінку зоряної щільності вздовж радіусу галактики там, де зірки зникають. Для галактик, видимих ​​з ребра, розмір диска визначатиметься зручніше. У галактики в Пегасі вздовж великої осі видно різке падіння чисельності червоних гігантів нанівець (рис. 36). Тобто. галактика має цілком різку межу диска, за якою практично немає червоних гігантів. Галактика Ю10, у першому наближенні, поводиться так. Щільність зірок зменшується, і певній відстані від центру галактики спостерігається різке зменшення їх чисельності (рис. 33). Однак у разі зменшення немає до нуля. Помітно, що червоні гіганти існують і поза радіусом стрибка їх щільності, але за цією межею вони мають інший просторовий розподіл, ніж той, який вони мали ближче до центру. Цікаво відзначити, що в спіральній галактиці МОЗ червоні гіганти розподілені аналогічно. Тобто. експоненціальне падіння щільності, стрибок та продовження за радіусом цього стрибка. Було припущення, що ця поведінка пов'язана з масою галактики (ICIO - найпотужніша іррегулярна галактика, після Магелланових хмар, у Місцевій групі), але знайшлася мала галактика з таким самим характером поведінки червоних гігантів (рис. 37). Невідомі параметри червоних гігантів за межами радіусу стрибка, чи відрізняються вони за віком і металічністю? Який тип просторового розподілу цих далеких зірок? На жаль, сьогодні ми не можемо відповісти на ці запитання. Потрібні дослідження на великих телескопах із широким полем.

    Наскільки велика статистика наших досліджень, щоб говорити про існування товстих дисків у галактик пізніх типів, як про поширене чи загальне явище? У всіх галактик, які мали досить глибокі зображення, ми виявили протяжні структури 1Ш1фасньГх гігантівА

    Дослідивши архів НЗТ, ми знайшли зображення 16 галактик, видимих ​​з ребра або плашмя, і дозволених на червоні гіганти. Ці галактики розташовані на відстані 2-5 Мені. Їх список: N002976, ВБ053, 000165, К52, К73, 000190, 000187, иОСА438, Р00481 1 1, Р0С39032, РОС9962, N002366,2008

    Експонеціальне падіння щільності для галактик плашмя та вид розподілу червоних гігантів навколо галактик, видимих ​​з ребра, доводить, що у всіх цих випадках ми бачимо прояви товстих дисків.

    6.4 Диски з червоних гігантів та прихована маса іррегулярних галактик.

    Радіоспостереження в Н1 спіральних і карликових галактик показали малу відмінність у поведінці кривих обертання галактик. Для обох типів галактик для пояснення

    119 ня форми кривих обертання потрібна присутність значних мас невидимої матерії. Чи можуть протяжні диски, знайдені нами у всіх іррегулярних галактик, бути тією шуканою невидимою матерією? Маси самих червоних гігантів, які ми спостерігаємо в дисках, звичайно, зовсім недостатньо. Використовуючи наші спостереження галактики 1С1613, ми визначили параметри падіння щільності гігантів до краю і обчислили їхню повну кількість і масу у всій галактиці. Виявилося, що Mred/Lgal = 0.16. Тобто. облік маси зірок гілки гігантів трохи збільшує масу всієї галактики. Однак слід пам'ятати, що стадія червоного гіганта – порівняно недовгий етап у житті зірки. Тому слід внести суттєві поправки до маси диска, враховуючи кількість менш масивних зірок та тих зірок, які вже пройшли стадію червоного гіганта. Було б цікаво, на основі дуже глибоких спостережень близьких галактик перевірити населеність гілок субгігантів та провести обчислення їхнього вкладу в загальну масу галактики, але це справа майбутнього.

    Висновок

    Підбиваючи підсумки роботи, зупинимося ще раз на основних результатах.

    На 6-му телескопі отримані глибокі багатобарвні знімки близько 100 галактик, що дозволяються на зірки. Створено архів даних. До цих галактик можна звертатися щодо зоряного населення, насамперед змінних зірок високої світності типу LBV. У досліджених галактиках виміряні кольори та блиск всіх видимих ​​зірок. Виділено гіпергіганти та надгіганти найвищої світності.

    Отримано великий та однорідний масив даних з вимірювання відстаней для всіх галактик північного неба зі швидкостями менше ніж 500 км/с. Результати, отримані особисто дисертантом, дуже значущі серед усього обсягу даних. Отримані вимірювання відстаней дозволяють проводити аналіз нехабблівських рухів галактик Місцевого комплексу, що обмежує вибір моделі утворення Місцевого "бли-на" галактик.

    На підставі вимірів відстаней визначено склад та просторову структуру найближчих груп галактик на північному небі. Результати робіт дозволяють проводити статистичні порівняння параметрів груп галактик.

    Проведено дослідження розподілу галактик у напрямку скупчення галактик у Діві. Знайдено кілька, порівняно близьких, галактик, розташованих між скупченням і Місцевою групою. Визначено відстані та виділено галактики, що належать самому скупченню і розташовані в різних частинах периферії та центру скупчення.

    Визначено відстань до скупчень у Діві, яка вийшла рівною 17.0 Мпс і Волосах Вероніки, що дорівнює 90 Мпс. На цій основі обчислено постійну Хаббла, рівну Яо = 77± 7 км/с/Мпс.

    На підставі фотометрії знімків БТА та HST виміряний блиск найяскравіших зірок у 10 галактиках групи N001023, що лежить на відстані 10 Мпс. Визначено відстані до галактик та обчислено постійну Хаббла в цьому напрямку. Зроблено висновок про малий градієнт швидкості між Місцевою групою та групою NGC1023, що можна

    121 пояснити порівняно малою масою скупчення галактик у Діві порівняно з усіма галактиками оточення.

    На підставі досліджень просторових розподілів червоних гігантів у галактиках пізніх типів відкриті товсті та протяжні диски зі старих зірок. Розміри таких дисків у 2-3 рази більші, ніж розміри видимого тіла галактики. Знайдено, що межі цих дисків мають досить різкі краї, за межами яких знаходиться дуже мало зірок.

    Незважаючи на проведені масштабні дослідження відстаней до галактик північного неба, на майбутнє залишилося питань не менше, ніж їх було до початку робіт. Але ці питання вже іншої якості, оскільки зараз, особливо, у зв'язку з роботою космічних телескопів, з'явилася можливість робити точні виміри, які можуть змінити наші уявлення про ближній космос. Це стосується складу, будови та кінематики близьких груп галактик, відстані до яких інтенсивно визначаються ТКВ методом.

    Периферія галактик привертає до себе дедалі більшу увагу, особливо через пошуки темної матерії та історії освіти та еволюції дисків галактик. Чудово, що восени 2002 року в обсерваторії Ловелла буде проведено перше зусилля по периферії галактик.

    Подяки

    За ті довгі роки, що виконувалася робота з теми представленої мною дисертації, багато людей так чи інакше надавали мені допомогу в роботі. Я вдячний їм за цю підтримку.

    Але мені особливо приємно висловити подяку тим, чию допомогу я відчував постійно. Без вищої кваліфікації Короткової Галини робота над дисертацією затягнулася б на неймовірно довгий термін. Захопленість і чіпкість у виконанні роботи, які проявляються у Галазутдінової Ольги, дозволили мені за досить короткий термін отримати результати за великою кількістю об'єктів у Діві та N001023. Дроздовський Ігор своїми невеликими сервісними програмами надавав нам велику допомогу за фотометрії десятків тисяч зірок.

    Я вдячний Російському Фонду Фундаментальних Досліджень, чиї гранти я отримав (95-02-05781, 97-02-17163,00-02-16584) за фінансову підтримку протягом восьми років, що дозволило мені ефективніше проводити дослідження.

    Список літератури дисертаційного дослідження доктор фізико-математичних наук Тихонов, Микола Олександрович, 2002 рік

    1. Hubble Е. 1929 р. Proc. Nat. Acad. Sci. 15, 168

    2. Baade W. 1944 ApJ 100, 137

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

    4. Sandage A. 1971 в Nuclei of Galaxies, ed. by D.J.K. O"Connel, (Amsterdam, North Holland) 601

    5. Jacoby G.H., Branch В., CiarduU R., Davies R.L., Harris W.E., Pierce MJ, Pritchet CJ, Tonry JL, Weich D.L. 1992 PASP 104, 599.

    6. Minkovski R. 1964 Ann. Rev. Astr. Aph. 2, 247.7. де Ягер К. 1984 Зірки найвищої світності Мир, Москва.

    7. Гібсон В.К., Стетсон Р.В., Freedman W.L., Mould J.R., Kennicutt R.C., Huchra G.P., Sakai S., Graham J.A., Fassett C.I., Kelson D.D., L.Ferrarese, S.M.G.H.H. Maori, Madore B.F., Sebo K.M., Silbermann N. A. 2000 ApJ 529, 723

    8. Zwicky F. 1936 PASP 48, 191

    10. Cohen JG. 1985 ApJ292, 9012. van den Bergh S. 1986, в Galaxy Distances and Deviations від Universal Expansion, ed. by B.F.Madore and R.B.TuUy, NATO ASI Series 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. Карахентев І.Д., Тихонов Н.А. 1994 A&A 286, 718 20] Madore B., Freedman W. 1991 PASP 103, 93321. Gould A. 1994 AAJ426, 542

    16. Feast M. 1998 MNRAS 293L, 27

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

    18. Mould 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. Tonry J., Schneider B. 1988 AJ 96, 807

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

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

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

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

    37. Russell D. 2002 ApJ 565, 681

    38. 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., Ter-levich 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., Mould 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. Лінга Г. Категорія Open Cluster Data, 5th edn, Stellar Data Center, Observatoire de Strasbourg, France.

    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. Тихонов Н., Карахентев I., Бількіна Ст, Sharina M. 1992 A&A Trans 1, 269

    59. Георгієв Ц, 1996 Докторська дисертація Нижній Архиз, CAO РАН 72] Карахентев Л, Копилов А., Копилова Ф. 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. Холонов П. 1985 Зоряні скупчення. Мир, Москва

    64. Sakai S., Madore Ст, Freedman W., Laver Т., Ajhar E., Baum W. 1997 ApJ478, 49

    65. Апарігіо А., Тихонов Н., Карахентев I. 2000 А. 119, 177.

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

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

    68. Велоросова Т., Мерман., Сосніна М. 1975 Изв. РАВ 193, 175 82] Тихонов Н. 1983 Повідом. ВАТ 39, 40

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

    70. Tikhonov N., Georgiev Т., Bilkina B. 1991 СообіЛ. 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 р. Astrofiz. Issled. (Izv.SAO) 30, 127

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

    75. Тихонов Н., Makarova L. 1996 Astr. Nachr. 317, 179

    76. Тихонов Н., Карахентев I. 1998 A&A 128, 325

    77. Stetson P. 1993 User's Manual for ШОРЯОТ Я (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)

    78. Дроздовський І. 1999 Кандидатська дисертація СПбГУ, С.Петербург

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

    80. Шаріна M., Караченцев І., Тихонов І., Листи в АЖ, 1997 23, 430

    81. Abies Н. 1971 Publ.U.S.Naval Obs. 20, part IV, 1

    82. Karachentsev I. 1993 Препринт CAO 100, 1

    83. Tolstoy E. 2001 Local Group in Microlensing 2000: New Era of Microlensing Astrophysics, Cape Town, ASP Conf. Ser eds. J.W. Menzies та P.D. Sackett

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

    85. Hunter D. 2001 ApJ 559, 225

    86. Караченцева В. 1976 Повідом. GAG 18, 42

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

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

    89. Greggio L., Marconi G. та ін. 1993 AJ 105, 894

    90. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N. та ін. 1999 AJ 118, 853

    91. Armandroff T. та ін. 1998 AJ 116, 2287

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

    93. Тихонов H., Караченців І. 1999 ПАЖ 25, 391

    94. Sandage A. 1984 AJ 89, 621

    95. Humphreys R., Aaronson M. та ін. 1986 AJ 93, 808

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

    97. Георгієв Тс. Ст., Тихонов Н.А., Карахентев І.Д., Бількіна Б.І. 1991 A&AS 89, 529

    98. Карахентев ID., Тихонов Н.А. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I. 1991 A&AS 91, 503

    99. Freedman W., Hughes S. та ін. 1994 ApJ427, 628

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

    101. NASA/IP AC Extragalactic Database http://nedwww.ipac.caltech.edu 136] Караченців І., Тихонов Н., Сазонова Л. 1994 ПАЖ 20, 84

    102. Aloisi А., Clampin М., et al. 2001 AJ 121, 1425

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

    104. Тихонов Н., Карахентев I. 1994 Bull. SAO 38, 32

    105. Valtonen M., Byrd G., та ін. 1993 AJ 105, 886 141] Zheng J., Valtonen M., Byrd G. 1991 A&A 247 20

    106. Karachentsev I., Копилов А., Копилова F. 1994 Bnll SAO 38, 5 144] Георгієв Ц., Караченцев І., Тихонов Н. 1997 ЯЛЖ 23, 586

    107. Макарова Л., Караченців І., Георгієв Ц. 1997 ПАЖ 23, 435

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

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

    110. Макаров Д. 2001 Кандидатська дисертація

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

    112. Ferrarese L., Freedman W. та ін. 1996 ApJ4Q4 568

    113. Graham J., Ferrarese L. та ін. 1999 ApJ51Q, 626152] Maori L., Huchra J. et al. 1999 ApJ 521, 155

    114. Fouque P., Solanes J. та ін. 2001 Preprint ESO, 1431

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

    116. Aaronson M., Huchra J., Mould J. at al. 1982 ApJ 258, 64

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

    118. Tolstoy E., Saha A. та ін. 1995 AJ 109, 579

    119. Dohm-Palmer R., Skillman E. та ін. 1998 J116, 1227 160] Saha A., Sandage A. et al. 1996ApJS 107, 693

    120. Shanks Т., Tanvir N. та ін. 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 Ст, Sparks W., et al. 1995 ApJ454L, 173167] Onofrio M., Capaccioli M., et al. 1997 MNRAS 289, 847 168] van den Bergh S. 1996 PASF 108, 1091

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

    126. Saha A., Sandage A. та ін. 2001 ApJ562, 314

    127. Тихонов H., Галазутдінова 0., Дроздовський І., 2000 Астрофізика 43,

    128. Humason М., 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 Ст, 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, 54179] Silbermann N., Harding P., Madore B. et al. 1996 ApJ470, 1180. Pierce M. 1994 ApJ430, 53

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

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

    136. Schmidt Ст, 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. та ін. 1996 AJ 112, 2596

    141. Aparicio A., Gallart C. та ін. 1996 Mem.S.A.It 67, 4

    142. Holtsman J., Gallagher A. та ін. 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., та ін. 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 in Dwarf Galaxies ed. by Meylan G. and Prugniel P. 197

    150. Bosma A. 1981 R J 86, 1791

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

    152. Bergstrom J. 1990 р. Ph.D. University of Minnesota

    153. Heller А., Brosch N., та ін. 2000 MNRAS 316, 569

    154. Hunter D., 1997 PASP 109, 937

    155. Bremens Т., Bingelli B, Prugniel P. 1998 A&AS 129, 313208] Bremens Т., Bingelli B, Prugniel P. 1998 A&AS 137, 337

    156. Paturel P. та ін. 1996 Catalog of Principal Galaxies PRC-ROM

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

    158. Swaters R. 1999 р. Ph.D. Rijksuniversiteit, Groningen

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

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

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

    162. Lynds R., Tolstoy E. та ін. 1998 AJ 116, 146

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

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

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

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

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

    168. Бізяєв Д. 1997 Кандидатська дисертація МДУ, ДАІШ

    169. Ferguson А., Clarke С. 2001 MNRAS32b, 781

    170. Chiba М., Beers Т. 2000 AJ 119, 2843

    171. Cuillandre J., Lequeux J., Loinard L. 1998 in lAU Symp. 192, The Stellar Content of Group Galaxies, ed. Whitelock P., і Cannon R., 27

    172. Мал. 1: Знімки галактик у скупченні Діви, отримані нами на БТА. Для виділення структури галактик проведено медіанну фільтрацію зображень143

    173. Мал. 3: Знімки галактик у групі КСС1023, отримані на БТА та Н8Т (закінчення)

    Зверніть увагу, наведені вище наукові тексти розміщені для ознайомлення та отримані за допомогою розпізнавання оригінальних текстів дисертацій (OCR). У зв'язку з чим у них можуть бути помилки, пов'язані з недосконалістю алгоритмів розпізнавання. У PDF файлах дисертацій та авторефератів, які ми доставляємо, таких помилок немає.

    Зазвичай галактики зустрічаються невеликими групами, що містять по десятку членів, які часто об'єднуються в великі скупчення сотень і тисяч галактик. Наша Галактика входить до складу так званої Місцевої групи, що включає три гігантські спіральні галактики (наша Галактика, туманність Андромеди і туманність у сузір'ї Трикутника), а також більше 15 карликових еліптичних і неправильних галактик, найбільшими з яких є Магеллановы Хмари. У середньому розміри накопичень галактик становлять близько 3 Мпс. У окремих випадках діаметр їх може перевищувати 10-20 Мпс. Вони поділяються на розсіяні (неправильні) та сферичні (правильні) скупчення. Розсіяні скупчення не мають правильної форми і мають нерізкі обриси. Галактики у них дуже слабко концентруються до центру. Прикладом гігантського розсіяного скупчення може бути найближче до нас скупчення галактик у сузір'ї Діви. На небі воно займає приблизно 120 кв. градусів і містить кілька тисяч переважно спіральних галактик. Відстань до центру скупчення становить близько 11 Мпс. Сферичні скупчення галактик більш компактні, ніж розсіяні, і мають сферичну симетрію. Їхні члени помітно концентруються до центру. Прикладом сферичного скупчення є скупчення галактик у сузір'ї Волос Вероніки, що містить дуже багато еліптичних та лінзоподібних галактик (рис. 242). Його діаметр становить майже 12 градусів. У ньому містяться близько 30 000 галактик яскравіше 19 фотографічних зоряних величин. Відстань до центру накопичення становить близько 70 Мпс. З багатьма багатими скупченнями галактик пов'язані потужні протяжні джерела рентгенівського випромінювання, природа якого, швидше за все, пов'язана з наявністю гарячого міжгалактичного газу, подібного до коронів окремих галактик.

    Є підстави вважати, що скупчення галактик своєю чергою також розподілені нерівномірно. Згідно з деякими дослідженнями, скупчення і групи галактик, що оточують нас, утворюють грандіозну систему - Надгалактику. Окремі галактики при цьому, мабуть, концентруються до деякої площини, яку можна називати екваторіальною площиною надгалактики. Щойно розглянуте скупчення галактик у сузір'ї Діви знаходиться у центрі такої гігантської системи. Маса нашої надгалактики повинна становити близько 1015 мас Сонця, а її діаметр близько 50 Мпс. Проте реальність існування подібних скупчень галактик другого порядку нині залишається спірною. Якщо вони і існують, то лише як слабко виражена неоднорідність розподілу галактик у Всесвіті, оскільки відстані між ними небагатьом можуть перевищувати їх розміри. Про еволюцію галактик Співвідношення загальної кількості зіркової та міжзоряної речовини в Галактиці згодом змінюється, оскільки з міжзоряної дифузної матерії утворюються зірки, а вони наприкінці свого еволюційного шляху повертають у міжзоряний простір лише частину речовини; деяка його частина залишається у білих карликах. Таким чином, кількість міжзоряної речовини в нашій Галактиці має поступово зменшуватися. Те саме має відбуватися і в інших галактиках. Переробляючись у зоряних надрах, речовина Галактики поступово змінює хімічний склад, збагачуючись гелієм та важкими елементами. Передбачається, що Галактика утворилася з газової хмари, яка складалася головним чином водню. Можливо навіть, що, крім водню, воно жодних інших елементів не містило. Гелій та важкі елементи утворилися в такому разі внаслідок термоядерних реакцій усередині зірок. Утворення важких елементів починається з потрійної гелієвої реакції ЗНе4 ® C 12, потім С12 з'єднується з a-частинками, протонами і нейтронами, продукти цих реакцій піддаються подальшим перетворенням, і так з'являються все більш складні ядра. Однак утворення найважчих ядер, таких як уран і торій, поступовим нарощуванням пояснити не можна. При цьому неминуче довелося пройти через стадію нестійких радіоактивних ізотопів, які розпадуться швидше, ніж встигнуть захопити наступний нуклон. Тому передбачається, що найважчі елементи, що стоять наприкінці Менделіївської таблиці, утворюються при спалахах наднових зірок. Спалах наднової є результатом швидкого стиснення зірки. При цьому температура катастрофічно зростає, в атмосфері, що стискається, йдуть ланцюгові термоядерні реакції і виникають потужні потоки нейтронів. Інтенсивність нейтронних потоків може бути така велика, що проміжні нестійкі ядра не встигають зруйнуватися. Перш ніж це станеться, вони захоплюють нові нейтрони та стають стійкими. Як згадувалося, зміст важких елементів у зірках сферичної складової набагато менше, ніж у зірках плоскої підсистеми. Це пояснюється, мабуть, тим, що зірки сферичної складової утворилися на початковій стадії еволюції Галактики, коли міжзоряний газ був ще бідний важкими елементами. У той час міжзоряний газ був майже сферичною хмарою, концентрація якої збільшувалася до центру. Такий самий розподіл зберегли і зірки сферичної складової, що утворилися цієї епохи. Внаслідок зіткнень хмар міжзоряного газу їх швидкість поступово зменшувалась, кінетична енергія переходила в теплову та змінювалася загальна форма та розміри газової хмари. Розрахунки показують, що у разі швидкого обертання така хмара мала прийняти форму сплющеного диска, що ми й спостерігаємо в нашій Галактиці. Зірки, що утворилися пізніше, утворюють тому плоску підсистему. На той час, як міжзоряний газ сформувався в плоский диск, він пройшов переробку в зоряних надрах, зміст важких елементів значно збільшився і зірки плоскої складової тому теж багаті на важкі елементи. Часто зірки плоскої складової називають зірками другого покоління, а зірки сферичної складової - зірками першого покоління, щоб наголосити на тому, що зірки плоскої складової утворилися з речовини, що вже побувала в зоряних надрах. Аналогічно протікає, мабуть, еволюція та інших спіральних галактик. Форма спіральних рукавів, у яких зосереджений міжзоряний газ, мабуть, визначається напрямом силових ліній загального галактичного магнітного поля. Пружність магнітного поля, якого "приклеєний" міжзоряний газ, обмежує сплощення газового диска. Якби міжзоряний газ діяла лише сила тяжкості, його стиснення тривало б необмежено. При цьому внаслідок великої густини він швидко сконденсувався б у зірки і практично зник би. Є підстави вважати, що швидкість утворення зірок приблизно пропорційна квадрату щільності міжзоряного газу.

    Якщо галактика обертається повільно, то міжзоряний газ збирається під впливом сили тяжкості у центрі. Очевидно, в таких галактиках магнітне поле слабше і менше перешкоджає стиску міжзоряного газу, ніж швидко обертаються. Велика щільність міжзоряного газу центральній області призводить до того, що він швидко витрачається, перетворюючись на зірки. В результаті галактики, що повільно обертаються, повинні мати приблизно сферичну форму з різким збільшенням зоряної щільності в центрі. Ми знаємо, що такі характеристики мають еліптичні галактики. Очевидно, причина їхньої відмінності від спіральних полягає у більш повільному обертанні. Зі сказаного вище зрозуміло також, чому в еліптичних галактиках мало зірок ранніх класів і мало міжзоряного газу.

    Таким чином, еволюцію галактик можна простежити, починаючи зі стадії газової хмари приблизно сферичної форми. Хмара складається з водню, вона неоднорідна. Окремі згустки газу, рухаючись, стикаються один з одним - втрата кінетичної енергії призводить до стиснення хмари. Якщо воно обертається швидко, виходить спіральна галактика, якщо повільно – еліптична. Природно поставити питання, чому речовина у Всесвіті розбилося на окремі газові хмари, що стали потім галактиками, чому ми спостерігаємо розліт цих галактик, у якій формі знаходилася матерія у Всесвіті до того, як утворилися галактики.

    Оцінка статті:
    1 зірка2 зірки3 зірки4 зірки5 зірок(Поки що оцінок немає)
    Завантаження...
    Поділитися з друзями:
    Подібні публікації