Ispravno roztashuvannya prostrane rozpodílu galaksije. Ekspanzivne rozpodíl galaksije
Rossíyaní skupchennya ne mayut ispravne forme i može nerazki obris. Njihove galaksije su samo malo koncentrisane prema centru. Kao primjer gigantskog ružičastog jata, jato galaksija u blizini Suzir Devija (241) može nam biti najbliže. Na nebu zauzima otprilike 120 kvadratnih metara. stepeni i osvetiti hiljade spiralnih galaksija. Blizu je 11 Mps da biste došli do centra kolekcije.
Mal. 12.1. Rasprostranjenost galaksija iza SDSS podataka. Zelene tačke označavaju sve galaksije (u istoj tjelesnoj regiji) sa svijetlim, iako pokretnim dekom. Crvene tačke označavaju galaksije najvećeg sjaja iz dalekih gomila, koje omogućavaju postizanje ujednačene populacije; u vidljivom sistemu, s obzirom na njihov spektar pomeranja, oblast Chervona je odvojena od najznačajnijih galaksija. Crne i plave tačke pokazuju ekspanziju velikih kvazara. Parametar h je približno 0,7.
Sferna jata galaksija su kompaktnija, manje rasuta i mogu imati sfernu simetriju. Ovi udovi su stalno koncentrirani na centar. Suština sfernog skupljanja je grupisanje galaksija u blizini uže Veronikine kose, koja osvetljava čak i bogato eliptične galaksije i galaksije slične sočivima (242). Yog prečnik postaje mayzhe 12 stepeni. Nova ima blizu 30.000 galaksija sa više od 19 fotografskih veličina zore. Udaljenost do centra akumulacije je blizu 70 Mps. Uz bogatstvo bogatih jata galaksija, povezuje se s iscrpljujućim dijelom rendgenske vibracije, čija je priroda, više od svega, povezana s prisustvom vrućeg međugalaktičkog plina, sličnog koronama drugih galaksija.
Da vas podsjetim da je gomila galaksija sa svojom crnilom također podijeljena neravnomjerno. Zgídno z deakimi doslídzhennymi, skuchennya i grupe galaksija, scho nas otuđuju, uspostavljaju grandiozni sistem - Supergalaxy. Okolina galaksije može biti koncentrisana na deaco ravan, koja se može nazvati ekvatorijalnom ravninom supragalaksije. Dobro pogledajte jato galaksija u blizini Suzir Devi koji se nalazi u centru takvog gigantskog sistema. Masa naše supergalaksije treba da postane blizu 1015 mase Sontsya, a njen prečnik je blizu 50 Mpc. Zaštitite realnost temelja takve gomile galaksija različitog reda, nijedna od njih nije puna spirala. Ako nanjušite i shvatite, onda je heterogenost distribucije galaksija u Svesvijetu samo malo izražena, krhotine između njih možda neće biti dovoljno bogate da zasjete njihovu distribuciju.
Recenzirate članak (sažetak): “ Ekspanzivne rozpodíl galaksije» iz disciplina « Astrofizika»
Sažeci i publikacije o drugim temama :Među dadalima objekata koji su slabiji u blaženstvu, broj R. brzo raste. Dakle, R. yaskravishe 12. veličine zvijezde, naizgled bl. 250, 15. - već Bl. 50 hiljada, a broj R., koji se može fotografisati 6-metarskim teleskopom između 1000 i 2000, postaje mnogo milijardi. Tse govoriti o zlo. u daljini većeg G.
Pozagalaktich. astronomija doslídzhuê rozmíri zoryanikh sistemi, njihova masi, budovu, moć optičkog., ÍČ-, rentgen. toj radio industriji. Formiranje prostranog rozpodíla R. otkriva veliku strukturu Sve-svijeta (možemo reći da je dio Sve-svijeta dostupan sa straže - cijeli svijet R.). Na doslídzhenní prostrani rozpodílu R. na taj način u njihovim evolyutsíí̈ pozagalaktich. astronomija je povezana sa kosmologijom - naukom o Svesvetskom zagalu.
Jedan od najvažnijih u postgalaktici. astronomije, poznat je problem pripisivanja udaljenosti R. Zavdyakyu onom u najbližem R., kao i nayaskarevishi zirki postiynogo blisk (overgiganti), u daljini za utvrđivanje udaljenosti do tsikh R. procjenjuju se na druge načine ( div.).
Godine 1912 Amer. astronom St. Slifer otkrivši čudesno svojstvo R.: u udaljenim spektrima R. cijeli spektar. činilo se da su linije pomaknute u crvenkastu (crvenu) boju, jednaku takvim linijama u spektrima gerela, koje su bile neposlušne poput posterigaha (tzv. linije). 1929 Amer. astronom Ege. Hubble, uzdižući se do R. te yogo red usunennia, pokazujući da ostaje da raste u sredini u direktnoj proporciji s rastom (div.). Tseyjev zakon dao je u ruke astronoma efikasan metod imenovanja ljudi za R. z í̈khny crveno usvajanje. Vimiryaní chervoní usunennya tysyach R. da sto.
Imenovanje ustajanja do R. i njihove pozicije na nebu omogućile su postavljanje, da zvuče sami i rublje R., grupa R., velika škrtost od njih i unošenje mraka škrtosti ( prekomjerno stiskanje). Porivn. Vídstaní mízh R. u grupama i grupama su presavijeni dec. stotine PDA uređaja; oko 10-20 puta više od najvećeg G. Porivn. između grupa R., pojedinačni R. i višestruki sistemi postaju 1-2 Mpc, između grupa - desetine Mpc. Dakle, R. zapovnyuyut prostranstvo s velikim čujnim šikarom, nižim zvijezdama unutrašnje galaktike. prostranstvo (u prosjeku 20 miliona puta veće za njihove prečnike).
Za napor viprominiranja R., možete ga dodati u dec. klasa osvjetljenja. Najširi raspon osvjetljenja je uočen u eliptici. R., u centralnim regijama nekih R. cD-galaksije, koje su rekordne po lakoći (aps. Zoryanova vrednost - 24 m, svetlost ~10 45 erg/s) i masi (). A u našoj medicinskoj grupi G. pronađena je eliptica. R. mali osvjetljenje (aps. vrijednosti víd -14 do -6 m, zatim osvjetljenje ~ 10 41 -10 38 erg/s) i mase (10 8 -10 5). U spirali R., interval je aps. vrijednosti zore su postavljene na -22 do -14 m, osvjetljenja - na 1044 do 1041 erg/s, težinski interval 1012-108. Pogrešan R. za abs. slabije vrijednosti - 18 m, njihova svjetlina 10 43 erg/s, masa.
Osvetljenje mladih zvezda je još uvek blizu centralnog regiona Galaksije. Gas pada u centar Galaksije, ali nema obrtnog momenta. Ovdje su popularne zvijezde 2. generacije sfernih zvijezda. podsistema koji čine jezgro Galaksije. Ale, prijateljski umovi za uspostavljanje zvijezda-supergiganata u jezgru šute, krhotine plina padaju u male grudvice. U tihim, usamljenim fluktuacijama, ako se gas prenese do momenta omotača dovkílla i stiskanja u masivnom tijelu - masi stotina i hiljada masa Sontsya, ovaj proces se ne završava uspješno: stiskanje gasa ne dovodi do postavljanje stalne zvijezde, možete postati krivi. Kolaps je praćen izlivanjem dijela govora iz područja galaktike. jezgra (razd.).
Što je spiralni R. masivniji, to je jači zahvat spiralnih rukava, deblji R. rukavi su tanji, imaju više zvijezda i manje plina (što su zvijezde više taložene). Na primjer, džinovska maglina M81 ima tanke spiralne krakove, slične maglini M33, koja ima spiralu srednjih ekspanzija, krakovi su znatno širi.
Flow u obliku spirale R. mayut različite swidkosti utvennya zirok. Najveća širina je u tipu Sc (tip 5 na rijeci), najmanja - u Sa (tip 1 na rijeci). Visok nivo duhovnosti kod prvih povezan je, možda, sa prelivanjem gasa iz galaktike. coron.
Eliptic Putevi evolucije sistema ogledala mogu biti jednostavniji. Govor u njima iz samog klipa nije mali značajni otvoreni momenti i magn. polje. Dakle, pritisak procesa evolucije nije doveo takav sistem do umotavanja legla i jačeg magn. polja. Sav gas u ovim sistemima iz samog klipa se pretvorio u sfernu zvezdu. podsistemi. U toku napredovanja evolucije, zvezde su bacale gas, koji se spuštao u centar sistema i išao na usvajanje nove generacije zvezda sve iste sferične. podsistemi. Tempo spektakla u eliptici. R. je kriv za ponovnu izgradnju opskrbe plinom zvijezdama, koje su revolucionirale, uglavnom nove zvijezde, fragmente kraja govora sa zvijezdama u Eliptichu. R. je beznačajan. Dobro je trošiti gas sa zvijezdama u eliptici. R. iza ruža je ~0,1 po galaksiji sa masom 1011. Ruže su također upečatljive, jer su centralni dijelovi eliptični. G. zbog prisustva mladih zvijezda, one mogu biti crne, donja periferna područja G. Međutim, ne bojte se. Tačno u onome što to znači. dio gasa, koji se taloži u elipticu. Čini se da je R. vreo vjetar, koji se okrivljuje za spale novih zvijezda, a u R. gomili - više da završi vrelom međugalaktikom. gas, otkriven do preostalog sata od 10 rendgena. viprominuvannya.
Uparujući broj zvijezda različitih generacija u velikom broju istog tipa R., možete ustanoviti moguće puteve njihove evolucije. U starijoj R., dolazi do povećanja rezervi međunarodnog gasa i smanjenja stope usvajanja iste količine gasa novih generacija. Zatim u njima postoje bogate - površne zvijezde malih ruža, koje su jedna od preostalih faza evolucije zvijezda. Za koga je stari R. R. Slid označiti, da na klipu R.-ove evolucije, možda, vidim lakoću, jer je u njima bilo masivnijih mladih zvijezda. Moguće je otkriti evolucijsku promjenu osvjetljenja R. u principu, jednaku svjetlini bliskog i dalekog R., za koji je postojalo mnogo svjetla milijardama godina.
Pozagalaktich. astronomija još nije dala sevnoí̈ vídpovídí na hranu, po'yazaní z viniknennyam nestašluk G., zokrem, zašto u sfernom. skupchennyah preplaviti elíptichní. i to sisteme nalik sočivima. Očigledno, od uočljivo male izmaglice do gasa, koji nije smanjio moment omotanja, postali su sferni. skuchennya sa veličanstvenim ponovnim značajem elípticha. i sistemi slični sočivima, takođe mogu imati mali obrtni moment. I iz velike tmine gasa, scho mali suttevy obertalny moment, okrivio je G. srebroljublje, slično Annihilaciji u Divi. Ovdje je bilo više opcija za distribuciju otvorenog momenta usred nekoliko gasnih nakupina, koje je R. uzeo, a tome se u takvim klasterima često pojavljuju spiralni sistemi.
Evolucija R. u klasterima i grupama je niskog karaktera. Rozrakhunki je pokazao da kada R. í̈x zaostaju plinske krune se otkinu i rozsíyuvatisya u cijeloj grupi, ili rasipanje. Tsey intergalactic. gas je detektovan daleko rendgenskim zracima visoke temperature. vyprominyuvannyu, scho izlaze iz škrtosti R. Krima, masivni članovi škrtih, kolabirajući među ostalima, stvaraju "dinamičku rešetku": smrad R. vreća smrdit će njihovom težinom, ali će znati galvanizam iz sopstvene linije. Očigledno, nakon što su napravili Magelanov potik kod Místsevíy grupe R. i drugih masivnih R., koji su u središtu gomile, ne samo da su "otkinuli" plinske krune koje prolaze kroz njih R., već su prskale i zírki "vídvíduvacha ". Hajde da pričamo, zokrema, da su ih cD-galaksije, koje stvaraju masivni oreol, učinile takvim "kanibalskim" načinom.
Za ísnuyuchimi rozrahunkami, nakon 3 milijarde godina, naša Galaksija će postati "ljudožder": iz gline Velikog Magelanovog Hmara, koji joj se približava.
Jednaka distribucija materije na skali Metagalaksije označava istovetnost svetog u materiji i prostoru u svim delovima Metagalaksije (homogenost) i njihovu istovetnost u svim pravcima (izotropija). Tsí važne sv-va Metagalaksije su karakteristične, možda, za moderne. postati Metagalaksija, međutim, u prošlosti, na samom klipu ekspanzije, anizotropija, heterogenost materije i prostor mogli su ispuniti. Poshki prateći anizotropiju i heterogenost Metagalaksije u prošlosti mogu se sklopiti i stvarni zadaci transgalaktičke astronomije, do čijeg kraja astronomi mogu samo da se približe.
65. Rozpodíl zirok u Galaksiji. Kupovina. Zagalna Budova galaksija.
kraj forme početak forme Poznavanje udaljenosti do zvijezda omogućava vam da se popnete do formiranja njih rozpodílu u blizini prostranstva, od sada i strukture galaksije. Da bi se okarakterisao broj zvijezda u različitim dijelovima Galaksije, uvesti koncept zornog jaza, slično konceptu koncentracije molekula. Prostor zore se zove broj zvijezda, koji u jednoj osobi obavezuje prostor. Za jednu obavezu, zatražite 1 kubni parsek. Na periferiji Sunca zore, debljina postaje blizu 0,12 zvijezda po kubnom parseku, drugim riječima, na kožnom ogledalu u prosječnom padu, zapremina je preko 8 ps 3; mid-range wídstan mízh zirkami - blizu 2 ps. Da biste prepoznali, kako promijeniti zorni prostor u različitim smjerovima, poboljšati broj zvijezda na istoj površini (na primjer, za 1 kvadratni stepen) u različitim radnim danima.
Prvo, kada padneš u víchí za takav pidrahunkív, to je izvanredno jače od koncentracije zvijezda u svijetu koji se približava Chumatsky Shlyakhu do smoga, od čije srednje linije pravim veliki prsten na nebu. Navpaki, s blizinom pola prvog kolca, koncentracija zvijezda se brzo mijenja. Ova činjenica je poput XVIII vijeka. dozvoljavajući V. Herschelu da napravi ispravan visnovok o tome da naš zvjezdani sistem može imati spljošten oblik, a Sunce je krivo što je blizu ravni simetrije centra svjetlosti. hladni sektor, čiji je radijus određen formulom
lg r m =1 + 0,2 (m * M)
okarakterisati kako se u ovoj prostoriji nalazi zvijezda različite svjetlosti, uvesti funkciju sjaja j (M), koja pokazuje, kao i u ukupnom broju zvijezda, vrijednost apsolutne vrijednosti zore, recimo, M do M + 1.
kraj forme uha forme galaksije, jedna od najvećih građevina sveznanje. Ruzmarin gomila galaksija može doseći 10 8 svetle stene.
Skupchennya se mentalno dijeli na dva tipa:
regular - gomila pravilnih sfernih oblika, u kojima je eliptični lentikularne galaksije, Sa jasno izraženim središnjim dijelom. U centrima takve škrtosti nalaze se gigantske eliptične galaksije. Primjer redovne kupovine - Kupovina Veronikine kose.
nepravilan - agregacija bez pevajućeg oblika, da bi broj galaksija odustao od redovnog. U skupchennyah, kakav je um preopterećen spiralne galaksije. zadnjica - kupovina Divi.
Iznosi novca variraju od 1013 do 1015 mas Sontsya.
Budova galaksija
Ruža zvijezda u blizini Galaksije može imati dvije jasno izražene karakteristike: prvo, koncentracija zvijezda u blizini galaktičke ravni je veća, a na drugi način, koncentracija je veća u centru Galaksije. Dakle, kao što na periferiji Sunca, u disku, jedna zvijezda pada na 16 kubnih parseka, tako u centru Galaksije ima 10.000 zvijezda u jednom kubnom parseku. Na ravni Galaksije, krem povećane koncentracije zvijezda, moguće je povećati i koncentraciju pile i plina.
Istraživanja Galaksije: - Prečnik diska Galaksije je oko 30 kpc (100.000 svetlosnih zraka), - Druženje - oko 1000 svetlih stena.
Sunce je izašlo daleko od jezgra Galaksije - sa vetrom od 8 kpc (oko 26.000 svetlosnih zraka).
Da li se centar Galaksije nalazi u suzir'í̈ Stríltsya u pravoj liniji? = 17h46,1m,? = -28°51'.
Galaksija je formirana od diska, oreola i krune. Centralno najkompaktnije područje Galaksije naziva se jezgro. U jezgri hrama nalazi se koncentracija zvijezda: u kubnom parseku kože nalaze se hiljade zvijezda. Jakbi je živeo na planeti belih zvezda, koje se nalaze u blizini jezgra Galaksije, tada bi se na nebu videle desetine zvezda, za sjaj Meseca. U središtu Galaksije kreće se teška tamna dirka. U blizini prstenastog područja galaktičkog diska (3-7 kpc), cijeli molekularni govor međuzorskog medija je zoniran; tu je najveći broj pulsara, ostataka supernova i komora infracrvene vibracije. Vidimo da je živost centralnih regiona Galaksije uglavnom zaglavljena ispred nas stvrdnutim kuglicama glinene materije.
Galaksija treba da osveti dva glavna podsistema (dve komponente), jedan doprinos jednom i gravitacione efekte jedan prema jedan. Prvi se zove sferni - oreol, zvijezde su koncentrisane u centar galaksije, a debljina govora, hram u centru galaksije, brzo opada iz daljine. Centralni, najveći dio oreola između hiljada svjetlosnih godina u centru Galaksije naziva se izbočina. Drugi podsistem je čvrsti zvezdasti disk. Vín ê yak bi dví presavijeni rubovima ploče. Na disku je koncentracija zvijezda znatno veća, niža u oreolu. Zvijezde u sredini diska kolabiraju kružnim putanjama prema centru Galaksije. Na zrcalnom disku Sunce je naborano spiralnim rukavima.
Zvijezde galaktičkog diska dobile su naziv za populaciju tipa I, a halo zvijezde za populaciju tipa II. Do diska, ravnog skladišta Galaksije, mogu se vidjeti zvijezde ranih spektralnih klasa O i B, zvijezde ružičastih pruga, tamne magline pile. Halo, s druge strane, zbraja objekte koji su vikali u ranim fazama evolucije Galaksije: zvijezde hladnih uboda, zvijezde tipa RR Leary. Zvijezde ravnog skladišta su porozne od zvijezda sfernog skladišta prozračene su velikim zm_stom važnih elemenata. Populacija sfernog skladišta se kreće više od 12 milijardi godina. Uzmimo to za doba same Galaksije.
Por_vnyano s halo disk omota oko swidshe. Brzina omotanja diska nije ista u različitim veličinama u sredini. Težina diska se procjenjuje na 150 milijardi metara Disk ima spiralne čahure (čaure). Mlade zvijezde i krune očiju naborane su uglavnom na rukavima.
Disk i oreol su sada okruženi krunom. U ovo doba dana, vvazhayut da su krune Galaksije proširene 10 puta više od diska.
| " |
Zvuči kao da su galaksije grupisane u male grupe koje osvete desetak članova, jer se često ujedinjuju u veliku gomilu od stotina i hiljada galaksija. Naša galaksija je dio skladišta takozvane grupe Mistevoj, koja uključuje tri gigantske spiralne galaksije (naša galaksija, maglina Andromeda i maglina kod Trikutnika), kao i više od 15 patuljastih eliptičnih i nepravilnih galaksija, najvećih od Magelanov Hmar. Pri prosječnoj veličini, akumulacija galaksija postaje blizu 3 Mpc. U okremym padovima, njihov prečnik može prelaziti 10-20 Mps. Smrad se dijeli na rozsíyaní (pogrešnu) i sferičnu (ispravnu) zategnutost. Rossíyaní skupchennya ne mayut ispravne forme i može nerazki obris. Njihove galaksije su samo malo koncentrisane prema centru. Kao primjer gigantskog ružičastog jata, jato galaksija u blizini Suzir Devija (241) može nam biti najbliže. Na nebu zauzima otprilike 120 kvadratnih metara. stepeni i osvetiti hiljade spiralnih galaksija. Blizu je 11 Mps da biste došli do centra kolekcije. Sferna jata galaksija su kompaktnija, manje rasuta i mogu imati sfernu simetriju. Ovi udovi su stalno koncentrirani na centar. Suština sfernog skupljanja je grupisanje galaksija u blizini uže Veronikine kose, koja osvetljava čak i bogato eliptične galaksije i galaksije slične sočivima (242). Yog prečnik postaje mayzhe 12 stepeni. Nova ima blizu 30.000 galaksija sa više od 19 fotografskih veličina zore. Udaljenost do centra akumulacije je blizu 70 Mps. Uz bogatstvo bogatih jata galaksija, povezuje se s iscrpljujućim dijelom rendgenske vibracije, čija je priroda, više od svega, povezana s prisustvom vrućeg međugalaktičkog plina, sličnog koronama drugih galaksija. Da vas podsjetim da je gomila galaksija sa svojom crnilom također podijeljena neravnomjerno. Zgídno z deakimi doslídzhennymi, skuchennya i grupe galaksija, scho nas otuđuju, uspostavljaju grandiozni sistem - Supergalaxy. Okolina galaksije može biti koncentrisana na deaco ravan, koja se može nazvati ekvatorijalnom ravninom supragalaksije. Dobro pogledajte jato galaksija u blizini Suzir Devi koji se nalazi u centru takvog gigantskog sistema. Masa naše supergalaksije treba da postane blizu 1015 mase Sontsya, a njen prečnik je blizu 50 Mpc. Zaštitite realnost temelja takve gomile galaksija različitog reda, nijedna od njih nije puna spirala. Ako nanjušite i shvatite, onda je heterogenost distribucije galaksija u Svesvijetu samo malo izražena, krhotine između njih možda neće biti dovoljno bogate da zasjete njihovu distribuciju.
- Specijalnost HAC RF01.03.02
- Broj strana 144
1 Metode za dostizanje galaksija.
1.1 Uvodno poštovanje.
12 Fotometrijske metode.
1.2.1 Ažuriranja i nova izdanja.
1.2.2 Crni i crveni kombinezoni.
1.2.3 Cefeida.
1.2.4 Crveni giganti.
1.2.5 KE Leary.
1.2.6 Varijantne funkcije osvjetljenja objekata.
1.2.7 Metoda fluktuacije površinskog zračenja (8VR).
1.3 Spektralne metode.
1.3.1 Hubbleova viktimizacija.
1.3.2 Tall-Fischer ugar (TR).
1.3.3 Viktimizacija Fabera Jacksona.
1.4 Drugi načini.
1.5 Poređenje metoda za imenovanje.
2 Najljepše zvijezde u galaksijama i njihova fotometrija.
2.1 Najveće zvijezde u galaksijama.
2.2 Blakitní i chervoní nagíganti.
2.2.1 Metoda kalibracije.
2.2.2 Tačnost metode najboljeg bodovanja.
2.2.3 Budućnost, metoda najboljih zvijezda.
2.3 Crveni divovi TKSV metoda.
2.3.1 Injekcija metalnosti i viku.
2.3.2 Injekcija yaskar SG i AGB zírok i debljina zoryaníh polja na tačnost TRGB metode.
2.4 Fotometrija zvijezda u galaksijama.
2.4.1 Fotografske metode.
2.4.2 Fotometrija otvora blende iz PCVISTA.
2.4.3 Fotometrija sa DAOPHOT-om.
2.4.4 Karakteristike HST fotometrije.
2.5 Poređenje tačnosti fotometrije različitih metoda.
2.5.1 Poređenje fotografske i PZZ fotometrije.
2.5.2 Razvrstavanje rezultata između Zeiss-1000 i BTA.
3 Miscevi kompleks galaksija koji yogo prostorova budova.
3.1 Odredba.
3.2 Mistični kompleks galaksija.
3.3 Razne grupe galaksija.
3.3.1 Galaxy ICIO.
3.3.2 Galaxy LGS3.
3.3.3 Galaxy DDO210.
3.3.4 Nove galaksije grupe misija.
3.4 Grupa M81 + NGC2403.
3.5 Grupa IC342/Maffei.
3.6 Grupa M101.
3.7 Magla CVn galaksija.
3.8 Raspodjela galaksija u blizini kompleksa mase, anizotropija glatkoće.
4 Struktura galaksija u
Divi. Oznaka post-Hubble.
4.1 Odredba.
4.2 Struktura jata galaksija u Diviju.
4.3. Naprijed odabir galaksija za parametre.
4.4 Oprez i fotometrija zvijezda.
4.5 Tačnost fotometrije i skaliranja.
4.6 Ekspanzivna distribucija galaksija.
4.7 Označavanje konstante Hubble.
4.8 Razvrstavanje rezultata.
5 Grupa NGC1023.
5.1 Odredba.
5.2 Grupa NGC1023 i skladište.
5.3 Čuvar grupa galaksija NGC1023.
5.4 Fotometrija zvijezda na BTA i HST slikama.
5.5 Odredba za postizanje grupe galaksija.
5.5.1 Imenovanje najljepših supergiganata.
5.5.2. Oznaka bazirana na TRGB metodi.
5.6 Problem galaksije NGC1023a.
5.7 Podíl dstaney grupa galaksija.
5.8 Imenovanje konstante Hubble u blizini NGC1023.
6 Svemirska struktura nepravilnih galaksija
6.1 Uvodno poštovanje.
6.2 Spiralne i nepravilne galaksije.
6.2.4 Skladište galaksija u zoru.
6.3 Periferija galaksija.
6.3.1 Galaksije koje se gledaju licem na lice i sa ivice.
6.3.4 Kordoni galaksija.
6.4. Zakačeni su diskovi crvenih divova i masa nepravilnih galaksija.
Uvod u disertaciju (dio apstrakta) na temu "Prostorna analiza strukture galaksija na osnovu formiranja najljepših zvijezda"
Izjava o problemu
Istorijski gledano, razvijala se tako da je početkom 20. veka doslovno vibuh na stare zvezde i svitanje žaoka poput naše Galaksije, pa se i u drugim zvezdanim sistemima, stvorivši tu osnovu, tog dana pojavila astronomija. Pojava novog direktno u astronomiji izazvala je pometnju kod robota Hertzsprunga i Ressela, Duncana i Abbea, Levitta i Baileyja, Shepleyja i Hubblea, Lundmara i Curtisa, u kojima je uspostavljena moderna skala Sve-svijeta.
U svom dalekom razvoju, astronomija je otišla na takvo mesto, gde se zvezde više nisu videle, ali su, kao i ranije, astronomi, pošto se bave galaktičkim proučavanjima, objavili veliki broj robota i tako dalje i tako dalje. : 'yasuvannya svíti-míst zirok, pobudovoi skale vídstaney, vyvchennyam evolyutsíynykh faze chi ínshih tipova írok.
Posmatranja zvijezda u drugim galaksijama omogućavaju astronomima da vide dan. Prvo, razjasnite skalu pojavljivanja. Sinulo nam je da ne znamo tačne vrijednosti i ne znamo glavne parametre galaksija - širenje, masu, lakoću. Vidkrittya 1929 Hubble pojava između izmjenjivih galaksija i unutar udaljenosti od njih omogućava brzo procjenu udaljenosti do bilo koje galaksije na osnovu jednostavnog pojednostavljenja zamjenjive blizine. Zatim možemo koristiti ovu metodu da postignemo ne-Hubble galaktičke fluktuacije, tj. kolaps galaksija, ne povezan sa širenjem sveta, već sa velikim zakonima gravitacije. I ovdje nam je potrebna procjena standarda, uzeta ne tako na osnovu izbora brzine, već na osnovu izbora drugih parametara. Čini se da galaksije na udaljenostima do 10 Mpc mogu imati veliku brzinu, tako da možete izjednačiti svoju brzinu u Hubble ekspanziji svijeta. Sumirajući dva ista vektora širine, jedan od njih može biti direktan, da proizvede čudesne i, pa, nerealne rezultate, jer ćemo osvojiti Hubbleovu upadljivost na prostranu distribuciju galaksija. Tobto. I na bilo koji način ne možemo se odlučiti na osnovu promjene galaksija.
Na drugačiji način, krhotine svih galaksija se formiraju od zvijezda, tada smo evoluciju zvijezda oblikovali kao galaksije, i tako se možemo hraniti i morfologijom te evolucije same galaksije. Tobto. informacije o skladištu zvijezda u galaksiji su uklonjene, između raznolikosti modela koje treba pratiti za evoluciju cijelog zvjezdanog sistema. Na ovaj način, kako želimo da znamo o evoluciji te evolucije galaksija, apsolutno nam je neophodno povećati zoru populacije različitih tipova galaksija do najdubljeg fotometrijskog raspona.
U periodu fotografske astronomije istraživanja zorne populacije galaksija vršili su najveći teleskopi na svijetu. Ale, sve je isto u tako bliskoj galaksiji, kao M31, zora populacije tipa P, tobto. crveni divovi koji su pronađeni na granicama fotometrijskog vimirjuvana. Takva tehnička promjena mogućnosti dovela je do činjenice da je zora stanovništva navodno bila i mnogo manje u galaksijama grupe Miscevoi, de, na sreću, ê galaksije bogatih tipova. Za 40 godina, Baade je podijelio cjelokupnu populaciju galaksija na dva tipa: crvene mlade divove (tip I), koji se nalaze u tankom disku, i stare crvene divove (tip P), koji zauzimaju veći volumen oreola. Pízníshe Baade i Sendídzh vkazali na prisustvo u svim galaksijama Místsevoí̈ grupe stanovništva II tipa, tobto. stare zvijezde, dobro vidljive na periferiji galaksija. Na snimcima udaljenijih galaksija bilo je vidljivo samo više od svijetle izrasline, poput Hubblea koji je pobjednik u svom vremenu dostizanja galaksija pri izračunavanju parametra širenja Svesveta.
Tehnički napredak 1990-ih u razvoju znakova upozorenja do te mjere da je bilo moguće dobiti slabe zvijezde u galaksijama i položaj grupe Mist, te je postalo moguće stvarno poboljšati parametre zorne populacije bogatih galaksija. Istovremeno, prelazak na PZD matricu je naznačen regresijom u formiranju globalnih parametara u distribuciji galaksija. Postalo je jednostavno nemoguće pratiti galaksiju sa svijetom od 30 unutrašnjih pera s rubom od 3 peraja koji prihvaća svjetlost. Samo nekoliko odjednom je PZZ matrica, tako da se po veličini možete uporediti sa dosta fotografskih ploča.
Glavna karakteristika djela Actualist.
Aktuelnost rada i može se manifestovati:
Teorija stvaranja zvijezda i evolucije galaksija, koja označava kobnu funkciju masa za različite fizičke umove, kao i faze evolucije pojedinačnih masivnih zvijezda, pretpostavlja uklanjanje direktnih zvijezda galaksija. Tilki povnyannya čuva tu teoriju zgrade koja će dati daljnji razvoj u astrofizici. Oduzeli smo sjajan poster materijal koji već daje slične astrofizičke rezultate gledajući LBV kandidate, a zatim to spektralno potvrđuje. Navodno se na HST-u sprovodi program direktnih posmatranja galaksija "u budućnosti", tj. tsí znímki će biti potreban tek nakon spavanja u takvoj galaksiji supernove zvijezde tipa P (supergigant). Imamo puno arhiva koje daruju ono što se dešava u isto vrijeme na HST-u.
Problem određivanja tačne udaljenosti do galaksija, i udaljenih i bliskih, postao je glavni za velike robotske teleskope. Dok veliki koriste metod takvog robota za označavanje konstante Hubble s maksimalnom preciznošću, onda mali koriste metodu traženja lokalnih nehomogenosti za razdvajanje galaksija. A za koga treba tačno značenje udaljenosti do galaksija kompleksa Mistic. Prvi susedi su već bili lišeni darova prostranog rasporeda galaksija. Osim toga, kalibracija metoda koje se koriste za određivanje tačnih vrijednosti ostalih ključnih galaksija, koje su osnovne.
Tek sada, nakon pojave današnjih matrica, moguće je duboko uvrnuti zrcalno skladište galaksija. Istovremeno je otvoren put za stvaranje istorije kosmičkog stvaranja galaksija. Jedini vizuelni materijal za koji su direktne slike koje su dozvoljene na zvezdama galaksija, razbijene u različitim filterima.
Istorija proučavanja slabih struktura galaksija traje više od desetak godina. To je postalo posebno relevantno nakon usvajanja radio upozorenja na proširene zakrivljene omote spiralnih i nepravilnih galaksija. Otrimani rezultati indicirani su na osnovu značajnih nevidljivih skala, a istraživanja o optičkom razvoju intenzivno se provode na mnogim opservatorijama. Povukli smo rezultate da bismo govorili o nastanku novih galaksija poslednjih tipova diskova, kao iz stare populacije zore - crvenih divova. Oblik ovih diskova može olakšati problem nevidljivih masa.
META ROBOTS.
Ciljevi ove disertacije su:
1. Uklanjanje najvećeg homogenog niza galaksija na borovom nebu brzinom manjom od 500 km/s i identifikacija galaksija na osnovu fotometrije najsjajnijih zvijezda.
2. Dozvíl na zvijezde galaksija, koje čuvaju dva suprotna smjera - prepuni Divi i grupa N001023. Imenovanje je do imena grupe i proračuna, na osnovu oduzimanja rezultata Hubbleovog držanja u dva suprotna smjera.
3. Formiranje zornog skladišta periferije nepravilnih i spiralnih galaksija. Oznaka prostranih oblika galaksija je sjajna u centru.
NAUČNA NOVOST.
Za veliki broj galaksija na b-m teleskopu snimljene su duboke slike u dvije boje, što je omogućilo da se galaksije vide na zvijezdama. Provedena fotometrija zírok znímkív i potaknuta dijagramima boja - vrijednost. Na osnovu ovih podataka dodijeljene su vrijednosti za 92 galaksije, uključujući i one u tako udaljenim sistemima, kao što je grupa N001023. Za veći broj galaksija, opstanak galaksija je razbijen naprijed.
Vymiryaní vídstaní vídstaní vikoristani za vyznachennya postíynoí̈ Hubble u dvije protilazhnye ravne linije, što je omogućilo procjenu gradijenta brzine između grupe i grupe N001023, čija je vrijednost, kako se činilo, mala i ne prelazi oproste vimiriva .
Formiranje zornog skladišta periferije galaksija dovelo je do pojave zaostalih tankih diskova u nepravilnim galaksijama, koji su formirani od starih zvijezda, crvenih divova. Ekspanzija takvih diskova je 2-3 puta veća od vidljive ekspanzije galaksija iznad 25 "A/P". Utvrđeno je da galaksije na osnovu prostrane distribucije crvenih divova mogu jasno ocrtati granice.
NAUKA I PRAKTIČNA VRIJEDNOST.
Na 6. teleskopu postoje bogate slike oko 100 galaksija koje je dozvoljeno vidjeti. U ovim galaksijama postoje boje i blaženstvo svih vidljivih zvijezda. Viđen je kao hipergigant i nadmoć sa najvećom svjetlošću.
Na osnovu rada, u kojem je autor zauzeo neprekidnu sudbinu, prethodno je oduzet veliki i ujednačen niz podataka, za sve galaksije bršljanovog neba sa brzinama manjim od 500 km/s. Povlačenje podataka omogućava da se izvrši analiza ne-Hubble galaksija kompleksa Mystic, koja okružuje izbor modela stvaranja mističnih "mlintova" galaksija.
Dodijeljena je struktura skladišta i prostranstva najbližih grupa galaksija na borovom nebu. Rezultati robota omogućavaju statističko uparivanje parametara u grupama galaksija.
Sprovedeno istraživanje otvorenog prostora direktno prepunih galaksija u blizini Divija. Pronađena prskanje bliskih galaksija, roztašovanih između jata te grupe promašaja. Označava se u daljini i pogledu galaksija, koje spadaju u najškrte, odnosno rasute po različitim dijelovima periferije i do centra rasipništva.
Imenovana je za nadmetanje kod Diva Volosakh Veronica i uračunata je na mjesto Hubble. Postoji bljesak najsjajnijih zvijezda 10 galaksija grupe N001023, koje leže na zvijezdi 10 Meni. Udaljenost do galaksija je naznačena i izračunata je direktno iz Hubbleovog posta. Visnovok je razbijen oko malog gradijenta swiddeniteta između grupe Mistevoj i grupe N001023, što se može objasniti gomilanjem galaksija koje ne dominiraju u Diviju.
DA BUDE KRIV ZAKHIST:
1. Rezultati rada na razvoju i implementaciji metode fotometrije zvijezda na automatskim mikrodenzitometrima AMD1 i AMD2 VAT RAS.
2. Evaluacija baždarenog ugara metodom bodovanja prema crnim i crvenim supergigantima.
3. Rezultati fotometrije zvijezda u 50 galaksija kompleksa Mistic i raspodjela zvijezda u tim galaksijama.
4. Rezultati imenovanja do 24 galaksije iz direktne gomile u Diviju. Oznaka post-Hubble.
5. Rezultati dodjeljivanja udaljenosti galaksijama grupe NOC1023 i dodjele stalne Hubble grupe u suprotnom smjeru od skupljanja u Divi Direct. Visnovok o malom gradijentu širine između grupe Mistevoj i grupe NVO1023.
6. Rezultati proučavanja prostorne distribucije zvijezda poznatih tipova u nepravilnim galaksijama. Vidkrittya zaostali diskovi iz crvenih divova nekih nepravilnih galaksija.
ROBOT ODOBRENJA.
Glavni rezultati, preuzeti iz disertacije, potvrđeni su na seminarima VAT RAS, AISH, AI OPBSU, kao i na konferencijama:
Francuska, 1993, ESO/OHP radionica "Dwarf Galaxies" eds. Meylan G., Prugniel P., Observatoire de Haute-Provence, Francuska, 109.
PAR, 1998, u lAU Symp. 192, Zvjezdani sadržaj galaksija lokalne grupe, ur. Whitelock P. i Gannon R., 15.
Finska, 2000. "Galaksije u grupi M81 i kompleksu IC342/Maffei: struktura i zvjezdane populacije", ASP Conference Series, 209, 345.
Rusija, 2001, Sveruska astronomska konferencija, 6-12 septembar, Sankt Peterburg. Dodatak: "Prostrani rozpodíl zírok pízníh tipova ín ípravilnih galaksija".
Meksiko, 2002, Cozumel, 8-12 april, "Zvijezde kao tragači oblika nepravilnih galaksija oreola".
1. Tikhonov N.A., Rezultati preosjetljivosti u vodenim astrofilmima na Kaz-NDI tech projekat, 1984, Soobshch.SAO, 40, 81-85.
2. Tikhonov N.A., Fotometrija zvezda i galaksija na direktnim BTA slikama. Pardon fotometrija AMD-1, 1989, Soobshch.SAO, 58, 80-86.
3. Tikhonov N.A., Bilkina V.I., Karakhentsev ID., Dzhorgiev TS.B., Vizija obližnjih galaksija N00 2366.1C 2574 i NOG 4236 u fotografskoj fotometriji njihovih najsjajnijih zvijezda, 19, 19
4. Georgiev Ts. V., Tikhonov N.A., Karachencev ID., Bilkina B.I. „Najsjajnije zvezde i udaljenost do patuljaste galaksije HoIX, 1991, A&AS, 89, 529-536.
5. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Karachencev I.D., Nayaskravishi kandidati u galaksiji M81 M81, 1991, Listi v Azh, 17, 387.
6. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Karachencev I.D., Procjene magnituda B i V za kandidate u jatu galaksija M 81, 1991, Listi v Azh, 17, nula, 994-998.
7. Tikhonov N.A., Georgiev T.Ê., Bilkina B.I. Zvjezdana fotometrija na pločama 6-m teleskopa, 1991, OAO, 67, 114-118.
8. Karachencev I.D., Tikhonov N.A., Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Sharina M.E., Istraživanja obližnjih galaksija N0 0 1560, NGO 2976 i DDO 165 u njihovim dubokim zvijezdama, 15-199.
9. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Najsjajnije plave i crvene zvezde u galaksiji M81, 1992, A&AS, 95, 581-588.
10. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Raspodjela plave boje i zvijezda prema M81, A&AS, 96, 569-581.
11. Tikhonov N.A., Karakhentsev I.D., Bilkina B.I., Sharina M.E., Udaljenosti do tri bliske bitke galaksija u fotometriji njihovih najsjajnijih zvijezda, 1992, A&A Trans, 1, 269-282.
12. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Tikhonov N.A., Getov R., Nedialkov P., Važni koordinatni supergiganti i kandidati za globularno jato galaksije M 81, 1993, Bull SAO, 36, 43.
13. Karačencev I.D., Tikhonov N.A., Fotometrijski dolazak do obližnjih galaksija 10 10, 10 342 i UA 86, vidljivih kroz Mlečni put, 1993, A&A, 100, 227-235.
14. N. A. Tikhonov i I. D. Karahentev, Fotometrijska šetnja do pet patuljastih galaksija u blizini M 81, 1993, A&A, 275, 39.
15. Karačencev I., Tihonov N., Sazonova L., Najsjajnije zvezde u tri nepravilna patuljka oko M 81, 1994, A&AS, 106, 555.
16. Karačencev I., Tihonov N., Sazonova L., NGC 1569 i UGCA 92 - o bliskom paru galaksija u zoni Mlečnog puta, 1994, Pisma Sovjetskom AJ, 20, 90.
17. Karačencev L, Tihonov N., Nove fotometričke udaljenosti za patuljaste galaksije u lokalnoj količini, 1994, A&A, 286, 718.
18. Tikhonov N., Karakhentsev L, Maffei 2, i galaksija zaštićena Mlečnim putem, 1994, Bull. SAO, 38, 3.
19. Georgiev T., Vilkina V., Karachencev I., Tikhonov N. Zoryana fotometrija i udaljenost do obližnje galaksije: Dve dimenzije procene parametara na X" bloku. 1994, Obornik z dopovidi VAN, Sofija, str.49.
20. Tikhonov N., Nepravilna galaksija Casl kao novi član grupe misija, As-tron.Nachr., 1996, 317, 175-178.
21. Tikhonov N., Sazonova L., A boja - magnituda dijagrama za patuljastu galaksiju Riba, AN, 1996, 317, 179-186.
22. M. E. Sharina, I. D. Karachencev i N. A. Tikhonov, Fotometrijski pristup galaksiji N0 06946 i njen pratilac, 1996, Listi v Azh, 23, 430-434.
23. Sharina M.Ye., Karahentev I.D., Tikhonov N.A., Fotometrijske udaljenosti do NGC 628 i Yogo Chotiri Company, 1996, A&AS, 119, n3. 499-507.
24. Georgiev Ts. St., Tikhonov N.A., Karachencev I.D., Ivanov V.D. Kandidati za kuglasta jata u galaksijama NGC 2366.1C 2574 i NGC 4236, 1996, A&A Trans, 11, 39-46.
25. Tikhonov N.A., Georgiev Ts. V., Karakhentsev I.D., Kandidati za najsjajnije zvjezdano jato u svim preostalim tipovima galaksija lokalnog kompleksa, 1996, A&A Trans, 11, 47-58.
26. Georgiev Ts.B., Karachensiv I.D., Tikhonov N.A., Moduli za do 13 obližnjih izolovanih patuljastih galaksija, Listi v Azh, 1997, 23, 586-594.
27. Tikhonov N.A., Duboka zvezdana fotometrija ICIO, 1998, u lAU Symposium 192, ed. P. Whitelock i R. Cannon, 15.
28. Tikhonov N.A., Karakhentsev I.D., CCD fotometrija i detekcija šest nepravilnih galaksija rezolucije u Canes Venatici, 1998, A&AS, 128, 325-330.
29. Sharina M. E., Karachencev I. D., Tikhonov N. A., Udaljenost do osam obližnjih izolovanih galaksija niske svjetlosti, 1999, AstL, 25, 322S.
30. Tikhonov N.A., Karahentev I. D., Postavite do dvije nove kompanije M 31, 1999, AstL, 25, 332.
31. Drozdovskij 1.0., Tikhonov N.A., Stoji na mestu i stiže blizu plave kompaktne patuljaste galaksije NGC 6789, 2000, A&AS, 142, 347D.
32. Aparitsio A., Tikhonov N.A., Karahentev I.D., DDO 187: da li su patuljaste galaksije proširene, stari oreoli? 2000, AJ, 119, 177A.
33. Aparicio A., Tikhonov N.A., Teritorijalna starosna raspodela stanovništva u DDO 190, 2000, AJ, 119, 2183A.
34. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N, Byin Y.-I, Kim E., Zvezdane populacije i članstvo u lokalnoj grupi patuljasta galaksija DDO 210, 1999, AJ, 118, 853-861.
35. Tikhonov N.A., Galazuddinova O.A., Drozdovsky I.O., Udaljenosti do 24 galaksije u pravcu klastera Virgo i određivanje Hablove konstante, 2000, Afz, 43, 367.
STRUKTURA TEZE
Disertacija se sastoji od Uvoda, šest odjeljaka, Visnovkiva, popisa citirane literature i dodatka.
Visnovok disertacija na temu "Astrofizika, radio astronomija", Tikhonov, Mikola Oleksandrovič
Glavne grane ove divizije čine nepravilni i manji svijet spiralnih galaksija. U tu svrhu, u izvještaju ćemo više pogledati tipove galaksija, fokusirajući se na glavno poštovanje vidljivosti i sličnosti među njima. Razdiru nas minimalno tihi parametri galaksija, koji se ne pojavljuju u našim studijama.
6.2.1 Ishrana za klasifikaciju galaksija.
Istorijski se ispostavilo da je cijela klasifikacija galaksija nastala na osnovu znakova, uzetih iz plavih promjena spektra. Naravno, u ovim znakovima se objekti posebno jasno vide, poput jarke boje, tobto. područje spektakla sa sjajnim mladim zvijezdama. Takve oblasti se efektivno vide u spiralnim galaksijama kao galaksije, au nepravilnim galaksijama one su nasumično raštrkane po telu galaksija kao drvo.
Možda je razdvajanje područja stvaranja zvijezda u blizini podjela postala kordon klipova, tako da je razdvajalo spiralne i nepravilne galaksije nezavisno jedna od druge, pa je klasifikacija izvršena prema Hubbleu, Vaucouleuru i van den Bergu 192,193,194]. U nekim sistemima klasifikacije, autori su pokušali da isprave druge parametre galaksija, ali je najčešća Hablova klasifikacija izostavljena od najšire.
Naravno, postoje fizički razlozi za prisustvo u podjelama područja zore u spiralnim i nepravilnim galaksijama. Među perzijskim crncima, razlika u masama i swidkostima, rozvyazannya, prote pochatkovy klasifikacija pojavila se samo u vidokrugu galaksija. U istom času između dva tipa galaksija, već je vidljivo, fragmenti bogato nepravilnih galaksija pokazuju znakove spiralnih galaksija ili baro-sličnih struktura u centru galaksije. Velika magelanova izmaglica, koja služi kao jasna tipična nepravilna galaksija, mala traka i slabi znaci spiralne strukture, karakteristični za galaksije tipa Sc. Znakovi spiralne strukture nepravilnih galaksija posebno su upečatljivi u radio pojasu, iako su blizu neutralne vode. Po pravilu, gotovo nepravilna kopnena galaksija; ê dugotrajna gasna izmaglica, u kojoj se često vide znaci spiralnih linija (na primjer, u ICIO 196], Holl, IC2574).
Kao rezultat tako glatkog prijelaza velikih snaga u spiralnim galaksijama u nepravilne galaksije, postoji subjektivnost sa morfološkim dodjeljivanjem tipova galaksija od strane različitih autora. Štaviše, ako su prve fotografske ploče bile osjetljive na infracrvene promjene, a ne na plavu, onda je klasifikacija galaksija bila više, krhotine područja stvaranja zvijezda nisu viđene u galaksijama najvećeg komemorativnog ranga. Na takvim infracrvenim snimcima najbolje se vide područja galaksija, gdje se osvete stare zvijezde stanovništva - crveni divovi.
Bilo da se radi o galaksiji u infracrvenom opsegu, može izgledati glatko, bez kontrasta možete vidjeti spiralne grebene ili područja stvaranja zvijezda, a disk i ispupčenje galaksije se pojavljuju najjasnije. Na snimcima u infracrvenom opsegu galaksije Irr vidi se kao disk patuljasta galaksija, orijentisana prema nama pod različitim uglovima. Možete to dobro vidjeti u IC Atlasu galaksija. Na ovaj način, kada bi se klasifikacija galaksija na kob vršila na osnovu znakova u infracrvenom opsegu, onda bi se spiralne i nepravilne galaksije svrstale u jednu grupu disk galaksija.
6.2.2 Uparivanje parametara iznad glave spiralnih i nepravilnih galaksija.
Kontinuitet prelaska iz spiralnih galaksija u nepravilne može se uočiti kada se posmatraju globalni parametri niza galaksija, odnosno od spiralnih galaksija: Sa Sb Sc do nepravilnih: Sd Sm Im . Korisni parametri: masa, rozmíri, vmíst víst vodníchit o jednoj klasi galaksija. Fotometrijski parametri galaksija također mogu biti na sličan način neprekinuti: svjetlost i boja. krpelja, mi i nije pokušao da odredi tačan tip galaksije. Kao daljnji pokazatelj, parametri distribucije populacije zore u patuljastim spiralama i u nepravilnim galaksijama su približno isti. Još jednom ponavljam da uvrede tipova galaksija treba objediniti pod jednim imenom - diskovi.
6.2.3 Proširenja galaksija.
Vratimo se na prostranstvo svemira galaksija. Ušće oblika spiralnih galaksija treba objašnjenje. Prilikom opisivanja galaksija, na osnovu fotometrije, može se vidjeti zvuk ispupčenja i diska galaksije. Rasipanje produženja i ravne krivulje šetališta spiralnih galaksija mogu se objasniti očiglednim prisustvom značajnih masa nevidljive materije, a zatim se morfologija galaksija često dopunjava produženim oreolom. Pokušajte otkriti vidljivu manifestaciju takvog oreola opljačkanog više puta. Štaviše, u bogatim dolinama, prisustvo centralne gustine ili ispupčenja u nepravilnim galaksijama može se dovesti do te mere da se na fotometrijskim rezovima može videti samo eksponencijalno diskovno skladište galaksije bez znakova drugih skladišta.
Da biste razumjeli oblike nepravilnih galaksija na Z osi, morate paziti na galaksije s ivicom. Potraga za takvim galaksijama za LEDA katalog tokom selekcije za švedski omot, selekciju osi i skaliranje nas je nakalemila na listu desetina galaksija, od kojih je većina sortirana na velikim festivalima. Dubokom površinskom fotometrijom moguće je otkriti podsisteme niske površinske svjetline i smanjiti njihove fotometrijske karakteristike. Nizak nivo jasnoće podsistema ne znači mali uticaj na život galaksije, fragmenti mase takvog podsistema mogu se učiniti velikim kroz veliku vrednost M/L.
UGCB760, VTA. 1800
20 40 60 za RADIUS (lučni sekund)
pozicija (PRCSEC)
Mal. 29: Promijenjena boja (U - Z) na veliku osu galaksije N008760 i njen izofoti u HE - 27A5
Na sl. 29 prikazali smo na BTA rezultate površinske fotometrije nepravilne galaksije 11008760. Izofotometrija galaksije pokazuje da je na dubokim fotometrijskim granicama oblik vanjskih dijelova galaksije blizak ovalnom. Na drugi način, slabi izofotisi galaksije nastavljaju se duž velike ose, daleko izvan glavnog tijela galaksije, očigledno svijetle zvijezde tog područja cirkotvorenja.
Može se vidjeti napredovanje skladišta diskova izvan granica glavnog tijela galaksije. Redoslijed je predstavljen promjenom boje od centra galaksije do najslabijih izofota.
Fotometrijska mjerenja su pokazala da najveće tijelo galaksije ima boju (Y -th) = 0,25, što je prilično tipično za nepravilne galaksije. Vymiryuvannya područja boja, udaljena od glavnog tijela galaksije daju vrijednost (V - K) = 1,2. Ovaj rezultat znači da su slabi = 27,5""/P") i prošireni (3 puta veći, manja veličina glavnog tijela) vanjski dijelovi galaksije zbog crnih zvijezda. fotometrijski inter-BTA.
Nakon takvog rezultata postalo je jasno da će biti potrebno proučavanje obližnjih nepravilnih galaksija, kako bi se moglo preciznije govoriti o skladištu zvijezda i o prostranstvima slabih vanjskih dijelova galaksija.
Mal. 30: Uparivanje metalnosti crvenih supergigantskih divova (M81) i patuljastih galaksija (Holl). Na položaj glave supergiganata osetljivo utiče metalnost galaksije.
6.2-4 Skladište galaksija u zoru.
Zvjezdano skladište spiralnih i nepravilnih galaksija je potpuno isto. Sa samo P - P dijagramima, nemoguće je odrediti tip galaksije. Pevajuća infuzija da bi se postigao statistički efekat, gigantske galaksije su naseljene sjajnim crnim i crvenim izraslinama. Međutim, masa galaksije se i dalje očituje u parametrima zvijezda koje su popularne. U tamnim galaksijama svi važni elementi koji su nastali tokom evolucije zvijezda prelivaju se u granicama galaksije, obogaćeni metalima u srednjoj zoni. Stoga, sve buduće generacije zvijezda u tamnim galaksijama mogu promovirati metalnost. Na sl. 30 prikazuje poravnanje G - R dijagrama masivnih (M81) i patuljastih (Holl) galaksija. Jasno se vidi razlika u položaju bodlji crvenih supragiganata, što je pokazatelj njihovog posebnog metala. Za populaciju stare zore - crvene divove - u masivnim galaksijama postoji znak zvijezda u velikom rasponu metalnih individua 210], što je naznačeno na širini glave divova. U patuljastim galaksijama postoje veliki divovi divova (mali 3 $) i male vrijednosti metalnosti. Debljina površine divova se menja prema eksponencijalnom zakonu, što rezultira skladištenjem na disku (slika 32). Slično ponašanje crvenih divova otkrili smo u galaksiji IC1613.
Mal. 32: Promjene u površinskoj gustini crvenih divova u blizini polja F5 galaksije ICIO. Na ivici diska može se vidjeti pruganje guštara divova, kao da zaostajanje iza kordona diska nije na nuli. Sličan efekat je primećen u spiralnoj galaksiji MOZ. Skala grafikona je u rasponima luka u smjeru centra.
Rezultati Vahovuyuschie tsí i sve što je ranije rečeno o nepravilnim galaksijama, bilo je moguće priznati da su vrlo stare zvijezde crvenih divova i uspostavile dugotrajnu periferiju galaksija, više o sušenju crvenih divova na periferiji galaksija grupe Míscevoí̈ in vídomo. Iz nekog razloga, u robotima Ministarstva obrazovanja i nauke, bili su zapanjeni da znaju oreole crvenih divova za oko dvije galaksije: WLM i NGC3109, ali u publikacijama nije bilo informacija o promjeni veličine divova zbog prisustva takvih oreola u centru.
Kako bi se uskladili sa zakonom, promijenite širinu površine zvijezda različitih tipova, uključujući divove, što će zahtijevati duboko upozorenje na obližnje galaksije,
Mal. 33: Promjena širine zvijezda u galaksijama BB0 187 i BB0190 od centra prema rubu. Vrijedi zapamtiti da crveni divovi nisu stigli do svog kordona i da mogu nastaviti dalje izvan granica našeg znaka. Skala grafikona u lučnim sekundama. postavljajući ih ravno, kao tse posterígaêtsya na ICIO.
Naša zapažanja na 2,5-m nordijskom teleskopu galaksija DD0187 i DDO 190 potvrdila su da čak i u ovim nepravilnim galaksijama vidljivim plazmom, postoji eksponencijalni pad debljine površine crvenih divova od centra do ruba galaksije. Štaviše, dožina strukture crvenih divova bogato nadmašuje veličinu glavnog tijela kožne galaksije (slika 33). Rub halo/diska nalazi se iza granica CCD matrice. Eksponencijalna promjena veličine giganata pronađena je i u drugim nepravilnim galaksijama. Krhotine svih preostalih galaksija su istog ranga, onda možemo reći, kao o činjenici, o eksponencijalnom zakonu promjene veličine populacije stare zore - crvenih divova, koji formiraju skladišta diskova. Međutim, nemojte sušiti diskove.
Realnost diskova možete potvrditi samo iz čuvara galaksija, jer ih možete izbaciti iz rebara. Praćenje takvih galaksija u potrazi za vidljivom manifestacijom masivnog oreola vršeno je više puta sa različitom opremom u različitim regionima spektra. Više puta se govorilo o viđenju takvog oreola. Prvi dio preklapanja ovog zadatka protraćen je u publikacijama. Dekilka nezavisnih saradnika glasala je za izdavanje takvog oreola kao što je N005007. Nakon upozorenja na svjetlosnom teleskopu s ukupnom ekspozicijom od 24 godine (!) zatvorena je informacija o osnovi vidljivog oreola galaksije.
Među obližnjim nepravilnim galaksijama, viđenim na ivici, patuljak u blizini Pegaza je dostojan poštovanja, više puta primećen. Oprez na BTA, dosta zalivanja nam je omogućilo da više vremena provedemo na novoj promeni širine zvezda različitih tipova, poput velike uzde, i uzde male ose. Rezultati su prikazani na sl. 34, 35. Smrdi donijeti, da, prvo, struktura crvenih divova može biti veća, donje glavno tijelo galaksije. Na drugi način, oblik rozpodílu duž ose b je blizak ovalnom ili elípsu. Treće, ne postoji sjećanje na takav oreol, koji se sastoji od crvenih divova.
Mal. 34: Cordoni patuljaste galaksije Pegaz zasnovan na fermentaciji crvenih divova. Odobrena je distribucija BTA znakova.
AGB plave zvjezdice Q PRO
PegDw w « (W joko * 0 0 ooooooooo
200 400 600 glavna osa
Mal. 35: Površinski gustiš zvijezda različitih tipova od velike ose galaksije Pegaz Patuljak. Može se vidjeti između diska, što pokazuje oštar pad debljine crvenih divova. oko 1
Naši dalji rezultati su zasnovani na fotometriji NCT zapisa, koje smo preuzeli iz arhive za slobodan pristup. Potraga za galaksijama snimljenim na NZT, koje su bile dozvoljene na crvenim divovima i vidljivim ravnima i sa rebara, dala nam je oko dvadesetak kandidata za brak. Šteta, polje, koje nam nije dovoljno, ponekad je prelazilo NZT polje za potrebe našeg rada - protetiziranja parametara rozpodílu ziroka.
Nakon standardne fotometrijske obrade, indukovano je P-P dijagramima galaksija i viđena je zvijezda drugog tipa. Í̈x istraga je pokazala:
1) U galaksijama vidljivim plazmom, pad debljine površine crvenih divova slijedi eksponencijalni zakon (slika 36).
-|-1-1-1-E-1-1-1-1-1-1-1-1--<тГ
PGC39032/sh"".
15 crvenih divova Z sh
Mal. Slika 36: Eksponencijalna promjena širine crvenih divova u patuljastoj galaksiji RCC39032 od centra do ruba na osnovu NCT-a
2) U blizini druge galaksije, vidljivo sa ivice, nema zaostalog, duž ose 2, oreola crvenih divova (Sl. 37).
3) Oblik ruže ispod crvenih divova duž ose b može izgledati kao oval ili elipsa (Sl. 38).
Moguće je dokazati da takav zakon raspodjele crvenih divova može biti većina galaksija. Vidhilennya víd zagalnogo vlada mozhli, na primjer, u galaksijama, scho vzaêmodíyut.
Treba napomenuti da su među prethodnim galaksijama bile i nepravilne i spiralne galaksije, poput gigantskih. Suštinu moći između njih nismo pokazali u zakonima podjele crvenih divova duž ose 2, iza gradijenta gradijenta, pada moći divova.
6.3.2 Prostrani rozpodíl zírok.
Gledajući na P-R dijagramima zvijezde različitih tipova, možemo ih ili raspršiti po zvijezdi galaksije, ili izračunati parametre njihovog prostornog raspršivanja duž tijela galaksije.
Zagalnovidomo, da su mlade zvijezde populacije nepravilnih galaksija uhvaćene u sjenama zore, kao da su haotično razbacane po tijelu galaksije. Međutim, haotičnost je vidljiva odmah, kao da se radijus galaksije proteže kako bi se promijenilo zadebljanje površine mladih zvijezda. Na grafikonima na sl. 33 može se uočiti da se na vrućoj, bliskoj eksponencijalnoj, rozacei, nadograđuju razne fluktuacije povezane sa okolnim područjima oka.
Za stariju populaciju - pogled na nastavak asimptotske gílke divova, rozpodíl maê manji gradijent pada debljine. Najmanji gradijent drevne populacije su crveni divovi. Bilo bi previše da se poništi ugar za najnoviju populaciju - zvijezde horizontalne trake, prote u mirnim galaksijama, nekoliko zvijezda u dosegu, ali nedostatak brojeva za statističke zapise. Javno vidljiva zavisnost uzrasta i prostorne čvrstoće može imati parametar logičkog pojašnjenja: iako se zviježdanje najintenzivnije javlja u blizini galaktika, ali orbita sa rokom zgodom dovode do svih više i većih veličina, i nekoliko milijardi godina zvijezda mogu biti na periferiji galaktika. važno prije
Mal. Slika 37: Pad širine crvenih divova duž ose 2 u nekim galaksijama sa ivicom
Mal. 38: Na slici vidljive mayzhe sa ruba patuljaste galaksije označene su pozicije poznatih crvenih divova. Zavodljiv pogled na ružu - stavite ovalne chi elipse, jer se takav efekat može obrnuti u gardovima. Imovirno, samo model evolucije diska galaksije može pomoći u regeneraciji ovakvih hipoteza.
6.3.3 Struktura nepravilnih galaksija.
Prema onome što je rečeno, u drugim podjelama moguće je otkriti buduću nepravilnu galaksiju sa ofanzivnim rangom: najveći dio duž svih koordinata zvjezdanog sistema uspostavljaju crveni divovi. Obrazac ih rozpodílu – tovsty disk, scho može eksponencijalno padati površinske debljine divova od centra do ruba. Širina diska mayzhe je ista po cijeloj dužini. Sistemi mladih zvijezda imaju depozite na svakom disku svog podsistema. Koja je mlađa od zvezdane populacije, tanja od tog diska, zbog čega izgleda tako. Želim najmlađu zvjezdanu populaciju, blakitní nadgíganti, rozpodílene iza okremi haotičnih područja zore, zagal i vodporyadkovuêtsya zagalníy pravilnost. Svi doprinosi podsistemima nisu jedinstveni jedni za druge, tj. u područjima zírkoutvorennya mogu biti stari chervoní divovi. Za same patuljaste galaksije, gdje jedna regija svemira zauzima cijelu galaksiju, shema je pametna, ali je moguće proširiti i diskove mlade i stare i takvih galaksija.
Da bi se završilo istraživanje strukture nepravilnih galaksija i dobili radio podaci, činit će se da je cijeli zvjezdani sistem ukopan u disk ili maglovitu neutralnu vodu. Širenje diska od HI, kako pokazuje statistika 171 galaksije, je otprilike 5-6 puta veće, niže se vidi tijelo galaksije na nivou Ív = 25"*.
U galaksiji ICIO oba diska su približno jednake veličine. Za galaksiju u Pegazu, vodeni disk može biti manji od veličine diska crvenih divova. A galaksija NGC4449, koja ima jedan od najdužih vodenih diskova, vjerovatno neće imati isti dugi disk crvenih divova. kah potvrđuju naši čuvari. Već smo planirali obavijestiti Ministarstvo i ostale kolege o pronalasku oreola. Vidjevši sliku samo dijela galaksije, smrad je ekspanziju diska duž ose uzeo za ispoljavanje oreola, na šta su podsjetili, ne pokušavajući ući u trag zvijezdi ovih galaksija duž velike ose.
U našim istraživanjima nismo naišli na gigantske galaksije, ali ako pogledate strukturu naše Galaksije, onda je za nju već jasno razumjeti "trnovit disk" za staru populaciju s niskim metalom. Što se pojma "gala" tiče, neophodan je, takoreći, sferni, ali i kohezivni sistemi, ako je potrebna samo terminologija.
6.3.4 Kordoni galaksija.
Ishrana kordona galaksija možda neće biti dovoljna. Neki od naših rezultata mogu se dodati prvom doprinosu vašem rješenju. Zvuči važno da se zora na rubovima galaksija postepeno spušta na nulu, a između galaksija takvih jednostavno nema. Mi vimyalii ponašanje osnivanja pidsystemi, ukradeni do gantiva, znaci Osi Zi. Na Tikh Galaktiki posete rebrima, Danke o fotometrotri nzímkiv, ponašanje boulesty je jedan -muški din. 37). Tobto. galaksija duž Z ose može oštro okrenuti ivicu, a zora populacije može biti potpuno ravno između, a ne ići korak po korak.
Zgodnije je pratiti ponašanje zornog prostora do radijusa galaksije tamo, poznate su zvijezde. Za galaksije na rubu, veličina diska je bolja. U galaksiji u Pegazu, velika os pokazuje oštar pad broja crvenih divova na nano (slika 36). Tobto. galaksija je prilično oštra između diska, iza kojeg praktički nema crvenih divova. Galaxy J10, na prvi pogled, ponaša se ovako. Veličina zvijezda se mijenja, a udaljenost koja pjeva do centra galaksije je u opasnosti od nagle promjene njihovog broja (slika 33). Međutim, promjena se ne mijenja na nulu. Vrijedi se prisjetiti da se crveni divovi navijaju i poziraju s radijusom šišanja svojih širina, ali iza granice smrada može se naći još jedno prostranstvo rozpodila, niže od toga, čiji je smrad bliži centru. To znači da su u spiralnoj galaksiji MOZ-a crveni divovi slični. Tobto. eksponencijalni pad debljine, stribok i prodovzhennya izvan radijusa te stribke. Došlo je do kašnjenja, da je ovo ponašanje povezano sa masom galaksije (ICIO - najintenzivnija nepravilna galaksija, nakon Magelanove tame, u Mistse grupi), ali postojala je mala galaksija sa takvom prirodom ponašanja crvenih divova (slika 37). Nepoznati parametri crvenih divova izvan granica radijusa pruge, zašto se smrad diže iza starosti i metala? Koja vrsta prostranog rozpodílu tsikh udaljenog zíroka? Šteta, danas vam ne možemo dati mišljenje o napajanju. Potreba za istraživanjem velikih teleskopa iz širokog polja.
Koliko je velika statistika naših studija, pa se može govoriti o osnovama takvih diskova u galaksijama novog tipa, kao o širem i ekspanzivnijem fenomenu? U svim galaksijama, što je moguće manjim za snimanje dubokih slika, otkrili smo proširene strukture džinovskih divova
Proučavajući arhive NZT-a, pronašli smo slike 16 galaksija, koje su viđene na ivici ili licem na, i dozvoljene na crvenim divovima. Qi galaksije su roztashovaní na vídstaní 2-5 Mení. Í̈x lista: N002976, VB053, 000165, K52, K73, 000190, 000187, iOCA438, P00481 1 1, P0C39032, ROS9962, N002366,2008
Eksponencijalni pad ravnosti za ravne galaksije i pojava crvenih divova ispod galaksija, vidljivih sa ivice, dovodi do toga da u svim ovim pogledima možemo prikazati iste diskove.
6.4 Diskovi crvenih divova i masa nepravilnih galaksija.
Radio upozorenja u spiralnim i patuljastim galaksijama H1 pokazala su slabo ponašanje u ponašanju zakrivljenih galaksija. Za oba tipa galaksija radi pojašnjenja
119 Da bi se formirali krivi omotači, neophodno je prisustvo značajnih masa nevidljive materije. Kako diskovi koji se rastežu, koje smo našli u svim nepravilnim galaksijama, mogu biti poput ove nevidljive materije? Mase samih crvenih divova, kao što vidimo na diskovima, očigledno nisu dovoljne. Koristeći naše čuvanje galaksije 1C1613, odredili smo parametre pada divova na rub i izračunali ukupan broj i masu cijele galaksije. Ispostavilo se da je Mred/Lgal = 0,16. Tobto. oblik mase zvijezda divova divova troha je veći od mase cijele galaksije. Međutim, sljedeća stvar koju treba zapamtiti je da je faza crvenog diva jednako kratka faza u životu zvijezde. Stoga bismo trebali izvršiti korekcije mase diska, vrakhovuuchi broja manje masivnih zvijezda i tihih zvijezda, jer su već prošli fazu crvenog diva. Začulo se zujanje, na osnovu dubokih stražara obližnjih galaksija, da se precijeni populacija subdžinovskih galaksija i da se izračuna njihov doprinos vanjskoj masi galaksije, ali s desne strane budućnosti.
Visnovok
Pídbivayuchi pídbags roboti, zupinimosya još jednom na glavnim rezultatima.
Na 6. teleskopu snimamo duboke, bogate slike oko 100 galaksija koje je dozvoljeno vidjeti. Kreirana arhiva podataka. Prije ovih galaksija može se doseći kao zora populacija, ispred velikih zvijezda visokog sjaja tipa LBV. U prošlim galaksijama, boje i sjaj svih vidljivih zvijezda su sjajni. Viđen je hipergigant i supergigant najvećeg sjaja.
Veliki niz podataka koji odgovara svima je oduzet iz vimiryuvannya vídstane za sve galaksije prerijskog neba sa brzinama manjim od 500 km/s. Rezultati koje je odneo specijalni disertator već su značajni usred čitave obaveze. Otrimani vimiryuvannya vídstaney omogućavaju da se izvrši analiza ne-Hubbleovih kolapsa galaksija kompleksa Mistic, koji okružuje izbor modela stvaranja mistične "palačinke" galaksija.
Na osnovu vimiriv vídstaney utvrđena je struktura skladišta i prostranstva najbližih grupa galaksija na borovom nebu. Rezultati robota omogućavaju statističko uparivanje parametara u grupama galaksija.
Napravljena je studija o distribuciji galaksija u blizini jata galaksija direktno u blizini Divija. Pronađena papalina, gomila bliskih, galaksija, roztašovanih između gomile i grupe Mistevoj. Istaknuto je da je viđena galaksija koja spada u najrasipniju i poribljavajuću galaksiju u raznim dijelovima periferije i centra cijepanja.
Imenovan je prije kupovine kod Dive, jer je bio jednak 17,0 Mps i Veronikinoj kosi, što je 90 Mps. Na osnovu toga, izračunat je Hubble posting, Yao je jednak = 77±7 km/s/Mps.
Na osnovu fotometrije BTA i HST senzora, uočen je odsjaj najsjajnijih zvijezda u 10 galaksija grupe N001023, koja se nalazi unutar 10 Mpc. Udaljenost do galaksija je naznačena i izračunata je direktno iz Hubbleovog posta. Visnovok je slomljen oko malog stepena razmaka između grupe Mistevoj i grupe NGC1023, što je moguće
121 objasniti sa malom masom grupisanih galaksija u Diviju su podijeljene s gomilom izoštrenih galaksija.
Na osnovu podataka o prostranstvu rozeta crvenih divova u galaksijama različitih tipova u svjetlu drugova i dugih diskova starih zvijezda. Veličina takvih diskova je 2-3 puta veća, manja od veličine vidljivog tijela galaksije. Utvrđeno je da se između ovih diskova mogu doseći oštre ivice, izvan čijih granica već ima nekoliko zvijezda.
Bez obzira na veliko istraživanje galaksija prerijskog neba, u budućnosti nije ostalo ništa manje hrane, donja je bila do klipa. Ale cí nítnanja vzhe ínshoí̈ akostí, oskolki zakílki, posebno na vezi sa robotom kosmičkih teleskopa, postalo je moguće raditi precizno vimíri, jer oni mogu promijeniti naše izjave o bliskom svemiru. Vrijedno je razmotriti skladište, ako je kinematika obližnjih grupa galaksija, koje se intenzivno koriste metodom TCR.
Periferija galaksija pridaje više poštovanja Dedalima, posebno kroz šale tamne materije i istoriju i evoluciju diskova galaksija. Za divno čudo, u jesen 2002. godine, Lovell opservatorija će prvi put provesti oko periferije galaksija.
Podyaki
Za te duge godine koliko je rađeno za te disertacije koje sam ja prezentovao, puno ljudi mi je i dalje pomagalo u radu. Ja sam vdyachny í̈m za tsyu pídtrimku.
Alemen, posebno to prihvatam za pomoć vremena, kome ću pomoći posteći se. Bez Korotkovljeve više kvalifikacije, Galinijev rad na disertaciji bi se dugo razvukao. Zagušenost i oštrina Vikonian robota, koji se manifestuju u Olgi Galazutdinovoj, omogućili su mi da dam kratak rok da uzmem rezultate velikog broja objekata u Divi N001023. Igor Drozdovsky, sa svojim malim servisnim programima, pružio nam je veliku pomoć za fotometriju desetina hiljada zvijezda.
Pristalica sam Ruske fondacije za fundamentalna istraživanja, čiji sam grant dobio (95-02-05781, 97-02-17163,00-02-16584), za finansijsku podršku osam godina, što mi je omogućilo da sprovedem istraživanje efikasnije.
Spisak literature za istraživanje disertacije Doktor fizičko-matematičkih nauka Tikhonov, Mikola Oleksandrovič, 2002 god.
1. Hubble E. 1929. str. Proc. Nat. Akad. SCI. 15, 168
2. Baade W. 1944 ApJ 100, 137
3. Baade W. 1963. u Evoluciji zvijezda i galaksija, ur. C.Payne-Gaposchkin, (Cambridge: MIT Press)
4. Sandage A. 1971 u Nuclei of Galaxies, ed. od D.J.K. O "Connel, (Amsterdam, Sjeverna Holandija) 601
5. Jacoby G.H., Branch B., CiarduU R., Davies R.L., Harris W.E., Pierce MJ, Pritchet CJ, Tonry JL, Weich D.L. 1992 PASP 104, 599.
6. Minkowski R. 1964 Ann. Rev. Astr. Aph. 2, 247.7. de Jaeger K. 1984. Zvijezde svijeta živog svjetla, Moskva.
7. Gibson V.K., Stetson R.V., Freedman W.L., Mold J.R., Kennicutt R.C., Huchra G.P., Sakai S., Graham J.A., Fassett C.I., Kelson D.D., L. Ferrarese, S.M.G.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, u Galaksijskim udaljenostima i devijacijama pod univerzalnom ekspanzijom, ur. B.F.Madore i 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. Karahentev I.D., Tikhonov N.A. 1994 A & A 286, 718 20] Madore B., Freedman W. 1991 PASP 103, 93321. Gould A. 1994 AAJ426, 542
16. Praznik M. 1998 MNRAS 293L, 27
17. Madore B., Freedman W. 1998 ApJ492, 110
18 Mold J., Kristian J. 1986 ApJ 305, 591
19. Lee M., Freedman W., Madore B. 1993. ApJ417, 533
20. Da Costa G., Armandroff T. 1990. AIlOO, 162
21. Salaris M., Cassisi S. 1997 MNRAS 289, 406
22. Salaris M., Cassisi S. 1998 MNRAS298, 166
23. Bellazzini M., Ferraro F., Pancino E. 2001 ApJ 556, 635
24. Gratton R., Fusi Pecci F., Carretta E., Clementini G., Corsi C, Lattanzi M. 1997 ApJ491, 749
25. Fernley J., Barnes T., Skillen L, Hawley S., Hanley C, Evans D., Solono E., Garrido R. 1998 A&A 330, 515
26. Groenewegen M., Salaris M. 1999 A&A 348L, 3335. Jacoby G. 1980 ApJS 42, 1
27. Bottinelli L., Gouguenheim L., Paturel C., Teerikorpi P., 1991. A&A 252, 550
28. Jacoby G., Ciardullo R. 1999. ApJ 515, 169
29. Harris W. 1991 Ann. Rev. Astr. Ap. 29,543
30. Harris W. 1996. AJ 112, 1487
31. Blakeslee J., Vazdekis A., Ajhar E., 2001 MNRAS S20, 193
32. 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., Terlevich R. 1989 ApJS 69, 763
41. Panagia N., Gilmozzi R., Macchetto F., Adorf H., Kirshner R. 1991 ApJ 380, L23
42. Salaris M., Groenewegen M. 2002 A&A 3 81, 440
43. McHardy J., Stewart G., Edge A., Cooke B., Yamashita K., Hatsukade I. 1990 MNRAS 242, 215
44. Bahle H., Maddox S. Lilje P. 1994 ApJ 435, L79
45. Freedman W., Madore B., Gibson B., Ferrarese L., Kelson B., Sakai S., Mold R., Kennicutt R., Ford H., Graham J., Huchra J., Hughes S., Illingworth G., Macri L., Stetson P. 2001 ApJ553, 47
46. Lee M., Kim M., Sarajedini A., Geisler D., Gieren W. 2002ApJ565, 959
47. Kim M., Kim E., Lee M., Sarajedini A., Geisler D. 2002 AJ123, 244
48. Maeder A., Conti P. 1994 Ann. Rev. Astron. astrof. 32, 227
49. Bertelli G., Bessan A., Chiosi C, Fagotto F., Nasi E. 1994 A&A 106, 271
50. Greggio L. 1986 A&A 160, 111
51. Shield H., Maeder A. A&A 127, 238.
52. Linga G. Category Open Cluster Data, 5th edn, Stellar Data Center, Observatoire de Strasbourg, Francuska.
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., Karachencev I., Takolo L. et al. 1998 A&A 128, 459
57. Crone M., Shulte-Ladbeck R., Hopp U., Greggio L. 2000. 545L, 31
58. Tikhonov N., Karahentev I., Bilkina St, Sharina M. 1992 A&A Trans 1, 269
59. Georgiev Ts, 1996 Doktorska disertacija Nižnji Arkhiz, CAO RAS 72] Karahentev L, Kopilov A., Kopilova F. 1994 Bull. SAO 38.5
60. Kelson D., lUingworth G. et al. 1996 ApJ 463, 26
61. Saha A., Sandage A., et al. 1996ApJS 107, 693
62. Iben I., Renzini A. 1983 Ann. Rev. Astron. astrof. 21, 271
63. Holonov P. 1985 Zoryaní skupchennya. Mir, Moskva
64. Sakai S., Madore St., Freedman W., Laver T., Ajhar E., Baum W. 1997 ApJ478, 49
65. Aparigio A., Tikhonov N., Karahentev I. 2000 A. 119, 177.
66. Aparicio A., Tikhonov N. 2000 AJ 119, 2183
67. Madore St, Freedman W. 1995. AJ 109, 1645.
68. Velorosova T., Merman., Sosnina M. 1975. Izv. RAV 193, 175 82] Tikhonov N. 1983 Povidom. BAT 39, 40
69. Ziener R. 1979 Astron. Nachr. 300, 127
70. Tikhonov N., Georgiev T., Bilkina B. 1991 Cob. CAO 67, 114
71. Karachencev L, Tikhonov N. 1993 A&A 100, 227 87] Tikhonov N., Karachencev 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 Astrophiz. istražen. (Izv.SAO) 30, 127
74. Sharina M., Karachencev I., Tikhonov N. 1996 A&A 119, 499
75. Tikhonov N., Makarova L. 1996 Astr. Nachr. 317, 179
76. Tikhonov N., Karahentev I. 1998 A&A 128, 325
77. Stetson P. 1993 Korisnički priručnik za SHORYAOT I (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)
78. Drozdovski I. 1999. Kandidatska teza, St. Petersburg State University, St. Petersburg
79. Holtzman J., Burrows, Casertano S. et al. 1995 PASP 107, 1065 97] Aparicio A., Cepa J., Gallart C. i in. 1995 AJ 110, 212
80. Sharina M., Karachencev I., Tikhonov I., Listi v Azh, 1997. 23, 430
81. Abies H. 1971 Publ. U.S. Naval Obs. 20, dio IV, 1
82. Karachencev I. 1993 Preprint CAO 100, 1
83. Tolstoj E. 2001 Lokalna grupa u Microlensing 2000: Nova era astrofizike mikroočiva, Cape Town, ASP Conf. Sereds. J.W. Menzies i P.D. Sackett
84. Jacoby G., Lesser M. 1981. L J 86, 185
85. Hunter D. 2001 ApJ 559, 225
86. Karachenceva V. 1976 Povidom. GAG 18, 42
87. Aparicio A., Gallart K., Bertelli G. 1997. AJ 114, 680112. Lee M. 1995. AJ 110, 1129.
88. Miller St, Dolphin A. et. al. 2001 ApJ 562, 713 114] Fisher J., TuUy R. 1975 A&A 44, 151
89. Greggio L., Marconi G. i in. 1993. AJ 105, 894
90. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N. i in. 1999. AJ 118, 853
91. Armandroff T. i in. 1998 AJ 116, 2287
92. Karachencev L, Karachenceva V. 1998 A&A 127, 409
93. Tikhonov H., Karachenciv I. 1999. STRANA 25, 391
94. Sandage A. 1984 AJ 89, 621
95. Humphreys R., Aaronson M. i in. 1986 AJ93, 808
96. Georgiev Ts., Bilkina St., Tikhonov N. 1992 A&A 95, 581
97. Georgiev Ts. St., Tikhonov N.A., Karahentev I.D., Bilkina B.I. 1991 A&AS 89, 529
98. Karahentev ID., Tikhonov N.A. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I. 1991 A&AS 91, 503
99. Freedman W., Hughes S. et al. 1994 ApJ427, 628
100. Sandage A., Tammann G. 1974 ApJ 191, 559 134] Sandage A., Tammann G. 1974. ApJ 191, 603
101. NASA/IP AC Extragalactic Database http://nedwww.ipac.caltech.edu 136] Karachenciv I., Tikhonov N., Sazonova L. 1994 STRANA 20, 84
102. Aloisi A., Clampin M., et al. 2001 AJ 121, 1425
103. Luppino G., Tonry J. 1993. ApJ410, 81
104. Tikhonov N., Karahentev I. 1994 Bull. SAO 38, 32
105. Valtonen M., Byrd G., et al. 1993 AJ 105, 886141] Zheng J., Valtonen M., Byrd G. 1991 A&A 247 20
106. Karachencev I., Kopilov A., Kopilova F. 1994 Bnll SAO 38, 5 144] Georgiev Ts., Karachencev I., Tikhonov N. 1997 YALZh 23, 586
107. Makarova L., Karachensiv I., Georgiev Ts. 1997. STRANA 23, 435
108. Makarova L., Karachencev I., et al. 1998 A&A 133, 181
109. Karachencev L, Makarov D. 1996 AJ 111, 535
110. Makarov D. 2001. Kandidatski rad
111. Freedman W., Madore St. et al. 1994 Nature 371, 757
112. Ferrarese L., Freedman W. i in. 1996 ApJ4Q4 568
113. Graham J., Ferrarese L. i in. 1999 ApJ51Q, 626152] Maori L., Huchra J. et al. 1999 ApJ 521, 155
114. Fouque P., Solanes J. i in. 2001 Preprint ESO, 1431
115. BingeUi B. 1993 Halitati onsschrift, Univ. Basel
116. Aaronson M., Huchra J., Mold J. i dr. 1982 ApJ 258, 64
117. BingeUi St, Sandage A., Tammann G. 1995 AJ 90, 1681157. Reaves G. 1956 AIJai, 69
118. Tolstoj E., Saha A. i in. 1995. AJ 109, 579
119. Dohm-Palmer R., Skillman E. et al. 1998 J116, 1227 160] Saha A., Sandage A. et al. 1996ApJS 107, 693
120. Shanks T., Tanvir N. i in. 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 St, 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 St, Kelson D. et al. 1999 astrof/9909134
126. Saha A., Sandage A. i in. 2001 ApJ562, 314
127. Tikhonov H., Galazutdinova 0., Drozdovsky I., 2000 Astrofizika 43,
128. Humason M., Mayall N., Sandage A. 1956 AJ 61, 97173. TuUy R. 1980 ApJ 237, 390
129. TuUy R., Fisher J. 1977 A&A 54, 661
130. Pisano D., Wilcots E. 2000 AJ 120, 763
131. Pisano St, 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., Mold J. et al. 2000 ApJ529, 745
136. Schmidt St, 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., Kravcov A. 2002 astro-ph 0107104
140. Gallart C., Aparicio A. i in. 1996 AJ 112, 2596
141. Aparicio A., Gallart C. i in. 1996 Mem.S.A.It 67, 4
142. Holtsman J., Gallagher A. i in. 1999. AJ 118, 2262
143. Sandage A. Habl Atlas galaksija Washington193. de Vaucouleurs G. 1959 Handb. Physik 53, 295194. van den Bergh S. 1960 Publ. obs. Dunlap 11, 6
144. Morgan W. 1958 PASP 70, 364
145. Wilcots E., Miller B. 1998. AJXIQ, 2363
146. Pushe D., Westphahl D., et al. 1992A J103, 1841
147. Walter P., Brinks E. 1999. AJ 118, 273
148. Jarrett T. 2000 PASP 112, 1008
149. Roberts M., Hyanes M. 1994. u Dwarf Galaxies, izd. od Meylan G. i Prugniel P. 197
150. Bosma A. 1981 R J 86, 1791
151. Skrutskie M. 1987 dr.sc. Cornell University
152. Bergstrom J. 1990 dr.sc. Univerzitet u Minesoti
153. Heller A., Brosch N., et al. 2000 MNRAS 316, 569
154. Hunter D., 1997. PASP 109, 937
155. Bremens T., Bingelli B, Prugniel P. 1998 A&AS 129, 313208] Bremens T., Bingelli B, Prugniel P. 1998 A&AS 137, 337
156. Paturel P. i in. 1996 Katalog glavnih galaksija PRC-ROM
157. Harris J., Harris W., Poole 0. 1999. AJ 117, 855
158. Swaters R. 1999 dr.sc. Rijksuniversiteit, Groningen
159. Tikhonov N., 1998. u LAU Symp. 192, Zvjezdani sadržaj galaksija lokalne grupe, ur. Whitelock P., i 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. i in. 1998 AJ 116, 146
163. Drozdovsky I., Schulte-Ladbeck R. et al. 2001 ApJL 551, 135
164. James P., Casali M. 1998 MNRAS 3Q1, 280
165. Lequeux J. Combes F. et al. 1998 A&A 334L, 9
166. Zheng Z., Shang Z. 1999. AJ 117, 2757
167. Aparicio A., Gallart K. 1995. AJ 110, 2105.
168. Bizyaev D. 1997. Kandidatska teza MDU, DAISh
169. Ferguson A., Clarke C. 2001 MNRAS32b, 781
170. Chiba M., Beers T. 2000. AJ 119, 2843
171. Cuillandre J., Lequeux J., Loinard L. 1998. u lAU Symp. 192, Zvjezdani sadržaj grupnih galaksija, ur. Whitelock P., i Cannon R., 27
172. Mal. 1: Znakovi galaksija sa kupljenog Divija, snimljeni od nas na BTA. Da bi se sagledala struktura galaksija, izvršeno je srednje filtriranje slike143
173. Mal. 3: Znakovi galaksija u grupi KCC1023, snimljeni na BTA i H8T (završeno)
Odati poštovanje, staviti više naučnih tekstova za prepoznavanje i priznavanje originalnih tekstova disertacije za dalje priznavanje (OCR). U vezi s njima mogu biti pomilovani, zbog nepotpunosti algoritama za prepoznavanje. U PDF fajlovima disertacija i sažetaka, kako mi dostavljamo, nema takvih pomilovanja.
