Molimo navedite tačnu raspodjelu prostorne distribucije podjele galaksija. normalne galaksije
Usred sve više slabih objekata, broj G. brzo raste. Dakle, čini se da je G. yaskravishe 12. zvijezda veličine cca. 250, 15. - već cca. 50 hiljada, a broj G., koji se može fotografisati 6-metarskim teleskopom na granici svojih mogućnosti, postaje mnogo milijardi. Tse ukazuju na značenje. u daljini većeg G.
Extragalactic. astronomija doslídzhuê rozmíri zoryanikh sistemi, njihova masa, budova, moć optički, ÍČ, rentgen. i radio industrije. Formiranje prostranog rozpodíla G. otkriva veliku strukturu Svesveta (možemo reći da je deo Svesveta dostupan sa straže - čitav svet G.). Na kraju prostranog G. rozpodílu i staze u njihovoj ekstragalaktičkoj evoluciji. astronomija se povezuje sa kosmologijom - naukom o Svesvetu u celini.
Jedna od najvažnijih među ekstragalaksijama. astronomije, otklanja se problem procene udaljenosti do G. Zavdjaci koji su u najbližem G. bili poznati, kao i najaskraviši zvezde postimalnog blaženstva (overgiganti), bilo je moguće utvrditi u daljini udaljenost do tsikh G. se procjenjuju na druge načine (div.).
Godine 1912. Amer. astronom V. Slifer otkrivši čudo Sv. G.: u spektrima udaljenog G. sav spektar. činilo se da su linije pomjerene na crvenkasti (crveni) kraj u jednakim proporcijama s takvim linijama u spektru džerela, koje nisu bile rudimentarne, vizualno posterigačke (tzv. linije). Godine 1929. Amer. astronom E. Hubble, popevši se do G. i njihov crveni zsuvi, pokazujući da ostali rastu u prosjeku u direktnoj proporciji sa prosjekom (div.). Ovaj zakon je astronomima dao efikasan metod za imenovanje ljudi u G. prema njihovom crvenom zuzu. Vimiryaní chervoní zsuvi tysyach G. i soten.
Određivanje udaljenosti do G. i njihovog položaja na nebu omogućilo nam je da ustanovimo da zvuče sami i ispod linije G., grupe G., njihovu veliku škrtost i da nadahnemo tamu škrtosti (preko -bashing). Pošto. Vídstaní mízh G. u grupama i skupchennyah preklopiti nekoliko. stotine kpc; oko 10-20 puta više od najvećeg svjetskog G. Por. između grupa G., pojedinačnih G. i više sistema sabiraju 1-2 Mpc, između grupa - desetine Mpc. Dakle, G. zapovnyuyut prostranstvo s velikim vodenim jazom, niže zvijezde unutrašnje galaksije. prostor (u prosjeku 20 miliona puta veći od njihovih prečnika).
Za napor viprominiranja G., možete ga dodati u dec. klasa osvjetljenja. Najširi raspon luminoziteta se opaža u elipsama. G., u centralnim regionima nekih regiona G., otkrivene su takozvane cD-galaksije, koje su rekordne po lakoći (aps. Zoryan vrednost - 24 m, svetlosti ~ 10 45 erg/s) i masi (). I u našoj Místsevoí̈ grupi G. pronađeni su eliptích. G. mala luminoznost (aps. vrijednosti víd -14 do -6 m, tj. osvjetljenje ~ 10 41 -10 38 erg/s) i masa (10 8 -10 5). U spirali G., interval je aps. vrijednosti zore postati -22 do -14 m, osvjetljenja - na 10 44 do 10 41 erg/s, interval wt 10 12 -10 8. Netačna G. po aps. slabije vrijednosti - 18 m, njihova svjetlina 10 43 erg/s, masa.
Osvetljenje mladih zvezda je još uvek u centralnom delu Galaksije. Gas pada u centar Galaksije, koji nema otvoren moment. Ovdje su popularne zvijezde 2. generacije sfernih zvijezda. podsistema koji čine jezgro Galaksije. Ale ljubazna pamet za uspostavljanje zvijezda-supergiganata u jezgru nema, pa se plin raspada u male ugruške. U tihim, retkim fluktuacijama, ako se gas prenese u otvoreni trenutak u suvišnu sredinu i stisne u masivno telo - masu stotina i hiljada masa Sontsya, ovaj proces se ne završava uspešno: ne stiskajte gas dok uspostavlja se stabilan vazduh, možete statički. Kolaps je praćen izlivanjem dijela govora iz galaktičke regije. jezgra (razd.).
Što je G. galaksija masivnija, spiralni krakovi jače stišću, deblji su rukavi G. tanji, imaju više zvijezda i manje plina (što je više zvijezda uspostavljeno). Na primjer, kod džinovske magline M81 mogu se vidjeti tanki spiralni krakovi, kao i kod magline M33, koja ima spiralu srednjih ekspanzija, krakovi su mnogo širi.
Ugar u tipu spirale G. također može biti različit swidkosti utvorennya zirok. Najveća širina je u tipu Sc (tip 5 u rijeci), najmanja - u Sa (tip 1 na rijeci). Velika brzina svitanja prvog povezana je, možda, s dovodom plina iz galaktike. coron.
Eliptična. Početni sistemi evolucionog puta krivi su za jednostavnije. Govor u njima iz samog klipa nije imao značajnijeg otvorenog momenta i magn. polje. Dakle, pritisak u procesu evolucije nije doveo takav sistem do umotavanja legla i jačeg magn. polja. Sav gas u ovim sistemima iz samog klipa se pretvorio u sferne zvezde. podsistemi. U toku dalje evolucije, zvezde su ispuštale gas, koji se spuštao u centar sistema i išao na osvetljenje nove generacije zvezda sve iste sferične. podsistemi. Brzina svitanja u eliptici. G. može poboljšati kvalitet opskrbe plinom od revolucioniranih zvijezda, uglavnom novih zvijezda, krhotina govora od zvijezda do eliptičke. G. je beznačajan. Dobro je trošiti plin sa zvijezdama u eliptiku. G. da stoji iza ruža ~ 0,1 po galaksiji s masom 10 11. G. kroz prisustvo mladih zvijezda, to je zbog crnila, nižih perifernih područja G. Međutim, ne bojte se. Tačno u onome što to znači. dio se taloži u plin u eliptiku. G. se vidi kao vreli vjetar, koji se okrivljuje za spavanje supernovih zvijezda, a na skupovima G. više se podnosi uz vruću međugalaktiku. gas, otkriven u ostatku sata na rendgenskom snimku. viprominuvannya.
Spajanjem broja zvijezda različitih generacija u velikom broju istog tipa G., možete ustanoviti moguće puteve njihove evolucije. U starijem G. dolazi do povećanja isporuke međunarodnog plina i smanjenja stope osvjetljenja i ukupnog broja zvijezda novih generacija. Zatim se u njima nalaze bogate - nadzemne zvijezde malih ruža, koje predstavljaju jednu od preostalih faza evolucije zvijezda. Na isti način, antika G. Slida označava da je na klipu evolucije G. mala, možda, veća lakoća, jer K. U njima je bilo masivnijih mladih zvijezda. Moguće je otkriti evolucijsku promjenu svjetline G., u principu, izjednačavanjem sjaja bliske i udaljene G., za koju je svjetlost bogate milijarde stijena uzela svjetlost.
Extragalactic. astronomija još nije dala sevnoí̈ vídpovídí na hranu, po'yazaní z viniknennyam nestašluk G., zokrem, zašto u sfernom. skupchennyah preplaviti eliptiku. i sistemi nalik sočivima. Možda, od vidljive male izmaglice do gasa, yakí ne malog otvorenog trenutka, postali su sferni. skuchennya z revazhannyam eliptich. i sistemima nalik sočivima, može postojati i mali zaokretni trenutak. A iz velike izmaglice gasa, koja je dovela do prvobitnog otvorenog trenutka, okrivio je G. škrtost, sličnu škrtosti u Diviju. Ovde je bilo više opcija za raspodelu otvorenog momenta usred gasnih nakupina, koje je G. uzeo, a u takvim klasterima najčešće se vide spiralni sistemi.
G.-ova evolucija u klasterima i grupama može imati nisku posebnost. rozrakhunki je pokazao da kada G. ih dugotrajno plinske krune su krive za "otkivanje" i rozsíyuvatisya prema cijelom volumenu grupe, ili rasipanje. Tsey intergalactic. plin je otkriven u daljini za rendgenske zrake visoke temperature. vyprominyuvannya, scho idu u škrtosti G. Krima, osim toga, masivni članovi škrtih, kolabirajući između ostalih, stvaraju "dinamičko trljanje": smradovi smrada guše sudije G. do njihove težine, ali u njihovoj vlastitim rukama galvaniziraju. Možda, nakon što su tako smestili Magelanov potik u grupi G. Mistevoj. Neki ljudi su u centru prepunog masivnog G., ne samo da "skidaju" gasne korone da prođu kroz njih G., već se razbacuju i zvijezde "vídvíduvacha". Hajde da pričamo, zokrema, da su ih cD-galaksije, koje vode masivne oreole, napravile takvim "kanibalskim" načinom.
Iza esencijalnih ruža, za 3 milijarde godina, naša Galaksija će postati "kanibal": Velika Magelanova Hmara joj se približava poput gline.
Jednaka podjela materije na skali Metagalaksije označava istovjetnost svete materije i prostora u svim dijelovima Metagalaksije (homogenost) i njihovu istovjetnost u svim smjerovima (izotropija). Tsí važne sv-va Metagalaksije su karakteristične, očigledno, za takve. Postat ću Metagalaksija, štićenik u prošlosti, na samom klipu ekspanzije, anizotropije i heterogenosti materije i prostora koji bi mogli stvoriti. Istraživanja anizotropije i nehomogenosti Metagalaksije u prošlosti predstavljaju složen i aktuelan problem transgalaktičke astronomije, kojoj astronomi jedino mogu pristupiti.
- 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 Faber-Jackson Viktimizacija.
1.4 Druge metode.
1.5 Poređenje metoda za imenovanje imenovanja.
2 Najljepše zvijezde u galaksijama i njihova fotometrija.
2.1 Najljepše zvijezde u galaksijama.
2.2 Crni i crveni kombinezoni.
2.2.1 Metoda kalibracije.
2.2.2 Tačnost metode najboljeg bodovanja.
2.2.3 budućnost; njen metod najboljih zvezda.
2.3 Crveni divovi i TKSV metoda.
2.3.1 Priliv metalnosti i víku.
2.3.2 Injekcija zvjezdanih SG i AGB zvijezda i širina zvjezdanih polja za tačnost TRGB metodom.
2.4 Fotometrija zvijezda u galaksijama.
2.4.1 Fotografske metode.
2.4.2 Fotometrija otvora blende sa 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 CCD fotometrije.
2.5.2 Rezultati razvrstavanja Zeiss-1000 - BTA.
3 Mistevi kompleks galaksija i jogo prostranstva života.
3.1 Uvod.
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 Razno.
3.4 Grupa M81 + NGC2403.
3.5 Grupa IC342 / Maffei.
3.6 Grupa M101.
3.7 Pojava CVn galaksija.
3.8 Podjela galaksija u blizini kompleksa Mic, anizotropija glatkoće.
4 Struktura galaksija u direktnom kontaktu sa jatom u
Divi. Oznaka post-Hubble.
4.1 Uvod.
4.2 Struktura jata galaksija u Diviju.
4.3. Naprijed odabir galaksija za parametre.
4.4 Briga i fotometrija zvijezda.
4.5 Točnost fotometrije i skaliranja.
4.6 Ekspanzivna distribucija galaksija.
4.7 Označavanje konstante Hubble.
4.8 Razvrstavanje rezultata.
5 Grupa NGC1023.
5.1 Uvod.
5.2 Grupa NGC1023 i njeno skladište.
5.3 Čuvar galaksija u grupi NGC1023.
5.4 Fotometrija zvijezda na BTA i HST slikama.
5.5 Odredba za postizanje grupe galaksija.
5.5.1 Imenovanje prema najboljim supergigantima.
5.5.2. Oznaka bazirana na TRGB metodi.
5.6 Problem galaksije NGC1023a.
5.7 Razpodíl dstaney grupa galaksija.
5.8 Odredište Hubble pravo naprijed NGC1023.
6 Svemirska struktura nepravilnih galaksija
6.1 Uvodno poštovanje.
6.2 Spiralne i nepravilne galaksije.
6.2.4 Zvjezdano skladište galaksija.
6.3 Periferija galaksija.
6.3.1 Galaksije viđene "uporedo" i "sa ivice".
6.3.4 Između galaksija.
6.4. Priloženi su diskovi crvenih divova i masa nepravilnih galaksija.
Uvod u disertaciju (dio apstrakta) na temu "Prostrana ruža i struktura galaksija zasnovana na formiranju najljepših zvijezda"
Izjava o problemu
Istorijski se razvijao tako da je na klipu 20. veka, bukvalno vibuh u starim zvezdama i svitanju sestrinstva kao u našoj Galaksiji, pa se i u drugim osvitnim sistemima, stvorivši tu osnovu, na nebu 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.
Astronomija je u svom daljem razvoju na taj način izašla iz okvira galaktike, gde više nije bila vidljiva, ali su još ranije astronomi koji se bave ekstragalaktičkim proučavanjima objavili veliki broj radova, kao i u prošlosti, bio pov'azaníy izkovoy íz: 'do svjetlosnih mostova zvijezda, do duhovnih skala zvijezda, do razvoja evolucijskih faza mirnih i drugih vrsta zvijezda.
Posmatranja zvijezda u drugim galaksijama omogućavaju astronomima da vide dan koji je pred nama. Prvo, razjasnite skalu pojavljivanja. Shvatio sam da ne znam tačne vrijednosti, ne znamo glavne parametre galaksija - veličinu, masu, lakoću. Vidkrittya 1929. godine Hablovo taloženje između izmjenjivih galaksija i udaljenosti do njih omogućava brzo procjenu udaljenosti do bilo koje galaksije na osnovu jednostavnog svijeta i zamjenjivosti. Međutim, ne možemo nadmašiti metodu, kao da podučavamo ne-Hubble galaktička previranja, da galaktička previranja nisu vezana za ekspanzije Svijeta, već za velike zakone gravitacije. U ovom slučaju nam je potrebna procjena standarda, uzeta ne na osnovu varijacije brzine, već na osnovu varijacije drugih parametara. Očigledno, galaksije na udaljenostima do 10 Mpc mogu imati veliku brzinu, kao da je moguće izjednačiti njihovu brzinu u Hubble proširenom univerzumu. Sumiranje dvaju eventualno istih vektora širine, od kojih jedan može biti nenamjerno, dovest će do čudesnih i nerealnih rezultata, jer ćemo moći pobijediti Hubbleovu ustajalost nabrajanjem prostorne distribucije galaksija. Stoga, u svakom slučaju, ne možemo živjeti na osnovu promjene galaksija.
Na drugi način, krhotine svih galaksija nastaju od zvijezda, zatim su oblikovale evoluciju zvijezda jedne galaksije, pa se tako možemo hraniti i morfologijom i evolucijom same galaksije. Zbog toga se uklanjaju informacije o zorama skladišta galaksije, između razlika između stagnirajućih modela za marševe i evolucije čitavog sistema zore. Na ovaj način, kako želimo prepoznati porijeklo i evoluciju galaksija, apsolutno nam je neophodno povećati zoru populacije različitih tipova galaksija do najdubljeg fotometrijskog raspona.
U eri fotografske astronomije, istraživanja zorne populacije galaksija vršena su na najvećim teleskopima na svijetu. Ale, sve je isto u tako obližnjoj galaksiji, poput M31, zora populacije II tipa, dakle crvenih divova, bila je na granicama fotometrijskog vimirjuvana. Takva tehnička promjena mogućnosti dovela je do toga da je zora populacije postala detaljna i duboka samo u galaksijama grupe Miscevoi, de, na sreću, postoje galaksije svih vrsta. Za 40 godina, Baade je podijelio cjelokupnu populaciju galaksija u dva tipa: yaskra juvenile supergiants (tip I), locirani; Iesya u tankom disku, i stari crveni divovi (tip P), koji zauzimaju veći volumen oreola. Kasnije su Baade i Sendidž ukazali na prisustvo populacija tipa II u svim galaksijama grupe Mistevoj, tako da su stare zvezde, kao da se dobro vide na periferiji galaksija. Na znakovima udaljenijih galaksija bili su vidljivi samo sjajni supergiganti, poput Hubblea koji je pobjednik u svom satu za određivanje udaljenosti do galaksija pri izračunavanju parametra širenja Svesveta.
Tehnički napredak 1990-ih u razvoju graftova predostrožnosti do tačke u kojoj je postalo moguće sakupljati slabe zvijezde u galaksijama i izvan granica grupe Mist, te je postalo moguće stvarno poboljšati parametre populacije zore bogatih galaksija . Istovremeno, prelazak na CCD matricu je obilježen regresijom u razvoju globalnih parametara u distribuciji zorne populacije galaksija. Postalo je jednostavno nemoguće završiti galaksiju sa svijetom od 30 vrhunskih pera svjetla, sa rubom od 3 gornja pera. Samo nekoliko odjednom su CCD matrice, po dimenzijama koje možete uporediti sa mnogo fotografskih ploča.
Značajna karakteristika robota ACTUALNIST.
Aktuelnost rada i može se manifestovati:
Teorija svitanja i evolucije galaksija, označavanje funkcije cob masa različitih fizičkih umova, kao i faze evolucije pojedinačnih masivnih zvijezda, ukazuju na uklanjanje direktnih zvijezda galaksija. Tilki povnyannya poserezhen i teorii zdatne za dalji razvoj astrofizike. Oduzeli smo sjajan ilustrativni materijal, koji već daje slične astrofizičke rezultate gledajući LBV kandidate u svjetlu, a zatim ih spektralno potvrđujući. Očigledno, u sadašnjem času se na HST-u sprovodi program direktnih posmatranja galaksija "u budućnosti; í̈s", tako da će znakovi biti traženi tek nakon sna u takvoj galaksiji supernove tipa II (supergigant ). imati; Arhive koje imamo malo su inferiorne u odnosu na ono što se stvara u isto vrijeme na HST-u.
U ovom času, problem određivanja tačne udaljenosti do galaksija, i udaljenih i bliskih, postao je glavni u radu velikih teleskopa. Što se tiče velikih, koristim takvog robota da s maksimalnom preciznošću označim konstantu Hubble, a onda na malim koristim metodu traženja lokalne nehomogene distribucije galaksija. I kome je potrebno tačno značenje da dopre do galaksija Mistickog kompleksa. Za prvu smo već uzeli podatke o prostornoj distribuciji galaksija. Osim toga, kalibracija metoda utvrđivanja dovodi do tačnih vrijednosti za mali broj ključnih galaksija, koje su osnovne.
Samo jednom, nakon pojave modernih matrica, postalo je moguće produbiti horizonte skladišta galaksija. Istovremeno je otvorio put za stvaranje istorije svitanja galaksija. Jedini izvor materijala za koji su direktne slike onih dozvoljenih na zvijezdama galaksija, razbijene u različitim filterima.
Istorija proučavanja slabih struktura galaksija traje više od desetak godina. To je postalo posebno važno nakon uvođenja radio zapažanja proširenih krivulja omotača spiralnih i nepravilnih galaksija. Otrimani rezultati su prikazani na osnovu značajnih nevidljivih masa, a optičke slikovne studije se intenzivno provode u mnogim opservatorijama. Rezultati koje smo dobili pokazuju osnovu galaksija posljednjeg tipa proširenih diskova, koji su formirani od stare populacije zore - crvenih divova. Pojava masa ovih diskova može olakšati problem nevidljivih masa.
META ROBOTS.
Ciljevi ove disertacije su:
1. Uklanjanje najvećeg homogenog niza poznatih galaksija na borovom nebu sa brzinom manjom od 500 km/s i određivanje udaljenosti do galaksija na osnovu fotometrije njihovih najljepših zvijezda.
2. Dozvíl na zvijezde galaksija, koje su čuvane u dva suprotna smjera - u grupi Divi i u grupi N001023. Imenovanje do imena grupa i obračun, na osnovu oduzimanja rezultata, post Hubble u dva suprotna pravca.
3. Formiranje zornog skladišta periferije nepravilnih i spiralnih galaksija. Oznaka ogromnih oblika galaksija na velikim tribinama u centru.
NAUČNA NOVOST.
Za veliki broj galaksija na b-m teleskopima snimljene su duboke slike u dvije) I boje koje su omogućile da se galaksija vidi na zvijezdama. Fotometrija je obavljena za zirok znímkív i podstaknuta dijagramima boja - magnituda. 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 predstoji broj smrtnih slučajeva.
Vymiryaní vídstaní vídstaní vikoristaí za vyznachennya postíynoí̈ Hubble u dvije protilazhne linije, scho je omogućilo da se procijeni gradijent brzine između Mízh Místsevoí̈ grupe i N001023 grupe, čija je vrijednost, kako se ispostavilo, mala i ne prelazi pardons of vimir.
Formiranje zornog skladišta periferije galaksija dovelo je do otkrića u nepravilnim galaksijama zaostalih debelih diskova, 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 se galaksije na osnovu prostranog rasporeda crvenih divova mogu jasno vidjeti kordonom.
NAUKA I PRAKTIČNA VRIJEDNOST.
Na 6. teleskopu postoji oko 100 dozvoljenih slika galaksija. U ovim galaksijama, boje i odsjaj svih vidljivih zvijezda su svjetliji. Viđen je hipergigant i supergigant sa najviše svjetla.
Na osnovu rada, u kojem je autor zauzeo neprekidnu sudbinu, u prošlosti, postoji veliki i homogeni niz podataka o eliminaciji vidika za sve galaksije borovog neba sa brzinama manjim, manjim od 500 km/s. Sa više podataka moguće je izvršiti analizu ne-Hubble revolucija galaksija mističnog kompleksa, koja kombinuje izbor modela istraživanja mističnih "Mlints" galaksija.
Utvrđeno je skladište i prostranstva strukture najbližih grupa galaksija na plavom nebu. Rezultati robota omogućavaju statističko uparivanje parametara u grupama galaksija.
Sprovedeno praćenje svemira u direktnom kontaktu sa kolekcijom galaksija u Diviju. Pronađeno je nekoliko obližnjih galaksija, raštrkanih između akumulirane i grupe Mistevoj. Označen je u prizorima i vizijama galaksije, koje spadaju u najrasipajuće i šire se u različitim dijelovima periferije i centra rascjepa.
Određena je prije aukcije u Veronikinoj divi i Volossi i izračunata je Hubble stanica. Postoji bljesak najsjajnijih zvijezda 10 galaksija grupe N001023, koje leže na zvijezdi 10 Meni. Naznačena je udaljenost do galaksija, a na isti način je izračunat i Hubble post. Visnovka je napravljena oko malog gradijenta shvidkosta između grupe Mistevoj i grupe N001023, što može objasniti dominaciju jata galaksija u Diviju.
DA BUDE KRIV ZAKHIST:
1. Rezultati rada na razvoju i implementaciji metode fotometrije zvijezda na automatskoj mikrodenzitometriji AMD1 i AMD2 VAT RAS.
2. Visnovok baždarene ugare metodom označavanja imena prema crnim i crvenim nazivima supergiganata.
3. Rezultati fotometrije zvijezda u 50 galaksija raketnog kompleksa i određivanje udaljenosti do ovih galaksija.
4. Rezultati imenovanja do 24 galaksije direktno za kolekciju u Divi. Oznaka post-Hubble.
5. Rezultati određivanja udaljenosti do galaksija grupe NOC1023 i imenovanja stalne Hubble grupe u suprotnom smjeru od skupljanja u Divi direktno. Visnovok o malom gradijentu širine između grupe Mistevoj i grupe NVO1023.
6. Rezultati istraživanja prostorne distribucije zvijezda poznatih tipova u nepravilnim galaksijama. Pogled na diskove crvenih divova na nekim nepravilnim galaksijama.
Apromacija robota.
Glavni rezultati, uzeti u disertaciji, potvrđeni su na seminarima VAT RAS, GAISh, AI OPbSU, kao i na konferencijama:
Francuska, 1993, U ESO / OHP radionici "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 zirok pízníh tipova u ípravilnim galaksijama".
Meksiko, 2002 Cozumel, 8-12 april, "Zvijezde kao tragovi oblika nepravilnih galaksija oreola".
1. Tikhonov N.A., Rezultati hipersenzibilizacije u vodenim astrofilmima tehničkog projekta Kaz-NDI, 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 B.I., Karachencev ID., Georgiev Ts.B., Udaljenost obližnjih galaksija N00 2366.1S 2574 i NOG 4236 iz fotografske fotometrije njihovih najsjajnijih zvijezda, 1991, A & AS, 89.
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 jatu M81 galaksije 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., Udaljenosti obližnjih galaksija N0 0 1560 NGO 2976 i DDO 165 od njihovih najsjajnijih zvijezda, 1991, A & AS, 5-091
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 oko M81, A & AS, 96, 569-581.
11. Tikhonov N.A., Karachencev I.D., Bilkina B.I., Sharina M.E., Udaljenosti do tri obližnje patuljaste galaksije iz fotometrije njihovih najsjajnijih zvijezda, 1992, A & A Trans, 1, 269-282.
12. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Tikhonov N.A., Getov R., Nedialkov P., Precizne koordinate supergiganata i kandidata za globularno jato galaksije M 81, 1993, Bull SAO, 36, 43.
13. Karačencev I.D., Tikhonov N.A., Fotometrijske udaljenosti do obližnjih galaksija 10 10, 10 342 i UA 86, vidljive kroz Mlečni put, 1993, A & A, 100, 227-235.
14. Tikhonov N.A., Karachencev I.D., Fotometrijske udaljenosti 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 - obližnji par galaksija u zoni Mlečnog puta, 1994, Pisma Sovjetskom AJ, 20, 90.
17. Karachencev L, Tikhonov N., Nove fotometrijske udaljenosti za patuljaste galaksije u lokalnoj zapremini, 1994, A & A, 286, 718.
18. Tikhonov N., Karachencev L, Maffei 2, obližnja galaksija zaštićena Mlečnim putem, 1994, Bull. SAO, 38, 3.
19. Georgiev Ts., Vilkin V., Karachencev I., Tikhonov N. Zoryany fotometrija i udaljenosti do obližnjih galaksija: Dvídminnosti procjene za parametar "ra na X" bl. 1994 Oborniki z dopoviddu VAN, Sofija, str.49.
20. Tikhonov N., Nepravilna galaksija Casl - novi član Lokalne grupe, Astron.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 približavanje pratećoj galaksiji N0 0 6946 i íí̈, 1996, Listi v Azh, 23, 430-434.
23. Sharina M.Y., Karachencev I.D., Tikhonov N.A., Fotometrijske udaljenosti do NGC 628 i njegova četiri pratioca, 1996, A & AS, 119, n3. 499-507.
24. Georgiev Ts. V., Tikhonov N.A., Karachencev I.D., Ivanov V.D. Kandidati za globularno jato u galaksijama NGC 2366.1C 2574 i NGC 4236, 1996, A & A Trans, 11, 39-46.
25. Tikhonov N.A., Georgiev Ts. V., Karachencev I.D., Najsjajniji kandidati za jato zvijezda u osam galaksija kasnog tipa lokalnog kompleksa, 1996, A & A Trans, 11, 47-58.
26. Georgiev Ts.B., Karachencev 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 simpozijumu lAU 192, ur. P. Whitelock i R. Cannon, 15.
28. Tikhonov N.A., Karachencev I.D., CCD fotometrija i udaljenosti šest razlučenih nepravilnih galaksija u Canes Venatici, 1998, A & AS, 128, 325-330.
29. Sharina M.E., Karachencev I.D., Tikhonov N.A., Udaljenosti do osam obližnjih izolovanih galaksija niske luminoznosti, 1999, AstL, 25, 322S.
30. Tikhonov N.A., Karachencev I.D., Udaljenosti do dva nova saputnika M 31, 1999, AstL, 25, 332.
31. Drozdovskii 1.0., Tikhonov N.A., Zvezdani sadržaj i udaljenost do obližnje plave kompaktne patuljaste galaksije NGC 6789, 2000., A & AS, 142, 347D.
32. Aparicio A., Tikhonov N.A., Karachencev I.D., DDO 187: da li su patuljaste galaksije proširene, stari oreoli? 2000, AJ, 119, 177A.
33. Aparicio A., Tikhonov N.A., Prostorna i starosna distribucija zvezdane populacije 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 patuljaste galaksije DDO 210, 1999, AJ, 118, 853-861.
35. Tikhonov N.A., Galazutdinova O.A., Drozdovskii 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 dodataka.
visnovok disertacija na teme "Astrofizika, radio astronomija", Tikhonov, Mikola Oleksandrovič
Glavna visnovki tsíêí̈ poglavlja nalaze se između nepravilnih i u manjem svijetu spiralnih galaksija. Stoga bismo trebali više pogledati tsí tipove galaksija u rangu izvještaja, fokusirajući se na glavno poštovanje identiteta i sličnosti među njima. Zaglavili smo na minimalnom nivou mirnih parametara 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 plavog spektra. Naravno, na ovim slikama ovi objekti se posebno jasno vide, poput jarke boje, to je područje svitanja sa sjajnim mladim zvijezdama. Takvi regioni se mogu efikasno videti u spiralnim galaksijama; postoje gílkovi, au nepravilnim galaksijama mogu biti nasumično raštrkani po tijelu galaksija poput rakova.
Možemo vidjeti da je u podjeli regiona zora i postala gusti kordon, jer je dijelio spiralne i nepravilne galaksije nezavisno pored klasifikacije prema Hubbleu, Vaucouleur abo van den Berg 192,193,194]. U nekim sistemima klasifikacije, autori su pokušali da isprave i druge parametre galaksija, ali je najčešća Hablova klasifikacija izgubljena.
Naravno, šta je suvo; Postoje prirodni fizički razlozi za raznolikost u podjelama područja stvaranja zore u spiralnim i nepravilnim galaksijama. U Persh Cherga, postoji razlika u masama i shvidkos vrash; Međutim, primarna klasifikacija se zasnivala samo na izgledu galaksija. Istovremeno, između dva tipa galaksija, već je vidljivo, fragmenti bogato nepravilnih galaksija pokazuju znakove spiralnih linija ili šipkastu strukturu u centru galaksije. Velika Magelanova izmaglica, kao da služi kao jasna tipična nepravilna galaksija, traka i slabi znaci spiralne strukture karakteristične za galaksije tipa Sc. Znakovi spiralne strukture nepravilnih galaksija posebno se pamte u radio pojasu kada se okreću pod neutralnom vodom. Po pravilu, kao nepravilna kopnena galaksija; u prirodi dugotrajne gasne izmaglice, u kojoj se često daje znak spiralnih igala (na primjer, u ICIO 196], Holl, IC2574).
Rezultat tako glatkog prijelaza obsh; njihova moć u spiralnim galaksijama do nepravilnih galaksija i subjektivnost u slučaju morfoloških dodjela tipova galaksija od strane različitih autora. Štaviše, kao da su prve fotografske ploče bile osjetljive na infracrvene promjene, a ne na plave, onda bi klasifikacija galaksija bila još veća, fragmenti područja nastanka zore ne bi se vidjeli u galaksijama najvećeg komemorativnog rang. Na takvim infracrvenim snimcima najjasnije su vidljivi oni regioni galaksija u kojima se osveti starozorno stanovništvo - crveni divovi.
Bez obzira da li galaksija u opsegu ÍK može imati glatki izgled, bez kontrasta, vide se spiralni grebeni ili područja stvaranja zore, a disk i izbočenje galaksije se najjasnije manifestuju. Na znakovima u opsegu ÍK galaksije Irr može se vidjeti kao disk patuljasta galaksija, orijentirana prema nama pod različitim rubovima. Možete to dobro vidjeti u IK Atlasu galaksija. Na ovaj način, kada bi se klasifikacija galaksija uvijek vršila na osnovu znakova u infracrvenom opsegu, tada bi se i spiralne i nepravilne galaksije svrstale u jednu grupu disk galaksija.
6.2.2 Uparivanje parametara iznad glave u spiralnim i nepravilnim galaksijama.
Kontinuitet tranzicije 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. Svi parametri: masa, ekspanzija, umjesto vode ukazuju na jednu klasu galaksija. Fotometrijski parametri galaksija mogu biti na sličan način neprekinuti: sjaj i boja. krpelja, mi i nije pokušao da odredi tačan tip galaksije. Kao dodatna indikacija, parametri distribucije populacije zore u patuljastim spiralama i u nepravilnim galaksijama su približno isti. Tse esh; e puta podkreslyuê, scho poslušnost vrste galaksija treba biti ujedinjena pod jednim imenom - disk.
6.2.3 Proširenja galaksija.
Zvernemosya do prostranih galaksija Budovoy. Ravnost oblika spiralnih galaksija ne zahteva objašnjenje. Prilikom opisivanja tipa galaksija, na osnovu fotometrije, može se vidjeti zvuk ispupčenja i diska galaksije. Raštrkane produžene i ravne krive promenjenih udovica spiralnih galaksija mogu se objasniti očiglednim prisustvom značajnih masa nevidljive materije, a zatim se morfologiji galaksija često dodaje produženi oreol. 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 je samo eksponencijalno diskovno skladište galaksije vidljivo na fotometrijskim profilima bez znakova drugih skladišta.
Za z'yasuvannya oblike nepravilnih galaksija uzdovzh osa Z treba čuvati galaksije, vidljive s ruba. Potraga za ovakvim galaksijama za LEDA katalog tokom selekcije za swidkistyu umotavanje, stotine sjekira i dimenzioniranja dovela nas je do sastavljanja liste od desetina galaksija, od kojih je veliki dio sortiran po velikim festivalima. Pomoću dubinske površinske fotometrije moguće je otkriti podsisteme niske površinske jasnoće 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) velike ose galaksije N008760 i njeno izofoti u HE - 27A5
Na sl. 29 predstavljamo 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 izofoti galaksije podrhtavaju duž velike ose i udaljenosti od glavnog tijela galaksije, očigledno, sjajnih zvijezda i područja nastanka zore.
Možete vidjeti nastavak komponente diska; ona izvan granica glavnog tijela galaksije. Redoslijed je predstavljen promjenom boje od centra galaksije do najslabijih izofota.
Fotometrijske simulacije su pokazale da glavno tijelo galaksije ima boju (Y -th) = 0,25, što je apsolutno 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 crvenih zvijezda.fotometrijski inter-VTA.
Nakon takvog rezultata, postalo je jasno da je potrebno proučavanje obližnjih nepravilnih galaksija, kako bi se moglo više reći o zornim skladištima i o prostranstvima slabih vanjskih dijelova galaksija.
Mal. 30: Sličnost metalnosti crvenog supergiganta (M81) i patuljastih galaksija (Holl). Položaj glave supergiganata je veoma osetljiv na metalnost galaksije
6.2-4 Star skladište galaksija.
Poznato je zvjezdano skladište spiralnih i nepravilnih galaksija. Nemoguće je odrediti tip galaksije na osnovu jednog G-R dijagrama. Prava injekcija za statistički efekat, u gigantskim galaksijama ima više sjajnih plavih i crvenih supergiganata. Međutim, masa galaksije se još uvijek očituje u parametrima zvijezda. U masivnim galaksijama svi važni elementi koji su nastali tokom evolucije zvijezda prelivaju se u granicama galaksije, obogaćeni metalima u srednjoj zoni. U tragu svih napredujućih generacija zvijezda u masivnim galaksijama, Metaličnost može napredovati. Na sl. 30 prikazuje redoslijed G - R dijagrama masivne (M81) i patuljaste (Holl) galaksije. Jasno se vidi razlika u položaju glava crvenih supragiganata, što je pokazatelj njihove metalne posebnosti. Za populaciju stare zore - crvene divove - u masivnim galaksijama, postoji znak zvijezda u velikom rasponu metalne specijalnosti 210], što je naznačeno širinom galaksije divova. Patuljaste galaksije imaju tendenciju da imaju uske galuse divova (slika 3 $) i niske vrijednosti metaličnosti. Površinski prostor giganata mijenja se prema eksponencijalnom zakonu, koji odražava pohranu na disku (slika 32). Slično ponašanje crvenih divova smo također primijetili u galaksiji IC1613.
Mal. 32: Promjene u površinskoj gustini crvenih divova u polju F5 galaksije ICIO. Na kordonu diska vidi se stribok snage divova, kao da zaostajanje iza kordona diska nije na nuli. Sličan efekat se primećuje u spiralnoj galaksiji MZZ. Skala grafikona je u rasponima luka u smjeru centra.
Osvrćući se na rezultate i sve što je ranije rečeno o nepravilnim galaksijama, moglo bi se pretpostaviti da su vrlo stare zvijezde crvenih divova i uspostavile proširenu periferiju galaksija, više o suhom; priroda crvenih divova na periferiji galaksija grupe galaksija Myst vidi se iz sati V.Vaade. Iz nekog razloga, u robotima Ministarstva uma i mojim kolegama bilo je glasno da poznaju oreole crvenih divova za oko dvije galaksije: WLM i NGC3109, ali u publikacijama nije bilo informacija o promjeni u veličine divova iz takvog tornja u centru oreola.
Za zakon promjene površinske gustine zvijezda različitih tipova, uključujući i divove, potrebno je biti vrlo oprezan na obližnje galaksije koje se nalaze
Mal. 33: Promjene širine zvijezda u galaksijama BB0 187 i BB0190 od centra prema rubu. Vrijedi zapamtiti da crveni divovi nisu stigli do svojih granica i da mogu nastaviti dalje izvan granica našeg znaka. Skala grafikona u lučnim sekundama. sa trgom, kao tse posterígaêtsya na ICIO.
Naša zapažanja na nordijskom teleskopu od 2,5 m galaksija DD0187 i DDO 190 potvrdila su da čak i u ovim nepravilnim galaksijama vidljivim plazmom, postoji eksponencijalni pad površinske gustine crvenih divova od centra do ruba galaksije. Štoviše, dužina strukture crvenih divova uvelike preokreće veličinu glavnog tijela kožne galaksije (malih 33). Rub aureola/diska nalazi se iza granica zamrznute CCD matrice. Eksponencijalna promjena u veličini divova također je pronađena u drugim nepravilnim galaksijama. Krhotine svih poznatih galaksija ponašaju se na isti način, tada možemo reći, kao o činjenici, o eksponencijalnom zakonu promjene gustine populacije stare zore - crvenih divova, koji odražavaju komponentu diska, njoj. Međutim, jedite; e donijeti suho; priroda diskova.
Stvarnost diskova može se potvrditi samo čuvanjem galaksija koje se vide na ivici. Praćenje takvih galaksija u potrazi za vidljivom manifestacijom masivnog oreola vršeno je više puta sa različitim uređajima različite opreme iu različitim područjima spektra. Više puta se govorilo o viđenju takvog oreola. Prvi dio preklapanja ovog zadatka se rasipa u publikacijama. Kílka nezalezhníh doslidnív je govorio o pojavi takvog oreola pod nazivom N005007. Hajde da pogledamo svetle teleskope sa ukupnom ekspozicijom od 24 godine (!) Zatvorene hrane oko osnove vidljivog oreola galaksije.
Među obližnjim nepravilnim galaksijama, viđenim s ivice, patuljak u Pegazu je dostojan poštovanja, više puta primećen. Starateljstvo nad BTA zalijevanjem dekilkoh omogućilo nam je da više vremena provedemo u novoj promjeni širine zvijezda različitih tipova, poput velike uzde, i malog osi povjetarac. Rezultati su prikazani na sl. 34, 35. Smrdi donijeti, da je, prvo, struktura crvenih divova tri puta veća, donje glavno tijelo galaksije. Na drugi način, oblik rozpodílu duž ose vida je blizak ovalu ili elípsu. Treće, nije vidljivo da li postoji neka vrsta oreola koji se sastoji od crvenih divova.
Mal. 34: Između galaksija Pegaz patuljak zasnovan na uzgoju crvenih divova. Odobrena je distribucija BTA znakova.
AGB plave zvjezdice Q Pro Pro
PegDw w "" (W joko * 0 0 oooooooooo
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. pro 1
Naši dalji rezultati su bazirani na fotometriji NCT slika koje smo preuzeli iz arhive slobodnog pristupa. Potraga za galaksijama pronađenim na NZT, dozvoljena na crvenim divovima i vidljiva plazmom i ivicom, dala nam je oko dvadesetak kandidata za brak. Šteta, polje NZT-a, koje nam nije dovoljno, ponekad je prevazišlo ciljeve našeg rada - prostrti parametre rozpodílu zíroka.
Nakon standardne fotometrijske obrade, generirani su G-R dijagramima za ove galaksije i vizijama različitih tipova zvijezda. Í̈x istraga je pokazala:
1) U galaksijama vidljivim plazmom, pad površinske gustine crvenih divova prati eksponencijalni zakon (slika 36).
- | -1-1-1-E-1-1-1-1-1-1-1-1--<тГ
PGC39032 / w "".
15 crvenih divova Z sh
Mal. Slika 36: Eksponencijalna promjena širine crvenih divova u patuljastoj galaksiji RSS39032 od centra do ruba na osnovu NCT čuvara
2) U matičnoj galaksiji, vidljivo sa ivice, nema zaostalog, duž ose 2, oreola crvenih divova (Sl. 37).
3) Oblik ruže ispod crvenih divova duž ose vida može izgledati kao oval ili elipsa (Sl. 38).
Osvrnuvši se na prirodu selekcije i jednočovjekovnost oduzimanja rezultata za oblik podjele divova u svim poznatim galaksijama, moguće je potvrditi da takav zakon podjele crvenih divova može biti većina galaksije. Vidkhilennya víd zagalnogo pravila mogu biti, na primjer, u vzaimodiyuchih galaksijama.
Treba napomenuti da su među prethodnim galaksijama postojale i nepravilne i spiralne galaksije, ali ne i gigantske. Izvore moći između njih nismo pronašli u zakonima podjele crvenih divova duž ose 2, iza gradijenta gradijenta, pada divova.
6.3.2 Prostrani rozpodíl zírok.
Gledajući na dijagramu G - R raspone različitih tipova, možemo ih ili raspršiti po zvijezdi galaksije, ili izračunati parametre njihovog prostornog raspršivanja duž tijela galaksije.
Zagalnovidomo, da su mlade zore populacije nepravilnih galaksija okružene u područjima nastanka zore, kao da su haotično razbacane po tijelu galaksije. Međutim, haotičnost je vidljiva odjednom, kao da se želi povećati radijus galaksije i promijeniti površinski gustiš mladih zvijezda. Na grafikonima na sl. 33 može se vidjeti da se na svijetlom, bliskom eksponencijalnom, ružičastom obliku, preklapaju razne fluktuacije, povezane sa okolnim područjima zore.
Za veću staru populaciju - pogled na kontinuiranu asimptotičku galuziju divova, podjelio je manji gradijent pada debljine. Najmanji gradijent najstarije populacije su crveni divovi. Dugo bi bilo potrebno iskriviti ugar za najnoviju populaciju - zvijezde horizontalne trake, međutim, u mirnim galaksijama zvijezda je malo, ali još uvijek nema dovoljno količine za statističke zapise. Jasno vidljiv zalezhníst víku Zirok i parametrív prostorovoí̈ schílností Mauger majka tsílkom logíchne Objašnjenje: Hoca zoreutvorennya naybílsh íntenzivno vídbuvaêtsya u blizini centra galaksije, ale orbíti Zirok h sat mozgílív, píríû h sat koledžíví píríkí lírídík bírídík bírídíki galaksije.. važno prije
Mal. Slika 37: Smanjenje širine crvenih divova duž ose 2 u deset galaksija sa ivicom
Mal. 38: Na slici vidljive ivice patuljaste galaksije prikazani su položaji poznatih crvenih divova. Zagalny izgleda rozpodílu - ovalno ili elíps staviti, jer se takav učinak može poštovati u posturezhennyah. Imovirno, samo model evolucije diska galaksije može pomoći u regeneraciji sličnih hipoteza.
6.3.3 Struktura nepravilnih galaksija.
Shodno tome, u drugim podjelama moguće je otkriti postojanje nepravilne galaksije sa ofanzivnim rangom: najveći dio duž svih koordinata zvjezdanog sistema uspostavljaju crveni divovi. Obrazac ih rozpodílu - tovsty disk, koji može biti eksponencijalni pad površinskog šikara divova od središta do ruba. Tovshchina disk mayzhe je ista tokom cijele godine. Više mladih sistema dawning može doprinijeti vlastitim podsistemima cijelom disku. Što je zora populacije mlađa, disk je tanji, što ga čini takvim. Želim najmlađe zore stanovništva, crne nadgíganti, podijeljene u okremim haotične oblasti zore, općenito, slijedi divlji obrazac. Svi depoziti podsistema nisu jedinstveni jedan po jedan, tako da u područjima zore mogu otkupiti stare crvene divove. Za same patuljaste galaksije, gdje jedno područje svitanja zauzima cijelu galaksiju, shema je pametna, ali je također moguće proširiti diskove mlade i stare populacije za takve galaksije.
Pa, da upotpunimo uvid u strukturu nepravilnih galaksija, dobijemo i radio podatke, onda će se činiti da je cijeli zvjezdani sistem ukopan u disk ili izmaglicu neutralne vode. Širenje diska od HI, kao što vidimo iz statistike 171 galaksije, otprilike 5-6 puta veće, donje vidljivo tijelo galaksije je jednako Ív = 25 "*.
U galaksiji ICIO oba diska su približno jednake veličine. Za galaksiju u Pegazu, vodeni disk može biti upola manji, što je manja veličina diska crvenih divova. A galaksija NGC4449, koja ima jedan od najvećih zaostalih vodenih diskova, malo je vjerovatno da će imati disk crvenih divova. kah potvrđuju ne samo naša upozorenja. Već smo planirali obavijestiti Ministarstvo duha i moje kolege o otkriću oreola. Gledajući u sliku samo dijela galaksije, smrad je ekspanziju tovst diska duž ose vida uzeo za ispoljavanje oreola, oko scho i podomili, ne pokušavajući da širi nebo u ovim galaksijama duž ose. velika osovina.
U našim studijama nismo dotakli gigantske galaksije, ali ako pogledamo strukturu naše Galaksije, onda su za nju već razumljivi "oni disk" za staru populaciju sa niskim sadržajem metala. Što se tiče pojma "halo", moguće je, kao što znamo, sferne, ali ne i kohezivne sisteme, iako je samo terminologija na desnoj strani.
6.3.4 Između galaksija.
Prehrana o međugalaksijama još nije stigla do kraja. Naši rezultati mogu dati značajan doprinos ovom rješenju. Zvuči važno da se zora na rubovima galaksija korak po korak spušta na nove, a kordoni galaksija, poput takvih, jednostavno ne postoje. Izmjerili smo ponašanje pronađenog podsistema, koji je formiran od crvenih divova, osa Z. 37). Dakle, galaksija duž ose Z može oštro okrenuti ivicu, a zora populacije može biti čitava linija između, a ne da se spušta korak po korak.
Udobnije je pratiti ponašanje širine zore i radijusa galaksije u tom području, gdje su zvijezde poznate. Za galaksije na rubu, veličina diska je preciznija. U blizini galaksije u Pegazu, glavna os pokazuje oštar pad broja crvenih divova na nulu (slika 36). Zato galaksija ima vrlo oštar kordon diska, za koji praktički nema crvenih divova. Galaxy J10, u prvoj blizini, trebalo bi da se izvede sličnim redosledom. Broj zvijezda se mijenja, a stvarnog dana u centru galaksije dolazi do nagle promjene u njihovom broju (slika 33). Međutim, u ovom periodu promjena ne dostiže nulu. Vrijedi zapamtiti da se crveni divovi spotiču i izvan granica radijusa šišanja su njihove širine, ali izvan granica smrada, smrad se možda još više širio, niže one, kao da je smrad bio bliže centru . To znači da su u spiralnoj galaksiji MZZ crveni divovi slični. Ovo je eksponencijalni pad širine, šišanje i nastavak izvan radijusa te frizure. Došlo je do kašnjenja, koje se ponašanjem povezivalo sa masom galaksije (ICIO - najintenzivnija nepravilna galaksija, nakon Magelanovog mraka, u grupi Mistevoj), ali je postojala mala galaksija sa istim ponašanjem crvenih divova (Sl. 37). Nepoznati parametri crvenih divova izvan granica radijusa pruge, zašto se smrad diže iza stoljeća i metala? Koja vrsta prostranog rozpodílu za ove daleke zvijezde? Šteta, danas vam ne možemo dati mišljenje o hrani. Obavezno istraživanje na velikim teleskopima sa širokim poljem.
Koliko je velika statistika naših studija, pa se može govoriti o osnovama takvih diskova u galaksijama novog tipa, kao da su šire ili divlje? U svim galaksijama, iako dovoljno malim da snimimo duboke slike, otkrili smo proširene strukture džinovskih divova
Pregledavši arhive NZT-a, pronašli smo slike 16 galaksija, viđene na ivici ili plazmi, i dozvoljene na crvenim divovima. Qi galaksije roztashovaní na vídstanyah 2-5 Mení. Í̈x lista: N002976, WB053, 000165, K52, K73, 000190, 000187, iOCA438, P00481 1 + 1, P0C39032, POC9962, N002366, N002366, N002366, N002366, i016000.
Eksponencijalni pad u svemiru za galaksije sa plazmom i pojava crvenih divova u blizini galaksija, gledano sa ivice, dovodi do toga da u svim ovim pogledima možemo prikazati iste diskove.
6.4 Priloženi su diskovi crvenih divova i masa nepravilnih galaksija.
Radio upozorenja u spiralnim i patuljastim galaksijama H1 pokazala su malo dokaza u ponašanju zakrivljenih galaksija. Za oba tipa galaksija za objašnjenje
119 Da bi se formirali krivi omotači, neophodno je prisustvo značajnih masa nevidljive materije. Kako diskovi koji se rastežu, koje smo pronašli u svim nepravilnim galaksijama, mogu biti ista nevidljiva materija? Mase samih crvenih divova, kao što vidimo na diskovima, očigledno nedostaju. Koristeći našu budnost galaksije 1C1613 odredili smo parametre pada divova na ivicu i virahuli njihovu ukupnu veličinu i masu u galaksiji. Ispostavilo se da je Mred / Lgal = 0,16. To je pojava mase zvijezda galaksija divova, neznatno povećavajući masu cijele galaksije. Međutim, sljedeća stvar koju treba zapamtiti je da je faza crvenog diva jednako kratka faza u životu zvijezde. Stoga bismo trebali napraviti neke korekcije mase diska, broja vrakhovuychi manje masivnih zvijezda i tihih zvijezda, jer su već prošli fazu crvenog diva. Začulo se zujanje, na osnovu dubokih čuvara obližnjih galaksija, da se preispita populacija podgiganta i izračuna njihov doprinos ukupnoj masi galaksije, malo desno od budućnosti.
visnovok
Pídvodyachi pídbags roboti, zupinimosya još jednom o glavnim rezultatima.
Na 6-m teleskopu je oko 100 dozvoljenih na zvijezdama galaksija. Kreirana arhiva podataka. Do ovih galaksija možete doći kada se rodi populacija zore, u prvoj liniji promjenjivih zvijezda visokog sjaja tipa LBV. U prošlim galaksijama, boje i odsjaj svih vidljivih zvijezda su se povećale. Viđen je hipergigant i supergigant najvećeg sjaja.
Preuzet je veliki i homogen niz podataka o sličnosti vidika za sve galaksije borovog neba sa brzinama manjim od 500 km/s. Rezultati, koje je odneo posebno disertant, još su značajniji usred čitave obaveze. Otrimani vimiryuvannya vídstaney omogućavaju da se izvrši analiza ne-Hubble revolucija galaksija kompleksa Mistic, koja okružuje izbor modela osvjetljenja mistične "palačinke" galaksija.
Na osnovu vimiriv vídstaney, naznačeno je skladište i prostranstva strukture najbližih grupa galaksija na nebu. Rezultati robota omogućavaju statističko uparivanje parametara u grupama galaksija.
Sprovedeno istraživanje o distribuciji galaksija direktno na jatu galaksija u Diviju. Pronađene papaline, jednako bliske, galaksije raspoređene između akumulirane i grupe Mistevoj. Utvrđeno je da bi u svakom dijelu galaksije trebalo ležati najviše rasipanja i obnavljanja zaliha u raznim dijelovima periferije i centra cijepanja.
Imenovana je prije aukcije u Divu, jer je iznosila 17,0 Mps, a kosa Veronike 90 Mps. Na osnovu toga izračunata je Hubble stanica, rijeka Yao = 77 ± 7 km/s/Mps.
Na osnovu fotometrije BTA i HST senzora, simulira se bljesak najsjajnijih zvijezda u 10 galaksija grupe N001023, koja se nalazi unutar 10 Mpc. Naznačena je udaljenost do galaksija, a na isti način je izračunat i Hubble post. Moguće je smanjiti visnovok o maloj gradaciji širine između grupe Mistevoj i grupe NGC1023, što je moguće
121 objašnjavaju malu masu skupljanja galaksija u Divi u povnyanní z usima galaksije izoštrene.
Na osnovu proučavanja svemirskih ruža crvenih divova u galaksijama novih vrsta drugova i dugih diskova starih zvijezda. Veličina takvih diskova je 2-3 puta veća od veličine vidljivog tijela galaksije. Utvrđeno je da se između ovih diskova može završiti oštra ivica, izvan čije se granice može završiti nekoliko zvjezdica.
Bez obzira na veliko istraživanje neba do galaksija prerijskog neba, u budućnosti; njena hrana nije bila ništa manja, što je niža njihova bila do kob robita. Ale njeguju qi vzhe ínshoí̈ akostí, krhotine zaraze, posebno, u kombinaciji s robotskim svemirskim teleskopima, postalo je moguće raditi precizno vimíryuvannya, yakí može promijeniti naše izjave o bliskom svemiru. Vrijedi razmotriti skladište, postojanje i kinematiku obližnjih grupa galaksija, koje se ovom metodom mogu intenzivno proučavati.
Periferija galaksija stječe sve više poštovanja prema sebi, posebno kroz podvale tamne materije i historiju razvoja i evolucije galaktičkih diskova. Divno je što će se jesen 2002. održati u Lovell opservatoriju ranije danas; na periferiji galaksija.
Podyaki
Za te duge godine koliko sam radio na temama svojih disertacija, ionako mi je puno ljudi pomagalo u radu. Ja sam vdyachny í̈m za tsyu pídtrimku.
Alemen, posebno to prihvatam za pomoć vremena, kome ću pomoći posteći se. Bez velikih kvalifikacija Korotkove Galine, rad na disertaciji bi se dugo razvukao. Zagušenost i upornost u vikonanskom radu, koju je manifestovala Olga Galazutdinova, omogućili su mi da završim kratak rok i uzmem rezultate velikog broja objekata u Divi i N001023. Igor Drozdovsky, sa svojim malim servisnim programima, pružio nam je veliku pomoć u fotometriji 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 od osam godina, što mi je omogućilo da efikasnije istraživati.
Spisak literature za istraživanje disertacije Doktor fizičko-matematičkih nauka Tikhonov, Mikola Oleksandrovič 2002 r.
1. Hubble E. hiljadu devetsto dvadeset devet Proc. Nat. Akad. sci. 15, 168
2. Baade W. hiljada devetsto četrdeset chotiri 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 M.J., Pritchet C.J., Tonry J.L., Weich D.L. 1992 PASP 104, 599.
6. Minkovski R. Hiljadu devetsto šezdeset chotiri Ann. Rev. Astr. Aph. 2, 247.7. de Jager K. 1984 Zvezde najveće svetlosti sveta, Moskva.
7. Gibson V.K., Stetson R.B., Freedman W.L., Mold J.R., Kennicutt R.C., Huchra G.P., Sakai S., Graham J.A., Fassett C.I., Kelson D.D., L.Ferrarese, S.M.G.D.Hughes., G.M.G.Hughes. Maori, Madore B.F., Sebo K.M., Silbermann N.A. 2000. ApJ 529, 723
8. Zwicky F. 1936 PASP 48, 191
10. Cohen J.G. Hiljadu devetsto osamdeset pet pet ApJ292, 9012. van den Bergh S. 1986, u Galaksijskim udaljenostima i devijacijama od univerzalne ekspanzije, 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. Karachencev I.D., Tikhonov N.A. 1994 A & A 286, 718 20] Madore B., Freedman W. hiljada devetsto devedeset jedan 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. 1999. 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. 1 997 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. 1990. devedeset i jedan 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. 1999 devedeset chotiri A & A 106, 271
50. Greggio L. +1986 A & A 160, 111
51. Shield H., Maeder A. A & A 127, 238.
52. Linga G. Katalog podataka otvorenih klastera, 5. 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. hiljada devetsto devedeset čotiri 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., Karachencev I., Bilkina V., Sharina M. 1909 2 A & A Trans 1, 269
59. Georgiev Ts, 1996. Doktorska disertacija Nižnji Arkhiz, CAO RAS 72] Karachencev L, Kopylov A., Kopylova F. 1 994 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. Holoniv P. 1 985 Zoryany skupchennya. Svit, Moskva
64. Sakai S., Madore B., Freedman W., Laver T., Ajhar E., Baum W. 1997 ApJ478, 49
65. Aparicio A., Tikhonov N., Karachencev I. 2000 AJ 119, 177.
66. Aparicio A., Tikhonov N. 2000 AJ 119, 2183
67. Madore B., Freedman W. hiljadu devetsto devedeset pet AJ 109, 1645.
68. Velorosova T., Merman., Sosnína M. hiljada devetsto pedeset pet Izv. RAO 193, 175 82] Tikhonov N. 1983 Dokaz. BAT 39, 40
69. Ziener R. hiljada devet stotina sedamdeset devet Astron. Nachr. 300, 127
70. Tikhonov N., Georgiev T., Bilkina B. hiljada devetsto devedeset jedan poví. 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. hiljada devetsto devedeset dva AJ 104, 340
72. Treffers R.R., Richmond M.W. 1989, PASP 101, 725
73. Georgiev Ts.B. 1990 Astrophys. istražen. (Izv.SAO) 30, 127
74. Sharina M., Karachencev I., Tikhonov N. 1996 A & A 119, 499
75. Tikhonov N., Makarova L. hiljadu devetsto devedeset šest Astr. Nachr. 317, 179
76. Tikhonov N., Karachencev I. 1998 A & A 128, 325
77. Stetson P. 1993 Priručnik za upotrebu za SHORYAOT I (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)
78. Drozdovski I. 1999. Kandidatska teza, St. Petersburg State University, St. Petersburg
79. Holtzman J., Burrows C, Casertano S. et al. 1995 PASP 107, 1065 97] Aparicio A., Cepa J., Gallart C. et al. 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. hiljada devetsto devedeset tri Preprint CAO 100, 1
83. Tolstoj E. 2001 Lokalna grupa u Microlensing 2000: Nova era astrofizike mikrolensinga, 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. hiljada devet stotina sedamdeset šest GAG 18, 42
87. Aparicio A., Gall art K., Bertelli G. 100990 900 sim AJ 114, 680112. Lee M. 1995 AJ 110, 1 129.
88. Miller B., Dolphin A. et. al. 2001 ApJ 562, 713 114] Fisher J., TuUy R. 1900 i 1955 A & A 44, 151
89 Greggio L., Marconi G. et al. 1993. AJ 105, 894
90. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N. et al. 1999. AJ 118, 853
91 Armandroff T. et al. +1998 AJ 116, 2287
92. Karachencev L, Karachenceva V. 1998 A & A 127, 409
93. Tikhonov H., Karachencev I. 1999. STRANA 25, 391
94. Sandage A. 1984 AJ 89, 621
95. Humphreys R., Aaronson M. et al. Hiljadu devetsto osamdeset šezdeset AJ 93, 808
96. Georgiev Ts., Bilkina V., Tikhonov N. hiljadu devetsto devedeset i dva A & A 95, 581
97. Georgiev Ts. V., Tikhonov N.A., Karachencev I.D., Bilkina B.I. Hiljadu devetsto devedeset jedan A & AS 89, 529
98. Karachencev ID., Tikhonov N.A. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I. Hiljadu devetsto devedeset jedan 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] Karachencev I., Tikhonov N., Sazonova L. tysyach devetsto devedeset chotiri 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., Karachencev I. 1994 Bull. SAO 38, 32
105. Valtonen M., Byrd G., et al. 1993 AJ 105, 886 141] Zheng J., Valtonen M., Byrd G. 1991 A & A 247 20
106. Karachencev I., Kopylov A., Kopylova F. 1994 Bnll SAO 38, 5 144] Georgiev Ts, Karachencev I., Tikhonov N. 1997 YALZh 23, 586
107. Makarova L., Karachencev 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 B. et al. 1994 Priroda 371, 757
112. Ferrarese L., Freedman W. et al. 1996 ApJ4Q4 568
113. Graham J., Ferrarese L. et al. 1 999 ApJ51Q, 626 152] Maori L., Huchra J. et al. 1999 ApJ 521, 155
114 Fouque P., Solanes J. et al. 2001 Preprint ESO, Thousand Choti Resta Thirty One
115. BingeUi B. 1993 Halitati onsschrift, Univ. Basel
116. Aaronson M., Huchra J., Mold J. i dr. Hiljadu devetsto osamdeset dva ApJ 258, 64
117. BingeUi B., Sandage A., Tammann G. 1995 AJ 90, 1681157. Reaves G. 1955 AIJAi, 69
118. Tolstoj E., Saha A. et al. 1995 AJ 109, 579
119. Dohm-Palmer R., Skillman E. et al. 1998 A J116, +1227 160] Saha A., Sandage A. et al. 1996ApJS 107, 693
120. Shanks T., Tanvir N. et al. 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. 1990. devedeset osam ApJ495, 115
124. Whitemore B., Sparks W., et al. 1995 ApJ454L, 173 167] Onofrio M., Capaccioli M., et al. 1997 MNRAS 289, 847 168] van den Bergh S. 1996 PASF 108, +1091
125. Ferrarese L., Gibson B., Kelson D. et al. +1999 astrof / 9909134
126. Saha A., Sandage A. et al. 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 B., Wilcots E., Elmegreen B. 1 998 AJ 115, 975
132. Davies R., Kinman T. 1984 MNRAS 207, 173
133. Capaccioli M., Lorenz H., Afanasjev V. 1986 A & A 169, 54 179] Silbermann N., Harding P., Madore B. et al. 1996 ApJ470, 1180. Pierce M. 1994 ApJ430, 53
134. Holzman J.A. , Hester J.J., Casertano S. 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 B., Kitshner R., Eastman R. 1992 ApJ 395, 366
137. Neistein E., Maoz D. hiljada devetsto devedeset devet 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. et al. 1996 AJ 112, 2596
141. Aparicio A., Gallart C. et al. 1996 Mem.S.A.It 67, 4
142. Holtsman J., Gallagher A. et al. 1999 AJ 118, 2262
143. Sandage A. 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. Hiljadu devetsto devedeset dva 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. u Dwarf Galaxies, izd. od Meylan G. i Prugniel P. 197
150. Bosma A. hiljada devetsto osamdeset jedan R J 86, 1791.
151. Skrutskie M. 1987 Ph.D. Univerzitet Cornell
152. Bergstrom J. 1990 Ph.D. 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, 313 208] Bremens T., Bingelli B, Prugniel P. 1998 A & AS 137, 337
156. Paturel P. et al. Hiljadu devetsto devedeset šest Katalog glavnih galaksija PRC-ROM
157. Harris J., Harris W., Poole 0. 1999. AJ 117, 855
158. Swaters R. 1999. Ph.D. 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. hiljada devetsto devedeset devet AJ 117, 881
162. Lynds R., Tolstoy E. et al. 1998 AJ 116, 146
163. Drozdovsky I., Schulte-Ladbeck R. et al. 2001 ApJL 551, 135
164. James P., Casali M. 1998 MNRAS 3Q1, 280
165. Lequeux J., Combes F. et al. 1998 A&A 334L, 9
166. Zheng Z., Shang Z. 1999. AJ 117, 2757
167. Aparicio A., Gallart K. 1 995 AJ 110, 2105
168. Bizya D. 1997. Kandidatska teza Moskovskog državnog univerziteta, VRI
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. Fig. 1: Znakovi galaksija u kupljenom Diviju, snimili smo na BTA. Da bi se sagledala struktura galaksija, izvršena je medijana filtriranja slike143
173. Fig. 3: Znakovi galaksija u grupi KCC1023, snimljeni na BTA i H8T (završeno)
Odati poštovanje, predstaviti više naučnih tekstova za priznavanje i odbacivanje za dalje priznavanje originalnih tekstova disertacija (OCR). Na vezi sa chim-om, u njima se mogu oprostiti pomilovanja, povezana sa nekompletnošću algoritama za prepoznavanje. U PDF fajlovima disertacija i sažetaka, kako mi dostavljamo, nema takvih pomilovanja.
65. Raspodjela zvijezda u Galaksiji. Kupovina. Zagalna Budova galaksije.
Krajnji oblik i početni oblik Poznavanje udaljenosti do zvijezda omogućava vam da se popnete do formiranja njihovog rozpodílu u prostranstvu, kao iu strukturi Galaksije. Da bi se okarakterisao broj zvijezda u različitim dijelovima Galaksije, uvesti koncept zvjezdanog jaza, sličan konceptu koncentracije molekula. Prostor zore je naziv za broj zvijezda koje se nalaze u istom prostoru. Za jediničnu zapreminu, uzmite 1 kubni parsec. Na periferiji Sunca zore, debljina postaje blizu 0,12 zvijezda po kubnom parseku, drugim riječima, na kožnom ogledalu u srednjem padu iznosi oko 8 ps 3; prosječno vrijeme između zvijezda je blizu 2 ps. Da biste prepoznali kako se razmak zore mijenja u različitim smjerovima, poboljšajte broj zvijezda na jednom području (na primjer, na 1 kvadratnom stepenu) na različitim nebama.
Prvo što se baci u oči s takvim pidrahunkama, je izvanredno jača koncentracija zvijezda u svijetu koje se približavaju Čumatskom putu do smoga, od čije srednje linije pravim veliki prsten na nebu. Navpaki, blizu svijeta blizu pola ovog udjela, koncentracija zvijezda se brzo mijenja. Ova činjenica je već u kasnom 18. vijeku. omogućavajući V. Herschelu da stvori ispravan visnovok o onima da se naš zvjezdani sistem može spljoštiti, štaviše, Sunce se može pomjeriti nedaleko od ravni simetrije obrazovanja.u sredini stučnog sektora, čiji polumjer određuje se formulom
lg r m = 1 + 0,2 (m * M)
krajnji oblik i početni oblik Da bi se okarakterisalo koliko je u ovoj oblasti rasprostranjen raspon različitih luminoziteta, uvesti funkciju sjajnosti j (M), kao što pokazuje, kao dio ukupnog broja zvijezda može se dati vrijednost apsolutne magnitude zore, recimo, od M do M + 1.
krajnji oblik i početni oblik Jata galaksija - gravitacijske veze galaksije, Jedna od najvećih građevina u sveznanje. Ruzmarin gomila galaksija može doseći 10 8 svetle stene.
Skupchennya se mentalno dijeli na dva tipa:
pravilni - 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 skučenim prostorima, kakav je um preplavljen spiralne galaksije. guza - kupovina Divi.
Masi skupcheny variraju od 10 13 do 10 15 mas Sontsya.
budova galaxy
Ruža ruža u Galaksiji može imati dvije jasno izražene karakteristike: prvo, još veću, koncentraciju zvijezda u galaktičkoj ravni, i na drugi način, koncentracija je visoka u centru Galaksije. Dakle, baš kao što na periferiji Sunca, na disku, jedna zvijezda pada na 16 kubnih parseka, zatim u centru Galaksije u jednom kubnom parseku, 10.000 zvijezda perebuyvaet. Na površini Galaksije, Krim, koncentracija zvijezda je povećana, a također je povećana koncentracija pile i plina.
Ruzmarin galaksije: - prečnik diska Galaksije je oko 30 kpc (100.000 lakih stena), - tovshchina - oko 1000 lakih stena.
Sunce je izlazilo dalje od jezgra Galaksije - na udaljenosti od 8 kpc (oko 26.000 svetlosnih zraka).
Centar Galaksije se nalazi u suzir'í̈ Stríltsya direktno na? = 17h46,1m,? = -28°51'.
Galaksija je formirana od diska, oreola i krune. Centralno, najkompaktnije područje Galaksije naziva se jezgro. U jezgru hrama nalazi se koncentracija zvijezda: u kubnom parseku kože nalaze se hiljade zvijezda. Jakbiji su živjeli na planeti bijelih zvijezda, koje se nalaze u blizini jezgra Galaksije, tada bi na nebu bilo vidljivo na desetine zvijezda, u skladu sa sjajem mjeseca. U središtu Galaksije kreće se baza od masivnog crnog krzna. Blizu prstenastog područja galaktičkog diska (3-7 kpc) nalazi se cijeli molekularni govor međuzorskog medija; tu je najveći broj pulsara, ostataka supernova i jama infracrvene viperacije. Vidimo da je oživljavanje centralnih regiona Galaksije uglavnom uhvaćeno ispred nas moćnim kuglicama glinene materije.
Galaksija ima dva glavna podsistema (dve komponente), jedan doprinos drugom i gravitacione veze jedan sa jednim. Prvi se zove sferni - oreol, zvijezde su koncentrisane u centar galaksije, a širina govora, hrama u centru galaksije, brzo opada sa udaljenosti izvana. Centralni, najveći deo oreola između hiljada svetlih stena u centru Galaksije naziva se izbočina. Drugi podsistem je masivni zorni disk. Vin je kao dvostruko presavijeni tanjir. Na disku je koncentracija zvijezda znatno veća, niža u halou. Zvijezde u sredini diska kolabiraju duž kružnih putanja prema centru Galaksije. Na zornom disku, između spiralnih rukava, sunce je naborano.
Zvijezde galaktičkog diska dobile su naziv po populacijama tipa I, a halo zvijezde - po populacijama tipa II. Do diska, galaksije ravnog skladišta, mogu se vidjeti zvijezde ranih spektralnih klasa O i B, zvijezde ružičastih jata, tamne rezane magline. Halo, s druge strane, zbraja objekte koji su vikali u ranim fazama evolucije Galaksije: zvijezde hladnih uboda, zvijezde tipa RR Leary. Zirki ravno skladištenje u povnyanní z sferni zirki skladovoi vídríznyayutsya veliki víst važnih elemenata. Populacija sfernog skladišta se kreće više od 12 milijardi godina. Yogo zazvymayut za jedan vek same Galaksije.
Kod pov_nyanní s oreola, disk je omotan oko pomítshvidshe. Brzina umotavanja diska nije ista na različitim prozorima u sredini. Masa diska se procjenjuje na 150 milijardi metara.Na disku se nalaze spiralne igle (čaure). Mladačke zvijezde i sredinom zore roztashovaní, uglavnom uzde rukava.
Disk i dovkolishníy oreol su zanurení u kruni. U sadašnjem satu, morate znati da su krune Galaksije 10 puta veće od diska.
de H¾ Post Hubble. Na spívvídnosní (6.12) V izraženo u km/s, a r¾ in MPs.
Tsey zakon otrimav ime Hubble zakon . Postiyna Hubble u datom satu prihvata se podjednako H = 72 km / (s ∙ Mpc).
Hubbleov zakon dozvoljava vam da govorite o onima koji Cijeli svijet se širi. Međutim, to ne znači da je naša Galaksija centar, na bilo koji način je proširena. U nekom trenutku, All-Sveet bi mogao da nacrta istu sliku: sve galaksije mogu imati crvene pomake, proporcionalno njima. Na to je potrebno reći da se samo prostranstvo širi. Tse, prirodno, prati mentalno: galaksije, zvijezde, planete i nismo proširivi s vama.
Poznavajući vrijednost crvenog zsuvua, na primjer, za bilo koju galaksiju, možemo sa velikom preciznošću procijeniti udaljenost do nje, vikorističku korelaciju za Doplerov efekat (6.3) i Hubbleov zakon. Ali za z ³ 0,1, konačna Doplerova formula više nije primjenjiva. U takvim situacijama, ukorijenjena je formula 3 posebne teorije sadržaja vode:
| . | (6.13) |
Galaksije su retko same. Zvučne galaksije su grupisane u male grupe, koje osvete desetak članova, često se ujedinjuju u velika jata od stotina i hiljada galaksija. Naš Galaxy da uđe u skladište tzv mistična grupa, koji uključuje tri gigantske spiralne galaksije (naša galaksija, maglina Andromeda i galaksija u blizini Trikutnika), kao i nekoliko desetina patuljastih eliptičnih i nepravilnih galaksija, od kojih je najveća CTWC koja postaje megaparsek . Smrad dijele i nepravilanі redovnoškrt. Nepravilna skupchennya ne volodíyut ispravan oblik i mayut nejasne konture. Galaksije se skupljaju u Magelanovom Hmariju.
U srednjem rasponu, škrta gala u njima je slabo koncentrirana na centar. Primjer gigantskog ružičastog jata može poslužiti kao jato galaksija koje su nam najbliže u Suzir Divi. Na nebu zauzima otprilike 120 kvadratnih metara. stepeni i osvetiti hiljade spiralnih galaksija. Približite se centru gomile 15 MPs.
Pravilna jata galaksija su kompaktnija i simetričnija. Íx udovi su stalno koncentrisani na centar. Suština sfernog skupljanja je grupisanje galaksija u užoj kosi Veronike, koja treba da osveti čak i bogato eliptične galaksije i galaksije nalik sočivima. Nova ima blizu 30.000 galaksija većih od 19 fotografskih zore. Prošećite do centra skuchennya da biste se približili 100 MPs.
Sa puno zavežljaja, da se osvete velikom broju galaksija, vezanih čvrstim natezanjem džerela rendgenske vibracije.
Da vas podsjetim da je jato galaksija u vlastitom krugu također podijeljeno neravnomjerno. Zgídno z dakimi dolídzhennyami, scho otochyuet nas gomila galaksija i grupe galaksija uspostavljaju grandiozni sistem - supergalaksije ili Misteve overbuying. Okolina galaksija može, u svakom slučaju, biti koncentrisana na deaco ravan, koja se može nazvati ekvatorijalnom ravninom supergalaksije. Pogledajte samo jato galaksija u uskom Diviju da biste bili u centru takvog gigantskog sistema. Kupovina Veronikinih dlaka je centar druge, sudske kupovine.
Pazite da nazovete dio cijelog svijeta Metagalaksija . Metagalaksija se sastoji od različitih strukturnih elemenata: galaksija, zvijezda, supernova, kvazara, itd. Ruzmarini Metagalaksije su okruženi našim mogućnostima, čuvaju i u datom času će zauzeti 10 26 m.
Bagatoríchní doslídzhennya Metagalaxy otkrila dva glavna autoriteta, skladišta osnovni kosmološki postulat:
1. Metagalaksija je jednolična i izotropna u velikom obsjagiju.
2. Metagalaksija nije stacionarna.
Naš povízhny pogled na mene zasniva se na kratkoj raspravi o današnjem danu Ja ću postati Svijet (tačnije, pazite na njene dijelove).
1.2.1. Ujednačenost i izotropnost
U velikom obimu, dio modernog Svijeta je vidljiv, homogen i izotropan. Dimenzije najvećih struktura u svemiru - superjata galaksija i gigantskih "praznina" - dostižu desetine megaparseka). Regije Univerzuma veličine 100 Mpc i više izgledaju isto (homogenost), kada se gleda direktno, Univerzum nema (izotropija). Ove činjenice su sada utvrđene kao rezultat dubinskih istraživanja, u kojima se sumnjalo na stotine hiljada galaksija.
Postoji oko 20 superklastera. Otkupna cijena je blizu 40 Mpc, a nabavna cijena Divija je uključena u novu kupovinu Hydra i Centaurusa. Brojevi najvećih struktura već su "pahuljasti": širina galaksija u njima premašuje prosjek za faktor 2. Stotine megaparseka su blizu središta ofanzivne prekomjerne kupovine, razbarušene u užoj Veronikinoj kosi.
Trenutno se radi na sastavljanju najvećeg kataloga galaksija i kvazara - SDSS kataloga (Sloan Digital Sky Survey). Zasnovan je na podacima uzetim uz pomoć teleskopa od 2,5 metara, izgrađenog na sat vremena u 5 frekvencijskih opsega (tokom svjetla svijeta $ \ lambda = 3800-9200 A $, vidljivi domet) za simulaciju spektra 640 objekata. Na ovom teleskopu je prenesena pozicija svjetlosti više od dvije stotine miliona astronomskih objekata i procijenjeno je da je to više od $ 10 ^ 6 $ galaksija i više od $ 10 ^ 5 $ kvazara. Čuvarska zona je najvećim dijelom savijala četvrtinu nebeske sfere. Do danas je izrezan veliki dio eksperimentalnih podataka, što je omogućilo da se spektar procijeni na oko 675 tys. Galaksije i više od 90 hiljada. Kvazariv. Rezultati su ilustrovani na sl. 1.1, odbitak ranih podataka SDSS-a: rezervisanja 40 hiljada. Galaksije i 4 tise. Kvazari, koji se manifestuju u prostoru nebeske sfere sa površinom od 500 kvadratnih stepeni. Ljubazno zapamtite gužvu galaksija i prazninu, izotropnost i homogenost Univerzuma počinju da se pojavljuju na skalama od 100 Mpc i više. Boja tačke određuje tip objekta. Dominacija tog chi ínshoy tipa očarana je, izgleda, vzagalí, procesima prosvjetljenja i evolucije struktura - asimetrijom timchasova, a ne prostora.
Deisno, sa udaljenosti od 1,5 CPC, jak ima maksimum u ružinim podjelama crvenih eliptičnih galaksija (crvene tačke na slici 1.1), svjetlost koja leti do Zemlje je blizu 5 milijardi godina. Todi Vsesvit buv ínshiy (na primjer, još nije postojao Sonyachny sistem).
Evolucija Tsye Timchas postaje nezaboravna na velikoj skali. Drugi razlog za izbor objekata opreza je prisustvo uređaja za registraciju na pragu osjetljivosti: na velikim vidikovcima registruje se samo nekoliko objekata, a najsnažniji su svjetlosni objekti koji stalno vibriraju na Svesveti.
Mal. 1.1. Ekspanzivni rozpodíl galaksije i kvazari za SDSS podatke. Zelene tačke označavaju sve galaksije (u datoj oblasti tela) sa sjajem koji prevazilazi dan. Crvene tačke označavaju galaksije najvećeg sjaja iz daleke škrtosti, koje omogućavaju postizanje ujednačene populacije; u satelitskom sistemu s obzirom na njihov spektar pomeranja u crvenoj oblasti u blizini sjajnih galaksija jednakih z. Crne i plave tačke pokazuju ekspanziju velikih kvazara. Parametar h je oko 0,7
1.2.1. ekspanzija
Univerzum se širi: galaksije se udaljuju jedna od druge (Naravno, nije moguće doći do galaksija koje su u jednom jatu i gravitaciono povezane jedna na jednu; mova idu oko galaksija, dopiru daleko jedna od jedne). Slikovito naizgled, prostran, prepun istog i izotropan, rastegnut, usled čega se povećavaju svi vidici.
Da biste opisali ekspanziju, uvedite koncept faktora skale $ a (t) $, koji se vremenom povećava. Stanite između dva udaljena objekta u blizini Sve-Svete proporcionalno $ a (t) $, a širina čestica se mijenja kao $ ^ (- 3) $. Brzina širenja Univerzuma, koja se može posmatrati kao povećanje u jednom satu, karakteriše Hablov parametar $$ H (t) = \ frac (\ dot (a) (t)) (a (t)) $$
Hubbleov parametar pada unutar sata; za ovu trenutnu vrijednost, to je zastosovuêm, kako zvuči, vrijednost od $ H_0 $.
Kroz širenje Svesveta raste dožina dok fotona, oslobođenog u dalekoj prošlosti. Kao i sve u zemlji, dožina hvili raste proporcionalno $ a (t). $ Kao rezultat, foton postaje crveno pomaknut. Nekoliko crvenih pomaka z nastaje zbog rođenja fotona u trenutku oslobađanja i u trenutku kvara $$ \ frac (\ lambda_ (abs)) (\ lambda_ (em)) = 1 + z, \, \ , \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, (1.3) $$ de $ _ (abs) $ - psovka, $ _ (em) $ - otpuštanje .
Zrozumílo, tse vídnoshnenja da leži u činjenici, ako je foton vizija (u pogledu, da vídnaêtsya vina na Zemlji ove godine), onda vídstaní vídstani između dzherelom i Zemlje. Viglyad je vrijednost koja je neprimjetno vimiruvana: količina napetosti u trenutku vibriranja određena je fizikom procesa (na primjer, glavni stupor fotona, koji se oslobađa kada atom prijeđe iz prvog probuđenog stanja u glavni), a $ \ lambda_ (abs) $ se direktno kontroliše. Na ovaj način, nakon što ste identificirali skup linija oslobađanja (ili gline) i odredili koliko je smrada pomaknuto u crvenu regiju spektra, možete ubiti crveni pomak džerela.
U stvarnosti, identifikacija se zasniva na linijama naljepnica koje su najkarakterističnije za objekte te vrste (div. sl. 1.2). Kao iu spektru, postoje linije gline (padovi, kao na spektrima na slici 1.2), što znači da se objekat, koji ima crveni pomak, širi između dzherela viprominuvannya (na primjer, kvazar) i posterigaha ( fotona u rezonantnoj glini na atome i jone (sa udaljenom izotropnom transmisijom), što dovodi do kvarova u spektru intenziteta vibracije direktno na posterigaču). Iako u spektru postoje linije viprominencije (pikovi u spektru), sam objekat je viprominuvantan.
Mal. 1.2. Linije blijeđenja u spektrima udaljenih galaksija. Rezultati simulacije diferencijalnog toka energije u udaljenim (z = 2,0841) galaksijama prikazani su na gornjem dijagramu. Vertikalne linije ukazuju na širenje atomskih linija gline, čija je identifikacija omogućila označavanje crvenog pomaka galaksije. U spektrima obližnjih galaksija, qi linije su življe. Dijagram sa spektrima takvih galaksija, koji već upućuju na satelitski sistem s obzirom na poboljšanje crvenog neba, prikazan je u donjem malom
Za $ z \ ll 1 $ Hablov zakon $$ z = H_0 r, \, \, \, z \ ll 1, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, (1.4) $$ de $ r $ - doći do džerela, a $ H_0 $ - trenutna vrijednost Hubble parametra. Sa velikim z, ustajalost u obliku crvenog zsuvua se pogoršava, o čemu će biti riječi u izvještaju.
Određivanje apsolutnih udaljenosti do udaljenosti džerela nije lako na desnoj strani. Jedna od metoda zasniva se na simulaciji toka fotona iz udaljenog objekta, čija se svjetlost nalazi iza udaljenog pogleda. Takvi objekti u astronomiji se ponekad nazivaju standardne svijeće .
Sistematska pomilovanja od imenovanog $ H_0 $ nisu dovoljno dobra i, možda, odlično rade. Da bi se postigao značaj da je veličina konstante, koju je opjevao sam Hubble 1929., bila 550 km/(s · Mpc). Moderna metoda za vimatizaciju Hablovog parametra daje $$ H_0 = 73 _ (- 3) ^ (+ 4) \ frac (km) (c \ cdot Mpc). \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, (1.5) $$
Možemo razjasniti smisao tradicionalnog jedinstva Hablovog parametra, kao što je prikazano u (1.5). Jedinstvena interpretacija Hubble zakona (1.4) leži u činjenici da je crveni pomak okružen radijalnim kretanjem galaksija na Zemlji s potezima proporcionalnim udaljenostima do galaksija, $$ v = H_0r, \, \, \ , v \ ll 1, \, \, \ , \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, (1.6) $$
Tada se crveni zvuk (1.4) tumači kao kasni Doplerov efekat (za $ v \ ll c $, tj. $ V \ ll 1 $ u prirodnim jedinicama, Doplerov pomak $ z = v $). Vezi s Hubble parametrom $ H_0 $ dodjeljuje se veličina [širina / veličina]. Slažem se da je tumačenje kosmološkog crvenog pomaka u smislu Doplerovog efekta neobov'yazkovo, i na više načina je neadekvatno. Najispravnije je opravdati formulaciju (1.4) na način na koji je napisana. Vrijednost $ H_0 $ tradicionalno se parametrizuje napredujućim rangom: $$ H_0 = h \ cdot 100 \ frac (km) (c \ cdot Mpc), $$ de h je bezdimenzionalna vrijednost reda jedan (div. (1.5)), $$ h = 0.73 _ (- 0.03) ^ (+ 0.04) $$
Mal. 1.3. Hubble dijagram, inspirisan upozorenjem na udaljene cefeide. Hubbleov zakon s parametrom $ H_0 $ = 75 km / (s · Mpc) je glavna linija indikacija Hablovog zakona. Isprekidane linije označavaju eksperimentalne greške u vrijednosti Hubble konstante
Da bi se promjenio Hubble parametar u kvaliteti standardnih svijeća, tradicionalno se koristi cefes - promjenjive zvijezde, čija je promjena uzrokovana rangom pjesme svjetla. Zvezka tsyu može vyyaviviti, vvychayuchi tsefeidi u nekim kompaktnim skloništima u zoru, na primjer, u Magelanovom magli. Dionice udaljenosti do svih cefeida u sredini jednog kompaktnog osvjetljenja sa visokim nivoom tačnosti mogu se uzeti jednakim, postavljajući svjetlinu takvih objekata na potpuno isti nivo kao i njihova svjetlina. Period pulsiranja cefeida može postati onoliko dugo koliko je potrebno i do desetine decibela decibela, za cijeli sat svjetlina se mijenja u kilka puta. Kao rezultat toga, upozorenje je uzrokovano padanjem svjetlosti tokom perioda pulsiranja: što je zvijezda svjetlija, to je duži period pulsiranja.
Cefeida - divovi i supergiganti, da ih se može posmatrati daleko izvan granica Galaksije. Vivchivsya spektar udaljenih cefeida, poznaju crveni pomak prema formuli (1.3), i dosledzhuyuchi timchasovoy evoluciju, određuju period pulsiranja sjaja. Zatim, vikorist, prema količini lakoće i lakoće, određuje apsolutnu lakoću objekta i dalje izračunava udaljenost do objekta, nakon čega se uzima vrijednost Hubble parametra po formuli (1.4). Na sl. 1.3 prikazuje Hablovu dijaframu s takvim rangom - ugarost crvenog zusu víd vídstaní.
Krím tsefí̈d, ê y ínshí yaskravi ob'êkti, scho vikorisovuyutsya u kvalitetu standardnih svijeća, na primjer supernove tipa 1a.
1.2.3. Čas života celog sveta i rozmír í̈í̈ čuvajući deo
Hubble parametar je zaista veličine $$, tako da trenutni Svijet karakterizira vremenska skala $$ H_0 ^ (- 1) = \ frac 1h \ cdot \ frac (1) (100) \ frac (km) (c \ cdot Mpc) = \ frac 1h\cdot 3\cdot 10^(17) c=\frac 1h\cdot 10^(10)\približno 1,4\cdot 10^(10)god. $$ i kosmološka skala $$ H_0 ^ (- 1) = \ frac 1h \ cdot 3000 Mpc \ približno 4,3 \ cdot 10 ^ 3 Mpc. $$
Grubo se čini da će se ekspanzija Svesveta povećati za dva sata u poretku od 10 milijardi godina; galaksije, koje su blizu 3000 Mpc ispred nas, dalje su ispred nas sa svojim udovicama jednakim swidkistu svjetlosti. Želimo da istaknemo da je sat $ H_0 ^ (- 1) $ po redu veličine zbígaêtsya sa vekom Svesveta, a dan $ H_0 ^ (- 1) $ - sa veličinom vidljivog dela Svesvetlosti. Pojasnićemo najavu o rođenju Svesveta i širenju njenih vidljivih delova u daljini. Ovdje je značajno da se direktna ekstrapolacija evolucije Svesveta u prošlosti (očigledno do nivoa klasične totalne teorije sadržaja vode) treba izvršiti sve do trenutka kada se otkrije Velika Vibuha, iz koje počela je klasična kosmološka revolucija; taj sat života Svesveta je sat posle trenutka Velike vibracije, i širenja vidljivog dela (proširenja horizonta) - vredi videti, kako signali prolaze od trenutka Velike vibracije, kako se svjetlost urušava. Istovremeno, širenje sveta Svesveta značajno pomera širenje horizonta; u klasičnoj globalnoj teoriji vidljivosti, prostranstvo svemira može biti neiscrpno.
Nezavisno od kosmoloških podataka, čuva rub odozdo na Vík Vsesvitu $ t_0 $. Rízní nezalezhíní metode prizvodit za zatvaranje razmjena na vívní $ t_0 \ gtrsim 14 $ milijardi rock_v $ = 1,4 \ cdot 10 ^ (10) $.
Jedna od metoda, uz pomoć koje je ostatak zemlje oduzeta, ubija u smrt bijelih patuljaka pomoću svjetline. Bijeli patuljci - kompaktne zvijezde velikog sjaja s masama, približno se kreću sa masom Sunca, - korak po korak tamne kao rezultat hlađenja radi dodatne budnosti. U Galaksiji postoje bijeli patuljci najmanipulativnijeg luminoziteta, međutim, zbog niske svjetlosti, broj bijelih patuljaka naglo opada, a ovaj pad nije zbog osjetljivosti opreme za budnost. Objašnjenje je da najstariji bijeli patuljci još nisu mogli ohladiti podove da postanu tako tamni. Sat hlađenja može se odrediti podešavanjem ravnoteže energije tokom hlađenja neba. Ovo je čas hlađenja - vrijeme najstarijih bijelih patuljaka - hladnoće ispod za sat života Galaksije, a samim tim i cijelog svijeta.
Sered іnshih metodіv vіdznachimo vivchennya poshirenostі radіoaktivnih elementіv u zemnіy korі sam skladі meteoritіv, porіvnyannya evolyutsіynoї krivoї Zirok golovnoї poslіdovnostі na dіagramі Hertzsprung-Russell ( "svіtnіst - temperatura" ABO "yaskravіst - kolіr") od poshirenіstyu naystarіshih Zirok u zbіdnenih metala kulovih skupchennyah Zirok ( Galaksije su unutrašnje galaktičke strukture prečnika oko 30 pc, koje uključuju stotine hiljada i milion zvezda. Termin "metal" u astrofizici pripada svim elementima važnim za helijum.), postaću relaksacioni procesi u zornim jatama, uprkos širenju vrućeg gasa u jatama galaksija.
1.2.4. otvoreni prostor
Homogenost i izotropnost Univerzuma ne znače, čini se da je u momentu fiksiranja sata, prostor trivimera 3-ravan (trivimer euklidski prostor), odnosno da Univerzum ima nultu krivinu. Red sa 3-ravnim, homogenim i izotropnim je 3-sferna (pozitivna zakrivljenost) i 3-hiperboloidna (negativna zakrivljenost). Osnovni rezultat čuvanja preostalih sudbina bilo je utvrđivanje činjenice da je prostranstvo zakrivljenosti Svesveta, iako je vidljivo od nule, malo. Više puta ćemo se obraćati ovoj čvrstoći, kako da bismo je formulirali na kílkísny nivou, tako i da bismo viklasti, yakí sam dao da svjedoči o prostranoj ravnosti Sve-Svijeta. Ovdje možemo reći da je rezultat uzet iz anizotropije reliktnog viprom_nyuvannya i na yakísnom nivou do te mjere da je polumjer zakrivljenosti prostora Svesveta veći od veličine
Takođe je značajno da su podaci o anizotropiji reliktne industrijalizacije u skladu sa pretpostavkama o trivijalnoj prostornoj topologiji. Dakle, u razí kompaktnom trivimírnogo ríznomaníttya s karakterističnim rozmírom reda Hubble na nebesníy sferí sposterígalisya b Cola Zi slična slika anízotropíí̈ relíktovogo vipromínyuvannya - peretinu sferni ostannogo rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya rozsíyuvannya vodena sfera zalií̈sívítísívísívísívísívítísívísívísív grupu fotoní̈sívítísíva ríznomanittya. Ako je, na primjer, topologija torusa mala, tada bi u nebeskoj sferi postojao par takvih kil u dijametralno suprotnim pravim linijama. Takvu dominaciju ne manifestuju ostaci industrije.
1.2.5. "Heat" Vsesvit
Trenutni Vsesvit je ispunjen gasom fotona koji nisu u interakciji - reliktnih vibracija, prenoseći teoriju Velikog Vibuhua i eksperimentalno otkrivenih 1964. godine. Broj reliktnih fotona trebao bi biti otprilike 400 komada po kubnom centimetru. Podjela fotona prema energiji termalnog Planckovog spektra (slika 1.4), koju karakterizira temperatura $$ T_0 = 2,725 \ pm 0,001 K \, \, \, \, \, \, \, \, \ , \, \, \, \ , \, \, (1.7) $$ (vidi analizu). Temperatura fotona koji dolaze iz različitih pravaca u nebesku sferu, međutim, iznosi oko $ 10 ^ (- 4) $; tse - još jedan primjer homogenosti i izotropije Sve-svijeta.
Mal. 1.4. Vimiryuvannya spektar relikta viprominyuvannya. Kompilacija podataka vikonana. Tačkasta kriva očitava Plankov spektar (spektar "crnog tijela"). Nedavna analiza daje vrijednost temperature (1,7), a ne T = 2,726 K, kao kod bebe
Mal. 1.5. WMAP podaci: apeksna anizotropija proizvodnje reliktnih vibracija, odnosno zavisnost temperature fotona od direktnog dolaska. Vidljive su prosječna temperatura fotona i dipolna komponenta (1.8); varijacije temperature su prikazane na $ \ delta T \ sim 100 \ mu K $ $ \ delta T / T_0 \ sim 10 ^ (- 4) -10 ^ (- 5) $
Istovremeno je eksperimentalno utvrđeno da temperatura još uvijek leži direktno na nebeskoj sferi. Kutova anizotropija temperature reliktnih fotona u datom trenutku je dobra vimirijska (div. slika 1.5) i postaje, otprilike naizgled, vrijednost reda $ \ delta T / T_0 \ sim 10 ^ (- 4) -10 ^ (- 5) $. Činjenica da je ¾ Plankov spektar u strujnim linijama kontroliran eksperimentima provedenim na različitim frekvencijama.
Više puta ćemo se osvrnuti na anizotropiju (i polarizaciju) reliktne viprominencije, krhotine su, s jedne strane, nosile vrijedne informacije o ranom i modernom Svesvijetu, a s druge strane to je moguće sa velikom preciznošću.
Značajno je da nam prisustvo reliktnog vapinga omogućava da uvedemo sistem posmatranja u Svesvetu: poznato je da ovaj sistem počiva u gasu reliktnih fotona. Sony sistem se ruši poput reliktnog viprominuvanja u pravoj liniji koja se sužava Hydri. Brzina ove rotacije određuje vrijednost dipolne komponente anizotropije $$ \ delta T_ (dipol) = 3,346 mK \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, (1.8) $$
Moderni Vsesvit prozora za reliktne fotone ( U stvari, "jasnoća" različitih delova Svesveta je podeljena. Na primjer, vrući plin ($ T \ sim 10 $ keV) u jatama galaksija je bogat reliktnim fotonima, koji bubre na istoj dodatnoj energiji. Ovaj proces treba dovesti do "pidígívu" reliktnih fotona - efekta Zeldovich-Syunyaev. Veličina ovog efekta je mala, ali je vrlo uočljiva uz savremene metode opreza.): Današnji dan slobodnog trčanja je odličan u istom vremenskom horizontu $ H_0 ^ (- 1) $. Nemojte počinjati ovako: u ranom Svijetu, fotoni su intenzivno komunicirali s govorom.
Ako temperatura reliktne industrijalizacije $ T $ leži direktno $ \ vec (n) $ na nebeskoj sferi, tada za vađenje ugare ručno vikorizujte distribuciju prema sfernim funkcijama (harmonici) $ Y_ (lm) ( \ textbf (n)) $, sho kreira novi skup osnovnih funkcija na sferi. Pod fluktuacijom temperature $ \ delta T $ direktno $ \ vec (n) $ razumjeti razliku $ $ \ delta T (\ textbf (n)) \ equiv T (\ textbf (n)) -T_0- \ delta T_ (dipol ) = \ sum_ (l, m) a_ (l, m) Y_ (l, m) (\textbf (n)), $$ de za koeficijente $ a_ (l, m) , m) = (- 1) ^ m a_ (l, -m) $, što je neophodan uslov za materijalnost temperature. Momenti jezgre $ l $ pokazuju fluktuacije sa tipičnom skalom jezgra $ \ pi / l $. Uz veliki oprez, moguće je okretanje na različitim skalama, od najveće do razmjera manjih od 0,1° ($ l \ sim 1000 $, div. sl. 1.6).
Mal. 1.6. Rezultati ublažavanja anizotropije vrha reliktne varijacije različitim eksperimentima. Teorijska kriva je otrimana u okviru modela $\Lambda$CDM.
Podaci se uzimaju u obzir jer su fluktuacije temperature $ \ delta T (\ textbf (n)) $ vertikalno Gausovo polje, pa su koeficijenti $ a_ (l, m) $ statistički nezavisni za različite $ l $ i $ m $, $ $\langle a_(l,m)a_(l",m")^*\rangle = C_(lm)\cdot\delta_(ll")\delta_(mm"),\,\,\ ,\,\ , \, \, \, \, \, \, \, \, \, \, (1.9) Koeficijenti $ C_ (lm) $ u izotropnom Svijetu ne leže u m, $ C_ (lm) = C_ (l) $, i ukazuju na korelaciju između temperaturnih fluktuacija u različitim smjerovima: $$ \ langle \ delta T ( \ textbf (n) _1) \ delta T (\ textbf (n) _2) \ rangle = \ sum_l \ frac (2l + 1) (4 \ pi) C_lP_l (\ cos \ theta), $$ de $ P_l $ - Legendrov polinom, koji pada samo u slučaju $ \ theta $ između vektora $ \ textbf (n) _1 $ i $ \ textbf (n) _2 $. Sokrema, za srednje kvadratne fluktuacije potrebno je: $$ \ langle \ delta T ^ 2 \ rangle = \ sum_l \ frac (2l + 1) (4 \ pi) C_l \ approx \ int \ frac (l (l + 1)) ( 2 \pi)C_ld\ln l. $$
Na ovaj način, veličina $ \ frac (l (l + 1)) (2 \ pi) C_l $ karakteriše ukupan doprinos vršnih momenata u jednom redu. Rezultati same vimiryuvannya tsíêí̈ vrijednosti lebde na sl. 1.6.
Važno je napomenuti da smanjenje gornje anizotropije reliktne varijacije nije dato jednim eksperimentalnim brojem, već cijelim skupom podataka, tj. vrijednošću $ C_l $ sa različitim $ l $. Ovaj skup karakteriše nizak parametar u ranom i modernom Svijetu, tako da daje i mnogo kosmoloških informacija.
