Énoncé du problème

Historiquement, il s'est développé de telle manière qu'au début du XXe siècle, littéralement vibuh dans les anciennes étoiles et les sororités naissantes comme dans notre Galaxie, ainsi dans d'autres systèmes naissants, ayant créé cette fondation, l'astronomie est apparue dans le ciel. L'apparition d'un nouveau directement dans l'astronomie a fait sensation chez les robots de Hertzsprung et Ressel, Duncan et Abbe, Levitt et Bailey, Shepley et Hubble, Lundmar et Curtis, dans lesquels l'échelle moderne du Tout-Monde a été établie.

Dans son développement ultérieur, l'astronomie est allée au-delà de la galaxie d'une telle manière, où elle n'était plus visible, mais même plus tôt, les astronomes engagés dans des études extragalactiques ont publié un grand nombre de travaux, ainsi que dans le passé, ils ont été pov'azanіy izkovoy іz: 'aux ponts de lumière des étoiles, aux échelles spirituelles des étoiles, au développement des étapes évolutives du calme d'autres types d'étoiles.

Les observations d'étoiles dans d'autres galaxies permettent aux astronomes de voir le jour à venir. Tout d'abord, clarifiez l'échelle des apparences. J'ai réalisé que je ne connaissais pas les valeurs exactes, nous ne connaissons pas les principaux paramètres des galaxies - taille, masse, légèreté. Vidkrittya en 1929 La présence de Hubble entre les largeurs interchangeables des galaxies et leur distance permet d'estimer rapidement la distance à n'importe quelle galaxie sur la base d'un monde simple et d'une largeur interchangeable. Cependant, nous ne pouvons pas battre la méthode, comme si nous enseignions aux galaxies non-Hubble, que les galaxies ne sont pas liées aux expansions de l'Univers, mais aux splendides lois de la gravitation. Dans ce cas, nous avons besoin d'une évaluation de la norme, prise non pas sur la base de la variation de vitesse, mais sur la base de la variation d'autres paramètres. Il semble que les galaxies à des distances allant jusqu'à 10 Mpc peuvent avoir une vitesse élevée, car il est possible d'égaliser leur vitesse dans l'univers élargi de Hubble. La sommation de deux éventuellement les mêmes vecteurs de glissement, dont l'un peut être accidentel, conduira à des résultats merveilleux et irréalistes, car nous pourrons vaincre l'obsolescence de Hubble avec l'énumération de la distribution spatiale des galaxies. Par conséquent, de toute façon, nous ne pouvons pas vivre sur la base du changement des galaxies.

D'une autre manière, les éclats de toutes les galaxies se sont formés à partir des étoiles, puis ils ont façonné l'évolution des étoiles d'une galaxie, et ainsi on peut aussi se nourrir de la morphologie et de l'évolution de la galaxie elle-même. C'est pourquoi les informations sur les aurores des entrepôts de la galaxie sont supprimées, entre les différences entre les modèles stagnants pour les marches et l'évolution de l'ensemble du système d'aube. De cette façon, comme nous voulons reconnaître l'origine et l'évolution des galaxies, il nous est absolument nécessaire d'augmenter l'aube de la population des différents types de galaxies jusqu'au domaine photométrique le plus profond.

À l'ère de l'astronomie photographique, des études sur la population de galaxies à l'aube ont été menées sur les plus grands télescopes du monde. Ale, tout est pareil dans une galaxie aussi proche, comme M31, l'aube de la population de type II, donc des géantes rouges, était aux confins du vimiryuvan photométrique. Un tel changement technique dans les opportunités a conduit au fait que l'aube de la population n'a grandi en détail et profondément que dans les galaxies du groupe Mistsevoy, de, heureusement, il existe des galaxies de tous types. En 40 ans, Baade a divisé l'ensemble de la population de galaxies en deux types : les supergéantes juvéniles yaskra (type I), localisées ; Iesya dans un disque mince, et les anciennes géantes rouges (type P), qui occupent plus de volume du halo. Plus tard, Baade et Sendidzh ont indiqué la présence de populations de type II dans toutes les galaxies du groupe Mistsevoy, donc les étoiles anciennes, comme si elles étaient bien vues à la périphérie des galaxies. Sur les signes des galaxies plus lointaines, seules des supergéantes brillantes étaient visibles, comme Hubble victorieux à son heure pour la nomination des distances aux galaxies lors du calcul du paramètre d'expansion du Tout-Monde.

Les progrès techniques des années 1990 dans le développement des greffes de précaution au point où il est devenu possible d'obtenir des étoiles faibles dans les galaxies et au-delà des frontières du groupe Mist, et il est devenu possible d'améliorer réellement les paramètres de la population de l'aube des galaxies riches . Dans le même temps, le passage à la matrice CCD a été marqué par une régression dans l'évolution des paramètres globaux de la distribution de la population de galaxies à l'aube. Il est devenu tout simplement impossible de finir la galaxie avec un monde de 30 piquants supérieurs de lumière, avec un bord de 3 piquants supérieurs. Seules quelques-unes à la fois sont des matrices CCD, pour des dimensions que vous pouvez comparer avec beaucoup de plaques photographiques.

Caractéristique importante des robots ACTUALNIST.

Actualité de l'œuvre et pouvant se manifester :

La théorie de l'aube et de l'évolution des galaxies, la désignation de la fonction cob des masses avec différents esprits physiques, ainsi que les étapes de l'évolution des étoiles massives individuelles, indiquent la suppression des étoiles directes des galaxies. Tilki povnyannya poserezhen i teorii zdatne pour poursuivre le développement de l'astrophysique. Nous avons emporté un excellent matériel illustratif, qui donne déjà des résultats astrophysiques similaires en regardant les candidats LBV à la lumière, puis en les confirmant spectralement. Apparemment, à l'heure actuelle, un programme d'observations directes de galaxies "dans le futur; її" est en cours sur le HST, de sorte que les signes ne seront demandés qu'après un rêve dans une telle galaxie de supernova de type II (supergéante) . ont; Les archives que nous avons sont légèrement inférieures à ce qui se crée en même temps sur la TVH.

En cette heure, le problème de la détermination de la distance exacte aux galaxies, à la fois éloignées et proches, est devenu le principal dans le travail des grands télescopes. Comme pour les grands, la méthode d'un tel robot est la désignation de la constante de Hubble avec un maximum de précision, puis sur les petits, la méthode est de rechercher une distribution locale inhomogène des galaxies. Et pour qui le sens exact est nécessaire pour atteindre les galaxies du complexe Mystique. Pour le premier, nous avons déjà pris des données sur la distribution spatiale des galaxies. De plus, la calibration des méthodes d'établissement conduit aux valeurs exactes pour le petit nombre de galaxies clés, qui sont celles de base.

Une seule fois, après l'apparition des matrices modernes, il est devenu possible d'approfondir les horizons de l'entrepôt de galaxies. Simultanément ouvert un chemin pour la création de l'histoire de l'aube des galaxies. La seule source de matériel pour laquelle sont des images directes de celles autorisées sur les étoiles des galaxies, réparties dans différents filtres.

L'histoire de l'étude des structures faibles des galaxies remonte à plus d'une douzaine d'années. Il est devenu particulièrement important après l'introduction des observations radio des courbes d'enveloppement étendues des galaxies spirales et irrégulières. Les résultats d'Otrimani ont été présentés sur la base de masses invisibles importantes et des études d'imagerie optique sont menées de manière intensive dans de nombreux observatoires. Les résultats que nous avons obtenus montrent la base des galaxies de différents types de disques d'étirement, qui sont formés à partir de l'ancienne population de l'aube - les géantes rouges. L'apparition des masses de ces disques peut atténuer le problème des masses invisibles.

META ROBOTS.

Les objectifs de ce travail de thèse sont :

1. Suppression du plus grand réseau homogène de galaxies dans le ciel des pins avec une vitesse inférieure à 500 km/s et la nomination des distances aux galaxies en fonction de la photométrie de leurs plus belles étoiles.

2. Dozvіl sur les étoiles des galaxies, qui sont gardées dans deux directions opposées - dans le groupe Divi et dans le groupe N001023. Nomination jusqu'aux noms des groupes et calcul, sur la base de la soustraction des résultats, poster Hubble dans deux directions opposées.

3. La formation de l'entrepôt de l'aube de la périphérie des galaxies irrégulières et spirales. La désignation des vastes formes de galaxies sur les grands stands au centre.

NOUVEAUTÉ SCIENTIFIQUE.

Pour un grand nombre de galaxies sur les télescopes b-m, des images profondes ont été prises en deux) Et les couleurs qui permettaient de voir les galaxies sur les étoiles. La photométrie a été réalisée pour le zirok znіmkіv et incitée par les diagrammes de couleur - magnitude. Sur la base de ces données, des valeurs ont été attribuées à 92 galaxies, y compris celles de systèmes aussi éloignés, comme le groupe N001023. Pour le plus grand nombre de galaxies, le bilan des morts est à venir.

Vymiryanі vіdstanі vіdstanі vikoristаі pour vyznachennya postіynoї Hubble dans deux lignes protilazhnye, scho a permis d'estimer le gradient de vitesse entre le groupe Mіzh Mіstsevaї et le groupe N001023, dont la valeur, en fin de compte, est faible et ne dépasse pas les pardons de vimiryuvan.

La formation de l'entrepôt de l'aube de la périphérie des galaxies a conduit à la découverte dans les galaxies irrégulières de disques épais persistants, formés à partir d'étoiles anciennes, des géantes rouges. L'expansion de tels disques est 2 à 3 fois supérieure à l'expansion visible des galaxies au-delà de 25 "A/P". Il a été constaté que les galaxies sur la base d'une distribution spacieuse de géantes rouges peuvent être clairement vues par le cordon.

SCIENCE ET VALEUR PRATIQUE.

Au 6e télescope, il y a environ 100 images autorisées de galaxies. Dans ces galaxies, les couleurs et l'éclat de toutes les étoiles visibles sont plus brillants. Il a été vu hypergigant et supergigant avec le plus de lumière.

Sur la base des travaux, dans lesquels l'auteur a pris un destin ininterrompu, il existe dans le passé un ensemble important et homogène de données sur la réduction de vivo pour toutes les galaxies du ciel des pins à des vitesses inférieures à 500 km / s. Avec plus de données, il est possible de réaliser une analyse des révolutions non-Hubble des galaxies du complexe Mystic, qui combine une sélection de modèles de l'exploration des Mystic "Mlints" des galaxies.

L'entrepôt et les étendues de la structure des groupes de galaxies les plus proches dans le ciel bleu ont été déterminés. Les résultats du robot permettent d'effectuer des appariements statistiques de paramètres dans des groupes de galaxies.

Suivi de l'espace en contact direct avec la collection de galaxies de Divi. Une poignée de galaxies proches, dispersées entre le groupe accumulé et Mistsevoy, ont été découvertes. Il a été désigné dans les vues et les visions de la galaxie, qui appartiennent aux plus dilapidées, et se répandant dans différentes parties de la périphérie et du centre d'éclatement.

Il a été nommé avant la vente aux enchères de Veronica's Diva et Volossi et la station Hubble a été calculée. Il y a une lueur des étoiles les plus brillantes de 10 galaxies du groupe N001023, qui se trouvent sur l'étoile 10 Meni. La distance aux galaxies a été indiquée et le poste de Hubble a été calculé de la même manière. Une visnovka est habillée d'un petit gradient de suède entre le groupe Mistsevoy et le groupe N001023, ce qui peut expliquer la dominance de l'amas de galaxies dans Divi.

ÊTRE BLÂMÉ SUR LE ZAKHIST :

1. Résultats des travaux sur le développement et la mise en œuvre de la méthode de photométrie des étoiles sur la microdensitométrie automatique AMD1 et AMD2 VAT RAS.

2. Visnovok de jachère calibrée par la méthode de désignation des noms selon les noms noirs et rouges des supergéantes.

3. Les résultats de la photométrie des étoiles dans 50 galaxies du complexe de missiles et la désignation des distances à ces galaxies.

4. Les résultats de la nomination de jusqu'à 24 galaxies directement pour la collection dans Divi. Désignation de l'après-Hubble.

5. Les résultats de la nomination des distances aux galaxies du groupe NOC1023 et la nomination du Hubble permanent dans le sens opposé du clustering dans Divi directement. Visnovok sur un petit gradient d'essaimage entre le groupe Mistsevoy et le groupe NGO1023.

6. Résultats de l'étude de la distribution spatiale des étoiles de types connus dans les galaxies irrégulières. Vue de disques persistants de géantes rouges sur certaines galaxies irrégulières.

Approbation des robots.

Les principaux résultats, repris dans la thèse, ont été confirmés lors des séminaires du VAT RAS, SAI, AI OPbSU, ainsi que lors de conférences :

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

PAR, 1998, dans lAU Symp. 192, Le contenu stellaire des galaxies de groupes locaux, éd. Whitelock P. et Gannon R., 15 ans.

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

Russie, 2001., Conférence panrusse d'astronomie, 6-12 septembre, Saint-Pétersbourg. Addendum : "Types de rozpodіl zirok pіznіh spatiaux dans les galaxies irrégulières".

Mexique, 2002 Cozumel, 8-12 avril, "Les étoiles comme traceur de la forme des halos de galaxies irrégulières".

1. Tikhonov N.A., Résultats de l'hypersensibilisation dans les astrofilms aqueux du projet technique Kaz-NDI, 1984, Soobshch.SAO, 40, 81-85.

2. Tikhonov N.A., Photométrie des étoiles et des galaxies sur images directes BTA. Pardon photométrie AMD-1, 1989, Soobshch.SAO, 58, 80-86.

3. Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Karachentsev ID., Georgiev Ts.B., Distance des galaxies proches N00 2366.1С 2574 et NOG 4236 à partir de la photométrie photographique de leurs étoiles les plus brillantes, 1991, A & AS, 89, 1-3 .

4. Georgiev Ts. V., Tikhonov N.A., Karachentsev ID., Bilkina B.I "Les étoiles les plus brillantes et la distance à la galaxie naine HoIX, 1991, A & AS, 89, 529-536.

5. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Nayaskravishi Candidats in the M81 Galaxy M81 Cluster, 1991, Listi v Azh, 17, 387.

6. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Estimates of B and V magnitudes for candidates in the galaxy cluster M 81, 1991, Listi v Azh, 17, nil, 994-998.

7. Tikhonov N.A., Georgiev T.Є., Bilkina B.I. Photométrie stellaire sur les plaques du télescope de 6 m, 1991, OAO, 67, 114-118.

8. Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Sharina M.E., Distances of near galaxies N0 0 1560 NGO 2976 and DDO 165 from their brightest stars, 1991, A & AS, 91, 503-512.

9. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Les étoiles bleues et rouges les plus brillantes de la galaxie M81, 1992, A & AS, 95, 581-588.

10. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., The distribution of blue and stars around the M81, A & AS, 96, 569-581.

11. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Bilkina B.I., Sharina M.E., Distances à trois galaxies naines proches à partir de la photométrie de leurs étoiles les plus brillantes, 1992, A & A Trans, 1, 269-282.

12. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I., Tikhonov N.A., Getov R., Nedialkov P., Les coordonnées précises des supergéantes et des amas globulaires candidats de la galaxie M 81, 1993, Bull SAO, 36, 43.

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

14. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Distances photométriques à cinq galaxies naines au voisinage de M 81, 1993, A & A, 275, 39.

15. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., Les étoiles les plus brillantes de trois naines irrégulières autour de M 81, 1994, A & AS, 106, 555.

16. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., NGC 1569 et UGCA 92 - une paire voisine de galaxies dans la zone de la Voie lactée, 1994, Lettres à l'AJ soviétique, 20, 90.

17. Karachentsev L, Tikhonov N., Nouvelles distances photométriques pour les galaxies naines dans le volume local, 1994, A & A, 286, 718.

18. Tikhonov N., Karachentsev L, Maffei 2, une galaxie proche protégée par la Voie lactée, 1994, Bull. SAO, 38, 3.

19. Georgiev Ts., Vіlkіn V., Karachentsev I., Tikhonov N. Zoryanii photométrie et distance aux galaxies proches : estimations de Dvіdminnosti pour le paramètre "ra sur X" bl. 1994 Oborniki z dopoviddu VAN, Sofia, p.49.

20. Tikhonov N., Galaxie irrégulière Casl - un nouveau membre du groupe local, Astron.Nachr., 1996, 317, 175-178.

21. Tikhonov N., Sazonova L., Un diagramme couleur - magnitude pour la galaxie naine des Poissons, AN, 1996, 317, 179-186.

22. M. E. Sharina, I. D. Karachentsev et N. A. Tikhonov, Approche photométrique de la galaxie compagnon N0 0 6946 et її, 1996, Listi v Azh, 23, 430-434.

23. Sharina M.Y., Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Distances photométriques à NGC 628 et ses quatre compagnons, 1996, A & AS, 119, n3. 499-507.

24. Georgiev Ts. V., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Ivanov V.D. Amas globulaires candidats dans les galaxies NGC 2366.1C 2574 et NGC 4236, 1996, A & A Trans, 11, 39-46.

25. Tikhonov N.A., Georgiev Ts. V., Karachentsev I.D., Candidats amas d'étoiles les plus brillants dans huit galaxies de type tardif du complexe local, 1996, A & A Trans, 11, 47-58.

26. Georgiev Ts.B., Karachentsev I.D., Tikhonov N.A., Modules pour jusqu'à 13 galaxies naines isolées proches, Listi v Azh, 1997, 23, 586-594.

27. Tikhonov N. A., The deep stellar photometry of the ICIO, 1998, in lAU Symposium 192, éd. P. Whitelock et R. Cannon, 15.

28. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Photométrie CCD et distances de six galaxies irrégulières résolues dans Canes Venatici, 1998, A & AS, 128, 325-330.

29. Sharina M. E., Karachentsev I. D., Tikhonov N. A., Distances à huit galaxies à faible luminosité isolées proches, 1999, AstL, 25, 322S.

30. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Distances aux deux nouveaux compagnons de M 31, 1999, AstL, 25, 332.

31. Drozdovskii 1.0., Tikhonov N.A., Le contenu stellaire et la distance à la galaxie naine compacte bleue NGC 6789, 2000., A & AS, 142, 347D.

32. Aparicio A., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., DDO 187 : les galaxies naines ont-elles des halos étendus et anciens ? 2000, AJ, 119, 177A.

33. Aparicio A., Tikhonov N.A., La répartition spatiale et par âge de la population stellaire dans DDO 190, 2000., AJ, 119, 2183A.

34. Lee M., Aparicio A., Tikhonov N, Byin Y.-I, Kim E., Populations stellaires et membres du groupe local de la galaxie naine DDO 210, 1999, AJ, 118, 853-861.

35. Tikhonov N.A., Galazutdinova O.A., Drozdovskii I.O., Distances to 24 Galaxies in the Direction of the Virgo Cluster and a Determination of the Hubble Constant, 2000., Afz, 43, 367.

STRUCTURE DE LA THÈSE

La thèse est composée d'une introduction, six divisions, Visnovkiv, une liste de la littérature citée et des suppléments.

Les principaux chapitres de visnovki tsієї sont situés entre les galaxies spirales irrégulières et dans le monde plus petit. Par conséquent, nous devrions examiner davantage ces types de galaxies dans un rapport, en nous concentrant sur le principal respect de l'identité et de la similitude entre elles. Nous sommes bloqués au niveau minimum des paramètres calmes des galaxies, qui n'apparaissent pas dans nos études.

6.2.1 Nutrition pour la classification des galaxies.

Historiquement, il s'est avéré que toute la classification des galaxies a été créée sur la base de signes tirés du spectre bleu. Naturellement, sur ces images, ces objets sont particulièrement clairement visibles, comme une couleur vive, c'est-à-dire la zone d'aube avec de jeunes étoiles brillantes. De telles régions peuvent être vues efficacement dans les galaxies spirales ; il y a des gilks, et dans les galaxies irrégulières, ils peuvent être dispersés au hasard sur le corps des galaxies comme un crabe.

Nous pouvons voir que dans la division des régions de l'aube et est devenu un épais cordon de torchis, qui sépare les galaxies spirales et irrégulières indépendamment, en plus de la classification selon Hubble, Vaucouleur abo van den Berg 192,193,194]. Dans certains systèmes de classification, les auteurs ont essayé de corriger et d'autres paramètres des galaxies, à l'exception de leur meilleure apparence, mais la classification la plus simple de Hubble a été laissée de côté de la manière la plus large possible.

Naturellement, ce qui est sec ; Il existe des raisons physiques naturelles à la diversité des subdivisions des zones de création de l'aube dans les galaxies spirales et irrégulières. À Persh Cherga, il y a une différence entre les masses et les shvidkos vrash; Cependant, la classification principale était uniquement basée sur l'apparence des galaxies. En même temps, entre deux types de galaxies, il est déjà visible, des fragments de galaxies richement irrégulières montrent des signes de lignes en spirale ou une structure en forme de barre au centre de la galaxie. Grande brume magellanique, comme pour servir de galaxie irrégulière typique claire, une barre et des signes faibles d'une structure en spirale caractéristique des galaxies de type Sc. Les signes de la structure en spirale des galaxies irrégulières sont particulièrement mémorables dans la bande radio lorsqu'elles tournent sous de l'eau neutre. En règle générale, comme une galaxie terrestre irrégulière; dans la nature d'un brouillard de gaz prolongé, dans lequel le signe des aiguilles en spirale est souvent donné (par exemple, dans ICIO 196], Holl, IC2574).

Le résultat d'une telle transition en douceur obsh ; leur puissance dans les galaxies spirales aux galaxies irrégulières et leur subjectivité dans le cas d'attributions morphologiques de types de galaxies par différents auteurs. De plus, comme si les premières plaques photographiques étaient sensibles aux changements infrarouges, et non bleus, alors la classification des galaxies le serait encore plus, les fragments de la région de création de l'aube ne seraient pas vus dans les galaxies du plus grand rang honorable . Sur de telles images infrarouges, ces régions de galaxies sont les plus clairement visibles, où l'ancienne population de l'aube - les géantes rouges - est vengée.

Qu'une galaxie dans la gamme ІК puisse avoir une apparence lisse, sans contraste, des crêtes en spirale ou des zones de création d'aube sont visibles, et le disque et le renflement de la galaxie se manifestent le plus clairement. Sur les signes dans la gamme ІК de la galaxie Irr, on peut la voir comme une galaxie naine à disque, orientée vers nous sous différentes arêtes. Vous pouvez bien le voir dans l'Atlas IK des galaxies. De cette manière, si la classification des galaxies était toujours effectuée sur la base de signes dans la gamme infrarouge, les galaxies spirales et irrégulières seraient alors regroupées dans un groupe de galaxies à disque.

6.2.2 Appariement des paramètres généraux dans les galaxies spirales et irrégulières.

La continuité de la transition des galaxies spirales aux galaxies irrégulières peut être vue en regardant les paramètres globaux d'une séquence de galaxies, c'est-à-dire des galaxies spirales : Sa Sb Sc à irrégulières : Sd Sm Im. Tous les paramètres : masse, expansion, au lieu de l'eau indiquent une seule classe de galaxies. Les paramètres photométriques des galaxies peuvent être pareillement ininterrompus : luminosité et couleur. tiques, mi et n'a pas essayé de déterminer le type exact de galaxie. Comme indication supplémentaire, les paramètres de la distribution de la population de l'aube dans les spirales naines et dans les galaxies irrégulières sont approximativement les mêmes. Tsé esh ; e fois podkreslyuє, les types de galaxies d'obéissance scho devraient être unis sous un même nom - disque.

6.2.3 Étendues de galaxies.

Zvernemosya aux spacieuses galaxies de Budovoy. La planéité des formes des galaxies spirales ne nécessite pas d'explication. Lors de la description du type de galaxies, sur la base de la photométrie, on peut voir le son du renflement et du disque de la galaxie. Les courbes dispersées prolongées et plates des veuves proméneutiques des galaxies spirales peuvent s'expliquer par la présence apparente de masses importantes de matière invisible, puis un halo prolongé s'ajoute souvent à la morphologie des galaxies. Essayez de découvrir la manifestation visible d'un tel halo volé plus d'une fois. De plus, dans les vallées riches, la présence d'une densité centrale ou d'un renflement dans les galaxies irrégulières peut être amenée au point que seul l'entrepôt exponentiel du disque de la galaxie est visible sur les profils photométriques sans signes d'autres entrepôts.

Pour les formes z'yasuvannya de galaxies irrégulières, l'axe uzdovzh Z doit protéger les galaxies, visibles du bord. La recherche de telles galaxies pour le catalogue LEDA lors de la sélection pour l'emballage swidkistyu, des centaines d'axes et de dimensionnement nous a amenés à la compilation d'une liste de dizaines de galaxies, dont une grande partie a été triée sur de grands festivals. Avec la photométrie de surface profonde, il est possible de révéler des sous-systèmes avec une faible clarté de surface et de diminuer leurs caractéristiques photométriques. Le faible niveau de clarté du sous-système ne signifie pas un petit impact sur la vie de la galaxie, les fragments de la masse d'un tel sous-système peuvent être rendus grands grâce à la grande valeur de M / L.

UGCB760, TVA. 1800

20 40 60 pour RADIUS (sec d'arc)

Poste (PRCSEC)

Mal. 29 : Changement de la couleur (U - Z) du grand axe de la galaxie N008760 et її izofoti en HE - 27А5

Sur la fig. 29 nous présentons au BTA les résultats de photométrie de surface de la galaxie irrégulière 11008760. Les isophotos de la galaxie montrent qu'aux frontières photométriques profondes, la forme des parties externes de la galaxie est proche d'un ovale. D'une autre manière, la faible galaxie izofoti tryvayut le long du grand axe et de la distance du corps principal de la galaxie, des étoiles apparemment brillantes et des zones de création de l'aube.

Vous pouvez voir la suite du composant de disque ; їй au-delà des limites du corps principal de la galaxie. L'ordre est représenté en changeant la couleur du centre de la galaxie aux isophotes les plus faibles.

Des simulations photométriques ont montré que le corps principal de la galaxie a une couleur (Y -th) = 0,25, ce qui est tout à fait typique des galaxies irrégulières. Zones de couleur Vymiryuvannya, éloignées du corps principal de la galaxie pour donner la valeur (V - K) = 1,2. Ce résultat signifie que faibles = 27,5""/P") et étendues (3 fois plus grandes, taille inférieure du corps principal) les parties extérieures de la galaxie sont dues aux étoiles rouges photométriques inter-VTA.

Après un tel résultat, il est devenu clair que l'étude des galaxies irrégulières proches serait nécessaire, afin que l'on puisse en dire plus sur les entrepôts de l'aube et sur l'étendue des formes des parties externes faibles des galaxies.

Mal. 30 : Similitude de métallicité des géantes supergéantes rouges (M81) et des galaxies naines (Holl). La position de la tête des supergéantes est très sensible à la métallicité de la galaxie

6.2-4 Entrepôt stellaire de galaxies.

L'entrepôt d'étoiles des galaxies spirales et irrégulières est familier. Il est impossible de déterminer le type de galaxie sur la base d'un diagramme G-R. Une véritable injection pour faire un effet statistique, dans les galaxies gigantesques il y a plus de bleus brillants et de supergéantes rouges. Cependant, la masse de la galaxie se manifeste toujours dans les paramètres des étoiles. Dans les galaxies massives, tous les éléments importants qui ont été créés au cours de l'évolution des étoiles sont submergés dans les limites de la galaxie, enrichis de métaux dans la zone médiane. Dans le sillage de toutes les générations d'étoiles qui progressent dans les galaxies massives, la métallicité pourrait progresser. Sur la fig. 30 montre l'ordre des diagrammes G - R des galaxies massives (M81) et naines (Holl). On voit bien la différence de position des têtes des supragéantes rouges, qui est un indicateur de leur spécialité métallique. Pour l'ancienne population de l'aube - les géantes rouges - dans les galaxies massives, il existe un signe d'étoiles dans la grande gamme de spécialité métallique 210], qui est indiquée par la largeur de la galaxie des géantes. Les galaxies naines ont tendance à avoir des galuses de géantes étroites (Fig. 3$) et de faibles valeurs de métallicité. L'espace de surface des géants change selon la loi exponentielle, qui reflète le stockage sur disque (Fig. 32). Un comportement similaire des géantes rouges a également été observé par nous dans la galaxie IC1613.

Mal. 32 : Modifications du fourré de surface des géantes rouges dans le champ F5 de la galaxie ICIO. Sur le cordon du disque, vous pouvez voir le stribok de la force des géants, comme si tomber derrière le cordon du disque n'était pas à zéro. Un effet similaire est observé dans la galaxie spirale MZZ. L'échelle du graphique est dans les étendues de l'arc dans la direction du centre.

En repensant aux résultats et à tout ce qui a été dit plus tôt sur les galaxies irrégulières, on pourrait supposer que les étoiles très anciennes des géantes rouges établissent la périphérie étendue des galaxies, plus sur la terre ferme ; La nature des géantes rouges à la périphérie des galaxies du groupe de galaxies de Myst est vue depuis les heures de V.Vaade. Pour cette raison, dans les robots du ministère de l'Esprit et de mes collègues, il a été exprimé qu'ils connaissaient les halos des géantes rouges pour environ deux galaxies : WLM et NGC3109, mais dans les publications, il n'y avait aucune information sur le changement de la taille des géants d'une telle tour au centre du halo.

Pour la loi de changement de la densité superficielle des étoiles de divers types, y compris les géantes, il faut faire très attention aux galaxies voisines situées

Mal. 33 : Changements dans la largeur des étoiles dans les galaxies BB0 187 et BB0190 du centre vers le bord. Il convient de rappeler que les géantes rouges n'ont pas atteint leurs frontières et peuvent continuer au-delà des frontières de notre signe. Échelle du graphique en secondes d'arc. avec plaza, comme tse posterіgaєtsya à ICIO.

Nos observations au télescope nordique de 2,5 m des galaxies DD0187 et DDO 190 ont confirmé que même dans ces galaxies irrégulières visibles par le plasma, il y a une chute exponentielle de la densité surfacique des géantes rouges du centre vers le bord de la galaxie. De plus, la longueur de la structure des géantes rouges bouleverse largement la taille du corps principal de la galaxie skin (petit 33). Le bord du halo / disque est situé derrière les limites de la matrice CCD gelée. Un changement exponentiel de la taille des géantes a également été observé dans d'autres galaxies irrégulières. Les éclats de toutes les galaxies connues se comportent de la même manière, alors nous pouvons dire, comme s'il s'agissait d'un fait, à propos de la loi exponentielle de changement de la densité de l'ancienne population de l'aube - les géantes rouges, qui reflètent la composante du disque, їй. Cependant, mangez; e apporter sec; la nature des disques.

La réalité des disques ne peut être confirmée qu'en gardant les galaxies vues par la tranche. La surveillance de telles galaxies pour la recherche d'une manifestation visible d'un halo massif a été réalisée plus d'une fois avec divers appareils de divers équipements et dans différentes régions du spectre. Plus d'une fois, il a été question de voir un tel halo. Le premier mégot du pliage de cette tâche est gaspillé dans les publications. Kіlka nezalezhnіh doslidnіv a parlé de l'apparition d'un tel halo appelé N005007. Jetons un coup d'œil aux télescopes lumineux avec une exposition totale de 24 ans (!) Fermé la nourriture sur la base du halo visible de la galaxie.

Parmi les galaxies irrégulières voisines, vues par la tranche, la naine de Pégase est digne de respect, observée à maintes reprises. La tutelle sur le BTA de l'arrosage dekilkoh nous a permis de passer plus de temps dans le nouveau changement de largeur des étoiles de différents types, comme une grande bride, et une petite brise d'axe. Les résultats sont présentés dans la fig. 34, 35. Pue ​​à apporter, que, premièrement, la structure des géantes rouges est trois fois plus grande, le corps principal inférieur de la galaxie. D'une autre manière, la forme du rozpodіlu le long de l'axe de vision est proche d'un ovale ou d'un elіpsu. Troisièmement, il n'est pas visible s'il existe une sorte de halo composé de géantes rouges.

Mal. 34 : Entre les galaxies Pegasus Dwarf basé sur l'élevage de géantes rouges. La distribution des panneaux BTA a été approuvée.

AGB étoiles bleues Q Pro Pro

PegDw w "" (W joko * 0 0 oooooooooo

200 400 600 grand axe

Mal. 35 : Subdivisé le fourré superficiel d'étoiles de divers types à partir du grand axe de la galaxie Pégase Nain. On peut le voir entre le disque, démontrant une chute brutale de l'épaisseur des géantes rouges. professionnel 1

Nos autres résultats sont basés sur la photométrie des images NCT, que nous avons extraites des archives en libre accès. La recherche des galaxies trouvées sur NZT, autorisées sur les géantes rouges et visibles avec plasma et edge-on, nous a donné environ deux douzaines de candidats au mariage. C'est dommage, le domaine de NZT, qui ne nous suffit pas, a parfois outrepassé les objectifs de notre travail - prosterner les paramètres de rozpodіlu zіrok.

Après le traitement photométrique standard, les diagrammes G-R ont été générés pour ces galaxies et des visions de différents types d'étoiles. Їx enquête a montré :

1) Dans les galaxies visibles par le plasma, la chute de la densité superficielle des géantes rouges suit la loi exponentielle (Fig. 36).

- | -1-1-1-E-1-1-1-1-1-1-1-1--<тГ

PGC39032 / w "".

15 géants rouges Z sh

Mal. Fig. 36 : Changement exponentiel de la largeur des géantes rouges dans la galaxie naine RCC39032 du centre au bord basé sur la garde NCT

2) Dans la galaxie d'origine, visible du bord, il n'y a pas de halo persistant, le long de l'axe 2, de géantes rouges (Fig. 37).

3) La forme de la rose sous les géantes rouges le long de l'axe de vision peut ressembler à un ovale ou à une ellipse (Fig. 38).

En regardant en arrière la nature de la sélection et la virilité de retirer les résultats pour la forme de la subdivision des géantes dans toutes les galaxies passées, il est possible de confirmer qu'une telle loi de subdivision des géantes rouges peut être la majorité des galaxies. Les règles de Vidkhilennya vіd zagalnogo peuvent être, par exemple, dans les galaxies vzaimodiyuchih.

Il convient de noter que parmi les galaxies précédentes, il y avait à la fois des galaxies irrégulières et spirales, mais pas gigantesques. Nous n'avons pas trouvé les sources de pouvoirs entre eux dans les lois de la division des géantes rouges selon l'axe 2, derrière le gradient du gradient, la chute des géants.

6.3.2 Spacieux rozpodіl zіrok.

En voyant sur le schéma G - R les portées des différents types, on peut soit les diffuser sur l'étoile de la galaxie, soit calculer les paramètres de leur diffusion spatiale le long du corps de la galaxie.

Zagalnovidomo, que les jeunes aubes de la population de galaxies irrégulières sont entourées dans les zones de création de l'aube, comme chaotiquement dispersées sur le corps de la galaxie. Cependant, la chaoticité est visible d'un coup, comme pour augmenter le rayon de la galaxie et modifier le fourré de surface des jeunes étoiles. Sur les graphiques de la Fig. 33, on peut voir que sur le brillant, proche des fluctuations exponentielles, en forme de rose, qui se chevauchent, liées aux zones environnantes de l'aube.

Pour la plus grande population âgée - la vue de la galusie asymptotique continue des géants, subdivise le plus petit gradient de la baisse d'épaisseur. Le plus petit gradient de la population la plus ancienne est celui des géantes rouges. Pendant longtemps, il aurait fallu déformer la jachère pour la population la plus récente - les étoiles de la barre horizontale, or, dans les galaxies calmes, il y a peu d'étoiles, mais il n'y a pas encore assez de quantité pour des relevés statistiques. Явно видима залежність віку зірок і параметрів просторової щільності може мати цілком логічне пояснення: хоча зореутворення найбільш інтенсивно відбувається поблизу центру галактики, але орбіти зірок з часом набувають все більші й більші розміри, і за час в декілька млрд. Років зірки можуть піти на периферію галактик . importante avant

Mal. Fig. 37 : Déclin de la largeur des géantes rouges le long de l'axe 2 dans dix galaxies latérales

Mal. 38 : Sur l'image du bord visible de la galaxie naine, les positions des géantes rouges connues sont indiquées. Zagalny à la recherche de rozpodіlu - ovale ou elliptique mis, car un tel effet peut être vénéré dans la posturezhennyah. Imovirno, seul un modèle de l'évolution du disque de la galaxie peut aider à régénérer des hypothèses similaires.

6.3.3 Structure des galaxies irrégulières.

En conséquence, dans d'autres divisions, il est possible de révéler l'existence d'une galaxie irrégulière avec un rang offensif : le plus grand tronçon le long de toutes les coordonnées du système étoilé est établi par des géantes rouges. Forme їх rozpodіlu - disque tovsty, qui peut être une chute exponentielle du fourré superficiel de géants du centre vers le bord. Le tovshchina du disque mayzhe est le même tout au long de l'année. De plus jeunes systèmes naissants peuvent apporter leurs propres sous-systèmes à l'ensemble du disque. Plus l'aube de la population est jeune, plus le disque est fin, ce qui lui donne l'apparence. Je veux les plus jeunes aubes de la population, les nadgіganti noirs, divisés en zones chaotiques okremim de l'aube, en général, cela suit un schéma sauvage. Tous les dépôts du sous-système ne sont pas uniques un par un, donc dans les zones d'aube, ils peuvent racheter d'anciennes géantes rouges. Pour les galaxies naines elles-mêmes, où une région de l'aube occupe toute la galaxie, le schéma est astucieux, mais il est également possible d'élargir les disques de la jeune population et de la vieille population pour de telles galaxies.

Eh bien, pour compléter l'examen de la structure des galaxies irrégulières, obtenez des données radio, il apparaîtra alors que tout le système stellaire est enfoui dans un disque ou une brume d'eau neutre. Expansion du disque de HI, comme nous le voyons dans les statistiques de 171 galaxies, environ 5 à 6 fois plus grandes, le corps inférieur visible de la galaxie est égal à Ів = 25 "*.

Dans la galaxie ICIO, les deux disques ont à peu près la même taille. Pour une galaxie dans Pégase, le disque d'eau peut être la moitié moins, la taille de disque inférieure des géantes rouges. Et la galaxie NGC4449, qui possède l'un des plus grands disques d'eau persistants, est peu susceptible d'avoir un disque persistant de géantes rouges. kah est confirmé non seulement par nos avertissements. Nous prévoyions déjà d'informer le ministère de l'Esprit et mes collègues de la découverte du halo. Après avoir regardé l'image d'une partie seulement de la galaxie, la puanteur a pris l'expansion du premier disque le long de l'axe de vision pour la manifestation du halo;

Nous n'avons pas vu de galaxies gigantesques dans nos investigations, mais si nous regardons la structure de notre Galaxie, alors pour cela il est déjà clair "ceux disque" pour l'ancienne population à faible teneur en métal. En ce qui concerne le terme "halo", il est possible, on le sait, de systèmes sphériques, mais pas cohésifs, bien que seule la terminologie soit à droite.

6.3.4 Entre galaxies.

La nutrition sur les intergalaxies n'a pas encore atteint la fin. Nos résultats peuvent apporter une contribution significative à cette solution. Il semble important que l'aube aux bords des galaxies descende pas à pas sur de nouvelles et des cordons de galaxies, comme celles-ci, n'existent tout simplement pas. Nous avons simulé le comportement du sous-système trouvé, qui est formé par les géantes rouges et l'axe Z. 37). Ainsi, la galaxie le long de l'axe Z peut tourner brusquement le bord, et l'aube de la population peut être toute une ligne entre, et ne pas aller étape par étape.

Il est plus confortable de suivre le comportement de la largeur de l'aube et du rayon de la galaxie dans cette région, où les étoiles sont connues. Pour les galaxies en bordure, la taille du disque est plus précise. Près de la galaxie de Pégase, l'axe principal montre une forte chute du nombre de géantes rouges à zéro (Fig. 36). C'est pourquoi la galaxie a un cordon très net du disque, pour lequel il n'y a pratiquement pas de géantes rouges. Le Galaxy J10, au premier voisinage, devrait être réalisé dans un ordre similaire. Le nombre d'étoiles change et, le jour même, au centre de la galaxie, leur nombre change fortement (Fig. 33). Cependant, dans cette période, le changement n'atteint pas zéro. Il convient de rappeler que les géantes rouges trébuchent et au-delà des limites du rayon de la coupe de cheveux sont leurs largeurs, mais au-delà des limites de la puanteur, la puanteur peut s'être étendue encore plus, abaissez-les, comme si la puanteur était plus proche du centre . Cela signifie que dans la galaxie spirale des géantes rouges MZZ sont similaires. Il s'agit d'une chute exponentielle de largeur, d'une coupe de cheveux et d'une continuation au-delà du rayon de cette coupe de cheveux. Il y avait un retard, dont le comportement était associé à la masse de la galaxie (ICIO - la galaxie irrégulière la plus intense, après l'obscurité de Magellan, dans le groupe Mistsevoi), mais il y avait une petite galaxie avec le même comportement des géantes rouges (Fig. 37). Les paramètres inconnus des géantes rouges au-delà des frontières du rayon de la strie, pourquoi la puanteur monte-t-elle derrière le siècle et le métal? Quel type de rozpodіlu spacieux pour ces étoiles lointaines ? C'est dommage, aujourd'hui nous ne pouvons pas vous donner d'avis sur la nourriture. Recherches nécessaires sur les grands télescopes à large champ.

Quelle est la taille des statistiques de nos études, vous pouvez donc parler de la base de tels disques dans les galaxies des nouveaux types, comme s'ils étaient plus larges ou plus sauvages ? Dans toutes les galaxies, bien qu'assez petites pour capturer des images profondes, nous avons révélé des structures étendues de géantes géantes

Après avoir parcouru les archives du NZT, nous avons trouvé des images de 16 galaxies, vues par la tranche ou plasma, et autorisées sur des géantes rouges. Les galaxies Qi roztashovanі sur vіdstanyah 2-5 Menі. Liste de x : N002976, WB053, 000165, K52, K73, 000190, 000187, iOCA438, P00481 1 + 1, P0C39032, POC9962, N002366, i0C8320, iOCA442, N00625, N001560.

La chute exponentielle dans l'espace pour les galaxies à plasma et l'apparition de géantes rouges à proximité des galaxies, vues du bord, amènent, que dans toutes ces vues on peut montrer les mêmes disques.

6.4 Des disques de géantes rouges et une masse de galaxies irrégulières sont attachés.

Les avertissements radio dans les galaxies spirales et naines H1 ont montré peu de preuves du comportement des galaxies enveloppantes courbes. Pour les deux types de galaxies pour explication

119 Pour former des enveloppes tordues, la présence de masses importantes de matière invisible est nécessaire. Comment les disques d'étirement, que nous avons trouvés dans toutes les galaxies irrégulières, peuvent-ils être la même matière invisible ? Les masses des géantes rouges elles-mêmes, comme on peut le voir sur les disques, manquent évidemment. Vikoristovuyuchi notre vigilance de la galaxie 1C1613, nous avons déterminé les paramètres de la chute des géants au bord et virahuli leur taille totale et leur masse dans la galaxie. Il est apparu que Mred/Lgal = 0,16. C'est l'apparition de la masse des étoiles des galaxies des géantes, augmentant de manière insignifiante la masse de la galaxie entière. Cependant, la prochaine chose à retenir est que le stade d'une géante rouge est une étape tout aussi courte dans la vie d'une étoile. Par conséquent, nous devrions apporter quelques corrections à la masse du disque, au nombre vrakhovuychi d'étoiles moins massives et d'étoiles silencieuses, car elles ont déjà dépassé le stade de la géante rouge. Il y a eu un buzz, sur la base des gardes profondes des galaxies proches, pour reconsidérer la population des sous-géantes et calculer leur contribution à la masse totale de la galaxie, un peu sur la droite du futur.

visnovok

Pіdvodyachi pіdbags roboti, zupinimosya encore une fois sur les principaux résultats.

Au télescope de 6 m, il y en a environ 100 autorisés sur les étoiles des galaxies. Création d'archives de données. Vous pouvez atteindre ces galaxies lorsque la population de l'aube est née, dans la première ligne des étoiles changeantes de haute luminosité de type LBV. Dans les galaxies passées, les couleurs et l'éclat de toutes les étoiles visibles ont augmenté. Il a été vu hypergigant et supergigant de la plus grande luminosité.

Une grande et uniforme gamme de données a été prise sur la similitude des vues pour toutes les galaxies dans le ciel des prairies avec des vitesses inférieures à 500 km/s. Les résultats, emportés par un particulièrement dissertant, sont encore plus significatifs au milieu de l'ensemble de l'obligation. Otrimani vimiryuvannya vіdstaney permet d'effectuer une analyse des révolutions non-Hubble des galaxies du complexe mystique, qui entoure le choix des modèles d'illumination de la "crêpe" mystique de galaxies.

Sur la base de vimiriv vіdstaney, l'entrepôt et les étendues de la structure des groupes de galaxies les plus proches dans le ciel sont indiqués. Les résultats du robot permettent d'effectuer des appariements statistiques de paramètres dans des groupes de galaxies.

A mené des recherches sur la distribution des galaxies directement sur l'amas de galaxies dans Divi. Trouvé sprats, également proches, galaxies réparties entre le groupe accumulé et Mistsevoy. Il a été déterminé que dans chaque partie de la galaxie, le plus de gaspillage et de réapprovisionnement dans diverses parties de la périphérie et le centre de l'éclatement devraient se trouver.

Il a été nommé avant la vente aux enchères en Div, car il était égal à 17,0 Mps et les cheveux de Veronica, égaux à 90 Mps. Sur cette base, la station Hubble a été calculée, la rivière Yao = 77 ± 7 km/s/Mpc.

Sur la base de la photométrie des capteurs BTA et HST, la lueur des étoiles les plus brillantes dans 10 galaxies du groupe N001023, qui se situe à moins de 10 Mpc, est simulée. La distance aux galaxies a été indiquée et le poste de Hubble a été calculé de la même manière. Il est possible de couper visnovok sur une petite gradation d'essuyage entre le groupe Mistsevoy et le groupe NGC1023, ce qui est possible

121 expliquent la petite masse de regroupement de galaxies dans Divi dans les galaxies povnyannі z usima aiguisées.

Sur la base de l'étude des roses spatiales des géantes rouges dans les galaxies des nouveaux types de camarades et des disques persistants des anciennes étoiles. La taille de ces disques est 2 à 3 fois plus grande que la taille du corps visible de la galaxie. On a trouvé qu'entre ces disques on peut finir une arête vive, au-delà des limites de laquelle on peut finir quelques étoiles.

Indépendamment de l'exploration à grande échelle du ciel jusqu'aux galaxies du ciel des prairies, à l'avenir ; її la nourriture n'était pas moins, le їх inférieur dépendait du cob robit. Ale nourrit qi vzhe inshої akostі, éclats de contagion, en particulier, en conjonction avec les télescopes spatiaux robotiques, il est devenu possible de travailler avec précision vimіryuvannya, yakі peut changer nos déclarations sur l'espace proche. Il convient de considérer l'entrepôt, l'existence et la cinématique de groupes de galaxies proches, qui peuvent être étudiés de manière intensive par cette méthode.

La périphérie des galaxies gagne de plus en plus en respect pour elle-même, notamment à travers les murmures de la matière noire et l'histoire du développement et de l'évolution des disques de galaxies. C'est merveilleux que l'automne 2002 se tienne à l'Observatoire Lovell plus tôt aujourd'hui ; à la périphérie des galaxies.

Podyaki

Pendant ces longues années que j'ai travaillé sur les sujets de mes mémoires, beaucoup de gens, en tout cas, m'ont aidé dans le travail. Je suis un vdyachny їm pour tsyu pіdtrimku.

Alemen je l'accepte surtout pour l'aide du tim, que j'aiderai en observant vite. Sans les grandes qualités de Korotkova Galina, le travail de thèse s'éterniserait. La suffocation et la ténacité dans le travail viconan, comme en témoigne Olga Galazutdinova, m'ont permis de terminer un court terme et de prendre les résultats du grand nombre d'objets dans Divi et N001023. Drozdovsky Igor, avec ses petits programmes de service, nous a apporté une grande aide pour la photométrie de dizaines de milliers d'étoiles.

Je soutiens la Fondation russe pour la recherche fondamentale, dont j'ai reçu la bourse (95-02-05781, 97-02-17163,00-02-16584), pour un soutien financier de huit ans, qui m'a permis de réaliser recherche plus efficacement.

1. Hubble E. mille neuf cent vingt neuf Proc. Nat. Acad. sci. 15, 168

2. Baade W. mille neuf cent quarante chotiri ApJ 100, 137

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

4. Sandage A. 1971 dans Nuclei of Galaxies, éd. par D.J.K. O "Connel, (Amsterdam, Hollande du Nord) 601

5. Jacoby G.H., Branch B., CiarduU R., Davies R.L., Harris W.E., Pierce M.J., Pritchet C.J., Tonry J.L., Weich D.L. 1992 PASP 104, 599.

6. Minkovski R. Mille neuf cent soixante chotiri Ann. Tour. Astr. Aph. 2, 247.7. de Jager K. 1984 Étoiles de la plus grande lumière du monde, Moscou.

7. Gibson V.K., Stetson R.B., Freedman W.L., Mold J.R., Kennicutt R.C., Huchra G.P., Sakai S., Graham J.A., Fassett C.I., Kelson D.D., L.Ferrarese, S.M.G.Hughes, G.D.Illingworth, L.M. Maori, Madore BF, Sebo KM, Silbermann N.A. 2000 ApJ 529, 723

8. Zwicky F. 1936 PASP 48, 191

10. Cohen J.G. Mille neuf cent quatre vingt cinq ApJ292, 9012. van den Bergh S. 1986, dans Galaxy Distances and Deviations from Universal Expansion, éd. par B.F.Madore et 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. Karachentsev ID, Tikhonov N.A. 1994 A & A 286, 718 20] Madore B., Freedman W. mille neuf cent quatre vingt onze PASP 103, 93321. Gould A. 1994 AAJ426, 542

16. Fête 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., Armandrov 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. Tour. 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 quatre-vingt-onze 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. Tour. Astre. astroph. 32, 227

49. Bertelli G., Bessan A., Chiosi C, Fagotto F., Nasi E. 1999 quatre-vingt-dix chotiri A & A 106, 271

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

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

52. Linga G. Catalogue of Open Cluster Data, 5e édition, Stellar Data Center, Observatoire de Strasbourg, France.

53 Massey P. 1998 ApJ 501, 153

54. Makarova L. +1999 A & A 139, 491

55. Rozanski R., Rowan-Robinson M. mille neuf cent quatre vingt dix chotiri MNRAS 271, 530

56. Makarova L., Karachentsev I., Takolo L. et al. 1998 A&A 128, 459

57. Crone M., Shulte-Ladbeck R., Hopp U., Greggio L. 2000 545L, 31

58. Tikhonov N., Karachentsev I., Bilkina V., Sharina M. 1909 2 A & A Trans 1, 269

59. Georgiev Ts, 1996. Thèse de doctorat Nizhny Arkhiz, CAO RAS 72] Karachentsev L, Kopylov A., Kopylova F. 1 994 Bull. OAS 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. Tour. Astre. astroph. 21, 271

63. Holoniv P. 1 985 Zoryany skupchennya. Svit, Moscou

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

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

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

67. Madore B., Freedman W. mille neuf cent quatre vingt quinze AJ 109, 1645

68. Velorosova T., Merman., Sosnina M. mille neuf cent cinquante cinq Izv. RAO 193, 175 82] Tikhonov N. 1983 Preuve. MTD 39, 40

69. Ziener R. mille neuf cent soixante dix neuf Astron. Nachr. 300, 127

70. Tikhonov N., Georgiev T., Bilkina B. mille neuf cent quatre-vingt-onze povі. OA 67, 114

71. Karachentsev L, Tikhonov N. 1993 A & A 100, 227 87] Tikhonov N., Karachentsev I. 1993 A & A 275, 39 88] Landolt A. mille neuf cent quatre-vingt-douze AJ 104, 340

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

73. Georgiev Ts.B. 1990 Astrophiz. exploré. (Izv.SAO) 30, 127

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

75. Tikhonov N., Makarova L. mille neuf cent quatre-vingt-seize Astr. Nachr. 317, 179

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

77. Stetson P. 1993 Manuel de l'utilisateur pour SHORYAOT I (Victoria : Dominion Astrophys. Obs.)

78. Drozdovsky I. 1999 Thèse de candidat, Université d'État de Saint-Pétersbourg, Saint-Pétersbourg

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., Karachentsev I., Tikhonov I., Listi contre Azh, 1997. 23, 430

81. Abies H. 1971 Publication U.S. Naval Obs. 20, partie IV, 1

82. Karachentsev I. mille neuf cent quatre-vingt-treize Prétirage CAO 100, 1

83. Tolstoï E. 2001 Groupe local en microlentille 2000 : une nouvelle ère de l'astrophysique des microlentilles, Cape Town, ASP Conf. Sereds. J. W. Menzies et P.D. Sacket

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

85. Hunter D. 2001 ApJ 559, 225

86. Karachentseva V. mille neuf cent soixante seize GAG 18, 42

87. Aparicio A., Gallart 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 et 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 Armandoff T. et al. +1998 AJ 116, 2287

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

93. Tikhonov H., Karachentsev I. 1999 PAGE 25, 391

94. Sandage A. 1984 AJ 89, 621

95. Humphreys R., Aaronson M. et al. Mille neuf cent quatre-vingt soixante AJ 93, 808

96. Georgiev Ts., Bilkina V., Tikhonov N. mille neuf cent quatre-vingt-douze A & A 95, 581

97. Georgiev Ts. V., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Bilkina B.I. Mille neuf cent quatre-vingt-onze A & AS 89, 529

98. Karachentsev ID., Tikhonov N.A. Georgiev Ts.B., Bilkina B.I. Mille neuf cent quatre-vingt-onze A & AS 91, 503

99. Freedman W., Hughes S. et al. 1994 ApJ427, 628

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

101. NASA / IP AC Extragalactic Database http://nedwww.ipac.caltech.edu 136] Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L. tysyach neuf cent quatre vingt dix chotiri PAGE 20, 84

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

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

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

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

106. Karachentsev I., Kopylov A., Kopylova F. 1994 Bnll SAO 38, 5 144] Georgiev Ts., Karachentsev I., Tikhonov N. 1997 YALZh 23, 586

107. Makarova L., Karachentsev I., Georgiev Ts. 1997 PAGE 23, 435

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

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

110. Makarov D. 2001 Thèse du candidat

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

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

113. Graham J., Ferrarese L. et al. 1 999 ApJ51Q, 626 152] Maori L., Huchra J. et al. 1999 ApJ 521, 155

114 Fouque P., Solanes J. et al. 2001 Préimpression ESO, Thousand Choti Resta Thirty One

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

116. Aaronson M., Huchra J., Mold J. et al. Mille neuf cent quatre-vingt-deux ApJ 258, 64

117. BingeUi B., Sandage A., Tammann G. 1995 AJ 90, 1681157. Reaves G. 1955 AIJai, 69

118. Tolstoï 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. Pierce M., McClure R., Racine R. 1992ApJ393, 523

122. Schoniger F., Sofue Y. 1997 A & A 323, 14

123. Federspiel M., Tammann G., Sandage A. 1990 quatre vingt dix huit 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 astroph / 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. Le juge Holzman , 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. mille neuf cent quatre vingt dix neuf AJ117, 2666186. Arp H. 1966 ApJS 14, 1

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

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

140. Gallart C., Aparicio A. et al. 1996 AJ 112, 2596

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

142. Holtsman J., Gallagher A. et al. 1999 AJ 118, 2262

143. Sandage A. Hubble Atlas des Galaxies Washington193. de Vaucouleurs G. +1959 Handb. Physik 53, 295194. van den Bergh S. 1960 Publ. obs. Dunlap 11, 6

144. Morgan W. +1958 PASP 70, 364

145. Wilcots E., Miller B. 1998 AJXIQ, 2363

146. Pushe D., Westphahl D., et al. Mille neuf cent quatre-vingt-douze 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 dans Dwarf Galaxies éd. par Meylan G. et Prugniel P. 197

150. Bosma A. mille neuf cent quatre vingt un R J 86, 1791

151. Skrutskie M. 1987 Ph.D. L'Université de Cornell

152. Bergstrom J. 1990 Ph.D. Université du Minnesota

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. Mille neuf cent quatre vingt seize Catalogue des galaxies principales PRC-ROM

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

158. Swaters R. 1999 Ph.D. Rijksuniversiteit, Groningue

159. Tikhonov N., 1998. in lAU Symp. 192, Le contenu stellaire des galaxies de groupes locaux, éd. Whitelock P. et Cannon R., 15 ans.

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

161. Minniti D., Zijlstra A., Alonso V. mille neuf cent quatre vingt dix neuf AJ 117, 881

162. Lynds R., Tolstoï 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 Thèse de candidat de l'Université d'État de Moscou, SAI

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

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

171. Cuillandre J., Lequeux J., Loinard L. 1998 in lAU Symp. 192, Le contenu stellaire des galaxies de groupe, éd. Whitelock P. et Cannon R., 27 ans

172. Fig. 1 : Signes de galaxies dans le Divi acheté, pris par nos soins sur le BTA. Pour voir la structure des galaxies, une médiane de filtrage d'images a été réalisée143

173. Fig. 3 : Signes de galaxies du groupe KCC1023, capturés sur BTA et H8T (terminé)