صياغة المشكلة

تاريخيًا ، في بداية القرن العشرين ، أدى انفجار في دراسة النجوم والعناقيد النجمية ، سواء في مجرتنا أو في أنظمة النجوم الأخرى ، إلى إنشاء الأساس الذي ظهر عليه علم الفلك خارج المجرة. نشأ اتجاه جديد في علم الفلك بفضل أعمال Hertzsprung و Ressel و Duncan و Abbe و Leavitt و Bailey و Shapley و Hubble و Lundmark و Curtis ، والتي أسست فهمًا حديثًا تقريبًا لمقياس الكون.

في تطوره الإضافي ، ذهب علم الفلك خارج المجرة إلى مسافات لم تعد فيها النجوم الفردية مرئية ، ولكن كما كان من قبل ، نشر علماء الفلك المشاركون في الأبحاث خارج المجرة عددًا كبيرًا من الأعمال التي كانت مرتبطة بطريقة ما بالموضوعات النجمية: مع توضيح لمعان النجوم ، وبناء مقاييس المسافة ، ودراسة المراحل التطورية لأنواع معينة من النجوم.

تسمح الدراسات التي أجريت على النجوم في المجرات الأخرى لعلماء الفلك بحل العديد من المشكلات في وقت واحد. أولاً ، وضح مقياس المسافات. من الواضح أنه بدون معرفة المسافات الدقيقة ، لا نعرف المعلمات الرئيسية للمجرات - الأحجام ، والكتل ، واللمعان. افتتح في عام 1929 إن علاقة هابل بين السرعات الشعاعية للمجرات ومسافاتها تجعل من الممكن تحديد المسافة إلى أي مجرة ​​بسرعة بناءً على قياس بسيط لسرعتها الشعاعية. ومع ذلك ، لا يمكننا استخدام هذه الطريقة إذا كنا ندرس حركات المجرات غير هابل ، أي لم ترتبط حركات المجرات بتوسع الكون ، ولكن بقوانين الجاذبية المعتادة. في هذه الحالة ، نحتاج إلى تقدير المسافة لا يعتمد على قياس السرعة ، ولكن على أساس قياس المعلمات الأخرى. من المعروف أن المجرات على مسافات تصل إلى 10 Mpc لها سرعاتها الخاصة ، والتي يمكن مقارنتها بسرعتها في تمدد هابل للكون. يؤدي جمع متجهي سرعة متطابقين تقريبًا ، أحدهما له اتجاه عشوائي ، إلى نتائج غريبة وغير واقعية تمامًا إذا استخدمنا اعتماد هابل عند دراسة التوزيع المكاني للمجرات. هؤلاء. وفي هذه الحالة لا يمكننا قياس المسافات بناءً على السرعات الشعاعية للمجرات.

ثانيًا ، نظرًا لأن جميع المجرات تتكون من نجوم ، فمن خلال دراسة توزع النجوم وتطورها في المجرة ، نجيب بطريقة ما على سؤال مورفولوجيا وتطور المجرة نفسها. هؤلاء. تحد المعلومات التي تم الحصول عليها حول التركيب النجمي للمجرة من تنوع النماذج المستخدمة لأصل وتطور النظام النجمي بأكمله. وبالتالي ، إذا أردنا معرفة أصل المجرات وتطورها ، فنحن بحاجة ماسة إلى دراسة التجمعات النجمية لأنواع مختلفة من المجرات إلى أقصى حد ضوئي ممكن.

في عصر علم الفلك الفوتوغرافي ، أجريت دراسات حول التجمعات النجمية للمجرات باستخدام أكبر التلسكوبات في العالم. ولكن لا يزال ، حتى في هذا مجرة قريبة، مثل M31 ، عدد النجوم من النوع P ، أي العمالقة الحمراء ، كانت في حدود القياسات الضوئية. أدى هذا التقييد التقني للإمكانيات إلى حقيقة أن التجمعات النجمية قد تمت دراستها بالتفصيل وفي العمق فقط في مجرات المجموعة المحلية ، حيث توجد لحسن الحظ مجرات من جميع الأنواع تقريبًا. في الأربعينيات من القرن الماضي ، قسم Baade مجموع عدد المجرات إلى نوعين: عمالقة شابة لامعة (النوع الأول) ، تقع في قرص رفيع ، وعمالقة حمراء قديمة (النوع الثاني) ، تحتل هالة أكثر ضخامة. في وقت لاحق ، أشار Baade و Sandage إلى وجود النوع الثاني من السكان المحليين في جميع المجرات. النجوم القديمة التي كانت مرئية بوضوح على أطراف المجرات. في صور المجرات الأكثر بعدًا ، كانت الكواكب العملاقة الساطعة مرئية فقط ، والتي استخدمها هابل في وقته لتحديد المسافات إلى المجرات عند حساب معلمة توسع الكون.

أدى التقدم التقني في التسعينيات في تطوير مرافق المراقبة إلى حقيقة أن النجوم الباهتة أصبحت متاحة في المجرات خارج المجموعة المحلية ، وأصبح من الممكن في الواقع مقارنة معلمات التجمعات النجمية للعديد من المجرات. في الوقت نفسه ، تميز الانتقال إلى مصفوفة CCD أيضًا بانحدار في دراسة المعلمات العالمية لتوزيع المجموعات النجمية للمجرات. لقد أصبح من المستحيل ببساطة دراسة مجرة ​​بحجم 30 دقيقة قوسية مع مستقبل ضوئي بحجم 3 دقائق قوسية. والآن فقط تظهر مصفوفات CCD ، يمكن مقارنتها في الحجم بألواح التصوير السابقة.

الخصائص العامة للعمل صلة.

أهمية العمل لها عدة مظاهر:

تتطلب نظرية تكوين النجوم وتطور المجرات ، وتحديد وظيفة الكتلة الأولية في ظل ظروف فيزيائية مختلفة ، وكذلك مراحل تطور النجوم الضخمة المفردة صورًا مباشرة للمجرات. فقط مقارنة الملاحظات والنظرية يمكن أن تعطي مزيدًا من التقدم في الفيزياء الفلكية. لقد حصلنا على كمية كبيرة من مواد الرصد ، والتي تسفر بالفعل عن نتائج فيزيائية فلكية ثانوية في شكل نجوم LBV المرشحة ، والتي يتم تأكيدها بعد ذلك طيفيًا. من المعروف أن برنامج الصور المباشرة للمجرات "للمستقبل" يتم تنفيذه حاليًا على HST ؛ ستكون هذه الصور مطلوبة فقط بعد اندلاع مستعر أعظم من النوع P (عملاق فائق) في مثل هذه المجرة. الأرشيف الذي لدينا أدنى قليلاً مما يتم إنشاؤه حاليًا على HST.

في الوقت الحاضر ، أصبحت مشكلة تحديد المسافات الدقيقة للمجرات ، سواء البعيدة أو القريبة ، هي المشكلة الرئيسية في عمل التلسكوبات الكبيرة. إذا كان الهدف من هذا العمل للمسافات الكبيرة هو تحديد ثابت هابل بأقصى قدر من الدقة ، فإن الهدف عند المسافات الصغيرة هو البحث عن عدم التجانس المحلي في توزيع المجرات. ولهذا ، هناك حاجة إلى القيم الدقيقة للمسافات إلى مجرات المجمع المحلي. في التقريب الأول ، حصلنا بالفعل على بيانات عن التوزيع المكاني للمجرات. بالإضافة إلى ذلك ، تتطلب معايرة طرق المسافة قيمًا دقيقة لتلك المجرات الأساسية القليلة الأساسية.

الآن فقط ، بعد ظهور المصفوفات الحديثة ، أصبح من الممكن دراسة التركيب النجمي للمجرات بعمق. فتح هذا الطريق على الفور لإعادة بناء تاريخ تشكل النجوم في المجرات. والمصدر الوحيد لذلك هو الصور المباشرة لمجرات يمكن حلها في النجوم ، مصنوعة في مرشحات مختلفة.

يمتد تاريخ دراسة الهياكل الضعيفة للمجرات إلى أكثر من اثني عشر عامًا. أصبح هذا مهمًا بشكل خاص بعد الحصول على منحنيات دوران ممتدة للمجرات الحلزونية وغير المنتظمة من الملاحظات الراديوية. أشارت النتائج التي تم الحصول عليها إلى وجود كتل غير مرئية كبيرة ، وأن البحث عن المظهر البصري لهذه الكتل يتم متابعته بشكل مكثف في العديد من المراصد. تظهر نتائجنا وجود أنواع متأخرة من الأقراص الممتدة حول المجرات ، تتكون من مجموعة نجمية قديمة - عمالقة حمراء. يمكن أن يؤدي أخذ كتلة هذه الأقراص في الاعتبار إلى إضعاف مشكلة الجماهير غير المرئية.

هدف العمل.

أهداف هذه الرسالة هي:

1. الحصول على أكبر مجموعة متجانسة ممكنة من صور المجرات في السماء الشمالية بسرعات أقل من 500 كم / ثانية وتحديد المسافات إلى المجرات بناءً على القياس الضوئي لنجومها اللامعة.

الشكل 2. الدقة لنجوم المجرات التي لوحظت في اتجاهين متعاكسين - في عنقود العذراء وفي المجموعة N001023. تحديد مسافات المجموعات المسماة والحساب ، على أساس النتائج المتحصل عليها ، لثابت هابل في اتجاهين متعاكسين.

3. دراسة التركيب النجمي لمحيط المجرات غير المنتظمة واللولبية. تحديد الأشكال المكانية للمجرات على مسافات طويلةمن المركز.

الحداثة العلمية.

ل عدد كبيرحصلت المجرات على التلسكوب b-m على صور عميقة في لونين (A) ، مما جعل من الممكن حل المجرات إلى نجوم. تم إجراء القياس الضوئي للنجوم في الصور وتم إنشاء مخططات لمقاييس الألوان. بناءً على هذه البيانات ، تم تحديد مسافات 92 مجرة ​​، بما في ذلك تلك الموجودة في أنظمة بعيدة مثل مجموعة العذراء أو المجموعة N001023. بالنسبة لمعظم المجرات ، تم إجراء قياسات المسافة لأول مرة.

تم استخدام المسافات المقاسة لتحديد ثابت هابل في اتجاهين متعاكسين ، مما جعل من الممكن تقدير تدرج السرعة بين المجموعة المحلية ومجموعة N001023 ، والتي تبين أنها صغيرة ولا تتجاوز أخطاء القياس.

أدت دراسة التركيب النجمي لمحيط المجرات إلى اكتشاف أقراص سميكة ممتدة في مجرات غير منتظمة ، تتكون من نجوم قديمة ، عمالقة حمراء. إن أحجام هذه الأقراص أكبر بمقدار 2-3 مرات من الأحجام الظاهرة للمجرات عند مستوى 25 "A / P". بناءً على التوزيع المكاني للعمالقة الحمراء ، وُجد أن للمجرات حدود محددة بوضوح.

القيمة العلمية والعملية.

حصل التلسكوب الذي يبلغ طوله 6 أمتار على صور متعددة الألوان لحوالي 100 مجرة ​​قابلة للحل. في هذه المجرات ، الألوان والسطوع للجميع النجوم المرئية. تم التعرف على العمالقة العملاقة والأكثر لمعانًا.

استنادًا إلى الأعمال التي شارك فيها المؤلف بشكل مباشر ، تم الحصول على مجموعة كبيرة ومتجانسة من البيانات لأول مرة حول قياس المسافات لجميع المجرات في السماء الشمالية بسرعات أقل من 500 كم / ثانية. البيانات التي تم الحصول عليها تجعل من الممكن تحليل الحركات غير هابل لمجرات المركب المحلي ، مما يحد من اختيار نموذج لتشكيل "فطيرة" المجرات المحلية.

تم تحديد التركيب والتركيب المكاني لأقرب مجموعات المجرات في السماء الشمالية. تتيح نتائج العمل إجراء مقارنات إحصائية لمعاملات مجموعات المجرات.

أجريت دراسة حول بنية الفضاء في اتجاه مجموعة المجرات في برج العذراء. تم العثور على العديد من المجرات القريبة نسبيًا بين الكتلة والمجموعة المحلية. تم تحديد المسافات وتم تحديد المجرات التي تنتمي إلى الكتلة نفسها وتقع في أجزاء مختلفة من المحيط ومركز الكتلة.

تم تحديد المسافة إلى مجموعتي Virgo و Coma Veronica وحساب ثابت هابل. تم قياس سطوع ألمع نجوم 10 مجرات من المجموعة N001023 ، والتي تقع على مسافة 10 Me. يتم تحديد المسافات إلى المجرات ويتم حساب ثابت هابل في هذا الاتجاه. تم التوصل إلى استنتاج حول تدرج سرعة صغير بين المجموعة المحلية ومجموعة N001023 ، والذي يمكن تفسيره بالكتلة غير المهيمنة لمجموعة مجرات العذراء.

يتم توفير الدفاع:

الشكل 1. نتائج العمل على تطوير وتنفيذ طريقة القياس الضوئي النجمي على مقاييس الحساسية الدقيقة الأوتوماتيكية AMD1 و AMD2 لـ JSC RAS.

2. اشتقاق اعتماد المعايرة لطريقة تحديد المسافات من العمالقة الزرقاء والحمراء.

3. نتائج القياس الضوئي للنجوم في 50 مجرة ​​من المجمع المحلي وتحديد مسافات هذه المجرات.

4. نتائج تحديد مسافات تصل إلى 24 مجرة ​​في اتجاه العنقود العذراء. تحديد ثابت هابل.

الشكل 5. نتائج تحديد المسافات إلى مجرات المجموعة NOC1023 وتحديد ثابت هابل في الاتجاه المعاكس للعنقود في برج العذراء. اختتام تدرج سرعة صغير بين المجموعة المحلية والمجموعة NGO1023.

6. نتائج دراسة التوزيع المكاني للنجوم من النوع المتأخر في المجرات غير المنتظمة. اكتشاف أقراص ممتدة من العمالقة الحمراء حول المجرات غير المنتظمة.

الموافقة على العمل.

تم الإبلاغ عن النتائج الرئيسية التي تم الحصول عليها في الرسالة في ندوات JSC RAS ​​و SAI و AI OPbSU ، وكذلك في المؤتمرات:

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

جنوب أفريقيا ، 1998 ، في lAU Symp. 192 ، المحتوى النجمي لمجرات المجموعة المحلية ، أد. Whitelock P.، and Gannon R.، 15.

فنلندا ، 2000 "المجرات في مجموعة M81 و IC342 / Maffei Complex: The Structure and Stellar Populations" ، سلسلة مؤتمرات ASP ، 209 ، 345.

روسيا ، 2001 ، المؤتمر الفلكي لعموم روسيا ، 6-12 أغسطس ، سان بطرسبرج. تقرير: "التوزيع المكاني للنجوم المتأخرة في المجرات غير المنتظمة".

المكسيك ، 2002 ، كوزوميل ، 8-12 أبريل ، "النجوم كتبع لشكل هالات المجرات غير المنتظمة".

1. Tikhonov N.

2. N. A. Tikhonov ، القياس الضوئي للنجوم والمجرات على صور BTA المباشرة. أخطاء في قياس الضوء AMD-1 ، 1989 ، Soobshch.SAO ، 58 ، 80-86.

3. Tikhonov N.A.، Bilkina B.I.، Karachentsev ID.، Georgiev Ts.B.، المسافة بين المجرات القريبة N00 2366.1С 2574، و NOG 4236 من القياس الضوئي الفوتوغرافي لألمع نجومها ، 1991 ، A&AS ، 89 ، 1-3.

4. جورجيف Ts. V. ، Tikhonov N.A. ، Karachentsev ID. ، Bilkina B.I. ألمع النجوم والمسافة إلى المجرة القزمة HoIX ، 1991 ، A&AS ، 89 ، 529-536.

5. Georgiev Ts.B. ، Tikhonov N.A ، Karachentsev ID ، ألمع المرشحين مجموعات كرويةالمجرات M81 ، 1991 ، رسائل إلى AJ ، 17 ، 387.

6. Ts. B. Georgiev، N. A. Tikhonov، and I. D. Karachentsev، تقديرات كميات B و V للمرشحين للعناقيد الكروية للمجرة M 81، 1991، Letters to Azh، 17، nil، 994-998.

7. Tikhonov N.A. ، Georgiev T.E. ، Bilkina B.I. قياس الضوء النجمي على لوحات التلسكوب 6 أمتار ، 1991 ، OAO ، 67 ، 114-118.

8. Karachentsev ID، Tikhonov N.A.، Georgiev Ts.B.، Bilkina B.I.، Sharina M.E.، المسافات بين المجرات القريبة N0 0 1560، NGO 2976 and DDO 165 من ألمع نجومهم، 1991، A&AS، 91، 503-512.

9. Georgiev Ts.B.، Tikhonov N.A.، Bilkina B.I.، ألمع النجوم الزرقاء والحمراء في المجرة M81، 1992، A&AS، 95، 581-588.

10. Georgiev Ts.B.، Tikhonov N.A.، Bilkina B.I. ، توزيع الأزرق والنجوم حول M81، A&AS، 96، 569-581.

11. Tikhonov N.

12. جورجييف تي إس بي ، بيلكينا بي ، تيخونوف إن إيه ، جيتوف آر ، نيديالكوف ب ، الإحداثيات الدقيقة للعمالقة العملاقة والعنقود الكروي المرشحين للمجرة M 81 ، 1993 ، Bull SAO ، 36 ، 43.

13. Karachentsev ID ، Tikhonov NA ، المسافات الضوئية للمجرات القريبة 10 10 و 10 342 و UA 86 ، المرئية عبر درب التبانة ، 1993 ، A & A ، 100 ، 227-235.

14. Tikhonov N.

15. Karachentsev I.، Tikhonov N.، Sazonova L.، ألمع النجوم في ثلاثة أقزام غير منتظمة حول M 81، 1994، A&AS، 106، 555.

16. Karachentsev I. ، Tikhonov N. ، Sazonova L. ، NGC 1569 and UGCA 92 - زوج قريب من المجرات في منطقة درب التبانة ، 1994 ، رسائل إلى السوفياتي AJ ، 20 ، 90.

17. Karachentsev L ، Tikhonov N. ، مسافات ضوئية جديدة للمجرات القزمة في المجلد المحلي ، 1994 ، A & A ، 286 ، 718.

18. تيخونوف ن. ، كاراتشينتسيف إل ، مافي 2 ، مجرة ​​قريبة محمية بدرب التبانة ، 1994 ، الثور. SAO ، 38 ، 3.

19. Georgiev Ts.، Vilkina V.، Karachentsev I.، Tikhonov N. Stellar photometry and space to close galaxies: اختلافان في تقديرات المعامل "ra لكل X" bl. 1994 ، Obornik مع تقرير VAN ، صوفيا ، ص 49.

20. تيخونوف ن. ، المجرة غير المنتظمة Casl - عضو جديد في المجموعة المحلية ، Astron.Nachr. ، 1996 ، 317 ، 175-178.

21. Tikhonov N.، Sazonova L.، رسم تخطيطي لوني ومقدار لمجرة الحوت القزم، AN، 1996، 317، 179-186.

22. M. E. Sharina، I. D. Karachentsev، and N. A. Tikhonov، Photometric Distance to the galaxy N0 0 6946 and the companion، 1996، Letters to Azh، 23، 430-434.

23. Sharina M.E.، Karachentsev ID، Tikhonov N. 499-507.

24. جورجيف Ts. V. ، Tikhonov N.A. ، Karachentsev ID ، Ivanov V.D. المجموعة الكروية المرشحة في المجرات NGC 2366.1C 2574 و NGC 4236، 1996، A&A Trans، 11، 39-46.

25. Tikhonov N.A.، Georgiev Ts. V. ، Karachentsev ID ، ألمع مجموعة النجوم المرشحة في ثماني مجرات من النوع المتأخر للمجمع المحلي ، 1996 ، A & A Trans ، 11 ، 47-58.

26. Ts. B. Georgiev، I. D. Karachentsev، and N.A Tikhonov، Distance Modules up to 13 القريبه من المجرات القزميه المعزولة، Letters to Azh.، 1997، 23، 586-594.

27. Tikhonov N.A ، القياس الضوئي النجمي العميق لـ ICIO ، 1998 ، في lAU Symposium 192 ، ed. وايتلوك ور. كانون ، 15.

28. Tikhonov N.

29. Sharina M.

30. Tikhonov N.A.، Karachentsev ID، المسافات إلى رفيقين جديدين من M 31، 1999، AstL، 25، 332.

31. Drozdovskii 1.0.، Tikhonov NA، المحتوى النجمي والمسافة إلى المجرة القزمة الزرقاء المدمجة القريبة NGC 6789، 2000، A&AS، 142، 347D.

32. Aparicio A.، Tikhonov N.A، Karachentsev ID، DDO 187: هل امتدت المجرات القزمة ، الهالات القديمة؟ 2000 ، AJ ، 119 ، 177 أ.

33. Aparicio A.، Tikhonov NA، التوزيع المكاني والعمري للسكان النجوم في DDO 190، 2000، AJ، 119، 2183A.

34. Lee M. ، Aparicio A. ، Tikhonov N ، Byin Y.-I ، Kim E. ، مجموعات Stellar وعضوية المجموعة المحلية في المجرة القزمة DDO 210 ، 1999 ، AJ ، 118 ، 853-861.

35. Tikhonov N.

هيكل هذه

تتكون الأطروحة من مقدمة وستة فصول وخاتمة وقائمة بالأدبيات المقتبس منها وملحق.

الاستنتاجات الرئيسية لهذا الفصل تتعلق بالمجرات غير المنتظمة ، وبدرجة أقل ، المجرات الحلزونية. لذلك ، يجب النظر في هذه الأنواع من المجرات بمزيد من التفصيل ، مع التركيز على أوجه الاختلاف والتشابه بينها. نلمس ، إلى حد أدنى ، معلمات المجرات التي لا تظهر بأي شكل من الأشكال في دراساتنا.

6.2.1 قضايا تصنيف المجرات.

تاريخيا ، تم إنشاء التصنيف الكامل للمجرات على أساس الصور التي تم الحصول عليها في الأشعة الزرقاء من الطيف. بطبيعة الحال ، في هذه الصور ، تبرز تلك الكائنات ذات اللون الأزرق بشكل ساطع بشكل خاص ، أي مناطق تشكل النجوم ذات النجوم الفتية الساطعة. في المجرات الحلزونية ، تشكل هذه المناطق فروعًا بارزة بشكل مذهل ، وفي المجرات غير المنتظمة تشكل مناطق لامعة منتشرة بشكل عشوائي تقريبًا فوق جسم المجرات.

أصبح الاختلاف الواضح في توزيع مناطق تشكل النجوم هو الحد الأولي الذي يفصل بين المجرات الحلزونية وغير المنتظمة ، بغض النظر عما إذا كان التصنيف قد تم وفقًا لـ Hubble أو Vaucouleur أو van den Bergh 192،193،194]. في بعض أنظمة التصنيف ، حاول المؤلفون مراعاة المعلمات الأخرى للمجرات ، بالإضافة إلى مظهرها ، لكن أبسط تصنيف هابل ظل الأكثر شيوعًا.

بطبيعة الحال ، هناك أسباب فيزيائية للاختلاف في توزيع مناطق تشكل النجوم في المجرات الحلزونية وغير المنتظمة. بادئ ذي بدء ، هذا هو الاختلاف في الكتل وسرعات الدوران ؛ ومع ذلك ، فإن التصنيف الأولي انطلق فقط من نوع المجرات. في الوقت نفسه ، فإن الحدود بين هذين النوعين من المجرات نسبية للغاية ، حيث أن العديد من المجرات غير المنتظمة الساطعة لها علامات على أذرع لولبية أو بنية شبيهة بالقضيب في مركز المجرة. سحابة ماجلان الكبيرة ، التي تعتبر مثالًا لمجرة نموذجية غير منتظمة ، بها شريط وعلامات خافتة هيكل حلزوني، وهي سمة من سمات المجرات من النوع Sc. يمكن ملاحظة علامات التركيب الحلزوني للمجرات غير المنتظمة بشكل خاص في النطاق الراديوي عند دراسة توزيع الهيدروجين المحايد. كقاعدة عامة ، توجد سحابة غاز ممتدة حول مجرة ​​غير منتظمة ، تظهر فيها علامات الأذرع الحلزونية (على سبيل المثال ، في ICIO 196] ، هول ، IC2574).

نتيجة هذا الانتقال السلس لخصائصها العامة من المجرات الحلزونية إلى المجرات غير المنتظمة هي الذاتية في التعريفات المورفولوجية لأنواع المجرات من قبل مؤلفين مختلفين. علاوة على ذلك ، إذا كانت اللوحات الفوتوغرافية الأولى حساسة للأشعة تحت الحمراء ، وليس للأزرق ، فإن تصنيف المجرات سيكون مختلفًا ، لأن مناطق تشكل النجوم لن يتم تمييزها في المجرات بشكل ملحوظ. في مثل هذه الصور بالأشعة تحت الحمراء ، يمكن رؤية مناطق المجرات التي تحتوي على التجمعات النجمية القديمة - العمالقة الحمراء - بشكل أفضل.

أي مجرة ​​في نطاق الأشعة تحت الحمراء لها مظهر ناعم ، دون تباين الأذرع الحلزونية أو مناطق تكون النجوم ، ويكون قرص المجرة وانتفاخها أكثر وضوحًا. في الصور الموجودة في نطاق الأشعة تحت الحمراء لـ Irr ، تظهر المجرات كمجرات قرصية قزمة ، موجهة نحونا من زوايا مختلفة. يظهر هذا بوضوح في أطلس المجرات بالأشعة تحت الحمراء. وبالتالي ، إذا تم تصنيف المجرات في البداية على أساس الصور في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، فإن كل من المجرات الحلزونية وغير المنتظمة ستندرج في نفس مجموعة مجرات القرص.

6.2.2 مقارنة المعلمات العامة للمجرات اللولبية وغير المنتظمة.

تظهر استمرارية الانتقال من المجرات الحلزونية إلى المجرات غير المنتظمة عند النظر في المعلمات العالمية لسلسلة من المجرات ، أي من المجرات الحلزونية: Sa Sb Sc إلى المجرات غير المنتظمة: Sd Sm Im. تشير جميع المعلمات: الكتل والأحجام ومحتوى الهيدروجين إلى فئة واحدة من المجرات. المعلمات الضوئية للمجرات لها استمرارية مماثلة: اللمعان واللون. القراد ، لم نحاول معرفة نوع المجرة بدقة. كما أوضحت المزيد من التجارب ، فإن معلمات التوزيع لمجموعة النجوم في المجرات الحلزونية القزمية وغير المنتظمة هي نفسها تقريبًا. هذا يؤكد مرة أخرى أن كلا النوعين من المجرات يجب أن يتحدوا تحت اسم واحد - القرص.

6.2.3 الأشكال المكانية للمجرات.

دعونا ننتقل إلى التركيب المكاني للمجرات. لا تحتاج الأشكال المسطحة للمجرات الحلزونية إلى تفسير. عند وصف هذا النوع من المجرات ، عادةً ما يتم تمييز انتفاخ وقرص المجرة على أساس القياس الضوئي. نظرًا لأن المنحنيات الممتدة والمسطحة للسرعات الشعاعية للمجرات الحلزونية تتطلب تفسيرها في شكل وجود كتل كبيرة من المادة غير المرئية ، فغالبًا ما تضاف هالة ممتدة إلى مورفولوجيا المجرات. وقد بذلت محاولات متكررة لإيجاد مظهر مرئي لمثل هذه الهالة. علاوة على ذلك ، في كثير من الحالات ، يؤدي عدم وجود كتلة مركزية أو انتفاخ في المجرات غير المنتظمة إلى حقيقة أن مكون القرص الأسي للمجرة فقط هو المرئي على أقسام قياس ضوئي دون وجود علامات على مكونات أخرى.

لتوضيح أشكال المجرات غير المنتظمة على طول المحور Z ، يلزم رصد المجرات الجانبية. قادنا البحث عن مثل هذه المجرات في كتالوج LEDA ، مع الاختيار حسب سرعة الدوران ونسبة المحور والحجم ، إلى تجميع قائمة بالعشرات من المجرات ، يقع معظمها على مسافات كبيرة. باستخدام القياس الضوئي للسطح العميق ، من الممكن الكشف عن وجود أنظمة فرعية ذات سطوع منخفض للسطح وقياس خصائصها الضوئية. السطوع المنخفض للنظام الفرعي لا يعني على الإطلاق تأثيره الضئيل على حياة المجرة ، لأن كتلة مثل هذا النظام الفرعي يمكن أن تكون كبيرة جدًا بسبب ذو اهمية قصوىم / ل.

UGCB760 ، VTA. القرن التاسع عشر

20 40 60 في RADIUS (قوس ثانية)

المنصب (PRCSEC)

أرز. 29: توزيع الألوان (Y - Z) على طول المحور الرئيسي لمجرة N008760 ونطاقها حتى HE - 27A5

على التين. يوضح الشكل 29 نتائج القياس الضوئي لسطح المجرة غير المنتظمة 11008760 التي حصلنا عليها من VTA. تُظهر الصور المتساوية لهذه المجرة أنه عند حدود قياس ضوئي عميقة ، يكون شكل الأجزاء الخارجية من المجرة قريبًا من الشكل البيضاوي. ثانيًا ، تمتد الصور المتساوية الباهتة للمجرة على طول المحور الرئيسي بعيدًا عن الجسم الرئيسي للمجرة ، حيث تظهر النجوم الساطعة ومناطق تشكل النجوم.

يمكن للمرء أن يرى استمرار مكون القرص خارج حدود الجسم الرئيسي للمجرة. في الجوار تغير اللون من مركز المجرة إلى أضعف الصور المتساوية.

أظهرت القياسات الضوئية أن الجسم الرئيسي للمجرة له لون (Y-th) = 0.25 ، وهو نموذجي تمامًا للمجرات غير المنتظمة. تعطي قياسات لون المناطق البعيدة عن الجسم الرئيسي للمجرة القيمة (V - K) = 1.2. تعني هذه النتيجة أن الأجزاء الخارجية من هذه المجرة الخافتة = 27.5 "" / P ") والممتدة (أكبر بثلاث مرات من حجم الجسم الرئيسي) يجب أن تتكون من نجوم حمراء. ولم يكن من الممكن معرفة نوع هذه النجوم ، حيث تقع المجرة على حدود ضوئية إضافية لـ VTA.

بعد هذه النتيجة ، أصبح من الواضح أن هناك حاجة لدراسات حول المجرات غير المنتظمة القريبة من أجل التمكن من التحدث بشكل أكثر دقة عن التركيب النجمي والأشكال المكانية للأجزاء الخارجية الباهتة من المجرات.

أرز. 30: مقارنة معدنية العملاق الأحمر العملاق (M81) والمجرات القزمة (هول). موقع الفرع العملاق حساس للغاية لمعدنية المجرة

6.2-4 التركيب النجمي للمجرات.

التركيب النجمي للمجرات اللولبية وغير المنتظمة هو نفسه تمامًا. بناءً على مخطط G-R وحده ، يكاد يكون من المستحيل تحديد نوع المجرة. يتم إدخال بعض التأثير من خلال التأثير الإحصائي ، حيث يولد عمالقة زرقاء وحمراء أكثر إشراقًا في المجرات العملاقة. ومع ذلك ، لا تزال كتلة المجرة تظهر في معالم النجوم المولودة. في المجرات الضخمة العناصر الثقيلة، التي تشكلت أثناء تطور النجوم ، تبقى داخل المجرة ، مما يثري الوسط بين النجوم بالمعادن. ونتيجة لذلك ، فإن جميع الأجيال اللاحقة من النجوم في المجرات الضخمة تتمتع بدرجة معدنية متزايدة. على التين. يوضح الشكل 30 مقارنة بين مخططات G - R لمجرات ضخمة (M81) وقزم (هول). المواقف المختلفة لفروع العمالقة الحمراء واضحة للعيان ، وهو مؤشر على شخصيتهم المعدنية. بالنسبة للمجموعات النجمية القديمة - العمالقة الحمراء - في المجرات الضخمة ، لوحظ وجود نجوم في نطاق كبير من المعادن 210] ، مما يؤثر على عرض الفرع العملاق. في المجرات القزمة ، لوحظ وجود فروع عملاقة ضيقة (الشكل 3 دولار) وقيم معدنية منخفضة. تختلف كثافة سطح العمالقة بشكل كبير ، وهو ما يتوافق مع مكون القرص (الشكل 32). تم العثور أيضًا على سلوك مماثل للعمالقة الحمراء في مجرة ​​IC1613.

أرز. 32: التباين في كثافة سطح العمالقة الحمراء في المجال F5 لمجرة ICIO. يمكن رؤية قفزة في كثافة العمالقة عند حدود القرص ، والتي لا تنخفض إلى الصفر خارج حدود القرص. لوحظ تأثير مماثل في مجرة حلزونية MZZ. مقياس الرسم البياني بالدقائق القوس من المركز.

بالنظر إلى هذه النتائج وكل ما قيل سابقًا عن المجرات غير المنتظمة ، يمكن الافتراض أن النجوم العملاقة الحمراء القديمة هي التي تشكل المحيط الممتد للمجرات ، خاصة وأن وجود عمالقة حمراء على أطراف مجموعة مجرات المجموعة المحلية معروف منذ ذلك الحين وقت دبليو فادي. قبل بضع سنوات ، أعلن Minity وزملاؤه أنهم عثروا على هالات عملاقة حمراء حول مجرتين: WLM و NGC3109 ، لكن المنشورات لم تبحث في مسألة التغيرات في كثافة العمالقة مع وجود مسافة من المركز وحجم مثل هذه. الهالات.

لتحديد قانون التغيير في الكثافة السطحية للنجوم من مختلف الأنواع ، بما في ذلك العمالقة ، كانت هناك حاجة إلى ملاحظات عميقة للمجرات القريبة.

أرز. 33: تغير في كثافة النجوم في المجرات BB0 187 و BB0190 من المركز إلى الحافة. من الملاحظ أن العمالقة الحمر لم يصلوا إلى حدودهم واستمروا وراء صورتنا. مقياس الرسم البياني بالثواني القوسية. مستوية ، كما هو موضح في ICIO.

أكدت ملاحظاتنا باستخدام التلسكوب الشمالي 2.5 متر للمجرات DD0187 و DDO 190 أن هذه المجرات غير المنتظمة التي شوهدت وجهاً لوجه تظهر أيضًا انخفاضًا أسيًا في كثافة سطح العمالقة الحمراء من المركز إلى حافة المجرة. علاوة على ذلك ، فإن مدى بنية العمالقة الحمراء يتجاوز بكثير حجم الجسم الرئيسي لكل مجرة ​​(الشكل 33). حافة هذه الهالة / القرص خارج مجموعة CCD المطبقة. تم العثور أيضًا على تغيير أسي في كثافة العمالقة في المجرات غير المنتظمة الأخرى. نظرًا لأن جميع المجرات المدروسة تتصرف بنفس الطريقة ، يمكننا التحدث ، كحقيقة ثابتة ، عن القانون الأسي للتغيير في كثافة السكان النجميين القدامى - العمالقة الحمراء ، والتي تتوافق مع مكون القرص. ومع ذلك ، هذا لا يزال لا يثبت وجود الأقراص.

لا يمكن تأكيد حقيقة الأقراص إلا من خلال الملاحظات الحادة للمجرات. تم إجراء عمليات رصد لمثل هذه المجرات للبحث عن المظهر المرئي لهالة ضخمة بشكل متكرر باستخدام مجموعة متنوعة من المعدات وفي مناطق مختلفة من الطيف. تم الإعلان عن اكتشاف مثل هذه الهالة مرارًا وتكرارًا. مثال توضيحييمكن تتبع مدى تعقيد هذه المهمة في المنشورات. أعلن العديد من الباحثين المستقلين عن اكتشاف مثل هذه الهالة حول N005007. الملاحظات اللاحقة باستخدام تلسكوب سريع مع تعريض إجمالي لمدة 24 ساعة (!) أغلقت مسألة وجود هالة مرئية لهذه المجرة.

من بين المجرات غير المنتظمة القريبة التي شوهدت من الحافة ، ينجذب الانتباه إلى القزم في بيغاسوس ، الذي تمت دراسته مرارًا وتكرارًا. سمحت لنا ملاحظات BTA للعديد من المجالات بالتتبع الكامل للتغير في كثافة النجوم من الأنواع المختلفة فيها ، على طول المحورين الرئيسي والثانوي. وتعرض النتائج في التين. 34 ، 35. لقد أثبتوا ، أولاً ، أن بنية العمالقة الحمراء أكبر بثلاث مرات من الجسم الرئيسي للمجرة. ثانيًا ، يكون شكل التوزيع على طول المحور b قريبًا من شكل بيضاوي أو بيضاوي. ثالثًا ، لا يمكن ملاحظة هالة تتكون من عمالقة حمراء.

أرز. 34: حدود مجرة ​​بيغاسوس القزمة بناءً على دراسة العمالقة الحمراء. تم وضع علامة على مواقع صور BTA.

النجوم الزرقاء AGB Q O O

PegDw W «« (W Joko * 0 0 oooooooooo

200400600 تخصص رئيسي

أرز. 35: توزيع كثافة السطح لأنواع مختلفة من النجوم على طول المحور الرئيسي لمجرة بيغاسوس القزمة. تكون حدود القرص مرئية ، حيث يوجد انخفاض حاد في كثافة العمالقة الحمراء. حوالي 1

تعتمد نتائجنا الإضافية على القياس الضوئي لصور NCT التي حصلنا عليها من أرشيف الوصول المجاني. البحث عن مجرات NCT ، التي يمكن حلها كعمالقة حمراء وواجهة مرئية وحافة ، أعطانا حوالي عشرين مرشحًا للدراسة. لسوء الحظ ، مجال رؤية NCT ، غير كاف بالنسبة لنا ، أعاق أحيانًا أهداف عملنا - لتتبع معلمات توزيع النجوم.

بعد المعالجة الضوئية القياسية ، تم إنشاء مخططات G-R لهذه المجرات وتم تحديد النجوم من أنواع مختلفة. أظهر بحثهم:

1) بالنسبة للمجرات المواجهة ، فإن الانخفاض في كثافة سطح العمالقة الحمراء يتبع قانونًا أسيًا (الشكل 36).

- | -1-1-1-E-1-1-1-1-1-1-1-1--<тГ

PGC39032 / ث "".

15 عمالقة حمراء Z sh

أرز. الشكل 36: تغير أسي في كثافة العمالقة الحمراء في المجرة القزمة RCC39032 من المركز إلى الحافة بناءً على ملاحظات NCT

2) لا توجد مجرة ​​واحدة لها حافة ممتدة على طول المحور 2 هالة من العمالقة الحمراء (الشكل 37).

3) شكل توزيع العمالقة الحمراء على طول المحور ب له شكل بيضاوي أو بيضاوي (الشكل 38).

مع الأخذ في الاعتبار عشوائية أخذ العينات وتوحيد النتائج التي تم الحصول عليها من حيث شكل توزيع العمالقة في جميع المجرات المدروسة ، يمكن القول بأن معظم المجرات لديها قانون توزيع العملاق الأحمر. الانحرافات عن القاعدة العامة ممكنة ، على سبيل المثال ، في تفاعل المجرات.

وتجدر الإشارة إلى أنه من بين المجرات المدروسة كانت هناك مجرات حلزونية غير منتظمة وغير عملاقة. لم نجد فروق ذات دلالة إحصائية بينهما في قوانين توزيع العمالقة الحمراء على طول المحور 2 ، باستثناء انحدار السقوط في كثافة العمالقة.

6.3.2 التوزيع المكاني للنجوم.

من خلال اختيار النجوم من أنواع مختلفة على مخطط G - R ، يمكننا أن نرى توزيعها في صورة المجرة أو حساب معلمات توزيعها المكاني على جسم المجرة.

من المعروف أن المجموعات النجمية الشابة من المجرات غير المنتظمة تتركز في مناطق تشكل النجوم المنتشرة بشكل عشوائي في جميع أنحاء جسم المجرة. ومع ذلك ، فإن العشوائية الظاهرة تختفي على الفور إذا تتبعنا التغير في كثافة سطح النجوم الفتية على طول نصف قطر المجرة. على الرسوم البيانية في الشكل. يوضح الشكل 33 أن التوزيع العام ، القريب من الأسي ، يتم فرضه بواسطة التقلبات المحلية المرتبطة بمناطق تكوين النجوم الفردية.

بالنسبة للسكان الأكبر سنًا - نجوم الفرع العملاق المقارب الممتد ، يكون للتوزيع تدرج منخفض الكثافة أصغر. وأصغر انحدار له السكان القدامى - العمالقة الحمر. سيكون من المثير للاهتمام التحقق من هذا الاعتماد بالنسبة لأقدم المجموعات السكانية - نجوم الفروع الأفقية ، ومع ذلك ، في تلك المجرات التي يمكن الوصول إلى هذه النجوم فيها ، نرى عددهم غير الكافي للدراسات الإحصائية. يمكن أن يكون للاعتماد المرئي بوضوح لعصر النجوم ومعايير الكثافة المكانية تفسير منطقي تمامًا: على الرغم من أن تكوين النجوم يحدث بشكل مكثف بالقرب من مركز المجرة ، فإن مدارات النجوم تصبح أكبر وأكبر بمرور الوقت ، وعلى مدى فترة من عدة مليارات من السنين ، يمكن للنجوم أن تتحرك إلى محيط المجرات. صعب أن

أرز. شكل 37: انخفاض في كثافة الكواكب الحمراء العملاقة على طول المحور 2 في عدة مجرات متجهة إلى الحافة

أرز. 38: صورة لمجرة قزمة قريبة من الحافة تظهر مواقع العمالقة الحمراء التي تم العثور عليها. الشكل العام للتوزيع هو تعيين شكل بيضاوي أو قطع ناقص ، وكيف يمكن التحقق من هذا التأثير في الملاحظات. من المحتمل أن نمذجة تطور قرص المجرة فقط هي التي يمكن أن تساعد في تجديد مثل هذه الفرضيات.

6.3.3 بنية المجرات غير المنتظمة.

تلخيصًا لما قيل في الأقسام الأخرى ، يمكن للمرء أن يتخيل بنية مجرة ​​غير منتظمة على النحو التالي: يتكون النظام النجمي الأكثر اتساعًا في جميع الإحداثيات من عمالقة حمراء. شكل توزيعها عبارة عن قرص سميك به انخفاض أسي في كثافة سطح العمالقة من المركز إلى الحافة. سمك القرص هو نفسه تقريبا طوال طوله. الأنظمة النجمية الأصغر لها أنظمتها الفرعية متداخلة في هذا القرص. كلما كان عدد النجوم أصغر سناً ، قل القرص الذي يتكون منه. وعلى الرغم من أن أصغر المجموعات النجمية ، العمالقة الزرقاء العملاقة ، تتوزع على مناطق تشكل النجوم الفردية الفوضوية ، بشكل عام ، فإنها تخضع أيضًا للنمط العام. لا تتجنب جميع الأنظمة الفرعية المتداخلة بعضها البعض ، أي قد تحتوي مناطق تشكل النجوم على عمالقة حمراء قديمة. بالنسبة لمعظم المجرات القزمة ، حيث تحتل منطقة تشكل نجوم واحدة المجرة بأكملها ، فإن هذا المخطط تعسفي للغاية ، لكن الأحجام النسبية لأقراص السكان الشباب وكبار السن صالحة أيضًا لمثل هذه المجرات.

ومع ذلك ، إذا تم استكمال مسح بنية المجرات غير المنتظمة ، فإن البيانات الراديوية متضمنة أيضًا ، ثم يتضح أن النظام النجمي بأكمله مغمور في قرص أو سحابة من الهيدروجين المحايد. حجم القرص من HI ، كما يلي من إحصائيات 171 مجرة ​​، أكبر بحوالي 5-6 مرات من الجسم المرئي للمجرة عند مستوى Hv = 25 "*. للمقارنة المباشرة لأحجام أقراص الهيدروجين والأقراص من عمالقة حمراء ، لدينا القليل من البيانات.

في مجرة ​​ICIO ، أحجام كلا القرصين متساوية تقريبًا. بالنسبة لمجرة في بيغاسوس ، يبلغ حجم قرص الهيدروجين نصف حجم قرص العمالقة الحمراء. ومن غير المرجح أن تحتوي المجرة NGC4449 ، التي تحتوي على أحد أكثر أقراص الهيدروجين اتساعًا ، على قرص ممتد مماثل من العمالقة الحمراء. kah ليس فقط من خلال ملاحظاتنا. لقد ذكرنا بالفعل تقارير Minity وزملائه حول اكتشاف هالة. بعد الحصول على صورة لجزء فقط من المجرة ، أخذوا حجم القرص السميك على طول المحور b كمظهر من مظاهر الهالة ، والتي أبلغوا عنها دون محاولة التحقيق في توزيع النجوم في هذه المجرات على طول المحور الرئيسي.

في دراستنا ، لم نتطرق إلى المجرات العملاقة ، ولكن إذا أخذنا في الاعتبار بنية مجرتنا ، فعندها يوجد بالفعل مفهوم "القرص السميك" لمجموعة قديمة من المعدن المنخفض. أما بالنسبة لمصطلح "هالو" ، فيبدو لنا أنه ينطبق على الأنظمة الكروية ، ولكن ليس على الأنظمة المسطحة ، على الرغم من أن هذه مجرد مسألة مصطلحات.

6.3.4 حدود المجرات.

ربما لم يتم استكشاف مسألة حدود المجرات بالكامل بعد. ومع ذلك ، يمكن لنتائجنا أن تقدم مساهمة معينة في حلها. يُعتقد عادةً أن الكثافة النجمية عند حواف المجرات تتناقص تدريجياً إلى الصفر ، وحدود المجرات ، على هذا النحو ، ببساطة غير موجودة. قمنا بقياس سلوك النظام الفرعي الأكثر اتساعًا ، والذي يتكون من عمالقة حمراء ، على طول المحور Z. في تلك المجرات ذات الحافة العلوية ، كانت البيانات التي حصلنا عليها من القياس الضوئي للصور ، كان سلوك كثافة العمالقة الحمراء موحدًا: كان هناك انخفاض أسي في الكثافة إلى الصفر (الشكل 37). هؤلاء. المجرة على طول المحور Z لها حافة محددة بشكل حاد ، وتعدادها النجمي لها حدود محددة جيدًا ، ولا تختفي تدريجيًا.

من الصعب دراسة سلوك الكثافة النجمية على طول نصف قطر المجرة عند النقطة التي تختفي فيها النجوم. بالنسبة للمجرات ذات الحافة العلوية ، يكون تحديد حجم القرص أكثر ملاءمة. تظهر مجرة ​​في Pegasus على طول المحور الرئيسي انخفاضًا حادًا في عدد العمالقة الحمراء إلى الصفر (الشكل 36). هؤلاء. تحتوي المجرة على حدود قرصية حادة جدًا ، ولا يوجد بعدها عمليا أي عمالقة حمراء. Galaxy J10 ، في أول تقدير تقريبي ، يتصرف بطريقة مماثلة. تنخفض كثافة النجوم ، وعلى مسافة ما من مركز المجرة ، لوحظ انخفاض حاد في عددها (الشكل 33). ومع ذلك ، في هذه الحالة ، لا يحدث الانخفاض إلى الصفر. من الملاحظ أن العمالقة الحمراء توجد أيضًا خارج نصف قطر قفزتها الكثيفة ، ولكن بعد هذا الحد يكون لها توزيع مكاني مختلف عن ذلك الذي كان لديهم أقرب إلى المركز. من المثير للاهتمام ملاحظة أن العمالقة الحمراء موزعة بالمثل في مجرة ​​MZZ الحلزونية. هؤلاء. انخفاض الكثافة الأسي والقفز والاستمرار وراء نصف قطر هذه القفزة. كان هناك افتراض أن هذا السلوك مرتبط بكتلة المجرة (ICIO هي المجرة غير المنتظمة الأكثر ضخامة ، بعد سحب ماجلان ، في المجموعة المحلية) ، ولكن تم العثور على مجرة ​​صغيرة بنفس سلوك العمالقة الحمراء (الشكل 37). معلمات العمالقة الحمراء خارج نصف قطر القفزة غير معروفة ، هل تختلف في العمر والمعدنية؟ ما هو نوع التوزيع المكاني لهذه النجوم البعيدة؟ للأسف ، لا يمكننا اليوم الإجابة على هذه الأسئلة. هناك حاجة للبحث على التلسكوبات الكبيرة ذات المجال الواسع.

ما هو حجم إحصائيات بحثنا للحديث عن وجود أقراص سميكة في المجرات من النوع المتأخر كظاهرة منتشرة أو عامة؟ في جميع المجرات التي لديها صور عميقة بما فيه الكفاية ، كشفنا عن هياكل ممتدة من عمالقة عملاقة

بعد دراسة أرشيف NCT ، وجدنا صورًا لـ 16 مجرة ​​شوهدت من الحافة أو الوجه ، ويمكن حلها كعمالقة حمراء. تقع هذه المجرات على مسافات 2-5 مي. قائمتهم: N002976 ، VB053 ، 000165 ، K52 ، K73 ، 000190 ، 000187 ، iOSA438 ، P00481 1 1 ، P0C39032 ، ROS9962 ، N002366 ، i0C8320 ، iOCA442 ، N00625 ، N001560.

يثبت الانخفاض الأسي في كثافة المجرات المواجهة وظهور توزع العمالقة الحمراء حول المجرات ذات الحافة العلوية أنه في كل هذه الحالات نرى مظاهرًا لأقراص سميكة.

6.4 أقراص العمالقة الحمراء والكتلة الخفية من المجرات غير المنتظمة.

أظهرت الملاحظات الراديوية في H1 للمجرات الحلزونية والقزمة اختلافًا طفيفًا في سلوك منحنيات دوران المجرات. لكلا النوعين من المجرات ، للحصول على شرح

لتغيير شكل منحنيات الدوران ، يلزم وجود كتل كبيرة من المادة غير المرئية. هل يمكن أن تكون الأقراص الممتدة التي وجدناها في جميع المجرات غير المنتظمة هي المادة غير المرئية التي نبحث عنها؟ جماهير العمالقة الحمر أنفسهم ، التي نلاحظها في الأقراص ، بالطبع غير كافية تمامًا. باستخدام ملاحظاتنا لمجرة 1C1613 ، حددنا معلمات الانخفاض في كثافة العمالقة نحو الحافة وحسبنا العدد الإجمالي والكتلة في المجرة بأكملها. اتضح أن Mred / Lgal = 0.16. هؤلاء. مع الأخذ في الاعتبار كتلة النجوم الفرعية العملاقة يزيد بشكل طفيف من كتلة المجرة بأكملها. ومع ذلك ، يجب أن نتذكر أن مرحلة العملاق الأحمر هي مرحلة قصيرة نسبيًا في حياة النجم. لذلك ، يجب إجراء تصحيحات كبيرة لكتلة القرص ، مع الأخذ في الاعتبار عدد النجوم الأقل كتلة والنجوم التي تجاوزت بالفعل مرحلة العملاق الأحمر. سيكون من المثير للاهتمام ، استنادًا إلى الملاحظات العميقة جدًا للمجرات القريبة ، التحقق من تعداد الفروع العملاقة وحساب مساهمتها في الكتلة الكلية للمجرة ، لكن هذه مسألة مستقبلية.

خاتمة

تلخيصًا لنتائج العمل ، دعونا نتناول مرة أخرى النتائج الرئيسية.

حصل التلسكوب الذي يبلغ طوله 6 أمتار على صور عميقة متعددة الألوان لحوالي 100 مجرة ​​قابلة للتحليل النجمي. تم إنشاء أرشيف البيانات. يمكن الإشارة إلى هذه المجرات عند دراسة التجمعات النجمية ، وبشكل أساسي النجوم المتغيرة عالية السطوع من النوع LBV. في المجرات المدروسة ، تم قياس ألوان وسطوع جميع النجوم المرئية. تتميز الفائقة العملاقة والعملاقة من أعلى لمعان.

تم الحصول على مجموعة كبيرة ومتجانسة من بيانات قياس المسافة لجميع المجرات في السماء الشمالية ذات السرعات الأقل من 500 كم / ثانية. النتائج التي تم الحصول عليها شخصيًا من قبل الأطروحة مهمة جدًا بين الكمية الإجمالية للبيانات. تمكّن قياسات المسافة التي تم الحصول عليها من تحليل الحركات التي لا تتبع هابل لمجرات المركب المحلي ، مما يحد من اختيار نموذج لتشكيل "فطيرة" المجرات المحلية.

بناءً على قياسات المسافة ، يتم تحديد التركيب والتركيب المكاني لأقرب مجموعة من المجرات في السماء الشمالية. تتيح نتائج العمل إجراء مقارنات إحصائية لمعاملات مجموعات المجرات.

أجريت دراسة لتوزيع المجرات في اتجاه مجموعة المجرات في برج العذراء. تم العثور على العديد من المجرات القريبة نسبيًا بين الكتلة والمجموعة المحلية. تم تحديد المسافات وتم تحديد المجرات التي تنتمي إلى الكتلة نفسها وتقع في أجزاء مختلفة من المحيط ومركز الكتلة.

تم تحديد المسافة إلى العناقيد في برج العذراء ، والتي تبين أنها 17.0 مليون قطعة في الساعة وغيبوبة فيرونيكا ، أي ما يعادل 90 مليون قطعة في الساعة. على هذا الأساس ، تم حساب ثابت هابل بما يساوي R0 = 77 ± 7 كم / ثانية / Mpc.

بناءً على القياس الضوئي لصور BTA و HST ، تم قياس سطوع ألمع النجوم في 10 مجرات من المجموعة N001023 ، الواقعة على مسافة 10 Mpc. يتم تحديد المسافات إلى المجرات ويتم حساب ثابت هابل في هذا الاتجاه. نستنتج أن هناك انحدار سرعة صغير بين المجموعة المحلية ومجموعة NGC1023 ، والذي يمكن أن يكون

121 يمكن تفسيرها من خلال الكتلة الصغيرة نسبيًا لعنقود المجرات في برج العذراء مقارنة بجميع المجرات المحيطة.

بناءً على دراسات التوزيعات المكانية للعمالقة الحمراء في المجرات من النوع المتأخر ، تم اكتشاف أقراص سميكة وممتدة من النجوم القديمة. حجم هذه الأقراص أكبر 2-3 مرات من حجم الجسم المرئي للمجرة. لقد وجد أن حدود هذه الأقراص لها حواف حادة إلى حد ما ، يوجد بعدها عدد قليل جدًا من النجوم.

على الرغم من الدراسات واسعة النطاق للمسافات إلى مجرات السماء الشمالية ، لا توجد أسئلة عن المستقبل أقل مما كانت عليه قبل بدء العمل. لكن هذه الأسئلة ذات جودة مختلفة ، لأنه الآن ، خاصة فيما يتعلق بعمل التلسكوبات الفضائية ، أصبح من الممكن إجراء قياسات دقيقة يمكن أن تغير فهمنا للفضاء القريب. يتعلق هذا بتكوين ، وبنية ، وحركية مجموعات المجرات القريبة ، والتي يتم تحديد المسافات إليها بشكل مكثف بواسطة طريقة الطب الصيني التقليدي.

يجذب محيط المجرات المزيد والمزيد من الاهتمام ، خاصة بسبب البحث عن المادة المظلمة وتاريخ تكوين وتطور أقراص المجرة. من اللافت للنظر أنه في خريف عام 2002 سيعقد الاجتماع الأول حول محيط المجرات في مرصد لوفيل.

شكرًا

على مدى السنوات الطويلة التي تم فيها تنفيذ العمل في موضوع الرسالة الذي قدمته ، ساعدني كثير من الناس في عملي بطريقة أو بأخرى. أنا ممتن لهم على هذا الدعم.

لكن من دواعي سروري بشكل خاص أن أعبر عن امتناني لأولئك الذين شعرت بمساعدتهم باستمرار. بدون الحصول على أعلى مؤهلات غالينا كوروتكوفا ، كان العمل على الأطروحة سيستمر لفترة طويلة بشكل لا يصدق. سمح لي حماس Olga Galazutdinova ومثابرتها في أداء عملها بالحصول على نتائج على عدد كبير من الكائنات في Virgo و N001023 في فترة زمنية قصيرة إلى حد ما. قدم لنا إيغور دروزدوفسكي ، من خلال برامج خدمته الصغيرة ، مساعدة كبيرة في قياس الضوء لعشرات الآلاف من النجوم.

أنا ممتن للمؤسسة الروسية للأبحاث الأساسية ، التي تلقيت منحها (95-02-05781 ، 97-02-17163،00-02-16584) ، لدعمها المالي لمدة ثماني سنوات ، مما سمح لي بإجراء البحوث بشكل أكثر فعالية. .

1. هابل E. 1929 Proc. نات. أكاد. الخيال. 15 ، 168

2. Baade W. 1944 ApJ 100، 137

3. Baade W. 1963 في تطور النجوم والمجرات ، أد. C.Payne-Gaposchkin (Cambridge: MIT Press)

4. Sandage A. 1971 in نوى المجرات ، أد. بقلم د. 601

5. Jacoby GH ، 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. Minkowski R. 1964 آن. القس. أستر. أف. 2 ، 247.7. دي ياجر ك. 1984 نجوم بأعلى لمعان مير ، موسكو.

7. Gibson V.K.، Stetson R.B.، Freedman W.L.، Mold J.R.، Kennicutt RC، Huchra G.P.، ​​Sakai S.، Graham J.A.، Fassett CI، Kelson D.D.، L Ferrarese، S.M. الماوري، Madore B.F.، Sebo K.M.، Silbermann N.A. 2000 ApJ 529، 723

8. Zwicky F. 1936 PASP 48، 191

10. كوهين ج. 1985 ApJ292، 9012. van den Bergh S. 1986، in Galaxy المسافات والانحرافات عن التوسع العالمي ، طبعة. بقلم بي إف مادور و آر بي توي ، الناتو ASI Series 80 ، 41

11. هابل إي .1936 ، أبج 84 ، 286

12. سانديج أ. 1958 ApJ 127، 513

13. Sandage A.، Tammann G.A. 1974 ApJ 194، 223 17] de Vaucouleurs G. 1978 ApJ224، 710

14. همفريز آر إم. 1983 ApJ269، 335

15. Karachentsev ID، Tikhonov N.A. 1994 A & A 286، 718 20] Madore B.، Freedman W. 1991 PASP 103، 93321. Gould A. 1994 AAJ426، 542

16. Feast M. 1998 MNRAS 293L، 27

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

18 Mould J.، Kristian J. 1986 ApJ 305، 591

19. Lee M.، Freedman W.، Madore B. 1993 ApJ417، 533

20. Da Costa G.، Armandroff T. 1990 AIlOO، 162

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

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

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

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

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

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

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

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

29. هاريس دبليو 1991 آن. القس. أستر. أب. 29543

30. Harris W. 1996 AJ 112، 1487

31. Blakeslee J.، Vazdekis A.، Ajhar E.، 2001 MNRAS S20، 193

32. Tonry J.، Schneider B. 1988 AJ 96، 807

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

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

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

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

37. Russell D. 2002 ApJ 565، 681

38. Sandage A. 1994 ApJ 430، 13

39. Faber S.، Jackson R. 1976 ApJ 204، 668

40. Faber S.، Wegner G.، Burstain B.، Davies R.، Dressier A.، Lynden-Bell D.، Terlevich R. 1989 ApJS 69، 763

41. Panagia N.، Gilmozzi R.، Macchetto F.، Adorf H.، Kirshner R. 1991 ApJ 380، L23

42. Salaris M.، Groenewegen M. 2002 A & A 3 81، 440

43. McHardy J.، Stewart G.، Edge A.، Cooke B.، Yamashita K.، Hatsukade I. 1990 MNRAS 242، 215

44. Bahle H.، Maddox S. Lilje P. 1994 ApJ 435، L79

45. Freedman W. ، Madore B. ، Gibson B. ، Ferrarese L. ، Kelson B. ، Sakai S. ، Mold R. ، Kennicutt R. ، Ford H. ، Graham J. ، Huchra J. ، Hughes S. ، Illingworth G.، Macri L.، Stetson P. 2001 ApJ553، 47

46. ​​Lee M.، Kim M.، Sarajedini A.، Geisler D.، Gieren W. 2002 ApJ565، 959

47. Kim M.، Kim E.، Lee M.، Sarajedini A.، Geisler D. 2002 AJ123، 244

48. مايدر أ. كونتي ب. 1994 آن. القس. أسترون. الفلك. 32 ، 227

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

50. Greggio L. 1986 A&A 160، 111

51. Shield H.، Maeder A. A&A 127، 238.

52. Linga G. Catalogue of Open Cluster Data، 5th edn، Stellar Data Center، Observatoire de Strasbourg، France.

53 ماسي ب. 1998 ApJ 501، 153

54 ماكاروفا ل. 1999 A&A 139، 491

55. Rozanski R.، Rowan-Robinson M. 1994 MNRAS 271، 530

56. ماكاروفا L. ، Karachentsev I. ، Takolo L. et al. 1998 A & A 128، 459

57. Crone M.، Shulte-Ladbeck R.، Hopp U.، Greggio L. 2000545L، 31

58. Tikhonov N.، Karachentsev I.، Bilkina V.، Sharina M. 1992 A&A Trans 1، 269

59. Georgiev Ts، 1996 أطروحة الدكتوراه Nizhny Arkhyz، CAO RAS 72] Karachentsev L، Kopylov A.، Kopylova F. 1994 Bull. SAO 38.5

60. Kelson D. ، lUingworth G. et al. 1996 ApJ 463، 26

61. ساها أ. ، سانديج أ ، وآخرون. 1996ApJS 107، 693

62. إبين آي ، رينزيني أ. 1983 آن. القس. أسترون. الفلك. 21 ، 271

63. Holonov P. 1985 العناقيد النجمية. مير ، موسكو

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. 1995 AJ 109، 1645

68. Velorosova T.، Merman.، Sosnina M. 1975 Izv. RAO 193، 175 82] Tikhonov N. 1983 Soobshch. OJSC 39، 40

69. Ziener R. 1979 Astron. نشر. 300 ، 127

70. Tikhonov N.، Georgiev T.، Bilkina B. 1991 CobiL. CAO 67، 114

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

72 ـ تريفيرز R.R.، ريتشموند م. 1989 ، PASP 101 ، 725

73. جورجيف ت. 1990 أستروفيز. استكشافها. (Izv.SAO) 30 ، 127

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

75. Tikhonov N.، Makarova L. 1996 Astr. نشر. 317 ، 179

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

77. Stetson P. 1993 دليل المستخدم لـ SHORYAOT I (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)

78. دروزدوفسكي آي. 1999 أطروحة المرشح ، جامعة سانت بطرسبرغ الحكومية ، سانت بطرسبرغ

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.، Letters to AJ، 1997 23، 430

81. Abies H. 1971 Publ. U.S. Naval Obs. 20 ، الجزء الرابع ، 1

82. Karachentsev I. 1993 Preprint CAO 100، 1

83. Tolstoy E. 2001 Local Group in Microlensing 2000: A New Era of Microlensing Astrophysics، Cape Town، ASP Conf. سيريدس. ج. Menzies و P.D. ساكيت

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

85. هانتر د. 2001 ApJ 559، 225

86. Karachentseva V. 1976 Soobshch. GAG 18 ، 42

87. Aparicio A.، Gallart K.، Bertelli G. 1997 AJ 114، 680112. Lee M. 1995 AJ 110، 1129.

88. ميلر ب ، دولفين إيه وآخرون. آل. 2001 ApJ 562، 713114] Fisher J.، TuUy R. 1975 A&A 44، 151

89 جريجيو إل ، ماركوني ج وآخرون. 1993 AJ 105 ، 894

90. Lee M. ، Aparicio A. ، Tikhonov N. et al. 1999 ايه جيه 118 ، 853

91 Armandroff 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. همفريز ر. ، آرونسون إم وآخرون. 1986 AJ93 ، 808

96. Georgiev Ts.، Bilkina B.، Tikhonov N. 1992 A & A 95، 581

97. جورجيف Ts. V. ، Tikhonov N.A. ، Karachentsev ID ، Bilkina B.I. 1991 A&AS 89 ، 529

98. Karachentsev ID.، Tikhonov N.A. جورجييف تي إس بي ، بيلكينا بي. 1991 A&AS 91 ، 503

99. فريدمان دبليو ، هيوز إس وآخرون. 1994 ApJ427 ، 628

100. Sandage A.، Tammann G. 1974 ApJ 191، 559134] Sandage A.، Tammann G. 1974 ApJ 191، 603

101. NASA / IP AC Extragalactic Database http://nedwww.ipac.caltech.edu 136] Karachentsev I.، Tikhonov N.، Sazonova L. 1994 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. فالتونين م ، بيرد ج ، وآخرون. 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. ماكاروفا L. ، Karachentsev I. وآخرون. 1998 A & A 133 ، 181

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

110. ماكاروف د. 2001 أطروحة دكتوراه

111. فريدمان دبليو ، مادور ب وآخرون. 1994 الطبيعة 371 ، 757

112- Ferrarese L.، Freedman W. et al. 1996 ApJ4Q4 568

113- Graham J.، Ferrarese L. et al. 1999 ApJ51Q، 626152] Maori L.، Huchra J. et al. 1999 ApJ 521، 155

114 Fouque P.، Solanes J. et al. 2001 Preprint ESO، 1431

115. BingeUi B. 1993 Halitati onsschrift، Univ. باسل

116. Aaronson M.، Huchra J.، Mold J. at al. 1982 أبج 258 ، 64

117. BingeUi B.، Sandage A.، Tammann G. 1995 AJ 90، 1681157. Reaves G. 1956 AIJai، 69

118. تولستوي إي ، ساها أ وآخرون. 1995 AJ 109 ، 579

119. Dohm-Palmer R.، Skillman E. et al. 1998 A J116، 1227160] 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. 1998 ApJ495، 115

124- ويتمور ب ، سباركس دبليو وآخرون. 1995 ApJ454L، 173167] Onofrio M.، Capaccioli M.، et al. 1997 MNRAS 289، 847168] van den Bergh S. 1996 PASF 108، 1091

125. Ferrarese L. ، Gibson B. ، Kelson D. et al. 1999 فلك / 9909134

126. Saha A. ، Sandage A. et al. 2001 ApJ562 ، 314

127. Tikhonov N.، Galazutdinova O.، Drozdovsky I.، 2000 Astrophysics 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. 1998 AJ 115، 975

132- Davies R.، Kinman T. 1984 MNRAS 207، 173

133. Capaccioli M. ، Lorenz H. ، Afanasjev V. 1986 A&A 169 ، 54179] Silbermann N. ، Harding P. ، Madore B. et al. 1996 ApJ470، 1180. Pierce M. 1994 ApJ430، 53

134- هولزمان ج. ، هيستر ج.ج. ، كاسرتانو س وآخرون. 1995 PASP 107 ، 156

135. CiarduUo R.، Jacjby J.، Harris W. 1991 ApJ383، 487183] Ferrarese L.، Mold J. et al. 2000 ApJ529 ، 745

136. شميت ب. ، كيتشنر ر. ، إيستمان ر. 1992 ، أبج 395 ، 366

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

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

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

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

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

142 هولتسمان جيه ، جالاجر أ وآخرون. 1999 ايه جيه 118 ، 2262

143. سانديج أ. أطلس هابل للمجرات ، واشنطن 193. دي فوكولورز G. 1959 Handb. Physik 53، 295194. van den Bergh S. 1960 Publ. Obs. دنلاب 11 ، 6

144- مورغان دبليو 1958 PASP 70، 364

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

146. بوش د. ، ويستفيل د. ، وآخرون. 1992A J103، 1841

147. والتر ب. ، برينكس إي. 1999 AJ 118 ، 273

148- جاريت T. 2000 PASP 112، 1008

149. روبرتس م ، هيانيس م 1994 في Dwarf Galaxies ed. بواسطة Meylan G. and Prugniel P. 197

150. Bosma A. 1981 R J 86، 1791

151- سكروتسكي م. 1987. جامعة كورنيل

152. بيرجستروم ج. 1990 دكتوراه. جامعة مينيسوتا

153. هيلر أ ، بروش إن وآخرون. 2000 MNRAS 316 ، 569

154- هانتر د.، 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. باتوريل ب. وآخرون. 1996 كتالوج المجرات الرئيسية PRC-ROM

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

158. سواترز ر. 1999 دكتوراه. Rijksuniversiteit ، جرونينجن

159. Tikhonov N.، 1998 in lAU Symp. 192 ، المحتوى النجمي لمجرات المجموعة المحلية ، أد. وايتلوك ب ، وكانون ر. ، 15.

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

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

162. ليندس ر. ، تولستوي إي وآخرون. 1998 AJ 116 ، 146

163. دروزدوفسكي إ. ، شولت-لادبيك ر وآخرون. 2001 ApJL 551 ، 135

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

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

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

167. Aparicio A.، Gallart K. 1995 AJ 110، 2105

168. Bizyaev D. 1997 أطروحة مرشح من جامعة موسكو الحكومية ، SAI

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

170. شيبا م. ، بيرز ت. 2000 ، AJ 119 ، 2843

171. Cuillandre J.، Lequeux J.، Loinard L. 1998 in lAU Symp. 192 ، المحتوى النجمي لمجموعة المجرات ، أد. وايتلوك ب ، وكانون ر. ، 27

172- التين. الشكل 1: صور المجرات في عنقود العذراء ، حصلنا عليها بواسطة BTA. تم إجراء ترشيح متوسط ​​للصور لعزل بنية المجرات

173. الشكل. الشكل 3: صور المجرات في مجموعة KSS1023 التي تم الحصول عليها باستخدام BTA و H8T (النهاية)