فرمول بندی مسئله

از نظر تاریخی، در آغاز قرن بیستم، یک انفجار واقعی در مطالعه ستارگان و خوشه‌های ستاره‌ای هم در کهکشان ما و هم در سایر منظومه‌های ستاره‌ای پایه‌ای را ایجاد کرد که خود نجوم برون‌کهکشانی بر اساس آن پدیدار شد. ظهور جهت جدیدی در نجوم به لطف کار هرتسسپرونگ و راسل، دانکن و آبه، لیویت و بیلی، شپلی و هابل، لوندمارک و کورتیس صورت گرفت که در آن درک تقریباً مدرنی از مقیاس جهان ایجاد شد.

نجوم برون کهکشانی در توسعه بیشتر خود به فاصله هایی رفت که ستارگان منفرد دیگر قابل مشاهده نبودند، اما مانند قبل، اخترشناسانی که در تحقیقات برون کهکشانی مشغول بودند، تعداد زیادی از آثار را منتشر کردند که به نوعی به موضوعات ستاره ای مرتبط بودند: با تعیین درخشندگی ستاره ها، ساخت مقیاس های فاصله، مطالعه مراحل تکاملی انواع خاصی از ستارگان.

مطالعه ستارگان در کهکشان های دیگر به اخترشناسان اجازه می دهد تا چندین مشکل را همزمان حل کنند. ابتدا مقیاس فاصله را روشن کنید. واضح است که بدون دانستن فواصل دقیق، ما پارامترهای اساسی کهکشان ها - اندازه، جرم، درخشندگی را نمی دانیم. افتتاحیه در سال 1929 رابطه هابل بین سرعت های شعاعی کهکشان ها و فواصل آن ها به فرد اجازه می دهد تا به سرعت فاصله هر کهکشانی را بر اساس اندازه گیری ساده سرعت شعاعی آن تعیین کند. با این حال، اگر در حال مطالعه حرکات غیر هابلی کهکشان ها هستیم، نمی توانیم از این روش استفاده کنیم. حرکات کهکشان ها نه با انبساط کیهان، بلکه با قوانین عادی گرانش مرتبط است. در این مورد، ما به تخمین فاصله ای که نه از اندازه گیری سرعت، بلکه از اندازه گیری سایر پارامترها به دست می آید، نیاز داریم. مشخص است که کهکشان هایی در فواصل تا 10 مگاپیکسل سرعت های خاص خود را دارند که با سرعت آنها در انبساط هابل جهان قابل مقایسه است. اگر از وابستگی هابل هنگام مطالعه توزیع فضایی کهکشان ها استفاده کنیم، جمع دو بردار سرعت تقریباً یکسان، که یکی از آنها جهت تصادفی دارد، به نتایج عجیب و کاملا غیر واقعی منجر می شود. آن ها و در این مورد ما نمی توانیم فاصله ها را بر اساس سرعت شعاعی کهکشان ها اندازه گیری کنیم.

ثانیاً، از آنجایی که همه کهکشان ها متشکل از ستارگان هستند، با مطالعه توزیع و تکامل ستارگان در یک کهکشان، به نوعی به این سوال در مورد مورفولوژی و تکامل خود کهکشان پاسخ می دهیم. آن ها اطلاعات به‌دست‌آمده در مورد ترکیب ستاره‌ای کهکشان، تنوع مدل‌های مورد استفاده برای منشأ و تکامل کل منظومه ستاره‌ای را محدود می‌کند. بنابراین، اگر می‌خواهیم منشأ و تکامل کهکشان‌ها را بدانیم، کاملاً ضروری است که جمعیت‌های ستاره‌ای انواع مختلف کهکشان‌ها را تا عمیق‌ترین حد نورسنجی ممکن مطالعه کنیم.

در دوران نجوم عکاسی، مطالعات جمعیت های ستاره ای کهکشان ها با استفاده از بزرگترین تلسکوپ های جهان انجام شد. اما هنوز، حتی در این کهکشان نزدیکمانند جمعیت ستاره ای M31، نوع P، i.e. غول های قرمز، در حد اندازه گیری های فتومتریک بود. این محدودیت فنی توانایی‌ها منجر به این واقعیت شده است که جمعیت‌های ستاره‌ای تنها در کهکشان‌های گروه محلی، که خوشبختانه، تقریباً همه نوع کهکشان‌ها در آن‌ها حضور دارند، به طور دقیق و عمیق مورد مطالعه قرار گرفته‌اند. در دهه 1940، Baade کل جمعیت کهکشان ها را به دو نوع تقسیم کرد: ابرغول های جوان درخشان (نوع I) که در یک قرص نازک قرار دارند و غول های قرمز پیر (نوع P) که هاله بزرگ تری را اشغال می کنند. بعداً، Baade و Sandage به وجود گروه جمعیت محلی نوع II در همه کهکشان‌ها اشاره کردند. ستاره های قدیمی که به وضوح در حاشیه کهکشان ها قابل مشاهده بودند. در عکس‌های کهکشان‌های دورتر، تنها ابرغول‌های درخشان قابل مشاهده بودند که هابل در آن زمان از آنها برای تعیین فاصله تا کهکشان‌ها هنگام محاسبه پارامتر انبساط کیهان استفاده کرد.

پیشرفت فناوری در دهه 90 در توسعه ابزارهای رصدی منجر به این واقعیت شد که ستارگان به اندازه کافی کم نور در کهکشان ها و خارج از گروه محلی در دسترس قرار گرفتند و امکان مقایسه پارامترهای جمعیت های ستاره ای بسیاری از کهکشان ها وجود داشت. در همان زمان، انتقال به ماتریس‌های CCD نیز با رگرسیون در مطالعه پارامترهای جهانی توزیع جمعیت ستاره‌ای کهکشان‌ها مشخص شد. مطالعه یک کهکشان با اندازه 30 دقیقه قوسی با آشکارساز نور به اندازه 3 دقیقه به سادگی غیرممکن شده است. و تنها در حال حاضر ماتریس های CCD ظاهر می شوند که از نظر اندازه با صفحات عکاسی قبلی قابل مقایسه هستند.

ویژگی های عمومیمرتبط بودن کار.

ارتباط کار دارای چندین مظاهر است:

تئوری ستاره‌زایی و تکامل کهکشان‌ها، تعیین تابع جرم اولیه در شرایط فیزیکی مختلف و همچنین مراحل تکامل ستارگان تک جرمی نیاز به تصاویر مستقیم کهکشان‌ها دارد. تنها مقایسه مشاهدات و نظریه می تواند پیشرفت بیشتری در اخترفیزیک داشته باشد. ما مقدار زیادی از مواد رصدی به دست آورده‌ایم که در حال حاضر نتایج اخترفیزیک جانبی را به شکل ستاره‌های LBV کاندید می‌دهد، که سپس به صورت طیفی تأیید می‌شوند. مشخص است که HST در حال حاضر در حال اجرای برنامه ای از تصاویر مستقیم کهکشان ها "برای آینده" است. این تصاویر تنها پس از انفجار یک ابرنواختر نوع دوم (ابر غول) در چنین کهکشانی مورد نیاز خواهند بود. آرشیو ما کمی پایین تر از آنچه در حال حاضر در HST ایجاد می شود است.

در حال حاضر، مشکل تعیین فواصل دقیق تا کهکشان‌ها، اعم از دور و نزدیک، به مشکل اصلی در کار تلسکوپ‌های بزرگ تبدیل شده است. اگر برای فواصل بزرگ هدف چنین کاری تعیین ثابت هابل با حداکثر دقت باشد، در فواصل کوچک هدف جستجو برای ناهمگونی های محلی در توزیع کهکشان ها است. و برای این کار، فاصله های دقیق تا کهکشان های مجتمع محلی مورد نیاز است. برای اولین تقریب، ما قبلاً داده هایی را در مورد توزیع فضایی کهکشان ها به دست آورده ایم. علاوه بر این، کالیبراسیون روش های فاصله به مقادیر دقیق برای آن چند کهکشان کلیدی که اساس هستند، نیاز دارد.

تنها اکنون، پس از ظهور ماتریس های مدرن، امکان مطالعه عمیق ترکیب ستاره ای کهکشان ها فراهم شده است. این بلافاصله راه را برای بازسازی تاریخ ستاره‌زایی کهکشان‌ها باز کرد. و تنها منبع برای این کار، تصاویر مستقیم کهکشان‌های ستاره‌دار است که در فیلترهای مختلف گرفته شده‌اند.

تاریخچه تحقیقات در مورد ساختارهای کم نور کهکشان ها به دهه ها قبل برمی گردد. این امر به ویژه پس از به دست آوردن منحنی های چرخش گسترده کهکشان های مارپیچی و نامنظم از مشاهدات رادیویی اهمیت پیدا کرد. نتایج به‌دست‌آمده حاکی از وجود توده‌های نامرئی قابل توجه است و جستجو برای تظاهرات نوری این توده‌ها در بسیاری از رصدخانه‌ها به شدت در حال انجام است. نتایج ما وجود قرص‌های گسترده‌ای را در اطراف کهکشان‌های نوع متأخر نشان می‌دهد که از یک جمعیت ستاره‌ای قدیمی - غول‌های قرمز تشکیل شده‌اند. در نظر گرفتن جرم این دیسک ها می تواند مشکل توده های نامرئی را کاهش دهد.

هدف از کار.

اهداف این پایان نامه عبارتند از:

1. به دست آوردن بزرگترین آرایه همگن ممکن از کهکشان ها در آسمان شمالی با سرعت کمتر از 500 کیلومتر بر ثانیه و تعیین فاصله تا کهکشان ها بر اساس نورسنجی درخشان ترین ستاره های آنها.

2. قدرت تفکیک ستارگان کهکشان ها در دو جهت مخالف - در خوشه Virgo و در گروه N001023 مشاهده شده است. تعیین فاصله تا این گروه ها و محاسبه بر اساس نتایج به دست آمده ثابت هابل در دو جهت مخالف.

3. بررسی ترکیب ستاره ای پیرامون کهکشان های نامنظم و مارپیچی. تعیین اشکال فضایی کهکشانها در مسافت های طولانیاز مرکز

تازگی علمی.

برای مقدار زیادکهکشان ها در تلسکوپ استفاده شدهتصاویر عمیق در رنگ های دو-A به دست آمد که امکان تفکیک کهکشان ها را به ستاره ها فراهم کرد. نورسنجی ستارگان در تصاویر انجام شد و نمودارهای قدر رنگ ساخته شد. بر اساس این داده ها، فاصله برای 92 کهکشان، از جمله در منظومه های دوردستی مانند خوشه Virgo یا گروه N001023 تعیین شد. برای اکثر کهکشان ها، اندازه گیری فاصله برای اولین بار انجام شد.

فواصل اندازه گیری شده برای تعیین ثابت هابل در دو جهت متضاد مورد استفاده قرار گرفت، که امکان برآورد گرادیان سرعت بین گروه محلی و گروه N001023 را فراهم کرد، که مقدار آن، همانطور که مشخص شد، کوچک است و از اندازه گیری تجاوز نمی کند. خطاها

مطالعه ترکیب ستاره‌ای پیرامون کهکشان‌ها منجر به کشف کهکشان‌های نامنظم با دیسک‌های ضخیم گسترده متشکل از ستارگان قدیمی، غول‌های قرمز شد. اندازه چنین دیسک هایی 2-3 برابر بزرگتر از اندازه های ظاهری کهکشان ها در سطح 25 "A/P" است. مشخص شد که کهکشان‌ها بر اساس توزیع فضایی غول‌های قرمز مرزهای مشخصی دارند.

ارزش علمی و عملی.

این تلسکوپ 6 متری تصاویر چند رنگی از حدود 100 کهکشان ستاره‌دار به دست آورد. در این کهکشان ها رنگ ها و روشنایی همه سنجیده می شد ستاره های قابل مشاهده. ابرغول ها و ابرغول ها با بالاترین درخشندگی شناسایی می شوند.

بر اساس کاری که نویسنده به طور مستقیم در آن نقش داشته است، برای اولین بار مجموعه ای بزرگ و همگن از داده ها در مورد اندازه گیری فواصل برای همه کهکشان های آسمان شمالی با سرعت کمتر از 500 کیلومتر بر ثانیه به دست آمد. داده‌های به‌دست‌آمده امکان تجزیه و تحلیل حرکات غیر هابلی کهکشان‌ها در مجموعه محلی را فراهم می‌کند، که انتخاب مدلی را برای تشکیل «پنکیک» محلی کهکشان‌ها محدود می‌کند.

ترکیب و ساختار فضایی نزدیکترین گروه کهکشانها در آسمان شمالی مشخص شده است. نتایج کار امکان مقایسه آماری پارامترهای گروهی از کهکشان ها را فراهم می کند.

مطالعه ساختار فضا در جهت خوشه کهکشانی Virgo انجام شد. چندین کهکشان نسبتا نزدیک بین این خوشه و گروه محلی یافت شده است. فاصله ها مشخص شد و کهکشان های متعلق به خود خوشه و واقع در قسمت های مختلف پیرامون و مرکز خوشه شناسایی شدند.

فاصله تا خوشه ها در Virgo و Coma Berenices تعیین شده و ثابت هابل محاسبه می شود. روشنایی درخشان ترین ستاره های 10 کهکشان گروه N001023 که در فاصله 10 Me قرار دارند اندازه گیری شد. فاصله تا کهکشان ها مشخص شد و ثابت هابل در این جهت محاسبه شد. نتیجه گیری می شود که یک گرادیان سرعت کوچک بین گروه محلی و گروه N001023 وجود دارد که می تواند با جرم غیر غالب خوشه کهکشانی Virgo توضیح داده شود.

برای دفاع موارد زیر ارائه می شود:

1. نتایج کار بر روی توسعه و اجرای تکنیک های نورسنجی ستاره ای بر روی ریزدانسیومترهای اتوماتیک AMD1 و AMD2 JSC RAS.

2. استخراج وابستگی کالیبراسیون روش برای تعیین فاصله از ابرغول های آبی و قرمز.

3. نتایج نورسنجی ستارگان در 50 کهکشان مجتمع محلی و تعیین فاصله تا این کهکشانها.

4. نتایج تعیین فاصله تا 24 کهکشان در جهت خوشه سنبله. تعیین ثابت هابل

5. نتایج تعیین فاصله تا کهکشان های گروه NOC1023 و تعیین ثابت هابل در جهت مخالف خوشه سنبله. نتیجه گیری در مورد یک گرادیان سرعت کوچک بین گروه محلی و گروه NGO1023.

6. نتایج مطالعه توزیع فضایی ستارگان نوع متأخر در کهکشان های نامنظم. کشف دیسک های گسترده غول های قرمز در اطراف کهکشان های نامنظم.

تایید کار.

نتایج اصلی به دست آمده در پایان نامه در سمینارهای OJSC RAS، SAI، AI OPbSU و همچنین در کنفرانس ها ارائه شد:

فرانسه، 1993، در کارگاه ESO/OHP "کهکشان های کوتوله" ویرایش. Meylan G.، Prugniel P.، Observatoire de Haute-Provence، فرانسه، 109.

آفریقای جنوبی، 1998، در lAU Symp. 192، محتوای ستاره‌ای کهکشان‌های گروه محلی، ویرایش. Whitelock P. و Gannon R.، 15.

فنلاند، 2000 "کهکشان ها در گروه M81 و مجتمع IC342/Maffei: ساختار و جمعیت های ستاره ای"، سری کنفرانس های ASP، 209، 345.

روسیه، 2001، کنفرانس نجوم تمام روسیه، 6-12 آگوست، سن پترزبورگ. گزارش: "توزیع فضایی ستارگان نوع متأخر در کهکشان های نامنظم."

مکزیک، 2002، کوزومل، 8-12 آوریل، "ستاره ها به عنوان ردیاب شکل هاله های کهکشانی نامنظم".

1. Tikhonov N.A., Results of hypersensitization in hydrogen of astrofilms of the Technique Kaz-NII, 1984, Communications of SAO, 40, 81-85.

2. Tikhonov N.A.، فتومتری ستارگان و کهکشان ها در تصاویر مستقیم BTA. خطاها در نورسنجی AMD-1، 1989، ارتباطات SAO، 58، 80-86.

3. Tikhonov N.A.، Bilkina B.I.، Karachentsev ID.، Georgiev Ts.B.، فاصله کهکشان های نزدیک N00 2366،1С 2574، و NOG 4236 از فتومتری عکاسی درخشان ترین ستارگان آنها، 1991، A.3, 1-3.

4. گئورگیف ت. V., Tikhonov N.A., Karachentsev ID., Bilkina B.I„ درخشانترین ستارگان و فاصله تا کهکشان کوتوله HoIX, 1991, A&AS, 89, 529-536.

5. Georgiev T.B.، Tikhonov N.A.، Karachentsev I.D.، درخشان ترین نامزدها برای خوشه های کرویکهکشان های M81، 1991، نامه هایی به AJ، 17، 387.

6. Georgiev T.B., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., برآورد قدر B و V برای نامزدهای خوشه های کروی کهکشان M 81, 1991, Letters to AJ, 17, nil, 994-998.

7. Tikhonov N.A., Georgiev T.E., Bilkina B.I. نورسنجی ستاره ای روی صفحات تلسکوپ 6 متری، 1991، Oooobshch.OAO، 67، 114-118.

8. Karachentsev I.D.، Tikhonov N.A.، Georgiev Ts.B.، Bilkina B.I.، Sharina M.E.، فواصل کهکشان های نزدیک N0 0 1560، NGO 2976 و DDO 165 از درخشان ترین ستاره های خود، 1991-1991، A.15, 1991, A.15,5.

9. Georgiev Ts.B., Tikhonov N.A., Bilkina B.I., درخشانترین ستاره های آبی و قرمز در کهکشان 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., فواصل تا سه کهکشان کوتوله نزدیک از نورسنجی درخشانترین ستارگان آنها، 1992، A&A Trans، 1، 269-282.

12. Georgiev Ts.B.، Bilkina B.I.، Tikhonov N.A.، Getov R.، Nedialkov P.، مختصات دقیق ابرغول ها و نامزدهای خوشه کروی کهکشان M 81، 1993، Bull SAO، 36، 43.

13. Karachentsev I.D.، Tikhonov N.A.، فواصل فتومتریک تا کهکشانهای نزدیک 10 10، 10 342 و UA 86، قابل مشاهده از طریق کهکشان راه شیری، 1993، A&A، 100، 227-235.

14. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., فواصل فتومتریک تا پنج کهکشان کوتوله در مجاورت M 81, 1993, A&A, 275, 39.

15. Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L., درخشانترین ستاره ها در سه کوتوله نامنظم در اطراف M 81, 1994, A&AS, 106, 555.

16. Karachentsev I.، Tikhonov N.، Sazonova L.، NGC 1569 و UGCA 92 - یک جفت کهکشان نزدیک در منطقه راه شیری، 1994، نامه‌هایی به AJ شوروی، 20، 90.

17. Karachentsev L، Tikhonov N.، فواصل نورسنجی جدید برای کهکشان های کوتوله در حجم محلی، 1994، A&A، 286، 718.

18. Tikhonov N., Karachentsev L, Maffei 2, یک کهکشان نزدیک که توسط راه شیری محافظت شده است، 1994، بول. SAO، 38، 3.

19. Georgiev Ts., Vilkina V., Karachentsev I., Tikhonov N. نورسنجی ستاره ای و فاصله تا کهکشان های نزدیک: دو تفاوت در تخمین پارامتر در X bl. 1994، Obornik با گزارش VAN، صوفیه، ص49.

20. Tikhonov N.، کهکشان نامنظم Casl - یک عضو جدید از گروه محلی، As-tron.Nachr.، 1996، 317، 175-178.

21. Tikhonov N., Sazonova L., A color - magnitude diagram for Pisces dwarf galaxy, AN, 1996, 317, 179-186.

22. Sharina M.E. Karachentsev I.D. Tikhonov N.A. فاصله نورسنجی تا کهکشان N0 0 6946 و ماهواره آن، 1996، نامه های AJ، 23، 430-434.

23. Sharina M.E. Karachentsev I.D. Tikhonov N.A., Photometric distances to NGC 628 و آنچهار صحابی، 1996، A&AS، 119، n3. 499-507.

24. Georgiev Ts. V.، Tikhonov N.A.، Karachentsev I.D.، Ivanov V.D. نامزدهای خوشه کروی در کهکشان های NGC 2366.1C 2574 و NGC 4236، 1996، A&A Trans, 11، 39-46.

25. Tikhonov N.A., Georgiev Ts. V.، Karachentsev I.D.، درخشانترین کاندیداهای خوشه ستاره ای در هشت کهکشان نوع متأخر مجموعه محلی، 1996، A&A Trans، 11، 47-58.

26. Georgiev Ts.B.، Karachentsev I.D.، Tikhonov N.A.، مدول فاصله تا 13 کهکشان کوتوله ایزوله نزدیک، نامه هایی به AJ، 1997، 23، 586-594.

27. Tikhonov N. A., The deep stars photometry of the ICIO, 1998, in lAU Symposium 192, ed. پی وایتلاک و آر کانن، 15.

28. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., فتومتری CCD و فواصل شش کهکشان نامنظم تفکیک شده در Canes Venatici, 1998, A&AS, 128, 325-330.

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

30. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., Distances to the Two New Companions of M 31, 1999, AstL, 25, 332.

31. Drozdovskii 1.0. Tikhonov N.A.، محتوای ستاره ای و فاصله تا کهکشان کوتوله فشرده آبی نزدیک NGC 6789، 2000، A&AS، 142، 347D.

32. Aparicio A., Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., DDO 187: آیا کهکشان های کوتوله هاله های قدیمی گسترش یافته اند؟ 2000, AJ, 119, 177A.

33. Aparicio A., Tikhonov N.A., توزیع فضایی و سنی جمعیت ستاره ای در DDO 190, 2000, AJ, 119, 2183A.

34. لی ام.، آپاریسیو آ.، تیخونوف ن، بیین ی.-آی، کیم ای.، جمعیت های ستاره ای و عضویت در گروه محلی کهکشان کوتوله DDO 210، 1999، AJ، 118، 853-861.

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

ساختار پایان نامه

پایان نامه شامل یک مقدمه، شش فصل، یک نتیجه گیری، فهرست متون استناد شده و یک پیوست است.

نتیجه گیری اصلی این فصل مربوط به کهکشان های نامنظم و تا حدی مارپیچی است. بنابراین، شایسته است که این نوع کهکشان ها را با جزئیات بیشتر بررسی کنیم و بر تفاوت ها و شباهت های بین آنها تمرکز کنیم. ما آن دسته از پارامترهای کهکشان‌هایی را که به هیچ وجه در مطالعات ما ظاهر نمی‌شوند، به حداقل می‌رسانیم.

6.2.1 مسائل طبقه بندی کهکشان ها.

از لحاظ تاریخی، کل طبقه بندی کهکشان ها بر اساس تصاویر گرفته شده در پرتوهای آبی طیف ایجاد شده است. طبیعتاً در این عکس‌ها آن دسته از اشیایی که رنگ آبی دارند به وضوح خودنمایی می‌کنند، یعنی. مناطق تشکیل ستاره با ستاره های جوان درخشان. چنین مناطقی در کهکشان‌های مارپیچی شاخه‌های برجسته‌ای را تشکیل می‌دهند، و در کهکشان‌های نامنظم، نواحی درخشانی را تشکیل می‌دهند که تقریباً به‌طور آشفته در سراسر بدنه کهکشان پراکنده شده‌اند.

تفاوت قابل مشاهده در توزیع مناطق تشکیل ستاره، مرز اولیه ای بود که کهکشان های مارپیچی و نامنظم را جدا می کرد، صرف نظر از اینکه طبقه بندی بر اساس هابل، Vaucouleurs یا van den Bergh 192,193,194] انجام شده است. در برخی از سیستم‌های طبقه‌بندی، نویسندگان سعی کردند پارامترهای دیگر کهکشان‌ها را علاوه بر آنها در نظر بگیرند ظاهر، اما ساده ترین طبقه بندی هابل رایج ترین آنها باقی ماند.

به طور طبیعی، دلایل فیزیکی برای تفاوت در توزیع مناطق تشکیل ستاره در کهکشان های مارپیچی و نامنظم وجود دارد. اول از همه، این تفاوت در جرم و سرعت چرخش است، اما طبقه بندی اولیه فقط بر اساس نوع کهکشان ها بود. در عین حال، مرز بین این دو نوع کهکشان بسیار نسبی است، زیرا بسیاری از کهکشان های نامنظم درخشان دارای نشانه هایی از بازوهای مارپیچی یا ساختاری میله مانند در مرکز کهکشان هستند. ابر ماژلانی بزرگ، که به عنوان نمونه ای از یک کهکشان نامنظم معمولی عمل می کند، دارای نوار و ویژگی های ضعیف است. ساختار مارپیچی، مشخصه کهکشان های نوع Sc. هنگام مطالعه توزیع هیدروژن خنثی، علائم ساختار مارپیچی کهکشان های نامنظم به ویژه در محدوده رادیویی قابل توجه است. به عنوان یک قاعده، در اطراف یک کهکشان نامنظم یک ابر گازی گسترده وجود دارد که در آن اغلب نشانه هایی از بازوهای مارپیچی قابل مشاهده است (به عنوان مثال، ICIO 196]، هال، IC2574).

پیامد چنین انتقال آرام ویژگی‌های کلی آنها از کهکشان‌های مارپیچی به کهکشان‌های نامنظم، ذهنیت در تعاریف مورفولوژیکی انواع کهکشان‌ها توسط نویسندگان مختلف است. علاوه بر این، اگر اولین صفحات عکاسی به پرتوهای مادون قرمز به جای پرتوهای آبی حساس بودند، طبقه بندی کهکشان ها متفاوت بود، زیرا مناطق تشکیل ستاره در کهکشان ها قابل توجه نبودند. چنین تصاویر مادون قرمز به بهترین وجه مناطقی از کهکشان ها را نشان می دهد که دارای جمعیت های ستاره ای قدیمی هستند - غول های قرمز.

هر کهکشانی در محدوده IR ظاهری صاف دارد، بدون شاخه‌های مارپیچی متضاد یا مناطق تشکیل ستاره، و قرص و برآمدگی کهکشان بیشتر مشخص است. در تصاویر Irr IR، کهکشان ها به صورت کهکشان های کوتوله دیسکی قابل مشاهده هستند که در زوایای مختلف به سمت ما گرایش دارند. این به وضوح در اطلس IR کهکشان ها قابل مشاهده است. بنابراین، اگر طبقه‌بندی کهکشان‌ها در ابتدا بر اساس تصاویر در محدوده فروسرخ انجام می‌شد، آن‌وقت کهکشان‌های مارپیچی و نامنظم در یک گروه از کهکشان‌های دیسکی قرار می‌گرفتند.

6.2.2 مقایسه پارامترهای کلی کهکشان های مارپیچی و نامنظم.

تداوم انتقال از کهکشان های مارپیچی به کهکشان های نامنظم با در نظر گرفتن پارامترهای جهانی یک دنباله از کهکشان ها قابل مشاهده است، یعنی از مارپیچی: Sa Sb Sc به نامنظم: Sd Sm Im. همه پارامترها: جرم، اندازه، محتوای هیدروژن نشان دهنده یک کلاس واحد از کهکشان ها است. پارامترهای فتومتریک کهکشان ها: درخشندگی و رنگ تداوم مشابهی دارند. ما سعی نکردیم با دقت نوع دقیق کهکشان را بفهمیم. همانطور که تجربه بیشتر نشان داده است، پارامترهای توزیع جمعیت ستارگان در کهکشان های مارپیچی کوتوله و نامنظم تقریباً یکسان است. این یک بار دیگر تأکید می کند که هر دو نوع کهکشان باید تحت یک نام متحد شوند - دیسک.

6.2.3 اشکال فضایی کهکشان ها.

اجازه دهید به ساختار فضایی کهکشان ها بپردازیم. شکل های مسطح کهکشان های مارپیچی نیازی به توضیح ندارد. هنگام توصیف این نوع کهکشان، بر اساس نورسنجی، برآمدگی و قرص کهکشان معمولاً متمایز می شود. از آنجایی که منحنی‌های سرعت شعاعی پهن و مسطح کهکشان‌های مارپیچی نیاز به توضیح آن‌ها در قالب حضور توده‌های قابل توجهی از ماده نامرئی دارند، یک هاله گسترده اغلب به مورفولوژی کهکشان‌ها اضافه می‌شود. تلاش برای یافتن مظاهر قابل مشاهده از چنین هاله ای بارها انجام شده است. علاوه بر این، در بسیاری از موارد، عدم وجود تراکم مرکزی یا برآمدگی در کهکشان‌های نامنظم منجر به این واقعیت می‌شود که تنها جزء دیسک نمایی کهکشان در بخش‌های فتومتریک بدون نشانه‌هایی از اجزای دیگر قابل مشاهده است.

تعیین شکل کهکشان های نامنظم در امتداد محور Z مستلزم رصد کهکشان های لبه ای است. جستجوی چنین کهکشانی در کاتالوگ LEDA، با انتخاب بر اساس سرعت چرخش، نسبت محوری و اندازه، ما را به تهیه فهرستی از چند ده کهکشان سوق داد که اکثر آنها در فواصل زیاد قرار دارند. با نورسنجی سطح عمیق، می توان وجود زیرسیستم های کم روشنایی سطح را آشکار کرد و ویژگی های نورسنجی آنها را اندازه گیری کرد. روشنایی کم یک زیرسیستم به هیچ وجه به این معنی نیست که تأثیر کمی بر زندگی کهکشان دارد، زیرا جرم چنین زیرسیستمی می تواند بسیار زیاد باشد. واجد اهمیت زیاد M/L.

UGCB760، VTA. 1800

20 40 60 در RADIUS (ثانیه قوس)

موقعیت (PRCSEC)

برنج. 29: توزیع رنگ (U - Z) در امتداد محور اصلی کهکشان N008760 و ایزووفوت آن تا HE - 27A5

در شکل شکل 29 نتایج نورسنجی سطح کهکشان نامنظم 11008760 را نشان می دهد که توسط ما در VTA به دست آمده است.ایزوفوت های این کهکشان نشان می دهد که در محدودیت های فتومتریک عمیق، شکل قسمت های بیرونی کهکشان نزدیک به یک بیضی است. ثانیا، ایزوفوت های ضعیف کهکشان در امتداد محور اصلی بسیار فراتر از بدنه اصلی کهکشان، جایی که ستارگان درخشان و مناطق ستاره ساز قابل مشاهده هستند، ادامه می یابد.

ادامه جزء دیسک فراتر از بدنه اصلی کهکشان قابل مشاهده است. در کنار آن، تغییر رنگ از مرکز کهکشان به کم‌نورترین ایزوفوت‌ها دیده می‌شود.

اندازه گیری های فتومتریک نشان داد که بدنه اصلی کهکشان دارای رنگ (Yth) = 0.25 است که برای کهکشان های نامنظم کاملاً معمولی است. اندازه گیری رنگ مناطق دور از بدنه اصلی کهکشان مقدار (V - K) = 1.2 را می دهد. این نتیجه به این معنی است که قسمت‌های بیرونی کم‌نور = 27.5 اینچ و امتداد یافته (3 برابر بزرگ‌تر از اندازه بدنه اصلی) این کهکشان باید متشکل از ستاره‌های قرمز باشد که نمی‌توان نوع این ستاره‌ها را فهمید ، از آنجایی که کهکشان در محدوده نورسنجی BTA بیشتر قرار دارد.

پس از این نتیجه، مشخص شد که مطالعاتی در مورد کهکشان های نامنظم نزدیک مورد نیاز است تا بتوانیم با قطعیت بیشتری در مورد ترکیب ستاره ها و اشکال فضایی بخش های بیرونی کم نور کهکشان ها صحبت کنیم.

برنج. 30: مقایسه فلزی بودن غول ابرغول سرخ (M81) و کهکشان های کوتوله (هول). موقعیت شاخه ابرغول نسبت به فلزی بودن کهکشان بسیار حساس است

6.2-4 ترکیب ستاره ای کهکشان ها.

ترکیب ستاره ای کهکشان های مارپیچی و نامنظم دقیقاً یکسان است. تنها بر اساس نمودار H-P تعیین نوع کهکشان تقریبا غیرممکن است. برخی از تأثیرات از یک اثر آماری ناشی می شود؛ ابرغول های آبی و قرمز درخشان تر در کهکشان های غول پیکر متولد می شوند. با این حال، جرم کهکشان هنوز در پارامترهای ستارگان در حال تولد ظاهر می شود. در کهکشان های عظیم همه چیز عناصر سنگینکه در طول تکامل ستارگان شکل گرفته اند، در کهکشان باقی می مانند و محیط بین ستاره ای را با فلزات غنی می کنند. در نتیجه، تمام نسل‌های بعدی ستارگان در کهکشان‌های عظیم، فلزی بودن را افزایش داده‌اند. در شکل شکل 30 مقایسه ای از نمودارهای H-P یک کهکشان عظیم (M81) و کوتوله (هول) را نشان می دهد. موقعیت های مختلف شاخه های ابرغول قرمز به وضوح قابل مشاهده است که نشان دهنده شخصیت فلزی آنهاست. برای جمعیت ستاره‌ای قدیمی - غول‌های قرمز - در کهکشان‌های عظیم، وجود ستارگان در طیف وسیعی از فلزات مشاهده می‌شود [210] که بر عرض شاخه غول‌پیکر تأثیر می‌گذارد. در کهکشان های کوتوله، شاخه های باریک غول پیکر (شکل 3) و مقادیر کم فلزی مشاهده می شود. چگالی سطح غول ها به طور تصاعدی متفاوت است که با جزء دیسک مطابقت دارد (شکل 32). ما رفتار مشابهی از غول های سرخ را در کهکشان IC1613 کشف کردیم.

برنج. 32: تغییر در چگالی سطح غول های قرمز در میدان F5 کهکشان ICIO. در مرز دیسک، جهشی در چگالی غول ها قابل مشاهده است که از مرز دیسک به صفر نمی رسد. اثر مشابهی در مشاهده می شود کهکشان مارپیچی MZZ. مقیاس نمودار بر حسب دقیقه قوس از مرکز است.

با در نظر گرفتن این نتایج و همه چیزهایی که قبلاً در مورد کهکشان های نامنظم گفته شد، می توان فرض کرد که این ستارگان قدیمی هستند که غول های قرمز هستند که حاشیه گسترده کهکشان ها را تشکیل می دهند، به خصوص که وجود غول های قرمز در حومه کهکشان های گروه محلی از زمان V. Vaade شناخته شده است. چند سال پیش، کار مینیتی و همکارانش اعلام کردند که هاله‌ای از غول‌های قرمز را در اطراف دو کهکشان پیدا کرده‌اند: WLM و NGC3109، اما نشریات این سوال را بررسی نکردند که چگونه چگالی غول‌ها با فاصله از مرکز تغییر می‌کند. و اندازه این گونه هاله ها.

برای تعیین قانون تغییرات چگالی سطحی ستارگان انواع متفاوت، از جمله غول ها، مشاهدات عمیق کهکشان های نزدیک مورد نیاز بود، واقع شده است

برنج. 33: تغییر در چگالی ستارگان در کهکشان های BB0 187 و BB0190 از مرکز به لبه. قابل توجه است که غول های قرمز به مرز خود نرسیده اند و فراتر از مرزهای تصویر ما ادامه می دهند. مقیاس نمودار بر حسب ثانیه قوسی است. همانطور که در ICIO دیده می شود، صاف گذاشته شده است.

مشاهدات ما با تلسکوپ 2.5 متری نوردیک کهکشان‌های DD0187 و DDO 190 تأیید کرد که این کهکشان‌های نامنظم که رو به رو قابل مشاهده هستند، کاهش نمایی در چگالی سطح غول‌های قرمز از مرکز تا لبه کهکشان نشان می‌دهند. علاوه بر این، وسعت ساختار غول های قرمز بسیار بیشتر از اندازه بدنه اصلی هر کهکشان است (شکل 33). لبه این هاله/دیسک خارج از CCD استفاده شده است. تغییرات نمایی در چگالی غول‌ها در دیگر کهکشان‌های نامنظم مشاهده شده است. از آنجایی که همه کهکشان‌های مورد مطالعه به یک شکل رفتار می‌کنند، می‌توانیم به عنوان یک واقعیت ثابت، از یک قانون نمایی تغییر در تراکم جمعیت ستاره‌ای قدیمی - غول‌های قرمز، که مربوط به جزء دیسک است صحبت کنیم. با این حال، این وجود دیسک را ثابت نمی کند.

واقعیت این دیسک ها را تنها می توان با رصد کهکشان های لبه ای تایید کرد. مشاهدات چنین کهکشانی برای جستجوی مظاهر قابل مشاهده از هاله عظیم به طور مکرر با استفاده از تجهیزات مختلف و در مناطق مختلفطیف کشف چنین هاله ای بارها اعلام شده است. یک مثال خوبپیچیدگی این کار را می توان در نشریات مشاهده کرد. چندین محقق مستقل از کشف چنین هاله ای در اطراف N005007 خبر داده اند. رصدهای بعدی با تلسکوپ با دیافراگم بالا با نوردهی کلی 24 ساعت (!) سوال وجود هاله قابل مشاهده از این کهکشان را بسته است.

در میان کهکشان‌های نامنظم نزدیک، کوتوله در پگاسوس که بارها مورد مطالعه قرار گرفته است، توجه را به خود جلب می‌کند. مشاهدات چندین میدان در BTA به ما این امکان را داد که تغییر چگالی ستارگان انواع مختلف در آن را در امتداد محور اصلی و فرعی به طور کامل ردیابی کنیم. نتایج در شکل ارائه شده است. 34، 35. آنها ثابت می کنند که اولاً، ساختار غول های سرخ سه برابر بزرگتر از بدنه اصلی کهکشان است. ثانیاً، شکل توزیع در امتداد محور b نزدیک به بیضی یا بیضی است. سوم، هیچ هاله ای از غول های قرمز قابل مشاهده نیست.

برنج. 34: مرزهای کهکشان کوتوله پگاسوس بر اساس مطالعات غول های قرمز. مکان تصاویر BTA مشخص شده است.

ستاره آبی AGB Q O O

PegDw w « «(Zhoko* 0 0 oooooooo

200 400 600 عمده محور

برنج. 35: توزیع چگالی سطحی انواع مختلف ستارگان در امتداد محور اصلی کهکشان کوتوله پگاسوس. مرز دیسک در جایی که رخ می دهد قابل مشاهده است افت شدیدتراکم غول های قرمز o 1

نتایج بیشتر ما بر اساس فتومتری تصاویر NCT است که از یک آرشیو در دسترس آزاد به دست آورده ایم. جست‌وجوی کهکشان‌هایی که در NZT عکس‌برداری شده‌اند، که به صورت غول‌های قرمز و رو به رو و لبه‌رو قابل مشاهده هستند، حدود دوجین کاندید را برای مطالعه در اختیار ما قرار داد. متأسفانه، میدان دید NCT، که برای ما ناکافی بود، گاهی اوقات با اهداف کار ما - برای ردیابی پارامترهای توزیع ستارگان - تداخل داشت.

پس از پردازش استاندارد نورسنجی، نمودارهای H-P برای این کهکشان ها ساخته شد و ستارگان انواع مختلف شناسایی شدند. تحقیقات آنها نشان داد:

1) برای کهکشان های مسطح قابل مشاهده، کاهش چگالی سطح غول های قرمز از یک قانون نمایی پیروی می کند (شکل 36).

-|-1-1-1-E-1-1-1-1-1-1-1-1--<тГ

PGC39032/w "".

15 غول سرخ Z w

برنج. 36: تغییر نمایی در چگالی غول های قرمز در کهکشان کوتوله RSS39032 از مرکز به لبه بر اساس مشاهدات NCT

2) هیچ یک از کهکشان های لبه ای دارای هاله گسترده ای از غول های قرمز در امتداد محور 2 نیست (شکل 37).

3) شکل توزیع غول های قرمز در امتداد محور b شبیه بیضی یا بیضی است (شکل 38).

با در نظر گرفتن تصادفی بودن نمونه و یکنواختی نتایج به‌دست‌آمده در مورد شکل توزیع غول‌ها برای همه کهکشان‌های مورد مطالعه، می‌توان ادعا کرد که اکثر کهکشان‌ها دارای چنین قانون توزیع غول‌های قرمز هستند. انحراف از قاعده کلی ممکن است، به عنوان مثال، در کهکشان های متقابل.

لازم به ذکر است که در بین کهکشان های مورد مطالعه، کهکشان های نامنظم و مارپیچی وجود داشتند که غول پیکر نبودند. ما در قوانین توزیع غول‌های قرمز در امتداد محور 2، به استثنای گرادیان کاهش چگالی غول‌ها، تفاوت معنی‌داری بین آنها پیدا نکردیم.

6.3.2 توزیع فضایی ستارگان.

با برجسته کردن ستارگان از انواع مختلف در نمودار G-R، می‌توانیم توزیع آنها را در تصویری از کهکشان ببینیم یا پارامترهای توزیع فضایی آنها را بر روی بدنه کهکشان محاسبه کنیم.

به خوبی شناخته شده است که جمعیت ستاره های جوان کهکشان های نامنظم در مناطق ستاره ساز متمرکز شده اند که به طور تصادفی در سراسر بدنه کهکشان پراکنده شده اند. با این حال، هرج و مرج ظاهری بلافاصله ناپدید می شود اگر تغییر در چگالی سطح ستاره های جوان را در امتداد شعاع کهکشان ردیابی کنیم. در نمودارهای شکل. واضح است که نوسانات محلی مرتبط با نواحی منفرد تشکیل ستاره بر روی توزیع عمومی نزدیک به نمایی قرار گرفته است.

برای جمعیت مسن تر - ستارگان شاخه مجانبی گسترده - این توزیع دارای شیب کاهش تراکم کمتری است. و کوچکترین شیب دارای جمعیت باستانی است - غول های قرمز. بررسی این وابستگی برای باستانی‌ترین جمعیت - ستارگان شاخه افقی - جالب خواهد بود، اما در آن کهکشان‌هایی که این ستارگان قابل دسترسی هستند، تعداد ناکافی از آنها برای مطالعات آماری مشاهده می‌شود. وابستگی آشکار سن ستارگان و پارامترهای چگالی فضایی می‌تواند توضیحی کاملاً منطقی داشته باشد: اگرچه شکل‌گیری ستاره‌ها به شدت در نزدیکی مرکز کهکشان اتفاق می‌افتد، مدار ستاره‌ها در طول زمان بزرگ‌تر و بزرگ‌تر می‌شوند. میلیارد سال، ستاره ها می توانند به سمت حاشیه کهکشان ها حرکت کنند. سخت است

برنج. 37: کاهش تراکم غول‌های قرمز در امتداد محور 2 در چندین کهکشان لبه‌ای

برنج. 38: تصویری از یک کهکشان کوتوله لبه‌ای، موقعیت غول‌های سرخ پیدا شده را نشان می‌دهد. شکل کلی توزیع بیضی یا بیضی است که چگونه می توان چنین تأثیری را در مشاهدات تأیید کرد. احتمالاً تنها مدل‌سازی تکامل قرص کهکشانی می‌تواند به حل چنین فرضیه‌هایی کمک کند.

6.3.3 ساختار کهکشان های نامنظم.

با خلاصه کردن آنچه در بخش‌های دیگر گفته شد، می‌توانیم ساختار یک کهکشان نامنظم را به صورت زیر تصور کنیم: گسترده‌ترین منظومه ستاره‌ای در همه مختصات توسط غول‌های قرمز تشکیل شده است. شکل توزیع آنها یک دیسک ضخیم است، با افت نمایی در چگالی سطح غول ها از مرکز به لبه. ضخامت دیسک در تمام طول آن تقریباً یکسان است. سیستم های ستاره ای جوان زیرسیستم های خود را در این دیسک جاسازی کرده اند. هر چه جمعیت ستاره‌ای جوان‌تر باشد، قرص نازک‌تر تشکیل می‌شود. و اگرچه جوانترین جمعیت ستاره ای، ابرغول های آبی، در بین مناطق پر هرج و مرج تشکیل ستاره توزیع شده است، به طور کلی از یک الگوی کلی نیز پیروی می کند. همه زیرسیستم های تو در تو از یکدیگر دوری نمی کنند، یعنی. مناطق تشکیل ستاره ممکن است حاوی غول های قرمز قدیمی باشد. برای کوتوله ترین کهکشان ها، جایی که یک منطقه ستاره ساز کل کهکشان را اشغال می کند، این طرح بسیار دلخواه است، اما اندازه نسبی قرص های جمعیت های جوان و پیر برای چنین کهکشانی نیز صادق است.

اگر از داده های رادیویی نیز برای تکمیل بررسی ساختار کهکشان های نامنظم استفاده شود، معلوم می شود که کل منظومه ستاره ای در یک دیسک یا ابری از هیدروژن خنثی غوطه ور شده است. ابعاد قرص HI، همانطور که از آمار 171 کهکشان نشان داده شده است، تقریباً 5-6 برابر بزرگتر از بدنه مرئی کهکشان در سطح Iv = 25 اینچ است. برای مقایسه مستقیم اندازه قرص های هیدروژنی و دیسک‌های غول‌های قرمز، داده‌های بسیار کمی داریم.

در کهکشان ICIO، اندازه هر دو دیسک تقریباً برابر است. برای کهکشان پگاسوس، قرص هیدروژن تقریباً نصف اندازه قرص غول سرخ است. و کهکشان NGC4449 که یکی از گسترده‌ترین قرص‌های هیدروژنی را دارد، بعید است که قرصی از غول‌های قرمز به همان اندازه گسترده داشته باشد. کاخ نه تنها با مشاهدات ما تأیید می شود. قبلا به گزارش های مینیتی و همکارانش در مورد کشف هاله اشاره کرده بودیم. آنها با تصویربرداری تنها بخشی از کهکشان، اندازه قرص ضخیم را در امتداد محور b به عنوان جلوه ای از هاله در نظر گرفتند، که آنها گزارش دادند، بدون تلاش برای مطالعه توزیع ستارگان در این کهکشان ها در امتداد محور اصلی.

در تحقیقات خود ما به کهکشان های غول پیکر اشاره نکردیم، اما اگر ساختار کهکشان خود را در نظر بگیریم، مفهوم "دیسک ضخیم" برای جمعیت قدیمی فقیر از فلز برای آن وجود دارد. در مورد اصطلاح "هاله"، به نظر ما برای سیستم های کروی قابل استفاده است، اما نه برای سیستم های مسطح، اگرچه این فقط یک موضوع اصطلاحی است.

6.3.4 مرزهای کهکشان ها.

مسئله مرزهای کهکشان ها احتمالا هنوز به طور کامل بررسی نشده است. با این وجود، نتایج ما می تواند سهم خاصی در حل آن داشته باشد. معمولاً اعتقاد بر این است که چگالی ستارگان در لبه‌های کهکشان‌ها به تدریج به صفر کاهش می‌یابد و مرزهای کهکشان‌ها، به این ترتیب، به سادگی وجود ندارند. ما رفتار گسترده‌ترین زیرسیستم متشکل از غول‌های قرمز را در امتداد محور Z اندازه‌گیری کردیم. در آن کهکشان‌های لبه‌ای که داده‌هایی را از تصاویر فتومتریک به‌دست آوردیم، رفتار چگالی غول‌های قرمز یکنواخت بود: چگالی به‌طور تصاعدی کاهش یافت. به صفر (شکل 37). آن ها کهکشان دارای لبه مشخصی در امتداد محور Z است و جمعیت ستاره‌ای آن دارای یک مرز کاملاً مشخص است و به تدریج ناپدید نمی‌شود.

بررسی رفتار چگالی ستاره ها در امتداد شعاع کهکشان در نقطه ای که ستاره ها ناپدید می شوند دشوارتر است. برای کهکشان های لبه ای، تعیین اندازه دیسک راحت تر است. کهکشان پگاسوس کاهش شدیدی را در تعداد غول های قرمز به صفر در امتداد محور اصلی نشان می دهد (شکل 36). آن ها کهکشان دارای یک مرز دیسک بسیار تیز است که فراتر از آن عملاً هیچ غول سرخی وجود ندارد. گلکسی J10، در تقریب اول، رفتاری مشابه دارد. چگالی ستارگان کاهش می یابد و در فاصله ای از مرکز کهکشان کاهش شدیدی در تعداد آنها مشاهده می شود (شکل 33). با این حال، در این مورد کاهش به صفر رخ نمی دهد. قابل توجه است که غول‌های قرمز فراتر از شعاع پرش چگالی خود وجود دارند، اما فراتر از این حد، توزیع فضایی متفاوتی با آنچه نزدیک‌تر به مرکز داشتند، دارند. جالب است بدانید که در کهکشان مارپیچی ISM، غول های قرمز به طور مشابه توزیع شده اند. آن ها افت نمایی در چگالی، پرش و ادامه فراتر از شعاع این پرش. فرضیه ای وجود داشت که این رفتار مربوط به جرم کهکشان است (ICIO پس از ابرهای ماژلانی در گروه محلی، عظیم ترین کهکشان نامنظم است)، اما یک کهکشان کوچک با همان رفتار غول های قرمز یافت شد (شکل . 37). پارامترهای غول‌های قرمز در خارج از شعاع ضربه ناشناخته هستند؛ آیا از نظر سن و فلزی بودن تفاوت دارند؟ نوع توزیع فضایی این ستاره های دور چگونه است؟ متأسفانه امروز نمی توانیم به این سؤالات پاسخ دهیم. تحقیقات در مورد تلسکوپ های بزرگ با میدان وسیع مورد نیاز است.

آمار مطالعات ما چقدر است که در مورد وجود قرص های ضخیم در کهکشان های نوع متأخر به عنوان یک پدیده گسترده یا عمومی صحبت کند؟ برای همه کهکشان هایی که تصاویر به اندازه کافی عمیق داشتند، ساختارهای گسترده غول های غول پیکر را شناسایی کردیم.

پس از بررسی آرشیو NZT، تصاویری از 16 کهکشان را یافتیم که به صورت لبه یا رو به رو قابل مشاهده بودند و به غول های قرمز تبدیل شدند. این کهکشان ها در فواصل 2-5 Me قرار دارند. لیست آنها: N002976، VB053، 000165، K52، K73، 000190، 000187، IOSA438، P00481 1 1، P0S39032، ROS9962، N002366، N002366، N002366، 0002366، 000190، I0SIO438

افت تصاعدی چگالی کهکشان‌های روبه‌رو و الگوی توزیع غول‌های قرمز در اطراف کهکشان‌های لبه‌به‌رو ثابت می‌کند که در همه این موارد ما شاهد جلوه‌هایی از قرص‌های ضخیم هستیم.

6.4 دیسک های غول سرخ و توده پنهان کهکشان های نامنظم.

مشاهدات رادیویی کهکشان های مارپیچی و کوتوله در H1 تفاوت کمی در رفتار منحنی چرخش کهکشان ها نشان داده است. برای هر دو نوع کهکشان، برای توضیح

119 شکل گیری شکل منحنی های چرخش مستلزم وجود توده های قابل توجهی از ماده نامرئی است. آیا قرص‌های گسترده‌ای که در همه کهکشان‌های نامنظم پیدا کرده‌ایم، می‌توانند ماده نامرئی مورد نظر ما باشند؟ توده‌های خود غول‌های قرمز که در دیسک‌ها مشاهده می‌کنیم، البته کاملاً ناکافی هستند. با استفاده از مشاهدات خود از کهکشان 1C1613، پارامترهای کاهش چگالی غول ها را به سمت لبه تعیین کردیم و تعداد و جرم کل آنها را در کل کهکشان محاسبه کردیم. معلوم شد که Mred/Lgal = 0.16. آن ها با در نظر گرفتن جرم ستارگان شاخه غول پیکر، جرم کل کهکشان اندکی افزایش می یابد. با این حال، باید به خاطر داشت که مرحله غول سرخ مرحله نسبتا کوتاهی در زندگی یک ستاره است. بنابراین، با در نظر گرفتن تعداد ستارگان کم جرم و ستاره هایی که قبلاً مرحله غول سرخ را پشت سر گذاشته اند، باید اصلاحات قابل توجهی در جرم دیسک انجام شود. بر اساس مشاهدات بسیار عمیق کهکشان های نزدیک، بررسی جمعیت شاخه های فرعی و محاسبه سهم آنها در کل جرم کهکشان جالب خواهد بود، اما این موضوع مربوط به آینده است.

نتیجه

با جمع بندی نتایج کار، اجازه دهید یک بار دیگر در مورد نتایج اصلی صحبت کنیم.

این تلسکوپ 6 متری تصاویر چند رنگی عمیق از حدود 100 کهکشان با قابلیت تفکیک ستاره به دست آورد. یک آرشیو داده ایجاد شده است. هنگام مطالعه جمعیت های ستاره ای، عمدتاً ستاره های متغیر با درخشندگی بالا از نوع LBV، می توان به این کهکشان ها نزدیک شد. در کهکشان‌های مورد مطالعه، رنگ‌ها و روشنایی تمام ستارگان قابل مشاهده اندازه‌گیری شد. ابرغول ها و ابرغول هایی با بالاترین درخشندگی شناسایی شده اند.

یک آرایه بزرگ و همگن از داده های اندازه گیری فاصله برای همه کهکشان های آسمان شمالی با سرعت کمتر از 500 کیلومتر بر ثانیه به دست آمد. نتایج به دست آمده شخصاً توسط نویسنده پایان نامه در میان کل حجم داده ها بسیار قابل توجه است. اندازه‌گیری‌های فاصله به‌دست‌آمده امکان تجزیه و تحلیل حرکات غیر هابلی کهکشان‌ها در مجموعه محلی را ممکن می‌سازد، که انتخاب مدلی را برای تشکیل کهکشان‌های «پنکیک» محلی محدود می‌کند.

بر اساس اندازه‌گیری‌های فاصله، ترکیب و ساختار فضایی نزدیک‌ترین گروه‌های کهکشان در آسمان شمالی مشخص شد. نتایج کار امکان مقایسه آماری پارامترهای گروهی از کهکشان ها را فراهم می کند.

مطالعه ای در مورد توزیع کهکشان ها در جهت خوشه کهکشانی Virgo انجام شد. چندین کهکشان نسبتا نزدیک بین این خوشه و گروه محلی یافت شده است. فاصله ها مشخص شد و کهکشان های متعلق به خود خوشه و واقع در قسمت های مختلف پیرامون و مرکز خوشه شناسایی شدند.

فاصله تا خوشه ها در Virgo مشخص شد که برابر با 17.0 Mpc و Coma Berenices برابر با 90 Mpc بود. بر این اساس، ثابت هابل برابر با R0 = 7 ± 77 km/s/Mpc محاسبه شد.

بر اساس فتومتری تصاویر BTA و HST، روشنایی درخشان ترین ستاره ها در 10 کهکشان از گروه N001023، واقع در فاصله 10 Mpc اندازه گیری شد. فاصله تا کهکشان ها مشخص شد و ثابت هابل در این جهت محاسبه شد. نتیجه گیری شد که گرادیان سرعت بین گروه محلی و گروه NGC1023 کوچک است که می تواند

121 را می توان با جرم نسبتاً کوچک خوشه کهکشانی Virgo در مقایسه با تمام کهکشان های اطراف توضیح داد.

بر اساس مطالعات توزیع فضایی غول‌های سرخ در کهکشان‌های نوع آخر، قرص‌های ضخیم و گسترده‌ای از ستارگان قدیمی کشف شده‌اند. ابعاد چنین دیسک هایی 2-3 برابر بزرگتر از ابعاد جسم مرئی کهکشان است. مشخص شد که مرزهای این دیسک ها دارای لبه های نسبتاً تیز هستند که در آن سوی ستاره های بسیار کمی وجود دارد.

علیرغم مطالعات گسترده در مورد فواصل کهکشان ها در آسمان شمالی، سؤالات کمتری نسبت به قبل از شروع کار برای آینده باقی نمانده است. اما این سؤالات کیفیت متفاوتی دارند، زیرا اکنون، به ویژه در ارتباط با کار تلسکوپ های فضایی، می توان اندازه گیری های دقیقی انجام داد که می تواند ایده های ما را در مورد فضای نزدیک تغییر دهد. این مربوط به ترکیب، ساختار و سینماتیک گروه‌های کهکشان‌های مجاور است که فواصل تا آن‌ها به شدت با روش TCOW تعیین می‌شود.

پیرامون کهکشان ها به ویژه به دلیل جست و جوی ماده تاریک و تاریخچه شکل گیری و تکامل قرص های کهکشانی مورد توجه روزافزونی قرار گرفته است. قابل توجه است که اولین نشست در پیرامون کهکشان ها در رصدخانه لاول در پاییز 2002 برگزار خواهد شد.

قدردانی

در طول سال‌های متمادی که کار روی موضوع پایان‌نامه‌ای که ارائه کردم، انجام شد، افراد زیادی به هر نحوی به من در کارم کمک کردند. من از آنها برای این حمایت سپاسگزارم.

اما من به ویژه خوشحالم که از کسانی که دائماً کمکشان را احساس می کردم تشکر می کنم. بدون بالاترین صلاحیت های گالینا کوروتکووا، کار بر روی پایان نامه برای مدتی باورنکردنی طولانی می شد. اشتیاق و سرسختی در انجام کاری که اولگا گالازوتدینوا نشان می دهد به من این امکان را داد که در مدت زمان نسبتاً کوتاهی روی تعداد زیادی از اشیاء در Virgo و N001023 به نتیجه برسم. ایگور درزدوفسکی با برنامه های خدماتی کوچک خود کمک بزرگی به ما در نورسنجی ده ها هزار ستاره کرد.

من از بنیاد تحقیقات پایه روسیه که کمک های مالی آن را دریافت کردم (95-02-05781, 97-02-17163, 00-02-16584) برای حمایت مالی به مدت هشت سال که به من امکان داد تحقیقات را به طور مؤثرتری انجام دهم سپاسگزارم. .

1. هابل E. 1929 Proc. نات. آکادمی علمی 15، 168

2. Baade W. 1944 ApJ 100, 137

3. Baade W. 1963 in Evolution of Stars and Galaxy, ed. سی پین-گاپوشکین، (کمبریج: مطبوعات MIT)

4. Sandage A. 1971 in Nuclei of Galaxy, ed. توسط D.J.K. O"Connel، (آمستردام، هلند شمالی) 601

5. Jacoby G.H., Branch V., 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. 1964 Ann. کشیش Astr. Aph. 2، 247.7. de Jager K. 1984 ستارگان با بالاترین درخشندگی میر، مسکو.

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

8. Zwicky F. 1936 PASP 48, 191

10. کوهن جی.جی. 1985 ApJ292, 9012. van den Bergh S. 1986, in Galaxy Distances and Deviations from Universal Expansion, ed. توسط B.F.Madore و R.B.TuUy، ناتو ASI سری 80، 41

11. هابل E. 1936 ApJ 84, 286

12. Sandage A. 1958 ApJ 127, 513

13. ساندج ا.، تامن ج.ا. 1974 ApJ 194, 223 17] de Vaucouleurs G. 1978 ApJ224, 710

14. هامفریس آر.ام. 1983 ApJ269, 335

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

16. Feast M. 1998 MNRAS 293L, 27

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

18. Mold J., Kristian J. 1986 ApJ 305, 591

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

20. Da Costa G., Armandroff T. 1990 AJlOO, 162

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

22. سالاریس ام.، کاسیسی اس. 1998 MNRAS298، 166

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

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

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

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

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

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

29. Harris W. 1991 Ann. کشیش Astr. Ap. 29، 543

30. Harris W. 1996 AJ 112, 1487

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

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

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

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

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

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

37. Russell D. 2002 ApJ 565, 681

38. Sandage A. 1994 ApJ 430, 13

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

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

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

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

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

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

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

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

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

48. Maeder A., ​​Conti P. 1994 Ann. کشیش اختر. آستروف. 32، 227

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

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

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

52. Linga G. کاتالوگ داده های خوشه باز، ویرایش پنجم، مرکز داده های ستاره ای، رصدخانه استراسبورگ، فرانسه.

53. Massey P. 1998 ApJ 501, 153

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

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

56. Makarova L.، Karachentsev I.، Takolo L. و همکاران. 1998 A&A 128, 459

57. کرون ام.، شولته-لدبک آر.، هاپ یو.، گرجیو ال. 2000 545 ال، 31

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

59. Georgiev Ts, 1996 پایان نامه دکتری 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. Saha A., Sandage A., et al. 1996ApJS 107, 693

62. Iben I., Renzini A. 1983 Ann. کشیش اختر. آستروف. 21، 271

63. Kholonov P. 1985 خوشه های ستاره ای. میر، مسکو

64. Sakai S., Madore V., 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 V., Freedman W. 1995 AJ 109, 1645

68. Velorosova T., Merman., Sosnina M. 1975 Izv. RAO 193, 175 82] Tikhonov N. 1983 Communication. JSC 39, 40

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

70. Tikhonov N., Georgiev T., Bilkina B. 1991 SoobiL. CAO 67, 114

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

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

73. Georgiev Ts.B. 1990 Astrophiz. جزیره. (Izv.SAO) 30، 127

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

75. Tikhonov N., Makarova L. 1996 Astr. نچر. 317، 179

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

77. Stetson P. 1993 راهنمای کاربر برای SHORYOT I (Victoria: Dominion Astrophys. Obs.)

78. Drozdovsky I. 1999 پایان نامه نامزدی دانشگاه دولتی سنت پترزبورگ، سن پترزبورگ

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 N. 1971 Publ.U.S.Naval Obs. 20، بخش چهارم، 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. سر ادز. J.W. Menzies و P.D. ساکت

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

85. Hunter D. 2001 ApJ 559, 225

86. Karachentseva V. 1976 ارتباطات. GAG 18, 42

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

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

89. Greggio L., Marconi G. et al. 1993 AJ 105, 894

90. لی ام.، آپاریسیو آ.، تیخونوف ن. و همکاران. 1999 AJ 118, 853

91. آرماندروف تی و همکاران. 1998 AJ 116, 2287

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

93. Tikhonov N., Karachentsev I. 1999 PAZH 25, 391

94. Sandage A. 1984 AJ 89, 621

95. Humphreys R., Aaronson M. et al. 1986 AJ 93, 808

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

97. Georgiev Ts. V.، Tikhonov N.A.، Karachentsev I.D.، Bilkina B.I. 1991 A&AS 89, 529

98. Karachentsev ID., Tikhonov N.A. گئورگیف ت.بی.، بیلکینا بی.ای. 1991 A&AS 91, 503

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

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

101. NASA/IP AC Extragalactic Database http://nedwww.ipac.caltech.edu 136] Karachentsev I., Tikhonov N., Sazonova L. 1994 PAGE 20, 84

102. Aloisi A.، Clampin M.، و همکاران. 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 پایان نامه دکتری

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

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

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

114. Fouque P., Solanes J. et al. 2001 پیش چاپ ESO، 1431

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

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

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

118. Tolstoy 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. شانکس تی، تنویر ن و همکاران. 1992 MNRAS 256، 29

121. PierceM., McClure R., Racine R. 1992ApJ393, 523

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

123. Federspiel M., Tammann G., Sandage A. 1998 ApJ495, 115

124. Whitemore W., 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 N., Galazutdinova 0., 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 V., 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, 54 179] Silbermann N., Harding P., Madore B. et al. 1996 ApJ470, 1180. Pierce M. 1994 ApJ430, 53

134. هولزمن ج.ا. ، هستر جی.جی.، کازرتانو اس و همکاران. 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 W., Kitshner R., Eastman R. 1992 ApJ 395, 366

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

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

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

140. Gallart C.، Aparicio A. و همکاران. 1996 AJ 112, 2596

141. آپاریسیو ا.، گالارت سی و همکاران. 1996 Mem.S.A.It 67, 4

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

143. Sandage A. Hubble Atlas of Galaxy Washington193. de Vaucouleurs G. 1959 Handb. Physik 53, 295194. van den Bergh S. 1960 Publ. Obs. دانلپ 11، 6

144. Morgan W. 1958 PASP 70, 364

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

146. Pushe D., Westphahl D., et al. 1992 A J103، 1841

147. Walter P., Brinks E. 1999 AJ 118, 273

148. Jarrett T. 2000 PASP 112, 1008

149. Roberts M., Hyanes M. 1994 in Dwarf Galaxies ed. توسط Meylan G. و Prugniel P. 197

150. Bosma A. 1981 R J 86, 1791

151. Skrutskie M. 1987 Ph.D. دانشگاه کرنل

152. برگستروم جی 1990 Ph.D. دانشگاه مینه سوتا

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. پاتورل پی و همکاران. 1996 کاتالوگ کهکشان های اصلی PRC-ROM

157. هریس جی، هریس دبلیو، پول 0. 1999 AJ 117, 855

158. Swaters R. 1999 Ph.D. دانشگاه ریجکس، گرونینگن

159. Tikhonov N.، 1998 در lAU Symp. 192، محتوای ستاره‌ای کهکشان‌های گروه محلی، ویرایش. Whitelock P. و Cannon R.، 15.

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

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

162. Lynds R., Tolstoy E. 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. 1995 AJ 110, 2105

168. Bizyaev D. 1997 پایان نامه نامزدی، دانشگاه دولتی مسکو، SAI

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

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

171. Cuillandre J., Lequeux J., Loinard L. 1998 in lAU Symp. 192، محتوای ستاره‌ای کهکشان‌های گروهی، ویرایش. Whitelock P. و Cannon R.، 27

172. شکل. 1: تصاویری از کهکشان ها در خوشه سنبله که توسط ما با BTA گرفته شده است. برای برجسته کردن ساختار کهکشان‌ها، فیلتر میانی تصاویر 143 انجام شد

173. شکل. 3: تصاویری از کهکشان های گروه KSS1023 که با BTA و N8T به دست آمده اند (پایان)