Звездное население периферии дисковых галактик тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

УДК 524.74.85

Галазутдинова Ольга Александровна

ЗВЕЗДНОЕ НАСЕЛЕНИЕ ПЕРИФЕРИИ ДИСКОВЫХ ГАЛАКТИК

(01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия)

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Нижний Архыз - 2005

Работа выполнена в Специальной Астрофизической Обсерватории Российской Академии Наук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук

Н. А. Тихонов

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

профессор В. А. Гаген-Торн Санкт-Петербургский Государственный Университет

кандидат физико-математических наук С. Н. Додонов

Специальная Астрофизическая Обсерватория

Ведущая организация: Государственный Астрономический Институт

им. Штернберга

Защита состоится 26 октября 2005 г. в И часов 30 минут на заседании Диссертационного совета Д 002.203.01 при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН по адресу: 369167, КЧР, Зеленчукский район, пос. Нижний Архыз.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке С АО РАН.

Автореферат разослан 24 сентября 2005 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ.- мат. наук

ZOOG-4 \S414

Общая характеристика работы

Открытие В. Бааде в 40-х годах прошлого века двух типов звездного населения спиральных галактик заложило основу для всех дальнейших теорий эволюции звездного населения в галактиках (Baade, 1944). Стало понятно, что галактики имеют в своем составе как молодые, так и старые звезды и что во многих их них процессы звездообразования идут и в настоящее время. Eggen, Lynden-Bell и Sandage (1962) впервые показали, что изучать историю звездообразования нашей Галактики можно на основе исследования ее звездного состава и кинематики звезд. Более поздние наблюдения подтвердили, что звезды Галактики можно разделить на несколько отдельных подсистем, различающихся между собой возрастом, дисперсией скоростей и плотностью распределения в пространстве.

В настоящее время среди исследователей нет единого мнения о точных пространственных размерах звездных подсистем Галактики. В таблице 1 мы приводим один из вариантов, отражающий состояние современных исследований в этой области (Chaves, 2002). Таблица дает представление о параметрах звездных структур, которые можно ожидать и в других спиральных галактиках, если все они имеют примерно одинаковое строение.

Таблица 1: Характеристики звездных подсистем, выделяемых в нашей Галактике

Название Возраст [Fe/H] Дисперсия hz, пк

структуры скоростей

Тонкий диск -0.5 4- -0.3 20 км/с 50

Балдж смешанный смешанное 120км/с 400

Толстый диск ~ 12 млрд. лет —2.4 —0.5 60 км /с 1450

Звездное гало 12 — 14 млрд. лет —5.0 4- —1.5 90 км/с 3000

hz — масштаб падения яркости вдоль оси Z

В истории изучения звездного состава галактик можно отметить несколько значимых моментов, определяющих дальнейшие направления исследований. До конца 70 х годов считалось, что спиральные галактики состоят из трех компонентов: балджа, диска и гало. Относительные размеры этих составляющих зависят от типа галактики. Если звездный состав и морфо-

логия балджей и дисков интенсивно1 вс

вопрос о звездном

населении и размерах гало относился только к нашей Галактике ввиду удаленности других систем, и решение его было весьма затруднено техническими возможностями тех лет.

В 1979 году Ви^ет (1979) и Т81коисП (1979) опубликовали работы, где на основе поверхностной фотометрии было показано, что диски линзовид-ных галактик имеют сложное строение и состоят из двух компонентов, различающихся между собой градиентом падения поверхностной яркости к краю галактики. Судя по цвету, оба компонента имели сходный звездный состав и состояли большей частью из красных гигантов. Для более протяженного компонента диска был введен термин „толстый диск". Но попытка обнаружить подобные толстые диски в спиральных галактиках окончилась неудачно, хотя исследователи увеличили фотометрический предел в 30 раз. Поэтому вопрос о существовании толстых дисков в спиральных галактиках остался открытым.

Позднее С11тоге и 11е1с1 (1983) выяснили, что малометалличные старые звезды образуют в Галактике более протяженную подсистему, чем тонкая подсистема из молодых звезд. Поскольку термин „толстый диск" был уже введен для обозначения сходных подсистем Б0 галактик, то это название перешло в обозначение протяженной звездной подсистемы нашей Галактики. Что касается других спиральных галактик, то оставалось неясно, существуют ли у них толстые диски, хотя можно было предполагать их существование по аналогии с нашей Галактикой. Быстрому решению проблемы мешала низкая поверхностная яркость толстых дисков, а разрешение их на отдельные звезды технически было возможно только у галактик Местной группы.

БсЬотЬегЬ & Во1;Ьит (1987) на основе поверхностной фотометрии представили метод разделения спиральных галактик на два компонента: балдж и диск. С помощью этого метода были разделены на данные подсистемы и исследованы несколько сотен галактик. Под термин „диск" у авторов подпадала вся масса звезд тонкого и частично толстого диска. Разделить диски спиральных галактик на два компонента, как это было сделано в Б0 галактиках, не представлялось возможным из-за низкой поверхностной яркости толстого диска в большинстве галактик.

Кроме вопросов морфологии и теории образования галактик и их подсистем, интерес к периферии спиральных галактик возник у исследователей при интерпретации кривых вращения спиральных галактик. Форма кривых вращения свидетельствовала о существовании значительных масс невиди-

мой материи на периферии этих галактик. Присутствие массивных темных гало было необходимо и для объяснения кривых вращения иррегулярных галактик, в особенности галактик очень низкой поверхностной яркости. По мере развития светоприемников делались многочисленные, но безуспешные, попытки увидеть эту невидимую массу. Наиболее подходящими для таких поисков являются галактики, видимые с ребра, ввиду того что яркий диск галактики проецируется на малую площадь и не мешает регистрации слабого гало.

В1996 и 1999 годах Minniti с коллегами объявили об открытии ими звездного гало в двух иррегулярных галактиках (WLM и NGC 3109). Позднее этот факт не подтвердился, но работы Minniti et al. (1996, 1999) вместе с работами других исследователей по звездному составу галактик инициировали новый интерес к периферийным областям галактик. Основа нового подхода состояла в разрешении периферии галактик на звезды на очень глубоких многоцветных снимках, построении получаемых при фотометрии диаграмм Герцшпрунга - Рессела (Цвет - Звездная величина) и изучении пространственного распределения выделенных на диаграмме звезд. Наиболее близкие галактики М31 и МЗЗ стали предметом постоянных исследований на предмет поиска слабого гало (Pritchet & van den Bergh (1988), Durreil, Harris & Pritchet (1994) Ferguson et al. (2002), Brown et al. (2003), Rowe et al. (2005)). Было установлено, что эти галактики имеют слабую протяженную звездную подсистему, но осталось неясным, является ли она толстым диском или гало.

В 1998-2005 годах Тихоновым (2002, 2005а, 2005b) было установлено, что карликовые иррегулярные галактики имеют тонкий и'толстый диски из красных гигантов, а гало присутствует, вероятно, только у массивных иррегулярных галактик. Кроме того, было показано морфологическое сходство в глобальном звездном строении иррегулярных и спиральных галактик.

За последние десять лет появилось много публикаций по изучению звездного состава галактик за пределами Местной группы. Поскольку наблюдения проводились в разных спектральных диапазонах так, что наиболее уверенно выделялась та или иная галактическая подсистема, выявились неразработанность и несовершенство терминологии морфологического описания звездного строения галактик. У разных авторов одна и та же звездная пространственная подсистема в галактике могла иметь разные названия: диск, толстый диск или гало. Ясно, что это создавало трудности при сравнении параметров звездных подсистем разных галактик. Например, отсутствие

метода определения границ толстых дисков привело к тому, что даже для самой близкой и наиболее изученной галактики М 31 до сих пор нет данных о размере толстого диска, не говоря уже о гало.

Мы предлагаем способ разделения звездных подсистем в галактиках на основе построения функций изменения численной плотности звезд вдоль радиуса. При таком подходе распределение плотности молодых звезд определяет размеры тонкого диска, а распределение старых звезд — размеры толстого диска и гало. Граница между толстым диском и гало устанавливается по точке излома градиента численной плотности звезд. Мы считаем, что данный способ дает возможность определить пространственные размеры звездных подсистем галактик и создать их точную морфологическую терминологию.

Таким образом, в основу нашего способа определения пространственных размеров звездных подсистем положен метод звездных подсчетов, поскольку на исходном этапе он дает возможность разделить звезды по возрасту, а в дальнейшем исследовать пространственное распределение в галактике звезд каждого типа.

Используя указанную методику, мы изучили достаточно представительную выборку спиральных и иррегулярных галактик, для каждой из которой были определены достаточно точные границы звездных подсистем и продемонстрированы возможности предлагаемых в работе подходов.

Актуальность проблемы

При изучении происхождения звездных подсистем галактик можно констатировать не дефицит теорий, а дефицит наблюдений. Основываясь только на подробном изучении двух-трех галактик Местной группы, к тому же взаимодействующих, трудно решить вопрос о происхождении гало в спиральных галактиках. Согласно одним теориям оно могло быть образовано в результате приливных взаимодействий галактик, согласно другим теориям гало образовалось в результате гравитационного разрыва маломассивных галактик-спутников. Изучение звездного строения гало спиральных галактик за пределами Местной группы актуально для выбора той или иной теории происхождения звездных подсистем.

Вторая проблема, актуальность которой следует отметить, это проблема скрытой массы. Полученные по радионаблюдениям кривые вращения спиральных и иррегулярных галактик указывают на существование значитель-

ных масс темной материи за пределами видимых тел галактик. В некоторых моделях строения галактик для объяснения природы невидимой материи предполагается существование протяженных гало из маломассивных слабосветящихся звезд. Для оптической регистрации таких гало проводились многочисленные наблюдения, в большей части неудачные. Вопрос о природе невидимой материи остается до сих пор нерешенным. Использование снимков космического телескопа им. Хаббла (НЭТ) с эффективной камерой АС8/\¥РС и применение метода численного подсчета звезд, который дает возможность регистрировать крайне низкую поверхностную яркость, вплоть до ц ~ 31т/п", позволили бы регистрировать вокруг спиральных галактик протяженные звездные толстые диски и еще более протяженные гало, состоящие из старого звездного населения.

Найденные таким способом распределения звездной плотности в диске и гало позволят, при некоторых дополнительных предположениях об интенсивности звездообразования, вычислить полное число красных гигантов в галактиках. Учитывая, что стадия красного гиганта занимает сравнительно небольшой временной интервал в жизни звезды 10е лет), можно на основе прямых звездных подсчетов и теории звездной эволюции оценить полное число звезд в гало, диске и галактике, а значит — вычислить их звездные массы. Несомненно, что такие вычисления будут способствовать скорейшему решению проблемы скрытой массы.

Цели и задачи исследования

1. Проведение звездной фотометрии в периферийных областях спиральных и иррегулярных галактик и уточнение расстояний до галактик Т1ЮВ методом.

2. Выделение в галактиках звезд разного типа и анализ распределения по телу галактик численной плотности молодых звезд, звезд промежуточного возраста и старых звезд.

3. Определение пространственных размеров звездных подсистем в галактиках.

4. Построение эмпирической модели звездного строения периферии дисковых галактик.

Научная новизна

1. В работах по теме данной диссертации впервые определен звездный состав гало спиральных галактик за пределами Местной группы, что позволило с достаточной достоверностью построить эмпирическую модель звездного строения периферии галактик.

2. При определении пространственной границы между толстыми дисками и гало у спиральных галактик впервые было установлено, что градиенты падения численной плотности красных гигантов вдоль радиуса галактик в дисках и гало имеют разные значения, а точка перегиба может служить надежным индикатором границы между ними.

3. Впервые у видимых с ребра галактик удалось определить размеры звездных гало, формы которых оказались близки к сплюснутым у полюсов галактик эллипсоидам.

4. Впервые были найдены пространственные соотношения между размерами толстого диска и гало у видимых с ребра спиральных галактик.

Научная и практическая значимость работы

1. При работе над диссертацией были разрешены на звезды периферийные области спиральных галактик и показано, что наблюдаются толстые диски и гало, состоящие большей частью из красных гигантов с пониженным содержанием металлов.

2. При вычислении градиентов падения численной плотности звезд вдоль радиуса галактик было найдено, что градиенты диска и гало имеют разные значения, а точка перегиба между ними дает возможность определить границу между толстым диском и гало и найти размеры толстого диска. Выход на фоновую плотность звезд позволяет определить размеры и форму гало.

3. При исследовании звездного населения спиральных галактик были определены формы и размеры толстых дисков и гало, что может быть использовано при сравнении теоретических моделей с наблюдательными данными.

4. Полученные результаты по определению численной плотности звезд вдоль радиуса галактик могут быть использованы для вычисления рас-

пределения массы вдоль радиуса и полной звездной массы у исследуемых галактик.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Результаты звездной фотометрии в 18 дисковых галактиках.

2. Результаты исследований распределения численной плотности звезд разного типа в 18 галактиках и выводы об экспоненциальном падении звездной плотности от центра к периферии и зависимости градиента численной плотности от возраста звезд.

3. Результаты определения размеров звездных подсистем (толстого диска и гало) на основе изменения градиента численной плотности красных гигантов и полученные численные соотношения между размерами этих подсистем.

4. Эмпирическая модель звездного строения периферии дисковых галактик.

Апробация результатов

Основные результаты диссертации изложены в пяти печатных работах. Они докладывались на "Всероссийской Астрономической конференции" (Москва, Россия 3-10 июня 2004г.), а также на семинарах Специальной Астрофизической Обсерватории РАН, Санкт-Петербургского Университета и Софийского Национального Университета.

Личный вклад автора

Равноправно с научным руководителем автору диссертации принадлежит проведение глубокой звездной фотометрии спиральных галактик. Обработка и анализ данных в иррегулярных галактиках проводились автором самостоятельно.

Структура диссертации

Диссертация состоит из Введения, шести Глав, Заключения, списка цитируемой литературы, содержащего 251 наименование, и одного Приложения. Общий объем диссертации (без Приложения) — 149 страниц, в том числе i

65 рисунков и 1 таблица.

Содержание работы

Во Введении приводится обоснование актуальности работы, сформулированы цель, задачи, новизна и научная ценность полученных результатов. Кратко представлено содержание диссертации, приводится список работ, в которых опубликованы основные результаты исследований, сформулированы основные положения, выносимые на защиту.

В Первой главе дало описание методов фотометрии звезд в галактиках. В разделе 1.1 дан общий обзор используемых для обработки изображений астрономических пакетов программ DAOPHOT II в MIDAS и HSTPHOT.

Раздел 1.2 посвящен описанию основного, используемого в работе метода — PSF-фотометрии в пакете MIDAS. Обозначены предварительные этапы подготовки изображений к проведению звездной фотометрии и указываются эффекты, влияние которых необходимо учитывать при фотометрии.

В разделе 1.3 обсуждаются особенности проведения звездной фотометрии изображений, полученных на HST:

1) способ удаления следов космических частиц;

2) перевод звездных величин в стандартную систему;

3) параметры отбора звездообразных объектов.

Особенности звездной фотометрии при обработке объектов пакетом HSTphot (Dolphin, 2000а,b) рассматриваются в разделе 1.4.

Принципы отбора галактик для дальнейшего исследования распределения численной плотности звезд различного возраста изложены в разделе 1.5. Отмечается, что для изучения удаленной периферии галактик требуется надежная регистрация очень низких значений поверхностной яркости. Необходимых значений поверхностной яркости можно достичь при использовании метода подсчета звезд.

В разделе 1.6 показано, что для решения поставленных в работе задач, метод подсчета звезд имеет преимущество перед методом поверхностной

фотометрии. Критерии отбора звезд для анализа распределения их численной плотности по телу галактик приведены в разделе 1.7. Там же говорится о влиянии фоновых звезд на конечные результаты распределения численной плотности.

Во Второй главе, носящей обзорный характер, представлены теоретические основы исследуемой тематики. В разделе 2.1 даны теоретические и эмпирические зависимости, используемые для описания распределения поверхностной яркости дисковых галактик. Краткая информация об эволюции маломассивных звезд и физических процессах, которые приводят звезду на ветвь красных гигантов и на асимптотическую ветвь, содержится в разделе 2.2.

В разделе 2.3 приводится описание метода определения расстояний до галактик по светимости вершины ветви красных гигантов (TRGB метод, Lee et al., 1993).

Информация о характеристиках звездного населения периферийных подсистем нашей Галактики, полученная разными исследователями за последние десятилетия, содержится в разделе 2.4. Здесь помещены сведения о кинематике, металличности и размерах двух подсистем Галактики: толстого диска и гало.

В разделе 2.5 проводится обзор имеющихся в литературе результатов исследований толстых дисков и гало дисковых галактик: ближайших (М 31, М 33) и более удаленных (NGC 891, NGC 5907 и других).

В разделах 2.6 и 2.7 даны общие представления о двух теориях образования дисковых галактик и о формировании в них толстых дисков и гало.

Наблюдения галактик, видимых под разными углами к лучу зрения, дат ют возможность изучить законы распределения звезд разных типов как вдоль радиуса галактики, так и перпендикулярно ее экваториальной плоскости. Используя достаточно представительную выборку галактик можно на основе таких наблюдений построить трехмерное распределение звезд в галактике и получить модель звездного строения.

Третья глава включает в себя исследования распределения звезд в видимых плашмя или под небольшим углом наклона спиральных галактиках: М 81, NGC 300, NGC 4395. Для каждой галактики сделан краткий обзор исследований, выполненных к настоящему времени разными авторами. Приводятся модули расстояний, полученные нами с помощью TRGB метода, и локальные значения металличности красных гигантов в изучаемых полях. Результаты наших исследований подтвердили известные ранее

сведения о глобальном строении галактик и дополнили их новыми данными. Было определено, что молодые звезды распределены в области тонкого диска, и падение их численной плотности вдоль радиуса галактики подчиняется экспоненциальному закону. Некоторые флуктуации в распределении численной плотности вдоль радиуса связаны с существованием областей звездообразования вдоль спиральных ветвей. На границе тонкого диска численность молодых звезд падает до нуля. Звезды промежуточного возраста (AGB) также испытывают резкое изменение численности на границе тонкого диска, однако их распределение простирается и в область толстого диска и даже гало, но их численность там незначительна. Распределение численной плотности красных гигантов вдоль радиуса галактик указывает на наличие в спиральных галактиках двух звездных подсистем: толстого диска и гало. Причем, это распределение в толстом диске следует экспоненциальному закону, а на границе диска испытывает резкое изменение градиента, что принято нами за границу между толстым диском и гало. В главе приведены размеры найденных нами толстых дисков и доказательство обнаружения протяженного звездного гало во всех исследованных галактиках.

Результаты, полученные нами по звездной структуре галактик, видимых плашмя, мы дополнили исследованиями галактик, наблюдаемых с ребра. В Четвертой главе для каждой из девяти галактик, NGC 891, NGC 55, NGC 4144, NGC 4244, 1С 2233, NGC 4631, NGC 5023, 1С 5052, NGC 4945, представлены общие сведепия об их особенностях и результаты исследования, имеющие отношения к изучаемым в данной работе глобальным звездным подсистемам. Определены модули расстояния до галактик. Общие принципы строения звездных подсистем галактик, которые были отмечены при изучении галактик, видимых плашмя, оказались верны и для галактик видимых с ребра. Молодые звезды концентрируются в пределах тонкого диска и имеют экспоненциальное падение плотности вдоль оси Z. Толстый диск состоит большей частью из красных гигантов и незначительного числа звезд асимптотической ветви гигантов. Звездное гало (в тех галактиках, в которых мы его видим) также состоит из красных гигантов, но в среднем металличность их меньше, чем металличность гигантов толстого диска. Относительные размеры гало, тонкого и толстого дисков меняются от галактики к галактике. В результате исследования для каждой галактики были определены размеры звездных подсистем. Отмечается приоритет наших исследований в открытии звездных гало у галактик за пределами

Местной группы. Обнаружена сплюснутость форм гало у полюсов галактик. В конце главы делается вывод о морфологическом подобии звездных подсистем в галактиках, видимых с ребра.

Распространение наших исследований звездного состава подсистем и на иррегулярные галактики связано с тем, что по многим физическим параметрам не существует границы между спиральными и иррегулярными галактиками, то есть оба типа галактик представляются единым множеством дисковых галактик разных масс.

В Пятой главе исследуется распределение звезд в шести иррегулярных галактиках: NGC 2366, NGC 2976, NGC 5253, NGC 1569, NGC 4214, NGC 4449. Определены расстояния до галактик и исследован звездный состав. В каждой галактике найден толстый диск из старых звезд. Показано, что две галактики, NGC 2366 и NGC 5253, с высокой степенью вероятности обладают гало. Галактики NGC 4214 и NGC 4449 могут иметь гало, но для его обнаружения необходимы новые HST наблюдения, ориентированные на решение именно этого вопроса. Изучение звездных подсистем иррегулярных галактик показало, что морфологически они подобны спиральным галактикам и обладают теми же звездными подсистемами: тонким и толстым дисками и гало.

В Шестой главе приводится эмпирическая модель звездного строения дисковых галактик. При постоении модели мы объединили результаты исследования распределения численной плотности звезд галактик, видимых под разными углами.

Граница тонкого диска определяется на основе построения распределения численной плотности молодых звезд. Граница между толстым диском и гало может быть надежно установлена на основании изменения градиентов численной плотности старых звезд — красных гигантов. Экстраполируя распределения численной плотности красных гигантов, мы определили размеры гало и выяснили его сплюснутость у полюсов галактик. В главе приведены основные соотношения между пространственными размерами подсистем, а итоговые результаты приведены в Приложении (таблица 3).

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.

В Приложении к диссертации приводятся 4 таблицы. В первой таблице содержатся общие сведения об исследуемых галактиках, взятые из баз данных NED, LEDA, а также определенные нами значения модуля расстояния до галактик и их абсолютные звездные величины. Во второй таблице

Bulge

IgN ~ Radius

Рис. 1: Эмпирическая модель звездного строения спиральной галактики. На графиках показано качественное поведение численное плотности звезд разного возраста при удалении от центра галактики. Учтены относительные размеры подсистем.

приведен журнал наблюдений полей, обработанных нами для исследования распределения плотности числа звезд в спиральных галактиках. В третьей таблице представлены итоговые значения размеров исследованных нами структур и ошибки определения размеров этих структур. В четвертой таблице указаны параметры прямых, апроксимирующих толстые диски и гало, их ошибки и значимость различия градиентов диска и гало.

Основное содержание диссертации изложено в следующих работах:

1. Tikhonov N.A. and Galazutdinova О.А., Astronomy & Astrophysics, 2002, 394, 33 ("Photometry of red giants in tbe disk of 1С 1613")

2. Tikhonov N.A., Galazutdinova O.A. and Aparicio A., Astronomy & Astrophysics, 2003, 401, 863 {"Stellar content of NGC404 - the nearest SO galaxy")

3. Тихонов H.A. и Галазутдинова O.A., Тезисы докладов "ВАК-2004 МГУ, ГАИШ, 3-10 июня 2004 г., с. 111 ("Звездные диски и гало спиральных галактик")

4. Tikhonov N.A., Galazutdinova О.А. and Drozdovsky I.O., Astronomy & Astrophysics, 2005, 431, 127 ("Thick disks and halos of spiral galaxies M 81, NGC 55 and NGC 300")

5. Тихонов H.A. и Галазутдинова O.A., Астрофизика, 2005, 48, вып. 2, 261 ("Звездные диски и гало видимых с ребра спиральных галактик: NGC 891, NGC 4144 и NGC 4244")

Цитируемая литература

Burstein D., 1979, ApJ 234, 829

Brown T.M., Ferguson H.C., Smith E., Kimble R.A. et al., 2003, ApJ, 592, 17

Chaves Т., 2002, www.astro.queensu.ca/ tchaves/research/galactic.html

Durrell P.R., Harris W. E., Pritchet C.J., 1994, AJ, 108, 2114

Eggen O.J., Lynden-Bell D & Sandage A.R., 1962, ApJ 136, 748

Ferguson А. M. N., Irein M. J., Ibata R.A., Lewis G.F., Tanvir N. R., 2002, AJ 124, 1452

Gilmore G. & Reid N., 1983, MNRAS 202, 1025

Lee M.G., Freedman W.L., Madore B.F., 1993, AJ 417, 553

Minniti D. & Zijlstra А. A., 1996, ApJ 467, 13

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

Pritchet C.J., Schade D., Richer H.B., Crabtree D., Yee H.K.C., 1987, ApJ 323, 79

Rowe J.F., Richer H.B., Brewer J.P., Crabtree D.R., 2005, AJ 129, 729

Schombert J.M. & Bothum G.D., 1987, AJ 93, 60

Тихонов H.A., 2002, Диссертация, Санкт-Петербург, Россия

Тихонов H.A., 2005а, АЖ 82, н.7, 1

Тихонов H.A., 20056, АЖ, принято к печати

Tsikoudi V., 1979, ApJ 234, 842

г

г»

'¿а

иссплатыо

РНБ Русский фонд

»172 8 7 2006-4

15414

Ольга Александровна Галазутдинова Звездное население периферии дисковых галактик

Зак. № 171с Уч. изд. л. - 1.0 Тираж 100 Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Введение

1 Поверхностная и звездная фотометрия в галактиках

1.1 Стандартная ПЗС-фотометрия.1С

1.2 PSF-фотометрия в пакете MIDAS.1С

1.3 Особенности фотометрии HST изображений.

1.4 Особенности звездной фотометрии пакетом HSTphot.

1.5 Постановка задами и выбор объектов.

1.G Метод поверхностной фотометрии и метод подсчета звезд.

1.7 Выбор звезд

2 Этюды о строении галактик

2.1 Эмпирические приближающие функции и разложение профилей.

2.2 Красные гиганты (RGB) и звезды асимптотической ветви гигантов (AGB)

2.3 TRGB метод определения расстояний до галактики

2.4 Наша Галактика.

2.4.1 Толстый диск.

2.4.2 Гало.

2.5 Толстый диск и гало в дисковых галактиках.

2.0 Основные теории формирования толстого диска и гало в дисковых галактиках

3 Структура спиральных галактик, видимых плашмя

3.1 Галактика М

3.2 Галактика NGC

3.3 Галактика NGC 4395 .'.

Открытие В. Бааде в 40-х годах прошлого века двух типов звездного населения спиральных галактик заложило основу для всех дальнейших теорий эволюции звездного населения в галактиках (Baade, 1944). Стало попятно, что галактики имеют в своем составе как молодые, так и старые звезды и, что во многих их них процессы звездообразования идут и в настоящее время. Eggen, Lynden-Bell и Saiidage (1962) впервые показали, что изучать историю звездообразования пашей Галактики можно па основе исследования ее звездного состава п кинематики звезд. Более поздние наблюдения подтвердили, что звезды Галактики можно разделить на несколько отдельных подсистем, различающихся между собой возрастом, дисперсией скоростей и плотностью распределения в пространстве.

К настоящему времени среди исследователей нет единого мнения о пространственных размерах звездных подсистем Галактики, поэтому мы приводим в таблице 1 один из вариантов, отражающий состояние современных исследований в этой области (Chaves, 2002). Таблица 1 дает представление о параметрах звездных структур, которые можно ожидать и в других спиральных галактиках, если все они имеют примерно одинаковое строение.

Таблица 1: Характеристики звездных подсистем, выделяемых в нашей Галактике

Название Возраст [Fe/H] Дисперсия Нг, пк структуры скоростей

Тонкий диск -0.5-г-0.3 20 км/с 50

Балдж смешанный смешанное 120км/с 400

Толстый диск ~ 12 млрд. лет -2.4 — -0.5 G0 км/с 1450

Звездное гало 12 — 14 млрд. лет -5.0-г -1.5 90 км/с 3000

Л; — масштаб падения яркости вдоль оси z

В истории изучения звездного состава галактик можно отметить несколько значимых моментов, определяющих дальнейшие паправлеппя исследований. До конца 70-х годов считалось, что спиральные галактики состоят из трех компонентов: балджа, диска и гало. Относительные размеры этих составляющих зависят от тина галактики. Если звездный состав и морфология балджей и дисков иитененвпо исследовались, то вопрос о звездном населении и размерах гало относился только к пашей Галактике ввиду удаленности других систем, и решение его было весьма затруднено техническими возможностями тех лет.

В 1979 году Burstein (1979) и Tsikoudi (1979) опубликовали работы, где на основе поверхностной фотометрии было показано, что диски линзовндных галактик имеют сложное строение и состоят из двух компонентов, различающихся между собой градиентом падения поверхностной яркости к краю галактики. Судя по цвету, оба компонента имели сходный звездный состав и состояли большей частью из красных гигантов. Для более протяженного компонента диска был введен термин „толстый диск". Но попытка обнаружить подобные толстые диски в спиральных галактиках окончилась неудачно, хотя исследователи увеличили фотометрический предел в 30 раз. Поэтому вопрос о существовании толстых дисков в спиральных галактиках остался открытым.

Позднее Gilmore и Reid (1983) выяснили, что малометалличиые старые звезды образуют в Галактике более протяженную подсистему, чем тонкая подсистема из молодых звезд. Поскольку термин „толстый диск" был уже введен для обозначения сходных подсистем SO галактик, то это пазвапне перешло в обозначение протяженной звездной подсистемы пашей Галактики. Что касается других спиральных галактик, то оставалось неясно, существуют ли у них толстые диски, хотя можно было предполагать их существование но аналогии с нашей Галактикой. Быстрому решению проблемы мешала низкая поверхностная яркость толстых дисков, а разрешение их па отдельные звезды технически было возможно только у галактик Местной группы.

Schoinbert & Bothum (1987) на основе поверхностной фотометрии представили метод разделения спиральных галактик на два компонента: балдж и диск. С помощью этого метода были разделены на данные подсистемы и исследованы несколько сотен галактик. Под термин ,ут,пск" у авторов подпадала вся масса звезд тонкого и частично толстого диска. Разделить диски спиральных галактик на два компонента, как это было сделано u SO галактиках, не представлялось возможным из-за низкой поверхностной яркости толстого диска в большинстве галактик.

Кроме вопросов морфологии и теории образования галактик и их подсистем, интерес к периферии спиральных галактик возник у исследователей при интерпретации кривых вращения сниральпых галактик. Форма кривых вращения свидетельствовала о существовании значительных масс невидимой материн па периферии этих галактик. Присутствие массивных темных гало было необходимо и для объяснения кривых вращения иррегулярных галактик, в особенности галактик очень низкой поверхностной яркости. По мере развития светоприеминков делались многочисленные, но безуспешные, попытки „увидеть" эту невидимую массу. Ясно, что наиболее подходящими для таких поисков являются галактики, видимые с ребра.

В 199G н 1999 годах Minniti с коллегами объявили об открытии ими звездного гало в двух иррегулярных галактиках (WLM и NGC 3109). Позднее этот факт не подтвердился, ио работы Minniti et al. (199G, 1999) вместе с другими работами по звездному составу галактик инициировали новый интерес к периферийным областям галактик. Основа нового подхода состояла в разрешении периферии галактик на звезды на очень глубоких многоцветных снимках и дальнейшем изучении получаемых при этом диаграмм Герцшпрунга - Рессела (Цвет - Звездная величина). Наиболее близкие галактики М31 и МЗЗ стали предметом постоянных исследований на предмет поиска слабого гало (Pritchet van den Bergh (1988), Durrell, Harris & Pritchet (1994) Ferguson et al. (2002), Brown et al. (2003), Rowe et al. (2005)). Было установлено, что эти галактики имеют слабую протяженную звездную подсистему, по осталось неясным, является ли она толстым диском или гало.

В 1998-2005 годах Тихоновым (2002, 2005а, 2005b) было установлено, что карликовые иррегулярные галактики имеют тонкий и толстый диски из красных гигантов, а гало присутствует, вероятно, только у массивных иррегулярных галактик. Кроме того, было показано морфологическое сходство в глобальном звездном строении иррегулярных н спиральных галактик.

За последние десять лет появилось много публикаций ио изучению звездного состава галактик за пределами Местной группы. Поскольку наблюдения проводились в разных спектральных диапазонах так, что наиболее уверенно выделялась та или иная галактическая подсистема, выявились неразработанность и несовершенство терминологии морфологического описания звездного строения галактик. У разных авторов одна п та же звездная пространственная подсистема в галактике могла иметь разные названия: диск, толстый диск или гало. Ясно, что это создавало трудности при сравнении параметров звездных подсистем разных галактик. Например, отсутствие метода определения границ толстых дисков нрнвело к тому, что даже для самой близкой и наиболее изученной галактики М 31 до сих нор ист данных о размере толстого диска, не говоря уже о гало.

Мы предлагаем способ разделения звездных подсистем в галактиках па основе построения функций изменения численной плотности звезд вдоль радиуса. При таком подходе распределение плотности молодых звезд определяет размеры тонкого диска, а распределение старых звезд — размеры толстого диска и гало. Граница между толстым диском и гало устанавливается по точке излома градиента численной плотности звезд. Мы считаем, что данный способ даст возможность определить пространственные размеры звездных подсистем галактик и создать их точную морфологическую терминологию.

Таким образом, в основу нашего способа определения пространственных размеров звездных подсистем положен метод звездных подсчетов, поскольку на исходном этапе он дает возможность разделить звезды по возрасту, а в дальнейшем исследовать пространственное распределение в галактике звезд каждого типа.

Используя указанную методику, мы изучили достаточно представительную выборку спиральных и иррегулярных галактик, для каждой из которой были определены достаточно точные граппцы звездных подсистем и продемонстрированы возможности предлагаемых в работе подходов.

Актуальность проблемы

При рассмотрении теорий происхождения звездных подсистем галактик можно констатировать не дефицит теорий, а дефицит наблюдений. Основываясь только па подробном изучении двух-трех галактик Местной группы, к тому же взаимодействующих, трудно решить вопрос о происхождении гало в спиральных галактиках. Согласно одним теориям оно могло быть образовано в результате приливных взаимодействий галактик; согласно другим теориям гало образовалось в результате гравитационного разрыва маломассивных галактик-спутников. Можно надеяться, что наши результаты о звездном строении гало спиральных галактик за пределами Местной группы дадут аргументы в пользу той или иной теории происхождения звездных подсистем.

История исследования далекой периферии спиральных галактик насчитывает не одни десяток лет. Полученные но радноиаблюдеиням кривые вращения спиральных и иррегулярных галактик указывают па существование значительных масс темной материм за пределами видимых тел галактик. В некоторых моделях строения галактик для объяснения природы невидимой материи предполагается существование протяженных гало из маломассивных слабосветящихся звезд. Для оптической регистрации таких гало проводились многочисленные наблюдения, в большей части неудачные. Вопрос о природе невидимой материи остается до сих пор не решенным. Использование снимков космического телескопа им. Хаббла (HST) с эффективной камерой ACS/WFC позволяет регистрировать красные гиганты и субгигапты в ближайших галактиках, а применение метода численного подсчета звезд ведет к возможной регистрации крайне низкой поверхностной яркости, вплоть до ц ~ 31m/D". Такая методика позволила нам зарегистрировать вокруг спиральных галактик протяженные звездные толстые диски и еще более протяженные гало, состоящие из старого звездного населения.

Найденные памп зависимости изменения звездной плотности в диске и гало позволяют, при некоторых дополнительных предположениях об интенсивности звездообразования, вычислить полное число красных гигантов в галактиках. Учитывая, что стадия красного гиганта занимает сравнительно небольшой временной интервал в жизни звезды 10° лет), можно на основе прямых звездных подсчетов и теории звездной эволюции оценить полное число звезд в галактике и вклад массы гало и толстого диска в общую массу галактики. Учет этих масс должен ослабить проблему скрытой массы, но конкретные вычисления выходят за пределы задач, поставленных в данной работе, и являются предметом будущих исследовании.

Цели и задачи исследования

Целями данной диссертационной работы являются:

1. Проведение звездной фотометрии в периферийных областях спиральных и иррегулярных галактик и уточнение расстояний до галактик TRGB методом.

2. Выделение в галактиках звезд разного типа и анализ распределения по телу галактик численной плотности молодых звезд, звезд промежуточного возраста и старых звезд.

3. Определение пространственных размеров звездных подсистем в галактиках.

4. Построение эмпирической модели звездного строения периферии дисковых галактик.

Научная новизна

1. В работах по теме дайной диссертации впервые определен звездный состав гало спиральных галактик за пределами Местной группы, что позволило с достаточной достоверностью построить эмпирическую модель звездного строения периферии галактик.

2. При определении пространственной границы между толстыми дисками и гало у спиральных галактик впервые было установлено, что градиенты падения численной плотности красных гигантов вдоль радиуса галактик в дисках и гало имеют разные значения, а точка перегиба может служить надежным индикатором границы между ними.

3. Впервые у видимых с ребра галактик удалось определить размеры звездных гало, формы которых оказались близки к сплюснутым у полюсов галактик эллипсоидам.

4. Впервые были найдены пространственные соотношения между размерами толстого диска и гало у видимых с ребра спиральных галактик.

Научная и практическая ценность работы

1. При работе над диссертацией были разрешены па звезды периферийные области спиральных галактик и показано, что наблюдаются толстые диски и гало, состоящие большей частью из красных гигантов с пониженным содержанием металлов.

2. При вычислении градиентов падения численной плотности звезд вдоль радиуса галактик было найдено, что градиенты диска н гало имеют разные значения, а точка перегиба между ними дает возможность определить границу меэ/сду толстым диском и гало и найти размеры толстого диска. Выход па фоновую плотность звезд позволяет определить размеры п форму гало.

3. При исследовании звездного населения спиральных галактик были определены формы и размеры толстых дисков н гало, что может быть использовано при сравнении теоретических моделей с наблюдательными данными.

4. Полученные результаты но определению численной плотности звезд вдоль радиуса галактик могут быть использованы для вычисления распределения массы вдоль радиуса и полной звездной массы у исследуемых галактик.

Апробация работы

Основные результаты диссертации изложены в пяти печатных работах. Они докладывались па "Всероссийской Астрономической конференции" (Москва, Россия 3-10 июня 2004 г.), а также на семинарах Специальной Астрофизической Обсерватории РАН, Санкт-Петербургского Университета и Софийского Национального Университета.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из Введения, шести Глав, Заключения, списка цитируемой литературы, содержащего 251 наименование, и одного Приложения. Общий объем диссертации (без приложения) — 149 страниц, в том числе 65 рисунков и 1 таблица. Представленная диссертация является результатом работ, выполненных в 2000-2005 гг.

Выводы, полученные при изучении распределения звезд следующие:

1) Впервые исследованы глобальные звездные подсистемы у спиральных галактик за пределами Местной группы.

2) В случайно выбранных спиральных и иррегулярных галактиках разной светимости найдены толстые диски, состоящие из старых звезд — красных гигантов, а в тех спиральных галактиках, где имелись условия для поиска, были открыты и протяженные гало, также состоящие из старых звезд.

3) Определено, что распределения AGB и RGB звезд толстого диска и, вероятно, гало следуют экспоненциальному закону.

4) Найдено, что градиенты падения численной плотности звезд вдоль радиуса галактики зависят от возраста звезд. Более молодые звезды имеют больший градиент падения плотности, ио сравнению со старыми звездами.

5) Впервые найдено, что градиенты численной плотности красных гигантов толстого диска и гало имеют разные значения, что исиользоваио нами для определения границы толстого диска.

С) Впервые оценено, что размер гало спиральных галактик в 2 -ь 3 раза превышает размер толстого диска.

7) Впервые показано, что гало имеют сплюснутые у полюсов галактик формы, что, вероятно, указывает на вращение гало.

Принимая во внимание случайный выбор галактик, можно с большой вероятностью считать, что толстые диски и гало, состоящие из старых звезд, являются обязательной составной частью спиральных галактик.

Перспективы

Найденные нами зависимости изменения звездной плотности в диске и голо позволят в дальнейшем, па основе прямых звездных подсчетов и теории звездной эволюции оценить полное число звезд в галактиках и вклад звездных гало и толстого диска в массу галактик. Учет этих масс должен ослабить проблему скрытой массы в галактиках.

Можно также надеяться, что полученные нами результаты о звездном строении спиральпых галактик позволят внести ясность в теорию происхождения и эволюции звездных подсистем.

При исследовании звездных структур мы использовали, главным образом, красные гиганты, которые уверенно выделяются с помощью звездной фотометрии и имеют возраст в несколько миллиардов лет. Но за пределами нашего внимания остались AGB звезды. Это объясняется тем, что па диаграмме „цвет - звездная величина" в те интервалы, которые мы выбирали для выделения AGB звезд, попадают звезды в диапазоне возраста от сотен миллионов лет до нескольких миллиардов лет. Для использования этих звезд в определении зависимости „возраст — толщина диска" потребуются дополпитсльныс селекции параметров этих звезд, что уменьшит статистическую выборку и увеличит неопределенность выводов. Поэтому мы оставили этот тин звезд для будущих исследований.

Благодарности

В заключение хочу выразить благодарности всем, кто способствовал выполнению этой работы:

• моему научному руководителю — Николаю Александровичу Тихонову — за предложенную тему исследования, научное и административное руководство работой, за его терпение во время подготовки диссертации к защите.

• всем сотрудникам лаборатории ВАК и особенно Коротковой Галине Геннадьевне и Шарипой Маргарите Евгеньевне за техническую поддержку.

• Дроздовскому Игорю Олеговичу (HIIAII СПбГУ) за предоставление ряда уникальных программ, которые использовались при проведении звездной фотометрии.

• Комаровой Виктории Николаевне за цепные замечания.

• Каратаевой Гульиаре Мирсатовие (HIIAII СПбГУ) за помощь и поддержку в процессе подготовки диссертации.

• Всем соавторам за возможность совместной работы.

Работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ (гранты 00-02-1С584-а, 03-02-1С344-а).

Заключение

Эта работа была направлена на исследование в галактиках двух протяженных звездных подсистем: толстого диска и гало. Для решения задачи нами была проведена звездная фотометрия 18-ти спиральных и иррегулярных галактик разной светимости, расположенных за пределами Местной группы.

На основе построенных диаграмм „цвет - звездная величина" в галактиках были выделены звезды разного возраста и были определены параметры их пространственного распределения.

Решить задачу помогло применение метода звездных подсчетов, вместо традиционного метода поверхностной фотометрии. Используя этот метод, мы

1) достигли более глубоких фотометрических пределов, но сравнению с методом поверхностной фотометрии, при условии использования этих же самых исходных снимков;

2) изучили распределение конкретных по возрасту типов звезд.

Этого принципиально невозможно сделать на основе метода поверхностной фотометрии, так как в одни и тот же интервал цвета попадают звезды разного возраста (например, красные гиганты и AGB звезды с малой металлнчпостыо).

1. Allsopp N.J., 1979, MNRAS 188, 7G5

2. Aloisi A., Clampin M., Diolati E., Greggio L., Leitherer C., Nota A., Origlia L., Parmeg-giani G., Tosi M., 2001, AJ 121, 1425

3. Alonso-Herrero A. к Knapen J.H., 2001, AJ 122, 1350

4. Aparicio А., Сера J., Gallart C., Castaneda И.О. et al., 1995, A J 110, 212

5. Appleton P.N., Davies R.D., Stephenson R.J., 1981, MNRAS 195, 327

6. Arp H.C., 19GG, ApJS 14, 1

7. Arp H.C. к Sandage A.R., 1985, A J 90, 11G3

8. Baade W., 1944, ApJ 100, 137

9. Baggett W.E., Baggett S.M., Anderson K.S.J., 1998, AJ 11G, 1G2G Bajaja E., Huchtmeier W.K. к Klein U., 1994, AkA 285, 385 Barnes J.E. к Hernquist L., 1992, Nature 300, 715

10. Beck S.C., Turner J.L., Но P.T.P., Lacy J.H., Kelly D.M., 1990, ApJ 457, 610

11. Becker R., Mebold U., Reif K., van Woerden H., 1988, AkA 203, 21

12. Beers Т. C., Drilling J. S., Rossi S., Chiba M., Rhee J., Fiihrineister В., Norris J. E., von Hippel Т., 2002, AJ 124, 931

13. Bettoni D. к Buson L.M., 1987, A&AS G7, 341

14. Binney J. к Merrifield M., 1998, Galactic Astronomy (Princeton: Princeton Univ. Press)

15. Воркова Т.Н. и Марсаков B.A., 2000, АЖ, т.77, NolO, 750

16. Borngen F., Karachentseva V.E., Schmidt R., Richter G.M., Thaenert W., 1982, AN 303, 287

17. Borngen F., Karachentseva V.E., Karachentsev I.D., 1984, AN 305, 53

18. Bottinelli L., Gougenheim L. к Heidemann J., 1972, AkA 17, 445

19. Boyce P. J., Minchin R. F., Kilborn V. A., Disney M. J., Lang R. H., Jordan C. A., Grossi M., Lyne A. G., Cohen R. J., Morison I. M., Phillipps S., 2001, ApJ 5G0L, 127

20. Bresolin F., Gieren W., Kudritzki R.-P., Pietrzynski G., Przybilla N., 2002, ApJ 5G7, 277

21. Bronkalla W., Notni P., Mutter A.A.-R., 1992, Astron. Nachr. 313, 1

22. Brook C., Kawata D., Gibson В., Freeman K., 2004, ApJ G12, 891

23. Brown T.M., Ferguson H.C., Smith E., Kimble R.A. et al., 2003, ApJ 592, 17

24. Burstein D., 1979, ApJ 234, 829

25. Byun Y.I. к Freeman K.C., 1995, ApJ 448, 5G3

26. Caldwell N., Armandroff Т.Е., Da Costa G.S., Seitzer P., 1998, AJ 115, 535

27. Calzetti D., Kinney A.L. к Storchi-Bergmann Т., 1994, ApJ 429, 582

28. Cantiello M., Raimondo G., Brocato E., Capaccioli M., 2003, AJ 125, 2783

29. Chaves Т., 2002, www.astro.queensu.ca/ tchaves/research/galactic.htnil

30. Chen В., Stoughton C., Smith J. A., Uomoto A., Pier J. R., Yanny В., Ivezic Z., York D. G., Anderson J.E., Annis J. к 7 coauthors, 2001, ApJ 553, 184

31. Chenshaw D.M., Kracmcr S.B., Gabcl J.R., Schmitt H.R., Fillipenko A.V., Ho L.C., Shields J.C., Turner T.J. et al., 2004, ApJ G12, 152

32. Chiba M. к Beers Т., 2000, A J 119, 2843

33. Cote S., Freeman K.C., Carignan C., Quinn P.J., 1997, AJ 114, 1313 Da Costa G.S. к Arinandroff Т.Е., 1990, AJ 100, 1G2 Dalcanton J. к Bernstein R., 2002, AJ 124, 1328 Davidge T.J., 2005, ApJ G22, 279

34. Devost D., Roy J.R. к Drissen L., 1997, ApJ 482, 7G5dos Santos P.M. к Lepine J.R.D., 1979, Nature 278, 34

35. Dolphin A.E., 2000a, PASP 112, 1383

36. Dolphin A.E., 2000b, PASP 112, 1397

37. Drozdovsky I., Schulte-Ladbeck R., Hop U., Greggio L., Crone M.M., 2002, AJ 124, 811

38. Due P.-A., Mirabel I.F., 1998, AkA 333, 813

39. Durrell P.R., Harris W. E., Pritchet C.J., 1994, AJ 108, 2114

40. Eggen O.J., 1977, ApJ 215, 812

41. Eggen O.J., Lynden-Bell D. к Sandage A.R., 19G2, ApJ 13G, 748

42. Ekers R.D. к Sancisi R., 1977, A&A 54, 973

43. Elmegrecn B.G., Kaufman M., Thomasson M., 1993, ApJ 412, 90

44. Elmouttic M., Hayncs R.F., Jones K.L., ЕЫе M., Beck R., Harnett J.I., Wiclcbinski R., 1997, MNRAS 284, 830

45. Ferguson A. M. N., Irein M. J., Ibata R.A., Lewis G.F., Tanvir N. R., 2002, AJ 124, 1452

46. Fcrrarcsc L., Ford H.C., Huchra J., Kennicutt R.C.Jr., Mould J.R., Sakai S., Frccdinan W.L., Stetson P.B., Madore B.F., Gibson B.K. к 7 coauthors, 2000a, ApJ 128, 431

47. Fcrrarcsc L., Mould J.R., Kennicutt R.C. et al., 2000b, ApJ 529, 745

48. Fillipcnko A.V. к Ho L.C., 2003, ApJ 588, 13

49. Fillipcnko A.V. к Ho L.C., Sargent W.L.W., 1993, ApJ 410, L75

50. Flaternali F. к Oostcrloo Т., Recycling intcrgalactic and interstellar matter IAU Syin-posi um Scries, v. 217, 2004, astro-ph/0310799

51. Flaternali F., Oosterloo Т., Sancisi R., Swaters R., 2001, astro-ph/0410375

52. Florido E., Battaner E., Sanchez-Saavcdra M.L., Prieto M., Mediavilla E., 1991, MNRAS 251, 193

53. Flynn L., Walterlos R.A.M., Thilker D.A., Fierro V., 1999, 5-9 January, AAS Meeting 193 Austin, Texas

54. Freedman W.L., Madore B.F., Gibson В. K., Fcrrarcsc L. ct al., 2001, ApJ 553, 47

55. Freeman K.C., 1970, ApJ 1G0, 811

56. Freeman K.C., 1987, ARAA 25, G03

57. Freeman K.C. к Bland-Hawthorn J., 2002, ARAA 40, 487

58. Friel E.D. к Janes A., 1993, AkA 2G7, 75

59. Fry A.M., Morrison H.L., Harding P., Boroson T. A., 1999, A J 118, 1209 Gallagher J.S. к Hudson H.S., 197G, ApJ 209, 389

60. Garcia-Burillo S., Guelein M., Ccrnicharo J.J., Dahlein M., 1992, A&A 2GG, 21

61. Garcia-Ruiz I., Sancisi R., Kuijken K., 2002, A&A 394, 7G9

62. Gcorgiev Ts. В., Bilkina B.I., Tikhonov N.A., 1992a, A&AS 95, 581

63. Georgiev Ts. В., Bilkina B.I., Tikhonov N.A., 1992b, A&AS 9G, 5G9

64. Gilmore G. к Reid N., 1983, MNRAS 202, 1025

65. Gihnore, G., Wyse, R. F. G. к Jones J. В., 1995, AJ 109, 1095

66. Gibson B.K., Stetson P.B., Freedman W.L., Mould J.R., Kennicutt R.C.Jr., Huclira J.P., Sakai S., Graham J.A., Fassett C.I., Kelson D.D. к 7 coauthors et. al , 2000, ApJ 529, 723

67. Golla G., Dettmar R.-J., Domgorgen H., 199G, AkA 313, 439

68. Golla G. к Huinmel E., 1994, AkA 284, 777

69. Gonzalez J.J., 1993, PhD thesis Univ. California, Santa Cruz

70. Gonzalez-Delgado R.M., Leitherer C., Heckinan Т., Cervino M., 1997, ApJ 483, 705

71. Gorjian V., 199G, AJ 112, 188G

72. Gould A., Guliathakurta P., Richstone D. к Flynn C., 1992, ApJ 388, 345 Graham J.A., 1982, ApJ 252, 474

73. Greggio L., Tosi M., Clampin M., De Matchi G., Leitherer C., Nota A., Sirianni M., 1998, ApJ 504, 725

74. Guliathakurta P., Ostheimer J.C., Gilbert K.M., Rich R.M., Majewski S.R., Kalirai J.S., Reitzel D.B., Patterson R.J., 2005, astro-ph/050236G

75. Harding P., Morrison H.L., Olszewski E.W., Arabadjis J., Mateo M. et al., 2001, AJ 122,1397

76. Harris W.E., 1970, AJ 81, 1095

77. Harris J., Calzetti D., Gallagher J.S., Smith D.A., Conselice C. J., 2004, ApJ 003, 503

78. Helmi A. к White S.D.M., 1999, MNRAS 307, 495

79. Holmberg E., 1937, Annals of the Observ. of Lund, 0, 1

80. Holtzmann J.A., Hester J.J., Casertano S., 1995a, PASP 107, 156

81. Holtzmann J.A., Burrows C.J., Casertano S., Hester J.J., Trauger J.Т., Watson A.M., Worthey G., 1995b, PASP 107, 1065

82. Hopp U., Schulte-Landbeck R.E., Greggio L., Crone M.M., 1999, in ASP Conf. Ser 192, Spectrophotometric Dating of Stars and Galaxies, ed I. Hubeny, S. Heap к R. Cornett (San Francisco: ASP), 85

83. Howk J.C. к Savage B.D., 1997, A J 114, 2463

84. Huchtmeier W.K., Seiradakis J.H. к Materne J.H., 1981, AkA 102, 131

85. Hummel E., Sancisi R., Ekers R.D., 1984, A&A 133, 1

86. Hunsberger S.D., Chareton J.C., Zaritsky D., 1996, ApJ 402, 50

87. Hunter D.A., Elmegreen B.G., van Woerden H., 2001, ApJ 550, 773

88. Hunter D.A. к Gallagher J.S. Ill, 1985, AJ 90, 1789

89. Hunter D.A., Hawley W.N. к Gallagher J.S. Ill, 1993, AJ 106, 1797

90. Hunter D.A., Wilcots E.M., van Woerden J.S. к Kohle S., 1998, ApJ 495, L47

91. Jerjen H., Binggeli В. к Freeman K.C., 2000, AJ 119, 593 Karachentsev I.D. к Drozdovsky I.O., 1998, A&ASS 131, 1

92. Karachentsev I.D., Karachentseva V.E., Huchtineier W.K. к Makarov D.I., 2004, AJ 127, 2031

93. Karachentsev I. D., Dolphin A. E., Geisler D., Grebel E. K., Guhathakurta P., Hodge P. W., Karachentseva V. E., Sarajedini A., Seitzer P., Sharina M. E., 2002, AkA 383, 125

94. Karachentsev I. D., Sharina M.E., Dolphin A. E., Grebel E. K., Geisler D., Guhathakurta P., Hodge P. \V., Karachentseva V. E., Sarajedini A., Seitzer P., 2003a, A&A 398, 467

95. Karachentsev I.D., Grebel E.K., Sharina M.E., Dolphin A.E., Geisler D., Guhathakurta P., Hodge P.W., Karachentseva V.E., Sarajedini A., Seitzer P., 2003b, A&A 404, 93

96. Karachentseva V. E., Karachentsev I. D., Borngen F., 1985, A&AS 60, 213

97. Karachentsev I. D., Tikhonov N.A., Sazonova L.N., 1994, Ast. Letter 20, 84

98. Kent S.M., 1985, ApJS 59, 115

99. Kerber L. O., Javiel S. С. к Santiago B.X., 2001, A&A 365, 424 Kim S.C., Sung H., Lee M.G., 2002, astro-ph/0203032 Kirnnan T.D., Suntzeff N.B. к Kraft R.P., 1994, AJ 108, 1722 Kiszkurno-Koziej E., 1988, A&A 19G, 26

100. Knapcn J.H., de Jong R.C., Stedinan S., Bramich D.M., 2003, MNRAS 344, 527 Kobulnicky H.A. к Skillman E.D., 1995, AJ 454, L121

101. Kobulnicky Н.А. к Skillman E.D., 199G, ApJ 471, 211 Kodaira К. к Yamashita Т., 199G, PASJ 48, 581

102. Kraemer S.B., Ho L.C., Chcnshaw D.M., Fillipcnko A.V., Shields J.C., 1999, ApJ 520, 5G4

103. Kroupa P., 2002, MNRAS 330, 707

104. Maiz-Apellaniz J., Cieza L. к Mackenty J.W., 2002, AJ 123, 1307

105. Majewski S.R., Ostheimer J.C., Kunkel W.E., Paterson R.J., 2000a, AJ 120, 2550

106. Majewski S.R., Ostheimer J. C., Patterson R. J., Kunkel W. E., Johnston К. V., Geisler D., 2000b, AJ 119, 7G0

107. Makarova L.N., Grebel E.K., Karachentsev I.D., Dolphin A.E., Karachentseva V.E., Sharina M.E., Geisler D., Guhathakurta P., Hodge P. W., Sarajedini A., Seitzer P., 2002, AkA 39G, 473

108. Makarova L.N. к Karachentsev I.D., 2003, Astrophizika 4G, 144

109. Makarova L.N., Karachentsev I.D. к Georgiev Ts.B., 1997, Astron. Lett. 23, 379

110. Marquez I., Masegosa J., Moles M., Varela J., Bettoni D. к Galletta G., 2002, AkA 393, 389

111. Марсаков В.Л. и Боркова Т.Н., 2001, 0-12 августа, ВАК, Санкт-Петербург Martin М.С., 1998, A&AS 131, 77 Martin С. к Kern В., 2001, ApJ 555, 258

112. Martin C.L., Kobulnicky H.A. к Heckman T.M., 2002, ApJ 574, 003

113. Масевпч А.Г. и Тутуков А.В., 1988, Эволюция звезд: теория и наблюдения, Москва, Наука.

114. Mas-Hesse J.M. к Kunth D., 1999, AkA 349, 705

115. Mauersberger R., Henkel С., Whiteoak J. В., Chin Y.-N., Tieftrunk A.R., 1990, AkA 309, 705

116. McConnachie A. W., Irwin M. J., Ferguson A. M. N., Ibata R. A., Lewis G. F., Tanvir N., 2004, MNRAS 350, 243

117. Meurer G.R., Heckinan T.M., Leitherer C., Kinney A., Robert C., Garnett D.R., 1995, A J 110, 2005

118. Miller B.W., 1995, BAAS 185, 1305

119. Miller S.T. к Veilleux S., 2003, ApJ 592, 79

120. Mills B.Y. к Glanfield J.R., 1905, Nature 208, 10

121. Minniti D. к Zijlstra A. A., 1990, ApJ 407, 13

122. Miimiti D., Zijlstra А. А. к Alonso M. V., 1999, A J 117, 881

123. Moran E.C., Fillipenko A.V., Ho L.C., Shields J.C., Belloni Т., Comastri A., Snowden S.L., Sramek R.A., 1999, PASP 111, 801

124. Morrison H.L., Fry A., Harding P., Boroson Т., Stinebring D., Miller E., AAS Meeting 193 Austin, Texas, January 1999

125. Mould J., 2005, AJ 129, 098

126. Nakai N., 1989, PASJ 41, 1107 Ojha D. K., 2001, MNRAS 322, 42G Oiling R.P., 1996, AJ 112, 457

127. Ott M., Whitcoak J.B., Hcnkcl C., Wielcbinski R., 2001, A&A 372, 463

128. Pasquini L., Bonifacio P., Randich S., Galli D., Gratton R.G., 2004, astro-ph/0407524

129. Pierre M. & Azzopardi M., 1988, A&A 189, 27

130. Preston G.W., Schectman S.A. & Beers T.C., 1991, ApJ 375, 121

131. Pritchet C.J., Schade D., Richer H.B., Crabtree D., Yee H.K.C., 1987, ApJ 323, 79

132. Pritchet C.J. & van den Bergh S., 1988, ApJ 331, 135

133. Prieto M., Aguerri J.A.L., Varela A.M., Munoz-Tunon C., 2001, A&A 367, 405

134. Puche D., Carignan С. к Bosma A., 1990, AJ 100, 1468

135. Puche D., Carignan C., Wainscoat R. J., 1991, AJ 101, 447

136. Rand R.J. к van der Hulst J.M., 1993, AJ 105, 2098

137. Rand R.J., 1994, A&A 285, 833

138. Rand R.J., Kulkarni S.R. & Hester J.J., 1992, ApJ 396, 97 Reitzel D.B. & Guhathakurta P., 2002, AJ 124, 234 Reyle C. & Robin A.C., 2001, A&A 373, 886 Richer O.-G., Sancisi R., 1994, A&A 290, L9

139. Rowe J.F., Richer H.B., Brewer J.P., Crabtree D.R., 2005, AJ 129, 729

140. Ryan-Weber E.V., Webster R.L., Staveley-Smith L., 2003, MNRAS 343, 1195

141. Saha A., 1985, ApJ 289, 310

142. Sakai S., Madore B.F., 2001, ApJ 555, 280

143. Salaris M., Cassisi S. к Weiss A., 2002, PASP 114, 375

144. Sandage A. 1971, in Nuclei of Galaxies, edited by D.J.K. O'Connel (Amstcrdain:North-Holland), G01

145. Sandage А. к Tammann G.A., 1974, ApJ 191, G03 Schlegel D. J., Finkbeiner D.P., Davis M., 1998, ApJ 500, 525 Schombert J.M. к Bothuin G.D., 1987, AJ 93, GO Searle L. к Zinn R., 1978, ApJ 225, 357

146. Spitzer L., 1978, Physical Processes in the Interstella Medium, New York, Wiley-Intcrscience, p.lG2

147. Stetson P.B., 1987, PASP 99, 191

148. Stetson P.B., Users Manual for DAOPHOT II, 1994

149. Stil J.M., 1999, Dwarf galaxies: Dinamics and star formation, Dissertation, Leiden, Netherlands

150. Stil J.M. к Israel F.P., 2002a, Л&Л 389, 29 Stil J.M. к Israel F.P., 2002b, A&A 392, 473

151. Swaters R.A., van Albada T.S., van dcr Hulst J.M., Sancisi R., 2002a, AkA 390, 829

152. Swaters R.A., Balcells M., 2002b, AkA 390, 803

153. Swaters R.A., Sancisi R. к van der Hulst J.M., 1997, ApJ 491, 140

154. Sweigart A.V. к Gross P.G., 1978, ApJS 30, 405

155. Sweigart A.V., Greggio L. к Renzini A., 1989, ApJS 09, 911

156. Sweigart A.V., Greggio L. к Renzini A., 1990, ApJ 304, 527

157. Tenjes P., Haud U., Einasto J., 1998, AkA 335, 449

158. Tikhonov N.A., Bilkina B.I., Karachentsev I.D., Georgiev T.B., 1991, A&AS 89, 1

159. Тихонов H.A., 2002, Диссертация, Санкт-Петербург, Россия

160. Тихонов Н.А., 2005а, АЖ 82, н.7, 1

161. Тихонов Н.А., 20056, АЖ, принято к печати

162. Tikhonov N.A. к Galazutdinova О.А., 2002, AkA 394, 33

163. Tikhonov N.A., Galazutdinova O.A., Aparicio A., 2003, AkA 401, 803

164. Tikhonov N. A., Galazutdinova O. A., Drozdovsky I. O., 2005, AkA 431, 127

165. Тихонов H.A. и Галазутдинова О.A., 2005, Астрофизика 48, н. 2, 2G1

166. Theis С. к Kohle S., 2001, AkA 370, 305

167. Thim F., Hoessel J.G., Saha A., Claver J., Dolphin A., Taiiiinann G.A., 2004, AJ 127, 2322

168. Thronson H.A.J., Hunter D.A., Teleso C.M., Greenhouse M., Harper D.A., 1988, ApJ 334, 005

169. Thuan Т.Х., Hibbard J.E. к Lcvricr F., 2001, AJ 128, 017 Tliuan T.X. к Izotov Y.I., 2005, astro-ph/0503429 Tolstoy E., Saha A., Hocsscl J.G., McQuade K., 1995, A J 110, 1G40 Tsikoudi V., 1979, ApJ 234, 842

170. Walker I. R., Mihos J. C., к Hernquist L., 199G, ApJ 4G0, 121

171. Wang M., Henkel C., Chin Y.-N., Whiteoak J.В., Hunt Cunningham M., Mauersberger R., Muders D., 2004, astro-ph/0405346

172. Weilbacher P.M., 2002, PhD Dissertation, Notingen

173. Westpfahl D. J., Coleman P. H., Alexander J., Tongue Т., 1999, A J 117, 8G8 Wilcots E.M. к Prescott M.K.M., 2004, AJ 127, 1900

174. Wyse R.F.G., 1999a, in ASP Conf. Ser. 165, The Third Stromlo Symposium: The Galactic Halo, ed. В. K. Gibson, T. S. Axelrod, к M. E. Putman (San Francisco: ASP)

175. Wysc R.F.G., 1999b, in The Formation of Galactic Bulges, cd. Carollo С. M., Ferguson H. C. & Wyse R. F. G. (Cambridge: Cambridge Univ. Press), 195

176. Xilouris E. M., Alton P. В., Davies J. I., Kylafis N. D., Papamastorakis J., Trewhella M., 1998, A&A 331, 894

177. Yun M.S., Но P.T.P., Lo K.Y., 1994, Nature 372, 530

178. Zheng Z., Shang Z., Su H., Burstein D. et al., 1999, AJ 117, 2757

179. Zibetti S., White S.D.M. & Brinkmann J., 2004, MNRAS 347, 55G

180. Zickgraf F.-J., Humphreys R. M., Sitko M. L., Manley Т., 1990, PASP 102, 925

181. Zinn R., 1985, ApJ 293, 424

182. Указаны ошибки фотометрии и уровень 50% полноты выборки звездсплошная линия), определенный па основе фотометрии искусственныхзвезд. 48

183. Ф 3.3 Диаграмма „цвет — величина" исследуемого поля S7 галактики М 81. Ветви голубых и красных сверхгигантов принадлежат карликовой галактике

184. HoIX, а ветвь красных гигантов — галактике М 81. 49

185. График неполноты выборки звезд галактики М 81 (площадки S3 и S4), ~ построенный на основе теста с искусственными звездами. 50

186. Диаграмма „цвет величина" полей SI, S2, S3, Fl, F2, F3 NGC 300. Пунктирной линией показано положение вершины ветви красных гигантов (Itrgb = 22.67). Указаны ошибки фотометрии и уровень 50% полноты выборки (сплошная линия). 55

187. DSS-2 изображение галактики NGC 4395. Показаны исследуемые площадки, полученные на HST/WFPC2 и ACS/WFC. Внутренний круг указывает па минимальную ориентировочную границу тонкого диска. Внешнийна границу между толстым диском и гало. 57

188. Диаграммы „цвет звездная величина" для исследуемых полей NGC 4395. Пунктиром показано положение вершины ветви красных гигантов (Itrgb — 24.27). Указаны ошибки фотометрии и уровень 50% иол йоты выборки (сплошная линия). 58

189. Распределение численной плотности красных гигантов в исследуемых полях NGC 4395. Изменение градиента плотности в поле S3 соответствует границе между толстым диском и гало. 59

190. DSS-2 изображение галактики NGC 55. Показано расположение исследуемых нолей, полученных па HST/WFPC2. Эллипсом обозначена предполагаемая граница между толстым диском и гало. G7

191. G Распределение численной плотности RGB звезд вдоль оси Z в галактике

192. NGC 55 (поля SI, S2, S3). G8

193. DSS-2 изображение галактики NGC 4144. Показано расположение ACS/WFC ноля. Внутренний эллипс соответствует границе между толстым дискоми гало, а внешний — границе гало. 70

194. Диаграмма (Г /),/. поля S1 галактики NGC 4144. Пунктирной линией показано положение вершины ветви красных гигантов (Itrgb — 25.20). Указаны ошибки фотометрии и уровень 50% полноты выборки звсзд(сплошная линия). 71

195. Зависимость численной плотности RGB звезд вдоль оси Z галактики

196. NGC 4144. Распределение голубых звезд показано кружками, AGB — точками, RGB — квадратами. 72

197. DSS-2 изображение галактики NGC 4244. Показано расположение исследуемых нолей, полученных на HST/WFPC2. Эллипсом очерчена граппф ца толстого диска. Предполагаемая граница гало должна проходить па1. Z ~ 8 кик. 73

198. DSS-2 изображение галактики 1С 2233 с указанием положения ACS/WFC ноля. Эллипсами обозначены границы найденных толстого диска и гало. 7G

199. Диаграммы „цвет величина" исследуемых полей галактики 1С 2233.

200. Пунктирной линией показано положение вершины ветви красных гигантов (TRGB). Серой линией очерчены области звезд AGB и голубых звезд. Указаны ошибки фотометрии и уровень 50% полноты выборкизвезд(сплошная линия). 77

201. Распределение численной плотности звезд ноля S1 вдоль оси Z в галактике NGC 4G31. Квадратами показано распределение красных гигантов, кружками — голубых звезд, точками — звезд асимптотической ветви гигантов. 82

202. Распределение численной плотности звезд поля S2 вдоль оси Z в галактике NGC 4G31. Обозначения те же, что па рис. 4.18. 82

203. Пространственное распределение AGB звезд в полях S1 и S2 в NGC 4G31. 83

204. Указаны ошибки фотометрии и уровень 50% полноты выборки (сплошная линия). Справа. Ромбом показана область красных гигантов, пепольван-ная памп для вычисления распределения звезд. 8G

205. Распределение численной плотности звезд вдоль оси Z в галактике NGC 5023. Квадратами показано распределение красных гигантов, кружками — голубых звезд, точками — звезд асимптотической ветви гигантов. 87

206. DSS-2 изображение галактики 1С 5052 с указанием положения ACS/WFC поля. Эллипсами обозначены границы найденных толстого диска и гало. 88

207. Распределение численной плотности красных гигантов в исследуемых полях S1 и S2 галактики NGC 4915. 91

208. Продолжение: Распределение численной плотности звезд разного возраста в полях SG и S7 галактики NGC 23GG вдоль оси Z и вдоль радиуса1. R. 98

209. G Распределение численной плотности звезд вдоль радиуса галактики NGC 297G. Кружками показано распределение голубых звезд, звездочками — звезд AGB, квадратами — красных гигантов. 102

210. DSS-2 изображение галактики NGC 5253. Показано расположение исследуемых полей, полученных на HST/WFPC2 и ACS/WFC. Серым эллипсом очерчена граница между тонким и толстым диском. 103

211. Распределение численной плотности звезд NGC 5253 вдоль радиуса галактики. Кружками показано распределение голубых звезд, точками — звезд AGB, квадратами — красных гигантов.104

212. DSS-2 изображение NGC 15G9. Показаны исследуемые площадки, полученные па HST/WFPC2. Внутренний эллипс — граница тонкого диска, внешний — возможная граница толстого диска.10G

213. Численная плотность красных гигантов в исследуемых полях. Изменение градиента числа звезд заметно в полях S3 и SG.109

214. DSS-2 изображение NGC 4214. Показаны исследуемые площадки, полученные на HST/WFPC2. Кругом очерчена граница толстого диска. . 110

215. Поверхностная плотность красных гигантов в исследуемых нолях NGC 4449. Квадратами обозначено распределение красных гигантов в поле S3, звездами — в поле S4.114

216. Эмпирическая модель звездного строения спиральной галактики. На графиках показано качественное поведение численной плотности звезд разного типа при удалении от центра галактики.118