Детальное исследование галактик типа М51 тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

На правах рукописи

КЛИМАНОВ

Сергей Александрович

ДЕТАЛЬНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ГАЛАКТИК ТИПА М51

Специальность 01.03.02 -астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург - 2003

Работа выполнена в Санкт-Петербургском государственном университете

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук Решетников Владимир Петрович

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Сильченко Ольга Касьяновна кандидат физико-математических наук Тихонов Антон Валерьевич

Ведущая организация:

Астрокосмический центр Физического института им. П.Н. Лебедева РАН

Защита диссертации состоится 24 июня 2003 г. в 16 часов 30 минут на заседании диссертационного совета Д 212.232.15 по защите диссертаций на соискание ученой степени доктора наук при Санкт-Петербургском государственном университете по адресу: 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр., д. 28, ауд. 2143 (математико-механический факультет).

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке СПбГУ

Автореферат разослан МАЯ 2003 г.

Ученый секретарь диссертационного совета

Орлов В.В.

^Общая характеристика работы

^^сгуальность проблемы

Двойные системы, похожие на эффектную галактику М51 в созвездии Гончих Псов, представляют собой отдельный и очень интересный тип объектов. Такие системы состоят из главной спиральной галактики и относительно небольшого спутника, который находится вблизи конца одной из спиральных ветвей основного компонента.

Впервые на эти объекты как на разновидность двойных галактик обратили внимание Воронцов-Вельяминов [1] и Арп [2]. В [1] Воронцов-Вельяминов впервые употребил термин "двойные галактики типа М51", основываясь на изображениях нескольких систем со слабыми спутниками на конце спиральных ветвей, сходных по виду с М 51. В "Морфологическом каталоге галактик" Воронцов-Вельяминов отметил объекты, которые, по его мнению, можно отнести к этому типу. Всего им было отобрано и изучено около 160 систем типа М 51 [3]. Главный вывод Воронцова-Вельяминова о происхождении этих объектов был следующий - внутри крупных галактик образуются более мелкие, которые впоследствии отделяются и удаляются от центральной галактики [3]. Однако, наблюдательный материал, которым располагал автор, был очень неполным. Кроме того, его выборка оказалась очень неоднородной из-за отсутствия четких критериев для отбора галактик типа М51.

Похожие недостатки характеризуют и выборку Арпа, который отметил 54 отобранных им системы типа М 51 в "Атласе пекулярных галактик" [2]. На основании спектрального изучения нескольких объектов он высказал гипотезу о происхождении спутников в системах типа М51, согласно которой они могли быть выброшены из центральных галактик 10 — 10е лет назад.

Отчасти выводам Воронцова-Вельяминова и Арпа о происхождении рассматриваемых объектов, вероятно, способствовало преобладающее в те годы мнение о том, что гравитационное возмущение не способно объяснить многие из наблюдаемых форм взаимодействующих галактик. Однако, в своей пионерской работе братья Тумре [4] убедительно продемонстрировали, что даже относительно простая гравитационная модель может удовлетворительно воспроизвести многие из их наблюдаемых особенностей. В частности, они построили модель прототипа рассматриваемых здесь систем - галактики М51. Используя метод моделирования пробными части} РОС. НАЦИОНАЛЬНАЯ j } БИБЛИОТЕКА

3 I СОстербург

? 08

ггервург ЗУ/1}

цами и подобрав соответствующим образом начальные параметры, авторы добились того, чтобы спутник, движущийся по вытянутой орбите почти перпендикулярно к плоскости главной галактики, в проекции казался лежащим на конце спиральной ветви. Численное моделирование как самой галактики М51, так и других подобных систем впоследствии производилось неоднократно разными авторами.

Изучались и другие характеристики галактик. Например, Лаурикай-нен и Сало [5] провели фотометрическое изучение нескольких систем, отнесенных ими к типу М51. Авторы отмечают, что во многих рассмотренных объектах спутники демонстрируют признаки усиленного темпа звездообразования, что может ожидаться в случае переноса вещества от главной галактики к спутнику. Найдено, что взаимодействие в системах типа М51 может сильно искажать профили поверхностной яркости галактик. Авторы делают вывод, что даже взаимодействия с относительно небольшими спутниками могут играть важную роль в эволюции галактик.

Хотя к настоящему времени накопились большое количество новых данных о галактиках, которые можно отнести к типу М51, они, тем не менее, остаются одним из наименее изученных типов объектов как с наблюдательной, так и с теоретической точек зрения. Например, для многих главных галактик отсутствуют данные об их кинематических характеристиках, знание которых важно для исследования взаимодействующих систем. Это относится и к спутникам, которые представляют собой трудные объекты для изучения (ввиду своей слабости, вплоть до 19т). Их звездные величины, лучевые скорости и морфологические типы известны лишь для небольшого числа галактик. Кроме того, системы типа М51 в качестве отдельного класса двойных галактик в течение более двух десятилетий практически не исследовались. Отсутствовала даже хорошо определенная, однородная выборка этих объектов.

Между тем, системы типа М 51 представляют собой удобные объекты для изучения влияния маломассивных спутников на структуру спиральных галактик. Согласно численным расчетам, даже относительно маломассивные спутники могут производить значительные возмущения центральных галактик, формируя при этом длинные хвосты, мосты, перемычки и сами спиральные ветви. Кроме того, изучение близких тесных пар, какими являются галактики типа М51, может помочь лучше понять эволюцию галактик на больших z, где их слияния происходят гораздо чаще.

Цели и задачи работы

Основной целью настоящей работы является детальное изучение галактик типа М51. Это подразумевает составление новой выборки систем этого типа и решение на основе ее изучения следующих задач: статистический анализ выборки, построение оптической функции светимости галактик, исследование их кинематики и структуры, а также рассмотрение вопроса об их происхождении и возможных путях эволюции.

Научная новизна

• Построена новая, хорошо определенная выборка галактик типа М51, состоящая из 32 систем, что позволило сформулировать количественные критерии для отнесения системы к типу М51. Впервые построена оптическая функция светимости галактик типа М51 и сделана оценка их распространенности в локальном объеме Вселенной. Получены кривые вращения 12 главных галактик в линиях На и [Nil], из них для 7 -впервые, а также определены лучевые скорости их спутников, из них для б - впервые. На основании этих данных сделано заключение, что соотношение Талли-Фишера для галактик типа М51 может отличаться от того, которое существует для галактик поля. Произведен поиск систем типа М51 в глубоких полях Хаббла и впервые сделан вывод о том, что пространственная плотность этих объектов может возрастать с z.

Научная и практическая ценность

Сформулированы критерии для отнесения галактик к типу М51, которые могут использоваться для дальнейшего поиска кандидатов в эти системы. Создан пакет программ, который может использоваться для вычисления функции оптической светимости галактик двумя часто применяемыми в современной практике методами. Наблюдательный материал, полученный в работе (кривые вращения), может использоваться для изучения кинематики взаимодействующих галактик.

Апробация работы

Основные результаты данной работы представлялись на всероссийской конференции "Актуальные проблемы внегалактической астрономии" (Пу-щино, Россия, 25-27 апреля, 2002), а также на семинарах кафедры астрофизики СПбГУ.

Структура и краткое содержание работы

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы, содержащего 116 наименований и двух приложений, содержит 22 рисунка и 13 таблиц. Общий объем диссертации 115 страниц.

Во Введении отражена краткая история проблемы, ее актуальность, цели исследования, основные положения, выносимые на защиту, показана их научная новизна, кратко представлено содержание диссертации.

В Главе 1 рассмотрены составление и статистический анализ новой выборки галактик типа М51. В разделе 1.1 описана процедура составления выборки, сформированной на основе списка объектов, представлен- * ного Воронцовым-Вельяминовым [3]. При изучении изображений систем, входящих в этот список, было установлено, что он по своему составу очень I неоднороден. Для достижения большей однородности часть объектов была исключена, в результате чего была получена новая, хорошо определенная выборка галактик типа М51, содержащая 32 объекта. '

В разделе 1.2 производится статистическое изучение этой выборки, которое позволило получить ряд новых характеристик галактик. В частности, на основе специально построенной эмпирической зависимости была получена оценка видимых звездных величин 24 спутников с точностью < 0.5171 для которых, ввиду их слабости, такие данные отсутствовали. Обсуждается влияние эффектов селекции на различные свойства выборки. Найдено, что главные компоненты в системах типа М 51 являются яркими галактиками со средней светимостью, близкой к светимости Млечного Пути — 20.т0), а отношение светимостей компонентов для большинства рассматриваемых систем находится в диапазоне 1/30-1/3 (в фильтре В).

Предполагается, что гравитационное возмущение во взаимодействующих системах может приводить к образованию бара и генерации крупномасштабного двухрукавного узора в дисках галактик. Изучение морфологии систем типа М 51 показало, что среди главных компонентов преобладают галактики с барами и хорошо выраженной двухрукавной структурой. Таким образом, повышенная доля таких галактик в выборке может служить свидетельством в пользу указанного предположения. Также отмечается, что среди главных компонентов преобладают галактики поздних хаббловских типов, что может быть результатом селекции, так как в выборку, как правило, отбирались галактики с ясно видимой спиральной структурой.

Измерение угловых расстояний между компонентами позволило установить, что спутники в системах типа М 51 находятся вблизи границ звезд-

ных дисков главных галактик. Эти измерения вместе с предыдущими результатами позволили сформулировать формальный критерий для отнесения системы к типу M 51 - это двойная система, в которой: 1) отношение светимостей компонентов в полосе В заключено в пределах 1/30-1/3, 2) спутник находится вблизи конца спиральной ветви главной галактики на расстоянии, не превышающем двух ее оптических диаметров.

На основе данных космической обсерватории IRAS был оценен темп звездообразования в системах типа M 51. Он оказался довольно высоким, ~ 9М©/год, что в несколько раз превышает средний темп звездообразо-1 вания в изолированных галактиках. Был сделан вывод о том, что усиление звездообразования может быть следствием взаимодействия между | компонентами систем. Был найден ряд корреляций между скоростью звездообразования и различными характеристиками галактик. Однако, ввиду небольшого количества данных, они нуждаются в дальнейшем подтвер-1 ждении.

Глава 2 посвящена построению оптической функции светимости (ФС) рассматриваемого типа галактик. Особое внимание уделено увеличению объема изучаемой выборки путем включения в нее новых кандидатов, отобранных из существующих каталогов двойных галактик на основании уже полученных критериев отбора систем типа M 51. Процедура составления расширенной выборки, насчитывающей 46 систем, приводится в разделе 2.1. Именно эта выборка использовалась для нахождения ФС галактик типа M 51.

Процесс построения ФС описан в разделе 2.2. Вначале приводится краткий обзор и сравнение существующих способов ее вычисления. В работе были использованы два из них. Первый способ (SWML-метод, [б]) основан на применении принципа максимального правдоподобия. Он позволяет получить ФС без использования предположения о какой-либо ее , функциональной форме. Его преимуществом является независимость ре-^ зультатов от случайных флуктуаций плотности галактик. Вследствие этого, однако, нахождение формы и нормализацию ФС приходится произ-^ водить независимо друг от друга. В этом способе сначала составляется функция правдоподобия, характеризующая вероятность попадания галактик в рассматриваемую выборку, и производится параметризация непрерывной ФС в виде конечного числа параметров. Оценки этих параметров находятся посредством решения системы уравнений правдоподобия.

Второй способ получения ФС ((1 lVmax) ~ метод, [7]) достаточно прост в вычислениях и позволяет получить форму и плотность ФС одновременно,

однако при этом используется предположение об однородном распределении объектов в пространстве. Нахождение ФС производится посредством вычисления максимального объема Vmax, который характеризует максимальное расстояние, на котором галактика данной светимости может попасть в выборку, ограниченную по видимой звездной величине.

Сравнение результатов обоих методов показало, что ФС галактик типа М51 можно описать функцией Шехтера со параметрами ф* = 1.4 х Ю-5 Мпк-3, а = —1.3, М* = —20.ш3. При этом доля галактик типа М 51 среди двойных галактик может составлять 4%, среди спиральных 0.7% и среди всех галактик поля 0.3%. Однако, вследствие относительно небольшого статистического объема выборки, эти результаты следует рассматривать в качестве предварительных.

В Главе 3 рассматриваются кинематика и структура галактик типа М51, а также затрагиваются вопросы о возможном происхождении этих систем и их эволюции.

В разделе 3.1 обсуждается глобальная кинематика галактик типа М51, для изучения которой на 6-м телескопе САО РАН были проведены спектральные наблюдения 12 систем. По результатам обработки спектров этих объектов были получены кривые вращения главных галактик в линиях На и [Nil], а также определены лучевые скорости спутников (для многих объектов это было сделано впервые) с точностью ~ 20 км/с. На основании сравнения наших данных с ранее опубликованными было сделано заключение о том, что наши результаты не содержат значительных систематических ошибок.

В разделе 3.2 рассматривается структура галактик типа М51 и обсуждаются возможные сценарии их происхождения. В частности, на основании полученных данных установлено, что среднее отношение орбитальной массы системы к суммарной массе компонентов составляет величину 1.62.4. Был сделан вывод о существовании в системах типа М51 умеренно массивных темных гало в пределах 1.5-2.0 стандартных оптических радиусов 25то/кв.сек. Найдено также, что спутники в целом удовлетворяют приливному ограничению на свои размеры.

Данные о кинематике 20 объектов позволили установить, что соотношение Талли-Фишера для систем типа М51 может отличаться от того, которое существует для относительно изолированных галактик. Для рассматриваемых систем оно имеет вид: L(B) ос Vmax2±°'6^ (для изолированных L(B) ocV~q^, [8]). Это соотношение находится в хорошем согласии с тем, которое найдено для членов тесных двойных пар галактик и далеких

спиральных галактик, находящихся на г ~ 0.5. Было сделано предположение, что причиной более пологого соотношения Талли-Фишера для систем типа М 51 является индуцированное взаимодействием активное звездообразование в галактиках.

Для изучения эволюции встречаемости галактик типа М 51 были исследованы кадры глубоких полей Космического телескопа Хаббла и отобрано 7 кандидатов в рассматриваемые системы в диапазоне красного смещения 2 = 0.2 — 1.1. На основании этих данных было найдено, что пространственное обилие галактик типа М 51 может возрастать с увеличением красного смещения. Показатель степени в функции п(г) = по (1 + (щ = п(г = 0)), характеризующей темп эволюции пространственной плотности, составляет т = З.б^д'д. Эта величина примерно соответствует росту ' числа двойных и взаимодействующих галактик.

) При рассмотрении вопроса о происхождении систем типа М51 было

сделано предположение о двух возможных основных путях их формирования и эволюции. Во-первых, спутники в этих системах могут иметь "космологическое" происхождение, при котором они являются галактиками, образовавшимися из маломассивных "субгало", которые в рамках моделей с холодной скрытой массой должны во множестве образовываться внутри гало массивных галактик. При определенных условиях (вытянутость орбиты и потеря значительного количества массы при сближениях) такие галактики могут избежать слияния с главными компонентами к % — 0 и наблюдаться вместе с ними в настоящее время как системы типа М51. Во-вторых, спутники могут быть захвачены основной галактикой при случайном сближении. Поскольку темп взаимодействий между галактиками растет с г, такое событие в прошлом могло быть вполне вероятным. Полученное выше указание на рост пространственного обилия галактик типа М 51 свидетельствует в пользу второго сценария. В любом случае, рассматриваемые варианты, конечно, являются упрощением реальной картины и должны быть тестированы численными расчетами.

В Заключении произведено краткое обсуждение результатов деталь* ного изучения галактик типа М51 и перечислены основные выводы диссертационной работы.

В Приложении А приведены таблицы, содержащие главные наблюдаемые характеристики галактик выборки, а также характеристики, полученные в настоящей работе.

В Приложении В представлены изображения систем, входящих в рассматриваемую выборку.

На защиту выносятся:

1) Новая выборка галактик типа М51, содержащая 32 системы.

2) Результаты построения оптической функции светимости галактик типа М 51 и оценка их распространенности в локальном объеме Вселенной.

3) Результаты спектральных наблюдений 12 систем типа М 51.

4) Результаты поиска галактик типа М 51 в глубоких полях Космического телескопа Хаббла.

Основное содержание диссертации изложено в следующих работах:

1. S.A. Klimanov, V.P. Reshetnikov, "Statistical study of M51 type galaxies", Astronomy and Astrophysics, 2001, V.378, P.428-440.

2. C.A. Климанов, В.П. Решетников, A.H. Буренков, "Кинематическое исследование галактик типа М51", Письма в Астрон. журн., 2002, Т.28, С.643-652.

3. В.П. Решетников, С.А. Климанов, "О структуре и эволюции галактик типа М 51", Письма в Астрон. журн., 2003, Т.29, С.488-496.

4. С.А. Климанов, "Оптическая функция светимости галактик типа М 51", Астрофизика, 2003, Т.46, С.191-206.

Личный вклад автора:

В работе [1] автором выполнен сбор наблюдательный данных, интерпретация результатов произведена совместно. В работе [2] автором произведена обработка наблюдательного материала, интерпретация осуществлена совместно. В работе [3] вклад соавторов одинаков.

Список литературы

[1] Воронцов-Вельяминов Б.А., Астрон. журн., 1957, Т.34, С.8.

[2] Агр #., Astrophys. J. Suppl. Ser., 1966, V.14, P.l.

[3] Воронцов-Вельяминов В.А., Астрон. журн., 1975, Т.52, С.692.

[4] Toomre A., Toornre J., Astrophys. J., 1972, V.178, Р.623.

[5] Laurikainen Е., Salo #., Mon. Not.ic. Roy. Astron Soc., 2001, V.324, P.685.

[6] Efstathiou G., Ellis R.S., Peterson B.A., Mon. Notic. Roy. Astron. Soc., 1988, V.232, P.431.

[7] Huchra J., Sargent W.L.W., Astrophys. J., 1973, V.186, P.433.

[8] Sakai S., Mould J.R., Hughes S.M.G. et al., Astrophys. J., 2000, V.529, P.698.

ЛР № 040815 от 22.05.97.

Подписано к печати 13.05.2003 г. Формат бумаги 60X84 1/16. Бумага офсетная. Печать ризо графическая. Объем 1 пл. Тираж 100 чю. Заказ 2927. Отпечатано в отделе оперативной полиграфии НИИХ СПбГУ с оригинал-макета заказчика. 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр , 26.

- 9 3 9 1

Введение.

1 Выборка галактик типа М51 и ее статистический анализ

1.1 Составление выборки галактик типа М 51.

1.2 Статистический анализ выборки галактик типа М 51.

1.2.1 Оценка звездных величин спутников.

1.2.2 Распределения по лучевым скоростям и светимостям.

1.2.3 Статистика встречаемости баров и морфологические типы галактик.

1.2.4 Расстояния до спутников.

1.2.5 Темп звездообразования.

Двойные системы, похожие на эффектную галактику М51 (рис. 1) в созвездии Гончих Псов, представляют собой отдельный и очень интересный тип объектов. Такие системы состоят из главной спиральной галактики и относительно небольшого спутника, который находится вблизи конца одной из спиральных ветвей основного компонента. Впервые на системы типа М 51 как на разновидность двойных галактик обратили внимание Воронцов-Вельяминов [101J (1957 г.) и Арп [3] (1966 г.).

В [101] Воронцов-Вельяминов впервые употребил термин "двойные галактики типа М51", основываясь на изображениях нескольких систем со слабыми спутниками на конце спиральных ветвей, сходных по виду с М51.

В "Морфологическом каталоге галактик" [103] Воронцов-Вельяминов отметил объекты, которые, по его мнению, можно отнести к этому типу. 33 системы вошли в первую часть "Атласа взаимодействующих галактик" [102] того же автора (1959 г.). Согласно Воронцову-Вельяминову, такие системы оказались столь многочисленными, что их существование нельзя объяснить случайной проекцией и обе галактики должны образовывать физически связанную систему [101].

Всего Воронцовым-Вельяминовым было отобрано и изучено около 160 систем типа N151 [105]. Изображения части из них были позднее представлены в его "Атласе взаимодействующих галактик" [106] (1977 г.), где он разработал некое подобие их классификации. На основании имеющихся к тому времени данных Воронцов-Вельяминов построил ряд зависимостей между различными характеристиками галактик типа М51. Однако, наблюдательный материал, которым располагал автор, был очень неполным. Например, в его выборке, содержащей ~ 160 систем, красные смещения были известны лишь для 18 спутников. Оценки видимой звездной величины для спутников слабее 13т были сделаны автором очень приблизительно. К другим недостаткам выборки Воронцова-Вельяминова можно отнести отсутствие четких критериев для отбора систем типа М51. В результате список автора выглядит очень неоднородным: в нем присутствуют системы с крупными

1: Галактика М 51 областями HII на концах спиральных ветвей главных компонентов, галактики с двумя спутниками на концах каждой из спиральных ветвей, сильно пекулярные системы, системы, где главная галактика не является спиральной и т.д.

Воронцов-Вельяминов нашел [105], что разность звездных величин компонентов в отобранных им системах типа М51 для большинства объектов находится в диапазоне AM = lm — 4m. Этот результат был обусловлен селекцией, так как системы вне этого интервала, как правило, исключались. Другой результат - главные галактики в системах, как правило, ярче М ~ — 20т и равномерно распределены по хаббловским типам Sa-Sd. Сделанная Воронцовым-Вельяминовым оценка распространенности галактик типа М 51 составляет ~ 4% среди спиральных галактик. Главный вывод автора о происхождении этих объектов был следующий - внутри крупных галактик образуются более мелкие, которые впоследствии отделяются и удаляются от центральной галактики [105].

Сходного объяснения придерживался и Арп. Галактики типа М51 (в оригинале имеющие название "спиральные галактики со спутниками на ветвях") были отмечены им в "Атласе пекулярных галактик" [3] и, как и у Воронцова-Вельяминова, разбиты на несколько групп. Число объектов составило 54. Кроме того, позднее Арп и др. составили "Каталог южных пекулярных галактик и ассоциаций" [5], где галактики типа М 51 также выделены в отдельную категорию, насчитывающую ~ 170 объектов.

В [4] Арп приводит результаты спектрального изучения 7 характерных систем типа М51. Автор сделал заключение о том, что хотя многие из спутников в этих системах по размерам и светимостям близки к крупным областям НИ, их можно считать полноценными галактиками [4]. Впоследствии этот вывод позволил Воронцову-Вельяминову значительно расширить круг кандидатов в системы типа М51. Арп особо отмечает то обстоятельство, что все рассмотренные в [4] главные галактики относятся к хаббловскому типу Sc или более позднему. Согласно автору, это должно свидетельствовать об относительно небольшом динамическом и физическом возрасте спутников в системах типа М 51. Изученные им спутники имеют высокую поверхностную яркость, а их спектры характеризуются присутствием эмиссионных линий возбуждения, а также звездных абсорбционных линий в их ядрах. Согласно гипотезе Арпа, происхождение спутников в системах типа М 51 можно объяснить их недавним (107 — 108 лет назад) выбросом из родительских галактик [4]. В целом выборки Арпа обладают теми же недостатками, что и выборка Воронцова-Вельяминова: отсутствие четких критериев отбора кандидатов в системы типа М51 и небольшое количество наблюдательных данных об этих объектах.

Отчасти выводам Воронцова-Вельяминова и Арпа о происхождении рассматриваемых объектов, вероятно, способствовало преобладающее в те годы мнение о том, что гравитационное возмущение не способно объяснить многие из наблюдаемых форм взаимодействующих галактик. Однако, в своей пионерской работе братья Тумре [94] продемонстрировали, что даже относительно простая гравитационная модель может удовлетворительно воспроизвести многие из их наблюдаемых особенностей. В частности, уже в этой же работе они построили модель прототипа рассматриваемых здесь систем - галактики М51. Используя метод моделирования пробными частицами и подобрав соответствующим образом начальные параметры, авторы добились того, чтобы спутник, движущийся по вытянутой орбите почти перпендикулярно к плоскости главной галактики, в проекции казался лежащим на конце спиральной ветви (отметим, что Воронцов-Вельяминов приводил возражения против такой модели [104]).

Численное моделирование как самой галактики М51, так и других подобных систем производилось и другими авторами. Например, в [43] рассматривалась модель М 51 с са-могравитирующими пробными частицами. В отличие от [94], орбита спутника в системе получилась почти круговой и с меньшим наклоном к плоскости галактики. В [8G] была рассмотрена модель типичного объекта типа М51 - системы NGC 7753/52. Орбита в ней также получилась почти круговой. По мнению авторов [80], предположение Тумре о параболических прохождениях не объясняет частой наблюдаемости галактик со спутником на конце спиральной ветви.

Изучались и другие характеристики галактик. Например, Лаурикайнен и Сало провели фотометрическое изучение нескольких систем, отнесенных ими к типу М51 в [57] (совместно с Апарисио), [58] и [59]. В [57] отмечается, что в 9 из 13 рассмотренных ими систем типа М51 спутники демонстрируют признаки усиленного темпа звездообразования. Авторы делают вывод, что это ожидается в случае переноса вещества от главной галактики к спутнику. В [58] показано, что средняя центральная поверхностная яркость главных галактик составляет 21.т5/кв. сек., что близко к типичному значению центральной поверхностной яркости спиральных галактик (Фримен, [39]). Также отмечено, что взаимодействие в системах может сильно искажать профили поверхностной яркости галактик. В [59] найдено, что галактики в системах типа М51 имеют крайне большие значения размеров балджей по отношению к экспоненциальному масштабу дисков, в особенности спутники. Численное моделирование систем, выполненное авторами [59] показало, что причиной этой особенности может быть перераспределение вещества в компонентах вследствие их взаимодействия. Авторы делают вывод, что даже взаимодействия с небольшими спутниками могут играть важную роль в эволюции галактик [59].

Актуальность темы

Хотя к настоящему времени накопились большое количество новых данных о галактиках, которые можно отнести к типу М51, они, тем не менее, остаются одним из наименее изученных типов объектов как с наблюдательной, так и с теоретической точек зрения. Например, данные о кинематических характеристиках, знание которых важно для исследования взаимодействующих систем, для многих главных галактик в объектах типа М51 отсутствуют. Это относится и к спутникам, которые представляют собой трудные объекты для изучения (ввиду своей слабости, вплоть до 19т). Их звездные величины, лучевые скорости и морфологические типы известны лишь для небольшого числа галактик, не говоря уже о спектрах и кривых вращения. Кроме того, объекты типа М 51 в качестве отдельного класса двойных галактик в течение более двух десятилетий практически не исследовались. Отсутствовала даже хорошо определенная, однородная выборка этих систем.

Цели и задачи работы

Основной целью настоящей работы является детальное изучение галактик типа М51. Это подразумевает составление новой выборки систем этого типа и решение на основе ее изучения следующих задач: статистический анализ выборки, построение оптической функции светимости галактик, исследование их кинематики и структуры, а также рассмотрение вопроса об их происхождении и возможных путях эволюции.

Научная новизна

Построена новая, хорошо определенная выборка галактик типа М51, состоящая из 32 систем, что позволило сформулировать количественные критерии для отнесения системы к типу М51. Впервые построена оптическая функция светимости галактик типа М 51 и сделана оценка их распространенности в локальном объеме Вселенной. Получены кривые вращения 12 главных галактик в линиях На и [Nil], из них для 7 - впервые, а также определены лучевые скорости их спутников, из них для 6 -впервые. На основании этих данных сделано заключение, что соотношение Талли-Фишера для галактик типа М51 может отличаться от того, которое существует для галактик поля. Произведен поиск систем типа М51 в Глубоких Полях Хаббла и впервые сделан вывод о том, что пространственная плотность этих объектов может возрастать с z.

Научная и практическая ценность

Сформулированы критерии для отнесения галактик к типу М51, которые могут использоваться для дальнейшего поиска кандидатов в эти системы. Создан пакет программ, который может использоваться для вычисления функции оптической светимости галактик двумя часто применяемыми в современной практике методами. Наблюдательный материал, полученный в работе (кривые вращения), может использоваться для изучения кинематики взаимодействующих галактик.

Основные результаты и положения, выносимые на защиту

1) Новая выборка галактик типа N151, содержащая 32 системы.

2) Построение оптической функции светимости галактик типа М51 и оценка их распространенности в локальном объеме Вселенной.

3) Результаты спектральных наблюдений 12 систем типа М51.

4) Результаты поиска галактик типа М 51 в глубоких полях Космического телескопа Хаббла.

Апробация работы

Основные результаты данной работы представлялись на всероссийской конференции "Актуальные проблемы внегалактической астрономии" (Пущино, Россия, 25-27 апреля, 2002), а также на семинарах кафедры астрофизики СПбГУ.

Основные результаты диссертации изложены в 4-х печатных работах:

1. S.A. Klimanov, V.P. Reshetnikov, "Statistical study of M51 type galaxies", Astronomy and Astrophysics, 2001, V.378, P.428-440.

2. C.A. Климанов, В.П. Решетников, А.Н. Буренков, "Кинематическое исследование галактик типа М5Г', Письма в Астрой, журн., 2002, Т.28, С.643-652.

3. В.П. Решетников, С.А. Климанов, "О структуре и эволюции галактик типа М 51", Письма в Астрон. журн., 2003, Т.29, С.488-496.

4. С.А. Климанов, "Оптическая функция светимости галактик типа М51", Астрофизика, 2003, Т.46, С.191-206.

Личный вклад автора:

В работе [1] автором выполнен сбор наблюдательный данных, интерпретация результатов произведена совместно. В работе [2] автором произведена обработка наблюдательного материала, интерпретация осуществлена совместно. В работе [3] вклад соавторов одинаков.

Структура работы

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы, содержащего 116 наименований и двух приложений, содержит 22 рисунка и 13 таблиц. Общий объем диссертации 115 страниц.

Заключение

В настоящей работе было проведено детальное изучение галактик типа М51, входящих в новую выборку галактик этого типа. Это исследование включало в себя несколько этапов и по его результатам был получен новый материал, который существенно дополняет данные, уже имеющиеся в литературе по галактикам типа М51, а также сделано несколько предварительных выводов, касающихся различных особенностей и природы этих объектов.

Прежде всего, на основе выборки Воронцова-Вельяминова [105] была создана новая, хорошо определенная выборка систем типа М 51, содержащая 32 объекта и, по-видимому, полная в статистическом смысле до 14.5т (17 объектов). Было проведено статистическое рассмотрение этой выборки, которое позволило получить ряд новых характеристик галактик. В частности, на основе эмпирической зависимости была получена оценка видимых звездных величин 24 спутников с точностью < 0.5т для которых, ввиду их слабости, такие данные отсутствовали. Это позволило найти отношение светимостей компонентов в системах типа М 51 и установить, что для большинства объектов оно находится в пределах 1/30-1/3 (в фильтре В). Главные компоненты в системах оказались яркими галактиками со средней светимостью, близкой к светимости Млечного Пути: (Мтагп) = — 20.0т. Спутники же оказались гораздо слабее, их средняя светимость (Msat) = — 17.8m.

Изучение оптической морфологии показало, что в выборке преобладают главные галактики с барами (56%) и с ярко выраженным двухрукавньгм спиральным узором (74%). Этот результат может свидетельствовать в пользу предположения о том, что гравитационное возмущение со стороны спутников способно приводить к формированию бара и генерации и поддержке крупномасштабной двухрукавной приливной структуры в дисках главных галактик. Среди главных компонентов преобладают галактики поздних хаб-бловских типов (Sc - 53%), что может быть результатом селекции, так как в выборку преимущественно отбирались галактики с ясно видимой спиральной структурой.

Измерение угловых расстояний между компонентами показало, что спутники в системах типа М51 находятся вблизи границ звездных дисков главных галактик (на среднем расстоянии ~ 1.3/2, где R - оптический радиус галактики). Было сделано предположение о том, что столь тесные спутники могут существовать в том случае, если они были захвачены главными галактиками относительно недавно. Эти измерения вместе с предыдущими результатами позволили сформулировать формальный критерий для отнесения системы к типу М 51 - это двойная система с относительно слабым спутником, светимость которого заключена в пределах 1/30-1/3 светимости главной галактики и находящегося вблизи конца спиральной ветви главного компонента на расстоянии, не превышающем двух его оптических диаметров.

На основе данных космической обсерватории IRAS был оценен темп звездообразования в системах типа М51. Он оказался довольно высоким, ~ 9Л/0/год, что в несколько раз превышает средний темп звездообразования в изолированных галактиках. Был сделан вывод о том, что усиление звездообразования может быть следствием взаимодействия между компонентами систем. Был найден ряд корреляций между скоростью звездообразования и различными характеристиками галактик. Однако, ввиду небольшого количества данных, они нуждаются в дальнейшем подтверждении.

Была построена оптическая функция светимости галактик типа М51. Для этого использовалась расширенная выборка галактик, содержащая 46 объектов. Оценка функции светимости была найдена двумя способами, сравнение результатов которых показало, что для главных галактик ее можно описать функцией Шехтера со следующими параметрами: = (1.4 ±0.3) х Ю-5 Мпк-3, а = -ЬЗ^з , М* = -20.3^оБыл сделано заключение, что параметры, определяющие форму функции светимости, сравнимы с соответствующими величинами для других типов галактик. При этом среди двойных галактик доля галактик типа М51 может составлять (4 ± 3)%, среди спиральных (0.7 ± 0.5)% и среди всех галактик поля (0.3 ± 0.2)% в диапазоне светимостей — 22.0т < Л/ < —16.0т. Однако, вследствие относительно небольшого статистического объема выборки, эти результаты следует рассматривать как предварительные. Наклон функции светимости спутников оказался гораздо круче, с величиной а ~ —2.0. Из-за того, что светимости спутников известны с большими погрешностями, этот результат также должен рассматриваться как предварительный.

Для изучения глобальной кинематики галактик типа М 51 были проведены спектральные наблюдения 12 систем на 6-м телескопе САО РАН. По результатам обработки спектров этих объектов были получены кривые вращения главных галактик в линиях На и [Nil], а также определены лучевые скорости спутников (для многих объектов это было сделано впервые) с точностью ~ 20 км/с. На основании сравнения наших данных с ранее опубликованными было сделано заключение о том, что наши результаты не содержат значительных систематических ошибок.

На основании полученных данных было установлено, что среднее отношение орбитальной массы системы к суммарной массе компонентов составляет величину 1.6-2.4. Был сделан вывод о существовании в системах типа М 51 умеренно массивных темных гало в пределах (1.5-2.0) стандартного оптического радиуса 25т/кв.сек. Найдено также, что спутники в целом удовлетворяют приливному ограничению на их размеры.

Данные о кинематике 20 объектов позволили установить, что соотношение Талли-Фишера для систем типа М 51 может отличаться от того, которое существует для относительно изолированных галактик. Для рассматриваемых систем оно имеет вид: L(B) ос Vmai2±°'6^ Это соотношение находится в хорошем согласии с тем, которое найдено для членов тесных двойных пар галактик и далеких спиральных галактик, находящихся на z ~ 0.5. Было сделано предположение, что причиной более пологого соотношения Талли-Фишера для систем типа М51 является индуцированное взаимодействием активное звездообразование в галактиках.

Для изучения эволюции встречаемости галактик типа М51 были исследованы кадры Глубоких Полей Хаббла и отобрано 7 кандидатов в рассматриваемые системы в диапазоне красного смещения г = 0.2 — 1.1. На основании этих данных было найдено, что пространственное обилие галактик типа М51 возрастает с увеличением красного смещения.

Показатель степени в функции n(z) = щ (1 + z)m (щ = n(z = 0)), характеризующей темп эволюции пространственной плотности, составляет т = Эта величина примерно соответствует росту числа двойных и взаимодействующих галактик.

При рассмотрении вопроса о происхождении систем типа М 51 было сделано предположение о двух возможных основных путях их образования и эволюции. Во-первых, спутники в этих системах могут иметь "космологическое" происхождение, при котором они представляют собой галактики, образовавшиеся из маломассивных "субгало", которые в рамках моделей с холодной скрытой массой должны во множестве образовываться внутри гало больших массивных галактик. При определенных условиях (вытянутость орбиты и потеря значительного количества массы при сближениях) такие галактики могут избежать слияния с главными компонентами к z = 0 и наблюдаться вместе с ними в настоящее время как системы типа М 51. Во-вторых, спутники могут быть захвачены основной галактикой при случайном сближении. Поскольку темп взаимодействий между галактиками растет с z, такое событие в прошлом могло быть вполне вероятным. Полученное выше указание на рост пространственного обилия галактик типа М 51 свидетельствует в пользу такого сценария. В любом случае, рассматриваемые варианты, конечно, являются упрощением реальной картины и должны быть тестированы численными расчетами.

В заключение, перечислим самые главные, на наш взгляд, результаты настоящей работы:

1. Составлена новая выборка галактик типа М51, содержащая 32 системы.

2. Построена функция оптической светимости галактик типа М 51 и произведена оценка их распространенности в локальном объеме Вселенной.

3. Получены кривые вращения 12 главных галактик в системах типа М51 и определены лучевые скорости их спутников. Вывод о том, что соотношение Талли-Фишера для рассматриваемых объектов может отличаться от соотношения, которое наблюдается для относительно изолированных галактик.

4. Результаты поиска галактик типа М51 в Глубоких Полях Хаббла и заключение о том, что пространственная плотность этих объектов, вероятно, возрастает с увеличением красного смещения.

Автор хотел бы выразить свою глубокую признательность всем тем, кто хотя бы в малейшей степени прямо или косвенно оказывал помощь и поддержку автору во время выполнения настоящей диссертации.

Прежде всего автор выражает огромную искреннюю благодарность своему научному руководителю, Владимиру Петровичу Решетникову, которому принадлежит идея всей работы, за общее руководство работой, постоянное внимание, многочисленные полезные обсуждения и ценные советы при ее выполнении. Автор благодарит Александра Григорьевича Губанова за предоставление мощных вычислительных и сетевых ресурсов, без которых выполнение данной работы оказалось бы невозможным. Автор также выражает благодарность руководству Специальной астрофизической обсерватории РАН за предоставление наблюдательного времени и конкретно ее сотрудникам Александру Николаевичу Буренкову за проведение спектральных наблюдений объектов на 6-м телескопе, а также Валерию Валентиновичу Власюку и Александру Прамскому за помощь в наблюдениях.

Неоценимая помощь и поддержка была оказана автору со стороны Алексея Голов-ченко, который всегда находил время и возможность для обширных ценных дискуссий по некоторым математическим и компьютерным аспектам работы. Большая помощь по обеспечению нормальной работы компьютерных программ была также оказана Андреем Васильевым. Автор выражает глубокую признательность библиотекарю АИ СПбГУ Татьяне Васильевне Герасимовой за ее постоянную поддержку и четкую работу по обеспечению астрономической литературой, а также Наталье Яковлевне Сотниковой за резензию статьи.

Автор благодарит В.П. Решетникова, Аллу Яковлеву и Руслана Косарева за предоставление аргументов в пользу доведения настоящей работы до конца.

Автор выражает большую благодарность всем сотрудникам лаборатории наблюдательной астрофизики за полезные консультации и советы, в особенности Екатерине Евстигнеевой, Алексею Юрченко, Ольге Барсуновой и Наталье Ефимовой. Автор выражает искреннюю признательность за оказанную неоценимую поддержку и понимание, ощущавшиеся в течении всего времени работы над диссертацией, помощь советами и консультациями всем бывшим студентам астрономической группы СПбГУ 1999 г. выпуска, а особенно Александру Голикову, Наталье Кудряшовой, Ираиде Верещагиной, Евгению Дробитько, Елене Ларионовой, Марии Кудряшовой и Константину Лабутю.

Большое внимание, крайне ценная помощь и понимание были оказаны автору со стороны Ксении Савчук и Аллы Яковлевой, которые всегда находили возможность для оказания поддержки автору во время выполнения работы. Автор также благодарит за постоянную поддержку Егора Титова и Р. Планта.

Автор также выражает свою искреннюю благодарность Анастасии Жиленко - за оказанное внимание, а также В.П. Решетникову, Олегу Дидику и, в особенности, Ольге Рябовой - за предоставление источников частичной финансовой поддержки диссертации. Большую благодарность автор выражает Марии Мардановой, чья постоянная поддержка и понимание ощущались на протяжении всего времени работы над диссертацией.

Свою искреннюю признательность за проявленное внимание, помогавшее при работе, автор выражает N.

Наконец, неоценимая помощь и поддержка были оказаны автору со стороны его семьи - родителей, сестер, братьев и других родственников.

1. Arp H.C., Madore B.F., Roberton W., A Catalogue of Southern Peculiar Galaxies and Associations, 1987, Cambridge University Press.

2. Amram P., Marcelin M., Boulesteix J. et al, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1989, V.81, P.59.

3. Balland Ch., Silk J., Schaeffer R., Astrophys. J., 1998, V.497, P.541.

4. Barton E.J., Geller M.J., Bromley B.C. et al., Astron. J., 2001, V. 121, P.625.

5. Benson A. J., Lacey C.G., Baugh C.M. et al., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 2002, V.333, P.156.

6. Benson A. J., Frenk C.S., Lacey C.G. et al., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 2002, V.333, P.177.

7. Bushouse H.A., Astrophys. J., 1987, V.320, P.49.

8. Bushouse H.A., Werner M.W., Lamb S.A., Astrophys. J., 1988, V.335, P.74.

9. Carozzi-Meyssonnier N., Astron. Astrophys., 1978, V.63, P.415.

10. Choloniewski J., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 1986, V.223, P.l.

11. Choloniewski J., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 1987, V.226, P.273.

12. Cohen J.G., Hogg D.W., Blandford R. et al., Astrophys. J., 2000, V.538, P.29.

13. Colpi M., Mayer L., Governato F., Astrophys. J., 1999, V.525, P.720.

14. Courteau S., Astron. J., 1997, V.114, P.2402.

15. Dahari 0., Astron. J, 1984, V.89, P.966.

16. Davis M., Huchra J., Astrophys. J., 1982, V.254, P.437.

17. Durrell P.R., Mihos J.Ch., Feldmeier J.J. et al., Astrophys. J., 2003, V.582, P.170.

18. Eadie W.T., Drijard D., James F. et al, Statistical Methods in Experimental Physics, 1971, North-Holland, Amsterdam.

19. Eales S., Astrophys. J, 1993, V.404, P.51.

20. Efstathiou G., Ellis R.S., Peterson B.A., Mon. Notic. Roy. Astron. Soc., 1988, V.232, P.431.

21. Ellis R.S., Colless M., Broadhurst T. et al., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 1996, V.280, P.235.

22. Elmegreen D.M., Bellin A.D., Elmegreen B.G., Astrophys. J., 1990, V.364, P.415.

23. Eskridge P.В., Frogel J.A., Pogge R.W. et al., Astron. J., 2000, V.119, P.536.33 3435 3G [3738 39 [4041 42 [43 [44 [45 [46 [47 [48

24. Евстигнеева Е.А., Решетников В.П., Астрофизика, 2001, V.44, Р.193.

25. Falco Е., Kurtz М., Geller М. et al., The Updated Zwicky Catalog (UZC), 2000, V.l, P.l. Version of August 2000, based on Publ. Astron. Soc. Pacific Science, 1999, V.lll, P.438.

26. Felten J.E., Astrophys. J., 1976, V.207, P.700.

27. Felten J.E., Astron. J., 1977, V.82, P.861.

28. Ferguson H.C., Dickinson M., Williams R., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 2000, V.38, P.667.

29. Fernandez-Soto A., Lanzetta K.M., Yahil A., Astrophys. J., 1999, V.513, P.34. Freeman K.C., Astrophys. J., 1970, V.160, P.811.

30. Ghigna S., Moore В., Governato F. et al., Mon. Notic. Roy. Astron. Soc., 1998, V.300, P.146.de Jong Т., Clegg P.E., Rowan-Robinson M. et al., Astrophys. J., 1984, V.278, P.67L.

31. Hashimoto Y., Funato Y., Makino J., Astrophys. J., 2003, V.582, P.196.

32. HowardS., Byrd G.G., Astron. J., 1990, V.99, P.1798.

33. Hubble E., The Realm of the Nebulae, 1936, Oxford Univ. Press, London.

34. Huchra J., Sargent W.L.W., Astrophys. J., 1973, V.186, P.433.

35. Huchra J., Latham D., da Costa L. et al., Astron. J., 1993, V.105, P.1637.

36. Караченцев И.Д., Сообщения CAO, 1972, T.7, C.l.

37. Караченцев И.Д., Двойные галактики, 1987, Наука, М.

38. Karachentsev I.D., Makarov D.I., in "Galaxy Interactions at Low and High Redshift", Barnes J.E., Sanders D.B. eds., Proceedings of IAU Symposium N.186, 1999, P.109.

39. Kauffmann G., White S.D.M., Guiderdoni В., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 1993, V.264, P.201.51 52 [53 [54 [55 [5657 58 [59 [6061 62 [6364 65

40. Keel W.C., Astron. J., 1993, V.106, P.1771.

41. Keel W.C., Astron. J., 1996, V.lll, P.696.

42. Keel W.C., Astrophys. J. Suppl. Ser., 1996, V.106, P.27.

43. Kennicutt R.C., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1998, V.36, P.189.

44. Marcelin M., Lecoarer E., Boulesteix J. et al, Astron. Astrophys., 1987, V.179, P.101.

45. G6. Marinoni С., Monaco P., Giuricin G. et al, Astrophys. J., 1999, V.521, P.50.

46. Marzke R.O., Huchra J.P., Geller M.J., Astrophys. J., 1994, V.428, P.43.

47. Marzke R.O., da Costa L.N., Pellegrini P.S. et al, Astrophys. J, 1998, V.503, P.617.

48. Mathewson D., Ford V., Astrophys. J. Suppl. Ser. 1996, V.107, P.97.

49. Mattig W., Astronomische Nachrichten, 1958, V.284, P.109.

50. Mazzarella J., Boroson Т., Astrophys. J. Suppl. Ser. 1993, V.85, P.27.72. van Moorsel G., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1983, V.54, P.l.

51. Noguchi M., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 1987, V.228, P.635.

52. Noguchi M., Astron. Astrophys., 1988, V.203, P.259.

53. Norberg P., Cole Sh., Baugh C.M. et al., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 2002, V.336, P.907.

54. Оке J.В., Astrophys. J. Suppl. Ser., 1974, V.27, P.21.

55. Паша И.И., Поляченко В.JI., Стрельников А.В., 1988, Письма в Астрон. ж., Т.14, С.195.

56. Paturel G., Andernach Н., Bottinelli L., et. al, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1997, V.124, P.109.

57. Pen U.-L., Astrophys. J. Suppl. Ser., 1999, V.120, P.49.

58. Penarrubia J., Kroupa P., Boily Ch.M., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 2002, V.333, P.779.

59. Poggianti B.M., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1997, V.122, P.399.

60. Reshetnikov V.P., Astrophys. Space. Sci., 1994, V.211, P.155.

61. Reshetnikov V.P., Astron. Astrophys., 2000, V.353, P.92.

62. Reduzzi L., Rampazzo R., Astrophys. J. Lett., 1995, V.30, P.l.

63. Sakai S., Mould J.R., Hughes S.M.G. et al, Astrophys. J., 2000, V.529, P.698. 8G] Salo H., Laurikainen E., Astrophys. J., 1993, V.410, P.586.

64. Salo H., Laurikainen E., Mon. Notic. Roy. Astron Soc., 2000, V.319, P.377.

65. Sandage A., Tammann G.A., Yahil A., Astrophys. J., 1979, V.232, P.352.

66. Schechter P., Astrophys. J., 1976, V.203, P.297.

67. Schmidt M., Astrophys. J., 1968, V.151, P.393.

68. Soares D.S.L., de Souza R.E., de Carvalho R.R. et al., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1995, V.110, P.371.

69. Takeuchi T.T., Yoshikawa K., Ishii T.T., Astrophys. J. Suppl. Ser., 2000, V.129, P.l.

70. Tomita A., Tomita Y., Saito M., Publ. Astron. Soc. Japan, 1996, V.48, P.285.

71. Toomre A., Toomre J., Astrophys. J., 1972, V.178, P.623.

72. Turner E.L., Astrophys. J., 1979, V.231, P.645.

73. Tully R.B., Fisher J.R., Astron. Astrophys., 1977, V.54, P.661.

74. Tully R.B., Pierce M.J., Huang J.-Sh. et al., Astron. J., 1998, V.115, P.2264.98. de Vaucouleurs G., de Vaucouleurs A., Corwin H.G. et al., Third Reference Catalogue of Bright Galaxies, 1991, Springer-Verlag, New-York.

75. Veron P., Astron. Astrophys., 1979, V.78, P.46.

76. Vila-Vilaro В., Publ. Astron. Soc. Japan, 2000, V.52, P.305.101 102103104105106107108109110 111 112113114115

77. Воронцов-Вельяминов Б.А., Астрон. журн., 1957, Т.34, С.8.

78. Воронцов-Вельяминов Б.А., Атлас и каталог взаимодействующих галактик, часть I, 1959, МГУ, М.

79. Воронцов-Вельяминов Б.А., Архипова В.П., Красногорская А.А., Морфологический Каталог Галактик, 1961-1974, 1-4, МГУ, М.

80. Воронцов-Вельяминов Б.А., Астрон. журн., 1975, Т.52, С.491.

81. Воронцов-Вельяминов Б.А., Астрон. журн., 1975, Т.52, С.692.

82. Vorontsov-Velyaminov В.A., Atlas of Interacting Galaxies, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1977, V.28, P.l.

83. Воронцов-Вельяминов Б.А., Внегалактическая астрономия, 1978, Наука, М.

84. Wasilewski A. J., 1983, Astrophys. J, V.272, P.68.

85. Willmer C.N.A., Astron. J., 1997, V.114, P.898.

86. Xu C.f Sulentic J.W., Astrophys. J., 1991, V.374, P.407.