Звездное население периферии дисковых галактик

• Автор: Галазутдинова, Ольга Александровна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 155 с. : ил.

1 Поверхностная и звездная фотометрия в галактиках
1.1 Стандартная ПЗС-фотометрия
1.2 PSF-фотометрия в пакете MIDAS
* 1.3 Особенности фотометрии HST изображении
1.4 Особенности звездной фотометрии пакетом HSTphot
1.5 Постановка задачи и выбор объектов
1.6 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
® 2.6 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
fr 3.4 Общие выводы по галактикам, видимым плашмя
4 Структура спиральных галактик, видимых с ребра
4.1 Галактика NGC
4.2 Галактика NGC
4.3 Галактика NGC 4144
4.4 Галактика NGC 4244
v 4.5 Галактика 1C 2233
4.6 Галактика NGC 4631
4.7 Галактика NGC 5023
4.8 Галактика 1C 5052
4.9 Галактика NGC 4945

Оглавление З
4.10 Общие выводы по исследованию звездных подсистем в галактиках,
видимых с ребра
5 Структура иррегулярных галактик
5.1 Галактика NGC 23GG
5.2 Галактика NGC 297С
5.3 Галактика NGC 5253
5.4 Галактика NGC 15G9
5.5 Галактика NGC 4214
5.6 Галактика NGC 4449
5.7 Общие выводы по исследованию иррегулярных галактик
С Наблюдаемая модель звездного строения спиральных галактик
Заключение
Литература
Список иллюстрации
Список таблиц
Приложение А
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 се 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.
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 исследовании 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 структуры Возраст [Fc/H] Дисперсия скоростей /іг, І1К
Тонкий диск -0.5 -т- -0.3 20 км/с
Балдж смешанный смешанное 120км/с
Толстый диск ~ 12 млрд. лет -2.4 -р -0.5 00 км/с 1450
Звездное гало 12 — 14 млрд. лет 1 С1 0 •I- 1 сл 00 км/с 3000
h: — масштаб падения яркости вдоль осп Z
В истории изучения звездного состава галактик можно отмстить несколько значнГЛЛЛКТІІКИ ВИДИМЫЕ ПЛАШМЯ

Magnitude
Рис. 3.4: График неполноты иыборки звезд галактики М 81 (площадки S3 и S4), построенный на основе теста с искусственными звездами.
карликовых галактик в группе (тп — М) — 27.9, найденного с помощью TRGB метода (Caldwell et al., 1998, Karachentsev et al., 2002). Это указывает на то, что М 81 находится в центре группы, и нет никакой асимметрии в пространственном расположении галактик группы.
Изменение металлнчностн при удалении от центра галактики наблюдается как в нашей Галактике, так и в других спиральных галактиках при изучении звездных скоплений (Friel & Janes, 1993, Rolleston et al., 2000) и НИ областей (Shaver et al., 1983, Marquez ct al., 2002). Для спектральных измерений металлнчностн старого звездного населения — красных гигантов, доступны только близкие галактики (Reitzel & Guhathakurta,.2002) из-за малой светимости изучаемых звезд. В разрешаемых на звезды галактиках среднюю металлнчность красных гигантов измеряют фотометрическими методами — по положению ветви красных гигантов на [(К — I), 7] диаграмме (см. пункт 2.3). Поскольку, фотометрию красных гигантов можно проводить на больших расстояниях от центра галактик, где наблюдаются крайне низкие уровни светимости, и спектральные методы неприменимы для этих областей, то фотометрический метод измерения металлнчностн остается единственным методом получения этого параметра звезд. Из-за разнородности используемых нами наблюдений мы не ставили задачу подробного исследования распределения металлнчностн старых звезд в галактиках. Но сравнение отдельных участков фотометрии показывает, что градиент металлнчностн надежно определяется в галактике М 81. Значение металлнчностн во внутренних нолях S2, S3, S5, SG равно [Fc/H] = —0.G5 ± 0.03, а металлнчность внешнего поля S4 рав-