Спектральное и колориметрическое исследование некоторых галактик с ультрафиолетовым избытком

• Автор: Тамазян, Вахтанг Саркисович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1984
• Место защиты: Ереван
• Количество страниц: 168 c. : ил

ГЛАВА I. ТЕЛЕСКОПЫ И СВЕТОПРИЕМНИКИ, МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ

И ОБРАБОТКА НАБЛЮДАТЕЛЬНОГО МАТЕРИАЛА

§ I. 6 м. телескоп ОАО АН СССР и светоприемная

аппаратура

§ 2. 2.6 м. телескоп Бюраканской обсерватории и

светоприемники

§ 3. Методика наблюдений и обработки спектральных

данных

§ А. Методика наблюдений и обработка фотометрического материала

Глава II. СПЕКТРАЛЬНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ НЕКОТОРЫХ ГАЛАКТИК

С УФ ИЗБЫТКОМ

§ I. Спектральные наблюдения ряда галактик на б м.
телескопе
§ 2. Спектральное исследование галактик К ЗІ, 119,
К 138, 212,
§ 3. Спектральное и морфологическое исследование
галактики К
Глава III. ДЕТАЛЬНАЯ ФОТОГРАФИЧЕСКАЯ ФОТОМЕТРИЯ РЯДА
ГАЛАКТИК С УФ ИЗБЫТКОМ
§ I. Интегральные звездные величины и цвета
§ 2. Распределение поверхностной яркости и показателей цвета
§ 3. Диаграммы ( U-B, B-V )

§ Фотометрия ярких сгущений в галактике

§ 5. Детальная фотометрия галактик К
ГЛАВА ІУ. НЕКОТОРЫЕ ИТОГИ СПЕКТРАЛЬНОГО И КОЛОРИМЕТРИЧЕСКОГО ИССЛЕДОВАНИЯ НОВЫХ ГАЛАКТИК С УФ
ИЗБЫТКОМ
§ I. Результаты спектральных наблюдений
§ 2. Результаты детальной фотометрии новых
галактик с УФ избытком
§ 3. Природа и области возникновения УФ
избытка
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА
ПРИЛОЖЕНИЕ

Галактики с ультрафиолетовым (УФ) избытком на протяжении почти двадцати лет привлекают пристальное внимание многих астрономов во всём мире. Большой интерес, проявляемый к этим галактикам, объясняется, в первую очередь, часто наблюдаемыми в их ядерных областях грандиозными и во многом необычными физическими процессами. Всестороннее и подробное изучение свойств этих галактик, несомненно, является ключом к решению многих вопросов, касающихся проблем образования и эволюции галактик.
Исследование галактик с УФ избытком имеет важное значение и в свете космогонической концепции В.А.Амбарцумяна об активности ядер галактик, на которые до середины 50-х годов обращалось мало внимания. Как отмечал В.А.Амбарцумян (1968), это обстоятельство было вызвано не только трудностями наблюдений ядер на фоне ярких центральных областей галактик, но и недооценкой их роли в эволюции галактик.
В докладе на XI Сольвейской конференции В.А.Амбарцумян (1958) впервые выдвигает основные положения новой концепции об активности ядер галактик, согласно которой именно в ядрах наблюдаются активные процессы крупных масштабов, сопровождающиеся выделением огромных количеств энергии. Несомненно, эти процессы должны играть решающую роль в эволюции галактик. Следует особо подчеркнуть, что к выводу о космогоническом характере активности (или просто активности) ядер галактик В.А.Амбарцумян пришёл на основании анализа многочисленных наблюдательных данных, касающихся групп и скоплений галактик, динамических особенностей кратных галактик, природы их радиоизлучения и т.д. (Амбарцумян, 1956 , 1958).

§2. Спектральное исследование галактик К ЗІ. 119. 138, 212 и
Для галактик К ЗІ, 119, 138 и 212 получено по два и более спектров практически во всём видимом диапазоне длин волн, что позволило профотометрировать ряд эмиссионных линий, начиная от [0П]Л 3727 вплоть до [БІІ]ЛЛ6717/31 в галактиках К 119, 138 и 212, а также некоторые линии поглощения, отождествлённые в спектрах галактики К 31. Спектр галактики К 236 получен на 2,6 м. телескопе в диапазоне длин волн 4600 - 6800 А.
На рис. 9 (а - представлены регистрограммы спектров отмеченных галактик, полученные на 2,6 м. телескопе при помощи ОМА, ведущего регистрацию в шкале интенсивностей. На этом рисунке спектры, полученные в красной и синей областях, для наглядности совмещены друг с другом.
В таблице 7 приведены эквивалентные ширины линий поглощения в спектре К 31, а в таблице 8 - значения эквивалентных ширин и относительных интенсивностей эмиссионных линий у остальных галактик.
Таблица
Элемент *0 Элемент
Н I 6563 2,6 Н I 4861 1,1
I 5896 ' 7,8 Яе1 4529 1,3
N а I 5890 ^ Реї 4405 3,1
Ре I 5270 1.8 Реї 4383 3,7
м9 I 5183 " Н І 4340 1
М з I 5173 > 9,9 Реї 4307 4,1
М<3 I 5167 , Н І 4102 2,2