Фотометрические исследования близких галактик тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Георгиев, Цветан Борисов

• Георгиев, Цветан Борисов
• доктор физико-математических наук
• 1996

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Георгиев, Цветан Борисов

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ И ОБРАБОТКИ ИЗОБРАЖЕНИЙ

§1.1. Постановка залами

91.2. Фотометрия.

§1.3. Цифровая обработка изображении.

§1.4. Быстрые алгоритмы цифровой обработки изображении

§1.5. Звезлная Фотометрия в разрешающихся галактиках

§1. 6. Основные результаты.

ГЛАВА 2. ПОВЕРХНОСТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ СТРУКТУР БЛИЗКИХ ГАЛАКТИК

§2.1. Постановка залами.

§2.2. фотометрическое исследование галактики М

§2.3. Морфология центральной части галактики М

§2.4. Распределение молодых звезл и газа в галактике М

§2.5. UBV.Фотометрия кандидатов в'ассоциации галактики М

§2.6. ПЗС-Фотометрия 120 спиральных галактик, видимых с ребра

§2.7. Выводы

ГЛАВА 3. ЗВЕЗДНАЯ ФОТОМЕТРИЯ В БЛИЗКИХ ГАЛАКТИКАХ .SO

§3.1. Постановка задачи.

§3. 2. Ярчаишие звезды и расстояния до галактик группы М

3. 3. Кандидаты в шаровые скопления в галактиках комплекса М 81-1С

ФЗ.4. ПЗС-Фотометрия звезд и расстояния иррегулярных галактик

§3. 5. Выводы.Ю

ГЛАВА 4. МНОГОМЕРНЬЕ МЕТОПЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ РАССТОЯНИЙ

4.1. Постановка задачи.Ю

4.2. Методы, основанные на третичных индикаторах расстояний .103 4. 3. Ярчайшие звезды в галактиках как индикаторы расстояния . . . НО 4. 4. функция светимости голубых звезд как индикатор расстояния 133 4. 5. Выводы.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Фотометрические исследования близких галактик»

Ак туальность проблемы. В ближайшей Вселенной доминирует Местное сверхскопление — сплюснутое крупномасштабное образование галактик повышенной плотности, впервые исследованное Вокулером С19531). Среди его членов подавляющее большинство составляют галактики поздних типов -- спиральные и иррегулярные, у которых ясно видны свидетельства продолжающегося зведообразования. В этих галактиках наблюдаются голубые и красные сверхгиганты, звездные ассоциации, комплексы голубых звезд, НИ области и т.д. Для более массивных галактик поздних типов также характерны спиральные структуры повышенной концентрации молодых объектов.

Важнейшие наблюдателыные характеристики галактики — ее струк -тура, звездное население, цвет, химический состав, количество газа и т.д., зависят от интенсивности и истории звездообразования. В свою очередь интенсивность звездообразования определяется рядом Факторов, среди которых выделяются плотность газа и процессы, приводящие к его сжатию. По-видимому, изучение процесса звездообразования — одного из самых грандиозных процессов б природе, стоит в числе важнейших задач астрономии.

Изучение близкой Вселенной и ее компонентов — групп и комплексов галактик весьма важно для понимания строения и эволюции галактик, их систем и Вселенной в целом. Отметим, что наиболее дискуссионной проблемой современной астрономии Си, может быть, науки о неживой природе в целом!) является несоответствие между сравнительно небольшим возрастом Вселенной, оцененным с помощью константы Хаббла и большим возрастом старейших из известных объектов Вселенной — звезд шаровых скоплений. Однако, оценка значения константы Хаббла лрямеишим образом зависит от надежности методов определения расстоянии во Вселенной. Определение расстоянии до галактик является первоочередной проблемой и с другой точки зрения — при изучении энергетики любого объекта или процесса ошибка в оценке расстояния в 2 раза приводит к ошибке в оценке потока излучения в 4 раза.

Исследования последних 10-15 лет привели к улучшению точности традиционного метода для определения расстояния до галактики позднего типа с помошью ее ярчаиших звезд, весьма подходящего для массового определения расстоянии до близких галактик. Накопление наблюдательных данных для большого числа галактик привело к существенному улучшению и методов для определения расстоянии, основанных на видимых размерах и величинах галактик определенных типов. Были обнаружены зависимости Фабер-Джексона С19763 и Талли-фишера C1977D, при применении которых стандартное значение оценки пекулярной скорости галактик на расстояниях порядка ЮО Млк составляет примерно О. 25 от величины Хаббловскои скорости. Это привело к обнаружению крупномасштабных анизотропных течении галактик, изучение которых в свою очередь потребовало более точных методов определения расстояния.

Очевидно, что усовершенствование методов определения расстояния и определение расстоянии до нескольких тысяч галактик, с целью анализа трехмерной структуры и поля пекулярных скоростей Местного сверхскопления, является одной из важнейших задач современной наблюдательной астрономии.

Основные задачи работы. Автор исследовал структуры и проявления зведообразования в близких спиральных галактиках типа Sb СМ 31, М 813 и типа S с СМ 33, М 512), которые в совокупности достаточно полно отражают свойства больших галактик поздних типов. При исследовании этих галактик, для исключения влияния качества наблюдения, использовался как однородный наблюдательный материал, так и полученный на разных телескопах. Основными задачами являлись проведение крупномасштабной Фотометрии и исследование морфологии галактик М 31 и М 81, сравнение звездных ассоциации галактик М 33 и М 51.

При исследовании близких спиральных галактик, видимых с ребра, ставилась задача получения их Фотометрических и морфологических параметров. Поскольку эти объекты являются представителями гомогенной выборки галактик поздних типов, их размеры и величины, с учетом ширины линии HI, являются весьма хорошими инидикаторани расстояния.

Автор проводил фотометрию ярчаиших звезд в близких галактиках поздних типов. При исследовании комплекса галактик М 81 — 1С 342 по пластинкам 6-м телескопа основной задачей являлось определение расстоянии галактик на базе Фотометрии их ярчаиших звезд и кандидатов в звездные скопления. При ПЗС-Фотометрии звезд изолированных карликовых галактик строились диаграммы цвет-величина и определялись расстояния до галактик при помощи их ярчаиших звезд.

В процессе фотометрических исследовании улучшалась методика наблюдении и обработки цифровых изображении. Было необходимо усовершенствовать методы поверхностной Фотометрии и реализовать быстрые алгоритмы для обработки больших наборов ПЗС-изображении. Весьма важно было также создание подходящей методики для Фотометрии звездных и звездоподобных объектов в густонаселенных полях разрешающихся галактик.

При исследовании и калибровке методов определения расстояний в близкои Вселенной основной задачей для автора являлось использование большего числа наблюдаемых параметров галактик и исследование возможностей многомерных калибровок в каждом конкретном случае. Дальнейшее развитие метода ярчаиших звезд потребовало очередного пересмотра существующего наблюдательного материала, с упором на новеишие ПЗС-обзоры близких галактик.

Среди недостатков метода ярчаиших звезд выделяется Факт использования всего трех ярчаиших красных и голубых звезд. Поэтому основной задачей автора в этой области являлось повышение надежности метода ярчаиших звезд на базе увеличения числа используемых звезд. Это означало создание метода для определения расстоянии на базе Функции светимости ярчаиших голубых звезд в галактиках поздних типов, что, в свою очередь, потребовало разработки более совершенной методики для построения Функции светимости.

Краткое содержание работы. Диссертация имеет наблюдательный характер. Для удобства в изложения отдельно рассматриваются методические результаты, исследования структур и проявления звездообразования в галактиках, исследования ярчаиших звезд и кандидатов в звездные скопления в галактиках, а также многомерные методы для определения расстоянии до галактик.

В первой главе диссертации описана методика наблюдении и обработки цифровых изображении, разработанная в процессе проводимых исследовании.

В ©1.1 дана постановка задачи повышения эффективности наблюдения и разработки методики для получения Фотометрической и морфологической инФорамации с помошью цифровой обработки панорамных из ображении.

§1.2 посвешен работам по исследованию астрозмульсии и повышению их эффективной чувствительности, которые проводились в Национально и астрономической обсерватории Болгарской академии наук на г. Рожен.

Описан усовершенствованный Фотометр, с которым строились Фотометрические разрезы галактик и проводилась звездная Фотометрия по Шмидт-пластинкам. Приведена методика микроденситонетрического анализа свойств астрозмульсии. После сканирования и компьютерной обработки данных получаются характеристическая кривая, кривая микрошума и кривая контраста, на базе которых выводятся сглаженные кривые квантовой эффективности эмульсии и отношения сигнал/шум.

Отмечены и результаты поиска оптимального времени проявления астрозмульсии ZU21 с проявителем MWP--2. Описаны возможности для увеличения эффективной чувствительности астрозмульсии при Фотографическом наблюдении в условиях наиболее низкой освещенности С в и-лучах2> с помощью переделанной фотовспышки или предэкспозиции без Фильтра. Реализованы 4 метода гиперсенсибилизации, которые оптимизированы с помощью созданной методики для анализа астрозмульсии. Два из методов применялись впервые.

В §1.3 приводится общая информация о пакетах программ для обработки панорамных изображений, разработанных автором.

Основной целью первой версии пакета, базированной на использовании микроденситометра Joyce-Loebl и мини-ЭВМ PDP 11-34, было обеспечение поверхностной Фотометрии фотографических изображении галактик в Роженскои обсерватории. В процедуры пакета, написанные на алгоритмическом языке FORTRAN IV-PLÜS, входили линеаризация фотографических изображении, набор пространственных, амплитудных и масштабных преобразовании, сглаживание, медианная Фильтрация, а также построение изофотных карт и разных типов профилей изображения .

Вторая версия пакета фортрановских программ, являющаяся результатом пересмотра и расширения первой, была создана в Специальной Астрофизической Обсерватории ССАОЗ на базе мини-ЭВМ ROBOTRON СМ-1630 с графической станцией. Был лобавлен набор процедур для обработки ПЗС-из ображений, при этом во всех случаях автор старался применять быстрые алгоритмы для обработки изображений. Основной целью второй версии пакета было обеспечение обработки ПЗС-изображении спиральных галактик, видимых с ребра Câ2.6D.

Третья версия пакета программ предназначена для персональных компьютеров. Она написана на алгоритмическом языке Mikrosoft С 5.1, в виде расширения пакета PC VISTA. Разработка проводилась на Рожене и в CAO. Была реализована методика, которая применялась в первой и второй версии пакета программ. Кроме того.в третьей версии добавлены программы, обеспечивающие звездную Фотометрию. В качестве примера в §1.3 приводится типичная последовательность процедур обработки ПЗС-изображении, в которую входят подготовка темновых и плоские полей, предварительная обработка кадров объекта, определение коэффициентов цветовой системы, Фотометрия протяженных объектов и звездная Фотометрия .

В Ô1.4 рассматриваются быстрые алогритмы, позволяющие решать специфические проблемы обработки больших астрономических изображении. Тексты программ опубликованы.

Лля построения морфологических Функции изображения протяженного объекта Сзависимости яркости, эллиптичности, позиционного угла и т. п. от радиуса или большой полуоси изображения!) вводится система изофотных уровней, разделяющая диапазон яркостей изображения на одинаковые по высоте пласты. Для каждого пласта изображения применяется метод двумерных моментов распределения, с помощью которого определяются объем, центроид, большая полуось, отношение полуосей, позиционный угол и другие параметры. Применение подходящего алгоритма позволяет проводить вычисления сразу для 100 и более пластов, в режиме последовательного одноразового доступа к элементам изображения. Метод реализован впервые. Он использовался при исследовании 120 спиральных галактик, видимых с ребра С©2.63.

Медианная Фильтрация -- весьма полезный нелинейный метод, который применяется для выявления космических частиц и звезд в случаях больших градиентов и в густонаселенных звездных полях. Метод очень полезен для определения истинных центров звездных изображении, которые, в случаях больших градиентов Фона, могут быть смещены на 1-2 пиксела. С помощью медианной Фильтрации можно получить остаточное изображение кадра, которое является разницей между оригиналом и результатом медианного сглаживания. В третьей версии пакета программ реализована программа MEDFIL, основанная на самом быстром из известных алгоритмов определения медианы. Программа ведет обработку с круглым окном, в режиме последовательного одноразового доступа к строкам кадра. Обработка кадра с размером 300x500 пикселов с окном сглаживания размером 61 пиксел на компьютере IBM 486 DX 66 MHz занимает около 30 секунд.

В отличие от медианнои Фильтрации, метод сглаживания кадра с помощью скользящей поверхности третьей или пятой степени, является линейным. Он может подавлять микрошум изображения, сохраняя центральные пики звездных изображении. Симметрия задачи позволяет применение быстрого алгоритма. Он реализуется с помощью двухмерной свертки кадра с ядром, коэффициенты которого рассчитаны заранее. Сверточное сглаживание, соответствующее скользящей поверхности третьей или пятой степени, сохраняет разрешение кадра. В пакете программ автора, в программе SMOOTH, впервые реализован соответствующий быстрый алгоритм. Программа ведет обработку с круглым окном, в режиме последовательного одноразового доступа к строкам кадра. При прочих равных условиях и с окном сглживания 10-15 пикселов, програма SMOOTH работает примерно с такой же скоростью, как и программа MEDFIL.

Среди методов повышения разрешения изображения своими достоинствами выделяется итеративный метод Ричардсона-Люси. Автор реализовал ускоренный вариант метода, при котором улучшенное изображение 1(п+1) вычисляется только с помощью текущего изображения I(п) и ядра свертки С, являющихся моделью передаточной Функции изображения:

I С п+1 ) - ( ( I (п )/ ( I (n ) ¡КС) *С) . I (п ) . Здесь меяение С/2) и умножение С.) выполняются поточечно, а "*" означает операцию двумерной свертки. Повышение разрешения кадра в полтора раза обычно достигается после 4-6 итерации. Для компьютера и изображения, указанных в качестве примера для медианнои Фильтрации, реализованная версия метода Ричардеона-Люси считает одну итерацию в рамках 10 минут.

В ©1.5 описана реализация обобщенного метода апертурнои Фотометрии, применяемого для исследовании разрешающихся на звезды галактик .

Звездную Фотометрию оцифрованных изображении можно проводить с помощью интегрирования изображения звезды над фоном и внутри круглой апертуры Сапертурная Фотометрия!) или на базе сравнения изображения с моделью передаточной Функции системы атмосфера-оптика-приемник С F'SF-Фотометрия^. Исходя из специфики задачи фотометрии звезд и звездоподобных объектов в галактиках поздних типов автор реализовал метод звездной Фотометрии, являющийся обобщением метода апертурнои Фотометрии. В нем используется кривая роста инструментальной звездной величины изображения С КРЗ внутри применяемой апертуры, фотометрия основана на сравнении КР изображения с КР изолированных звездных изображении, как в случаях апертурнои Фотометрии и PSF-Фотометрии. При методе КР оценка звездной величины делается как бы на базе Фотометрии с несколькими апертурами, что заведомо обеспечивает более высокую внутреннюю точность. В результате Фотометрии выводится и оценка ширины изображения на половине его максимального значения.

В пакете программ автора впервые реализован быстрый алгоритм для построения КР, основанный на гистограмме изображения внутри Фотометрической апертуры. Соответствующая программа UMAG определяет апертурные поправки, проводит звездную фотометрию одновременно в двух или трех кадрах галактики С отснятых в разных цветах) и переводит инструментальные звездные величины в стандартную систему. Сравнение с методом PSF-Фотометрии, который реализован в программе DAQPHOT, проведено в §3.4. Программа UMAG использовалась для звездной Фотометрии в 20 иррегулярных галактиках С ©3.43.

В ©1.6 вынесены основные результаты исследовании, описанные в первой главе диссертации, а именно: создана методика для микроденситометрического исследования свойств астроэмульсий и разработаны методы для повышения эффективности фотографических наблюдений; реализован пакет программ для цифровой обработки изображении галактик и звезд с целью получения фотометрической и морфологической информации; реализованы быстрые алгоритмы для важных процедур обработки из ображении.

Во второй главе диссертации приводятся результаты Фотометрии структур и проявлений звездообразования в близких спиральных галактиках М 31, М 33, М 51 и М 81, а также результаты поверхностной Фотометрии 120 спиральных галактик, видимых с ребра.

В ©2. 1 рассматривается постановка задачи — получение новых Фотометрических данных о галактиках в целом, об их спиральных структурах и о простраственном распределении их ярчаиших звезд и ассоциаций.

Автор изучал спиральную структуру галактики М 31, морфологию центральной части галактики М 81, распределение молодого звездного населения и газа в галактике М 33, кандидаты в звездные ассоциации галактики М 51. В дальнейшем он проводил Фотомерическое иссле-вание 120 спиральных галактик, видимых с ребра.

В §2.2 описаны результаты исследования галактики М 31.

По роженским пластинкам выявлена асимметрия в распределении яркости и показателей цвета спиральных рукавов 3, 4, 5 и обнаружена линейная связь между поверхностной яркостью в U-лучах и возрастом молодого населения в спиральном рукаве S4. Сделан вывод о том, что распределение яркостей и показателей цвета поперек спиральных рукавов согласуется с представлением о спиральнои структуре галактики М 31 как проявлении спиральнои волны плотности. По данным поверхностной Фотометрии для рукавов S4 и N4 угловая скорость спирального узора галактики М 31 оценена в 7-15 км/с/кпс. В итоге был выявлен недостаток данных об общей Фотометрической и спиральнои структуре этой галактики и в дальнейших работах автор изучал галактику в целом.

При исследовании близкой галактики М 31 с целью получения результатов об ее обшей Фотометрической и спиральнои структуре аналогичных результатам для более далеких галактик, автор использовал глубокие снимки в системе UBVR Роженского и Таутенбургского Шмидт-телескопов. Строились карты распределения яркостей и показателей цвета, морфологические Функции, Фотометрические диаграммы цвет-величина и цвет-цвет. Из-за возрастания доли голубых звезд к периферии галактики, с увеличением расстояния от центра цвет диска галактики М 31 в среднем становится более голубым. В интервале 5'-50' от центра галактики среднии градиент цвета диска М 31 составляет ДСВ-\0/Д1д г - О. 25, где г -- эквивалентный радиус изо-фотного контура в минутах дуги.

С помошью построенных карт и профилей в деталях продемонстрирован известный Факт снижения яркости и покраснения более близкои северо-западной части галактики. Он объясняется уменьшением вклада в обшее излучение более далекой задней части сфероидальной составляющей М 31, поскольку ее свет проходит через слои пыли плоской составляющей. Наиболее красная серпообразная область близкои части миска, с CB-SO>l, совпадает с мошной пылевой полосой, которая на фотографиях очерчивает внутренние границы спирального рукава

N3-S4 ,

Для выделения звездных агрегатов в виде областей повышенной яркости и для анализа спиральной структуры М 31 автор впервые применил метод медианнои Фильтрации. Сделано заключение» что спи-ральнии узор галактики, является двухрукавным, закручивающимся и заметно деформированным. Впервые спиральная структура прослежена до расстоянии порядка 2 кпк от центра. Подтверждено, что ярчайшие области спиральных рукавов галактики М 31 соответствуют участкам самой высокой плотности кольца HI в ее плоскости, где на расстояниях 8-10 кпк от центра, в спиральных рукавах S4 и N4, видны самые заметные проявления процесса звездообразования.

В §2. 3 описаны результаты исследования морфологии центральной части галактики М 81.

Поиск образовании низкой поверхностной яркости в области галактики М 81 проводился по роженским пластинкам с помощью цифровой обработки изображении. Обнаружены предельно слабые области повышенной яркости Фона между галактиками М 81, NGC 2976 и NGC 3077. Их Формы приблизительно соответствуют Формам повышенной радиояркости водородного облака С в которое погружены яркие галактики группы М 813. Поскольку автору не удалось уточнить калибровку яркостей обнаруженных предельно слабых образовании и продолжить эту работу с помошью современной светоприемнои аппаратуры, в диссертации эта проблема больше не обсуждается.

Детальная UBV-Фотометрия центральной части галактики М 81 проводилась по пластинкам 6-м, 2-м и 1-м телескопов. Данные Фотометрии свидетельствует о том, что юго-западная часть галактики М 81 является более слабой и красной, чем северо-восточная, а самая красная серпообразная область лиска, с СВ-ЧО > 1.1, совпадает с пылевой полосой, располагающейся перед внутренним юго-западным спиральным рукавом. Имея ввиду результаты анализа Фотометрической структуры галактики М 31, можно заключить, что юго-западная область малой оси галактики М 81 соответствует более близкой части галактики. Подтвеждено также заметное покраснение всей северозападной части галактики. По-видимому этот Факт согласуется с существованием пылевого кольца Арпа, самые южные части которого как раз проецируются на рассматриваемую часть изображения М 81.

Морфология балджа галактики М 81 исследовалась на базе изофот-ных карт с высоким разрешением и с помошью морфологических Функции. Изменения поверхностной яркости, показателя цвета, позиционного угла и отношения полуосей в зависимости от эквивалентного радиуса изофоты свидетельствуют о том, что в центральной части галактики М 81 обнаруживаются образования типа мини-бара и структуры типа внутреннего кольца. Их размеры составляют соответственно О. 64 и 1. 54 кпк.

В ©2.4 сравниваются распределения молодых звезд и газа галактики М 33. По таутенбургским пластинкам, было обнаружено 20 самых далеких звездных ассоциации, располагающихся на расстоянии 40' С8 хпс) от центра М 33. Таким образом к 1988 г. был закончен обзор звездных ассоциаций по всему диску этой галактики.

Крупномасштабное распределение голубых звезд и газа галактики М 33 исследовалось с помощью компьютерной обработки каталогов 481 ассоциаций и 3599 звезд высокой светимости. Распределение поверхностной плотности нейтрального водорода, поверхностной яркости диск а и разных параметров поверхностной плотности ОВ-звезд хорошо иллюстрирует генетическую связь между газом и молодым звездным населением галактики М 33. В частности, ярчаишие, т. е. самые массивные ОВ-звезды галактики И 33 наблюдаются в центральной части галактики и в кольцеобразной области диск а с радиусом кпк. Кольцевая структура области самой высокой концентрации массивных голубых звезд лучше выявлена у Sb галактик М 31 и М 81, в центральных областях которых такие звезды не обнаруживаются. Сделан вывод о том, что во всех частях диска галактики М 33 наблюдаются проявления продолжающегося звездообразования, активность которого коррелирует с концентрацией газа.

В ©2. 5 описаны результаты поверхностной фотометрии образовании повышенной яркости галактики М 51, которые выделялись по UBV-пластинкам 2-м роженского телескопа.

Анализ структуры галактики М 51 проводился с помощью медианной Фильтрации с диаметром круглого окна % 1 ' . Продемонстрированы известные особености галактики М 51 С NGC 5494) и ее спутника NGC 5495 — присутствие овалов С мини-баров} в балджах двух галактик и бара в спутнике, который является пересеченной спиралью. Спиральные рукава галактики М 51 состоят из звездных комплексов с видимыми размерами до нескольких десятков угловых секунд. Выявлена "теневая" пара слабоконтрастных и разорванных спиральных рукавов.

В галактике М 51 выделены и исследованы 298 ярких компактных деталей спиральных рукавов с размерами в несколько секунд дуги и величинами в интервале 18-20 mag. Для этих образования, по-видимому являющихся звездными ассоциациями, определены эквивалентные диаметры, интегральные величины и показатели цвета. При сравнении деталей гистограмм интегральных U-величин 481 ассоциации галактики М 33 и 243 кандидатов в ассоциации галактики М 51, в качестве нижней границы модуля расстояния до М 51 определено значение 29. О mag. На базе гистограммы размеров кандидатов в ассоциации галактики М 51 в качестве оценки модуля расстояния определено значение 29.2 mag Сб. 9 мпк5.

Если принять, что в М 51 выявлены не ассоциации, а агрегаты из ассоциаций, то можно получить верхнюю оценку модуля расстояния. При модальном размере этих образовании в Местной группе галактик 220 пк, оценка модуля расстояния галактики М 51 составляет 31.5 mag С20 мпк!> , что является весьма нереальным.

В S2. 6 описана Фотометриия 120 спиральных галактик, видимых с ребра. Эти объекты являются гомогенной выборкой галактик типа Sc—Sd, отобранных по критерию отношения полуосей а/Ь > 7.

Для плоских галактик с ребра характерна тесная корреляционная связь между их диаметрами и ширинами HI-линиим. Поэтому диаметры этих галактик являются хорошими индикаторами расстояния, что открывает возможности для исследования крупномасштабных отклонении от Хаббловского потока на расстояниях 100-200 мпк. Однако, из-за предполагаемого высокого внутреннего поглощения света, плоские галактики с ребра обычно исключались из Фотометрических и спектральных исследовании. К началу 90-х годов число галактик этого типа с детальными Фотометрическими данными составляло 12.

После обработки ПЗС-кадров галактик получались прока либрованные изофотные карты, морфологические Функции и профили разного типа. При яркости Фона ночного неба в R-лучах порядка 20.5 mag/o", уровень слабейшей выводимой изофоты составлял 25.8 mag/o". В результате Фотометрии для каждой галактики получены оценки диаметра, отношения полуосей, звездные величины для изофотных уровней 23 и 24 mag/o", центральные яркости галактики и ее диска, а также индекс типа, профиля. Последний из вышеуказанных параметров оценивает степень отклонения наблюдаемого профиля от экспоненциального.

Анализ профилей плоских галактик с ребра показал, что примерно

1/3 из них обладает экспоненциальным профилем, 1/3 обнаруживает заметный центральный пик, вызванный балджем и у 1/3 заметно понижение центральной яркости, по-видимому из-за более высокого внутреннего поглощения и/или отсутствия заметного балджа. Показано, что для галактик с хорошо выраженными балджами в среднем характерна большая ширина линии HI , т.е. у них большая амплитуда внутренних движении. Отмечено, что при большом внутреннем поглощении, диаметр галактики является более надежным индикатором расстояния, чем интегральная величина.

В результате проделанной работы число плоских галактик, видимых с ребра, для которых уже имеются Фотометрические данные, увеличено в 10 раз.

В §2.6 вынесены основные результаты исследовании, описанные во второй главе диссертации, а именно: проведена крупномасштабная поверхностная Фотометрия близкиус галактик М 31, М 81, М 51 и исследовано распределение индикаторов молодого звездного населения в лиске галактики М 33; выявлены области повышенной яркости, соответствующие звездным комплексам галактики М 31 и продемонстрирована спиральная структура галактики, являющейся двухрукавнои и закручивающейся; на базе анализа морфологии и сравнения с галактикой М 31, в галактике М 81 обнаружены образования типа мини-бара и внутреннего кольца;

-- на примере галактики М 33 продемонстрирована теснейшая связь между плотностью газа и активностью звездообразования; впервые выявлены и проФотометрированы % 300 образовании повышенной яркости в диске галактики М 51, являющихся кандидатами в звездные ассоциации; с их помощью получена оценка модуля расстояния М 51; впервые получены Фотометрические и морфологические данные для полной выборки из 120 ярчаиших спиральных галактик, видимых с ребра; в результате работы число таких галактик, для которых уже имеются фотометрические данные, увеличено в 10 раз.

В третьей главе диссертации приводятся результаты фотометрии ярчаиших звезд и кандидатов в шаровые скопления близких галактик поздних типов, а также оценки модулей расстояния этих галактик.

В §3.1 описана постановка задачи.

Несмотря на важность проблемы определения расстоянии до галактик, к началу 80-х голов были получены Фотометрические модули расстояния только для 10-15 близких галактик. В качестве курьеза можно отметить, что после многих пересмотров модуль расстояния до ближашеи Сна северном небе} группы галактик М 81 оценивался в границах 26 - 29 mag, что соответствует расстоянию от 1.6 до 6.6 мпк. Поэтому на 6-м телескопе была реализована большая наблюдательная программа для определения расстоянии примерно до 20 галактик комплекса М 81 - 1С 342. Автор разрабатывал методику и проводил фотометрическую обработку наблюдательного материала для 8 галактик .

При Фотометрии звезд по пластинкам 6-м телескопа были обнаружены кандидаты в шаровые скопления. Поэтому лучшие пластинки использовались для системного поиска и Фотометрии таких объектов. Впервые были обнаружены кандидаты в шаровые скопления в 12 галактиках комплекса М 81 — 1С 342. В результате проделеннои работы число близких галактик, у которых кандидаты в шаровые скопления обнаружены по морфологическим параметрам, увеличилось в два раза.

Естественным продолжением исследования ярчаиших звезд в разрешающихся галактиках явилась наблюдательная программа звездной Пзс-фотометрии и определения расстоянии до нескольких десятков карликовых иррегулярных галактик с лучевыми скоростями <500 км/с. Автор проводил звездную Фотометрию в 20 карликовых иррегулярных галактиках.

В ©3.2 приводятся результаты исследования галактик комплекса М 81 - 1С 342. Наблюдения проводились в первичном Фокусе 6-м телескопа на пластинках KODAK IlaO и IlaD. Ширина атмосферного изображения составляла 1.5" - 2.0". Предел пластинок в V-лучах составлял примерно 23 mag. В ряде случаев наблюдательный материал не имел мировых аналогов.

Фотометрия звезд проводилась с помощью микроденситометра АМЛ-1 в CAO. Звездные величины определялись при помощи метода апертурнои Фотометрии, после линеаризации фотографического изображения с подходящим полиномом. Результатом Фотометрии для каждой галактики является диаграмма цвет-величина ее ярчаиших звезд.

Расстояния до галактик определялись при помощи трех их ярчаиших красных и голубых звезд. Этот метод применен к 8 галактикам поздних типов: М 81, HoIX, NGC 2366, 1С 2574, NGC 4236, NGC 1560, NGC 2976 и DDO 165.

Поскольку галактика М 81 является одним из важнейших столпов шкалы внегалактических расстоянии, Фотометрическому исследованию ее ярчайших звезд уделено больше внимания. Предварительный просмотр пластинок 6-м телескопа свидетельствовал о том, что в предыдущей работе Сэндиджа, проводившейся в 1984 г. , некоторые яркие красные и голубые звезды этой галактики не Фотометрирова-лись. В результате проделанной работы оказалось, что средние V-величины ярчаиших кандидатов в красные и голубые сверхгиганты этой галактики составляют 19.2 и 18.2 mag. Абсолютные величины этих звезд хорошо соответствуют калибровкам метода ярчаиших звезд.

В S3.3 описаны результаты обнаружения и Фотометрии кандидатов в шаровые скопления 15 галактик поздних типов близкого комплекса М 81 — 1С 342.

Поиск шаровых скоплении проводился визуально, по морфологическим признакам. По предварительному анализу пластинок 6-м телескопа, контратипов и крупномасштабных репродукции были выработаны и применены соответствующие критерии отбора. Видимые размеры кандидатов в шаровые скопления составляют 2"-4". Эти объекты слегка диффузные, круглые, с нейтральным показателем цвета. Они отличаются от звездных изображении пониженной центральной яркостью и уширеннои периферией.

Обнаружено 60 кандидатов в шаровые скопления галактики М 81. Ярчаишие из них, с абсолютной звездной величинои примерно -8. 4 mag, существенно слабее ярчаиших шаровых скоплении Млечного пути и галактики М 31 и немного ярче самых ярких скоплении галактики М 33. В галактике М 81 заметно присутствие некоторой популяции голубых скоплении как у галактики М 33.

В галактиках NGC 2366, 1С 2574 и NGC 4236 были обнаружены и профотометрированы 30 кандидатов в шаровые скопления, а в галактиках HoIX, NSC 1560, DDO 165, Holl, Hol, UGCA 105, 1С 10 и ÜGCA 86. — 49 таких объектов. В галактиках М 82, NGC 2976 и NGC 3077 также были замечены кандидаты в шаровые скопления, но качество атмосферных изображении на пластинках было признано неудовлетворительным.

Сделан вывод, что видимые звездные величины обнаруженных кандидатов в шаровые скопления хорошо согласуются с модулями расстояния исследованных галактик, оцененных по методу ярчаиших звезд. Исключением, может быть, являются галактики 1С 2574 и Но

IX, у которых видны очень яркие кандидаты в шаровые скопления.

В ©3.4 описаны результаты ПЗС-Фотометрии 20 карликовых иррегулярных галактик.

Для изучения пространственной структуры и поля скоростей Местного блина необходимо знание расстоянии до нескольких сотен близких галактик, большинство из которых являются иррегулярными карликами. Для определения расстоянии до таких галактик нельзя применять ряд методов — шансы обнаружить цефеиды, планетарные туманности или вспышку сверхновой довольно малы, а метод Талли-Фишера не подходит из-за его низкои точности, применительно к карликовым галактикам. Вместе с тем, эмпирическая линейная зависимость между светимостью ярчайших голубых звезд и светимостью родительской галактики простирается от гигантских спиралей до карликовых иррегулярных систем без существенного возрастания дисперсии. Судя по галактикам в близких группах, стандартная оценка модуля расстояния по методу ярчайших звезд составляет примерно О.4 mag.

При определении расстоянии до карликовых галактик предпочтение всегда отдавалось объектам в группах. Поэтому до недавнего времени практически отсутствовали оценки Фотометрических модулей расстояния для одиночных иррегулярных галактик. Однако, именно такие объекты представляют наибольший интерес при изучении местного поля пекулярных скоростей, поскольку их скорости меньше искажены вири-альными движениями.

Автор проводил ПЗС-Фотометрию звезд в 20 карликовых иррегулярных галактиках по кадрам, полученным с 6-м телескопом. Изображения галактик приведены в Приложении П1, а их диаграммы цвет-величина — в Приложении П2 диссертации.

Исследовались галактики UGC 2SB, UGC 2905, UGC 3755, DDO 43, DDO 46, DDO 47, UGC 4115, NGC 3274, Mkn 178, Arp 234, NGC 3741, DDO 99, DDO 126, NGC 4068, UGC 8215, Mkn 209, Arp 211, NGC 42.14 и Mkn 86. В каждой галактике проводилась Фотометрия ЗО-ЮО звезд. Ярчайшие кандидаты в красные и голубые сверхгиганты отбирались на базе диаграмм цвет-величина в системе BV, а в 6 случаях использовались и данные в системе R. С помощью метода ярчайших звезд впервые определены модули расстояния до этих галактик, которые находятся в интервале 27.7-30.О mag.

Видимое распределение ярчаиших голубых и красных звезд 12 галактик свидетельствует о том, что характерный размер "очага звездообразования" , каким представляется каждая карликовая иррегулярная галактика, составляет 1-2 кпс. Степень изолированности некоторых из исследованных галактик крайне высока, и, по-видимому, они эволюционируют в автономном режиме.

В конце ©3. 4 приводятся свидетельства того, что пекулярные скорости галактик, располагающихся далеко от сверхгалактическои плоскости, являются в среднем отрицательными. Лучевые скорости 8 изолированных карликовых галактик на высоких сверхгалактических широтах оказываются систематически ниже ожидаемых при изотропном хаббловском расширении с параметром Н = 75 хн/с/нпк. Данные для 12 других одиночных иррегулярных галактик и для 9 близких групп и пар галактик тоже показывают довольно отчетливую тенденцию уменьшения локальной величины параметра Хаббла от 80 кн/с/нпк для экватора до 50 км/с/мпк на высоких сверхгалактических широтах. На базе этих данных делается заключение, что расширение Местного блина в полярном направлении происходит в полтора-два раза медленнее, чем в его экваториальной плоскости. В конце ©3.4 приводится таблица с данными об исследованных галактиках.

В ©3.5 вынесены основные результаты, полученные в третьей главе диссертации: уточнены оценки модулей расстояния для галактик Но IX, NGC 2366, 1С 2574, NGC 4236 и впервые получены Фотометрические модули расстояния для галактик NGC 1560, NGC 2976 и DDO 165; выявлены новые кандидаты в ярчайшие красные и голубые сверхгиганты галактики М 81, которые хорошо соответствуют калибровкам метода ярчаиших звезд; обнаружены кандидаты в шаровые скопления в 12 близких галактиках поздних типов: М 81, NGC 2366, 1С 2574, NGC 4236, HoIX, NGC 1560, DDO 165, Holl, Hol, UGCA 105, 1С .10 и UGCA 86; впервые построены диаграммы цвет-величина и оценены Фотометрические модули расстояния для 20 карликовых иррегулярных галактик — UGC 288, ÜGC 2905, UGC 3755, DDO 43, DDO 46, DDO 47, UGC 4115, NGC 3274, Mkn 178, Arp 234, NGC 3741, DDO 99, DDO 126, NGC 4068, ÜGC 8215, Mkn 209, Arp 21.1, NGC 4214 и Mkn 86;

-- получено свидетельство того, что лучевые скорости галактик, располагающихся вне плоскости Местного блина, систематически ниже ожидаемых при изотропном хаббловском расширении, при этом индивидуальная величина параметра Хаббла уменьшается примерно от 80 км/с/Мп к для сверхгалактического экватора до 45 К7-1/с/Мпк на высоких сверхгалактических широтах.

В четвертой главе диссертации исследуются возможности многомерных методов для определения расстоянии на базе размеров и величин галактик определенных типов, с использованием трех ярчаиших красных и голубых звезд и при помощи Функции светимости ярчайших голубых звезд галактики.

В §4.1 дана постановка задачи улучшения методов определения расстояния. Кроме поиска новых индикаторов расстояния, решение автор видит в использовании большего числа наблюдаемых параметров галактик и исследовании возможностей многомерных калибровок методов для оценивания расстояния в каждом конкретном случае.

В начале параграфа обсуждается применение такого подхода к задаче определения звездной величины т. при фотографической

Фотометрии звезд. Классическии метод состоит в использовании одномерной регрессии т. = /Со! } , где с! параметр фотографического в э изображения звезды. Автор показал, что при помощи многомерной 2 регрессии т = ^"Сс? , с? , ^ I), где с? — параметр Фона возле звезды, а

3 О о г — расстояние от центра пластинки, стандартная ошибка Фотометрии становится существенно ниже. Таким же образом могут быть представлены методы определения модуля расстояния ^ = рСр>ф или пекулярной скорости ДК = фСр,с£> галактики, где р -- вектор индикаторов расстояния С видимая звездная величина пг, видимыи размер а и т. п. I) , а ц — вектор независящих от расстояния калибраторов (.'дисперсия скоростей эллиптическои галактики г>, ширина линия Н1 спиральной галактики показатель цвета и т.п.}.

В начале §4. 2 вводится соответствующая терминология и даются математические модели задачи. Оценка пекулярной скорости галактики с помощью одного индикатора расстояния р и одного калибратора с? может быть представлена в виде <Д 1д У> ~ 1д V ~ Пр,<?) , где V -наблюдаемая хаббловская скорость, а I - линейная модель калибровки. Ситуация вполне аналогична случаю фотографической Фотометрии звезд. Индикатор расстояния р Ст.е. 1д а или лО , который заранее скорректирован за поглощение в Млечном пути, красное смещение и т. д. , участвует в калибровке линеиным образом, поскольку его значение убывает пропорционально с увеличением 1д К. Независящий от расстояния калибратор с? С 1д г> или 1д ггО предсказывает абсолютные значения индикатора также в линейном приближении, что ожидается в теории и подтверждается наблюдениями. Естественное многомерное обобщение предыдущей оценки, в которой обозначено использование нескольких индикаторов и нескольких калибраторов, может быть представлено в виде <Д 1д У> 1д V -Цр^,р . . »£?1'(?2»- • • ) ? где Л — многомерная линеиная модель оценки скорости.

Эффективность метода определения расстояния С или пекулярной скорости) оценивается малостью стандартной ошибки пекулярной скорости с(

Для исследовании возможностей многомерных калибровок использовались однородные наблюдательные данные для эллиптических галактик и спиральных галактик видимых с ребра. Эллиптические галактики традиционно используются для определения расстоянии в задачах космологии. Аналогичную роль могут исполнять и спиральные галактики видимые с ребра, которые до недавнего времени не привлекали внимания астрономов.

В случае эллиптических галактик использовались лучевые скорости К, звездные величины т. в В-лучах, эффективные радиусы г , потоки инфракрасного излучения / в области X = Ю0 мк , дисперсии внутренних скоростей г>, поверхностные яркости ц , средние показатели цвета СВ-ГО и СУ-ГО и соответствующие им средние градиенты ДСВ-ГО/Д1дг и ДСи-ГО/Д1дг для выборки эллиптических галактик. Многомерные калибровки исследовались при помощи 38 галактик с тремя индикаторами расстояния — т., 1д г, 1д / и четырьмя калибраторами — 1д г>, СВ-ГО, СУ-В), ДСи-1-0/Д1д г .

Для спиральных галактик с ребра использовались значения больших осей аг и аЪ, отношения осей в В- и Р<:-лучах, звездные величины в В-лучах тп, потоки 5 радиоизлучения в Н1-линии на 21 см, ширины Н1 -линии и> и др. На примере 117 галактик применялись четыре индикатора расстояния — 1д а , 1д аь> гк> 1д 5 и три калибратора — 1д и>, 1д (а/Ъ 1д(а/Ь)ъ.

При обработке данных для эллиптических галактик показано, что по отношению к нулевому приближению С без калибраторов} метод Фабер-Джексона С с одним калибратором — 1д гО уменьшает величину о в 1.6-2.0 раза. Увеличение числа индикаторов и калибраторов приводит к дополнительному уменьшению а. По отношению к методу фабер-Джексона использование двух индикаторов и четырех калибраторов увеличивает точность почти в 1.5 раза, т.е. в итоге получается с(

В случае спиральных галактик с ребра по отношению к нулевому приближению С без калибраторов} использование лучшего индикатора 1д а с калибратором 1д С метод Талли-Фишера} уменьшает величину су в г

1.3-1.8 раза. При введении еще двух индикаторов и трех калибраторов су уменьшается, но всего в 1.1 раза. В итоге получается су(< А 1д />) = 0.14. Отмечается, что несмотря на отсутствие существеного уменьшения величины а, структура облака точек на диаграмме остаточных отклонении заметно меняется — распределение величин <Д 1д У> приближается к нормальному. На базе этого примера сделан вывод: либо в выборке присутствуют галактики с довольно большими пекулярными скоростями, либо присутствуют галактики, природа которых заметно отличается от "средней".

Далее описана апробация многомерного метода на примере 349 спиральных галактик с отношением осей Ъ/а < О. 7. В качестве индикаторов расстояния использовались видимые диаметры О и звездные величины т. галактик в В-лучах, а в качестве калибраторов -- ширины Н1 линии ь>, отношения полуосей аУЬ и структурный тип галактики Т.

При применении метода Талли-фишера оценка пекулярной скорости дается в виде <Д 1д У> ~ 1д У ~ С1.62 1д и> + сопб1) , при а = 0.22.

В рассматриваемом примере по отношению к нулевому приближению метод Талли-Фишера обеспечивает уменьшение величины су(

1.36 раза. В результате поиска дополнительных калибраторов оказалось, что лучшие результаты получаются с помощью линейной комбинации параметров 1д и>, Ь/а и Г. В итоге, для оценки пекулярной скорости галактики использовалась двумерная линейная регрессионная зависимость типа <Д 1д У> = 1С <Д 1д Ю . <Д 1д • при с (<Д 1д К >) = 0.18, где <Д 1д У> ~ V - 1-^С 1д и», Ь/а, Т) и

А 1а У'- = 19 И - С1д Ь/а, Г) — многомерные калибровки, э т т ' основанные на использовании величин D или т в отдельности. В рассмотренном на 349 спиральных галактик примере мног©параметрический метол обеспечивает уменьшение величины с() в 1.22 раза по отношению к методу Талли-фишера.

В ©4. 3 на базе современных данных для 17 близких галактик прокалиброваны разные Формы метода определения расстояния при помощи ярчаиших звезд галактики позднего типа. Вид зависимостей модуля расстояния (т-М)оот интегральной величины галактики BCgD^ и средних величин ее трех ярчаиших красных и голубых звезд, соответственно VCSFD^ и ВСЗВ)^, следующий: с? = 0.24. a = 0.41.

О. 40 ВСЗВ) , о

Метод прокалиброван и для случаев отсутствия данных в полосе В. Результаты применены к выборке 15 других галактик, включая три предполагаемых члена скопления Virgo. Обсуждаются проблемы с расстояниями до галактик Sextans В, 1С 10, Но II, Но IX, NGC 4522; и др. Делается вывод, что точность метода вполне удоволетвори-тельна и его можно уверенно применять до расстоянии порядка 20 Мрс. Остановимся более подробно на результатах, полученных в ©4.3.

Зависимости между абсолютной величиной галактики позднего типа и абсолютными величинами ее трех ярчаиших красных и голубых звезд Сзависимости Сэндиджа и Тамманна) уточнялись многократно для близких 10-15 галактик и использовались для определения расстоянии до более далеких галактик. В результате применения прежде всего этого метода, уже известны модули расстояния более чем для одной трети всех галактик с лучевыми скоростями <500 км/с.

Метод ярчаиших звезд применялся вплоть на расстояниях скопления Virgo. С помошью этого метода выявлена крупномасштабная анизотропия распределения пекулярных скоростей галактик в Местном блине С©3.4). По-видимому, определение Фотометрических модулей расстояния для нескольких сотен близких галактик поздних типов одна из актуальных задач современной астрономии, для решения которой метод ярчаиших звезд является весьма подходящим.

Астрофизически« базис метода ярчаиших звезд простои. т~ -м)о = 3 .73 - 0.38 ВС д) 4 о 1 .40 VC 3FO , о т- » 3 .83 - 0.61 ВС д) w о + 1 .59 ВС ЗВЭ , о т- -М)о a 00 о и и .60 .21. - 0.45 ВС ф * о + 1 .06 VC 3FD + о

Зависисимости абсолютных звездных величин ярчайших звезд от абсолютной величины галактики интерпретируются прежде всего как статистическии эффект: чем больше галактика, тем выше вероятность нахождения в ней более ярких звезд. Модели таких зависимостей рассчитывались на ЭВМ, однако следует отметить некоторую неопределеннось из-за возможных проявлении различия химического состава и начальной Функции масс звездообразования в галактиках.

Для применения метода ярчаиших звезд к разрешающейся на звезды галактике нужны всего два изображения в разных Фотометрических системах, но считается, что этот метод не очень надежный и его иногда не включают в число методов для определения расстоянии. Ситуация в некоторой мере оправдана, так как практическая реализация метода ярчаиших звезд сталкивается с определенными трудностями. Ошибка интегральных звездных величин самых близких галактик, по которым производится калибровка метода, по-видимому велика. Отбор ярчаиших звезд, а также учет поглощения света всегда сопровождаются некоторой неуверенностью. Среди кажущихся ярчаиших красных звезд в галактиках могут попадаться карлики Млечного пути и далекие галактики, а среди ярчаиших голубых звезд -- кратные звезды и звездные скопления. С удалением галактики, а также с увеличением ее наклона к лучу зрения, обнаружимость настоящих ярчаиших звезд ухудшается. В случаях карликовых галактик, являющихся проявлением одного очага звездообразования, возникают проблемы другого характера: в случае экстремально молодого С или малочисленного} звездного населения могут не наблюдаться ярчайшие красные сверхгиганты, а в случае проэволюционировавшего звездного населения — ярчаишие голубые сверхгиганты. Тем не менее для далеких галактик практические возможности обнаружения и использования более надежных инидикаторов расстояния -- цефеид и планетарных туманностей — малы. Это еще в большей степени относится к карликовым иррегулярным галактикам, число которых вероятно составляет 2/3 от всех галактик Местного сверхскопления. По-видимому, метод ярчаиших звезд остается пока самым подходящим методом для массового определения расстоянии в близкой Вселенной.

Калибровки метода, опубликованные другими авторами свидетельствуют о том, что стандартная ошибка определения модуля расстояния по ярчаишим звездам составляет О „4 - 0.6 mag. Однако анализ исходных данных в этих работах приводит к более оптимистичному выволу — если для калибровки метода используются только галактики с хорошо известными расстояниями и надежной Фотометрией, стандартная ошибка может быть примерно в полтора раза меньше.

С другой стороны в последние годы в литературе появилось много новых Фотометрических исследований, выполненных с помощью ГГЗС-приемников, получены более точные расстояния до близких галактик и опубликованы первые определения расстоянии с помощью цефеид до более далеких галактик. Поэтому дальнейшее развитие метода ярчайших звезд потребовало очередного пересмотра существующего наблюдательного материала. с упором на новейшие ПЗС-обзоры близких галактик.

В S4. 3 получены зависимости абсолютных величин трех ярчайших красных и голубых звезд, соответственно VC3RD и BC3BDq от абсолютной величины галактики ВСgD , где индекс " " означает, что из

J о о значения соответствующей величины вычтено поглощение в Млечном пути. Кроме того, с помощью метода наименьших квадратов рассчитаны прямые калибровки зависимости модуля расстояния (т-М) от BCgD^,

VC 3RD и ВС 3BD . о о

Апробация калибровок проведена на примере 15 других галактик. Выделены случаи, когда определение расстояния до конкретной галактики сталкивается с проблемами разного характера. Модули расстояния, оцененные при помощи многомерной калибровки для 9 "беспроблемных" тестовых галактик, оказались Св рамках ошибки 0.1-4 magD примерно такими же, как и у других авторов.

Показано, что метод ярчайших звезд не подходит для карликовых галактик промежуточного типа CPhoenix, PiscesD, модули расстояния до которых сильно преувеличиваются. По-видимому, метод должен применятся весьма осторожно к проэволюционировавшим иррегулярным галактикам типа Sextans В, и, может быть, Pegasus, у которых обнаруживается дефицит голубых сверхгигантов и избыток красных сверхгигантов. Вероятно таковой является и галактика WLM, которая существенно уклоняется от калибровочных зависимостей в работах друг их ав торов.

Проблемой другого характера являются карликовые галактики типа 8R 8, DDO 187 и DDO 210, в которых обнаруживается избыток голубых сверхгигантов и дефицит красных сверхгигантов. Расстояния до таких галактик, оцененные по красным, по голубым или по красным и голубым звездам вместе, сильно различаются. В этот класс нельзя включать галактики Но II и Но IX, у которых наблюдаются довольно заметные популяции голубых и красных звезд. Может быть они располагаются ближе, чем считалось раньше С©3.2).

Полученные калибровки метода ярчаиших звезд применены и в двух более сложных случаях. Подтверждено, что модуль расстояния галактики 1С 10 составляет примерно 25 mag. Показано, что галактика NGC 4523, которая видна в направлении скопления Virgo является карликовои галактикои переднего Фона.

На базе проделанной работы заключается, что метод ярчаиших звезд достаточно точен и его можно уверенно применять до расстоянии порядка 20 Мрс. Калибровки метода, которые приводятся выше обеспечивают такую же систему модулей расстояния как и другие известные Формы метода.

Применение метода ярчаиших звезд в ряде случаев сталкивалось с существенными трудностями. Так например, оценка модуля расстояния до важных "стандартных"' галактик Pegasus и Но IX зависела от учета или исключения однои-двух ярких звезд. Кроме того, в ряде случаев обнаруживался избыток или дефицит голубых звезд, однако учитывая всего три голубые звезды галактики, мы не имели возможности более уверенно выделить эти случаи. По-видимому, должно увеличиться количество используемых звезд, что требует по крайней мере применения Функции светимости голубых звезд.

В ©4.4 приводятся результаты калибровки дифференциальной Функции светимости в качестве индикатора расстояния. По литературным данным построены сглаженные дифференциальные Функции светимости ярчаиших голубых звезд, отобранных по критерию CB-VO < О. 4, для 38 галактик. В качестве индикатора расстояния прокалибрована величина VC5) , для которой значение Функиии светимости составляет 5 звезд в интервале 0.5 mag. Лля 15 близких галактик построена калибровка зависимости модуля расстояния (т-М) от интегральной величины галактики М Сд) и величины VC5D . Вид ее следующий: в о о

Сm-M) = 1.08 - 0.87 В(g) + 1.85 V(5) , о = 0. 39 mag о о о

Калибровка применена к 27 другим галактикам. Лля 19 карликовых галактик модули расстояния, полученные по методу ярчаиших звезд и по методу Функции светимости согласуются с точностью 0.33 mag. Выявлены карликовые галактики с избытком CL.MC, NGC 2366, Sextans

A, GR 8, DDO 187!) и с дефицитом С Sextans В, Pegasus} голубых звезд. Остановимся более подробно на этих вопросах.

Среди недостатков метода ярчаиших звезд С©4.3}, которые обсуждались в литературе много раз и из-за которых иногда этот метод не включается в число рабочих методов» следует выделить соглашение об использовании всего трех ярчаиших красных и голубых звезд. Поскольку среди отобранных красных звезд могут попадаться карлики Млечного пути и далекие галактики, а среди голубых -кратные звезды и звездные скопления, практическое применение метода ярчаиших звезд всегда сопровождается некоторой неуверенностью и субъективизмом.

Представляется целесообразным повысить надежность метода ярчаиших звезд на базе увеличения статистики. Такие попытки уже делались. В 1986 г. Хессель показал, что существует С хотя и довольно грубая!) корреляция между интегральной абсолютной величинои галактики М^Сд}^ и числом ее голубых звезд с абсолютными величинами М < -6 mag. На самом деле речь идет о корреляционной В связи между МвС д!> и избранной точкой абсциссы интегральной Функции светимости голубых звезд. Исходя из диаграммы, опубликованной Хесселем, можно заключить, что при использовании этой корреляционной связи стандартная ошибка оценки модуля расстояния была бы больше О. 6 mag.

В качестве индикатора расстояния мы сначала использовали абсциссу VC 15 точки пересечения дифференциальной Функции светимости С далее ФО в логарифмическом представлении с линией log N - О, являющейся оценкой середины интервала с размером в О.S mag, в который попадает только одна яркая голубая звезда галактики. Вид калибровки модуля расстояния следующий:

Cm-M) = S.67 - 0.33 8(g) + 1.32 V(l) , a = 0.37. о о о

Метод подходит если проФотометрировано достаточно много звезд. Этого можно достичь в случаях близких галактик Сценою увеличения разрешения и предельной величины фотометрии}, однако такой подход нельзя рекомендовать для далеких карликовых галактик, число наблюдаемых голубых звезд в которых может быть мало. Из таких же соображений нельзя использовать и ФС красных звезд, тем более что в карликовых галактиках они иногда не наблюдаются.

Далее в качестве индикатора расстояния прокалибрована величина VCS!>o, которой соответствует значение сглаженной ФС log N = 0.7. Величина VC5) является серединой интервала Сс ширинои О.S mag), в который попадают 5 голубых звезд галактики. Звезды отбирались по критерию CB-V) < 0.4. Использовались звездные величины в полосе V, поскольку Фотометрические данные приводится чаше всего в V лучах, а диаграммы цвет-величина представляются в координатах V -CB-V), V - CV-R) или V - CV-I). В процессе работы сравнивались оценки величин VC 5) с оценками аналогичных величин ВС5), полученных на базе Фотометрии в В лучах. В большинстве случаев не было заметной разницы между этими величинами. По-видимому, для совокупности голубых звезд, отбранных по критерию CB-V)^ < О. 4, имеет место в среднем CB-V5 = О.

ФС строились с интервалом 0.5 mag и шагом 0.25 mag, с пере-крытем интервалов. Таким образом получалось в два раза больше значении ФС, чем в работах других авторов. Затем проводилось сглаживание ряда данных с помошью скользящего среднеарифметического значения по трем точкам. Последняя операция проводилась в логарифмической шкале, где ФС должна быть приблизительно прямой линиеи. Применение сглаживания в линеинои шкале, в которой ФС представляется экспонентой, приводит к смешению ряда данных в сторону более ярких величин на О. 1-0.2 mag. Использовались Фотометрические данные для 20 - 30 ярчайших голубых звезд. ФС ярчаиших голубых звезд для 38 галактик даны в Приложении ПЗ.

В качестве оценки величины VC 5) С индикатор расстояния) бралась абсцисса точки пересечения ломаной линии, представляюшеи ФС, с линиеи log N = 0.7. Используемая процедура построения ФС приводит к тону, что в оценке величины VC5) используются Фотометрические данные примерно для 10 звезд. Внутренняя ошибка, оценки величины VC5), которая на самом деле зависит от учета . или исключения однои-двух звезд, составляет не более О. 2 mag. В этом смысле величина VC3), которой соответствует значение ФС log N = 0.5, оказалась хуже и не использовалась.

Отметим, что переход к использованию не самых ярких голубых звезд весьма привлекателен, так как уменьшает вероятность ошибочного использования кратных звездных систем и голубых звездных скоплении, которые наблюдаются в виде ярчаиших голубых объектов галактик, но на пределе разрешения не отличаются от звезд. Он уменьшает и относительным вклад Фоновых голубых объектов. С этой точки зрения лучше было бы использовать величину VC1CO, которой соответствует значение ФС lag N = 1 Сценою более глубокой фотометрии). Однако анализ литературных источников показывает, что в случаях карликовых галактик значение ФС log N = 1 иногда не достигается. Величина VC5D на самом деле не требует более глубокой Фотометрии. Она примерно на О. 5 mag слабее средней V величины трех ярчаиших голубых звезд, а ярчайшие красные звезды галактики, которые всегда желательно выявить, слабее ярчаиших голубых на О. S -1. О mag.

В Приложении ПЗ видно, что чаще всего Формы ФС сложны, а в случаях, когда их можно представить прямыми линиями, диапазон изменения наклонов прямых велик. По-видимому можно сделать некоторую классификацию галактик по виду их ФС. Эта проблема пока выходит за рамки диссертации.

В конце ©4. 4 делается вывод о том, что построенная калибровка ФС обеспечивает примерно такую же систему модулей расстояния, как и метод ярчаиших звезд, со стандартной ошибкой порядка 0.4 mag. При этом, в отличие от метода ярчаиших звезд, метод ФС в меньшей степени зависит от присутствия незвездных и случайных голубых объектов.

Калибровка применялась к 26 галактикам. Показано, что метод ФС не подходит для случаев большого количества фоновых звезд CIC 105 , при неполных обзорах звезд СМ 1005, для карликовых галактик промежуточного типа С Phoenix, Piesces) и для карликовых галактик в Фазе вспышки звездообразования (UGC 6565). Ссылаясь на надежность цеФеидных модулей расстояния и ПЗС данных, сделано заключение, что калибровка не подходит и для галактик типа Sextans Е< и Pegasus, у которых, по-видимому, обнаруживается дефицит голубых звезд. Представителем этого типа может оказаться и галактика WLM, которая, как и в 04.3 использовалась в качестве стандартной, но в работах других авторов она существенно отклоняется от калибровочных зависимостей.

Несмотря на то, что калибровка метода ФС рассчитана на базе данных, которые иногда представлялись не очень надежными, следует отметить четкое выделение группы галактик с избытком голубых звезд. Здесь это галактики М 101, LMC, NGC 2366, Sextans A, GR 8 и DDO 187. В ©4. 3 в аналогичном плане выявляются галактики NGC

2403, М 33 и DDO 210, а М 101 и Sextans А не так заметны. По-видимому, если будет обнаружен простои способ учета активности звездообразования, точность метода ФС может быть существенно пов ышена.

В ©4. 4, как и в ©4.3, расстояния галактик Но II и Но IX являются проблемами. Они оказываются существенно меньше, чем аефеидное расстояние до галактики М 81. С другой стороны, наличие заметных популяции красных звезд у Но II и Но IX отличает их от галактик с избытком голубых звезд С NGC 2366, DDO 187, GR 8), для которых метод ФС резонно дает заниженные оценки расстояния.

В ©4.5 вынесены следующие результаты четвертой главы: многомерные методы определения расстояния, основанные на третичных индикаторах дают заметный выигрыш в точности по отношению к одномерным методам в случае эллиптических галактик и в случае спиральных галактик;

-- на базе современных данных из литературы построены новые калибровки метода ярчаиших звезд, обеспечивающие несколько более высокую точность и такую же систему расстоянии, как и предыдущие; продемонстриравана надежность метода вплоть до расстоянии скопления Virgo; впервые реализован метод для оценивания расстоянии галактик, основанный на Функции светимости ярчаиших голубых звезд; построены Функции светимости для 38 галактик поздних типов; выделены галактики с избытком и с дефицитом голубых звезд.

Результаты, защищаемые автором:

1. Методика и быстрые алгоритмы для поверхностной Фотометрии изображении протяженных объектов.

2. Результаты исследовании Фотометрических структур и проявлении процесса звездообразования в близких спиральных галактиках М 31, М 81, М 33, М 51 и спиральных галактик, видимих с ребра. Выводы о двухрукавнои спиральной структуре закручивающегося типа галактики М 31 и о существовании образовании типа мини-бара и внутреннего кольца в балдже галактики М 81.

3. Методика и быстрые алгоритмы для звездной фотометрии в густонаселенных полях разрешающихся на звезды галактиках поздних типов.

4. фотометрия ярчайших звезд и оценки модулей расстояния галактик комплекса М 81 - 1С 342 по ярчайшим звездам. Обнаружение кандидатов в шаровые скопления в галактиках того же комплекса.

5. ПЗС-Фотометрия ярчайших звезд и первые определения модулей расстояния изолированных карликовых иррегулярных галактик на расстояниях 3.5-10 Млк.

8. Многомерные обобщения методов определения расстояний до галактик разных типов на базе их видимых размеров и интегральных величин, а также при помощи ярчайших звезд галактик поздних типов.

Научная новизна работы состоит в следующем:

1.Разработаны новые методы и быстрые алгоритмы для Фотометрической обработки цифровых изображении галактик. Разработана методика и быстрые алгоритмы для звездной Фотометрии в густонаселенных полях разрешающихся галактик поздних типов.

2. Получены систематические данные об обшей Фотометрической и спиральной структуре галактики М 31 с высоким разрешением. Впервые выявлена спиральная структура галактики на расстояниях порядка 2 кпс от ее центра. Впервые получены детальные данные о морфологии центральной части галактики М 81, где обнаружены образования типа мини-бара и внутреннего кольца. На базе сравнения гистограмм интегральных яркостей и размеров ассоциаций галактик М 33 и М 51 получена оценка расстояния до галактики М 51. Впервые проведена Фотометрия полной выборки ярчаиших 120 спиральных галактик, видимых с ребра.

3. Построены диаграммы цвет-величина ярчайших звезд и определены расстояния для 8 галактик комплекса М 81 - 1С 342 С для трех из этих галактик — впервые}. Впервые обнаружены и проФото-метрированы кандидаты в шаровые скопления в 12 галактиках этого комплекса. На базе ПЗС-Фотометрии звезд впервые оценены расстояния до 20 карликовых иррегулярных галактик.

4. При исследовании возможностей многомерных калибровок методов определения расстоянии, основанных на третичных индикаторах, получен заметный выигрыш в точности по отношению к одномерным методам. Метод ярчаиших звезд прокалиброван на базе новейших Фотометрических работ в литературе. Впервые в качестве индикатора расстояния прокалиброван выбранный параметр функции светимости ярчайших голубых звезд галактик поздних типов.

Практическое значение работы. В процессе исследований разработаны и внедрены в практику методы для повышения эффективной чувствительности наблюдении. Создана система для анализа и контроля свойств астроэмульсии. Представленные в диссертации методические результаты автора используются для наблюдении и обработки изображении на Роженскои обсерватории СБолгария) и в CAO РАН.

Полученные в работе многочисленные Фотометрические данные являются основой для проведения различного рода исследовании строения и эволюции галактик и систем галактик.

Результаты, представленные в диссертации, могут быть использованы в CAO РАН, ИНАСАН, ГАО РАН, ГАИШ МГУ, НА Болгарской АН С БАЮ, АО ЛГУ, ФИАН, ИКИ, ГАО АНУ и в ряде других учреждении, связанных с проведением исследовании в области внегалактической астрономии.

Апробация работы проведена на астрофизических семинарах конференциях и симпозиумах. Основные результаты диссертации докладывались на астрофизических семинарах CAO РАН, НА БАН, НАО Рожен БАН > ТАО СЭстония), ИА Потсдам, на Кафедре астрономии Софийского университета, на научно-технических конкурсах CAO и др.

Результаты исследовании автора представлялись на международных конференциях Astrophotography'S7 СЙена, 1987), Conference of Photometry СДублин 1992), Astronomy from Wide-Field Imaging С Поте-Ь дам, 1993), >; на Конференции, посвещеннои столетному юбилею обсерватории Софийского университета ССофия, 1994) и др.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Георгиев, Цветан Борисов

Основные выводы. Отраженные в диссертации результаты, полученные автором в процессе многолетних фотометрических исследовании близких галактик на различных телескопах и при помощи разных методов наблюдении и обработки данных, позволяют сделать следующие основные выводы.

1. При исследовании крупномасштабной структуры галактики М 31 подтвержден и интерпретирован ряд особенностей распределения поверхностной яркости и показателей цвета. Морфологические Функции и остаточные изображения, полученные с помощью подходящего применения метода медианной Фильтрации, свидетельствуют о существовании двухрукавнои спиральной структуры закручивающегося типа и мини-бара в галактике М 31.

2. При Фотометрии галактики М 81 и сравнении с результатами исследования галактики М 31, подтверждены и интерпретированы особенности распределения яркостей и цвета М 81. При исследовании мор>-фологии центральной части балджа галактики М' 81 с высоким угловым разрешением обнаружены образования типа мини-бара и внутреннего кольца. Особенности балджа галактики М 81 сопоставлены с данными других авторов, свидетельствуюшини о возможной двухкомпонентности эллиптических галактик и балджеи спиральных галактик.

3. Впервые выявлены и профотометрированы % 300 образовании повышенной яркости в диске галактики М 5.1, являющихся кандидатами в звездные ассоциации. На базе сравнения гистограмм интегральных величин и размеров ассоциации галактик М 33 и М 51 получены оценки модуля расстояния галактики М 51 имеющие хорошее согласие.

4. Ярчайшие области спиральных рукавов галактики М 31 соответствуют участкам самой высокой плотности водородного кольца в ее плоскости, где на расстояниях 8-10 кпк от центра в хорошо выраженных спиральных рукавах, имеют место самые заметные проявления процесса звездообразования. Кольцевая структура области самой высокой кониентрации массивных голубых звезд хорошо выявлена и у галактики М 81. Теснейшая связь между плотностью газа и активностью звездообразования продемонстрирована лучше весго на примере галактики М 33, где ярчайшие, т. е. самые массивные ОВ-звезды галактики М 33 наблюдаются в центральной части галактики и в кольцеобразной области лиска с радиусом % 5 кпк. В отличие от галактик М 33 и М 51, в центральных областях галактик М 31 и М 81, такие звезды не обнаруживаются.

5. Впервые получены Фотометрические и морфологические данные для полной выборки из 120 ярчаиших спиральных галактик, видимых с ребра. В результате проделанной работы число таких галактик, для которых уже имеются Фотометрические данные, увеличено в Ю раз. Отмечено, что для галактик с хорошо выраженными балджами в среднем характерна большая ширина линии HI, т.е. у них больше амплитуда внутренних движении.

6. На базе звездной фотографической Фотометрии по пластинкам 6-м телескопа уточнены оценки модулей расстояния для галактик Но IX, NGC 2366. 1С 2574, NGC 4236, впервые получены Фотометрические модули расстояния для галактик NGC 1560. NGC 2976, DDO 165. Кроме того выявлены новые кандидаты в ярчайшие красные и голубые сверхгиганты галактики М 81, которые хорошо соответствуют калибровкам метода ярчайших звезд. Величины ярчайших красных и голубых звезл галактики И 81 составляют, соответственно, 19.2 и 18.2 mag. Если эти звезды принадлежат галактике М 81, то их абсолютные звездные величины должны быть -8.6 и -9.6 mag, т.е. на 0.5 mag слабее соответствующих типов звезд в галактике М 101.

7. По лучшим пластинкам 6-м телескопа обнаружены кандидаты в шаровые скопл&ния и для 12 близких галактик поздних типов — М 81, NGC 2366, 1С 2574, NGC 4236, НоIX, NGC 1560, DDO 165, Holí, Hol. ÜGCA 105, 1С 10 и UGCA 86. Число обнаруженных и проФотометриро-ванных в системе BV кандидатов в шаровые скопления составляет 139. Их распределения по абсолютным величинам и показателям цвета соответствуют распределениям ШС галактик LMC и М 33. На базе проделанной работы заключается, что видимые звездные величины обнаруженных кандидатов в ШС хорошо согласуются с модулями расстояния исследованных галактик, оцененных по методу ярчаиших звезд. Исключением, может быть, являются галактики 1С 2574 и Но II, у которых видны очень яркие кандидаты в ШС. Ярчайшие кандидаты в ШС галактики М 81 более слабые.

8. На базе звездной ПЗС-ФОтометрии 20 карликовых иррегулярных галактик поздних типов получены следующие результаты: а) Впервые построены диаграммы цвет-величина и оценены Фотометрические модули расстояния для галактик UGC 288, UGC 2905,

UGC 3755, DDO 43, DDO 46, DDO 47, UGC 4115, NGC 3274, Mkn 178, Aro 234, NGC 3741, DDO 99, DDO 126, NGC 4068, UGC 8215, Mkn 209, Arp 211, NGC 4214 и Mkn 86» Расстояния до исследованных галактик находятся в интервале 3.5 — 10 мпк. б) При поноши оцененных расстояний получено свидетельство того, что лучевые скорости изолированных галактик, пар и групп галактик, располагающихся вне плоскости Местного блина, систематически ниже ожидаемых при изотропном хаббловском расширении. Этот Факт подтвержден на базе данных из литературы для 12 других одиночных иррегулярных галактик и при помощи 9 близких групп и пар галактик. Каждая из трех систем данных свидетельствует о том, что индивидуальная величина параметра Хаббла уменьшается от 80 км/с/мпк для экватора до 50 км/с/мпк на высоких сверхгалактических широтах.

9. По многомерным калибровкам методов определения расстоянии, основанным на третичных индикаторах, отмечен заметный выигрыш в точности для эллиптических галактик, при одновременном использовании двух индикаторов расстояния и четырех калибратороЕ, а также для спиральных галактик, при одновременном использовании двух индикаторов расстояния и трех калибраторов.

10. На примере спиральных галактик, видимых с ребра увеличение числа используемых параметров не приводит к существенному уменьшению величины стандартного значения оценки пекулярной скорости. По-видимому этот класс объектов является довольно гомогенной выборкой.

11. На базе современных данных для 17 близких галактик прокалиброваны три Формы метода ярчаиших звезд. Стандартные ошибки калибровок для красных, для голубых и для красных и голубых звезд вместе, составляют соответственно О. 24, 0.41 и 0.21 mata- Рассчитаны и калибровки для случаев отсутствия В величин. Обсуждено применение калибровок на примере 15 других галактик. Модули расстояния, оцененные с помощью многомерной калибровки метода ярчаиших звезд для 9 тестовых галактик, оказались примерно такие же, как и у других авторов. Показано, что метод ярчайших звезд не подходит для карликовых галактик промежуточного типа. СPhoenix, PiscesD, модули расстояния до которых сильно преувеличиваются. По-видимому, метод должен применяться весьма осторожно и к проэволю-ционировавшим иррегулярным галактикам типа Sextana В, и, может быть, Pegasus и WLM, у которых обнаруживается дефицит голубых сверхгигантов и избыток красных сверхгигантов. Расстояния до галактик GR 8, DDO 187 и DDO 210, у которых обнаруживается избыток-голубых сверхгигантов и дефицит красных сзергигантов, оцененных по красным и по голубым звездам сильно отличаются. В этот класс нельзя включать галактики Но II и Но IX, у которых наблюдаются довольно заметные популяции голубых и красных звезд и которые на самом деле могут быть ближе, чем считалось до сих пор.

12. Впервые построены ФС ярчайших голубых звезд для 38 галактик поздних типов и оценены величины VC5) Сем.©4.4) для 42 галактик. На базе данных о 15 близких галактиках рассчитана калибровка модуля расстояния в зависимости от величины галактики ВС q) и

- о величины VC5) . Калибровка, со стандартной ошибкой порядка О.4 mag, обеспечивает примерно такую же систему модулей расстояния, как и метод ярчайших звезд. В отличие от метода ярчаиших звезд, метод функции светимости в меньшей степени зависит от присутствия незвездных и случайных голубых объектов. Калибровка метода функции светимости применялась к 26 галактикам. Показано, что этот метод не подходит для случаев большого вклада фоновых звезд Млечного пути CIC ICO, при неполных обзорах звезд галактики СМ 100), для карликовых галактик проме;куточного типа С Phoenix, Pisces), для карликовых галактик с дефицитом голубых звезд CSex.t^ns В, Pegasus, и, может быть WLM) и для галактик в Фазе вспышки звездообразования САгр 234). Метод Функции светимости, как и метод ярчаиших звезд, свидетельствует о том, что галактики Но II и Но IX располагаются существенно ближе, чем галактика М 81. Наличие заметных популяции красных звезд у Но II и Но IX отличает их от галактик с избытком голубых звезд С NGC 2366, DDO 187, GR 8), для которых метод Функции светимости резонно дает заниженные оценки расстояния.

13. При калибровках методов ярчаиших звезд и Функции светимости выделена гр:/ппа галактик с избытком голубых звезд -- М 101, NGC 2403, М 33 LMC, NGC 2366, Sextans A, GR 8, DDO 187, DDO 210. По-видимому, если будет обнаружен простой способ учета активности звездообразования, точность методов, основанных на ярчаиших звездах, может быть существенно повышена.

14. Методические разработки автора — создание пакета программ для Фотометрии протяженных и звездных объектов, вместе с соответствующими быстрыми алгоритмами, являются основой для текущих исследований галактик, проводимых с его участием.

Благодарности. Автор хотел бы отметить, что успешное завершение исследовании, отраженных в диссертации, было бы невозможно без помощи и поддержки большого числа его коллег и друзей.

Содействие при изготовлении и наладке аппаратуры и наблюдательной методики со стороны болгарских коллег В.Цинцарова, И. Памукчие-ва, И. Парова, К.Ярымова, Х.Маркова, Р. Гетова, Л. Колева, Т. Томова, И.Илиева и др. во многом определило уровень работ автора, основанных на наблюдениях с 2-м болгарским телескопом.

Разработка методики для циФровои обработки изображении и реализации ряда быстрых алгоритмов состоялась благодаря многолетнему сотрудничеству и обмену мнении с болгарскими коллегами Я.Белласом, В.Голевым, Т.Боневым и др. , с сотрудниками Лаборатории исследования крупномасштабной структуры CAO РАН И. Д. Караченцевым (.'заведующим лабораторией) , А. И. Колыловым, Н.А.Тихоновым и др. , с астрономами CAO В. Л. Афанасьевым, А. И. Шаповаловой, с сотрудниками Лаборатории информатики CAO А. ф. Назаренко и В. С.Шергиным» а также с Г.М.Рихтером С Астрофизический институт Потсдам).

Наблюдательные результаты, отраженные в диссертации f получены при содействии многих коллег, среди которых см&му&т специально отметить предоставление первоклассного наблюдательного материала со стороны ф. Бернгена, Г.Иванова, Х.Маркова, Р. Гетова, И.Л.Караченцева, Н.А.Тихонова и Ю.Н.Ефремова.

На Формирование интересов автора большое влияние оказали научные контакты с Г.Ивановым, А. С. Шаровым, Ю.Н.Ефремовым, И. Л. Караченцевым, В. Л. Афанасьевым и др.

Особое место в жизни автора занимают периоды его визитерства в CAO, где многолетное сотрудничество с И. Л. Караченцевым, Н. А. Тихоновым, А. И. Колыловым, С. С. Каисином, Г. Г. Короткоеои, М. Е.Шаринои, Л. Н. Макаровой, Л.И.Макаровым и др. привело к завершению ряда значительных по обьему и сложности совместных исследовании. Это было бы невозможно без гостеприимства администрации CAO во главе с В. Л. Афанасьевым и Ю. Ю. Балегой.

Всем перечисленным лицам автор выражает свою глубокую благодарность и признательность.

Автор с благодарностью отмечает, что его работа была поддержана грантами ESO С&ЕЕ Programme А-02-16 и А-04-27, а также грантом Ф-342/93 Министерства Науки и Образования Болгарии. t{f

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Георгиев, Цветан Борисов, 1996 год

1. Апарисио и др. 1987 CAparicio A., Barsia-Pelayo J.M., Moles M.,

2. MeInick J.), A&ApS 71 277 Апарисио и др. 1988a'CAparicio A., Garsia-Pelayo J.M., Moles M.), A&ApS 74,.367

3. Апарисио и др. 1988b CAparicio A., Sarsia-Pelayo J.M., Moles M.), A&ApS 74, 375

4. Апарисио и др. 1995 CAparicio A., Сера Л., Gallart С., et al.), AJ 110, 212

5. Апплетон и др. 1981 (Appleton P.,Davies R.„Rubin V.), MNRAS 195,237 Apn 1964 CArp H.), ApJ 139, 1045 Apn 1965 (Arp H.), Science 148, 361

6. Apn 1966 CArp H.), Atlas of Peculiar Galaxies, ApJS 14, 1 Баркхед 1978 (Burkhead M.S.), ApJS 38, 147

7. Баркхед, Сиидс 1971 (Burkhead M., Seeds M.), AAS Photo Bull. 1,15

8. Батлер 1973 (Butler C.J.), The Irish AJ 10, 251

9. Баттистини и др. 1987 (Battistini P., Bonoli F., Bressagi A.et al.), A&AS 67, 447 Бек и др 1989 CBeck R., Loiseau N., Hummel E., Berkhuijsen E.M.,

10. Grave R. , Vielebinski R.), A&A 222, 58 Беркхшзен и др. 1988 CBerkhuijsen E., Humphreys R.M., Ghigo F.D.,

11. Zumach W«), A&ApS 76, 65. Билкина Б. , Гетов P. , Георгиев Ц. , 1991, Cooöis. CAO 67, 119 Борисенко A. , Витковскии В. , Желенкова О. , Копылов А. , Маркелов С. ,

12. Рядченко В., Шергин В. 1990, Астрофиз. Исслед.СИзв.CAOD 32, 157 Брандт и др. 1972 (Brandt J.C., Kalinovski J.K., Rosen R.G.), ApJS 24, 421

13. Брезолин и др. 1993 (Bresolin F., Piotto В., Capaccioli M.), AJ 105, 1779

14. Бута 1984 (Buta R.J), Dissertation, The Univ. of Texas,

15. Crane P.C., Rots A.H.), A&A 24, 59 Ватанабе 1983 CVatanabe M. ) , Annals Tokyo Astron.Observ 19, 121. Вильсон 1992 CWilson C.D.), AJ 104, 1374

16. Вильсон 1994 CWilson C.D.), in (eds. A.Layden, R.C.Smoth,

17. Corwin H.G., Buta R . J . , Fouque P., Paturel G.), Third Reference Catalogue of Bright Galaxies, Spinger-Ver1ag, New York (RC3) Вокулер, Лонго 1988 Cde Vaucouleurs G., Longo G.),

18. Catalogue of visual and infrared photometry of galaxies,

19. Уп1уег si ty of Texas, Austin

20. Георг иев Ц. Б. 1987, Канд. диссертация, Болгарская АН, София

21. Георгиев Ц. Б. 1988а, Письма в АЖ 14, 129

22. Георг иев Ц. Б. 1988b, Письма в АЖ 14, 806

23. Георг иев Ц. Б. 1988с, Письма в АЖ 14, 882

24. Георгиев Ц. Б. 1989, Астрофиз.исслед. Болг . АН 5, 23

25. Георгиев Ц. Б. 1990а, Астрон. Цирк. 1543, 37

26. Георгиев Ц. Б. 1990b, Астрофиз. исслед. С Изв. САО> ЗО, 111

27. Георг иев Ц. Б. 1990с, Астрофиз . исслед. СИзв . CAOD 30, 127

28. Георгиев U. Б. 1991, Астрофиз.исслед. СИзв . CAO) 33, 213

29. Георгиев ц. Б. 1992, Письма в АЖ 18, 739

30. Георгиев 1994а CGeorgiev Т.D in Ceds.) MacGillivray H.T. et

31. Astronomy from wide-field imaging (Proc. of the IAU Symposium No.161), 311

32. Георгиев 1994b CGeorgiev T.) in Сeds.) MacGi11ivray H.T. et al,

33. Astronomy from wide-field imaging (Proc. of the IAU Symposium No.161), 715

34. Георгиев 1995a, CGeorgiev T.B.), IAU Commission 9,

35. Working group on Wide-field imaging, Newsletter No.7 Георгиев 1995b, CGeorgiev T.B.), IAU Commission 9,

36. Working group on Wide-field imaging. Newsletter No.В Георгиев 1996a CGeorgiev Т.), Bull.SAO 39, 124 Георгиев 1996b CGeorgiev Т.), Bui I.SAO 39, 131 Георгиев 1996c CGeorgiev T.D, Bull.SAO 39, 140 Георгиев 1996d CGeorgiev Т.), Bull.SAO 41,

37. Георгиев Ц., Иванов Г. 1991, Астрофиз. исслед. СИзв. САОЗ 31, 29 Георгиев и др. 1990 СГеоргиев Ц. , Гетов Р. , Заманова В. ,

38. Иванов Г.), 1990, Письма в АЖ 16, 979 Георгиев и др. 1991а CGeorgiev Т.В., Tikhonov N.A.,

39. Karachentsev I.D., Bilkina B.I.), AS

40. Сообш. САО 67, 111 Георгиев и др. 1991с СГеоргиев Ц., Тихонов Н., Караченцев И.3,

41. Письма в АЖ 17, 387 Георгиев и др. 1991d СГеоргиев Ц., Тихонов Н., Караченцев И.)

42. Письма в АЖ 17, 994 Георгиев и др. 1992а CGeorgiev Ts., Bilkina В., Tikhonov N.3, A&AS 96, 569

43. Георгиев и др. 1992b CGeorgiev Т., Bilkina В., Tikhonov N.3, A&AS 95, 531

44. Георгиев и др. 1992с CGeorgiev Ts., Tikhonov N., Bilkina В., Getov R., Nedialkov P.), Astrofis.Issled.(Izv.SAO), 36, 43 Георгиев и др. 1993a CGeorgiev Т., Tikhonov N., Karachentsev I.), Astron.Astrophys.Trans., in print

45. Георгиев и др. 1993b CGeorgiev Т., Tikbonov N., Karachentsev I.),

46. Георгиев и др. 1996b СГеоргиев Ц. Б. , Билкина Б. И. , Вылчев Т. С. ,

47. Ленчева Н.М.), Письма в АЖ 22. Георгиев и др. 1996с СГеоргиев LI. Б. , Билкина Б. И. , Вылчев Т. С. ,

48. Ленчева Н. М. 3, Письма в АЖ 22. Георгиев и др. 1996d CGeorgiev Т.В., Bilkina B.I., Dencheva N.f!.,

49. Valchev T.S.), Bui I.SAO 41. Гетов P. , Георгиев LI. 1988, Письма в АЖ 14, 811

50. Гетов Р. , Георгиев Ц. 1990, АстроФиз. иссм&м. С Изв. CAOD 32, 3 Гетов Р. , Георгиев Ц. 1991, Письма в АЖ 17, 393

51. Готтесман, Вельяшев 1977 (Gottesmann S.Т.,Veliachev L.3, АрJ 195,23 Греджио и др. 1986 С Greggio L.D, А&Ар 160, 111

52. Греджио и др. 1995 CGreggio L., Marconi L., Tosi M., Focardi P.), AJ 105, 894

53. Деивидж, Джоунз 1989 (Davidge T.J., Jones J.H.), AJ 97, 1607 Демер и др. 1984 (Demers S. , K'ibblewhite E.J., Irwin M.J.,

54. Bunclark P.S., Bridgeland M.T.), AJ 89, 1160 Джакоби и др. 1992 (Jakoby G.H., Branch D., Ciardullo R. et al.),

55. PASP 104. 599 Дифли 1968 (Difley J.A.5 AJ 73, 762

56. Дресслер и др. 1987 (Dressier A., Linden~Bell В., Burnstein D.et. al.), ApJ 313, 42 Елиот 1980 (Elliot J., ed.), Applications of the Digital Image

57. Processing in Astronomy, Proc. of the SPIE 264 Елмегрин и др. 1995 CElmegreeen D.M., Chromey F.R., Johnson C.O.),

58. AJ 110» 2102 Ефремов Ю. H. 1980, Письма в АЖ 6, 275 Ефремов JO. Н. 1985, Письма в АЖ 11, 169

59. Ефремов Ю. Н. 1989, Очаги звездоойразования в галактиках,

60. Москва, Наука Ефремов Ю. Н. , Иванов Г.Р. 1982, Письма в АЖ 8, 585 Ефремов и др. 1987 (Efremov Yu., Ivanov G., Nikolov N.),

61. ApSpSci 135. 11? ^ Ефремов Ю. H. , Караченцев И. Л. , Караченцева В. Е. 1986,

62. Письма в АЖ 12,434 Ефремов Ю. Н. , Корчагин В. И. , Марочник Л. С., Сучков A.A. 1989,

63. Успехи Физ.наук 157, 599 Заритски, Лоу 1986 (Zaritsky О., Lo K.Y.), ApJ 300, 66 Зикграф, Хэмфри 1991 (Zickgraf F.J., Humphreys R.M.), AJ 102. .113

64. Зихова и др. 1987 CZichova Q.,Zicha J.,Tsintsarov V.,Iliev L. Georgiev Т., in ed. Marx, S. , F'roc. of the IAU Symposium "Astrophotography'87", Jena, Dordrecht Reidel 19S8, 49 Иванов 1987 Clvanov G. ) ApSpSci 136, 113

65. Иванов и др. 1993 Clvanov 6.R., Freedman W.L., Madore В.), ApJS 89, 85

66. Иванов и др.1989 Clvanov G., Georgiev Т., Kunchev P.D,

67. Ap.Sp.Sci.159,103 Иванов, Кынчев 1986 (Ivanov G., Kunchev Р.), Astr.Nachr. 307, 379 Ичикава и др. 1989 (Ichikawa S. , Okamura S., Wcitanabe M. et al.),

68. Караченцев 1994 (Karachentsev I.), Astron.Astrophys.Trans. 6, 1 Караченцев И.Л. 1996 (частное сообщение)

69. Караченцев и др. 1991а (Karachentsev I.D., Tikhonov N.A.,

70. Georgiev T.B., Bilkina В Л., Sharina M.E.), A&ApS 91. 503 Караченцев и др. 1991b СKarachentsev I., Tikhonov N., Georgiev Т.

71. Bilkina В., Sharina M.3, A&AS 91, 503 Караченцев и др. 1992, CKarachentsev I., Georgiev Т., Kajsin S., Коруlov A., Ryadchenko V., Shergin V.), Astron. Astrophys. Trans. 2, 265

72. Караченцев и др. 1994 CKarachentsev I.D., Kopylov A.I.,

73. Kopylova F.G.), Bull»SAD 38, 5 Караченцев, Тихонов 1993a (Karachentsev I.D., Tikhonov N.A.) AApS 100, 227

74. Караченцев, Тихонов 1993b (Karachentsev I.D., Tikhonov N.A.), in feds) G.Mevlan, P.Prugniel, ESO/OHP Workshop on Dwarf galaxies (ESG Conference and Workshop Proceedings No.49), 109 Караченцев, Тихонов 1994 t'Karachentsev I.D., Tikhonov N.A.),

75. AAp 286, 718 (KT) Карвало, Лиорговски 1989 (Carvalho R.R., Diorgovski S.), ApJ 341, L37

76. Креин, Кяр 1980 (Crane P., Kjar K., eds). Proceedings of the ESO

77. Workshop on Two.dimensional Photometry, Noordwijkerhout„ 1979

78. Кынчев и Иванов 1984 (Kunchev P., Ivanov G.), ApSpSci 106, 371 Ландольт 1992 (Landolt A.U.), AJ 104, 340

79. Лестер и др. 1990 (lester D.? Carr J., Joy M., Caffney N.),

80. ApJ 352, 544 Ли 1995 (Lee M.G.), AJ 110, 1129

81. Линде, Сэндидж 1963 (Lynds C.R., Sandage A.), ApJ 137, 1005 Мадор. Фридман 1991 (Madore В.F., Freedman W.L.), PASP 103, 933 Макарова Л.H. , Караченцев И. Л. , Георгиев Ц.Б. 1996«

82. Письма в АЖ 1996 22, Маури, Маршал 1984 (Maury А., Marchai J.) Occas.Repts.Roy.Obs.

83. Edinbourgh 14, 17 Меткальф, Шанкс 1991 CMetcalfe N. Shanks Т.), MNRAS 250, 438 Миллер 1971 СMi 11er W.C.), AAS Photo-Bull. 4, 3 Миллер 1977 CMiller W.C.), AAS Photo-Bu11.16, 3

84. Недялков и др. 1989 (Nedialkov P.L., Kourtev R.G., Ivanov G.R.),

85. ApSpSci 162, 1 Нието, Видал 1984 (Nieto J., Vidal J.), A&Ap 135, 190 Нильсон 1973 (Nilson P.), Uppsala General Catalogue of Galaxies,

86. Uppsala Astron.Observ.Ann. 6, 1 Нютон 1980 (Newton K.), MNRAS 190, 689

87. Огерл, Хессель 1991 (Oegerle W.R., Hoessel J.D.), ApJ 375, 15 Павлова и др.1996 CPavlova N., Shapovalova A., Borngen F.,

88. Georgiev Т.), Bull.SAO 39, 47 Паирс и др. 1992 (Pierce M.J., McClure R.R„, Racine R.), ApJ 390, L45

89. Патюрель 1989 (Paturel G.), in eds. Corwin H., Bottinelli L.,

90. The World of the Galaxies, New York, Springe!—Verlag, 505 Патюрель и др. 1992 CPaturel G., Bottinelli L., Fouque P., Gouguenheim L.), Catalogue of Principal Galaxies,

91. Observatoire de Lvon (PGC-ROM) Пелетье и др. 1990 CPeletier R.F., Davies R.L. Illingworth G.D.et al„), AJ 100. 1091 Перельмутер, Расин 1995 CPerelmuter J.-M., Racine R.),

92. AJ 109, 1055 Проник И. И. , Чуваев K.K 1971, Изв.КрАО 43, 101 Саха, Хессель 1991 CSaha A., Hoessel J.G.), AJ 101, 465. Симкин 1967 CSimkin S.), AJ 72. 1032

93. Стаиков Ю. , Памукчиев И. , Георгиев Ц. , Билкина Б. , 1990,

94. Астрофиз . исслед. СИзв . САО) 3S, 197 Старк. Муртаг 1994 (Starck J.-L, Murtagh F.), ESO Sei.Preprint 978 Стетсон 1987 CStetson P.B.), PASP 99, 191.

95. Сообш. CAO 67. 106 Тихонов и др. 1991b CTikhonov N.Bilkina В.,Кагасbentsev I.,

96. Georgiev Т.), A&AS 39. 1 Тихонов и др. 1992 CTikhonov N.A., Karachentsev I.D., Bilkina

97. B.I., Sharina M.E.), Astron.Astrophys.Trans. 1, 269 Тихонов, Макарова 1996 CTikhonov N., Makarova L), AN (in print) Толстой и др. 1995a (Tolstoy E., Saha A., Hoessel J.G.,

98. Daniel son G.E.), AJ 109, 579 Толстой и др. 1995b (Tolstoy E., Saha A., Hoessel J.G.,

99. McGluade K. ) , AJ 110, 1640 Тоси и др. 1991 (Tosi M., Greggio L., Marconi G., Focardi P.), AJ 102, 951

100. Трефферс, Ричмонд 1989 CTreffers R.R., Richmond M.W.), PASP 101, 725

101. Тронеон и др. 1991 СThronson H.A. Wilton С., Ksir A.), MNRAS 252, 543

102. Тьюк и Дж. 1981, Анализ результатов наблюдении, Наука, Москва Уайт 1993 СWhite R.L.), Restoration. Newsletter of STScI' s Imaoe

103. Restoration Project 1, 11 Фабер, Джексон 1976 (Faber S.M., Jackson R.E.), ApJ 204, 668 Фераро и др. 1989 CFerraro F.R., Fusi Pecci F., Tosi M,,

104. Buonano R.), MNRAS 241, 433 Фишер, Талли 1981 (Fisher J.R., Tully R.B.), ApJS 47, 139 Фридман A.M. 1986, АЖ 63, 884

105. Фридман 1984 CFriedman W.L.), PhD Thesis, University of Toronto Фридман 1986 CFriedman W.L.), in (eds) C.W.H. De Loore, A.J.Willis,

106. Хессель 1986 CHoessel J.G.), in (eds) C.W.H. De Loore, A.J.Willis, P. Laskarides. Luminous Stars and Assocoations in Galaxies, 439 Хессель и др. 1993 (Hoessel J.G., Abbott M.J., Saha S., Mossman

107. A.E., Danielson G.E.) AJ 100, 1151 Хессель, Андерсон 1986 (Hoessel J.G., Anderson N.), ApJS 60, 507

108. Хессель. Даниельсон 1983 (Hoessel J.G., Danielson G.E.), ApJ 271. 65

109. Хессель. Даниельсон 1984 (Hoessel J.G., Danielson G.E.), ApJ 286, 159

110. Хессель, Мелник 19S0 (Hoessel J.G., Melnick J.), A&Ap 84, 317 Хессель, Мулл 1982 (Hoessel J.G., Mould J.R.), ApJ 254, 38 Хессель и др. 19B3 (Hoessel J.G., Schommer R.A., Danielson G.E.),

111. ApJ 274, 577 Ходж 1973 CHodge P.W.), ApJ 182, 671

112. Ходж. Кенникутт 1982 CHodge P.W., Kennicutt R.C.), AJ 87, 264 Холмберг 1950 (Holmberg E.), Medd.Lunds Obs.Ser.II. No.128 Хопп и Шульте-Ладбег 1987 (Hopp U., Schulte-Ladbeck R.E.D, A&Ap 183, 5

113. Хопп и Шултье-Ладбег 1995 (Hopp U., Schulte-Ladbeck R.E.3, A&ApS 111. 527

114. Хуанг Т. 1984, Быстрые алгоритмы в ииФровои обработке изображении,

115. Мир, Москва Хэмфри 1979а (Humphreys R.M.), ApJS 39, 389 Хэмфри 1979b (Humphreys R.M.), ApJ 231, 384 Хэмфри 1980 (Humphreys R.M.), ApJ 238, 65 Хэмфри 1983 (Humphreys R.M.), ApJ 269, 335 Хэмфри 1937 (Humphreys R.M.), PASP 99, 5

116. ХэмФри, Ааронсон 1987a (Humphreys R.M., Aaronson M.), AJ 94, 1156 Хэмфри, Ааронсон 19S7b (Humphreys R.M., Aaronson M.), ApJ 318, L69 ХэмФри и др. 19S6 (Humphreys R.M., Aaronson П., Lebofski M,,

117. A., Serokov E.3, Comt.Rend. l'Acad. Bulgare des Sci. 40, 5 Цинер 1979 (Ziener R.), Astr.Nachr. 300, 127

118. Proc. of the IAU Symposium "Astrophotography'87", Jena,

119. Dordrecht Reidel 1988. 42 Цинцаров и др. 1990s CTsintsarov V. Panov M. Georgiev T.)

120. АстроФиз.исслед.СИзв . CAO) 32, 201 Шабанов 1981 ÍShabanov M.F.) in ed. Heudier Л. --L. » Sim M.E.,

121. Astronomical Photography, Nice, 95 Шанкс и др. 1992 СShanks T. Tanvir N.R., Major J.V. et al.),

122. MNRAS 256, 29 Шарина M. E. , Караченцев И. Д. , Георгиев LI. Б. , 1996,

123. ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ И ЛИЧНШ ВКЛАД АВТОРА

124. И^ 57 публикации по теме диссертации основные результаты представлены в следующих 45 работах.

125. Георгиев, Билкина 1984 СGeorgiev Is., Bilkina В.), in eds.

126. Mar;-: S., Ziener R„, Astronomical instruments and methods of observations, Proc. of the Symposium of the Subcomission No.7 of the IAU, 36-40, On the use of 0RW0 2U21 astroemuIsion in the conditions of underexposure

127. Георгиев. U. , Иванов Г. 1985, Письма в АЖ 11, 178-183, Распределение поверхностной яркости поперек спирального рукава S4 в галактике Андромеды

128. Георгиев Ц. 1988а, Письма в АЖ 14, 129-139

129. О спиральной структуре галактики М 31 в Ц-лучах

130. Георгиев Ц. 1988b, Письма в АЖ 14, 806-810 Фотометрические диаграммы изображения галактики М 31

131. Георгиев Ц. 1988с, Письма в АЖ 14, 882-887 Морфологические Функции изображения галактики М 31

132. Георгиев Ц., Билкина Б. 1988, Астрон.Цирк.1530, Звездные комплексы во внутренней части галактики М 31

133. Гетов Р., Георгиев Ц. 1988, Письма в АЖ 14, 811-816, Наблюдения образовании низком поверхностной яркости в области галактик М 81 и М 82

134. Георгиев Ц., Билкина Б., Иванов Г. 1989, АстроФйз.исслед. Болг.Акад.Наук 5, 13-22, О градиентах поверхностной яркости галактики М 31

135. Георгиев Ц. .1989, АстроФйз. исслед. Болг. Акад. Наук 5, 23-32. Крупномасштабная Фотометрия диска галактики М 31

136. Иванов и др. 1989 СIvanov 6-, Georgiev Т., Kunchev P.) Ap.Sp.Sci. 159, 103.107, The outermost associations of M 33

137. Гетов P. , Георгиев Ц. 199D, Астрофиз. исслед. СИзв. CAO) 32, 3-9, О распределении яркостей и цветов балджа галактики М 81

138. Георгиев Ц., Гетов Р., Заманова В., Иванов Г., 1990 Письма в АЖ 16, 979-988, UBV поверхностная фотометрия ассоциации и оценка модуля расстояния галактики М 51

139. Станков JO. , Памукчиев И. , Георгиев Li. , Билкина Б. , 1990, АстроФиз . исслел. СИзв . САО) 32, 197-200, Усовершенствованный микрофотометр Роженсхои обсерватории

140. Георгиев Ц. , 1990а, Астрон. Цирк. 1543, 37.38, О повышенииэффективности Фотоматериалов в и~Л2/чах с помощью предзкспозиции в В-лучах

141. Георгиев 1990b CGeorgiev T.D, АстроФиз. исслел.СИзв.САО) 30,111.126, The Rozhen image processing package and some of itsa p p I i с a t i on s

142. Георгиев 1990c CGeorgiev Т.), АстроФиз . исслел.СИзв.САОЗ 30, 127-137, The residual image method and some of itsapplications

143. Тихонов и др. 1991a CTikhonov N., Georgiev Т., Bilkiria Б.З, Сообш. С AO 67, .106-110, Stel lar photometry on the 6 mteIescope pi ates

144. Тихонов и др. 1991b CTikhonov N. , Bi'lkina В., Karachentsev I., Georgiev T.D A&AS 89, 1-13, Distance of nearby galaxies NGC 2366, 1С 2574 and NGC 4236 from photographic photometry of their brightest stars

145. Георгиев Ц., Иванов Г. 1991, АстроФиз. исслед. СИзв. САОЗ 31, О распределении голубых звезд и газа галактики М 33

146. Гетов Р., Георгиев Ц. 1991, Письма в АЖ 17, 393-403, Морфология баЛджа галактики М 81

147. Георгиев и др„ 1991а CGeorgiev Т., Tikhonov N., Karachentsev I. , Bi.lki.na В.) A&AS 89, 529-536, The brightest stars and the distance to the dwarf galaxy Но IX

148. Георгиев U. ,, Цинцаров В. , Зихова О. , 1991b, Сообш. CAO 67, 111-118, Компьютерный метод анализа астроэмульсий

149. Билкина Б., Гетов Р., Георгиев Ц. , 1991, Сообш. САО 67, .119.129,

150. Обзор голубых и красных звезд в поле с размером 30' вокруг М 81

151. Караченцев и др. 1991 СKarachentsev I., Tikhonov N., Georgiev Т., Bilkina В., Sharina М.З A&AS 91, 503-512, Distances of the nearby galaxies NGC 1560, NGC 2976 and DD0 165 from their brightest stars

152. Георгиев Ц., Тихонов H., Караченцев И. 1991с, Письма в АЖ 17, 387-392, Ярчаишие кандидаты в шаровые скопления галактики М 81

153. Георгиев Ц., Тихонов Н., Караченцев И. 1991d. Письма в АЖ 17, 994-998, Оценки В и V величин для кандидатов в шаровыескопления галактики М 81

154. Георгиев U. 1991, Астрофиз.исслед.С Изв.САС» 33, 213.221,фотометрическая обработка ПЗС изображения галактик

155. Георгиев и др. 1992а CGeorgiev Ts., Bilkina В., Tlkhonov N,У A&AS 96, 569-581, The distribution of the blue and red stars around the galaxy M 81

156. Георгиев и др. 1992b CGeorgiev Т., Bilkina В., T'ikhonov N. 3

157. A&AS 95, 581.588, The brightest, blue and red stars in thegalaxy M 8.1

158. Георгиев и др. 1992c CGeorgiev Ts., Tikhonov N., Bilkina В., Getov R., Nedialkov P.) Astrofis.Iss1ed.(Izv.SAO), 36, 43-51, Precise coordinates of the supergiants and globular cluster-candidates in M 31

159. Караченцев и др. 1992, СKarachentsev I., Georgiev Т., Kajsin S. Kopylov A,, Ryadchenko V., Shergin V.), ftstron. Astrophys. Trans. 2, 265-325, Flat edge.on galaxies. Atlas and photometry.

160. Георгиев LI. 1992, Письма в АЖ 18, 739-749, Многомерный подход к проблеме оценки пекулярных скоростей галактик

161. Георгиев 1994а CGeorgiev Т.) in eds. NacGi11ivray H.T. et al,

162. Astronomy from wide.field imaging (Proc. of the IAU Symposium

163. No. .161), 311, Mul ti •parametric iris-photometry

164. Георгиев 1994b CGeorgiev T.D in eds. MacGillivray H.T. et al,

165. Astronomy from wide.field imaging (Proc. of the IAU Symposium

166. Mo. 161), 715 -"718, Unbiased mul ti-parametric estimations of distances and peculiar velocities of the galaxies.

167. Георгиев и др. 1994 CGeorgiev Т., Getov R., Semkov E., Mutafov A, Todorova H.2>, IAU Commision 9, Working group on

168. Wide.field imaging, Newsletter 6, 2,1.22, A CCD camera ST6 at

169. Rozhen Observatory; The BVRI system

170. Георгиев 1995a CGeorgiev Т.), IAU Commision 9, Working groupon Wide.field imaging, Newsletter 7, Fast image processingmethods for PCs Aperture stellar photometry without background estimation

171. Георгиев 1995b CGeorgiev Т.), IAU Commision 9, Working groupon Wide.field imaging, Newsletter 8, PCVISTA-PLUS -. anextention of the PCVISTA software

172. Георгиев, Билкина 1995 CGeorgiev Т., Bilkina В.), IAU Commision 9, Working group on Wide-field imaging, Newsletter

173. В, Сan wе вstimate distances by means оf luminositу funсtions of the stars in the galaxies?

174. Георгиев 1996a CBeorgiev T. ) , Bull.SAO 39, 124-130, Fast, image processing methods for PCs

175. Median smoothing and detaching of residual image

176. Георгиев 1996b CBeorgiev Т.), Bull.SAO 39, 131-139, Fast image processing methods for PCs

177. Regression smoothing without loss of resolution

178. Георгиев 1996c CGeorgiev Т.), Bui I.SAO 39, 140-145, Fast image processing methods for PCs

179. Partial restoration by an intensified Richardson.Lucymethod

180. Георгиев Ц. Б. , Караченцев И. Л. , Тихонов Н. А. , 1996а, Письма .в АЖ 22, , Модули расстояния до 13 близких изолированных карликовых галактик

181. Макарова Л. Н. , Карачениев И. Л. , Георгиев LJ. Б. , 1996, Письма в АЖ 22, , Расстояния до 6 иррегулярных галактик в облаке Гончих Псов по ярчаишим звездам

182. Георгиев и др. 1996d CGeorgiev Т», Bilkina В. , Dencheva N., Valchev Т.) Bull„SAO 41, , Detection of red supergiant stars on the colour-colour diagrams in the system UBVRI

183. Георгиев 1996d (Beorgiev t.), Bui I.SAO 41,

184. CCD s t. e .11 a r p h о t о m e t г у in 13 irregular dwarf g a 1 a xie s

185. Личный вклад автора в совместные работы состоит с следующем:

186. Постановка задачи, разработка методики и програмного обеспечения для исследования свойств светоприемников 1, 13, 22, 35, 44. В обработке данных и интерпретации результатов автор принимал равноправное с другими соавторами участие.

187. Разработка методики и програмного обеспечения для отдельных работ по галактикам М 33 и М 81 7, 10, 11, 20Д. Равноправное участие в обработке данных и интерпретации результатов.

188. Создание методики и комплекса программ для Фотометрии ПЗС изображений 120 спиральных галактик с peöpa на мини-ЭВМ ROBOTRON СМ .1630 31. Участие в обработке данных и интерпретации рез ультатов.