Исследование толщины дисков линзовидных галактик в различном окружении тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Чудакова Екатерина Михайловна

• Чудакова Екатерина Михайловна
• кандидат наук
• 2021

Оглавление диссертации кандидат наук Чудакова Екатерина Михайловна

Введение

Глава 1. Вертикальная структура галактических дисков

1.1. Классификация и радиальная структура дисковых галактик

1.2. Статистический подход в исследовании толщины дисков

1.3. Индивидуальное изучение толщин дисков. Изотермический самогравитирующий диск

1.4. Динамическое моделирование вертикальной структуры

Глава 2. Метод

2.1. Постановка задачи

2.2. Модельные предположения и угол наклона

2.3. Толщина по Хабблу

2.4. Пример пошаговой работы метода (NGC 5750)

2.5. Выборка модельных изображений

2.5.1. Изотермический закон sech2z

2.5.2. Проверка углов, границы применимости

2.5.3. Калибровка относительной толщины

2.5.4. Пример калибровки (NGC 5750)

2.6. Выводы

Глава 3. Линзовидные галактики в скоплениях

3.1. Постановка задачи

3.2. Выборка

3.3. Наблюдения и обработка

3.4. Результаты

3.4.1. Радиальные структуры линзовидных галактик в скоплениях

3.4.2. Вертикальная структура дисков S0 галактик в скоплениях

3.4.3. Связанная с окружением эволюция

3.5. Выводы

Глава 4. Линзовидные галактики в разреженном окружении

4.1. Постановка задачи

4.2. Выборка

4.3. Наблюдения и обработка

4.4. Результаты

4.4.1. Радиальная структура

4.4.2. Вертикальная структура

4.4.3. Дополнительные механизмы эволюции в разреженном окружении

4.5. Выводы

Заключение

Благодарности

Список литературы

Приложения

A. Приложение к Главе

B. Приложение к Главе

Введение

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование толщины дисков линзовидных галактик в различном окружении»

Общая характеристика работы

Данная работа посвящена инновационной методике определения индивидуальной толщины диска линзовидных галактик, использующей только фотометрическое изображение для галактик, расположенных под произвольным углом к лучу зрения (положение не с ребра и не плашмя).

В работе представлено теоретическое обоснование предлагаемой методики, описание пошаговой работы программного кода, реализующего предложенный метод, проверка достоверности результатов расчетов с использованием программного кода на примере большой выборки модельных изображений, и последующей калибровкой вычисляемых относительных толщин дисков с помощью той же модельной выборки.

Описанный и разработанный в виде программного кода метод применен к двум представительным и достаточно полным выборкам линзовидных галактик Южного неба, находящимся в разреженном и плотном окружении. Изображения объектов были получены по нашей программе на роботизированной сети телескопов Las Cumbres Observatory в 2013 - 2018 годах. В результате работы были рассчитаны индивидуальные толщины 27 чисто экспоненциальных звездных дисков, а также 37 внутренних дисков галактик с кусочно-экспоненциальным профилем поверхностной яркости.

Полученная статистика толщин дисков хорошо согласуется с описанными в литературе средними значениями толщины всех галактических дисков ближней Вселенной, полученными статистическими методами по большим обзорам (в частности, по SDSS), а также с работами по изучению толщин дисков галактик, видимых строго с ребра. Обнаруженное в ходе работы влияние плотности окружения линзовидных галактик на их

распределение по типу радиального профиля поверхностной яркости так же согласуется с литературой и подтверждает представительность выборки.

В результате нашего исследование мы обнаружили значимую связь толщины звездного диска у линзовидных галактик с плотностью их окружения, что позволяет выдвигать эволюционные гипотезы, связывающие формирование дисков линзовидных галактик с внешним динамическим воздействием.

Актуальность темы исследования и степень ее разработанности

До последнего времени считалось, что определить индивидуальную толщину звездного диска галактики в произвольной ориентации невозможно. Существуют статистические оценки, позволяющие оценить среднюю толщину звездных дисков всех галактик ближней Вселенной, базируясь на наблюдаемом распределении видимой эллиптичности изофот представительной выборки галактик и в предположении о равновероятном распределении направлений осей симметрии всех галактик в пространстве. Впервые такие оценки делал Хаббл, его результаты постоянно уточняются на все больших и больших выборках галактик, но в результате средняя относительная толщина звездных дисков снова и снова получается не слишком удаленной от значения 0,2. Это дает возможность повсеместно использовать предположение бесконечно тонкого диска при анализе радиальной структуры изображений галактик.

Несмотря на то, что основная масса звездных дисков действительно являются достаточно тонкими, выборки галактик, расположенных строго ребром (начиная с нашей Галактики), снова и снова показывают, что некоторая часть галактик содержит относительно толстые диски. И поскольку толстые и тонкие диски имеют различные динамические механизмы формирования, то отсутствие информации о толщине диска существенно искажает результаты

анализа эволюции индивидуальных галактик в общем случае произвольной ориентации в пространстве: всегда сохраняется небольшая, но вероятность, что звездный диск любой галактики на самом деле сравнительно толстый, и тогда эволюционные гипотезы требуют существенной корректировки.

Кроме того, построению полноценных моделей трехмерной структуры существенно мешает принципиальная невозможность наблюдать у каждой конкретной галактики достаточно точные радиальные и вертикальные профили из-за эффектов проекции. У галактик с произвольным наклоном диска мы можем детально изучать радиальный профиль поверхностной яркости, но вынуждены довольствоваться предположением о бесконечно тонком диске, а у галактик, видимых с ребра, мы можем достаточно подробно изучать вертикальную структуру диска, но данные о радиальном профиле и особенностях структуры (спиральных рукавах, кольцах и др.) очень скудны и недостаточно точны.

Возможность измерить толщину звездного диска у галактик в произвольной ориентации открывает широчайшие возможности для дальнейших исследований. Во-первых, возможность выявления псевдобалджей - сфероидальных звездных структур с экспоненциальными радиальными профилями яркости - позволяет уточнять классификацию дисковых галактик по типу профиля: иногда кусочно-экспоненциальные по результату анализа фотометрии звездные диски могут оказаться на самом деле чисто экспоненциальными, а чисто экспоненциальные диски иногда оказываются в действительности эллиптическими галактиками.

Во-вторых, данные о толщинах звездных дисков с хорошо наблюдаемой морфологией (структурой в плоскости вращения галактики) предоставляют практически безграничные возможности исследования толщины звездных дисков в зависимости от типа профиля, наличия любых структур в диске

(бары, кольца, спирали), окружения - чего угодно.

6

Таким образом, метод, описанный в данной работе, представляет широчайшие возможности для уточнения и улучшения индивидуальных эволюционных сценариев для дисковых галактик.

Цели и задачи работы

Объект и предмет исследования данной работы - звездные диски галактик ранних типов. Основная цель работы состоит в разработке, проверке и применении к наблюдательным данным предложенного метода определения относительной толщины звездного диска линзовидной галактики, используя его двумерное фотометрическое изображение.

Научной задачей данной работы является изучение влияния плотности окружения на эволюционные механизмы линзовидных галактик.

Для этого решаются следующие задачи:

• Теоретическое обоснование предложенной методики определения истинного угла наклона звездного диска линзовидной галактики к лучу зрения. Разработка методики вычисления толщины звездного диска, используя истинный угол наклона.

• Создание и отладка программного кода, реализующего описанную методику применительно к реальным наблюдательным данным.

• Проверка результата определения истинного угла наклона галактики путем применения разработанного кода к выборке изображений 1000 модельных галактик.

• Калибровка вычисляемой относительной толщины диска линзовидной галактики для выбранного закона вертикального распределения объемной яркости.

• Составление и фотометрическое наблюдение двух выборок линзовидных галактик Южного неба в различном окружении.

• Применение откалиброванного программного кода к полученным изображениям линзовидных галактик в разном окружении.

• Анализ полученных результатов, подтверждение известных ранее закономерностей, выявление новых эволюционных гипотез на базе полученных новых данных.

Научная новизна

Следующие научные результаты получены впервые:

• Предложен авторский способ определения истинного угла наклона звездного диска к лучу зрения по двумерному фотометрическому изображению. Преимущество метода по сравнению с классическим анализом эллиптичности изофот состоит в том, что он лишен систематической ошибки, связанной со «скруглением» видимых изофот в случае звездных дисков, обладающих толщиной, которую нельзя считать пренебрежимо малой.

• Теоретически обоснован, реализован в виде программного кода и откалиброван с помощью выборки модельных изображений метод определения толщины дисковой галактики, расположенной в пространстве произвольно.

• Впервые определены индивидуальные толщины дисков 64 линзовидных галактик Южного неба. Ранее это считалось принципиально невозможным.

• Для ряда линзовидных галактик была обнаружена ошибка классификации по типу радиального профиля поверхностной яркости, связанная с экспоненциальным псевдобалджем.

• Выявлены первые закономерности связи распределения дисков линзовидных галактик по толщине в зависимости от типа профиля и плотности окружения.

• На основе полученных статистик по толщине звездных дисков линзовидных галактик было выдвинуто предположение о наличии динамического эволюционного механизма, приводящего к утолщению дисков, который действует для галактик в изоляции и не релевантен для галактик, находящихся в плотном окружении.

Достоверность научных результатов

Результаты работы являются обоснованными и достоверными, были опубликованы в рецензируемых журналах, а также докладывались на всероссийских и международных конференциях.

Методика определения истинного угла наклона подтвердила свою состоятельность на большой выборке модельных изображений. С помощью этой же модельной выборки был подтвержден и откалиброван предложенный метод определения толщины звездного диска.

Полноту и показательность выборки подтверждает согласование распределения линзовидных галактик по типу радиального профиля поверхностной яркости с результатами, описанными в литературе.

Статистика полученных индивидуальных толщин дисков линзовидных галактик сходится с многократно подтвержденными в литературе средними значениями толщины дисковых галактик в ближней Вселенной. Распределение линзовидных галактик по толщине схоже со статистиками, полученными для выборок галактик, расположенных строго ребром к лучу зрения.

Теоретическая и практическая ценность

Научная ценность работы состоит в следующем:

Предложенный метод определения истинного угла наклона дисковой галактики к картинной плоскости позволяет избежать систематических ошибок классического метода.

Метод определения толщины звездного диска галактики дает возможность определить важнейший параметр звездного диска галактик, для которых ранее это считалось принципиально невозможным.

С помощью описанных методов возможно в дальнейшем избежать ошибок классификации звездных дисков по типу профиля поверхностной яркости.

Получены первые эволюционные гипотезы, базирующиеся на статистике распределения линзовидных галактик по толщине в зависимости от плотности окружения.

Положения, выносимые на защиту

1. Азимутальное распределение экспоненциальной шкалы звездного диска галактики раннего типа определяется только углом наклона диска и не зависит от толщины диска и конкретного вида зависимости распределения яркости по вертикали. Предложенный подход к определению истинного угла наклона по распределению шкалы по азимуту лишен систематической ошибки для дисков не нулевой толщины.

2. Метод, основанный на сопоставлении эллиптичностей изофоты и азимутального распределения экспоненциальной шкалы, позволяет определить толщину диска галактики, наблюдаемой не строго плашмя и не строго с ребра.

3. В плотном окружении чисто экспоненциальные диски галактик с профилем I типа имеют среднюю относительную толщину <q>=0,31±0,02, внутренние диски кусочно-экспоненциальных галактик III типа имеют среднюю толщину <q>=0,25±0,02 (статистика рассчитана по результатам анализа 60 изображений линзовидных галактик Южного неба).

4. Диски линзовидных галактик в изоляции в среднем толще, чем диски линзовидных галактик в скоплениях, что свидетельствует о существовании динамического механизма, приводящего к утолщению дисков галактик в изоляции, и не работающего в скоплениях.

Апробация работы

Приведем список всероссийских и международных конференций, на которых результаты работы были представлены в виде устных и стендовых докладов:

1. Толщина звёздных дисков в дисковых галактиках ранних типов. Чудакова Е.М, Конференция "Галактики", г. Ессентуки, Россия, 2014 (устный)

2. The thickness of inner and outer stellar disks in early-type galaxies. Ekaterina M. Chudakova, The Periphery of Disks, г. Сидней, Австралия, 2014 (стендовый)

3. 3D-structure of galactic disks. Ekaterina M. Chudakova, Galaxies in 3D across the Universe, г. Вена, Австрия, 2014 (стендовый)

4. Толщина звёздных дисков в галактиках ранних типов. Чудакова Е.М, XII съезд Международной общественной организации «Астрономическое общество» и приуроченная к нему научная конференция «Астрономия от ближнего космоса до космологических далей» (25 -30 мая 2015, ГАИШ, МГУ, Москва) (устный)

5. The Thickness Of Inner And Outer Stellar Disks In Early-Type Galaxies.

Ekaterina M. Chudakova, EWASS 2015, European Week of Astronomy and

11

Space Science, La Laguna, Tenerife, Canary Island, Испания, 22-26 июня 2015 (устный)

6. Толщина звёздных дисков в галактиках ранних типов. Чудакова Е.М, Физика Космоса. 44международная студенческая научная конференция (2015г), Коуровская обсерватория УрФУ, 2015 (устный)

7. Толщина экспоненциальных дисков галактик: оценка истинного наклона к лучу зрения. Чудакова Е.М, Физика Космоса. 45 международная студенческая научная конференция (2016г), Екатеринбург, Россия, 1-5 февраля 2016 (устный)

8. Features of disk structure of lenticular galaxies in clusters. Ekaterina M. Chudakova, EWASS-2016, Symposium 5 "How galaxies live and die", Афины, Греция, 4-8 июля 2016 (стендовый)

9. Толщины дисков линзовидных галактик скоплений южного неба. Чудакова Е.М, Физика Космоса (Коуровка), Коуровская обсерватория, Екатеринбург, Россия, 30 января - 3 февраля 2017 (устный)

10.Структура линзовидных галактик в скоплениях. Чудакова Е.М., Князев А.Ю., Сильченко О.К. Современная звездная астрономия-2017, Екатеринбург, Россия, 14-16 июня 2017 (устный)

11. Структура звездных дисков изолированных линзовидных галактик. Сильченко О.К., Чудакова Е.М., Князев А.Ю. XIII съезд Международной общественной организации «Астрономическое общество» и приуроченная к нему Научная конференция "Астрономия - 2018", ГАИШ МГУ, Россия, 22-26 октября 2018 (устный)

12.Pseudobulges in the central part of piecewise exponential anti-truncated disks. Ekaterina M. Chudakova, EWASS 2019, Lyon, Франция, 24-28 июня 2019 (устный)

Публикации по теме диссертации

Результаты работы изложены в 5 статьях, опубликованных в рецензируемых журналах, индексируемых в базах данных "Scopus" и "Web of Science":

1. Чудакова Е.М., Сильченко О.К. «Толщина звездных дисков в галактиках ранних типов», Астрономический журнал, том 91, №5, стр. 343-352, 2014 (импакт-фактор: 1.164 по WoS)

2. Сильченко О.К., Князев А.Ю., Чудакова Е.М. «Структура звездных дисков южных S0-галактик в разреженном окружении», Астрономический журнал, том 93, № 1, стр. 81-95, 2016 (импакт-фактор: 1.164 по WoS)

3. Sil'chenko, Olga K.; Kniazev, Alexei Yu.; Chudakova, Ekaterina M. «The Structure of Large-scale Stellar Disks in Cluster Lenticular Galaxies», The Astronomical Journal, Volume 156, Number 3, p. 118-131, 2018 (импакт-фактор: 5.838 по WoS)

4. Чудакова Е.М. «Индивидуальные толщины звездных дисков галактик, видимых под произвольным углом», Астрономический журнал, том 96, №5 стр. 355-366, 2019 (импакт-фактор: 1.164 по WoS)

5. Sil'chenko, Olga K.; Kniazev, Alexei Yu.; Chudakova, Ekaterina M. «The Structure of Stellar Disks in Isolated Lenticular Galaxies», The Astronomical Journal, Volume 160, Number 2, p. 95-106, 2020 (импакт-фактор: 5.838 по WoS)

Личный вклад

Автором была предложена ключевая идея разбиения галактики на сектора, то есть построения профиля поверхностной яркости в зависимости от азимута. Предложенные методики были разработаны совместно на базе этой

13

идеи. Программный код, реализующий предложенные методики был разработан и отлажен автором самостоятельно. Модельная выборка во избежание недостоверности проверки точности алгоритма была передана автору в виде «черного ящика». В работах 2, 3 и 5 автором производилась обработка наблюдательного материала, интерпретация проводилась совместно.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка цитируемой литературы (89 наименований) и приложения. Общий объем диссертации составляет 129 страницы, включая 26 рисунков и 11 таблиц.

Во Введении представлена актуальность темы, степень ее разработанности, цели и задачи, объект и предмет исследования, научная новизна, теоретическая и практическая значимость работы, методология диссертационного исследования, положения, выносимые на защиту, степень достоверности и апробация результатов,

В Главе 1 представлен краткий обзор исследований, касающихся вертикальной структуры звездных дисков галактик за последние почти 100 лет, приведший научное сообщество к современному представлению о данной области знания.

В Главе 2 детально разбирается теоретическое обоснование предложенных методик определения угла наклона экспоненциального диска галактики к лучу зрения и измерения его толщины по фотометрическому изображению; представлен пошаговый разбор схемы работы алгоритма обработки фотометрических изображений. Описана проверка и калибровка написанного программного кода с помощью большой выборки модельных изображений, благодаря которым результаты расчетов являются

достоверными и сравнимыми с аналогичными результатами известными в литературе.

В Главе 3 описывается выборка 60 линзовидных галактик скоплений Южного неба, изображения которых были получены с помощью сети телескопов LCO в 2015-2016 гг. Для 39 галактик выборки удалось определить относительную толщину диска. Диски чисто экспоненциальных галактик с профилем I типа по классификации Похлена и др. [1] продемонстрировали достаточно компактное распределение по толщине со средним значением <q>=0,31±0,02. Среди внутренних дисков III типа по классификации Похлена и др. [1] было выявлено 7 псевдобалджей - сфероидов с относительной толщиной по Хабблу [2], то есть отношением осей сфероида, в диапазоне от 0,5 до 0,7. Экспоненциальный профиль таких псевдобалджей приводит к ошибочной классификации галактики как двухъярусной III типа, хотя в действительности она обладает только одним диском и на самом деле относится к чисто экспоненциальному I-му типу. Истинные внутренние диски III типа имеют среднюю толщину < q >= 0,25 ± 0,02, то есть несколько тоньше чисто экспоненциальных дисков, что повторяет наши результаты 2014 года.

В Главе 4 описывается выборка 46 изолированных галактик Южного неба, изображения для которых так же были получены на телескопах роботизированной сети LCO. Сравнивается распределение дисков галактик по типу профиля поверхностной яркости между выборками линзовидных галактик в окружении разной плоскости, а также со значениями из литературы. Обрезанные профили II типа практически отсутствуют в скоплениях, доля двухярусных профилей III типа составляет 50% вне зависимости от плотности окружения. Это полностью согласуется с данными литературы [3]. Распределение дисков изолированных галактик I типа по толщине выглядит несколько шире, чем для галактик скоплений, но размер выборки делает этот

результат статистически незначимым. Внутренние диски галактик III типа не имеют настолько яркой бимодальной структуры распределения по толщине, как это получалось для галактик скоплений. Несмотря на появление вторичного пика распределения на уровне средней толщины истинных дисков III типа у линзовидных галактик в скоплениях, распределение толщин внутренних дисков III типа у изолированных линзовидных галактик сильно смещено в сторону толстых дисков, основной пик распределения приходится на относительную толщину 0,5. Отсюда мы делаем вывод о наличии динамического механизма, приводящего к утолщению дисков изолированных галактик, который не действует в отношении галактик скоплений.

Глава 1. Вертикальная структура галактических дисков 1.1. Классификация и радиальная структура дисковых галактик

Первый значимый результат в исследовании вертикальной структуры звездных дисков сделал Хаббл в 1926 году [2]. Хаббл не рассуждал напрямую о звездных дисках, тем не менее, часть его рассуждений об эллиптических галактиках активно используется применительно к дискам. Это связано с тем, что круглый относительно тонкий диск в принципе можно считать вырожденным случаем трехмерного эллипсоида вращения с двумя равными осями, о которых идет речь в данной статье.

Анализируя выборку из 400 внегалактических туманностей, Хаббл

замечает, что характерная особенность таких объектов - вращательная

симметрия вокруг доминирующего ядра. Это позволяет применить к этим

объектам классификацию, намеченную еще в 1923 году [4], где туманности

делятся на эллиптические (Еп, где п = 1,2,... ,7 характеризует наблюдаемую

эллиптичность изображения), спиральные (классификационная

последовательность разделяется на две ветви в зависимости от наличия бара,

и в обоих случаях содержит ранние, средние и поздний тип) и неправильные

(те, у кого симметрия не наблюдается -в исходной выборке их всего 3%).

Эллиптические туманности имеют изображения от круглых до практически

линзовидных, у которых соотношение осей составляет от 1 до 3-4. Класс Е7

Хаббл сразу называет переходным между эллиптичными туманностями и

спиральными, приводя в качестве примера представителя этого класса

известную близкую линзовидную галактику NGC 3115. Яркость изображений

эллиптических туманностей убывает плавно при удалении от центра, и

границу невозможно определить четко, поскольку диаметр изображения - это

функция времени экспозиции. Поэтому единственный критерий, по которому

возможно классифицировать эллиптические туманности - это степень

вытянутости изображений. Переходя к классификации спиральных

17

туманностей, Хаббл утверждает, что эллиптичность изображения не является критерием для них, потому что все спиральные галактики тоньше E7, имея в виду, очевидно, уже не эллиптичность изображения, а дисковую природу спиральных объектов. Поэтому для классификации спиралей Хаббл предлагает 3 параметра: относительный размер центральной области ядра, степени раскрытости и клочковатости спиральных рукавов. Таким образом Хаббл сначала раздваивает классификационную последовательность, разделяя спирали, начинающиеся из центра и туманности с баром (SB, у которых спиральные ветви начинаются из двух противопоставленных центру точек), а потом на обеих ветвях выделяет «ранний» тип (Sa и SBa) - с туго закрученными рукавами, которые могут выглядеть практически как кольца, а для SBa типа могут визуально напоминать греческую букву 0, «поздний» тип ^ и SBc) - c выраженными открытыми рукавами, и переходный тип ^Ь и SBb) для туманностей, которые сложно однозначно отнести к тому или иному типу. Хаббл отмечает, что классификация спиралей сильно проигрывает классификации эллипсоидов: критерии субъективны и слишком плавно развиваются от типа к типу и границы типа Sb задаются достаточно произвольно. Кроме того, дополнительно уточняется, что название типов «ранний» и «поздний» не имеет никакого дополнительного смысла кроме того, что одни естественно располагать в последовательности (слева - направо) раньше других.

Несмотря на то, что мы знаем, что диски имеют место в спиральных галактиках, самый значимый результат с точки зрения исследования вертикальной структуры дисков в этой работе Хаббл получил именно при рассмотрении эллиптических туманностей. Анализ распределения эллиптических туманностей по типам заставляет всерьез учитывать эффекты от ориентации объектов относительно луча зрения.

Рассматривая распределение эллиптических туманностей по эллиптичности изображения, первым делом Хаббл сравнивает это распределение с распределением тонких круглых дисков, произвольно ориентированных в пространстве. Распределение эллиптических туманностей по значению эллиптичности изофот показывает больше круглых и почти круглых изображений, чем показало бы случайное распределение по углам плоских круглых объектов. Предполагается, тем не менее, что изображения отображают туманности от шарообразных до линзовидных, ориентированных произвольно. То есть важно понимать, что любой список туманностей с заданной эллиптичностью изображений будет содержать часть объектов, имеющих на самом деле большее значение сплюснутости, но видимые под специфическим углом, придающим изображению заданную эллиптичность. Статистическое среднее будет занижаться (кроме E7), и ошибка будет возрастать при уменьшении эллиптичности изображения.

Кроме того, Хаббл замечает, что нет простого метода установить настоящую форму спроецированной на небесную плоскость фигуры, и возлагает надежды на исследования построения критерия соотношения между яркостью ядра и максимальным диаметром (которые могли бы привести к успеху, имей все эллиптические галактики одинаковое однородное распределение пространственной яркости).

Невозможность восстановить индивидуальную форму эллиптических туманностей приводит к статистическому подходу восстановления усредненной 3D структуры. Рассмотрим проекцию эллипсоида вращения с двумя равными полуосями на картинную плоскость. На рисунке 1 пусть оси х и у направлены вдоль большой полуоси а и малой полуоси Ь, а точка пересечения осей О совпадает с центром симметрии туманности. Пусть 00' -луч зрения, составляющий угол у с осью х, и угол I с осью вращения у, а ОЯ -перпендикулярен 00'. Пусть РР' - касательная к эллипсу, параллельная лучу

19

00' и удаленная от него на расстояние Ь1. Точка х0 - пересечение РР' с осью х, а у0 - с у. Наблюдаемая эллиптичность определяется значением Ь1, которое в зависимости от угла наклона может варьироваться от Ь до а. Несложные геометрические выкладки приводят к часто употребляемой формуле:

соб2] = 1-(1-е1)2, где е = 1--,е1 = 1-и-1 (1.1),

* 1-(1-е)2 а 1 а у ^

-(1-е)

. 2. 1-(1-е1)2 Ь

что эквивалентно Бт21 = —-—-—, где ц = - - сплюснутость сфероида, а е1 = ь

= 1 —1 - эллиптичность изофот.

X

Рис 1.1 Проекция эллипсоида вращения с двумя равными полуосями а и меньшей полуосью Ь на картинную плоскость относительно луча зрения 00'.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Чудакова Екатерина Михайловна, 2021 год

Список литературы

1. Pohlen M., Trujillo I., Astron. Astrophys. Vol. 454, № 3. P. 759-772. (2006).

2. Hubble E.P., Astrophys. J. Vol. 64. P. 321. (1926).

3. Erwin P., Gutiérrez L., Beckman J.E., Astrophys. J. Lett. Vol. 744, № 1. P. 4-9. (2011).

4. Hubble E., Pop. Astron. Vol. 31. P. 644. (1923).

5. Freeman K.C., Astrophys. J. Vol. 160. P. 811. (1970).

6. Vaucouleurs G. de, Astrophys. J. Vol. 128. P. 465+. (1958).

7. Sersic J.L., Atlas de galaxias australes. (Cordoba, Argentina: Observatorio Astronomico, 1968).

8. van der Kruit P., Astron. Astrophys. Suppl. Ser. Vol. 38. P. 15-38. (1979).

9. Ferguson A.M.N., Clarke C.J., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 325. P. 781791. (2001).

10. Robert C. Kennicutt J., Astrophys. J. Vol. 344. P. 685-703. (1989).

11. Battaner E., Florido E., Jiménez-Vicente J., Astron. Astrophys. Vol. 388, № 1. P. 213-218. (2002).

12. Näslund M., Jörsäter S., Astron. Astrophys. Vol. 325, № 3. P. 915-922. (1997).

13. Byun Y.I., Chinese J. Phys. Vol. 36, № 5. P. 677-692. (1998).

14. De Grijs R., Kregel M., Wesson K.H., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 324, № 4. P. 1074-1086. (2001).

15. Pohlen M., Dettmar R.J., Lütticke R., Aronica G., Astron. Astrophys. Vol. 392, № 3. P. 807-816. (2002).

16. Erwin P., Beckman J.E., Pohlen M., Astrophys. J. Vol. 626, № 2. P. L81-L84. (2005).

17. Beckman J., Gutirrez L., Aladro R., Erwin P., Pohlen M., Proc. Int. Astron. Union. Vol. 2, № S241. P. 495-496. (2006).

18. Gutiérrez L., Erwin P., Aladro R., Beckman J.E., Astron. J. Vol. 142, № 5. (2011).

19. Sandage A., Freeman K.C., Stokes N.R., Astrophys. J. Vol. 160. P. 831. (1970).

20. Buta R., Combes F., Fund. Cosm. Phys. Vol. 17. P. 95-281. (1996).

21. Pohlen M., Beckman J.E., Hüttemeister S., Knapen J.H., Erwin P., Dettmar R.-J. № Freeman 1970. P. 713-722. (2004).

22. Binggeli, Bruno; Sandage, Allan; Tammann G.A., Annu. Rev. Astron. Astrophys. Vol. 26. P. 509-560. (1988).

23. Abazajian K.N., Adelman-Mccarthy J.K., Agüeros M.A., Allam S.S., et al., Astrophys. Journal, Suppl. Ser. Vol. 182, № 2. P. 543-558. (2009).

24. de Vaucouleurs G.H., de Vaucouleurs A., Shapley H., University of Texas Monographs in Astronomy, Austin: University of Texas Press. (1964).

25. York D.G., Adelman J., Anderson, Jr. J.E., Anderson S.F., et al., Astron. J. Vol. 120, № 3. P. 1579-1587. (2000).

26. Bundy K., Bershady M.A., Law D.R., Yan R., et al., Astrophys. J. Vol. 798, № 1. (2015).

27. Padilla N.D., Strauss M.A., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 388, № 3. P. 1321-1334. (2008).

28. Adelman-McCarthy J.K., Agüeros M.A., Allam S.S., Allende Prieto C., et

108

29

30

31

32

33

34

35

36

37

38

39

40

41

42

al., Astrophys. J. Suppl. Ser. Vol. 175, № 2. P. 297-313. (2008).

Rodriguez S., Padilla N.D., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 434, № 3. P. 2153-2166. (2013).

Tsikoudi V., Diss. Abstr. Int. Vol. 38-07, № B. P. 3244. (1977).

Burstein D., Astrophys. J. Vol. 234. P. 829-836. (1979).

van der Kruit P.C., Searle L., Astron. Astrophys. Vol. 95. P. 116. (1981).

Freeman K.C., Struct. Prop. Nearby Galaxies; Proc. Symp. P. 3-15. (1978).

Gilmore G., Reid N., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 202. P. 1025-1047. (1983).

Mosenkov A. V., Sotnikova N.Y., Reshetnikov V.P., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 401, № 1. P. 559-576. (2010).

de Vaucouleurs G., de Vaucouleurs A., Corwin H.G., Buta R.J., Paturel G., Fouque P., Univ. Texas Monogr. Astron. Austin Univ. Texas Press. |c1964. (1991).

De Souza R.E., Gadotti D.A., Dos Anjos S.

Mosenkov A. V., Sotnikova N.Y., Reshetnikov V.P., Bizyaev D. V., Kautsch S.J., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 451, № 3. P. 2376-2389. (2015).

Mosenkov A. V., Astrophys. Bull. Vol. 69. P. 99-112. (2014).

Sheth K., Regan M., Hinz J.L., Gil De Paz A., et al. (2010).

Reshetnikov V.P., Usachev P.A., Savchenko S.S., Astron. Lett. Vol. 45, № 9. P. 565-575. (2019).

Comeron S., Elmegreen B.G., Knapen J.H., Salo H., et al., Astrophysical Journal. Vol. 741, № 1. (2011).

43. Yoachim P., Dalcanton J.J., Astron. J. Vol. 131, № 1. P. 226-249. (2006).

44. Comeron S., Salo H., Knapen J.H., Astron. Astrophys. Vol. 610. (2018).

45. Bizyaev D. V., Kautsch S.J., Mosenkov A. V., Reshetnikov V.P., Sotnikova N.Y., Yablokova N. V., Hillyer R.W., Astrophys. J. Vol. 787, № 1. (2014).

46. Wielen R., Wielen, R., A&A. Vol. 60, № 2. 263-275 p. (1977).

47. Spitzer, L. J., Schwarzschild M., Astrophys. J. Vol. 118. P. 106. (1953).

48. Lacey C.G., Mon. Not. R. astr. Soc. Vol. 208. P. 687-707. (1984).

49. Villumsen J. V., Astrophys. J. Vol. 290, № 1. P. 75-85. (1985).

50. Carlberg R.G., Sellwood J.A., Astrophys. J. Vol. 292. P. 79-89. (1985).

51. Barbanis, B. & Woltjer L., Astrophys. J. Vol. 150. P. 461. (1967).

52. Kroupa P., SCIENCE. Vol. 295, № 5552. 82-91 p. (2002).

53. Sarkar S., Jog C.J., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 499, № 2. P. 2523-2533. (2020).

54. Camm G.L., MNRAS. Vol. 110, № 305. (1950).

55. Hill G., Perry C.L., Astron. J. Vol. 74, № 8. P. 1011-1021. (1969).

56. Velazquez H., White S.D.M., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 304, № 2. P. 254-270. (1999).

57. Walker I.R., Mihos J.C., Hernquist L., Astrophys. J. Vol. 460. P. 121. (1996).

58. Jenkins A., Binney J., 305J Mon. Not. R. astr. Soc. Vol. 19. 305-317 p. (1990).

59. Saha K., Tseng Y.H., Taam R.E., Astrophys. J. Vol. 721, № 2. P. 1878-1890. (2010).

60

61

62

63

64

65

66

67

68

69

70

71

72

73

Mera D., Chabrier G., Schaeffer R., Astron. Astrophys. Vol. 330. P. 953962. (1998).

Hagen J.H.J., Helmi A., Astrophys. A&A. Vol. 615. P. 99. (2018).

Aumer M., Binney J., Schönrich R., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 459, № 3. P. 3326-3348. (2016).

Valluri M., Astrophys. Journa. Vol. 408. P. 57-70. (1993).

Chudakova E.M., Astron. Reports. Vol. 63, № 5. P. 353-364. (2019).

Naim A., Lahav O., Buta R.J., Corwin H.G., et al., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 274, № 4. 1107-1125 p. (1995).

Cappellari M., Emsellem E., Krajnovic D., Mcdermid R.M., et al., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 413, № 2. P. 813-836. (2011).

Ferguson H.C., Sandage A., Astron. J. Vol. 100, № 1. (1990).

Brown T.M., Baliber N., Bianco F.B., Bowman M., et al., Publ. Astron. Soc. Pacific. Vol. 125. P. 1031. (2013).

Lauberts A., Valentijn E.A., The Messenger. Vol. 56. P. 31-34. (1989).

Jordi K., Grebel E.K., Ammon K., Astron. Astrophys. Vol. 460, № 1. P. 339347. (2006).

Erwin P., Pohlen M., Beckman J.E., Astron. J. Vol. 135, № 1. P. 20-54. (2008).

Laine J., Laurikainen E., Salo H., Comeron S., et al., MNRAS. Vol. 441. (1992).

Maltby D.T., Aragon-Salamanca A., Gray M.E., Hoyos C., Wolf C., Jogee S., Böhm A., MNRAS. Vol. 447. P. 1506-1530. (2015).

74. Borlaff A., Carmen Eliche-Moral M., Rodríguez-Pérez C., Querejeta M., et al., A&A. Vol. 570. P. 103. (2014).

75. Chudakova E.M., Sil'chenko O.K., Astron. Reports. Vol. 58, № 5. P. 281290. (2014).

76. Katkov I.Y., Sil'chenko O.K., Afanasiev V.L., MNRAS. Vol. 438. P. 27982803. (2014).

77. Clarke A.J., Debattista V.P., Roskar R., Quinn T., MNRAS. Vol. 465. P. 7983. (2017).

78. Makarov D., Karachentsev I., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 412. P. 24982520. (2011).

79. Karachentsev I.D., Makarov D.I., Karachentseva V.E., Melnyk O. V, Astrophys. Bull. Vol. 66, № 1. P. 1-27. (2011).

80. Katkov I.Y., Thesis. (2014).

81. Ahn C.P., Alexandroff R., Allende Prieto C., Anderson S.F., et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. Vol. 203, № 13pp. P. 2012. (2012).

82. Chambers K.C., Magnier E.A., Metcalfe N., Flewelling H.A., et al., Transient Name Serv. Discov. Report, No. 2019-2757. (2019).

83. Davis T.A., Alatalo K., Sarzi M., Bureau M., et al., Mon. Not. R. Astron. Soc. Vol. 417. P. 882-899. (2011).

84. Katkov I.Y., Kniazev A.Y., Sil'Chenko O.K., Astron. J. Vol. 150, № 1. (2015).

85. Younger J.D., Cox T.J., Seth A.C., Hernquist L., Astrophys. J. Vol. 670, № 1. P. 269-278. (2007).

86. Herpich J., Stinson G.S., Rix H.W., Martig M., Dutton A.A., Mon. Not. R.

112

Astron. Soc. Vol. 470, № 4. P. 4941-4955. (2017).

87. Ruiz-Lara T., Few C.G., Florido E., Gibson B.K., Pérez I., Sanchez-Blazquez P., Astron. Astrophys. Vol. 608. (2017).

88. Borlaff A., Eliche-Moral M.C., Beckman J.E., Vazdekis A., et al., Astron. Astrophys. Vol. 615. (2018).

89. Makarov D., Prugniel P., Terekhova N., Courtois H., Vauglin I., A&A. Vol. 570. P. 13. (2014).

Приложения

А. Приложение к Главе 3

Таблица 3.2. Галактики, принадлежащие скоплениям, изображения которых были получены с помощью ЬСО

Галактика Тип4 MH 4 "5 Тип профил я диска Бар/ Кольцо Особенности цвета

Abell 194

NGC 541 S0-? -24,30 66 I мини бар

NGC 557 SB0+(rs) pec -23,90 43 III кольцо голубой филамент

PGC 5216 S0: -22,35 25 III

PGC 5313 E3: -22,30 16,5 I кольцо

PGC 5314 S0/a -22,40 18 I бар

UGC 1003 S0 -22,90 24 III

UGC 1030 E -23,20 31 I голубой диск

UGC 1043 E -22,80 26 III кольцо голубое кольцо

NGC 1550 Group

IC 366 E? (LEDA) -22,15 10 III

UGC 3006 SAO0: -23,70 52 I

UGC 3008 (R)SB(rs)) + -23,30 49 III бар и кольцо

UGC 3011 SA(rs)00: -22,64 32 I кольцо

Fornax

NGC 1351 SA0$-pec: -22,50 102 III

NGC 1380B SAB(s)0-: -21,10 60 III бар

NGC 1387 SAB(s)0- -23,44 91 II бар

Centaurus

ESO 323012 SB0 -22,86 27 I бар и кольцо

ESO 323019 E+ -23,20 45 III бар и кольцо голубое ядерное кольцо

NGC 4677 SB(s)0+ -23,50 44 III кольцо

NGC 4683 SB(s)0- -23,40 43 I бар

NGC 4696B SA0- -24,10 39,5 I

4 В основном данные из NED, но некоторые данные взяты из HyperLEDA [89] и помечены как "(LEDA)"

5 В основном оптические радиусы взяты из HyperLEDA [89], но некоторые ИК радиусы взяты из NED и помечены «(K)»

Галактика Тип4 MH 4 "5 Тип Бар/ Особенности

профил я диска Кольцо цвета

NGC 4730 SA(r)0- -23,80 38 III красное ядерное кольцо

NGC 4743 SA0+ -23,00 52 I кольцо

NGC 4744 SB(s)0/a -24,10 74 I бар и кольцо пылевые полосы

PGC 43572 S0 -22,06 25,5 I голубое ядерное полярное кольцо

PGC 43604 SB0 -22,80 27 I бар коробкой голубое ядерное кольцо

PGC 43652 S0 -21,40 19 III

Hydra

ESO 501- SB(r)00 -23,36 42 I кольцо

035

ESO 501- SB00 -22,70 30 I

047

ESO 501- SB(s)0 -22,60 26 I кольцо

049

ESO 501- (R)S0+ -22,20 37 II кольцо голубое кольцо

052

LEDA S0 -21,04 <14 III красное ядро

87329

LEDA E/S0 -21,50 16,5 III

141477

NGC 3307 SB(r)0/a pec -22,60 29 I

NGC 3308 SAB(s)0- -24,20 36 III

NGC 3316 SB(rs)00 -23,96 29 III

PGC 31418 S0 -22,16 26(K) I

PGC 31447 S0 -22,85 14 I

PGC 31450 SB(rs)00 -22,30 20 III

PGC 31464 S(rs)0 -22,04 17 I кольцо

Antlia

FS 726 S0 -21,20 27 III бар и кольцо красный бар, голубой диск

FS 806 dS0 -21,60 24 I

LEDA 83014 S0 -22,34 27 III бар красный бар, голубой диск

NGC 3257 SAB(s)0-: -22,50 32 III бар голубой филамент

NGC 3258A SAB0+: -22,50 37 I кольцо

6 Обозначение галактик взято из работы Фергюсона и Сэндеджа [67], посвященной скоплению Д^Иа

Галактика Тип4 Мн 4 "5 Тип Бар/ Особенности

профил я диска Кольцо цвета

N00 3258В 8АВ(г)0: -20,85 32 III бар голубое полукольцо

N00 3273 БА(г)00 -23,60 57 II

N00 3289 8В(ге)0 -23,35 60 I кольцо красноватое ядерное кольцо

АЬе11 3565

ББО 383- 8АВ(ге)0+ -23,00 42 III кольцо голубое

030 кольцо, красные полосы

ББО 383- Б0? -23,90 39 III

045

ББО 383- Б+? -22,94 34,5 I

049

ЬББА БВ(г1)0+ -22,40 31 I бар и

183938 кольцо

АЬе11 Б0805

ББО 104- Б0 -22,50 32 III голубой диск

002

10 4749 Б0? -23,94 36 I

10 4750 БАВ(г)0+ -23,30 34,5 III кольцо

10 4766 БА(г)0+ -23,54 37 III красное полукольцо

10 4784 Б0? -24,70 45 III

ЬББА -23,56 35,5(К) I

93525 Б?(ЬББА)

Р00 62384 БВ0 -22,45 20 I бар голубое ядро

Р00 62436 Б0 -21,65 21 III

Р00 62437 Б0 -21,36 16 I голубое ядро

Таблица 3.3 Параметры дисков I типа

Диапазон кг кг

Галактика радиуса (") (mag/ ") (") (кпс) Ч

N00 541 20-40 20,2 20 6,6

Р00 5313 8-15 18,3 3,5 1,2

Р00 5314 9-27 19,9 7 2,3

и00 1030 15-35 20,4 8,6 2,85 0,375

и00 3006 25-58 19,5 14,2 3,4 0,22

и00 3011 17-42 19,1 9,5 2,3 0,42

ББО 323-012 13-30 19 9,2 1,95

Диапазон hr hr

Галактика радиуса (") (mag/ ") (") (кпс) 4

NGC 4683 23-44 20,9 14,4 3,05 0,35

NGC 4696B 18-50 19,7 11,8 2,5 0,46

NGC 4743 16-35 19,1 10 2,1 0,34

NGC 4744 45-85 20,9 25,2 5,35 0,28

PGC 43572 12-24 20 6,5 1,4

PGC 43604 11-24 20,7 9,2 1,95

ESO 501-035 25-50 20,8 15 4,1

ESO 501-047 8-25 19,3 6,7 1,8 0,36

ESO 501-049 11-31 20,1 8,5 2,3 0,31

NGC 3307 10-27 19,3 6,9 1,9 0,31

PGC 31418 12-22 20,1 5,2 1,4 0,31

PGC 31447 10-25 19,1 5,8 1,6 0,31

PGC 31464 9-16 19,7 4,8 1,3 0,45

NGC 3258A 9-36 19,2 8 1,65 0,27

NGC 3289 30-55 18,8 13,4 2,7 0,16

Antlia: FS80 10-28 18,8 6,2 1,3 0,25

ESO 383-049 6-37 18,7 6,7 1,8 0,13

LEDA 183938 22-32 20,9 8 2,1 0,27

LEDA 93525 12-24 19,9 7,4 2,2

PGC 62384 9-22 20,2 5,8 1,7

PGC 62437 4-12 20,5 4,6 1,34

IC 4749 9-37 21,57 11,87 3,57

7 Качества изображению в фильтре г не хватило для анализа, поэтому приведены данные в фильтре д.

Таблица 3.4 Параметры дисков II типа

Галактика Внутренний диск Внешний диск

Диапазон радиуса (") л В. !- о" ^ !- )с п -¿к !- ^ л В. Диапазон радиуса (") л В. !- о" ^ !- )с п -¿к !-

N00 3273 16-31 19,7 16,3 3,35 21,7 35-70 18,8 11,2 2,3

ББО 501-052 10-18 21,1 30,3 8,2 21,8 20-33 20,1 11,8 3,2

N00 1387 30-85 19,9 24,7 2,1 24,2 102-114 13,5 10 0,85

Таблица 3.5 Параметры дисков III типа

Галактика Внутренний диск Внешний диск

Диапазон радиуса (") л £ !- о" ^ !- )с п !- СУ л £ ■а !- -о ^ Диапазон радиуса (") л £ !- о" ^ !- )с п !-

N00 4677 30-45 19,3 11,4 2,4 23,6 50-80 21,4 22,16 4,7

N00 4730 12-36 19,7 9,5 2 23,6 40-60 20,5 12 2,55

РОО 43652 7-18 20,4 5,9 1,25 0,71 23,6 21-40 20,8 7 1,5

N00 557 13-27 19,1 7,5 2,5 0,54 22,8 30-47 21,3 18,3 6,05

РОО 5216 7-14 19,3 5 1,65 0,155 21,8 14-22 20,3 8,4 2,8

и00 1003 10-20 19,4 4,8 1,6 0,3 24 21-35 21,1 7,65 2,5

и00 1043 7-18 19,6 5 1,65 0,54 23,5 20-32 20,7 8,4 2,8

ГС 366 10-21 19,7 5,5 1,3 0,31 24 23-37 21,8 11 2,6

и00 3008 5-12 18,3 5,9 1,4 0,27 21,9 40-60 20,9 21,5 5,1

N00 1351 15-30 18,85 12,2 1,04 0,42 21,8 40-78 20,0 5 20,6 1,75

N00 1380В 15-45 20,5 11 0,94 0,69 25 45-65 21,7 15 1,3

Галактика Внутренний диск Внешний диск

Диапазон радиуса (") rt В. !-о" !- )с п W СУ л В. ■а л i Диапазон радиуса (") л В. !-о" !- )с п W !-

ESO 323019 13-30 19,2 8,6 1,8 23 35-55 21,2 18,1 3,8

LEDA 87329 6-16 19,2 4,05 1,1 23,4 19-25 20,9 7,1 1,9

LEDA 141477 8-16 19,8 5,1 1,4 0,2 23,1 5 16-26 20,5 6,7 1,8

NGC 3308 8-28 19 10,5 2,85 0,61 22 30-62 19,9 15 4,1

NGC 3316 10-22 19,1 7,4 2 0,56 23,4 40-60 22 23,1 6,3

PGC 31450 10-18 20,5 7 1,9 0,2 23,8 25-40 21,6 10,5 2,85

Antlia: FS 72 2-13 18,5 5,1 1,05 0,13 21,5 15-30 19,4 7,1 1,45

LEDA 83014 16-28 19,6 6,1 1,25 0,28 24,7 30-45 22,2 12,7 2,6

NGC 3257 7-18 19,3 6,1 1,25 0,56 23,1 5 29-54 21,3 12,7 2,6

NGC 3258B 12-28 18,7 6,8 1,4 23,3 30-50 20,2 10,2 2,1

ESO 383-030 10-35 20,1 11,4 2,95 0,13 23,4 35-50 21,3 18 4,7

ESO 383-045 22-42 18,1 6,7 1,8 0,27 24,6 50-80 22,7 32,5 8,4

ESO 104-002 6-17 19,2 5,3 1,55 0,26 22,8 18-50 21,5 14 4,1

IC 4750 16-30 19,3 7,6 2,2 0,3 23,6 32-48 20,5 11,3 3,3

IC 4766 18-32 19 8 2,3 23,3 32-54 21,1 15,4 4,5

PGC 62436 6-16 19,5 4,3 1,25 0,28 23,7 18-26 20,7 6,2 1,8

IC 4784 12-26 20,3 9,6 2,8 23,3 28-48 21,4 16 4,7

B. Приложение к Главе 4

Таблица 4.1. Наблюдения выборки линзовидных галактик в разреженном окружении

Галактика Телескоп Дата Фильт р Экспозици я "

ESO 003-G001 Siding Spring, 1m0-03 20170901 g 800x3 2,8

ESO 003-G001 Siding Spring, 1m0-03 20170901 r 600x3 2,5

ESO 040-G002 Cerro Tololo, 1m0-05 20180220 g 800x3 1,8

ESO 052-G014 Siding Spring, 1m0-11 20170901 g 800x3 1,9

ESO 052-G014 Siding Spring, 1m0-11 20170901 r 600x3 1,8

ESO 069-G001 Siding Spring, 1m0-03 20170901 g 800x3 2,4

ESO 069-G001 Siding Spring, 1m0-03 20170901 r 600x3 2,4

ESO 235-G051 SAAO 1m0-12 20170926 g 800x3 1,3

ESO 235-G051 SAAO 1m0-12 20170926 r 600x3 1,1

ESO 265-G033 Cerro Tololo, 1m0-04 20160410 g 800x3 1,8

ESO 265-G033 Cerro Tololo, 1m0-04 20160410 r 600x3 1,3

ESO 269-G013 Cerro Tololo, 1m0-09 20160408 g 800x3 1,7

ESO 269-G013 Cerro Tololo, 1m0-09 20160408 r 600x3 1,4

ESO 274-G017 Siding Spring, 1m0-03 20170920 g 800x3 1,8

ESO 274-G017 Siding Spring, 1m0-03 20170920 r 600x3 1,8

ESO 316-G013 SAAO 1m0-10 20171224 g 800x3 1,6

ESO 316-G013 SAAO 1m0-10 20171224 r 600x3 1,9

ESO 324-G029 Cerro Tololo, 1m0-04 20160408 g 800x3 1,8

ESO 324-G029 Cerro Tololo, 1m0-04 20160408 r 600x3 1,9

ESO 446-G049 Cerro Tololo, 1m0-04 20180120 g 800x3 1,9

ESO 446-G049 Cerro Tololo, 1m0-04 20180120 r 600x3 1,7

ESO 469-G006 Cerro Tololo, 1m0-04 20160807 g 800x3 1,9

ESO 469-G006 Cerro Tololo, 1m0-04 20160807 r 600x3 1,8

ESO 486-G038 Siding Spring, 1m0-03 20170901 g 800x3 2,2

ESO 486-G038 Siding Spring, 1m0-03 20170901 r 600x3 2,2

ESO 496-G003 Cerro Tololo, 1m0-05 20171223 g 800x3 1,5

ESO 496-G003 Cerro Tololo, 1m0-05 20171223 r 600x3 1,4

Галактика Телескоп Дата Фильт р Экспозици я "

ESO 506-G011 Cerro Tololo, 1m0-09 20160409 g 800x3 1,6

ESO 506-G011 Cerro Tololo, 1m0-09 20160409 r 600x3 1,5

ESO 508-G033 Cerro Tololo, 1m0-09 20160408 g 800x3 1,5

ESO 508-G033 Cerro Tololo, 1m0-09 20160408 r 600x3 1,8

ESO 545-G040 Siding Spring, 1m0-03 20170901 g 800x2 2,1

ESO 545-G040 Siding Spring, 1m0-03 20170901 r 600x3 2,05

ESO 563-G024 SAAO 1m0-10 20171215 g 800x3 1,7

ESO 563-G024 SAAO 1m0-10 20171215 r 600x3 1,4

ESO 603-G029 Cerro Tololo, 1m0-05 20171215 g 800x3 1,9

ESO 603-G029 Cerro Tololo, 1m0-05 20171215 r 600x3 1,6

IC 276 Siding Spring, 1m0-11 20170901 g 800x2 2,1

IC 276 Siding Spring, 1m0-11 20170901 r 600x2 1,9

IC 537 SAAO, 1m0-12 20180221 g 800x3 2,4

IC 537 SAAO, 1m0-12 20180221 r 600x2 2,3

IC 537 Cerro Tololo, 1m0-04 20180321 g 800x3 2,3

IC 4913 Cerro Tololo, 1m0-04 20160410 g 800x3 1,5

IC 4913 Cerro Tololo, 1m0-04 20160410 r 600x3 1,4

NGC 270 McDonald Observatory, 1m0-08 20170831 g 800x3 1,7

NGC 270 McDonald Observatory, 1m0-08 20170831 r 600x3 1,5

NGC 324 Cerro Tololo, 1m0-04 20170923 g 800x3 1,7

NGC 324 Cerro Tololo, 1m0-04 20170923 r 600x3 1,5

NGC 1656 Siding Spring, 1m0-11 20170925 g 800x3 3,1

NGC 1656 Siding Spring, 1m0-11 20170925 r 600x3 2,8

NGC 4087 Cerro Tololo, 1m0-05 20171223 g 800x3 1,6

NGC 4087 Cerro Tololo, 1m0-05 20171223 r 600x3 1,3

NGC 4878 McDonald Observatory, 1m0-08 20180220 g 800x2 2,7

NGC 4878 McDonald Observatory, 1m0-08 20180321 g 800x3 1,7

Галактика Телескоп Дата Фильт р Экспозици я "

NGC 4878 McDonald Observatory, 1m0-08 20180321 r 600x3 1,5

NGC 5890 McDonald Observatory, 1m0-08 20180321 g 800x3 2,1

NGC 5890 McDonald Observatory, 1m0-08 20180321 r 600x3 1,6

NGC 6014 Cerro Tololo, 1m0-05 20180321 g 800x3 1,9

NGC 6014 Cerro Tololo, 1m0-05 20180321 r 600x3 1,4

NGC 7007 Siding Spring, 1m0-03 20170901 g 800x3 2,4

NGC 7007 Siding Spring, 1m0-03 20170901 r 600x3 2,2

NGC 7208 Cerro Tololo, 1m0-09 20160808 g 800x3 1,9

NGC 7208 Cerro Tololo, 1m0-09 20160808 r 600x3 2

PGC 11756 McDonald Observatory, 1m0-08 20170831 g 800x3 1,6

PGC 11756 McDonald Observatory, 1m0-08 20170831 r 600x3 1,5

PGC 16688 Cerro Tololo, 1m0-05 20170925 g 800x3 1,6

PGC 16688 Cerro Tololo, 1m0-05 20170925 r 600x3 1,6

PGC 34728 Siding Spring, 1m0-03 20171223 r 600x3 1,9

PGC 35771 Cerro Tololo, 1m0-09 20160410 g 800x3 2,5

PGC 35771 Cerro Tololo, 1m0-09 20160410 r 600x3 2

PGC 46474 Cerro Tololo, 1m0-04 20180319 g 800x3 1,6

PGC 46474 Cerro Tololo, 1m0-04 20180319 r 600x3 1,5

PGC 52002 Cerro Tololo, 1m0-05 20180321 g 800x3 1,4

PGC 52002 Cerro Tololo, 1m0-05 20180321 r 600x3 1,4

PGC 58114 McDonald Observatory, 1m0-08 20180321 g 800x3 1,5

PGC 58114 McDonald Observatory, 1m0-08 20180321 r 600x3 1,5

PGC 63536 SAAO 1m0-12 20180320 g 800x3 2,1

PGC 63536 SAAO 1m0-12 20180320 r 600x3 2,1

Галактика Телескоп Дата Фильт р Экспозици я "

PGC 68401 Cerro Tololo, 1m0-04 20160808 g 800x3 1,9

PGC 68401 Cerro Tololo, 1m0-04 20160808 r 600x3 1,8

UGC 3097 SAAO 1m0-10 20171210 g 800x2 2,5

UGC 3097 SAAO 1m0-10 20171224 g 800x3 1,8

UGC 3097 SAAO 1m0-10 20171224 r 600x3 1,5

UGC 5745 Cerro Tololo, 1m0-04 20180220 g 800x3 1,9

UGC 5745 Cerro Tololo, 1m0-04 20180220 r 600x3 1,7

IC 1608 Cerro Tololo, 1m0-05 29.11.2013 g 450 x 4 1,4

IC 1608 Cerro Tololo, 1m0-05 29.11.2013 r 600 x 2 1,4

IC 1608 Cerro Tololo, 1m0-05 29.11.2013 i 600 x 2 1,5

NGC 7702 Cerro Tololo, 1m0-05 11.11.2013 g 450x4 1,5

NGC 7702 Cerro Tololo, 1m0-05 11.11.2013 r 600x2 1,5

NGC 7702 Cerro Tololo, 1m0-05 11.11.2013 i 600x2 1,7

NGC 7702 Cerro Tololo, 1m0-09 12.11.2013 g 900x2 2,0

NGC 7702 Cerro Tololo, 1m0-09 12.11.2013 r 1200 1,4

NGC 7702 Cerro Tololo, 1m0-09 13.11.2013 g 900x2 2,5

NGC 7702 Cerro Tololo, 1m0-09 13.11.2013 r 1200 1,4

NGC 7744 Cerro Tololo, 1m0-05 13.11.2013 g 450x4 1,7

NGC 7744 Cerro Tololo, 1m0-05 13.11.2013 r 600x2 1,7

NGC 7744 Cerro Tololo, 1m0-05 13.11.2013 i 600 1,4

Таблица 4.2. Галактики разреженного окружения, изображения которых были получены с помощью LCO

Галактика Тип8 Mh 5 R259 Тип профиля Бар/кольца Особенности цвета

ESO 003-001 (R1)SB(rs)0/a 23.74 46.5 III бар, кольцо голубой узел в 5'' к северо-западу?

ESO 040-002 SA0-: 23.98 39 III

ESO 052-014 (R'2)SB(s)0/a -22.02 37 III бар, рукава пылевая полоса

ESO 069-001 (L)SAB(rl)00 -23.32 40 II бар

ESO 235-051 SB(s)0+ -21.37 41.5 I бар, рукава голубой балдж

ESO 265-033 S0? -23.44 40 II балдж коробкой, гантелеобразные утолщения (??) наклонный пылевой диск

ESO 269-013 (R)SB(r)0+ -24.01 42 III бар, кольца два голубых кольца