Содержание к диссертации
Введение
Глава 1 Метод исследования кинематики газа в спиральных галактиках
1.1 Вводные замечания. 29
1.2 Наблюдательный материал 33
1.3 Некруговые движения в спиральных галактиках 35
1.4 Учет некруговых движений в галактическом диске. Метод определения коротационного радиуса галактики . 42
1.5 Учет радиально симметричного движение газа в туго
закрученных спиралях. 46
1.6 Учет радиально симметричного движение газа в открытых спиралях 53
1.7 Учет геометрических параметров диска 54
1.8 Заключительные замечания 56
Глава 2 Некруговые движения газа в галактиках NGC 3031, NGC 2903, NGC 925, NGC 628 И NGC 6946 .
2.1. Некруговые скорости в NGC 3031 (М81). 57
2.2 Некруговые скорости в NGC 925. 71
2.3 Некруговые скорости в NGC 2903 . 79
2.4 Некруговые скорости в NGC 628. 86
2.5 Некруговые скорости в NGC 6946. 96
2.6 Заключительные замечания. 104
Глава 3. Многоцветная фотометрия и спектрофотометрия комплексов звездообразования в спиральных и неправильных галактиках для исследования параметров звездообразования. Наблюдательный материал и редукции.
3.1 Вводные замечания. 109
3.2. Новые измерения цветов КЗО в галактиках 111
3.3. Фотометрические многоцветные наблюдения КЗО в спиральных и неправильных галактиках . 112
3.4. Редукции наблюдательных данных 118
3.5 Оценки точности наблюдений цветов КЗО различными авторами. 120
3.6 Каталог многоцветной фотометрии внегалактических КЗО 123
3.7 Спектроскопические наблюдения КЗО. 125
3.8 Полуэмпирическая модель излучения газа в КЗО 129
3.9. Особенности поглощения света в КЗО. 132
3.10. Сопоставление наблюдаемых цветов комплексов звездообразования с синтетическими цветами 140
3.11 Заключительные замечания 143
Глава 4. Инверсия интегральных цветов комплексов звездообразования в параметры начальной функции масс и истории звездообразования .
4.1 Вводные замечания. 146
4.2. Модель звездного населения КЗО 150
4.3 Метод инверсии интегральных цветов в параметры звездообразования при фиксированной доле квантов лайма-новского континуума не участвующих в ионизации . 153
4.4 Точность метода инверсии интегральных цветов в параметры звездообразования 156
4.5. Параметры звездообразования в КЗО, первое приближение . 159
4.6 Модифицированный метод. 163
4.7 Режимы звездообразования. 172
4.8. Чувствительность наблюдаемых характеристик КЗО к
режиму звездообразования 176
4.9 Сопоставление прямых и непрямых оценок наклонов
НФМ. 179
4.10. Обсуждение. 182
4.11. Заключительные замечания. 187
Глава 5. Систематические свойства НФМ и СЗО в комплексах звездообразования в спиральных галактиках. Связь со спиральной волной плотности .
5.1 Вводные замечания. 189
5.2 Чувствительность интегральных цветов КЗО к параметрам НФМ и истории СЗО 190
5.3. Чувствительность НФМ к химсоставу КЗО. 195
5.4. Светимости КЗО в лаймановском континууме. 196
5.5 Звездная масса КЗО 199
5.6 Скорость звездообразования в КЗО 204
5.7 Корреляция параметров звездообразования в КЗО с параметрами материнской галактики 206
5.8 Скорость втекания газа в спиральный рукав и СЗО в галактиках NGC 628 и NGC 6946 209
5.9 Градиент возрастов в спиральных рукавах и кинематика волны плотности в МЗЗ 217
5.10 К эволюции СЗО в галактических дисках 221
5.11 Заключительные замечания 228
Заключение 231
Литература
- Учет некруговых движений в галактическом диске. Метод определения коротационного радиуса галактики
- Некруговые скорости в NGC 2903
- Фотометрические многоцветные наблюдения КЗО в спиральных и неправильных галактиках
- Метод инверсии интегральных цветов в параметры звездообразования при фиксированной доле квантов лайма-новского континуума не участвующих в ионизации
Введение к работе
Проблема образования звезд в дисках галактик, стоит на пересечении основных направлений развития астрофизики как спиральная структура галактик, начальная функция масс (НФМ), образующихся звезд, история скорости звездообразования в дисках (СЗО), химический состав вещества, из которого формируются звезды, физика межзвездный среды. Хорошо известно, что звезды не рождаются в одиночку, а группами. Поэтому, от истории СЗО и НФМ зависят основные характеристики комплекса звездообразования (КЗО): его интегральная светимость, распределение энергии в спектре, светимость в эмиссионных линиях газа. С другой стороны, история СЗО и НФМ в отдельных КЗО зависят от локальных и глобальных свойств галактики: плотность, угловой момент, спиральная волна плотности и.т д. через процессы фрагментации протозвездных облаков. Таким образом, история СЗО и НФМ связывают эволюцию звезд с эволюцией галактики. Очевидна также взаимосвязь между звездообразованием в дисках и феноменом спиральной структуры: - молодые звезды, НИ области и КЗО сконцентрированы в спиральных рукавах. Спиральная волна плотности вызывает ударную волну в газе, которая в свою очередь должна способствовать образованию звезд. Ударная волна в газе является своеобразным тригтерным механизмом звездообразования. Степень сжатия газа определяется скоростью втекания газа в спиральный рукав. Чем выше скорость, тем больше степень сжатия газа, тем интенсивнее процесс звездообразования и выше светимость галактики. Величина скорости втекания газа определяется разницей между скоростью вращения вещества в диске и скоростью вращения спирального узора. Так как вращение вещества в диске дифференциальное, а спиральный узор вращается твердотельно, то скорость втекания газа в спиральный рукав, и, тем самым, ход по радиусу степени сжатия газа в спиралях является функцией расстояния до центра галактики. В области твердотельного вращения, где скорость вещества превышает скорость вращения спирального узора, скорость втекания газа в рукав монотонно растет, достигает максимума, а затем падает до нуля в области, где скорость вещества в диске и скорость вращения спирального узора совпадают, в области радиуса коротаний.
Факт кольцевого распределения величины скорости звездообразования (СЗО) в галактических дисках хорошо известен. Поверхностная плотность СЗО сначала монотонно растет по мере удаления от центральной области галактики, достигает максимума, а затем падает по мере приближения к периферии оптического диска.
Многие методы расчета кинематики и динамики спиральной волны плотности предполагают существование взаимосвязи между радиальным распределением интенсивности звездообразования и скоростью втекания газа в рукав. Априори полагая, что положение коротационного радиуса должно совпадать с концами оптических спиральных рукавов, в которых происходит звездообразование, многие исследователи (Lin, 1970, Shu et al.„ 1971; Roberts et alM 1975; Рольфе, 1977, Kenney et al., 1992; Zhang et al., 1993) связывали кинематику волны плотности со звездообразованием. Элмегрин и др. (Elmegreen et al., 1989) идентифицировали коротационный резонанс с изломом в звездном спиральном узоре. В работе (Сера and Beckman, 1990) авторы связывали радиус коротации с минимумом распределения по радиусу галактик индекса эффективности формирования массивных звезд. Введенный ими индекс эффективности звездообразования основан на отношении плотности потока ионизирующих квантов от массивных звезд к плотности нейтрального водорода Ш. Наконец, в недавно предложенном методе изохронной диагностики кинематики волны плотности (Оеу et al., 2003), в предположении, что звездообразование вызвано спиральной волной плотности, за положение спиральной волны плотности принимается положение самых молодых НП-комплексов.
Остается актуальной проверка самой гипотезы о взаимосвязи между волной плотности и звездообразованием в галактических дисках, которая должна основываться на сопоставлении независимо определенных кинематических величин с наблюдаемым распределением скорости звездообразования в галактиках.. Исследование кинематики газа и звездообразования в галактических дисках является одним из путей выявления и описания связей между этими процессами.
Чтобы непосредственно сравнить скорость втекания газа в спиральный рукав или амплитуду гравитационного потенциала спиралей, или величину скачка плотности в газе, также как и положение коротационного резонанса с распределением темпа звездообразования в диске требуется знать, с одной стороны, поле спиральных возмущений скорости, вызванное волной плотности, с другой стороны, - радиальный профиль функции звездообразования в галактическом диске. Пекулярные движения газа, вызванные волной плотности, могут быть определены из анализа наблюдений двухмерного поля скоростей газа в диске. Определение и исследование начальной функции масс в молодых комплексах звездообразования (гигантских областях НИ) на основе многоцветной UBVRHa фотометрии и спектроскопии позволяет получить радиальный профиль поверхностной плотности скорости звездообразования в дисках галактик.
Для решения поставленных задач нами были разработаны новые методы анализа наблюдательных данных. В работах (Сахибов и Смирнов, 1987, 1988, 1989, 1990) нами впервые применен метод Фурье анализа азимутального распределения лучевых скоростей в кольцевых зонах удаленных на различные расстояния от центра для галактик NGC 3031, NGC 925, NGC 2903 и NGC 6646. Подобный подход, при исследовании возмущенных скоростей в галактиках NGC 4321, NGC 157 и NGC 3631, был применен позднее в работах других авторов (Canzian and Allen, 1997; Fridman et al. 2001, 2001a). Для нашей Галактики, оценки динамических параметров волны плотности были получены из анализа локального поля скоростей в волне плотности по движению звезд (Creze and Mennesier, 1973; Мишуров и др., 1979). Коэффициенты Фурье при различных гармониках, позволяют выделить некруговые движения и строить неискаженные ими «чистые» кривые вращения, а также определить ориентацию в пространстве самих галактических дисков Интерпретация различных Фурье гармоник в рамках теории спиральной волны плотности дала новый метод определения положения коротационного радиуса в спиральных галактиках. Позже этот метод в не полной мере был повторен другим автором (Canzian, 1993). Не в полной мере потому, что в этой работе пренебрегли вкладом радиально-симметричного движения газа в дисках галактик в радиальную компоненту первой гармоники Фурье, от величины которой зависит выполнение условия коротационного резонанса на том или ином расстоянии от центра. Присутствие радиально симметричных движений в галактических дисках предполагается как в теоретических исследованиях (Ohnishi, 1973; Moss et al., 2000), так и проявляется в наблюдениях ( Сахибов и Смирнов, 1987, 1989; Fraternali et al., 2001; Schinnerer et al., 2000). Развитый в диссертации подход по выявлению пекулярных скоростей в газа в галактических дисках с помощью пространственного Фурье анализа, получил применение и развитие в работах группы российских авторов по восстановлению полного поля скоростей в дисках и поиску новых структур в спиральных галактиках (Fridman and Khoruzhini, 2003 и ссылки в работе).
До появления наших работ по исследованию некруговых движений газа во внешних спиральных галактиках во второй половине восьмидесятых годов все тесты спиральной структуры имели качественный характер. Суть этих тестов заключается в следующем:
- согласуется ли распределение пекулярных скоростей с наблюдаемым спиральным узором?
- согласуется ли наблюдаемый спиральный узор с дисперсионным соотношением?
- согласуются ли между собой амплитуды спиральных возмущений гравитационного потенциала, определенных из вариаций поверхностной яркости при переходе из межрукавной области в спиральный рукав и амплитуды соответствующие пекулярным движениям газа и звезд в диске При этом предполагается существование определенной, обычно второй, моды спиральной волны плотности. В нашем подходе типы и величины некруговых пекулярных скоростей выявляются и оцениваются безотносительно их происхождения. Далее, выявленные функции некруговых скоростей описываются спектром моделей волн плотности ( а не одной заранее выбранной модой ), а также движениями иной природы (например радиально-симметричное движение). Теоретические параметры волны плотности, например, положение коротационного и линбладовских резонансов, определяются непосредственно из соотношения наблюдаемых амплитуд различных гармоник Фурье, а не подбираются путем мультивариационного анализа. Примененный нами подход при исследовании кинематики газа в дисках спиральных галактик поясняется схемой, приведенной на следующей странице.
Схема исследования кинематики газа в спиральных галактиках
Радионаблюдения в НІ -WHISPWesterbork observations of neutral Hydrogen in Irregular and SPirals
Фабри Перо наблюдения в На GHASP Gassendi На survey of SPirals
Полевая сперктроскопия
Банк Данных 2-мерные поля лучевых скоростей в спиральных галактиках
х, у, Vr
Фурье анализа азимутального распределения лучевых скоростей в кольцевых зонах удаленных на различные расстояния от центра
галактики
РА і
an(R),bn(R) (n=0,1,2,3)
(Сахибов и Смирнов, 1987, 1989,1990,2004)
Расчет кинематики спиральной волны плотности. Кривая вращения Ve(R) ; Радиус коротации R Внутренний RL- И
Внешний RL+ резонансы Линблада; Скорость втекания газа в рукав как функция расстояния от центра
галактики;. ГСахибои и Смипнов. 1987. 1989. 1990.2004Ї
Впервые также, нами был развит метод инверсии интегральных цветов комплексов звездообразования в параметры начальной функции масс (НФМ), режима и скорости звездообразования (СЗО) (Sakhibov and Smirnov, 2000; Сахибов и Смирнов, 2001). Состав звездного населения в комплексах звездообразования (КЗО) в галактиках содержит информацию об истории звездообразования, эволюции химсостава и эволюции галактики в целом. Поэтому для понимания процессов формирования галактик, важно интерпретировать наблюдаемые характеристики КЗО в терминах физических параметров, таких как возраст, режим звездообразования, начальная функция масс (НФМ).
Различают два основных подхода для разрешения этой задачи. Первый, это метод эволюционного популяционного синтеза, который рассчитывает спектральную эволюцию звездного скопления на базе теории эволюции звезд, звездных спектральных библиотек при заданных параметрах НФМ, скорости (режиме) звездообразования и химической эволюции (Tinsley, 1972; Larson and Tinsley, 1978; Fioc et al., 1997: Bruzual and Chariot, 1993; Leitherer С et al., 1999 и ссылки в них). Результаты метода зависят от принятых треков эволюции звезд, НФМ и режима звездообразования, В рамках сделанных предположений вариации цветов в областях звездообразования относят обычно к вариациям возраста, химсостава и внутреннего поглощения света.
Второй подход это метод синтеза звездного населения на базе наблюдаемых характеристик звезд и звездных скоплений или метод эмпирического популяционного синтеза (Spinrad and Taylor, 1971; Bica, 1988; Pelat, 1998; Boisson et al., 2000).
Наибольшее развитие этот метод получил при вычислении синтетических спектров галактик с использованием эмпирически построенных спектров звездных скоплений (Bica, 1988; Bica and Alloin, 1987; Schmidt et al., 1991; Bonatto et al., 1995; Bonatto et al., 2000; Cid Fernandes et al., 2001 и ссылки в них). Основной проблемой метода эмпирического популяционного синтеза является неоднозначность решения, так как необходимо решить сильно вырожденную алгебраическую систему уравнений. Первая версия метода (Bica, 1988) использовала 35 параметров, скомбинированных в различных пропорциях для вычисления 9 величин эквивалентных ширин линий поглощения в спектрах галактик. Комбинации параметров, которые давали 10% процентное совпадение 9 вычисленных значений эквивалентных ширин с наблюдениями рассматривались как решение. Окончательная комбинация параметров вычислялась как среднее арифметическое всех решений. В последние годы достигнут значительный прогресс в преодолении неоднозначности решения эмпирического популяционного синтеза. Помимо сокращения числа элементов с 35 до 12 (Bica and Alloin, 1987), использования показателей цвета в звездном континууме (Bonatto et al., 2000), расширения наблюдательной базы звездных скоплений в область далекого ультрафиолета (Bonatto et al., 1995), была сформулирована и формализована процедура статистического анализа для нахождения наиболее вероятного решения (Cid Fernandes et al., 2001).
Наш подход можно характеризировать как дальнейшее развитие, расширение метода эволюционного синтеза, примененный к молодым комплексам звездообразования (КЗО гигантским зонам НИ) во внешних галактиках. Расширение относится к применению эмпирической связи между возрастом и размером области звездообразования, впервые установленной Ефремовым и Элмегрином (Efremov and Elmegreen, 1998), наряду с комплексным многопараметрическим анализом наблюдаемого распределения энергии в спектре КЗО, по сути инверсии показателей цвета в параметры начальной функции масс звезд и истории звездообразования в комплексе. В этом состоит существенное отличие нашего подхода от выше перечисленных, в основе которых лежит метод мультивариационного анализа - согласование синтетических модельных цветов путем вариаций свободных параметров. В нашем подходе свободные параметры (например химсостав, поглощение света) не варьируются, а фиксируются наблюдениями. Применение эмпирического соотношения между возрастом и размером комплекса звездообразования в качестве дополнительного ограничения позволило снять вырождение НФМ - история СЗО, состоящего в том, что различным режимам (историям) звездообразования при различных НФМ соответствуют одинаковые интегральные цвета (Scalo, 1986). Использование эмпирической зависимости возраст - размер, наряду с моделями эволюционного синтеза при определении параметров звездообразования позволяет характеризовать данный подход как эмпирический эволюционный синтез. Наиболее доступными для изучения звездного состава и его эволюции методом эмпирического эволюционного синтеза являются молодые комплексы звездообразования в спиральных и неправильных галактиках.
Схема исследования звездообразования в молодых КЗО - гигантских областях ШІ в галактиках
U,B,V,R фотометрия молодых КЗО - гигантских областей НИ в галактиках: Банк данных (Сахибов и Смирнов, 1999)
Спектроскопия и спектрофото-метрия молодых КЗО -гигантских областей НП в галактиках: [ОШ]/Нр [NII]/Ha, Н
В/На На-поток. Банк данных
Цвета, (U-B)obs, (B-V)obs, (V-R)obs, LCI obs» исправленные за поглощение в континууме A v и вклад эмиссии газа в континуум (Сахибов и Смирнов, 1999)
Инверсия наблюдаемых интегральных цветов КЗО в параметры звездообразования: a, Mmax, t, режим
(Сахибов и Смирнов, 1999а, 2000,2001, 2004)
Поглощение в континууме
A v=(l-b).A™+b.Afs (Сахибов и Смирнов, 1995)
Полуэмпирическая модель излучения газа в КЗО (Сахибов и Смирнов, 1992):
- бальмеровское поглощение Avgas;
- лаймановские кванты NLC
- мера эмиссии ME;
- электронная температуру Те;
- вклад эмиссии газа в континуум
- химический состав z
Эволюционные модели звездного
населения молодого комплекса
звездообразования (Мякутини
Пискунов, 1996):
(U-B) = f1(a,Mmax,t,z)
(B-V) = f2(oc,Mmax,t,z)
(V-R) = f3(a,Mmax,t,z)
LCI = f4(a,Mmax,t,z)
На предыдущей странице приведено схематическое представление инверсии фото и спектрометрических характеристик в параметры характеризующие процесс звездообразования в КЗО.
Эволюционные модели звездного населения КЗО, связывающие эти параметры с интегральными цветами представлены в табличной форме с некоторым шагом по а, Мщах» Д1 Двух сценариев истории звездообразования (взрывного и непрерывного продолженного во времени). Каждый узел таблицы есть абстрактная модель звездного скопления с фиксированными внутренними параметрами химсоставом, НФМ, возрастом, режимом звездообразования. Для каждого узла таблицы были вычислены внешние параметры -четыре интегральных показателя цвета, характеризующие распределение энергии в спектре абстрактной модели звездного скопления.
Инверсия наблюдаемых цветов в параметры звездообразования сводится к тесту на соответствие внешних параметров каждого узла - распределения энергии в спектре абстрактного звездного скопления, с распределением энергии в спектре реального комплекса звездообразования. Цвета реального скопления предварительно исправляются за поглощение света и вклад эмиссионных линий газа в звездный континуум. Тест организован таким образом, что выбирается именно тот узел -абстрактная модель скопления, внешние параметры которой (модельные цвета) наилучшим образом соответствуют распределению энергии в спектре реального КЗО ( в идеальном случае совпадают в точности). Так как наше множество
вычисленных абстрактных моделей дискретно, то идеальное совпадение недостижимо. Поэтому одному и тому же реальному объекту будут соответствовать несколько близких узлов (моделей). От величины шага таблицы моделей зависит точность метода, которая перекрывается точностью оценок наблюдаемых цветов.
Представленный метод эмпирического эволюционного синтеза является интегральным, непрямым методом. Имея несколько худшую точность, по сравнению с прямыми подсчетами звезд, метод позволяет определить не только наклон НФМ, но и ее верхний предел масс, а также возраст и режим звездообразования для большего числа объектов в удаленных галактиках, недоступных для прямых звездных подсчетов. Подобная процедура полезна для изучения систематических свойств КЗО в различных галактиках при различных физических условиях. Связи между характеристиками звездообразования в отдельных комплексах и свойствами, как локальными, так и глобальными, материнской галактики являются основой для построения эмпирической модели эволюции галактики.
Оба наших метода позволили дать количественное описание исследованных процессов на основе результатов наблюдений лучевых скоростей и многоцветной фотометрии и спектроскопии комплексов звездообразования в дисках галактик. В этом состоит главное отличие развитых нами методов от многочисленных тестов спиральных волн плотности в галактиках (Burton, 1973; Linblad, ; Wielen, 1977; Toomre, 1977; Kalnajs, 1978; Visser, 1980, 1980a) и начальной функции масс в комплексах звездообразования (см обзоры Scalo, 2000, 2001).
В последние годы, при неимоверно возросшем потоке информации, наблюдается тенденция, когда авторы, проведя на протяжении нескольких лет трудоемкие наблюдения и, получив, огромный объем данных, ограничиваются первичным, качественным анализом, не доведя результаты до количественного описания с помощью физических величин. Сравнение с теорией зачастую проводится на двумерных диаграммах, где результаты наблюдений сопоставляются с предсказанными теоретически наблюдаемыми данными. При этом одни и те же наблюдения могут удовлетворять иногда противоречащим друг другу теоретическим моделям. Объективным затруднением является то, что обработка результатов астрофизических наблюдений в большинстве случаев не поддается или с трудом поддается формализации. Каждый случай требует специального рассмотрения, каждый случай является исключением. Поэтому не использованными до конца, не доведенными до физических оценок остаются большие ряды наблюдений. Именно эти затруднения были преодолены с помощью развитых в данной работе методов Фурье анализа полей лучевых скоростей и инверсии наблюдаемых показателей цвета КЗО в дисках галактик в физические величины.
Полученные физические характеристики спиральной волны плотности и звездообразования в дисках галактик могут быть использованы для исследования связей между звездообразованием и кинематикой газа в дисках спиральных галактик. Установленные таким образом из наблюдений связи между динамическими параметрами вращающегося диска и характеристиками звездообразования могут существенно сократить как число свободных параметров в теоретических моделях эволюции галактик, так и число самих моделей. Определив НФМ и историю звездообразования для всей выборки КЗО в галактике, можно предсказать интегральные эффекты его воздействия на химсостав межзвездного вещества и количество кинетической энергии поступившей -в межзвездную среду. Форма радиального распределения скорости звездообразования и положение коротационного и линбладовских резонансов могут служить исходной предпосылкой эмпирической модели эволюции для конкретной галактики. В конце последней пятой главы на примере двух галактик мы рассмотрим возможный подход к построению такой эмпирической модели на примере галактик NGC 628 и NGC 6946.
• Моделирование различных аспектов эволюции галактик очень популярно в современной астрофизике (Тутуков, 2002 и ссылки в статье). Научившись определять из наблюдений физические характеристики динамических процессов и процессов формирования звезд в галактических дисках, а также их взаимосвязи, мы вплотную подошли к проблеме построения эмпирической модели эволюции для конкретной дисковой галактики, охватывающей ее фотометрическую, динамическую и химическую стороны. Построение же модели в целом требует отдельного возможно много большего по своему объему как теоретических так и наблюдательных исследований и не входит в цели данной работы.
В работе преследовались следующие основные цели.
1. Разработка метода анализа наблюдаемого двухмерного поля лучевых скоростей в галактическом диске с целью определения типов и величин некруговых пекулярных скоростей безотносительно их происхождения, вне рамок какой либо постулированной теории.
2. Интерпретация полученной картины некруговых движений в дисках исследованных галактик в рамках теории спиральной волны плотности. Разработка метода определения коротационного радиуса галактики.
3. Многоцветная фотометрия комплексов звездообразования (КЗО - гигантских областей НИ) в 6 спиральных галактиках (NGC 1068, 4051, 4449, 4490, 4631, 4656) по снимкам, полученным в 1966-1981 гг И. И .Проник и ее коллегами в Крымской обсерватории и любезно нам предоставленным для дальнейшей обработки и изучения. Компиляция и редукция обширного, но разрозненного наблюдательного материала о распределении энергии в спектрах молодых звездных скоплений во внешних галактиках, учет вклада излучения газа в звездный континуум, учет систематического превышения величины поглощения излучения газа по сравнению с величиной поглощения света звезд во внегалактических комплексах звезддобразования.
4. Разработка метода определения начальной функции масс и истории скорости звездообразования во внегалактических комплексах звездообразования на основе многоцветной фотометрии и спектроскопии этих объектов.
5. Выявление и анализ систематических свойств КЗО в различных галактиках при различных физических условиях, поиск связей как между внутренними характеристиками звездообразования в отдельных комплексах так и связей между параметрами НФМ, СЗО и свойствами (локальными и глобальными) материнской галактики.
6. Выявление связей между звездообразованием и кинематикой газа в дисках спиральных галактик
Для осуществления этих целей предлагается следующий план изложения работы.
В главе 1 «Метод исследования кинематики газа в спиральных галактиках» кратко излагается история развития наблюдений 2-мерных полей скоростей, основные результаты, использованный в работе наблюдательный материал. Обсуждается и анализируется вклад различных типов некруговых движений в наблюдаемую лучевую скорость, Излагается метод пространственного Фурье анализа наблюдаемых лучевых скоростей в галактическом диске, излагаются методы учета радиально симметричных движений в диске и определения геометрических параметров галактического диска. Выводится условие для определения коротационного резонанса из наблюдений.
В главе 2 «Некруговые движения газа в галактиках NGC 3031, NGC 2903, NGC 925, NGC 628 и NGC 6946» изложено применение разработанного метода анализа 2-мерных полей лучевых скоростей на примере 5 галактик, проведена интерпретация обнаруженных некруговых движений в рамках теории спиральной волны плотности. Проверено наличие или отсутствие радиально симметричные движения в дисках исследованных галактик. Определены положения коротационных резонансов и построены кривые втекания газа в спиральные рукава в исследованных галактиках. Результаты могут быть сопоставлены с радиальным профилем скорости звездообразования полученным в главе 5.
В главе 3 «Многоцветная фотометрия и спектрофотометрия комплексов звездообразования в спиральных и неправильных галактиках для исследования параметров звездообразования. Наблюдательный материал и редукции» представлены результаты фотометрических измерений КЗО в галактиках NGC 1068, 4051, 4449, 4490, 4631, 4656 по материалам наблюдений в КрАО в период с середины 60-х по начало 80-х годов и предоставленных нам группой профессора И.И. Проник. Проведена компиляция и сравнительный анализ фотометрических и спектроскопических наблюдений 980 фотометрических измерений КЗО в 49 галактиках, проведенных различными авторами в разные годы с помощью разных инструментов. Все полученные и собранные данные редуцированы к стандартной фотометрической системе, Составлен каталог показателей цвета редуцированных к стандартной фотометрической системе UBVR для 575 внегалактических КЗО в 33 галактиках.
Построена полуэмпирическая модель излучения газа в КЗО с целью учета газового излучения в полосы звездного континуума. Получено, что вклад газа в поток в полосах U, В, V не превышает обычно 5% от полной величины потока. Даже в случае NGC 4038/39, системе взаимодействующих галактик со вспышкой звездообразования вклад эмиссионных линий газа в континуум был меньше 7%.
Исследованы особенности поглощения света в комплексах звездообразования. Путем сравнения поглощения излучения звезд и газа в б комплексах в МЗЗ, в 32 комплексах в БМО и в одном объекте в NGC 2403 получено эмпирическое соотношение (коэффициент корреляции г=0.81) между величинами поглощения света в звездном континууме Айв эмиссионных линия газа.
Наблюдаемые цвета комплексов звездообразования - гигантских областей НИ во внешиних галактиках (редуцированные к единой фотометричесокой системе, исправленные за межзвездное поглощение) сопоставлены с теоретическими на двухцветной диаграмме U-B vs. B-V для широкого диапазона изменений параметров звездообразования. Показано существование наблюдательной селекции в выборке наблюдательных данных. Область существования теоретических цветов удовлетворительно описывает наблюдаемое распределение цветов комплексов звездообразования.
В главе 4 «Инверсия интегральных цветов комплексов звездообразования в параметры начальной функции масс и истории звездообразования.» изложен метод инверсии интегральных показателей цвета КЗО в параметры начальной функции масс (наклон и верхний предел масс) и истории скорости звездообразования (возраст и режим звездообразования). Обсуждается точность метода и чувствительность показателей цвета к режиму звездообразования. Построены модельно независимые диаграммы цвет - светимость, цвет-цвет, химсостав-светимость для комплексов с разными режимами звездообразования. Исследована универсальность начальной функции масс во внегалактических комплексах звездообразования. Проведено сравнение полученных результатов с оценками наклона НФМ в звездных скоплениях нашей Галактики и в Магеллановых облаках, полученных путем прямого подсчета звезд.
В главе 5 «Систематические свойства НФМ и СЗО в комплексах звездообразования в спиральных галактиках.» исследованы систематические свойства КЗО в различных галактиках при различных физических условиях. Установлены . эмпирические связи как между внутренними характеристиками звездообразования в отдельных комплексах, так и связи между параметрами НФМ, СЗО и свойствами (локальными и глобальными) материнской галактики. Исследованы вопросы зависимости звездообразования от химсостава исходного газа, от морфологического типа галактики. Исследована взаимосвязь между кинематикой спиральной волны плотности и распределением темпа звездообразования в дисках галактик. Исследовано радиальное распределение величины пространственного рассовмещения положений подгрупп разного возраста в комплексах звездообразования с целью определения положения коротационного резонанса в галактике МЗЗ. Оценена достаточность современного темпа звездообразования для формирования наблюдаемых «экспоненциальных» дисков галактик.
Общий объем диссертации составил 265 страниц текста, в том числе 54 рисунка, 21 таблицы, и список литературы из 246 наименований. Отдельными приложениеми представлены каталог многоцветной фотометрии 575 внегалактических КЗО в 33 галактиках и список 101 КЗО в 18 галактиках с полученными оценками параметров НФМ, возраста и режима звездообразования.
По теме диссертации опубликовано 20 статей.
Практическая ценность работы состоит в том, что впервые предложенный в середине восьмидесятых годов метод анализа наблюдаемого поля лучевых скоростей был успешно применен многими авторами для проверки различных теорий происхождения того или иного типа некругового движения в галактиках, были выявлены новые типы пекулярных скоростей поперек плоскости диска и новые структуры в спиральных галактиках (Fridman and Khoruzhini, 2003). Метод инверсии интегральных цветов КЗО в параметры звездообразования будет находить практическое применение по мере накопления наблюдательных данных для получения НФМ в различных галактиках. Результаты, изложенные в диссертации могут найти применение при построении полуэмпирических моделей эволюции галактик. Результаты исследования имеют большое значение для теории химической эволюции галактик, динамики галактик и теории образования звезд и галактик.
На защиту выносятся следующие основные положения:
1. Метод выявления некруговых движений в дисковых галактиках с помощью пространственного Фурье анализа поля лучевых скоростей.
2. Результаты пространственного Фурье анализа полей скоростей в галактиках NGC 628, 925, 2903, 3031, 6946. Метод определения величины радиуса коротации из анализа радиального профиля коэффициентов Фурье
3. Результаты многоцветной среднеполосной фотометрии 211 КЗО в 6 галактиках и каталог многоцветной фотометрии 575 КЗО в 33 галактиках.
4. Метод инверсии интегральных показателей цвета КЗО в параметры начальной функции масс (наклон и верхний предел масс) и истории скорости звездообразования (возраст и режим звездообразования). Решение проблемы вырождения НФМ - история СЗО при определении параметров звездообразования по фотометрическим величинам.
5. Определение параметров звездообразования в 101 КЗО в 18 галактиках и получение зависимостей параметров звездообразования в комплексах от их характеристик и от свойств галактик. Установление зависимости распределения скорости звездообразования в диске от кинематических характеристик газа.
Основные результаты диссертации апробированы на семинарах ГАИШ МГУ, Института астрономии РАН, Института астрофизики АН Таджикистана, Индийского Института астрофизики в Бангалоре, Института фундаментальных исследованний им Тата в Бомбее, Лаборатории физических исследований в Ахмедабаде, Астрономического отделения Хайдарабадского университета, (Индия, 1990)
Астрономического отделения университета им. Гете во Франкфурте на Майне (Германия, 1998, 2000), Института астрономии им. Макса Планка в Гейдельберге (Германия, 1999, 2001), на заседаниях рабочих групп Галактики и Межзвездная среда, в Москве и Абастуманской АО (1984 -1986), на Азиатско-тихоокеанской конференции МАС в Пекине (1987), на XXII Генеральной ассамблее МАС в Гааге (1994), на 33 симпозиуме Европейского космического агенства "Star formation from the small to the large scale" в Нордвайке (Нидерланды, 1999), на первой и третьей Европейских конференциях "The Evolution of galaxies" в Гранаде (Испания, 2000) и в Киле (Германия, 2002), на 207 симпозиуме MAC "Extragalactic star clusters" в Пуконе (Чили, 2001).
Учет некруговых движений в галактическом диске. Метод определения коротационного радиуса галактики
Коэффициенты при синусах и косинусах полярных углов (т-1)9 и (т+1)9 определяют величину вклада в наблюдаемую лучевую скорость от спиральной волны плотности. Из формулы (1.13) видно, что вторая мода спиральной волны плотности (m = 2), двух рукавная спираль дает вклад в первую (п=1) и в третью (п=3) Фурье гармоники азимутального распределения лучевых скоростей для данного расстояния R от центра. Первая мода спиральной волны (т = 1), однорукавная несимметричная спиральная структура дает вклад в нулевую гармоническую компоненту (п=0, постоянный член) и вторую (п=2) гармоническую компоненту азимутального распределения лучевых скоростей. Поэтому задача вычисления кинематики волны плотности сводится к Фурье анализу азимутального распределения лучевых скоростей на разных расстояниях от центра галактики. 1.4 Учет некруговых движений в галактическом диске. Метод определения коротационного радиуса галактики.
Исходя из приведенных в предыдущем параграфе формул (1.1) и (1.13), наблюдаемая лучевая скорость Vrobs(R, 9) апроксимировалась двухмерной функцией полярных координат (R,e)
Таким образом, лучевая скорость на расстоянии R от центра представлена в виде суммы постоянного члена а0 и ряда синусоидальных членов с частотами v0=l/27t (первой -основной частоты), 2v0 = 1/к (2-й гармонической частоты) и 3V0=3/2TT (3-Й гармонической частоты). Поясним физический смысл искомых коэффициентов an(R), bn( R). Различные моды спиральной волны (m = 1,2,3...) будут давать вклад в различные гармонические компоненты ряда Фурье. Постоянный член ao(R) может состоять из систематической скорости галактики как целого Vsys и вклада от первой моды спиральной волны плотности a0(R) = Vsys + Af- -- }sin(esp-hti)-sin(esp+hji) (1.15) 4Q 2 4 sp v sp где 0sp = h-ctg(ju)-In — - фаза однорукавной спирали. Поэтому, если приписывать значению этого коэффициента только систематическую скорость галактики а0 = V , то может проявляться зависимость величины систематической скорости Vsys от радиуса R рассматриваемой кольцевой зоны. Первая мода (m = 1) дает вклад также и во вторую гармоническую компоненту (п = 2).
Коэффициент ai(R) при косинусе полярного угла 9 первой гармоники (п = 1) состоит из круговой скорости вращения газа в диске Ve(R) и тангенциальной компоненты 8Ve вклада от второй моды спиральной волны. ax{R)=Ve{R) + A - sm{esp-h i)-sm{esp+hju) (Ы6) J Здесь в (1.16) и далее в формулах (1.17) и (1.18) фаза двух рукавной спирали ew = 2 h ctg(ji) In Коэффициент bi(R) при синусе полярного угла 8 первой гармоники (п = 1) состоит из скорости радиально-симметричного движения газа в диске VR(R) и радиальной компоненты 6VR вклада от второй моды спиральной волны.
Предположим на время, что скорость радиально-симметричного движения в диске VR(R) = 0. Из системы уравнений (1.16)-(1.18) получим выражение для круговой скорости вращения диска
Оба условия (1.23) и (1.24), а также формула для кривой вращения (1.19) выведены в предположении равенства нулю радиально симметричного движения VR (R) = 0.
Как показали наши исследования полей скоростей галактик NGC 925, NGC 2903, NGC 3031, NGC 6643 ( Сахибов и Смирнов, 1989, 1990), величина скорости радиально симметричного движения в них составляет 10-20-км/с и должна приниматься во внимание. В настоящее время крупно масштабные радиальные движения газа (10-20 км/с ) в сторону или от центра галактики наблюдательно выявлены в NGC 2403 (к центру Fratemali et al., 2001), NGC 1068 (от центра Schinnerer et al., 2000), NGC 5055 (от центра Blais-Qullette et al., 2004). Существование радиальных течений газа теоретически предсказаны (Ochnischi, 1974) и требуются для объяснения развития и поддержание наблюдаемых магнитных полей в дисках галактик (Lubow et al., 1986; Moss et al., 2000). Поэтому, не учет радиального движения может внести неточности при вычислении кривой вращения и расчете кинематики спиральной волны плотности (в последнем случае сильные). Нами использованы два способа учета радиально симметричного движения, которые будут описаны ниже.
Во вторую гармоническую компоненту Фурье, кроме первой моды (m = 1), может давать заметный вклад и третья мода волны (т=3), которая сильнее проявляет себя во внешней области диска (см. условие 1.23). В работах Fridman et al. (2001; 2001а), исследовавших центральные области галактик NGC 157 и NGC 3631, радиальное поведение коэффициентов при косинусе и синусе угла 20 трактуется как проекции вертикальных (перпендикулярно плоскости диска) движений на луч зрения в спиральной волне.
Как уже упоминалось выше, не учет радиально симметричного движения в галактическом диске приводит к неточной оценке возмущенной скорости от второй моды спиральной волны плотности и, тем самым, к неточной кривой вращения, вычисленной по формуле (1.19). Этот вид движения дает вклад в коэффициент bj(R) при синусе полярного угла 0 первой гармоники (п = 1) Фурье наряду со второй модой (т=2) спиральной волны ПЛОТНОСТИ (1.17). Возникает проблема, как учесть вклад величины VR(R) в определяемый из наблюдений (Фурье анализа поля скоростей) коэффициент bi(R)? В случае туго закрученной спирали, при малых величинах угла закрутки спирали 1 10, можно упростить выражение ({6), считая величины sin(//)» 0 и cos(//) я 1: V =A V-cos(m-0+0sp)-sm(e)+h-A—-sm(m-O + esp)-cos(0) (1.25) Используя, тригонометрическую формулу (10), преобразуем выражение (1.25) к виду:
Некруговые скорости в NGC 2903
Спиральная галактика раннего типа NGC 3031 (М81), Sab по классификации Вокулера (Vaucouleurs, 1981), удаленная на расстояние 3.25 ± 0.20-Мпс, является одной из наиболее изученных в линии 21 см нейтрального водорода методом апертурного синтеза (Rots and Shane, 1975; Gottesman and Weliachew, 1975). Роте (Rots, 1975) построил сглаженную кривую вращения М 81 и провел сравнение наблюдаемых данных по HI с теоретическими моделями спиральных волн плотности так же, как это сделали Шу и др.( Shu et al., 1971), интерпретировавшие оптические наблюдения HII областей Мюнха (Munch, 1959). Предполагая, что радиус коротации соответствует наиболее удаленным от центра галактики областям НИ (Lin, 1970), выбиралась угловая скорость вращения спирального узора, и с помощью дисперсионного соотношения вычислялись остальные теоретические параметры, которые затем сравнивались с наблюдаемой картиной поля скоростей. В работах Visser (1980, 1980а) на основе фотометрических исследований М81 (Brandt, 1972) была выбрана амплитуда потенциала спиральных возмущений, а радиус коротации принимался на конце спирального узора. Далее строилась нелинейная газодинамическая модель, которая сравнивалась с наблюдениями нейтрального водорода НІ Ротса и Шайна (Rots and Shane, 1975). И наконец, Берман и Мишуров (1982) рассчитали геометрию спиральных рукавов и нашли параметры спиральной волны плотности для М81 в рамках модели галактики, состоящей из двух подсистем - вращающейся и не вращающейся (Marochnik et al., 1972). Отличительная черта всех перечисленных исследований состоит в том, что наблюдаемые отклонения от круговой скорости газа лишь сопоставляются с теоретически предсказанными пекулярными скоростями, а не служат для расчета реальной волны плотности в галактике и оценки динамических параметров диска.
Для того чтобы решить эту обратную задачу, прежде всего, необходимо применить метод анализа, который бы выявил различные типы движений и величины вкладов этих движений в наблюдаемые лучевые скорости в различных частях галактического диска. Именно таким методом является метод Фурье анализа углового распределения наблюдаемых лучевых скоростей в тонких кольцевых зонах на разных расстояниях от центра галактики, описанный выше в главе 1.
Применим этот метод для исследования поля скоростей галактики М81, полученного Ротсом и Шайном (Rots and Shane, 1975) по наблюдениям нейтрального водорода НІ на длине волны 21 см на радиотелескопе в Вестерборке. Так как галактика М81 была хорошо изучена разными методами, то она была выбрана первой для отработки метода и сравнения результатов с выводами других авторов.
Методом наименьших квадратов была решена система уравнений (1.14) главы 1 относительно коэффициентов an(R), bn( R) (n=0, 1,2,3) для ряда кольцевых зон со средним радиусом Rj от 3.5 до 11 кпс и с шагом по R 1 кпс. Для каждой кольцевой зоны Rj использовалось около ста условных уравнений (1.14). Хотя наблюдения простираются до расстояния 21 кпс, ограничимся в данном рассмотрении оптической границей галактики 11 кпс. За пределами видимых в оптике спиралей (R 11 кпс), возмущения поля скоростей не носят спиральный характер, величина радиальной компоненты полной скорости прогрессивно растет с R и становится сопоставимой с азимутальной компонентой скорости, то есть скоростью дифференциального вращения диска. Следовательно, внешние области галактики нельзя рассматривать без учета влияния спутников: галактик М82 и NGC 3077. Водородный мост между М82 и М81, а также наблюдения NGC 3077 говорят о взаимодействии с М81 (Appleton et al., 1981).
Фотометрические многоцветные наблюдения КЗО в спиральных и неправильных галактиках
Галактика NGC 2903-спираль Sc типа, имеет морфологические особенности: бароподобную структуру в центре; в ядерной области наблюдаются шесть «горячих пятен» - узлов; наблюдается также различие в эллиптичности между периферийной и внутренней областями галактики. Нами рассмотрена только внутренняя область галактики (1 кпс R 6 кпс). Двумерное поле скоростей построено по интерферограммам Фабри-Перо в линии На, полученным на 6-метровом телескопе С АО РАН (Marcelin et al., 1983) с разрешением около 10". Основными выводами работы были геометрические параметры и систематическая скорость, перечисленные в табл. 2.1, а также некруговые скорости, обнаруженные в области спиральных рукавов. Нами проведен Фурье анализ двумерного поля лучевых скоростей, полученного в работе (Marcelin et al., 1983) с целью количественного описания поля пекулярных скоростей.
Позиционный угол РА, наклон і систематическая скорость Vsys, определенные в данной работе находятся в удовлетворительном согласии с оценками других авторов, произведенными разными методами (см. табл. 2.1).
На Рис. 2.7. приведен Фурье спектр поля скоростей NGC 2903 до расстояний R-5.5 кпс. На Рис. 2.7(6) показан радиальный ход разности квадратов коэффициентов при синусе угла 30 и при синусе угла 6: (pl-bf). Из Рис. 2.7(6) можно видеть, что на расстоянии RM- кпс выполняется условие (1.23) главы 1, определяющее положение радиуса коротации R . Соответствующая скорость твердотельного вращения спирального узора при данном радиусе коротации будет 2Р= 58± 2 км/с/кпс. Причем поведение разности квадратов ірі -А,2) в области радиуса коротации неотличимо при повторной итерации ( кружки), так как радиальное движение в этой области отстутсвтует (см. Рис. 2.7г). Данная оценка радиуса коротации отличается от нашей первоначальной (Сахибов и Смирнов, 1989) по следующей причине. В работе Сахибов и Смирнов (1989) при анализе поля скоростей в NGC 2903 нами применено приближение туго закрученной спирали. Две из четырех оптических ветвей, описанных в каталоге Данвера (1942) имеют углы закрутки // = 15" и // = 17. Наши собственные оценки угла закрутки дали соответственно // = 14.4 10.2 для западной ветви и ji = 18.2" ±0. Г для восточной ветви. Приближение туго закрученных спиралей, использованное нами при интерпретации величин коэффициентов Фурье применимо для углов закрутки // 10. Поэтому результаты такой интерпретации могли давать искаженную картину. Метод последовательных итераций, использованный нами в более поздних работах применим как туго закрученным, так и к открытым спиральным узорам. Поэтому в случае галактик с туго закрученными спиральными ветвями появляется возможность сопоставить результаты интерпретации полученных коэффициентов Фурье как в приближении тугой закрутки, так и методом повторных итераций. Такое сопоставление, проведенное для галактик NGC 3031 (М81) и NGC 925 где были применены оба метода, показало удовлетворительное согласие полученных результатов. В случае же NGC 2903, где приближение тугой закрутки не применимо, нами получена противоречивая картина. Поэтому остановимся в данной работе на интерпретации коэффициентов Фурье с помощью более общего метода повторных итераций.
На Рис. 2.7в показан радиальный ход коэффициента aj(R) при первой Фурье гармонике (квадраты) в формуле (1.14) главы 1, который состоит из круговой скорости вращения диска и вклада от второй моды спиральной волны (см. формулу (1.16) главы 1). Открытыми кружками показана кривая вращения Ve(R), полученная по формуле (1.19) главы 1, учитывающей некруговые движения от спиральной волны плотности. При учете некруговых движений газа в диске величина максимальной скорости вращения возрастает, на кривой вращения появляется характерный горб (кружки и треугольники). Учет радиально 82 симметричного движения в области 2.5 - 3.5 кпс несколько сглаживает форму кривой вращения (треугольники).
Зная угловую скорость вращения галактики Q(R) = Ve(R)/R и скорость вращения спирального узора !Qp, можно вычислить радиальную функцию эпициклической частоты K(R) И радиальную функцию частоты спирального узора v(R) и, тем самым, вклад (модуляцию по радиусу) от спиральной волны плотности в коэффициенты Фурье an(R), bn( R) в формуле (1.14) главы 1.
На Рис. 2.7а показан радиальный ход коэффициента ao(R) (квадраты) в формуле (1.14), который может состоять из систематической скорости галактики как целого Vsys и вклада от первой моды спиральной волны (см. формулу (1.15) главы 1). Открытыми кружками показана аппроксимация величины ao(R) моделью первой моды (т=1) спиральной волны. Первая мода (открытые кружки) вычислена из полученных выше кривой вращения, угловой скорости спирального узора и эпициклической частоты. Величина систематической скорости галактики Vsys=(561±2) км/с определена методом наименьших квадратов из системы уравнений для коэффициента ao(R) ( формула (1.15)), написанных для разных расстояний R от центра галактики. Из Рис.2.7а видно, что без учета первой моды спиральной волны плотности, полагая ao(R)=Vsys, мы получим, что систематическая скорость каждой кольцевой зоны зависела бы от радиуса кольца.
Метод инверсии интегральных цветов в параметры звездообразования при фиксированной доле квантов лайма-новского континуума не участвующих в ионизации
Нами проведены измерения 211 КЗО в 6 спиральных галактиках (NGC 1068, 4051, 4449, 4490, 4631, 4656). Измерения проводились по снимкам, полученным в 1966-1981 годах И. И .Проник и ее коллегами в Крымской обсерватории. Измерения проводились в 8 спектральных полосах, центрированных на эмиссионные линии и участки спектра без эмиссионных линий (звездный континуум). Цветовая система и методика измерений идентичны проводившимся ранее исследованиям многоцветной фотометрии галактик и деталей в них (Проник и Чуваев, 1967, 1968, 1969, 1971, 1972, 1972а; Добродий и Проник, 1979; Григорьева, 1976, 1979, 1980; Артамонов, 1974). Наблюдения проводились на 2.6 метровом телескопе ЗТШ с ЭОПом. Были использованы полосы шириной 200 А, центрированные на звездный континуум 3600, 4680, 5280, 6090, 7400 А, и полосы шириной 160 А, центрированные на эмиссионные линии газа 3730, 5060, 6600 А (здесь и далее фотометрическая система КрАО). Голубая часть спектра характеризовалась отношениями І3б(х/І4б80 желтая область спектра представлена относительными интенсивностями І468(Д5280 и І468(/І6090- красная область спектра -отношением Іу528(/І74оо- Для каждой галактики было получено от 2 до 6 снимков в каждом спектральном диапазоне. Перевод измерений в абсолютные потоки в энергетических единицах проводился по полученные в те же даты внефокальным изображениям звезд 76 Coma и 49 Pleiad. Учет неравномерного фона галактики проводился по измерениям в непосредственных окрестностях КЗО. Результаты измерений были редуцированы нами в фотометрическую систему UBVRHa..
Начиная с 1967 года, опубликовано большое количество исследований многоцветной фотометрии КЗО в различных галактиках. Использовались различные цветовые системы, методика наблюдений и обработки результатов. Нами проведена компиляция всего опубликованного материала по фотометрическим наблюдениям КЗО в спиральных и неправильных галактиках. Собранные наблюдения проводились в следующих фотометрических системах и по следующим методикам: а) фотографические наблюдения в UBVR системе (наблюдения 233 объектов); б) фотографические наблюдения 470 объектов с ЭОПом в узкополосной фотометрической системе КрАО (характеристики полос приведены в (Проник и Чуваев, 1967)); в) наблюдения в BVRHa системе, проведенные с помощью ПЗС камеры (наблюдения 97 объектов - Маууа, 1994); г) фотоэлектрические наблюдения в системе UBV (наблюдения 8 объектов - Wray and Vaucouleurs, 1980); д) узкополосные спектрофотометрические наблюдения в континууме и измерения эквивалентных ширин эмиссионных линий (наблюдения 105 объектов: McCall et al., 1985; D Odorico etal., 1983).
В системе КрАО опубликованы наблюдения 259 объектов, с учетом измерений в данной работе - 470 объектов. Опубликованные результаты наблюдений представлены в двух системах - здесь и далее назовем их KpAOl и КрА02. В системе KpAOl распределение энергии в синей области спектра характеризуется отношением интенсивностей в спектральных полосах І3730 4680- Распределение энергии в желтой области спектра характеризуется отношением интенсивностей в спектральных полосах І4680 6090- В системе КрА02 распределение энергии в синей области спектра характеризуется отношением интенсивностеи в спектральных полосах 13600 4680- Распределение энергии в зеленой области спектра характеризуется отношением интенсивностеи в спектральных полосах І4680/І5280 а распределение энергии в красной области спектра - отношением интенсивностеи І5280 7400- В обеих системах определялась интенсивность эмиссионных линий Н и
Группа наблюдений (д) состоит из двух выборок: наблюдения Маккола и др. (McCall et al., 1985) проводились с использованием полос шириной 100 А, центрированных на длины волн 4036 А и 4785 А, а также полосы шириной 200 А, центрированной на длину волны 5445 А. Измерялись также эквивалентная ширина линии Нр и относительные интенсивности многих эмиссионных линий. Здесь и далее обозначим эту систему MRS;
Одорико и др (D Odorico et al., 1983) привели звездные величины в полосах В и V, полученные из монохроматических потоков на длинах волн 4450 А и 5500 А. Измерялись также эквивалентная ширина линии Hft и относительные интенсивности многих эмиссионных линий.
Во всех рассмотренных выборках проводилось исключение фонового излучения галактики из измеренных яркостей КЗО, т.о. приведены характеристики собственного излучения КЗО. Другие работы, в которых излучение КЗО не отделялось от излучения галактики, не сопоставимы с другими результатами, и нами не рассматривались.
