VIVOS VOCO: Н.А. Тихонов, "Считаем звезды: звездные гало спиральных галактик"

Считаем звезды
Звездные гало спиральных галактик

Н.А.Тихонов
Николай Александрович Тихонов, д.ф.-м.н., в.н.с. Специальной астрофизической обсерватории РАН
(пос.Нижний Архыз, Карачаево-Черкесия).

Внегалактическая астрономия изучает гигантские звездные системы - галактики, находящиеся далеко за пределами нашей собственной - Млечного Пути. Как и в любой науке, объекты исследования в первую очередь следует классифицировать, чтобы понять хотя бы самые простые взаимосвязи между ними. В первой половине XX в. было предложено несколько схем классификации, каждая из которых учитывала те или иные физические параметры галактик, но в конечном счете астрономы остановились на наиболее простой схеме, предложенной Э.Хабблом и применимой для подавляющего большинства наблюдаемых галактик. В основу классификации был положен внешний вид галактик на снимках крупнейшего в то время телескопа - 2.5-метрового рефлектора обсерватории Маунт Вилсон (США). Не вдаваясь в детали предложенной схемы, отметим, что названия типов галактик: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные (иррегулярные) - говорят сами за себя, отражая их видимую форму.

Рис. 1. Туманность Андромеды, ближайшая к нам гигантская спиральная галактика М31.

Голубой цвет спиральных ветвей появляется из-за присутствия в них многочисленных областей звездообразования с яркими голубыми сверхгигантами. Действительный размер галактики в несколько раз превышает ее видимые на снимке размеры. Рядом с галактикой М31 видны два ее малых спутника - галактики M32 и NGC205. (http://antwrp.gsfc.nasa.gov)

Если при введении классификации было совершенно неизвестно, в чем причина различий внешнего вида галактик, то дальнейшие исследования показали, что вид галактик соответствует и различию их звездного состава. Эллиптические галактики, например, состоят большей частью из старых звезд: содержание водорода в них настолько незначительно, что процессы звездообразования не происходят, а значит, отсутствуют и яркие молодые звезды. В противоположность эллиптическим, спиральные галактики, ярким представителем которых служит известная многим туманность Андромеды (или М31 по спискам Ш.Месье 1771 г., рис.1), наоборот, содержат много водорода, и процессы звездообразования в них протекают весьма интенсивно, приводя к рождению все новых и новых звезд. Многочисленные области звездообразования располагаются в таких галактиках вдоль спиральных ветвей и создают индивидуальный, запоминающийся вид галактики. Недаром многие спиральные галактики имеют собственные имена: Водоворот (рис.2), Подсолнечник и др.

Рис. 2. Спиральная галактика М51, видимая “плашмя”.

Красные области вдоль спиральных ветвей - области ионизованного водорода, переизлучающие свет ярких молодых звезд в красной области спектра. (http://antwrp.gsfc.nasa.gov)

Где прячутся звезды

В конце 80-х годов прошлого века после многолетних исследований спиральных галактик усредненная модель их звездного строения была достаточно простой. Центральное место занимал так называемый балдж - сферическое образование старых звезд и звезд промежуточного возраста. Основное тело галактики виделось как диск, состоящий из звезд разного возраста, от молодых сверхгигантов до старых красных гигантов, распределенных вдоль радиуса галактики по экспоненциальному закону. И, наконец, галактику окружало сферическое гало, состоящее из нескольких десятков или сотен шаровых звездных скоплений и отдельных звезд.

Шаровые звездные скопления, состоящие иногда из миллиона звезд (рис.3), отчетливо наблюдались и в других спиральных галактиках, а не только в нашей собственной, и было видно, что их пространственное распределение выходит далеко за пределы наблюдаемых дисков галактик. Что касается “отдельных звезд гало”, то здесь использовались скорее умозрительные соображения. Было известно, что в нашей Галактике за пределами звездного диска обнаруживаются старые маломассивные звезды типа RR Лиры. Эти звезды надежно выделяются среди окружающих соседей из-за периодических пульсаций своего блеска. Можно было предполагать, что область, занятая подобными звездами, содержит и старые звезды другого типа - красные гиганты, например. Таким образом, считалось, что область сферического гало заполнена старыми звездами. Вопрос о размерах звездного гало и законе изменения звездной плотности не рассматривался из-за отсутствия каких-либо наблюдательных результатов. Неявно предполагалось, что плотность звезд гало постепенно падает до нуля на больших расстояниях от центра. Поскольку в других галактиках, кроме нашей собственной, исследовать слабое звездное население было затруднительно или просто невозможно, то модель звездного строения спиральной галактики оказалась построенной главным образом на результатах исследования Млечного Пути, в предположении, что и другие галактики устроены подобным образом.

Рис. 3. Шаровое звездное скопление М10, одно из 250 таких скоплений, принадлежащих нашей Галактике и образующих протяженную подсистему. Все звезды этого скопления имеют возраст более 10 млрд лет, а само скопление образовалось на ранних этапах жизни нашей Галактики. Оранжевые по цвету звезды - красные гиганты, а голубые звезды - старые маломассивные (0.6-0.8 M¤) звезды в стадии горения гелия. (http://antwrp.gsfc.nasa.gov)

В 1979 г., почти одновременно, В.Цикоуди [1] и Д.Бурштейн [2] опубликовали свои работы, где доказали, что диски линзовидных галактик имеют более сложное строение, чем предполагалось ранее. На основе полученных фотометрических профилей линзовидных галактик, видимых с ребра, было найдено, что диски этих галактик состоят из двух подсистем, имеющих разные градиенты яркости вдоль оси Z, т.е. перпендикулярно плоскости галактики. Более пологую и более протяженную подсистему назвали “толстым диском”.

В 1983 г., исследуя пространственное распределение звезд нашей Галактики, Дж.Джилмор и Н.Рейд установили [3], что малометалличные красные гиганты образуют более протяженную подсистему, чем подсистема молодых звезд. А поскольку название “толстый диск” уже было использовано для обозначения сходных подсистем линзовидных галактик, оно перешло и для обозначения протяженных подсистем спиральных галактик, состоящих из старых звезд с низким содержанием металлов. Напомним, что в ходе эволюции звезд в галактике непрерывно увеличивается содержание тяжелых элементов, и звезды, родившиеся недавно и имеющие возраст несколько сот миллионов лет, содержат их больше, чем звезды с возрастом в несколько миллиардов лет. Поэтому обнаружение в Галактике толстого диска - звездной подсистемы, состоящей из малометалличных звезд, - означало, что открыта древняя структура Галактики, возможно, возникшая на первой стадии образования самой Галактики и несущая информацию о ее первичных параметрах. Что касается еще более протяженной структуры - гало, то астрономы предпринимали непрерывные попытки зарегистрировать его в других галактиках, увеличивая фотометрическую чувствительность аппаратуры.

Кроме желания установить звездное строение галактик, что безусловно необходимо для построения модели их происхождения и эволюции, была еще одна причина для интенсивных поисков гало. Как уже говорилось, спиральные галактики имеют в своем составе много водорода, который излучает в радиодиапазоне на длине волны 21 см. Радионаблюдения позволяли точнее, чем данные оптического диапазона, определить скорости вращения галактик на разных расстояниях от их центра. При этом подтвердился ранее известный из оптических наблюдений факт, что галактики имеют разные угловые скорости вращения на разных расстояниях от центра, т.е. их движение не соответствует закону вращения твердого тела. Но самым интересным было то, что на больших расстояниях от центра галактики, там, где галактика почти и не видна, скорость вращения оказалась весьма значительной. Законы механики и тяготения требуют, чтобы в таком случае за пределами самых дальних радиусов измерения существовала материя, гравитационно участвующая во всех проявлениях кинематических и динамических характеристик галактики. Однако даже на самых глубоких снимках галактик на окраинах не было заметно признаков существования какой-либо светящейся материи. Были предложены многочисленные гипотезы о природе этой невидимой материи, с тем чтобы объяснить результаты измерений вращения галактик. Обсуждение данных гипотез выходит за рамки нашей статьи, отметим только, что каждая из них имеет свои трудности при объяснении наблюдаемых результатов.

Таким образом, у астрономов были достаточно веские основания для поисков хотя бы слабого видимого проявления протяженного гало галактик, исходя из строения Млечного Пути, а также из интерпретации кривых вращения спиральных галактик. Поскольку теоретические расчеты распределения невидимой материи на основе кривых вращения спиральных галактик прямо указывали на периферию галактик, т.е. гало, то наиболее подходящими объектами для поисков такой невидимой материи становятся спиральные галактики, видимые с ребра, где яркий галактический диск занимает минимальную площадь и не мешает регистрации слабосветящихся структур на периферии.

В погоне за гало

Попытки обнаружить гало вокруг спиральных галактик делались неоднократно, особенно при разработке очередного нового прибора или метода регистрации слабых световых потоков. Так было при создании электроннографической камеры, где фотоэмульсия, обычно используемая для ядерных исследований, располагалась вместе с фотокатодом в высоком вакууме, при внедрении новых фотоэмульсий, очувствляемых в водородной среде, при появлении электронно-оптического преобразователя или приборов с зарядовой связью (ПЗС-матриц). Техническая трудность состояла в том, что на уровне фона свечения ночного неба требовалось найти протяженный объект с поверхностной яркостью, в 1000 раз меньшей, чем поверхностная яркость ночного неба. Задача усложнялась также из-за присутствия на снимках большого количества ярких звезд, принадлежащих нашей Галактике и занимающих весьма значительную площадь.

Описанные трудности иногда приводили к досадным промахам. Например, в 1994-1998 гг. три коллектива астрономов, работавших на разных телескопах, независимо друг от друга объявили об открытии гало вокруг видимой с ребра спиральной галактики NGC5907 [4-6]. Позднее, на основе многомесячных наблюдений, китайские астрономы доказали ошибку своих коллег. Гало у NGC5907 найдено не было [7].

В 1996 г. Д.Миннити с коллегами объявил об открытии звездного гало в иррегулярной галактике WLM, а в 1999 г. - в карликовой спиральной галактике NGC3109 [8, 9]. Открытия эти в дальнейшем не подтвердились, но они, наряду с результатами изучения галактик другими исследователями, привлекли внимание и инициировали новые работы по поиску гало иным, чем это делалось ранее, методом. С 1994 г. стали доступны качественные снимки космического телескопа “Хаббл”, на которых достигалось угловое разрешение в 0.1ўў (у наземных телескопов атмосферные неоднородности размывают изображение звезды до размера 0.5-2.0ўў). Таким образом, вынос телескопа за пределы земной атмосферы позволил видеть на снимках космического телескопа существенно более слабые звезды, а также разделить на отдельные звезды очень тесные группы звезд: центральные области галактик, области звездообразования, звездные скопления.

Новые наблюдательные возможности возродили давно применявшийся, но для совершенно иных задач, метод прямых подсчетов звезд вместо метода поверхностной фотометрии. Преимущества метода подсчета звезд заключаются в достижении более глубоких фотометрических пределов и в возможности точно знать, распределение каких по возрасту звезд мы исследуем. Однако, чтобы воспользоваться этими преимуществами, необходимо выполнить фотометрию всех звезд снимка хотя бы в двух фильтрах - для разделения всех звезд по цвету (температуре) и яркости. На рис.4 справа показана диаграмма “цвет-величина”, полученная после фотометрии звезд на снимке небольшой части близкой галактики NGC300. По горизонтальной оси нанесены значения показателя цвета (V – I), что соответствует температуре звезды. Значение (V – I) = –0.3 имеют голубые звезды с температурой 20 тыс. градусов, а значение (V – I) = 2.0 имеют красные звезды с температурой 3000 градусов. Для объяснения этой запутанной для неспециалиста диаграммы слева представлен график с изохронами звезд, т.е. линиями, вдоль которых расположены звезды разных масс, но единого для всех звезд этой изохроны возраста. Сопоставляя изохроны и реальную диаграмму “цвет-величина”, можно видеть места расположения звезд того или иного возраста. Поскольку каждая звезда имеет свои пространственные координаты, удается отождествить в самой галактике звезды отдельных частей диаграммы, т.е. определенного возраста, и построить их численное распределение по телу галактики, например вдоль ее радиуса.

Рис.4. Диаграмма “цвет-величина” звезд близкой галактики NGC300 (справа) и график теоретических изохрон различного возраста (слева). У линий приведены возрасты звезд: для молодых звезд - 7 млн, для старых гигантов - 7 млрд лет. По горизонтальной оси нанесен показатель цвета звезд (разность яркости звезд в двух фильтрах), который соответствует температуре звезды, а по вертикальной оси нанесена логарифмическая градация яркости звезд в звездных величинах. Положение нашего Солнца, ввиду его слабого блеска, находится за пределами представленной диаграммы. Сопоставляя наблюдения и результаты теоретических вычислений, можно выделять звезды разного возраста для нахождения их пространственного распределения по телу галактики.

Так как скорость эволюции звезды, изменяющей свои температуру и светимость по мере выгорания водорода и гелия, в сильной степени зависит от ее массы, возникают замысловатые кривые, изохроны, вдоль которых располагаются звезды одного возраста. Видимые на диаграмме сгущения звезд образуются из-за того, что звезда иногда задерживается на отдельных стадиях своей эволюции на миллиарды лет, а некоторые этапы, наоборот, проходит весьма быстро. Поскольку звезд много, на диаграмме “цвет-величина” появляются звездные сгущения, соответствующие этапу медленной эволюции. Зная на основе теоретических расчетов время того или иного этапа жизни звезды и выбирая такие звезды на построенной диаграмме, мы можем вычислить пространственное распределение только данных звезд, избавляясь от звезд фона, далеких галактик и прочих ненужных объектов. При этом мы знаем примерный возраст выбранных звезд. Именно описываемый метод подсчета звезд и был использован несколькими астрономами, в том числе Миннити, для выявления слабосветящихся подсистем галактик. Наиболее полно такие исследования проведены для иррегулярных галактик. Имея относительно малые угловые размеры, эти галактики оказываются привлекательными целями для наблюдений. Исходя из большой численности галактик этого типа, астрономы называют их иногда кирпичиками Вселенной, небезосновательно предполагая их вмешательство во многие процессы “строительства” галактик. В свое время Хаббл, создавая классификацию галактик, поместил иррегулярные и подобные им неясной формы галактики в одну корзину, вроде мусорной в мире галактик. Современные исследование показали заблуждения Хаббла. Иррегулярные галактики оказались карликовыми дисковыми галактиками вполне регулярной структуры, точнее, маломассивной частью общей семьи дисковых галактик, самые большие из которых выступают в роли спиральных.

Изучение звездного населения иррегулярных галактик показало, что в их составе имеются как молодые яркие сверхгиганты, так и старые звезды - красные гиганты. Было отмечено, что красные гиганты имеют более протяженное пространственное распределение, чем молодые звезды. Фотометрируя снимки иррегулярной галактики IC10, полученные на 6-метровом телескопе БТА (Большой телескоп азимутальный) Специальной астрофизической обсерватории (САО РАН), я заметил [10], что красные гиганты распространяются далеко за границы видимых размеров галактики. Можно было считать, что галактика видна плашмя, а это значило, что наблюдаемые красные гиганты образуют подсистему, эквивалентную толстому диску спиральных галактик. Более того, следуя экспоненциальному закону изменения численной плотности вдоль радиуса галактики, красные гиганты демонстрировали резкое изменение градиента численной плотности на расстоянии 11ў от центра (видимый размер галактики всего лишь 5ґ6ў). Если считать, что от центра до радиуса в 11 минут наблюдается толстый диск, то за пределами этого толстого диска, где гиганты все еще продолжали встречаться, должно располагаться еще более протяженное гало, начало которого мы видели на своих снимках. Поскольку поле зрения ПЗС-матрицы БТА составляло тогда всего лишь 2.5ў, следовало получить снимки нескольких полей вдоль радиуса галактики и изучить распределение звезд. К сожалению, дальнейшие наблюдения оказались неудачными из-за погодных условий. А кроме того, к тому времени уже были получены первые результаты распределения красных гигантов в нескольких галактиках на основе фотометрии снимков космического телескопа “Хаббл”. Полученные результаты подтверждали предположение [10], что большинство или даже все иррегулярные галактики обладают протяженными толстыми дисками из красных гигантов. Хотя дальнейшие исследования действительно выявили толстые диски во всех иррегулярных галактиках, более протяженное гало было обнаружено только в двух - сравнительно массивных галактиках IC10 и M82.

Наиболее успешно шло изучение ближайших спиральных галактик Местной группы (М31 и М33), поскольку даже с помощью относительно небольшого телескопа можно было анализировать распределение старых звезд и пытаться обнаружить гало. Красные гиганты регистрировались все дальше от центра галактики, и некоторые авторы уже считали, что нашли гало. Полному успеху мешал небольшой пробел. Было неизвестно, звезды толстого диска или гало обнаруживаются на снимках, поскольку отсутствовал метод определения границы между этими звездными подсистемами. А значит, оставались неопределенными как пространственные размеры толстого диска, так и граница перехода от диска к действительному гало.

Опознание состоялось!

Приступая в 2003 г. к изучению звездных подсистем спиральных галактик, мы уже имели результаты исследования одной такой галактики NGC300, которые подтверждали полученные нами ранее выводы по распределению красных гигантов в маломассивных дисковых галактиках (иррегулярных), а именно: красные гиганты толстого диска и гало имеют разные градиенты изменения численной плотности вдоль радиуса, и данный факт можно использовать для определения границы между этими звездными подсистемами. Так как целью наших исследований были спиральные галактики за пределами Местной группы, только снимки космического телескопа “Хаббл” можно было использовать для получения результатов. К счастью, в архиве телескопа имеется достаточно много доступных исследователям высококачественных снимков спиральных галактик, сделанных для целей разных программ.

Просматривая архивы, мы нашли, что для видимой под небольшим наклоном гигантской спиральной галактики М81 имеются снимки, полученные на разных расстояниях от центра галактики, и можно попытаться сшить эти кусочные данные в единую, вдоль радиуса, последовательность результатов.

Рис.5. Изображение спиральной галактики М81 с разметкой полей космического телескопа “Хаббл”, использованных нами для изучения распределения разных типов звезд вдоль радиуса галактики. Эллипсом показана граница найденного нами толстого диска, состоящего большей частью из красных гигантов. Справа приведены полученные зависимости изменения численной плотности этих звезд и звезд промежуточного возраста (асимптотической ветви гигантов) вдоль радиуса галактики. В распределении красных гигантов виден излом, что соответствует границе между толстым диском и гало. Градиент численной плотности звезд промежуточного возраста также меняется, но при других значениях радиуса. Этот эффект маскирует реальную границу толстого диска для метода поверхностной фотометрии: поскольку яркость звезд асимптотической ветви на 2-3 звездные величины больше, чем красных гигантов, то именно AGB-звезды дают больший вклад в фотометрический профиль галактики.

На рис.5 показан снимок галактики М81 из цифрового обзора DSS2 с разметкой исследованных нами полей. Эллипсом отмечены границы найденного нами толстого диска, за пределами которого начинается гало. Справа от изображения показаны сводные графики распределения вдоль радиуса галактики численной плотности красных гигантов всех полей, т.е. старых звезд, а также более массивных звезд промежуточного возраста (звезд асимптотической ветви гигантов - AGB-звезд). На каждом графике в распределении виден излом, соответствующий границе толстого диска старых звезд и звезд промежуточного возраста. В зависимости от возраста изучаемых звезд наблюдается изменение радиуса толстого диска (23 кпк для красных гигантов и 17 кпк для более молодых звезд асимптотической ветви гигантов).

Аналогичный эффект в разнице пространственных размеров дисков для разных по возрасту звезд был получен нами ранее при исследовании иррегулярных галактик, а позднее и для всех спиральных. Именно отмеченные различия в размерах подсистем у звезд разного возраста и становятся препятствием для метода поверхностной фотометрии при определении границы толстого диска, поскольку метод дает суммарное распределение разных по возрасту звезд, что размывает картину их индивидуального распределения. Если исследование видимых “плашмя” галактик дает закон распределения звезд вдоль радиуса, то изучение галактик, видимых с ребра, позволяет узнать структуру толстого диска и гало в направлении, перпендикулярном плоскости галактики. Глубокие снимки повернутой к нам ребром галактики NGC891, которые имелись в архиве телескопа “Хаббл”, делали ее весьма интересным объектом. По своей морфологии галактика NGC891 (рис.6) очень напоминает Млечный Путь, поэтому было крайне желательно получить характеристики ее звездных подсистем для сравнения их с известными параметрами нашей Галактики.

Рис.6. Изображение видимой с ребра спиральной галактики NGC891 с разметкой полей наблюдений и определенных нами размеров толстого диска и гало. Справа представлены графики распределения численной плотности звезд перпендикулярно плоскости галактики. Так же, как и для распределений звезд вдоль радиуса галактик, здесь наблюдается излом в градиенте численной плотности AGB- и RGB-звезд (звезд асимптотической ветви гигантов и красных гигантов). Граница излома RGB-звезд соответствует границе толстого диска и переходу в гало. Размеры гало, вычисленные экстраполяцией численной плотности, соответствуют размерам прямого измерения численности звезд в поле S2 (нижний график).

Выполнив фотометрию звезд и измерив параметры распределения красных гигантов, мы увидели изменение градиента численной плотности старых звезд, что соответствовало переходу от толстого диска к гало. Измерения показали, что галактика NGC891 имеет толстый диск существенно больших размеров - 7.5 кпк (у нашей же Галактики - 2 кпк) и не подходит на роль двойника Галактики. Так же, как и в видимой “плашмя” галактике М81, подсистема звезд среднего возраста имеет в NGC891 меньшие пространственные размеры, чем подсистема старых звезд (5.5 и 7.5 кпк соответственно).

Большое количество звезд в галактике NGC891 на изучаемом нами снимке позволило экстраполировать поведение численной плотности звезд гало и впервые выполнить оценки его размеров при условии, что численная плотность красных гигантов не изменит своего поведения до края гало. Экстраполяцией было получено значение 25 кпк. К тому же в архиве телескопа “Хаббл” нашелся снимок, расположенный прямо на месте предполагаемой границы гало. Фотометрия звезд этого снимка позволила уточнить размер гало в направлении, перпендикулярном плоскости галактики, - 23 кпк. Таким образом, впервые у спиральной галактики за пределами Местной группы был доказан звездный состав гало и определены его размеры. Для исследования этой галактики вдоль большой оси у нас не было необходимых снимков. Однако известно, что градиент звездной плотности падает вдоль большой оси медленнее, чем перпендикулярно плоскости галактики. Но в любом случае возможен только такой вариант строения гало, когда оно имеет сплющенную у полюсов галактики форму, что может указывать на его вращение. На рис.6 вокруг галактики NGC891 внутренним эллипсом обозначена найденная нами граница толстого диска, а внешним эллипсом - граница гало. Сразу становится понятным, что видимые нами размеры галактики представляют только малую часть всей ее огромной структуры. В дальнейшем мы получили размеры толстых дисков и гало еще пяти галактик, и в каждом случае гало имело сплюснутые у полюсов галактик формы, что указывало на общее правило его строения. Параллельно с нами аналогичными исследованиями занимались и зарубежные специалисты [11], но приятно отметить, что приоритет на открытие звездного гало принадлежит нам [12, 13].

Модель звездного строения спиральной галактики, которую мы можем предложить после изучения пространственного распределения звезд разного возраста, представлена на рис.7. Области, соответствуюшие тонкому диску и центральному балджу, мы видим на обычных снимках, в то время как звезды галактики распределены на существенно большее расстояние, образуя толстый диск и гало, отмеченные на рис.7 двумя эллипсами.

Рис. 7. Модель звездного строения спиральной галактики, полученная после изучения пространственного распределения звезд в нескольких галактиках. Боковые графики показывают в относительных единицах численное распределение звезд разного возраста вдоль радиуса галактики и перпендикулярно плоскости ее диска.

Имея результаты по определению размеров гало и зная закон изменения численной плотности звезд вдоль радиуса галактики, несложно вычислить общее число красных гигантов в галактике, поскольку именно их мы выделяем на получаемых диаграммах “цвет-величина”. Но что это дает для вычисления общей массы галактики и определения невидимой материи? Дело в том, что звезда почти любой массы рано или поздно пройдет стадию красного гиганта. И время нахождения звезды на этом этапе весьма незначительно по сравнению со временем всех этапов ее эволюции. Зная это время и делая предположения о средней массе красных гигантов, можно вычислить полную звездную массу галактики и гало. Но это будет уже другая тема… Можно только сказать, что проблема скрытой массы может оказаться не столь острой.

В заключение стоит упомянуть, что использование метода поверхностной фотометрии тоже дало интересные результаты. Построив составное изображение из 1000 разных галактик, видимых с ребра, на основе обзора SDSS, получаемого сканированием неба неподвижным телескопом, С.Зибетти с сотрудниками [14] объявил об открытии гало в спиральных галактиках. Несомненно, гало таким способом можно зарегистрировать, однако, зная об индивидуальных особенностях галактик и непреодолимых трудностях метода поверхностной фотометрии при работе со звездами разного возраста, большой информативности для анализа звездного населения от этих результатов ждать не приходится. Об этом говорит даже тот факт, что исследователи не смогли определить границы толстого диска в своем составном изображении, поэтому вопрос о том, какая именно звездная подсистема была при этом исследована, остается открытым. Однако несомненное преимущество метода поверхностной фотометрии - его независимость от расстояний до изучаемых галактик. Разрешение галактик на звезды и использование метода подсчета звезд все же ограничено только ближайшими группами галактик, находящихся на расстояниях не более чем 15-20 Мпк (4-6·10²⁰ км), в то время как метод поверхностной фотометрии может использоваться для галактик, в тысячи раз более далеких. Так что результаты обоих методов могут продуктивно дополнять друг друга.

Литература

1. Tsikoudi V. // Astrophysical Journal. 1979. V.234. P.842-853.

2. Burstein D. // Astrophysical Journal. 1979. V.234. P.829-836.

3. Gilmore G., Reid N. // Monthly Notice Royal Astronomical Society. 1983. V.202. P.1025-1047.

4. Sackett P., Morrison H., Harding P., Boroson T. // Nature. 1994. V.370. P.441.

5. Lequeux J., Fort B., Dantel-Fort M. // Astronomy & Astrophysics. 1996. V.312. P.L1-L4.

6. James P., Casali M. // Monthly Notice Royal Astronomical Society. 1998. V.301. P.280-284.

7. Zheng Z., Shang Z., Su H. et al. // Astronomical Journal. 1999. V.117. P.2557-2780.

8. Minniti D., Zijlstra A. // Astrophysical Journal. 1996. V.467. P.L13-L17.

9. Minniti D., Zijlstra A., Alonso V. // Astronomical Journal. 1999. V.117. P.881-893.

10. Tikhonov N. // International Astronomical Union Symposium. 1999. V.192. P.244.

11. Seth A., Dalcanton J., Jong R.de // Astronomical Journal. 2005. V.130. P.1574-1592.

12. Тихонов Н., Галазутдинова О. // Астрофизика. 2005. Т.48. С.261-280.

13. Tikhonov N., Galazutdinova O., Drozdovsky I. // Astronomy and Astrophysics. 2005. V.431. P.127-142.

14. Zibetti S., White S., Brinkman J. // Monthly Notice Royal Astronomical Society. 2004. V.347. P.556-568.