200 ярких галактик

Это список из 200 ярких галактик в соответствии с Третьим каталогом ярких галактик. Каждая галактика в каталоге ярче, чем величина 11.24 м. Эти галактики находятся внутри и вокруг сверхскопления Девы и некоторые из них дальше чем 100 миллионов световых лет.

Колонка 1: Стандартное имя каталога (а) галактики.

Колонка 2: Прямое восхождение галактики на эпоху 2000 года.

Колонка 3: Склонение галактики на эпоху 2000 года.

Колонка 4: Супергалактическая долгота.

Колонка 5: Супергалактическая широта.

Колонка 6: Тип галактики. E = эллиптические; S0 = линзовидная; Sa, Sb, Sc, Sd = спиральные; SBA, SBB, SBC, SBD = Спиральная; Sm, SBM, IRR = неправильная.

Колонка 7: Синяя видимая звездная величина галактики.

Колонка 8: Угловой диаметра галактики в угловых минутах.

Столбец 9: Ориентации галактики на небе. полный = галактики лицом на;

           3/4 = галактика немного отвернулась от нас, 1/2 = галактика вполоборота;

           1/4 = галактика почти с ребра, ребра = галактика с ребра.

Столбец 10: диаметр Галактики в тысячах световых лет рассчитывается с использованием

            Угловой диаметр и расстояние.

Колонка 11: расстояние до галактики в миллионах световых лет.

Колонка 12: Метод используется для получения расстояния: C = цефеид расстояния, P = фотометрические расстояния,

            N = планетарной туманности функции светимости, G = шаровое скопление функции светимости,

            S = колебания поверхностной яркости, V = оценка от каникулярный скорость галактики.

Колонка 13: Созвездие, в котором находится галактика.

Как измерять расстояние в сверхскоплении Девы

NGC7331 - большая спиральная галактика в 48 миллионов световых лет от нас.

  1           2        3      4     5     6      7     8     9   10     11     12       13

  Name of       Equatorial    Supergalactic Type  Blue  Size  View Size  Distance Distance Con

  Galaxy        Coordinates    Coordinates         Mag   (')        kly    Mly    Method

                RA       Dec     L°    B°

WLM           00 01.9  -15 27  277.8  +8.1  Irr   11.03   11   3/4   10    3.0    P        Cet

NGC   55      00 15.1  -39 13  256.2  -2.4  SBm    8.42   32  edge   60    6.5    N        Scl

NGC  134      00 30.4  -33 15  262.9  -3.6  Sbc   11.23    9   1/4  150   60      V        Scl

NGC  147      00 33.2  +48 30  343.3 +15.3  E     10.47   13   3/4   10    2.4    P        Cas

NGC  157      00 34.8  -08 24  287.0  +2.5  Sbc   11.00    4   3/4   85   70      V        Cet

NGC  185      00 39.0  +48 20  343.3 +14.3  E     10.10   12  full    5    2.0    P        Cas

NGC  205 M110 00 40.4  +41 41  336.5 +13.1  E      8.92   22   3/4   15    2.7    PN       And

NGC  221 M32  00 42.7  +40 52  335.8 +12.5  E      9.03    9  full    5    2.6    NS       And

NGC  224 M31  00 42.7  +41 16  336.2 +12.6  Sb     4.36  190   1/2  145    2.6    CPNGS    And

NGC  247      00 47.1  -20 46  275.9  -3.7  Scd    9.67   21   1/4   50    8.1    P        Cet

NGC  253      00 47.6  -25 17  271.6  -5.0  SBc    8.04   28   1/4  105   13      P        Scl

SMC           00 52.6  -72 48  224.3 -14.8  SBm    2.70  315  full   20    0.21   CN       Tuc

NGC  300      00 54.9  -37 41  259.8  -9.5  Scd    8.72   22  full   45    6.8    CN       Scl

Sculptor      01 00.2  -33 43  264.0  -9.7  Irr   10.50   40  full    5    0.26   P        Scl

IC  1613      01 04.8  +02 07  299.2  -1.8  Irr    9.88   16  full   10    2.4    CP       Cet

NGC  404      01 09.4  +35 43  331.9  +6.3  S0    11.21    3  full   10   11      S        And

NGC  488      01 21.8  +05 15  303.3  -5.0  Sb    11.15    5  full  145   95      V        Psc

NGC  598 M33  01 33.8  +30 40  328.5  -0.1  Sc     6.27   71   3/4   60    2.8    CP       Tri

NGC  613      01 34.3  -29 25  269.7 -16.0  SBbc  10.73    5   1/2   90   55      V        Scl

NGC  628 M74  01 36.7  +15 47  314.5  -5.4  Sc     9.95   10  full   75   24      P        Psc

NGC  720      01 53.0  -13 44  286.6 -17.4  E     11.16    5   3/4  120   90      S        Cet

NGC  772      01 59.3  +19 00  319.4  -9.4  Sb    11.09    7  full  220  105      V        Ari

NGC  891      02 22.6  +42 21  343.0  -4.8  Sb    10.81   13  edge  125   32      NS       And

NGC  908      02 23.1  -21 14  280.1 -25.8  Sc    10.83    6   1/2  105   60      V        Cet

NGC  925      02 27.3  +33 35  335.5  -9.5  SBcd  10.69   10   3/4   90   30      C        Tri

NGC  936      02 27.6  -01 09  301.9 -22.6  S0    11.12    5  full  100   75      S        Cet

Fornax        02 40.0  -34 27  265.4 -30.3  Irr    9.04   17  full    5    0.45   P        For

NGC 1023      02 40.4  +39 04  341.6  -9.3  S0    10.35    9   1/2   90   36      NS       Per

NGC 1068 M77  02 42.7  -00 01  304.3 -25.8  Sb     9.61    7  full   95   45      V        Cet

NGC 1097      02 46.3  -30 16  270.2 -31.6  SBb   10.23    9  full  120   45      V        For

NGC 1232      03 09.8  -20 35  282.2 -36.5  Sc    10.52    7  full  140   65      V        Eri

NGC 1291      03 17.3  -41 06  256.5 -36.9  SBa    9.39   10  full   85   30      V        Eri

NGC 1313      03 18.3  -66 30  228.0 -28.2  SBcd   9.20    9  full   35   14      P        Ret

NGC 1300      03 19.7  -19 25  283.9 -38.7  SBbc  11.11    6   3/4  110   60      V        Eri

NGC 1316      03 22.7  -37 12  261.0 -38.6  S0     9.42   12   3/4  205   59      NS       For

NGC 1350      03 31.1  -33 38  265.3 -40.9  SBab  11.16    5   1/2   85   55      V        For

NGC 1365      03 33.6  -36 08  261.9 -41.0  SBb   10.32   11  full  195   59      C        For

NGC 1380      03 36.4  -34 59  263.3 -41.8  S0    10.87    5   1/2   85   61      GS       For

NGC 1399      03 38.5  -35 27  262.5 -42.1  E     10.55    7  full  120   60      NGS      For

NGC 1395      03 38.5  -23 02  279.4 -43.3  E     10.55    6  full  140   81      S        Eri

NGC 1404      03 38.9  -35 36  262.3 -42.1  E     10.97    3  full   60   60      NGS      For

NGC 1398      03 38.9  -26 20  274.9 -43.3  SBab  10.57    7   3/4  115   55      V        For

NGC 1407      03 40.2  -18 35  285.5 -43.5  E     10.70    5  full  125   94      S        Eri

NGC 1433      03 42.0  -47 13  247.4 -39.3  SBab  10.70    6  full   75   40      V        Hor

IC   342      03 46.8  +68 06   10.6  +0.4  Sc     9.10   21  full   40    8.1    P        Cam

NGC 1512      04 03.9  -43 21  250.2 -44.4  SBa   11.13    9  full   80   30      V        Hor

NGC 1532      04 12.1  -32 52  263.9 -49.4  SBb   10.65   13  edge  165   45      V        Eri

NGC 1549      04 15.8  -55 36  234.6 -39.9  E     10.72    5  full   90   64      S        Dor

NGC 1553      04 16.2  -55 47  234.3 -39.8  S0    10.28    4   3/4   80   61      S        Dor

NGC 1559      04 17.6  -62 47  227.3 -35.5  SBc   11.00    3   1/2   45   45      V        Ret

NGC 1566      04 20.0  -54 56  234.8 -40.8  Sbc   10.33    8  full  110   45      V        Dor

NGC 1672      04 45.7  -59 15  227.5 -40.4  SBb   10.28    7  full   85   45      V        Dor

NGC 1792      05 05.3  -37 59  248.5 -57.2  Sbc   10.87    5   1/2   70   45      V        Col

NGC 1808      05 07.7  -37 31  248.7 -57.8  Sa    10.74    6   1/2   65   35      V        Col

LMC           05 23.6  -69 45  215.8 -34.1  SBm    0.91  645  full   30    0.17   CPN      Dor

NGC 2280      06 44.8  -27 38  217.2 -77.8  Sc    10.90    6   1/2  140   75      V        CMa

NGC 2336      07 27.1  +80 11   27.8  +6.0  SBbc  11.05    7   1/2  225  110      V        Cam

NGC 2403      07 36.9  +65 36   30.8  -8.3  Sc     8.93   22   3/4   70   11      CN       Cam

UGC 4305      08 19.1  +70 43   33.3  -2.4  Irr   11.10    8   3/4   30   12      P        UMa

NGC 2613      08 33.4  -22 58  137.7 -65.7  Sb    11.16    7   1/4  150   70      V        Pyx

NGC 2683      08 52.7  +33 25   55.9 -33.4  Sb    10.64    9   1/4   80   30      P        Lyn

NGC 2681      08 53.6  +51 19   45.4 -18.2  Sa    11.09    4  full   60   56      S        UMa

NGC 2655      08 55.6  +78 13   32.4  +5.5  Sa    10.96    5  full  105   75      V        Cam

NGC 2775      09 10.3  +07 02   84.8 -49.5  Sab   11.03    4  full   70   55      V        Cnc

NGC 2768      09 11.6  +60 02   43.0  -9.4  E     10.84    8   1/2  175   73      S        UMa

NGC 2835      09 17.9  -22 21  133.2 -55.7  SBc   11.01    7  full   65   35      V        Hya

NGC 2841      09 22.0  +50 59   49.5 -16.0  Sb    10.09    8   1/2   95   40      C        UMa

NGC 2903      09 32.2  +21 30   73.5 -36.4  Sbc    9.68   13   1/2  110   30      P        Leo

NGC 2997      09 45.7  -31 11  146.0 -48.2  Sc    10.06    9  full  115   45      V        Ant

NGC 2976      09 47.3  +67 55   41.3  -0.8  Sc    10.82    6   1/2   25   15      P        UMa

NGC 2985      09 50.3  +72 17   38.6  +2.7  Sab   11.18    5  full  100   75      V        UMa

NGC 3031 M81  09 55.6  +69 04   41.1  +0.6  Sab    7.89   27   3/4   95   12      CNS      UMa

NGC 3034 M82  09 55.9  +69 41   40.7  +1.1  Irr    9.30   11   1/4   40   12      near M81 UMa

NGC 3109      10 03.1  -26 10  137.9 -45.1  SBm   10.39   19   1/4   25    4.1    CP       Hya

NGC 3077      10 03.4  +68 44   41.8  +0.8  Irr   10.61    5   3/4   15   12      P        UMa

NGC 3115      10 05.2  -07 43  112.4 -42.9  S0     9.87    7  edge   70   33      PNG      Sex

Leo I         10 08.5  +12 18   88.9 -34.6  Irr   11.18   10  full    5    0.82   P        Leo

NGC 3169      10 14.2  +03 28   99.5 -37.1  Sa    11.08    4   1/2   85   65      V        Sex

NGC 3184      10 18.3  +41 25   63.7 -16.1  Sc    10.36    7  full  100   47      C        UMa

NGC 3198      10 19.9  +45 33   60.6 -13.2  SBc   10.87    9   1/2  115   47      C        UMa

NGC 3227      10 23.5  +19 52   83.4 -27.6  Sa    11.10    5   3/4  100   65      V        Leo

IC  2574      10 28.4  +68 25   43.6  +2.3  SBm   10.80   13   1/2   45   12      P        UMa

NGC 3310      10 38.8  +53 30   56.1  -5.9  Sbc   11.15    3  full   55   60      V        UMa

NGC 3344      10 43.5  +24 55   81.2 -21.1  Sbc   10.45    7  full   40   20      V        LMi

NGC 3351 M95  10 44.0  +11 42   94.1 -27.1  SBb   10.53    7   3/4   70   33      C        Leo

NGC 3359      10 46.6  +63 13   48.9  +0.6  SBc   11.03    7   3/4  135   65      V        UMa

NGC 3368 M96  10 46.8  +11 49   94.3 -26.4  Sab   10.11    8   3/4   75   34      CNS      Leo

NGC 3379 M105 10 47.8  +12 35   93.6 -25.9  E     10.24    5  full   55   36      PNGS     Leo

NGC 3384      10 48.3  +12 38   93.6 -25.7  E     10.85    5   1/2   60   37      NS       Leo

NGC 3489      11 00.3  +13 54   93.7 -22.5  S0    11.12    4   1/2   40   39      S        Leo

NGC 3486      11 00.4  +28 59   79.4 -15.8  Sc    11.05    7  full   50   25      V        Leo

NGC 3521      11 05.8  -00 02  108.5 -26.2  Sbc    9.83   11   1/2   80   25      V        Leo

NGC 3556 M108 11 11.5  +55 40   57.0  -0.8  SBc   10.69    9   1/4  115   45      V        UMa

NGC 3585      11 13.3  -26 45  138.7 -29.4  E     10.88    5   3/4   90   65      S        Hya

NGC 3607      11 16.9  +18 03   91.3 -17.2  S0    10.82    5  full   95   65      V        Leo

NGC 3621      11 18.3  -32 49  145.6 -28.6  Scd   10.28   12   1/2   80   22      C        Hya

NGC 3623 M65  11 18.9  +13 06   96.4 -18.7  Sa    10.25   10   1/4   70   25      V        Leo

NGC 3627 M66  11 20.3  +12 59   96.6 -18.4  Sb     9.65    9   3/4   90   34      C        Leo

NGC 3628      11 20.3  +13 35   96.0 -18.2  Sb    10.28   15  edge  110   25      V        Leo

NGC 3631      11 21.0  +53 10   59.8  -0.8  Sc    11.01    5  full  100   70      V        UMa

NGC 3675      11 26.1  +43 35   68.7  -4.4  Sb    11.00    6   1/2   70   40      V        UMa

NGC 3726      11 33.3  +47 02   66.2  -1.8  Sc    10.91    6   3/4  100   55      V        UMa

NGC 3893      11 48.7  +48 43   65.7  +1.3  Sc    11.16    4  full   70   55      V        UMa

NGC 3923      11 51.0  -28 48  141.8 -21.3  E     10.80    6  full  130   75      S        Hya

NGC 3938      11 52.8  +44 07   70.2  +0.2  Sc    10.90    5  full   85   55      V        UMa

NGC 3953      11 53.8  +52 20   62.6  +3.4  SBbc  10.84    7   1/2  110   55      V        UMa

NGC 3992 M109 11 57.6  +53 23   61.9  +4.3  SBbc  10.60    8   3/4  120   55      V        UMa

NGC 4051      12 03.2  +44 32   70.5  +2.1  Sbc   10.83    5   3/4   85   55      V        UMa

NGC 4088      12 05.6  +50 33   65.0  +4.5  Sbc   11.15    6   1/4   90   55      V        UMa

NGC 4125      12 08.1  +65 10   51.1  +9.4  E     10.65    6   3/4  130   78      S        Dra

NGC 4192 M98  12 13.8  +14 54   99.3  -5.6  Sab   10.95   10   1/4  155   55      V        Com

NGC 4214      12 15.7  +36 20   79.0  +1.6  Irr   10.24    9  full   30   13      P        CVn

NGC 4216      12 15.9  +13 09  101.1  -5.6  Sb    10.99    8   1/4  130   55      V        Vir

NGC 4236      12 16.7  +69 28   47.1  +1.4  SBd   10.05   22   1/2   70   11      P        Dra

NGC 4244      12 17.5  +37 48   77.7  +2.4  Sc    10.88   17  edge   70   15      P        CVn

NGC 4254 M99  12 18.8  +14 25  100.1  -4.5  Sc    10.44    5  full   85   55      V        Com

NGC 4258 M106 12 19.0  +47 18   68.7  +5.6  Sbc    9.10   19   1/2  130   24      S        CVn

NGC 4278      12 20.1  +29 17   86.0  +0.3  E     11.09    4  full   50   41      NGS      Com

NGC 4303 M61  12 21.9  +04 28  109.9  -6.7  SBbc  10.18    6  full   95   50      V        Vir

NGC 4321 M100 12 22.9  +15 49   99.0  -3.2  Sbc   10.05    7  full  115   53      C        Com

NGC 4365      12 24.5  +07 19  107.3  -5.3  E     10.52    7  full  140   69      GS       Vir

NGC 4374 M84  12 25.1  +12 53  102.0  -3.5  E     10.09    6  full  105   57      NS       Vir

NGC 4382 M85  12 25.4  +18 11   96.9  -1.9  S0    10.00    7   3/4  110   53      NS       Com

NGC 4395      12 25.8  +33 33   82.3  +2.7  SBm   10.64   13  full   55   14      P        CVn

NGC 4406 M86  12 26.2  +12 57  102.0  -3.3  E      9.83    9  full  150   57      NS       Vir

NGC 4414      12 26.5  +31 13   84.6  +2.2  Sc    10.96    4   3/4   65   62      C        Com

NGC 4429      12 27.4  +11 06  103.9  -3.5  S0    11.02    6   1/2   90   55      V        Vir

NGC 4438      12 27.8  +13 01  102.1  -2.9  Sa    11.02    9   1/4  135   55      V        Vir

NGC 4449      12 28.2  +44 06   72.3  +6.2  Irr    9.99    6   3/4   15   12      P        CVn

NGC 4450      12 28.5  +17 05   98.2  -1.5  Sab   10.90    5   3/4   85   55      V        Com

NGC 4472 M49  12 29.8  +07 60  107.0  -3.8  E      9.37   10  full  160   53      NGS      Vir

NGC 4473      12 29.8  +13 26  101.8  -2.3  E     11.16    4   1/2   70   54      S        Com

NGC 4490      12 30.6  +41 38   74.8  +5.9  SBcd  10.22    6   3/4   45   25      V        CVn

NGC 4486 M87  12 30.8  +12 23  102.9  -2.3  E      9.59    8  full  125   51      NGS      Vir

NGC 4494      12 31.4  +25 46   90.1  +1.6  E     10.71    5  full   65   47      NGS      Com

NGC 4501 M88  12 32.0  +14 25  101.0  -1.5  Sb    10.36    7   1/2  110   55      V        Com

NGC 4517      12 32.8  +00 07  114.8  -5.3  Scd   11.10   10  edge   90   30      V        Vir

NGC 4526      12 34.0  +07 42  107.6  -2.9  S0    10.66    7   1/4  115   55      S        Vir

NGC 4535      12 34.3  +08 12  107.2  -2.7  Sc    10.59    7   3/4  105   52      C        Vir

NGC 4536      12 34.4  +02 11  112.9  -4.3  Sbc   11.16    8   1/2  115   51      C        Vir

NGC 4548 M91  12 35.4  +14 30  101.2  -0.7  SBb   10.96    5  full   85   53      CS       Com

NGC 4552 M89  12 35.7  +12 33  103.1  -1.2  E     10.73    5  full   80   52      S        Vir

NGC 4559      12 36.0  +27 58   88.3  +3.2  Sc    10.46   11   1/2   95   30      V        Com

NGC 4565      12 36.3  +25 59   90.2  +2.8  Sb    10.42   16  edge  205   44      NGS      Com

NGC 4569 M90  12 36.8  +13 10  102.6  -0.7  Sab   10.26   10   1/2  155   55      V        Vir

NGC 4579 M58  12 37.7  +11 49  103.9  -0.9  Sb    10.48    6   3/4   95   55      V        Vir

NGC 4594 M104 12 40.0  -11 37  126.7  -6.7  Sa     8.98    9  edge   75   30      NS       Vir

NGC 4605      12 40.0  +61 37   55.5 +12.0  SBc   10.89    6   1/4   30   17      P        UMa

NGC 4618      12 41.6  +41 09   75.8  +7.8  SBd   11.22    4   3/4   30   25      V        CVn

NGC 4621 M59  12 42.0  +11 39  104.4  +0.1  E     10.57    5   3/4   80   52      S        Vir

NGC 4631      12 42.1  +32 32   84.2  +5.7  SBcd   9.75   15  edge  115   25      V        CVn

NGC 4636      12 42.8  +02 41  113.0  -2.2  E     10.43    6  full   85   49      S        Vir

NGC 4649 M60  12 43.7  +11 33  104.6  +0.4  E      9.81    7  full  115   54      NGS      Vir

NGC 4654      12 43.9  +13 08  103.1  +0.9  Sc    11.10    5   3/4   80   55      V        Vir

NGC 4656      12 44.0  +32 10   84.7  +6.0  SBm   10.96   15  edge  110   25      V        CVn

NGC 4665      12 45.1  +03 03  112.8  -1.5  SBa   10.50    4  full   65   60      V        Vir

NGC 4697      12 48.6  -05 48  121.6  -3.1  E     10.14    7   3/4   80   38      S        Vir

NGC 4699      12 49.0  -08 40  124.4  -3.8  Sb    10.41    4   3/4   95   85      V        Vir

NGC 4725      12 50.4  +25 30   91.5  +5.7  SBab  10.11   11   3/4  130   42      CS       Com

NGC 4736 M94  12 50.9  +41 07   76.2  +9.5  Sab    8.99   11  full   70   17      S        CVn

NGC 4753      12 52.4  -01 12  117.4  -1.0  Irr   10.85    6   3/4  135   77      S        Vir

NGC 4762      12 52.9  +11 14  105.5  +2.5  S0    11.12    9  edge  140   55      V        Vir

NGC 4826 M64  12 56.7  +21 41   95.6  +6.1  Sab    9.36   10   3/4   45   24      S        Com

NGC 4945      13 05.4  -49 28  165.2 -10.2  SBc    9.30   20   1/4  100   15      V        Cen

NGC 4976      13 08.6  -49 30  165.3  -9.7  E     11.04    6   3/4  100   60      V        Cen

NGC 5005      13 10.9  +37 03   81.1 +12.5  Sbc   10.61    6   1/2  115   70      V        CVn

NGC 5033      13 13.5  +36 36   81.6 +12.9  Sc    10.75   11   1/2  185   60      V        CVn

NGC 5055 M63  13 15.8  +42 02   76.2 +14.3  Sbc    9.31   13   3/4   90   25      V        CVn

NGC 5068      13 18.9  -21 02  138.3  -0.2  SBc   10.70    7  full   40   20      V        Vir

NGC 5102      13 22.0  -36 38  153.4  -4.1  S0    10.35    9   1/2   30   12      NS       Cen

NGC 5128      13 25.5  -43 01  159.8  -5.3  S0     7.84   26  edge   90   12      PNS      Cen

NGC 5194 M51  13 29.9  +47 12   71.2 +17.3  Sbc    8.96   11  full   85   26      NS       CVn

NGC 5195      13 30.0  +47 16   71.1 +17.4  Irr   10.45    6  full   45   26      near M51 CVn

NGC 5236 M83  13 37.0  -29 52  147.9  +1.0  Sc     8.20   13  full   55   15      CP       Hya

NGC 5248      13 37.5  +08 53  110.6 +12.6  Sbc   10.97    6   3/4  135   75      V        Boo

NGC 5247      13 38.1  -17 53  136.6  +5.1  Sbc   10.50    6  full  115   70      V        Vir

NGC 5253      13 39.9  -31 39  149.8  +1.0  Irr   10.87    5   1/2   15   12      CN       Cen

NGC 5322      13 49.3  +60 11   57.5 +20.3  E     11.14    6   3/4  175  102      S        UMa

NGC 5363      13 56.1  +05 15  115.4 +16.1  Irr   11.05    4   3/4  100   85      V        Vir

NGC 5364      13 56.2  +05 01  115.7 +16.1  Sbc   11.17    7   3/4  165   85      V        Vir

NGC 5457 M101 14 03.2  +54 21   63.6 +22.6  Sc     8.31   29  full  200   24      CN       UMa

NGC 5585      14 19.8  +56 44   60.7 +24.7  Scd   11.20    6   3/4   45   28      P        UMa

NGC 5643      14 32.7  -44 10  165.4  +5.6  Sc    10.74    5  full   75   55      V        Lup

NGC 5846      15 06.5  +01 36  124.6 +32.0  E     11.05    4  full  100   84      GS       Vir

NGC 5866      15 06.5  +55 46   60.0 +31.2  S0    10.74    5  edge   70   50      S        Dra

NGC 5907      15 15.9  +56 20   58.8 +32.2  Sc    11.12   13  edge  185   50      V        Dra

NGC 6221      16 52.8  -59 13  191.1 +11.1  SBc   10.66    4   3/4   65   65      V        Ara

NGC 6300      17 17.0  -62 49  195.4  +9.2  SBb   10.98    4   3/4   60   45      V        Ara

NGC 6384      17 32.4  +07 04  137.3 +68.0  SBbc  11.14    6   3/4  150   85      V        Oph

NGC 6503      17 49.5  +70 09   33.1 +34.6  Sc    10.91    7   1/4   35   17      P        Dra

NGC 6744      19 09.8  -63 51  208.1 +10.4  SBbc   9.14   20   3/4  205   35      V        Pav

NGC 6822      19 45.0  -14 48  229.1 +57.1  Irr    9.31   15   3/4    5    1.6    CP       Sag

NGC 6946      20 34.9  +60 09   10.0 +42.0  Sc     9.61   11  full   65   20      P        Cep

IC  5052      20 52.1  -69 12  216.5  +2.6  SBcd  11.16    6  edge   35   20      V        Pav

NGC 7217      22 07.9  +31 22  325.0 +43.5  Sab   11.02    4  full   55   50      V        Peg

NGC 7213      22 09.3  -47 10  238.1 +13.6  Sa    11.01    3  full   65   70      V        Gru

NGC 7331      22 37.1  +34 25  328.0 +37.1  Sb    10.35   10   1/2  145   48      CS       Peg

IC  1459      22 57.2  -36 28  252.3 +12.7  E     10.97    5  full  145   95      S        Gru

NGC 7424      22 57.3  -41 04  248.3 +10.3  SBc   10.96   10  full  110   40      V        Gru

NGC 7793      23 57.8  -32 35  261.3  +3.1  Scd    9.63    9   3/4   35   13      P        Scl

1. Цефеиды.


Цефеиды на данное время остаются наиболее точными индикаторами расстояний на промежутке до 10 Мпк. Яркости цефеид заключены в пределах -2m >Mv> -6m и, вследствие переменности их блеска, они легко выявляются и классифицируются.

Классические цефеиды (I-го типа населения) - это молодые объекты, принадлежащие дисковой составляющей: они обнаруживаются в галактиках, в которых до недавнего времени происходило звездообразование, т.е. в S и Irr-галактиках. Периоды цефеид от нескольких дней до несколько сот дней.

Для получения расстояния по цефеидам требуются достаточно большие и точные ряды наблюдений. Но даже, если известен абсолютно точно период одной из цефеид в галактике, то ошибка в определяемом расстоянии составит около 30%. Причиной этого является разброс значений в зависимости период-светимость-цвет(PLC) - ширина полосы разброса, например, в цвете B - 1.2m; в V - 0.9m; а в B-V ~0.4m [3]. Для повышения точности требуется искать как можно больше цефеид в наблюдаемой галактике. В итоге ошибку можно свести к 10%. Кроме того, необходимо учитывать ошибку калибровки нуль-пункта соотношений PL и PC, которые определяются по цефеидам БМО и ММО, а также ошибки фотометрии.

В настоящий момент основные факторы, влияющие на неопределенность оценки расстояния до галактик по цефеидам, следующие:

Недостаточное число наблюдаемых цефеид;

Неточность в определении расстояния до БМО и ММО(+/-0.13m), цефеиды которых используют для калибровки соотношения PLC;

Неточность в оценке яркости цефеиды, вследствие отсутствия возможности точно учесть неравномерность поглощения света в галактике.


Большая трудоемкость и необходимость длительных рядов наблюдений привели к появлению вторичных индикаторов расстояний, которые калибруются, в основном, по цефеидам.


2. Сверхгиганты.


Для близких галактик,разрешимых на звезды (до 25 Мпк), в качестве "стандартной свечи" бывает целесообразно использовать ярчайшие звезды (голубые и красные сверхгиганты - BSG и RSG). Такие звезды представляют интерес еще и как предельные по массе и светимости образцы звезд.

Голубые сверхгиганты можно использовать для проверки Эддингтоновского предела светимости, поскольку ярчайшие из них находятся у этого предела, когда в звезде в равновесии световое давление и сила гравитации. У ярчайших BSG Mb= -10m+/-0.15m. Поэтому они различимы при современном уровне наблюдений до m-M=34m (т.е. до 60 Мпк).

Физические причины существования предела светимости у RSG не до конца ясны, хотя наличие этого предела установлено эмпирически. Красные сверхгиганты также используют для проверки теории эволюции массивных звезд. Абсолютные болометрические звездные величины RSG порядка -9.5m.

Важным событием в деле оценки расстояния до галактик с помощью ярчайших звезд стало использование зависимости между абсолютной звездной величиной ярчайших сверхгигантов и светимостью их родительской галактики, которая обсуждалась еще в работах Хаббла. Вид этой зависимости различен для BSG и RSG.

При использовании ярчайших звезд,как и при любом другом методе, основанном на небольшом числе экстремальных объектов в галактиках необходимо учитывать эффекты селекции.


3. Красные гиганты.


Sandage в 1971 году нашел [4], что ярчайшие красные гиганты имеют сходную абсолютную звездную величину Mv = -3.0m+/-0.2m и что их можно использовать для оценок расстояний. В наше время полагают, что эти красные звезды представляют либо крайнюю точку первого подъема ветви красных гигантов (RGB) звезд малых масс, либо более яркую асимптотическую ветвь гигантов (AGB).

Точность оценок расстояний (+/-0.2m) почти сравнима с первичными индикаторами расстояний: с цефеидами или звездами типа RR Лиры. Метод в то же время имеет ряд достоинств в сравнении с цефеидами и звездами типа RR Лиры:

Наблюдения показали, что ITRGB в интервале ошибок +/-0.1m не чувствительна к металличности [Fe/H] < -0.7 dex;

Метод требует гораздо меньше наблюдательного времени, чем для переменных звезд;

Абсолютная звездная величина в цвете I для TRGB MI = -4m, что на 4m ярче, чем у звезд типа RR Лиры;

По сравнению с цефеидами, красные гиганты могут располагаться вдалеке от областей звездообразования,что уменьшает влияние поглощения на их звездную величину.

При современном уровне наземных телескопов метод может успешно применяться к галактикам, находящимся на расстояниях до (m-M)=28m (~4 Мпк - порядка расстояния до группы M81) [5].


4. Метод флюктуаций поверхностной яркости.


Разрешимые на звезды галактики дают возможность изучать в них историю звездообразования, выделять отдельные типы звезд (сверхгиганты, цефеиды) и определять по ним расстояния до галактик. Однако большинство галактик не разрешается на звезды (в силу недостаточного углового разрешения), хотя приемники излучения способны зарегистрировать достаточное число фотонов от ярчайших звезд. Поэтому закономерным развитием метода ярчайших звезд стал метод флюктуаций поверхностной яркости, который можно использовать для эллиптических галактик или для балджей некоторых спиралей.

На практике после первичных редукций из кадра вычитается сглаженное изображение галактики и дальнейшие оценки флюктуаций проводят по остаточному изображению.Важной проблемой на этом этапе является правильное исключение из кадра всех артефактов, которые могут привести к неправильной оценке флюктуаций: проектирующиеся звезды фона и другие посторонние объекты, дефектные пиксели и области содержащие пыль. Получающиеся флюктуации поверхностной яркости подвергают двумерному преобразованию Фурье, что позволяет отделить шум считывания, космические частицы и дробовой шум фотонов, которые имеют спектр мощности белого шума , а также случайные флюктуации, звезды, шаровые скопления и галактики фона ,которые не были исключены из данных в силу схожести их спектра со спектром функции рассеяния точки.

Метод флюктуаций поверхностной яркости применим, в основном, к ранним типам галактик в силу двух причин:

В эллиптических и линзовидных галактиках меньше пыли, значит меньше и поглощение света;

В них, в силу большой дисперсии скоростей,не образуются структуры, подобные спиральным рукавам, которые приводят к тому, что флюктуации от пикселя к пикселю уже не являются случайными.

Для оценки флюктуаций наиболее предпочтителен фильтр I в силу двух причин:

красные гиганты наиболее ярки в этой области длин волн, что сводит к минимуму сильное влияние фона неба;

уменьшается влияние поглощения света на пыли.



Калибровка нуль-пункта MI может проводится тремя путями:

с помощью моделирования звездного населения в галактиках;

по шаровым скоплениям Галактики;

по галактикам, принадлежащих Местной Группе.


Этот метод, дающий точность до 0.15m, на данное время является одним из наиболее точных методов.


5. Шаровые скопления.


Эти скопления старых звезд обнаруживаются в гало всех больших галактик.Типичные шаровые скопления имеют абсолютные звездные величины Mv = -7m (-7.5m), что сравнимо с яркостью сверхгигантов; а в гигантских эллиптических галактиках,которые могут содержать тысячи шаровых скоплений, ярчайшие из них могут достигать светимостей Mv~-11m, что превышает яркость любых других звездных индикаторов расстояний (за исключением сверхновых). Они обнаруживаются на расстояниях до 100 Мпк на крупнейших наземных телескопах.

Это все делает притягательным использование их в качестве "стандартных свечей".

В настоящее время используют два метода для оценки расстояний по ШЗС:

Использование функции светимости [1];

Использование дисперсии скоростей звезд в шаровых скоплениях [6]


Последний метод применим пока только к близким галактикам Местной Группы и является аналогом соотношения Faber - Jackson для эллиптических галактик.

Характерная форма интерполяционной кривой функции светимости в виде гауссианы позволяет использовать все множество наблюдаемых шаровых скоплений для оценки расстояния до их родительской галактики, что дает больше полезной информации о расстоянии, чем несколько ярчайших скоплений. Для оценки расстояния определяют максимум функции светимости mo, которая и является "стандартной свечей". Harris [7] показал, что абсолютная звездная величина Mo в максимуме функций светимости шаровых скоплений почти не зависит от светимости родительской галактики. Замечательным фактом является отсутствие различий между Mo шаровых скоплений в спиральных и эллиптических галактиках. Это дает возможность использовать шаровые скопления в качестве индикаторов относительных расстояний между галактиками различных морфологических типов.

Метод предпочтительно использовать для гигантских эллиптических галактик, которые содержат больше тысячи шаровых скоплений. Большим достоинством является также то, что шаровые скопления находятся чаще всего в гало галактик и вследствие этого на оценку расстояния не накладываются ошибки за различие внутреннего покраснения, за переналожение объектов и неправильное отождествление, а также за неправильный учет наклона галактики.

Средняя точность оценки расстояния по ФСШС порядка 0.4m для одной галактики. Предельные расстояния которые доступны с помощью этого метода, ограниченные возможностями современных наземных телескопов,порядка 50 Мпк.


6. Планетарные туманности.


Светимость молодых планетарных туманностей сравнима со светимостью ярчайших звезд и несмотря на то, что узкие интерференционные фильтры (шириной порядка 30A) в полосе [5007A] пропускают всего около 15% энергии, испускаемой этими яркими источниками,оставшаяся часть позволяет выделить их на изображениях близких галактик, в которых за счет выбора фильтра подавлены основные звезды. В больших близких галактиках таким образом можно увидеть несколько сотен планетарных туманностей, функция светимостей которых имеет область значений порядка двух звездных величин. Вид функции светимостей хорошо представляется экспоненциальным законом, с учетом того, что в области предельно слабых звездных величин часто наблюдается завал.

Метод ФСПТ в основном применяется к галактикам ранних морфологических типов, в первую очередь в силу того, что для галактик поздних морфологических типов возрастает вероятность перепутать планетарные туманности с компактными областями HII.

Этот метод сравнительно новый и еще недостаточно хорошо исследована универсальность применения функции светимостей планетарных туманностей для различных галактик, хотя уже было отмечено пока еще плохо объясняемое отсутствие значимой корреляции между ФСПТ и металличностью, а также относительным возрастом звездного населения материнской галактики. Отмечена зависимость между светимостью родительской галактики и ФСПТ [8] (аналогично сверхгигантам).


7. Новые звезды.


Основой метода оценки расстояния по новым служит зависимость между их светимостью(звездной величиной) в максимуме и скоростью убывания яркости после вспышки, открытая в 1936 году Zwicky.

Для оценки расстояния по этому методу необходимо измерить видимую звездную величину новой как можно ближе к максимуму светимости и значение скорости убывания светимости,когда яркость уменьшается на 2 звездные величины после максимума.

Суммарная ошибка оценки расстояния по кривым убывания новых составляет порядка +0.4m.

Кроме описанного выше способа оценки расстояния в различных работах были предложены другие индикаторы расстояний, связанные с новыми, кратко описанные в [1], и дающие сходные точности:

Средняя звездная величина всех наблюденных новых в данной галактике на 15 день после максимума ( = -5.60m+0.14m);

Функция светимости новых: а) в максимуме светимости (близка к гауссиане); б) в минимуме между первым и повторным пиками - для соответствующих новых; в) интегральная функция светимостей новых в максимуме (линейна в широком диапазоне звездных величин и имеет практически постоянный наклон);

Зависимость между промежутком видимости новой и некоторой абсолютной звездной величиной в некоторый фиксированный момент от начала вспышки.


8. Сверхновые.


Сверхновые - чрезвычайно яркие (Mb = -19.5m) точечные источники и вследствие этого рассматриваются как одни из наиболее привлекательных стандартных источников для больших расстояний (порядка 50 Мпк).

Сверхновые I типа (SNeI) выделяются отсутствием водорода и гелия в их оптическом спектре и имеют подклассы Ia, Ib, Ic [9].

Относительная одинаковость кривых блеска и схожесть эволюции спектров SNeIa привели к тому, что их часто используют для определения космологических параметров H0 и q0 [10]. Этот тип сверхновых является к тому же ярчайшим среди остальных типов.

Вспышка SN 1987A в БМО возвратила интерес к использованию метода Baade-Wesselinka для оценки геометрического размера расширяющейся фотосферы SNeII, калибровку которого связывают с этой сверхновой (она также дала на сегодняшний момент наибольшую точность для калибровки нуль-пункта цефеид).

В принципе можно использовать и сверхновые типов Ib, Ic и II-L, но они и слабее и вспыхивают реже.

Небольшое количество зарегистрированных сверхновых не дает пока возможность оценить универсальность применимости этого метода, и улучшить точность калибровки.

Выше перечисленные методы относились в основном к чисто фотометрическим. Методы, о котором речь пойдет далее, помимо фотометрических параметров требуют наблюдений лучевых скоростей и потому их можно назвать динамическими.


9. Зависимость Талли-Фишера.


Исторически первым появился на свет метод, который в наши дни известен как метод Талли-Фишера, хотя, как указывается в [1], сходный метод применял для оценки расстояния до M31 Opik еще в 1922 году. Талли и Фишер в 1977 в своей работе [11] были первыми, кто отстаивал применимость использования для определения расстояний метода, в котором устанавливалась эмпирическая зависимость между светимостью галактики позднего типа и шириной линии 21 см (т.е. скоростью вращения галактики).

Для оценки расстояния по методу ТФ необходимо получить видимые звездные величины галактик из некоторой выборки, исправленные за поглощение света в Млечном Пути и внутреннее поглощение в каждой галактике, а также каким-либо способом измеренные скорости вращения, исправленные за наклон галактик.

Галактики, сильно наклоненные к лучу зрения, наиболее удобны для анализа расстояния по ТФ-зависимости, т.к. соответствующие поправки в ротационные скорости малы, хотя в то же время растут поправки за внутреннее поглощение (особенно сильно поглощение проявляется в фотометрической полосе B). При оценке расстояний в этой области длин волн зависимость Талли-Фишера имеет наибольшую дисперсию (>0.5) [12] вследствие:

а) больших неопределенностей в поправке за поглощение света;


б) большая часть голубого света галактики может приходить от голубых коротко живущих звезд галактики, которые составляют малую часть массы галактики;


в) роста неточностей в определении наклона галактики , причина которых - большая чувствительности полосы B к пыли и областям HII, которые в первую очередь связаны со спиральными рукавами.


Спиральные и иррегулярные галактики наблюдаются как в богатых скопления галактик, так и по одиночке. Метод ТФ наиболее полезен для проведения массовых статистических работ в скоплениях далеких галактик для оценки структуры Вселенной на больших расстояниях.


10. Зависимость Фабер-Джексона.


Фундамент, на основе которого был предложен метод Dn-, - корреляция между светимостью нормальных эллиптических галактик и дисперсией их центральных скоростей, открытая Фабер и Джексоном в 1976 году [13]. В последствии от светимости галактики перешли к другому связанному с ней параметру Dn, который определяется как диаметр галактики до изофоты с поверхностной яркостью в цвете B 20.75 mag/[]" [14]. Этот параметр приводит к меньшим ошибкам, чем использование полных звездных величин. Он хорошо определяется, если приближать профиль E-галактики известным законом Вакулера "r1/4".

Наибольшую пользу метод может принести, если использовать его для измерений относительных расстояний между галактиками.