Подсистемы шаровых скоплений Галактики.

Т.В. Боркова, В.А. Марсаков

2000, Астрон. Журнал. Т.77, ? 10, С. 750-772

PostScript-формат, English, ]

abstract

     По данным из литературы составлен каталог однородных фундаментальных астрофизических параметров для 145 шаровых скоплений Галактики. На основе данного каталога исследованы связи между химическим составом, строением горизонтальной ветви, пространственным положением, элементами орбит, возрастом и другими физическими параметрами шаровых скоплений. Показано, что все население шаровых скоплений делится провалом на функции металличности при [Fe/H]=-1.0 dex на две дискретные группы с четкими максимумами при [Fe/H]=-1.60±0.03 dex и -0.60±0.04 dex. При переходе через пограничное значение металличности скачком меняются средние величины и дисперсии пространственно-кинематических параметров. Маломаталличные скопления занимают в пространстве довольно сферический объем, заметно концентрируясь к центру Галактики. Население металличных скоплений (подсистема толстого диска), обладая значительно меньшие размеры, концентрируется не только к центру, но и к плоскости Галактики, имеет значительную скорость вращения (V_вр=165±28 км/с), очень большой отрицательный вертикальный градиент металличности при ничтожно малом радиальном градиенте, в среднем является самым молодым и состоит только из скоплений с экстремально красными горизонтальными ветвями. Подтверждено, что население сферической подсистемы также является неоднородным и в свою очередь делится по крайне мере на две группы по строению горизонтальной ветви. Подсистема скоплений с экстремально голубыми горизонтальными ветвями занимает в Галактике сфероидальный объем радиусом 9 кпк, имеет большую скорость вращения (V_вр=77±33 км/с), заметные и равные по величине отрицательные радиальный и вертикальный градиенты металличности и в среднем оказалась самой старой (подсистема старого гало). Население скоплений с горизонтальными ветвями промежуточного типа занимает близкий к сферическому объем с радиусом (для подавляющегося большинства) (18 кпк и слегка сжатый вдоль оси, перпендикулярной к Z и лежащей под углом 30° к X-координате. В среднем несколько моложе скоплений "старого гало" (подсистема молодого гало), оно обнаруживает градиентов металличности, примерно такие же, как и старом гало, так что в результате на данном галактоцентрическом расстоянии и и на данном расстоянии от галактической плоскости металличность скоплений молодого гало систематически на [Fe/H]0.3 dex выше. Подсистема молодого гало, состоящая, скорее всего, из скоплений, захваченных Галактикой в разное время, содержит большое количество скоплений с ретроградными орбитами и поэтому скорость ее вращения мала и определяется с большой ошибкой (V_вр=-23±54 км/с).Полученные характерные параметры всех выделенных подсистем и средние характеристики входящих в них шаровых скоплений. Приводится доказательство различной природы скоплений толстого диска и старого гало с одной стороны, и молодого гало, с другой. Полагая, что только скопления первых двух подсистем генетически связаны с Галактикой, предложен сценарий ее эволюции. Найдено, что возрасты скоплений этих подсистем не перекрываются. Утверждается, что обогащение тяжелыми элементами и коллапс межзвездной среды протогалактики произошли в основном в период между формированием подсистем старого гало и толстого диска.

     POPULATION OF GALACTIC GLOBULAR CLUSTERS, by Borkova T.V., Marsakov V.A. - Data from the literature are used to construct a homogeneous catalog of fundamental astrophysical parameters for 145 globular clusters of the Milky Way. The catalog is used to analyze the relationships between chimical compositions, horizontal branch morphology, space position, orbit elements, ages, and other physical parameters of the clusters. The overall globular cluster population is divided by gap in the metallicity function at [Fe/H]=-1.0 into two discrete groups with well-defined maxima at [Fe/H]=-1.60±0.03 dex, and -0.60±0.04 dex. The mean spatial-kinematic parameters their dispersions change abruptly when the metallicity crosses this boundary. Metal-poor occupy a more or less spherical region and are concentrated toward the Galacticcentre. Metal-rich (the thick disk subsystems), which are far fewer in number, are concentrated toward both the Galactic centre and the Galactic plane. This subsystem rotates with an average velocity of V_rot=165±28 km/s and has very steep negative vertical metallicity gradient and a negligible radial gradient. It is, on average, the youngest group, and consists exclusively of clusters with extremely red horizontal branch. The population of spherical-subsystem clusters is also inhomogeneous and in turn, breaks uo into at least two groups according to horizontal-branch morphology. Clusters with extremely blue horizontal branches occupy a spherical volume of radius 9 kpc, have high rotational velocities (V_rot=77±33 km/s), have substantial and equal negative radial and vertical metallicity gradients, and are, on average, the oldest group (the old-halo subsystem). The vest majority of clusters with intermediate-type horizontal branches occupy a more or less spherical volume 18 kpc in radius, which is slightly flatted perpendicular to the Z direction and makes an angle of 30° to the Z axis. On average, this population is some what younger than the old-halo clusters (the young-halo subsystem), and exhibits approximately the same metallicity gradients as the old halo. As a result, since their Galactocentric distance and distance from the Galactic plane are the same, the young-halo clusters have metallicities that are, on average, [Fe/H]0.3 higher than those for old-halo clusters. The young-halo subsystem, which apparently consistes of objects captured by the Galaxy st various times, contains many clusters with retrograde orbits, so that its rotational velocity is low and has large errors, V_rot-23±54 km/s. Typical parameters are derived for all the subsystems, and the mean characteristics of their member globular clusters are determined. The thick disk has a different nature than both the old and young halos. A scenario of the Galactic evolution is proposed based on the assumption that only the thick-disk and old-halo subsystems are genetically associated with the Galaxy. The age distributions of these two subsystems do not overlap. It is argued that heavy-element enrichment and the collapse of the proto-Galactic medium accurred mainly in the period between the formation of the old-halo and thick-disk subsystems.

1. Введение

     Еще совсем недавно считалось, что шаровые звездные скопления (ШС) представляют собой однородную группу и являются типичными представителями сферической составляющей Галактики. Однако, появившееся в последнее время большое количество наблюдательных данных, позволило выявить не только значительный разброс физических и химических характеристик среди скоплений, но и дискретности в их распределениях. Это свидетельствует о существовании нескольких групп населений шаровых скоплений, принадлежащих различным подсистемам Галактики. Уже первые исследования функции металличности обнаружили провал в окрестности значения [Fe/H]-1.0 dex, разделившего все шаровые скопления (ШС) на две дискретные группы: малометалличная является сферически симметричной, медленно вращающейся подсистемой гало, а металличная - довольно плоская быстровращающаяся подсистема толстого диска Марсаков & Сучков (1977), Zinn (1985). Далее оказалось, что ШС гало в свою очередь делятся по строению горизонтальной ветви (ГВ) на две подгруппы, которые, сохраняя сферическую форму, различаются кинематикой и занимаемыми пространственным объемами Zinn (1993). Скопления гало, имеющие более красные горизонтальные ветви при данной металличности, находятся преимущественно вне солнечного круга, имеют большую дисперсию скоростей, меньшую скорость вращения и являются в среднем моложе, чем скопления с голубыми ГВ, которые концентрируются внутри солнечного круга Da Costa & Armandroff (1995). Такое различие было объяснено тем, что подсистема скоплений старого гало формировалась вместе со всей Галактикой, тогда как скопления молодого гало были захвачены ею из межгалактического пространства на более поздних стадиях эволюции Zinn (1993). Целью настоящей работы является исследование взаимосвязей между физическими, химическими и пространственно-кинематическими характеристиками ШС как для Галактики в целом, так и внутри каждой из обнаруженных подсистем и определение для последних характерных параметров. Для выполнения поставленной задачи, прежде всего, необходим каталог однородных фундаментальных параметров ШС.

2. Каталог шаровых скоплений

     За основу нашего каталога взята компьютерная версия компилятивного каталога Harris (1996), в которой включены все измеряемые величины для 147 ШС Галактики. Данные каталога полны на 15 мая 1997 г. Основная доля параметров нашего каталога непосредственно заимствована из каталога Harris (1996), некоторые вычислили на основе данных из него же, а часть фундаментальных параметров, отсутствующих в Harris (1996), добавили из других источников.

     Положение скопления в Галактике взято непосредственно из Harris (1996), где основным индикатором расстояния до ШС является усредненная по нескольким источникам звездная величина ГВ. Приведенные в Harris (1996) координаты в гелеоцентрической системе мы преобразовали в галактические X,Y,Z (при R_G=8 кпк) и вычислили cos, где - угол между лучом зрения на ШС и вектором вращения вокруг оси Z по формуле:

R

     Приведенные в Harris (1996) лучевые скорости (V_r) получены усреднением данных большого числа источников с весами, обратно пропорциональным указанной ошибке определения. В большинстве использованных источников ошибка 1 км/с. Дополнительно мы вычислили V_S - компоненту лучевой скорости ШС относительно неподвижного наблюдателя, находящегося на месте Солнца по формуле:

V

     Важнейшей характеристикой скопления является металличность. В своем каталоге Харрис собрал все опубликованные определения металличностей ШС, приведенные к шкале значений [Fe/H] из работы Zinn & West (1984) и усреднил их с одинаковым весом. Большое количество используемых Харисом источников (<40) и использование исключительно спектроскопических определений металличности и хорошо откалиброванных диаграмм "цвет-звездная величина" обеспечило достаточно высокую внутренюю точность среднего значения [Fe/H] в компилятивном каталоге. Хотя шкала Zinn & West (1984) и обнаруживает некоторую нелинейность, завышая металличность самых богатых металлами скоплений (см. Carreta & Gratton (1997)), но для данной работы, как уже отмечалось, важнее надежное относительное значение [Fe/H].

     ГВ скоплений не только помогает определить расстояние до него, но и несет в себе информацию об условиях формирования и эволюции ШС. В частности, в работе Миронов & Самусь по строению ГВ все скопления были разделены на две группы, причем оказалось, что группы четко различаются металличностью и пространственно-кинематическими характеристиками. С другой стороны, согласно Оостерхофу, ШС разделяются на две хорошо выраженные группы, но только уже провалом на распределении типичных жителей ГВ - переменных звезд типа RR Лиры - по периодам блеска. Оказалось, что периоды RR Лиры в скоплениях тесно связанны с морфологией ГВ и поэтому удобно характеризовать скопления параметром (B-R)/(B+V+R), где B,V,R - соответственно количество звезд на голубом конце ГВ, в пробеле Гершпрунга, и на красном конце. Данная величина получена в Harris (1996) простым усреднением данных из нескольких источников.

     Возраст (t) является одним из самых неуверенно определяемых параметров, поэтому в компилятивном каталоге Harris (1996) он отсутствует. Недавно опубликованный каталог Hipparcos содержит точные спутниковые измерения параллаксов звезд и уже первый их анализ требует существенного пересмотра калибровки расстояний до ШС. В результате возраст даже самых малометалличных скоплений (т.е. наиболее старых) становится не выше 10 млрд. лет (см., напр. Reid(1997)). Полагая, что исследования по уточнению нуль-пункта возрастной шкалы по новым данным только начались, а также учитывая, что для данной работы более важным является знание относительных характеристик, мы решили остановится на прежней шкале. В последние годы появилось очень много работ, где приведены довольно точные относительные возрасты ШС. Желая в своих следованиях использовать информацию о возрастах большего числа скоплений, мы все найденые списки возрастов свели в единую шкалу и вычислили средние взвешенные оценки возрастов, присвоив веса как каждому используемому источнику возрастов ШС, так и каждому отдельному определению индивидуального возраста. При этом мы применили двух стпупенчатую итерационную процедуру Hauck & Mermilliod (1998), которая присваивает меньший вес определениям, сильно отклоняющимся от предварительно вычисленногосреднего. В качестве основной шкалы возрастов мы использовали однородные относительные возрасты для 36из работы Buonanno et.al. (1989), где где средний возраст малометалличнх скоплений принят равным 15 млрд. лет. Шкалы возрастов из 9 наиболее обширных списков (Gratton (1985)-26 ШС, Buonanno et.al. (1989)-12 ШС, Sarajedini et.al. (1989)-31 ШС, Chabouer et.al. (1992)-32 ШС, Sarajedini et.al. (1995)-14 ШС, Chabouer et.al. (1995)-40 ШС, Chabouer et.al. (1996)-43 ШС, Richer et.al. (1996)-36 ШС, Salaris & Weiss (1997)-25 ШС) мы методом наименьших квадратов привели к основной шкале. Одиночные определения возрастов другими авторами мы использовали только в том случае, если теоретические изохроны у них совпадают с используемыми в одной из вышеперечисленных работ. Всего было использовано 47 источника (в списке литературы не приведены) и 336 индивидуальных определений возрастов и были получены средневзвешенные оценки для 63 ШС. При этом внутренняя точноть в нашем списке получилась равной _t±1.92 млрд. лет.

     Величина центральной концентрации (С=lg(r_t/r_c), где r_t - приливный радиус скопления, r_c -измеренный радиус ядра, были взяты из каталога Harris (1996). Угловую величину наблюдаемого радиуса скопления, полученную Harris (1996) усреднением опубликованных угловых измерений, мы пересчитали, используя приведенные в этом же каталоге расстояния, в действительные радиусы в парсеках (r_h).

     Величины центральной плотности скоплений (lg _o) взяты из работы Buonanno et.al. (1997). Для отсутствующих в ней скоплений плотности добавлены из Fusi Pecci et.al. (1993). Обе работы написаны одним коллективом, но приведенные выше величины плотности и списки скоплений несколько отличаются. За основу мы выбрали более позднюю публикацию.

     Элементы орбит для 25 ШС мы взяли из работы Dauphole et.al. (1996). В ней использованы несколько отличные от наших значения лучевых скоростей и расстояний до ШС, но отклонения невелики. О достаточно высокой точности использованных в работе расстояний и собственных движений свидетельствует, в частности, отмечаемое авторами хорошее согласие величин средней скорости вращения подсистем ШС, полученных только по лучевым скоростям и по вычисленным компонентам полных скоростей. Вычисленные в Dauphole et.al. (1996) элементы орбит мы подвергли статистической проверке. В частности, в полном соответствии с теоретической функцией распределения фаз положения ШС на орбитах, более половины из иследованных в Dauphole et.al. (1996) ШС оказались вблизи вычесленных апогалактических радиусов своих орбит. Неплохое согласие наблюдается и между минимальными радиусами Dauphole et.al. (1996) и перегалактическими расстояниями, оцененными в van den Bergh (1985) по приливному критерию (r=0.55±0.17). Таким образом, данные элементы орбит можно использовать для анализа свойств населений ШС.

     Массу скоплений мы нашли из приведенной в каталоге Харриса абсолютной интегральной звездной величины согласно соотношению из Chernoff et.al. 1989(M/L_V)=3, где масса M и светимость L_V в солнечных единицах. Некоторые из перечисленных параметров приведены в Табл. 1 для 145 шаровых скоплений, для которых известны расстояния.

TАБЛИЦА 1КАТАЛОГ ФУНДАМЕНТАЛЬНЫХ ПАРАМЕТРОВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

3. Шаровые скопления диска и гало.

     Функция металличности. На рисунке 1 приведено распределение всех шаровых скоплений из Табл. 1 по содержанию в них тяжелых элементов, т.е. функция металличности. Сплошной линией нанесена аппроксимация гистограммы суммой двух нормальных кривых, параметры которых определены методом максимального правдоподобия. Вероятность ошибочно отвергнуть гипотезу об описании распределения одной гауссианой против альтернативы представления ее суммой двух гауссиан оказалась здесь <<1%. В итоге все население ШС разбивается по металличности отчетливым провалом при [Fe/H]=-1.0 dex на две дискретные группы с максимумами при [Fe/H]=-0.60±0.04 и -1.60±0.03 и одинаковыми дисперсиями 0.30±0.03. (При аппроксимации распределения мы не учитывали далеко отстоящее от остальных скопление с [Fe/H]=+0.22). Положение провала здесь оказалось смещенным на [Fe/H]-0.2 в малометалличную сторону, относительно найденного в работе Zinn (1985) и используемого до настоящего времени для определения принадлежности скопления к населению гало или толстого диска (см., например, Armandroff (1989)). (Отметим, что шкалы металличности у нас совпадают.) Дополнительный аргумент в пользу разделения ШС на две подсистемы при значении [Fe/H]=-1.0 мы видим в том, что на диаграммах, отражающих пространственное положение и кинематику скоплений, именно при этом значении металличности (или даже меньшем) наблюдается скачок характерных параметров (см. далее рис. 3).

Рис. 1.Функция металличности шаровых скоплений. Кривая - аппроксимация распределения суммой двух нормалей.

Рис. 2.Распределение шаровых скоплений в проекции на плоскость XY(а,в) и YZ (б,г) для металличных скоплений толстого диска ([Fe/H]-1.0), (а,б) и малометалличных скоплений гало (в,г). Замкнутые кривые - проведенные "на глаз" верхние огибающие. Обведены скопления далеко отстоящие от центральных сгущений на диаграммах; рядом проставлены их номера.

     Пространственное распределение. На Рис. 2 приведены распределения ШС металличной и малометалличной группы в проекциях на плоскости XY и YZ. (На рисунках не нанесены 6 скоплений, лежащие далее 60 кпк от центра Галактики.) Хорошо видно, что подсистемы резко различаются и по занимаемому объему и по его форме. Металличная группа, имея значительно меньшие размеры, концентрируется не только к центру, но и к плоскости Галактики и весьма приблизительно форму ее можно охарактеризовать как эллипсоид вращения, сплюснутый по Z-координате. Огибающей на плоскости XY может служить окружность радиусом 7 кпк, а на плоскости YZ - эллипс с Z-полуосью 3 кпк. По соответствию форме и размерам подсистеме высокоскоростных звезд поля данную группу можно назвать толстым диском. (Различие размеров по осям X и Y, скорее всего, обусловлено недостатком статистики для данной группы.) Квадратиками на Рис. 2а, 2б обведены скопления, которые лежат далеко за пределами приведенных нами верхних огибающих. Рядом приведены их номера. Подробнее речь о них будет идти ниже. При определении характерных параметров толстого диска они не учитывались. Аналогично, кружками на рис. 2в, 2г обведены далекие скопления в гало, не попавшие внутрь огибающей окружности; они, однако, учитывались при вычислении характерных параметров и гало, и Галактики в целом. Для характеристики размеров подсистем мы использовали шкалы длины и высоты (X_O,Y_O, Z_O), определяющие расстояния от галактического центра вдоль соответствующей координаты, где плотность скоплений уменьшается в е раз. Соответствующие величины приведены в Табл. 2

Рис. 3.Связь металличности с другими характеристиками шаровых скоплений. Светлые треугольники - скопления толстого диска, светлые кружки - скопления старого гало, темные кружки - скопления молодого гало, темные треугольники - скопления короны, крестики - малометаличные скопления с неизвестным значением параметра (B(R)/(B+V+R). На графике (в) нанесены только скопления с R<60кпк. На всех графиках виден резкий скачок параметров в окрестности [Fe/H]=-1.0.

     Свойства групп ШС разной металличности. На рис. 3 приведены диаграммы связей некоторых параметров ШС с содержанием в них тяжелых элементов. Бросается в глаза скачкообразное изменение дисперсии лучевых скоростей и расстояний, а также точек максимальных удалений орбит скоплений от центра и плоскости Галактики (т.е. параметров, характеризующих полную энергию скопления), а также эксцентриситетов орбит при переходе через пограничное между диском и гало значение [Fe/H]. Такой характер перехода свидетельствует о действительном разделении всего населения ШС на две дискретные группы. Наблюдаются различия между группами и по другим параметрам. Так оказалось, что все скопления диска имеют экстремально красные ГВ, когда с высокотемпературной стороны от пробела, занимаемого переменными звездами, нормальных звезд на ГВ почти нет (Рис 3а). Скопления же гало могут иметь любой тип ГВ (от экстремально красной, до экстремально голубой). Наблюдается довольно хорошая корреляция между возрастом и металличностью (r=-0.5±0.1): при увеличении металличности возраст в среднем уменьшается. Параметры, характеризующие внутреннее состояние скоплений, не обнаруживают различий между диском и гало за пределами ошибок (Табл. 2), но некоторая систематичность все же присутствует. Подробнее об этом в следующем разделе.

ТАБЛИЦА. 2.ХАРАКТЕРНЫЕ ПАРАМЕТРЫ ПОДСИСТЕМ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ.

     Вращение подсистем. Выделенные по металличности две группы ШС различаются и угловыми моментами. Предположив нетвердотельное вращение подсистемы с постоянной скоростью вращения V_вр, последнюю можно вычислить методом наименьших квадратов, зная только расстояние до скоплений, их положение на небесной сфере и лучевые скорости, приведенные к неподвижному наблюдателю, находящемуся на месте Солнца (подробнее о методе см. в Zinn (1985)). На Рис. 4 приведены кинематические диаграммы (cos- V_S) для ШС всей Галактики, диска и гало, соответственно. Прямые линии на диаграммах - среднеквадратичные регрессии, наклон которых определяет величину скорости вращения подсистемы.

Рис. 4.Кинематические диаграммы шаровых скоплений всей Галактики (а), скоплений толстого диска (б), скоплений гало (в). Размеры точек пропорциональны присвоенным весам. Прямые линии - среднеквадратичные регрессии, их наклон определяет скорость вращения подсистемы Vвр

     Большой разброс точек на диаграммах, вызванный естественной дисперсией скоростей и большими ошибками в определении расстояний, а также малое число объектов делает величины получаемых скоростей вращения подсистем весьма неопределенными. Наибольшая проблема возникает для подсистемы толстого диска. Это связано с тем, что основная доля скоплений диска лежит вблизи центра Галактики, где велико поглощение, искажающее наблюдаемый модуль расстояния. Но даже относительно небольшая ошибка в расстоянии для околоцентральных скоплений приводит к очень большой погрешности величины cos. Поэтому нельзя получить корректные значения V_вр без учета ошибок в величине cos. Ошибки измерения лучевых скоростей и звездных величин ГВ скоплений также приводят к неопределенности получаемого значения V_вр, но ввиду существенного превалирования здесь ошибок, вызванных избытком цвета E(B-V), мы ограничимся только учетом последних. Для нахождения ошибок модуля расстояний мы воспользовались эмпирической зависимостью, предложенной Харрисом.

(m-M)=0.1+0.3E(B-V).

(m-M)_i

R_i

cos

R_i

cos

cos0.05

<>=24±29

=137±20

Рис. 5.Связь металличности шаровых скоплений с галактоцентрическим расстоянием (а) и расстоянием от галактической плоскости (б). Прямые линии - среднеквадратичные регрессии, построенные для скоплений толстого диска, всей Галактики и гало, соответственно сверху вниз. Наклоны линий определяют величины градиентов металличности.

     Градиенты металличностей. На Рис. 5 приведены диаграммы R-[Fe/H] и |Z|-[Fe/H] для всего населения ШС Галактики. Прямые линии представляют собой ортогональные регрессии для ШС диска, всей Галактики и гало в пределах R<60 кпк, соответственно сверху вниз. Наклоны регрессий численно равны величинам радиальных и вертикальных градиентов металличности, которые приведены в Табл. 2. Видно, что за пределами ошибок в целом для Галактики по ШС наблюдаются отрицательные градиенты металличности, величины которых согласуются с многочисленными определениями других авторов. Коэффициенты корреляции в обоих случаях примерно совпадают и равны r-0.40±0.07. Обе диаграммы демонстрируют, как уже отмечалось, скачок пространственных характеристик при переходе через значение [Fe/H]-1.0, поэтому основная доля получившихся величин градиентов обусловлена просто существованием в Галактике двух подсистем ШС, отличающихся как химическим составом, так и пространственным распределением. Действительно, в обеих выделенных по металличности группах ШС диаграммы демонстрируют величины радиальных градиентов, равные нулю в пределах ошибок (Табл. 2). Данный результат подтверждает и хорошо известный факт, что за пределами солнечного круга (где присутствуют только скопления гало) радиальный градиент металличности отсутствует. Однако вертикальные градиенты в обеих группах отличны от нуля, хотя в гало его величина все-таки очень мала и много меньше, чем у Галактики в целом. Зато в диске вертикальный градиент металличности оказался очень велик. Следует заметить, что большая величина градиента [Fe/H] в подсистеме толстого диска не вызывает удивления, поскольку в более молодой подсистеме тонкого диска она оказывается еще выше (см., например, Шевелев & Марсаков (1995)).

     Таким образом, данные нашего каталога показывают, что выделенные по металличности подсистемы ШС существенно различаются возрастом, пространственным распределением, скоростью вращения, дисперсией скоростей и строением ГВ. Рассмотрим теперь сложную структуру гало.

4. Населения шаровых скоплений в гало

     Диаграмма [Fe/H]-(B-R)/(B+V+R). На рисунке 3а обращает на себя внимание резкая концентрация ШС гало к экстремально голубому показателю цвета ГВ. Анализ гистограммы по этому индексу показывает, что резкое увеличение численности ШС происходит в точке (B-R)/(B+V+R)0.85, как бы делящей населения гало на две подгруппы. В пионерской работе Zinn (1993) в старое гало включил скопления, находящиеся в Галактике внутри солнечного радиуса орбиты. Туда попало большинство экстремально голубых скоплений и несколько ШС в узкой полосе вдоль верхней (по параметру, характеризующему цвет) огибающей на диаграмме [Fe/H]-(B-R)/(B+V+R). Остальные скопления были отнесены к молодому гало. При этом он посчитал возможным оставить в старом гало группу самых малометалличных скоплений промежуточного цвета, лежащие далеко за пределами солнечного круга (см. далее рис 6в,6г) При таком подходе существенно завышаются размеры старого гало. Поэтому представляется более естественным оставить в нем только экстремально голубые скопления. Тем самым отсекаем сомнительные члены из данной подсистемы.

Рис. 6.Распределение в проекциях на плоскости XY (а,в) и YZ (б,г) скоплений старого гало с параметром (B-R)/(B+V+R)0.85 (а,б) и скоплений молодого гало (в,г). На графиках (в) и (г) светлыми кружками обозначены скопления с (B-R)/(B+V+R)0.32, а темными с (B-R)/(B+V+R) > 0.32. Остальное обозначено как на Рис. 2.

     Пространственное распределение двух групп ШС гало, выделенных по цвету ГВ, приведено на Рис 6. Видно, что скопления старого гало довольно заметно концентрируются к центру Галактики и в проекции YZ описываются окружностью радиусом 9 кпк. В проекции на галактическую плоскость окружность такого же радиуса описывает только ближнюю к Солнцу половину пространства, тогда как дальняя половина осталась незаполненной скоплениями. Такая асимметрия вряд ли связана с избыточным поглощением вблизи галактического центра, поскольку скопления диска и молодого гало там наблюдаются; видны и более далекие скопления этой подсистемы. В целом данный вопрос требует дополнительных исследований и здесь мы на нем останавливаться не будем. Квадратиками на Рис 6а, 6б обведены скопления, которые лежат далеко за пределами центрального сгущения данной группы, но остаются в пределах радиуса молодого гало на Рис. 6в, 6г. Кружками на Рис. 6в, 6г обведены скопления, находящиеся на галактических расстояниях 20 кпк. Скопления молодого гало на плоскости YZ хорошо вписывается в окружность r19 кпк. В проекции на плоскость XY скопления занимают значительно меньшую площадь и описываются вытянутой фигурой (которую с некоторой натяжкой можно назвать галактоцентрическим эллипсом) с полуосями 18 кпк и 10 кпк. Малая полуось перпендикулярна оси Z и лежит под углом примерно 30° к оси X. Интересно, что похожее пространственное распределение демонстрируют и скопления короны. Частично (в пределах 40 кпк) это можно увидеть на рисунках 2в, 2г и 6в, 6г. Из Табл. 2 также следует, что размеры подсистемы молодого гало вдоль оси Z заметно превышают размеры по X и Y, где они примерно одинаковые.

Рис. 7.Распределения по высоте над плоскостью Галактики скоплений толстого диска (а), старого гало (б), и молодого гало (в). Кривые линии - аппроксимации распределений методом наименьших квадратов экспоненциальным законом.

     Шкалы высот подсистем ШС. На Рис. 7 приведены гистограммы по |Z| скоплений толстого диска, старого и молодого гало. Кривые линии - аппроксимации распределений методом наименьших квадратов экспоненциальным законом

n(Z)=Ce^-Z/Z_O

     Цвет горизонтальной ветв и ШС. Вернемся еще раз к вопросу о границе, разделяющей население шаровых скоплений на подсистемы старого и молодого гало. Разными значками на рис 6в, 6г для сравнения обозначены скопления молодого гало, дополнительно разбитые на два диапазона по цвету ГВ значением параметра (B-R)/(B+V+R)=0.32. Данная граница выбрана не случайно: она, как показала проверка, точно соответствует делению скоплений на два типа по Оостерхофу (красные - I тип, голубые - II тип). Из рисунков видно, что пространственные распределения этих двух подгрупп промежуточного цвета очень похожи и они, скорее всего, обе принадлежат молодому гало. Для проверки этого вывода и уточнения положения границы между старым и молодым гало, мы рассмотрели связь цвета ГВ с другими параметрами скоплений. Соответствующие диаграммы приведены на Рис 8. (Пять далеких ШС, отмеченных на рис. 6а, 6б квадратиками, включены здесь в молодое гало). Из сравнения расположения точек на первой диаграмме можно сделать вывод, что концентрация к галактическому центру действительно скачком изменяется при переходе через пограничное значение между старым и молодым гало значением, характеризующим цвет параметра (B-R)/(B+V+R)=0.85. Мало того, часть скоплений с (B-R)/(B+V+R)>0.32 на Рис. 8б обнаруживают апогалактические радиусы орбит, заметно превышающие аналогичные у более красных скоплений (да и вообще размеры подсистемы молодого гало). На рисунке 8г видно, что и дисперсия лучевых скоростей в этой подгруппе больше, чем в старом гало. (Скопления с R_a>20 кпк по логике следовало бы отнести к короне, (см. ниже), но, учитывая большую вероятность ошибки в элементах орбит, мы этого не делаем.) Кроме того, у скоплений подгруппы при среднем возрасте 15.3 млрд. лет (почти совпадающим со средним возрастом старого гало в Табл. 2) очень мала дисперсия возрастов _t=0.5±0.2млрд. лет (Рис. 8в). Учитывая также их примерно одинаковые металличности [Fe/H]=-1.93±0.10 (Рис 3а) и эксцентриситеты e=0.62±0.05, можно предположить, что большая часть этих скоплений является членами однородной группы и, скорее всего, были захвачены Галактикой одновременно. Из рисунка также видно, что самые большие расстояния (больше размеров старого гало), самые маленькие возрасты (моложе старого гало) и самые большие скорости (больше, чем у старого гало) наблюдаются у скоплений вблизи выбранной нами границы (B-R)/(B+V+R)=0.85, разделяющей ШС гало на две подсистемы. В итоге все скопления с ГВ смешанного типа, а также далекие (R>10 кпк) скопления с ГВ экстремального цвета мы отнесли к молодому гало.

Рис. 8.Связь характеристик шаровых скоплений с цветовым показателем горизонтальной ветви. Светлые треугольники - толстый диск, светлые кружки - старое гало, темные кружки - молодое гало (большие темные кружки соответствуют скоплениям с (B-R)/(B+V+R)>0.32), темные треугольники - корона.

     Самые далекие скопления (R20 кпк) мы рассмотрим пока как отдельную группу и назовем ее условно "короной" Галактики. Из Табл. 2 можно видеть, что скопления короны за пределами ошибок отличаются от скоплений всех остальных подсистем не только занимаемым пространственным объемом, но и физическими параметрами. Причину этих отличий мы попытаемся объяснить ниже.

Рис. 9.Кинематические диаграммы для скоплений старого гало (а), молодого гало (б), короны (в). Обозначения как на Рис. 4.

     Вращение подсистем гало. Из кинематических диаграмм, приведенных на Рис. 9, видно, что все выделенные в гало подсистемы резко отличаются друг от друга по скорости вращения. Величины Vвр и _V приведены в Табл. 2. Старое гало довольно уверенно за пределами 1.7 демонстрирует прямое вращение, параметры которого неплохо согласуются с другими авторами (см., например, Zinn (1993), где V_вр=74±39 км/с и _V=129±19). С такой небольшой скоростью вращения подсистемы (почти в два раза медленнее диска) хорошо согласуется сферичность занимаемого пространственного объема.

     Диаграмма на Рис. 9б указывает на слабое обратное вращение подсистемы молодого гало при довольно высокой дисперси остаточных скоростей (см. также Табл. 2). Значительное отклонение прямой регрессии от начала координат, скорее всего, свидетельствует о неоднородности подсистемы. По-видимому, представление об осесимметричном вращении подсистемы в целом вокруг оси Z не вполне соответствует действительности. Сплюстнутость молодого гало вдоль оси, не совпадающей с Z, могла получится только в результате случайного совпадения наклонов орбит у вошедших в подсистему скоплений не связанных общим происхождением с протогалактикой. Наиболее правдоподобным представляется их внегалактическое происхождение, когда определенным образом сорентированная Галактика пролетает через места их концентрации и поочередно их захватывает. По-видимому, огромная скорость прямого вращения короны при сравнительно малой величине _V, и большом отклонении прямой на Рис. 8в от начала координат свидетельствует о внегалактическом происхождении также и скоплений, составляющих корону. Прямое вращение этой группы не вызывает сомнения, поскольку, как следует из Табл. 2, V_вр отлично от нуля на величину превышающую .)

Рис. 10.Связь металличности скоплений с галактоцентрическим расстоянием (а) и расстоянием от галактической плоскости (б). Темные кружки - молодое гало, светлые кружки - старое гало, прямые линии - соответствующие среднеквадратичные регрессии. Квадратиком выделено скопление старого гало, исключенное из расчетов по правилу 3.

     Градиенты металличности. На диаграммах Рис. 10 разными значками нанесены скопления старого и молодого гало. Прямые линии - среднеквадратичные регрессии: сплошная прямая построена по ШС молодого гало, пунктирная - по ШС старого гало. Соответствующие величины градиентов металличности приведены в Табл. 2. (При вычислении величин обоих градиентов в старом гало мы не учитывали в нем самое металличное и одновременно наиболее удаленное скопление NGC 288, которое обведено квадратиком на диаграммах). Из Рис. 10 и Табл. 2 следует, что величины соответствующих градиентов у подсистем совпадают. В пределах ошибок совпадают внутри каждой подсистемы и величины обоих градиентов. В отношении молодого гало данный результат противоречит выводу из Zinn (1993), где утверждается, что радиальный градиент в этой группе ШС отсутствует. Различие выводов вызвано различием критериев отбора скоплений в подсистемы, из-за чего в молодое гало Zinn (1993) не включил группу далеких (R>10 кпк) малометалличных скоплений с характеризующим цвет ГВ параметром 0.32(B-R)/(B+V+R)1 и группу самых близких металличных скоплений гало с -1.0<(B-R)/(B+V+R)<0.32, которые и определяют в значительной степени (как крайние точки на диаграммах) величины градиентов в этой подсистеме. Таким образом, наши результаты показывают, что на любом расстоянии от галактического центра скопления молодого гало оказываются в среднем на 0.3 dex богаче металлами скоплений старого гало. Среди скоплений самой протяженной группы - короны - оба градиента отсутствуют полностью.

Рис. 11.Зависимость физических параметров шаровых скоплений от галактоцентрических расстояний. Обозначения как на Рис 3. Прямая линия на графике (а) - среднеквадратичная регрессия. Большие кружки на графике (б) - среднее значения массы в узких диапазонах R, а сплошные прямые - среднеквадратичные регрессии для скоплений толстого диска и старого гало (слева) и молодого гало и короны (справа). Пунктирные прямые на графиках (в) и (г)- верхние и нижние огибающие, проведенне "на глаз".

     Физические параметры. В Табл. 2 обращает на себя внимание резкое отличие средних параметров всех исследуемых физических характеристик у скоплений короны. Поскольку эта подгруппа самая удаленная, возникает необходимость проверить, не наблюдаются ли галактоцентрические тренды исследуемых параметров. Тогда это будет свидетельствовать просто об изменении внутренней структуры скоплений с удалением от центра Галактики. На Рис. 11. приведена связь некоторых физических параметров скоплений с галактоцентрическим расстоянием. В работе van den Bergh (1991) показано, что размеры скоплений в среднем становятся больше с удалением от центра Галактики и в пределах 40 кпк подчиняются закону . Новая шкала расстояний и уточненные угловые размеры ШС подтверждают эту закономерность вплоть до самых удаленных скоплений. Прямая среднеквадратичная регрессия в координатах (lg R, lg r_h) на van den Bergh (1991). Примерно одинаковый разброс вдоль всей регрессии означает, что если привести размеры всех ШС к солнечному расстоянию согласно формуле из van den Bergh (1991) , то во всех подсистемах они окажутся одного порядка. Другими словами, большие наблюдаемые радиусы скоплений короны не свидетельствуют об их отличной природе.

     Как следует из Табл. 2, скопления короны имеют в среднем и самые малые массы, а из Рис. 11б видно, что действительно с увеличением расстояния от 10 до 120 кпк массы ШС в среднем уменьшаются. Однако для близких расстояний наблюдается обратная ситуация: с увеличением расстояния массы даже несколько растут. Большие кружки на диаграммах представляют собой средние значение масс в узких диапазонах по R. Налицо описанная выше ситуация. Еще нагляднее проявляется эта закономерность, если вспомнить, что R=10 кпк примерно является границей объема старого гало и рассмотреть отдельно зависимости массы от расстояний для диска и старого гало (светлые значки на диаграмме), с одной стороны, и молодого гало и короны (темные значки) - с другой. Вывод о том, что у выделенной группы будут разные тренды можно сделать уже из того факта, что в Табл. 2 средняя масса в среднем более далеких скоплений старого гало оказалась за пределами ошибок большие массы скоплений более компактного толстого диска. Действительно, первые две группы, скопления которых генетически связаны с Галактикой, обнаруживают небольшой положительный радиальный градиент массы, тогда как ШС, имеющие предположительно внегалактическое происхождение и являющиеся членами двух других групп, демонстрируют очень сильный отрицательный радиальный градиент массы (см. прямые среднеквадратичные регрессии, приведенные на диаграмме).

     Согласно данным Табл. 2, у ШС короны самые маленькие плотности. Их значения отражают общую тенденцию на диаграмме R-lg отрицательного градиента внутренней плотности скоплений. И в этом смысле скопления короны связаны с остальными общей закономерностью (на Рис. 11в пунктирные линии - проведенные "на глаз" верхняя и нижняя огибающие). Параметр центральной концентрации, согласно данным Табл. 2 и на Рис. 11г также демонстрирует монотонное уменьшение с ростом галактоцентрического расстояния. Таким образом, из четырех рассмотренных физических параметров скоплений только масса скоплений инвариантна к расстоянию и обнаруживает несколько различный характер галактоцентрического тренда в подсистемах, лежащих внутри и вне солнечного радиуса.

Рис. 12Зависимость физических параметров шаровых скоплений от их возраста. Обозначения как на Рис. 11. Пунктирные линии - проведенные "на глаз" огибающие.

     Возрасты скоплений как следует из Рис. 3б и Рис. 8в, очень хорошо коррелируют с двумя основными параметрами - металличностью и показателем морфологического строения ГВ - поэтому интересно проследить изменение других физических параметров с возрастом. Соответствующие диаграммы приведены на Рис. 12. Отличные от нуля корреляции прослеживается на трех диаграммах. Радиус скопления для данного рисунка мы привели согласно формуле из van den Bergh (1991) к солнечному радиусу орбиты, тем самым исключив зависимость размеров от галактического расстояния. Из Рис. 12а следует, что никакой зависимости приведенных радиусов от возраста скоплений не наблюдается. Радиусы скоплений любого возраста заключены в пределах 1<r*_h<6 пк. Лишь несколько скоплений молодого гало и короны превышают эти размеры. На диаграмме t-lg(M/M) масса скоплений демонстрирует уверенный рост с возрастом. Коэффициент корреляции r=0.4±0.1. Можно предположить, что богатые скопления живут дольше, однако этому противоречит полное отсутствие молодых массивных скоплений. Точно также из Рис. 12в и 12г видно, что старые скопления оказываются в среднем более плотными и обладают более выраженными центральными ядрами (коэффициенты корреляции равны 0.4±0.1 и 0.2±0.1, соответственно). При этом молодых скоплений с аналогичными показателями отсутствуют. Одновременно среди самых старых скоплений отсутствуют скопления маломассивные, с малой плотности и со слабой степенью центральной концентрации. Одинаковым образом ведут себя соответствующие параметры внутри всех подсистем ШС. При этом наблюдается довольно значительный разброс параметров среди скоплений одного возраста, независимо от принадлежности к той или иной подсистеме. По-видимому, из всех рассмотренных параметров только массу можно считать величиной не изменяющейся с момента образования скопления и не зависящей от положения в Галактике. Если полагать, что часть скоплений не является генетически связанной с Галактикой, а была захвачена ею, то придется признать, что во всей Местной Системе галактик вначале появились массивные ШС, а более молодые скопления образовывались уже из газопылевых облаков все меньшей массы.

     Идентификация скоплений. Срезюмируем вкраце критерии принадлежности ШС к той или иной подсистеме. Подсистему толстого диска составляют богатые металлами скопления с [Fe/H]-1.0. В Табл.1 они обозначены цифрой "1". Четыре металличных ШС, лежащие вне пределов объема, занимаемого скоплениями диска, предположительно являются членами молодого гало (обозначены "3(1)")(в скобках указывается номер подсистемы, к которой скопления следовало бы отнести по основному критерию(в данном случае по металличности)). Малометалличные экстремально голубые скопления с (B-R)/(B+V+R)0.85 формируют старое гало ("2"). Экстремально голубые ШС, лежащие вне сферического объема, занимаемого подсистемой старого гало, предположительно члены молодого гало ("3(2)"). Все малометалличные скопления с красными и промежуточного цвета ГВ составляют молодое гало ("3"). ШС с неизвестной металличностью или цветом ГВ или не идентифицированы или условно причислены к какой-либо подсистеме по параметру, указанному в скобках.

     Стратификацию ШС по подсистемам в данной работе следует считать предварительной. Мы старались главным образом выделить чистых представителей толстого диска и старого гало с целью надежного определения характерных параметров данных подсистем. По-видимому, существует вероятность ошибочного включения в нее скоплений из других подсистем (впрочем, как и наоборот). В работе Burkert et.al. (1997) показано, что ШС толстого диска не представляют собой однородное население и делятся по массе и кинематике на три дискретные подгруппы. По-видимому, структура каждой из выделенных подсистем (особенно молодого гало) довольно сложная и требует дополнительного исследования.

Рис. 13.Распределение шаровых скоплений галактического происхождения по металличности (а) и по возрасту (б). Различной штриховкой отмечены скопления тостого диска и старого гало. Кривые - аппроксимация нормалями соответствующих гистограмм.

Рис. 14.Зависимость металличности (а), галактоцентрического положения (б) и расстояний от галактической плоскости (в) от возроста для шаровых скоплений галактического происхождения. Обозначения как на Рис. 3. Пунктирные линии - среднеквадратичные регрессии для обеих подсистем вместе, сплошные прямые - регрессии для каждой подсистемы. Квадратиком выделены скопления, исключенные из регрессий по правилу 3.

5. Заключение. Сценарий эволюции Галактики

     Таким образом, анализ астрофизических данных, полученных на основе прецизионных наблюдений последних лет, подтверждает вывод о неоднородности населения шаровых скоплений в Галактике. Подсистемы толстого диска и старого гало, выделяющиеся в работе только по содержанию тяжелых элементов и цветовому параметру ГВ в ШС, оказались резко различающимися между собой также по размерам и форме занимаемого объема, кинематике и элементам орбит. Совместная функция металличности скоплений обеих подсистем представляет собой два примерно одинаковых нормальных распределения, разделенных пробелом [Fe/H]0.2 (Рис. 15а). Распределение этих же скоплений по возрасту также демонстрирует две практически не пересикающиеся нормали (рисунка 13б). Из рисунка следует, что дисперсия возраста у скоплений гало практически совпадает с ошибкой его определения (_t)_гало=0.8±0.2 млрд.лет. Среди скоплений диска разброс в возрастах заметно больше (_t)_диск=1.4±0.3 млрд.лет. Другими словами, скопления гало образовались практически одновременно, а в диске для этого потребовалось по крайне мере несколько млрд. лет. Разрыв в возрастах между подсистемами, если и есть, то он может быть замыт ошибками определения возрастов.

     На Рис 16 приведены зависимости от возраста металличности, галактоцентрического расстояния и модуля расстояния от галактической плоскости для двух подсистем. Прямые на рисунках- среднеквадратичные регресии для каждой подсистемы в отдельности и для Галактики в целом.Коэфициенты корреляции свидетельствуют, что для Галактики в целом по крайне мере первые две зависимости существуют (r=0.8±0.1, 0.6±0.1, 0.3±0.2 соответственно). Отдельно в подсистеме толстого диска корреляция между возрастом и металличностью не наблюдается (r=0.3±0.3), тогда как в старом гало, несмотря на малый диапазон возрастов, все же можно отметитьслабую зависимость (r=0.4±0.2) с наклоном, близким к общему для всей Галактики. В том же гало корреляция между галактоцентрическим расстоянием и возрастом полностью отсутствует (r=0.1±0.3). Зато в диске подобная зависимость оказалась достаточно сильной (r=0.7±0.2) и совпадающая с общей для всей Галактики Рис. 14б. Интересная картина наблюдается на Рис. 14в, где правельней говорить не о зависимости высоты положения скоплений над галактической плоскостью от возраста, а о существовании резкого скачка по |Z| между подсистемами, при полном отсутствии корреляции внутри каждой, отдельно взятой, подсистемы.

     Анализ полученных свойств приводик к следующему сценарию ранней истории нашей Галактики. Первые шаровые скопления образовались уже когда протогалактическое облако сколлапсировало до современных размеров Галактики R_GC12 кпк. (Здесь, правда, остается пока неясным вопрос о принадлежности к старому галослегка покрасневших самых малометалличных старых ШС, которые находятся на расстоянии R=15-25 кпк.) Подсистема старого гало сформировалась за короткий промежуток времени, поэтому мы не в состоянии уверенно выявить изменения с возрастом ни размеров, ни металличности в этой подсистеме. Существование в этой самой старой из известных подсистем Галактики радиального и вертикального градиентов металличности свидетельствует скорее всего о том, что первые акты обогащения газопылевой среды тяжелыми элементами произошли еще до образованияскоплений подсистемы, причем активность этих процессов была выше вблизи галактического центра. (Заметим, что скопления сохраняют орбиты родительских протооблаков. Об отсутствии для них релаксации свидетельствует, в частности, существование большого колличества достаточныо старых и одновременно очень далеких скоплений молодого гало.) И пространственные, и химические характеристики скачком изменяются при переходе к подсистеме толстого диска. По-видимому, между этими подсистемами все же была достаточно длительная задержка звездообразования, обнаруживающая себя лишь провалом на распределении по возрасту. Задержка позволила газопылевому протогалактическому облаку существенно обогатиться тяжелыми элементами, успеть перемешать их и сколлапсировать до значительно меньших размеров, прежде чем стало образовываться новое поколение шаровых скоплений. В результате этого сформировалась довольно плоская, богатая металлами подсистема толстого диска. Скорость вращения подсистемы оказалась значительно больше, чем у старого гало, а дисперсия остаточных скоростей - меньше. Ни средняя металличность, ни толщина толстого диска со временем не изменялись. Звездообразование в протооблаках скоплений этой подсистемы началось на самых далеких галактических расстояниях. Затем процесс стал распростроняться к центру. Заметный каллапс протодискового облака после формирования подсистемы гало привел к увеличению скорости вращения и быстрому сплющиванию будущей подсистемы. Межзвездная среда при этом, по-видимому, перемешивалась неглубоко, поскольку при полном отсутствии радиального градиента металличности в толстом диске, мы наблюдаем в нем сильный отрицательный вертикальный градиент. Другими словами, проведенный анализ показывает, что быстрый каллапс к галактической плоскости газопылевой среды с одновременным ее обогащением тяжелыми элементами и частичной гомогенизацией произошел в основном в период между формированием подсистемы старого гало и толстого диска. Представленный сценарий требует дальнейшего уточнения, поскольку современное качетсво наблюдательных данных не позволяет глубже продвинуться в понимании процессов, происходящих внутри отдельно взятой подсистемы шаровых скоплений Галактики в период ее формирования.

     Подгруппы молодого гало и короны состоят предположительно из скоплений (или протоскоплений), захваченных Галактикой на разных этапах ее эволюции из внегалактического пространства. От подсистем, связанных с Галактикой генетически, они отличаются главным образом занимаемым объемом. Так, размеры молодого гало в два раза больше размеров старого гало, а корона - в десять раз. отметим также крайнюю неопределенность найденных нами величин скоростей вращения подсистем и большие дисперсии лучевых скоростей. Разделение этих скоплений на две подгруппы оказалось чисто условным и мы сохранили его только для демонстрации крайней неоднородности пространственно-кинематической структуры входящих в них скоплений. Обе подгруппы правильнее представить единой подсистемой, состоящей из скоплений случайно захваченных Галактикой, и назвать "внешнее гало".

     Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (код проекта 00-02-17689)

Литература

• Марсаков В.А. & Сучков А.А.//Астрон. журн., 1977, Т.54., С.1232//Первая цитата в статье
• Zinn R.//Astrophys. J., 1985, V.293., P.424//Первая цитата в статье
• Zinn R.// in "The Globular Cluster-Galaxy Connection", ASP Conf. Ser., eds. Smith H. & Brodee J. 1993, V. 48., P. 38//Первая цитата в статье
• Da Costa G.S. & Armandroff T.E.// Astron. J. 1995. V.109, P.2533//Первая цитата в статье
• Harris W.E.//Astron. J., 1996, V.112, P.1487 (rev. 15 May 1997).//Первая цитата в статье
• Thomas P.//Mon.Not.R.Astr.Soc., 1989, V.238, P.1319//Первая цитата в статье
• Zinn R & West M.J.//Astrohtys. J. Suppl.Ser., 1984, V.55, P.45//Первая цитата в статье
• van den Bergh S.//MSA Italiano, 1983. V.54, P.199//Первая цитата в статье
• Webbink R.F.// in "Dynamics of Star Clusters" IAU Sump., eds. J.Goodman, P.Hut, 1985, no. 113, P.541//Первая цитата в статье
• Carretta E. & Gratton R.G.//Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1997, V.121, P.95//Первая цитата в статье
• Миронов А.В. & Самусь Н.Н.// Переменные звезды, 1974, Т.19, С.337//Первая цитата в статье
• Reid I.N.//Astron.J., 1997, V.114, P.161//Первая цитата в статье
• Hauck B., Mermilliod M.//Astron. and Astrophys. 1998. Suppl. Ser. V.129. P.431//Первая цитата в статье
• Buonnano R., Coisi C.E. & Fusi Pecci F.//Astron. Astrophys. 1989. V.216, P.80.//Первая цитата в статье
• Gratton R.G.//Astron. Astrophys., 1985, V.147, P.169//Первая цитата в статье
• Buonnano R., Coisi C.E. & Fusi Pecci F.//Astron. Astrophys. 1989. V.216, P.80.//Первая цитата в статье
• Sarajedini A., King G.R.//Astrophys.J. 1989. V.89. P.1624.//Первая цитата в статье
• Chabouer B., Saraedini A., Demarque P.//Astrophys.J., 1992, V.216, P.80//Первая цитата в статье
• Sarajedini A., Lee Y.-W., Lee D.-H.//Astrophys.J, 1995, V.450, P.712//Первая цитата в статье
• Chaboyer B., kim Y.-C.//Astrophys.J. 1995. V.454. P.767//Первая цитата в статье
• Chabouer B., Demarque P. & Saraedini A.//Astrophys.J., 1996, V.459, P.558//Первая цитата в статье
• Richer H.B., Harris W.E., Fahlman G., Bell R., Bond H.E., Hesser J.E., Holland S., Pruor C., Stetson P.B., vandenBergh Don A. & van den Bergh S.//Astrophys. J., 1996, V.463, P.602//Первая цитата в статье
• Salaris M., Weiss A.//Astron. and Astrophys. 1997, V.327., P.107//Первая цитата в статье
• Buonanno R., Corsi C., Bellazzini M., Ferraro F.R. & Fusi Pecci F.//Astorn. J., 1997, V.113, P.706//Первая цитата в статье
• Fusi Pecci F., Ferraro F.R., Bellazini M., Djorgowski G., Piotto G. & Buonanno R.//Astron. J., 1993, V.105, P.1145//Первая цитата в статье
• Douphole B., Geffert M., Colin J., Ducourant C., Odenkirchen M. & Tucholke M.-J.//Astron. Astrophys. 1996, V.313, P.119//Первая цитата в статье
• van den Bergh S.//Astron J., 1995, V.110, P.1171//Первая цитата в статье
• Chernoff D.F. & Djorgovski S.//Astrophys. J., 1989, V.339, P.904//Первая цитата в статье
• Armandroff T.E.//Astron. J., 1989, V.97, P.375//Первая цитата в статье
• Harris W.E.// частное сообщение//Первая цитата в статье
• Шевелев Ю.Г. & Марсаков В.А.//Астрон. журн., 1995, Т.72, С.321//Первая цитата в статье//полный текст
• van den Bergh S.//Astrophys. J. 1991, V.375, P.594//Первая цитата в статье
• Burkert A. & Smith G.H.//Astrophys. J. 1997, V.474, L.15//Первая цитата в статье

E-Mail:marsakov@ip.rsu.ru