Глава 11. Звездные скопления в других галактиках

"Природа - сфинкс. И тем она верней
Своим искусом губит человека,
Что, может статься, никакой от века
Загадки нет и не было у ней"
Ф. И. Тютчев

11.1 Звездные скопления в Магеллановых Облаках

До сих пор мы рассматривали звездные скопления нашей Галактики. Между тем чрезвычайно важно иметь возможность изучать эти объекты в других галактиках. В этом случае мы можем сразу судить об особенностях подсистем скоплений, об относительных размерах и интегральной светимости скоплений разных типов, о сходстве или различиях между ними и галактическими скоплениями.

Мы уже упоминали о первых открытиях скоплений в ближайших к нам галактиках - Магеллановых Облаках (§ 1.4), сделанных в основном Данлоном и Д. Гершелем. Прошел почти век, прежде чем эти открытия были продолжены фотографическим методом Шепли и Вилсон (1925а; 1925б; 1925в), которые довели число известных скоплений до 34 в Малом Магеллановом Облаке (ММО) и до 411 в Большом (БМО). Многие из них оказались связанными с диффузными туманностями.

Систематические поиски звездных скоплений в ММО были предприняты Линдсеем (1956; 1958), который обнаружил около 100 систем. Крон (1956а; 1956б; 1956в), изучивший эти объекты, отнес около 10 из них к шаровым, около 50 - к рассеянным скоплениям и 9 - к звездным ассоциациям. После работы Ходжа и Райта (1974) число известных скоплений в ММО возросло до 220, а М. Брюк (1975) увеличила его до 330.

В БМО к 1965 г. было обнаружено уже 1603 скопления (Ходж, Секстон, 1966). Шепли (1930) сомневался в том, что скопления, отнесенные к категории шаровых скоплений Магеллановых Облаков Д. Гершелем и другими наблюдателями прошлого века, являются шаровыми. В 1930 г. по внешнему виду на снимках к шаровым скоплениям было отнесено лишь два объекта в ММО и 8 в БМО.

Первые определения спектральных классов ряда кажущихся шаровыми скоплений в БМО (Кэннон, 1929) показали, что они являются ранними (А - А5); именно это заставило усомниться в природе упомянутых объектов, так как считалось, что все типичные шаровые скопления имеют спектральные классы F - G (см. § 6.6). Этому критерию, в частности, удовлетворяли спектральные классы отнесенных к шаровым скоплений NGC 419 в ММО (близкий к К), а также NGC 1835 и 1866 в БМО (G5 и F8 соответственно).

Интересной особенностью распределения в БМО известных в то время шаровых скоплений было эксцентричное расположение их по отношению к главному телу БМО (к северу от него). Это служило подкреплением мнения Трюмплера, согласно которому (см. § 7.3) и шаровые скопления нашей Галактики могут быть расположены эксцентрично относительно общей галактической структуры. Шепли (1930) отводил это возражение, ссылаясь на то, что в БМО мы наблюдаем пока лишь немногочисленные наиболее яркие объекты, случайно расположенные таким образом.

К концу 30-х гг. 14 скоплений в ММО и 31 скопление в БМО относились к числу шаровых по их внешнему виду. В 1951 г. Гаскойн и Крон (1952) выполнили фотоэлектрические измерения восьми из этих объектов в ММО и обнаружили, что они относятся к двум хорошо выраженным цветовым группам - голубой с 〈Р - V〉 = +0^m,1 ± 0^m,1 и "красной" с 〈Р - V〉 = +0^m,55 plusmn 0^m,15. "Красные" скопления напоминали шаровые скопления нашей Галактики по интегральному показателю цвета, распределению яркости и по абсолютной величине.

Ван ден Берг и Хаген (1968) подтвердили это деление шаровых скоплений Магеллановых Облаков на две группы, определив интегральные величины и показатели цвета 52 ярчайших скоплений обоих Облаков в системе В, V (рис. 152). В настоящее время интегральные величины и показатели цвета в системе UBV известны для 130 скоплений БМО (Бернар, Бигэ, 1974; Бернар, 1975) и для 52 скоплений ММО (Алькаино, 1978). По этим данным изучаются избытки цвета скоплений и поглощение света в их направлении.

Рис. 152. Диаграмма V₆₀, В - V шаровых скоплений Большого (точки) и Малого (крестики) Магеллановых Облаков (ван ден Берг, Хаген, 1968); V₆₀ - интегральные величины скоплений, измеренные с диафрагмой диаметром 60".

В 1951 г. Тэккерей (1951; 1958) открыл первые переменные звезды типа RR Лиры в шаровых скоплениях NGC 121 (ММО) и NGC 1978 (БМО). Это обычные шаровые скопления, относящиеся к группе "красных" шаровых скоплений. Ярчайшие их звезды являются красными гигантами.

К концу 70-х гг. переменные типа RR Лиры были изучены лишь в нескольких шаровых скоплениях Магеллановых Облаков и в скоплениях NGC 1466 и 1841, расположенных между Облаками (см. табл. 11.1 и рис. 153).

Столбцы Δ V и ГВ табл. 11.1 подобны соответствующим столбцам табл. 6.7. В столбце 〈Р_ab〉 приводится средний период переменных типа RRab в соответствующем скоплении и в поле данного Облака рядом с указанным в скобках скоплением. В столбцах $\overline {\langle B \rangle}$ и $\overline {\langle V \rangle}$ приводятся средние видимые величины звезд типа RR Лиры в каждой из рассматриваемых областей.

Таблица 11.1

Скопление NGC (Облако)	*Δ V*	ГВ	*〈Р_ab〉*	*$\overline {\langle B \rangle}$*	*$\overline {\langle V \rangle}$*	Примечания
121 (ММО)	2^m,7	к	0^d,560	19^m,70	-	1,2,3
Поле (NGC 121)	-	-	0^d,589	19^m,95	19^m,57	3
1841	2^m,7	г	0^d,658	19^m,87		4
1466	2^m,5	рг	0^d,549	19^m,23		6,6,7
1835 (БМО)			0^d,572	19^m,40		8
2257 (БМО)	3^m,1	г	0^d,558	19^m,31		5,9
Поле (NGC 1783)	-	-	0^d,520	19^m,56	19^m,20	10

Примечания. 1 - Тэккерей (1958); 2 - Тиффт (1963); 3 - Грэм (1975) 4 - Кинман и др. (1976); 5 - Гаскойн (1966); 6 - Весселинк (1971); 7 - Норрис (1973); 8 - Грэм, Руиз (1S74); 9 - Александер (1960); 10 - Грэм (1973).

Почти все эти скопления относятся к группе I Оостерхофа (см. § 5.2). Только NGC 1841 является скоплением группы II. Обращает на себя внимание очень небольшая дисперсия средних видимых величин звезд типа RR Лиры в каждом из Облаков (Грэм, 1973). Считая, что радиус системы скоплений, связанной с каждым из Облаков, составляет 8°; ,5, можно найти по формуле (3.52), что только из-за различий в расположении скоплений по лучу зрения соответствующие им значения $\overline {\langle B \rangle}$ в пределах данного Облака могут отличаться от среднего на ± 0^m,34. Небольшие различия $\overline {\langle B \rangle}$ между переменными поля и скоплений в данном Облаке, как отмечает Грэм, естественно объясняются повышенным влиянием фона при фотометрировании звезд скоплений. Значения $\overline {\langle B \rangle}$ для переменных поля более близки к действительности.

Диаграммы величина - показатель цвета звезд известны сейчас уже для 51 скопления в БМО (см. Хессер и др., 1976) и для многих скоплений ММО. Многие из них получены в инструментальной системе (Ходж, 1960а; Хессер и др., 1976) и носят предварительный разведочный характер, позволяя судить о типе скопления, но есть немало и детальных диаграмм, полученных в системе В, V (Арп, 1958в, г; 1959а, б; Ходж, 1960а, б, в, г; 1961а; Гаскойн, 1966; Уокер, 1970; 1971; 1972а, б; 1974; 1979л, б; Робертсон, 1974; Пенни, 1975; Гаскойн и др., 1976).

В 1958-59 гг. Ходж (1960а) произвел систематические поиски "красных" шаровых скоплений в БМО, обнаружив 35 систем, которые, судя по диаграммам величина - показатель цвета их членов, являются типичными шаровыми (II-IX классов концентрации). Они расположены преимущественно в северо-восточной части Облака, как это и было обнаружено еще в конце 20-х гг. (см. выше). В юго-западном районе БМО эти системы практически отсутствуют.

Рис. 152. Распределение на небе "красных" скоплений в системе Магеллановых Облаков (Гаскойн, 1966). Замкнутые линии очерчивают наиболее яркие видимые области Облаков, кружками намечены скопления с известными диаграммами V, В - V, точками - остальные скопления.

На рис. 153 (Гаскойн, 1966) показано расположение на небе "красных" шарообразных скоплений, выявленных к середине 60-х гг. в системе Магеллановых Облаков. Наряду с ними в Магеллановых Облаках, как уже отмечалось, наблюдаются и голубые шаровые скопления, внешне па снимках не отличающиеся от красных (см., например, Ходж, 1961б).

Наиболее ярким из голубых шаровых скоплений БМО является скопление NGC 1866. На рис. 154 (Арп, Тэккерей, 1967) представлена диаграмма V, В - V звезд этого скопления, сходная с соответствующей диаграммой для рассеянного скопления М 11 нашей Галактики. Аналогичный вид имеет диаграмма V, В - V для голубого шарового скопления NGC 458 в ММО (Арп, 1959а), а диаграмма V, В - V для голубого шарового скопления NGC 330 в том же Облаке (Арп, 1959б) напоминает диаграмму для звезд рассеянного скопления χ и h Персея (см. рис. 165).

Рис. 154. Диаграмма V, В - V звезд скопления NGC 1866 (Арп, Тэккерей, 1967). Крестики - значения 〈V〉, 〈B〉 - 〈V〉 для семи цефеид скопления.

Шепли и Мак Киббен Нэйл (1951) открыли в скоплении NGC 1866 28 переменных звезд; 23 из них оказались классическими цефеидами, причем только у четырех периоды превышают 3^d,5. Гаскойн (1954) полагает, что лишь 13 цефеид, расположенных в пределах 10' от центра скопления, с периодами, близкими к За, могут считаться членами системы. Крестики на рис. 154 соответствуют положениям семи из них на диаграмме V, В - V звезд NGC 1866. Наличие цефеид также сближает скопление NGC 1866 с рассеянными скоплениями нашей Галактики, содержащими цефеиды. Большое число цефеид в NGC 1866 естественно объясняется огромным числом звезд, содержащихся в этом скоплении. Возраст его но определению Мейер-Хофмейстер (1969) составляет 5,8 · 10⁷ лет.

Рис. 155. Диаграмма V, В - V звезд скопления NGC 2209 (Гаскойн и др., 1976). Сплошная линия - начальная главная последовательность.

На рис. 155 (Гаскойн и др., 1976) показана диаграмма V, В - V другого шарового скопления NGC 2209 (БМО). Скопления, подобные NGC 2209, относились иногда даже к обычным старым шаровым скоплениям с очень развитым голубым участком горизонтальной ветви (см., например, ван ден Берг, 1975б, табл. 4). Не сразу стало ясно, что в действительности в этих случаях мы имеем дело с богатыми скоплениями промежуточного возраста, что группа точек на диаграмме V, В - V в районе В - V = +0^m,2 (рис. 155) является не голубым участком горизонтальной ветви, а верхним концом проэволюционировавшей главной последовательности, свидетельствующим о том, что NGC 2209 по возрасту (8 · 10⁸ лет) близко к Гиадам (Гаскойн и др., 1976). Подобными скоплениями оказались и некоторые из считавшихся старыми красными шаровыми скоплениями системы, у которых было известно лишь о существовании ветви красных гигантов. В Галактике также имеются такие рассеянные скопления промежуточного возраста с хорошо выраженной ветвью красных гигантов (NGC 2158, 7789).

В связи с трудностями детального изучения таких далеких и слабых объектов, какими являются скопления в Магеллановых Облаках, первые диаграммы V, В - V многих из них были очень неточны. Так, диаграмма V, В - V звезд скопления NGC 2209, полученная с помощью электронографической камеры Уокером (1971), показывала наличие очень узкого пробела Херцшпрунга, разделяющего при V = 19^m,5 верхний конец главной последовательности и нижний конец ветви желтых и красных гигантов: Δ(В - V) ≈ 0^m,2. Кинахан и Херм (1975), показавшие, что никакими приемлемыми изменениями химического состава (X и Z) звезд Облаков нельзя объяснить такую узость пробела Херцшпрунга у этого скопления, пришли даже к заключению о появлении новой трудности для теории звездной эволюции. Загадка, однако, разрешилась сама собой после появления диаграммы V, В - V, изображенной на рис. 155, на которой Δ(В - V) = 0^m,4.

Итак, голубые шаровые скопления Магеллановых Облаков являются аналогами молодых рассеянных скоплений нашей Галактики, отличающимися от последних только большим числом содержащихся в них членов. В Магеллановых Облаках мы впервые увидели перед собой не только старые, но и молодые шаровые скопления, а также шаровые скопления промежуточного возраста. Это еще раз свидетельствует о том, что различие между шаровыми и рассеянными скоплениями определяется лишь массой этих образований. Для того чтобы охарактеризовать данное скопление, мы должны знать его химический состав и возраст, определяющие вид диаграммы величина -показатель цвета его членов, и число этих членов, определяющее его внешний вид (см., например, Арп, 1959г).

Некоторые авторы (Ходж, 1961а; ван ден Берг, 1975б) предлагают, во избежание путаницы, называть массивные молодые (и промежуточного возраста) шаровые скопления Магеллановых Облаков населенными (populous) скоплениями. Однако вряд ли замена одного термина другим целесообразна. Проще отказаться от привычки обязательно связывать с понятием "шаровое скопление" вид диаграммы V, В - V, который характеризует лишь очень старые образования, тем более, что и эти образования могут быть очень рассеянными.

Принято считать, что содержание тяжелых элементов в звездах многих молодых скоплений Магеллановых Облаков заметно меньше, чем в звездах рассеянных скоплений нашей Галактики. Так, в скоплении NGC 2209 (БМО) [Fe/H] = -0,5 (Густафсони др., 1977), в скоплении NGC 330 (ММО) [Fe/H] < -1,3 (Джейнс, Карни, 1977). Гаскойн и др. (1976) полагают, что именно в этом кроется причина небольших различий между диаграммами V, В - V звезд скоплений Облаков и нашей Галактики, имеющих одинаковый возраст. Но подобные различия наблюдаются и среди скоплений нашей Галактики. Магеллановы Облака не являются исключением. В них также наблюдаются и богатые металлами скопления.

Распределение молодых скоплений в обоих Облаках наиболее детально изучено Ходжем (1973а; 1974а), а распределение всех скоплений в ММО, разбитых по их цвету, размерам и структуре на шесть различных типов, исследовала также Брюк (1975). В ММО система скоплений заключена в основном в пределах охватывающего видимые очертания Облака эллипса, отношение осей которого близко к 0,5, а позиционный угол большой полуоси равен 55°; . Старые шаровые скопления сосредоточены в основном в западной части ММО, свидетельствуя о том, что в этой неправильной галактике звездообразование началось именно в этом районе, распространившись потом на ее восточную область.

Большинство молодых скоплений в БМО образует группы диаметром около 1,5 кпс, состоящие из 20-30 членов одного возраста. Рассеянные скопления имеют различные размеры; некоторые из них, как отмечал еще Шепли (1931), выглядят как небольшие неправильные звездные облака. Шепли (1931) в свое время привел список 15 таких "субоблаков" в нескольких из которых содержались 2-З обычных скопления. Дальнейшее описание этих систем мы отложим до следующей главы, поскольку они имеют непосредственное отношение к звездным ассоциациям.

<< 10.2 Функции светимости звезд в шаровых скоплениях и массы этих систем | Оглавление | 11.2 Звездные скопления в галактиках группы Туманности Андромеды (М 31) >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление

См. также:

Звезды, пыль и туманность в NGC 6559

25 самых ярких звезд на ночном небе

Анимация: черная дыра разрушает звезду

Комета, скопления и туманности

Сравнение размеров звезд

Самая далекая из всех известных звезд?

Сбрасывающая массивную оболочку звезда G79.29+0.46

Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце