Звездные скопления
<< 11.1 Звездные скопления в Магеллановых Облаках | Оглавление | 11.3 Звездные скопления в других системах Местной группы галактик, в далеких спиральных и гигантских эллиптических галактиках >>
11.2 Звездные скопления в галактиках группы Туманности Андромеды (М 31)
Прошел почти век после открытия звездных скоплений в Магеллановых Облаках, прежде чем оказалось возможным (после ввода в эксплуатацию 100-дюймового рефлектора обсерватории Маунт Вилсон) открыть первые шаровые скопления в Туманности Андромеды (Хаббл, 1932). В самой галактике М 31 Хаббл зарегистрировал 140 туманных объектов, предположительно отнесенных к шаровым скоплениям; еще восемь таких объектов было обнаружено в пекулярной эллиптической галактике NGC 205 - спутнике Туманности Андромеды. Эти галактики находятся всего лишь в 10 раз дальше от нас, чем Магеллановы Облака, но этого уже достаточно для того, чтобы мы могли изучать в них только интегральные характеристики звездных скоплений, хотя некоторые из скоплений частично все же разрешаются на звезды. Восемь шаровых скоплений, относившихся к NGC 205, являются "красными"; их 〈B - V〉 = +0m,64 (Ходж, 1973б). Одно из них теперь считается членом Туманности Андромеды (Вокулер, Бута, 1978).
В начале 40-х гг. Бааде открыл еще 100 туманных объектов в М 31, сведения о которых опубликовали Сейферт и Нассау (1945); их угловые размеры - от 2" до 13". Ветешник (1962а, б) определил интегральные фотографические величины всех шаровых скоплений в М 31 в системе UBV и нашел, что максимум их функции светимости соответствует величине МV = -8m,0. Это неплохо согласуется с максимумом функции светимости галактических шаровых скоплений (см. рис. 79).
Фотоэлектрические и фотографические В, V-величины. 121 скопления в М 31 были в то же время определены Кинманом (1963), редуцировавшим фотоэлектрические величины P, V скоплений, измеренные Кроном и Мейаллом (1960), к системе В, V, а также использовавшим фотоэлектрические величины В, V 23 скоплений в М 31, измеренные Хилтнером (1960). По этим данным Кинман изучил распределение скоплений в М 31, а также распределение межзвездного поглощения света в этой галактике.
Подобное исследование подсистемы ярких шаровых скоплений М 31, уточнив данные Ветешника, выполнил Шаров (1968), нашедший, что эта подсистема образует эллипс с большой полуосью а = 76',5 и отношением полуосей b/а = 0,66. Градиенты изменения пространственной плотности подсистем шаровых скоплений с изменением расстояния от центров этих подсистем в нашей Галактике и в М 31 оказались одинаковыми.
В 1969 г. ван ден Берг (1969) произвел спектральные и фотометрические наблюдения в системе UBV ярчайших шаровых скоплений в М31, определив спектральные классы 37 и лучевые скорости 43 из них. Используя данные ван ден Берга, Хартвик и Сарджент (1974) попытались оценить массу М 31 (3,4 · 1011 масс Солнца) по дисперсии лучевых скоростей ее шаровых скоплений. Попутно они обнаружили, что скопления, менее богатые металлами, имеют большую дисперсию скоростей. Серию работ, посвященных фотоэлектрической фотометрии звездных скоплений в М 31 в системе UBV, выполнили Шаров и др. (1975; 1976а, б; 1978).
Сарджент и др. (1977) предприняли систематические поиски шаровых скоплений в М 31 с помощью 4-метрового телескопа обсерватории Китт Пик. Двадцатью девятью снимками была полностью покрыта область вдоль большой оси (диска) М 31 размером около 6°; ,5 × 2°; ,5 и, кроме того, область вдоль малой оси М 31 размером 6°; ,5 × 0°; ,7. Авторы приводят список 355 объектов, принадлежность которых к шаровым скоплениям в М 31 они считают установленной, допуская, однако, что некоторые из них, расположенные в районе диска М 31, могут оказаться рассеянными скоплениями. По оценке Сарджента и др., общее число шаровых скоплений в короне М 31 за пределами 1°; ,0 (11 кпс) от ее центра составляет ∼ 200, а распределение их пространственной плотности подчиняется закону f(r) ≈ r-3,5, совпадающему с аналогичным законом распределения шаровых скоплений нашей Галактики, найденным Харрисом (1976).
Первое исследование системы рассеянных скоплений в М 31 выполнил Ходж (1979), открывший по тем же пластинкам, которые были использованы Сарджентом и др. (1977) для поисков шаровых скоплений, 403 рассеянных скопления, большинство из которых являются молодыми объектами со средним диаметром около 20 пс (∼ 7"). Все они расположены в пределах спиральных ветвей и диска этой галактики.
Первые звездные скопления в спиральной галактике М 33 открыл Сэндидж. Положения двадцати трех из них указаны на снимке, опубликованном Хилтнером (1960), который определил их фотоэлектрические величины и показатели цвета в системе UBV, наряду с соответствующими характеристиками такого же количества ярких скоплений в М31 (рис. 156). Скопления в М 33, в среднем значительно голубее скоплений в М 31. По-видимому, они в основном являются молодыми системами. Список 58 скоплений в М 33 приводят Мельник и Д'Одорико (1978), также считающие, что большинство этих объектов связано с дисковой составляющей М 33.
Рис. 156. Диаграмма V, В - V скоплений в М 31 - крестики и М 33 - точки (Хилтнер, 1960).
По два шаровых скопления обнаружил Бааде (1944) в двух карликовых эллиптических галактиках группы М 31 - NGC 147 и NGC 185. Ходж (1974б), открывший еще три шаровых скопления в NGC 185, показал, что четыре скопления имеют нормальные для красных шаровых скоплений показатели цвета (+0m,69 ≤ В - V ≤ +0m,94). Форд и др. (1977) открыли в NGC 185 еще одно шаровое скопление и два объекта, могущие относиться к той же категории. В галактике NGC 147 Ходж (1976) довел число известных шаровых скоплений до четырех, определив для двух из них значения В - V (+0m,64 и +0m,80).
<< 11.1 Звездные скопления в Магеллановых Облаках | Оглавление | 11.3 Звездные скопления в других системах Местной группы галактик, в далеких спиральных и гигантских эллиптических галактиках >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
