 |
Астронет: П. Н. Холопов/ГАИШ Звездные скопления http://variable-stars.ru/db/msg/1246874/11.3.html |
11.3 Звездные скопления в других системах Местной группы галактик, в далеких спиральных и гигантских эллиптических галактиках
Десять звездных скоплений в неправильной галактике NGC 6822, похожей на Магеллановы Облака, открыл Хаббл (1925; 1932). Пять из них ассоциированы с диффузными туманностями и областями Н II. Седвик и Форд (1976), открывшие в NGC 6822 55 областей Н II, обнаружили в этой системе два новых (возможно, шаровых) скопления, а Ходж (1977) сообщил об открытии еще 26 более слабых рассеянных скоплений. Ван ден Берг и Хэмфри (1979) определили в системе UBV показатели цвета четырех скоплений, показав, что два из них являются молодыми голубыми скоплениями, а два, по-видимому, системами промежуточного возраста.
Из других карликовых неправильных и сфероидальных галактик Местной группы только система в Печи содержит шесть разрешающихся па звезды красных шаровых скоплений, три из которых открыл Шепли (1939), а три - Ходж (1961в). Снимки двух из них приведены в статье Бааде и Хаббла (1939). Показатели цвета В - V пяти скоплений заключены в пределах от +0m,51 до +0m,65 (Ходж, 1969). Ван ден Берг (1969), а также Харрис и Кантерна (1977) показали, что эти скопления бедны металлами (найденные для них значения [Fe/H] заключены в пределах от -1,4 до -2,1).
За пределами Местной группы галактик шаровые скопления на снимках уже неотличимы от звезд, и о наличии их в той или иной системе можно судить только по явлениям концентрации к ядру системы тех слабых объектов, которые в ней наблюдаются.
Так, Баум (1955) сообщил об открытии свыше 1000 шаровых скоплений в гигантской эллиптической галактике М 87 (NGC 4486). Эйблс и др. (1974) нашли, что средний показатель цвета В - V этих объектов равен +0m,79. Харрис и Смит (1976) показали, что в М 87 содержится 4000 ± 1500 шаровых скоплений, видимое распределение которых согласуется с распределением яркости в короне М 87. Видимая плотность их подсистемы с удалением от центра М 87 изменяется по закону F(r) ≈ r-1,6 (в Галактике r-2,5).
Двадцать один звездоподобный объект ∼ 24m вокруг гигантской эллиптической галактики NGC 3311 в скоплении галактик Гидра I открыли Смит и Видмэн (1976), отнесшие эти объекты к категории шаровых скоплений. Дэйв и Диккенс (1976), обнаружившие увеличение числа слабых объектов вблизи галактик NGC 1374, 1379 и 1399 в скоплении галактик Печь I, также заподозрили, что это -шаровые скопления. Харрис и Питри (1978) открыли 2000 ± 600 шаровых скоплений в гигантской эллиптической галактике М 49 (NGC 4472); для подсистемы этих скоплений F(r) ≈ r-2.
Особенно много шаровых скоплений обнаружено в галактиках, образующих скопление в Деве, к числу которых относятся М 49 и М 87. Вакамацу (1977а) выявил концентрацию слабых объектов к сфероидальному ядру спиральной галактики М 104 (NGC 4594), идентифицировав их с шаровыми скоплениями и оценив, что их полное число заключено в пределах от одной до трех с половиной тысяч.
Около 1400 ярких шаровых скоплений, ассоциированных с двадцатью яркими галактиками в скоплении галактик в Деве открыл Хейнс (1977б). Половина из этих галактик относится к спиральным системам, половина - к эллиптическим. Свыше 1000 из обнаруженных Хейнсом скоплений связано с пятью эллиптическими галактиками (NGC 4374, 4401, 4472, 4486, 4649), причем половина из этого числа приходится на долю NGC 4486 (М 87).
Рис. 157. Корреляция между полным числом N шаровых скоплений в галактике и абсолютной величиной MT галактики (Вакамацу, 19776). Светлые кружки - спиральные галактики, крестики -эллиптические. Черные кружки соответствуют светимости сфероидальной составляющей спиральных галактик.
Важность всех этих исследований определяется тем обстоятельством, что шаровые скопления предоставляют нам одну из возможностей определения расстояний до далеких галактик и их скоплений. Многие исследователи (см., например, Хейнс, 1977а) обращали внимание на сходство средних интегральных светимостей и показателей цвета старых шаровых скоплений в галактиках Местной группы и даже в гигантской эллиптической галактике М 87. Согласно Хейнсу (1977в) и Вокулеру (1978), распределение интегральных абсолютных величин (функция светимости) шаровых скоплений в любой галактике Местной группы как спиральной, так и эллиптической, имеет вид гауссовой кривой с 〈MB〉 = -6m,2 и σ(MB) = +1m,10 (Вокулер, 1978), независимо от абсолютной величины галактики. Хейнс (1977в) использовал эту особенность для определения модуля расстояния скопления галактик в Деве.
Базируясь на сходстве средней светимости шаровых скоплений во всех галактиках, Пиблс и Дикке (1968) даже предположили, что все шаровые скопления возникли как близкие по массам гравитационно связанные газовые облака еще до образования галактик - в едином процессе, сопровождавшем возникновение расширяющейся и уже начавшей охлаждаться горячей Вселенной. Однако различие химического состава как звезд, так и шаровых скоплений, относящихся к диску и короне Галактики, свидетельствует против гипотезы независимого от галактик происхождения шаровых скоплений. Такого же мнения придерживаются Харрис и др. (1978), исследовавшие распределение показателей цвета 600 шаровых скоплений, ассоциированных с галактикой М 87.
Еще Яшек (1957) сообщил о существовании корреляции между абсолютной величиной галактики и числом содержащихся в ней старых шаровых скоплений. Вакамацу (1977б) уточнил вывод Яшека, обратив внимание на то, что общее число шаровых скоплений в спиральных галактиках нужно сопоставлять со светимостью сферической составляющей соответствующей галактики, а не с полной ее светимостью, включающей светимость составляющей диска (рис. 157).
В заключение - несколько слов о так называемых межгалактических шаровых скоплениях. В районе нашей Галактики к ним относятся скопления NGC 2419, PaI 1, PaI 3, PaI 4, находящиеся на расстояниях от 46 до 68 кпс от центра Галактики (Кукаркин, 1974), сравнимых с расстояниями до Магеллановых Облаков. Скопления PaI 3 и PaI 4 описаны Бербидж и Сэндиджем (1958). Недавно к ним прибавилось еще одно скопление в созвездии Сетки, открытое Серсиком (1974) и изученное Петерсоном и Кункелем (1977). Пока трудно решить, возникли ли они на окраинах Галактики и затем покинули ее или же должны рассматриваться как самостоятельные члены Местной группы галактик наряду с карликовыми сфероидальными системами типа Скульптора и Печи.
<< 11.2 Звездные скопления в галактиках группы Туманности Андромеды (М 31) | Оглавление | 12.1 Звездные ассоциации >>