АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 12, с. 971-983

УДК 524.6-36

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ ПОДСИСТЕМ

МЛЕЧНОГО ПУТИ ПО ДАННЫМ Gaia DR2

¹Южный федеральный университет, НИИ физики, Ростов-на-Дону, Россия

²Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

Поступила в редакцию 11.06.2019 г.; после доработки 22.07.2019 г.; принята к публикации 22.07.2019 г.

Представлены результаты исследования кинематических и химических свойств шаровых скоплений

Млечного Пути, базирующиеся на данных каталога Gaia DR2 и измерениях Космического телескопа

им. Хаббла. Предложен новый метод разделения шаровых скоплений на подсистемы Галактики

по элементам их галактических орбит. Получены выборки шаровых скоплений, принадлежащих

бару/балджу, толстому диску Галактики, и скоплений, принадлежащих гало Млечного Пути. Для

подсистем шаровых скоплений вычислены средние значения металличностей. Мы подтверждаем,

что существует статистически значимое различие между средними значениями металличности для

шаровых скоплений, принадлежащих толстому диску и гало Млечного Пути. В то же время от-

сутствуют статистически значимые различия между средними значениями металличности шаровых

скоплений гало, вращающихся в сторону вращения диска Галактики и в ретроградном направлении,

что свидетельствует против предположения о различной природе ретроградных шаровых скоплений и

скоплений, вращающихся в прямом направлении.

DOI: 10.1134/S000462991912003X

1. ВВЕДЕНИЕ

металлов концентрируются к плоскости Галакти-

ки и находятся преимущественно на расстояниях

Химический состав шаровых скоплений явля-

меньше радиуса Солнца. Бингэм и Мартин [4] вы-

ется важным индикатором их происхождения. Из-

делили скопления с высоким содержанием тяже-

вестно, что химический состав шаровых скоплений

лых элементов, назвав их “сверхдиском”, диаметр

коррелирует с их кинематическими характеристи-

которого в плоскости Галактики по их определению

ками и пространственным распределением. Анализ

достигает 18 кпк, а толщина — 6 кпк. Шаров [5]

этих связей позволяет сделать выводы о разделе-

разделил шаровые скопления на две группы: скоп-

нии Галактики на подсистемы, о характере динами-

ления с низким содержанием металлов, имеющие

ческой эволюции и об истории звездообразования

сферическое распределение, и скопления с высо-

Млечного Пути на ранней стадии эволюции. В ряде

ким содержанием тяжелых элементов, относящи-

работ обращалось внимание на то, что химический

состав шаровых скоплений гало и толстого диска

еся к диску. Марсаков и Сучков [6], используя

Галактики различен. Впервые на этот факт обратил

данные Кукаркина [7], выделили три группы ша-

внимание Морган [1, 2], который ввел понятие

ровых скоплений и продемонстрировали дефицит

дисковых скоплений, отнеся к ним объекты срав-

объектов в областях [Fe/H] = -1.0 dex и [Fe/H] =

нительно поздних спектральных классов.

= -0.5 dex.

Морган предложил классификацию интеграль-

Провал в распределении металличности шаро-

ных спектров шаровых скоплений, основанную на

вых скоплений отмечался рядом других авторов.

определении интенсивностей линий металлов. Ос-

Батлер и др. [8], по результатам определения ме-

новываясь на этом подходе, Морган разделил ша-

талличности звезд типа RR Лиры в скоплениях

ровые скопления на восемь групп. К группе I были

показали, что распределение металличности ша-

отнесены скопления с самыми слабыми линиями

ровых скоплений является бимодальным с про-

металлов, к группе VIII — скопления с сильными

валом в распределении в окрестности [Fe/H] =

линиями металлов. Кинман [3] отметил, что ша-

= -1.0 dex. В работе Зинна [9] показано, что

ровые скопления с низким содержанием металлов

распределены по всему объему гало и имеют низ-

скопления с металличностью [Fe/H] ≤ -0.8 dex

кую концентрацию к галактической плоскости, в

принадлежат гало Млечного Пути и имеют срав-

то время как скопления с высоким содержанием

нительно небольшую скорость вращения V = 50 ±

971

972

БУДАНОВА и др.

± 23 км/с и дисперсию скоростей σ = 144 км/с.

пространстве, что, как отмечается в работе [16],

Зинн показал, что скопления с более высоким

указывает на возможную наблюдательную се-

содержанием металлов [Fe/H] ≥ -0.8 dex принад-

лекцию из-за поглощения галактической пылью.

лежат дисковой подсистеме и, вращаясь со ско-

Выводы о “двугорбом” распределении шаровых

скоплений по металличности поэтому не могут

ростью V = 152 ± 29 км/с, обладают сравнитель-

считаться достоверно установленными. Точные

но небольшой дисперсией скоростей σ = 71 км/с.

кинематические данные для шаровых скоплений

Кроме того, Зинн [10] оценил скорости вращения

Галактики позволяют по-новому подойти к вопросу

для “молодого” и “старого” гало: V = 64 ± 74 км/с

определения металличностей подсистем шаровых

(19 скоплений) и V = 75 ± 39 км/с (24 скопления)

скоплений.

соответственно. Выборка Да Косты и Арманд-

Никифоров и Агладзе [19] провели структурный

роффа [11] из 21 скопления “молодого гало” и

анализ системы шаровых скоплений Галактики.

27 скоплений “старого гало” дала скорости враще-

Для северных и южных скоплений независимо ими

ния, равные V = 46 ± 81 км/с и V = 40 ± 41 км/с

были выделены упорядоченные вертикально связ-

соответственно. Эти авторы высказали предполо-

ные осевые зоны избегания со сходными характе-

жение о том, что скопления “старого гало” были

ристиками.

сформированы вместе со всей Галактикой, в то

Чемель и др.

[20] рассчитали орбиты для

время как скопления “молодого гало” образова-

115 шаровых звездных скоплений Галактики. Рас-

лись из фрагментов, захваченных Галактикой из

четы проводились в двух моделях галактического

внегалактического пространства на более поздних

гравитационного потенциала: одна модель со-

стадиях эволюции.

держала только осесимметричную составляющую

Отметим работу Дамбиса [12], в которой бы-

(диск, сфероид, гало), а другая, помимо этих

ли вычислены средние абсолютные собственные

трех компонентов, включала также вращающийся

движения 92 шаровых скоплений Млечного Пути

Галактический бар. Из 115 скоплений 5 оказались

с использованием каталога UCAC2 [13]. Средняя

улетающими из Галактики, а именно Terzan 3,

ошибка собственного движения скопления соста-

NGC 5634, Rup 106, Pyxis и Pal 2. Анализ зависи-

вила около 1 миллисекунды дуги в год (мсд/год).

мости “орбитальный момент-металличность” для

Было показано, что поперечные скорости шаро-

110 шаровых скоплений показал, что 77 скоплений

вых скоплений остаются в среднем практически

имеют высокую дисперсию орбитальных моментов

постоянными, а их полные пространственные ско-

и низкую металличность и тем самым являются

рости относительно Галактическго центра остаются

представителями гало Галактики, 33 скопления,

наоборот, имеют низкую дисперсию орбитальных

в среднем неизменными, составляя около 190 км/с

на галактоцентрическом расстоянии около 20 кпк,

моментов и высокую (относительно) металлич-

ность и, вероятно, принадлежат толстому диску.

что согласуется с общей изотермической структу-

рой галактического гало.

В настоящей работе на основании кинемати-

ческих характеристик орбит шаровых скоплений,

Основываясь на самых современных высо-

полученных с учетом астрометрических данных,

коточных собственных движениях каталога Gaia

представленных в работе [16], определены галакти-

DR2 [14], Хельми [15] и Васильев [16] определили

ческие орбиты шаровых скоплений. Это позволило

кинематические характеристики 75 и 150 шаровых

определить принадлежность шарового скопления к

скоплений Галактики соответственно. Баумгардт

той или иной подсистеме Млечного Пути и оценить

и др. [17] переопределили собственные движения

средние значения металличностей подсистем ша-

154 шаровых скоплений Галактики, также осно-

ровых скоплений Галактики.

вываясь на данных каталога Gaia DR2. Кинема-

тические данные всех авторов хорошо согласуются

В разделе 2 описана модель потенциала Галак-

между собой и с измерениями собственных движе-

тики, принятая для расчетов орбит шаровых скоп-

ний, основанными на наблюдениях Космического

лений. В разделе 3 приведены критерии разделения

телескопа им. Хаббла (Сон и др. [18]), являясь, та-

шаровых скоплений по подсистемам. В разделе 4

ким образом, надежной основой для исследования

приводятся результаты определения химического

свойств подсистем шаровых скоплений Галактики.

состава шаровых скоплений в подсистемах Млеч-

Как отмечалось в работе Васильева [16], про-

ного Пути. В разделе 5 представлены основные

странственное распределение шаровых скоплений

результаты работы.

сильно отличается от однородного с дефицитом

скоплений на противоположной стороне диска

2. МОДЕЛЬ ПОТЕНЦИАЛА ГАЛАКТИКИ

Галактики. Для динамически релаксированной

выборки, каковой является система шаровых скоп-

Шаровые скопления распределены в широком

лений Галактики, естественно предполагать более

диапазоне галактоцентрических расстояний (более

однородное распределение шаровых скоплений в

100 кпк), интерес поэтому представляют модели

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

973

гравитационного потенциала, построенные по ско-

Таблица 1. Значения параметров модели галактическо-

ростям объектов, перекрывающих этот диапазон.

го потенциала

В работах Байковой и Бобылева [21, 22] были

уточнены параметры шести наиболее популярных

Параметры

Значения

осесимметричных трехкомпонентных (балдж, диск,

M_b (M_gal)

443 ± 27

гало) моделей потенциала Галактики, отличаю-

щиеся распределением плотности в гало. Балдж

M_d (M_gal)

2798 ± 84

и дисковый компонент задавались потенциалом

Миямото и Нагаи [23]. Для описания гало были

M_h (M_gal)

12474 ± 3289

использованы модели Аллена и Сантильяна [24],

b_b (кпк)

0.2672 ± 0.0090

Вилкинсона и Эванса [25], Наварро и др. [26], ло-

гарифмическиий потенциал Бинни [27], распреде-

a_d (кпк)

4.40 ± 0.73

ление Пламмера [28] и потенциал Хернквиста [29].

b_d (кпк)

0.3084 ± 0.0050

Для уточнения параметров моделей авторами [21,

22] были использованы наблюдательные данные,

a_h (кпк)

7.7 ± 2.1

охватывающие диапазон галактоцентрических рас-

M_bar

43.1 M_gal

стояний до ≈200 кпк. Подгонка кривой вращения

к известным из наблюдений скоростям вращения

q_b (кпк)

5.0

галактических объектов производилась в [21, 22]

a_b/b_b

1/0.42

с учетом дополнительных ограничений на около-

солнечную плотность материи в диске Галактики

a_b/c_b

1/0.33

и на значение градиента потенциала перпендику-

лярно к плоскости галактического диска. Как было

показано Байковой и Бобылевым [21, 22], модель

В табл. 1 приведены значения параметров модели

Наварро и др. [26] (NFW) обеспечивает наимень-

галактического потенциала (2-4), взятые из рабо-

шую невязку между наблюдательными данными и

ты [23], и используемые в настоящей работе.

модельной кривой вращения. Именно эта модель

используется в настоящей работе.

3. РАЗДЕЛЕНИЕ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

Таким образом, модель осесимметричного

ПО ПОДСИСТЕМАМ ГАЛАКТИКИ

гравитационного потенциала Галактики пред-

ставляется в виде суммы трех составляющих:

Единого критерия, позволяющего провести

центрального сферического балджа Φ_b(r(R, Z)),

идентификацию скоплений по их принадлежности

диска Φ_d(r(R, Z)) и массивного сферического гало

к той или иной подсистеме Галактики, не суще-

темной материи Φ_h(r(R, Z)):

ствует. Любой из таких параметров как возраст,

скорость, пространственное положение, элементы

Φ(R, Z) = Φ_b(r(R, Z)) +

(1)

галактических орбит, или химический состав могут

+ Φ_d(r(R,Z)) + Φ_h(r(R,Z)).

выступать в качестве критерия принадлежности

скоплений к подсистемам Галактики.

Потенциалы балджа Φ_b(r(R, Z)) и диска

В работе Бинни и Вонга [30] шаровые скоп-

Φ_d(r(R,Z)) представлены в форме, предложенной

ления Млечного Пути описываются при помощи

Миямото, Нагаи [23]:

двухкомпонентной функции распределения, опре-

M_b

деляющей параметры дисковой подсистемы ша-

Φ_b(r) = -

(2)

ровых скоплений Галактики и ее гало. Бинни и

(r² + b2b)1/2

Вонг [30] предположили, что шаровые скопления

находятся в динамическом равновесии со стати-

M_d

ческим потенциалом Галактики. Двухкомпонентная

Φ_d(R,Z) = -[

(3)

(

√

)₂]1/2^,

функция распределения определяется восемью па-

R² + a_d + Z² + b²

раметрами, которые можно определить из наблю-

дений, используя статистические критерии. Пости

где M_b, M_d — массы компонентов, b_b, a_d, b_d —

и Хельми [31], следуя работе [30], использовали

масштабные параметры компонентов в кпк. Потен-

выборку из 75 шаровых скоплений с собственными

циал гало представлен согласно работе Наварро и

движениями, взятыми из каталога Gaia DR2, и 20

др. [26] в виде:

шаровых скоплений с собственными движениями,

(

)

полученными с помощью Космического телескопа

M_h

Φ_h(r) = -

(4)

им. Хаббла. По оценке Пости и Хельми [31], гало

a_h

Млечного Пути имеет незначительное вращение со

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

974

БУДАНОВА и др.

скоростью около 14 км/c, в то время как диск

(Вегг и Герхард [35]), установившими границы ба-

Млечного Пути вращается со скоростью около

ра/балджа в центральной области Галактики 2.2 ×

210 км/c в околосолнечной окрестности.

× 1.4 × 1.1 кпк. Таким образом, принадлежность

шаровых скоплений бару/балджу определялась из

Васильев [16], используя аналогичный подход,

условий |X| ≤ 2.2 кпк, |Y | ≤ 1.4 кпк, |Z| ≤ 1.1 кпк.

использовал однокомпонентную функцию распре-

деления шаровых скоплений для описания насе-

Принадлежность шаровых скоплений к гало Млеч-

ления шаровых скоплений. Васильев [16] оценил,

ного Пути определялась из условия |Z| > 3.5 кпк,

что шаровые скопления в пределах 10 кпк от цен-

вытекающего из факта, что вертикальный масштаб

тра Галактики имеют среднюю скорость вращения

толстого диска Галактики по разным оценкам около

1 кпк, поэтому на высотах более 3.5 кпк преобла-

около 50-80 км/c и дисперсию скоростей порядка

дают объекты гало. В результате было выделено

100-120 км/c.

17 объектов балджа и 55 объектов гало. Число

Мы применяем другой подход для разделения

объектов, подлежащих дальнейшему разделению,

шаровых скоплений по подсистемам. Очевидно,

составило 75 скоплений.

что скопления на вытянутых и высоко наклоненных

На втором этапе было произведено разделе-

по отношению к плоскости Галактического диска

ние оставшихся шаровых скоплений на скопления,

орбитах вероятнее всего принадлежат гало, тогда

принадлежащие толстому диску и гало. В основе

как скопления на почти круговых орбитах, лежа-

подхода лежит построение функции распределе-

щих близко к плоскости диска Галактики, являются

ния по параметрам шаровых скоплений, которая

частью ее дисковой подсистемы. Для идентифи-

бы показывала явную бимодальность, присущую

кации звезд по принадлежности к той или иной

двум различным классам объектов. Принимая во

подсистеме Млечного Пути (тонкий диск, толстый

внимание, что в отличие от объектов гало шаро-

диск, гало) Пости и др. [32] использовали орбиты

вые скопления, принадлежащие толстому диску,

звезд. Мы следуем идее Пости и др. [32] в вопросе

должны двигаться по орбитам, близким к круговым

разделения шаровых скоплений по подсистемам

с относительно небольшими эксцентриситетами и

Млечного Пути, определяя принадлежность ша-

большими вращательными скоростями, удалось

ровых скоплений Галактики к той или иной ее

эмпирически подобрать комбинацию параметров

подсистеме (бар/балдж, толстый диск, гало) по

орбит шаровых скоплений, функция распределения

элементам орбит.

по которой имеет явно выраженную бимодаль-

ность. Такой комбинацией параметров является

Используя координаты и собственные движе-

отношение проекции углового момента шарового

ния шаровых скоплений, представленные в работе

скопления L_z к эксцентриситету его орбиты e,

Васильева [16], а также радиальные скорости ша-

L_z/e = Q × R/e. Иллюстрация подхода приведена

ровых скоплений, взятые из работы Харриса [33],

на рис. 1, на котором изображена гистограмма

мы вычислили галактоцентрические координа-

распределения шаровых скоплений в области |z| <

ты, и компоненты пространственных скоростей

< 3.5 кпк по параметру L_z/e, а также две ап-

скоплений Галактики, исправленные за движение

проксимирующие гауссианы, представляющие со-

Солнца. При вычислениях компоненты пекуляр-

бой выборки скоплений толстого диска и гало Га-

ной скорости Солнца относительно локального

лактики. Зная параметры гауссиан (табл. 2), можно

центроида принимались равными (U, V, W )_⊙ =

вынести решение о принадлежности каждого ша-

= (11.1, 12.2, 7.3) км/c, расстояние Солнца до

рового скопления к той или иной выборке. В итоге

центра Галактики 8.3 кпк [34] и скорость враще-

число объектов, принадлежащих бар/балджу, со-

ния локального центроида (LSR) вокруг центра

ставило 17 скоплений (табл. 3), число шаровых

Галактики 244 км/c. В выбранной нами системе

скоплений, принадлежащих толстому диску Галак-

координат компонент скорости V_R направлен на

тики, составило 31 скопление (табл. 4), а в гало

центр Галактики, V_θ — в сторону галактического

вошли 100 шаровых скоплений (табл. 5).

вращения, а компонент скорости V_Z направлен на

Северный галактический полюс.

4. ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ

Разделение шаровых скоплений по подсистемам

СКОПЛЕНИЙ В ПОДСИСТЕМАХ

Галактики — балджу, толстому диску и сфериче-

ГАЛАКТИКИ

скому гало осуществлялось в два этапа. На первом

этапе из геометрических соображений выделялись

Считается, что скопления, принадлежащие раз-

объекты балджа и гало. Принадлежность шаровых

личным подсистемам Галактики, отличаются по

скоплений балджу определялась в соответствии

металличности. Так, шаровые скопления с малым

с результатами исследований плотности распре-

содержанием металлов принадлежат сферически

деления звезд в области бара/балджа Галактики

симметричному и медленно вращающемуся гало

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

975

-3000 -2000 -1000

1000

2000

3000

4000

Lz/e, кпк км/с

Рис. 1. Гистограмма распределения шаровых скоплений по параметру Lz/e (отношение проекции углового момента ШС

к эксцентриситету его орбиты) и аппроксимация гауссовыми распределениями.

Галактики, в то время как шаровые скопления с

характеристики, типичные для дисковой подсисте-

большим содержанием металлов принадлежат ее

мы Галактики. Этот же результат прослеживается

быстро вращающемуся толстому диску. Для ис-

и на рис. 3, на котором показано распределение

следования химического состава шаровых скоп-

по металличности для шаровых скоплений гало и

лений Галактики, принадлежащих ее различным

толстого диска Галактики в зависимости от рас-

подсистемам, нами были использованы данные по

стояния до плоскости диска z. Из рис. 3 видно,

металличностям шаровых скоплений, взятые из

что наряду со скоплениями дисковой подсистемы

работы Харриса [33], и для скопления Crater из

Галактики, шаровые скопления, принадлежащие по

работы [36]. На рис. 2 показано распределение

кинематическим признакам гало Млечного Пути

металличности шаровых скоплений для двух под-

(незаполненные символы), также концентрируются

систем Галактики (гало и толстый диск) в зави-

к плоскости диска, что, вероятно, указывает на

симости от расстояния до галактического центра.

неполноту выборки шаровых скоплений Галактики.

Незаполненные символы соответствуют скоплени-

На рис. 4 показана зависимость скорости ша-

ям, принадлежащим гало, в то время как запол-

ровых скоплений гало вдоль галактоцентрическо-

ненные символы обозначают скопления, относя-

го радиуса (незаполненные символы) и шаровых

щиеся к диску. Отметим, что наряду со скопле-

скоплений диска (заполненные символы) от со-

ниями с высоким содержанием металлов, имею-

держания в них тяжелых элементов. Как видно

щими дисковую кинематику, несколько малометал-

из рисунка, большая часть шаровых скоплений,

личных скоплений также имеют кинематические

принадлежащих дисковой подсистеме, находится в

области [Fe/H] ≥ -1.0 dex, в то время большинство

скоплений, принадлежащих гало, имеет низкое со-

Таблица 2. Параметры подогнанных гауссовых функ-

держание металлов с [Fe/H] ≤ -1.0 dex и значения

ций распределения

радиальных скоростей менее 50 км/с, в то время

как практически все скопления, по кинематическим

Modified NFW модель

характеристикам принадлежащие к гало Млечно-

Параметр гауссианы

левая

правая

го Пути, имеют низкое содержание металлов и

гауссиана

большой интервал значений радиальной скорости,

вплоть до 300 км/с.

Амплитуда

22.8

7.2

После работы Форбса и Бриджес [37] принято

Cреднее (m), кпк км/с

-139

1405

считать, что ретроградное вращение является от-

личительным признаком того, что шаровые скоп-

СКО (σ), кпк км/с

287

441

ления были аккрецированы в процессе эволюции

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

976

БУДАНОВА и др.

Таблица 3. Параметры шаровых скоплений бар/балджа

Z_max

R_max

[Fe/H]

Name

кпк кпк

км/с

кпк кпк

кпк

dex

NGC 6266

0.88

1.77

-91.01

90.29

67.90

43.72

120.51

0.62

1.02

2.45

-1.18

NGC 6316

1.06

2.10

86.57

-73.43

86.35

101.82

50.19

0.76

1.50

2.91

-0.45

NGC 6355

0.89

0.86

-200.31

124.57

145.78

-209.26

-108.86

0.55

-1.94

1.99

-1.37

Terzan 2

0.32

0.95

107.40

21.78

-44.02

-103.68

-35.50

0.89

0.36

1.10

-0.69

Terzan 4

0.18

1.23

-54.57

62.21

97.02

24.50

79.04

0.67

0.77

1.26

-1.41

BH 229

0.32

0.39

49.56

-24.71

-288.25

8.94

-54.65

0.47

0.79

0.81

-1.0

Liller 1

-0.01

0.75

36.05

-115.28

24.78

107.05

-55.95

0.80

-0.15

0.82

-0.33

Terzan 5

0.22

1.49

-59.31

90.56

-26.55

84.45

67.73

0.77

0.79

1.64

-0.23

NGC 6440

0.58

1.15

-32.16

91.68

-37.37

88.38

-40.35

0.80

-1.03

1.39

-0.36

Terzan 1

0.13

1.63

61.19

75.94

6.88

-73.51

64.08

0.78

0.77

1.76

-1.03

Terzan 6

-0.24

1.52

141.89

-31.72

39.92

-137.48

-47.34

0.86

1.21

1.95

-0.56

Terzan 9

-0.23

1.30

83.99

3.97

-54.15

-77.51

32.61

0.83

-0.93

1.39

-1.05

Djorg 2

-0.26

2.04

-137.79

178.15

-45.97

162.77

155.66

0.57

0.38

3.21

-0.65

NGC 6522

-0.51

0.63

-13.69

99.19

-190.39

34.80

93.89

0.67

0.89

1.17

-1.34

NGC 6528

-0.56

0.45

223.73

38.07

-38.03

-196.50

113.54

0.61

-0.88

1.05

-0.11

NGC 6558

-0.76

0.94

-184.33

99.10

14.00

187.00

93.97

0.71

1.35

1.68

-1.32

NGC 6624

-1.07

0.62

59.69

28.81

-120.45

-29.08

59.56

0.76

1.28

1.48

-0.44

Галактики. Если эта гипотеза верна, то следует

ния диска Галактики. Для выяснения возможных

ожидать различий в значениях средних метал-

различий в химических составах указанных групп

личностей для аккрецированных шаровых скопле-

шаровых скоплений был применен статистический

ний гало, обладающих ретроградным вращением,

двухвыборочный t-критерий Стьюдента. Средние

и скоплений, вращающихся в сторону вращения

значения металличности скоплений, принадлежа-

галактического диска, которые, как полагают, ро-

щих толстому диску и гало Млечного Пути, пока-

зывают статистически значимые различия, что ука-

дились in citu в процессе эволюции Галактики.

зывает на различные истории химической эволю-

Основываясь на металличностях шаровых скопле-

ции для этих групп скоплений. С другой стороны,

ний, взятых из работы Харриса [33], мы вычислили

применение критерия Стьюдента к выборкам ша-

средние значения металличности шаровых скопле-

ровых скоплений, принадлежащих диску Галактики

ний, принадлежащих различным подсистемам Га-

и принадлежащих бару/балджу Млечного Пути,

лактики. Для дисковой подсистемы среднее зна-

показывает, что средние металличности для этих

чение металличности оказалось равным [Fe/H] =

групп скоплений статистически неразличимы.

= -0.96±0.11 dex, для объектов гало [Fe/H] =

Средние значения металличности ретроградных

= -1.58 ± 0.05 dex, и для объектов, входящих в

шаровых скоплений гало и скоплений, вращаю-

область бар/балджа [Fe/H] = -0.95 ± 0.08 dex.

щихся в прямом направлении, не показывают ста-

Знание орбит шаровых скоплений позволяет вы-

тистически значимых различий в содержании тя-

делить скопления, принадлежащие гало Млечного

желых элементов в этих группах, что не подтвер-

Пути, находящиеся на ретроградных орбитах по

ждает предположения о различной природе шаро-

отношению к вращению галактического диска, и

вых скоплений гало, вращающихся в направлении

скопления, вращающиеся в направлении враще-

и против вращения диска Млечного Пути. Если,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

977

Таблица 4. Параметры шаровых скоплений диска

Z_max

R_max

[Fe/H]

Name

кпк

км/с

кпк

dex

NGC 104

-3.16

6.93

-77.42

175.49

45.11

6.43

191.70

0.16

-3.41

7.52

-0.72

-2.62

8.91

-227.00

117.14

103.94

44.36

251.57

0.18

5.80

13.04

-0.83

NGC 4372

-0.98

7.26

-101.84

86.93

67.27

16.51

132.88

0.42

2.14

7.33

-2.17

NGC 5927

0.67

4.63

-196.39

131.02

5.95

-39.18

232.81

0.11

0.72

5.21

-0.49

ES224-8

1.45

12.55

-229.62

-125.00

-0.65

-43.55

257.79

0.17

-1.90

16.83

0.00

BH 184

-0.37

4.40

-135.72

7.63

-89.03

38.11

130.49

0.43

-1.44

4.60

-0.67

Terzan 3

1.33

2.14

-186.70

105.15

98.64

-60.77

205.47

0.18

1.92

2.99

-0.74

NGC 6218

2.15

4.32

44.92

127.56

-81.10

-8.84

134.95

0.37

2.68

4.86

-1.37

NGC 6235

2.71

2.89

105.61

-207.43

-48.73

120.49

199.15

0.28

-3.80

4.91

-1.28

NGC 6254

1.74

4.52

116.28

110.45

47.03

-87.22

134.59

0.41

2.39

5.15

-1.56

NGC 6304

0.57

2.48

-109.86

175.52

71.98

77.91

191.85

0.29

0.99

3.18

-0.45

NGC 6356

2.70

6.69

72.11

-90.44

108.16

46.10

106.09

0.53

-4.47

7.77

-0.40

NGC 6352

-0.68

3.51

-163.74

178.59

8.73

51.40

236.77

0.16

0.77

4.39

-0.64

NGC 6366

0.98

5.22

-65.02

150.02

-62.53

94.20

133.64

0.45

-1.98

5.85

-0.59

NGC 6362

-2.28

4.71

-116.14

46.17

99.64

17.16

123.80

0.37

3.31

5.16

-0.99

NGC 6397

-0.46

6.27

-51.83

121.41

-120.77

35.15

127.25

0.40

-2.92

6.39

-2.02

NGC 6496

-1.95

3.47

-240.38

-213.93

-59.07

-36.82

319.68

0.41

3.93

8.91

-0.46

NGC 6539

0.94

2.95

109.59

42.99

170.91

0.73

117.72

0.30

-2.48

3.17

-0.63

NGC 6540

-0.29

3.03

2.31

149.96

56.75

12.68

149.44

0.31

0.51

3.05

-1.35

NGC 6541

-1.44

1.74

-227.12

22.29

-111.67

122.46

192.58

0.50

-2.36

3.74

-1.81

NGC 6553

-0.30

2.40

11.57

249.48

-4.94

45.76

245.52

0.19

-0.33

3.30

-0.18

Pal 7

0.55

3.87

202.42

192.85

27.38

-73.71

269.69

0.26

-0.79

5.99

-0.75

Terzan 12

-0.16

3.62

125.15

150.48

97.63

-93.85

171.76

0.33

-1.27

4.30

-0.50

NGC 6569

-1.25

2.53

-33.44

-176.09

24.94

-39.76

174.77

0.23

-1.31

2.92

-0.76

NGC 6656

-0.40

5.20

-153.80

217.72

-143.27

175.76

200.41

0.52

3.52

9.78

-1.70

Pal 8

-1.50

5.08

52.89

-106.15

-30.09

-22.78

116.39

0.52

-1.74

5.49

-0.37

NGC 6749

-0.29

5.05

109.50

22.24

2.00

-21.34

109.68

0.53

0.31

5.07

-1.60

NGC 6752

-1.71

5.20

-26.90

178.69

59.57

-23.63

179.15

0.23

-2.05

5.59

-1.54

NGC 6760

-0.49

4.94

84.41

150.37

-14.58

92.58

145.48

0.45

-0.52

5.55

-0.40

Pal 10

0.30

6.63

170.79

92.50

20.33

-56.06

185.97

0.27

-0.42

7.04

-0.10

NGC 6838

-0.30

6.96

63.26

197.98

39.06

39.25

204.11

0.19

-0.70

7.25

-0.78

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 96

№ 12

2019

978

БУДАНОВА и др.

Таблица 5. Параметры шаровых скоплений гало

Z_max

R_max

[Fe/H]

Name

кпк

км/с

кпк

dex

NGC 288

-8.88

8.38

-8.55

-41.25

50.69

8.33

-41.30

0.80

-10.24

11.84

-1.32

NGC 362

-6.19

7.25

-89.73

-89.29

-70.78

126.58

-1.18

1.00

10.24

11.76

-1.26

Whiting 1

-26.22

22.79

220.24

64.12

11.37

-202.50

107.75

0.53

26.89

63.97

-0.70

NGC1261

-12.85

12.94

74.66

61.72

68.34

-95.07

-18.59

0.93

16.17

20.84

-1.27

Pal 1

3.64

17.06

68.77

203.25

-21.71

34.99

211.70

0.12

-4.38

18.37

-0.65

-92.29

83.82

119.03

-35.49

85.98

-1.30

-124.20

0.15

-125.14

116.88

-1.70

Eridan

-59.49

74.36

80.45

35.86

135.50

-86.70

-15.50

0.28

-136.70

103.40

-1.43

Pal 2

-4.27

35.07

106.15

-7.12

4.37

-106.20

6.31

0.98

-12.73

40.57

-1.42

NGC 1851

-6.93

15.42

-82.99

-63.53

-81.20

104.45

-3.63

0.98

14.88

19.81

-1.18

NGC 1904

-6.31

17.95

-45.78

-10.70

4.82

45.57

11.56

0.96

9.66

19.53

-1.60

NGC 2298

-2.96

15.74

93.26

31.98

76.09

-93.77

-30.46

0.87

-11.18

17.98

-1.92

NGC 2419

35.24

83.01

2.82

57.43

-61.33

-3.16

57.41

0.62

49.27

83.04

-2.15

Pyxis

4.82

41.19

108.97

222.77

190.45

-246.68

-25.47

0.66

-141.97

146.11

-1.20

NGC 2808

-1.86

11.16

55.79

153.24

28.80

-157.93

40.65

0.87

-4.67

14.25

-1.14

Pal 3

61.75

73.37

26.04

176.07

72.77

-158.48

81.02

0.27

61.75

161.93

-1.63

NGC 3201

0.75

9.07

256.00

-194.76

150.97

-113.87

-300.84

0.52

-10.87

25.69

-1.59

Pal 4

103.28

41.74

29.39

-24.97

54.26

-20.25

-32.82

0.77

103.28

57.64

-1.41

Crater

107.52

96.97

15.83

98.31

64.42

-98.33

-15.68

0.02

107.52

142.65

-1.9

NGC 4147

18.84

10.40

-41.92

-20.06

127.36

46.43

-1.96

0.96

22.15

24.08

-1.80

Rupr 106

4.31

17.97

-122.19

227.96

31.62

-242.02

91.23

0.78

23.54

37.47

-1.68

NGC 4590

6.08

8.36

-170.93

293.12

16.67

-168.28

294.65

0.54

16.82

28.34

-2.23

NGC 4833

-0.90

7.18

-98.31

-53.09

-42.42

104.36

39.90

0.83

-3.46

7.95

-1.85

NGC 5024

17.63

5.65

54.99

160.75

-71.76

-94.26

141.34

0.43

-20.27

20.10

-2.10

NGC 5053

17.09

5.44

53.46

151.93

34.63

-90.11

133.50

0.26

-17.40

17.76

-2.27

NGC 5139

1.36

6.44

98.75

-13.49

-81.20

-70.47

0.74

2.85

7.36

1.53

NGC 5272

10.02

6.95

66.05

135.20

-134.76

-38.71

145.41

0.49

-13.41

15.71

-1.50

NGC 5286

2.16

8.62

60.60

215.51

7.38

-219.53

-43.88

0.89

-6.88

13.70

-1.69

NGC 5466

15.37

5.80

-220.23

-30.08

225.75

172.05

-140.72

0.80

-48.34

44.76

-1.98

NGC 5634

19.11

8.91

-58.95

-8.69

-26.37

-43.79

40.42

0.81

19.29

21.01

-1.88

NGC 5694

17.71

23.29

-110.95

153.22

-171.24

-182.55

-49.64

0.92

48.30

53.56

-1.98

IC 4499

-6.56

14.20

31.83

252.57

-62.09

-243.63

-73.81

0.64

-27.01

29.32

-1.53

NGC 5824

12.08

22.71

-97.90

-60.50

-181.98

-41.50

107.34

0.45

31.13

37.23

-1.91

Pal 5

16.67

7.86

-46.40

-164.65

-12.26

-51.41

163.16

0.27

-16.93

18.54

-1.41

NGC 5897

6.32

3.75

-33.12

-126.47

88.17

88.81

95.94

0.64

7.57

8.52

-1.90

NGC 5904

5.48

3.20

302.39

93.39

-181.61

-290.54

125.49

0.81

-21.16

22.41

-1.29

NGC 5946

0.79

5.70

-27.57

-31.43

105.93

28.22

30.85

0.86

-4.19

5.88

-1.29

NGC 5986

2.40

4.08

-7.01

-64.61

-12.98

60.82

22.92

0.90

3.80

4.88

-1.59

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

979

Таблица 5. Продолжение

Z_max

R_max

[Fe/H]

Name

кпк

км/с

кпк

dex

Pal 14

51.40

49.56

113.29

44.60

128.14

119.15

25.06

0.95

51.40

112.40

-1.62

NGC 6093

3.35

1.60

9.76

-35.61

-60.67

33.23

16.11

0.85

3.68

4.09

-1.75

NGC 6121

0.62

6.22

51.83

12.68

-8.71

-52.43

9.89

0.96

4.11

6.37

-1.16

NGC 6101

-4.18

10.31

296.82

96.62

-193.46

-16.58

-311.70

0.59

23.72

41.00

-1.98

NGC 6144

2.42

1.22

184.53

98.61

42.00

-69.73

-197.26

0.21

-2.92

2.86

-1.76

NGC 6139

1.24

3.29

-69.35

-28.22

136.30

-0.40

74.87

0.54

2.73

3.44

-1.65

NGC 6171

2.52

2.44

14.75

76.80

-65.25

-3.69

78.12

0.72

-2.74

3.74

-1.02

E452-11

1.76

1.17

18.64

20.64

-103.97

-24.32

-13.50

1.00

18.65

62.85

-1.50

NGC 6205

4.67

7.20

-32.34

-6.98

-79.85

20.42

-26.04

0.79

7.76

8.58

-1.53

NGC 6229

19.75

22.39

2.72

31.55

50.29

31.24

5.17

0.97

-23.64

30.89

-1.47

FSR 1735

6.88

9.90

-30.34

102.17

208.86

100.30

36.04

0.74

-18.10

19.39

NGC 6256

0.61

2.79

-126.92

114.34

96.26

-168.65

27.17

0.94

2.83

4.27

-1.02

Pal 15

18.60

33.35

136.46

67.11

47.17

151.90

-7.24

0.95

-48.12

33.35

-2.07

NGC 6273

1.45

0.60

128.46

224.90

179.01

-98.56

-239.52

0.59

-3.50

3.79

-1.74

NGC 6284

2.66

6.78

15.08

0.07

110.39

15.04

-1.04

0.98

17.06

41.14

-1.26

NGC 6287

1.81

0.93

-296.83

57.44

80.42

-295.45

-64.14

0.73

-4.90

4.98

-2.10

NGC 6293

1.31

1.17

-115.80

126.70

-156.45

-151.48

-80.73

0.90

-2.39

3.57

-1.99

NGC 6341

4.76

8.58

-25.77

47.27

94.31

52.27

12.87

0.93

-9.37

10.65

-2.31

NGC 6325

1.10

0.59

38.74

-194.52

79.17

-80.85

-181.12

0.12

-1.23

1.20

-1.25

NGC 6333

1.48

0.94

248.81

132.33

52.30

-46.14

278.01

0.53

-2.70

3.55

-1.77

NGC 6342

1.45

0.72

160.80

-35.02

-31.24

-24.40

162.75

0.31

1.49

1.59

-0.55

IC 1257

6.55

16.35

-63.82

17.50

-13.20

-50.57

-42.69

0.84

6.62

18.11

-1.70

NGC 6380

-0.63

3.05

-25.45

64.66

11.30

-59.53

-35.85

0.85

2.19

3.28

-0.75

Pismis 26

-0.47

1.33

-181.83

143.94

201.62

-111.81

203.17

0.56

-1.80

3.16

-0.70

NGC 6388

-1.15

2.74

54.69

100.14

-16.94

-65.27

-93.60

0.68

-1.56

3.44

-0.55

NGC 6402

2.39

3.27

48.38

-22.31

21.39

-21.18

48.89

0.88

2.39

4.77

-1.28

NGC 6401

0.75

2.34

-63.85

238.19

161.58

3.20

-246.58

0.29

-2.13

4.18

-1.02

Pal 6

0.20

2.52

196.92

5.77

152.92

-195.74

22.35

0.94

3.28

4.45

-0.91

NGC 6426

5.78

13.05

29.04

-123.12

-13.36

-67.47

107.00

0.58

-6.16

14.95

-2.15

NGC 6441

-1.00

3.44

-11.04

-67.13

-24.18

15.20

66.32

0.66

-1.41

3.49

-0.46

NGC 6453

-0.77

3.35

-104.26

-9.84

-159.49

-98.21

36.37

0.60

-3.56

3.75

-1.50

NGC 6517

1.26

3.83

51.87

33.11

-34.33

52.11

32.73

0.89

2.62

4.41

-1.23

NGC 6535

1.25

3.85

-122.37

22.72

44.32

92.65

-83.11

0.64

1.64

4.49

-1.79

NGC 6544

-0.10

5.33

-3.76

6.25

-90.80

4.11

6.03

0.96

-3.83

5.33

-1.40

E280-06

-4.64

12.94

22.64

-26.58

-83.19

30.79

16.46

0.87

12.48

13.69

-1.80

NGC 6584

-3.80

5.65

69.29

-208.94

-239.31

196.06

100.10

0.82

12.41

17.92

-1.50

NGC 6626

-0.52

2.97

40.90

47.06

-94.06

-27.83

55.80

0.75

-1.87

3.10

-1.32

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 96

№ 12

2019

980

БУДАНОВА и др.

Таблица 5. Окончание

Z_max

R_max

[Fe/H]

Name

кпк

км/с

кпк

dex

NGC 6638

-1.15

1.59

60.57

47.58

23.98

74.17

20.75

0.85

-1.74

2.17

-0.95

NGC 6637

-1.55

0.44

75.13

-52.59

85.47

29.54

86.82

0.80

1.70

2.00

-0.64

NGC 6642

-0.89

1.42

-4.64

114.18

-50.38

111.47

25.17

0.93

1.53

1.95

-1.26

NGC 6652

-1.96

1.52

-60.69

-36.57

177.91

-66.08

25.58

0.93

-3.08

3.86

-0.81

NGC 6681

-1.93

0.65

201.12

106.73

-174.55

220.27

57.63

0.74

-4.34

4.43

-1.62

NGC 6712

-0.50

3.61

-62.88

133.45

-146.22

145.28

25.67

0.93

3.66

5.37

-1.02

NGC 6715

-6.43

17.46

236.32

-17.73

209.17

231.31

51.53

0.58

34.15

51.80

-1.49

NGC 6717

-1.33

2.16

80.92

71.95

26.97

-4.54

108.19

0.68

-1.35

3.06

-1.26

NGC 6723

-2.57

0.01

-101.46

177.46

-37.02

99.97

-178.31

0.99

-246.46

608.50

-1.10

NGC 6779

1.38

9.19

-75.27

146.47

101.30

164.65

-3.47

1.00

6.61

160.38

-1.98

Terzan7

-7.81

13.14

260.98

-0.55

183.46

259.71

25.67

0.54

-39.01

38.41

-0.32

Arp 2

-10.13

18.57

251.34

-15.47

181.61

242.21

68.88

0.57

42.72

58.67

-1.75

NGC 6809

-2.12

3.48

210.92

31.45

-55.89

-199.01

76.62

0.65

-4.70

5.67

-1.94

Terzan 8

-10.91

15.68

269.06

3.57

156.86

266.43

37.66

0.56

40.55

48.12

-2.16

Pal 11

-3.58

7.31

123.43

-65.19

-7.56

-15.59

138.72

0.40

-3.62

7.95

-0.40

NGC 6864

-9.06

11.41

-70.59

-69.23

48.44

-97.52

16.35

0.95

12.85

15.99

-1.29

NGC 6934

-5.03

11.67

84.03

-294.48

122.74

-288.33

103.18

0.87

-13.59

38.94

-1.47

NGC 6981

-9.16

8.91

-71.29

-149.04

177.46

-164.96

-9.10

0.96

-16.78

23.56

-1.42

NGC 7006

-13.67

35.97

-67.07

-129.25

81.15

-141.80

-33.10

0.91

26.64

50.48

-1.52

NGC 7078

-4.76

9.46

100.78

61.86

-28.29

7.93

117.98

0.50

4.86

10.54

-2.37

NGC 7089

-6.71

7.97

-76.25

153.64

-173.11

170.47

-18.95

0.94

12.92

18.86

-1.65

NGC 7099

-5.89

4.22

-7.80

-61.73

109.35

-30.82

-54.05

0.78

-6.91

8.14

-2.27

Pal 12

-14.03

7.04

336.74

18.16

114.55

146.88

303.56

0.64

36.75

68.03

-0.85

Pal 13

-17.62

20.44

-167.80

219.52

-80.08

265.11

-77.88

0.83

76.45

38.42

-1.88

NGC 7492

-23.52

9.52

-0.40

-87.98

63.45

-87.11

-12.38

0.80

26.10

27.97

-1.78

FSR 1758

-0.64

3.62

251.71

246.50

197.74

57.38

-347.60

0.59

6.11

13.92

как считается, шаровые скопления Галактики, име-

начальной

дисперсии скоростей

протогалактиче-

ских облаков.

ющие ретроградные орбиты, были захвачены вме-

сте с галактиками-спутниками, находящимися на

Марсаков и др. [38] представили компилятив-

ный каталог кинематических характеристик и хи-

ретроградных орбитах, то следует, вообще говоря,

мического состава шаровых скоплений Млечно-

ожидать различия в химических составах скопле-

го Пути. Определение галактоцентрических про-

ний, находящихся на прямых и ретроградных орби-

странственных скоростей для 72 шаровых скопле-

тах. Отсутствие таковых различий свидетельствует

ний в работе Марсакова и др. [38] основывалось

в пользу того, что шаровые скопления на ретро-

на каталоге собственных движений Эди и Харри-

градных орбитах образовались в силу естественной са [39], которые в свою очередь использовали дан-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

981

R, кпк

120

100

-2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5

0.5

1.0

1.5

2.0

[Fe/H], dex

Рис. 2. Распределение металличности шаровых скоплений для двух подсистем Галактики (гало и толстый диск) в

зависимости от расстояния до центра Галактики.

|z|, кпк

120

100

-2.5

-2.0

-1.5

-1.0

-0.5

0.5

1.0

1.5

2.0

[Fe/H], dex

Рис. 3. Зависимость металличности шаровых скоплений от расстояния до плоскости диска Галактики z.

ные наземных измерений собственных движений

5. ВЫВОДЫ

шаровых скоплений, многие из которых были взяты

Результаты работы позволяют сделать следу-

из работ Казетти-Динеску [40-43]. Как показано

ющие выводы. Основываясь на значениях эле-

Васильевым [16], наземные определения собствен-

ментов орбит шаровых скоплений Млечного Пути,

ных движений шаровых скоплений существенно

мы определили их принадлежность к подсисте-

отличаются от измерений с помощью космических

мам Галактики. Для 148 шаровых скоплений с

телескопов им. Хаббла и Gaia. Поэтому кинемати-

собственными движениями, взятыми из каталога

ческие свойства шаровых скоплений, приведенные

Васильева [16], были получены выборки скоп-

в работе [38] не могут считаться надежно установ-

лений, принадлежащих бару/балджу (17 объек-

ленными.

тов), скоплений, входящих в толстый диск Галак-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

982

БУДАНОВА и др.

|Π|, км/с

350

300

250

200

150

100

-2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5

0.5

1.0

1.5

2.0

[Fe/H], dex

Рис. 4. Зависимость скорости шаровых скоплений гало вдоль галактоцентрического радиуса (незаполненные символы)

и скоплений диска (заполненные символы) от содержания в них тяжелых элементов.

тики (31 объект), и скоплений, принадлежащих

ФИНАНСИРОВАНИЕ

гало Млечного Пути (100 объектов). Для шаро-

Работа выполнена при поддержке гранта Мини-

вых скоплений с определенными кинематическими

стерства образования и науки 3.858.2017/4.6.

параметрами и орбитами были вычислены средние

значения металличностей для подсистем Млечно-

го Пути. Для дисковой подсистемы среднее зна-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

чение металличности оказалось равным [Fe/H] =

1. W. W. Morgan, Publ. Astron. Soc. Pacif. 68, 509

(1956).

= -0.96 ± 0.11 dex, для шаровых скоплений гало

2. W. W. Morgan, Astron. J. 64, 432 (1959).

среднее значение металличности равно [Fe/H] =

3. T. D. Kinman, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 119,

= -1.58 ± 0.05 dex. Для шаровых скоплений, при-

538 (1959).

надлежащих бару/балджу Млечного Пути, среднее

4. R. G. Bingham and W. L. Martin, Monthly Not. Roy.

Astron. Soc. 167, 137 (1974).

значение металличности [Fe/H] - 0.95 ± 0.08 dex.

5. A. S. Sharov, Astron. J. 53, 702 (1976).

6. V. A. Marsakov and A. A. Suchkov, Sov. Astron. 21,

Применение двухвыборочного t-критерия Стью-

700 (1977).

дента к шаровым скоплениям, принадлежащим

7. B. V. Kukarkin Globular Star Clusters (Nauka,

толстому диску Галактики и ее гало, показывает

Moscow, 1974).

статистически значимые различия, что указывает

8. D. Butler, R. J. Dickens, and E. Epps, Astrophys. J.

на различные истории химической эволюции для

225, 148 (1978).

этих групп скоплений. С другой стороны, приме-

9. R. Zinn, Astrophys. J. 293, 424 (1985).

10. R. Zinn, ASP Conf. Ser. 48, 38 (1993).

нение критерия Стьюдента к выборкам шаровых

11. G. S. Da Costa and T. E. Armandroff, Astron. J. 109,

скоплений, принадлежащим диску Галактики и к

2533 (1995).

скоплениям, принадлежащим бару/балджу Млеч-

12. A. K. Dambis, Astron. and Astrophys. Trans. 25, 185

ного Пути, показывает, что средние металличности

(2006).

для этих групп скоплений статистически неразли-

13. N. Zacharias, S. E. Urban, M. I. Zacharias,

чимы.

G. L. Wycoff, D. M. Hall, D. G. Monet, and

T. J. Rafferty, Astron. J. 127, 3043 (2004).

14. Gaia Collaboration, A. G. A. Brown, A. Vallenari,

Средние значения металличности ретроградных

T. Prusti, et al., Astron. and Astrophys. 616, 1 (2018).

шаровых скоплений гало и скоплений, вращаю-

15. Gaia Collaboration, A. Helmi, F. van Leeuwen,

щихся в прямом направлении, не показывают ста-

P. J. McMillan, et al., Astron. and Astrophys. 616, 12

тистически значимых различий в содержании тя-

(2018).

желых элементов в этих группах, что не подтвер-

16. E. Vasiliev, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 484, 2832

ждает предположение об их различной природе.

(2019).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

983

17. H. Baumgardt, M. Hilker, A. Sollima, and A. Bellini,

31. L. Posti and A. Helmi, Astron. and Astrophys. 621,

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 482, 5138 (2019).

56 (2019).

18. S. T. Sohn, L. L. Watkins, M. A. Fardal, R. P. van

32. L. Posti, A. Helmi, J. Veljanoski, M. A. Breddels,

der Marel, A. J. Deason, G. Besla, and Andrea Bellini,

Astron. and Astrophys. 615, 70 (2018).

Astrophys. J. 862, 52 (2018).

33. W. E. Harris, arXiv:1012.3224 (2010).

19. I. I. Nikiforov, E. V. Agladze, Astron. Lett. 43, 75

34. R. Sch ¨onrich, J. Binney, and W. Dehnen, Monthly

(2017).

Not. Roy. Astron. Soc., 403, 1829 (2010).

20. A. A. Chemel, E. V. Glushkova, A. K. Dambis,

A. S. Rastorguev, L. N. Yalyalieva, Astron. Bull. 73,

35. C. Wegg, O. Gerhard, Monthly Not. Roy. Astron.

162 (2018).

Soc. 435, 1874 (2013).

21. A. T. Bajkova and V. V. Bobylev, Astron. Lett. 42, 567

36. B. P. M. Laevens, N. F. Martin, B. Sesar,

(2016).

E. J. Bernard, et al., Astrophys. J. 786, L3 (2014).

22. A. T. Bajkova and V. V. Bobylev, Open Astronomy 26,

37. D. A. Forbes and T. Bridges, Monthly Not. Roy.

72 (2017).

Astron. Soc. 404, 1203 (2010).

23. M. Miyamoto and R. Nagai, Publ. Astron. Soc.

38. V. A. Marsakov, V. V. Koval’, and M. L. Gozha,

Japan. 27, 533 (1975).

Astron. Rep. 63, 274 (2019).

24. C. Allen and A. Santillan, Rev. Mex. Astron. Astrofis.

22, 255 (1991).

39. G. M. Eadie and W. E. Harris, Astrophys. J. 829, 108

25. M. I. Wilkinson and N. W. Evans, Monthly Not. Roy.

(2016).

Astron. Soc. 310, 645 (1999).

40. D. I. Dinescu, B. A. Keeney, S. R. Majewski, and

26. J. F. Navarro, C. S. Frenk, and S. D. M. White,

T. M. Girard, Astron. J. 128, 687 (2004).

Astrophys. J. 490, 493 (1997).

41. D. I. Dinescu, T. M. Girard, and W. F. van Altena,

27. J. Binney, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 196, 455

Astron. J. 117, 1792 (1999).

(1981).

42. D. I. Dinescu, D. Martinez-Delgado, T. M. Girard,

28. H. C. Plummer, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 71,

J. Pe ˜narrubia, H.-W. Rix, D. Butler, and W. F. van

460 (1911).

Altena, Astrophys. J. 631, 49 (2005).

29. L. Hernquist, Astrophys. J. 356, 359 (1990).

30. J. Binney and L. K. Wong, Monthly Not. Roy. Astron.

43. D. I. Dinescu, T. M. Girard, and W. F. van Altena,

Soc., 467, 2446 (2017).

Astron. J. 117, 1792 (1999).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019