АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 4, с. 267-283

УДК 524.47+524.6-36

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

РАЗНОЙ ПРИРОДЫ В НАШЕЙ ГАЛАКТИКЕ

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

Поступила в редакцию 08.10.2018 г.; после доработки 27.11.2018 г.; принята к публикации 27.11.2018 г.

Данные составленного компилятивного каталога шаровых звездных скоплений Галактики использо-

ваны для анализа связей между химическими и кинематическими параметрами этих объектов. Каталог

содержит положения, расстояния, светимости, металличности и морфологические индексы строения

горизонтальных ветвей для 157 известных шаровых скоплений, а также пространственные скорости

для 72 скоплений. Для 69 шаровых скоплений эти данные дополнены относительными содержаниями

28 химических элементов, произведенных в различных процессах ядерного синтеза, из 101 статьи

с 1986 г. по 2018 г. Обсуждается феномен покраснения горизонтальных ветвей у малометалличных

аккрецированных шаровых скоплений. Рассматривается противоречие между критериями принадлеж-

ности скоплений к подсистемам толстого диска и гало по химическим и кинематическим свойствам.

Заключается оно в том, что независимо от принадлежности по кинематике к подсистемам Галактики

все металличные ([Fe/H] > -1.0) скопления располагаются близко к центру и плоскости Галакти-

ки. Исключение составляют три аккрецированных скопления, потерянных карликовой галактикой

Стрельца (Sgr). Тогда как среди менее металличных любой кинематически отобранной подсистемы Га-

лактики высок процент более удаленных скоплений. Причем все металличные, генетически связанные

с единым протогалактическим облаком скопления лежат на диаграмме “[Fe/H]-[α/Fe]” значительно

выше полосы, занимаемой звездами поля. Все малометалличные скопления (среди которых боль-

шинство аккрецированных) занимают всю ширину полосы, образуемую высокоскоростными (то есть

предположительно аккрецированными) звездами поля. Звезды современных карликовых галактик-

спутников (все они малометалличные) лежат на диаграмме значительно ниже даже аккрецированных

звезд поля. Сказанное выше свидетельствует, что все звездные объекты аккрецированного гало

являются остатками галактик более высокой массы, чем нынешнее окружение Галактики. Различия

в относительных содержаниях α-элементов у звездных объектов Галактики и окружающих ее менее

массивных карликовых галактик-спутников подтверждают известный вывод о том, что последние не

оставили заметного звездного следа в ней, кроме, возможно, малометалличного скопления Rup 106 с

низкими относительными содержаниями α-элементов.

DOI: 10.1134/S0004629919040042

1. ВВЕДЕНИЕ

ектов в разное время были захвачены Галактикой

из распавшихся галактик-спутников.

Шаровые звездные скопления являются одними

Согласно современным представлениям мас-

из старейших объектов в Галактике и поэтому

сивные галактики, подобные нашей, на ранних эта-

вызывают сильнейший интерес в связи с возмож-

пах эволюции формируются в результате непре-

ностью понять с их помощью, как происходили

рывной аккреции карликовых галактик. Часть та-

формирование и ранняя эволюция Млечного Пу-

ких галактик содержит шаровые скопления, кото-

ти. До недавнего времени все шаровые скопления

рые впоследствии становятся полноправными чле-

принято было считать типичными представителями

нами нашей Галактики. Численное моделирова-

собственного галактического гало, то есть образо-

ние такого сценария показывает, что при переходе

вавшимися из единого протогалактического обла-

через галактоцентрический радиус 15-20 кпк в

ка на начальных этапах формирования Галактики.

Галактике доминируют аккрецированные скопле-

Впоследствии оказалось, что часть звездных объ-

ния [1]. Эпоха массовой аккреции внегалактиче-

ских объектов происходила, по-видимому, на са-

^*E-mail: marsakov@sfedu.ru

мых ранних этапах формирования Галактики, но

^**E-mail: vvkoval@sfedu.ru

отдельные эпизоды аккреции происходят и сейчас.

^***E-mail: gozha_marina@mail.ru

В частности, в настоящее время мы наблюда-

267

268

МАРСАКОВ и др.

ем разрушение карликовой галактики в созвездии

центра, являются аккрецированными. Именно

Стрельца (Sgr) приливными силами Галактики [2,

поэтому всех их часто выделяют в отдельную под-

3]. Как показано в работе [4], с этой галактикой

систему, называя ее “внешнее гало”. В частности, в

уверенно ассоциируются пространственно и кине-

работе [15] доказывается двойственность природы

матически пять шаровых скоплений: М 54, Arp 2,

внутреннего и внешнего гало Галактики, поскольку

Ter 8, Whiting 1 и NGC 5634. Еще четыре скоп-

во внешнем гало больше объектов на ретроградных

ления принадлежат системе Стрельца с несколько

орбитах, указывающих на аккрецию маломассив-

меньшей вероятностью: Berkeley 29 (рассеянное

ных галактик. С другой стороны, обнаружена и

скопление), NGC 5053, Pal 12 и Ter 7, а два

другая закономерность: скопления гало, имеющие

скопления (NGC 4147 и Pal 2) ассоциируются с ней

аномально покрасневшие горизонтальные ветви,

с довольно низкой вероятностью. Согласно той же

не соответствующие их малой металличности,

находятся преимущественно вне солнечного круга,

работе, скопления M 53, NGC 288, Pal 5 и Pal 15,

скорее всего, ей не принадлежат, хотя в более

тогда как скопления с экстремально голубыми

горизонтальными ветвями концентрируются внут-

ранних работах [5, 6] предполагается обратное.

ри солнечного круга [16]. (Заметим, что избыток

В недавно опубликованной работе [7] авторы

звезд на красной части горизонтальной ветви при

восстановили орбиту малометалличного скопления

малой металличности появляется в случае более

NGC 5053 на основе собственных движений, полу-

молодого возраста скопления, поэтому их вначале

ченных по данным космического телескопа Хаббла

посчитали

“молодыми”.) Такое различие было

на протяжении 11 лет, и опровергли возможность

объяснено тем, что подсистема старых скоплений

физической связи между этим скоплением и га-

формировалась вместе со всей Галактикой, тогда

лактикой Sgr. (Кроме того, согласно работам [5, 6]

как более молодые скопления были захваче-

этой системе могут принадлежать также скопления

ны ею из межгалактического пространства на

M 2, M 5, NGC 5824, NGC 6356, NGC 6426

более поздних стадиях эволюции [17]. Именно

и Ter 3, однако в дальнейшем подтверждения не

по этим признакам их выделяли, когда хотели

последовало.)

исследовать подробнее. Принято считать, что

Ядром системы обычно полагают очень мас-

такие скопления образуют подсистему, которую

сивное шаровое скопление M 54 [8]. В работе [9]

согласно выбираемому доминантному признаку

авторы исследовали орбиту скопления NGC 2419

называют “молодое гало”, “внешнее гало” или

и посчитали, что оно тоже потеряно галактикой

“аккрецируемое гало” (см., напр., [18] и ссылки

Sgr. Элементы галактических орбит скоплений

в ней). Но и оставшиеся генетически связанные

Rup 106, Pal 13, NGC 5466, NGC 6934 и NGC 7006

скопления, образовавшиеся, как полагают, из

также указывают на то, что они, скорее всего, были

единого протогалактического облака, разделяют на

захвачены из различных галактик-спутников [10,

две подсистемы: толстый диск и собственное гало.

11]. Авторы работы [12] нашли, что скопления

Разделение провоцируется формой распределения

NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298, NGC 2808,

скоплений по металличности, которое обнару-

AM 2 и Tom 2 уверенно ассоциируются с кар-

живает резкий провал в окрестности [Fe/H] ≈

ликовой галактикой Большого Пса (CMa), тогда

≈ -1.0 (см., напр., [18, 19]). При этом более

как скопления NGC 4590, Pal 1 и Rup 106 счита-

богатые металлами скопления считают предста-

ются лишь возможными членами этой галактики.

вителями подсистемы толстого диска Галактики.

Фриман [13] предположил, что даже ω Центавра

Подробное исследование положений и элементов

(ω Cen), крупнейшее из известных шаровых скоп-

орбит богатых металлами скоплений показало,

лений Галактики, находящееся довольно близко к

что большинство из них скорее принадлежат

галактическому центру и имеющее ретроградную

галактическому балджу (см., напр., [20]). И только

орбиту, в свое время было ядром карликовой галак-

остальные шаровые скопления можно считать

тики. А авторы работы [14] путем численного моде-

типичными представителями собственного гало

лирования показали, что разрушение приливными

Галактики.

силами Галактики карликового спутника и появ-

Долгое время полагали, что образование всех

ление его центрального скопления в Галактике на

звезд в каждом скоплении происходило одновре-

очень вытянутой орбите с малым апогалактическим

менно, и поэтому содержания всех химических эле-

радиусом вполне возможны.

ментов в их звездах должны соответствовать со-

Аккрецированные скопления достаточно на-

держаниям в первичных протооблаках этих скоп-

дежно удается идентифицировать, лишь исследо-

лений. Но потом выяснилось, что во всех скоп-

вав их положения и галактические орбиты. Но пол-

лениях происходило самообогащение, что изменя-

ные скорости измерены не для всех скоплений, осо-

ло содержания некоторых химических элементов

бенно далеких. Зачастую полагают, что все скопле-

(см., напр., [21] и ссылки в ней). Известно, что, по

ния, находящиеся далее 15 кпк от галактического

крайней мере, в двух самых массивных скоплениях,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ

269

ω Cen и M 54, происходило даже обогащение эле-

по спектрам высокого разрешения, полученным в

ментами, выброшенными вспышками сверхновых,

основном для атмосфер красных гигантов. Ана-

что привело к образованию в них более молодо-

лиз спектров проведен в приближении локального

го населения звезд с более высоким содержани-

термодинамического равновесия. Для работы мы

ем элементов группы железа. Но сверхмассивных

скомпилировали опубликованные в разных рабо-

скоплений немного, тогда как в остальных иска-

тах содержания следующих химических элемен-

жены в основном содержания только тех хими-

тов: α-элементов (O, Mg, Si, Ca и Ti), углерода,

ческих элементов, которые участвуют в реакциях

элементов железного пика (Sc, V, Cr, Mn, Fe,

протонных захватов, происходящих в гидроста-

Co, Ni, Cu, Zn), элементов медленных и быстрых

тических процессах горения гелия в центре или

нейтронных захватов (Sr, Y, Zr, Mo, Ba, La, Ce, Nd,

в слоевых источниках гигантов асимптотической

Eu, Dy), а также трех элементов с нечетным числом

ветви. Главным образом, эти процессы уменьшили

протонов (Na, Al, K). При этом отношения [el/Fe]

в гигантах асимптотической ветви относительные

содержания первичных α-элементов (кислорода и

находились для скоплений по содержаниям [el/H]

в меньшей степени магния) и увеличили натрия

и [Fe/H] из первоисточников, а не по приведенным

и алюминия. При сбросе оболочки такой звездой

в настоящей работе их средним металличностям.

на более поздних стадиях эволюции эти элемен-

Среднее количество исследованных в одной ра-

ты попадают в межзвездную среду скопления, в

боте звезд в скоплении — 12, а наиболее вероят-

итоге новые поколения звезд в нем оказываются

ное — 10. И это без учета статей с наибольшим

с измененным химическим составом. Средние со-

количеством исследованных звезд в скоплениях

держания остальных химических элементов в звез-

ω Cen (855 звезд), NGC 104 (181) и NGC 2808

дах скоплений остались практически первичными

(123). В нескольких работах содержания в скоп-

(см., напр., [22] и ссылки в ней). Это позволяет

лениях определены по одной-двум звездам (таких

нам использовать их для восстановления эволю-

определений 46), но только в 8 случаях определе-

ции Галактики на ранних этапах ее формирования.

ний содержаний для этих же скоплений нет в других

Поскольку принадлежащие разным подсистемам

работах. В частности, в единственной статье по од-

шаровые скопления образовывались из межзвезд-

ного вещества, испытавшего различные истории

ной звезде определены содержания для NGC 2419

химической эволюции, можно ожидать, что и от-

и Pal 6, по двум звездам для NGC 5024, NGC 5897,

носительные содержания химических элементов в

NGC 6362, M 71, Arp 2 и Rup 106, а по трем —

скоплениях разной природы окажутся различными.

для NGC 5466 и NGC 6352. Для 30 скоплений из

69 содержания определены в нескольких работах.

Данная работа посвящена сравнительному

анализу связей относительных содержаний α-

Так, для звезд ω Cen имеется 2334 определения

элементов с пространственно-кинематическими

содержаний химических элементов, которые при-

характеристиками шаровых звездных скоплений,

ведены в 5 работах, а 232 определения для звезд

принадлежащих разным подсистемам Галактики,

NGC 104 — в 9 работах. Большое количество ис-

с целью выяснения их природы. Для работы мы

следуемых звезд внутри скоплений существенно

составили компилятивный каталог, включающий

увеличивает точность определения в них средних

найденные в литературе относительные содер-

содержаний химических элементов. Усредненные

жания химических элементов, произведенных в

по всем звездам металличности и величины относи-

различных процессах ядерного синтеза, а также

тельных содержаний химических элементов в ша-

компоненты пространственных скоростей и мор-

ровых скоплениях приведены в табл. 1, фрагмент

фологические индексы строения горизонтальных

которой дан в статье, а полностью таблица доступ-

ветвей для как можно большего количества шаро-

на только в электронном виде. Если содержание

вых скоплений Галактики.

какого-либо химического элемента в скоплении

определялось в нескольких статьях, то мы вы-

числяли среднее взвешенное значение с весовыми

2. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ

коэффициентами, пропорциональными количеству

За основу нашего каталога взята последняя

исследованных в каждой статье звезд в скоплении.

К сожалению, не во всех работах приведены дан-

версия (2010) компилятивного каталога Харри-

ные, необходимые для сведения всех определений в

са [23], в который включены все измеряемые вели-

единую шкалу, поэтому все авторские содержания

чины для 157 шаровых звездных скоплений Галак-

мы использовали без изменения.

тики. Эти данные мы дополнили относительными

содержаниями 28 химических элементов в звездах

Благодаря наличию статей с определениями со-

69 шаровых скоплений, взятых из 101 работ, опуб-

держаний в одних и тех же скоплениях, мы оцени-

ликованных в 1986-2018 гг. Содержания химиче-

ли внешнюю сходимость определений. Для оцен-

ских элементов в звездах скоплений практически

ки внешней сходимости определений содержаний

во всех использованных источниках определены

каждого элемента, полученных разными авторами,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

270

МАРСАКОВ и др.

Таблица 1. Средние относительные содержания химических элементов и дисперсии (σ) определений содержаний в

звездах шаровых скоплений (фрагмент)

Альт.

Имя

[Fe/H] σ

[C/Fe] σ

[O/Fe] σ

[Na/Fe] σ

[Mg/Fe] σ

[Al/Fe] σ

[Si/Fe] σ

имя

NGC 104

47 Tuc

-0.75

0.08

0.18

0.08

0.33

0.18

0.43

0.11

0.37

0.21

0.29

0.06

NGC 288

-1.37

0.04

0.34

0.14

0.24

0.06

0.44

0.01

0.45

0.06

0.40

0.04

NGC 362

-1.2

0.08

0.76

0.53

0.11

0.08

0.33

0.02

0.27

0.05

0.26

0.07

NGC 1261

NGC 1851

-1.25

0.07

0.03

0.21

0.20

0.04

0.38

0.02

0.38

0.20

0.39

0.01

Имя

[K/Fe] σ

[Ca/Fe] σ

[Sc/Fe] σ

[Ti/Fe] σ

[V/Fe] σ

[Cr/Fe] σ

[Mn/Fe] σ

[Co/Fe] σ

NGC 104

-0.6

0.26

0.12

0.15

0.11

0.32

0.08

0.12

0.08

-0.03 0.11

-0.24

0.06

0.00

0.07

NGC 288

0.34

0.09

0.02

0.12

0.28

0.09

0.00

0.05

NGC 362

0.32

0.08

-0.07

0.03

0.18

0.07 -0.05 0.01 -0.03 0.01

-0.33

0.04

-0.11

0.16

NGC 1261

NGC 1851

0.33

0.02

0.03

0.15

0.01 -0.12 0.05 -0.02 0.06

-0.34

0.08

-0.07

0.15

Имя

[Ni/Fe] σ

[Cu/Fe] σ

[Zn/Fe] σ

[Sr/Fe] σ

[Y/Fe] σ

[Zr/Fe] σ

[Mo/Fe] σ

[Ba/Fe] σ

NGC 104

-0.01 0.09

-0.14

0.13

0.22

0.06

0.32

0.14

0.23

0.16

0.35

0.51

0.39

0.19

0.25

NGC 288

0.01

0.07

-0.40

0.03

0.40

0.10

NGC 362

-0.09 0.03

-0.51

0.02

0.26

0.05

0.07

0.11

0.50

0.12

0.21

0.06

NGC 1261

NGC 1851

0.01

0.08

-0.46

0.07

0.27

0.15

0.26

0.00

0.49

0.01

Имя

[La/Fe]

[Ce/Fe] σ

[Nd/Fe] σ

[Eu/Fe] σ

[Dy/Fe] σ

Ссылка

NGC 104

0.20

0.10

0.04

0.24

0.42

0.11

0.70

0.10

31, 5, 37, 65, 67, 82, 83, 39

NGC 288

0.52

0.12

26, 67, 18

NGC 362

0.33

0.09

0.14

0.12

0.35

0.10

0.65

0.11

0.68

0.13

26, 65, 75, 18

NGC 1261

NGC 1851

0.38

0.12

0.69

0.20

0.67

0.15

0.71

0.03

0.67

0.12

68, 60

мы исследовали распределения отклонений автор-

лицы приведены и дисперсии содержаний в звез-

ских относительных содержаний в данном скопле-

дах скоплений, заявленные авторами источников.

нии от вычисленных по ним средневзвешенных зна-

Отличить такие скопления в нашей табл. 1 можно

чений. Средние дисперсии этих распределений (ко-

по последнему столбцу — у таких скоплений толь-

торые отражают внешние сходимости определений

ко одна ссылка. Сравнительный анализ показы-

вает, что в среднем величины внешних сходимо-

разных авторов) лежат в диапазоне 〈σ[el/Fe]〉 =

стей определений относительных содержаний хи-

= (0.06-0.16). Для скоплений с определениями

мических элементов в скоплениях оказались лишь

относительных содержаний химических элементов

немногим больше величин дисперсий содержаний

в нескольких работах величины внешних сходимо-

в звездах скоплений, заявленных авторами пер-

стей приведены в табл. 1, в том же столбце таб-

воисточников. Это свидетельствует об отсутствии

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ

271

Таблица 2. Кинематические параметры шаровых скоплений (фрагмент)

Альт.

RC , RGC, UR,

VΘ,

UZ ,

MV , под-

ген.

Имя

HBR

имя

кпк

кпк кпк

км с-1

mag система связь

NGC 104

47 Tuc

1.9

-2.6

-3.1

6.6

7.4

184

-0.99

-9.42

NGC 288

-0.1

0.0

-8.9

8.6

-74

0.98

-6.74

NGC 362

3.1

-5.1

-6.2

5.4

9.4

-35

-68

-0.87

-8.41

NGC 1261

0.1

-10.0

-12.9

8.4

18.1

-0.71

-7.81

NGC 1851

-4.2

-8.9

-6.9

12.7

16.6

191

142

-102

-0.32

-8.33

значительных расхождений в определениях содер-

В настоящей работе мы рассмотрим поведение

жаний между разными авторами и возможности

у шаровых скоплений только четырех химических

использования наших компилятивных содержаний

элементов — магния, кремния, кальция и титана,

для статистического анализа химического состава

как наиболее информативных в плане диагности-

скоплений, принадлежащих разным подсистемам

ки эволюции ранней Галактики. При этом особое

Галактики.

внимание будет уделено содержаниям кальция и

Для всех 157 шаровых скоплений мы вычис-

титана. В видимом диапазоне спектра линий этих

двух химических элементов много, и их содержания

лили прямоугольные координаты, а для

из

них цилиндрические компоненты скоростей по

довольно надежно определяются. Выбор этих эле-

собственным движениям, лучевым скоростям и

ментов обусловлен тем, что средние относительные

содержания обоих первичных α-элементов (кис-

расстояниям из работы [24]. В их число попали

и 45 скоплений с определенными содержаниями

лорода и магния) в процессе эволюции скопле-

ния уменьшаются по сравнению с содержаниями

химических элементов. При этом движение Солнца

их в первичных протооблаках. А содержания еще

относительно локального центроида принято рав-

одного α-элемента — кремния — определены для

ным (U, V, W )_⊙ = (11.1, 12.24, 7.25) км/с [25], сол-

меньшего количества скоплений и совсем не опре-

нечное галактоцентрическое расстояние — 8.0 кпк,

делены для звезд поля и карликовых галактик-

а скорость вращения локального центроида —

спутников, которые мы используем для сравнения.

220 км/с. В табл. 2 приведен фрагмент полной

На рис. 1 приведены зависимости относитель-

таблицы, доступной только в электронном виде, в

ных содержаний всех четырех α-элементов от ме-

которой приведены найденные для этих скоплений

талличности у наших шаровых скоплений. Для

пространственно-кинематические параметры. В

сравнения на диаграммах нанесены аналогичные

первом и втором столбцах таблицы даны имя и аль-

тернативное имя скопления, в столбцах с третьего

зависимости для звезд поля. Причем для [Mg/Fe],

по пятый приведены координаты (x, y, z) в пра-

[Ca/Fe] и [Ti/Fe] звезды взяты из каталога [26], в

восторонней прямоугольной системе. Затем идут

котором приведены металличности и содержания

расстояние скопления от оси вращения Галактики

этих элементов для 785 звезд Галактики во всем

(R_C ) и галактоцентрическое расстояние (R_GC).

интересующем нас диапазоне металличности. От-

Следующие три столбца содержат вычисленные

ношения [Si/Fe] для этих звезд в каталоге не при-

компоненты пространственных скоростей (V_R, V_Θ,

ведены, поэтому на панели рис. 1б нанесены звезды

V_Z) в цилиндрической системе координат, где ком-

из каталога [27], содержащего для 714 F-G кар-

понента V_R направлена на антицентр Галактики,

ликов поля металличности и относительные содер-

V_Θ — в сторону галактического вращения, V_Z — к

жания всех α-элементов. К сожалению, в послед-

северному полюсу Галактики. Далее приведен мор-

нем каталоге исследованы звезды, принадлежащие

фологический индекс (или цвет) горизонтальной

в основном дисковым населениям Галактики, по-

ветви HBR = (B - R)/(B + V + R), где B, V , R —

этому малометалличные звезды здесь в дефиците.

соответственно количество звезд на голубом конце

На всех панелях барами нанесены дисперсии всех

горизонтальной ветви, в полосе нестабильности

определений относительных содержаний химиче-

и на красном конце. Далее следует столбец с

ских элементов в звездах скоплений (напомним,

обозначением подсистем, где

1—тонкий диск,

что для получения ошибки среднего для каждо-

2 —толстый диск, 3 —гало. В последнем столбце

го скопления эту величину следует разделить на

литерой “G” обозначены скопления, генетически

n0.5, где n — количество определений содержаний

связанные с единым протогалактическим облаком.

в звездах скопления). При этом средние величины

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

272

МАРСАКОВ и др.

(a)

(б)

0.6

0.4

0.2

-0.2

-3

-2

-1

-3

-2

-1

[Fe/H]

(в)

(г)

0.6

0.4

0.2

−0.2

-0.2

-3

-2

-1

-3

-2

-1

[Fe/H]

Рис. 1. Зависимость относительных содержаний магния (а), кремния (б), кальция (в) и титана (г) от металличности

для шаровых скоплений нашего каталога и звезд поля из каталога [26] (а, в, г) и [27] (б). Черные кружки — шаровые

скопления, серые снежинки — звезды поля.

сходимостей (то есть дисперсий расхождений меж-

к той или иной подсистеме Галактики, используя

ду разными авторами) для этих элементов получи-

не традиционные вышеописанные критерии по ме-

лись следующие: 〈σ[Si/Fe]〉 = 0.06, 〈σ[Mg/Fe]〉 =

талличности и морфологии горизонтальной ветви, а

по компонентам их остаточных скоростей, как это

= 0.10, 〈σ[Ca/Fe]〉 = 0.08, 〈σ[Ti/Fe]〉 = 0.09. Из

давно делается для звезд поля. В компилятивном

рисунков видно, что для всех четырех химических

каталоге [22] для 45 скоплений найдены содер-

элементов скопления в целом неплохо ложатся на

жания некоторых химических элементов, причем

звезды поля, что свидетельствует об отсутствии

для 29 из них имеется кинематическая инфор-

у них систематических ошибок определения со-

мация. Авторы нашли, что большинство скопле-

держаний, несмотря на значительные случайные

ний по кинематике принадлежит галактическому

ошибки для отдельных скоплений. Подробнее по-

гало, однако значительное количество скоплений

ведение α-элементов будет описано ниже.

оказалось с дисковой кинематикой или принад-

Чтобы не перегружать наш каталог, мы не стали

лежащими балджу. В аккрецированное гало они

в него включать элементы галактических орбит и

включили более десятка скоплений, для которых

возрасты скоплений, и при необходимости пользо-

по положениям, лучевым скоростям, а иногда и

вались соответствующими данными из работ [28-

по элементам их галактических орбит разными

30].

авторами было показано, что с высокой вероят-

ностью скопления были захвачены из нескольких

галактик-спутников, то есть имеют внегалактиче-

3. СТРАТИФИКАЦИЯ ШАРОВЫХ

ское происхождение.

СКОПЛЕНИЙ ПО ПОДСИСТЕМАМ

Понятно, что единого и достаточного крите-

ГАЛАКТИКИ

рия стратификации шаровых скоплений по подси-

В работе [22] впервые была сделана попытка

стемам Галактики не существует. Для надежного

определения принадлежности шаровых скоплений отнесения скопления к той или иной подсистеме

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ

273

следует учитывать многие характерные для каж-

показало, что по кинематическим параметрам у

дой подсистемы параметры, в частности, положе-

41 скопления вероятность принадлежности к га-

ние, кинематику, металличность, содержания раз-

ло больше, чем к другим подсистемам. Толсто-

ных химических элементов, возраст и морфологию

му диску с большей вероятностью принадлежит

горизонтальной ветви. Поскольку мы собираем-

28 скоплений, а 4 скопления оказались с кинема-

ся исследовать различия химического состава у

тикой тонкого диска. (Заметим, что в работе [22]

скоплений разных подсистем, мы воспользовались

из 29 скоплений по кинематическим параметрам

кинематическим критерием, в котором по компо-

в тонком диске оказалось три скопления.) Среди

нентам скоростей V_R, V_Θ, V_Z вычисляются веро-

скоплений с кинематикой толстого диска оказа-

ятности принадлежности скоплений подсистемам

лось значительное число со скоростями враще-

тонкого диска, толстого диска, и гало, по мето-

ния вокруг галактического центра даже больше,

дике, описанной в работе [31]. Данная методика

чем у Солнца. Но самую большую азимутальную

подобна той, что используется в [22], только с

скорость имеет скопление NGC 6553 с кинемати-

несколько отличающимися дисперсиями скоростей

кой гало: V_Θ = 383 км/с. Видно также, что более

в подсистемах. В обеих методиках подразумева-

половины скоплений гало демонстрируют ретро-

ется, что компоненты пространственных скоростей

градное вращение вокруг галактического центра.

звезд в каждой подсистеме подчиняются нормаль-

Мы полагаем, что такие скопления с высокой

ным распределениям. Как показало последующее

вероятностью могут оказаться внегалактического

сравнение, принадлежности у одноименных скоп-

происхождения. Действительно, согласно гипотезе

лений получились отличающимися в основном из-

монотонного коллапса протогалактики от гало к

за различия во входных скоростях — у нас они

диску, предложенной Эггеном и др. [33], звезды

более точные. Поскольку принадлежности к под-

поля и шаровые скопления, генетически связанные

системам вычисляются по остаточным скоростям,

с Галактикой, не могут находиться на ретроградных

мы привели азимутальные компоненты скоростей

орбитах.

скоплений к скорости вращения центроида на том

галактоцентрическом расстоянии, на котором оно

На рис. 2б приведены распределения скопле-

находится. Кривую вращения мы взяли из модели

ний в координатах “удаление от галактической

Галактики [32]. Принимая во внимание большую

плоскости (z)-металличность [Fe/H]”. На диа-

удаленность скоплений, приводящую к большим

граммах, где не используются спектроскопические

неопределенностям определения тангенциальных

определения других химических элементов, вели-

скоростей, при вычислении вероятностей попада-

чины [Fe/H] мы брали из каталога [23], поскольку

ния скоплений в ту или иную подсистему мы проде-

в нем приведены металличности для всех скоп-

лали рекуррентную процедуру. При втором шаге мы

лений. Большими кружками на рисунке обозна-

присвоили дисперсиям скоростей и численностям

чены скопления, принадлежащие по кинематиче-

скоплений в подсистемах в формулах вычисления

ским признакам тонкому диску (светло-серые),

вероятностей такие значения, какие получились у

толстому диску (серые) и гало (темно-серые), а

нас после первого шага. При этом уменьшилась

небольшими темными кружками — нестратифици-

задаваемая доля объектов в подсистемах тонкого

рованные скопления, то есть скопления с неиз-

и толстого дисков. Хотя перерасчет несколько и

вестными скоростями. Наиболее заметная деталь

перераспределил принадлежности небольшого ко-

на рисунке — высокая концентрация металличных

личества скоплений, находящихся по кинематике

([Fe/H] > -1.0) скоплений вблизи галактической

в промежуточных зонах между тонким и толстым

плоскости, причем независимо от принадлежности

дисками, а также между толстым диском и гало,

к подсистеме Галактики, определенной по кине-

в целом же состав подсистем изменился несуще-

матическим критериям. Как показала проверка,

ственно. Изменения в основном коснулись скоп-

максимальные удаления точек орбит у всех метал-

лений, находящихся вблизи галактического центра,

личных скоплений оказались менее 5 кпк, тогда как

поскольку там кривая вращения очень изменчива.

у значительной части малометалличных скоплений

Результаты именно рекуррентной процедуры стра-

Z_max > 10 кпк. (Исключением являются три метал-

тификации мы и оставили.

личных скопления, Pal 12, Whiting 1 и Terzan 7,

На рис. 2а приведена диаграмма Тумре “V^2Θ -

которые с высокой вероятностью принадлежали в

прошлом распавшейся карликовой галактике Sgr

- (V 2R + V 2Z)0.5”, для шаровых скоплений и звезд

(см. выше).) Именно этот факт вместе с выражен-

поля из [26]. Из рисунка видно, что объекты,

ным провалом на функции металличности в районе

демонстрирующие кинематику одноименных под-

систем, занимают на диаграмме примерно оди-

[Fe/H] ≈ -1.0 и провоцирует выделение металлич-

наковые площади, хотя в работе [26] для звезд

ных скоплений в дисковую подсистему. Но с другой

поля использовалась методика, несколько отли-

стороны, из рисунка видно, что половина (два из

чающаяся от нашей. Применение нашей методики

четырех) скоплений с кинематикой тонкого диска,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

274

МАРСАКОВ и др.

400

Terzan 7

(a)

(б)

-0.5

Whiting 1

300

Pal 12

Pal 1

-1.0

200

M 3

Pal 5

-1.5

NGC 4147

NGC 5466

100

-2.0

NGC 5634

NGC 5024

M 68

−2.5

-300 -200 -100

100

200

300

400

−30

-20

-10

V_Θ, км/с

z, кпк

(в)

(г)

-0.5

-1.0

−1.0

-1.5

-2.0

-2.5

|z|, кпк

R_c, кпк

Рис. 2. Диаграмма Тумре для шаровых скоплений и звезд поля из [26] (а), зависимость металличности от расстояния

до галактической плоскости (б), от абсолютной величины удаления от галактической плоскости (в) и от удаления от оси

вращения Галактики для шаровых скоплений (г). Обозначены звезды поля, расположенные в тонком диске — светло-

серыми снежинками, серыми крестиками — в толстом диске, темными снежинками — в гало. Шаровые скопления

обозначены заполненными кружками соответствующего цвета для каждой подсистемы. Кружком обведены скопления,

известные как потерянные карликовыми галактиками. Маленькие темные кружки — нестратифицированные скопления.

Величины [Fe/H] взяты из каталога [23].

а также подавляющая часть скоплений с кинемати-

Концентрация металличных скоплений к галак-

кой толстого диска демонстрируют [Fe/H] < -1.0,

тической плоскости формирует давно известный

что входит в противоречие с описанной выше прак-

вертикальный градиент металличности. Из диа-

тикой выделения дисковых скоплений по высокой

граммы “удаление от галактической плоскости (|z|)

металличности. Обращает на себя внимание, что

- металличность” на рис. 2в видно, что металлич-

в северном полушарии (т.е. при z > 0) три мало-

ные скопления даже с кинематикой гало обнару-

металличных скопления с кинематикой толстого

живают более высокую концентрацию к галактиче-

диска расположены от галактической плоскости

ской плоскости, чем менее металличные скопления

далее, чем на 10 кпк. Два из них (М 53 и Pal 5)

с кинематикой толстого диска. Аналогичная ситу-

ранее подозревали в принадлежности к распав-

ация и с радиальным градиентом металличности,

шейся карликовой галактике Sgr (см. выше). В

проиллюстрированном на диаграмме “расстояние

южной полусфере столь далеких скоплений в этой

от оси вращения Галактики (R_C )-металличность”

подсистеме нет. Зато там наблюдается большое

на рис. 2г. Среднее галактоцентрическое рассто-

количество далеких малометалличных скоплений с

яние по всем 47 богатым металлами скоплениям

кинематикой гало, а также скоплений с неизме-

примерно 5.0 кпк, а по 110 бедным металлами в три

ренными скоростями. Значит, наблюдаемая асим-

раза больше — 15.5 кпк. При этом внутри каждой

метрия положений в кинематически выделенных

группы по металличности значимых корреляций не

подсистемах не является наблюдательным селек-

наблюдается (см. подробнее [18]). Из рис. 2г видно,

ционным эффектом.

что на расстоянии x ≥ 5 кпк расположена основ-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ

275

ная часть скоплений, потерянных галактиками-

уменьшается дисперсия скоростей, что также про-

спутниками. А у таких скоплений пространствен-

воцирует отделять этим значением металличности

ные скорости отражают не динамические условия

подсистему толстого диска от гало. У близких

звездообразования в сжимающемся протогалакти-

звезд поля эта зависимость высокозначима, более

ческом облаке, а лишь конечные орбиты скопле-

крутая и отражает классический асимметричный

ний, захваченных из распавшихся под действием

сдвиг Стремберга, вызванный вращением Галакти-

приливных сил Галактики карликовых галактик-

ки, только на данной диаграмме вместо координа-

спутников. При этом, чем массивнее родительская

ты полной скорости звезды относительно Солнца

галактика-спутник, тем на более плоской и вытяну-

выступает металличность. Получилось так потому,

той орбите она теряет свои скопления и звезды [1].

что и полная скорость, и металличность являются

статистическими индикаторами возраста звездных

объектов в Галактике [33]. (Заметим, что сравни-

4. СВОЙСТВА ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

вать звезды поля и скопления на такой диаграм-

РАЗНЫХ ПОДСИСТЕМ И ПРИРОДЫ

ме не вполне корректно, поскольку между ними

есть принципиальное различие, заключающееся в

На рис. 3а приведена диаграмма “азимутальная

том, что первые в настоящее время все находятся

скорость (V_Θ)-металличность [Fe/H]” для шаро-

практически на одинаковых расстояниях от галак-

вых скоплений и звезд поля. Разными значками

тического центра и близко к ее плоскости, тогда

обозначены объекты разных подсистем Галактики.

как скопления на разных расстояниях.) Можно

В отличие от аналогичной диаграммы в работе [22],

предположить, что увеличение металличности у

на ней в диапазоне ([Fe/H] > -1) появились скоп-

аккрецированных скоплений с ростом скорости

ления с азимутальными скоростями, значительно

обращения вокруг галактического центра получи-

отличающимися от солнечной. Причем все 4 ме-

лось из-за того, что более металличные скопления

талличных скопления с ретроградными орбитами

в карликовых галактиках-спутниках рождаются

находятся в пределах 3 кпк от галактического цен-

ближе к их центру. Поэтому эти скопления теряют

тра, тогда как у 18 малометалличных скоплений

со своими родительскими галактиками связь на

с V_Θ < 0 среднее галактоцентрическое расстояние

финальном этапе, когда орбиты последних сильнее

около 10 кпк. На диаграмме “V_Θ-[Fe/H]” мы обо-

“улягутся” в галактическую плоскость, а их азиму-

значили также скопления, которые в разное время

тальные скорости приблизятся к скорости враще-

различные авторы посчитали принадлежащими в

ния галактического диска в результате приливных

прошлом распавшимся карликовым галактикам-

взаимодействий с возмущениями гравитационного

спутникам (см. выше). Дополнительно отмечены

потенциала Галактики, как это предсказывает чис-

и скопления, лежащие или имеющие точки орбит

ленное моделирование [1]. Однако наличие обна-

(R_max) далее 15 кпк от галактического центра.

руженной на рис. 3а корреляции и высказанного

Как можно увидеть, только два аккрецированных

предположения требует дополнительной проверки

скопления (NGC 2808 и ω Cen) не отмечены, то

ввиду недостаточной статистики и значительных

есть лежат ближе этого радиуса. Тогда как шесть

неопределенностей пространственных скоростей и

других скоплений хотя и лежат далеко, но их вне-

элементов галактических орбит скоплений.

галактическое происхождение не доказано.

Диаграмма “морфология горизонтальной ветви

Можно заметить, что все аккрецированные и

(HBR)-металличность” для наших скоплений при-

далекие скопления (кроме NGC 4590 и NGC 5024,

ведена на рис. 3б. Из нее видно, что большин-

у которых V_Θ больше солнечной) демонстрируют

ство скоплений (но не все), находящихся в на-

на рис. 3а значимую корреляцию между метал-

стоящее время внутри солнечного круга, действи-

личностью и азимутальной компонентой скорости

тельно имеют в основном экстремально красные

(коэффициент корреляции r = 0.66 ± 0.02). Похо-

или экстремально голубые горизонтальные ветви.

жую тенденцию демонстрирует и полная выборка

Но между этими экстремальными позициями часть

скоплений, правда, статистически незначимую из-

скоплений оказалась в тонком слое вдоль верхней

за значительного разброса у скоплений азимуталь-

огибающей на диаграмме. При этом большинство

ных скоростей при любой металличности. Возни-

известных аккрецированных скоплений лежат в

кает она из-за того, что верхний предел скорости

основном ниже этой огибающей (см. наклонную

у скоплений при любой металличности остается

линию на рис. 3б, проведенную “на глаз”). Однако,

примерно постоянным (V_Θ ≈ 350 км/с, тогда как с

как видно из диаграммы, такое расположение не

уменьшением [Fe/H] доля скоплений с меньшими

абсолютно, и встречаются исключения. Вероят-

скоростями увеличивается и все больше заходит в

ными аккрецированными скоплениями являются,

область отрицательных значений. Особенно рез-

скорее всего, также далекие скопления (R_GC или

ко это происходит при переходе через [Fe/H] ≈

R_max > 15 кпк) и скопления с ретроградным вра-

≈ -1.0. В итоге у металличных скоплений скачком

щением (V_Θ < 0). Двенадцать из 22 скоплений с

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

276

МАРСАКОВ и др.

0.5

(a)

(б)

-0.5

Pal 12

-1.0

-1

-1.5

NGC 5024

-2.0

Pal 13

-2

-2.5

NGC 4590

−3.0

-300

-200

-100

100

200

300

400

-1.0

-0.5

0.5

1.0

V_Θ, км/с

HBR

-4

(в)

(г)

0.4

-6

NGC 4590

0.2

-8

HBR > 0.85

NGC 2419

Pal 12

−10

100

-200

-100

100

200

300

400

R_GC, кпк

V_Θ, км/с

Рис. 3. Связь спектроскопической металличности со скоростью вращения вокруг галактического центра для звезд

поля и шаровых скоплений (а); связь металличности из каталога [23] с цветом горизонтальной ветви скоплений (б);

связь абсолютной звездной величины с галактоцентрическим расстоянием скоплений с экстремально голубыми ГВ (в)

и связь относительных содержаний α-элементов со скоростью вращения вокруг галактического центра для скоплений

(г). На панелях (а, б, г) обозначены: большие темные шестиугольники вокруг кружков — далекие скопления (RG или

Rmax > 15 кпк); светло-серые треугольники вокруг кружков — скопления на ретроградных орбитах; белые треугольники

внутри кружков — скопления, лежащие внутри солнечного круга (RG < 8 кпк). Пунктирные горизонтальные линии

проведены через [Fe/H] = -1.0 (а, б) и [α/Fe] = 0.0 (г); пунктирныевертикальные линии соответствуютVΘ = 0 и 220 км/с

(а, г) и HBR = 0.85 (б); наклонная штриховая линия проведена “на глаз” и разделяет положения внутренних и внешних

скоплений (б). Другие обозначения как на рис. 2. Нанесены имена скоплений, далеко отклоняющиеся от средних для

соответствующих подсистем.

ретроградными орбитами лежат внутри солнечного

ние весьма правдоподобно, и причине покраснения

круга. Одиннадцать скоплений с ретроградными

горизонтальных ветвей аккрецированных скопле-

орбитами имеют экстремально голубые горизон-

ний можно попытаться дать объяснение.

тальные ветви, три — экстремально красные, а у

Как мы уже отмечали, исследования последних

восьми ветви оказались избыточно покрасневшими

лет показывают, что внутри наиболее массивных

для их малой металличности. Как видно из диа-

шаровых скоплений происходит несколько эпизо-

граммы на рис. 3б, в диапазоне между экстремаль-

дов звездообразования со вспышками сверхновых,

ными значениями HBR все они действительно ле-

обогащающих межзвездную среду скопления эле-

жат на диаграмме ниже верхней огибающей. А сре-

ментами группы железа. Например, несколько на-

ди далеких скоплений все (кроме трех) оказались

селений, различающихся металличностью, обнару-

малометалличными, тогда как цвет горизонтальной

жено в крупнейшем скоплении ω Центавра. Однако

ветви у них может быть любым. Обычно полагают,

и в менее массивных скоплениях находят популя-

что все малометалличные скопления, лежащие ни-

ции звезд, различающиеся содержанием гелия и

же узкой верхней полосы, можно с высокой долей

CNO-элементов (см., напр., [35]). Предполагают,

вероятности зачислить кандидатами в аккрециро-

что новые, более молодые популяции звезд в таких

ванные (см. [34]). Похоже, что такое предположе-

скоплениях образуются из химически загрязнен-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ

277

ного вещества, выброшенного гигантами асимпто-

неспособной удержать это вещество даже на зна-

тической ветви промежуточных масс, быстровра-

чительном расстоянии от галактического центра.

щающимися массивными звездами, а также вра-

В итоге вторичное население у них или не обра-

щающимися АГВ-звездами первого поколения [36,

зуется, или образуется в небольшом количестве.

37]. Со временем в таких скоплениях формируются

У малометалличных скоплений с покрасневшими

протяженные горизонтальные ветви, в результате

горизонтальными ветвями все точки орбит зача-

чего их цвет перестает соответствовать первичному

стую находятся за пределами солнечного круга, где

малометалличному химическому составу домини-

возмущения гравитационного потенциала Галакти-

рующего по численности звездного населения. Ав-

ки менее сказываются. Возможно, поэтому в них

торы работы [38] численным моделированием по-

и успевает образоваться население более моло-

казали, что в скоплениях с вторичным более моло-

дых звезд, искажающих цвет их горизонтальных

дым населением, обогащенным в основном CNO-

ветвей. Описанная картина не вполне однознач-

элементами, цвет горизонтальной ветви действи-

на, поскольку третья и последующие популяции

тельно становится более красным. Одновременно

в некоторых скоплениях переобогащены гелием,

что приводит к появлению звезд на горизонтальной

меняется и тип скопления по Оостерхоффу. Как

показывает моделирование, все это происходит на

ветви с высокотемпературной стороны от полосы

начальных этапах эволюции скопления в течение

нестабильности. В итоге цвет ветви смещается в

одного миллиарда лет после последней вспышки

голубую сторону. Характерным примером явля-

звездообразования.

ется скопление М 15, у которого в дополнение

к нормальному голубому участку горизонтальной

Из нашей диаграммы на рис. 3б можно уви-

ветви имеется еще и так называемый “голубой

деть, что из 41 скопления с экстремально голубы-

хвост” [40]. Проверка предлагаемого объяснения

ми горизонтальными ветвями (HBR > 0.85) только

существования корреляции между цветом горизон-

8 расположены или имеют точки орбит далее 15 кпк

тальной ветви и потерей газа скоплением требует

от галактического центра. Тогда как 29 скоплений

подробного анализа орбитальных треков скопле-

находятся в настоящее время внутри солнечного

ний, а также привлечения уже опубликованных

круга (R_GC < 8 кпк), а четыре скопления оказались

многочисленных данных по индивидуальному хи-

между этими границами. Причем среди далеких

мическому составу звезд в скоплениях.

скоплений практически все по абсолютной вели-

На рис. 3г приведены диаграммы “азимуталь-

чине довольно слабые, то есть массы у них неболь-

ная скорость (V_Θ)-отношения [Ca, Ti/Fe]” для

шие. Это хорошо иллюстрирует рис. 3в, где при-

шаровых скоплений нашей выборки, для которых

ведена диаграмма “расстояние от центра Галактики

определены эти параметры, и звезд поля. Дополни-

(R_GC)-абсолютная звездная величина (M_V )” для

тельно на диаграмме отмечены скопления, внега-

скоплений с экстремально голубыми горизонталь-

лактическое происхождение которых доказано, то

ными ветвями. Видим, что все скопления, находя-

есть считающиеся аккрецированными, и скопле-

щиеся в настоящее время далее 15 кпк от галакти-

ния, имеющие точки орбит (R_max) или находящиеся

ческого центра, имеют M_V ≥ -8.0^m (исключением

далее 15 кпк от галактического центра. Вертикаль-

является далекое яркое скопление NGC 2419 из

ной линией V_Θ = 0 отделены звезды поля и скопле-

Sgr, имеющее пограничную величину HBR = 0.86),

ния с ретроградным вращением. Для звезд поля ха-

тогда как все более яркие скопления оказались

рактерны высокие, в среднем, значения отношений

близкими. (Впрочем, о преобладании маломас-

[α/Fe], но с большим разбросом при малых и отри-

сивных скоплений среди далеких давно известно

цательных значениях скорости и быстрое их умень-

(см. [39] и ссылки в ней), но для экстремально го-

шение с приближением к скорости вращения га-

лубых скоплений эта закономерность проявляется

лактического диска на солнечном галактоцентри-

наиболее отчетливо.) В итоге получается, что у ма-

ческом расстоянии. У шаровых скоплений с любой

лометалличных скоплений экстремально голубые

кинематикой отношения [α/Fe] мало отличаются

горизонтальные ветви наблюдаются в основном у

друг от друга и вообще не коррелируют с азиму-

близких к галактическому центру и у небольшо-

тальной компонентой скорости, как металличность

го числа далеких, сравнительно маломассивных,

на рис. 3а. Причем при всех значениях V_Θ < V_⊙

скоплений. Мы полагаем, что это могло получить-

дисперсия у них небольшая (σ[α/Fe] ≈ 0.1), однако

ся из-за того, что у обоих типов скоплений ве-

при скорости обращения вокруг галактического

щество, выбрасываемое проэволюционировавши-

центра больше солнечной разброс резко увеличи-

ми звездами, не остается в скоплениях, а выме-

вается (правда таких скоплений только пять, но

тается возмущениями гравитационного потенциала

среди них есть скопления с кинематикой всех трех

Галактики. Причем у первых это происходит из-за

подсистем). Высокие относительные содержания

частых приближений к галактическому балджу и

α-элементов свидетельствуют о том, что практиче-

диску, тогда как у вторых — из-за их малой массы,

ски все скопления образовались из межзвездного

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

278

МАРСАКОВ и др.

(a)

(б)

0.4

0.2

-0.2

-3

-2

-1

-3

-2

-1

[Fe/H]

Ter 4

(в)

(г)

0.4

0.2

Ter 8

NGC2419

Ter 7

Rup 106

Pal 12

−0.2

-0.2

-3

-2

-1

-3

-2

-1

[Fe/H]

Рис. 4. Зависимость относительных содержаний, усредненных по двум α-элементам (Ca и Ti) (а, в, г), и по четырем

α-элементам (Mg, Ca, Si и Ti) (б) от металличности для звезд поля из [26] и шаровых скоплений (ввиду отсутствия

содержаний кремния у звезд поля они усреднены по трем элементам). Звезды поля и скоплений разных подсистем

обозначены как на рис. 2а, б; темные снежинки — генетически связанные звезды поля с Vост < 240 км/с, светло-

серые крестики — более высокоскоростные звезды поля (в, г); внешние, внутренние и скопления на ретроградных

орбитах обозначены как на рис. 3в. Большие серые пятиугольники — скопления, потерянные галактикой CMa; большие

серые звезды — скопления, потерянные галактикой Sgr; ромбики — звезды карликовых галактик-спутников из [42-

44], большие косые крестики — звезды потока Центавра (г). Ломаная кривая линия — проведенная “на глаз” нижняя

огибающая для генетически связанных звезд поля (а-г).

вещества, еще не обогащенного элементами группы

видим, что в целом положение области, занимаемое

железа от вспышек сверхновых типа Ia.

шаровыми скоплениями, относительно звезд поля

не изменилось, но численность скоплений умень-

5. ОТНОСИТЕЛЬНЫЕ СОДЕРЖАНИЯ

шилась. В отличие от остальных диаграмм рисунка,

АЛЬФА-ЭЛЕМЕНТОВ В ШАРОВЫХ

здесь для сравнения разными значками обозначены

СКОПЛЕНИЯХ РАЗНЫХ ПОДСИСТЕМ

звезды поля разных галактических подсистем,

И ПРИРОДЫ

выделенные по кинематическому критерию из [31].

На рис.

4а приведена диаграмма

“[Fe/H]-

Видно, что скопления и звезды поля одноименных

подсистем имеют существенно различающийся

[Ca,Ti/Fe]” для шаровых скоплений разных га-

лактических подсистем и звезд поля разной при-

химический состав. Для генетически связанных

звезд поля, то есть образовавшихся из единого

роды (подробности ниже). Из рисунка видно, что

скопления, принадлежащие по кинематическому

протогалактического облака, металличность может

критерию каждой из подсистем, в отличие от звезд

служить статистическим индикатором их возраста,

поля могут иметь не только любую металлич-

поскольку в замкнутой звездно-газовой системе

ность, но и любые относительные содержания

(каковой в первом приближении можно считать на-

α-элементов. Из рис. 4б, где такая же диаграм-

шу Галактику) общее содержание тяжелых элемен-

ма построена для усредненных по четырем α-

тов со временем неуклонно увеличивается. Такими

элементам (магнию, кремнию, кальцию и титану)

мы полагаем звезды поля с остаточной скоростью

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ

279

V_ост < 240 км/с (см. [41]), которые обозначены

[α/Fe]. (Причем 5 из 9 скоплений с ретроградными

на диаграмме маленькими темными снежинками.

орбитами оказались внутри солнечного круга.)

Подавляющее число звезд поля с более высокими

Разброс у них значительно больше, чем у генети-

остаточными скоростями (обозначены серыми

чески связанных звезд поля. Обратим внимание,

крестиками) имеют ретроградное вращение (см.

что примерно такой же большой разброс демон-

рис. 3а). Все более высокоскоростные звезды мож-

стрируют на рис. 4 и высокоскоростные (V_ост >

но считать кандидатами в аккрецированные. Об-

> 240

км/с) малометалличные звезды поля,

ратим внимание, что малометалличные ([Fe/H] <

которые генетически не связаны с единым про-

-1.0) генетически связанные звезды поля рас-

тогалактическим облаком и имеют вероятное

полагаются вдоль верхней половины полосы на

внегалактическое происхождение. Возможно, что

рис. 4а, в, г. Для ориентировки на рисунках ломаной

большой разброс отношений [α/Fe] у таких скоп-

кривой, проведенной “на глаз”, нанесены нижние

лений и звезд поля мог получиться из-за различия

огибающие для генетически связанных звезд поля.

максимальных масс сверхновых II типа, обогатив-

Положение нашей линии хорошо согласуется с

ших вещество их многочисленных родительских

проведенной в работе [42], где авторы выделили два

карликовых галактик.

населения среди малометалличных звезд поля не

На рис. 4г черными кружками нанесены скопле-

по кинематике, а по относительным содержаниям

ния, которые ни по каким признакам мы не можем

α-элементов примерно по границе [α/Fe] ∼ 0.3 и

отнести к кандидатам в аккрецированные. Мы по-

нашли, что звезды этих населений различаются не

лагаем такие скопления генетически связанными,

только химическим составом, но и кинематикой,

то есть образовавшимися из единого протогалак-

и возрастом. Причем они изначально искали

тического облака. По определению все 32 таких

свидетельства того, что население с меньшим отно-

скопления нашей выборки расположены ближе

сительным содержанием α-элементов имеет внега-

15 кпк от галактического центра. Причем 27 из

лактическое происхождение. Из рис. 4а, в, г видно,

них, как видно, лежат вообще внутри солнечного

что у генетически связанных звезд отношения

круга (R_GC < 8 кпк), они отмечены белыми тре-

[α/Fe] начинают резко уменьшаться с увеличением

угольниками внутри темного кружка. И среди них

металличности, начиная с [Fe/H] ≈ -1.0, из-за

все богатые скопления с высокими отношениями

начала вспышек в Галактике SNe Ia. У шаровых

[Ca,Ti/Fe], часть из которых, скорее всего, при-

скоплений такого не наблюдается, и подавляющее

надлежит галактическому балджу. На этой диа-

число богатых металлами скоплений лежат выше

грамме, кроме генетически связанных скоплений,

полосы, занимаемой звездами поля. Хотя для

нанесены и те, для которых принадлежности к двум

них и заметно некоторое уменьшение отношений

весьма массивным карликовым галактикам — Sgr

и CMa — считаются надежно установленными (см.

[α/Fe] с ростом металличности, но их позиции

на диаграмме в основном остаются в диапазоне

выше). Из рисунка видно, что 24 из 28 аккре-

цированных и генетически связанных скоплений в

отношений [α/Fe] > 0.15, как и у малометалличных

диапазоне [Fe/H] < -1.0 образуют на диаграмме

скоплений. При этом скопления, принадлежащие

по кинематике двум наиболее многочисленным

довольно узкую полосу, причем нижняя огибающая

галактическим подсистемам — толстому диску и

для генетически связанных звезд поля и для них

может служить таковой. Но при этом все ука-

гало, не обнаруживают статистически значимых

занные скопления теснее концентрируются к этой

различий положений на диаграмме.

линии, чем генетически связанные звезды поля.

На рис. 4в приведена та же диаграмма “[Fe/H]-

(Очень низкие отношения [Ca, Ti/Fe] демонстри-

[Ca, Ti/Fe]”, но скопления выделены по другим

руют всего два малометалличных скопления из

признакам: аккрецированные скопления, при-

Sgr — это очень далекое скопление с единственной

надлежность которых в прошлом распавшимся

исследованной звездой в одной работе NGC 2419

галактикам-спутникам обоснована их положением

и Ter 8, правда, относительные содержания магния

и пространственным движением, далекие скоп-

у обоих высокие, 0.30 и 0.52 соответственно, да

ления (R_GC или R_max > 15 кпк) и скопления с

и содержание кремния у Ter 8 составляет 0.38, то

ретроградными орбитами. Видно, что в диапазоне

есть при учете всех α-элементов и эти скопления

([Fe/H] < -1.0) отмеченные скопления располага-

оказываются вблизи нижней огибающей.) Зато в

ются на диаграмме так, что нижняя огибающая для

более металличном диапазоне оба захваченных из

генетически связанных звезд поля для них близка

карликовой галактики-спутника Sgr металличных

к медиане. Видно также, что в целом все население

скопления (Pal 12 и Ter 7) лежат ниже звезд поля.

аккрецированных скоплений вместе с кандидатами

Аномально низко на диаграмме лежит и мало-

в аккрецированные (далекими скоплениями и

металличное скопление Rup 106, потерянное, как

скоплениями на ретроградных орбитах) демон-

полагают, карликовой галактикой. Напомним, что

стрируют на рис. 4в большой разброс отношений

в работе [12] его с некоторой долей вероятности

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

280

МАРСАКОВ и др.

посчитали принадлежащим в прошлом довольно

захват ядра карликовой галактики на вытянутую

массивной галактике CMa, однако очень низкое

ретроградную орбиту с малым апогалактическим

относительное содержание в нем α-элементов при

радиусом вполне возможен, при этом галактика

малой металличности противоречит этому предпо-

должна быть довольно массивной, ≈10⁹ M_⊙ [14]. В

ложению. Можно допустить, что оно было потеря-

частности, результаты численного моделирования

но одной из маломассивных карликовых галактик-

Абади и др. [49] показали, что орбиты достаточно

спутников при условии, конечно, что содержания

массивных галактик-спутников постоянно умень-

α-элементов всего в двух звездах Rup 106 в одной

шаются в размерах и перемещаются в галактиче-

статье определены правильно. Заметим, что это

скую плоскость динамическим трением. Со вре-

скопление является одним из наименее массив-

менем такие галактики, приобретя очень эксцен-

ных (M_V = -6.35^m) малометалличных скоплений

тричные орбиты, практически параллельные га-

в Галактике и вполне могло образоваться в такой

лактическому диску, начинают интенсивно разру-

карликовой галактике.

шаться приливными силами Галактики при каждом

своем прохождении перигалактического расстоя-

ния, теряя звезды с четко детерминированными

6. АККРЕЦИРОВАННЫЕ ШАРОВЫЕ

орбитальными энергиями и угловыми моментами.

СКОПЛЕНИЯ И МАССЫ

Поэтому, если наблюдатель находится между апо-

ИХ РОДИТЕЛЬСКИХ ГАЛАКТИК

галактическим и перигалактическим радиусами та-

В работе [6] для 235 выделенных ими звезд

кой орбиты, то приливный “хвост” от разрушаемой

ядра разрушаемой в настоящее время карлико-

галактики будет наблюдаться в виде “движущейся

вой галактики Sgr построена зависимость [Mg,

группы” звезд с малыми вертикальными компо-

Ca/Fe] от [Fe/H]. Подчеркивается, что в мало-

нентами скоростей и широким, симметричным и

часто двухвершинным распределением радиальных

металличном диапазоне ([Fe/H] < -1.0) последо-

компонентов пространственных скоростей.

вательность звезд из этой галактики совпадает с

последовательностью звезд поля Галактики, а при

Основываясь на рекомендациях из статьи [50],

большей металличности она лежит несколько ни-

в работе [41] из авторского сводного каталога

же, чем у звезд поля. Причем авторы работы [6]

спектроскопических определений содержаний маг-

отмечают, что в области [Fe/H] > -1.0 зависи-

ния (представителя α-элементов) в ≈800 близких

мость относительных содержаний α-элементов от

F-K карликах поля [51] были выделены звезды,

металличности в галактике Sgr очень похожа на

потерянные карликовой галактикой, центром ко-

ту, которая наблюдается у звезд самого массивно-

торой было скопление ω Cen, по азимутальным

го спутника Галактики — Большого Магелланова

и вертикальным компонентам скоростей в диапа-

Облака. Это, по их мнению, предполагает и у га-

зонах -50 ≤ V_Θ ≤ 0 км/с и |V_Z| < 65 км/с соот-

лактики Sgr также большую массу. И действитель-

ветственно. Оказалось, что выявленные 18 звезд

но, моделирование кинематики приливного хвоста

потока действительно демонстрируют довольно уз-

звезд галактики Sgr в работе [7] показало, что для

кую последовательность на диаграмме “[Fe/H]-

того чтобы воспроизвести дисперсию скоростей в

[Mg/Fe]”, характерную для генетически связанных

потоке от этой галактики, масса ее темного гало

звезд. Причем положение “точки излома” относи-

должна быть M = 6 × 10¹⁰ M_⊙. Авторам рабо-

тельного содержания магния на [Fe/H] ≈ -1.3 dex

ты [6] удалось воccоздать наблюдаемые химиче-

указывает на то, что скорость звездообразования

ские закономерности в родительской карликовой

в их родительской галактике была ниже, чем в

галактике Sgr в модели, подразумевающей именно

нашей Галактике. Звездообразование в этой галак-

такую большую ее начальную массу и значитель-

тике, похоже, продолжалось так долго, что самые

ную ее потерю несколько миллиардов лет назад в

ее металличные звезды достигли величины отно-

период, начиная с первого ее пересечения перига-

лактия нашей Галактики.

шения [Mg/Fe] < 0.0 dex, то есть даже меньше,

чем у Солнца. Однако низкое значение макси-

На рис. 4г среди звезд поля большими се-

мальной металличности звезд данной группы (всего

рыми косыми крестиками выделены звезды поля

так называемого потока Центавра. Предполагает-

[Fe/H] ≈ -0.7) указывает на прекращение после-

ся, что все эти звезды были потеряны карликовой

дующего звездообразования в их родительской га-

галактикой-спутником, центральным ядром кото-

лактике. Скорее всего, это произошло из-за начала

рой было самое массивное шаровое скопление ω

распада карликовой галактики. Другими словами,

Центавра, принадлежащее в настоящее время на-

химический состав звезд этой бывшей галакти-

шей Галактике (см. [8] и ссылки в ней). Численное

ки свидетельствует о том, что она действительно

моделирование динамических процессов, происхо-

довольно долго эволюционировала (но меньше,

дящих при взаимодействии галактики-спутника с

чем наша Галактика) прежде, чем разрушиться. В

диском и балджем нашей Галактики, показало, что

данной работе по тем же критериям мы выделили

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ

281

звезды потока Центавра из используемого здесь

совершенно не учитывается, насколько высоко над

каталога звезд поля [26]. Таких звезд оказалось

галактической плоскостью скопления сейчас нахо-

также 18 и на рис. 4г они обозначены большими

дятся. В итоге вертикальные составляющие оста-

косыми крестиками. Видим, что поведение двух

точных скоростей высоко расположенных скопле-

других α-элементов (кальция и титана) соответ-

ний могут занижаться, поскольку вблизи апога-

ствует описанию поведения магния по данным дру-

лактия они уменьшаются. А это, в свою очередь,

гого каталога. В итоге получается, что зависи-

может привести к ошибочному отнесению таких

скоплений к дисковой подсистеме. В очередной

мость [α/Fe] от [Fe/H] у звезд потока Центавра

работе мы планируем учесть это обстоятельство и

неплохо согласуется с зависимостью аккрециро-

заново провести стратификацию всех скоплений.

ванных скоплений в диапазоне [Fe/H] > -1.5. То

Если считать, что все шаровые скопления обра-

есть подтверждает предположение о внегалактиче-

зованы из вещества единого протогалактического

ском происхождении, по крайней мере, некоторых

высокоскоростных звезд поля, причем попавшим

облака, то можно предположить, что ответствен-

ным за такое выделенное положение богатых ме-

к нам из галактик-спутников довольно большой

таллами скоплений является существование актив-

массы.

ных фаз в эволюции Галактики (см. [19]). Период

активной фазы наступает после массовых вспышек

7. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

сверхновых в гало, разогревающих межзвездное

Наша Галактика обладает сложной многоком-

вещество, в результате чего происходит задержка

понентной структурой, состоящей из нескольких

звездообразования. В период этой задержки уже

подсистем, которые как бы вложены друг в друга.

загрязненное тяжелыми элементами межзвездное

Четкие границы у подсистем отсутствуют, поэтому

вещество протогалактики перемешивается, осты-

оценить их размеры можно лишь приблизительно.

вает и коллапсирует до меньших размеров, по-

Геометрические границы предполагают определен-

сле чего в Галактике формируются дисковые под-

ные дисперсии скоростей объектов, принадлежа-

системы. Однако такому сценарию образования

щих данной подсистеме. Использование кинемати-

подсистем у шаровых скоплений противоречат,

ческих параметров считается наиболее надежным

как видно из рис. 4а-г, относительные содержа-

методом стратификации объектов по подсистемам.

ния в них α-элементов, которые практически у

Именно таким способом разделяют звезды поля

всех исследованных металличных скоплений (кро-

по подсистемам Галактики. Как показывают ре-

ме трех аккрецированных скоплений Ter 7, Pal 12

зультаты данной работы, для шаровых скоплений

и Rup 106 и двух скоплений балджа NGC 6528

этот метод вряд ли подходит, поскольку выделен-

и NGC 6553) оказались высокими: [α/Fe] > 0.15.

ные по кинематике скопления разных подсистем

Отсутствие надежно прослеживаемого “излома”

демонстрируют химические свойства, кардинально

на зависимости [α/Fe] от [Fe/H], как у звезд по-

отличающиеся от свойств звезд поля одноименных

ля, свидетельствует о том, что все исследован-

подсистем, и наоборот. В частности, все металлич-

ные скопления образовались до начала вспышек

ные ([Fe/H] > -1.0) скопления, принадлежащие

SNe Ia, то есть в течение первого миллиарда лет

по кинематике любой подсистеме, оказываются

после начала звездообразования в протогалакти-

заключенными в довольно ограниченных пределах

ческом облаке. Эти сверхновые обогащают меж-

относительно центра и плоскости Галактики. Зато

звездную среду исключительно атомами элементов

в менее металличном диапазоне среди скоплений

группы железа, в результате чего отношения [α/Fe]

всех выделенных по кинематике подсистем имеют-

в замкнутой звездно-газовой системе начинают

ся и весьма удаленные. Это проявляется в хоро-

уменьшаться. Как демонстрируют звезды поля на

шо известных радиальном и вертикальном гради-

рис. 4а-г, в Галактике это происходит при [Fe/H] ≈

ентах металличности у генеральной совокупности

≈ -1.0. Из того же рисунка видно, что в преде-

шаровых скоплений Галактики. Получается, что

лах металличного диапазона у скоплений также

традиционно используемая процедура отделения

наблюдается уменьшение относительных содержа-

скоплений толстого диска от гало по металлич-

ний α-элементов с ростом металличности, но отно-

ности оказывается более приемлемой. (Заметим,

шения [α/Fe] при любой металличности остаются у

что аналогичное противоречие между критериями

принадлежности к подсистемам толстого диска и

них выше, чем у звезд поля толстого диска. В итоге,

гало по химическим и кинематическим признакам

зависимость [α/Fe] от [Fe/H] у них лежит выше и

наблюдается и у звезд типа RR Лиры поля (см., в

параллельно аналогичной зависимости звезд поля.

частности, [52]).) Напомним, что вероятности при-

Причем среди них имеются скопления всех вы-

надлежности скоплений к галактическим подсисте-

деленных по кинематике подсистем. Как видно из

мам вычисляются на основе их остаточных ско-

рис. 4г, объединяет богатые металлами скопления

ростей на галактоцентрических расстояниях, со-

то, что все они лежат внутри солнечного круга.

ответствующих нынешним положениям. При этом

Причем даже самые удаленные точки их орбит

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

282

МАРСАКОВ и др.

практически не выходят за пределы этого радиуса.

C. Palma, S. R. Majewski, and K. V. Jonston,

Возрасты скоплений, ввиду своей неопределенно-

Astrophys. J. 564, 736 (2002).

сти, не позволяют сделать окончательный вывод

M. Bellazzini, F. R. Ferraro, and R. Ibata, Astron. J.

об их природе. В частности, согласно возрастам из

125, 188 (2003).

работы [29], все они моложе 12 млрд. лет. Зато по

B. Tang, J. G. Fern ´andez-Trincado, D. Geisler,

O. Zamora, et al., Astrophys. J. 855, id. 38 (2018).

определениям [30] они старше этого возраста и воз-

R. B. Larson, in Formation of the Galactic

никли одновременно с самыми старыми наименее

Halo. Inside and Out, edited by H. Morrison and

металличными скоплениями. То есть нет непроти-

A. Sarajedini, ASP Conf. Ser. 92, 241 (1996).

воречивого объяснения, почему при переходе через

D. Massari, L. Posti, A. Helmi, G. Fiorentino, and

[Fe/H] ≈ -1.0 скопления скачком изменяют зани-

E. Tolstoy, Astron. and Astrophys. 598, id. L9 (2017).

маемый объем в Галактике.

10.

D. Dinescu, S. R. Majewski, T. M. Girard, and

Из нашего рис. 4 видно, что вся совокупность

K. M. Cudworth, Astron. J. 120, 1892 (2000).

малометалличных ([Fe/H] < -1.0) шаровых скоп-

11.

D. Dinescu, S. R. Majewski, T. M. Girard, and

лений Галактики занимает на диаграмме “[Fe/H]-

K. M. Cudworth, Astron. J. 122, 1916 (2001).

12.

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

[α/Fe]” практически одну и ту же полосу вместе

Astron. Soc. 404, 1203 (2010).

с быстрыми (V_Θ > 240 км/с), то есть аккрециро-

13.

K. Freeman, in Galactic Bulges, Proc. of the 153rd

ванными звездами поля. При этом, как видно из

Symp. of the IAU held in Ghent, Belgium, August

той же диаграммы, звезды карликовых галактик-

17-22, 1992, edited by H. Dejonghe and H. J. Hobiug

спутников нашей Галактики при такой же низ-

(Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, 1993),

кой металличности имеют существенно меньшие

p. 263.

величины [α/Fe] [42-44]. Сказанное выше сви-

14.

T. Tshuchiya, D. Dinescu, and V. I. Korchagin,

детельствует, что все звездные объекты аккре-

Astrophys. J. 589, L29 (2003).

цированного гало являются остатками галактик

15.

D. Carollo, T. C. Beers, Y. S. Lee, M. Chiba, et al.,

более высокой массы, чем нынешнее окружение

Nature. 450, 1020 (2007).

Галактики. Различия в содержаниях α-элементов

16.

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

у звездных объектов Галактики и окружающих ее

253 (1995).

менее массивных карликовых галактик-спутников

17.

R. Zinn, in The Globular Cluster-Galaxy

указывают на то, что последние не оставили замет-

Connection, edited by H. Smith and J. Brodee,

ного звездного следа в ней. Этот вывод согласуется

ASP Conf. Ser. 48, 38 (1993).

с заключением, полученным по меньшему количе-

18.

Т. В. Боркова, В. А. Марсаков, Астрон. журн. 77,

750 (2000).

ству шаровых скоплений в работе [22]. В недавней

19.

В. А. Марсаков, А. А. Сучков, Астрон. журн. 54,

работе [53] на основании обнаружения высокой ра-

1232 (1977).

диальной анизотропии поля скоростей у большой

20.

В. В. Бобылев, А. Т. Байкова, Астрон. журн. 94, 557

выборки карликов гало из окрестности ∼10 кпк

(2017).

от Солнца также сделан вывод об аккреции на

21.

E. Carretta, in The General Assembly of Galaxy

Галактику спутника большой массы примерно (8-

Halos: Structure, Origin and Evolution, edited

11) млрд. лет назад.

by A. Bragaglia, M. Arnaboldi, M. Rejkuba, and

D. Romano, Proc. of the IAU Symp. 317, 97 (2016).

22.

J. Pritzl, K. A. Venn, and M. Irwin, Astron. J. 130,

БЛАГОДАРНОСТИ

2140 (2005).

В.А. Марсаков и М.Л. Гожа благодарят

23.

W. E. Harris, Astron. J. 112, 1487 (1996).

за поддержку Минобрнауки РФ (госзадание

24.

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

№ 3.5602.2017/БЧ), а В.В. Коваль благода-

(2016).

рит за поддержку Минобрнауки РФ (госзадание

25.

R. Schonrich, J. Binney, and W. Dehnen, Monthly

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

№ 3.858.2017/4.6).

26.

K. A. Venn, M. Irwin, M. D. Shetrone, C. A. Tout,

V. Hill, and E. Tolstoy, Astron. J. 128, 1177 (2004).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

27.

T. Bensby, S. Feltzing, and M. S. Oey, Astron. and

Astrophys. 562, id. A71 (2014).

1. M. G. Abadi, J. F. Navarro, and M. Steinmetz,

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 365, 747 (2006).

28.

E. Moreno, B. Pichardo, and H. Vel ´azquez,

2. R. Ibata, G. Gilmore, and M. Irvin, Nature. 370, 194

Astrophys. J. 793, id. 110 (2014).

(1994).

29.

D. A. VandenBerg, Astrophys. J. Suppl. 129, 315

3. M. Mateo, in Formation of the Galactic Halo.

(2000).

Inside and Out, edited by H. Morrison and

30.

M. Salaris and A. Weiss, Astron. and Astrophys. 388,

A. Sarajedini, ASP Conf. Ser. 92, 434 (1996).

492 (2002).

4. D. R. Law and S. R. Majewski, Astrophys. J. 718,

31.

T. Bensby, S. Feldzing, and I. Lungstrem, Astron. and

1128 (2010).

Astrophys. 410, 527 (2003).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ШАРОВЫХ

283

32. C. Allen and A. Santillan, Revista Mexicana Astron.

45. P. E. Nissen and W. J. Schuster, Astron. and

Astrof. 25, 39 (1993).

Astrophys. 511, L10 (2010).

33. О. J. Eggen, D. Linden-Bell, and A. Sandage,

46. A. Mucciarelli, M. Bellazzini, R. Ibata, D. Romano,

Astrophys. J. 136, 748 (1962).

S. C. Chapman, and L. Monaco, Astron. and

34. Y.-W. Lee, H. B. Gim, and D. I. Casetti- Dinescu,

Astrophys. 605, id. A46 (2017).

Astrophys. J. 661, L49 (2007).

47. S. L. J. Gibbons, V. Belokurov, and N. W. Evans,

35. R. G. Gratton, E. Carretta, and A. Bragaglia, Astron.

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 464, 794 (2017).

and Astrophys. Rev. 20, 50 (2012).

48. V. Marsakov, T. Borkova, and V. Koval’ in Variable

36. P. Ventura and F. D’Antona, Astron. and Astrophys.

stars, the Galactic halo and Galaxy formation,

499, 835 (2009).

Proc. of an Intern. Conf. held in Zvenigorod,

37. T. Decressin, G. Meynet, C. Charbonnel, N. Prantzos,

Russia, 12-16 October 2009, edited by C. Sterken,

and S. Ekstr ¨om, Astron. and Astrophys. 464, 1029

N. Samus, and L. Szabodos (Moscow: University

(2007).

Press, 2010), p. 133.

38. S. Jang, Y.-W. Lee, S.-J. Joo, and C. Na, Monthly

Not. Roy. Astron. Soc. 443, L15 (2014).

49. M. G. Abadi, J. F. Navarro, M. Steinmetzand, and

39. T. V. Borkova and V. A. Marsakov, Bull. SAO 54, 61

V. R. Eke, Astrophys. J. 591, 499 (2003).

(2002).

50. A. Meza, J. F. Navarro, M. G. Abadi, and

40. Y.-W. Lee, P. Demarque, and R. Zinn, Astrophys. J.

M. Steinmetz, Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

423, 248 (1994).

359, 93 (2005).

41. В. А. Марсаков, Т. В. Боркова, Письма в Астрон.

51. Т. В. Боркова, В. А. Марсаков, Астрон. журн. 82,

журн. 32, 545 (2006).

453 (2005).

42. M. Shetrone, P. Cote, and W. L. W. Sargent,

52. В. А. Марсаков, М. Л. Гожа, В. В. Коваль, Астрон.

Astrophys. J. 548, 592 (2001).

журн. 95, 54 (2018).

43. M. Shetrone, K. A. Venn, E. Tolstoy, F. Primas,

53. V. Belokurov, D. Erkal, N. W. Evans, S. E. Koposov,

V. Hill, and A. Kaufer, Astron. J. 125, 684 (2003).

and A. J. Deason, Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

44. D. Geisler, V. V. Smith, G. Wallerstein, G. Gonzalez,

and C. Charbonnel, Astron. J. 129, 1428 (2005).

478, 611 (2018).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№4

2019