АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 8, с. 674-686

УДК 524.47

СПЕКТРОСКОПИЯ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

В СФЕРОИДАЛЬНОЙ КАРЛИКОВОЙ ГАЛАКТИКЕ IKN

¹Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия

²Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, Россия

Поступила в редакцию 21.12.2018 г.; после доработки 04.02.2019 г.; принята к публикации 28.02.2019 г.

Спектры умеренного разрешения четырех шаровых скоплений в карликовой сфероидальной галактике

IKN, полученные на 6-м телескопе (БТА), позволили определить лучевые скорости, возраст и

металличность скоплений, а также дать первую приблизительную оценку содержаний элементов

Mg, Ca и C. Использовались кросс-корреляция со стандартами лучевых скоростей, аппроксимация

наблюдаемого спектра модельным спектром, построение диагностических диаграмм Ликских абсорб-

ционных индексов и сравнение спектра и абсорбционных индексов с таковыми у шаровых скоплений

Галактики. Для суммарного спектра двух близких в проекции на небо и к центру галактики ярких

скоплений IKN4 и IKN5 мы получили гелиоцентрическую лучевую скорость V_h = 38 ± 30 км/с, возраст

T = 12.6 ± 2 млрд. лет, металличность [Fe/H] = -2.1 ± 0.2 dex и содержание α-элементов [α/Fe] ∼

∼ 0.5 dex. Суммарный спектр двух более слабых и удаленных от центра галактики IKN1 и IKN3

оказался пригодным в основном для измерения лучевой скорости, которая составила V_h = -39 ±

± 50 км/с. Несмотря на низкое отношение сигнал/шум в полученном суммарном спектре IKN1 и IKN3,

все методы анализа показывают, что объекты имеют примерно такие же возраст и металличность,

как и IKN4 и IKN5. Исследованные шаровые скопления в IKN имеют голубые горизонтальные ветви,

согласно измеренным значениям Ликских индексов HδF и H_β.

DOI: 10.1134/S0004629919070089

1. ВВЕДЕНИЕ

Большой диаметр и низкая яркость позволяют

классифицировать IKN как ультрадиффузную га-

Карликовая сфероидальная галактика (dSph)

лактику [2]. Сложность оценки истинных структур-

IKN является одной из близких соседок спирали

ных и фотометрических параметров IKN состоит

в том, что на ее северную сторону проецируется

M81 на расстоянии от Солнца 3.75 Мпк [1]. Ос-

яркая звезда. Даже положение центра галактики

новные наблюдательные характеристики IKN из [2]

точно до сих пор не известно [5].

и из данной работы перечислены в табл. 1. Это

расстояние до галактики D, абсолютная звезд-

В IKN было обнаружено 7 кандидатов в ша-

ная величина в фильтре B системы Джонсона-

ровые скопления ([5, 6]), некоторые из которых

Казинса M_B с учетом галактического поглоще-

разрешаются на отдельные звезды на снимках с

ния, эффективный или холмберговский диаметр

Хаббловского телескопа (HST). В каталогах и

A_e, средняя поверхностная яркость в полосе B

базах данных названия скоплений в IKN, обнару-

внутри эффективного радиуса (столбцы 1-4 по

женных на снимках HST Георгиевым и др. [6], та-

данным из [2]), максимальный диаметр галактики

ковы: [GPH2009] IKN-01, ..., [GPH2009] IKN-05.

по распределению звезд на Hyper Suprime-Cam

В нашей работе мы будем называть их кратко

телескопа Subaru из [3] и гелиоцентрическая луче-

вая скорость V_h по результатам настоящей работы

Таблица 1. Наблюдательные характеристики галактики

как скорость ярчайшего шарового скопления га-

IKN

лактики (столбец 6). Забегая вперед, заметим, что

измеренная нами скорость отличается от значения,

M_B, A_e, SB_Be, Diam,

V_h,

полученного Чибокас и др. [4] в 2009 г., V_r =

= -140 км/c.

Мпк зв.вел. кпк

mas

кпк

км/c

3.75

-11.6

3.2

27.2

8.6

38 ± 30

^*E-mail: sme@sao.ru

674

СПЕКТРОСКОПИЯ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

675

Таблица 2. Характеристики шаровых скоплений по данным [6]

Объект

α(2000)

δ(2000)

M_V

V -I

rh, пк

IKN5

10^h08^m05.5^S

+68^◦24^′58^′′

-8.47^m

0.91^m

2.9

IKN4

10 08 04.8

+68 24 54

-7.41

0.94

2.0

IKN3

10 08 05.3

+68 24 34

-6.76

1.09

14.8

IKN1

10 08 07.1

+68 23 37

-6.65

0.91

6.6

IKN1, ..., IKN5. Таблица 2 содержит результаты из-

моделями звездных населений. Раздел 4 подводит

мерения структурных и фотометрических парамет-

итог выполненному исследованию.

ров скоплений на снимках c HST из [6]. В столбцах

табл. 2 содержатся следующие данные: (1) — на-

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

звания шаровых скоплений согласно [6], (2-3) —

И ИХ ОБРАБОТКА

прямое восхождение и склонение на эпоху J2000.0,

(4-5) — абсолютная величина и цвет, и (6) — ра-

Шаровые скопления в IKN наблюдались на

диус на половине светимости. Георгиев и др. [6]

6-м телескопе (БТА) с многорежимным фокаль-

приводят расстояние скоплений от центра ПЗС

ным редуктором светосилы первичного фокуса

снимка, полученного на Хаббловском телескопе.

SCORPIO-1 [8] в спектроскопической моде с

По данным этих авторов ярчайшее скопление IKN5

длинной щелью шириной 1^′′. Наблюдения прово-

находится дальше от центра IKN, чем остальные.

дились в 2013-2015 гг. в течение ∼5 темных ночей

Согласно результатам звездной фотометрии [1],

при преимущественно ясной погоде, или наличии

ярчайшее шаровое скопление находится в области

слабых циррусов и разном качестве звездных

большей плотности звезд, чем другие (рис. 1). На

изображений. Журнал наблюдений представлен в

рис. 1 показаны только ярчайшие красные гиганты

табл. 3. Помимо даты наблюдения и наименований

галактики со звездными величинами в фильтре I

скоплений, на которые была выставлена щель

системы Джонсона-Казинса не слабее I = -5.5^m.

спектрографа, в таблице даны время экспозиции

Однако, следует учесть, что на результаты обнару-

в секундах и примерная ширина на половине

жения звезд в IKN на северном краю снимка могла

интенсивности звездного изображения (Full width

оказать влияние засветка от яркой звезды. Блик от

at half maximum, FWHM) в секундах дуги. При

нее заметен на рис. 1 как пустота в распределении

наблюдениях в 2013 г. использовалась решетка

звезд. Принимая во внимание сфероидальную мор-

VPHG1200G. В 2014-2015 гг. нами применялась

фологию IKN и характер распределения звездной

решетка VPHG1200В. Полный список решеток

плотности, можно утверждать, что IKN5 ближе к

центру галактики, чем другие ее скопления (см.

также [5]).

Таблица 3. Журнал наблюдений на БТА

По эшелле спектру с разрешением R 8000

и суммарной экспозицией

2.3

ч, полученному

Объект

Дата

Экспозиция, с FWHM

на телескопе Keck II, Ларсен и др. [7] оценили

′′

IKN5,4

14.03.2013

2 × 600

3.5

[Fe/H]=-2.1 dex для шарового скопления IKN5,

а также возраст, как у большинства старых

IKN5,4

14.03.2013

8 × 900

2.5

скоплений Галактики. Ларсен и др. [7] сделали

вывод, что количество звезд в скоплении IKN5

IKN3,1

15.03.2013

2 × 900

1.3

примерно равно количеству малометалличных

IKN3,1

15.03.2013

4 × 1200

1.3

звезд с [Fe/H] = -2.1 dex в самой галактике.

Мы выполнили спектральные наблюдения че-

IKN5,4

01.02.2014

6 × 1200

2.6

тырех шаровых скоплений в IKN и определили по

IKN3,1

01.02.2014

6 × 1200

2.6

полученным спектрам среднего разрешения воз-

раст, содержание железа и элементов C, Mg и

IKN4,3,1

15.02.2015

9 × 1200

1.5

Са. Раздел 2 описывает наблюдательные данные и

методы их обработки. В разделе 3 мы анализируем

IKN5,4

18.02.2015

6 × 1200

1.6

спектры скоплений в IKN с помощью сравнения

IKN3,1

18.02.2015

6 × 1200

1.6

с данными для шаровых скоплений Галактики и

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

676

ШАРИНА, ШИМАНСКИЙ

Y, pix

4000

IKN5

IKN4

3000

IKN3

IKN2

2000

IKN1

1000

2000

3000

4000

X, pix

Рис. 1. Распределение ярчайших красных гигантов в IKN на снимке с Хаббловского телескопа по результатам звездной

фотометрии [1]. Отмечены шаровые скопления. Север вверху, восток слева.

прибора приведен на сайте SAO¹. Использо-

составляет ∼0.16

A. Одномерные спектры были

ванные нами решетки имеют

1200

штр./мм и

экстрагированы с помощью процедуры IRAF

обеспечивают спектральное разрешение FWHM ∼

apsum. Вычитание эмиссионных линий неба вы-

полнено с помощью процедуры IRAF background.

∼ 5-5.5˚A и дисперсию 0.87-0.88

A/pix . Рабочие

Сложность процесса обработки наблюдений на

спектральные диапазоны длин волн составляют

БТА состояла в необходимости суммирования

∼3900-5500˚A для VPHG1200B и ∼4000-5700˚A

спектров, полученных в разные наблюдательные

для VPHG1200G. Положения щели при наблюде-

сеты с разными погодными и инструментальными

ниях показаны на рис. 2.

условиями для увеличения отношения сигнал/шум

В данной работе мы используем спектры шаро-

(S/N) и дальнейшего уверенного анализа данных.

вых скоплений Галактики NGC 6341 и NGC 2419

При суммировании приходилось проверять, чтобы

из наших предыдущих работ [9, 10], где описаны

зависимость разрешения и смещения спектраль-

процессы их наблюдения и обработки, а также

ных линий от длины волны (Line Spread Function,

спектры из работы [11]. Наблюдения NGC 6341

LSF) не менялась значимо от спектра к спектру.

и NGC 2419 проводились на 1.93-м телескопе

Для этого использовались как сравнение длин

обсерватории Верхнего Прованса (OHP) со спек-

волн эмиссионных линий неба с каталожными

значениями, так и построение LSF по стандартам

трографом CARELEC².

лучевых скоростей, спектров сумеречного неба и

Процесс обработки наблюдений на БТА был

спектров самих шаровых скоплений с помощью

аналогичен описанному, например, в статье [10].

программ пакета ULySS³ (University of Lyon

Редукция длиннощелевых спектров выполнена с

Spectroscopic analysis Software [14, 15]).

помощью пакетов программ MIDAS (European

Southern Observatory Munich Data Analysis

3. АНАЛИЗ СПЕКТРАЛЬНЫХ ДАННЫХ

System [12]) и IRAF (Image Reduction and Analysis

Facility [13]). Линеаризация наблюдаемых спектров

В результате объединения выполненных в раз-

с помощью отождествления линий в спектрах

ные ночи наблюдений шаровых скоплений в IKN

лампы He-Ne-Ar показала, что средняя точность

были получены следующие одномерные спектры:

определения длины волны спектральной линии

спектр суммарного излучения двух близких в про-

екции на небо шаровых скоплений IKN4 и 5, а

¹https://www.sao.ru/hq/lon/SCORPIO/scorpio.html

²http://www.obs-hp.fr/guide/carelec/carelec-eng.shtml

³http://ulyss.univ-lyon1.fr

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

СПЕКТРОСКОПИЯ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

677

Рис. 2. Иллюстрация способа расстановки щелей на цветном снимке SDSS. Отмечены шаровые скопления.

также спектры двух более слабых скоплений IKN1

Ликских абсорбционных индексов⁴ [19] и сравне-

и 3 (рис. 2, табл. 2). Отношение S/N на пиксель в

ние полученных индексов с аналогичными у ша-

максимуме чувствительности инструмента на длине

ровых скоплений Галактики позволило независи-

мо оценить возраст и металличность скоплений, а

волны 5000

A составило для суммарных спектров

также судить о содержаниях химических элементов

S/N ∼ 65 (IKN4 + 5 ) и ∼18 (IKN1 + 3). К необхо-

Mg, Ca и С.

димости попарного объединения спектров скопле-

ний IKN4 + 5 и IKN1 + 3 с целью увеличения S/N

мы пришли в результате выполнения анализа спек-

3.1. Измерение лучевых скоростей

тров каждого из объектов, полученных в разные

Спектры суммарного излучения скоплений

ночи и выявления близких по лучевым скоростям

IKN1, IKN3, IKN4 и IKN5 проходили процедуру

и свойствам звездных населений скоплений.

кросс-корреляции со спектрами сумеречного неба

в каждую наблюдательную ночь. Результаты

Анализ спектров выполнялся следующим обра-

измерения лучевых скоростей скоплений по спек-

зом. Были измерены лучевые скорости скоплений

трам, полученным в разные наблюдательные ночи,

методом кросс-корреляции [16] со спектрами суме-

показаны в табл. 4. Перед кросс-корреляцией

речного неба с помощью процедуры IRAF fxcor, а

мы определяли уровень континуума в спектрах

также методом приближения полученных спектров

и делили на него. Мы проверяли наличие воз-

модельными, используя ULySS [14, 15] с моделя-

можной систематики в оценке лучевых скоро-

ми PEGASE.HR (Projet d’Etude des GAlaxies par

стей, измеряя длины волн эмиссионных линий

Synthese Evolutive [17]), использующими библио-

неба в спектрах непосредственно под спектра-

теку звездных спектров ELODIE [18]. Сравнение

ми скоплений. Результат определения скоростей

полученных спектров с модельными и со спектра-

объектов этим методом продемонстрирован на

ми скоплений Галактики позволило также оценить

возраст и металличность скоплений. Измерение

⁴http://astro.wsu.edu/worthey/html/index.table.html

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

678

ШАРИНА, ШИМАНСКИЙ

Таблица 4. Лучевые скорости, измеренные по спектрам,

Аналогичные результаты были получены ме-

полученным в отдельные ночи для скоплений в IKN

тодом прямого сравнения спектров скоплений

с модельными в ULySS

[14,

15] с моделями

PEGASE.HR [17]. О процедуре такого сравнения

Объект

Дата

V_r, км/с

будет подробно рассказано в следующем разделе.

IKN4 + 5

14.03.2013

27 ± 37

Результат сравнения спектров IKN4 + 5 и IKN1 +

IKN3 + 1

15.03.2013

-20 ± 54

+ 3 со спектрами шаровых скоплений Галактики

NGC 6341 из нашей работы [10] и NGC 3201 из

IKN4

01.02.2014

72 ± 43

работы Скиавон и др. [11] показан на рис. 4.

IKN3 + 1

01.02.2014

-23 ± 51

IKN5

01.02.2014

44 ± 13

3.2. Приближение наблюдаемых спектров

IKN3 + 1

15.02.2015

12 ± 49

модельными

IKN4

15.02.2015

35 ± 35

Прямое сравнение спектров IKN4 + 5 и IKN1 +

IKN3

15.02.2015

14 ± 50

+ 3 со спектрами скоплений Галактики показало,

что интенсивности и профили линий водорода и

IKN1

15.02.2015

-38 ± 52

металлов в спектре IKN4 + 5 лучше всего согла-

IKN5

18.02.2015

14 ± 46

суются с таковыми у NGC 6341 [10] (рис. 4,

верхняя панель). Спектр IKN1 + 3 более похож на

IKN4

18.02.2015

2 ± 50

спектр NGC 3201 из работы [11] (рис. 4, ниж-

IKN3

18.02.2015

-21 ± 55

няя панель), металличность и возраст которого:

IKN1

18.02.2015

-13 ± 50

[Fe/H] = -1.59 ± 0.2 и T = 10.2 ± 0.4 [20]. Срав-

нение спектров других шаровых скоплений Галак-

IKN1 + 3

18.02.2015

-44 ± 36

тики со спектром IKN4 + 5 можно видеть на сайте

ftp://ftp.sao.ru/pub/sme/. На рисунках сравнения,

в частности, видно, что линии водорода, кальция

рис. 3 с использованием спектров, усредненных

Ca II H+K, G-полоса λ ∼ 4300

A и область мо-

по всем наблюдательным ночам. Средние лучевые

лекулы MgH 4980-5183

A лучше описываются

скорости скоплений составили:

+47 км/с для

спектром NGC 6341. Можно предположить, что

IKN4 + 5 и -30 км/с для IKN1 + 3. С учетом

возраст и параметры химсостава у IKN4 + 5 и

гелиоцентрической поправки -9 км/с, гелиоцен-

NGC 6341 близки.

трические лучевые скорости скоплений равны V_h =

Наблюдаемые спектры также сравнивались с

= 38 км/с для IKN4 + 5 и V_h = -39 км/с для

модельными, вычисленными с помощью программ-

IKN1 + 3. Необходимо отметить, что по спектрам,

ного кода PEGASE.HR [17], с библиотекой звезд-

полученным в разные ночи, мы не обнаружили

ных спектров ELODIE [18]. Сравнение с модель-

разницы в лучевых скоростях между IKN4 и IKN5.

ными спектрами выполнялось в программной сре-

Различие в скоростях между IKN4 + 5 и IKN1 + 3,

де ULySS [14, 15]. С помощью данного пакета

определенное нами, может означать, что галактика

выполняется процедура нелинейной минимизации

вращается. Однако дополнительные спектральные

среднеквадратичной разницы между наблюдаемым

наблюдения для слабых скоплений необходимы

спектром и моделью, параметры которой варьи-

для окончательного подтверждения этого вывода.

руются для достижения наилучшего соответствия

с наблюдениями. Параметры модели описывают

Ошибка скорости для IKN4 + 5 меньше, чем

свойства звездного населения исследуемых объек-

ширина кросс-корреляционного пика на рис. 3,

тов (возраст, металличность, дисперсия скоростей

так как скорость независимо измерялась на про-

звезд в проекции на луч зрения), а также влия-

тяжении четырех наблюдательных ночей. Ошиб-

ющие на спектр инструментальные и прочие эф-

ка скорости для IKN4 + 5 составляет ∼30 км/с.

фекты, искажающие наблюдательные данные (по-

Ошибка скорости IKN1 + 3 составляет ∼50 км/с и

глощение света пылью, инструментальные сдвиг

соответствует ширине кросс-корреляционного пи-

и уширение спектральных линий). В программе

ка на рис. 3. Скорость, измеренная нами для IKN5,

используется минимизация χ² между наблюдаемы-

существенно отличается от значения, полученного

ми данными и модельными спектрами, свернутыми

Чибокас и др. [4] для IKN5 по спектру среднего

с аппаратной функцией спектрографа. К послед-

разрешения с экспозицией 30 мин с помощью

ним добавляются мультипликативная и аддитивная

инструмента FOCAS на телескопе Subaru: V_r =

составляющие, характеризуемые полиномами Ле-

= -140 км/c.

жандра. Аппаратная функция спектрографа (LSF)

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

СПЕКТРОСКОПИЯ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

679

-1000

-500

500

1000

0.8

0.6

0.4

0.2

-10

Pixel shift

−1000

-500

500

1000

0.5

0.4

0.3

0.2

0.1

-20

-10

Pixel shift

Рис. 3. Кросс-корреляция спектров суммарного излучения скоплений IKN4 + IKN5 (вверху) и IKN1 + IKN3 (внизу)

со спектрами сумеречного неба. Верхние панели каждого из рисунков показывают кросс-корреляционные функции

полностью. Вертикальные штриховые линии отмечают границы участков функций, показанных на нижних панелях

графиков. Вдоль осей Y отложены интенсивностикросс-корреляционныхпиков. Вдоль осей X нижних панелей показано

смещение в пикселях (шкалы внизу рисунков) и км/c (шкалы вверху нижних панелей) между спектрами объекта и

стандарта лучевых скоростей. Штриховые линии на нижних панелях демонстрируют результаты аппроксимации кросс-

корреляционных пиков функцией Гаусса.

исследуется предварительно для каждой наблю-

± 0.2

dex. Металличность IKN1 + 3 оказалась

дательной ночи, используя спектры стандартных

выше: [Fe/H] ∼ -1.6 ± 0.45 dex. Возраст у IKN4 +

звезд и сумеречного неба.

+ 5 получается сравнимым с возрастом Вселенной

В согласии с результатами, полученными путем

T = 12 ± 2 млрд. лет, а у IKN1 + 3 —несколько

прямого сравнения спектров объектов в IKN со

моложе ∼7 млрд. лет. Поскольку спектр IKN1 +

спектрами скоплений Галактики, металличность

+ 3 имеет очень низкий S/N, то полученные

IKN4 + 5, определенная с помощью сравнения

более молодой возраст и высокая металличность

с модельными спектрами, равна [Fe/H] ∼ -2.1 ±

могут оказаться результатом небольшого вклада

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

680

ШАРИНА, ШИМАНСКИЙ

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.10

0.05

-0.05

-0.10

-0.15

4000

4500

5000

Wavelength, Å

1.2

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.4

0.2

-0.2

-0.4

4000

4500

5000

Wavelength, Å

Рис. 4. Спектры суммарного излучения скоплений IKN5 + 4 (вверху) и

IKN3 + 1 (внизу) (объекты) в сравнении

с наложенными поверх более светлыми линиями спектрами NGC 6341 [10] (вверху) и NGC 3201 [11] (внизу)

(модели). Частично видны тонкие сплошные светлые линии, показывающие результаты деления спектров объектов на

соответствующие спектры моделей. Нижние панели рисунков демонстрируют результаты вычитания спектров, объект-

модель. Светлыми сплошными линиями на нижних панелях обоих рисунков показаны огибающие, соответствующие

S/N ∼ 65 в случае IKN5 + 4 и S/N ∼ 18 в случае IKN3 + 1. Пунктирной линией показана линия нуля. Выделены участки

спектра объекта, значительно отклоняющиеся от модели.

линий ночного неба в спектр объекта. По причине

21-24] является эффективным инструментом для

низкого S/N к результату попиксельного сравне-

определения возраста и металличности шаровых

ния спектра IKN1 + 3 с модельными спектрами

скоплений с возрастом T ≥ 1 млрд. лет. Ликские

и спектрами скоплений Галактики следует отно-

индексы являются аналогами эквивалентных ши- ∫(

)

ситься с осторожностью. Как будет показано в

Fl(λ)Δλ)

рин: I(λ) =

∫

Δλ, где λ — длина

следующем разделе, метод Ликских индексов более

Fc(λ)Δλ)

предпочтителен для анализа спектра IKN1 + 3.

волны, F_l — поток в линии, F_c — поток в конти-

нууме в окрестности линии. Помимо центральных

3.3. Диагностические диаграммы Ликских

областей длин волн, центрированных на наиболее

индексов

сильные спектральные особенности, индексы ха-

3.3.1. Метод. В литературе общепризнанно, что

рактеризуются двумя областями измерения потока

от фона, справа и слева от центральной области.

Ликская система абсорбционных индексов⁵ [19,

Результат измерения Ликских индексов не зависит

⁵http://astro.wsu.edu/worthey/html/index.table.html

от способа исправления континуума в спектрах.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

СПЕКТРОСКОПИЯ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

681

Таблица 5. Ликские индексы (λ ≤ 5015

Å),

измеренные в спектрах суммарного излучения шаровых скоплений

IKN4 + 5, IKN1 + 3, NGC 2419 и NGC 6341

Скопление

IKN4 + 5

IKN1 + 3

NGC 2419

NGC 6341

H_δ

3.77 ± 0.14

3.40 ± 0.90

3.11 ± 0.01

3.78 ± 0.12

H_δ

2.94 ± 0.14

2.84 ± 0.94

3.05 ± 0.01

3.25 ± 0.13

CN₁, mag

-0.080 ± 0.001

-0.104 ± 0.049

-0.011 ± 0.0001

-0.085 ± 0.001

CN₂, mag

-0.054 ± 0.002

-0.001 ± 0.012

-0.031 ± 0.0001

-0.058 ± 0.002

Ca 4227,

0.14 ± 0.06

0.36 ± 0.45

0.29 ± 0.003

0.24 ± 0.06

G 4300,

1.74 ± 0.07

3.07 ± 0.48

1.98 ± 0.004

2.40 ± 0.07

Fe 4531,

0.80 ± 0.09

1.57 ± 0.61

0.95 ± 0.01

0.91 ± 0.09

Fe 4668,

0.90 ± 0.10

-0.05 ± 0.68

0.26 ± 0.01

0.15 ± 0.10

H_β,

2.64 ± 0.11

1.95 ± 0.70

2.19 ± 0.01

2.20 ± 0.10

Fe 5015,

0.87 ± 0.12

3.52 ± 0.75

0.70 ± 0.01

1.54 ± 0.10

Таблица 6. Ликские индексы (λ > 5015

Å),

измеренные в спектрах суммарного излучения шаровых скоплений

IKN4 + 5, IKN1 + 3, NGC 6341 и NGC 2419

Скопление

IKN4 + 5

IKN1 + 3

NGC6341

NGC2419

Mgb,

0.85 ± 0.13

0.90 ± 0.81

0.47 ± 0.01

0.12 ± 0.11

Mg₁,

-0.005 ± 0.003

0.039 ± 0.021

0.002 ± 0.0002

0.015 ± 0.003

Mg₂, mag

0.033 ± 0.003

0.077 ± 0.021

0.025 ± 0.0002

0.024 ± 0.003

Fe5270, mag

-0.16 ± 0.13

0.06 ± 0.82

0.53 ± 0.01

0.44 ± 0.11

Fe5335,

0.71 ± 0.13

0.44 ± 0.84

0.61 ± 0.01

0.62 ± 0.11

Fe5406,

0.27 ± 0.13

1.26 ± 0.84

0.33 ± 0.01

0.29 ± 0.11

Fe5782,

-0.01 ± 0.01

0.11 ± 0.11

Na5895,

1.04 ± 0.01

1.39 ± 0.11

TiO₁, mag

-0.006 ± 0.001

0.034 ± 0.003

TiO₂, mag

-0.002 ± 0.001

0.005 ± 0.003

√

Типичная ширина центральных областей измере-

(Mgb · (0.72Fe5270 + 0.28Fe5335)). Значение

ния индексов 20-65

A. Поэтому для сравнения

индекса Fe4668 определяется также и содержа-

наблюдаемых спектров и модельных, Ликские ин-

нием углерода, так как соответствующие моле-

дексы являются более эффективным инструментом

кулярные линии попадают в диапазон длин волн

по сравнению с методом попиксельного сравнения

измерения индекса. Наиболее чувствительным к

спектров, особенно в случае низкого отношения

содержанию углерода является индекс G4300, а

S/N.

углерода и азота, совместно, — индексы CN1 и

CN2. Индексами, наиболее чувствительными к со-

Перечислим индексы, чувствительные к возрас-

держаниям α-элементов являются Mgb, Mg₁, Mg₂,

ту и содержаниям некоторых элементов. Значения

Ca4227.

индексов, центрированных на водородные линии,

зависят в основном от возраста: H_β , HδA , HδF ,

3.3.2. Результаты. В табл. 5 и 6 приведены

HγA , HγF . Величине металличности пропорцио-

результаты измерения Ликских индексов с помо-

нальны индексы, центрированные на линии железа:

щью процедуры, описанной в статье [25], в спек-

Fe5270, ..., Fe4668, а также их комбинации, на-

трах суммарного излучения IKN4 + 5 и IKN1 + 3,

пример: 〈Fe〉 = (Fe5270 + Fe5335)/2, [Mg/Fe]^′ =

а также в спектрах NGC 2419 и NGC 6341 из

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

СПЕКТРОСКОПИЯ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

683

работ [9, 10]. На рис. 5 показаны диагностические

скоплений Галактики с металличностью [Fe/H] ≤

диаграммы Ликских индексов. Линиями соединены

≤ -2.0. В табл.

подытожены наши и лите-

модельные значения индексов из статей Томас и

ратурные оценки металличности и возраста для

др. [26, 27] с равными возрастом или металлич-

NGC 6341, NGC 7078, NGC 2419 и 5 скоплений

ностью. Данные модели простых звездных населе-

из

[31] со средним значением металличности

ний [26, 27] содержат значения Ликских индексов,

[Fe/H] ∼ -1.6 dex (NGC 1904, 5286, 6254, 6752 и

рассчитанные для разного возраста, металлично-

7089). Видно, что средний возраст для скоплений

сти и [α/Fe]. Черными кружками на рис. 5 пока-

c [Fe/H] ≤ -2.0 dex составляет 12.7 млрд. лет.

заны данные для IKN4 + 5, IKN1 + 3, красными —

Наши оценки возраста NGC 6341 и NGC 7078 и

для NGC 2419 и NGC 6341 (объекты отмечены на

металличности NGC 6341, сделанные в работе [10]

рисунке) и других шаровых скоплений Галактики с

по спектрам их суммарного излучения, отличаются

металличностью [Fe/H] < 1.3 dex из статьи Скиа-

от литературных по диаграммам “цвет-звездная

вон и др. [28]. Объекты из [28] не подписаны на

величина” (табл. 7). Причина, возможно, состоит

панелях рисунка, однако ясно видно, что они делят-

в попадании в спектры излучения фоновых звезд.

ся на две группы. Группа из 3 скоплений содержит

Среднее значение металличности для NGC 6341

NGC 6218, 6235 и 3201. Более многочисленная

и NGC 7078, полученное из исследования диа-

группа содержит 10 NGC-объектов с [Fe/H] ≤

грамм “цвет-звездная величина” [32], составляет

≤ -1.6 dex: NGC 1904, 2298, 5286, 5946, 5986,

[Fe/H] ∼ -2.34 dex, что близко к нашим оценкам

6254, 6333, 6752, 7078. Только одно скопление

для IKN4 + 5, полученным с помощью Ликских

(NGC 7078) из работы Скиавон и др. [28] имеет

индексов и приближением спектров модельными.

металличность с [Fe/H] < -2.0 dex. Оно также

Содержание α-элементов методом [30] сравне-

отмечено на рис. 5.

ния Ликских индексов скоплений с моделями [26,

Величина S/N в спектре IKN4 + 5 гораздо вы-

27] получается для IKN4 + 5 и IKN1 + 3 [α/Fe] ∼

ше, чем у IKN1 + 3, и ошибки измерения индексов,

∼ 0.5 dex. Данная оценка является лишь при-

соответственно, у IKN4 + 5 намного меньше. Из

близительной по той причине, что модельные за-

табл. 5 и 6 и рис. 5 видно, что несмотря на большие

висимости для разных значений [α/Fe] располо-

ошибки, все индексы у IKN1 + 3 имеют значения,

жены очень близко при низких металличностях.

близкие к таковым у IKN4 + 5, и это не может быть

На диагностической диаграмме “металличность-

случайным результатом.

содержание α-элементов” (панель (c) рис. 5) вид-

но, что данные для IKN4 + 5 и IKN1 + 3 располага-

Отношение значений индексов HδF /H_β = 1.11

ются справа и снизу от модели с [α/Fe] = 0.5 dex, в

для IKN4 + 5, а для IKN1 + 3, NGC2419 и

отличие от других скоплений с [Fe/H] ∼ -2.3 dex,

NGC6341 это отношение варьируется в диапазоне

данные для которых располагаются слева и сверху

1.4-1.5, что, согласно выводам статьи Скиавон и

от модели с [α/Fe] = 0.0 dex. Можно предполо-

др. [29], означает, что все скопления имеют голубые

жить, что IKN4 + 5 и IKN1 + 3 имеют повышенное

горизонтальные ветви. В работе [29] показано,

содержание α-элементов по сравнению с другими

что для низкометалличных шаровых скоплений

скоплениями с [Fe/H] ∼ -2.3 dex, которые имеют

Галактики с голубыми горизонтальными ветвями

[α/Fe] < 0.0 dex.

HδF /H_β ≥ 1.1.

В табл. 7 видно, что значения [Mg/Fe] для

Пользуясь методом, описанным в статье [30,

объектов с [Fe/H] ≤ -2.0 dex в наших исследо-

раздел

3.1.1. и Appendix B] и моделями

[26,

ваниях систематически ниже суммарных спектров

27], получаем возраст для IKN4 + 5 и IKN1 + 3

среднего разрешения скоплений Галактики [9, 10,

∼12.6 млрд. лет. Ошибка для IKN4 + 5 составляет

31], чем по литературным исследованиям красных

∼20% от этой величины. Для IKN1 + 3 ошибка

гигантов скоплений с помощью спектрографов вы-

достигает

∼50% от величины возраста из-за

сокого разрешения [20, 33, 34]). В статье [31] этот

низкого значения S/N в спектре. Металличность

факт обсуждался в контексте наличия в скоплени-

для IKN4 + 5 и IKN1 + 3 получается примерно

ях множественных звездных населений. В нашем

одинаковой, [Fe/H] ∼ -2.0 dex. Однако дисперсия

сравнении литературных содержаний элементов с

этой оценки намного выше для IKN1 + 3 (σ ∼

данными, полученными по диагностическим диа-

∼ 0.2 dex), чем для IKN4 + 5 (σ ∼ 0.04 dex).

граммам Ликских индексов, мы должны прежде

всего опираться на результаты исследования спек-

На диагностических диаграммах

“возраст-

тров суммарного излучения скоплений.

металличность” (панели (a) и (b) рис. 5) видно,

что значения индексов водородных линий IKN4 + 5

Индекс Ca4227 (панель (e) рис. 5) у IKN4 + 5

и IKN1 + 3 близки к таковым у трех отмеченных

немного выше, чем индексы Ca4227 у NGC 6341

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

684

ШАРИНА, ШИМАНСКИЙ

Таблица 7. Возраст (T ) в млрд. лет, металличность, содержания элементов C, Mg и Ca, α-элементов как среднее

между содержаниями Ca и Mg (dex), для NGC 6341, NGC 7078 и NGC 2419 со спектрами среднего разрешения,

похожими на спектр IKN4 + 5

NGC

[Fe/H]

[C/Fe]

[Mg/Fe]

[Ca/Fe]

[α/Fe]

6341

12.75⁴

-2.35⁴

-0.41⁵

0.11⁵

0.16⁵

0.14⁵

11.20¹

-1.80¹

-0.30¹

-0.25¹

0.00¹

-0.13¹

7078

12.75⁴

-2.33⁴

-0.30⁶

0.36⁶

0.31⁶

0.34⁶

14.10¹

-2.35¹

-0.15¹

-0.23¹

0.15¹

-0.04¹

2419

-2.12⁷

0.15⁷

0.30⁷

0.15⁷

0.23⁷

12.60²

-2.25²

0.10²

-0.05²

0.10²

0.03²

5 ШС

12.60³

-1.73³

-0.03³

0.27³

0.18³

0.23³

12.75³

-1.60³

0.616(n=3)

0.40³

0.29³

0.35³

Примечание. Для 5 шаровых скоплений с [Fe/H] ∼ -1.6 dex из [31] (2 последних строки) приведены усредненные по группе

значения параметров. В последней строке даны литературные данные для красных гигантов этих скоплений (см. [31] и ссылки в

этой статье). Использованы данные из работ:¹ — Sharina et al., 2018 [10];² — Sharina et al., 2013 [9];³ — Sharina et al., 2017 [31];

⁴ —VandenBerg et al. [32]; ⁵ — Meylan et al. [33]; ⁶ —Roediger et al. [20]; ⁷ — Cohen et al. [34].

и NGC 2419. В табл. 7 среднее [Ca/Fe] по на-

[C/Fe] у IKN4 + 5 располагается в диапазоне от

шим данным [10] для NGC 6341 и NGC 2419

∼0.1 до -0.3 dex.

составляет 0.05 dex. Таким образом, из сравнения

с данными о содержаниях элементов для низкоме-

4. ВЫВОДЫ

талличных скоплений Галактики с похожими спек-

С помощью наблюдений на 6-м телескопе с

трами получается, что нижняя оценка содержания

многорежимным фокальным редуктором первич-

α-элементов для IKN4 + 5 и IKN1 + 3 составля-

ного фокуса SCORPIO-1 [8] в режиме спектроско-

ет [α/Fe] = ([Mg/Fe] + [Ca/Fe])/2 ∼ 0.2. Это зна-

пической моды, мы получили спектры суммарного

чение находится в неплохом согласии с нашей

излучения шаровых скоплений в карликовой сфе-

приблизительной оценкой [α/Fe] для IKN4 + 5 и

роидальной галактике IKN: IKN4 и 5 (суммарный

IKN1 + 3 по Ликским индексам ([α/Fe] ∼ 0.5).

S/N ∼ 65 на пиксель на длине волны 5000

Å), а

Значения индекса CN1 у IKN4 + 5 и IKN1 +

также IKN1 и 3 (суммарный S/N ∼ 18). Лучевые

+ 3 близки к таковым значениям у NGC 6341 и

скорости скоплений оказались существенно отли-

NGC 7078 (панель (d) рис. 5) и лишь немного

чающимися от литературного значения для IKN5,

ниже среднего значения CN1 для группы скопле-

полученного в работе [4] в 2009 г. по спектру

среднего разрешения с экспозицией 30 минут: -

ний Галактики с [Fe/H] ∼ -1.6 dex. Индекс G4300

140 км/c. Мы получили, что гелиоцентрические

(молекула CHλ ∼ 4300

) (панель (f) рис. 5) у

лучевые скорости IKN4 и 5 имеют очень близ-

IKN4 + 5 имеет значение, близкое к таковому у

кие значения и составляют в среднем V_h = 38 ±

NGC 7078, NGC 6341 и NGC 2419. В целом

± 30 км/с, а соответствующее значение по сум-

необходимо отметить, что средние значения индек-

марному спектру скоплений IKN1 и 3 составляет

сов G4300 у низкометалличных [Fe/H] < -2.0 dex

V_h = -39 ± 50 км/с. Различие в скоростях между

и более высокометалличных скоплений на соот-

парами похожих по свойствам звездных населений

ветствующей диаграмме рис. 5 близки. В табл. 7

скоплений в IKN может соответствовать величине

по спектрам суммарного излучения скоплений Га-

дисперсии скоростей скоплений в галактике или

лактики [9, 10, 31] среднее значение [C/Fe] для

сигнализировать о вращении галактики. Допол-

всех объектов примерно равно -0.1. Принимая во

нительные наблюдения нужны для подтверждения

внимание сходство спектров скоплений IKN4 + 5

факта вращения IKN и определения дисперсии

и NGC6341 в области G-полосы (раздел 3.3.2) и

скоростей шаровых скоплений в этом объекте.

известное значение [C/Fe] для NGC 6341 (табл. 7),

С помощью сравнения в измеренных в спек-

можно предположить, что значение [C/Fe] пример-

трах скоплений Ликских абсорбционных индексов

но равно -0.3 dex для IKN4 + 5. Таким образом,

и сравнением их с модельными [26, 27] и с индек-

согласно нашей приблизительной оценке, значение

сами для шаровых скоплений Галактики, а также

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

СПЕКТРОСКОПИЯ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

685

методом прямого сравнение спектров скоплений с

I. D. Karachentsev, L. N. Makarova, M. E. Sharina,

модельными [17] и со спектрами шаровых скопле-

and V. E. Karachentseva, Astrophys. Bull. 72, 376

(2017).

ний Галактики, мы получили оценку металличности

S. Okamoto, N. Arimoto, A. M. N. Ferguson,

и возраста для IKN4 + 5: [Fe/H] = -2.1 ± 0.2 dex,

E. J. Bernard, M. J. Irwin, Y. Yamada, and Y. Utsumi,

T = 12.6 ± 2 млрд. лет, а также содержание α-

Astrophys. J. 809, id. L1 (2015).

элементов [α/Fe] ∼ 0.5 dex. Полученные значения

K. Chiboucas, I. D. Karachentsev, and R. B. Tully,

[Fe/H] находятся в согласии со значением метал-

Astron. J. 131, 3009 (2009).

личности IKN5, полученным Larsen et al. [7] на

A. Tudorica, I. Y. Georgiev, and A. L. Chies-Santos,

основе изучения эшелле-спектра высокого раз-

Astron. and Astrophys. 581, 84 (2015).

решения IKN5. Рассматривая сходство значений

I. Y. Georgiev, T. H. Puzia, M. Hilker, and

Ликских индексов, измеренных в суммарном спек-

P. Goudfrooij, Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

тре IKN4 + 5, и таковых у скоплений Галактики

392, 879 (2009).

со сходной металличностью, мы сделали первую

S. S. Larsen, J. P. Brodie, D. A. Forbes, and

приблизительную оценку содержаний Mg, Ca и

J. Strader, Astron. and Astrophys. 565, 98 (2014).

С в спектре IKN4 + 5: 0.3 < [Mg/Fe] < 0.5 dex,

V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Astron. Letters 31,

[Ca/Fe] ∼ 0.05 dex и 0.1 < [C/Fe] < 0.3 dex.

194 (2005).

M. E. Sharina, V. V. Shimansky, and E. Davoust,

Исходя из сходства большинства соответствую-

Astron. Rep. 57, 410 (2013).

щих Ликских индексов у IKN4 + 5 и IKN1 + 3, из-

10.

M. E. Sharina, V. V. Shimansky, and

меренных по спектрам суммарного излучения, мы

D. A. Khamidullina, Astrophys. Bull.

73,

337

пришли к выводу, что эти объекты имеют похожие

(2018).

металличность и возраст. Метод попиксельного

11.

R. P. Schiavon, J. A. Rose, S. Courteau, and

сравнения спектра IKN1 + 3 с моделями, вычис-

L. A. MacArthur, Astrophys. J. Suppl. 160, 163

ленными с помощью PEGASE.HR [17] с библио-

(2005).

текой звездных спектров ELODIE [18] в программ-

12.

K. Banse, P. Crane, P. Grosbol, F. Middleburg,

ной среде ULySS [14, 15] дает более высокую ме-

C. Ounnas, D. Ponz, and H. Waldthausen,

талличность IKN1 и IKN3 и более молодой возраст:

Messenger 31, 26 (1983).

[Fe/H] ∼ -1.6 ± 0.45 dex и T ∼ 7 млрд. лет. Ошибка

13.

D. Tody, in Astronomical Data Analysis

определения возраста для IKN1 + 3 этим мето-

Software and Systems II, edited by R. J Hanisch,

дом составляет 50%. Методом прямого сравнения

R. J. V. Brissenden, and J. Barnes (San Francisco,

спектра объекта со спектрами шаровых скоплений

CA: ASP), ASP Conf. Ser. 52, 173 (1993).

Галактики получается, что спектр IKN1 + 3 похож

14.

M. Koleva, P. Prugniel, P. Ocvirk, D. Le Borgne, and

на спектр NGC 3201, металличность и возраст

C. Soubiran, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 385,

1998 (2008).

которого есть [Fe/H] = -1.59 ± 0.2 и T = 10.2 ±

15.

M. Koleva, P. Prugniel, A. Bouchard, and Y. Wu,

± 0.4 [20]. Таким образом, мы определили возраст

Astron. and Astrophys. 501, 1269 (2009).

и металличность IKN1 + 3 в следующих пределах:

16.

J. Tonry and M. Davis, Astron. J. 84, 1511 (1979).

7 ≤ T ≤ 12.6 млрд. лет, 1.6 ≤ [Fe/H] ≤ 2.1 dex.

17.

D. Le Borgne, B. Rocca-Volmerange, P. Prugniel,

С высокой степенью уверенности можно утвер-

A. Lancon, M. Fioc, and C. Soubiran, Astron. and

ждать, что горизонтальные ветви у IKN5, IKN4,

Astrophys. 425, 881 (2004).

IKN3, IKN1 голубые, согласно полученным отно-

18.

P. Prugniel and C. Soubiran, Astron. and Astrophys.

шениям значений индексов HδF и H_β > 1.1 для этих

369, 1048 (2001).

объектов и выводам статьи Скиавон и др. [29].

19.

G. Worthey, S. M. Faber, J. J. Gonzalez, and

D. Burstein, Astrophys. J. Suppl. 94, 687 (1994).

20.

J. C. Roediger, S. Courteau, G. Graves, and

ФИНАНСИРОВАНИЕ

R. P. Schiavon, Astrophys. J. Suppl. 210, 10 (2014).

21.

D. Burstein, S. M. Faber, C. M. Gaskell, and

Работа выполнена при поддержке гранта

N. Krumm, Astrophys. J. 287, 586 (1984).

РФФИ 18-02-00167. Ш.В.В. благодарит субси-

22.

G. Worthey, Astrophys. J. Suppl. 95, 107 (1994).

дирование КФУ для выполнения государствен-

23.

G. Worthey and D. L. Ottaviani, Astrophys. J. Suppl.

ного задания в сфере научной деятельности

111, 377 (1997).

(3.9780.2017/8.9).

24.

S. C. Trager, G. Worthey, S. M. Faber, D. Burstein,

and J. J. Gonzalez, Astrophys. J. Suppl. 116, 1

(1997).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

25.

T. H. Puzia, M. Kissler-Patig, D. Thomas,

1. I. D. Karachentsev, A. Dolphin, R. B. Tully,

C. Maraston, et al., Astron. and Astrophys. 415,

M. Sharina, et al., Astron. J. 131, 1361 (2006).

123 (2004).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019