Астрономический журнал, 2021, T. 98, № 6, стр. 453-475

1. ВВЕДЕНИЕ

Детальное изучение свойств звездных населений шаровых скоплений важно для объяснения процессов формирования и химической эволюции этих объектов и для понимания процессов нуклеосинтеза и звездной эволюции в ранней Вселенной. Важно такое исследование и для понимания того, как возникли и формировались основные структурные компоненты нашей и других спиральных галактик: диск, гало, балдж. Массовая спектроскопия высокого разрешения слабых звезд в широком диапазоне длин волн остается сложной и трудоемкой задачей. Особую сложность представляет изучение слабых по яркости, далеких от нас объектов, а также скоплений, свет от которых значительно ослаблен поглощением пылью вблизи плоскости Галактики.

Данная работа посвящена исследованию спектров суммарного излучения восьми шаровых скоплений с низкой звездной плотностью, перечень и основные характеристики которых даны в верхней части табл. 1. Пять из восьми скоплений под именем Palomar (далее: Pal) были открыты в работе [1]. В нижней части табл. 1 приведены характеристики семи ярких и компактных скоплений сравнения. Содержание столбцов следующее: (1) порядковый номер; (2) название; (3) прямое восхождение и склонение; (4) избыток цвета; (5) расстояние от Солнца $D$ в кпк; (6) абсолютная визуальная звездная величина; (7) гелиоцентрическая лучевая скорость; (8) центральная поверхностная яркость, исправленная за поглощение света в Галактике; (9) радиус на половине светимости; (10) степень концентрации звезд к центру по закону Кинга $c = log({{r}_{t}}{\text{/}}{{r}_{c}})$; (11) металличность [Fe/H]¹¹ в системе Зинн и Вест [3]; (12) ${\text{HBR}} = $ $ = (B - R){\text{/}}(B + V + R)$ – показатель относительного количества звезд в разных частях горизонтальной ветви. Данные таблицы взяты в основном из каталога Харриса [4]. Для Pal 14 некоторые данные взяты из [5] (отмечено надстрочным индексом $^{S}$); для Pal 14 – из [6] (индекс $^{B}$). Как видно из таблицы, часть объектов исследования находятся на большом расстоянии от Солнца (Pal 1, Pal 2, Pal 14, NGC 6426, Pal 13), а другие расположены в зоне поглощения света пылью вблизи плоскости Галактики (Pal 2, NGC 6426, NGC 6535, NGC 6749, Pal 10). Для последних показатель поглощения $E(B - V) > {{0.3}^{m}}$. Общее свойство исследуемых объектов – низкая центральная плотность звезд.

2. ХАРАКТЕРИСТИКА НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ И СПОСОБЫ ИХ ОБРАБОТКИ

Материалом для работы послужили архивные наблюдательные данные 1.93-м телескопа обсерватории Верхнего Прованса (OHP). Наблюдения проводились с помощью спектрографа CARELEC [7]. Использовалась решетка 300 штр./мм со следующими характеристиками: разрешение $ \sim {\kern 1pt} 1.78$ Å/пиксель и спектральный диапазон 3700–6800 Å. Размеры длинной щели составляли ($5.5\prime \times 2''$). Экспозиции калибровочных ламп выполнялись в начале и конце каждой ночи для перевода наблюдаемых спектров в шкалу длин волн. Помимо шаровых скоплений, наблюдались спектрофотометрические стандарты для калибровки световых потоков в энергетические единицы и исправления распределения энергии в спектре в соответствии с кривой спектральной чувствительности. Наблюдались также звезды из списка Worthey [8] для перевода измерений абсорбционных индексов в спектрах скоплений в стандартную Ликскую систему [8–12] и контроля измерений лучевых скоростей шаровых скоплений. Журналы наблюдений шаровых скоплений и стандартных звезд представлены в табл. 2 и 3.

Способы ориентирования щели спектрографа при спектральных наблюдениях каждого скопления представлены на ftp сайте Специальной Астрофизической обсерватории (САО)²², согласно номерам позиций в табл. 2. Спектральные наблюдения проводились согласно заранее подготовленным центрам и позиционным углам щели спектрографа в соответствии с координатами звезд – предположительных членов скоплений. Звезды были предварительно отобраны по их звездным величинам и положению на CMD из источников, описанных ниже. По результатам наблюдений, для выбора звезд, входящих в спектры суммарного излучения для всех восьми исследуемых скоплений, кроме Pal 10, использовались следующие литературные сведения. Это данные хаббловской фотометрии Сараджедини и др. [13] в фильтрах $V$ и $I$ широкополосной системы Джонсона–Казинса для Pal 1, Pal 2, NGC 6535, фотометрии Хилкер [14] для Pal 14 в фильтрах $B$ и $V$ той же системы, Брадфорд и др. [6] для Pal 13 в фильтрах $g$ и $r$ фотометрической системы Канадо–Франко-Гавайского телескопа (CFHT), а также звездные величины из 2MASS (Two Micron All-Sky Survey)³³ в широкополосных инфракрасных фильтрах, центрированных на длины волн 1.25 мкм ($J$), 1.65 мкм ($H$) и 2.15 мкм ($Ks$). Для Pal 10 мы выполнили фотометрию звезд с использованием прямых снимков из архива VLT (Very Large Telecsope), полученных 18 марта 2006 г. (программа 077.D-0775) в фильтрах $V$ и $I$ широкополосной системы Джонсона–Казинса с ПЗС-камерой инструмента FORS2.

Процесс обработки спектральных наблюдений был аналогичен описанному, например, в статье [15]. Редукция длиннощелевых спектров выполнена с помощью пакетов программ MIDAS [16] и IRAF [17]. Дисперсионное соотношение обеспечивало среднюю точность калибровки длин волн порядка 0.16 Å. Вычитание эмиссионных линий неба выполнено с помощью процедуры IRAF background. Одномерные спектры экстрагированы с помощью процедуры IRAF apsum. Полученные двумерные спектры в разных положениях щели для 8 скоплений исследования представлены на ftp сайте CAO⁴⁴.

3. МЕТОДЫ АНАЛИЗА НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ

3.2. Спектральные данные

Для более качественного отбора звезд и групп звезд, входящих в скопления, по спектрам с умеренным разрешением мы определяли лучевые скорости и приблизительные параметры: эффективные температуры ${{T}_{{{\text{eff}}}}}$, ускорения силы тяжести на поверхности звезд $log(g)$ и металличности [Fe/H] с помощью программы ULySS⁶⁶ [19, 20] и спектральной звездной библиотеки ELODIE⁷⁷ [21, 22]). Эта библиотека содержит звезды с параметрами атмосфер в диапазоне: ${{T}_{{{\text{eff}}}}} = 3100{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 50\,000$ K, $logg = - 0.25{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 4.9$, и [Fe/H] = $ - 3{\kern 1pt} --{\kern 1pt} 1$ dex. Программа ULySS выполняет нелинейную минимизацию разницы между модельным и наблюдаемым спектрами по методу наименьших квадратов, а также нормализацию спектра с учетом уровня псевдоконтинуума и учет функции рассеяния линии спектрографа. Мультипликативные и аддитивные полиномы применяются к наблюдаемому спектру, чтобы привести его в соответствие с модельным спектром. Из анализа же результатов фотометрии звезд, входящих в скопления, в разных фотометрических фильтрах в оптической и инфракрасной областях длин волн, определялись ${{T}_{{{\text{eff}}}}}$ с помощью калибровочных соотношений из [23, 24]. Данные об атмосферных параметрах отдельных звезд и групп звезд в скоплениях содержатся на ftp сайте САО⁸⁸.

С помощью полученных спектров суммарного излучения определялись возраст и металличность скоплений путем сравнения измеренных абсорбционных индексов в Ликской системе⁹⁹ [8–12] с соответствующими модельными индексами [25, 26], а также попиксельного сравнения наблюдаемых спектров с модельными и спектрами суммарного излучения ярких галактических шаровых скоплений. Последняя задача решалась с помощью программы ULySS [19, 20] с набором модельных спектров PEGASE.HR [27] с библиотекой звездных спектров ELODIE [21, 22], а также с набором модельных спектров из работы [28], использующей библиотеку звездных спектров Miles [29]. Рисунки сравнения наблюдаемых и модельных спектров даны на ftp сайте CAO¹⁰¹⁰. Для NGC 6535, интегральный спектр которого получился с высоким отношением сигнал/шум, $S{\text{/}}N \sim 100$ на пиксель на длине волны $\lambda \sim 5000$ Å, для анализа спектра применялся подход Шариной и др. (см. [30] и ссылки в этой статье), кратко изложенный в разделе 3.2.2.

3.2.1. Измерение абсорбционных спектральных индексов в Ликской системе. Система Ликских абсорбционных индексов применяется для разделения влияния эффектов возраста и металличности на спектры суммарного излучения старых звездных скоплений (возраст порядка и более миллиарда лет). Индексы являются аналогами эквивалентных ширин:

(1)

$EW = \int\limits_{{{\lambda }_{1}}}^{{{\lambda }_{2}}} \,\left( {1 - \frac{{{{F}_{{I\lambda }}}}}{{{{F}_{{C\lambda }}}}}} \right)d\lambda ,$

где ${{F}_{{I\lambda }}} = \int_{{{\lambda }_{1}}}^{{{\lambda }_{2}}} {{{F}_{\lambda }}d\lambda {\text{/}}({{\lambda }_{1}} - {{\lambda }_{2}})} $ – средний поток на единицу длины волны в диапазоне длин волн, отведенном для измерения индекса, а ${{F}_{{C\lambda }}}$ – уровень локального континуума, т.е. среднее между средними потоками на единицу длины волны, измеренными в строго фиксированных областях длин волн слева и справа от данного индекса (голубой и красный уровни континуума). Всего индексов 25¹¹¹¹ [8, 11]. Индексы, центрированные на молекулярные линии CN₁, CN₂, Mg₁, Mg₂, TiO₁ и TiO₂, измеряются в звездных величинах и вычисляются следующим образом:

$Mag = - 2.5\log \left[ {\left( {\frac{1}{{{{\lambda }_{1}} - {{\lambda }_{2}}}}} \right)\int\limits_{{{\lambda }_{1}}}^{{{\lambda }_{2}}} \frac{{{{F}_{{I\lambda }}}}}{{{{F}_{{C\lambda }}}}}d\lambda } \right],$

где буквенные обозначения идентичны использованным в формуле (1).

3.2.2. Популяционный синтез спектров суммарного излучения скоплений. В случае, если отношение сигнал/шум в спектре суммарного излучения скопления порядка, или больше сотни, то сравниваются нормированные на континуум спектры суммарного излучения скоплений и синтетические спектры, полученные методом популяционного синтеза с применением плоскопараллельных гидростатических моделей атмосфер [31]. Параметры атмосфер задаются изохронами звездной эволюции. Количество звезд в каждой стадии рассчитывается с заданной функцией масс звезд. Метод детально изложен в статье Шариной и др. [30], где продемонстрировано сравнение полученных для 40 шаровых скоплений Галактики содержаний элементов Fe, C, O, Na, Mg, Ca, Ti, Cr и Mn, удельного содержания гелия (Y) и возраста с литературными данными. Согласно результатам сравнения, точность применения метода следующая. Возраст и Y оцениваются с точностью примерно соответствующей половине шага используемых моделей звездной эволюции по этим параметрам. Ошибки измерения содержаний: $\sigma [{\text{C/Fe}}]$ ~ 0.15 dex, $\sigma [{\text{O/Fe}}]$ ~ 0.35 dex, $\sigma [{\text{Na/Fe}}]$ ~ 0.2 dex, $\sigma [{\text{Mg/Fe}}]$ ~ 0.15 dex, $\sigma [{\text{Ca/Fe}}]$ ~ ~ 0.1 dex, $\sigma [{\text{Ti/Fe}}]$ ~ 0.2 dex, $\sigma [{\text{Cr/Fe}}]$ ~ 0.2 dex, $\sigma [{\text{Mn/Fe}}]$ ~ 0.2 dex, $\sigma [{\text{Ba/Fe}}]$ ~ 0.3 dex, $\sigma [{\text{Sr/Fe}}]$ ~ ~ 0.3 dex и $\sigma [{\text{Fe/H}}] \sim 0.1$ dex. Имеется систематический сдвиг между нашими и литературными оценками $\delta [{\text{Fe/H}}] \sim - 0.2$ dex. Причины сдвига и случайных ошибок обсуждаются в статье [30].

3.2.3. Влияние функции масс звезд в скоплении и химсостава на измеренные в спектре суммарного излучения Ликские индексы. В использованных моделях звездных населений [25, 26] абсорбционные спектральные индексы в Ликской системе вычисляются для заданных фиксированных значений возраста, металличности и богатства $\alpha $-элементами с функцией масс звезд [32] (показатель степени $\alpha = - 2.35$). Томас и др. [25, 26] используют полную металличность [Z/H], связанную с содержанием железа [Fe/H] и содержанием элементов $\alpha $-процесса [$\alpha $/Fe], формулой: [Z/H] = $ = [{\text{Fe/H}}] + 0.94[\alpha {\text{/Fe}}]$ (см. раздел 2.2.2 в статье [25] и ссылки в этом разделе). Содержания $\alpha $-элементов в моделях [25, 26] используются следующие: [$\alpha $/Fe] = 0.0, 0.3 и 0.5 dex.

Мы решили проверить, как влияет значение показателя степени функции масс звезд и химический состав на результаты определения Ликских индексов. Посчитав среднее современных наклонов функций масс для шаровых скоплений Галактики из статьи [33], получили показатель степени $\alpha = - 0.83$. Мы вычислили синтетические спектры суммарного излучения скоплений методом [30] с изохронами [34] и возрастом, металличностью и химсоставом, типичными для шаровых скоплений Галактики с [Fe/H] = –1.6 dex [35] ($[\alpha {\text{/Fe}}] \sim 0.35$ dex). Второй вид химсостава был выбран как у скопления NGC 2808 (см. [30] и ссылки в ней), $[\alpha {\text{/Fe}}] \sim 0.1$ dex. Характерные особенности этого химсостава – пониженные содержания С, O, Mg, Ca и Ti и повышенное содержание Na. Результат сравнения Ликских индексов, измеренных в полученных синтетических спектрах, рассчитанных для функций масс звезд с показателями степени –2.35 (слева) и –0.83 (справа) и первым химсоставом, показан на рис. 1. Открытыми кружками на рисунке обозначены индексы для 41 шарового скопления Галактики из [36]. Линиями соединены модельные значения индексов с последовательно меняющимися возрастом и металличностью. Диаграммы на рис. 1 называют диагностическими “возраст–металличность”. Они показывают индекс H$\beta $, значение которого в основном определяется возрастом, в зависимости от индекса $[{\text{MgFe}}]{\kern 1pt} \prime = \sqrt {{\text{Mg}}b \cdot (0.72{\text{Fe}}5270 + 0.28{\text{Fe}}5335)} $, рассчитанного с использованием индексов, чувствительных к изменению содержаний Fe и Mg. На рис. 1 видно, что значения модельных индексов мало меняются с изменением функции светимости для низких металличностей и старых возрастов, типичных для шаровых скоплений Галактики. Результаты измерения других Ликских индексов в синтетических спектрах, рассчитанных с двумя функциями масс звезд, представлены на сайте CAO¹²¹². На этом же сайте представлены результаты измерения Ликских индексов в синтетических спектрах, рассчитанных со вторым химсоставом, характерным для NGC 2808. Изменения индексов, измеренных в рассчитанных нами синтетических спектрах, с изменением химсостава близки к таковым в моделях [25, 26].

Рис. 1.

Диагностические диаграммы “возраст–металличность” для Ликских индексов, измеренных в синтетических спектрах, рассчитанных методом [30] с использованием степенной функции масс звезд с показателями степени $\alpha = - 2.35$ [32] (слева) и –0.83 (справа). Черным показаны линии одинаковой металличности, красным – одинакового возраста. Приведены индексы скоплений Галактики из [36].

4. РЕЗУЛЬТАТЫ

4.1. Звездная PSF-фотометрия Pal 10

До нашей работы фотометрии с использованием данных снимков (табл. 4, раздел 3.1) в литературе представлено не было. Результаты фотометрии с указанием звезд, попавших в щель спектрографа, и изохронами [37], описывающими распределение звезд скопления на диаграмме “цвет–звездная величина” (CMD), показаны на рис. 2. Для приведения в соответствие теоретических изохрон наблюдаемой CMD Pal 10 выбраны следующие избыток цвета и расстояние до объекта: $E(B - V) = {{1.4}^{m}}$, $D = 7.4$ кпк. Цветными кружками на рис. 2 показаны звезды, попавшие в щель в одной из 4 позиций спектрографа. Положение на CMD остальных звезд еще в 3 позициях щели спектрографа, вошедших и не вошедших в спектр суммарного излучения Pal 10, показано на рисунках на ftp сайте SAO¹³¹³. На рис. 2 видно большое число фоновых звезд. Это звезды Главной последовательности (ГП) галактического поля ярче точки поворота ГП Pal 10, красные и голубые гиганты поля, а также звезды Галактики, проецирующиеся на эволюционные ветви скопления. Стоит также отметить, что CMD Pal 10 испытывает большое дифференциальное покраснение, что было замечено впервые в статье Кайслер и др. [38], единственного, помимо нашего, исследования CMD скопления на сегодняшний день. Красная горизонтальная ветвь (ГВ) скопления вытягивается в полосу, параллельную вектору покраснения. Кайслер и др. [38] были определены следующие параметры на основе изображений, полученных с ПЗС-детектором в прямом фокусе CFHT: $E(B - V) = {{1.66}^{m}}$, $D = 5.9$ кпк, [Fe/H] = = –0.1 dex. Необходимо отметить, что наша CMD Pal 10 более полна яркими звездами, красными гигантами ярче $V \sim {{19}^{m}}$, по сравнению с CMD в [38]. Ни нам, ни Кайслер и др. не удалось достичь фотометрической глубины точки поворота ГП.

Рис. 2.

Диаграмма “цвет–звездная величина”, полученная для Pal 10 (разделы 3.1, 4.1). Звезды в пределах радиуса 1′ от центра скопления показаны большими кружками. Цветными кружками отмечены звезды, попавшие в щель в одной из 4 позиций спектрографа. Красными кружками показаны звезды из их числа, не вошедшие в интегральный спектр. Розовой и голубой линиями показаны изохроны [37] $Z = 0.01$, $T = 6 \times {{10}^{9}}$ лет и $Z = 0.016$, $T = 6 \times {{10}^{9}}$ лет соответственно.

Фотометрической глубины точки поворота ГП не достигает и CMD (рис. 3, слева), построенная нами по данным третьего релиза миссии Gaia (см. [39, 40] и ссылки в этих статьях) с отбором по собственным движениям, сделанным по предписаниям в [41]: $ - 4.55 < {\text{pmra}} < - 4.18$, $ - 7.55 < $ $ < {\text{pmdec}} < - 6.98$ mas/yr. Положение звезд на CMD скорректировано за дифференциальное покраснение света методом Кайслер и др. [38]. Результаты нашей фотометрии на снимках с VLT также были селектированы по собственным движениям путем отождествления звезд по координатам с данными Gaia DR3 и скорректированы за дифференциальное покраснение света. Очищенная таким способом от фоновых звезд CMD показана на рис. 3 справа.

Рис. 3.

Диаграммы “цвет–звездная величина” для Pal 10, по результатам фотометрии Gaia DR3 (слева) и нашей (см. рис. 2) с селекцией по собственным движениям согласно [41] и исправленные за дифференциальное покраснение (см. раздел 4.1). Звезды в центральной 20'' зоне объекта показаны большими черными кружками. Нанесены изохроны из [42] с параметрами, отмеченными на рисунке.

На рис. 3 показаны также 2 изохроны¹⁴¹⁴ из Хидалго и др. [42]. Для приведения в соответствие теоретических изохрон и наблюдательных данных выбраны следующие избыток цвета и расстояние до объекта (см. рис. 3): $E(B - V) = {{1.42}^{m}}$ и  $D = 5.5$ кпк (Gaia DR3, $[\alpha {\text{/Fe}}] = 0.0$ dex); $E(B - V) = {{1.38}^{m}}$ и $D = 4.5$ кпк (Gaia DR3, $[\alpha {\text{/Fe}}] = 0.4$ dex); $E(B - V) = {{1.35}^{m}}$ и $D = 8$ кпк (VLT, $[\alpha {\text{/Fe}}] = 0.0$ dex); $E(B - V) = {{1.31}^{m}}$ и D = = 7 кпк (VLT, $[\alpha {\text{/Fe}}] = 0.4$ dex). Так как не удалось достичь точки поворота ГП, трудно оценить $[\alpha {\text{/Fe}}]$. По этим данным, [Fe/H] $ = - 0.1 \pm 0.3$ dex (точность с учетом неопределенности $[\alpha {\text{/Fe}}]$), возраст 9 ± 3 млрд. лет и расстояние до Pal 10 составляет 6 ± 2 кпк, что согласуется с результатами [38]. Значение избытка цвета получается $E(B - V) = 1.37 \pm {{0.06}^{m}}$, что на 0.3$^{m}$ меньше, чем у Кайслер и др. [38]. На рис. 4 представлена CMD по данным Gaia DR3 [40] для NGC 6426 с селекцией по собственным движениям согласно [41]: ‒2.054 < pmra < –1.67, –3.186 < pmdec < < ‒2.802 mas/yr. Подобранные параметры изохроны [42] даны на рис. 4 и соответствуют D = 20 кпк и $E(B - V) = {{0.405}^{m}}$, что находится в хорошем согласии с таковыми в литературе (см. табл. 1).

4.2. Результаты определения возраста, [Fe/H] и [α/Fe] и сравнение с литературными данными

Рис. 4.

Диаграмма “цвет–звездная величина” для NGC 6426 по данным Gaia DR3 с селекцией по собственным движениям согласно [41]. Нанесена изохрона из [42] с параметрами, отмеченными на рисунке.

Ликская система создана на основе индексов, измеренных в спектрах звезд, так называемых Ликских стандартов¹⁵¹⁵ [8]. Для приведения результатов измерения абсорбционных индексов в стандартную Ликскую систему мы наблюдали некоторые из этих объектов (табл. 3) и строили зависимости между инструментальными и стандартными индексами. Коэффициенты таких зависимостей для наблюдений 2010 г. представлены в табл. 5. Графики построенных зависимостей в сравнении с таковыми, построенными для наблюдений 2008 г. (см. табл. 4 в статье [43]), даны на ftp сайте CAO¹⁶¹⁶. В целом зависимости получились близкие для диапазонов значений индексов, типичных для 8 исследуемых скоплений (табл. 6 и 7). Главная причина различий в калибровочных зависимостях, построенных для наблюдений в разные годы, состоит в том, что диапазоны значений индексов стандартных звезд были разными.

Таблица 5.  

Нульпункты перевода из инструментальной в стандартную систему Ликских индексов (см. раздел 3.2.1): ${{I}_{{Lick}}} = a{{I}_{{measured}}} + b$

Индекс	$a$	$b$	Диапазон	Единицы
${{{\text{H}}}_{{{{\delta }_{A}}}}}$	1.04 ± 0.04	–0.13 ± 0.22	[–5, 9]	Å
${{{\text{H}}}_{{{{\delta }_{F}}}}}$	1.00 ± 0.05	–0.05 ± 0.20	[–1, 7.8]	Å
${{{\text{H}}}_{{{{\gamma }_{A}}}}}$	1.02 ± 0.02	0.33 ± 0.12	[–10, 10]	Å
${{{\text{H}}}_{{{{\gamma }_{F}}}}}$	0.97 ± 0.02	0.32 ± 0.08	[–4, 7.8]	Å
CN1	1.22 ± 0.08	0.015 ± 0.009	[–0.2, 0.13]	mag
CN2	1.20 ± 0.07	0.028 ± 0.006	[–0.1, 0.17]	mag
Ca 4227	1.03 ± 0.03	–0.21 ± 0.04	[0, 5.2]	Å
G 4300	1.06 ± 0.07	–0.39 ± 0.21	[–2, 5.8]	Å
Fe 4384	1.10 ± 0.10	–0.18 ± 0.31	[–1, 9.3]	Å
Ca 4455	1.40 ± 0.12	0.24 ± 0.09	[0, 2.3]	Å
Fe 4531	1.24 ± 0.08	–0.40 ± 0.18	[0, 5.4]	Å
Fe 4668	1.07 ± 0.08	–0.22 ± 0.23	[–1, 10]	Å
Hβ	1.04 ± 0.03	0.06 ± 0.12	[0.7, 7.2]	Å
Fe 5015	1.03 ± 0.07	–0.05 ± 0.25	[0, 8.5]	Å
Mg1	1.10 ± 0.03	0.002 ± 0.002	[0.0, 0.23]	mag
Mg2	1.06 ± 0.02	0.009 ± 0.002	[0.03,0.43]	mag
Mgb	1.09 ± 0.03	–0.31 ± 0.06	[0, 4.8]	Å
Fe 5270	1.09 ± 0.10	–0.14 ± 0.15	[1, 4.5]	Å
Fe 5335	1.07 ± 0.07	–0.22 ± 0.12	[0, 4.5]	Å
Fe 5406	1.03 ± 0.11	–0.14 ± 0.12	[0, 3.3]	Å
Fe 5709	0.88 ± 0.14	0.04 ± 0.07	[–0.1, 0.5]	Å
Fe 5782	0.87 ± 0.14	–0.02 ± 0.08	[0.1, 1.6]	Å
Na 5895	0.96 ± 0.05	–0.49 ± 0.12	[0.8, 6.4]	Å
TiO1	0.96 ± 0.05	–0.019 ± 0.003	[0.02, 6.4]	mag
TiO2	1.03 ± 0.03	–0.009 ± 0.003	[–0.05, 0.1]	mag

Примечание. В столбцах 4 и 5 указаны примерные диапазоны значений измеренных индексов стандартных звезд, по которым выполнялась калибровка, и даны единицы измерения индексов.

Таблица 6.  

Ликские индексы ($\lambda \leqslant 4900$ Å ), измеренные в спектрах суммарного излучения звезд в центральных областях скоплений и переведенные стандартную Ликскую систему

Объект	HδA Å	HδF Å	HγA Å	HγF Å	CN1 mag	CN2 mag	Ca4227 Å	G4300 Å	Fe4383 Å	Ca4455 Å	Fe4531 Å	Fe4668 Å	Hβ Å
Pal 10 (7)	–2.78	0.46	–6.54	–3.45	0.231	0.023	1.20	2.43	3.25	1.65	0.74	–	1.12
	±1.09	±0.9	±0.81	±0.78	±0.06	±0.051	±0.49	±0.82	±0.86	±0.66	±0.82	–	±0.45
NGC 6528S	–1.36	0.37	–5.75	–1.27	0.059	0.088	0.88	4.81	4.58	1.16	–	4.41	1.59
Pal 1 (1)	−1.31	0.20	−2.49	−0.02	−0.013	−0.020	−0.40	4.65	3.17	1.65	1.97	2.59	2.17
	±0.83	±0.73	±0.76	±0.74	±0.022	±0.025	±0.29	±0.34	±0.57	±0.47	±0.55	±0.55	±0.36
NGC 6304S	–0.91	0.34	–5.08	–1.05	0.037	0.063	0.70	4.84	3.38	0.83	–	2.35	1.49
NGC 6624S	–0.33	0.71	–4.11	–0.50	0.017	0.043	0.55	4.54	2.89	0.75	–	1.77	1.68
Pal 2 (2)	1.85	1.95	−0.47	1.55	−0.089	−0.101	0.59	2.92	1.71	0.67	2.84	0.65	1.97
	±1.05	±1.03	±1.11	±1.12	±0.029	±0.027	±0.43	±0.63	±0.84	±0.58	±0.81	±0.70	±0.42
NGC 7006	1.66	1.63	−0.31	1.45	−0.038	0.010	0.21	2.58	1.21	0.45	1.92	0.92	1.99
	±0.43	±0.44	±0.36	±0.39	±0.011	±0.015	±0.29	±0.35	±0.28	±0.33	±0.37	±0.29	±0.25
Pal 14 (3)	2.84	2.26	1.86	1.75	–0.035	0.014	0.31	2.72	0.03	0.18	2.48	0.21	2.45
	±1.28	±1.39	±1.21	±1.18	±0.025	±0.022	±0.35	±0.78	±0.87	±0.64	±0.85	±0.81	±0.41
NGC 6229	2.44	2.37	0.78	1.84	–0.046	0.013	0.44	2.42	1.23	0.66	1.68	0.99	2.37
	±0.46	±0.43	±0.37	±0.33	±0.024	±0.031	±0.12	±0.36	±0.29	±0.37	±0.38	±0.31	±0.28
Pal 13 (8)	3.02	2.42	3.60	3.41	−0.086	−0.077	0.33	1.06	−0.02	0.51	1.46	1.46	3.11
	±0.81	±0.75	±0.85	±0.77	±0.016	±0.020	±0.34	±0.40	±0.59	±0.48	±0.67	±0.62	±0.52
NGC 6205	3.26	2.71	1.64	2.20	0.056	–0.025	–0.02	1.80	0.61	0.38	1.31	0.30	2.70
	±0.36	±0.20	±0.14	±0.10	±0.001	±0.001	±0.25	±0.35	±0.26	±0.09	±0.35	±0.27	±0.08
NGC 6749 (6)	5.54	2.67	−0.25	1.75	−0.163	−0.080	0.81	1.65	–	0.03	–	0.36	2.29
	±1.45	±1.23	±1.12	±0.86	±0.010	±0.030	±0.39	±0.73	–	±0.63	–	±0.51	±0.45
NGC 6779	3.24	2.60	1.25	1.92	–0.081	–0.029	–0.11	2.23	0.15	0.16	1.09	–0.02	2.23
	±0.47	±0.45	±0.25	±0.23	±0.004	±0.006	±0.09	±0.32	±0.30	±0.20	±0.35	±0.32	±0.27
NGC 6535 (5)	4.44	3.27	1.92	2.33	−0.104	−0.044	0.01	2.34	0.23	0.10	0.38	−0.36	2.66
	±0.74	±0.71	±0.48	±0.45	±0.005	±0.007	±0.20	±0.55	±0.57	±0.36	±0.50	±0.49	±0.46
NGC 6341	4.28	3.29	2.36	2.61	0.017	–0.022	–0.35	1.13	0.25	0.95	0.95	–0.42	2.66
	±0.39	±0.23	±0.12	±0.13	±0.008	±0.008	±0.24	±0.34	±0.25	±0.11	±0.35	±0.25	±0.10
NGC 6426 (4)	4.54	2.27	−0.49	1.51	−0.038	0.008	−0.05	3.65	0.39	0.52	0.20	0.43	2.06
	±0.82	±0.74	±0.51	±0.53	±0.011	±0.013	±0.27	±0.70	±0.67	±0.51	±0.59	±0.63	±0.52
NGC 7078	3.21	2.58	1.83	2.10	–0.066	–0.010	–0.19	1.16	0.59	0.36	0.60	–0.58	2.31
	±0.43	±0.40	±0.22	±0.19	±0.005	±0.006	±0.07	±0.29	±0.23	±0.21	±0.31	±0.26	±0.24
NGC 2419	1.60	2.01	1.08	1.79	–0.077	–0.073	0.50	1.79	0.69	0.68	1.13	–0.06	2.02
	±0.48	±0.44	±0.25	±0.24	±0.015	±0.017	±0.20	±0.29	±0.35	±0.18	±0.45	±0.28	±0.13

Таблица 7.  

Ликские индексы ($\lambda > 4900$ Å), измеренные в спектре суммарного излучения звезд в центральных областях скоплений и переведенные стандартную Ликскую систему

Объект	Fe5015 Å	Mg1 Å	Mg2 mag	Mgb Å	Fe5270 mag	Fe5335 Å	Fe5406 Å	Fe5709 Å	Fe5782 Å	Na5895 Å	TiO1 mag	TiO2 mag
Pal 10 (7)	4.97	0.167	0.316	4.11	3.04	2.69	1.97	1.10	1.65	3.88	0.067	0.146
	$ \pm 0.51$	$ \pm 0.022$	$ \pm 0.021$	$ \pm 0.41$	$ \pm 0.61$	$ \pm 0.53$	$ \pm 0.42$	$ \pm 0.25$	$ \pm 0.37$	$ \pm 0.51$	$ \pm 0.040$	$ \pm 0.028$
NGC 6528S	–	0.104	0.252	3.80	2.77	2.42	1.67	1.03	0.80	4.96	0.031	0.112
Pal 1 (1)	4.32	0.043	0.109	1.78	1.83	1.48	0.36	0.76	$ - 0.05$	1.85	0.011	$ - 0.004$
	$ \pm 0.56$	$ \pm 0.016$	$ \pm 0.020$	$ \pm 0.33$	$ \pm 0.58$	$ \pm 0.54$	$ \pm 0.40$	$ \pm 0.31$	$ \pm 0.36$	$ \pm 0.35$	$ \pm 0.015$	$ \pm 0.011$
NGC 6304S	–	0.066	0.184	3.17	2.15	1.82	1.13	0.82	0.81	3.74	0.015	0.028
NGC 6624S	–	0.054	0.155	2.58	1.94	1.62	1.05	0.72	0.61	2.22	–0.002	0.042
Pal 2 (2)	1.53	0.066	0.113	1.82	1.08	1.35	0.12	0.51	0.82	2.35	0.010	0.001
	$ \pm 0.49$	$ \pm 0.020$	$ \pm 0.023$	$ \pm 0.29$	$ \pm 0.67$	$ \pm 0.52$	$ \pm 0.37$	$ \pm 0.20$	$ \pm 0.29$	$ \pm 0.22$	$ \pm 0.010$	$ \pm 0.006$
NGC 7006	1.70	0.040	0.080	0.76	1.03	0.70	0.32	0.51	0.25	1.69	0.011	0.006
	$ \pm 0.35$	$ \pm 0.010$	$ \pm 0.010$	$ \pm 0.25$	$ \pm 0.30$	$ \pm 0.29$	$ \pm 0.27$	$ \pm 0.26$	$ \pm 0.24$	$ \pm 0.39$	$ \pm 0.006$	$ \pm 0.007$
Pal 14 (3)	3.15	0.016	0.070	0.63	1.21	1.27	0.27	$ - 0.40$	$ - 0.14$	1.33	$ - 0.003$	0.006
	$ \pm 0.95$	$ \pm 0.025$	$ \pm 0.025$	$ \pm 0.34$	$ \pm 0.60$	$ \pm 0.54$	$ \pm 0.37$	$ \pm 0.17$	$ \pm 0.38$	$ \pm 0.38$	$ \pm 0.023$	$ \pm 0.025$
NGC 6229	2.52	0.050	0.096	0.94	1.03	0.89	0.46	0.45	0.36	1.27	0.017	0.015
	$ \pm 0.40$	$ \pm 0.005$	$ \pm 0.006$	$ \pm 0.19$	$ \pm 0.25$	$ \pm 0.28$	$ \pm 0.26$	$ \pm 0.19$	$ \pm 0.21$	$ \pm 0.25$	$ \pm 0.006$	$ \pm 0.008$
Pal 13 (8)	–	0.046	0.050	1.01	0.36	1.09	0.39	$ - 0.46$	$ - 0.12$	1.63	$ - 0.016$	$ - 0.021$
	–	$ \pm 0.017$	$ \pm 0.018$	$ \pm 0.29$	$ \pm 0.38$	$ \pm 0.50$	$ \pm 0.42$	$ \pm 0.33$	$ \pm 0.37$	$ \pm 0.36$	$ \pm 0.013$	$ \pm 0.009$
NGC 6205	1.73	0.032	0.060	0.46	0.84	0.45	0.24	0.27	0.12	1.06	0.008	0.003
	$ \pm 0.23$	$ \pm 0.002$	$ \pm 0.002$	$ \pm 0.26$	$ \pm 0.28$	$ \pm 0.26$	$ \pm 0.27$	$ \pm 0.12$	$ \pm 0.10$	$ \pm 0.50$	$ \pm 0.040$	$ \pm 0.020$
NGC 6749 (6)	1.14	0.158	0.162	0.72	1.11	0.11	0.46	0.63	0.87	3.89	0.032	0.019
	$ \pm 0.59$	$ \pm 0.051$	$ \pm 0.048$	$ \pm 0.34$	$ \pm 0.46$	$ \pm 0.46$	$ \pm 0.43$	$ \pm 0.33$	$ \pm 0.42$	$ \pm 0.50$	$ \pm 0.007$	$ \pm 0.006$
NGC 6779	1.45	0.032	0.060	0.35	0.60	0.35	0.21	0.25	0.40	1.31	0.006	0.007
	$ \pm 0.34$	$ \pm 0.006$	$ \pm 0.005$	$ \pm 0.17$	$ \pm 0.31$	$ \pm 0.24$	$ \pm 0.24$	$ \pm 0.18$	$ \pm 0.22$	$ \pm 0.27$	$ \pm 0.006$	$ \pm 0.006$
NGC 6535 (5)	1.33	0.019	0.045	0.31	0.60	0.05	0.14	0.52	0.43	1.87	0.021	0.001
	$ \pm 0.61$	$ \pm 0.011$	$ \pm 0.010$	$ \pm 0.37$	$ \pm 0.58$	$ \pm 0.48$	$ \pm 0.44$	$ \pm 0.39$	$ \pm 0.41$	$ \pm 0.52$	$ \pm 0.013$	$ \pm 0.012$
NGC 6341	1.32	0.010	0.048	–0.18	0.53	0.25	0.04	0.23	0.08	0.84	0.014	–0.004
	$ \pm 0.20$	$ \pm 0.003$	$ \pm 0.003$	$ \pm 0.22$	$ \pm 0.29$	$ \pm 0.23$	$ \pm 0.29$	$ \pm 0.14$	$ \pm 0.14$	$ \pm 0.49$	$ \pm 0.040$	$ \pm 0.020$
NGC 6426 (4)	1.42	0.033	0.042	0.16	0.59	0.31	$ - 0.17$	$ - 0.03$	0.18	1.95	0.025	$ - 0.006$
	$ \pm 0.69$	$ \pm 0.015$	$ \pm 0.014$	$ \pm 0.40$	$ \pm 0.59$	$ \pm 0.52$	$ \pm 0.47$	$ \pm 0.36$	$ \pm 0.41$	$ \pm 0.58$	$ \pm 0.014$	$ \pm 0.014$
NGC 7078	0.90	0.028	0.047	0.03	0.22	0.19	0.09	0.13	0.16	1.33	0.001	0.000
	$ \pm 0.31$	$ \pm 0.005$	$ \pm 0.004$	$ \pm 0.12$	$ \pm 0.19$	$ \pm 0.19$	$ \pm 0.19$	$ \pm 0.13$	$ \pm 0.15$	$ \pm 0.24$	$ \pm 0.004$	$ \pm 0.005$
NGC 2419	1.40	0.031	0.056	1.36	0.48	0.96	0.19	0.18	–0.05	1.05	–0.006	–0.012
	$ \pm 0.23$	$ \pm 0.011$	$ \pm 0.017$	$ \pm 0.14$	$ \pm 0.35$	$ \pm 0.34$	$ \pm 0.14$	$ \pm 0.13$	$ \pm 0.14$	$ \pm 0.13$	$ \pm 0.003$	$ \pm 0.004$

В частности, наблюдения 2008 г. не включали достаточное число высокометалличных звезд с широкими водородными линиями. Для анализа спектра Pal 3 [43] диапазона измеренных индексов стандартов 2008 г. было достаточно, так как индексы скопления попадают в этот диапазон. Для скоплений нашей выборки мы используем калибровочные соотношения настоящей работы (табл. 5), построенные с использованием более полного списка стандартных звезд.

В табл. 6 и 7 приведены результаты измерения Ликских индексов в спектрах интегрального излучения звезд в центральных областях скоплений исследования, переведенные в стандартную систему. Ошибки индексов складываются из ошибок их измерения и ошибок перевода измерений в стандартную Ликскую систему (табл. 5). Таблицы поделены на отдельные секции. Под индексами каждого из исследуемых скоплений с низкой поверхностной яркостью приведены индексы найденных в данном исследовании их аналогов – ярких скоплений Галактики.

Графики, представленные на рис. 5, 6 и 7, показывают сравнение Ликских индексов для шаровых скоплений с моделями [25, 26] и значениями индексов для ярких шаровых скоплений Галактики. Модели простых звездных населений [25, 26] содержат значения Ликских индексов, рассчитанные для разного возраста, металличности и [$\alpha $/Fe].

Рис. 5.

Диагностические диаграммы “возраст–металличность” (см. подробное объяснение в разделе 4.2). Значения возраста подписаны справа, металличности – сверху. Открытыми кружками отмечены индексы Галактических скоплений из статьи [36], красными точками – индексы Галактических скоплений из выборки OHP (нижняя часть табл. 1), черными точками с барами ошибок – исследуемые объекты (верхняя часть табл. 1). Значения индексов даны в табл. 6 и 7.

Рис. 6.

Диагностические диаграммы “возраст–металличность” (верхняя левая панель) и “металличность $[{\text{Z/H}}]$ – содержание $\alpha $-элементов” (остальные панели). Индексы скоплений показаны такими же символами, как на предыдущем рисунке. На диаграммах $[{\text{Z/H}}]{\kern 1pt} - {\kern 1pt} [\alpha {\text{/Fe}}]$ показаны значения $[{\text{Z/H}}]$ или/и направление изменения металличности. Разными цветами приведены модельные зависимости для разных [$\alpha $/Fe]. Подробное объяснение к панелям дано в разделе 4.2.

Рис. 7.

Диагностические диаграммы “металличность–индексы, чувствительные к содержаниям C и N”. Индексы скоплений показаны такими же символами, как на рис. 5. Подробное объяснение к панелям дано в разделе 4.2.

Диагностические диаграммы “возраст–металличность” показаны на рис. 5 и 6 (верхняя левая панель). Вдоль вертикальной оси на них отложены индексы водородных линий в Ликской системе (см. раздел 3.2.1), изменение значений которых зависит от изменения возраста. Вдоль горизонтальной оси отложены значения [MgFe]$\prime $, рассчитанные с использованием Ликских индексов, чувствительных к изменению содержаний Fe и Mg. На диагностических диаграммах “металличность–содержание $\alpha $-элементов” (остальные панели рис. 6) вдоль одной из осей отложены индексы, чувствительные к содержанию железа ([MgFe]$\prime $ или $\left\langle {{\text{Fe}}} \right\rangle = ({\text{Fe}}5270 + {\text{Fe}}5335){\text{/}}2$). Вдоль другой оси приведены индексы, центрированные на линии $\alpha $-элементов: Ca 4227, Mgb и Mg$_{2}$. Диагностические диаграммы “металличность–содержание элементов C и N” (рис. 7) показывают индекс [M-gFe]$\prime $ в зависимости от индексов, центрированных на молекулярные полосы CN, CH и C₂ соответственно: CN1, CN2, G4300 и ${\text{Fe}}4668 = {{C}_{2}}4668$. Рассмотрение диагностических диаграмм с разными индексами позволяет более точно оценить возраст, металличность и $[\alpha {\text{/Fe}}]$ объектов и определить степень искажения результатов ошибками измерения индексов.

Полученные в данной работе возраст, металличность и $[\alpha {\text{/Fe]}}$ скоплений приведены в табл. 8. Здесь также суммированы сведения из литературы для восьми объектов исследования и скоплений сравнения. Столбцы таблицы содержат следующие данные: (1) имя скопления; (2) структурная составляющая Галактики (диск – D, балдж – B, гало – H, старое гало – OH, внутреннее гало – IH, толстый диск – TD, звездные потоки, например, Gaia-Enceladus – G-E, неассоциированная группа скоплений – H-E [49]), которой оно, вероятно, принадлежит по литературным данным (C [44], B [45], PV [46], B20 [47], BB20 [48], M19 [49], M–19 [50]); (3) возраст в млрд. лет; (4) отношение индексов ${{{\text{H}}}_{{{{\delta }_{{\text{F}}}}}}}{\text{/}}{{{\text{H}}}_{\beta }}$, являющееся, согласно [51], индикатором относительного количества звезд в разных частях ГВ¹⁷¹⁷; (5) металличность [Fe/H], dex; (6–9) содержания элементов C, Mg, Ca и среднее содержание $\alpha $-элементов (надстрочный индекс ⁰ означает, что значение было вычислено в настоящей работе по результатам литературных исследований); (10) метод исследования возраста и содержаний элементов (IL – исследование спектров суммарного излучения скоплений, LR – исследование спектров среднего разрешения отдельных звезд объектов, HR – спектроскопия высокого разрешения звезд скоплений, CMD – исследование диаграмм “цвет–звездная величина”, REF – работа, суммирующая литературные данные спектроскопии высокого разрешения звезд скоплений); (11) источник литературных данных. В случае, если наблюдались отдельные звезды скоплений, в столбце 11 в скобках указано количество звезд. Полученные нами $[\alpha {\text{/Fe]}}$ для всех скоплений, кроме NGC 6535, приблизительны и приведены в таблице без соответствующих ошибок.

Таблица 8.  

Полученные в данной работе и литературные сведения об объектах исследования

Объект	Сист.	Возраст	${{{\text{H}}}_{{{{\delta }_{{\text{F}}}}}}}{\text{/}}{{{\text{H}}}_{\beta }}$	[Fe/H]	[C/Fe]	[Mg/Fe]	[Ca/Fe]	[α/Fe]	Метод	Ссылка
Pal 1	DB	8–10	0.09	–0.8				0.0	IL	эта работа
				±0.2
	DB20			–0.6	–0.25	–0.10	0.20	0.1	HR	[52] (N = 2)
				–0.6		–0.06	0.10	–0.05	HR	[53] (N = 5)
				–0.5		0.11	0.04	0.080	HR	[54] (N = 1)
NGC 6304	DC	12.3	0.23S	–0.48				0.20	CMD	[55]
	DB20	11.25		–0.37					CMD	[56]
NGC 6624	BPV	12.5 ± 0.9	0.42S	–0.44	–0.29	0.42 ±0.05	0.40	0.410	Ref	[57]
	BB20	13.18		–0.77	–0.15	0.36	0.23	0.300	IL	[58]
				–0.69		0.42	0.40	0.39	HR	[59] (N = 5)
		11.25		–0.42					CMD	[56]
Pal 2	HB	12 ± 2	0.99	–1.5				0.3	IL	эта работа
	HB20	13.25		[–1.9, –1.6]				[0, 0.4]	CMD	[60]
NGC 7006	HB	13.6 ± 1	0.82	–1.8±0.1	–0.07	0.27 ± 0.15	0.2 ± 0.1	0.240	IL	[30]
	HB20			–1.69		0.42		0.25	LR	[61] (N = 5)
	H$^{{M - 19}}$			–1.55		0.36	0.23	0.23	Ref	[62]
				–1.55		0.36	0.23		Ref	[50]
Pal 14	OHC	12 ± 1	0.92	–1.3 ± 0.2				0.0	IL	эта работа
	HB20			–1.44		0.37	0.29	0.34	HR	[63] (N = 9)
								±0.17
	G–EBB20			–1.22		0.32		0.24	LR	[61] (N = 6)
	H–EM19			–1.34		0.37	0.29		Ref	[50]
NGC6229	OHC	12.6 ± 1	1.00	–1.65	–0.05	0.15	0.40	0.28	IL	[15]
	HB20 G–EM19			–1.13		[0.05, 0.34]	[0.06, 0.34]	0.20	HR	[64] (N = 11)
NGC 6426	IHC	13.6 ± 2	1.10	–2.15				0.3	IL	эта работа
	HB20			–2.34		0.44 ± 0.05	0.25	0.39	HR	[65] (N = 4)
				–2.39		0.38		0.24	LR	[61] (N = 5)
NGC 7078	IHC	13.6 ± 1	1.00	–2.35	–0.15	0.23	0.15	0.190	IL	[66]
	DB20			–2.23		0.41		0.24	LR	[61] (N = 15)
	TDM–19	12.9		–2.39	–0.30	0.36	0.31	0.34	Ref	[57]
				–2.28	–0.41	0.11	0.16	0.140	HR	[67] (N = 23)
				–2.38		0.28	0.27	0.34	Ref	[62]
		12.75		–2.33					CMD	[56]
		±0.25
				–2.36		0.39	0.19		Ref	[50]
NGC 6535	IHPV	11.2 ± 1	1.23	–2.2	0.30	–0.1	0.3	0.1	IL	эта работа
	HB20			–1.95	–0.58	0.48	0.31	0.390	HR	[68] (N = 7)
				–1.80	[–0.29, –0.58]				LR	[69] (N = 2)
		12.75		–1.79					CMD	[56]
				–1.95		0.47	0.31		Ref	[50]
NGC 6341	IHC	11.2	1.24	–1.80	–0.30	–0.25	0.00	–0.130	IL	[66]
	HB20			–2.23	–0.41	0.14	0.10	0.220	HR	[67] (N = 47)
	HM–19			–2.29	[–0.40, –0.82]				LR	[69] (N = 2)
				–2.34		0.47	0.32	0.33	Ref	[62]
		12.75		–2.35					CMD	[56]
				–2.33		0.30	0.31		Ref	[50]
NGC 6749	IHC	10 ± 3	1.17	–1.3				0.3	IL	эта работа
	DB20			–1.59		0.34		0.17	LR	[61] (N = 4)
NGC 6779	IHC, HM–19	12.6 ± 1	1.17	–1.9	–0.15	–0.1	0.25	0.08	IL	[15]
	HB20	12.75		–2.0					CMD	[56]
Pal 10	D/BC	10–13.6	0.41	0.06				0.3	IL	эта работа
	DB20			–0.24		0.12		0.27	LR	[61] (N = 4)
NGC 6528	D/BC	12	0.23S	–0.12	–0.35	0.25	0.30	0.280	Ref	[57]
	BPV	11.75		–0.23	0.09	0.19	0.03	0.110	IL	[58]
	BB20			–0.06		0.11	0.15	0.11	Ref	[62]
	TDM–19			–0.20		0.26	0.03	0.150	HR	[70] (N = 7)
		7–10		–0.31		0.02	0.20	0.110	IL	[71]
				–0.10		0.36	0.23		Ref	[50]
Pal 13	HB, HM–19	10	0.78	–2.0				0.2	IL	эта работа
	HB20			–1.91		0.39	0.29	0.34	HR	[72] (N = 18)
								±0.06
NGC 6205	HB	10	1.00	–1.7	–0.12	0.2	0.3	0.250	IL	[30]
	HB20			–1.57		0.13	0.28	0.26	Ref	[62]
	HM–19	12		–1.58					CMD	[56]
				–1.54		0.13	0.19		Ref	[50]

Примечание. Содержание столбцов описано в разделе 4.2.

5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Как уже говорилось, скопления сравнения были отобраны исходя из сходства их Ликских индексов с таковыми у объектов исследования. Ликские индексы были измерены нами, или взяты из работы Скиавон и др. [36]. Необходимо подчеркнуть, что Скиавон и др. приводят ошибки измерения индексов (их табл. 8). Ошибки же перевода значений индексов из инструментальной в стандартную Ликскую систему у этих авторов представлены отдельно в табл. 3–7. Мы же в табл. 8 приводим ошибки индексов с учетом ошибок перевода их измерения в стандартную Ликскую систему (табл. 5). Скопления-аналоги удалось уверенно подобрать для всех скоплений с низкой поверхностной яркостью, кроме Pal 1. Как видно из табл. 6–8, шаровые скопления сравнения, за исключением NGC 6304 и NGC 6624, подобранных для Pal 1, имеют оценки возраста, металличности и содержаний элементов, близкие к таковым у объектов исследования. Заметим, однако, существенный разброс в оценках этих параметров в литературе у отдельных объектов. Так, литературные данные о содержаниях Mg у красных гигантов и, соответственно, содержания $\alpha $-элементов варьируются в некоторых случаях в широких пределах (табл. 1). Это не удивительно, так как Mg – это один из элементов, участвующий в химических реакциях, ответственных за формирование множественных звездных населений в шаровых скоплениях (см., напр., [73]). Причины же того, что содержания [C/Fe], определенные по спектрам суммарного излучения скоплений, систематически выше таковых, определенных для их отдельных красных гигантов, обсуждались в статье [30] (см. также [74]).

У объектов исследования и их аналогов похожи и типы горизонтальных ветвей, о чем сигнализирует отношение индексов ${{{\text{H}}}_{{{{\delta }_{{\text{F}}}}}}}{\text{/}}{{{\text{H}}}_{\beta }}$ [51]. Существенные различия иногда имеются между значениями ${{{\text{H}}}_{{{{\gamma }_{{\text{A}}}}}}}$ и G4300 у объектов исследования и их аналогов, например: Pal 13 и NGC 6205, NGC 6426 и NGC 7078. Это, по-видимому, не случайно. Области измерения двух индексов включают G‑полосу. Ее глубина различна, в основном, по причине различий в содержаниях углерода. Другая причина может заключаться в относительном количестве звезд гигантов, вошедших в интегральный спектр.

Заслуживает особого внимания, по нашему мнению, тот факт, что объекты исследования и их аналоги, как оказалось, принадлежат, как правило, к одним и тем же галактическим подсистемам (табл. 8), согласно литературным работам, исследующим их параметры орбит. Для некоторых скоплений имеются, однако, разночтения между результатами в литературе. Взаимодействие скоплений с газом и темной материей в ходе динамической эволюции Галактики может существенно влиять на орбиты и локализацию скоплений. Поэтому определение принадлежности шаровых скоплений к галактическим подсистемам, исходя из данных о пространственном положении и движении объектов, является трудной задачей. Свойства звездных населений свидетельствуют о процессах, происходящих в далеком прошлом [75]. Схожесть возраста и химсостава у двух скоплений является необходимым, но не достаточным условием принадлежности их к одним и тем же подсистемам. Важные сведения, безусловно, дают параметры орбит, которые, как уже говорилось, могут меняться в течение времени. Необходимо еще раз подчеркнуть, что мы в этой работе не определяем подсистемы, к которым принадлежат скопления, а лишь суммируем результаты таких работ из литературы для объектов исследования и их аналогов, подобранных в данной статье, исходя из сходства Ликских индексов.

Далее мы приводим замечания об отдельных скоплениях. Литературные оценки возраста Pal 1 варьируются от 4 до 8 млрд. лет [13, 76 ]). Наша оценка возраста ближе к таковой у [76] (6.3–8 млрд. лет). По результатам исследования спектров отдельных звезд высокого разрешения, у Pal 1 наблюдаются: отсутствие Na/O антикорреляции у красных гигантов, необычные содержания элементов [53, 54, (табл. 4)]. Содержания Mg, Si, Ca, Ti, Co, V, и Y в Pal 1 ниже, а Ba и La – выше чем у звезд диска с такой металличностью. Скопление может быть ассоциировано с областью повышенной плотности звезд Canis Majoris [53, 54]. Мы не нашли скоплений Галактики, абсолютно похожих на Pal 1 по значениям Ликских индексов. Индексы ${{{\text{H}}}_{{{{\gamma }_{{\text{A}}}}}}}$, ${{{\text{H}}}_{{{{\gamma }_{{\text{F}}}}}}}$, ${{{\text{H}}}_{\beta }}$, Mg₂, Mg$b$ и некоторые другие у Pal 1 существенно отличаются от таковых у подобранных кандидатов в аналоги: NGC 6304 и NGC 6624. Согласно значениям водородных индексов, аналоги намного старше, чем Pal 1. Из табл. 8 видно, что [Fe/H] и [C/Fe] у NGC 6624 похожи на таковые у Pal 1. Содержания $\alpha $-элементов у NGC 6624 выше, чем у Pal 1. Для NGC 6304 нет данных спектроскопии высокого разрешения.

Для Pal 2 в литературе на сегодняшний день нет данных спектроскопии высокого разрешения. Сараджедини и др. [13] отмечали сходство металличности Pal 2 и NGC 6752 и пониженное покраснение света на расстоянии в $ - 38''$ к юго-западу от центра Pal 2. Исследование CMD Pal 2 затруднено из-за значительного дифференциального покраснения в направлении на антицентр Галактики [13]. Из результатов фотометрии [13] мы отбирали звезды в пределах $ \sim {\kern 1pt} 8''$ от центра Pal 2. Суммарный спектр был получен для разных позиций щели примерно в той же области. Pal 2 и NGC 7006, помимо сходства Ликских индексов, имеют похожие возрасты, [Fe/H] и содержания $\alpha $-элементов, определенные различными методами (см. табл. 1). Харрис и др. [77] заметили, что ГВ Pal 2 содержит значительное число звезд в голубой и красной частях. Аналогичную структуру ГВ имеет NGC 7006 (табл. 8), согласно определенному нами ${{{\text{H}}}_{{{{\delta }_{{\text{F}}}}}}}{\text{/}}{{{\text{H}}}_{\beta }}$.

Pal 14 – это скопление с красной ГВ (табл. 1), находящееся в гало. Однозначного мнения о происхождении объекта нет. Карретта и др. [44] и Байкова и др. [47] считают его сформированным в Галактике. Байкова и Бобылев [48 ] и Массари и др. [49] считают, что Pal 14 был аккрецирован. Объект гало со схожей металличностью и строением ГВ – это Pal 3 (см. [43] и ссылки в этой статье). Ликские индексы водородных линий у Pal 14 оказались похожими на таковые у NGC 6229 (см. табл. 6 и 7). В отличие от Pal 14, у NGC 6229 имеются звезды в голубой части ГВ. Однако у NGC 6229 большое число звезд ГВ находится также в области так называемого “красного пятна” (red clump). Отношения индексов ${{{\text{H}}}_{{{{\delta }_{{\text{F}}}}}}}{\text{/}}{{{\text{H}}}_{\beta }}$ у Pal 14 и у NGC 6229 похожи: 0.9 и 1.0 соответственно. Они указывают на то, что у объектов горизонтальные ветви промежуточного типа (см. [51]). Видимо, несколько голубых звезд ярче точки поворота ГП попали в спектр Pal 14. Такие звезды видны на CMD Pal 14. Çalışkan et al. [63] методами спектроскопии высокого разрешения обнаружили сходство содержаний элементов у нескольких красных гигантов в Pal 14 с соответствующими средними значениями у шаровых скоплений внешнего гало Галактики¹⁸¹⁸ и у отдельных звезд этой подсистемы, не входящих в скопления. Хамидуллина и др. [15], моделируя тот же спектр суммарного излучения, полученный в OHP, что использовали и мы, определили для NGC 6229: $lgT = 10.1$, $Y = 0.26$ и $Z = 0.0004$. В данной работе, аппроксимируя CMD Pal 14, построенную по результатам фотометрии [14] изохронами Bertelli et al. [78], мы получили близкие значения: $lgT = 10.05$, $Y = 0.23$, $Z = 0.0004$.

NGC 6426 – это одно из наиболее низкометалличных и старых шаровых скоплений гало Галактики [79]. Объект находится во внутреннем гало, как и найденный нами его аналог NGC 7078 (табл. 1) – массивное шаровое скопление со множественными звездными населениями [67]. Будущие наблюдения, возможно, дадут явные свидетельства множественности звездных популяций у NGC 6426. Единственное на сегодняшний день исследование [65] спектров высокого разрешения звезд NGC 6426 выявило лишь несколько слабых намеков на этот эффект, например слабая антикорреляция Mg–Si. Ханке и др. [65] отмечают, что полученные ими методом спектроскопии высокого разрешения содержания элементов тяжелее Zn указывают на возможное обогащение протоскопления продуктами вспышек гиперновых и быстрый процесс нуклеосинтеза. Сравнение спектров NGC 6426 и NGC 7078¹⁹¹⁹ показывает, что G-полоса, образованная в основном линиями молекулы CH 4250–4330 Å, намного интенсивнее у NGC 6426. Это, видимо, говорит о более высоком среднем содержании углерода у NGC 6426. Заметим, что в NGC 6426 обнаружена углеродная звезда [80].

NGC 6535 считают объектом гало из-за его низкой металличности, несмотря на малое расстояние от центра Галактики (см., напр., [44]). Пиотто и др. [81] нашли, что ветвь красных гигантов NGC 6535 показывает расщепление, характерное для скоплений со множественными звездными населениями. Брагаглиа и др. [68] определили содержания элементов для 30 красных гигантов скопления и подтвердили существование множественных звездных населений.

В результате моделирования полученного нами интегрального спектра NGC 6535 методом популяционного синтеза с программным комплексом CLUSTER (см. [30] и ссылки в этой статье) с использованием моделей звездных атмосфер, функции масс [82] и изохрон [78], нами получены значение [Fe/H] = ‒2.2 dex и следующие параметры изохроны: Z = 0.0004, Y = 0.26 и возраст 11.2 млрд. лет. Сравнение наблюдаемого, сглаженного по 5 точкам, и модельного спектров показано на рис. 8.

Рис. 8.

Сравнение спектра NGC 6535 (светлая линия) с синтетическим спектром, рассчитанным с изохроной [78] $Z = 0.0004$, $T = 11.2$ млрд. лет, $Y = 0.26$ и функцией масс [82].

Сравнение спектров NGC 6535 и NGC 6341 с помощью программы ULySS (см. раздел 3.2) показано на рис. 9. Видно, что G-полоса является более интенсивной у NGC 6535. [C/Fe], определенные нами и авторами статьи [66] по спектрам OHP, действительно подтверждают этот вывод (табл. 8). Содержания углерода, определенные по отдельным красным гигантам NGC 6535 и NGC 6341 методом спектроскопии высокого разрешения, низкие и составляют [C/Fe] ~ $ - {\kern 1pt} (0.3{\kern 1pt} {\kern 1pt} - {\kern 1pt} 0.8)$ (табл. 8).

Рис. 9.

Верхняя панель: сравнение спектров NGC 6535 и NGC 6341 (светлая цветная линия). Тонкая сплошная светлая (голубая) линия – полином, приводящий наблюдаемый спектр в соответствие с модельным. Нижняя панель: разница между наблюдаемым и модельным спектрами. Светлой (зеленой) сплошной линией показана огибающая, соответствующая $S{\text{/}}N = 100$. Штриховой линией показана линия нуля.

Вписывание изохрон [78] в CMD скопления по результатам фотометрии Сараджедини и др.²⁰²⁰ [13] дает более старый возраст порядка 14 млрд. лет. Видимо, вклады в наш спектр голубых горячих звезд ГВ и более слабых голубых звезд на продолжении ГП (голубые бродяги) довольно велики. Полученные нами содержания химических элементов приведены в табл. 8. Помимо этих содержаний, нами были определены [Na/Fe] = = $0.0 \pm 0.25$ dex, [Ti/Fe] = $0.1 \pm 0.2$ dex, [Cr/Fe] = = $0.0 \pm 0.2$ dex. Для сравнения приводим содержания, полученные в статье [68] методом спектроскопии высокого разрешения: [Na/FeI] = $ = - 0.340 \pm 0.136$ dex, [Ti/FeI] = $0.184 \pm 0.036$ dex, [Cr/FeI] = $ - 0.177 \pm 0.015$ dex. Определенные нами содержания Na оказались выше, а Mg и, соответственно, $\alpha $-элементов у NGC 6535 и его аналога NCC 6341 [66] оказались существенно ниже литературных значений для красных гигантов скоплений [68, 67, 62 ]. Причина, видимо, состоит в том, что конвективные процессы в атмосферах красных гигантов выносят вещество, обогащенное продуктами нуклеосинтеза, из звездных недр на поверхность. В спектры же интегрального излучения большой вклад вносят более слабые звезды, в частности звезды ГП. Полученные нами содержания C и Ca для NGC 6535 и NCC 6341 согласуются с литературными данными.

Для NGC 6749 и Pal 10 результаты звездной фотометрии впервые были представлены в статье [38] (см. также данные нашей фотометрии в разделе 4.1). Кайслер и др. [38] оценили [Fe/H] для скоплений по светимости и цвету звезд на ветви красных гигантов и ГВ: [Fe/H] = ‒0.1 dex для Pal 10 и [Fe/H] = ‒1.6 dex для NGC 6749 значения, близкие к таковым в табл. 1 и 8. В литературе на сегодняшний день нет данных спектроскопии высокого разрешения для NGC 6749. Вазкис и др. [83] получили оценки металличности Pal 10 по линиям инфракрасного триплета Ca II в широком диапазоне: $[{\text{Fe/H}}] = - (0.57{\kern 1pt} {\kern 1pt} - {\kern 1pt} 0.27)$ dex.

Pal 13 – это объект внешнего гало Галактики, расположенный на большом расстоянии от ее центра, с возрастом, сравнимым с возрастом Вселенной [84]. Брадфорд и др. [6] с помощью фотометрических и спектральных наблюдений на C-FHT определили [Fe/H] ~ ‒1.6 dex, возраст 11–12 Gyr, малую светимость, большой радиус на половине светимости для Pal 13 (см. табл. 1) и большую дисперсию скоростей. На CMD Pal 13 [6] не видно ярко выраженной ГВ, но довольно много голубых бродяг. Коч и Коте [72] определили металличность $[{\text{Fe/H}}] = - 1.91$ dex и содержания 14 химических элементов, используя наблюдения с высоким разрешением со спектрографом K-eck/HIRES. Среднее содержание элементов $\alpha $‑процесса Mg, Si, Ca и Ti $[\alpha {\text{/Fe}}] = 0.34 \pm 0.06$ dex типично для шаровых скоплений и звезд поля гало Галактики при данной металличности.

Полученное нами сходство Ликских индексов Pal 13 и NGC 6205 – массивного скопления со множественными звездными населениями [81] и голубой ГВ подтверждает не только сходство объектов по возрасту и химсоставу, что соответствует имеющимся литературным данным (табл. 8). Сходство Ликских индексов говорит в данном случае об отсутствии вклада самых голубых и горячих звезд ГВ в интегральный спектр NGC 6205 (см. также [30]). Отношение индексов ${{{\text{H}}}_{{{{\delta }_{{\text{F}}}}}}}{\text{/}}{{{\text{H}}}_{\beta }}$ свидетельствует о красной ГВ у Pal 13 и промежуточного типа у NGC 6205 по критерию [51]. Несмотря на сходство большинства индексов у Pal 13 и NGC 6205, существенные различия имеются в значениях ${{{\text{H}}}_{{{{\gamma }_{{\text{A}}}}}}}$ и G4300. Это не случайно. Области измерения двух индексов включают G-полосу. Ее глубина различна у двух объектов, видимо, по причине различий в содержании углерода.

6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ И ВЫВОДЫ

Использованы архивные данные длиннощелевой спектроскопии умеренного разрешения со спектрографом CARELEC [7] 1.93-м телескопа OHP отдельных звезд и групп звезд в восьми шаровых скоплениях Галактики с низкой центральной поверхностной яркостью: Pal 1, Pal 2, Pal 10, Pal 13, Pal 14, NGC 6426, NGC 6535 и NGC 6749. Получены спектры суммарного излучения этих объектов, измерены абсорбционные индексы в Ликской системе [8–12] и выполнено попиксельное сравнение спектров и измеренных индексов с соответствующими данными для ярких компактных шаровых скоплений Галактики. Результаты определения возраста, [Fe/H] и [$\alpha $/Fe] по спектрам скоплений даны в табл. 8. Отобраны галактические аналоги 8 объектов исследования по принципу совпадения значений Ликских индексов в пределах ошибок их определения. Часть аналогов наблюдались с тем же инструментом и в те же наблюдательные ночи в OHP: NGC 7006, 6229, 6205, 6779, 6341 и 7078. Для них и для NGC 2419 в данной работе измерены Ликские индексы. Для Pal 10 и Pal 1 скопления со сходными значениями индексов были найдены в работе [36].

Полный набор Ликских индексов позволяет определить возраст и металличность, а также включает индексы, спектральные диапазоны измерения которых центрированы на линии Ca, Mg, C и молекулярные полосы CN, CH и TiO. Таким образом, сходство у скоплений полного набора Ликских индексов означает сходство по возрасту и химическому составу.

Следует отметить, что для Pal 1 полного сходства по значениям индексов не было найдено ни с одним объектом, исследованным нами и в [36]. Индексы линий водорода и Mg у Pal 1 существенно отличаются от таковых у NGC 6304 и NGC 6624. По результатам нашего исследования и по литературным данным, возраст у Pal 1 моложе, а содержания $\alpha $-элементов ниже, чем у NGC 6304 и NGC 6624. Эти факты не противоречат выводу [53] о возможном внегалактическом происхождении Pal 1. Сходство абсорбционных индексов NGC 2419 не было установлено ни с одним из объектов исследования.

Моделируя спектры суммарного излучения скоплений с помощью метода популяционного синтеза [30], мы выяснили, что значения Ликских индексов, измеренных в спектрах скоплений с возрастом больше 5 млрд. лет, мало зависят от значения показателя степени функции масс звезд в следующих пределах его изменения: $\alpha = - (0.83{\kern 1pt} {\kern 1pt} - {\kern 1pt} 2.35)$.

Выполнена звездная фотометрия Pal 10 на снимках из архива VLT, а также проанализирована фотометрия Gaia DR3 с селекцией по собственным движениям согласно [41]. Результаты исправлены за дифференциальное покраснение света по методу [38]. Сравнение с моделями звездной эволюции [42] дало значения возраста и металличности: $T = 9 \pm 3$ млрд. лет и [Fe/H] = = $ - 0.1 \pm 0.3$ dex, что согласуется с данными Кайслер и др. [38] и с результатами нашего спектроскопического исследования (табл. 8). Расстояние и избыток цвета составили: $D = 6 \pm 2$ кпк, $E(B - V) = 1.37 \pm {{0.06}^{m}}$.

Проанализирована CMD, построенная по данным Gaia DR3 [39] для NGC 6426 с селекцией по собственным движениям согласно [41]. Определенные с помощью фотометрических данных Gaia DR3 [39] и аппроксимации изохронами [42] возраст $T = 12.7$ млрд. лет, металличность [Fe/H] = = –2.5 dex, [$\alpha $/Fe] = 0.4 dex, избыток цвета $E(B - V) = {{0.405}^{m}}$ и расстояние $D$ кпк находятся в хорошем согласии с литературными данными и результатами нашего спектроскопического исследования (табл. 1, 8).

Согласно литературным данным, подобранные нами галактические скопления – аналоги с Ликскими индексами, совпадающими в пределах ошибок с таковыми у Pal 2, Pal 10, Pal 13, Pal 14, NGC 6426, NGC 6535 и NGC 6749, не только соответствуют им по возрасту и химическому составу, но и, как оказалось, принадлежат, как правило, тем же компонентам структуры Галактики, что и объекты исследования. Этот факт иллюстрирует большой потенциал использованного подхода [75] для исследования структуры и эволюции нашей и других галактик.