Астрономический журнал, 2023, T. 100, № 4, стр. 336-392

2.1. Группа 189

Группа звезд 189 (табл. 1) впервые выделена по СД из каталога Oricat [1]. Группа содержит 5 звезд. В результате отождествления звезд каталога Oricat (использован сервис X-Match) с Gaia DR2 [10] и Gaia DR3 [11] удалось найти данные Gaia только для двух звезд из группы 189. Это – Oricat 2836 и 2914. Звезды Oricat 17297, 17298, 17318, хотя и более яркие, в Gaia не найдены. В колонках табл. 1 приведены номера по каталогам [1] и [11], спектральный класс, звездная величина B, показатель цвета B–V, экваториальные координаты α, δ (J2000).

Данные для звезд Oricat 2836 и 2914 дополнены данными SIMBAD, см. табл. 2. В табл. 2 содержатся номер Oricat [1], ID Gaia DR3 [11], параллакс с ошибкой π ± ${{\sigma }_{\pi }}$, экваториальные координаты α, δ (J2000), компоненты собственного движения с ошибками ${{\mu }_{\alpha }} \pm {{\sigma }_{{\mu \alpha }}}$, ${{\mu }_{\delta }} \pm {{\sigma }_{{\mu \delta }}}$, лучевая скорость с ошибкой $V{\text{r}} \pm {{\sigma }_{{V{\text{r}}}}}$, звездная величина G, показатель цвета BP–RP, астрометрический параметр RUWE (Renormalised Unit Weight Error), избыток цвета E(BP/RP).

2.2. Данные GAIA для NGC 1981 и NGC 1977

В табл. 3 и 4 для скоплений NGC 1981 и NGC 1977 приведены экваториальные координаты центра скопления (α, δ, (J2000)), лучевая скорость с ошибкой ($V{\text{r}} \pm {{\sigma }_{{V{\text{r}}}}}$), компоненты собственного движения с ошибками (${{\mu }_{\alpha }} \pm {{\sigma }_{{\mu \alpha }}}$, ${{\mu }_{\delta }} \pm {{\sigma }_{{\mu \delta }}}$), параллакс с ошибкой (π ± ${{\sigma }_{\pi }}$), радиус сферы, включающей 50% звезд скопления (r₅₀). Использована база данных SIMBAD.

2.3. Пространственно-кинематическая структура

На рис. 1 показано положение в пространстве звезд группы 189 и рассмотренных скоплений. Звезды Oricat 2836 и 2914 близки в пространстве как друг к другу (~0.2 пк), так и к скоплению NGC 1977 (~2 пк), рис. 1. Относительные ошибки расстояний скоплений от Солнца составляют ~2.7%. Использована прямоугольная галактическая гелиоцентрическая система координат, в которой ось X направлена к Центру Галактики (l = 0°, b = = 0°), ось Y – в направлении вращения Галактики (l = 90°, b = 0°), ось Z – на Северный полюс Галактики (b = 90°). Та же система координат и для пространственных скоростей.

Пространственные координаты XYZ (пк) и компоненты пространственной скорости UVW (км/с) рассмотренных объектов приведены в табл. 5. Они получены по данным табл. 2–4. Как видно на рис. 2, звезды и оба скопления движутся в пространстве приблизительно в одинаковом направлении. Следует отметить, что r₅₀ представляют центральные части скоплений, полные их размеры в разы больше. Относительные ошибки расстояний скоплений от Солнца составляют ~2.7%.

2.4. Диаграмма δV–δR

Очевиден вопрос о том, каков статус рассмотренной пары РЗС. Наблюдаемые пары скоплений можно разделить на визуально двойные (ВДРС) и тесные двойные (ТДРС), (Vereshchagin, et al. 2022 [9]). Для этого используется диаграмма δV – δR, где δV – разность пространственных скоростей РЗС в паре, δR – разность положений центров скоплений в пространстве. Отметим, что ТДРС – это физически связанные скопления, к ним отнесены пары скоплений, расстояния между которыми и относительные скорости допускают гравитационную связанность пары.

По данным табл. 5 получены следующие параметры для пары NGC 1981–NGC1977: δR = 4.26 пк ($\lg \delta R$ = 0.63); δV = 4.54 км/с ($\lg \delta V$ = 0.66). На рис. 3 приведена диаграмма δV – δR. Величина ${{R}_{{\text{R}}}}$ представляет собой радиус сферы Роша пары РЗС в поле гравитации Галактики (см. [9]). Его значение получено, исходя из условия гравитационной связи двойного скопления в системе “двойное скопление–Галактика”. Радиус ${{R}_{{\text{R}}}}$ равен:

где m – масса скопления, ${{M}_{{{\text{Gal}}}}}$ – масса Галактики ($1.0 \times {{10}^{{11}}}{{M}_{ \odot }}$; Carraro, Chiosi 1994 [14]; Bonatto et al. 2005 [15]; Taylor, et al. 2016 [16]) в пределах ее радиуса R. При суммарной массе двойного скопления, равной $2m = {{10}^{3}}\;{{M}_{ \odot }}$ и ${{M}_{{{\text{Gal}}}}} = {{10}^{{11}}}\;{{M}_{\odot }}$, из (1) получено ${{R}_{{\text{R}}}} \approx 7~$ пк. Очевидно, ${{R}_{{\text{R}}}}$ может в несколько раз превосходить размеры самих скоплений. Таким образом, появляется шанс для рождения и существования ТДРС. Радиус сферы Роша для скоплений в физической паре рассмотрен также (Angelo, et al. 2021 [17]).

Важный фактор для оценки происхождения ТДРС – возраст скоплений в паре. Возраст NGC 1981 cогласно (Cantat-Gaudin et al. 2020 [12]) составляет $\lg t$ = 7.18 (15.14 млн лет), согласно каталогу одиночных звездных скоплений MWSC (Milky Way Star Clusters, Харченко и др. [18]) $\lg t$ = = 7.11 ± 0.001 (12.8 млн. лет). Возраст NGC 1977 cогласно [12] $\lg t$ = 7.99 (97.7 млн лет). Другая оценка составляет 3 млн лет, [6]. По MWSC [18] возраст скопления NGC 1977 $\lg t$ = 6.600 (4 млн лет). Близкая оценка $\lg t$ = 6.721 ± 0.064 (5.3 млн лет) получена (Monteiro, et al. 2020 [19]). Очевидно, что приведенные оценки не позволяют говорить о сходстве этих РЗС по возрасту и, следовательно, природа их возможной физической связанности нуждается в уточнении из-за неопределенности оценок возраста.

3.1. Диаграмма параллакс–звездная величина

Данный раздел включает последовательность шагов выбора звезд на небе, анализ распределения звезд по параллаксам и диаграммы собственных движений. Итогом является оценка вероятности принадлежности звезд РЗС.

Шаг 1. Сделан отбор звезд по положению на небе (экваториальным координатам) и параллаксам. Из каталога Gaia DR3 выбраны звезды в области неба с центром α = 83.815°, δ = –4.819° (центр NGC 1977, табл. 4) и радиусом 0.35° (≈2.5 пк на расстоянии 400 пк), [1]. Взяты звезды, для которых в Gaia определены параллакс и звездная величина G. Число таких звезд оказалось равным n = 2349.

Выбранные звезды на диаграмме “параллакс – звездная величина” показаны на рис. 4а. На рис. 4а хорошо заметны две группы звезд, выделяющиеся по максимумам распределения: звезды поля и звезды скоплений. С помощью этой диаграммы первоначальная выборка ограничена интервалом расстояний звезд от Солнца (d) в пределах 200 ≤ ≤ d ≤ 600 пк (π = 1.67–5.0 мсд). Расстояния получены по параллаксам Gaia DR3 как величина, обратная параллаксу. В результате выборка уменьшилась до n = 1041.

Выбранные звезды на диаграмме “α – δ” показаны на рис. 4б. На рис. 4б выделены звезды скоплений UBC 207 (NGC 1981 согласно SIMBAD) и UBC 621 (NGC 1977 согласно SIMBAD), данные о которых взяты из (Castro-Ginard, et al. 2020 [5]) – для UBC 621 и UBC 207, и скопления NGC 1977 – из (Tarricq, et al. 2021 [4]), где они отобраны машинным методам. Имена скоплений даны согласно авторам указанных статей.

Диаграмма “параллакс – звездная величина” для нашей выборки (после исключения звезд поля) приведена на рис. 5, где также нанесены звезды из списков (Castro-Ginard, et al. 2020 [5] и Tarricq, et al. 2021 [4]).

1) Сравнение показало, списки авторов Tarricq, et al. (2021) [4] и Castro-Girard, et al. (2020) [5] не содержат звезды с G > 17^m.

2) На рис. 5 РЗС NGC 1977 (UBC 621 в [5]) и NGC 1981(UBC 207 в [5]) имеют близкие параллаксы и не имеют четкой границы раздела по параллаксам.

UBC 621 – это NGC 1977? Проведено отождествление звезд списков UBC 621 (Castro-Ginard, et al. 2020 [5]) (UBC 207 также входит в [5], о чем речь пойдет ниже) и NGC 1977 (Tarricq, et al. 2021 [4]) с нашей выборкой (n = 1041). Оказалось, что:

1) Cписок звезд NGC 1977 из [4] (n = 74) полностью входит в список звезд UBC 621 из [5], (n = 115).

2) Из списка [4] для NGC 1977 (n = 74) попали в нашу выборку 68 звезд.

3) Из списка [5] для UBC 621 (n = 115) попали в нашу выборку 107 звезд.

Таким образом, можно говорить о дублировании названий NGC 1977 и UBC 621. Отметим, что по (Monteiro, et al. 2020 [19]) РЗС UBC 621 и NGC 1977 представляют собой одно и то же скопление. Cписок (Pang, et al. 2022 [6]) для NGC 1977 и сравнение его данных с нашими и других авторов также представляет интерес, хотя он попал в наше поле зрения после завершения данной работы.

UBC 207 – это NGC 1981? Оказалось, что звезды UBC 207 выходят за рамки выбранной нами области неба, что хорошо видно на рис. 4б. Скорее всего они входят в состав NGC 1981, центр которого располагается примерно на 20$\prime $ севернее центра NGC 1977 (рис. 1). Из списка (Castro-Ginard, et al. 2020 [5]) для UBC 207 (n = 55) попали в нашу выборку 28 звезд.

Шаг 2. Диаграмма СД выборки, полученной на Шаге 1 (n = 1041), показана на рис. 6. Там же нанесены звезды из списков (Castro-Ginard et al. 2020 [5] и Tarricq et al. 2021 [4]). Как видно на рис. 6, в верхней части располагается NGC 1981 (UBC 207), в нижней – NGC 1977 (UBC 621). Разделение этих скоплений можно заметить по СД (рис. 6), тогда как на небесной сфере (рис. 4б) они пересекаются. На рис. 7 показана диаграмма СД, где показаны положения средних СД. Использованные нами положения СД РЗС (рис. 7) в пределах ошибки совпадают с приведенными средними СД SIMBAD соответствующих скоплений в табл. 3 и 4: для NGC 1977: ${{\bar {\mu }}_{\alpha }} = $ 1.277 мсд/год, ${{\bar {\mu }}_{\delta }} = ~$ ‒0.800 мсд/год. Для NGC 1981: ${{\bar {\mu }}_{\alpha }} = ~$ = 1.152 мсд/год, ${{\bar {\mu }}_{\delta }} = ~$ 0.524 мсд/год. На рис. 7 на правой панели также показаны звезды с RUWE > > 1.4. Очевидно их влияние не велико.

Следует отметить, что средние положения выбранных центров РЗС влияют на процесс определения вероятностей на Шаге 3. Как могут повлиять звезды с RUWE ≥ 1.4 на средние СД? Значение перенормированной ошибки единичного веса (RUWE), определяемой Lindegren, et al. [20], приведено в каталогах Gaia, и рекомендовано звезды с RUWE > 1.4 исключить из выборки. У таких звезд возможна неразрешенная двойственность или присутствуют проблемы с определением астрометрических параметров, которые не укладываются в модель одиночной звезды. Поскольку в группе 189 могут быть звезды с RUWE > 1.4 (что будет видно ниже), мы решили не исключать их из нашего каталога. Это обусловлено также тем, что 1) использованные нами оценки средних СД практически совпадают с данными SIMBAD и 2) присутствие этих звезд не влияет на вычисление вероятности принадлежности звезды скоплению.

Шаг 3. Оценка вероятности принадлежности звезды к РЗС. Вероятность $P_{\mu }^{i}$ вхождения i-й звезды в состав скопления, определенная по СД, вычислена с помощью классической методики изложенной (Kharchenko, et al. 2004 [21], Kharchenko, et al. 2012 [22], Vasiliev 2019 [23]):

где средние значения СД ${{\bar {\mu }}_{\alpha }},\;{{\bar {\mu }}_{\delta }}~$определены нами выше для NGC 1977 и NGC 1981. Величины ${{\mu }_{\alpha }},\;{{\mu }_{\delta }}$ представляют собой индивидуальные СД по прямому восхождению и склонению соответственно.

Возможен вариант, в котором суммируются два распределения, отдельно для каждого РЗС, и величина ${{P}_{\mu }}~$ оценивается исходя из суммы распределений для каждого скопления. В этом случае шкала вероятностей изменится, распределения будут иметь более узкую форму с быстрым падением ${{P}_{\mu }}~$ от среднего СД. Как и в случае с выбором ε_μ, это приведет к изменению шкалы вероятностей, что повлияет на $P_{\mu }^{i}$, в том числе и для звезд группы 189.

Значение ε_μ определяется дисперсией пекулярных скоростей (движения звезд внутри скоплений) и ошибками измерений Gaia. В наших расчетах использовано значение ${{\varepsilon }_{\mu }} = 0.7$ мсд/год. Учитывая сказанное о показателе степени в (2), на расстоянии от Солнца рассмотренной звездной группировки ≈400 пк указанное значение соответствует ~2 км/с. Это согласуется со средней оценкой дисперсии в рассеянных звездных скоплениях, которая обычно принимается равной 1–3 км/с (Чумак и Расторгуев (2006) [24]). Указанное значение включает ошибку СД, которая в среднем для нашей выборки составляет 0.1 мсд/год для звезд G < ${{17}^{{\text{m}}}}$, рис. 8. Отметим также, что попытка использовать индивидуальные ошибки для каждой звезды в ${{\varepsilon }_{\mu }}~$привела к разбросу значений $P_{\mu }^{i}$ по радиусу.

Результирующая картина распределения вероятностей $P_{\mu }^{i}$ представлена на рис. 9. Отметим, что для оценки вероятности принадлежности звезды скоплениям (2) использованы звезды во всем диапазоне RUWE. Их присутствие не повлияло на значения $P_{\mu }^{i}$. Зависимость распределения ${{P}_{\mu }}$ от ${{\varepsilon }_{\mu }}$ показана на рис. 15. От ${{\varepsilon }_{\mu }}$зависит оценка вероятности Р_μ для каждой звезды, которая увеличивается при увеличении ${{\varepsilon }_{\mu }}$, что понятно из (2) и детально показано на рис. 15.

3.3. Влияние звезд фона

Для отбора звезд кандидатов в состав скоплений нами использованы тригонометрические параллаксы и собственные движения. На основе последних определены вероятности принадлежности звезд к скоплениям. Очевидно, что в процессе оценки вероятности звезды фона, имеющие СД, и параллаксы, попавшие на интервалы отбора, также попали в наш каталог, получив оценки P по формуле (2). Имея сходные со скоплением параллаксы, положения на небе и собственные движения звезды фона по этим параметрам не отличаются от звезд скопления. Однако можно оценить процент таких звезд. Для этого мы взяли пробные выборки звезд в трех областях поля вне скопления (рис. 10). Проведено сравнение диаграмм СД для выбранных областей и наших РЗС. Посчитаны числа звезд поля и РЗС в выделенных на правой панели рис. 10 ячейках. Их соотношение дало оценку процента звезд фона относительно звезд РЗС (включающих звезды поля).

На правой панели рис. 10 показана таблица, с помощью которой можно оценить процентное содержание звезд фона в изученных РЗС. Это можно сделать путем сравнения положения на диаграмме СД (рис. 6) любой звезды из нашего каталога с диаграммой на правой панели рис. 9. Попадание звезды в избранный квадрат даст указанный процентный уровень принадлежности звезды фону.

3.4. Статус звезд группы 189

В Gaia DR3 [11] найдены данные для Oricat 2836 (GEDR3 3209577937308816896) и Oricat 2914 (GEDR3 3209578276615162112). Положения этих звезд в декартовой системе координат показаны на рис. 1 и 2. Их место на диаграмме СД показано на рис. 6 и рис. 9. В табл. 6 приведены оценки вероятности их принадлежности к NGC 1977 и NGC 1981, как полученные в данной работе, так и различные оценки их принадлежности к РЗС, полученные другими авторами. В колонках табл. 6 даны номер Oricat, ID Gaia DR3, флажки равны 1 в том случае, если звезда включена в указанный в описании колонки каталог. В последних двух колонках приведены полученные нами вероятности вхождения звезд в скопления NGC 1977 и NGC 1981 соответственно. Как видим из табл. 6, Oricat 2914 согласно (Tarricq et al. 2021 [4]) не входит в состав скопления NGC 1977. Отметим, что ее астрометрические параметры Gaia могут быть отягощены ошибками, так как параметр RUWE превышает 1.4 и равен 1.868 (см. табл. 2). По Andersen, Reiz (1983) [25] эта звезда принадлежит скоплению NGC 1981. Наши оценки согласуются с оценками, полученными в [5], и свидетельствуют о принадлежности этих звезд NGC 1977, с вероятностью более 70%.

Приводим физические параметры Oricat 2836 (GEDR3 3209577937308816896) и Oricat 2914 (GEDR3 3209578276615162112) по оценкам разных авторов. Оценка массы выполнена с помощью диаграммы “цвет–звездная величина”, приведенной на рис. 11. Положения этих звезд на рис. 11 свидетельствуют о том, что они обладают массами около 1.1 M_☉. В каталоге [26] (VizieR On-line Data Catalog: I/355/paramp) приводится масса Oricat 2914 оцененная в 1.131 ${{M}_{\odot }}$.

Особенностью этих звезд является наличие рентгеновского излучения. Обе звезды есть в каталоге “Chandra X-ray observations of young clusters” (Ramirez et al. (2004) [27]): Oricat 2836 – под номером CXORRS J053527.8-044503, Oricat 2914 – под номером CXORRS J053523.3-044325. Oricat 2836 входит в каталог “The Spitzer (SEIP) source list (SSTSL2)” [28] под номером SSTSL2 J053527.86-044503.4. Х-излучение в северной части NGC 1977 (Fig. 4, Bouy et al. 2014 [8]), включающей группу 189, обусловлено, по крайней мере частично, этими звездами.

Необходимо добавить, что Oricat 2836 и Oricat 2914 являются переменными звездами типа Orion Variable. Их номера V* V1738 Ori и V* V413 Ori соответственно в каталоге ОКПЗ Samus, et al. (2017) [29]. Звезда V* V413 Ori (Oricat 2914) является неправильной эруптивной переменной звездой (тип переменности IN в [29]). Такие переменные звезды связаны с яркими или темными диффузными туманностями (или наблюдаются в областях таких туманностей).