АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 84, № 7, с. 604-611
УДК 524.47
NGC 7006 - ШАРОВОЕ СКОПЛЕНИЕ С ПРЕИМУЩЕСТВЕННО КРАСНОЙ ГОРИЗОНТАЛЬНОЙ ВЕТВЬЮ?
© 2007 г. А. Н. Геращенко
Главная астрономическая (Пулковская) обсерватория, С.-Петербург, Россия Поступила в редакцию 08.09.2006 г.; после доработки 27.12.2006 г.
Представлено ПЗС-ВУД-фотометрическое исследование центральной области (15" < r < 100") шарового скопления NGC 7006, основанное на анализе диаграмм "цвет—величина". Получены следующие основные параметры скопления: [Fe/H] = —1.62, Y = 0.21, EB-V = 0.15m, VHB = 18.84m, MHB = +0.56m, Rq = 37.1 кпк). В центральной области скопления обнаружены две ранее не известные переменные типа RR Lyr. Индекс морфологии горизонтальной ветви, определенный для всей исследуемой области скопления и указывающий на преимущественное население ее красной части, соответствует предыдущим исследованиям: HBm¿ = —0.13. Показано, что подобной аномалией (отрицательный индекс морфологии) обладает целая группа скоплений класса Оо1 промежуточной металличности, имеющая свойственное только ей распределение звезд на горизонтальной ветви. Доказана радиальная зависимость морфологии горизонтальной ветви, в соответствии с которой ее цвет становится преимущественно голубым при приближении к центру скопления. Одним из механизмов такого поведения горизонтальной ветви может быть влияние внутренних динамических процессов на пространственное распределение горячих звезд.
PACS: 98.20.Gm, 95.85.Kr
1. ВВЕДЕНИЕ
NGC 7006 (С2059+160) - одно из наиболее удаленных от центра Галактики (Rq = 40 кпк [1]) шаровых скоплений c промежуточными значениями центральной плотности и металличности: lg po = = 2.908, [Fe/H] = -1.63 [2]. Со времени исследования скопления Сандиджем и Вилди [3], когда была впервые сформулирована проблема "второго параметра", NGC 7006 рассматривается как "архитипичное" скопление по проявлению "второго параметра". Суть проблемы заключается в том, что на распределение звезд вдоль горизонтальной ветви (ГВ) оказывает влияние, кроме металличности, еще некоторый ("второй") параметр, приводящий к иной, чем это следует при данной металличности, населенности различных частей ГВ. В случае NGC 7006 индекс морфологии ГВ, составляющий HBmi = (Nb - Nr)/(Nb + Nv + Nr) = -0.11 [4] (где Nb, Nv и Nr — соответственно число голубых звезд, переменных типа RR Lyr и красных звезд ГВ [5]), значительно меньше, чем это должно быть при промежуточной металличности скопления. В дальнейших исследованиях скопления NGC 7006 для объяснения аномалии в распределении звезд вдоль ГВ в качестве второго параметра предлагались различные характеристики скопления: содержание гелия [3] или элементов CNO-группы [6, 7],
возраст [4, 8], эллиптичность [9]. Однако привлечение ни одной из них не способствовало решению проблемы.
Скопление достаточно хорошо изучено в визуальных (B, V или близких к ним) лучах [3, 4, 8]. Во всех указанных работах для расстояний от центра r > 30" подтверждается выявленная Сандиджем и Вилди [3] аномалия. В единственном исследовании скопления на более близких к центру расстояниях [4] показано, что при приближении к центру средний цвет ГВ становится более голубым. Однако наличие в цитированной работе на диаграмме "цвет—величина" (V, B—V) для центральной области (r < 30") скопления большого количества звезд, расположенных выше ГВ и левее ветви гигантов (ВГ), делает этот вывод ненадежным и требующим подтверждения и количественного уточнения.
Единственная попытка исследовать в красных фотометрических полосах R и I переменные а RR Lyr в ряде шаровых скоплений, в том числе и в NGC 7006, была предпринята Янгом [10]. Однако возможности телескопа не позволили для звезд этого скопления получить надежную фотометрию.
В настоящей работе проанализированы диаграммы "цвет—величина" (V, B—V) и (V, V—R),
полученные на основе наблюдений на телескопе "Цейсс-1000" САО РАН, с целью определения основных параметров шарового скопления NGC 7006, изучения морфологии горизонтальной ветви и ее радиальной зависимости.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Наблюдения центральной области (r < 100") шарового скопления NGC 7006 были выполнены на телескопе "Цейсс-1000" САО РАН с ПЗС-матрицей типа К585, имеющей формат 400 х 510 пикс. Поле зрения фотометра составляет 149" х х 212" при масштабе 15.27"/мм. Широкополосные фильтры в сочетании с используемым приемником реализуют фотометрическую систему BVRcIc Джонсона-Касинса.
Для обработки использовались только хорошие кадры с качеством изображения лучше 2" в трех фотометрических полосах B, V и Rc (табл. 1). Стандартная процедура первичной обработки данных была осуществлена в операционной системе Linux на основе пакетов программного комплекса ESO-MIDAS. Перевод инструментальных величин в BVRc-фотометрическую систему был выполнен с помощью ПЗС-стандартов [11], расположенных в исследуемом поле. Так как скопление характеризуется большим количеством переменных типа RR Lyr, в том числе и не выявленных ранее, в список стандартов [11] могли войти переменные звезды. Действительно, анализ инструментальных величин b, v, r, полученных нами для звезд с расстоянием от центра скопления r > 15", позволил выявить две новые переменные и предположить переменность еще нескольких десятков звезд (подробнее см. далее разд. 5). Кроме того, в число стандартов вошла известная переменная v2 (n75 в списке [11]). После исключения возможных переменных звезд при выводе редукционных формул были оставлены 19 стандартов в интервале величин 19.04m <V< < 16.05m и цветов 0.05m <B - V < 1.39m, 0.23m < V - R< 0.75m:
V = v + 0.010(±0.037) х (b - v) + 0.121(±0.018), B = b + 0.384(±0.059) х (b - v) + 0.352(±0.029), R = r + 0.025(±0.064) х (v - r) - 0.214(±0.014).
Среднеквадратичные ошибки привязки инструментальных величин к стандартам [11] равны 0.047m, 0.043m и 0.044m для B-, V- и R-величин, соответственно. Внутренняя ошибка фотометрии была оценена по разбросу отклонений отдельных оценок величин для каждого кадра от среднего значения величины для звезды, и она составляет 0.042m, 0.033m и 0.032m соответственно для B, V и R.
Таблица 1. Наблюдательный материал
Дата Фильтр Экспозиция, с
21/22 08. 1995 V 1 х 300
R 1 х 180
23/24 08. 1995 B 3 х 600
V 5 х 300
R 2 х 180
24/25 08. 1995 R 1 х 180
3. ДИАГРАММЫ "ЦВЕТ-ВЕЛИЧИНА"
На рис. 1 представлены диаграммы "цвет-величина" (ДЦВ) для звезд в центральной области (r > 15") скопления: (а) - диаграмма (V, B-V), диаграмма (б) - (V, V-R). При построении диаграмм использовались средние V-, B- и R-вели-чины звезд, кроме тех звезд, которые расположены в полосе нестабильности, занимаемой переменными типа RR Lyr. Для них величины и цвета определялись по экспозициям в фильтрах BV или VR, отстоящим по времени не более чем на 15 мин, с тем чтобы измерения цветов известных и потенциальных переменных относились к приблизительно одной фазе изменения блеска. Сравнение ДЦВ, построенных по данным [4] и нашим данным, показывает, что они совпадают, если наши цвета звезд B - V уменьшить на 0.1m. Аналогичное соотношение обнаружено между цветами общих звезд в работах [4, 11], причем несоответствие цветов определяется в основном различием B-величин. Сравнение вычисленных нами B-, V-величин с данными [3] для общих звезд показало, что между ними нет систематического различия.
Характерными особенностями ДЦВ, приведенных на рис. 1, являются следующие.
1. Голубая часть ГВ имеет небольшую протяженность. Согласно более глубокому по B- и V-величинам исследованию [4] никаких голубых звезд слабее 19.5m (а практически 19.3m) скопление не имеет. В соответствии с предыдущими исследованиями наблюдается превышение населенности красной части ГВ скопления по сравнению с голубой и индекс морфологии ГВ HBm, = = -0.13 ± 0.04. Однако говорить об аномалии ГВ следует с осторожностью. Среди скоплений промежуточной металличности, к которым относится и NGC 7006, существуют скопления различных классов по Оостерхоффу (OoI, OoII) с различной ГВ : HBm¿ = 0.94 (NGC 6656, OoII, [Fe/H] = = -1.64), HBm, = 0.08 (NGC 5272, OoI, [Fe/H] = = -1.5б), HBm, = -0.82 (Pal 3, OoI, [Fe/H] = = -1.57) [12]. Как показала Кадла [13], среди
V 15.5
16.0
16.5
17.0
17.5
18.0
18.5
19.0
19.5
(a)
v 34
+ •w*.
• • ••
••• x 7 • •
0.2 0.6 1.0
B - V
1.4
(6)
. V34.
ra •+f' • • :• •
-0.2
0.2 0.6
V - R
1.0
Рис. 1. Диаграммы "цвет—величина" центральной области (г > 15") шарового скопления NGC 7006: (а) — (V, B—V), (б) — (V, V—R). Известные переменные звезды обозначены значками "+", обнаруженные нами — значками "0".
шаровых скоплении можно выделить три группы со свойственным каждоИ группе распределением звезд вдоль ГВ: группа 1 включает скопления Оо11, все они имеют ГВ с НВШ^ > 0, группа 2 — скопления Оо1 с НВШ^ < 0, группа 3 — скопления Оо1 с НВШ^ > 0. Каждая группа характеризуется достаточно широким, но различным распределением по металличности и индексом НВШ^ со значительным
HB 1.0
0.5 0 0.5 1.0
п В
▼ v
о 00 о
о °о °
о
оо
i А Алл^ААуУЧА А
-2.0
-1.5
-1.0
-0.5 0 [Fe/H]
Рис. 2. Зависимость вида ГВ (индекса HBm^) скопления от металличности (параметра [Fe/H]). Скопления 1-ой группы обозначены значками "□", 2-ой — значками "V", 3-ей — значками "О", 4-ой — значками "А". Средние для каждой группы значения HBm^ и [Fe/H] обозначены соответствующими темными значками.
перекрытием этих параметров между группами и отсутствием статистически значимой связи между ними внутри группы (рис. 2). В отдельную (у нас четвертую) группу выделены скопления с метал-личностью [Fe/H] > —1.0 c исключительно красной ГВ (HBmi = —1.0). Практическое отсутствие в них переменных типа RR Lyr не позволяет классифицировать эти скопления по Оостерхоффу. В табл. 2 даны некоторые характеристики каждой группы, полученные автором по данным, приведенным в [13], из которых убраны далекие скопления с R> 60 кпк. В первых трех столбцах табл. 2 приведены номер группы, число и класс скоплений, входящих в данную группу, по Оостерхоффу. В последующих (четвертом—восьмом) столбцах даны средние для данной группы значения индекса морфологии ГВ
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.