Комплексные исследования звездного состава шаровых скоплений тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РГБ ОД

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

1 О ИЮП 1395 им. М.В. ЛОМОНОСОВА

На правах рукописи УДК 524.47

Самусь Николай Николаевич

КОМПЛЕКСНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ЗВЕЗДНОГО СОСТАВА ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

Специальность 01.03.02 - Астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва 1995

Работа выполнена в Институте астрономии РАН.

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Ю.Н. Гнедин

доктор физико-математических наук Б. В. Комберг

доктор физико-математических наук А. С. Шаров

Ведущая организация: Уральский государственный университет

седании диссертационно: .. . .... .... гвенного уни-

верситета им. М. В. Ломоносова, шифр Д. 053.05.51. Адрес: 119899, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга МГУ (Москва, Университетский проспект. 13).

Защита состоится

часов на за-

Автореферат разослан " 3 " Ш-О^л^.Р 1995 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ. -мат. наук

Л.Н. Бондаренко

Эбщая характеристика работы

\ктупльиооть темы. Шаровые звездные скопления (ШЗС) — самые старые из изустных образований в Галактике. Их исследования имеют исключительно важное зна-1ение для развития представлений о формировании нашей Галактики и других галактик, об эволюции звезд малой массы. Содержание химических элементов в атмосферах .везд меняется в широких пределах от скопления к скоплению, что позволяет исследо-1ать ранний нуклеосинтез во Вселенной. Наконец, ШЗС — весьма удобные объекты [ля исследований кинематики и динамики гало нашей Галактики. Все это определяет 1ктуалыюсть всесторонних исследований ШЗС.

Последние два десятилетия характеризуются быстрым прогрессом исследований ШЗС. Зведспие в строй новых больших телескопов и новые достижения в области светопри-:мной аппаратуры позволили не только проводить высокоточную фотометрию звезд ПЗС, но и выполнять спектральные наблюдения, измерять лучевые скорости. Развитие теории внутреннего строения и эволюции звезд повысило надежность определения >ажнейших физических характеристик скоплений, в том числе их возраста. Основные вменения подхода в исследованиях состоят во все более полном учете не только интегральных характеристик скоплений, но и данных об отдельных звездах, населяющих tx.

Цель работы. Диссертация посвящена фотографической, фотоэлектрической и 13С-фотометрии звезд ШЗС с целыо уточнения представлений о звездном составе и юзрасте скоплений; определению координат переменных звезд в ШЗС, с перспективой оздання объединенного каталога переменных звезд галактического поля и ШЗС; изме-lemno лучевых скоростей звезд ШЗС, прежде всего с целью оценки масс скоплений по шеперсни скоростей звезд.

Новизна. Следующие результаты диссертации являются новыми.

1. Впервые получены достигающие главной последовательности фотографические (иаграммы цвет-величина шаровых скоплений М 10, М 12, NGC 5053.

2. Впервые получена достигающая главной последовательности ПЗС-диаграмма (вет-величнна ШЗС NGC 5286, на основе которой получена оценка его возраста.

3. Впервые получены достаточно точные экваториальные координаты переменных везд в ШЗС М 22. Для многочисленных переменных звезд в ШЗС М 3 и М 5 и в их крестпостях впервые получены высокоточные экваториальные координаты в совре-юшюй однородной системе.

4. Впервые получены высокоточные измерения лучевых скоростей красных гигантов ШЗС М 5, М 10, М 12. Получены однородные оценки дисперсии скоростей в шести

U3C и на их основе — оценки массы скоплений.

5. На основе измерений лучевых скоростей выявлены указания на вращение скопле-пя М 5.

Научная и практическая значимость. Внедрение. Фотометрические иссле-.ования слабых звезд в ШЗС — единственный надежный способ определения возраста копленин, параметра, имеющего огромное значение для наших представлений о ран-их этапах эволюции Галактики. Полезным побочным результатом таких исследова-нй является получение фотометрических каталогов, к которым можно в дальнейшем

привязывать другие исследования постоянных и переменных звезд в скоплениях и окружающих их полях.

Большое практическое значение имеет определение точных координат переменных звезд в скоплениях, поскольку оно обеспечивает возможность идентификации звезд, автоматического наведения наземных и космических телескопов.

Наконец, без определения лучевых скоростей индивидуальных звезд в IH3C невозможны изучение динамики звезд ШЗС, надежная оценка масс скоплений.

Все результаты работы, отнйящиеся к переменным звездам, вошли в базу данных по переменным звездам ИНАСАН и ГАИШ, на основе которой под эгидой комиссии 27 Международного астрономического союза составляются каталоги переменных звезд. Наши измерения лучевых скоростей вошли в международную базу данных, ведущуюся во Франции, и широко цитируются. Результаты работы используются в лекционном курсе, который автор читает на физическом факультете МГУ.

Апробация. Настоящее исследование ведется уже свыше 15 лет. На разпых этапах работы результаты докладывались на Симпозиуме № 226 MAC (Кэмбридж, США, 1986 г.), многочисленных совещаниях рабочей группы "Звездные скопления" Астрономического совета (Екатеринбург, Тарту, Санкт-Петербург), на семинарах по звездной астрономии ГАИШ МГУ.

На защиту выносятся следующие основные положения.

1. Результаты достигающей главной последовательности фотографической фотометрии звезд в ШЗС М 10 = NGC 6254 (с независимо полученной фотоэлектрической калибровкой) и NGC 5053.

2. Результаты массовой автоматической фотографической фотометрии звезд в южных шаровых скоплениях NGC 4833 и М 22 = NGC 6656.

3. Результаты ПЗС-фотометрии звезд южных шаровых скоплений NGC 5286 и М 30 = NGC 7099, включая определение положения точки поворота главной последовательности, оценки металличности и возраста.

4. Вывод о том, что совокупность современных наблюдательных данных не противоречит предположению, что "вторым параметром", определяющим, наряду с метал-личностью, морфологию диаграмм цвет-величина шаровых звездных скоплений Галактики, является возраст скопления.

5. Результаты определения координат переменных звезд в четырех шаровых скоплениях, включая выявление пропущенных идентификаций каталогов переменных звезд и заподозренных переменных Галактики и списков предварительных обозначений переменных звезд с каталогом переменных звезд в шаровых скоплениях.

6. Результаты измерений лучевых скоростей красных гигантов в шести шаровых скоплениях, оценки масс пяти шаровых скоплений по дисперсии лучевых скоростей.

7. Вывод о вращении шарового скопления М 5 = NGC 5904.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения и списка литературы, содержащего 184 названия. Объем основной части диссертации — 124 стр., в том числе 8 таблиц и 18 рисунков. Приложения к диссертации объемом 102 стр. содержат 31 таблицу с результатами наблюдений.

Содержание работы

Во Введении кратко охарактеризованы цели исследования, сформулированы результаты, выносимые на защиту, указан личный вклад автора в работы, выполненные в соавторстве.

В Главе I содержится краткий обзор наблюдательных данных и теоретических результатов в связи с постановкой задач доследования.

Важнейшую информацию о звездном составе ШЗС дают диаграммы цвет-звездная величина. От скопления к скоплению может отличаться крутизна ветви гигантов, структура горизонтальной ветви (ГВ) и т.п.

Металличностъ является основным параметром, обусловливающим морфологию ГВ (низкому содержанию тяжелых элементов соответствуют голубые, а высокому — красные ГВ). Вместе с тем диаграммы,связывающие какой-либо параметр, характеризующий голубизну ГВ, с металличяостью, показывают значительные уклонения от средней зависимости, которые невозможно объяснить ошибками фотометрии или определений химического состава звездных атмосфер. Некоторые скопления, подобные М 13, металличность которых пе является экстремально низкой, имеют экстремально голубые ГВ, в то время как другие скопления с близкой металличностью, подобно М 3, имеют промежуточную голубизну ГВ. Имеются также скопления, показывающие аномалию противоположного свойства — слишком красную ГВ при промежуточной или экстремально низкой металличности. Указанные обстоятельства характеризуют проблему "второго параметра": какой параметр (параметры), помимо общей металличности, определяет (определяют) морфологию ГВ ШЗС?

Непосредственно связана с проблемой второго параметра система классификации ШЗС, впервые предложенная A.B. Мироновым и детально разработанная Мироновым и Самусем (1974, 1979). В этой системе аномальные скопления типа М 13, не укладывающиеся в общую зависимость морфологии ГВ от металличности, отнесены к I морфологической группе голубизны ГВ, а прочие скопления — ко II группе. Возможно, следует ввести и III группу для скоплений с аномально красной ГВ, как это предложено Мироновым и Самусем (1979).

Разными авторами были предложены и отстаивались в качестве истинного второго параметра в сущности все теоретически мыслимые факторы, влияющие на голубизну ГВ: возраст скопления, вариации содержания элементов группы CNO при фиксированной общей металличности (содержании элементов пика железа), содержание гелия и др. Наблюдаемую ГВ можно, вообще говоря, объяснить теоретически при различных сочетаниях этих факторов. Ни одна из предлагавшихся интерпретаций не свободна от значительных затруднений.

Нами была принята интерпретация введенных морфологических групп голубизны ГВ ШЗС, в которой "вторым параметром" считается возраст скопления. Представление о возрасте в качестве "второго параметра" встречается во многих работах последних лет. Так, Ли и др. (1994) сделали вывод о том, что различия в возрасте между ШЗС гало достигают ~ 5 млрд лет.

Оценка возраста ШЗС на основе сопоставления фотометрических характеристик участков диаграммы цвет-величина, прилегающих к точке поворота главной последо-

вательности (ГП), с предсказаниями теории эволюции звезд, представляет собой весьм сложную задачу. Лишь второстепенное значение при этом имеет конкретная методик сравнения с теорией (привязка к изохронам или использование калибровок разност величин точки поворота и ГВ).

Наиболее уверенным результатом последних лет, подтверждающим реальность раз личий возраста, представляется вывод о сравнительной молодости скоплений Pal 12 Ru 106, которые, вероятно, на ~ 3 млрд лет моложе большинства ШЗС Галактик» В литературе активно обсуждается возможное различие в возрасте ШЗС NGC 288 NGC 362. Эти два скопления имеют близкую металличность, но первое из них обла дает весьма голубой (группа I), а второе — довольно красной (группа II) ГВ. Такш образом, пара NGC 288 — NGC 362 представляет собой выразительный пример про явления "второго параметра". Исследования последних лет пришли к выводу, что NG< 288 на 2-3 млрд лет старше, чем NGC 362. В настоящее время этот результат явля ется наиболее убедительным аргументом в пользу возрастной интерпретации "второг параметра". Однако вывод о различии возраста пришлось бы пересмотреть при весьм малых систематических изменениях измеренных показателей цвета звезд. Имеются : новые результаты ряда авторов, согласно которым в таких парах ШЗС, как Pal 4 -NGC 2419, М 13—М 3, где явно видны указания на действие "второго параметра", су щественных разичий возраста не выявляется, откуда иногда делают вывод, что возрас вряд ли является единственным вторым параметром.

Таким образом, фотометрические исследования слабых частей диаграмм цвет-вели чина ШЗС, на основе которых может быть уточнен возраст скоплений, представляютс весьма актуальными. Этим задачам посвящены главы II—IV настоящей работы.

Важным элементом звездного состава ШЗС являются переменные звезды.

Одним из основных направлений работы автора в последние годы, в основном остав шимся за рамками настоящей диссертации, явилось составление и научное редактирова ние Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ). Вне ОКПЗ по историческим причина» остаются только переменные звезды в ШЗС. Многие переменные в ШЗС до сих пор н каталогизированы. На "стыке" ОКПЗ и каталога переменных звезд в ШЗС возникаю: многочисленные несогласованности.

Традиционное правило невключения переменных звезд — членов ШЗС, сохраняем» в ОКПЗ, очевидно, является алогичным. Кроме того, оно в принципе требует проверю членства в скоплении в каждом конкретном случае, что связано с трудностями. Поэтом; неудивительно, что применение этого правила на протяжении десятилетий не был( вполне последовательным. Краткий обзор ситуации в "пограничной зоне" между OKÍK и каталогами переменных звезд в ШЗС дан в работе Самуся (1983). При составлен»! IV издания ОКПЗ и последующих списков обозначений переменных звезд были принять меры по максимально полному исключению случаев пропуска в ОКПЗ выявленных i области ШЗС переменных звезд, не являющихся членами скоплений. Если в работ( Самуся (1983), фактически написанной в 1980 г., упоминается 22 звезды, имеющие обозначение в системе ОКПЗ и входящих в каталог переменных звезд в ШЗС Сойер Хогг (1973), а также 13 звезд каталога Сойер-Хогг, входящих в Новый каталог звезд заподозренных в переменности блеска (NSV), то уже к декабрю 1984 г. (перед выходо& первого тома четвертого издания ОКПЗ) число звезд, обозначенных и в системе ОКПЗ

и п системе каталога Сойер-Хогг, возросло до 71. Среди них имеются как члены ШЗС, так и звезды поля, причем последних — большинство.

Приведем пример, относящийся к сравнительно редкому типу переменных звезд в скоплениях. При составлении тома II ОКПЗ автором (Самусь, 1984) было выявлено, что FK ОрЬ, переменная в ШЗС NGC 6273, считавшаяся в ОКПЗ неизученной, не только была дважды открыта на Гарвардской обсерватории, что привело к наличию у одной переменной двух обозначений в системе HV (HV 4337 и HV 9196), но и независимо открыта, обозначена и изучена Сойер как V2 (NGC 6273), переменная типа W Vir. По 42 оценкам блеска по фотопластинкам нами были выведены элементы изменения блеска

Мах = 2445133.7 + 14¿.138 • Е,

М - т = 0".35.

Несмотря на принимаемые меры, несомненно, пропущенных идентификаций звезд ОКПЗ и каталога NSV со звездами каталога Сойер-Хогг еще немало, что подтвердили наши последующие работы по более систематической координатной привязке переменных звезд в ШЗС (см. Главу V).

Наиболее радикальным выходом из положения было бы включение всех переменных звезд ШЗС в ОКПЗ. Однако реализация этой идеи требует значительной подготовительной работы и преодоления ряда трудностей. Для большинства переменных в ШЗС известны только прямоугольные координаты относительно центра скопления (координаты которого известны лишь приближенно), а для большинства переменных поля в окрестностях скоплений —- только приближенные экваториальные координаты. Даже для переменных звезд одного ШЗС в каталоге Сойер-Хогг могут сосуществовать несколько разнородных систем прямоугольных координат. Карты окрестностей опубликованы для большинства переменных в скоплениях, но отсутствуют для многих звезд поля в их окрестностях. Поэтому отождествить звезду ОКПЗ со звездой каталога Сойер-Хогг не всегда просто, а авторы ОКПЗ всячески стремятся избежать появления в каталоге двойных входов для одной и той же звезды. Таким образом, не вызывает сомнения актуальность работ по определению точных экваториальных координат переменных звезд в ШЗС и в их окрестностях (Глава V).

К числу наиболее важных характеристик, непосредственно связанных с процесом образования и распада скоплений в Галактике, принадлежат массы ШЗС. Наиболее надежным способом определеппя индивидуальных масс ШЗС следует признать вирн-злт.ные оценки масс, опирающиеся на измерения лучевых скоростей отдельных звезд ШЗС и проведенные в рамках какой-либо распространенной динамической модели.

Практическая возможность получения надежных оценок масс ШЗС по скоростям индивидуальных звезд появилась с разработкой корреляционных методов измерения точных лучевых скоростей. В близких скоплениях рядом авторов были измерены лучевые скорости нескольких сотен звезд — красных гигантов с точностью порядка 0.7 -1.0 км/с, что позволило не только определить надежные массы скоплений в рамках многокомпонентных моделей Кинга с привлечением данных интегральной фотометрии, но и проанализировать вращение этих систем. Нами также проводились измерения лучевых скоростей звезд ШЗС и основанные на них оценки масс скоплений (Глава VI).

Глава II посвящена фотографической фотометрии звезд ШЗС традиционными способами (измерения на ирисовом микрофотометре с привязкой к фотоэлектрическим стандартам).

Материала для прямой проверки гипотезы возрастных различий выделенных нами групп ШЗС, на момент ее выдвижения, было недостаточно. Для этого нужны диаграммы "цвет - величина", достигающие точки поворота ГП. Проведенный нами (Миронов, Самусь, 1974) предварительный анализ имевшегося материала привел к выводу, что есть указания на больший, чем у группы II, средний возраст скоплений группы I, хотя дисперсия оказалась огромной (вероятнее всего, она была обусловлена малой надежностью использованных наблюдательных данных).

С точки зрения теории звездной эволюции, для объяснения различий между двумя группами ШЗС достаточно разницы в возрасте ~ 109 лет. Выявление из наблюдений точки поворота ГП ШЗС различий возраста & 10% представляет собой, однако, весьма непростую задачу. При доминировавших до середины 80-х гг. методах наблюдений, предполагавших фотографическую фотометрию большого числа звезд, прокалиброванную по фотоэлектрическим стандартам в тех же скоплениях, достичь необходимой точности можно было попытаться лишь на пути стандартизации методики (один инструмент, микрофотометр, одинаковые пластинки и фильтры и т.п.). В нашей стране получение необходимого по предельной величине материала было практически осуществимо только на б-м телескопе БТА CAO.

В связи с этим нами (Миронов, Самусь, Шугаров, 1978) была поставлена задача проведения на БТА фотографической и фотоэлектрической фотометрии слабых звезд в ШЗС, принадлежащих к разным группам по пашей классификации. Реализация программы заняла несколько лет. В таблице 1 приводятся сведения об опубликованных нами диаграммах цвет - величина ШЗС, достигающих точки поворота ГП. Кроме скоплений, перечисленных в таблице, нами (Наумова, Самусь, Шугаров, 1980) была проведена В-фотометрия звезд ШЗС NGC 6366 до В ~ 20.5 и опубликована его функция светимости в лучах В. Промежуточные итоги выполнения программы обсуждались в работах Барышниковой, Самуся и Сильченко (1987) и Самуся (1988).

Таблица 1 Сведения о результатах фотометрии

Скопление Предел Ссылка

фотометрии

(V)

NGC 288 21m Самусь, Шугаров, 1978

NGC 5053 20.2 Барышникова, Самусь, Силь-

ченко, 1989

NGC 6218 = M 12 19.7 Миронов, Самусь и др., 1984

NGC 6254 = M 10 19.6 Самусь, Шугаров, 1983

NGC 7089 = M 2 20.6 Самусь, Шугаров, 1979

Наиболее полные результаты были получены нами для скопления I группы М 10 = NGC 6254 и скопления II группы NGC 5053.

Харрис тг др. (1976) опубликовали диаграмму V-(B — V) звезд М 10, почти достигшую точки поворота. Для калибровки фотографической фотометрии ими использовался фотоэлектрический стандарт, самая слабая звезда которого (X) имела, по фотоэлектрическим измерениям, V = 18.05, (В —V) — 1.24. Однако фотографические величины для этой звезды (V = 18.34, В — V = 0.56) значительно отличались от фотоэлектрических. Следовательно, калибровочная кривая проводилась практически без учета звезды X. Стандарт был, в сущности, проэкстраполирован на 2т.5, что вряд ли можно считать допустимым.

Нами были организованы фотоэлектрические наблюдения звезд в области М 10 при помощи электрофотометра ЭФИР БТА. Наблюдения проводились 11/12 и 15/16 мая 1980 г. Были определены величины V и показатели цвета (В — V) восьми звезд. Для звезды X стандарта Харриса и др. найдено V = 18.69, (В — V) = +0.64.

Фотографическая фотометрия звезд М 10 проводилась по двум негативам (по одпому в лучах В и К), полученным на БТА 9/10 июля 1978 г. по программе ГАО (Пулково), и четырем негативам (по 2 в лучах В и V), полученным с 7 по 9 июля 1978 г. В.П. Горан-ским и С.Ю. Шугаровым в первичном фокусе (/ = 5 м) 125-см рефлектора Крымской лаборатории ГАИШ. Измерения негативов проводились при помощи ирисового микрофотометра ГАИШ. Итоговый фотометрический каталог М 10 (Приложение, табл. 1, 2) включает величины V и показатели цвета (В — V) 645 звезд.

На полученной нами диаграмме V - (В — V) скопления М 10 уверенно выделяются последовательность субгигантов, точка поворота и яркий участок ГП. Голубые звезды ГВ, по нашим наблюдениям, прослеживаются вплоть до уровня точки поворота ГП.

Для далекого, разреженного ЩЗС NGC 5053 в ночь с 18 на 19 мая 1980 г. на БТА была получепа одна пара пластинок в фильтрах В, V. Использовались также 3 пластинки в лучах В и 4 пластинки в лучах V, полученные в 1974-1978 гг. В.Г1. Горан-гким на 50-см камере системы Максутова. Измерения негативов были выполнены на ирисовом микрофотометре ГАИШ. Калибровка для звезд ярче V = 17т проводилась по фотоэлектрическим стандартам из литературы. Для более слабых звезд калибровка основывалась на продлении фотоэлектрической последовательности по изображениям звезд, построенным клином Расина, а также на опубликованных электронографических величинах слабых звезд. Ослабление клином Расина С-м телескопа, равное 5т,8, было определено нами ранее (Копылов, Самусь, Шугаров, 1980).

Поскольку NGC 5053 — IH3C весьма низкой концентрации, статшлась задача на негативах БТА измерить по возможности до фотометрического предела все звезды, попавшие на пластинки. Это обеспечило достаточно хорошую полноту фотометрии до V ~ 20'" в круге диаметром ~ 10' с центром, сдвинутым на ~ 2'.5 к востоку от центра скопления. На негативах менисковой камеры измерялись все звезды из предшествующих фотометрических исследований и все звезды программы БТА, доступные измерениям. Среднеквадратическая ошибка звездных величин, измеренных автором по негативам менисковой камеры, в среднем для звезд ярче 18m V, В составляет ~ 0.06; для более слабых звезд ошибка оценивается в 0.15"* V и 0.12m 5. Как показывает сравнение результатов для звезд, общих с программой БТА, один негатив БТА обеспечивает

точность, которую можно получить лишь по 3-4 негативам менисковой камеры. По-видимому, это связано с большим диаметром изображений звезд на негативах БТА, что обеспечивает снижение роли флуктуации зерен эмульсии.

Итоговый фотометрический каталог NGC 5053 (Приложение, табл. 3) содержит величины V и показатели цвета {В — V) 634 звезд. На основе фотометрии построены диаграмма V — (В — V) и функция светимости скопления.

На диаграмме V — (В — V) четко прослеживается слабо населенная ветвь гигантов. Параметры, коррелирующие с металличностью: (В — V), = 0.72, что при Е(В — V) = 0.03 соответствует (В — V)0lí = 0.69; параметр S Хартвика превосходит 4.5. ГВ в области пробела Шварцшильда имеет V = 16.7 и параметр голубизны В/(В + R) = 0.74. Ветвь субгигантов хорошо населена. Не вполне ясны причины, ведущие к появлению на диаграмме V — {В — V) "выступа" ветви субгигантов в красную сторону при V ~ 18.75. Очень похожая особенность заметна и на диаграмме цвет - величина бедного металлами, разреженного ШЗС NGC 5466. По меньшей мере одна звезда (№ 272, V = 19.08, В — V — —0.07) может быть голубым страгглером, которые довольно многочисленны в центральной области этого скопления. Точка поворота ГП NGC 5053 лежит вблизи предела фотометрии. С этим согласуется большое число звезд при V и 20т.

Функция светимости звезд NGC 5053 была построена на основе измерений негативов БТА. Вклад звезд поля оценен как незначительный. Отмечено прекрасное согласие с функцией светимости для скопления М 3. Последняя имеет более высокий пик, соответствующий ГВ. Это различие, по-видимому, не является значимым, поскольку функция светимости NGC 5053, в отличие от функция светимости М 3, построена без учета звезд типа RR Лиры. Всего в NGC 5053 известно 10 звезд типа RR Лиры. Еще одна входящая в каталог Сойер-Хогг переменная, VII, как по опубликованной фотометрии, так и по нашим данным лежит на ветви гигантов. Ее принадлежность к типу RR Лиры, по-видимому, исключена, а сам факт переменности, как показывают, в частности, оценки автора по использовавшемуся первооткрывателем (Н.Б. Перовой) материалу, нуждается в подтверждении.

Интересен глубокий минимум функции светимости вблизи V и 19"\ О наличии подобных пробелов в области чуть ярче точки поворота неоднократно сообщалось для низкометалличных скоплений, к числу которых принадлежит NGC 5053.

Полнота диаграммы V — (В - V) скоплепия NGC 5053 в ее верхней части позволяет попытаться привлечь теорию эволюции звезд для оценки содержания гелия на основе отношения количества звезд на ГВ Nhb к количеству гигантов Nrc+ag- Согласно нашим результатам Мцв/^пс+лв ~ 1, откуда оценка содержания гелия в веществе, из которого образовались звезды NGC 5053, составляет Y = 0.20.

Наши результаты для NGC 5053 находятся в хорошем согласии с новой ПЗС-диаграм-мой цвет-величина этого скопления (Сараджедини и Милоне, 1995), качество которой сравнимо с качеством нашей фотографической диаграммы.

Обратимся теперь к вопросу о следствиях полученных результатов для вопроса о сравнительном возрасте ШЗС двух наших групп. Для М10 точка поворота ГП приходится на V и 18.4. Учитывая, что на диаграмме V — (В — V) Харриса и др. (1976) уровень ГВ в области пробела Шварцшильда можно оценить как Vhb ~ 14.6, находим Vto — Vhb 555 3.8. Это заметно отличается от обычно принимаемого значения 3.35 ±0.1.

' Для NGC 5053 указаний на аномальную разность величин точки поворота и ГВ нами не найдено, а недостаточно глубокая предельная величина снижает надежность возможных выводов о возрасте этого скопления. Теоретические пзохроны ВанденБерга (1983) для параметров химического состава Y = 0.20; Z — 0.0001, параметра конвективного переноса а = 1.50 и возраста Г = 15 или 18 млрд.лет наиболее удовлетворительно описывают форму наблюдаемой последовательности на диаграмме V — {В — V) скопления NGC 5053 в области основания ветви субгигантов. Однако цвет самой точки поворота несколько голубее теоретического: попытка оценить возраст NGC 5053 по цвету точки поворота дает Т ~ 10 млрд.лет. Метод определения возраста по интегральному цвету (В - V) ШЗС (Сильченко, 1984) приводит для NGC 5053 к возрасту (10 ± 2) млрд.лет.

Имея B/(B + R) — 0.74 при краппе низкой металличности, NGC 5053 является самым бедным металлами представителем II морфологической группы голубизны ГВ ШЗС. Если справедлива возрастная интерпретация групп, возраст NGC 5053 должен быть ниже, чем возраст скоплений группы I. Обращает на себя внимание, что для М 10, скопления группы I, нами найдена необычно большая разность звездных величин между точкой поворота ГП и ГВ. Столь же высокой оказалась эта разность и для другого скопления группы I — М 12, весьма сходного с М 10 по многим параметрам и расположенного сравнительно близко (и 1 кпк) с ним в пространстве, по данным фотографической фотометрии, основанной на негативах 6-м телескопа (см. пиже). Ни у одного скопления группы II подобной аномалии до сих нор не выявлено. Это обстоятельство в целом согласуется с возрастной интерпретацией предложенной нами классификации ШЗС.

Работа по фотометрии в ШЗС М 12 не была завершена из-за отсутствия достаточно слабых фотоэлектрических стандартов в этом скоплении. Однако нами были опубликованы предварительные результаты фотографической фотометрии. Для нее были использованы негативы М 12 (по 2 в лучах В и У), полученные 7/8 июня 1978 г. на ВТА по нашей программе и по программе ГАО. Для калибровки использовались опубликованный фотоэлектрический стандарт и измерения полученных во время наблюдений фотографий фотометрического клина. При V > 17т.З мы не располагали надежными фотоэлектрическими стандартами. Тем не менее была получена оценка Vto ~ 18т.7 и Vto — Vhb ~ Зт.8. Таким образом, неоднократно отмечавшееся многими авторами сходство ШЗС М 10 и М 12, по-видимому, распространяется и на аномалию (Vto — Vjjb}.

Глава III посвящена автоматической фотографической фотометрии звезд ШЗС.

Полное использование информации, содержащейся в высококачественных негативах ШЗС, достижимо только при применении современных сканирующих денситометров и специального программного обеспечения. Нам удалось продолжить фотометрические исследования звездного состава ШЗС, используя автоматический микроденситометр ЛМД-1 ГЛИШ. При этом мы смогли осуществить фотометрию в нескольких южных скоплениях благодаря плодотворному сотрудничеству ИНЛСЛН и ГАИШ с Институтом им. И. Ньютона (Сантьяго, Чили).

NGC 4833 — ШЗС в плотном звездном поле на низкой галактической широте. Для этого скопления существовало всего две диаграммы цвет-величина, показывающих наличие голубой ГВ; обе опи были опубликованы свыше 20 лет тому назад. Скопление, вероятно, принадлежит к I группе по нашей классификации.

Работы по фотографической фотометрии в скоплении до сих пор опирались на измерения, выполненные с ирисовыми фотометрами. В нашем исследовании (Самусь и др., 1995а) все пластинки были измерены на микроденситометре АМД-1. Измерялось по 8 пластинок в лучах В и К с экспозициями от 1 до 60 мин., полученных в 1972 и 1980 годах при помощи 1-м телескопов обсерватории Лас-Кампанас (ЛК) и обсерватории Серро-Тололо (СТ), а также 3.6-м телескопа Европейской Южной Обсерватории (ЕЮО). Наблюдения были выполнены Г. Алькаино. Пластинки обсерваторий СТ и ЕЮ О получены с клином Расина; разность величин между первичными и вторичными изображениями (Зт.6 для 1-м телескопа к 4ОТ.0 для 3.6-м телескопа) известна из проводившихся ранее исследований. Полученная диаграмма цвет-величина имеет почти на Зт более глубокий предел, чем ранее опубликованные.

Сканирование пластинок 3.6-м телескопа и 1-м телескопа обсерватории СТ осуществлялось с квадратной диафрагмой со стороной 20¡лт, с шагом 20цт. Пластинки, полученные на телескопе обсерватории ЛК, сканировались с квадратной диафрагмой со стороной 30/лт, с шагом 30рт. На всех пластинках измерялось поле размером около 12' х 12'. Мы попытались изучить вклад звезд поля, измерив контрольную площадку, более удаленную от центра скопления. Размер контрольной площадки — 10' х 10', ее центр расположен на расстоянии ~ 12' к югу от центра скопления. Вероятно, внутренние части нашей контрольной площадки находятся еще в пределах приливных размеров скопления. Тем не менее, вклад членов скопления в звездное население контрольной площадки мал. Контрольная площадка измерялась только на пластинках 1-м телескопа обсерватории СТ. При обработке всех измерений использовалось программное обеспечение, разработанное М.В. Павловым.

Переход к звездным величинам осуществлялся в три этапа. Первый этап заключался в определении инструментальных величин. Калибровочные кривые для пластинок обоих 1-м телескопов были основаны на фотоэлектрических стандартах с 12"* .40 < V < 15"* .79 из работ группы Алькаино. Всего было использовано 26 звезд-стандартов, для которых проблемы, связанные с наличием тесных спутников, не были существенными.

При обработке измерений пластинок 3.6-м телескопа мы использовали в качестве стандартов усредненные фотографические величины звезд, сравнительно далеких от центра скопления, полученные по пластинкам 1-м телескопа обсерватории СТ, всего 125 звезд до V = 20.3.

На втором этапе мы редуцировали величины к инструментальной системе 1-м телескопа обсерватории СТ. Третий этап заключался в редукции к стандартной системе. Значения коэффициентов представлены в диссертации.

В таблице 4 Приложений приводятся фотографические величины V и показатели цвета В—У для 868 звезд. Точность найденных величин можно оценить как ±0.05 V, В. В таблицу включены только звезды, измеренные не менее чем на двух пластинках. Предельная величина составила примерно 19.ЪУ.

Мы предприняли отождествление звезд нашей программы со звездами, измеренными в предшествующих исследованиях. Удалось отождествить 29 звезд с работой Алькаино (1971) и 80 звезд с работой Мензнса (1972). Согласие фотометрии с работой Алькаино — превосходное. Средние разности в смысле (настоящая работа минус Алькаино) составляют ДУ = +0.031 ± 0.014 и Д(£ - V) = +0.043 ± 0.016. Однако в величи-

мах V выявлены значительные систематические различия с работой Метиса. Средние разности в смысле (настоящая работа минус Мснзис): AV = —0.123 ± 0.010 и Д(й _ V) = +0.043 ±0.009.

Общин вид диаграммы цвет-величина скопления значительных аномалий не показывает. Однако следует отметить присутствие многочисленных звезд поля, выделяющихся в виде большой группировки по правую сторону от ветви гигантов и напоминающих последовательность по левую сторону от ветви гигантов и над ГВ. Как видно из диаграммы цвет-величина контрольной площадки, много звезд поля в диапазоне величин от V ~ 15.6 до предела пластинок серии СТ занимают на диаграмме цвет-величина примерно одинаковое положение с гигантами скопления. Это приводит к искажениям диаграммы цвет-величина: ветвь гигантов уширена, кроме того, появился неестественный изгиб ветви гигатов в голубую сторону вблизи V « 17.0.

Уровень ГВ соответствует V = 15m.6±0m.l; ее красная граница имеет B — V и 0т.55. ГВ практически заканчивается при V и 17т.0. Подтверждается ранее замеченная депрессия при V = 14т.5.

Точка поворота ГП близка к пределу пластинок. Уто близко к 19т.2, а (В — V)to составляет около 0т.70. Различие между уровнями величин точки поворота и ГВ оказалось равным 3"*.6. Интересно отметить также наличие важной детали на ветви красных гигатов, так называемого горба, который в последние годы был предметом ряда теоретических и 71аблюдательных исследований. С одной стороны, эта деталь у NGC 4833 намного слабее выражена, чем у большинства других ШЗС. С другой стороны, известно, что положение горба на ветви красных гигантов, выраженное либо как разность величин V между точкой поворота и горбом (А^то-Ьчтр) либо как аналогичная разность величин V между горбом и ГВ (ДКитг~яя), показывает зависимость от металличности. В соответствии с этой зависимостью и с учетом металличности NGC 4833 можно ожидать примерно такого же положения горба, как у NGC 5897 — скопления приблизительно той же металличности и сходной морфологии ГВ. Для NGC 5S97 АЦ>,тр-нй = — 0т.27 и avto-hb = Зга.6. Следовательно,&vto~b™r = 3m.87. Для М 13, несколько более богатого металлами скопления, можно найти АИ.<тР_яв = -0т.15 и ДЦ-о-ьчтр — Зт.65. Что касается NGC 4833, положение горба на ветви красных гигантов приблизительно соответствует V = 15.3: па нашей диаграмме цвет-величина имеется сгущение между V = 15.1 я V — 15.5. Если принять Уцв = 15.6 и Vto = 19.2, то AHÍ'mp = -0т.З и AV^o"'' = Зт.9. Эти значения очень близки к выведенным для NGC 5897.

Пока неясно, реально ли пониженное число звезд, заметное на ветви субгигантов на уровне V — 18m.O, по двум причинам. Во-первых, пока недостаточна статистика. Во-вторых, этот уровень близок к границе (17т.4) между фотометрией по двум сериям пластинок (1-м телескопа обсерватории СТ и З.б-м телескопа). Следует, однако, отметить, что у бедных металлами скоплений нередко выявляют подобные особенности на ветви субгигантов (см., например, нашу диаграмму для ШЗС NGC 5053).

Одним из наименее изученных в фотометрическом отношении скоплений, как ни странно, остается М 22, принадлежащее к числу скоплений, ближайших к Солнцу.

Единственная диаграмма цвет - величина М 22, достигающая ГП, была получена Альканно и Лиллером (1983). Число измеренных звезд, определявших форму последо-

вательности в области точки поворота (то есть с V > 16т.5), составляло всего 118.

Новая, более представительная диаграмма цвет-величина для М 22 была получена нами (Самусь и др., 19956) на основе автоматической фотографической фотометрии пластинок, уже использованных Алькаино и Лиллером, к которым мы добавили еще 4 пластинки 3.6-м телескопа. Всего было измерено И пластинок в лучах В и 15 — в лучах V, с экспозициями от 0.6 до 60 мин., полученных в 1974-1981 годах Г. Алькаино при помощи 1-м телескопа обсерватории ЛК, Иельского 1-м телескопа обсерватории CT и 3.6-м телескопа ЕЮО. Пластинки Йельского и 3.6-м телескопов были получены с клином Расина.

Пластинки сканировались на микроденситометре АМД-1 ГАИШ. Для всех пластинок использовались квадратная диафрагма со стороной 30 fim и шаг 30 )tm. Измерявшееся поле имеет размер около 14' х 14' для пластинок, полученных на обсерваториях CT и ЕЮО, и 20' х 20' для пластинок обсерватории J1K. Центр пластинок, полученных на 3.6-м телескопе, смещен по отношению к центру скопления на ~ 5' к северу. Методика редукций аналогична применявшейся в случае NGC 4833. Калибровочные кривые основывались на 27 фотоэлектрических стандартах с 8.60 < V < 16.18.

В таблице 6 Приложений приводятся полученные величины V и показатели цвета В — V для 3373 звезд. Мы оцениваем точность полученных звездных величин как ±0.05V, В. В таблицу включены только звезды, измеренные не менее чем на двух пластинках в каждом цвете. Предельная величина V составила примерно 18.7.

Нам удалось отождествить 239 измеренных нами звезд со звездами, измеренными Алькаино и Лиллером (1983), и 384 звезды — с работой Кадворта (1986). Согласие V-величия очень хорошее. Наши показатели цвета В — V также прекрасно согласуются с Алькаино и Лиллером. Средние разности в смысле настоящая работа минус Алькаино, Лиллер составляют ДV = +0.04 и Д(В — V) = +0.01. Однако в показателе цвета В —У выявляются существенные расхождения с результатами Кадворта. По нашему мнению, они обусловлены недостаточным учетом Кадвортом цветового уравнения. Тем не менее, средняя разность в цвете (как и в величине) в смысле настоящая работа минус Кадворт невелика: AV = -0.01 и Д(В - V) = -0.01.

Одной из особенностей вашей диаграммы цвет-величина ШЗС М 22 является наличие многочисленных звезд переднего и заднего фона. М 22 имеет довольно большой приливный радиус, что не позволило нам получить диаграмму цвет - величина контрольной площадки. Но в нашем распоряжении были подробные данные Кадворта (1986) о членстве в скоплении. Большинство не членов скопления занимают обширную область диаграммы цвет - величина по правую сторону от ветви красных гигантов, а также между ветвью красных гигантов и ГВ, в диапазоне величин 13 < V < 16. Они накладываются на ветвь красных гигантов, вероятно, преимущественно в области V ~ 15т.5, создавая на этом уровне блеска впечатление изгиба ветви красных гигантов в голубую сторону. Этим также объясняется кажущееся смещение по цвету между двумя частями ветви красных гигантов на уровне V г» 15.0, замеченное Кадвортом на диаграмме цвет - величина Алькаино и Лиллера. Алькаино и Лиллер обсуждают значительный пробел на ветви красных гигантов у V ~ 15.0; он столь явно не выражен на диаграммах цвет - величина ни в нашей работе, ни у Кадворта. Но в целом можно отметить хорошее согласие положений основных последовательностей между диаграм-

мами пнет - величина в настоящей работе и в работе Алькаино и Лиллера.

Мы приближенно оцениваем положение ГВ как VHB = 14'".1. Однако определить по пашей диаграмме цвет - величина положение красной границы голубой ГВ довольно трудно. Возможна, однако, вполне надежная косвенная оценка. Эта граница хорошо выражена на диаграмме пвет - величина Кадворта, освобожденной от наиболее вероятных звезд — не членов скопления; ее положение близко к (В — V)cu<¡ ~ 0.7. Сравнение фотометрических систем показывает, что (В — V)c»M — {В — V)c»á —0.09 для 0.6 < (В — V) < 0.8. Таким образом, показатель пвета (B — V) красной границы голубой ГВ, приведенный к нашей системе, составляет (В — V) 0.61.

Отметим быстрый спад плотности распределения звезд вдоль ГВ между 15m.0V и 15™.3V, а также ее резкое изменение у (В — V) « 0т.43.

Несмотря на большое число измеренных звезд, определяющих диаграмму цвет - величина в ее нижней части, положение точки поворота определяется не вполне уверенно. При V > 18" .0 рассеяние точек велико. Мы склоняемся к следующей оценке положения точки поворота: VTo ~ 17т.7, (В - V)T0 ~ 0"\75.

Судя по функции светимости ветви красных гигантов M 22, построенной Кравцовым (1989) по данным Кадворта (1986) для наиболее вероятных членов скопления, пик функции светимости на ветви гигантов расположен у Víumí, ~ 13'".95. Учитывая, что AV — l'eau — Кзш) ~ —0.05 при V ~ 14"1, находим, что значение И„тр, редуцированное к нашей фотометрии, составляет js 13m.9. Таким образом, величины, характеризующие положение пика по отношению к точке поворота (Vto — Hump) и к ГВ (Hump - Vив), составляют Зт.8 и —О'".2, соответственно, что скорее характерно для скоплений с умеренной металлпчностыо, чем для бедных металлами скоплений.

1ПЗС M 22 и NGC 4833 имеют сходную морфологию ГВ. Несомненный интерес представляет сравнение полученных диаграмм цвет - величина. Мы сместили диаграммы цвет - величина вдоль осей V и В — V до совпадения красных границ ГВ но величине и цвету. Соответствующие относительные сдвиги между фотографической фотометрией в M 22 и в NGC 4833 составляют AV - Vngciазз - VM„ « lm.5 и Д(Я - V) « -0.06. При таких сдвигах совпадают ветви красных гигантов двух скоплений ниже уровня ГВ, а также положения точки поворота. Различие в величине между вершинами ветвей гигантов пс превышает 0m.l, причем цвет вершины в NGC 4833 голубее на ~ 0т.2. Таким образом, верхняя часть ветви красных гигантов в NGC 4833 круче, чем в M 22. Кроме того, модули разностей звездных величин между пиком на ветви красных гигантов и ГВ или между точкой поворота и пиком па ветви гигантов в NGC 4833 больше по сравнению с M 22 на ДК К! 0Ш.1. Все это, вероятно, связано с несколько более высокой металличностыо M 22 по сравнению с NGC 4833.

Отметим также различие в поведении ГВ двух скоплений: ГВ M 22 становится все более голубой но сравнению с ГВ NGC 1833 по мере перехода к более слабым звездам.

Сравнение диаграмм цвет - величина двух скоплений покалывает, что различие их значений покраснения &Е(В — V) составляет около 0.06, причем Е(В — V) больше для M 22. Это хорошо согласуется с величиной ДЕ(В — V) = 0.05, которая следует из данных каталога Кукаркина (1974), и противоречит низким значениям E(B~V) для M 22, если принять E{B — V) = 0.33 для NGC 4833. Диаграмма цвет - величина, построенная по нашим фотометрическим данным отдельно для юго-восточного квадранта, не дает

оснований считать покраснение на этом участке скопления повышенным. По-видимому, более высокое покраснение, о котором сообщалось в предшествующих исследованиях, имеет место лишь для отдельных звезд в этом квадранте и из-за клочковатой структуры поглощающих облаков не проявляется на диаграммах цвет - величина, построенных для большого числа звезд в сравнительно больших площадках.

NGC 6584 — ШЗС в созвездии Телескопа. В начале нашей работы по фотографической фотометрии звезд NGC 6584 нам не были известны какие-либо диаграммы цвет-величина для этого скопления. Мы получили диаграмму цвет-величина скопления NGC 6584, достигающую уровня на 1т ниже ГВ. Одпако, когда наша работа была закончена, появилась работа, посвященная глубокой ПЗС-фотометрии в этом скоплении (Сараджедини и Форрестер, 1994). Полученная ими диаграмма цвет-величина достигает ГП скопления, содержит много звезд и обладает хорошей фотометрической точностью. Наши данные (Самусь и др., 1995в) содержат R-величины, не измерявшиеся Сараджедини и Форрестером, и покрывают более широкое поле.

20 фотографий (9 в лучах В, 9 в лучах V и 2 в лучах R) скопления NGC 6584 были получены Г. Алькаино и У. Лиллером в 1974-1983 гг. при помощи 1-м телескопа обсерватории ЛК и 1-м Иельского телескопа обсерватории СТ. Время экспозиции составляло от 5 до 70 мин.

Пластинки были измерены в ГАИЩ на микроденситометре АМД. Методика редукции измерений соответствует описанной выше. Для калибровки фотометрии использовался фотоэлектрический стандарт группы Алькаино. Измерялась квадратная площадка размером около 14' х 14'. В Таблице 8 Приложений представлены результаты фотометрии для 325 звезд в центральной части поля, в пределах ~ 4'.5 от центра скопления. Такое расстояние от центра скопления примерно соответствует его приливному радиусу. Внутреннюю фотометрическую точность наших измерений мы оцениваем примерно как ±0.03. В этом скоплений для звезд стандарта мы не встретили сколь-либо серьезных затруднений, связанных с высокой плотностью поля, что обеспечило повышенную фотометрическую точность, однако число стандартов, на которых основана оценка точности, невелико, и мы не можем настаивать на приведенной выше количественной оценке. Звезды, находящиеся на больших расстояниях от центра скопления, в основном не принадлежат скоплению, и мы рассматривали более удаленные от центра части измерявшегося поля в качестве площадки сравнения. Соответствующая диаграмма цвет-величина достаточно равномерно населена звездами.

Красная звезда В фотоэлектрического стандарта сильно уклоняется от калибровочной кривой, построенной по остальным стандартам. По нашему мнению, это может быть связано с переменностью звезды, достигающей по меньшей мере одной звездной величины в лучах В, V, R.

Сравнение нашей диаграммы цвет-величина с диаграммой, опубликованной Сараджедини и Форрестером, показывает, что наши данные остаются неполностью исправленными за цветовое уравнение. Это обусловлено отсутствием достаточно голубых стандартов и в основном влияет на положение голубой части ГВ.

Диаграмма цвет-величина скопления показывает хорошее развитие как красного, так и голубого участка ГВ, подобно тому как это наблюдается у ШЗС М 3. Это согласуется с тем, что скопление NGC 6584 богато переменными звездами.

Наша диаграмма цвет-величина показывает сгущение на ветви красных гигантов при V ~ 16т.4 — 16m.6. Кроме того, па ветви красных гигантов можно заметить провал при V ~ 16'" .2, на несколько более ярком уровне по сравнению со сгущением. Такая деталь более или менее уверенно обнаруживается в виде депрессии на индивидуальных функциях светимости ветвей красных гиган тов многих скоплении; она видна также на обобщенной функции светимости ветви красных гигантов.

Глава IV посвяшена ПЗС-фотометрпи звезд ШЗС.

В последнее десятилетие огромный поток информации о диаграммах цвет-величина ШЗС обеспечивается широким распространением ПЗС-фотометрип. Панорамные ПЗС-детекторы обеспечивают возможность измерений большого числа звезд в богато населенных полях звездных скоплений, сохраняя практически все преимущества фотоэлектрической фотометрии, и дают весьма глубокую предельную величину даже со сравнительно скромными инструментами.

В настоящей работе мы смогли получить результаты, опирающиеся на ПЗС-фотоме-трию, благодаря сотрудничеству с Институтом им. И. Ньютона (Сантьяго, Чили).

ШЗС NGC 5286 — довольно мало изученный объект в созвездии Центавра. Фотографическая {/ЯК-фотометрия в этом скоплении, не достигающая даже уровня ГВ, была опубликована Алькаино (1974). Харрпс и др. (1976) опубликовали диаграмму цвет-величина скопления, доходящую почти до V = 18"* и показывающую ГВ. Они отметили значительные расхождения по величине и цвету с Алькаино. Следует, однако, учесть, что фотоэлектрический стандарт, который использовали Харрис н др., достигает лишь V = 14'" .64, я вся более глубокая фотометрия в этой работе основана на экстраполяции.

Нами (Самусь и др., 1995г) получена BVRI-диаграмма цвет-величина NGC 5286, основанная на фотоэлектрически калиброванной ПЗС-фотомегрии и достигающая ГП.

ПЗС-наблюдения NGC 5286 были проведены 16/17 и 17/18 февраля 1988 г. при помощи 2.2-м телескопа ЕЮО с использованием ПЗС-матрицы, состоящей из 512 х 320 пикселей. Размер поля составил 3.1' х 1.9'. Всего было получено 12 изображений в лучах В (экспозиция от 20 до 540 секунд), 14 - в лучах V (от 20 до 540 с), 15 - в лучах Я (от 20 до 540 с) и 15 - в лучах I (от 10 до 540 с), что позволило провести фотометрию как ярких, так и более слабых звезд. Центр поля находился в ~ 1'.8 к востоку от центра скопления. Стандартная фотоэлектрическая последовательность была создана непосредственно в программном поле.

Каждое изображение обрабатывалось при помощи стандартных процедур программного комплекса DAOPHOT И, модифицированного для использования на персональном компьютере в рамках системы pcIPC (Смирнов и Пискунов, 1993). Обработка данных после применения программы ALLSTAR проводилась с использованием пакета программ DASHA (Смирнов и Ипатов, 1995). Осуществлялась кросс-идентификапия объектов для различных экспозиций в каждом фильтре и взаимная фотометрическая калибровка и определялись взвешенные средние величины. После этого проводились калибровки по фотоэлектрическим стандартам. Для приведения наших инструментальных величин и показателей цвета к стандартной системе BVRIc мы пользовались редукционными формулами, ранее выведенными для той же конфигурации телескопа, фильтров и ПЗС-камеры.

Результаты ПЗС-фотометрни 1391 звезды NGC 52S6 представлены в Таблице 10 Приложений. На полученных диаграммах цвет-величина V — (В — V), V — (V — R) и V - (V — /) видна весьма голубая ГВ, с намеком ва наличие и красного ее участка. По нашей оценке, ГВ находится на уровне Vj/b = 16m.65. На диаграмме V — (В — V), возможно, присутствует несколько звезд асимптотической ветви. Ясно видна точка поворота ГП при VT0 = 20m.05, (В - V)To = 0m.73, (V - R)To = СГ.38, (V - ¡)To = 0m.88. Наши диаграммы цвет-величина подтверждают, что расхождения по звездной величине и цвету между работами Харриса и др. (1976) и Алькаино (1974) обусловлены систематическими ошибками, присутствующими в исследовании Харриса и др.

В ряде работ Алькаино и его сотрудников возраст скоплений определялся по однородной методике путем привязки изохрон ВанденБерга и Белла (1985) к диаграммам цвет-величина, основанным на многоцветной фотометрии скоплений. Для NGC 5286 мы использовали тот же подход. Кроме того, мы воспользовались недавно опубликованными и уже широко применяемыми изохронами Бергбуша и ВанделБерга (1992), рассчитанными в предположении повышенного содержания кислорода; эти изохроны, однако, имеются только для показателей цвета (В — V).

Кукаркин (1974) приводит для NGC 5286 (Fe/H]=-1.2 и Е{В - V) = 0.2, в то время как Харрис (1994) дает -1.79 и 0.27, соответственно. В связи с этим для привязки к диаграмме цвет-величина мы пользовались двумя наборами изохрон Бергбуша и ВанденБерга, для [Fe/H]=-1.26 и [Fe/H]=-1.78, с соответствующими заданными значениями [О/Fe] и К, и двумя наборами изохрон ВанденБерга и Белла, для тех же значений [Fe/H] и Y = 0.2, [0/Fe]=0. Используя значение Уцв = 16.65 и принимаемое в настоящее время соотношение между Mv(HB) и [Fe/H], находим видимый модуль расстояния m — М = 15.85 для значения металличности [Fe/H]=-1.2 и т — М = 16.0 для [Fe/H]=-1.79. Привязка изохрон Бергбуша и ВанденБерга к диаграмме V — (В — V) показывает, что из двух альтернативных значений предпочтительным кажется [Fe/H]=—1.26, что ближе к величине, указанной Кукаркиным, но оно приводит к величине межзвездного покраснения Е(В — V) = 0.28, что, в свою очередь, хорошо согласуется с величиной, приводимой Харрисом. Наилучшее согласие с изохронами для [Fe/H)=—1.78 достигается при величине Е{В — V) около 0.35, что, по всей вероятности, слишком много.

Значение возраста NGC 5286, выводимое на основе привязки изохрон Бергбуша и ВанденБерга к нашей диаграмме V — (В — V), составляет около 15 млрд лет. Наилучшая привязка к изохронам ВанденБерга и Белла приводит к значениям возраста около 17 млрд лет, что достигается также для [Fe/H]=-1.26 при следующих значениях межзвездного покраснения: Е(В - V) = 0.32, E(V - Л) = 0.11, E(V - I) = 0.33. Известно, что значения Е(В — V), выводимые по изохронам ВанденБерга и Белла, имеют тенденцию окалываться завышенными на несколько сотых звездной величины.

Бедное металлами ШЗС NGC 7099 = М 30 относится к хорошо изученным скоплениям. Наиболее важные результаты исследований этого скопления были получены на основе ПЗС-фотометрии в конце 80-х гг.

13

14

15

16 17

V 18

19

20 21 22 23

0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6

B-V

Рис. 1. Диаграмма V - {B-V) ШЗС NGC 5286 по данным ПЗС-фотометрии

Пьотто и др. (1990) провели привязку изохрон, вычисленных для повышенного со-юржаиия кислорода, к диаграмме цвет-величина скопления и нашли значение возраста - 16 млрд лет. Однако их весьма глубокая диаграмма цвет-величнна в более яркой

области недостаточно покрывает переход от поворота ГП к нижней части ветви гигантов.

Нами (Самусь и др., 1995д) была проведена ПЗС-фотометрия звезд ШЗС М 30 с целью получения независимой оценки возраста. ПЗС-фотометрия привязывалась к фотоэлектрическому стандарту, созданному непосредственно в наблюдаемой площадке, и использовала широкий набор экспозиций, чтобы обеспечить покрытие как ярких, так и слабых частей диаграммы цвет-величина.

ПЗС-наблюдения М 30 проводились 12/13, 13/14 и 14/15 сентября 1988 г. при помощи описанных выше телескопа и ПЗС-матрицы. Всего было получено 19 изображений в лучах В (экспозиция от 12 секунд до 18 минут), 25 - в лучах V (от 6 секунд до 30 минут) и 18 - в лучах I (от б секунд до 9 минут). Центр поля находился в ~ 3'.5 к востоко-юго-востоку от центра скопления.

Редукции ПЗС-фотометрии были проведены по методике, описанной выше. Таблица 12 Приложений представляет результаты фотометрии 270 звезд в скоплении.

В диссертации представлены диаграммы V — (В—V) и V — (V — I) скопления. Число звезд ГВ на этих диаграммах не слишком велико, поэтому при оценке уровня ГВ мы принимали во внимание опубликованные данные. Нами принято значение К//в = 15.25.

Обе диаграммы показывают точку поворота ГП скопления, расположенную около Vto = 18.65, что хорошо согласуется с данными ряда других авторов. Определенный нами показатель цвета точки поворота, (В — V)to = 0.44, на 0"*.05 голубее, чем указывают Алькаино и Лиллер (1980), но примерно на 0т.04 краснее, чем в других работах. Мы определили также (V — 1)то ~ 0.56. '

Диапазон значений металличности скопления из литературы позволяет с достаточной степенью надежности принять [Fe/H] = -2.26, что соответствует металличности используемых ниже изохрон. Применяя зависимость между Му(НВ) и [Fe/H], используемую в каталоге Харриса (1994), находим модуль расстояния m — М = 14.7 для VHB = 15.25.

Для определения возраста скопления, как и в предыдущем случае, мы использовали два набора изохрон. Наилучшее согласие диаграммы цвет-величина скопления с изо-хропами Бергбуша и ВанденБерга, при указанных выше значепиях параметров, достигается для Е(В — V) = 0.09, соответствующее значение возраста составляет около 15 млрд лет. Это значение возраста хорошо согласуется с выведенным Пьотто и др. на основе другого набора изохрон с повышенным содержанием кислорода. Наилучшее согласие с изохронами ВанденБерга и Белла достигается для значений возраста около 17 млрд лет. При этом получаются следующие значения избытков цвета: Е(В— V) = 0.12, E(V — /) = 0.05. Причина неожиданно низкого значения E(V — I) пока не ясна.

Подводя итоги глав II—IV, можно сказать, что проведенные нами обширные фотометрические наблюдения, а также полученные за последние годы аналогичные результаты других авторов, намного расширили материал, на основе которого можно судить о возрастах ШЗС. Проблема возрастов ШЗС оказалась весьма сложной, и по-прежнему остается актуальным получение нового наблюдательного материала и его анализ. Однако, по нашему мнению, прецпринятые попытки прямой наблюдательной проверки представления о возрасте как втором параметре не привели к выявлению заметных противоречий. Можно с достаточной уверенностью сказать, что возраст является по

меньшей мере одним из наиболее существенных параметров, определяющих, наряду с

металлнчностыо, "голубизну" ГВ I1I3C.

Глава V в основном посвящена задаче координатного обеспечения каталогизации переменных звезд в ШЗС.

Необходимость координатной привязки переменных в ШЗС еще раз подтвердила наша работа (Кравцов, Самусь и др., 1994) по поиску возможных новых переменных звезд в скоплении М 22. Каталог переменных звезд в ШЗС содержит 33 переменных в М 22, многие из которых являются вероятными звездами поля. На опубликованных фотографических картах показано в общей сложности 35 переменных звезд в М 22 (о V34 и V35 сколь-лпбо определенной информации никогда не публиковалось).

В 1974-1980 гг. Г. Алькаино получил ряд фотопластинок М 22 в лучах В я V (гл. II). В.В. Кравцов сравнил несколько пар пластинок на блинк-компараторе ГАИШ. Был переоткрыт ряд известных переменных, среди них мирида IV Sgr, для которой в литературе отсутствовала поисковая карта. Было также открыто или заподозрено восемь новых переменных. Нам удалось подтвердить две из них с использованием фотопластинок, полученных в 1973-1977 гг. с 50-см камерой системы Максутова ГАИШ. Как для новых, так и для известных переменных мы определили координаты по отношению к звездам Каталога гидировочных звезд (GSC) Космического телескопа.

Координаты ранее известных и новых переменных представлены в приложениях к диссертации. Координаты звезд, входящих в каталоги OKII3 и NSV, были существенно уточнены; для переменных в М 22, отсутствующих в этих каталогах, экваториальные координаты были определены впервые. Отметим, что координаты V4069 Sgr в OKI13 были ошибочны на 3'.5, а звезды NSV 11080 и NSV 11084 входили в каталог NSV как неизученные, в то время как они являются достаточно изученными объектами каталогов Сойер-Хогг.

Выявленные нами новые переменные несколько слабы по блеску, чтобы являться звездами типа RR Лиры — членами М 22. В настоящее время мы не можем с уверенностью судить, являются ли они членами скопления.

На следующем этапе задача координатного обеспечения переменных звезд в ШЗС была нами решена для двух самых богатых переменными звездами ШЗС северного неба, М 3 и М 5. В каталоге Сойер-Хогг больше всего переменных, 225, отмечено для скопления М 3 = NGC 5272, которым мы и занялись в первую очередь (Евстигнеева, Самусь и др., 1994).

Для идентификации звезд в ШЗС М 3 широко используется каталог фон Цейпеля (1908), содержащим положения 1571 звезды в круге радиусом 40'. Этот каталог был создан на основе фотографических наблюдений, выполненных весной 1905 г. па нормальном астрографе. Обширный каталог фон Цейпеля, разумеется, не исчерпывает всех звезд в области скопления. Вновь открываемые переменные звезды, особенно слабые, нередко не являются звездами этого каталога. Кроме того, в ряде случаев при наблюдениях с длиннофокусными инструментами обнаруживается, что звезды, входящие в каталог фон Цейпеля как одиночные, распадаются на два или несколько компонентов.

Для большинства переменных звезд в М 3 опубликованы фотографические карты. Многие переменные идентифицированы их первооткрывателями или исследователями

как звезды каталога фон Цейпеля. Для некоторых звезд опубликованы только прямоугольные координаты.

Нами была проверена по фотокартам идентификация большого числа переменных звезд с каталогом фон Цейпеля (с его визуализацией на экране компьютера). Удалось проверить почти все известные ранее идентификации, за исключением немногочисленных случаев, когда из-за низкого качества типографского воспроизведения фотокарт возникли неясности. Так, для переменных V123, V138, V202, V203 и V225 мы приняли предложенную ранее идентификацию с каталогом фон Цейпеля без отождествления по картам. Удалось найти несколько новых идентификаций переменных звезд с каталогом фон Цейпеля. Четыре переменные, не имеющие в литературе отождествлений с каталогом фон Цейпеля, мы не смогли найти по картам (V17, V103, V179, V201).

В нашем распоряжении имелся ряд негативов М 3, полученных В.В. Кравцовым в апреле 1986 г. на телескопе Цейсс-1000 ИФ АН Литвы па горе Майданак. Нами была отобрана пластинка наилучшего качества с экспозицией 15 мин. При определении экваториальных координат переменных звезд мы применяли метод двух- и трехступенчатой привязки. Была выведена система 48 вторичных опорных звезд в поле 80' х 80', для чего использованы 4 негатива, полученных в 1986 г. на широкоугольном астрографе АФР-1 ГАИШ в Москве. Точность положений вторичных опорных звезд составляет ±0.12-0.15". В качестве опорного каталога при обработке широкоугольных снимков использовался каталог РРМ, из которого было выбрано 25 опорных звезд в поле 4x4" вокруг М 3. Все определения координат выполнены в системе J2000.0. ! Опорная система третьего порядка (СТП) содержит 57 переменных звезд, положения которых определены в системе вторичных опорных звезд на основе измерения пластинки 1-м телескопа. СТП, содержащая звезды, с высокой вероятностью являющиеся членами скопления, более пригодна для определения положений других переменных звезд, чем вторичная опорная система. Размер изображений звезд СТП лучше подходит для измерения их на приборе ASCORECORD, в то время как звезды вторичной опорной системы имеют передержанные изображения. Лишь в двух случаях, когда измеряемые переменные звезды находились за пределами поля, охватываемого СТП, мы прибегали к непосредственному использованию вторичных опорных звезд.

Точность одного определения экваториальных координат с 1-м телескопом довольно высока (около ±0.05"). В условиях наличия лишь одного определения экваториальных координат каждой звезды особое значение приобретает обеспечение надежного контроля. Большинство переменных звезд содержатся в каталоге фон Цейпеля. Их положения в этом каталоге сравнивались с положениями, определенными на современную эпоху. Малое различие положений давало уверенность в отсутствии ошибок в измерениях. Такое сравнение осуществлялось в процессе редукции прямоугольных координат х, у звездных изображений, приведенных в работе фон Цейпеля, к экваториальным координатам а, 8 этих же звезд на современную эпоху линейным методом Тернера.

Величины невязок определяются не только ошибками измерения координат, но и собственными движепиями звезд. Малость невязок говорит и о принадлежности звезды к скоплению. Вопрос о членстве звезд в скоплении требует особого рассмотрения с привлечением большего наблюдательного материала, но уже в наших сравнениях положений звезд в две эпохи весьма часто удавалось судить о принадлежности звезд к членам

скопления пли к звездам поля. Как и следовало ожидать, большинство переменных зпезд являются членами скопления.

В таблице 15 Приложений приведены экваториальные координаты звезд, отождествляемых по номерам каталога Сойер-Хогг (1973). Три из них имеют также обозначения по ОКПЗ: V141 = RV CVn, V205 = WY CVn, V206 = WZ CVn. Две последних идеитификащш в каталоге Сойер-Хогг отсутствуют. Звезда VI75 отождествлена с каталогом фон Цейпеля нами. Для некоторых звезд отмечено, к какому из компонентов двойной или кратной системы относятся измеренные координаты и номер каталога фон Цейпеля. Измеренное нами положение переменной V151 значительно (на ~ 1.5") расходится с приводимым в каталоге фон Цейпеля.

В таблице 16-20 Приложений даны координаты переменных звезд из разных списков, не входящих в каталог Сойер-Хогг. Для этих звезд нами предложен ряд новых идентификаций с каталогом фон Цейпеля, установлена тождественность некоторых звезд из разных списков между собой.

Положения звезд из каталога NSV (таблица 20 Приложений), а также нескольких звезд, изображения которых оказались за пределами области, охватываемой пластинкой длиннофокусного телескопа, были определены путем измерений копии на пленке, полученной с Е-карты Паломарского атласа в масштабе, близком к масштабу оригинала. Определения положений звезд этой серии выполнены в системе вторичных опорных звезд. Точность определений близка к ±1",. Этой точности вполне достаточно для идентификации переменных звезд но их экваториальным координатам.

Работа по координатному обеспечению переменных звезд в скоплениях была продолжена для второго по богатству переменными звездами ШЗС северного неба М 5 (Евстигнеева, Шокин, Самусь, Цветкова, 1995).

Каталог Сойер-Хогг содержит 103 переменных звезды в этом скоплении; ряд переменных звезд был дополнительно выявлен в последующие годы.

Для идентификации звезд в М 5 часто используется каталог Кюстнера (1933), содержащий прямоугольиые координаты 11'14 звезд. Наблюдательный материал для этого каталога был получен в 1916-1919 гг. Понятно, что этот каталог не исчерпывает всех звезд в области скопления. Несмотря на то, что наблюдения для каталога Кюстнера были выполнены на астрографе с фокусным расстоянием более 5 м, в ряде случаев на современных пластинках, получеппых с длиннофокусными инструментами, одиночные звезды этого каталога распадаются на отдельные компоненты.

В нашем распоряжении имелся ряд негативов М 5, полученных В.В. Кравцовым в апреле-мае 1986 года на телескопе Цейсс-1000 на горе Майданак. Мы использовали 2 пластинки, полученные с максимальными экспозициями. Кроме пластинок длиннофокусного телескопа, измерялись две пластинки, полученные Е.В. Долгановой и Ю.А. Шокиным с астрографом АФР-1 на горе Майданак.

При определении положений переменных звезд применялся описанный выше метод двух- и трехступенчатой привязки. Для этого измерялись 4 пластинки, полученные с экспозицией 20 мин Ю.А.Шокиным на астрографе АФР-I в мае 1986 г., когда этот инструмент находился в Москве. На этой основе была выведепа система 46 вторичных опорных звезд в окрестностях скопления. Положения вторичных опорных звезд получены в системе каталога РРМ и относятся к экватору и равноденствию J2000.0.

Была выведена опорная система третьего порядка, содержащая 34 переменных звезды. Положения опорных звезд третьего порядка были определены в системе вторичных опорных звезд на основе измерения двух цейссовских пластинок. Координаты большинства переменных звезд были выведены методом трехступенчатой привязки. Менее удобная в измерительном плане вторичная опорная система использовалась лишь для определения координат двух переменных звезд, удаленных от центра скопления. Почти у половины переменных звезд имелись изображения на двух пластинках длиннофокусного телескопа, что позволило определить их положения из двух измерений. Измерения всех пластинок были выполнены Ю.А.Шокиным на приборе ASCORECORD.

Идентификация переменных звезд, входящих в каталог Кюстнера, выполнялась путем редукции прямоугольных координат, приведенных в этом каталоге, к экваториальным координатам, выведенным из наших измерений. Идентификация большинства переменных звезд с каталогом Кюстнера была проверена по фотокартам с применением визуализации каталога на экране компьютера. Впервые отождествлены с каталогом Кюстнера следующие переменные: V19, V29, V59, V61, V65, V102, V112-V118, V120, V123, V124, V127, V128, 1-13, II-30, IV-78, Ш-112, Z526, Z544, Z545, Z720, Z963.

Результаты определения положений переменных звезд в области скопления M 5 приведены в Таблице 21 Приложений. В примечаниях отмечены сведения о двойственности переменных и отмеченные проблемы с идентификацией отдельных звезд.

Переменная V14, как указал Остерхоф (1941), неверно отмечена на картах Бейли (1902, 1917). В работе Остерхофа, а также в каталоге Сойер-Хогг, обозначение V14 отнесено к звезде, находящейся в 20" дуги от звезды, отмеченной на карте Бейли. Последняя также заподозрена в переменности. Нами измерепы координаты обеих звезд.

Звезда V101 является переменной типа U Близнецов, обычно находится в минимуме блеска и не видна на наших пластинках. Для определения ее координат мы использовали пластинку, полученную с 5-м телескопом обсерватории Маунт-Паломар 20 июля 1966 г. с экспозицией 60 мин, на которой зафиксирована вспышка этой переменной. Кроме того, в работе Шара и др. (1987) опубликована репродукция ПЗС-изображения данной области, на котором V101 также зарегистрирована во время вспышки. В непосредственной близости от V101 было выбрано восемь звезд, образовавших опорную систему четвертого порядка. Их положения были выведены в системе третьего порядка.

Пластинка 5-м телескопа была измерена на приборе ASCORECORD. Прямоугольные координаты изображений на репродукции были измерены приближенно. Экваториальные координаты V101 были выведены с использованием линейной редукционной модели Тернера. Окончательное положение звезды вычислялось как среднее весовое, при этом измерениям пластинки был назначен вес 2, а измерениям репродукции — вес 1.

Звезда IV-78 имеет весьма заметные невязки (~ 1.8") по обеим координатам со звездой Kü 1042, которая выглядит как одиночная. Очень большие расхождения в координатах могут иметь причиной заметное собственное движение звезды. В таком случае эта звезда не является члепом скопления. По нашим данным, /ia cos 5 = -0".0272, fis = +0".0265, в хорошем согласии с результатами Кадворта (1979), согласно которым составляющие цх и ¡iy собственного движения звезды близки к 0".03, и звезда не отнесена к членам скопления.

Мы определили также положения переменных звезд в ШЗС NGC 6584.

Бейли (1924) открыл 9 переменных звезд в окрестностях NGC 6581, позднее получив-пих обозначения IJV Л га и SY Tel - TY Tel. Для этих звезд были опубликованы лишь •рубые координаты. Первые три переменные в самом скоплении открыл Хофмайстер 1966), присвоивший им предварительные обозначения от S 8833 до S 8835. Позднее Чнллис и Лиллер (19S0) открыли и изучили в NGC 6584 48 переменных звезд, 45 из «угорых принадлежат к типу RR Лиры, а 42 из числа переменных типа RR Лиры, вероятно, являются членами скопления. Миллис и Лиллер, вероятно, не были знакомы ; работой Хофмайстера. Переменная S 8833 тождественна звезде, которую Миллис и Пиллер обозначили V8, S 8834 тождественна V25, a S 8835 тождественна V7.

Мы определили (Самусь и др., 1995в) положения 52 переменных звезд (всех переменных из работ Миллнса и Лиллер и четырех звезд из работы Бейли, а именно, ТТ Ге1, TU Tel, TW Tel и ТХ Tel) по измерениям пластинки 1-м Иельского телескопа на машине ASCORECORD. Использовались 10 опорных звезд из каталога РРМ. Средняя квадратичная точность определяемых нами координат составляет около ±0".4. Миллис i Лиллер в своей работе приводят для переменных звезд координаты, округленные до 1". Наши результаты достаточно хорошо согласуются с ними для всех звезд, кроме V45; <оординпгы, которые Миллис и Лиллер приводят для последней звезды, относятся не к *позме. отмеченной па рис. 1(b) их статьи, а к звездному изображению, находящемуся 1епогредстврпно над числом 45, напечатанным на карте. Звезда, для которой мы измерили координаты, соответствует исходной идентификации на фотографии. Согласие laiinix результатов для ТТ Tel, TU Tel, TW Tel и TX Tel с приближенными положениями, опубликованными Бейли, довольно плохое, расхождения доходят более чем до 1'5 ю склонению.

В Таблице 24 Приложений приводятся координаты переменных звезд в NGC 65S4.

В Главе VI приводятся результаты измерений лучевых скоростей звезд в ШЗС.

Нами (Расторгуев, Самусь, 1991) были проведены в 1988 - 1990 гг. измерения лу-1евых скоростей красных гигантов в ШЗС М 4. М 5, М 10, М 12, М 13 и М 71 на 1-м телескопе ИФ АН Литвы на горе Майдаиак, 125-см телескопе Крымской лаборатории ГАИШ и 2-м телескопе НАО Рожен Болгарской АН при помощи корреляционного спектрометра с физической маской — измерителя лучевых скоростей (ИЛ С), разработанного л изготовленного в ГАИШ А.А. Токовинииым.

ИЛС обеспечивает измерение лучевых скоростей звезд в диапазоне спектральных классов F5-M5. Характерная точность измерений звезд 8т класса КО с 1-м телескопом — +0.3 км/с, характерная экспозиция составляет 5-20 мин. в зависимости от блеска и спектрального класса. Практическая предельная величина для класса КО на 1« телескопе — около 14т. Параметры точности и предельной величны могут оказаться несколько худшими для звезд с пекулярными спектрами, к числу которых принадлежат эедные металлами звезды ШЗС.

С учетом того, что одномерная дисперсия скоростей в ШЗС составляет я; 2 —10 км/с, ИЛС предоставляет неплохие возможности для ее оценки.

Параллельно с наблюдениями звезд ШЗС проводились измерения ряда стандартных звезд, рекомендованных MAC. На основе этих данных вычислялись систематические поправки для приведения лучевых скоростей в систему MAC.

В Таблице 2 приведены сведения о числе измерений лучевых скоростей, выполненных в каждом скоплении. Характерная ошибка наших измерений составляет 1-2 км/с.

Таблица 2

Измерения лучевых скоростей в шаровых скоплениях

Скопление Число звезд Число измерений Уг

М 3 = N00 5272 М4 = ИСС 6121 М ¡5 = ЫвС 5904 М10 = N00 6254 М12 = N00 6218 М13 = N00 6254 М71 = N00 6838

48 102 32 37 10 35

о

В таблицах 24-30 Приложений к диссертации представлены результаты измерений лучевых скоростей звезд ШЗС.

Поскольку для М 3 в литературе существует детальный обзор лучевых скоростей звезд, для этого скопления наши данные носят лишь информационный характер п далее не обрабатывались.

Для ШЗС М 4 и М 71, помимо результатов наших измерений, были использованы также значения лучевых скоростей из работы Питерсон и Латэма (1986) как для общих звезд программы, так и для прочих измерявшихся ими звезд, для расширения выборки, по которой оценивается дисперсия скоростей.

Из определения дисперсии лучевых скоростей были исключены выявленные звезды поля, а также заезды с переменной лучевой скоростью, для которых мы не располагали данными, чтобы вычислить 7-скорость. В некоторых случаях наблюдались неразделенные визуальные двойные звезды. Мы не можем с определенностью сказать, каким из компонентов следует приписать найденные значения лучевой скорости, что не мешает использовать эти определения для оценки дисперсии скоростей.

Для скопления М 13, после исключения одной звезды, вероятно, являющейся карликом ближнего фона, по остальным 8 звездам удалось получить неплохую оценку дисперсии скоростей, согласующуюся с найденной в опубликованном ранее детальном обзоре лучевых скоростей в этом скоплении, что убеждает в возможности предварительной оценки массы ШЗС по небольшому числу точных лучевых скоростей красных гигантов.

Для ШЗС М 5 была сделана попытка определения вращения в рамках простейшей модели твердотельного осевого вращения, где разность лучевых скоростей звезды и самого скопления представляется выражением

ДУг = вт(0 - Ф(),

где ш — проекция угловой скорости твердотельного вращения на картинную плоскость, г,- — расстояние звезды от центра скопления в проекции, в — позиционный угол проекции оси вращения (отсчитывается от направления на север против часовой стрелки),

ф,- — позиционный угол звезды. Неизвестные параметры и и в определялись методом наименьших квадратов по всем звездам с измеренными лучевыми скоростями, а ошибки были оценены метолом численных экспериментов. Их значения оказались следующими:

и = 0.2.5 ±0.13км/с/пк, 0~13О°.

Представляет интерес сравнить этот результат с данными, полученными Кадла и др. (1976) от1юсителыю формы эквиденсит этого скопления. В кольце радиусом от 3 до 10 угл. мин. (где располагается подавляющее большинство изученных нами звезд) сплюснутость эквиденсит скопления почти постоянна и равна Ь/а ~ 0.8, а позиционный угол большой оси эллипса колеблется в пределах 40-50°. Следовательно, скопление сплюснуто почти точно вдоль оси вращения. Не исключено, что видимая сплюснутость скопления в какой-то мере связана с его вращением.

После выделения членов скоплений по фотометрическому и кинематическому критериям были сделаны оценки одномерной дисперсии скоростей. Поскольку подавляющее большинство звезд пашен программы лежат в пределах 2-3 радиусов ядра от центра скоплений, измеренная дисперсия лучевых скоростей является хорошей оценкой центральной дисперсии (поправка не может превышать 5%). Она несколько больше для скопления М 5, где измерены несколько звезд в промежуточной зоне. Этой поправкой можно пренебречь, поскольку реальные ошибки дисперсии скоростей заметно превышают указанное значение.

Существуют два источника неопределенности оцениваемой дисперсии скоростей: индивидуальные ошибки измерения лучевых скоростей, составляющие в нашем исследовании (1.2-1.7) км/с, н малая численность выборок звезд (за исключением, быть может, скопления М 5). Для вычисления ошибок дисперсии скоростей использовался тот же алгоритм, что и в цитированной работе Питерсон и Латэма. Значения одномерной дисперсии скоростей и их ошибки приводятся в четвертом столбце таблицы 3. Число звезд, использованных для вычисления дисперсии скоростей, указано во втором столбце, а скорость скопления и ее ошибка — в третьем столбце.

Для оценки массы и отношения массы к светимости ШЗС использовались две системы структурных параметров: Кухаркина и Киреевой (1979) и Веббинка (1985). Все величины вычислены в рамках однокомпонентной модели скоплений.

Вычисленные значения отношения массы к светимости и массы скоплений приводятся в последних четырех столбцах табл. 3. Индексами К&К и \\'Ь обозначены системы структурных параметров Кукаркина и Киреевой и Веббинка соответственно. Различия между системами структурных параметров не играют определяющей ролн при вычислении масс ШЗС: результаты расчета согласуются в пределах 10%. Основной вклад в неопределенность масс и отношений массы к светимости вносит, с одной стороны, ошибка определения дисперсии скоростей, и с другой — ошибки определения структурных параметров. Анализ структурных наблюдательных данных показал, что их неопределенность, а также ошибка дисперсии скоростей приводят к формальным ошибкам порядка 40-100% в значениях отношения массы к светимости.

Таблица 3

Дисперсии скоростей, отношения массы к светимости и массы шаровых скоплений

Скопле- Число < V, > 1Л*, ± M/Lv M/Lv M/(WSMQ) M/(105Afs)

ние звезд км/с км/с (О) (0)

К&К Wb KfcK Wb

М 4 29 +70.7± 0.8 4.1±0.6 2.0 1.9 0.7 0.9

М 5 47 +53.0 0.8 5.0 0.6 1.0 0.9 1.9 2.3

М 10 24 +76.0 1.1 5.0 0.8 2.0 1.8 1.4 1.4

М 12 16 -42.2 1.0 3.7 0.9 1.4 1.5 1.1 1.2

М 13 8 6.0 3.6

М 71 19 -22-.3 0.5 2.0 0.5 1.4 1.2 0.13 0.18

Найденные значения масс и отношений массы к светимости согласуются с полученными ранее для ряда ШЗС. С определенностью можно говорить о том, что для ШЗС значение M/Lv заключено в пределах 1-2. С учетом больших ошибок вряд ли можно уверенно говорить о реальности вариаций этого отношения от скопления к скоплению. Среди скоплений нашей выборки наименьшую массу имеет М 71. Отметим, что совместное использование наших данных и измерений Питерсон и Латэма привело к уменьшению дисперсии скоростей в этом скоплении почти в 1.5 раза. По нашему мнению, причина несколько завышенного значения дисперсии в цитируемой работе заключается в использовании единичных измерений звезд с переменными лучевыми скоростями и большой статистической ошибке выборки.

Вызывает интерес сравнительно большое значение M/Lv для скопления М 4 при его умеренной массе. Причиной этого может быть недоучет поглощения в области скопления или реальное отличие функции светимости, но наиболее вероятным объяснением следует все же считать большие статистические ошибки.

В Заключении кратко сформулированы новые результаты, полученные в диссертационной работе, намечены некоторые направления будущих исследований.

Основные результаты диссертации опубликованы в статьях:

1. Миронов A.B., Самусь H.H., Шугаров С.Ю., 1978, Фотометрия слабых звезд в шаровых скоплениях. I. Инструментальная диаграмма "цвет-величина" скопления NGC 6218 = М 12, Астрон. цирк., N 0 1003, 1-2.

2. Самусь H.H., Шугаров С.Ю., 1978, Фотометрия слабых звезд в шаровых скоплениях. II. Предварительные результаты фотометрии в скоплении NGC 288, Астрон. цирк., № 1023, 1-2.

3. Самусь H.H., Шугаров С.Ю., 1979, Фотометрия слабых звезд в шаровых скоплениях. Диаграмма цвет-величина М 2 = NGC 7089. Астрон. ж., 56, № 6, 1322-1323.

4. Миронов A.B., Самусь H.H., 1979, Морфологические группы голубизны горизонтальной ветви шаровых звездных скоплений, в сб. "Звездные скопления-' (отв. ред. К.А. Бархатова), Свердловск, УрГУ, с. 118-125.

5. Самусь H.H., Пастухова E.H.. 1980, Новая система индексов содержания тяжелых лсментов в шаровых скоплениях, в сб. "Звездные агрегаты", отв. ред. К.А. Бархатова, Свердловск: УрГУ, с. 84-92.

6. Копылов А.И., Самусь H.H., Шугаров С.Ю., 1980, Пересмотренное значение модуля расстояния рассеянного звездного скоплешш NGC 7142, Астрой, цирк., № 1129, I—э.

7. Наумова Е.В., Самусь H.H., Шугаров С.10., 1980, Фотометрия слабых звезд в паровых скоплениях. IV. Функция светимости шарового скопления NGC 6366 в системе 3, Астрон. цирк., № 1129, 5-7.

8. Самусь H.H., 19S3, Переменные звезды в шаровых скоплениях, в сб. "Звездные жопления и проблемы звездной эволюции" (отв. ред. К.А. Бархатова), Свердловск: /рГУ, 12-19.

9. Самусь H.H., Шугаров С.Ю., 1983, Фотометрия слабых звезд в шаровых скопле-шях. Результаты ЯК-фотометрии звезд M 10. Астрон.ж., 60, № 6, 1091-1097.

10. Миронов A.B., Самусь H.H., Шугаров С.Ю., Юферов А.О., 1984, Фотометрия :лабых звезд в шаровых скоплениях. VII. О некоторых элементах сходства фотометри-lecKiix характеристик слабых звезд в M 10 и M 12. Астрон.цирк., № 1313, 1-2.

11. Samus N.N., 1984, F К Ophiuchi = V2 (NGC 6273), Inf. Bull. Var. Stars, No. 2555.

12. Самусь H.H., 1985, Шаровые звездные скопления, Итоги науки и техники, сер. \строномия, т. 27, ред. H.H. Холопов, М., ВИНИТИ, 3-101.

13. Барышникова O.A., Самусь H.H., Сильченко O.K., 1987, Наблюдения шаровых -.копленнн на 6-метровом телескопе и проблема возраста скоплений, в сб. "Звездные жопления"' (отв. ред. К.А. Бархатова), Свердловск, УрГУ, 85-88.

14. Samus N.N., 1988, Photometry of faint stars in globular clusters using the six mêler telescope, in "Globular Cluster Systems in Galaxies", IAU Symp. No. 126, eds. J.E jrindlay, A.G. Davis Philip, Dordrecht: D.Reide! Publ.Co., p. 619-620.

15. Барышникова O.A., Самусь H.H., Слльченко O.K., 1989. Фотометрия слабых >везд в шаровых скоплениях. Фотометрический каталог NGC 5053. Астрон. ж., 66, Уо. 4, 767-779.

16. Расторгуев A.C., Самусь H.H., 1991, Дисперсии скоростей звезд и массы шаровых жоплешш M 4, M 5, M 10, M 12 и M 71, Письма в Астрон. ж., 17, № 10, 915-931.

17. Бердннков Л.Н., Расторгуев A.C., Самусь H.H., 1994, Исследования классических (ефенл, л сб. ''Неустойчивые процессы во Вселенной'' (отв. ред. А.Г. Масевич), М., 'Космосинформ", 50-79.

18. Кравцов В., Самусь П., Алькаино Г., Лиллер У., 1994, Новые переменные звезды-■i шаровом скоплении M 22 = NGC 6656, Письма в Астрон. ж., 20, № 6, 403-406.

19. Евстигнеева Н.М., Самусь H.H., Цветкова Т.М., Шокин Ю.А., 1994, Идентификация и координаты переменных звезд в шаровом скоплении M 3 = NGC 5272, Письма в Астрон. ж., 20, № 9, 693-699.

20. Евстигнеева Н.М., Шокин Ю.А., Самусь H.H., Цветкова Т.М., 1995, Идентификация и координаты переменных звезд в шаровом скоплении M 5 = NGC 5904, Письма в Астрон. ж., 21, № 7, 509-514.

21. Samus N., Kravtsov V., Pavlov M., Alcaíno G., Liller W., 1995, A new photographie C-M diagram for NGC 4833, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 109, No. 3, 479-486.

22. Samus N., Kravtsov V., Pavlov M., Alcaino G., Liller W., 1995, A new photographic color-magnitude study of M 22 = NGC 6656, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 109, No. 3. 487-499.

23. Самусь H.H., Кравцов В.В., Павлов М.В., Шокин Ю.А., Альканно Г., Лиллер У., Альварадо Ф., 1995, Фотографическая фотометрия звезд и координаты переменных звезд в шаровом скоплении NGC 6584, Письма в Астрон. ж., 21, № ,

24. Samus N., Ipatov A., Smirnov О., Kravtsov V., Alcaino G., Liller W., Alvarado F., 1995, A CCD BVRI color-magnitude study of the globular cluster NGC 5286, Astron. Astrophys: Suppl. Ser., 110, No.

25. Самусь H.H., Ипатов А.П., Смирнов O.M., Кравцов В.В., Альканно Г., Лиллер У., Альварадо Ф., 1995д, Возраст шарового скопления M 30 = NGC 7099 по результатам новой ПЗС-фотометрии в лучах BVI, Письма в Астрон. ж., 21, № 9.

Личный вклад. Всего по теме диссертации опубликовано 25 работ (из них 21 — в соавторстве).

Личный вклад автора диссертации в работы, имеющие соавторов, заключается в постановке задач, активном участии в наблюдениях, измерениях, обработке, интерпретации результатов и подробно описан во введении.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Алькаино, 1971 — Alcaino G., Astron. Astrophys., 13, No. 2, 287-292.

Алькаино, 1974 — Alcaino G., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 18, No. 1, 9-17.

Алькаино и Лиллер, 1980 — Alcaino G., Liller YV., Astron. J., 85, No. 10, 1330-1340.

Алькаино и Лиллер, 1983 — Alcaino G., Liller W., Astron. J., 88, No. 9, 1330-1343.

Барышникова О.А., Самусь H.H., Сильченко O.K., 1987, в сб. "Звездные скопления" (отв. ред. К.А. Бархатова), Свердловск, УрГУ, 85-88.

Барышникова О.А., Самусь Н.Н., Сильченко O.K., 1989, Астрон. ж., 66, No. 4, 767-779.

Бейли, 1902 — Bailey S.I., Harvard Annals, 38.

Бейли, 1917 — Bailey S., Harvard Annals, 78, Pt. 2.

Бейли, 1924 — Bailey S;I., Harvard Bull., No. 801.

Бергбуш и ВанденБерг, 1992 — Bergbusch P.A., VandenBerg D.A., Astrophys. J. Suppl. Ser., 81, No. 1, 163-220.

ВанденБерг, 1983 — VandenBerg D.A., Astrophys. J. Suppl. Ser., 51, No. 1, 29-65.

ВанденБерг и Белл, 1985 — VandenBerg D.A., Bell R.A., Astrophys. J. Suppl. Ser., 58, No. 4, 561-621.

Веббинк, 1985 — Webbink R., in "Dynamics of Star Clusters", IAU Symp. No. 113, Eds Goodman J., Hut P., Dordrecht: Reidel, p. 541-577.

Евстигнеева H.M., Самусь H.H., ЦветковаТ.М., Шокин 10.А., 1994, Письма в Астрон. ж., 20, № 9, 693-699.

Евстигнеева Н.М., Шокин Ю.А., Самусь Н.Н., ЦветковаТ.М., 1995, Письма в Астрон. ж., 21, № 7, 509-514.

Кадворт, 1979 — Cudworth K.M.. Astron. J., 84, No. 12, 1866-1871. Кадворт, 1986 — Cudworth К., Astron. .J., 92, No. 2, 348-357.

Кадла З.И., Рихтер H., Стругацкая A.A., Хогнер В., 1976, Астрон. ж., 53, № 1, 92-99.

Копылов А.И., Самусь H.H., Шугаров С.Ю., 1980, Астрой, цирк., № 1129, 3-5. Кравцов В.В., 1989, Письма в Астрон. ж., 15, № 9, 824-832.

Кравцов В., Самусь Н., Алькаино Г., Лнллер У., 1994, Письма в Астрон. ж., 20, № 6, 103-406.

Кукаркин Б.В., 1974, Шаровые звездные скопления, М., "Наука". Кухаркин Б.В., Киреева H.H., 1979, Астрон. ж., 56, № 3, 465-474. Кгостнер, 1933 — Küstner F., VeröfF. Univ.-Sternw. Bonn, Nr. 26. Ли и др.. 1994 — Lee Y.-W., Demarque P., Zinn R., Astrophys. J., 423, No. 1, 248-265. Мензис, 1972 — Menzies J„ Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 156, No. 2, 207-221. Миллис и Лнллер, 1980 — Millis А.Л., LiUer М.Н., Astron. .1., 85. No. 3, 235-241. Миронов A.B., Самусь H.H., 1974, Переменные звезды, 19, № 4, 337-356. Миронов A.B., Самусь H.H., 1979, в сб. "Звездные скопления" (отв. ред. К.А. Бархатова), Свердловск, УрГУ, с. 118-125.

Миронов A.B., Самусь H.H., Шугаров С.Ю., 1978, Астрон. цирк., N " 1003, 1-2. Миронов A.B., Самусь H.H., Шугаров С.Ю., Юферов А.О., 1984, Астрон.цирк., № 1313, 1-2.

Наумова Е.В., Самусь H.H., Шугаров С.Ю., 1980, Астрон. цирк., № 1129, 5-7. Остерхоф, 1941 — OosterholF P.Th., Leiden Aim., 17, Pt 4, 1-48.

Пнтерсон. Латэм, 1986 — Peterson R.C.. Latham D.W., Astrophys. .]., 305, No. 2, 645-650.

Пьотто и др., 1990 — Piotto G., King I.R., Capaccioli M., Ortolani S., Djorgovski S., Astrophys. .1.. 350. No. 2, 662-671.

Расторгуев A.C., Самусь H.H., 1991, Письма в Астрон. ж., 17, № 10, 915-931. Самусь H.H., 1983, в сб. 'Звездные скопления и проблемы звездной эволюции" (отв. ред. К.А. Бархатова), Свердловск: УрГУ, 12-19.

Самусь, 1984 — Samus N.N., Inf. Bull. Var. Stars, No. 2555.

Самусь, 1988 — Samus N.N., in "Globular Cluster Systems in Galaxies", IAU Symp. No. 126, eds. J.E Grindlay, A.G. Davis Philip, Dordrecht:" D.Reidel Publ.Co., p. 619-620. Самусь H.H., Шугаров С.IO., 1978, Астрон. цирк., № 1023, 1-2. Самусь H.H., Шугаров С.10., 1979, Астрой, ж., 56, № 6, 1322-1323. Самусь H.H., Шугаров С.Ю., 1983, Астрон.ж., 60, № 6, 1091-1097. Самусь il др., 1995а — Samus N., Kravtsov У., Pavlov M., Alcaíno G., Liller W., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 109, No. 3, 479-486.

Самусь и др., 19956 — Samus N., Kravtsov V., Pavlov M., Alcaíno G., Liller W., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 109, No. 3, 487-499.

Самусь H.H., Кравцов В.В., Павлов M.В., Шокин Ю.А., Алькаино Г., Лиллер У., Альварадо Ф., 1995в, Письма в Астрон. ж., 21, № 8, •

Самусь и др., 1995г — Samus N., Ipatov A., Smirnov О., Kravtsov V., Alcaíno G., Liller VV., Alvarado F., , Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 110, No.

Самусь Н.Н., Ипатов А.П., Смирнов О.М., Кравцов В.В., Алькаино Г., Лиллер У., Альварадо Ф., 1995д, Письма в Астрон. ж.,

Сараджединн и Милоне, 1995 — Sarajedini A., Milone А.А.Е., Astron. J., 109, No. 1, 269-279.

Сараджеднни и Форрестер, 1994 — Sarajedini A., Forrester W.L., NOAO Preprint, No. 628.

Сильчеико O.K., 1984, Письма в Астрон. ж., 10, № 7, 501-507. Смирнов и Ипатов, 1995 — Smirnov О., Ipatov А., 1995, Astronomical Data Analysis Software к Systems IV, -ASP Conference Ser., in press.

Смирнов и Пискунов, 1993 — Smirnov О., Piskunov N., ASP Conference Ser., 52, 208212.

Сойер-Хогг, 1973 — Sawyer Hogg H., Publ. D. Dunlap Obs. Univ. Toronto, 3, No. 6. фон Цейпель, 1908 — von Zeipel H., Ann. Observ. Paris, 25, F1-F101. Харрис, 1994 — Harris, W.,1994, A New Catalog of Globular Cluster Parameters, Mc-Master University.

Харрис и др., 1976 — Harris W.E., Racine R., de Roux J., Astrophys. J. Suppl. Ser.. 31, No. 1, 13-31.

Хофмайстер, 1966 — Hoffmeister C., Astron. Nachr., 289, H. 1/2, 1-21. Шара и др., 1987 — Shara M.M., Moffat A.F.J., Potter M., Astron. J., 94, No. 2, 357-359.

Отпечатано на ротапринте Объем 2,0 п.л. Тираж 70зкз. 30.05.95.