CC BY
39
УДК 524.47-355
ШАРОВОЕ СКОПЛЕНИЕ В КАРЛИКОВОЙ ГАЛАКТИКЕ SEXTANS B
© 2007 М. Е. Шарина1*, Т. Х. Пуциа2**, А. С. Крылатых3
1Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук,
Нижний Архыз, КЧР, 369167 Россия 2Институт астрофизики Герцберга, 5071 Вест Сааниш Раад, Виктория, BC V9E 2E7, Канада
3Кафедра астрономии Казанского Государственного университета,
Кремлевская ул. 18, Казань, 420008 Россия Поступила в редакцию 5 марта 2007; принята в печать 15 марта 2007
Мы представляем спектральные наблюдения массивного шарового скопления в иррегулярной карликовой галактике Sextans B, открытого нами в результате анализа изображений из архива Хабб-ловского телескопа. Длиннощелевые спектры скопления были получены с помощью спектрографа SCORPIO на 6-метровом телескопе РАН. Определены возраст, металличность и отношение содержания альфа-элементов к железу: 2 ± 1 млрд. лет, —1.35 ± 0.25 dex, и 0.1 ± 0.1 dex соответственно.
По результатам проведенной поверхностной фотометрии на снимках HST определены основные фотометрические и структурные параметры скопления. Масса (~105М©), светимость и структурные параметры оказались типичными для шаровых скоплений нашей Галактики. Наши открытия проливают новый свет на историю эволюции Sextans B.
1. ВВЕДЕНИЕ
Открытие и изучение шаровых скоплений (ШС) в карликовых галактиках (КГ) очень важно для выработки единой теории формирования и эволюции шаровых скоплений. Эльмегрином и Ефремовым [1] было показано, что массивные гравитационно связанные скопления, прототипы нынешних ШС нашей Галактики с возрастом более 10 млрд. лет, образуются в компактных плотных молекулярных облаках при высоком давлении и плотности окружающего газа. Такие условия были в нашей Галактике только на заре ее формирования. Наблюдения показывают, что в настоящее время массивные гравитационно связанные скопления образуются либо вблизи центров массивных галактик, либо при взаимодействии галактик (см., например, [2]).
КГ низкой поверхностной яркости (LSB), согласно общепринятой сейчас теории иерархического скучивания, считаются реликтами строительных блоков больших галактик. К сожалению, до сих пор у теоретиков нет единого мнения о механизмах формирования ШС в КГ. В них плотность газа как правило низка, и вспышки звездообразования должны были бы приводить к потере значительной части вещества в виде звездного ветра [3] по причине низкого потенциального барьера.
E-mail: [email protected]
E-mail: [email protected]
Получение наблюдательных данных о ШС важно и для изучения эволюции родительских галактик. Карлики обычно подразделяют на несколько морфологических типов. Иррегулярные КГ (dIr) состоят в основном из звездных населений молодого и промежуточных возрастов. Чаще всего они встречаются в поле и на расстоянии более 300 кпк от массивных галактик [4]. Сфероидальные и эллиптические карликовые галактики (dSph, dE) состоят в основном из старых звезд [4] и встречаются в непосредственной близости от центральных наиболее массивных галактик в группах и скоплениях [5].
Sextans B — довольно изолированная иррегулярная карликовая галактика, принадлежащая подгруппе галактик Antlia-Sextans вблизи Местной группы [б, 7]. Это слабая LSB галактика, типичная для населения Местной группы и других близких групп. Ее центральная поверхностная яркость в фильтре В широкополосной системы Джонсона-Казинса 22.8±0.2 зв. вел/кв. сек. [8]. Абсолютная величина в фильте В, Mb = —13.9Т, соответствует расстоянию 1360 ± 70 кпс [9]. Химический состав областей ионизованного водорода и планетарной туманности в галактике подробно изучен в ряде работ [І0—ІЗ]. История звездообразования в Sextans B по результатам звездной фотометрии была сложной. Согласно [І4— Іб] галактика испытала раннюю бурную вспышку звездообразования в течение первых І— 2 млрд. лет, и медлен-
ное нарастание активности звездообразования в последние І—2 млрд. лет. Долфин и соавторы [І7] считают, что звездообразование было активным на протяжении всей жизни Sextans B. Однако все авторы отмечают, что существующая фотометрия не настолько глубока, чтобы определить возраст галактики с точностью по крайней мере 2—З млд. лет. Князевым с соавторами [ІЗ] впервые было отмечено, что одна из HII-областей галактики в два раза богаче тяжелыми элементами, чем остальные, что должно свидетельствовать о неоднородности химсостава.
В нашей работе впервые сообщается об открытии и детальном спектральном изучении ШС в Sextans B со спектрографом SCORPIO на б-м телескопе САО РАН. Основные характеристики скопления, полученные нами, приведены в табл. І:
І, 2 — прямое восхождение и склонение, З — частота встречаемости шаровых скоплений в галактике (Sn = N • 10a4(Mv+15), [І8], где N — число ШС и Mv — абсолютная звездная величина галактики в фильтре V), 4 — б — возраст, металличность и отношение содержаний альфа-элементов и желе-
за, 7 — гелиоцентрическая лучевая скорость, 8 — интегральная видимая звездная величина, 9, І0 — интегральные абсолютная V звездная величина и цвет, исправленные за Галактическое поглощение, ІІ — масса в массах Солнца, І2 — І4 — радиус на половине светимости, эллиптичность, проекция расстояния до центра галактики; а также модельные параметры, полученные приближением профиля поверхностной яркости скопления законом Кинга: І5 — І8 — центральные поверхностные яркости в фильтрах V и I, радиус ядра и приливной радиус скопления.
2. ОБНАРУЖЕНИЕ СКОПЛЕНИЯ НА
СНИМКАХ HST И ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЕГО ОСНОВНЫХ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ ХАРАКТЕРИСТИК
Изображение шарового скопления, полученное c борта космического телескопа имени Хаббла с помощью широкоугольной планетной камеры 2 (WFPC2 HST) (номер заявки 860і), показано на рис. І справа. Видно, что это диффузный объект, в котором различимы отдельные звезды. Наблюдения проводились с использованием фильтров F606W и F814W, полосы пропускания которых близки к таковым у фильтров V и I широкополосной системы Джонсона Казинса. Времена экспозиций составили 600 секунд в каждом фильтре.
Поверхностная фотометрия и определение структурных параметров ШС на снимках HST были выполнены с помощью методики, подробно описанной в нашем каталоге ШС в близких КГ [19]. Результаты фотометрии показаны на рис. 2 и
Таблица 1. Основные характеристики ШС в Sextans B, определенные в данной работе (см. объяснение содержания колонок в конце главы І)
N Параметр ШС
1 RA(2000.0) 10^ 00m04s.64
2 DEC(2000.0) +05°20,07,,.4
3 Sn 3.8
4 Age, Gyr 2± 1
5 [Z/H\, dex -1.35 ±0.3
6 [a/Fe], dex 0.1 ±0.1
7 Vh, km/s 349±5
8 Vo, mag 17.89±0.02
9 Mv,o, mag -7.77±0.02
10 (V - I)o, mag 0.67±0.03
11 Mass (M©) 0-8+0.40 ' 105
12 rh, pc 4.1 ±0.2
13 e = 1 — b/a 0.05
14 dproj > kpc 0.45
15 Hv,o mag/sq s 17.89±0.01
16 mag/sq s 17.24±0.02
17 rc, pc 1.7±0.15
18 n, pc 40±2
подытожены в табл. 1. Слева на рисунке показаны кривые роста в звездных величинах в V- и I-цветах (вверху) и интегральное распределение цвета по радиусу (внизу), справа — профили поверхностной яркости в зв.вел./кв.сек в V- и I-цветах (вверху) и разность между V- и I-профилями поверхностной яркости (внизу). Структурные параметры скопления, определенные путем аппроксимации профиля поверхностной яркости законом Кинга, похожи на таковые для ШС нашей Галактики. Однако цвет ШС заметно голубее, что свидетельствует о его молодости. Это утверждение будет доказано и конкретизировано в разделе 4.
3. СПЕКТРАЛЬНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Спектральные наблюдения с длинной щелью были проведены с помощью спектрографа SCORPIO [20] 11 февраля 2005 г. Журнал наблюдений представлен в табл. 2. Использовалась голографическая решетка VHPG1200g, спектральное
Рис. 1. DSS2-R-изображение БехБ размером 5x5 угловых минут с отмеченным положением щели (слева). WFPC2 ИБТ-изображение шарового скопления в SexB (справа).
разрешение 5 A, диапазон 3800 — 5700 AA и ПЗС-детектор EEV42-40. Размеры щели — в' х 1".
Качество звездных изображений было порядка 2 угловых секунд. Для определения лучевой скорости шарового скопления, а также для контроля соответствия нашей инструментальной системы Лик-ских индексов стандартной системе [21], наблюдались звезды BF23751, HD115043 и HD132142.
Весь процесс обработки и анализ данных выполнены с помощью Мюнхенской системы анализа изображений (MIDAS) [22], разработанной в ESO.
Для удаления следов космических частиц использована программа FILTER/COSMIC. Обработка спектров проводилась с помощью контекста LONG. Для каждого двумерного спектра выполнялась стандартная процедура первичной редукции. После перехода к длинам волн и вычитания неба спектры были скорректированы за атмосферную экстинкцию, и потоки переведены в стандартные с помощью спектрофотометрического стандарта GRW+70d5824 [23]. Аккуратное построение дисперсионной кривой обеспечивало точность линеаризации ^0.08 A. Все одномерные спектры од-
Wavelength, A
Рис. 3. Спектр шарового скопления в Sextans B.
Таблица 2. Журнал спектральных наблюдений
Объект Дата Экспозиция
GC in Sex В 11.03.2005 4x1200 с
GRW+70d5824 11.03.2005 3x60
HD 115043 11.03.2005 10,20
HD132142 11.03.2005 2x20
HD2665 18.01.2007 21
BF23751 11.03.2005 120
ного и того же объекта были суммированы для увеличения отношения сигнал/шум. Спектр ШС в Sex B показан на рис. 3. Лучевая скорость скопления была определена методом кросс-корреляции со спектрами стандартов лучевых скоростей. Для определения погрешности нашей оценки скорости мы использовали несколько стандартов лучевых скоростей, а также деление спектров на несколько диапазонов. В табл. 1 приведена скорость, исправленная за движение Земли относительно Солнца. Отношение сигнал/шум на пиксел в спектре скопления, измеренное на длине волны 5000 A, составляет ^40. Качество спектра позволяет уверенно измерить индексы интенсивности абсорбционных линий и определить возраст, металличность и отношение содержания альфа-элементов к железу ([a/Fe]) в ШС путем сравнения измеренных величин с модельными.
Подробное описание процедуры измерения Ликских индексов и самого понятия Ликской системы, проверка соответствия инструментальной системы Ликских индексов прибора SCORPIO стандартной системе даны нами в работе [24]. В табл. 3 приведены усредненные по всем наблюдаемым звездам разности “с” между измеренными
Таблица 3. Нуль-пункты преобразования в Ьіск/ГОЗ стандартную систему: /ь;ск =
= Ітеавигеа + С. В ПОСЛЄДнЄЙ КОЛОнКЄ
представлены Ликские индексы для шарового скопления, исправленные за нуль-пункты
преобразования в стандартную систему
Индекс с Ср.кв. ошибка Единицы Индексы для GC в Sex В
CN1 -0.020 0.002 mag -0.192 ±0.001
CN2 -0.019 0.006 mag -0.165 ±0.001
Са4227 0.033 0.121 A 0.4100 ±0.052
G4300 0.786 0.720 A 0.0842 ±0.057
Fe4384 0.598 0.300 A 0.0400 ±0.066
Са4455 0.288 0.030 A 0.0435 ±0.068
Fe4531 -0.043 0.020 A 1.7180 ±0.075
Fe4668 -0.163 0.210 A 0.1073 ±0.085
Н/3 -0.909 0.270 A 4.6085 ±0.085
Fe5015 0.498 0.169 A 2.6921 ±0.091
Mgi -0.035 0.013 mag 0.0199 ±0.002
Mg2 -0.019 0.007 mag 0.0237 ±0.002
Mgb 0.202 0.348 A 0.3356 ±0.096
Fe5270 0.554 0.358 A 0.9094 ±0.098
Fe5335 0.066 0.370 A 0.3120 ±0.099
Fe5406 0.001 0.010 A 0.5473 ±0.100
H<5a 0.152 0.060 A 7.8965 ±0.103
H7a -1.508 0.340 A 5.9314 ±0.106
H(5f -0.345 0.360 A 5.5900 ±0.107
H7f -0.069 0.142 A 4.8635 ±0.108
нами индексами и индексами звезд-стандартов в Ликской системе. Усредняя величины “с” для каждого индекса по всем имеющимся объектам, мы таким образом получаем нуль-пункты для преобразования наших измерений индексов в Lick/IDS-систему. Заметим, что настоящие значения согласуются с вычисленными в нашей методической статье [24] для многощелевого варианта наблюдений с тем же прибором. Индексы интенсивности абсорбционных линий для шарового скопления, измеренные программой GONZO [25] и переведенные в Ликскую систему, показаны в последней колонке табл. 3.
4. ВОЗРАСТ, МЕТАЛЛИЧНОСТЬ И ОТНОСИТЕЛЬНОЕ СОДЕРЖАНИЕ АЛЬФА-ЭЛЕМЕНТОВ
Возраст, [Z/H] и [a/Fe] шарового скопления мы определяли с помощью разработанной нами процедуры трехмерной линейной интерполяции и X2-минимизации, подробно описанной в работе [26]. Данная программа минимизирует деленные на ошибки измерения индексов разности между наблюдаемыми Ликскими индексами и посчитанными по сетке теоретических моделей [27]. Процедура была тщательно тестирована сравнением возрастов, металличностей и величин [a/Fe], посчитанных ею, и имеющихся в литературе для 12 Галактических ШС и 46 ШС в М31 [26]. Анализ случайных ошибок измерения Ликских индексов проводится программой GONZO [25] методом бутстреппин-га и включает в себя анализ шума Пуассона и неопределенности определения лучевых скоростей. Заметим, что не только случайные ошибки измерения индексов могут повлиять на результаты оценки возраста, металличности и [a/Fe], но и ошибки нуль-пунктов перехода из инструментальной в стандартную Ликскую систему. Таким образом, для того чтобы минимизировать систематические ошибки, необходимо наблюдать как можно больше Ликских стандартов.
Мы определили возраст, металличность и [a/Fe] скопления: 2 ± 1 млрд. лет, [Z/H] = —
—1.35 ± 0.25 dex и [a/Fe]= 0.1 ± 0.1 dex.
Наглядное представление о том, как Ликские индексы помогают разделить влияние возраста и металличности на спектр скопления, дают так называемые диагностические диаграммы [28] (см. рис. 4). Линии на рис. 4 представляют модельные зависимости Томаса и др. [27]. Черными кружками показаны индексы, определенные для ШС. В углах панелей обозначены среднеквадратичные отклонения для нуль-пунктов перехода в Ликскую систему из табл. 3. На диаграммах чувствительные к возрасту индексы H@, Ш^, H7^, H£p, H7^ сопоставляются с нечувствительным к величине [a/Fe] индексом [MgFe]’ =
= {Mgb ■ (0.72 ■ Fe5270 + 0.28 ■ Fe5335)}1/2. Для изучения отношения содержания Mg/Fe чувствительный к металличности индекс {Fe) = = 1/2(Fe5335 + Fe5270) сравнивается с индексом Mg2.
5. дискуссия
Интересно сопоставить металличность разных представителей звездного населения в Sextans В. Металличность старых звезд [Fe/H] = —2.1 dex была получена Гребел и др. [4] путем сравнения
ветви красных гигантов с изохронами для галактических шаровых скоплений. В результате изучения истории звездообразования в Sextans В оценена металличность [Fe/H] = —1.2 —1.3 dex ([14, 17]). Наша оценка металличности ШС в Sextans В хорошо согласуется с этой величиной. Мы предполагаем, что формирование ШС совпало с самой мощной вспышкой звездообразования в истории галактики. Однако полученная нами оценка [a/Fe] = 0.1 свидетельствует о том, что существовал значительный вклад сверхновых типа SNIa на протяжении последних ^3 млрд. лет. Однако звездообразование никогда не было настолько интенсивным, как в гигантских эллиптических галактиках, где [a/Fe] может быть значительно выше, вплоть до ^-0.5 dex [29]. Не исключено, что возраст родительской галактики не намного превосходит возраст ШС. Диаграмма “цвет—звездная величина” настолько глубока, что можно уверенно утверждать, что в галактике есть красные гиганты и значительное количество звезд промежуточного возраста [9]. Однако возраст красных гигантов не определен, а присутствие более старых звезд не доказано. Долфин с соавторами [30] отмечали, что цвет ветви бедных металлами красных гигантов с возрастом 13 млдр. лет практически равен таковому у красных гигантов с возрастом 2 млдр. лет и металличностью на 0.4 + 0.8 dex больше.
Если перевести [Fe/H] = —1.2 dex в [O/H], предполагая [Fe/O] =0 [11] и 12 + log(O/H)© = = 8.66 [31], полученная величина совпадает с таковой для HII-областей в Sextans В [13]. Таким образом, содержание металлов практически одинаково у ШС и молодого звездного населения в Sextans В. Этот факт не противоречит результатам изучения истории звездообразования Sextans В, которые предсказывают низкую первоначальную активность звездообразования. К тому же галактика могла терять металлы со звездным ветром вследствие своего малого гравитационного потенциала.
Используя полученные величины возраста, ме-талличности и светимости скопления, можно оценить его массу, используя модели простых звездных населений Бружуал и Чарлот [32] и начальную функцию масс звезд Солпитера. Полученная оценка массы, ~0.8+0;40 ■ 105M0, а также структурные параметры, приливной радиус и радиус ядра (см. табл. 1) ставят наше скопление в ряд с обычными ШС нашей Галактики.
Частота встречаемости ШС в Sextans В, Sn ~ ~ 3.8, что намного выше ожидаемой при предположении, что ШС формируются в прямой пропорции к массе галактики [33]: SN — е(1 + Mgas/M*) —
— 0, где Mgas — масса газа, M* — масса звезд,
Рис. 4. Диагностические диаграммы для ШС в Sextans В. Линиями показаны теоретические модели простых звездных населений из работы [27].
и е = 0.0025 — отношение массы ШС к суммарной массе газа и звезд. Отношение Mgas/M* ~ 0.9 для Sextans В можно оценить, зная отношение водородной массы к светимости, Mhi/Lb = 1.5 [34, 35] и отношение звездной массы к светимости M*/Lb ~ 1.58 [36] при интегральном цвете галактики, исправленном за Галактическое поглощение (B — V)о ~ 0.5. В то же время Sn немного ниже ожидаемой в случае потери массы галактикой в виде звездного ветра [3, 37].
Sextans В часто сравнивают в литературе со сходной по структуре, размерам, светимости и степени изолированности по отношению к соседям, Sextans A, также входящей в Antlia-Sextans группу (см., например, [13]). Интересно отметить, что мы не нашли на HST-снимке в центральной части этой галактики ШС.
Маловероятно, что Sextans В, будучи изолированным, испытывал эффекты приливного взаимодействия, лобового сопротивления межгалактического газа, или столкновение с соседями. Следовательно, звездообразование регулировалось внутренними механизмами. Построение более глубоких диаграмм “цвет-звездная величина” и детальных моделей химической эволюции помогло бы выяснить природу активности звездообразования и механизмы формирования ШС в галактике.
6. ВЫВОДЫ
В этой статье мы впервые сообщаем об открытии и определении фундаментальных эволюционных, фотометрических и структурных параметров массивного шарового скопления в близкой иррегулярной карликовой галактике Sextans В.
Из сравнения модельных [27] и измеренных в спектре скопления Ликских индексов интенсивности абсорбционных линий мы определили возраст, металличность и [a/Fe]: 2 ± 1 млрд. лет, [Z/H] = —1.35 ± 0.25 dex и [a/Fe]= 0.1 ± 0.1 dex. Металличность ШС согласуется с известной из литературы для звездного населения галактики, а также для большинства HII-областей и планетарных туманностей. Возраст скопления совпадает с эпохой усиления активности звездообразования в Sextans В согласно литературным фотометрическим исследованиям. Полученная нами оценка отношения содержания альфа-элементов к железу свидетельствует о том, что в скоплении почти не было массивных звезд, прародителей SNeII.
По структуре и светимости скопление является типичным для Млечного Пути. Масса скопления (0.8+°45 ■ 105M0), радиус ядра rc = 1.7 ± 0.15 пк и приливной радиус rt = 40 ± 2 пк.
Число ШС в Sextans В на единицу светимости намного выше ожидаемого при предположении, что
ШС формируются в прямой пропорции к массе галактики.
Полученные в нашей работе данные важны для решения проблемы о происхождении ШС в карликовых галактиках. Наши даные свидетельствуют о том, что массивные ШС могут образовываться в условиях низкого гравитационного потенциала и отсутствия взаимодействия с другими галактиками.
БЛАГОДАРНОСТИ
Мы благодарим доктора С.Н. Додонова за руководство нашими наблюдениями, и доктора С.А. Пустильника за полезные обсуждения. Т.Х.П. сердечно благодарит Исследовательский грант Пла-кетта за финансовую поддержку от Национального Исследовательского Совета Канады в институте Астрофизики имени Герцберга.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. B. G. Elmegreen, Yu. N. Efremov, Astrophys. J. 480, 2З5 (І997).
2. S. Larsen, T. Richtler, Astronom. and Astrophys. 354, 8З6 (2GGG).
3. A. Dekel, J. Silk, Astrophys. J. 303, З9 (1986).
4. E. K. Grebel, J. S. Gallagher III, D. Harbeck, Astronom. J. 125, 1926 (200З).
5. J. Einasto, E. Saar, A. Kaasik, A. D. Chernin, Nature 252, 111,(1974).
6. S. van den Bergh, Astrophys. J. 517, L97 (1999).
7. R. B. Tully, R. S. Sommerville, N. Trentham, M. A. Verheijen, Astrophys. J. 569, 57З (2GG2).
8. M. E. Sharina, I. D. Karachentsev, A. E. Dolphin, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc.(in prep.) (2GG7).
9. I. D. Karachentsev, M. E. Sharina, D. I. Makarov,
A. E. Dolphin, et al., Astronom. and Astrophys. 389, 812 (2GG2).
1G. G. Stasinska, G. Comte, L. Vigroux, Astronom. and Astrophys. 154, З52 (198б).
11. E. D. Skillman, R. C. Kennicutt, P. W. Hodge, Astrophys. J. 347, 875 (І989).
12. M. Moles, A. Aparicio, J. Masegosa, Astronom. and Astrophys. 228, З10 (199G).
13. A. Y. Kniazev, E. K. Grebel, S. A. Pustilnik,
A. G. Pramskij, D. B. Zucker, Astronom. J. 130, 1558 (2GG5).
14. M. Tosi, L. Gregio, G. Marconi, P Focardi, Astronom. J. 102,951 (1991).
15. S. Sakai, B. F. Madore, W. L. Freedman, Astrophys. J. 480,589(1997).
16. M. Mateo, ARA&A 36, 4З5 (1998).
17. A. E. Dolphin, D. R. Weisz, E. D. Skillman, J. A. Holtzman, astro-ph/0506430.
18. W. E. Harris, S. van den Bergh, Astronom. J. 86,1627 (1981).
19. M. E. Sharina, T. H. Puzia, D. I. Makarov, Astronom. and Astrophys. 442, 85 (2GG5).
2G. V. L. Afanasiev, A. V. Moiseev, Astron. Lett. 31, 194 (2GG5).
21. G. Worthey, Astrophys. J. Suppl. 95, 1G7 (1994).
22. K. Banse, Ph. Crane, Ch. Ounnas, D. Ponz, MIDAS, inProc. of DECUS (Zurich, 198З), p. 87.
23. J. Oke, Astronom. J. 99, 1б2і (199G).
24. M. E. Sharina, V. L. Afanasiev, T. H. Puzia, Astron. Lett. 32, 185 (2006).
25. T. H. Puzia, R. P. Saglia, M. Kissler-Patig, et al., Astronom. and Astrophys. 395, 45 (2002).
26. M. E. Sharina, V. L. Afanasiev, T. H. Puzia, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 372, 1259 (2006).
27. D. Thomas, C. Maraston, R. Bender, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 339, 897 (200З).
28. T. H. Puzia, M. Kissler-Patig, D. Thomas, et al., Astronom. and Astrophys. 439, 997 (2005).
29. T. H. Puzia, M. Kissler-Patig, P. Goudfrooij, Astrophys. J. 648, З8З (200б),
30. A. E. Dolphin, A. Saha, E. D. Skillman, R. C. Dohm-Palmer, E. Tolstoy, A. A. Cole, J. S. Gallagher,
J. G. Hoessel, M. Mateo, Astronom. J. 126, 187 (200З).
31. M. Asplund, N. Grevesse, A. J. Sauval, C. Allende Prieto, D. Kiselman, Astronom. and Astrophys. 417,751 (2004).
32. G. Bruzual, S. Charlot, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 344, 1000 (200З).
33. D. E. McLaughlin, Astronom. J. 117, 2З98 (1999).
34. C. M. Springob, M. P. Haynes, R. Giovanelli,
B. R. Kent, Astrophys. J. Suppl. 160, 149(2005).
35. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. H. Huchtmeier, D. I. Makarov, Astronom. J. 127, 20З1 (2GG4).
36. E. F. Bell, R. S. de Jong, Astrophys. J. 550, 212, (2GG1)
37. W. E. Harris, in Star Clusters, Saas-Fee Advanced Course 28. Lecture Notes 1998, Swiss Society for Astrophysics and Astronomy, Ed. by L. Labhardt and
B. Binggeli (Springer-Verlag, Berlin, 2GG1).
A GLOBULAR CLUSTER IN THE DWARF GALAXY SEXTANS B
M. E. Sharina, Th. H. Puzia, A. S. Krylatyh
We present spectroscopic observations of a massive globular cluster in the dwarf irregular galaxy Sextans B, discovered by us on the Hubble Space Telescope Wide Field and Planetary Camera 2 (HST WFPC2) images. Long-slit spectra were obtained with the SCORPIO spectrograph on the 6-m telescope at the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences. We determine the age, metallicity and alpha-element abundance ratio for the globular cluster to be 2 ± 1 Gyr, —1.35 ± 0.25 dex, and 0.1 ± 0.1 dex, respectively. Main photometric and structural parameters of it were determined using our surface photometry on the HST images. The mass (~105M©), luminosity and structural parameters appear to be typical of the globular clusters in our own Galaxy. Our findings shed new light on the evolutionary history of Sextans B.
