CC BY
31
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2018, том 73, № 2, с. 168-184
УДК 524.47-32
ШАРОВЫЕ СКОПЛЕНИЯ: АБСОЛЮТНЫЕ СОБСТВЕННЫЕ
ДВИЖЕНИЯ И ОРБИТЫ
© 2018 А. А. Чемель1-2, Е. В. Глушкова1'2*, А. К. Дамбис2**, А. С. Расторгуев1,2***, Л. Н. Ялялиева1,2, А. Д. Клиничев1
1Физический факультет, Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова, Москва,
119992 Россия
2Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова, Москва, 119991 Россия Поступила в редакцию 27 февраля 2018; принята в печать 5 марта 2018
На основе кросс-идентификации объектов каталогов иБЫО-В1, 2МА88, иНАТ1, АЬЬШБЕ, иСАС5 и Оа1а ЭН1 с последующей редукцией в систему Оа1а ЭН1 ТОАБ с помощью промежуточного опорного каталога иСАС5 — всего до 10 положений на звезду с разностью эпох до 65 лет — определены абсолютные собственные движения с характерной точностью 1—2 миллисекунд дуги в год для звезд в окрестности 30 угловых минут от центров 115 шаровых скоплений нашей Галактики. По собственным движениям для фотометрически выделенных членов скоплений из числа звезд горизонтальной ветви и ветви красных гигантов определены абсолютные собственные движения скоплений с характерной точностью около 0.4 миллисекунд дуги в год. На основании этих собственных движений и опубликованных значений лучевых скоростей и гелиоцентрических расстояний скоплений вычислены орбиты скоплений для модели Галактики, состоящей из диска Миямото—Нагаи, сфероида Хернквиста и модифицированного гало темного вещества (осесимметричная модель без бара) и для такой же модели с добавлением вращающегося бара Ферре (неосесимметричная модель). Вычисленные пространственные скорости пяти скоплений оказались больше скорости убегания — по-видимому, из-за больших ошибок собственных движений), а вычисленные орбиты остальных скоплений остаются в пределах Галактики. В отличие от результатов, опубликованных ранее другими авторами, согласно нашим расчетам, бар оказывает заметное влияние на орбиты большинства скоплений, включая расположенные на больших расстояниях от Галактического центра. Влияние бара проявляется в существенной хаотизации частей орбит, расположенных ближе к Галактическому центру, и в вытягивании орбит некоторых скоплений толстого диска.
Ключевые слова: Методы: анализ данных — Галактика: кинематика и динамика
1. ВВЕДЕНИЕ
Шаровые скопления — важные индикаторы кинематического состояния Галактического гало и балджа от самых внутренних областей Галактики до далекой периферии. Несмотря на сравнительно малое число шаровых скоплений (около 150), имеющаяся выборка этих объектов (каталог Харриса [1]) отличается высокой степенью полноты по сравнению с другими, более многочисленными кинематическими индикаторами (например, переменными типа RR Лиры и звездами голубой горизонтальной ветви). К тому же, поскольку скопления представляют собой группы звезд,
E-mail: [email protected] E-mail: [email protected] E-mail: [email protected]
оценки их основных параметров (расстояний, содержания тяжелых элементов, лучевых скоростей и т.д.) отличаются более высокой точностью и надежностью по сравнению с соответствующими оценками для отдельных звезд. Но в отличие о ситуации с пространственным распределением популяции шаровых скоплений, которое известно с весьма хорошей точностью, кинематическая картина этой популяции остается неполной из-за того, что при ее изучении приходилось опираться только на одну компоненту скорости — ее проекцию вдоль луча зрения — поскольку только она известна с более или менее приемлемой точностью для большинства скоплений. Имеющиеся данные об абсолютных собственных движениях шаровых скоплений [2—20] остаются весьма неполными, недостаточно точными и ненадежными. В данной работе предпринята попытка определения на основе данных опубликованных в последние два
десятка лет больших обзоров неба (USNO-B1.0 [23], 2MASS [24], URAT1 [25], WISE [26, 27] и Gaia [28]), эпохи позиционных данных которых охватывают период с 1950 по 2015 гг., абсолютных собственных движений звезд в полях шаровых скоплений, выделения вероятных членов скоплений и вычисления средних собственных движений для большинства известных шаровых скоплений, содержащихся в каталогах. Чтобы предварительно подтвердить наш результат, мы оценили компоненты средних скоростей и компоненты дисперсий скоростей для подвыборки малометалличных шаровых скоплений ([Fe/H] < —1.0) и вычислили для всех скоплений нашей выборки Галактические орбиты.
2. ДАННЫЕ И МЕТОДИКА
Первая задача настоящей работы — вычисление абсолютных собственных движений звезд в полях шаровых скоплений, выделение вероятных членов скоплений и определение средних собственных движений скоплений путем осреднения собственных движений их выделенных членов.
Сначала для каждого рассматриваемого скопления определяются собственные движения большинства звезд в его поле на основе положений, реконструированных по данным ряда самых обширных обзоров неба (USNO-B1.0, 2MASS, WISE, URAT1, UCAC5, GAIA DR1) с хорошими позиционными данными.
На первом этапе выполняется кросс-идентификация звезд упомянутых обзоров, для чего была разработана написанная на языке java и работающая из командной строки программа [29], представляющая собой удобный интерфейс к известной программе STILTS [30]. Исходные тексты программы CROSSMATCH доступны в виде архива по адресу www.sai.msu.ru/groups/cluster/cl/ crossmatch/Crossmatch_4.3.0.zip. С помощью этой программы для каждого шарового скопления выполняется кросс-идентификация звезд перечисленных каталогов в пределах 30 угловых минут от центра скопления с радиусом отождествления, равным 1 или 2 угловым секундам.
На следующем этапе приводимые в обзорах положения звезд редуцируются в систему, задаваемую положениями и собственными движениями каталога Gaia DR1. Трудность состоит в том, что хотя надежные высокоточные положения на эпоху 2015.0 известны для более, чем одного миллиарда звезд, собственные движения в первой версии каталога Gaia (Gaia DR1) приведены только для более 2 миллионов звезд, относящихся к подмножеству Gaia TGAS [22], которых явно недостаточно для астрометрической редукции в рассматриваемых полях скоплений по следующим двум причинам:
1. Недостаточное количество звезд подмножества Gaia TGAS в рассматриваемых полях скоплений.
2. Подмножество Gaia TGAS состоит из слишком ярких звезд,изображения которых сильно передержаны и поэтому определенные по таким изображениям положения звезд не могут использоваться для редукции положений основной массы объектов в рассматриваемых полях, представленной более слабыми звездами.
Эта проблема решается путем использования в качестве опорного вместо Gaia FR1 TGAS гораздо более глубокого и обширного каталога UCAC5 [21]. Согласно описанию UCAC5, этот каталог может рассматриваться в качестве хорошего продолжения системы положений и собственных движений Gaia DR1 TGAS на более слабые объекты до предельных величин 16.0m и даже более слабых. Поэтому в данной работе мы используем опубликованные положения из каталога UCAC5 в неизменном виде без каких бы то ни было поправок. Естественно, мы точно также принимаем без изменений опубликованные положения каталога Gaia DR1 на эпоху 2015.0. Опубликованные положения обзора ALLWISE на эпоху MJD = 55400.0 (2010.5589) редуцировались в систему каталога UCAC5 посредством обычного линейного преобразования координат в касательной плоскости и та же процедура применялась для опубликованных координат обзоров 2MASS и URAT1. Положения звезд на шмид-товских пластинках фотографических обзоров, использованных при построении каталога USNO-B1.0 [23], восстанавливаются исходя из данных, приведенных в этом каталоге (положение на эпоху J2000.0, компоненты собственных движений и компоненты отклонения в тангенциальной плоскости — B1?, B2?, ЕЦ, Е2?, Ц и B 1n, B2n, R1n, H2n, In
— вдоль осей x и y). Полученные таким образом координаты редуцируются в систему каталога UCAC5 с использованием опорных звезд в радиусе 30 угловых минут от центра скопления и эпох пластинок из каталога Объединенной службы архивации изображений и каталогов флаг-стафской станции Военно-морской обсерватории США www.nofs.navy.mil/data/fchpix/cfhelp. html\#plogs ([31]). В результате мы получаем до 10 редуцированых положений на звезду (до пяти положений на шмидтовских пластинках, реконструированных по данным каталога USNO-B1.0 + положения из каталогов Gaia DR1 и UCAC5 + редуцированные положения по данным каталогов 2MASS, URAT1 и WISE для звезд севернее склонения 5 = -33?0, и до трех положений на шмидтовских пластинках, реконструированных по данным каталога USNO-B1.0 + положения из каталогов Gaia DR1 и UCAC5 + редуцированные
USNO-B1.0 0636-0388013 (а = 245.886950 5 = -26.342770)
4.5
4.0
3.5
e
s о 3.0
ar
, 2.5
н
< 2.0
1.5
1.0
0.5
да = 39.5 ±1.2 mas yr-1 Gaia^
■ Да = 38.2±4.0 mas yr-1(UCAC) , .si"
I(USNO)WMASS
R1(USNO)
Ti
j R2(USNO) B2(USNO)
B1(USNO)
1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010 2020 T, years
Рис. 1. Зависимость прямого восхождения звезды иБЫ0-В1.0 0636-0388013, редуцированного в систему каталога иСАС5, от эпохи наблюдения. Сплошная линия представляет линейную аппроксимацию по методу наименьших квадратов, использованную для определения собственного движения.
1 2 3
РМ mas yr1
Рис. 3. Распределение ошибок компонентов собственных движений скоплений по прямому восхождению, аРИпА.
USNO-BI.O 0636-0388013 (а=245.886950 8 = -26.342770) -0.5
-1.0 -1.5 -2.0 -2.5 -3.0 -3.5 -4.0
B1(USNO) ц8 =-38.4 ± 1.9 mas yr-1
ц8 =-34.8± 3.7 mas yr-1(UCAC)
B2(USNO)
. R1(USNO) R2(USNO)
^vj, l(USNO)
^vj 2MASS
^iUCAC5
^^WISE
^t^Gaia
1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010 2020 7, years
Рис. 2. Зависимость склонения звезды USNO-B1.0 0636-0388013, редуцированного в систему каталога UCAC5, от эпохи наблюдения. Сплошная линия представляет линейную аппроксимацию по методу наименьших квадратов, использованную для определения собственного движения.
положения по данным каталогов 2MASS и WISE для звезд южнее склонения 5 = -33 ?0). Общий диапазон эпох наблюдений достигает примерно 65 лет для звезд севернее склонения 5 = -33 ◦0 и 30—35 лет для звезд южнее этого склонения.
Описанная выше процедура проиллюстрирована на рис. 1 и рис. 2, где приведены зависимости прямого восхождения и склонения звезды USN0-B1.0 0636-0388013 от эпохи наблюдения. Точки с интервалами ошибок изображают реконструированные значения соответствующих координат, а сплошные линии — линейные МНК аппроксимации, использованные для определения компонентов собственного движения. Видно, что дополнительные позиционные данные позволяют
25 20 ^ 15 10 5 0
IIIIII_П П
1 2 3
аРМПес, mas yr"1
Рис. 4. Распределение ошибок компонентов собственных движений скоплений по склонению, аРИВЕС.
10 20 30 40 50 60 70 80 90 100110120 аУ
Рис. 5. Распределение ошибок компонентов поперечной скорости по прямому восхождению аУт (ЙА) для 106 скоплений с ошибками компонент собственных движений аРИПА < 1 миллисекунда дуги в год и аРИВес < 1 миллисекунда дуги в год.
30 25 20 15 10 5
0
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100110120
ст V (Dec), km s"1
Рис. 6. Распределение ошибок компонентов поперечной скорости по прямому восхождению аУт (Dec) для 106 скоплений с ошибками компонент собственных движений aPMRA < 1 миллисекунда дуги в год и аРМВес < 1 миллисекунда дуги в год.
180 160 140
"и 120
J 100
1 80
-----
60 40 20 0
0 5 10 15 20 25 30 35 40 Heliocentric distance, kpc
Рис. 7. Зависимость суммарной ошибки поперечной скорости (аут) = (аУт (RA)2 + аУт (Dec)2)1/2 от расстояния до скопления для 106 скоплений с ошибками компонент собственных движений аРМ-^А < 1 миллисекунда дуги в год и аРМВес < 1 миллисекунда дуги в год.
существенно повысить точность определения компонентов собственного движения по сравнению со значениями из каталога иСАС5.
Далее мы выделили в полях скоплений звезды, расположенные на горизонтальной ветви и ветви красных гигантов на диаграммах цвет—величина, построенных на основе данных обзора 2МА8Б, и вычислили средние компоненты собственных движений этих звезд по прямому восхождению и склонению.
Для оценки надежности принятого метода мы таким же образом вычислили собственные движения близких шаровых скоплений (т.е., скоплений, у которых звезды горизонтальной ветви и ветви красных гигантов оказываются заведомо ярче предельной величины каталога УСАС5) на основе
данных об исходных собственных движений каталога UCAC5 и сравнили полученные средние собственные движения с результатами, полученными по собственным движениям более слабых звезд главной последовательности этих же скоплений, определенных по редуцированным положениям из обзоров USNO-B1.0, 2MASS, URAT1 и WISE в сочетании с положениями из каталогов UCAC5 и GAIA DR1 (при их наличии) в соответствии с вышеописанной процедурой. Хорошее согласие результатов, полученных по ярким и слабым звездам, подтверждает надежность принятой процедуры и отсутствие существенных систематических ошибок, зависящих от блеска.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ 3.1. Собственные движения и их ошибки
Вышеописанная методика была применена для определения абсолютных собственных движений звезд в полях 115 шаровых скоплений нашей Галактики и вычисления их средних собственных движений. Индивидуальные результаты для каждого скопления представлены в таблице 1. В первых двух столбцах приводятся значения экваториальных координат центров скоплений на эпоху J2000.0. В (3) и (4) столбцах приводится основное и альтернативное названия скопления. В столбце (5) приводится видимый приливной радиус скопления, а в столбцах (6) и (7), соответственно, видимая величина горизонтальной ветви в полосе V и видимый модуль расстояния в этой полосе. В столбцах (8) и (9) приводятся среднее значение компонента собственного движения по прямому восхождению и его среднеквадратичная ошибка в миллисекундах дуги в год. В столбцах (10) и (11) приводятся соответствующие значения среднего компонента собственного движения по склонению и его среднеквадратичная ошибка в миллисекундах дуги в год. В столбцах (12) и (13) приводятся значения Галактических координат центра скопления. В столбцах (14), (15), (16) и (17) приводятся значения средней гелиоцентрической лучевой скорости скопления, расстояния скопления от Солнца, значение избытка цвета Eb-v и металличность [Fe/H]. Большая часть данных в таблице взята из каталога Харри-са [1] за исключением компонентов собственных движений (столбцы (8)—(11)) и значений лучевых скоростей скоплений E3, ESO452-SC11, и Djorg 2, которые взяты, соответственно, из статей [32], [33] и [34]. На рис. 3 и 4 приведены гистограммы распределения формальных ошибок полученных значений компонентов собственных движений скоплений, соответственно, по прямому восхождению и склонению. Медианные значения ошибок по прямому восхождению и склонению составляют, соответственно, 0.36 и 0.35 миллисекунд дуги
-п П ITnhnrLrn
. у ••••. "
250
200
(Л 150
Е
i? 100
50
0
Гч ■
......disk
-- spheroid -
— halo
— total rotation curve
0 10 15 20 25
Я, kpc
Рис. 8. Декомпозиция кривой вращения, построенной на основе осесимметричной составляющей гравитационного потенциала Галактики.
в год. На рис. 5 и 6 приведены распределения ошибок компонент поперечных скоростей в направлении прямого восхождения (аУт (RA)) и склонения (аУт (Dec)), чьи медианные значения равны, соответственно, 17 и 16 км с-1. На рис. 7 приводится зависимость суммарной ошибки поперечной скорости (aVT) = (аУт (RA)2 + аУт (Dec)2)1/2 от расстояния до скопления.
3.2. Модель галактического потенциала
В рамках данной работы использовалась модель гравитационного потенциала Галактики, включающая в себя как осесимметричную, так и неосесимметричную составляющие. Осесиммет-ричная составляющая потенциала была представлена тремя компонентами: диск Миямото—Нагаи [35], сфероид Хернквиста [36] и модифицированное темное гало. Выражения для потенциалов этих трех компонент имеют следующий вид:
GMdisk
^disk = —
^spher ^halo
R2 + (a + V¿2 + 62)'
GMspher
VR2 + z2 + c
V 2
Vhalo
ln R2 + z2 + d2
Для используемых в данных выражениях констант принимались следующие значения: а = 5, Ь = 0.26, с = 0.7, 1 = 12, М8рЬег = 3.4 х 1010 Ие, = 1011 Ме, РьаЬ = 1.15 (все расстояния приведены в килопарсеках). Эти константы были подобраны нами таким образом, чтобы обеспечить согласие с кривой вращения, построенной на основе современных данных о кинематике галактических мазеров [37], что обеспечивает круговую скорость вращения на солнечном расстоянии (в рамках данной работы принималось равным Я0 = 8.3 кпк) около 237 км с-1.
Неосесимметричная составляющая гравитационного потенциала была представлена галактическим баром. В качестве модели гравитационного потенциала бара использовалась модель бара Феррера с показателем п = 2 [38]. В рамках этой модели бар представляет собой эллипсоид вращения с большой полуосью аьаг = 4 кпк и малой полуосью сьаг = 1 кпк, ось вращения которого расположена в плоскости симметрии Галактики. Закон распределения плотности в использованной модели бара имеет следующий вид:
Р
= I р0( 1 — т2)
2А2
0
m < 1 т > 1,
(4)
где т2 = х2/аЬаг + (у2 + г2) /сЬаг. Выражение для гравитационного потенциала с прямоугольной системе координат, связанной с баром (ось х направлена вдоль большой полуоси бара, ось г направлена а сторону северного полюса Галактики, ось у направлена вдоль малой полуоси и дополняет координатные оси до правой тройки) представляется следующим выражением:
фЬаг = —
105 GMba
32е
W10 — ((V + z^ W20 +x2WU) + ((y2+ z^2W30+2(y2+ z2) X2W21 + ж4W12) - ^ ((y2 + z2) 3 W40 + 3 (y2 + z2) 2
X X2W31 + 3(y2 + z2)X4W22 + X6Wi3
(5)
где параметр е2 = аЬаг — сЬаг. Координаты х,у,г в формуле (5) являются обезразмеренными путем деления на параметр е. Интегральные коэффициенты шу определяются следующим образом:
(1)
(2) (3)
W
ч
(ф) = 2 У tg2i-1 в sin2]-1 OdO,
(6)
где ф (x, y, z) — функция координат, равная решению уравнения
(y2 + z2) tg2 ф + x2 sin2 ф = е2 m > 1
COS ф = Cbar/«bar m < 1.
bar bar (7)
В рамках данной работы предполагалось, что угол ориентации бара в настоящее время составляет 45° относительно направления на Солнце (первый квадрант). Угловая скорость вращения бара принималась равной 50 км с-1 кпк-1. Также предполагалось, что масса бара Галактики составляет 10% от массы галактического диска и равна Mbar = 1010 MQ.
Ф
>
n н
о ©
s 00 S ►С
m
n ^
S s=
DI
5
ía ü m н m X tr
СО
Ю
Ю
o
00
Таблица 1. Параметры шаровых скоплений
RA2000 Dec2000 Название Альтернативное название ñtidal, arcmin V(HB) DM pmra, masyr-1 6pmra> masyr-1 pmde, masyr-1 6pmde> masyr-1 1, deg b, deg Vr, kms-1 -Dhel, kpc EB-V [Fe/H]
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17
265.1721 -53.6736 NGC 6397 15.811 12.87 12.31 2.33 0.14 -17.46 0.14 338.17 -11.96 18.9 2.2 0.18 -1.95
245.8979 -26.5253 NGC 6121 M4 32.291 13.45 12.78 -12.48 0.16 -18.40 0.15 350.97 15.97 70.2 2.2 0.36 -1.20
287.7158 -59.9819 NGC 6752 53.759 13.70 13.08 -1.93 0.12 -4.80 0.12 336.50 -25.63 -24.5 3.9 0.04 -1.55
006.0217 -72.0808 NGC 104 47 Тис 40.570 14.06 13.32 4.84 0.08 -3.36 0.08 305.90 -44.89 -18.7 4.3 0.05 -0.76
279.1008 -23.9033 NGC 6656 М22 28.993 14.15 13.55 9.36 0.35 -6.62 0.34 9.89 -7.55 -148.9 3.2 0.34 -1.64
294.9975 -30.9622 NGC 6809 М55 16.285 14.40 13.82 -3.90 0.19 -9.82 0.19 8.80 -23.27 174.8 5.3 0.07 -1.81
298.4421 + 18.7783 NGC 6838 М71 8.899 14.44 13.70 -5.44 0.20 -2.88 0.20 56.74 -4.56 -22.9 3.8 0.25 -0.73
201.6912 -47.4769 NGC 5139 lo Cen 44.835 14.53 13.92 -3.41 0.10 -6.84 0.10 309.10 14.97 232.3 5.1 0.12 -1.62
251.8104 -1.9478 NGC 6218 M 12 15.832 14.60 13.97 1.72 0.32 -4.98 0.27 15.72 26.31 -42.1 4.7 0.19 -1.48
254.2871 -4.0994 NGC 6254 MIO 21.602 14.65 14.03 -4.46 0.32 -7.10 0.29 15.14 23.08 75.8 4.3 0.28 -1.52
154.4033 -46.4111 NGC 3201 29.605 14.80 14.17 9.66 0.18 -2.51 0.18 277.23 8.64 494.0 5.1 0.21 -1.48
140.2471 -77.2825 E 3 10.516 14.80 14.07 -1.65 0.83 3.27 0.65 292.27 -19.02 45.0 4.2 0.30 -0.80
271.8358 -24.9975 NGC 6544 2.133 14.90 14.28 -3.01 0.36 -11.70 0.35 5.84 -2.20 -27.3 2.5 0.74 -1.56
250.4229 +36.4603 NGC 6205 M13 27.195 14.90 14.28 -2.03 0.36 0.83 0.38 59.01 40.91 -246.6 7.0 0.02 -1.54
229.6408 +2.0828 NGC 5904 M5 29.652 15.07 14.41 4.05 0.28 -5.44 0.34 3.86 46.80 52.1 7.3 0.03 -1.29
259.2804 +43.1364 NGC 6341 M92 14.850 15.10 14.59 -4.16 0.43 2.32 0.51 68.34 34.86 -121.6 8.1 0.02 -2.29
325.0917 -23.1792 NGC 7099 M30 18.974 15.10 14.57 0.67 0.39 -6.01 0.40 27.18 -46.83 -184.2 7.9 0.03 -2.12
261.3717 -48.4228 NGC 6352 10.449 15.13 14.39 -2.45 0.20 -4.03 0.21 341.42 -7.17 -120.9 5.6 0.21 -0.70
272.0092 -43.7056 NGC 6541 30.000 15.30 14.72 -1.36 0.34 -6.90 0.36 349.29 -11.18 -156.2 7.4 0.12 -1.83
271.5358 -27.7653 NGC 6540 Djorg3 9.487 15.30 14.60 -4.86 0.18 -2.92 0.17 3.29 -3.31 -17.7 3.5 0.60 -1.00
186.4392 -72.6592 NGC 4372 34.917 15.30 14.76 -5.99 0.15 2.82 0.15 300.99 -9.88 72.3 4.9 0.42 -2.09
013.1979 -26.5900 NGC 288 12.951 15.30 14.64 4.27 0.44 -1.66 0.40 152.28 -89.38 -46.6 8.1 0.03 -1.24
262.9783 -67.0481 NGC 6362 16.618 15.34 14.65 -5.27 0.26 -5.63 0.26 325.55 -17.57 -13.1 7.5 0.09 -1.06
Е >
X)
О от Е
га г> я: о
д
^
га X X
г9 >
от г> О
5
н
х Е
га
г> О от г> н от га X Я от га
b от
S *
га X X ю
о
X)
от S н от
СО
RA2000 Dec2000 Название Альтернативное название -fttidal, arcmin V(HB) DM pmra, masyr-1 6pmra> masyr-1 pmde, masyr-1 6pmde> masyr-1 1, deg b, deg Vr, kms-1 -Dhel, kpc Ев-v [Fe/H]
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17
015.8096 -70.8483 NGC 362 14.806 15.43 14.75 7.27 0.47 -2.06 0.47 301.53 -46.25 223.5 8.3 0.05 -1.16
194.8958 -70.8747 NGC 4833 17.783 15.45 14.87 -7.27 0.13 -2.29 0.13 303.61 -8.01 200.2 5.9 0.33 -1.79
284.8883 -36.6317 NGC 6723 10.547 15.50 14.82 1.07 0.33 -3.55 0.34 0.07 -17.30 -94.5 8.6 0.05 -1.12
280.8029 -32.2919 NGC 6681 M 70 9.487 15.55 14.93 0.24 0.32 -6.75 0.32 2.85 -12.51 218.6 8.7 0.07 -1.51
283.7758 -22.7008 NGC 6717 Pal 9 9.399 15.56 14.90 -5.59 1.16 -7.27 2.07 12.88 -10.90 22.8 7.1 0.21 -1.29
261.9346 -5.0767 NGC 6366 15.221 15.65 14.92 -0.02 0.58 -5.52 0.61 18.41 16.04 -122.3 3.6 0.69 -0.82
205.5467 +28.3756 NGC 5272 МЗ 35.397 15.65 15.04 -1.39 0.30 -1.62 0.27 42.21 78.71 -148.6 10.0 0.01 -1.57
189.8667 -26.7428 NGC 4590 M 68 30.120 15.68 15.14 -1.96 0.52 2.49 0.48 299.63 36.05 -95.2 10.1 0.04 -2.06
248.1329 -13.0536 NGC 6171 M 107 17.474 15.70 15.01 0.19 0.36 -7.43 0.33 3.37 23.01 -33.8 6.3 0.33 -1.04
276.1371 -24.8700 NGC 6626 M 28 11.226 15.70 15.07 -0.81 0.18 -6.85 0.18 7.80 -5.58 17.0 5.7 0.41 -1.45
270.9612 -0.2969 NGC 6535 8.380 15.73 15.15 -6.35 5.07 3.70 5.47 27.18 10.44 -215.1 6.8 0.32 -1.80
322.4929 + 12.1669 NGC 7078 M 15 22.136 15.83 15.31 0.11 0.28 -2.79 0.28 65.01 -27.31 -107.5 10.2 0.09 -2.22
278.9404 -32.9903 NGC 6652 4.417 15.85 15.14 -2.39 0.41 -5.14 0.39 1.53 -11.38 -111.7 9.4 0.09 -0.96
277.8467 -32.3481 NGC 6637 M 69 8.346 15.85 15.11 -5.01 0.26 -6.70 0.27 1.72 -10.27 39.9 8.2 0.17 -0.71
244.2604 -22.9750 NGC 6093 M 80 13.369 15.86 15.25 -2.17 0.32 -5.86 0.30 352.67 19.46 9.3 8.7 0.18 -1.62
272.5767 -31.7636 NGC 6558 9.487 15.97 15.34 -1.38 0.12 -5.50 0.20 0.20 -6.03 -143.7 6.4 0.42 -1.44
323.3721 -0.8231 NGC 7089 M2 21.453 16.05 15.44 1.46 0.32 -2.43 0.38 53.38 -35.78 -5.3 11.4 0.05 -1.62
102.2467 -36.0053 NGC 2298 6.479 16.11 15.54 3.25 0.62 -2.85 0.64 245.63 -16.01 148.9 10.6 0.13 -1.85
078.5262 -40.0472 NGC 1851 13.902 16.15 15.49 1.72 0.48 -0.10 0.44 244.51 -35.04 320.9 12.2 0.02 -1.26
081.0442 -24.5242 NGC 1904 M 79 8.397 16.15 15.53 0.43 0.53 -1.05 0.44 227.23 -29.35 207.5 12.6 0.01 -1.54
289.1479 +30.1847 NGC 6779 M 56 8.674 16.16 15.60 -2.10 2.68 2.33 2.64 62.66 8.34 -135.7 9.9 0.20 -1.94
138.0108 -64.8631 NGC 2808 15.310 16.19 15.55 1.26 0.30 -0.05 0.28 282.19 -11.25 93.6 9.3 0.23 -1.37
283.2679 -8.7061 NGC 6712 7.467 16.25 15.55 2.98 0.28 -6.03 0.27 25.35 -4.32 -107.7 6.7 0.46 -1.01
>
п н
0 ©
X 00 X ►С
т
п ^
X К=
01
5 ^
т н т X ст
со
ю
ю
о
00
Таблица 1. (Продолжение)
ИА2000 Эес2000 Название Альтернативное название ЙШаЬ агсгшп У(НВ) ОМ ртга, таэуг-1 бртга> таэуг-1 ртс1е, таэуг-1 бртс1е> таэуг-1 1, ь, К, ктэ-1 -Оьеь крс Ев-V [Ре/Н]
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17
255.3025 -30.1122 N00 6266 М62 9.021 16.25 15.59 -3.69 0.18 -1.85 0.17 353.58 7.32 -65.8 6.7 0.47 -1.29
258.6354 -29.4622 N00 6304 13.250 16.25 15.49 -2.71 0.30 -1.90 0.28 355.83 5.38 -107.3 6.0 0.52 -0.59
259.7992 -18.5164 N00 6333 М9 8.193 16.30 15.71 -2.69 0.27 -4.22 0.26 5.54 10.70 229.1 8.3 0.36 -1.72
277.9762 -23.4764 N00 6642 9.772 16.30 15.65 0.26 0.21 -4.00 0.18 9.81 -6.44 -57.2 7.6 0.40 -1.35
229.3521 -21.0103 N00 5897 12.085 16.35 15.77 -6.36 0.43 -3.97 0.46 342.95 30.29 101.5 12.7 0.08 -1.80
255.6571 -26.2681 N00 6273 М 19 14.570 16.40 15.80 -4.09 0.19 0.91 0.20 356.87 9.38 135.0 8.5 0.37 -1.68
269.7583 -44.2650 N00 6496 5.262 16.47 15.72 -1.98 0.36 -8.57 0.40 348.02 -10.01 -112.7 11.6 0.13 -0.64
257.5433 -26.5817 N00 6293 15.811 16.50 15.94 0.65 0.16 -3.97 0.16 357.62 7.83 -98.9 8.8 0.39 -1.92
236.5146 -37.7861 N00 5986 10.455 16.50 15.90 -4.49 0.30 -3.12 0.29 337.02 13.27 88.9 10.3 0.27 -1.67
277.7342 -25.4964 N00 6638 6.531 16.50 15.80 -2.49 0.26 -3.97 0.26 7.90 -7.15 18.1 8.2 0.40 -0.99
206.6104 -51.3733 N00 5286 8.364 16.50 15.90 -3.00 0.34 0.13 0.32 311.61 10.57 58.3 10.7 0.24 -1.67
274.6571 -52.2150 N00 6584 9.351 16.53 15.90 0.87 0.34 -5.52 0.35 342.14 -16.41 222.9 13.0 0.11 -1.49
246.4525 -72.2017 N006101 7.256 16.60 16.02 0.70 0.41 -1.59 0.42 317.75 -15.82 361.4 15.1 0.04 -1.82
232.0021 -50.6728 N00 5927 16.721 16.60 15.81 -4.92 0.15 -3.20 0.14 326.60 4.86 -115.7 7.4 0.47 -0.37
246.8087 -26.0247 N00 6144 33.352 16.60 16.01 -3.98 0.37 -10.79 0.38 351.93 15.70 188.9 10.1 0.32 -1.73
272.3150 -25.9078 N00 6553 8.135 16.60 15.79 -2.35 0.29 -2.35 0.27 5.25 -3.02 -6.5 4.7 0.78 -0.25
211.3637 +28.5344 N00 5466 52.754 16.62 16.10 -4.40 0.50 -3.87 0.54 42.15 73.59 107.7 16.6 0.00 -2.22
199.1125 + 17.6981 N00 5053 14.866 16.65 16.14 3.38 1.83 2.15 1.85 335.69 78.94 44.0 16.2 0.03 -2.29
249.8562 -28.3978 1636-283 Е8 0 452-8С11 7.697 16.66 15.96 -7.10 1.50 -5.1 1.4 351.91 12.10 17.5 7.6 0.50 -1.15
253.3558 -22.1772 N00 6235 7.262 16.70 16.06 -3.34 0.66 -8.81 0.72 358.92 13.52 87.3 9.7 0.36 -1.40
048.0637 -55.2169 N00 1261 9.171 16.70 16.05 1.78 0.76 -2.06 0.71 270.54 -52.13 68.2 16.0 0.01 -1.35
308.5483 +7.4042 N00 6934 15.811 16.90 16.28 -3.12 0.32 -4.07 0.34 52.10 -18.89 -411.4 15.2 0.12 -1.54
198.2304 + 18.1692 N00 5024 М53 8.471 16.90 16.36 0.10 0.72 -1.92 0.58 332.96 79.76 -79.1 18.4 0.01 -2.07
Е >
X)
О со
Е
га п я: о
д
^
га X X
г9 >
сп п
О ^
5
н
х Е
га
п О сп п н со га X Я Е га
Ь со
К
*
га X X
О X)
СП
к
н сг
-V)
СЛ
ИА2000 Эес2000 Название Альтернативное название ЙШаЬ агсгшп У(НВ) ОМ ртга, таэуг-1 бртга> таэуг-1 ртс1е, таэуг-1 бртс1е> таэуг-1 1, ь, К, ктэ-1 -Сьеь крс Ев-V [Ре/Н]
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17
313.3662 -12.5369 N00 6981 М72 22.295 16.90 16.28 -1.53 0.44 -4.17 0.44 35.16 -32.68 -345.1 16.8 0.05 -1.54
260.2925 -19.5872 N00 6342 10.351 16.90 16.15 -0.78 2.40 -8.62 2.29 4.90 9.73 80.9 9.1 0.44 -0.65
256.2892 -22.7081 N00 6287 6.310 17.00 16.46 -4.62 0.54 -1.65 0.63 0.13 11.02 -208.0 8.4 0.59 -2.05
182.5258 + 18.5419 N004147 17.549 17.01 16.43 -4.07 2.15 -0.93 2.12 252.85 77.19 183.2 18.8 0.02 -1.83
273.4121 -31.8264 N00 6569 17.419 17.10 16.38 -1.78 0.28 -7.45 0.24 0.48 -6.68 -28.1 8.5 0.56 -0.86
267.5537 -37.0511 N00 6441 6.890 17.10 16.33 -3.00 0.29 -5.61 0.32 353.53 -5.01 18.3 9.7 0.45 -0.53
326.6617 -21.2508 Ра112 33.043 17.13 16.42 -1.21 0.72 -1.91 0.68 30.51 -47.68 27.8 18.7 0.02 -0.93
264.4004 -3.2458 N00 6402 М 14 15.811 17.20 16.56 -2.76 0.34 -7.53 0.35 21.32 14.81 -66.1 8.7 0.60 -1.39
264.0708 -44.7350 N00 6388 13.554 17.25 16.49 -1.25 0.15 -3.67 0.15 345.56 -6.74 81.2 11.5 0.38 -0.60
280.3746 -19.8258 Ра18 22.136 17.27 16.49 -3.13 0.27 -5.89 0.29 14.10 -6.80 -43.0 12.4 0.33 -0.48
256.1200 -24.7647 N00 6284 9.796 17.30 16.65 -3.00 0.28 -0.30 0.27 358.35 9.94 29.7 14.3 0.28 -1.32
296.3100 -8.0072 Ра111 7.586 17.35 16.56 -0.94 0.55 -2.97 0.53 31.81 -15.58 -68.0 12.6 0.34 -0.39
301.5200 -21.9214 N00 6864 М75 7.975 17.47 16.82 -0.71 0.86 2.37 0.84 20.30 -25.75 -189.3 18.4 0.16 -1.32
287.8004 + 1.0306 N00 6760 15.937 17.50 16.73 0.87 0.31 -2.51 0.31 36.11 -3.92 -27.5 7.3 0.78 -0.52
260.8958 -17.8131 N00 6356 12.838 17.50 16.73 -4.40 0.17 -5.12 0.19 6.72 10.22 27.0 14.6 0.29 -0.50
225.0771 -82.2136 1С 4499 12.244 17.65 17.04 1.59 0.78 -2.20 0.72 307.35 -20.47 31.5 18.4 0.23 -1.60
267.7158 -34.5986 N00 6453 8.360 17.70 17.08 0.71 0.21 -3.94 0.21 355.72 -3.87 -83.7 10.9 0.61 -1.53
264.6537 -23.9089 N00 6401 22.136 17.70 17.02 -4.18 0.26 -2.32 0.28 3.45 3.98 -65.0 7.5 0.85 -1.12
217.4054 -5.9764 N00 5634 7.334 17.75 17.17 -6.10 1.20 -6.74 1.23 342.21 49.26 -45.1 25.3 0.05 -1.82
289.4321 -34.6575 Теггап 7 6.032 17.76 17.00 -0.01 0.72 -1.92 0.64 3.39 -20.07 166.0 23.0 0.06 -0.58
259.1558 -28.1400 N00 6316 5.012 17.78 17.01 -7.10 0.42 -3.96 0.45 357.18 5.76 71.5 11.5 0.55 -0.55
189.6675 -51.1503 Иир 106 25.298 17.80 17.22 -5.10 0.30 -6.26 0.31 300.89 11.67 -44.0 20.6 0.21 -1.80
233.8687 -50.6594 N00 5946 2.194 17.80 17.16 -5.61 0.41 -1.38 0.43 327.58 4.19 119.5 12.3 0.55 -1.38
>
n н
о ©
s
GO
S ►С
m
n ^
S s= tn
5 ti ti m
H
m X tr
Таблица 1. (Продолжение)
RA2000 Dec2000 Название Альтернативное название ñtidal, arcmin V(HB) DM pmra, masyr-1 6pmra> masyr-1 pmde, masyr-1 6pmde> masyr-1 1, deg b, deg Vr, kms-1 -Dhel, kpc Eb-V [Fe/H]
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17
246.9183 -38.8489 NGC 6139 1.328 18.00 17.40 -8.04 0.29 -2.93 0.29 342.37 6.94 6.7 10.5 0.74 -1.65
251.7454 +47.5278 NGC 6229 8.833 18.00 17.37 -7.59 1.38 -1.82 1.25 73.64 40.31 -154.2 29.3 0.01 -1.44
295.4375 -34.0003 Terzan 8 13.031 18.03 17.46 -3.05 0.65 -2.10 0.65 5.76 -24.56 130.0 25.4 0.14 -1.87
283.7637 -30.4783 NGC 6715 M54 6.325 18.17 17.56 -2.82 0.78 -2.47 0.34 5.61 -14.09 141.9 26.2 0.15 -1.59
254.8858 -37.1214 NGC 6256 9.487 18.20 17.45 0.12 0.50 -0.32 0.47 347.79 3.31 -99.5 9.3 0.84 -0.70
259.4967 -23.7658 NGC 6325 21.498 18.30 17.63 -7.60 0.26 -7.75 0.26 0.97 8.00 3.1 9.4 0.89 -1.17
271.2075 -7.5858 NGC 6539 21.058 18.33 17.58 -7.26 4.10 -6.96 2.96 20.80 6.78 -45.6 7.9 1.00 -0.66
272.6842 -7.2075 1С 1276 Pal 7 14.092 18.40 17.70 -6.46 0.54 -6.57 0.51 21.83 5.67 155.0 9.3 0.92 -0.56
225.9937 -33.0678 NGC 5824 4.151 18.45 17.88 -0.11 1.79 -4.37 1.92 332.55 22.07 -38.4 31.3 0.13 -1.85
219.9021 -26.5383 NGC 5694 9.487 18.50 17.93 -2.27 1.52 -2.44 1.29 331.06 30.36 -145.8 33.9 0.09 -1.86
267.2192 -20.3594 NGC 6440 5.914 18.70 17.90 -1.38 0.67 -1.64 0.63 7.73 3.80 -78.7 8.0 1.09 -0.34
247.1671 -35.3536 Terzan 3 6.313 18.80 18.10 -6.11 0.63 -3.44 0.71 345.08 9.19 -136.3 26.4 0.32 -0.73
264.0437 -38.5533 Ton 2 Pismis 26 3.964 19.10 18.33 -1.83 0.26 -3.82 0.26 350.80 -3.42 -184.4 7.9 1.24 -0.50
136.9908 -37.2214 Pyxis 10.436 19.25 18.58 0.20 0.41 2.70 0.35 261.32 7.00 34.3 38.5 0.21 -1.20
270.4546 -27.8258 Djorg2 E456-SC38 5.206 19.50 18.80 -3.26 0.29 -3.47 0.28 2.76 -2.51 -150.0 13.8 1.00 -0.50
286.3137 + 1.9008 NGC 6749 8.309 19.70 19.09 -4.55 0.39 -6.08 0.35 36.20 -2.20 -61.7 7.7 1.50 -1.60
265.9258 -26.2225 Pal 6 3.080 19.70 18.87 -7.72 0.46 -6.96 0.47 2.09 1.78 201.0 6.7 1.53 -0.10
261.7854 -7.0931 1С 1257 12.649 19.80 19.20 -3.54 0.64 -1.69 0.63 16.53 15.14 140.2 24.5 0.73 -1.70
263.9492 -30.4697 Terzan 1 HP 2 4.817 19.95 19.15 1.44 0.75 -3.47 0.41 357.57 1.00 35.0 6.5 1.64 -0.35
261.8892 -30.8022 Terzan 2 HP 3 3.147 20.10 19.29 -3.38 0.28 -3.63 0.29 356.32 2.30 109.0 9.5 1.42 -0.25
266.8679 -33.0656 Djorg 1 2.038 20.80 20.10 -7.97 0.63 -3.73 0.60 356.67 -2.48 -362.4 9.2 1.70 -0.40
071.5246 +31.3808 Pal 2 9.892 21.65 20.99 7.19 0.62 0.27 0.63 170.53 -9.07 -133.0 26.9 1.24 -1.30
268.6133 -24.1453 UKS 1 11.972 24.14 23.47 -2.78 0.51 -0.55 0.54 5.12 0.76 57.0 7.5 2.93 -1.20
E >
X)
О от E
ra г> я: о
д
^
га X X
г9 >
от г> О
5
н
х Е
га
г> О от г> н от га X Я от га
b от
S *
га X X ю
о
X)
от S н от
ю
ю
о
00
ЧЕМЕЛЬ и др. NGC 4590 ([Fe/H] = -2.06)
20 15 10 5 0 -5 -10 -15 -20
5
10
15
20 25 R, kpc
30
35
10 12
R, kpc
14
16 18
NGC6266 ([Fe/H] = -1.29)
1.0 0.8 0.6 0.4
ÍP 0.2 k
N 0.0 -0.2 -0.4 -0.6 -0.
0.5
1.0
1.5 2.0
R, kpc
2.5
1.0 1.5
R, kpc
NGC6316 ([Fe/H] = -0.55)
R, kpc
0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0
R, kpc
Рис. 9. Меридиональные сечения орбит шаровых скоплений NGC 4590, NGC 6266 и NGC 6316), вычисленных в рамках модели с осесимметричным потенциалом (слева) и потенциала с баром (справа). Хорошо заметна вызванная баром хаотизация в случае орбит скоплений NGC 6266 и NGC 6316.
4
6
8
Таблица 2. Результат анализа орбит скоплений в модели потенциала без бара
Скопление Dmin min (-^min) Dmax max (-^max) 171 max 1 Imax <e> E h
1636-283 0.04 0.05 3.10 2.43 2.11 0.88 0.96 -18.89 0.22
1С 1257 7.15 8.57 86.05 67.22 70.86 44.74 0.77 -3.56 26.19
1С 4499 4.28 7.62 61.37 35.20 58.84 33.44 0.64 -4.53 13.18
о а.
X
40 30 20 10 0 -10 -20
NGC 4590 ([Fe/H] = -2.06) 20 15 10
о
.
3 2 1
о
.
х 0
-20 -10 0 10 20 30 40 X, kpc
0 -5 -10
-15 -15 -10 -5
01
X, kpc
c p
k
NGC6266 ([Fe/H] =-1.29) 3 2 1 0 -1 -2 -3
NGC6316 ([Fe/H] = -0.55) 4 3 2 1 0 -1 -2
c p
k
X
1 0 1
X, kpc
0 5 10 15 20 X, kpc
01
X, kpc
-2 -1 0 1 2 3 4
X, kpc
Рис. 10. Проекции орбит шаровых скоплений NGC 4590, NGC 6266 и NGC 6316, вычисленных в рамках модели с осесимметричным потенциалом (слева) и потенциала с баром (справа), на Галактическую плоскость. Хорошо заметна вызванная баром хаотизация в случае орбит скоплений NGC 6266 и NGC 6316.
Таблица 3. Результат анализа орбит скоплений в модели потенциала с баром
СкОПЛеНИе Rm^n (-ñmin) ^max (^-max) l^lmax (l^lmax) -^min ^max ^avg ^min ^max ^avg
NGC 1261 0.03 0.54 22.65 15.83 9.81 3.26 0.93 -15.83 -9.34 -12.77 -1.58 11.11 4.40
NGC 1851 0.07 0.23 21.68 15.98 23.19 8.55 0.97 -11.72 -6.82 -10.11 -4.40 5.19 -1.25
NGC 1904 0.10 0.28 31.66 16.15 19.93 6.90 0.97 -14.36 -8.19 -11.34 -6.62 5.44 -0.71
1.00
0.75
t ■Й
0.25
0.00
-2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0
[Fe/H]
Рис. 11. Зависимость среднего эксцентриситета от ме-талличности для орбит, вычисленных в рамках модели с осесимметричным потенциалом.
1.0 0.9
и
ыО.6 0.5 0.4 0.3
-2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0
[Fe/H]
Рис. 12. Зависимость среднего эксцентриситета от ме-талличности для орбит, вычисленных в рамках модели с баром.
3.3. Орбиты
Нами были рассчитаны орбиты 115 шаровых звездных скоплений Галактики. Расчеты проводились в двух моделях галактического гравитационного потенциала: одна модель содержала только осесимметричную составляющую (диск, сфероид, гало), а другая помимо этих трех компонент
включала также бар. Из 115 скоплений 5 оказались улетающими из Галактики, а именно Terzan 3, NGC 5634, Rup106, Pyxis и Pal 2. Это связано, вероятно, с большими ошибками их собственных движений, приведших к тому, что их полная пространственная скорость оказалась больше скорости убегания (все эти скопления расположены на достаточно большом удалении от Солнца, от 20.6 до 38.5 кпк, что и является источником больших ошибок собственных движений). Все вычисления проводились на 2 млрд. лет вперед, кроме скоплений IC 1257, NGC 6101, NGC 6229 и NGC 6715. Эти скопления достаточно далеки и, чтобы они успевали сделать более одного оборота, их орбиты интегрировались на 5 млрд. лет вперед. Пример результатов анализа полученных орбит шаровых скоплений приведены в таблицах 2 (для модели потенциала без бара) и 3 (для модели потенциала с баром). Таблицы 2 и 3 доступны в полном виде по адресу www.sai.msu.ru/groups/cluster/cl/ orbits_gcl/. В таблице 2 приведены: название скопления, Rmn — минимальное перицентрий-ное расстояние, (Rmin) — среднее перицентрийное расстояние, Rmtx — максимальное апоцентрий-ное расстояние, (Rmax) — среднее апоцентрий-ное расстояние, \z\max — наибольшее удаление от плоскости симметрии Галактики за все время, (\z\max) — среднее максимальное удаление от плоскости симметрии Галактики, (в) — оценка среднего эксцентриситета орбиты скопления, E — полная механическая энергия на единицу массы шарового скопления, выраженная в 100 км с-2, h — проекция удельного углового момента скопления на ось симметрии Галактики (в 100 кпк км с-1). Все расстояния приведены в кпк. В случае осе-симметричной модели потенциала величины E и h сохраняются. Таблица 3 отличается от таблицы 2 тем, что вместо величин E и h в ней приведены минимальные, максимальные и средние значения соответствующих величин (Emin, Emax, Eavg, hmin, hmax, havg) в связи с тем, что закон сохранения полной механической энергии и закон сохранение проекции орбитального момента на ось симметрии Галактики не выполняются в случае потенциала с баром (бар вносит в гамильтониан скопления явную зависимость от угла и времени). Полная
о " о о Чь
° Оо^Г0
„о
9
о о
О £ о
а&>о
oQ>
о°о°%ов» °
О QO
СО О
Jo 0 о
о о
о
о <*> о
00° О
О? о О о о
8°
о
о
ООО
о о
о О
°«Ь • ° О
О » в
%
<Р «»о °
О
о °° о е%>°0
° о о
о о
о о-
о_00
о
ЕЗ ([Fe/H] =-0.80)
8 г
6 4 2 0 -2 -4 -6
7.0
R, kpc
NGC 104 ([Fe/H] =-0.76)
6.0 6.5
R, kpc
NGC5927 ([Fe/H] = -0.37)
8 6 4
o 2
N 0 -2
-4
-6
4.8 5.0
R, kpc
5 6 R, kpc
8 9
10
6
R, kpc
10
12
68 R, kpc
14
Рис. 13. Меридиональные сечения орбит шаровых скоплений E3, NGC 104 и NGC 5927, вычисленных в рамках модели с осесимметричным потенциалом (слева) и потенциала с баром (справа).
7
0
2
4
8
механическая энергия скоплений вычислялась с учетом нормировки гравитационного потенциала на ноль на расстоянии 300 кпк (условная граница Галактики). На рис. 9 и 10 показаны меридиональные сечения и проекции орбит на Галактическую плоскость для трёх шаровых скоплений (малометалличных NGC 4590, NGC 6266 и богатого металлами NGC 6316), вычисленных в рамках
модели с осесимметричным потенциалом (слева) и модели потенциала с баром (справа). Интересно, что корреляция между металличностью и средним эксцентриситетом, которая хорошо заметна в случае орбит, вычисленных в модели с осесимметричным потенциалом — орбиты почти всех наиболее малометалличных скоплений имеют большие эксцентриситеты (рис. 11) — исчезает при переходе к потенциалу с баром (рис. 12).
о CP
X
8 6 4 2 0 -2 -4 -6
о X
8 6
4 2 0 -2 -4 -6
о X
ЕЗ ([Fe/H] =-0.80) 10
о
а. ^
X
6 8
-10
X, kpc
NGC104 ([Fe/H] = -0.76)
c p
k
X
0 2 4 6 8
X, kpc
NGC5927 ([Fe/H] = -0.37)
15 г
0
X, kpc
10
0 5 X, kpc
-2 0 2 X, kpc
-15 -10 -5 0 5 10 15
X, kpc
Рис. 14. Проекции орбит шаровых скоплений E3, NGC104иNGC 5927, вычисленных в рамках модели с осесимметричным потенциалом (слева) и потенциала с баром (справа).
5
6
В отличие от выводов, полученных на данный момент в самом полном опирающемся на наблюдательные данные исследовании орбит шаровых скоплений нашей Галактики (54 скопления) [39,40], согласно нашим результатам, бар оказывает существенное влияние на орбиты всех
скоплений, приводя к разрушению орбитальных ящиков и хаотизации орбит. Влияние бара на удаленные от Галактического центра орбиты слабее (запутываются в основном центральные части этих орбит), как и ожидалось, учитывая 10-процентный вклад бара в эффективную массу Галактики. Орби-
ты некоторых скоплений толстого диска под действием бара оказываются буквально «вытянуты» и, в среднем, ближе к Галактическому центру — типичными примерами могут служить скопления E3, NGC 104 и NGC 5927, чьи орбиты показаны на рис. 13 и 14. Более подробный анализ орбит скоплений будет выполнен в следующей статье.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В данной работе вычислены абсолютные собственные движения (с характерной точностью около 0.4 миллисекунд дуги в год, что соответствует средней ошибки компонент поперечной скорости 17 км с-1) и построены Галактические орбиты для самой большой на данный момент выборки Галактических шаровых скоплений (115 объектов). Это более, чем в два раза больше числа объектов в самой большой из выборок шаровых скоплений, для которых ранее исследованы Галактические орбиты. Орбиты вычислены в рамках двух моделей Галактического потенциала — осесимметричной модели и модели с вращающимся баром. В отличие от результатов, ранее полученных другими авторами, нами установлено существенное влияние бара практически на все скопления, которое проявляется в рандомизации орбит и, в особенности, частей орбит, расположенных вблизи Галактического центра, и растягивании орбит некоторых скоплений толстого диска.
БЛАГОДАРНОСТИ
В данной работе использовались данные проекта Gaia Европейского космического агентства (ЕКА) (https://www.cosmos.esa.int/gaia), обработанные Консорциумом по обработке и анализу данных Gaia (DPAC, https://www.cosmos.esa. int/web/gaia/dpac/consortium) при поддержке национальных организаций, в частности, организаций — участниц Многостороннего соглашения Gaia, а также данные обзора Two Micron All Sky Survey (2MASS) — совместного проекта Мас-сачусетского университета и Центра обработки и анализа инфракрасных данных при Калифорнийском технологическом институте, осуществленного при поддержке НАСА и Национального научного фонда США, данные обзорного телескопа Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) — совместного проекта Калифорнийского университета (Лос Анжелес) и Лаборатории реактивного движения при поддержке НАСА. Данная работа осуществлялась при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (проект номер 18-0200890).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. W. E. Harris, VizieR On-Line Cat. VII/195 (2010).
2. D. I. Casetti-Dinescu, T. M. Girard, L. Jilkova, et al. Astron. J. 146,33(2013).
3. D. I. Casetti-Dinescu, T. M. Girard, V. I. Korchagin, et al. Astron. J. 140, 1282(2010).
4. D. I. Casetti-Dinescu, T. M. Girard, D. Herrera, et al. Astron. J. 124, 195(2007).
5. A. K. Dambis, Astron. Astrophys. Trans. 25, 185 (2006).
6. D. I. Dinescu, T. M. Girard, W. F. van Altena, et al., Astron. J. 125, 1373(2003).
7. D. I. Dinescu, T. M. Girard, W. F. van Altena, et al., Astron. J. 117, 1792(1999).
8. D. I. Dinescu, W. F. van Altena, T. M. Girard, et al., Astron. J. 117,277(1999).
9. D. I. Dinescu, T.M. Girard, W. F. van Altena, et al. Astron. J. 114, 1014(1997).
10. M.-R. L. Cioni, K. Bekki, L. Girardi, et al. Astron. and Astrophys. 586,77 (2016).
11. S. Feltzingand R.A. Johnson, Astron. and Astrophys. 385, 67 (2002).
12. T. K. Fritz and N. Kallivayalil, Astrophys. J. 811, 123 (2015).
13. N. V. Kharchenko, A. E. Piskunov, S. Roeser, et al., Astron. and Astrophys. 558, 53 (2013).
14. A. H. W. Küpper, E. Balbinot, A. Bonaca, et al., Astrophys. J. 803,80 (2015).
15. S. R. Majewski and K. M. Cudworth Publ. Astron. Soc. Pacific 105,987(1993).
16. D. Massari, A. Bellini, F. R. Ferraro, et al., Astrophys. J. 779,81 (2013).
17. L. J. Rossi, S. Ortolani, B. Barbuy, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 450, 3270 (2015).
18. J.-J. Wang, L. Chen, and D. Chen, Astron. and Astrophys. , 29, 386 (2005).
19. L. L. Watkins and R. P. van der Marel, Astrophys. J. 839,89 (2017).
20. M. Zoccali, A. Renzini, S. Ortolani, et al. Astron. J. 121,2638(2001).
21. N. Zacharias, C. Finch, and J. Flouard, Astron. J. 153, 166(2017).
22. D. Michalik, L. Lindegren, and D. Hobbs, Astron. and Astrophys. 574, 115(2015).
23. D. G. Monet, S. E. Levine, B. Canzian, et al., Astron. J. 125, 984 (2003).
24. M. F. Skrutskie, R. M. Cutri, R. Stiening, et al., Astron. J. 131, 1163(2006).
25. N. Zacharias, C. Finch, J. Subasavage, et al., Astron. J. 150, 101 (2015).
26. E. L. Wright, P. R. M. Eisenhardt, A. K. Mainzer, et al., Astron. J. 140, 1868(2010).
27. A. Mainzer, T. Grav, J. Bauer, et al., Astrophys. J. 743, 156(2011).
28. Gaia Collab., T. Prusti, J. H. J. de Bruijne, et al. Astron. and Astrophys. 595, 1 (2016).
29. A. D. Klinichev, E. V. Glushkova, A. K. Dambis, and L. N. Yalyalieva, Astronomy Reports , 2018 (in press).
30. M. B. Taylor, ASP Conf. Ser. 351, 666(2006).
31. A. K. Dambis, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 396, 553 (2009).
32. R. de la Fuente Marcos, C. de la Fuente Marcos, C. Moni Bidin, et al., Astron. and Astrophys. 581,A13 (2015).
33. A. Koch, C. J. Hansen, and A. Kunder, Astron. and Astrophys. 604, A41 (2017).
34. B. Dias, B. Barbuy, I. Saviane, et al., Astron. and Astrophys. 590, A9 (2016).
35. M. Miyamoto and R. Nagai, PASJ, 27, no. 4, 533, (1975).
36. L. Hernquist, Astron. J. , 356, 359, (1990).
37. A. S. Rastorguev, N. D. Utkin, M. V. Zabolotskikh, et al. Astrophysical Bulletin 72, 122 (2017).
38. G. de Vaucouleurs and K. C. Freeman, Vistas Astron., 14, 163(1972).
39. Ch. Allen, E. Moreno, B. Picardo, Astrophys. J. 652, 1150(2006).
40. Ch. Allen, E. Moreno, B. Picardo, Astrophys. J. 674, 237 (2008).
Globular Clusters: Absolute Proper Motions and Galactic Orbits
A. A. Chemel, E. V. Glushkova, A. K. Dambis, A. S. Rastorguev, L. N. Yalyalieva, and A. D. Klinichev
We cross-match objects from several different astronomical catalogs to determine the absolute proper motions of stars within the 30-arcmin radius fields of 115 Milky-Way globular clusters with the accuracy of 1—2 masyr-1. The proper motions are based on positional data recovered from the USNO-B1, 2MASS, URAT1, ALLWISE, UCAC5, and Gaia DR1 surveys with up to ten positions spanning an epoch difference of up to about 65 years, and reduced to Gaia DR1 TGAS frame using UCAC5 as the reference catalog. Cluster members are photometrically identified by selecting horizontal- and red-giant branch stars on color—magnitude diagrams, and the mean absolute proper motions of the clusters with a typical formal error of about 0.4 masyr-1 are computed by averaging the proper motions of selected members. The inferred absolute proper motions of clusters are combined with available radial-velocity data and heliocentric distance estimates to compute the cluster orbits in terms of the Galactic potential models based on Miyamoto and Nagai disk, Hernquist spheroid, and modified isothermal dark-matter halo (axisymmetric model without a bar) and the same model + rotating Ferre's bar (non-axisymmetric). Five distant clusters have higher-than-escape velocities, most likely due to large errors of computed transversal velocities, whereas the computed orbits of all other clusters remain bound to the Galaxy. Unlike previously published results, we find the bar to affect substantially the orbits of most of the clusters, even those at large Galactocentric distances, bringing appreciable chaotization, especially in the portions of the orbits close to the Galactic center, and stretching out the orbits of some of the thick-disk clusters.
Keywords: methods: data analysis—Galaxy: kinematics and dynamics
