Подсистемы шаровых скоплений Галактики.

Т.В. Боркова, В.А. Марсаков

2000, Астрон. Журнал. Т.77, ? 10, С. 750-772

PostScript-формат, English, ]

abstract

     По данным из литературы составлен каталог однородных фундаментальных астрофизических параметров для 145 шаровых скоплений Галактики. На основе данного каталога исследованы связи между химическим составом, строением горизонтальной ветви, пространственным положением, элементами орбит, возрастом и другими физическими параметрами шаровых скоплений. Показано, что все население шаровых скоплений делится провалом на функции металличности при [Fe/H]=-1.0 dex на две дискретные группы с четкими максимумами при [Fe/H]=-1.60±0.03 dex и -0.60±0.04 dex. При переходе через пограничное значение металличности скачком меняются средние величины и дисперсии пространственно-кинематических параметров. Маломаталличные скопления занимают в пространстве довольно сферический объем, заметно концентрируясь к центру Галактики. Население металличных скоплений (подсистема толстого диска), обладая значительно меньшие размеры, концентрируется не только к центру, но и к плоскости Галактики, имеет значительную скорость вращения (V_вр=165±28 км/с), очень большой отрицательный вертикальный градиент металличности при ничтожно малом радиальном градиенте, в среднем является самым молодым и состоит только из скоплений с экстремально красными горизонтальными ветвями. Подтверждено, что население сферической подсистемы также является неоднородным и в свою очередь делится по крайне мере на две группы по строению горизонтальной ветви. Подсистема скоплений с экстремально голубыми горизонтальными ветвями занимает в Галактике сфероидальный объем радиусом 9 кпк, имеет большую скорость вращения (V_вр=77±33 км/с), заметные и равные по величине отрицательные радиальный и вертикальный градиенты металличности и в среднем оказалась самой старой (подсистема старого гало). Население скоплений с горизонтальными ветвями промежуточного типа занимает близкий к сферическому объем с радиусом (для подавляющегося большинства) (18 кпк и слегка сжатый вдоль оси, перпендикулярной к Z и лежащей под углом 30° к X-координате. В среднем несколько моложе скоплений "старого гало" (подсистема молодого гало), оно обнаруживает градиентов металличности, примерно такие же, как и старом гало, так что в результате на данном галактоцентрическом расстоянии и и на данном расстоянии от галактической плоскости металличность скоплений молодого гало систематически на [Fe/H]0.3 dex выше. Подсистема молодого гало, состоящая, скорее всего, из скоплений, захваченных Галактикой в разное время, содержит большое количество скоплений с ретроградными орбитами и поэтому скорость ее вращения мала и определяется с большой ошибкой (V_вр=-23±54 км/с).Полученные характерные параметры всех выделенных подсистем и средние характеристики входящих в них шаровых скоплений. Приводится доказательство различной природы скоплений толстого диска и старого гало с одной стороны, и молодого гало, с другой. Полагая, что только скопления первых двух подсистем генетически связаны с Галактикой, предложен сценарий ее эволюции. Найдено, что возрасты скоплений этих подсистем не перекрываются. Утверждается, что обогащение тяжелыми элементами и коллапс межзвездной среды протогалактики произошли в основном в период между формированием подсистем старого гало и толстого диска.

     POPULATION OF GALACTIC GLOBULAR CLUSTERS, by Borkova T.V., Marsakov V.A. - Data from the literature are used to construct a homogeneous catalog of fundamental astrophysical parameters for 145 globular clusters of the Milky Way. The catalog is used to analyze the relationships between chimical compositions, horizontal branch morphology, space position, orbit elements, ages, and other physical parameters of the clusters. The overall globular cluster population is divided by gap in the metallicity function at [Fe/H]=-1.0 into two discrete groups with well-defined maxima at [Fe/H]=-1.60±0.03 dex, and -0.60±0.04 dex. The mean spatial-kinematic parameters their dispersions change abruptly when the metallicity crosses this boundary. Metal-poor occupy a more or less spherical region and are concentrated toward the Galacticcentre. Metal-rich (the thick disk subsystems), which are far fewer in number, are concentrated toward both the Galactic centre and the Galactic plane. This subsystem rotates with an average velocity of V_rot=165±28 km/s and has very steep negative vertical metallicity gradient and a negligible radial gradient. It is, on average, the youngest group, and consists exclusively of clusters with extremely red horizontal branch. The population of spherical-subsystem clusters is also inhomogeneous and in turn, breaks uo into at least two groups according to horizontal-branch morphology. Clusters with extremely blue horizontal branches occupy a spherical volume of radius 9 kpc, have high rotational velocities (V_rot=77±33 km/s), have substantial and equal negative radial and vertical metallicity gradients, and are, on average, the oldest group (the old-halo subsystem). The vest majority of clusters with intermediate-type horizontal branches occupy a more or less spherical volume 18 kpc in radius, which is slightly flatted perpendicular to the Z direction and makes an angle of 30° to the Z axis. On average, this population is some what younger than the old-halo clusters (the young-halo subsystem), and exhibits approximately the same metallicity gradients as the old halo. As a result, since their Galactocentric distance and distance from the Galactic plane are the same, the young-halo clusters have metallicities that are, on average, [Fe/H]0.3 higher than those for old-halo clusters. The young-halo subsystem, which apparently consistes of objects captured by the Galaxy st various times, contains many clusters with retrograde orbits, so that its rotational velocity is low and has large errors, V_rot-23±54 km/s. Typical parameters are derived for all the subsystems, and the mean characteristics of their member globular clusters are determined. The thick disk has a different nature than both the old and young halos. A scenario of the Galactic evolution is proposed based on the assumption that only the thick-disk and old-halo subsystems are genetically associated with the Galaxy. The age distributions of these two subsystems do not overlap. It is argued that heavy-element enrichment and the collapse of the proto-Galactic medium accurred mainly in the period between the formation of the old-halo and thick-disk subsystems.

1. Введение

     Еще совсем недавно считалось, что шаровые звездные скопления (ШС) представляют собой однородную группу и являются типичными представителями сферической составляющей Галактики. Однако, появившееся в последнее время большое количество наблюдательных данных, позволило выявить не только значительный разброс физических и химических характеристик среди скоплений, но и дискретности в их распределениях. Это свидетельствует о существовании нескольких групп населений шаровых скоплений, принадлежащих различным подсистемам Галактики. Уже первые исследования функции металличности обнаружили провал в окрестности значения [Fe/H]-1.0 dex, разделившего все шаровые скопления (ШС) на две дискретные группы: малометалличная является сферически симметричной, медленно вращающейся подсистемой гало, а металличная - довольно плоская быстровращающаяся подсистема толстого диска Марсаков & Сучков (1977), Zinn (1985). Далее оказалось, что ШС гало в свою очередь делятся по строению горизонтальной ветви (ГВ) на две подгруппы, которые, сохраняя сферическую форму, различаются кинематикой и занимаемыми пространственным объемами Zinn (1993). Скопления гало, имеющие более красные горизонтальные ветви при данной металличности, находятся преимущественно вне солнечного круга, имеют большую дисперсию скоростей, меньшую скорость вращения и являются в среднем моложе, чем скопления с голубыми ГВ, которые концентрируются внутри солнечного круга Da Costa & Armandroff (1995). Такое различие было объяснено тем, что подсистема скоплений старого гало формировалась вместе со всей Галактикой, тогда как скопления молодого гало были захвачены ею из межгалактического пространства на более поздних стадиях эволюции Zinn (1993). Целью настоящей работы является исследование взаимосвязей между физическими, химическими и пространственно-кинематическими характеристиками ШС как для Галактики в целом, так и внутри каждой из обнаруженных подсистем и определение для последних характерных параметров. Для выполнения поставленной задачи, прежде всего, необходим каталог однородных фундаментальных параметров ШС.

2. Каталог шаровых скоплений

     За основу нашего каталога взята компьютерная версия компилятивного каталога Harris (1996), в которой включены все измеряемые величины для 147 ШС Галактики. Данные каталога полны на 15 мая 1997 г. Основная доля параметров нашего каталога непосредственно заимствована из каталога Harris (1996), некоторые вычислили на основе данных из него же, а часть фундаментальных параметров, отсутствующих в Harris (1996), добавили из других источников.

     Положение скопления в Галактике взято непосредственно из Harris (1996), где основным индикатором расстояния до ШС является усредненная по нескольким источникам звездная величина ГВ. Приведенные в Harris (1996) координаты в гелеоцентрической системе мы преобразовали в галактические X,Y,Z (при R_G=8 кпк) и вычислили cos, где - угол между лучом зрения на ШС и вектором вращения вокруг оси Z по формуле:

R

     Приведенные в Harris (1996) лучевые скорости (V_r) получены усреднением данных большого числа источников с весами, обратно пропорциональным указанной ошибке определения. В большинстве использованных источников ошибка 1 км/с. Дополнительно мы вычислили V_S - компоненту лучевой скорости ШС относительно неподвижного наблюдателя, находящегося на месте Солнца по формуле:

V

     Важнейшей характеристикой скопления является металличность. В своем каталоге Харрис собрал все опубликованные определения металличностей ШС, приведенные к шкале значений [Fe/H] из работы Zinn & West (1984) и усреднил их с одинаковым весом. Большое количество используемых Харисом источников (<40) и использование исключительно спектроскопических определений металличности и хорошо откалиброванных диаграмм "цвет-звездная величина" обеспечило достаточно высокую внутренюю точность среднего значения [Fe/H] в компилятивном каталоге. Хотя шкала Zinn & West (1984) и обнаруживает некоторую нелинейность, завышая металличность самых богатых металлами скоплений (см. Carreta & Gratton (1997)), но для данной работы, как уже отмечалось, важнее надежное относительное значение [Fe/H].

     ГВ скоплений не только помогает определить расстояние до него, но и несет в себе информацию об условиях формирования и эволюции ШС. В частности, в работе Миронов & Самусь по строению ГВ все скопления были разделены на две группы, причем оказалось, что группы четко различаются металличностью и пространственно-кинематическими характеристиками. С другой стороны, согласно Оостерхофу, ШС разделяются на две хорошо выраженные группы, но только уже провалом на распределении типичных жителей ГВ - переменных звезд типа RR Лиры - по периодам блеска. Оказалось, что периоды RR Лиры в скоплениях тесно связанны с морфологией ГВ и поэтому удобно характеризовать скопления параметром (B-R)/(B+V+R), где B,V,R - соответственно количество звезд на голубом конце ГВ, в пробеле Гершпрунга, и на красном конце. Данная величина получена в Harris (1996) простым усреднением данных из нескольких источников.

     Возраст (t) является одним из самых неуверенно определяемых параметров, поэтому в компилятивном каталоге Harris (1996) он отсутствует. Недавно опубликованный каталог Hipparcos содержит точные спутниковые измерения параллаксов звезд и уже первый их анализ требует существенного пересмотра калибровки расстояний до ШС. В результате возраст даже самых малометалличных скоплений (т.е. наиболее старых) становится не выше 10 млрд. лет (см., напр. Reid(1997)). Полагая, что исследования по уточнению нуль-пункта возрастной шкалы по новым данным только начались, а также учитывая, что для данной работы более важным является знание относительных характеристик, мы решили остановится на прежней шкале. В последние годы появилось очень много работ, где приведены довольно точные относительные возрасты ШС. Желая в своих следованиях использовать информацию о возрастах большего числа скоплений, мы все найденые списки возрастов свели в единую шкалу и вычислили средние взвешенные оценки возрастов, присвоив веса как каждому используемому источнику возрастов ШС, так и каждому отдельному определению индивидуального возраста. При этом мы применили двух стпупенчатую итерационную процедуру Hauck & Mermilliod (1998), которая присваивает меньший вес определениям, сильно отклоняющимся от предварительно вычисленногосреднего. В качестве основной шкалы возрастов мы использовали однородные относительные возрасты для 36из работы Buonanno et.al. (1989), где где средний возраст малометалличнх скоплений принят равным 15 млрд. лет. Шкалы возрастов из 9 наиболее обширных списков (Gratton (1985)-26 ШС, Buonanno et.al. (1989)-12 ШС, Sarajedini et.al. (1989)-31 ШС, Chabouer et.al. (1992)-32 ШС, Sarajedini et.al. (1995)-14 ШС, Chabouer et.al. (1995)-40 ШС, Chabouer et.al. (1996)-43 ШС, Richer et.al. (1996)-36 ШС, Salaris & Weiss (1997)-25 ШС) мы методом наименьших квадратов привели к основной шкале. Одиночные определения возрастов другими авторами мы использовали только в том случае, если теоретические изохроны у них совпадают с используемыми в одной из вышеперечисленных работ. Всего было использовано 47 источника (в списке литературы не приведены) и 336 индивидуальных определений возрастов и были получены средневзвешенные оценки для 63 ШС. При этом внутренняя точноть в нашем списке получилась равной _t±1.92 млрд. лет.

     Величина центральной концентрации (С=lg(r_t/r_c), где r_t - приливный радиус скопления, r_c -измеренный радиус ядра, были взяты из каталога Harris (1996). Угловую величину наблюдаемого радиуса скопления, полученную Harris (1996) усреднением опубликованных угловых измерений, мы пересчитали, используя приведенные в этом же каталоге расстояния, в действительные радиусы в парсеках (r_h).

     Величины центральной плотности скоплений (lg _o) взяты из работы Buonanno et.al. (1997). Для отсутствующих в ней скоплений плотности добавлены из Fusi Pecci et.al. (1993). Обе работы написаны одним коллективом, но приведенные выше величины плотности и списки скоплений несколько отличаются. За основу мы выбрали более позднюю публикацию.

     Элементы орбит для 25 ШС мы взяли из работы Dauphole et.al. (1996). В ней использованы несколько отличные от наших значения лучевых скоростей и расстояний до ШС, но отклонения невелики. О достаточно высокой точности использованных в работе расстояний и собственных движений свидетельствует, в частности, отмечаемое авторами хорошее согласие величин средней скорости вращения подсистем ШС, полученных только по лучевым скоростям и по вычисленным компонентам полных скоростей. Вычисленные в Dauphole et.al. (1996) элементы орбит мы подвергли статистической проверке. В частности, в полном соответствии с теоретической функцией распределения фаз положения ШС на орбитах, более половины из иследованных в Dauphole et.al. (1996) ШС оказались вблизи вычесленных апогалактических радиусов своих орбит. Неплохое согласие наблюдается и между минимальными радиусами Dauphole et.al. (1996) и перегалактическими расстояниями, оцененными в van den Bergh (1985) по приливному критерию (r=0.55±0.17). Таким образом, данные элементы орбит можно использовать для анализа свойств населений ШС.

     Массу скоплений мы нашли из приведенной в каталоге Харриса абсолютной интегральной звездной величины согласно соотношению из Chernoff et.al. 1989(M/L_V)=3, где масса M и светимость L_V в солнечных единицах. Некоторые из перечисленных параметров приведены в Табл. 1 для 145 шаровых скоплений, для которых известны расстояния.

TАБЛИЦА 1КАТАЛОГ ФУНДАМЕНТАЛЬНЫХ ПАРАМЕТРОВ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ

3. Шаровые скопления диска и гало.

     Функция металличности. На рисунке 1 приведено распределение всех шаровых скоплений из Табл. 1 по содержанию в них тяжелых элементов, т.е. функция металличности. Сплошной линией нанесена аппроксимация гистограммы суммой двух нормальных кривых, параметры которых определены методом максимального правдоподобия. Вероятность ошибочно отвергнуть гипотезу об описании распределения одной гауссианой против альтернативы представления ее суммой двух гауссиан оказалась здесь <<1%. В итоге все население ШС разбивается по металличности отчетливым провалом при [Fe/H]=-1.0 dex на две дискретные группы с максимумами при [Fe/H]=-0.60±0.04 и -1.60±0.03 и одинаковыми дисперсиями 0.30±0.03. (При аппроксимации распределения мы не учитывали далеко отстоящее от остальных скопление с [Fe/H]=+0.22). Положение провала здесь оказалось смещенным на [Fe/H]-0.2 в малометалличную сторону, относительно найденного в работе Zinn (1985) и используемого до настоящего времени для определения принадлежности скопления к населению гало или толстого диска (см., например, Armandroff (1989)). (Отметим, что шкалы металличности у нас совпадают.) Дополнительный аргумент в пользу разделения ШС на две подсистемы при значении [Fe/H]=-1.0 мы видим в том, что на диаграммах, отражающих пространственное положение и кинематику скоплений, именно при этом значении металличности (или даже меньшем) наблюдается скачок характерных параметров (см. далее рис. 3).

Рис. 1.Функция металличности шаровых скоплений. Кривая - аппроксимация распределения суммой двух нормалей.

Рис. 2.Распределение шаровых скоплений в проекции на плоскость XY(а,в) и YZ (б,г) для металличных скоплений толстого диска ([Fe/H]-1.0), (а,б) и малометалличных скоплений гало (в,г). Замкнутые кривые - проведенные "на глаз" верхние огибающие. Обведены скопления далеко отстоящие от центральных сгущений на диаграммах; рядом проставлены их номера.

     Пространственное распределение. На Рис. 2 приведены распределения ШС металличной и малометалличной группы в проекциях на плоскости XY и YZ. (На рисунках не нанесены 6 скоплений, лежащие далее 60 кпк от центра Галактики.) Хорошо видно, что подсистемы резко различаются и по занимаемому объему и по его форме. Металличная группа, имея значительно меньшие размеры, концентрируется не только к центру, но и к плоскости Галактики и весьма приблизительно форму ее можно охарактеризовать как эллипсоид вращения, сплюснутый по Z-координате. Огибающей на плоскости XY может служить окружность радиусом 7 кпк, а на плоскости YZ - эллипс с Z-полуосью 3 кпк. По соответствию форме и размерам подсистеме высокоскоростных звезд поля данную группу можно назвать толстым диском. (Различие размеров по осям X и Y, скорее всего, обусловлено недостатком статистики для данной группы.) Квадратиками на Рис. 2а, 2б обведены скопления, которые лежат далеко за пределами приведенных нами верхних огибающих. Рядом приведены их номера. Подробнее речь о них будет идти ниже. При определении характерных параметров толстого диска они не учитывались. Аналогично, кружками на рис. 2в, 2г обведены далекие скопления в гало, не попавшие внутрь огибающей окружности; они, однако, учитывались при вычислении характерных параметров и гало, и Галактики в целом. Для характеристики размеров подсистем мы использовали шкалы длины и высоты (X_O,Y_O, Z_O), определяющие расстояния от галактического центра вдоль соответствующей координаты, где плотность скоплений уменьшается в е раз. Соответствующие величины приведены в Табл. 2

Рис. 3.Связь металличности с другими характеристиками шаровых скоплений. Светлые треугольники - скопления толстого диска, светлые кружки - скопления старого гало, темные кружки - скопления молодого гало, темные треугольники - скопления короны, крестики - малометаличные скопления с неизвестным значением параметра (B(R)/(B+V+R). На графике (в) нанесены только скопления с R<60кпк. На всех графиках виден резкий скачок параметров в окрестности [Fe/H]=-1.0.

     Свойства групп ШС разной металличности. На рис. 3 приведены диаграммы связей некоторых параметров ШС с содержанием в них тяжелых элементов. Бросается в глаза скачкообразное изменение дисперсии лучевых скоростей и расстояний, а также точек максимальных удалений орбит скоплений от центра и плоскости Галактики (т.е. параметров, характеризующих полную энергию скопления), а также эксцентриситетов орбит при переходе через пограничное между диском и гало значение [Fe/H]. Такой характер перехода свидетельствует о действительном разделении всего населения ШС на две дискретные группы. Наблюдаются различия между группами и по другим параметрам. Так оказалось, что все скопления диска имеют экстремально красные ГВ, когда с высокотемпературной стороны от пробела, занимаемого переменными звездами, нормальных звезд на ГВ почти нет (Рис 3а). Скопления же гало могут иметь любой тип ГВ (от экстремально красной, до экстремально голубой). Наблюдается довольно хорошая корреляция между возрастом и металличностью (r=-0.5±0.1): при увеличении металличности возраст в среднем уменьшается. Параметры, характеризующие внутреннее состояние скоплений, не обнаруживают различий между диском и гало за пределами ошибок (Табл. 2), но некоторая систематичность все же присутствует. Подробнее об этом в следующем разделе.

ТАБЛИЦА. 2.ХАРАКТЕРНЫЕ ПАРАМЕТРЫ ПОДСИСТЕМ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ.

     Вращение подсистем. Выделенные по металличности две группы ШС различаются и угловыми моментами. Предположив нетвердотельное вращение подсистемы с постоянной скоростью вращения V_вр, последнюю можно вычислить методом наименьших квадратов, зная только расстояние до скоплений, их положение на небесной сфере и лучевые скорости, приведенные к неподвижному наблюдателю, находящемуся на месте Солнца (подробнее о методе см. в Zinn (1985)). На Рис. 4 приведены кинематические диаграммы (cos- V_S) для ШС всей Галактики, диска и гало, соответственно. Прямые линии на диаграммах - среднеквадратичные регрессии, наклон которых определяет величину скорости вращения подсистемы.

Рис. 4.Кинематические диаграммы шаровых скоплений всей Галактики (а), скоплений толстого диска (б), скоплений гало (в). Размеры точек пропорциональны присвоенным весам. Прямые линии - среднеквадратичные регрессии, их наклон определяет скорость вращения подсистемы Vвр

     Большой разброс точек на диаграммах, вызванный естественной дисперсией скоростей и большими ошибками в определении расстояний, а также малое число объектов делает величины получаемых скоростей вращения подсистем весьма неопределенными. Наибольшая проблема возникает для подсистемы толстого диска. Это связано с тем, что основная доля скоп