Каталог скоплений
Система ШС Галактики
Диаграмма цвет-величина
Металличность скоплений
Расстояние до скоплений
Возраст шаровых скоплений
Переменные звезды
Формирование скоплений
Новости
О сайте
 
Обсерватории мира
Видео
 

шаровое скопление Pal 1 Pal 1
созвездие Цефея (Cepheus)


        Скопление открыто в 1954 Джорджем Абелем при просмотре пластинок Паломарского обзора неба.
        Паломарский фотографический обзор неба, сделанный в 50-х годах прошлого века на 48-дюймовом телескопе Осчина (Samuel Oschin Telescope), позволил открыть много интересных объектов, среди них 15 новых шаровых скоплений (George O. Abell, 1955. Globular Clusters and Planetary Nebulae Discovered on the National Geographic Society-Palomar Observatory Sky Survey). Это самые слабые скопления Галактики или из-за большой удаленности от Солнца, или из-за большого количества поглощающей материи, которая «заслоняет» скопления от нас и их свет приходит к нам очень ослабленным.
        «Паломарские» скопления были открыты самыми известными астрономами – Эдвином Хабблом, Вальтером Бааде, Фрицем Цвики, Хальтоном Арпом и Джорджем Абелем. Однако назвать их «паломарскими», видимо, предложила Хелен Сойер Хогг. Скопление Pal 1 расположено во внешнем гало Галактики, на расстоянии 55000 световых лет. Первоначально были сомнения, является ли это скопление шаровым, но на таком значительном расстоянии рассеянные скопления не могут находиться.
Диаграмма цвет-звездная величина шарового скопления PAl 1
         Первая диаграмма цвет-звездная величина для скопления была получена по наблюдениям на 5-метровом Паломарском телескопе. Уже тогда авторы (Ortolani S. & Rosino L., 1985 MmSAI, 56, 1050) отметили, что диаграмма достаточно необычна для шаровых скоплений – точка поворота главной последовательности хорошо определена, а вот на ветви гигантов звезд мало, горизонтальная ветвь и вовсе отсутствует.
         Позднее (Rosenberg et al, 1998, AJ, 115, 648), оценили количество звезд на разных стадиях эволюции для скопления Pal 1 (были рассмотрены модели эволюции звезд для возрастов от 6.3 до 20 млрд лет и диапазона металличности от -0.3 до -1.0, которые затем были нормированы к общему числу звезд в скоплении). Наблюдаемое количество звезд на ветвях субгигантов и гигантов хорошо согласуется с теоретическими расчетами. А на горизонтальной ветви, согласно теории, ожидается 0.6-1.2 звезды, т.е. и в этом случае наблюдения соответствуют теории.
         Диаграмма цвет-звездная величина Pal 1 похожа на диаграммы для других шаровых скоплений – Pal 12, Pal 13, а также E 3. Поскольку на пластинках в окрестностях скопления были видны несколько галактик, Ortolani S. & Rosino L. предположили, что межзвездное поглощение не может быть большим. С учетом координат скопления, избыток цвета приняли E(B-V)=0.1 зв.вел. И тогда обнаружилась еще одна особенность скопления – цвет точки поворота, исправленный за поглощение, получился слишком голубым. Диаграмма цвет-звездная величина шарового скопления PAl 1
         Rosenberg et al. сравнили диаграмму цвет-звездная величина скопления Pal 1 с диаграммами для скоплений 47 Tuc и M 71, поскольку все они имеют почти одинаковую металличность. Из этого сравнения и выяснили заметную особенность диаграммы для Pal 1 – значительно большая разница в цвете между точкой поворота главной последовательности и основанием ветви гигантов (рис. 2). Известно, что разность цвета TO и RGB есть функция возраста и металличности. Поскольку все три скопления имеют почти одинаковую металличность, то это различие объясняется разницей в возрасте скоплений – возраст Pal 1 примерно 6.3-8 млрд лет, что на 4-5 млрд лет меньше возраста 47 Tuc. Если это шаровое скопление, то оно самое молодое из всех галактических шаровых скоплений, если это рассеянное скопление, то Pal 1 самое старое из всех рассеянных скоплений Галактики.
© 2010-2012 Шаровые скопления