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 2 Pal 2
созвездие Возничий (Auriga)


        Скопление открыл в 1955 году A.G. Wilson 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.
        «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.
шаровое скопление Pal 2
         Шаровое скопление Pal 2 расположено в направлении антицентра, близко к галактической плоскости. Пылевые и газовые облака, находящиеся в плоскости Галактики, ослабляют излучение от звезд и оно доходит к нам значительно ослабленным. Причем ослабление излучение происходит неравномерно для всех областей скопления.
        Впервые этот эффект пытались исследовать в работе Harris e al. (1997, AJ 114, 1043). Наблюдения Pal 2 были выполнены в V и I лучах, диаграмма цвет-звездная величина едва достигала точки поворота. Авторы рассмотрели пространственное распределение слабых голубых звезд (в районе точки поворота главной последовательности и субгиганты) и ярких звезд скопления - гигантов (рис.1). Центр скопления на рисунке отмечен кругом, очевидно, что в правой верхней части скопления наблюдается значительный дефицит слабых голубых звезд, которые из-за значительного поглощения излучения в этом районе просто не видны. Для ярких звезд тоже существует неравномерность распределения, но в меньшей степени, поскольку для красных звезд ослабление света происходитв меньшей степени.
Диаграмма цвет-звездная величина шарового скопления PAl 2
         Позднее, скопление Pal 2 наблюдали с помощью космического телескопа Хаббла (A.Saraedini et al., AJ 133, 1658, 2007), удалось получить диаграмму цвет-звездная величина для звезд значительно ниже точки поворота главной последовательности (рис.2). Опять таки было очевидно, что поглощение излучения в скоплении происходит неравномерно - ширина основных последовательностей диаграммы оказалась слишком велика. Авторы обратили внимание, что главная последовательность имеет продолжение в сторону звезд большей светимости и вторую точку поворота (на рисунке 2 слева, область выделена). С учетом результатов предыдущей работы (Harris et al., 1997), естественно было сделать предположение, что это звезды, для которых покраснение излучения происходит в минимальной степени. Оказалось, что они располагаются к юго-востоку от центра скопления (область слева-ниже на рис. 1). Для звезд из этой области скопления построили диаграмму цвет-звездная величина, средняя линия которой хорошо совпадает со средней линией для шарового скопления NGC 6752. Все остальное скопление было разбито на небольшие квадраты, для каждого строилась своя диаграмма цвет-величина и подбиралась величина избытка цвета E(B-V), при учете которого диаграмма выбранного участка наиболее приближалась к "эталонной" диаграмме. В результате получили диаграмму цвет-звездная величина для скопления Pal 2, исправленную за дифференциальное поглощение (рис. 2 справа, линия соотвествует средней линии для шарового скопления NGC 6752).
         Металличность скопления оценили по разности звездных величин горизонтальной ветви и особенности bump на ветви красных гигантов. В шкале Zinn&West (1984, ApJS 55, 45) [Fe/H]=-1.68, в шкале Carretta&Graton (1997, A&AS 121, 95) [Fe/H]=-1.42. Т.е. металличность Pal 2 близка к значению металличности NGC 6752.
© 2010-2012 Шаровые скопления