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 Terzan 5 Terzan 5
созвездие Стрелец (Sagittarius)


        Скопление Terzan 5 было открыто в 1968 году, а через три года первооткрыватель скопления Agop Terzan обнаружил его еще раз и ошибочно присвоил ему номер 11 – Terzan 11. Также скопление известно под номером 20385 в обзоре неба Two-Micron Sky Survey. I.King (1972) собрал воедино все обозначения скопления и предложил использовать его первое имя – Terzan 5.
Окрестности шарового скопления Terzan 5
         Скопление наблюдается в направлении на галактический центр, эта область богата облаками пыли, что в значительной степени затрудняет наблюдения. Фотография скопления, показанная в вверху страницы, была получена на 8-метровом VLT (ESO) в Чили, в ближнем инфракрасном диапазоне (полосы J и K, выдержка 2 минуты в каждом фильтре, линейный размер изображения – 40 угловых секунд). На фотографии скопления заметно, что звезды в левой верхней части более красные, чем звезды в правой нижней части изображения. Это объясняется неравномерным распределением пылевой материи. По предварительным оценкам, вариации избытока цвета могут быть очень значительны - δE(B-V)=0.6. На рис.1 представлена область неба в окрестностях скопления (само скопление – яркая голубая точка в центре), совершенно понятно, что условия для наблюдения и изучения скопления не из лучших.
         Наблюдения Terzan 5 в инфракрасном диапазоне (для инфракрасных лучей космические пылевые облака практически прозрачны) позволили сделать поразительное открытие – на диаграмме цвет-величина скопления (рис. 2) четко заметны две горизонтальных ветви, разница между ними составляет 0.3 звездных величины. Авторы исследования (F.R.Ferraro et al, 2009) рассмотрели различные варианты появления такой особенности – инструментальные эффекты наблюдения, дифференциальное покраснение, присутствие звезд поля, не принадлежащих скоплению, - и пришли к выводу, что в скоплении действительно есть две группы звезд, находящихся на стадии эволюции горизонтальной ветви и отличающиеся по яркости. Присутствие двух групп звезд заметно и на диаграмме I-(V-I), полученной по наблюдениям в оптическом диапазоне на космическом телескопе Хаббла.
Диаграмма цвет-величина шарового скопления Terzan 5
         Дальнейшее исследование показало, что эти две группы звезд и в пространстве распределены по-разному (рис.3) – более яркие звезды имеют явную концентрацию к центру скопления (рисунок слева), тогда как слабые звезды распределены более равномерно (рисунок справа). Это может означать, что в пределах одного скопления звезды имеют разную историю своего образования. Звезды яркой горизонтальной ветви могут быть большей металличности и моложе, чем звезды более слабой горизонтальной ветви.
Распределение звезд шарового скопления Terzan 5
         Чтобы подтвердить или опровергнуть это предположение, на телескопе Кека были сделаны спектры 6 звезд горизонтальной ветви (по три из каждой группы). Оказалось, что действительно содержание железа для звезд двух групп отличается более, чем в три раза! Для звезд слабой горизонтальной ветви металличность [Fe/H]=-0.2, для звезд яркой горизонтальной ветви [Fe/H]=+0.3. До сих пор известно еще только одно скопление в нашей Галактике, в котором звезды имеют различное содержание железа, – Ω Центавра.
         Следующим шагом исследования скопления стало объединение наблюдений в инфракрасном и видимом (которое скорректировали за дифференциальное покраснение) диапазонах. На рис.2 справа показана диаграмма цвет-звездная величина K,(V-K), на ней также хорошо заметно разделение звезд горизонтальной ветви на две группы, а также, видимо, и присутствие двух ветвей красных гигантов - более металличному населению звезд соответствует ветвь с большим наклоном. Согласно теоретическим моделям малометалличные звезды слабой горизонтальной ветви (их около 800) имеют возраст 12 млрд лет, тогда как возраст звезд яркой горизонтальной ветви (их количество порядка 500) должен быть всего 6 млрд лет! Общее количество звезд горизонтальной ветви у Terzan 5 даже больше, чем у шарового скопления 47 Tuc, что подразумевает значительную маассу скопления.
         Какова может быть история образования такого скопления? Можно предположить, что произошло слияние двух скоплений разного возраста и металличности. Но тогда не понятно как объяснить, что звезды с большей металличностью имеют значительную концентрацию к центру скопления. Возможно, Terzan 5 является ядром разрушившейся галактики, как скопление M 54, в этом случае близость к центру металличных звезд более понятна.
         Еще одна замечательная особенность скопления Terzan 5 - здесь обнаружено крайне большое население миллисекундных пульсаров, 33 звезды, что составляет четверть всех пульсаров, открытых в шаровых скоплениях Галактики. Если рассмотреть еще один вариант образования скопления - из очень массивного протооблака, массой порядка 107 масс Солнца, то и наличие значительного количества пульсаров можно объяснить в рамках такого варианта формирования скопления. В этом случае две группы звезд горизонтальной ветви могут иметь небольшую разницу в возрасте - порядка 100 млн лет - и значительное различие в содержании гелия - δY~0.07. Обогащение железом звезд второго поколения происходит за счет взрывов сверхновых второго типа, которые в свою очередь порождают значительное количество нейтронных звезд. А поскольку частота столкновения звезд в Terzan 5 самая высокая среди всех скоплений Галактики, должно образовываться большое количество двойных звезд. Если один из компонентов двойной нетронная звезда, то это приводит к образованию миллисекундного пульсара. Скорее всего общее количество пульсаров в скоплении гораздо больше, и необходимы дополнительные исследования для их поиска.
         Основные параметры скопления Terzan 5 (Lanzoni et al, 2010):
Избыток цвета - E(B-V) = 2.38±0.055
Расстояние - d = 5.9±0.5 кпс
Радиус ядра - rc = 9″ = 0.26 пс
Концентрация - c = 1.49
Полная светимость Lbol = 8x105L солнца
Полная масса - M = 2x106M солнца
© 2010-2012 Шаровые скопления