Астрономический журнал, 2024, № 7

Российская академия наук
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ 
ЖУРНАЛ
Том 101   № 7   2024   Июль
Основан в январе 1924 г.
Выходит 12 раз в год 
ISSN: 0004-6299
Журнал издается под руководством 
Отделения физических наук РАН
Главный редактор 
Д. В. Бисикало
Редакционная коллегия:
Г.  С.  Бисноватый-Коган, Д.  З.  Вибе (ответственный секретарь), 
Р.  Д.  Дагкесаманский, А.  Г.  Косовичев, А.  В.  Тутуков, 
А.  М.  Черепащук (заместитель главного редактора)
Зав. редакцией В.  Р.  Соколова
E-mail: astrojourn@pran.ru
Москва 
ФГБУ «Издательство «Наука»
©  Российская академия наук, 2024  
©  Редколлегия “Астрономического журнала”  
(составитель), 2024 

СОДЕРЖАНИЕ
Том 101, номер 7, 2024
Параметры областей звездообразования в галактиках NGC 3963 и NGC 7292
А.С. Гусев, Ф.Х. Сахибов, А.В. Моисеев, В.С. Костюк, Д.В. Опарин 	
586
Интерпретация транзитной кривой блеска при наличии одного главного минимума  
с учетом эксцентричности орбиты транзита (планеты)
М.К. Абубекеров, Н.Ю. Гостев 	
608
Анализ причин магнитной бури 1–2 декабря 2023 года по наблюдениям  
межпланетных мерцаний на радиотелескопе БСА ФИАН
В.Р. Лукманов, И.В. Чашей, С.А. Тюльбашев, И.А. Субаев  	
618
Особенности долгопериодических радиопульсаров
И.Ф. Малов 	
625
Вращение гало Млечного Пути в околосолнечной окрестности по данным GAIA DR3
Р.В. Ткаченко, А.П. Брындина, А.Б. Жмайлова, В.И. Корчагин 	
632
Определение динамических и физических характеристик астероидов,  
сближающихся с Землей, по результатам наблюдений 2022–2023 годов
Э.Д. Кузнецов, Ю.З. Вибе, Д.В. Гламазда, Г.Т. Кайзер, В.В. Крушинский,  
М.С. Крючков, С.А. Нароенков, А.С. Перминов 	
641
Фигуры равновесия двух жидких масс с синхронным вращением.  
Динамика двойного астероида (190166) 2005 UP156
Б.П. Кондратьев 	
651
Вековая эволюция и стабильность колец вокруг  
ротационно несимметричных тел. Пересмотр проблемы
Б.П. Кондратьев, В.С. Корноухов  	
660
Ташанта как перспективный астропункт горного Алтая:  
первые результаты исследования астроклимата
Л.А. Больбасова, Е.А. Копылов, С.А. Потанин 	
672
 

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2024, том 101, № 7, с. 586–607
ПАРАМЕТРЫ ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ  
В ГАЛАКТИКАХ NGC 3963 И NGC 7292
© 2024 г.  А. С. Гусев1,*, Ф. Х. Сахибов2, А. В. Моисеев3,1,  
В. С. Костюк1, Д. В. Опарин3
1Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова,  
Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга, Москва, Россия  
2Университет прикладных наук Гессен-Фридберг, Фридберг, Германия
3Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия
*E-mail: gusev@sai.msu.ru 
Поступила в редакцию 06.03.2024 г. 
После доработки 02.05.2024 г. 
Принята в печать 04.06.2024 г.
Представлены результаты исследования физических параметров звездного населения в областях 
звездообразования в галактиках с признаками пекулярности NGC 3963 и NGC 7292. Исследование 
проводилось на основе анализа фотометрических (полосы UBVRI), Hα и спектроскопических данных, 
полученных авторами, с использованием эволюционных моделей звездного населения. Среди 157 
областей звездообразования, выявленных в галактиках, для 16 получены оценки массы и для 15 — возраста 
молодого звездного населения. Возраст областей звездообразования четко коррелирует с наличием 
эмиссии в линии Hα: области H II в галактиках моложе 6–8 млн лет, а области без эмиссии газа — старше. 
Исследованные объекты включены в третью версию нашего каталога фотометрических, физических и 
химических параметров областей звездообразования, включающего 1667 объектов в 21 галактике. 
Обсуждаются ключевые аспекты используемой методики оценки физических параметров и различные 
связи между наблюдательными и физическими параметрами молодого звездного населения в областях 
звездообразования.
Ключевые слова: спиральные галактики, пекулярные галактики, звездообразование, области H II, 
звездное население
DOI: 10.31857/S0004629924070018   EDN: IVDQAR
1. ВВЕДЕНИЕ
Процессы современного звездообразования, наблюдаемые в широком диапазоне длин волн (от ультрафиолетового до инфракрасного) в большинстве 
спиральных и ряде линзовидных галактик, являются 
одними из наиболее наглядных индикаторов эволюции галактик в современную эпоху. Звезды образуются группами в наиболее плотных и холодных частях 
гигантских облаков молекулярного водорода, при 
этом, наиболее крупные группы рождающихся 
звезд — звездные комплексы — достигают размеров 
600–700 пк [1–9]. Они состоят из более мелких группировок: OB-ассоциаций, звездных скоплений, звездных агрегатов [10, 11].
В оптическом диапазоне основным индикатором 
звездообразования служит эмиссионное излучение 
областей H II в линиях бальмеровской серии водорода, 
в первую очередь — в линии Hα. Ионизацию водорода 
вызывают наиболее массивные звезды, однако области 
звездообразования (ОЗО) моложе 1–2 млн лет не наблюдаются в оптике из-за очень большого поглощения 
в пылевом коконе, окружающем звездно-газовую группировку [12–14]. Время существования оболочки  
H II не превышает 8–10 млн лет.
Данные о физических и химических параметрах 
звезд и газа в ОЗО, таких как размер, металличность, 
масса, возраст, являются крайне важными для понимания современных эволюционных процессов в дисковых галактиках. Особую сложность для анализа в 
неразрешаемых на отдельные звезды группировках 
играют корректный учет поглощения в областях звездообразования, разделение вклада излучения звезд 
и газа в широких фотометрических полосах, учет эффекта дискретности начальной функции масс (НФМ) 
для маломассивных звездных скоплений и ассоциаций 
[15–19]. Подробнее используемый метод исследований 
будет описан нами в разделе 3.
 

В последние годы в рамках ряда крупных международных проектов, таких как LEGUS [20], 
PHANGS-MUSE [21], PHANGS-HST [22], были 
изучены десятки тысяч молодых звездных скоплений, OB-ассоциаций, областей H II во многих галактиках [23–27]. Как правило, в рамках данных 
проектов области H II и молодые звездные группировки рассматриваются отдельно. В частности, возраст и масса молодых звездных группировок и поглощение в области звездообразования определяются путем сравнения спектрального распределения 
энергии с теоретическими эволюционными моделями (см., напр., [28]) без привлечения данных о 
поглощении в зоне H II, полученных из спектроскопических наблюдений. В последние несколько 
лет появился целый ряд работ, где свойства звездного населения и газа в областях H II рассматриваются совместно. Однако даже в этих работах возраст 
и масса звездного населения определяются без привлечения данных о поглощении, полученных из 
спектральных наблюдений. В качестве примера 
можно указать работу [29], авторы которой изучили 
свойства звездных популяций в областях H II, сопоставляя данные каталогов PHANGS-MUSE и 
PHANGS-HST, но не использовали данные о бальмеровском поглощении для оценок возраста молодых звезд. В отличии от них, в нашем исследовании 
мы изучаем свойства звездного населения в областях 
H II используя как фотометрические, так и спектральные данные (см. подробнее раздел 3).
Основной целью исследования является оценка 
физических параметров (массы и возраста) звездного населения в областях звездообразования на 
основе комплексных фотометрических, спектрофотометрических и спектроскопических наблюдений 
галактик. Ранее в цикле наших работ (см. [19] и 
ссылки в ней) мы рассмотрели и проанализировали 
выборку 1510 областей звездообразования в 19 галактиках на основе данных фотометрии в полосах 
UBVRI и линии Hα и результатов спектроскопии 
связанных с ними областей H II. Каталог изученных 
областей доступен в электронной форме1. В данной 
работе мы расширяем нашу выборку на ОЗО еще в 
двух галактиках: NGC 3963 и NGC 7292.
Обе галактики, изученные нами методами спектроскопии в работе [30], интересны тем, что проявляют различные признаки пекулярности. Галактика 
типа SAB(rs)bc NGC 3963 имеет почти правильную 
симметричную форму (рис. 1), однако в областях 
1 http://lnfm1.sai.msu.ru/~gusev/sfr_cat.html
NGC 3963
NGC 7292
Рис. 1. Изображения галактик NGC 3963 (слева) и NGC 7292 (справа) в полосе B в логарифмической шкале интенсивностей. Красными маленькими кружками отмечены идентифицированные ОЗО, изученные фотометрически, 
синими кружками — ОЗО, изученные спектроскопически в работе [30], голубыми крупными кружками — ОЗО с 
полученными оценками массы (возраста) в данной работе. Размеры изображения NGC 3963 — 170.5' × 170.5', что 
соответствует линейному размеру 40.67 кпк, размер изображения NGC 7292 — 146.7' × 146.7' (4.85 кпк). Север — 
сверху, восток — слева. Центры изображений соответствуют центрам галактик.
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 7  2024
	
ПАРАМЕТРЫ ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В ГАЛАКТИКАХ NGC 3963 И NGC 7292
587

Таблица 1. Основные характеристики галактик
Параметр 
NGC 3963 
NGC 7292 
Координаты 
центра
αJ2000
δJ2000
11h54m58.7s
+58°29ʹ37.1ʺ
 
22h28m25.3s
+30°17ʹ35.3ʺ
Тип галактики 
SAB(rs)bc 
IBm 
m B
( ), зв. вел. 
12.60 ± 0.07 
13.06 ± 0.06 
M B i
( )0, зв. вел.
–21.1 ± 0.3 
–16.7 ± 1.0 
i, 
29 
29 
PA,°
96 
73 
d, Мпк 
49.2 
6.82 
D25, угл. мин. 
дуги 
2.57 
1.91 
D25 , кпк 
36.8 
3.78 
A(B)G, зв. вел. 
0.083 
0.223 
A(B)in, зв. вел. 
 0.09 
0.14 
H II во внешней части южного спирального рукава 
галактики наблюдается избыточное содержание кислорода и азота, что возможно объясняется притоком 
обогащенного металлами газа в юго-западную часть 
NGC 3963 [30]. Форма спирального рукава на юге 
галактики отклоняется от классической логарифмической спирали (рис. 1), а результаты анализа данных 
наблюдений H I свидетельствуют о наличии приливных искажений в NGC 3963 и расположенной в 110 
кпк к юго-западу от нее галактике NGC 3958 [31]. 
Галактика магелланова типа NGC 7292 с ярким асимметричным баром (рис. 1) имеет достаточно сложную 
кинематику: заметную роль играют радиальные движения, связанные с баром, а часть некруговых движений в юго-восточном конце перемычки — ярчайшей области H II — может быть связана с последствиями слияния с компаньоном [32].
Основные сведения о галактиках: координаты 
центра, морфологический тип, видимая звездная 
величина m(B), исправленная за галактическое поглощение и поглощение за наклон диска, абсолютная звездная величина M B i
( )0 , наклон i  и позиционный угол PA диска, расстояние d, диаметр по 
изофоте 25m  в полосе B с учетом галактического 
поглощения и поглощения, вызванного наклоном 
диска ( D25 ), галактическое поглощение A(B)G и 
поглощение, вызванное наклоном диска галактик 
A B
n
( )i , приведены в табл. 1. Данные о галактиках 
брались из открытых баз данных NED2 и 
HyperLEDA3. Исключение составляют данные по 
координатам центра, наклону и позиционному углу 
галактики NGC 7292, для которых мы использовали 
значения, приведенные в работе [32].
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Спектральные наблюдения с длинной щелью, 
проведенные в 2020 г. на 2.5-метровом телескопе 
Кавказской горной обсерватории (КГО) ГАИШ 
МГУ с помощью транзиентного двухлучевого спектрографа ТДС [33], подробно описаны в работе [30]. 
Всего нами были получены и проанализированы 
данные для 23 областей H II в NGC 3963 (включая 
несколько объектов, наблюдавшихся ранее в рамках проекта SDSS4) и 9 — в NGC 7292.
Фотометрические наблюдения NGC 3963 в полосах UBVRI были проведены в 2020 г. на 2.5-метровом телескопе КГО ГАИШ МГУ в кассегреновском фокусе f/8 (см. журнал наблюдений в табл. 2).
2 http://ned.ipac.caltech.edu/
3 http://leda.univ-lyon1.fr/
4 http://skyserver.sdss.org/dr16
Галактика 
Даты 
Полоса 
Экспозиция,  
с 
ε,ʺ 
NGC 3963 13/14.04.2020, 
U
3000
2.0
14/15.12.2020 
B
1500
2.2 
 
V
750
2.1 
R
450
1.9 
I
300
1.8 
07/08.11.2021 
Hα 
2100
1.8 
 
[N II] 
1200
1.7 
 
H αcont  
1800
1.9 
NGC 7292 25/26.10.2005 
U 
1200
1.4 
 
B
600
0.9 
 
V
480
1.0 
 
R
360
1.0 
 
I
240
0.8 
13/14.12.2020, Hα+[N II] 
1050
0.9 
14/15.12.2020 
H αcont  
1200
0.9 
Таблица 2. Журнал наблюдений
Примечание. ε  — качество изображения. 
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 7  2024
588	
ГУСЕВ и др.

Использовалась ПЗС-камера NBI, оснащенная 
двумя детекторами размером 2048
4102
×
 пикселей, 
дающими поле изображения 10.5
10.5
 
  при масштабе изображений 0.155′′ /пикс. Наблюдения 
NGC 7292 проводились в 2005 г. на 1.5-метровом 
телескопе Майданакской обсерватории ИА АН РУз 
(Узбекистан) с помощью ПЗС-камеры SITe-2000 в 
фокусе 1:8. Размер матрицы 2000
800
×
 пикселей, 
что обеспечивает поле зрения 8.9
3.6
 
  при масштабе изображений 0.267′′/пикс [34]. Дальнейшая 
обработка проводилась по стандартной процедуре 
с использованием системы обработки изображений 
ESO-MIDAS (см., напр., [35]). Для построения 
цветовых уравнений и учета атмосферной экстинкции использовались наблюдения стандартных 
звезд полей Ландольта PG 0231+051, PG 2331+055, 
J125239+444615, GD 279 и GD 300 [36, 37, 38], полученные в те же ночи в соответствующих 
фильтрах. Цветовые уравнения перехода из инструментальной фотометрической системы в стандартную UBVRI систему Джонсона-Казинса подробно описаны в работе [34] для телескопа Майданакской обсерватории и в [18] для КГО.
Галактика NGC 3963 достаточно удалена от нас 
(см. табл. 1) и ее излучение в линии Hα лежит вне 
пределов имевшихся в наборе камеры NBI узкополосных Hα+[N II] фильтров, центрированных на 
длину волны λ6563  Å, с характерной шириной полосы пропускания  60–80 Å. Поэтому ее наблюдения в линиях Hα и [N II] λ6584  Å были проведены в 2021 г. на 2.5-метровом телескопе КГО в 
фокусе Несмита с помощью картировщика узких 
эмиссионных линий MaNGaL — фотометра с перестраиваемым фильтром на основе сканирующего 
интерферометра Фабри-Перо низкого порядка с 
шириной инструментального FWHM = 13 Å [39]. 
Детектором прибора является ПЗС-камера Andor 
iKon-M934 размером 1024
1024
×
 пикселей, дающая 
на данном телескопе изображения размером 
5.6
5.6
 
  с масштабом 0.33′′ /пикс. В ходе наблюдений последовательно получались изображения на 
длинах волн, соответствующих эмиссионным линиям Hα, [N II] λ  6584 Å и континууму в 40–50 Å 
по обе стороны от линии Hα, с учетом системной 
скорости галактики. Длительность отдельных экспозиций составляла 300 с, в дальнейшем анализе 
использовались только кадры с лучшим качеством 
изображений, соответствующие суммарные экспозиции приведены в табл. 2. Обработка наблюдений 
проводилась согласно алгоритмам, описанным в 
статье [39], абсолютная калибровка потоков выполнялась по изображениям спектрофотометрического 
стандарта AGK+81°266, полученным в ту же ночь 
непосредственно перед наблюдениями галактики, 
на близкой воздушной массе.
Наблюдения в фильтре Hα+[N II] галактики 
NGC 7292 были проведены в декабре 2020 г. на 
2.5-метровом телескопе КГО с той же камерой NBI, 
что и фотометрические наблюдения NGC 3963. 
Штатный узкополосный фильтр Hα+[N II] обсерватории имеет максимум пропускания на длине 
волны λcent = 6558 Å и полуширину  = 77 Å. Для 
измерения континуума использовался фильтр с 
λcent = 6427 Å,  = 122  Å5. Для абсолютной калибровки использовалось fits-изображение галактики, 
полученное в работе [40] и взятое из базы NED.
3. МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
Используемые в работе методы исследований 
подробно описаны нами ранее [17, 18, 19]. Алгоритм 
включает в себя поиск ОЗО с помощью программы 
SExtractor в B и Hα, определение размеров ОЗО, их 
морфологии и взаимосвязи с областью H II, фотометрия ОЗО в индивидуально подобранных апертурах в UBVRI Hα, учет вклада эмиссии газа в излучение в полосах UBVRI, учет поглощения в ОЗО 
с использованием спектральных данных (величину 
бальмеровского декремента), оценку массы и возраста звездного населения ОЗО путем сопоставления светимостей и показателей цвета ОЗО с сеткой эволюционных моделей, рассчитанных на 
основе библиотеки звездных эволюционных треков 
(версия 2.8)6, разработанных падуанской группой 
[41, 42, 43], соответствующей металличности на 
диаграмме {цвет-светимость} и двухцветных диаграммах, и нахождения минимума функционала 
отклонений между наблюдаемыми величинами и 
узлами сетки. Под функционалом отклонений нами 
принимается функция 
    
f
U
B
U
B
B
V
B
V
M B
=
[(
)
(
)
]
[(
)
(
)
]
[
( )
2
2










obs
model
obs
model
obs 












M B
( )
]
,
2
1/2
model
где индексом «obs» обозначены наблюдаемые, а 
индексом «model» — модельные светимости и показатели цвета.
5 Подробное описание фильтров доступно на сайте https://
arca.sai.msu.ru/filters?ics=NBI
6 http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd/
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 7  2024
	
ПАРАМЕТРЫ ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В ГАЛАКТИКАХ NGC 3963 И NGC 7292
589

Результатом используемой методики является 
нахождение следующих параметров ОЗО: ее размеры, металличность газа, масса и возраст звездного населения. Детальное описание полученного 
электронного каталога областей звездообразования 
представлено в работе [19]. В данном разделе мы 
остановимся на двух ключевых моментах нашей 
методики, вызвавших наибольшие сложности.
3.1. Учет поглощения в ОЗО
Первая из них касается корректного учета поглощения в области звездообразования. Поглощение определяется нами по бальмеровскому декременту эмиссионного излучения газа в областях 
H II. Использование полученного значения для 
учета поглощения в молодой звездной системе в 
полосах UBVRI возможно лишь при условии равенства звездного поглощения и поглощения в газовом 
облаке.
Эволюционная морфологическая последовательность ОЗО [12] описывает несколько этапов 
развития звездно-газо-пылевой области (см. [12, 
рис. 1]). Для неразрешаемых на отдельные звезды 
молодых группировок в оптическом диапазоне 
можно выделить четыре стадии развития:
1) наблюдается эмиссия Hα, но отсутствует излучение в коротковолновых фотометрических полосах;
2) наблюдается излучение как газа (в линии Hα), 
так и звезд (в широких фотометрических полосах), 
причем фотометрические центры излучения газа 
и звезд совпадают;
3) то же, что и п. 2, но центр эмиссии Hα смещен 
относительно центра излучения звездного компонента;
4) наблюдается голубая звездная конденсация в 
UBVRI, эмиссия в линии Hα отсутствует (см. [19, 
рис. 1] для иллюстрации). Первая стадия соответствует очень молодой сильно запыленной области 
с большим внутренним поглощением. С уменьшением поглощения ОЗО переходит во вторую стадию. Третья стадия наступает при расширении 
газовой оболочки в результате взрывов первых 
сверхновых. На четвертой стадии ионизированный 
водород в расширяющейся оболочке рекомбинирует и охлаждается. Центры излучения звезд и 
эмиссии газа считаются смещенными, если угловое 
расстояние между ними превышает 0.5ʺ.
Описанная выше эволюционная морфологическая последовательность относится к маломассивным ОЗО — звездным скоплениям и ассоциациям. 
В звездных комплексах, являющихся конгломератами OB-ассоциаций и скоплений, наблюдается 
более сложная ситуация из-за возможного наличия 
нескольких разновозрастных очагов звездообразования. Для них мы можем говорить лишь о «фотометрическом» возрасте, основной вклад в расчет 
которого вносит последняя по времени вспышка 
звездообразования. Наша цель — отбор областей, 
в которых поглощение по бальмеровскому декременту измеряется в той же части ОЗО, откуда приходит и основной фотометрический поток, достигается, однако, как для ОЗО масштабов звездных 
комплексов, так и для звездных ассоциаций (скоп- 
лений).
В рамках нашего исследования рассматриваются 
области звездообразования на трех последних стадиях, причем среди областей без эмиссии в Hα 
(четвертая стадия) выбирались лишь те, у которых 
показатель цвета (
)0
U
B i
−
, исправленный за поглощение в Галактике и поглощение, вызванное 
наклоном диска, не превышает −0.537m  (обоснование см. в работе [18]). Однако, определить 
«истинное» поглощение молодой звездной группировки и, как следствие, ее светимость, цвета, 
массу и возраст можно лишь на второй и четвертой 
стадиях. На второй стадии (класс 2 в каталоге), как 
было показано в работах [17, 19], поглощение в 
звездной системе соответствует поглощению, определяемому по бальмеровскому декременту. На четвертной эволюционной стадии (класс 0) избыточное поглощение в ОЗО незначительно из-за разлета 
газо-пылевого облака; поглощение в звездном 
скоплении (комплексе), не излучающем в линии 
Hα, принимается равным A
A
G
in
+
. На третьей стадии (класс 1) бальмеровский декремент дает поглощение в наиболее плотных и ярких частях газовой оболочки, окружающей молодое звездное скопление (комплекс). В работе [17] было показано, 
что использование бальмеровского декремента при 
оценке звездного поглощения в таких объектах дает 
некорректную избыточную величину A. Поэтому, 
как будет показано ниже, нам удалось оценить 
массу лишь для 11 (возраст — для 10) звездных группировок из 33 ОЗО с измеренным бальмеровским 
декрементом (одна из областей H II в NGC 7292, 
исследованная в статье [30], покрывает два звездных скопления). Еще пять ОЗО, для которых были 
получены оценки массы и возраста звездного компонента, находятся на четвертой эволюционной 
стадии (не излучают в Hα). Поскольку для них данные по химическому составу отсутствуют, при соАСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 7  2024
590	
ГУСЕВ и др.

поставлении их с сетками эволюционных моделей 
принималась средняя металличность на соответствующем галактоцентрическом расстоянии, полученная в работе [32].
3.2. Учет дискретности НФМ
Вторым ключевым моментом в методике исследования является учет дискретности НФМ, важной 
для оценок физических параметров звездных группировок в ОЗО. Как было показано в работах [44, 
15, 16], стохастические эффекты в дискретной, 
случайно заселенной НФМ начинают играть существенную роль для звездных систем с массами 
менее 5
10
10
3
4


M, где светимость кратковременно вспыхивающих красных гигантов становится 
сопоставимой с суммарной светимостью звезд главной последовательности. Основной проблемой 
здесь является неопределенность в количестве массивных звезд главной последовательности и их 
массах (см. рис. 2–4 для систем с дискретной 
НФМ). В частности, среди ОЗО, изученных в данной работе, эффект дискретности НФМ важен для 
молодых звездных скоплений в близкой галактике 
NGC 7292.
Детальное описание методики определения масс 
и возрастов при использовании непрерывно и случайно заселенной НФМ представлено в работе [19]. 
В данном разделе мы рассмотрим неопубликованные ранее результаты сравнения эволюционных 
последовательностей звездных систем в случае 
случайно и непрерывно заселенной НФМ, а также 
приведем краткое описание нашего подхода.
Современные эволюционные модели звездного 
населения в принципе позволяют восстановить 
физические свойства звездной популяции в отдельных молодых звездных группировках, используя достаточно детальные сетки SED (спектрального распределения энергии, модельных цветов), 
каждая из которых соответствует уникальному 
возрасту звездной популяции, звездной металличности и НФМ звездного населения.
–10
10
100
1000
–8
–6
–4
–2
–1
1
–10
–0.5
0.5
0
B-V
B-V
U-B
M(B)
U-B
M(B)
t, Myr
0.5
–0.5
0
0
0
–8
–6
–4
–2
–1
Рис. 2. Примеры эволюционных последовательностей стандартного режима моделей SSP падуанской библиотеки 
звездных эволюционных треков CMD версии 2.8 [41, 42, 43] (непрерывно заселенной НФМ) для звездных систем с 
металличностью Z = 0.012 и массами 1
103
×
M (синие кривые) и 1
104
×
M (черные кривые) и дискретного режима 
моделей (случайно заселенной НФМ) для звездной системы с Z = 0.012 и массами 500M (красные кружки, соединенные пунктирными линиями), 1
103
×
M (синие крестики, соединенные пунктирными линиями), 5
103
×
M (зеленые звездочки, соединенные пунктирными линиями) и 1
104
×
M (фиолетовые косые крестики, соединенные пунктирными линиями). Диапазон возрастов варьируется от 1 млн до 1 млрд лет. Показаны изменения абсолютной 
величины M(B) и показателей цвета U –B и B –V в зависимости от возраста (слева), а также диаграмм «цвет-величина» 
и двухцветной (справа) для модельных эволюционных последовательностей. Показатели цвета стандартного режима 
моделей SSP от массы не зависят (синие и черные кривые накладываются на соответствующих графиках).
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 7  2024
	
ПАРАМЕТРЫ ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В ГАЛАКТИКАХ NGC 3963 И NGC 7292
591

100
1000
1
1
–10
–0.5
1
0
B-V
B-V
U-B
M(B)
U-B
M(B)
t, Myr
–0.5
0.5
0.5
0.5
0.5
0
0
0
–7.5
–5
–2.5
–2.5
–10
–7.5
–5
–2.5
–1
–1
Рис. 3. То же, что и на рис. 2, но для эволюционных последовательностей различной металличности. Показаны 
примеры эволюционных последовательностей стандартного режима моделей для звездных систем с массой 1 104
×
M
и Z = 0.008 (красные кривые), Z = 0.012 (черные кривые) и Z = 0.018 (синие кривые), а также дискретного режима 
моделей для систем с массой 1
103
×
M и Z = 0.008 (красные кружки, соединенные пунктирными линиями), Z = 0.012 
(черные крестики, соединенные пунктирными линиями) и Z = 0.018 (синие косые крестики, соединенные пунктирными линиями).
Рис. 4. То же, что и на рис. 2, но для четырех случайно сгенерированных эволюционных последовательностей 
дискретного режима моделей SSP для систем c массой 1
103
×
M и Z = 0.012 в диапазоне возрастов от 1 до 45 млн 
лет.
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ ТОМ 101 № 7 2024
592
ГУСЕВ и др.

Во избежании неоднозначности зависимости 
«возраст-металличность» для каждого исследованного здесь объекта строилась отдельная сетка моделей единовременно образовавшегося звездного 
населения (SSP) для фиксированной из независимых 
спектроскопических наблюдений металличности [17]. Кроме того спектроскопические наблюдения использовались для вычисления величин бальмеровского декремента и оценки величины межзвездного ослабления света, излучаемого звездной 
группировкой, что позволило одновременно учесть 
неоднозначность соотношения «возраст-межзвездное поглощение», также влияющую на положение 
объекта на двухцветных диаграммах и, соответственно, на оценку возраста звездного населения [17]. Данные спектроскопических наблюдений 
позволили нам учесть влияние на широкополосную 
фотометрию молодых звездных популяций эмиссии 
окружающего их межзвездного газа [17].
Учет этих трех факторов позволяет провести 
сравнение истинных интегральных цветов и светимостей звездных группировок с модельными при 
фиксированных из независимых спектральных 
наблюдений металличности, величины звездного 
поглощения света и вклада излучения газа в интегральные спектры звездных группировок, не оставляя эти величины в качестве свободных параметров. Для реализации такого подхода необходимо 
сочетание фотометрических, Hα-спектрофотометрических и спектроскопических наблюдений молодых звездных группировок.
Искомые возрасты и массы населения звездных 
скоплений определялись путем минимизации функционала отклонений, вычисленного для каждого 
узла сетки моделей, при сопоставлении истинных 
(исправленных за поглощение и вклад эмиссии межзвездного газа) цветов и светимостей звездного 
скопления с сеткой модельных цветов, вычисленных 
для фиксированной из наблюдений металличности.
Цвета ярких массивных звездных скоплений  
( M
M
> 104
) сопоставлялись с моделями, вычисленными с помощью непрерывно населенной 
НФМ. В случае менее массивных звездных скоплений ( M
M
< 104
) стохастические эффекты, связанные с дискретностью НФМ, существенно влияют 
на светимость и цвет скопления, усиливаясь в длинноволновой части спектра [16], поэтому цвета и 
светимости маломассивных звездных скоплений 
сопоставлялись с моделями, вычисленными с помощью случайно населенной дискретной НФМ [19].
Дискретность НФМ существенно влияет на светимость и цвета скопления, что проявляется в 
вспышках и флуктуациях пути эволюции фотометрических параметров скопления, вызванных появлением красных гигантов. Существует также 
систематическое отклонение между фотометрическими параметрами (светимость и цвет) моделей 
простого звездного населения (моделей SSP) с дискретной и непрерывной НФМ (рис. 2). Кривые 
эволюции светимости дискретных моделей имеют 
вид наклонных колебаний и состоят из относительно коротких временных интервалов повторяющихся событий. В течение одного интервала времени происходит медленное, постепенное увеличение светимости скопления и почти мгновенная 
вспышка, вызванная эволюцией самой яркой 
звезды главной последовательности и ее возможным превращением в яркий, недолговечный красный сверхгигант. После взрыва сверхгиганта процесс повторяется с эволюцией следующей по яркости звезды главной последовательности и превращением ее в красного гиганта. Заметим, что 
отклонения кривых эволюции цвета и светимости 
дискретной модели, описанные выше, сильнее в 
случае малых масс скоплений, когда число красных 
гигантов невелико, и скопления большую часть 
времени проводят в виде систем со звездами главной последовательности. При вспышках в маломассивных скоплениях изменение абсолютной 
звездной величины в B могут превышать 2m , а 
цвета — 1m , причем в рамках дискретной модели 
большую часть времени молодые маломас- 
сивные звездные скопления ( M
M
≤103
 моложе 
30 млн лет) систематически голубее на 0.3
0.5
−
m 
в коротковолновых показателях цвета, чем звездные системы аналогичной массы в рамках классической непрерывно заселенной НФМ (см. левые 
графики на рис. 2); на диаграмме «цвет-светимость» 
они располагаются левее эволюционных треков 
звездных систем с непрерывно заселенной НФМ, 
а на двухцветной диаграмме — левее и выше (см. 
правые графики на рис. 2). По мере увеличения 
массы скопления до 1
104
×
M кривые эволюции 
цвета и светимости дискретной модели сходятся к 
кривым стандартной непрерывной модели (рис. 2).
Отметим, что отличия между модельными светимостями и показателями цвета звездных систем 
с различной металличностью в диапазоне типичных 
(солнечных и субсолнечных) Z незначительны 
(рис. 3) и, как правило, не превышают характерные 
погрешности измерения светимостей и показателей 
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 7  2024
	
ПАРАМЕТРЫ ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В ГАЛАКТИКАХ NGC 3963 И NGC 7292
593