Исследование свойств скоплений галактик в области сверхскопления Большая Медведица Текст научной статьи по специальности «Астрономия»

Научная статья на тему 'Исследование свойств скоплений галактик в области сверхскопления Большая Медведица' по специальности 'Астрономия' Читать статью
Pdf скачать pdf Quote цитировать Review рецензии WOSScopusВАК
Авторы
Журнал
Выпуск № 1 / том 64 /
Коды
  • ГРНТИ: 41.17 — Астрофизика
  • ВАК РФ: 01.03.02; 01.04.02
  • УДK: 52
  • Указанные автором: УДК: 524.77-13

Статистика по статье
  • 167
    читатели
  • 44
    скачивания
  • 0
    в избранном
  • 0
    соц.сети

Ключевые слова
  • ГАЛАКТИКИ
  • СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК: СВЕРХСКОПЛЕНИЕ URSA MAJOR
  • CLUSTERS OF GALAXIES: SUPERCLUSTER URSA MAJOR
  • GALAXIES

Аннотация
научной статьи
по астрономии, автор научной работы — Копылова Ф. Г., Копылов А. И.

Мы исследовали свойства скоплений галактик в области сверхскопления галактик Большая Медведица (БМ) с использованием наблюдательных данных изкаталогов SDSS и 2MASS. Исследуемая область включает в себя сверхскопление (контраст плотности по галактикам равен 3, по скоплениям 15) и скопления поля в объеме диаметром 150 Мпк вокруг сверхскопления. Суммарная динамическая масса 10 скоплений галактик в БМ равна 2.25 х 1015 M, масса 11 скоплений галактик в окрестности БМ равна 1.70 х 1015 M. В вириализованных областях скоплений доля галактик ранних типов среди галактик ярче чем M*k + 1 составляет в среднем 70% и практически не зависит от массы скопления. Их доля и средние фотометрические параметры практически одинаковы как в скоплениях БМ, так и в скоплениях изего окрестностей. Такие характеристики скоплений галактик, как инфракрасные светимости до фиксированной звездной величины, отношение массы к светимости, количество галактик, коррелируют с массой скоплений практически таким же образом, как у других выборок скоплений галактик. Но у скоплений, принадлежащих БМ, разброс в два раза меньше, чем в поле, что может быть связано с общностью их происхождения и синхронизированной динамической эволюцией в сверхскоплении.

Научная статья по специальности "Астрофизика" из научного журнала "Астрофизический бюллетень", Копылова Ф. Г., Копылов А. И.

 
Читайте также
Читайте также
Читайте также
Рецензии [0]

Похожие темы
научных работ
по астрономии , автор научной работы — Копылова Ф. Г., Копылов А. И.

Текст
научной работы
на тему "Исследование свойств скоплений галактик в области сверхскопления Большая Медведица". Научная статья по специальности "Астрофизика"

УДК 524.77-13
ИССЛЕДОВАНИЕ СВОЙСТВ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК В ОБЛАСТИ СВЕРХСКОПЛЕНИЯ БОЛЬШАЯ МЕДВЕДИЦА
© 2009 Ф. Г. Копылова, А. И. Копылов
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию20 августа 2008 г.; принята в печать 25 сентября 2008 г.
Мы исследовали свойства скоплений галактик в области сверхскопления галактик Большая Медведица (БМ) с использованием наблюдательных данных из каталогов SDSS и 2MASS. Исследуемая область включает в себя сверхскопление (контраст плотности по галактикам равен 3, по скоплениям — 15) и скопления поля в объеме диаметром 150 Мпк вокруг сверхскопления. Суммарная динамическая масса 10 скоплений галактик в БМ равна 2.25 x 1015 Mq, масса 11 скоплений галактик в окрестности БМ равна 1.70 x 1015 Mq. В вириализованных областях скоплений доля галактик ранних типов среди галактик ярче чем MK + 1 составляет в среднем 70% и практически не зависит от массы скопления. Их доля и средние фотометрические параметры практически одинаковы как в скоплениях БМ, так и в скоплениях из его окрестностей. Такие характеристики скоплений галактик, как инфракрасные светимости до фиксированной звездной величины, отношение массы к светимости, количество галактик, коррелируют с массой скоплений практически таким же образом, как у других выборок скоплений галактик. Но у скоплений, принадлежащих БМ, разброс в два раза меньше, чем в поле, что может быть связано с общностью их происхождения и синхронизированной динамической эволюцией в сверхскоплении.
Ключевые слова: галактики, скопления галактик: сверхскопление Ursa Major
1. ВВЕДЕНИЕ
Скопления галактик, самые большие вириали-
зованные системы, образуют структуры большего
размера — сверхскопления. Сверхскопления содержат от двух до двадцати скоплений и групп,
которые расположены либо в волокнах, либо в узлах пересечения волокон. Сверхскопления име-
ют большие размеры, поэтому для изучения их характеристик необходимо использовать большое
количество наблюдательных данных — в первую
очередь, лучевые скорости галактик. Например,
по данным обзора 2№, Эйнасто и др. [1], получили такое свойство сверхскоплений галактик:
богатые скопления галактик, находящиеся в наи-
более плотных областях богатых сверхскоплений,
содержат больше галактик ранних типов. При этом
ярчайшие галактики основных скоплений (яркие скопления, находящиеся вблизи пика плотности светимости) в богатых сверхскоплениях ярче, чем в бедных сверхскоплениях или в группах в поле.
Исследование богатого сверхскопления Северная
Корона (г ~ 0.07, [2]) показало, что в системе наблюдается избыток ярких галактик по сравнению с полем. Изучение свойств галактик в сверхскоплении Шепли дало следующие результаты [3]: по зависимости цвет-звездная величина (В — К, К) найдено, что в ядрах скоплений галактики ранних
типов на 0т.015 краснее (старше), чем в менее плотных областях, а доля галактик поздних типов растет с уменьшением локальной плотности галактик и с увеличением звездной величины. Кроме того, составная функция светимости сверхскопления плохо описывается одной функцией Шехтера [4].
Целью данной работы является сравнение свойств скоплений галактик, а также средних характеристик их членов в пределах вириального радиуса, из двух выборок: 1)12 скоплений, расположенных в сверхскоплении Большая Медведица, и 2) 12 изолированных скоплений поля, находящихся в ближайших окрестностях сверхскопления БМ в пределах радиуса 75 Мпк от центра системы. Работа выполнена нами с привлечением данных каталогов 2MASS (Two-Micron All-Sky Survey) и SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Статья организована следующим образом. Во второй части описаны параметры скоплений галактик: дисперсия скоростей галактик, радиус вириальной области, масса. В третьей части вычислены и приведены полные светимости скоплений в фильтре Ks (далее просто K), составная функция светимости скоплений системы, функции светимости галактик ранних и поздних типов и различные корреляции между полученными характеристиками скоплений галактик. В Заключении перечислены полученные
результаты. В работе мы использовали следующие космологические параметры: Qm = 0.3, Qa = 0.7, H0 = 70 км/с/Мпк.
2. ХАРАКТЕРИСТИКИ СКОПЛЕНИЙ
Исследуемая нами выборка составлена из 12 скоплений галактик, принадлежащих сверхскоплению БМ (сверхскопление — эта область, в которой контраст плотности по галактикам примерно равен 3 [5]), и 12 скоплений галактик, расположенных в окрестности БМ с меньшим контрастом. Красные смещения скоплений заключены в диапазоне 0.045 < z < 0.075. Для галактик мы использовали спектральные данные, представленные в каталоге SDSS (Data Release 5) и дополнили их данными из NED. В более ранних работах нами использовались Data Release 3 [6] и Data Release 4 [5], где по некоторым скоплениям (A1291, A1377, A1436, Anon4) данные были неполными. В этой работе мы уточнили все параметры скоплений галактик, взяв за основу каталог SDSS (в прежних работах мы ориентировались на каталог 2MASS).
2.1. Динамические характеристики скоплений галактик
Динамическая масса скоплений определялась нами по дисперсии лучевых скоростей галактик в предположении, что скопления находятся в вири-альном равновесии и их массы растут линейно с радиусом. Согласно [7], радиус скопления, в пределах которого плотность превышает критическую в 200 раз, близок к вириальному и его можно оценить по формуле -R200 = \/3<т/(10Я(,г)) Мпк. Масса в пределах R200 равна М200 = 3G_1R200a|00. Таким образом, сначала мы оценили среднюю лучевую скорость скопления cz и ее дисперсию a, потом по дисперсии — радиус R200. Галактики со скоростями больше 2.5a считались фоновыми. Итеративным способом мы нашли все параметры скопления в пределах данного радиуса.
Мы просуммировали полученные массы 10 скоплений галактик в БМ (кроме скоплений A1291B и Anon2 — об этих системах отдельно упомянуто ниже) и получили нижнюю оценку массы сверхскопления равную 2.25 x 1015 Mq. Масса 11 скоплений из окрестностей БМ (без A1279) равна 1.70 x 1015 Mq. В некоторых скоплениях галактик (A1270, RXCJ1010, RXJ1033) имеются субскопления как в пределах R200, так и вблизи него, и поэтому полученные массы для них являются оценками снизу. В Таблице 1 представлены найденные параметры с ошибками, соответствующими ошибке определения a. Центры скоплений галактик, как правило, совпадают
с ярчайшими галактиками скопления и близки к центрам рентгеновского излучения (если это излучение присутствует), кроме некоторых скоплений, рассмотренных ниже. В Таблице 1 также представлены рентгеновские светимости в полосе
0.1—2.4 keV из базы данных BAX [8]. Количество галактик Nz равно наблюдаемому числу галактик в скоплении в пределах R200.
На рисунках с 1 по 22 представлены следующие характеристики скоплений: отклонение лучевых скоростей галактик от средней лучевой скорости скопления в пределах ±3000 км/с; интегральное распределение числа галактик в зависимости от квадрата углового расстояния от центра скопления; расположение галактик на небе в пределах 45' от центра скопления; распределение по лучевым скоростям галактик — членов скопления в пределах радиуса R200.
Сравнение наших значений дисперсии лучевых скоростей с полученными в работе [9] для 9 общих скоплений дает расхождения в пределах (—53км/с)< Аст <(+55 км/с). Для скоплений A1291B, RXCJ1053A и A1169 расхождения намного больше: (+170 км/с), (+158 км/с) и ( — 149 км/с), соответственно, что, вероятно, связано с наличием в этих системах субскоплений и отличиями в методике определения центра скопления и выделения членов скоплений.
2.2. Комментарии к некоторым скоплениям
A1270. Скопление располагается в дальнем волокне системы БМ (см. Рис. 1 с в работе [5]). На Рис. 1 видно, что скопление выделилось из волокна, но в области с радиусом R200 еще имеются подсистемы. Поскольку в скоплении нет центральной ярчайшей галактики, центр скопления выбран нами посредине между двумя основными подсистемами.
A1291A,B. В скоплении A1291A (Рис. 2) имеется доминирующая галактика. Она принята за центр скопления, хотя центр рентгеновского излучения немного смещен относительно нее. Скопление A1291B значительно отклоняется от полученных далее зависимостей (раздел 5), а в распределении лучевых скоростей (Рис. 3) видны, по крайней мере, две подсистемы (правый нижний рисунок). Правдоподобное объяснение этому состоит в том, что скопление A1291B представляет собой проекцию нескольких групп галактик, образующих волокно, ориентированное вдоль луча зрения. В этом случае дисперсия скоростей галактик и масса скопления будут сильно завышены.
A1436. Скопление имеет вытянутую форму и резкие края. Возможно, оно наблюдается во время бурной динамической релаксации после слияния
Скопление а (Л2000) <5 1і1і тт ээ (1(1 тт ээ км/с N. 0~с км/ с Й200 Мпк М2 00 1014 М© Ьо.1-2.4кэВ 1044 эрг/с
А1270 11 29 42.0+54 05 56 20688 57 553 ± 73 1.32 2.82+1.06 0.06:
А1291А 11 32 21.1+55 58 03 15394 33 391 ± 68 0.94 1.01 + 0.54 0.22
А1291В 11 32 02.4+56 04 12 17357 37 550 ± 90 1.32 2.80+1.39 -
А1318 11 36 03.5+55 04 31 16914 40 394 ± 62 0.95 1.03 + 0.49 0.04:
А1377 11 47 21.3+55 43 49 15531 86 632 ± 68 1.53 4.28+1.38 0.28
А1383 11 48 05.8+54 38 47 17862 52 464 ± 64 1.12 1.69 + 0.74 0.13:
А1436 12 00 08.8+56 10 52 19499 89 682 ± 72 1.64 5.34+1.70 0.52
Апопі 11 15 23.8+54 26 39 20951 55 608 ± 82 1.46 3.78+1.53 0.35
Апоп2 11 19 46.0+54 28 02 21147 14 253 ± 68 0.61 0.27 + 0.22 -
АпопЗ 11 29 32.3+55 25 20 20390 23 375 ± 78 0.90 0.88 + 0.56 -
Апоп4 11 39 08.5+55 39 52 18303 25 397 ± 79 0.95 1.05 + 0.64 -
БЫбб 12 03 11.9+54 50 50 15003 24 327+ 67 0.79 0.59 + 0.38 -
А1003 10 25 01.6+47 50 28 18882 28 562 ± 106 1.35 2.98+1.95 0.10
А1169 11 07 49.3+43 55 00 17630 69 582 ± 70 1.40 3.32+1.20 0.06:
А1279 11 31 39.3+67 14 30 16285 6 187+76 0.45 0.11 + 0.14 -
А1452 12 03 28.4+51 42 56 18542 20 514 + 115 1.23 2.27+1.71 -
А1461 12 04 24.7+42 33 43 16177 13 317+88 0.77 0.54 + 0.46 -
А1507 12 14 48.6+59 54 22 17978 38 432 ± 70 1.04 1.36 + 0.66 0.07
А1534 12 24 42.8+61 28 15 20967 18 307 ± 72 0.74 0.49 + 0.35 -
яхслою 10 10 16.1+54 30 06 13736 34 418 + 72 1.01 1.24 + 0.60 0.02
їда юзз 10 33 51.2+57 03 21 13671 47 413 + 60 1.00 1.19 + 0.52 0.01
ЯХСЛОбЗА 10 54 11.2+54 50 18 21551 49 507 ± 72 1.21 2.18 + 0.94 0.53
ИХСЛ1053В 10 51 47.0+55 23 00 22113 30 420 ± 77 1.00 1.23 + 0.42 -
ИХСЛ 122 11 22 45.8+67 09 55 16607 12 223 ± 64 0.54 0.19 + 0.16 0.06
двух субскоплений вдоль волокна, когда большинство галактик уже сосредоточилось в пределах ви-риального радиуса, но ярчайшая галактика еще не заняла центр скопления. В качестве центра скопления мы взяли средние координаты двух ярчайших галактик.
Anon1 ^01115.5+5426) и Anon2. Скопления располагаются в дальнем волокне БМ (см. Рис. 1 c в [5]). Anon1 (Рис. 8) — довольно богатое рентгеновское скопление с cD-галактикой в центре, возможно, являющейся не обособленным вириализованным объектом, а частью волокна, примыкающего к скоплению Anon1. Скопление
Anon2, находящееся в 30' к востоку oт Anon1 — группировка ярких галактик ранних типов, с низкой дисперсией лучевых скоростей. Поэтому Anon2 не согласуется с полученными нами зависимостями для нормальных скоплений (раздел 5).
A1169. Скопление (Рис. 13) сильно вытянуто в картинной плоскости с северо-востока на юго-запад. В качестве центра взят центроид по всем галактикам, хотя ярчайшая галактика находится в юго-западной компактной подгруппе галактик.
A1279. Очень бедное скопление (Рис. 14), в пределах Я200 находится одна эллиптическая галактика и несколько галактик позднего типа. Доля
2000
„ юоо
ч
I о
< -1000
-2000
1 1 1°_а_ 1 в іу° •! о ° * ° о* <$о • * 0 ° 1 °*°° в в „ - " в "о іі І5 ®
ВДво • *0 11 1 1 ®° о в ° О О 0 О л
БЕС
54°30‘ -
54°00' -
11ь28т
400 800 1200 1600 2000
г® зя.агстіп
19000 20000 21000 22000
сг. кт/э
Рис. 1. Распределение галактик в A1270. На левом верхнем рисунке показано отклонение лучевых скоростей галактик от средней лучевой скорости скопления, определенной по галактикам в пределах радиуса Я200. Горизонтальные штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.5а, вертикальной штриховой линией отмечен радиус Я200, пунктирной — радиус Эйбелла (2.14 Мпк). Кружками большего размера отмечены галактики ярче чем МК + 1 = —23т.29, кружками с точкой внутри — галактики ранних типов, плюсами — галактики заднего фона, крестиками — галактики переднего фона. На левом нижнем рисунке дано интегральное распределение полного числа галактик в зависимости от квадрата углового расстояния от центра скопления. Кружки соответствуют галактикам, обозначенным кружками на левом верхнем рисунке, звездочки — галактикам фона. Штриховой и пунктирной линиями выделены участки линейного роста числа галактик скопления и фона. На правом верхнем рисунке показано распределение на небе в экваториальной системе координат галактик, которые представлены на верхнем левом рисунке (обозначения те же). Кругами выделены области с радиусом К200 (штрихи) и радиусом Эйбелла (пунктир). Область исследования ограничена кругом с радиусом равным 45' (сплошная линия). Большим крестом отмечен центр скопления. На правом нижнем рисунке представлено распределение по лучевым скоростям галактик — членов скопления в пределах радиуса К200. Штриховая вертикальная линия соответствует средней лучевой скорости скопления. Структура и обозначения на рисунках 1-22 одинаковые.
галактик ранних типов самая низкая среди скоплений и равна 0.25 до предела, равного М^ + 1. Л1279 по своим характеристикам должно классифицироваться как группа галактик.
ЯХСП010. Не до конца сформировавшееся скопление (Рис. 19). Центр соответствует центру рентгеновского излучения, который совпадает с ярчайшей галактикой. На Рис. 19 (правый верхний рисунок) видно, что на небольшом расстоянии от центра, примерно в 9' и 18', имеются небольшие субскопления, которые состоят из галактик ранних типов.
ЯХЛ1033. Координаты центра рентгеновского излучения примерно совпадают с координатами ярчайшей галактики. Но поскольку в 15' находится другое субскопление (Рис. 20), состоящее в основном из галактик поздних типов и имеющее лучевую скорость, отличающуюся на 300 км/с от основного
скопления, мы в качестве центра взяли положение центроида по всем галактикам скопления.
ЯХСЛ1053А,В. В 33' к северо-западу от основного, обнаруженного в рентгене, скопления (Рис. 21) имеется другое скопление (обозначено нами как РХСЛ053В) со средней лучевой скоростью, отличающейся от скорости основного скопления примерно на 600 км/с.
ЯХСЛ1122. Центр скопления (Рис. 22) взят посредине между двумя ярчайшими галактиками.
3. ПОЛНАЯ СВЕТИМОСТЬ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК В ФИЛЬТРЕ К
Основными барионными компонентами скоплений галактик являются: звезды в галактиках и между ними и горячий газ, заполняющий пространство между галактиками и скоплениями. Их
. 4 1 1 1 1 4 ■% 'н* І 1 1+Д* ++*+++ + ?*! ++ + ++ 14.» _ »Г ® 0° О п + 1 1 1 1 1 1 1 ч + ++ + + ■ + + + ± о (
Ф* а а» 9 ° Г иР д @0 ."^в 1 1 1 1 о ° «О X
і—гр—|—і—і—і—|—і—і—і—г" I I
Т---1--1--1--1---1--1--[
55°30'
_к *
І_1______I____I____I____I_____I____I____I____I_____I__^1_____I____I_____I____I____I____I____I
400
800 1200 г® зя.агсшіп
1600
11ь36т
11ь32т
ПйгВ"1
ИА
2000
14000
15000 16000
сг. кт/э
17000
Рис. 2. Распределение галактик в A1291A.
Рис. 3. Распределение галактик в A1291B.
БЕС П I 1 Ц
2000
„ юоо
ч
I о
N
< -1000 -2000 -3000
1 1 1 1 1 1 1 1 1 | +-Н-г { 0 1 + 1 1 1 1 1 1 ^+' т| \ ++ ' + V-+ % + %+-^ 0 -® о -ё - 0 О 0 - а Ч> „о
дач ° ■ • ■° ±лх 1 1 - 1 - 1 0 • X *Ь« і і*
55°30'
55°00'
54°30'
О 400 800 1200 1600 2000 15000 16000 17000 18000 19000
сг. кт/э
г, зя.агстт Рис. 4. Распределение галактик в А1318.
Рис. 6. Распределение галактик в А1383.
Рис. 7. Распределение галактик в А1436.
Є
л
1 1 1 1 1 1 1 1 иг ^ ° б°|в Ш а © 0 о, О о ® <3°° ® * 0*>®п0 і '
^7° Р* ! і і і • ® © - в
54°30'
54°00'
11ь20т
цЬі6т
11*112т
ИА
800 1200 г® зя.агстіп
2000
сг. кт/э
Рис. 8. Распределение галактик в Anon1 (Anon2 располагается слева от Anon1, его центр показан большим крестом).
2000
„ 1000 Ч
I о
N
< -1000
-2000
-3000 80
60
N 40
20
О
Рис. 10. Распределение галактик в Anon4.
2000
„ 1000 Ч 6
л О
N
< -1000
-2000
-3000 80
60
N 40
20
О
О 400 800 1200 1600 2000 13000 14000 15000 16000 17000
г? зя.агстіп сг, кт/э
Рис. 11. Распределение галактик в Sh166.
_ ! + ? -{Го_ "0_®Г “о -со». * ъ 1 1 °| + № + -,°г^+ . Ь 1 о 1 + ^ 1 1 1 1 -
рот • ° " 1 - 1 - 1 © X
55°00‘
54°30‘ -
12ь08т 12ь04т 12ь00т
ИА
Рис. 12. Распределение галактик в A1003.
2000
„ 1000 N 6
л О
N
< -1000 -2000 -3000
100
80
60
N
40
20
О
1 1 1 + || 1 1 1 1 1 - + + 1 + 1 1 Гчг?? в в00® о 8 а. а і ° ® <ч &Г ® . -'бР 1 1 1 ++1 1 1 1 1 1 1 + + + + ” + - 0“ О О ” • ”
ЙЬ ^ 0^ о о О ! і л * 1 - 0 ® _ х * ’ * , і 1
і—і—і—г|—і—і—і—|—г"
I
“і—|—і—і—і—|—і—і—і—г
.«*■
«'ИД1 ~г' і_і_і_і_
-і_________I_______і_______і______і_______I_______і_______і______і_______I
ОЕС
44°30'
44°00'
43°30' -
11ь12т
11ь08т
ИА
400
800
г? зя.агстіп
1200 1600 2000
16000
17000 18000
сг, кт/э
19000
Рис. 14. Распределение галактик в A1279.
Рис. 15. Распределение галактик в A1452.
характеристики можно измерить в процессе наблюдений. На инфракрасное излучение (ИК) звезд не оказывают существенного влияния ни вспышки звездообразования в галактике, ни пыль, так как в центральных областях скоплений галактик расположены в основном галактики ранних типов со старым звездным населением. Поэтому ИК-излучение точнее отслеживает массу звездного населения скоплений галактик и часто для этого используется (см., например, [10—12]). Для определения полной светимости скоплений галактик в ИК-области в нашей более ранней работе [6] мы использовали результаты фотометрии, представленной в окончательной версии каталога 2МЛ88 для протяженных объектов (ХБС, [13]). Поскольку примерно половина галактик (на расстоянии, на котором находится система БМ (г ~ 0.06)), обнаруженных спектрально в каталоге БЭББ, не имела измерений в ХБС, мы пользовались данными каталога точечных объектов РБС. Ошибки определения звездных величин ярких галактик в этом каталоге довольно большие, хотя для галактик порядка 14т (как правило, эти галактики отсутствуют в каталоге ХБС) поправки составляют около 0.2т. На Рис. 23 показана для примера разность К(ХБС)—К(РБС) для одних и тех же галактик, принадлежащих скоплению Л1377.
В данной работе для определения К-величин мы применили другой метод, описанный в [14]. Для 99000 галактик БЭББ (Э^) определена К (БОББ)-величина по показателю цвета и — г. Схема такая: К(ББББ) = греЬ — (г — К), где Греї — петросяновская звездная величина галактики в фильтре г, а г — К определяется по формуле: г — К = 1.115 + 0.94(и — г) — 0.165(и — г)2 + 0.00851(и — г)3 + 4.92г — 9.1г2 (г — красное смещение галактики). Кроме того, в цвет г — К введены поправки, которые равны 0.496 — 0.154^50 для галактик поздних типов (и — г< 2.22) и 0.107 — 0.045^50 для галактик ранних типов (и — г > 2.22); где Е§0 — радиус, ограничивающий область, которая излучает 50% петросяновского потока в фильтре г. Согласно работе Грэхэма [15], мы скорректировали звездные величины Петросяна до полной величины галактики по формуле:
го = гРеі — 5.1 х 10-4 х ехр((Яд0/КІ0)1-451),
где КГ0 и Кг50 радиусы областей, содержащих 90% и 50% потока Петросяна в фильтре г. На Рис. 24 приведена разница звездных величин вычисленных К(БОББ) и полных К(ХБЄ), полученных из изофотных величин, соответствущих поверхностной яркости цк = 20т/□", минус 0.2т, согласно рекомендации в [16]. Например, для 92 галактик
(rpet < 17.77m) скопления A1377 эта разница составила (0.12 ± 0.02)m, для остальных скоплений в пределах ошибок разница та же. При вычислениях K(SDSS) мы учли эту поправку. Кроме того, средняя ошибка изофотной величины галактики из каталога протяженных объектов для исследуемых скоплений равна 0.1m.
Полнота нашей выборки определяется полнотой спектральных данных каталога SDSS. При соблюдении условий rpet < 17.77m и fxr < 24.5m/□", (петросяновская звездная величина галактики в фильтре г, исправленная за поглощение в Галактике, и петросяновская средняя поверхностная яркость, соответствующая эффективному радиусу) полнота SDSS данных оценивается в 99% [17], а для ярких галактик — в 95%. Мы добавили из NED отсутствующие в SDSS измерения лучевых скоростей ярких галактик (от 1 до 5 для разных скоплений).
Светимость скопления Ь200,к равна сумме светимостей галактик в фильтре K, расположенных в пределах радиуса R200, до фиксированной абсолютной величины. В качестве этого предела, как и в работе [10], мы приняли величину —21m. Сначала мы перевели наблюдаемые звездные величины галактик в абсолютные по формуле: MK = K — 25 — 5log10 (Di /1 Мпк) — AK — K (z), где Di — расстояние до галактики для вычисления светимости, Ак — поглощение в Галактике, K (z) = —6log(1 + z) — K-поправка, согласно [16]. Поправку за эволюцию светимости мы не учитывали, поскольку диапазон изменения красных смещений в нашей выборке небольшой — от 0.045 до 0.075. Поглощение в Галактике, полученное нами из NED, для изучаемых скоплений галактик меньше 0.01m. Каталог 2MASS (XSC) не является глубоким обзором (фотометрический предел с полнотой выше 90% равен 13.5m в фильтре K [13]). Мы дополнили этот каталог галактиками каталога SDSS со звездной величиной rpet < 17.77m. Учитывая, что цвет r — K галактик ранних типов, составляющих в пределах R200 большинство, равен в среднем 2.8m, предел нашей выборки галактик с индивидуальными оценками величин в полосе K примерно равен 15m.
Определение полной светимости скопления галактик с помощью функции светимости (ФС) в пределах выбранного радиуса состоит из двух этапов [11]: сначала ФС нормируется на наблюдаемое число галактик, затем экстраполируется в область слабых звездных величин до выбранного предела. При этом обычно используются либо параметры функции Шехтера (MK — характеристическая величина и наклон а) для галактик поля, либо они
2000
„ 1000
ч
I о
N
< -1000 -2000 -3000
40
N
20 0
Рис. 16. Распределение галактик в Л1461.
Рис. 17. Распределение галактик в Л1507.
Рис. 18. Распределение галактик в Л1534.
Рис. 20. Распределение галактик в ИХЛ033.
Рис. 21. Распределение галактик в ИХСЛ053Л (ЯХСЛ053В располагается в верхнем правом углу, его центр отмечен большим крестом).
Рис. 22. Распределение галактик в ИХСЛ122.
сначала мы воспользовались параметрами функции светимости Шехтера для галактик поля, полученными в работе [16], которые часто используются другими авторами (МК, а) = (—24.14т, —1.09). Мы определили нормировку для каждого скопления:
ЬК,Ііт/Ь к
іае-іМ,
где £ = Ь/Ь*к. Затем, просуммировав светимости галактик до предела 15т, и, использовав полученную нормировку, мы проэкстраполировали ФС в область слабых величин до предела, равного —21т, который соответствует светимости Ьк,тт-
N
Ьк = ^ Ьк,і + ф*Ь
** к
К(ХЗС),
Рис. 23. Сравнение звездных величин в фильтре К для галактик по данным каталога протяженных объектов 2МЛ88 ХБС (звездная величина в пределах изофоты с поверхностной яркостью ілк = 20т/□’’) и каталога точечных объектов 2МЛ88 РБС (звездная величина в стандартной апертуре) скопления Л1377.
определяются для составной ФС исследуемой выборки. Чтобы оценить насколько при этом отличаются полученные светимости скоплений галактик,
і=1
ГЬК,Ыт/ЬК Ь К,тіп /Щ
Іа+1е-і(1і.
Такая процедура приводит к увеличению светимости скопления в среднем на 5%.
Во втором варианте определения полной светимости скоплений галактик мы нашли параметры функции Шехтера составной функции светимости для нашей выборки. С этой целью для каждого скопления были сделаны подсчеты галактик в интервалах, равных 0.5т. Затем построены составные функции светимости для вириализованных областей скоплений БМ и для скоплений, находящихся в менее плотном ближайшем окружении,
по методу, описанному в [18]. Полученные составные ФС были аппроксимированы нелинейным методом наименьших квадратов функцией Шех-тера [19] с параметрами М* = —24.33т ± 0.04, а = —0.82 ± 0.02 для БМ и М* = —24.20™ ± 0.13, а = —0.92 ± 0.09 для скоплений из окружения (в области слабых звездных величин мы взяли последнюю точку на —23.0™, чтобы избежать неполноты данных для более далеких скоплений). Ошибки определены как V(1/У, где (1/У — число галактик в интервале йМ. Исключение первой по светимости точки из аппроксимации не меняет значимо эти параметры. На Рис. 25 приведены обе функции светимости. Поскольку их параметры практически не отличаются, мы построили составную функцию светимости всех скоплений и найденные параметры функции Шехтера (М* = —24.29™ ± 0.05, а = —0.85 ± 0.03) использовали для вычисления полной светимости скоплений, которые приведны в (Табл. 2). Полученные таким образом полные светимости скоплений галактик больше, чем в первом варианте в среднем на 3%, что влечет такое же изменение отношения массы к светимости. Параметры индивидуальных функций светимости скоплений галактик не отличаются более чем на 3а от полученных значений.
По сравнению с данными других авторов в ви-риализованных областях скоплений галактик в области БМ параметр М* на 0.15™ меньше, чем для галактик поля [16]. В вириализованных областях 9 близких богатых (495 км/с < а <1042 км/с ) скоплений галактик с высокой рентгеновской светимостью, М* меньше на 0.62™ [12] и слабых галактик намного больше (а=—1.35). В работе [12] использовались полные экстраполированные звездные величины.
4. СВОЙСТВА ГАЛАКТИК РАННИХ ТИПОВ В ВИРИАЛИЗОВАННЫХ ОБЛАСТЯХ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК
Известно, что доля галактик ранних типов в скоплениях растет с увеличением локальной плотности галактик [20, 21], а также одновременно растет светимость их сфероидальных компонент [20]. В данной работе мы исследовали свойства галактик ранних типов, расположенных в сверхскоплении БМ и в его ближайших окрестностях. Галактики ранних типов отобраны по следующим критериям (БЭББ — фильтр г): /тасБеУ > 0.8 (параметр характеризует вклад профиля Вокулера в профиль поверхностной яркости галактики), Щ0/Яг50 > 2.6 (индекс концентрации равен отношению радиусов, ограничивающих 90% и 50% потоков Петросяна). Мы построили составные функции светимости в фильтре К отдельно для галактик ранних и поздних
Таблица 2. Свойства скоплений в ближней ИК области
Скопление Ък, 200 1012 Ь0 М/Ьк М<э/ Ж(-21т) /е№)
А1270 5.12 ± 0.16 55 ± 18 92 0.63(22)
А1291А 1.82 ±0.10 55 ± 30 41 0.85(11)
А1291В 1.78 ±0.12 158 ± 80 50 0.69(9)
А1318 2.90 ±0.17 36 ± 17 53 0.78(11)
А1377 6.52 ±0.15 66 ±21 103 0.65(26)
А1383 3.76 ±0.13 45 ± 16 72 0.67(20)
А1436 6.74 ±0.16 79 ±23 130 0.82(37)
Апопі 4.57 ±0.14 83 ±28 84 0.71(27)
Апоп2 1.96 ±0.16 14 ±8 23 0.91(10)
АпопЗ 1.88 ±0.16 47 ±23 35 0.78(11)
Апоп4 2.36 ±0.14 44 ±20 33 0.50(8)
БЫбб 1.35 ±0.09 44 ±23 36 0.70(7)
А1003 2.82 ±0.16 106 ± 55 41 0.47(8)
А1169 4.25 ±0.11 78 ±27 89 0.68(19)
А1279 0.64 ±0.14 17 ± 16 8 0.25(1)
А1452 2.08 ±0.09 109 ± 64 29 0.67(8)
А1461 0.82 ±0.10 66 ±49 15 0.75(3)
А1507 2.63 ±0.14 52 ±21 50 0.71(12)
А1534 2.29 ±0.14 21 ± 12 29 0.69(9)
ихслою 2.00 ±0.16 62 ±23 39 0.64(7)
ИХ Л 033 2.69 ±0.18 45 ± 18 52 0.56(9)
ЯХСЛ053А 3.94 ±0.11 55 ±21 80 0.68(19)
ЯХСЛОбЗВ 2.59 ±0.08 47 ±35 46 0.58(11)
ИХСЛ122 0.79 ±0.13 24 ± 18 16 0.80(4)
типов (Рис. 26 и 27) вириализованных областей скоплений галактик. Нами получены следующие параметры функции Шехтера:
а) для галактик ранних типов системы БМ
М* = —24.54™ ± 0.18, а = —0.61 ± 0.09 и галактик из окрестностей БМ
М* = —24.48™ ± 0.07, а = —0.65 ± 0.04;
б) для галактик поздних типов системы БМ
М* = —24.06™ ± 0.06, а = —1.22 ± 0.06 и галактик из окрестностей БМ
М* = —24.05™ ± 0.18, а = —1.23 ± 0.18.
K(SDSS), mag
Рис. 24. Сравнение звездных величин в фильтре K, вычисленных по цвету u — r из каталога SDSS, с величинами в пределах изофоты цк = 20m/D" из каталога 2MASS XCS для галактик скопления A1377. Сплошной линией показана средняя разница звездных величин.
MK-51og(Ho/70), mag
Рис. 25. Составные функции светимости скоплений галактик БМ (заполненные кружки) и скоплений галактик поля (пустые кружки). Соответствующие функции Шехтера показаны сплошной и штриховой линиями.
Количество галактик ранних типов в 10 скоплениях БМ на 40% больше, чем в 11 скоплениях из ближайших окрестностей, а количество галактик поздних типов на 15% больше до выбранного предела (—21™). Мы сравнили полученные величины М* для галактик ранних типов в области БМ (—24.54™, —24.48™) с аналогичными значениями в поле [16] (—24.28™). Такое же сравнение величин М* сделали для галактик поздних типов в обла-
сти БМ (—24.06™, —24.05™) и для галактик поля (—23.73™) из той же работы. Мы получили, что в вириализованных областях скоплений галактик в области БМ величина М* для галактик как ранних, так и поздних типов меньше, чем в поле, в среднем на 0.23™ и 0.32™ соответственно. Кроме того, число галактик ранних типов в скоплениях в исследуемой области с уменьшением светимости галактик падает (а > —1), а число галактик поздних типов растет (а < —1).
Мы определили долю галактик ранних типов (отношение числа галактик ранних типов к общему числу) в пределах исследуемого радиуса Е2оо до фиксированной звездной величины, соответствующей М* + 1, где М* равна собственной характеристической величине выборки скоплений, равной (—24.29™). Мы получили, что в среднем доля ярких галактик ранних типов для системы БМ равна 0.71 ± 0.03 (без А1291В и Лпоп2), а для окрестностей 0.66 ± 0.03 (без А1279). На Рис. 28 показана доля ярких галактик ранних типов в зависимости от массы скопления. Как видно на рисунке, для диапазона масс скоплений 1013 М& < М < 5.0 х 1014 М& доля галактик ранних типов практически не меняется с массой скопления. Подобный результат для скоплений галактик найден, например, в работах [22] и [23]. В то же время Мартинез и др. [24], а также Вейнман и др. [25] для групп галактик нашли, что доля таких галактик уменьшается с уменьшением массы групп. Среди исследованных нами скоплений галактик выделяются скопления А1279 и Апоп2, которые содержат экстремальное количество галактик ранних типов и отмечены плюсами на Рис. 28.
Мы определили средние параметры ярких галактик ранних типов (до фиксированной звездной величины М* + 1), абсолютную звездную величину в фильтре К, цвета д — г и и — г, эффективный радиус балджа в фильтре г, отношение осей Ь/а, вклад балджа Вокулера в профиль поверхностной яркости и индекс концентрации, равный отношению радиусов галактики, которые ограничивают 50% и 90% потоков Петросяна. Полученные данные для сверхскопления БМ, его ближайших окрестностей и трех выборок скоплений галактик представлены в Табл. 3. Выборки скоплений составлены из изучаемых систем, которые разделены по массе:
(I) М>3 х 1014 Ме;
(II) 1 х 1014 Ме<М<3 х 1014 М&;
(III) М<1 х 1014 М&.
В выборку I входят наиболее массивные скопления: A1003, A1169, A1377, A1436, Anon1, во II — A1270, A1291A, A1318, A1383, A1452, A1507, Anon4, RXCJ1010, RXJ1033, RXCJ1053A, RXCJ1053B, в III — A1461, A1534, Anon3, Sh166, RXCJ1122. Анализ данных Таблицы 3 позволяет нам сделать вывод, что галактики ранних типов (галактики с доминированием балджа) практически одинаковы во всех выборках. Имеется слабая тенденция уярчения их в ИК-области с одной стороны в скоплениях поля вокруг БМ и с другой стороны в менее массивных скоплениях (с меньшей дисперсией скоростей).
5. СООТНОШЕНИЕ МЕЖДУ ПОЛНОЙ K-СВЕТИМОСТЬЮ И МАССОЙ СКОПЛЕНИЙ
Измерения K-светимости скоплений галактик и групп галактик (в основном, вириализованных областей) [6, 10—12] показали, что отношение массы к светимости и светимость скоплений увеличиваются с ростом массы системы (массы темного гало). В данной работе мы определили соотношения между этими параметрами для конкретной области: сверхскопления БМ и ее ближайших окрестностей. Как уже отмечалось ранее, полные светимости скоплений галактик определены нами с параметрами функции Шехтера общей составной функции светимости (—24.29™, —0.85). Соотношения между массой скопления и светимостью в К-полосе в логарифмической форме для сверхскопления БМ и поля около него имеют вид:
log Lk;.200 = 0.75(±0.10) log M200 + 1.80(±1.22),
log Lk,200 = 0.63(±0.18) log M200 + 3.50(±2.36)
и показаны на Рис. 29. Полученные соотношения представляют собой среднее между прямой и обратной регрессиями, когда независимые переменные меняются местами. Среднее квадратичное рассеяние в соотношениях равно 0.08 для системы БМ и 0.16 для поля. Разброс в сверхскоплении примерно в 2 раза меньше, чем в поле. Можно заметить, что наклон зависимости между M200 и Lk,200 для скоплений галактик БМ в пределах ошибок совпадает с наклоном для скоплений галактик поля. Светимости скоплений галактик определены в проекции, в цилиндрах, депроекция может уменьшить их примерно на 20% (в зависимости от расположения скопления). Поскольку волокнистые структуры в сверхскоплении расположены в картинной плоскости (Рис. 2 из работы [6]), поправки к светимости будут минимальными. Сравнение с результатами других авторов показало, что, несмотря на различие применяемых методик, полученные нами результаты согласуются с их результатами: Lk к M0-72±0'04 [10] и Lk к M0-64±0-06 [11].
MK-51og(Ho/70), mag
Рис. 26. Составные функции светимости галактик ранних типов. Обозначения те же, что на Рис. 25.
MK-51og(Ho/70), mag
Рис. 27. Составные функции светимости галактик поздних типов. Обозначения те же, что на Рис. 25.
1.0 -
О
0.4 -+
0.2 -
1 2 3 4 5 6
м, ю14м0
Рис. 28. Доля галактик ранних типов среди галактик ярче МК + 1 звездной величины в зависимости от массы скопления в пределах радиуса К200. Заполненными кружками отмечены скопления из БМ, пустыми — из его окрестностей. Топления с минимальной ^1279) и максимальной (Anon2) долей галактик ранних типов отмечены плюсами.
Таблица 3. Средние параметры и их дисперсия галактик ранних типов (Мк < —23.29т)
Nc Ng Мк mag д -г mag и — г mag ге КПК Ъ/а fracDeV ТУТ 1 ТУТ ■^90/ -^БО
БМ 10 180 -24.19(0.59) 0.85(0.04) 2.71(0.16) 4.12(1.62) 0.69(0.18) 0.97(0.06) 3.05(0.24)
поле 11 109 -24.32(0.68) 0.86(0.04) 2.73(0.12) 4.41(2.17) 0.69(0.19) 0.97(0.05) 3.02(0.22)
I 5 117 -24.20(0.60) 0.85(0.04) 2.70(0.14) 4.41(1.64) 0.70(0.18) 0.97(0.06) 3.02(0.23)
II 11 138 -24.25(0.65) 0.86(0.04) 2.72(0.15) 4.06(1.94) 0.67(0.18) 0.97(0.05) 3.05(0.24)
III 5 34 -24.32(0.64) 0.86(0.04) 2.75(0.14) 4.60(1.95) 0.72(0.20) 0.97(0.05) 3.09(0.23)
Корреляция массы и светимости скоплений галактик позволяет оценить массу отдельных скоплений по их светимости в фильтре К. Разброс на этой зависимости представляет особый интерес. Предполагается (см., например, работу [11]), что наиболее вероятной причиной разброса является отклонение динамического состояния скопления от вириального равновесия. В нашей выборке наибольшее отклонение от среднего показывают скопления Anon2 и A1291B из БМ и еще A1279, очень бедное скопление из окрестностей БМ. В определении регрессионных зависимостей они не учитывались. Скопления A1003, A1452 и A1461 из окрестностей БМ также отклоняются от средней зависимости из-за завышенной массы (дисперсии), видимо, соответствующей неравновесному состоянию, а скопление A1534 — из-за заниженной массы. Фактически, соотношение между массой и полной светимостью позволяет выявить необычные состояния скоплений галактик, у которых дисперсия лучевых скоростей либо слишком высока (соответственно и масса высока), либо слишком мала при довольно высокой светимости. Полученный нами небольшой разброс скоплений галактик, принадлежащих сверхскоплению БМ (наиболее плотной части системы скоплений), в отличие от других аналогичных исследований разных выборок скоплений, не образующих сверхскопление, возможно, указывает на синхронность их эволюции в одной системе (БМ). Соотношения между M200/Lk,200 и M200 в логарифмической форме для сверхскопления БМ и для поля около БМ получены таким же способом, как и соотношения между Lk,200 и M200 и имеют вид:
log M200/Lk,200 = 0.36(±0.15) logM200 — 3.49(±0.96)
log M200/LK,200 = 0.60(±0.18) log M200 — 6.75(±1.01)
и показаны на Рис. 30. Разброс соотношений такой же, как между массой и светимостью. Интересно отметить, что наклон этих соотношений примерно на треть больше, чем M/L к M°-25 и M/L к M0Я7 вычисленными из зависимостей между Lk,200
и M200, приведенными выше. Кроме того, наклон зависимости M|Lк от M для скоплений из окрестностей БМ несколько круче, чем для скоплений БМ и равен приведенной ниже зависимости для групп галактик. Для других выборок скоплений галактик разными авторами получены следующие результаты: M/LK к M°'26±0'04 [10] и M/Lk к M0'31±0'09 [12], но M/Lk к M0-56±0-05 [11] для групп галактик. Средняя величина отношения M/L для БМ в пределах R200 равна 55 ± 5 Mq/Lq , а для скоплений поля около БМ 60 ± 8 Mq/Lq. Для сравнения среднее значение M/L для богатых скоплений галактик в пределах R200 (массы оценены методом каустик в сферах, а светимости — в цилиндрах, как у нас) из [12] 49 ± 5 Mq/Lq, что в пределах ошибок совпадает с нашим. Существование полученных соотношений L—M и M/L—M указывает на то, что процессы образования звезд или галактик в скоплениях и группах регулярны, но, возможно, эффективность образования звезд в пределах вириализованных областей скоплений является уменьшающейся функцией массы скопления (см., например, работу [10]), на что указывает наклон меньше 1 на Рис. 29. При этом неучтенный вклад излучения от звезд, расположенных между галактиками и скоплениями, является увеличивающейся функцией массы и может составлять 5 — 50% (см., например, работу [12]).
5.1. Количество галактике скоплениях
Скопления галактик представляют собой массивные гало темной материи, в которых в местах наибольшей концентрации расположена барион-ная материя в форме газа и галактик. Количество галактик в скоплении в пределах определенного радиуса и до фиксированной звездной величины (the halo occupation number) — основная характеристика, которая позволяет сравнивать результаты модельных расчетов и наблюдений. Для подсчета количества галактик в скоплении в пределах R200
мы взяли параметры функции Шехтера для составной функции светимости (—24.29™, —0.85), экстраполировали эту функцию до фиксированного предела, равного — 21™, при этом нормировка равна наблюдаемому числу галактик до предела 15™. Соотношения между N200 и M200 в логарифмической форме для сверхскопления БМ и для скоплений поля около БМ получены таким же способом, как и предыдущие соотношения. Они представлены на Рис. 31 и имеют вид:
log N200 = 0.67(±0.10) log M200 — 7.75(±0.65),
log N200 = 0.67(±0.21) log M200 — 7.80(±1.21).
Разброс такой же, как и в предыдущих соотношениях — для скоплений БМ в 2 раза больше, чем для скоплений из ближайших окрестностей. Наклон соотношения между N и М одинаков, что согласуется с результатами одних и несколько отличается от результатов других исследований (возможно, сказываются методы оценки ошибок). Например, для выборки богатых скоплений галактик получены следующие соотношения: N ж м°'70±0'09 [12] для R200 и N ж м0'84±0'04 [10] для R500, для групп галактик в пределах R200 N ж M0'56±0-05 [11]. С теоретической точки зрения наклон должен быть меньше 1 (он должен быть в пределах 0.56—0.74), т.е. в более массивных гало эффективность образования галактик ниже и/или процессы разрушения галактик эффективнее (например, см. работу [12] и ссылки в ней). Полученные характеристики скоплений галактик представлены в Табл. 2. Количество галактик в скоплении N(—21) равно числу галактик до предела —21™. Ошибка величины Lk определена поочередным исключением светимости каждой галактики из полной светимости скопления и дальнейшим усреднением полученных отклонений. Доля галактик ранних типов до предела М ^ +1 обозначена fE, а число таких галактик Ne дано в скобках.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ И ВЫВОДЫ
Сверхскопление галактик Большая Медведица
представляет собой слоистую систему, состоящую из трех больших волокнистых структур (Рис. 1 a-c из работы [5]) со средними красными смещениями 0.051, 0.061 и 0.071. В системе всего три достаточно богатых скопления — A1377, A1436, Anon1 — как по числу галактик в пределах ви-риального радиуса, так и по светимости в рентгеновском диапазоне (Табл. 1). Несмотря на это,
БМ представляет особый интерес для исследований, поскольку система расположена достаточно изолированно (Рис. 1a-c из работы [5]), вблизи нет богатых рентгеновских скоплений галактик, других сверхскоплений, т.е. она находится в области
Рис. 29. Полная светимость галактик (МК < — 21т) в зависимости от массы скопления в пределах радиуса К200. Заполненными кружками показаны скопления БМ, пустыми — поля. Плюсами отмечены скопления A1279, Anon2, A1291B не учтенные при определении регрессионных соотношений, показанных сплошной линией для скоплений БМ и прерывистой — для скоплений поля.
Рис. 30. Отношение масса-светимость (МК < —21т) в зависимости от массы скопления в пределах радиуса К200. Обозначения те же, что на Рис. 29.
Рис. 31. Количество галактик в скоплении (МК < —21т) в зависимости от массы скопления в пределах радиуса К200. Обозначения те же, что на Рис. 29.
Вселенной с низкой средней плотностью скоплений галактик [26]. Можно сказать, что сверхскопление находится в области пониженной плотности. Это, скорее всего, оказывает влияние на всю систему скоплений в целом. Предполагается, что в областях повышенной плотности галактик, таких, как сверхскопления, динамическая эволюция начинается очень рано и продолжается до настоящего времени (см., например, работу [27]). В настоящей работе мы исследовали и сравнили некоторые свойства вириализованных областей скоплений галактик, расположенных в области сверхскопления БМ, как в центральной его части с контрастом плотности по галактикам, равным трем, так и на периферии с радиусом 75 Мпк. В исследовании использованы данные каталогов SDSS и 2MASS. Полученные нами результаты для двух выборок скоплений представлены в сравнении ниже.
1. Функции Шехтера для составных функций светимости вириализованных областей скоплений галактик в БМ и ее окрестностях имеют схожие параметры (МК, а), причем МК общей ФС меньше, чем в поле [16] на 0.15™.
2. Функции Шехтера для составных функций светимости галактик ранних и поздних типов в вириализованных областях скоплений галактик в БМ и ее окрестности также имеет схожие параметры (МК, а), и их МК меньше, чем в поле [16]. Галактик ранних типов в БМ на 40% больше, чем в скоплениях из окрестностей. Количество спиральных галактик в БМ больше на 15%, причем число таких галактик растет (а>1) с ослаблением звездной величины галактик, а число ярких галактик ранних типов уменьшается (а<1).
3. Доля галактик ранних типов до предела МК +1, равного —23™.29, в скоплениях БМ и ее окрестности составляет порядка 70%. Для диапазона масс скоплений 1013 М& < M < 5.0 х 1014 М& эта доля не увеличивается с ростом массы скоплений. Средние параметры галактик ранних типов практически одинаковы в скоплениях центральной плотной области БМ, ее ближайших окрестностей, а также в бедных и богатых скоплениях.
4. Основные параметры скоплений галактик в пределах радиуса К200 в области сверхскопления БМ (Ьк,200, М200/Ьк,200, N200) растут с массой системы. Формы зависимостей между ними в пределах ошибок соответствуют зависимостям, полученным для других выборок скоплений галактик, составленных без учета принадлежности к сверхскоплениям. Для скоплений, расположенных в наиболее плотной области и выделенных как сверхскопление БМ, на всех зависимостях наблюдается в 2 раза меньший разброс, чем для скопления поля в окрестности радиусом 75 Мпк.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарны Российскому Фонду Фундаментальных Исследований за поддержку этой работы (грант 07-02-01417а). Работа выполнена с использованием баз данных: NASA/IPAC Extragalactic Database (NED, http:// //nedwww.ipac.caltech.edu/), Sloan Digital Sky Survey (SDSS, http://www.sdss.org/), Two Micron All Sky Survey (2MASS, http:// //www.ipac.caltech.edu/2mass/releases/ /allsky/), X-Rays Clusters Database (BAX, http://bax.ast.obs-mip.fr/).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. M. Einasto, J. Einasto, E. Tago, et al., Astronom. and Astrophys. 464,815(2007).
2. T. A. Small, L. W. Sargent, and D. Hamilton, Astrophys. J. 487,512(1997).
3. C. P. Haines, P. Merluzzi, A. Mercurio, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 371,55(2006).
4. A. Mercurio, P. Merluzzi, C. P. Haines, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 368, 109 (2006).
5. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astron. Lett. 33,211 (2007).
6. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astron. Lett. 32, 84 (2006).
7. M. R. Carlberg, H. K. C. Yee, E. Ellingson, et al., Astrophys. J. Suppl. 485, L13 (1997).
8. R. Sadat, A. Blanchard, J.-P Kneib, et al., Astronom. and Astrophys. 424, 1097 (2004).
9. J. A. L. Aquerri, R. Sanshez-Janssen and C. Munos-Tunon, Astronom. and Astrophys. 471, 17 (2007).
10. Y.-T. Lin, J. J. Mohr, and S. A. Stanford, Astrophys. J. 610,745(2004).
11. M. Ramella, W. Boschin, M. Geller, et al., Astronom. J. 128, 2022 (2004).
12. K. Rines, M.J. Geller, A. Diaferio, et al., Astronom. J. 128,1078(2004).
13. T. H. Jarrett, T. Chester, R. Cutri, et al., Astronom. J. 119,2498(2000).
14. M. Obric, Z. Ivezic, P. N. Best, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 370,1677(2000).
15. A. W. Graham, S. P Driver, V Petrosian, et al., Astronom. J. 130, 1535(2005).
16. C.S. Kochanek, M.A. Pahre, E.E. Falco, et al., Astrophys. J. 560, 566 (2001).
17. M. A. Strauss, D. H. Weinberg, R. H. Lupton, et al., Astronom. J. 124, 1810 (2002).
18. M. Colless, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 237,799(1989).
19. P. Schechter, Astrophys. J. 203,297(1976).
20. A. Dressler, Astrophys. J. 236, 351 (1980).
21. T. Goto, C. Yamauchi, Y. Fujita, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 346, 601 (2003).
22. M. L. Balogh, I. K. Baldry, R. Nicol, et al., Astrophys. J. 615, L101 (2004).
23. M. Tanaka, T. Goto, S. Okamura, et al., Astronom. J. 128, 2677 (2004).
24. H. J. Martinez, A. Zandivarez, M. Domingues, et 26. A. V Tikhonov, A. I. Kopylov, S. Gottlober, and
al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 333, L31 g Yepes astro-ph/0805 2270
(2002). ’
25. S. M. Weinmann, F. C. van den Bosch, X. Yang, and „„ T . . . . . .
H. J. Mo, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 366, 27. J. Einasto, E. Tago, M. Einasto, et al., Astronom. and
2 (2006). Astrophys. 439, 45 (2005).
ANALYSIS OF THE PROPERTIES OF CLUSTERS OF GALAXIES IN THE REGION OF THE
URSA MAJOR SUPERCLUSTER
F. G. Kopylova, A. I. Kopylov
We analyze the properties of the clusters of galaxies in the region of the Ursa Major (UMa) supercluster using observational data from SDSS and 2MASS catalogs. The region studied includes a supercluster (with a galaxy and cluster overdensity of 3 and 15, respectively) and field clusters inside the 150-Mpc diameter surrounding region. The total dynamical mass of 10 clusters of galaxies in UMa is equal to 2.25 x x 1015 Mq, and the mass of 11 clusters of galaxies in the UMa neighborhood is equal to 1.70 x 1015 Mq.
The fraction of early-type galaxies brighter than MK + 1 in the virialized regions of clusters is, on the average, equal to 70%, and it is virtually independent on the mass of the cluster. The fraction of these galaxies and their average photometric parameters are almost the same both for UMa clusters and for the clusters located in its surroundings. Parameters of the clusters of galaxies, such as infrared luminosities up to a fixed magnitude, the mass-to-luminosity ratio, and the number of galaxies have almost the same correlations with the cluster mass as in other samples of galaxies clusters. However, the scatter of these parameters for UMa member clusters is twice smaller than the corresponding scatter for field clusters, possibly, due to the common origin of UMa clusters and synchronized dynamical evolution of clusters in the supercluster.
Keywords: galaxies, clusters of galaxies: supercluster Ursa Major

читать описание
Star side в избранное
скачать
цитировать
наверх