CC BY
91
УДК 524.72-13(083.8)
СПИСОК ГРУПП КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК В МЕСТНОМ
СВЕРХСКОПЛЕНИИ
2012 Д. И. Макаров, Р. И. Уклеин
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 27 февраля 2012 года; принята в печать 4 марта 2012 года
Мы представляем список групп, состоящих исключительно из карликовых галактик. В выборке собрано 126 объектов, преимущественно объединенных в пары. Наиболее населенная группа содержит 6 карликовых галактик. Большинство рассматриваемых систем находятся в областях пониженной плотности и эволюционируют без влияния массивных галактик. Группы характеризуются размерами 30 кпк и дисперсией скоростей 11 км/с. Они схожи с ассоциациями карликовых галактик, но более компактны. В целом, группы и ассоциации формируют непрерывную последовательность. Как и ассоциации, наши группы имеют высокие отношения “масса-светимость”, что свидетельствует о присутствии в них большого количества темной материи.
Ключевые слова: астрономические базы данных: каталоги — галактики: группы
1. ВВЕДЕНИЕ
Современные массовые обзоры, такие как 2dF [1], HIPASS [2], 6dF [3], ALFALFA [4], и SDSS [5], значительно обогатили наши знания
о красных смещениях в ближней Вселенной. За последнее десятилетие на шкале Местного Сверхскопления число измеренных скоростей возросло в 3—4 раза. Благодаря сплошным обзорам неба красные смещения стали известны не только для гигантских, но и для большого числа карликовых галактик.
В серии работ Макарова и Караченцева [б—В] исследовались распределение и свойства кратных систем галактик на масштабе Местного Сверхскопления. В работе [б] было обращено внимание на большое количество пар, состоящих исключительно из карликовых галактик. Среди подобных систем встречаются галактики чрезвычайно низкой металличности, к примеру, известная система IZw18 и пара галактик HS0822+3542a и SAO 0В22+3545 [9]. Большинство кратных карликовых галактик содержит молодое звездное население, что проявляется в цвете и морфологии систем. Радионаблюдения подобных объектов показали, что в них есть большие запасы нейтрального водорода [10].
Талли и др. [11], исследуя трехмерное распределение близких галактик на шкале до 3 Мпк по высокоточным фотометрическим расстояниям, выделили системы карликовых галактик в окрестностях Местной Группы. Такие структуры, названные ассоциациями карликовых галактик, имеют отношения “масса-светимость” в диапазоне
100—1000 М^/Ьф и содержат большое количество темной материи. Обнаружение пар карликовых галактик на масштабе Местного Сверхскопления указывает на распространенность подобных систем во Вселенной.
2. ГРУППЫ В МЕСТНОМ СВЕРХСКОПЛЕНИИ
Данная статья является продолжением работ Макарова и Караченцева по исследованию кратных систем на шкале 40 Мпк [б—В]. В этих работах можно найти подробное изложение методики выделения групп и анализа полученной выборки. Здесь мы вкратце опишем необходимые детали создания каталогов. Лучевые скорости, видимые звездные величины, морфологические типы и другие параметры галактик брались из баз данных HyperLEDA и NED. Обе базы содержат большое количество ложных данных, которые во многом возникают из-за автоматических процедур обработки наблюдений. Наиболее распространенные виды загрязнения: путаница координат и скоростей галактик, расположенных близко друг к другу на небе; присутствие объектов с ложными лучевыми скоростями, полученными из массовых обзоров неба типа 2dF; видимые звездные величины из обзора SDSS относятся к отдельным областям протяженных галактик. Мы, по возможности, исправили такие и некоторые другие ошибки. Визуальный контроль параметров галактик в работе над каталогами групп [б—В] являлся важным и наиболее
трудоемким этапом. В итоге была получена выборка 10914 галактик с лучевыми скоростями в системе отсчета Местной группы VLG < 3500 км/с, расположенных на галактических высотах |6| > 15°. Выборка такой глубины содержит все Местное Сверхскопление с его окраинами.
Алгоритм кластеризации кратных систем [6—8] основан на естественном требовании, чтобы полная энергия физической пары галактик была отрицательной. На первом этапе рассчитывались критерии связанности всех пар галактик в выборке: полная энергия системы должна удовлетворять соотношению Д V2ДЕ < 2СМ и галактики должны находится внутри сферы нулевой скорости пИ0;АЕ3 < 8СМ, здесь Д V и АЕ — разница скоростей и проекционных расстояний в паре галактик, М — их суммарная масса. Пары, отобранные по эти критериям, объединялись в группы. Процесс повторялся до тех пор, пока была хотя бы одна пара, удовлетворяющая вышеозначенным критериям. В алгоритме используется информация только о координатах, красных смещениях и звездных величинах объектов. Расстояния до галактик определялись по закону Хаббла с И0 = 73 км/с/Мпк. Масса оценивалась по интегральной светимости галактики в ближнем инфракрасном диапазоне К и в предположении, что все галактики имеют одинаковые отношения “масса-светимость”.
Большая часть данных по фотометрии была взята из обзора всего неба 2МЛ88 [12, 13]. В случае отсутствия оценок в К-фильтре оптические величины (В, V, Е, I) и величины ближнего инфракрасного диапазона ^, И) пересчитывались в К-величины, как это было описано в серии работ [6—8].
В результате кластеризации 5926 галактик были объединены в 1082 системы с населенностью 2 и более. В работе Макарова и Караченцева [8] было показано, что медианное значение дисперсии скоростей и гармонических радиусов групп с количеством членов п > 4 в Местном Сверхскоплении равны, соответственно, ау = 74 км/с и 204 кпк; среднее время пересечения примерно равно 2.2 миллиарда лет; типичная масса группы Мр = 2.3 х 1012 М@ и отношение “масса-светимость” в К-полосе М/Ь = 22 Мф/Ьф.
3. ГРУППЫ карликовых галактик
Караченцев и Макаров [6] обратили внимание на существование неожиданно большого числа пар, состоящих из карликовых галактик. Несмотря на то, что подобные системы известны давно, а самая известная — пара галактик 12"№18А и
-10
-12
-14
g
-26 —1---------------■—1----------■—1
-25 -20 -15
absolute K;, mag
Рис. 1. Зависимость абсолютной звездной величины второго по яркости члена К2 от абсолютной звездной величины ярчайшего члена К1. Справа от сплошной линии (MK > —19 mag) находятся группы карликовых галактик. Данный график соответствует правой части Рисунка 7 из статьи [б].
I Zw 1В C [14], до недавнего времени группы карликовых галактик не привлекали к себе пристального внимания.
Рис. 1 демонстрирует распределение групп из работы [б] по светимости первого и второго по яркости члена группы. Системы, привлекшие наше внимание, расположены справа от вертикальной линии. Мы составили список групп карликовых галактик, взяв за основу каталоги групп в Местном Сверхскоплении [б—В]. Выборка галактик из этих работ была незначительно модифицирована. Были добавлены и обновлены скорости и звездные величины галактик по литературным данным. Были учтены изменения, полученные в ходе работ по уточнению и исправлению данных в HyperLEDA. Информация о группах галактик в Местном Сверхскоплении также была обновлена с использованием оригинального алгоритма кластеризации. В список карликовых групп были включены системы, в которых ярчайшая галактика слабее MK = —19 mag в фильтре K, и эти группы не являются подструктурами более ярких образований. Это позволяет отобрать в основном карликовые иррегулярные галактики с небольшим количеством галактик поздних типов (Sdm—Sm) среди наиболее ярких объектов.
Полученная выборка была очищена от ложных систем. Такие образования могут возникать в областях больших отрицательных пекулярных скоростей вблизи скоплений галактик. Для них определение расстояния по закону Хаббла может приводить к существенной недооценке полной светимости галактик.
Вокруг отобранных систем в области ~1° х 1° велся визуальный поиск возможных членов групп без известных лучевых скоростей. Основным критерием визуального отбора являлось морфологическое соответствие кандидатов известным членам и данному красному смещению. Поиск велся только в зоне покрытия БЭББ. Кроме этого, в список отбирались кратные карликовые системы, которые были выявлены в ходе просмотра изображений в рамках проверки надежности информации о галактиках в базе данных ИурегЬЕОЛ. Этот поиск был не систематическим и затрагивал только галактики, по тем или иным причинам привлекшие наше внимание.
Отметим, что в ходе визуального поиска кратных карликовых систем на изображениях слоанов-ского обзора неба было выявлено более 20 кандидатов, которые в дальнейшем не прошли проверку
на изолированность. Эти тесные системы карликов оказались подсистемами вокруг ярких галактик или внутри более массивных групп.
Список групп карликовых галактик приведен в Таблице 1. В ней даны: (1) имя группы в списке;
(2) обозначение компонента, отражающее порядок галактики в группе по прямому восхождению;
(3) имя галактики в известных каталогах; (4) координаты на эпоху Л2000; (5) радиальная скорость относительно центра Местной группы VLо, согласно [15]; (6) видимая звездная величина в В-фильтре, которая была оценена по данным БЭББ фотометрии в фильтрах д и г (см. таблицу 1 из [16]) или бралась из базы данных ИурегЬЕОЛ [17];
(7) абсолютная звездная величина в В-фильтре;
(8) основной гравитирующий центр (МЭ) и индекс изолированности группы (II).
Таблица 1. Список групп карликовых галактик
Группа Имя галактики И.А. Оес тв, Мв, МО II
.12000 кт/э та§ та§
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)
Л0130+02 А ШС 1075 01 30 02.5 +0251 09 2227+ 6 16.60 -15.92 N00 488 1.29
В ЬБВС Р828-01 01 3029.0 +0249 55 2240+10 17.00 -15.53
ЛОЗ 10—41 А ЬСИ8В030900.1-415914 03 1049.7 -4147 57 1253 + 74 16.03 -15.20 N00 1399 1.75
В ЬСИБ В030909.4-415056 03 10 59.2 -41 3940 1186 + 26
.10453-61 А ЕБО 119-016 04 5129.2 -6139 03 739+ 10 14.89 -15.24 N00 1796 1.19
В 800 0454.2-6138 04 54 55.4 -61 33 53 745+ 9 16.09 -14.05
.10532-25 А ЕБО 487-017 05 3029.0 -24 52 35 1661+13 16.24 -15.76
В ЕБО 487-020 05 3223.8 -2513 55 1750 + 74 16.14 -15.92 N00 1964 5.79
С АМ 0530-245 05 3246.5 -24 55 33 1684 + 74 16.67 -15.31
.10700-04 А И^ББООЗА 07 0028.2 -04 1226 109+11 18.00 -12.29 ЬО 5.89
В и^ббоозв 07 0024.6 -04 13 13 143+11
Л0714+44 А ШС 3698 07 09 18.7 +44 2248 465+ 5 15.16 -14.35 М81 22.90
В N00 2337 07 10 13.6 +44 27 26 477+ 5 13.10 -16.39
С иОС 3817 07 2244.5 +450631 478+ 2 15.96 -13.63
.10723+36 А БЭББ .1072313.46+362213.0 07 23 13.5 +3622 13 967+ 1 19.31 -11.54
В БЭББ Л)72301.42+362117.1 07 2301.4 +3621 17 914+ 1 17.01 -13.72
С БЭББ .1072320.56+362440.9 07 2320.6 +3624 41 935+ 1 21.59 -9.19
.10742+16 А иОС 3974 0741 55.4 +1648 09 162+ 5 13.62 -13.24 М81 49.14
Группа (1) (2) Имя галактики (3) И.А. Оес .12000 (4) кт/э (5) тв, та§ (6) Мв, та§ (7) МО (8) II (9)
В СОСО 087-033 07 42 32.0 +163340 168+ 5 15.43 -11.49
.10747+51 А МСО +09-13-052 07 4657.0 +51 1747 510+ 5 16.66 -12.85 N00 2500 12.11
В Ки О 0743+513 07 47 32.0 +51 11 29 503+ 5 15.14 -14.32
.10817+24 А ЬСЗВБШЗР 08 17 15.9 +24 53 57 1832+ 5 17.11 -15.17 1С 2267 8.42
В КиО 0814+251 08 17 21.0 +24 57 46 2076+ 5 * 17.12 -15.43
.10821 -00 А иОС 4358 0821 26.0 -0025 08 1606+ 6 15.96 -15.94 иОС 4254 74.24
В бЛЬ Л0821428-002601 082142.8 -002601 1612 + 74 16.48 -15.43
.10825+35 А И Б 0822+3542а 0825 55.5 +3532 32 698+ 3 16.57 -13.53 N00 2683 43.55
В БАО 0822+3545 082605.6 +353526 712+ 2 18.34 -11.80
.10852+13 А БЭББ .1085233.76+135028.4 08 52 33.8 +135028 1360+ 3 17.15 -14.34
В БЭББ Л085240.94+135157.0 08 5240.9 +1351 57 1390 + 22 19.56 -11.98
.10859+39 А иОС 4704 08 58 59.0 +391240 581+ 6 15.51 -14.12 N00 2683 18.29
В БЭББ .1085947.03+392302.6 08 5946.9 +3923 06 573 + 34 17.23 -12.37
Л0911+42 А БЭББ .1091108.40+423922.1 09 11 08.4 +423922 1498+13 16.02 -15.61 N00 2798 14.93
В БОББ .1091110.62+423801.4 09 11 10.6 +4238 01 + 18.81
.10915+48 А иОС 4868 09 14 51.8 +4835 37 2822+ 5 17.43 -15.58 N00 2856 4.61
В иОС 4874 09 15 16.3 +4840 03 2821 + 5 17.60 -15.41
С БЭББ .1091552.07+484119.5 09 1552.1 +4841 20 2809+17 18.08 -14.94
.10934+55 А I Zw 18 С 09 33 59.7 +5514 45 821+ 5 19.73 -10.66 N00 2841 8.34
В I Ъы 18 А 09 34 02.0 +5514 28 837+ 4 16.48 -13.95
.10950+31 А иОС 5272Ь 09 50 19.5 +3127 22 479+ 5 17.82 -11.35 N00 2903 12.64
В иОС 5272 09 5022.4 +312916 453+ 4 14.46 -14.59
.10959+41 А Ки О 0956+420 09 59 30.0 +414601 1704 + 36 16.43 -15.47 N00 2964 99.46
В КиО 0956+419 09 5945.0 +4140 37 1664 + 3 * 16.61 -15.23
Л1016+37 А иОС 5540 10 1621.9 +374647 1138+ 4 14.60 -16.42 N00 3245 66.28
В КиО 1013+381 10 1624.5 +37 54 46 1150+ 3 15.97 -15.07
Л1040-09 А 6с1Г Л1039304-094609 10 39 30.4 -094609 2177 + 74 16.68 -15.85 N00 3375 7.86
Таблица 1. (Продолжение)
Группа (1) (2) Имя галактики (3) И.А. Оес Л2000 (4) кт/э (5) тв, та§ (6) Мв, та§ (7) МО (8) II (9)
В бсШ Л 040118-095641 1040 11.8 -095640 2218 + 74 16.48 -16.08
Л1052+00 А МО С 0013223 105240.6 -0001 17 1569 + 75 17.59 -14.26 иОС 5922 8.11
В СОСО 010-041 10 5248.6 +0002 04 1607+ 5 15.62 -16.28
Л1053+02 А ЬБВС Ы-137А 10 53 03.1 +0229 37 860+ 5 17.59 -12.93 N00 3379 5.35
В ЬБВС Ы-137 10 53 18.6 +0237 34 851 + 10 15.80 -14.69
Л 101+30 А ВТБ 028 11 01 32.4 +3035 16 1708 + 75 17.56 -14.38 N00 3430 6.38
В ВТБ 029 11 01 38.9 +303629 1626+ 5 18.32 -13.52
Л 110+40 А КиО 1107+403 11 1025.2 +4003 11 2943 + 30 16.11 -16.98 N00 3665 85.47
В БЭББ Л 11026.28+400117.4 11 1026.3 +4001 17 + 19.06
Л 113+53 А иОС 06251 11 1326.1 +533542 999+ 5 16.33 -14.42 N00 3992 2.14
В БЭББ Л 11343.60+533848.3 11 1343.6 +533848 985+ 5 18.04 -12.68
Л131 -35 А бЛЬ ] 1131390-352255 11 31 38.9 -3522 56 2396 + 48 16.52 -16.36 N00 3742 3.50
В РОС 649656 11 31 39.6 -352242 + 17.35
Л 134+48 А БЭББ Л 13342.71+482004.9 11 3342.7 +4820 05 3094 + 20 17.69 -15.53 N00 3811 5.94
В БЭББ Л 13403.75+482834.4 11 34 03.9 +4828 37 3107 + 29 18.15 -15.09
Л 141+32 А КиО 1138+327 11 41 07.4 +3225 37 1704 + 70 15.86 -16.08 ІС 2957 5.64
В МИК 0746 11 41 29.9 +3220 59 1684 + 50 15.68 -16.24
С БЭББ Л 14136.70+321651.5 11 41 36.7 +321652 1737+ 2 17.00 -14.98
Л 146+58 А БВБ 1143+588 11 45 58.7 +5832 07 1519 + 37 15.75 -15.89 N00 4036 2.00
В БЭББ Л 14603.39+583621.8 11 4603.4 +583622 1518 + 42 17.81 -13.83
Л150-00 А иМ456А 11 50 34.0 -0032 16 1645+ 16 17.07 -14.81 N00 4472 10.39
В им 456 11 50 36.2 -0034 02 1574+ 5 16.43 -15.35
Л152-02 А им 461 11 51 33.4 -022222 866+ 9 14.71 -15.74 N00 4472 6.02
В иОС 6850 11 52 37.4 -0228 10 860+ 6 14.72 -15.72
Л154-03 А БЭББ Л 15348.29-031306.5 11 5348.3 -0313 06 1243+ 12 18.00 -13.25
В С000012-113 11 54 07.6 -0340 56 1223 + 27 16.02 -15.20 N00 4030 2.30
С БЭББ Л 15503.67-033012.4 11 55 03.7 -0330 12 1216 + 69 18.02 -13.20
Л 157+02 А БЭБ Б Л 15725.14+021115.9 11 57 25.1 +0211 16 839+ 5 17.95 -12.45 N00 4472 2.43
Группа (1) (2) Имя галактики (3) И.А. Оес Л2000 (4) кт/э (5) тв, та§ (6) Мв, та§ (7) МО (8) II (9)
В БЭББ Л 15735.27+021004.0 11 57 35.3 +0210 04 796 + 32 16.48 -13.81
Л 158+31 А КОС 083 115614.5 +31 1816 617+ 5 16.65 -13.06 N00 4278 2.70
В КШ 1157+315 1200 16.2 +31 1330 593 + 28 15.25 -14.36
Л216+52 А СОСО 269-049 12 1546.8 +5223 17 245+ 15 15.27 -12.47 N00 3031 5.51
В иОС 07298 12 1630.1 +521339 254+ 5 16.64 -11.15
Л 221 +38 А КШ 1218+387 1220 54.9 +382549 623 + 46 15.57 -14.16 N00 4490 1.95
В КШ105 1221 43.0 +37 5914 582+ 5 17.57 -11.98
Л 224+28 А [КК98] 138 1221 58.4 +2814 34 417+ 8 18.88 -10.00 N00 4278 2.28
В [КК98] 144 122529.1 +2828 57 453+ 2 18.18 -10.87
Л 225+61 А МСО+10-18-044 1224 53.8 +61 0349 833+ 5 15.85 -14.50 N00 3992 9.87
В БВБ 1222+614 1225 05.4 +61 09 11 832+ 5 14.86 -15.49
]1226-01 А иОС 7531 122611.8 -01 1817 1858+12 15.27 -16.86 N00 4527 5.13
В им 501 122622.7 -01 15 12 1861+14 16.41 -15.72
Л228+22 А иОС 7584 1228 02.8 +223516 545+ 4 16.20 -13.25 N00 4278 3.19
В ККН80 1228 05.0 +2217 27 543+ 5 17.00 -12.44
С N00 4455 122844.1 +224914 581+ 5 13.05 -16.55
Л 244+62 А МСО+11-16-003 1243 59.9 +6219 60 2739 + 77 16.46 -16.48 N00 4521 7.41
В МСО+11-16-005 1244 12.0 +6214 51 2750+ 9 16.10 -16.85
С БЭББ Л24411.92+621021.5 1244 12.1 +621019 2681+12 18.00 -14.88
0 БЭББ Л24418.07+621007.7 1244 18.0 +621007 + 18.32
Е БЭББ Л24423.23+620305.5 1244 23.2 +6203 06 2660 + 72 17.86 -15.01
Л301-01 А 00 0 0 1258.5-01428 13 01 00.7 -01 58 34 1302+ 5 17.04 -14.31 N00 4699 3.11
В иОС 8127 1301 03.7 -01 57 12 1297 + 33 15.67 -15.67
ЛЗОЗ-17 А иОСА319 1302 14.4 -1714 15 548+ 8 15.08 -14.65 N00 5068 10.32
В иОСА320 1303 16.7 -172523 546+ 5 13.40 -16.31
Л 304-02 А ЬСИЗ В130157.2-024313 130431.8 -0259 17 1148 + 34 16.27 -14.82 N00 4699 2.26
В ШРАББ Л304-02 13 04 46.6 -0252 16 1122+ 9 16.81 -14.23
Л 310+34 А иОС 8246 13 1004.5 +34 1051 833+ 5 14.55 -15.78 N00 5005 1.38
Таблица 1. (Продолжение)
Группа Имя галактики И.А. Оес тв, Мв, МО II
Л2000 кт/э та§ та§
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)
В БЭББ Л 31029.12+341411.5 13 1029.2 +34 14 13 873 + 75 18.92 -11.51
Л1315+47 А ООО 169 13 15 18.4 +4732 00 328 + 75 N00 4736 1.57
В иОС 08331 13 15 30.3 +4729 56 344+ 6 14.60 -13.82
Л1337+32 А БОБ Б Л 33605.53+320823.2 13 3605.6 +320821 + 17.94 N00 5353 36.57
В иОС 8602 13 3645.5 +320528 3062+ 5 17.54 -15.63
С иОС 8605 13 3654.3 +320544 3035+ 5 17.57 -15.58
О БОБ Б Л 33657.55+320208.4 13 3657.5 +3202 08 3106 + 29 16.90 -16.30
Е иОС 8608 13 37 00.9 +314600 3033+ 3 16.04 -17.13
БОБ Б Л 33704.69+315337.9 13 37 04.7 +31 53 37 + 18.23
Л1355+04 А ККН86 13 54 33.5 +04 14 35 209+ 5 16.88 -9.36 ЬО 9.56
В БОБ Б Л 35429.53+041237.1 13 54 29.5 +04 12 37 +
Л404+61 А иОС 08982 14 03 00.0 +6145 04 1868 + 31 15.48 -16.62 N00 5322 1.02
В БОББ Л40524.63+613401.3 14 0524.6 +61 34 01 1883+ 5 16.81 -15.31
Л 423+21 А БОББ Л42332.69+213112.1 14 23 32.8 +21 31 18 + 19.86 N00 4472 50.1
В БОББ Л42337.04+213128.2 14 23 37.0 +21 31 28 2068 + 21 19.12 -13.31
Л 428+21 А иОС 9274 14 28 02.8 +21 18 14 1117 + 73 14.35 -16.69 N00 4472 32.34
В иОС 9282 14 2841.6 +212022 1155+ 5 16.17 -14.96
Л 437+59 А БОБ Б Л 43659.37+590535.1 14 3659.3 +5905 36 + 18.34 N00 5777 6.70
В БОБ Б Л 43703.11+590606.3 14 37 02.0 +5905 55 2402+10 18.34 -14.28
Л450+36 А БОББ Л44948.75+362347.3 14 4948.8 +362347 1979+ 5 16.96 -15.26 иОС 9519 69.09
В БОББ Л44951.10+362501.5 14 49 51.1 +3625 02 1978 + 32 16.69 -15.53
Л 648+21 А БОББ Л64711.10+210527.0 1647 11.1 +21 0527 2727 + 2 t 16.76 -16.32 N006181 30.25
В иОС 10549 164726.5 +21 07 32 2719+ 9 16.23 -16.87
С БОБ Б Л 64802.08+213330.5 164802.1 +21 3330 2753+ 12 + 17.48 -15.71
Л 657+38 А иОС 10625 165723.1 +3840 19 2252+ 6 16.88 -15.63 N00 6339 370.21
В БИОС 553 1657 30.0 +3841 23 2255+ 5 16.90 -15.62
Л2227-09 А бсІЬ Л2227305-093959 2227 30.5 -0939 59 1866 + 74 15.64 -16.62 N00 253 313.57
В МСО-02-57-007 2227 41.5 -0943 37 1786 + 43 15.81 -16.35
В процессе работы над составлением списка групп карликовых галактик было обнаружено, что часть красных смещений в SDSS оценена методом кросс-корреляции. При том, что в спектре присутствуют эмиссионные линии, порой очень яркие, оценка скорости по ним по каким-то причинам не проводилась (таблица эмиссионных красных смещений в SDSS отсутствует). В результате для таких объектов точность определения лучевых скоростей оказалась существенно занижена. В некоторых случаях красное смещение было оценено неверно. Используя спектры из базы данных SDSS, мы измерили гелиоцентрические скорости по эмиссионным линиям нескольких галактик —
J0817+24B = KUG 0814+251,
J0959+41B = KUG 0956+419,
J1648+21A = SDSS J164711.10+210527.0 и
J1648+21C = SDSS J164802.08+213330.5.
Значения скоростей этих галактик помечены значком t.
J0714+44. Расстояния до галактик этой очень изолированной группы были получены Макаровой и Караченцевым [18] по ярчайшим голубым звездам. В пределах ошибок измерения они находятся на одинаковом удалении, 7.2 Мпк для UGC3698, 7.9 Мпк для NGC2337 и 8.6 Мпк для UGC3817 с типичной ошибкой ~(1 + 1.5) Мпк. Это дает еще одно независимое указание на физическую связь галактик в системе. Отметим, что NGC2337 и UGC 3698 располагаются на расстоянии 25 кпк в проекции друг от друга, в то время как UGC 3817 удалена от них на 2° 3 или на 0.3 Мпк в проекции. Такие расстояния характерны для ассоциаций карликовых галактик.
J0742+16. Данная пара совместно с UGC 3755 и UGC 4115 образует ассоциацию 14+19 из работы Талли и др. [11]. Все эти галактики имеют высокоточные оценки расстояния по верхушке ветви красных гигантов. Несмотря на небольшую лучевую скорость, они располагаются на расстоянии в 8.05 (UGC3974) и 8.02 (CGCG 087-033) Мпк. Большая пекулярная скорость r-'-j — 420 км/с связана с “местной аномалией скоростей” [19].
J0911+42 по своей структуре напоминает близкую яркую иррегулярную галактику NGC 4449 с активным звездообразованием, которая поглощает карликовую сфероидальную галактику низкой поверхностной яркости d1228+4358 [20, 21], что рассматривается как пример слияния карликовых галактик [22]. При этом пара J0911+42 является существенно более изолированной, а основная галактика примерно на 3 mag слабее NGC4449
(отметим, что NGC 4449 не прошла в наш список из-за своей светимости MK = —20.4).
J1110+40B — карликовая галактика низкой поверхностной яркости с неизвестной лучевой скоростью, находится на расстоянии 1'9 (^23 кпк в проекции) к югу от KUG 1107+403 и является возможным спутником этой галактики.
J1131—35 является тесной парой галактик на расстоянии 16", или 2.б кпк в проекции друг от друга. Скорость известна только для одной из них.
J1150—00. На расстоянии 3' на северо-запад от пары иМ45б и UM456A расположена галактика UM455, но ее лучевая скорость существенно больше (Vlg = 36S0 км/с).
J1244+62 представляет из себя цепочку из 5 карликовых галактик, протянувшуюся на 180 кпк. Вероятно, система находится в стадии формирования.
J1310+34 Диск галактики UGC 824б искривлен, возможно, из-за взаимодействия со вторым компонентом пары.
J1337+32 наиболее населенная группа в нашем списке. Она содержит б членов. Одна из галактик, J1337+32 F, была включена в группу по морфологическим признакам. Обзор SDSS дает для этой галактики, SDSS Л33704.б9+315337.9, скорость Vh = 41 791 км/с. Однако, качество спектра не позволяет надежно оценить красное смещение. По морфологии этой галактики низкой поверхностной яркости можно заключить, что данная скорость ошибочна.
J1355+04 B была обнаружена И. Караченцевым (частное сообщение) на расстоянии 2'2 или
1.б кпк в проекции от близкой изолированной карликовой галактики KKH98. J1355+04B на 2—2.5 звездной величины слабее KKH 98, что, в случае если они находятся на одном расстоянии, делает ее сопоставимой по яркости с ультраслабыми карликами нашей Галактики.
J1423+21 — пара карликовых галактик на расстоянии 1' или 8 кпк друг от друга. Лучевая скорость Vh = 2049 км/с объекта ADBS 142335+2131 была получена в ходе Arecibo Dual-Beam Survey [23]
и, возможно, соответствует обоим объектам.
J1437+59 — тесная пара карликовых галактик на расстоянии 43'' или 7 кпк в проекции. Скорость известна только для одного объекта.
J1648+21. Сложная структура галактики Лб48+21 A вызвана либо вспышкой звездообразования, либо приливным воздействием галактики UGC 10549, хотя они находятся довольно далеко (45 кпк в проекции) друг от друга. Третий член группы, J 1б48+21С, расположен на расстоянии 29' к северу, или в 300 кпк в проекции, от двух более ярких галактик.
90’
Рис. 2. Распределение групп карликовых галактик на небе. Точки отмечают положение близких (Уьс < 3500 км/с) галактик. Группы карликов выделены кружками. Млечный Путь показан облаками серого цвета.
4. ОСНОВНЫЕ СВОЙСТВА ГРУПП КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
Распределение групп карликовых галактик на небе показано на Рис. 2. Подавляющее большинство систем сосредоточено в трети неба, покрытой обзором SDSS. Этот факт отражает сильную наблюдательную селекцию, присущую нашей выборке. К сожалению, селекционные эффекты практически не поддаются учету. На полноту наших данных влияют как зоны покрытия современных обзоров неба, так и отбор кандидатов для дальнейшего спектрального исследования. Как правило, галактики низкой светимости и низкой поверхностной яркости оказываются недоступны для наблюдений. Можно ожидать, что реальное число групп, состоящих исключительно из карликовых галактик, заметно больше выделенных 57 штук (~5% от общего числа групп) на масштабе Местного Сверхскопления. Несмотря на селекционные эффекты, можно отметить, что кратные карликовые системы избегают известных концентраций светящегося вещества, а их распределение существенно более однородно. Отметим, что карликовые группы избегают области 15^ < а < 18\ Это особенно заметно при сравнении с аналогичной областью, симметричной относительно плоскости Местного Сверхскопления. Этот факт, по всей видимости, является следствием чрезвычайного дефицита карликовых галактик в Местной Пустоте [24].
Рис. 3 показывает функцию светимости объектов нашей выборки в сравнении с ассоциациями карликовых галактик. Группы карликов (показаны черным цветом) занимают тот же диапазон абсолютных звездных величин, что и ассоциации (показаны светло-серым цветом). Полнота данных Каталога Близлежащих Галактик (A Catalog of Neighboring Galaxies) [25] на шкале до 2 Мпк
20
15
■I 10
о
го
б
0
Рис. 3. Функция светимости галактик нашей выборки в сравнении с ассоциациями Талли и др. [11].
близка к 100% вплоть до Ив = —10. Очевидно, что резкое уменьшение числа галактик слабее Ив = —15^5 в нашем списке объясняется наблюдательной селекцией. Предполагая пропорциональность функции светимости галактик в группах карликов распределению, полученному для галактик на шкале до 3 Мпк, и учитывая, что обзор БЭББ, вносящий основной вклад в наши данные, покрывает примерно треть неба, мы можем грубо оценить полное количество систем карликовых галактик на шкале Местного Сверхскопления. Групп карликовых галактик должно быть в 5—6 раз больше найденного нами.
Как видно из Рис. 4, группы карликовых галактик представлены в широком диапазоне значений индекса изолированности (II). Этот индекс показывает, во сколько раз нужно увеличить массы
M mag
12
10
Ф
5- 8
о
ст
о 6
ф
.о
Е
-Э 4
0.5
1.5 !од(/ /)
2.5
800
700
600
500
с р
400
ос"
300
200
100
5
СО
• • *
—• А I» о!Р^ *1» » * » *«
сь
Ме(Я,)=265 крс
о Ме(Я,)= 30 крс
20
40 а У кт/э
60
80
2
0
0
2
3
Рис. 4. Распределение групп карликовых галактик по индексу изолированности.
всех галактик, чтобы данная группа или галактика оказалась гравитационно связанной с другими системами. II ~ 1 означает, что система находится вблизи зоны гравитационного влияния или, иными словами, вблизи сферы нулевой скорости более массивного соседа. Большие величины II соответствуют областям пониженной плотности вещества во Вселенной, вдали от массивных гравитирующих центров.
На Рис. 5 показано распределение групп по размерам и внутренним движениям в системе. Черными символами отмечены группы карликов различной численности: точки соответствуют парам, треугольниками изображены триплеты, а звездами — группы большей населенности. Дисперсия лучевых скоростей в группах карликов (оу) доходит до 60 км/с с медианным значением 11 км/с, а проекционный размер групп не превышает 200 кпк, с медианным значением 30 кпк.
Основные параметры групп галактик в Местном Сверхскоплении, ассоциаций и групп карликовых галактик собраны в сводной Таблице 2. В ней приведены медианные значения дисперсии скоростей оу, гармонического радиуса систем К,, проекционной массы Мр, светимости Ь и отношения “масса-светимость” М/Ь. Для групп в Местном Сверхскоплении и групп карликов приведены параметры как для всей совокупности, так и для конкретных конфигураций: пар (п = 2), триплетов (п = 3) и остальных групп (п > 4). Сопоставление данных показывает, что группы карликов являются наиболее компактными образованиями. Протяженность групп из нашей выборки примерно на порядок меньше нормальных групп или ассоциаций. Дисперсии скоростей отличаются не столь
Рис. 5. Зависимость размера групп от внутренней дисперсии скоростей. Черными символами отмечены группы из нашей выборки (кружки — пары, треугольники — триплеты, звезды — более населенные системы). Серые кружки — ассоциации Талли и др. [11].
кардинально, но и здесь группы карликовых галактик характеризуются минимальными значениями, в семь раз уступая нормальным группам и в три раза — ассоциациям. Несмотря на это, кратные карликовые системы занимают промежуточное положение по отношению массы к светимости между типичными группами галактик и ассоциациями. Список карликовых групп составляют 47 пар, 8 триплетов и только 2 группы большей населенности. Это слишком мало для исследования ста-
Таблица 2. Сравнение основных параметров для обычных групп Местного Сверхскопления (ГМСС), групп карликовых галактик (ГК) и ассоциаций карликовых галактик (АК)
п кгп/э крс мр, Ю10 М(о ь, ю9 ье м/ь, м©/ье
ГМСС 1082 42 160 61 42 21
п = 2 516 24 121 14 17 11
п = 3 171 41 156 46 40 15
п > 4 395 74 204 330 120 31
АК 7 35 265 38 1.0 380
ГК 57 11 30 0.96 0.35 45
п = 2 47 9 22 0.29 0.29 26
п = 3 8 20 67 4.6 0.69 83
п > 4 2 40 66 26 2.0 129
10'
5? 1010
108
10
О о • л 1 Ме(Мр)=9.6 х109Мо . • * “ А* • * О о с«ь ° ■ • • ▲ • -
• • • * * • • • Ме(£в)=3.46 х108£о % • • р •
10
10
10
ь/ьв
10
10
ь/ь@
Рис. 6. Слева показана зависимость “масса—светимость” для групп и ассоциаций карликовых галактик; справа — зависимость “отношение ‘масса-светимость’—светимость”. Черными символами показаны группы из нашей выборки (пары — точки, триплеты — треугольники, группы с населенностью п > 4 — звезды). Серыми кружками отмечены ассоциации карликовых галактик.
тистических различий между системами различной населенности. Однако, можно отметить систематические изменения физических параметров с ростом количества членов группы. Триплеты карликовых галактик оказываются систематически более широкими, массивными и содержат больше светящейся материи, чем аналогичные пары карликов. Отношение “масса-светимость” также возрастает с ростом населенности групп.
На Рис. 5 также серыми кружками показано распределение ассоциаций карликовых галактик [11]. Ассоциации были обнаружены в Местном объеме исключительно из анализа распределения галактик в пространстве, основанном на измерении высокоточных расстояний. Как было отмечено в работе [11], практически все карликовые галактики, кроме ККЙ 25, в объеме до 3 Мпк объединены в группы или ассоциации. Ассоциации представляют собой довольно разреженные структуры. Типичный размер ассоциации (Я^ = 265 кпк) практически совпадает с типичным размером групп нормальных галактик, при том что полная светимость ассоциаций на два порядка ниже, чем светимость групп в Местном Сверхскоплении. Несмотря на то, что группы и ассоциации различаются в три раза по дисперсиям скоростей, они существенно, в девять раз, различаются по характерному размеру. Данный факт отражает принципиальную разницу в построении выборок. Ассоциации были выделены на основе пространственной корреляции объектов, в то время как группы галактик формировались исключительно на основе кинематической информации, с отбором кандидатов в физически связанные группы галактик. Требование гравитационной связанности групп, наряду с оценкой масс по све-
тимости, приводит к необходимости малых проекционных расстояний и малой разницы скоростей между компаньонами карликовых систем.
Медианное значение светимости групп карликовых галактик составляет 3.5 х 108 Ь@ в В-полосе, а медианное значение проекционной массы —
9.6 х 109 Мф. Это приводит к значению отношения “масса-светимость”, равному 45 Мф/Ьф. Отметим, что индивидуальная оценка массы группы карликовых галактик является крайне неопределенной из-за малой кратности систем (в своем большинстве это двойные галактики). Поэтому мы можем говорить только о средних величинах по ансамблю. На Рис. 6 приведены зависимости массы и отношения “масса-светимость” от полной светимости. Видно, что ассоциации в среднем более массивны, чем группы карликов. Тем не менее, необходимо отметить, что несмотря на разные алгоритмы выделения, существенную разницу в размерах и дисперсиях скоростей, группы и ассоциации карликовых галактик формируют непрерывную последовательность на диаграммах “масса—светимость”. Этот факт отражает генетическое родство этих систем.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
За последнее десятилетие современные массовые обзоры значительно увеличили число галактик с известными скоростями в Местном Сверхскоплении. На основе каталога групп в Местном Сверхскоплении [8] был составлен список систем, состоящих исключительно из карликовых галактик. В него вошли группы, в которых ярчайшая галактика слабее Мк = —19 в К-фильтре. Такие системы
составляют примерно 5% всех групп в Местном Сверхскоплении. Однако, с учетом селекционных эффектов общее число кратных карликовых систем должно быть как минимум в 5—6 раз больше. Группы карликовых галактик характеризуются средними размерами в 30 кпк и дисперсией скоростей в 11 км/с. Это гораздо меньше соответствующих величин для типичных групп в Местном Сверхскоплении (204 кпк и 74 км/с соответственно). Наша выборка групп карликовых галактик формирует непрерывную последовательность в распределении по светимостям и массам с ассоциациями, найденными Талли и др. [11] по анализу трехмерного распределения близких карликовых галактик. Группы и ассоциации карликов имеют подобные светимости, однако группы на порядок более компактны. Медианное значение отношения “масса-светимость” групп карликов составляет 45 М /Ь , что указывает на большее, чем в обычных группах, количество темной материи.
В системах карликовых галактик может содержаться существенное количество темной материи. Такие “темные” агрегаты могут быть очень многочисленны. Из-за сложности обнаружения и исследования они могут “скрывать” значительную долю темного вещества при исследовании групп галактик. Это может отчасти объяснить проблему “потерянной” массы — расхождения оценок средней плотности Вселенной, полученной по исследованию реликтового излучения и по изучению групп галактик в Местном Сверхскоплении [8].
Отметим, что вопросы формирования и эволюции систем карликовых галактик остаются крайне малоизученными. Это вызвано сложностями как наблюдений и интерпретации, так и теоретического подхода. При изучении групп, состоящих исключительно из карликовых галактик, мы сталкиваемся с большим числом сложностей: низкая поверхностная яркость и малая светимость делают подобные системы труднодоступными в наблюдениях, а малая масса накладывает очень жесткие ограничения при космологических расчетах. Список групп карликовых галактик, составленный нами, был положен в основу спектроскопического обзора, ведущегося на 6-м телескопе САО РАН с 2008 года. Основной задачей обзора является исследование химического состава карликовых галактик в группах и выяснение эволюционного статуса таких систем.
БЛАГОДАРНОСТИ
Работа была поддержана грантами РФФИ 11—02—00639, 11—02—90449 и Министерством образования и науки Российской Федерации (госконтракты 14.740.11.0901, 16.552.11.7028,
16.518.11.7073). В работе использовалась база данных НурегЬЕЭА (http://leda.univ-lyoni.fr).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. M. Colless, G. Dalton, S. Maddox, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 328, 1039 (2001).
2. M. A. Zwaan, L. Staveley-Smith, B. S. Koribalski, et al., Astronom. J. 125, 2842 (2003).
3. D. H. Jones, W. Saunders, M. Colless, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 355, 747 (2004).
4. R. Giovanelli, M. P. Haynes, B. R. Kent, et al., Astronom. J. 130, 2598 (2005).
5. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy, M. A. Ag№eros, et al., Astrophys. J. Suppl. 182, 543 (2009).
6. I. D. Karachentsev and D. I. Makarov, Astrophysical Bulletin 63, 299 (2008).
7. D. I. Makarov and I. D. Karachentsev, Astrophysical Bulletin 64, 24 (2009).
8. D. Makarov and I. Karachentsev, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 412, 2498 (2011).
9. J. N. Chengalur, S. A. Pustilnik, J.-M. Martin, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 371, 1849 (2006).
10. Ekta, J. N. Chengalur, and S. A. Pustilnik, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 372, 853 (2006).
11. R. B. Tully, L. Rizzi, A. E. Dolphin, et al., Astronom. J. 132, 729 (2006).
12. T. H. Jarrett, T. Chester, R. Cutri, et al., Astronom. J. 119,2498 (2000).
13. T. H. Jarrett, T. Chester, R. Cutri, et al., Astronom. J. 125, 525(2003).
14. K. Davidson, T. D. Kinman, and S. D. Friedman, Astronom. J. 97, 1591 (1989).
15. I. D. Karachentsev and D. A. Makarov, Astronom. J. 111, 794 (1996).
16. S. Jester, D. P. Schneider, G. T. Richards, et al., Astronom. J. 130, 873 (2005).
17. G. Paturel, C. Petit, P. Prugniel, et al., Astronom. and Astrophys. 412, 45(2003).
18. L. N. Makarova and I. D. Karachentsev, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 133, 181 (1998).
19. R. B. Tully, E. J. Shaya, and M. J. Pierce, Astrophys. J. Suppl. 80,479(1992).
20. I. D. Karachentsev, V E. Karachentseva, and
W. K. Huchtmeier, Astron. Lett. 33, 512 (2007).
21. W. K. Huchtmeier, I. D. Karachentsev, and
V. E. Karachentseva, Astronom. and Astrophys. 506, 677 (2009).
22. D. Martinez-Delgado, A. J. Romanowsky,
R. J. GaBany, et al., ArXiv: 1112.2154(2011).
23. J. L. Rosenberg and S. E. Schneider, Astrophys. J. Suppl. 130, 177(2000).
24. W. K. Huchtmeier, I. D. Karachentsev, and
V. E. Karachentseva, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 147, 187(2000).
25. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. K. Huchtmeier, et al., Astronom. J. 127, 2031 (2004).
A LIST OF GROUPS OF DWARF GALAXIES IN THE LOCAL SUPERCLUSTER
D. I. Makarov, R. I. Uklein
We report a list of groups consisting of dwarf galaxies only. The sample contains 126 objects, mainly combined in pairs. The most populated group contains six dwarf galaxies. The majority of systems considered reside in the low-density regions and evolve unaffected by massive galaxies. The characteristic sizes and velocity dispersions of groups are 30 kpc and 11 km/s, respectively. They resemble the associations of dwarf galaxies, but are more compact. On the whole, groups and associations form a continuous sequence. Alike the associations, our groups possess high mass-to-luminosity ratios, what is indicative of a large amount of dark matter present in these systems.
Keywords: astronomical databases: catalogs—galaxies: groups
