CC BY
46
УДК 524.77/78-325.4
СТРУКТУРА СКОПЛЕНИЙ С БИМОДАЛЬНЫМ РАСПРЕДЕЛЕНИЕМ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ ГАЛАКТИК III: A1831
2010 А. И. Копылов, Ф. Г. Копылова
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 14 декабря 2009 г.; принята в печать 22 марта 2010 г.
В рамках программы изучения скоплений галактик с бимодальным распределением лучевых скоростей (с разностью скоростей между подсистемами Аег ~ 3000 км/с) мы исследовали скопление A1831 В скоплении выделены две подсистемы: A1831A (ег = 18970 км/с) и A1831B (ег = 22629 км/с). Получены оценки прямых расстояний до подсистем по галактикам ранних типов тремя способами: с помощью соотношения Корменди, фотометрической плоскости и фундаментальной плоскости.
Для этого использовались данные наших наблюдений на 1-м телескопе САО РАН и данные каталога SDSS DR6. C уровнем достоверности 99% мы установили: подсистемы находятся на разных расстояниях, которые близки к их хаббловским расстояниям, соответствующим лучевым скоростям подсистем, и расположены почти точно друг за другом по лучу зрения и не связаны гравитационно. Оба скопления имеют сложную внутреннюю структуру, что затрудняет определение их динамических параметров. Полученные нами оценки дисперсий лучевых скоростей и масс: 480 км/с и 1.9 х 1014 Ы& для A1831A, 952км/с и 1.4 х 1015 Ы& для A1831B — должны рассматриваться как ограничения сверху. В фоновом скоплении A1831A можно выделить как минимум три пространственно и кинематически обособленные группы галактик, что указывает на незавершенность динамической релаксации. Не исключена и возможность случайной проекции. Для основного скопления A1831B особенности кинематической структуры и тот факт, что оценка массы скопления по дисперсии лучевых скоростей галактик в 2—3 раза превышает независимые оценки массы, полученные по полной светимости скопления в ^полосе, температуре и светимости рентгеновского газа скопления, дают основания предполагать, что скопление находится в динамически активном состоянии: происходит аккреция на вириализованное ядро скопления (возможно, вдоль филамента, направленного близко к лучу зрения) галактик и групп галактик с большими лучевыми скоростями относительно центра скопления.
Ключевые слова: галактики, группы и скопления галактик, межгалактический газ
1. ВВЕДЕНИЕ
Это третья работа серии, посвященной изуче-
нию скоплений галактик с бимодальным распределением лучевых скоростей, в которой мы исследуем
скопление A1831. Ранее была определена структура скоплений А1035 [1] и А1775 [2]. Скопле-
ние А1569 будет рассмотрено в заключительной
работе.
Скопления A1775 и A1831 вместе с A1795
и А1800 образуют компактный квартет богатых
рентгеновских скоплений с размером в картинной
плоскости около 20Мпк — ядро сверхскопления
Волопас (Bootes) [3]. В такой массивной систе-
ме можно ожидать большие пекулярные скорости
компонентов, если ее размер вдоль луча зрения
сравним с размером в картинной плоскости. Од-
новременно в ней ярко выражена бимодальность распределения скоростей скоплений: лучевые скорости A1795 и одной из подсистем в каждом из
скоплений A1775 и A1831 группируются около значения сх ~ 19000 км/с, а две другие подсистемы и A1800 имеют скорости близкие к сх 22500 км/с. Большое различие скоростей повышает вероятность того, что имеет место визуальное наложение двух независимых структур, находящихся на соответствующих их лучевым скоростям хаббловских расстояниях. Для скопления A1775 в [2] мы определили, что реализуется этот вариант. В данной работе аналогичный вывод делается и для A1831.
Основной целью работы было определение структуры скопления A1831 — расстояния между его подсистемами вдоль луча зрения — с применением нескольких способов оценки прямых расстояний по галактикам ранних типов. Кроме того, мы попытались оценить динамическую массу и отношение масса-светимость, но оказалось, что сложная внутренняя структура обеих подсистем
cz, km/s
Рис. 1. Распределение лучевых скоростей галактик в A1831 в пределах 45' от ярчайшей галактики скопления (13^59т15в; +27°58'34''). Штриховой гистограммой показано распределение в пределах К200 для каждой из подсистем.
позволяет получить только верхние оценки этих параметров.
Нами использовался наблюдательный материал, полученный на 1-м телескопе САО РАН, и данные из каталога SDSS DR6 (Sloan Digital Sky Survey Data Release 6) [4]. Для определения инфракрасной светимости скоплений мы привлекали данные каталога 2MASS.
Статья организована следующим образом. Во втором разделе определяются основные характеристики двух основных подсистем скопления, соответствующих пикам в распределении лучевых скоростей: A1831A и A1831B. В третьем разделе представлены выборки галактик ранних типов, использовавшиеся для измерения расстояний. В четвертом — определяются прямые расстояния до подсистем в A1831. В пятом — рассматривается внутренняя структура подсистем и проводится сравнение оценок массы, полученных по дисперсии скоростей, инфракрасной светимости и рентгеновским данным. В заключении обсуждаются полученные результаты. В работе мы использовали следующие космологические параметры: Qm = 0.3, Ол = 0.Т, Но = 70 км/с/Мпк.
2. ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ СКОПЛЕНИЯ A1831
В каталоге Эйбелла [5] скопление A1831 имеет класс богатства 1 и тип по Bautz-Morgan III.
Для ярчайшей галактики в центре скопления красное смещение, z = 0.0749, было определено в работе [6]. Первое указание на возможную бимодальность скопления было получено в [7] по измерениям лучевых скоростей для 6 галактик, которые разделились поровну на две подсистемы: A1831A (cz & 19100 км/с) и A1831B ( cz & 21950 км/с). Последующие измерения лучевых скоростей [8] и [9] подтвердили бимодальность скопления по лучевым скоростям. Благодаря тому, что подсистема A1831A включала примерно вдвое больше галактик с измеренными скоростями, ее среднее z & 0.0615 как правило принималось в качестве красного смещения скопления A1831, а подсистема A1831B рассматривалась как фоновая группа ([10] и NED).
Данные каталога SDSS DR6 позволяют достаточно надежно, по существенно большему числу галактик с измеренными лучевыми скоростями, выделить те же двe основные подсистемы в скоплении: A1831A и A1831B. По распределению лучевых скоростей в области радиусом 45; вокруг центра скопления, совпадающего с ярчайшей cD-галактикой (Рис. 1), в качестве граничной лучевой скорости между подсистемами можно принять 20300 км/с. Несколько галактик с лучевыми скоростями меньше 17400 км/с и больше 25000 км/с могут быть отнесены к переднему и заднему фону соответственно.
Таблица І. Данные для скоплений
Свойства скоплений A1831A A1831B
a (J2000), hhmmss 13 59 17.26 13 59 15.09
(5 (J2000), ddmmss +27 56 05.8 +27 58 34.5
Zh 0.062942 0.075481
czh, км/ с 18870 22629
<7, км/С 480 ± 82 952+ 101
R to О О 15.9 26.5
Д200, Мпк 1.15 2.27
N200 34 89
М200, 1014 М0 1.86 ±0.94 14.42 ±4.60
L200, Ю12 Lq 2.91 ±0.1 8.62 ±0.1
М/Lk, Mq/Lq 64 ±33 167 ±76
Lx(0.1 — 2.4 кэВ), 1044 эрг/с - 1.5
Чтобы более детально охарактеризовать структуру и кинематику каждого из скоплений, на Рис. 2, 3 на четырех панелях представлены:
1) отклонение лучевых скоростей галактик — членов скопления и галактик, отнесенных к фону, от средней лучевой скорости скопления в зависимости от квадрата радиуса (углового расстояния от центра скопления);
2) интегральное распределение числа галактик в зависимости от квадрата радиуса для наглядного выявления плотного ядра скопления, более разреженного гало и внешней области, где распределение выходит на линейную зависимость в выбранных координатах, то есть наблюдается однородное в среднем распределение галактик окружения;
3) расположение галактик в картинной плоскости в экваториальных координатах;
4) гистограмма распределения лучевых скоростей для всех галактик в пределах радиуса R200 (для нее показана функция Гаусса, соответствующая дисперсии скоростей скопления из Таблицы 1) и галактик, расположенных в пределах 10' от центра скопления.
В Таблице 1 представлены параметры скоплений, определенные нами для области радиусом R200, по данным каталога SDSS, дополненным небольшим числом измерений лучевых скоростей из базы данных NED. R200 — это радиус вириа-лизованной области скопления, в пределах которого плотность массы в 200 раз превышает критическую плотность Вселенной. Данный радиус и масса скопления в области, ограниченной этим
радиусом, М200, определены тем же способом, что и в [11], по дисперсии лучевых скоростей галактик (также в пределах К200), которая приведена в Таблице 1 с учетом космологической поправки (1 + г)-1. М200 — число галактик с измеренными лучевыми скоростями в пределах Я200. Кроме того, в Таблице 1 приведены полные светимости скоплений в К-полосе, вычисленные по галактикам ярче Мк,Ит = —21т, и отношение массы к К-светимости. Методика определения светимости описана в [11].
В рентгеновском диапазоне для скопления А1831 имеются измерения потока в интервале
0.1 — 2.4 кэВ по данным КОБЛТ:
Гх — 11.8 х 10-12 эрг/с/см2 [12], и температуры по данным SUZЛKU: кТ = 4.22 кэВ[13]. При г = 0.0755 рентгеновская светимость равна
Ьх(0.1 — 2.4 кэВ) — 1.5 х 1044 эрг/с.
По распределению температуры скопление классифицировано в [13] как скопление с охлаждающимся ядром. Пик яркости рентгеновского излучения совпадает с ярчайшей галактикой скопления типа еЭ, которая принадлежит подсистеме А1831В. Таким образом, по всем своим характеристикам эта подсистема является основной в скоплении А1831.
3. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК РАННИХ ТИПОВ
В этом разделе мы описываем наблюдательные данные — параметры галактик ранних типов, ко-
2000
1000
0
N
< -1000
-2000
-3000
¥*Т'+ и ' |,|+і ► П + -■# +і - ! + ++ 1 о- !>° ®і Iа п 9® Ц- 1 1 II 1 1 II 1 II + + - ч- + + © ® — ^ в 0 ®о о о в <р % О
° 1 ЛІГ 1% °® о°Ъ э- 1 1 х _Х | х і і 1 і 1 і і і 1 ® % оО @ х ^ і і і 1 і і і 1 і і і 1
140
120
100
ВО
60
40
20
о®8®
&
'М
,о в' <■*
**
* * *
]________I________I________I_______1_
~\—I—і—і—і—|—і—і—і—[
її__________I________I________I_______I________I________I________I________I_______I________I________I
27°30' -
14Ьоот
І І І І I | І І І І І І І І І I | І І І І I
ІЗ^б1"
ИА
10
5 -
П і і і і _і—-гЧ і і і I
400 800 1200 1600 2000
г2, sq.arcmin
18000 20000 cz, ктД
Рис. 2. Распределение галактик в А1831А. На левом верхнем рисунке показано отклонение лучевых скоростей галактик от средней лучевой скорости скопления, определенной по галактикам в пределах радиуса К200. Горизонтальные штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.5а, вертикальной штриховой линией отмечен радиус Я200, пунктирной — радиус Эйбелла (2.143 Мпк). Кружками большего размера отмечены галактики ярче 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 обозначениям на левом верхнем рисунке, звездочки — галактикам 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 в пределах радиуса К200 (сплошной линией для членов скопления показана гауссиана) и галактик, расположенных в пределах 10' от центра скопления (штриховая линия). Сплошная вертикальная линия указывает среднюю лучевую скорость скопления.
торые были использованы нами для определения расстояний до подсистем в скоплении А1831.
3.1. Параметры галактик ранних типов, полученные на 1-м телескопе
Мы определили фотометрические характеристики 13 галактик в А1831 по прямым снимкам в фильтре Кс (система Крона-Казинса), полученным нами на 1-м телескопе САО РАН в апреле 1999 года. Для наблюдений были отобраны галактики с морфологией раннего типа, определенной визуально по картам Паломарского атласа неба, с известными на тот момент времени лучевыми скоростями из работ [8] и [9].
Снимки были получены при среднем качестве изображений 1.75 ± 0.05". Использовалась ПЗС матрица типа 1Б0015Л формата (520 х 580) с размером элемента 18 х 24 мкм, что соответствует
угловому размеру 0.28" х 0.37". Время экспозиции составляло 500 сек. Наблюдения стандартных звезд Ландолта [14] проводились несколько раз в течение каждой ночи, чтобы обеспечить фотометрическую привязку снимков. Фотометрические условия во время наблюдений были не очень хорошими, поэтому привязка была уточнена по фотометрическим данным из БЭББ для звезд в поле каждого из наших снимков. Сопоставление с
2000
1000
0
N
< -1000
-2000
-3000
1 1 1 1 1 1 с # ® L° °Я°п° С £„°в о j ®о° ®° а ТІ 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 ] + + + -! ° V |° O 1 9 PI® о „
) о ■ ° Sfc.j: L ® ©So V^l 1 1 1 1 1 ! ° ■ ® *® n * aJo®o° ° ° ° o® - * • о - I ° о О jL ° О — |X ХІ X Ix 1 1 1X , |X , 1 , U 1 1 1 1
140
120
100
ВО
60
40
20
О
-т—і—|—г
28°00'
О /<■' 0о® а® \
®<-' бРо 0® л
,/ о°о е j ^
ҐТ • О ХУМІЮ5 О I
л _ , w Wdo оо • :1
~ \’.® *> о Tf) ''I
i% °\. ® ®> І5®
□® °® © d" ®> .7 0 0 х
" о ■>/ °
v. О Ч /
0 . V О •
27°30’ -
т—I—і—і—і—|—і—і—і—[
(*>с
3(ро
I I* I I I I I I I I I I
14h00m
13h56m
RA
0 400
800
1200 1600 2000
r£, sq.arcmin
cz, km/s
Рис. З. То же, что и на предыдущем рисунке, для A1831B.
данными SDSS показало, что поглощение в атмосфере не превышало 0.3 звездной величины.
Наблюдательный материал обрабатывался с помощью пакета MIDAS. Применялась стандартная процедура обработки снимков: вычитание медианного темнового кадра, деление на плоское поле и вычитание фона неба, аппроксимированного поверхностью 2-ой степени. Методом многоапертурной фотометрии определялась полная (асимптотическая) величина галактики. Затем по полной величине находился эффективный радиус Re круговой апертуры, в пределах которой светимость галактики уменьшается вдвое, и эффективная поверхностная яркость це на этом радиусе. Характеристика формы профиля поверхностной яркости n определялась путем подгонки профиля Серсика[15] Rl/n к наблюдаемому профилю в диапазоне от радиуса равного 3 FWHM (для уменьшения влияния качества изображения) до радиуса, на котором поверхностная яркость составляла 24 — 25т/п". Полученные фотометрические параметры галактик Re, це были скорректированы за качество изображения методом, описанным в работе [16]. В поверхностные яркости введена космологическая поправка 10log(1 + z). Таким
образом, в нашей работе использованы модельно независимые параметры галактик (Re, це), определенные по полной асимптотической величине, и модельно зависимая величина n.
Результаты наших фотометрических измерений приведены в Таблице 2. В ней представлены следующие данные для галактик: номер скопления по каталогу [5]; экваториальные координаты галактик на эпоху J2000; гелиоцентрическое красное смещение (по данным SDSS или NED); полная асимптотическая величина; эффективный радиус галактики в угловых секундах; эффективная поверхностная яркость на эффективном радиусе; параметр формы профиля Серсика n c его ошибкой. У ярчайшей галактики скопления A1831B наличие протяженной оболочки затрудняло определение полной асимптотической величины, поэтому для этой галактики все наблюдаемые характеристики были определены путем подгонки профиля Серсика к наблюдаемому профилю. К измеренным нами параметрам галактик мы добавили центральную дисперсию скоростей звезд галактик из работы [17].
КОПЫЛОВ, КОПЫЛОВА Таблица 2. Параметры галактик ранних типов, полученные на 1-м телескопе
С ко пл. а (J2000) (5 Zh czh mR Re Me n а R
hhmmss ddmmss км/ с зв.вел. угл.сек. зв.вел./П" км/ с угл.мин.
А1831А 13 59 08.74+28 01 21.3 0.064485 19332 14.10 7.28 21.22 2.62 + 0.12 240 4.94
13 59 17.26+27 56 05.7 0.060450 18122 14.34 3.48 19.99 2.34 + 0.13 261 1.49
13 59 08.86+28 03 23.6 0.065669 19687 14.49 4.77 20.75 2.00 + 0.27 190 6.98
13 58 59.89+28 04 04.3 0.062835 18837 15.24 4.13 21.16 2.22 + 0.30 164 8.00
13 59 07.57+27 56 24.8 0.060735 18208 15.42 3.24 20.86 2.50 + 0.47 206 0.68
13 58 45.74+27 57 05.8 0.061859 18545 15.60 3.29 21.13 1.76 + 0.23 142 5.55
13 59 08.85+27 54 48.8 0.060949 18272 15.81 2.78 20.84 1.78 + 0.35 - 1.67
А1831В 13 59 15.09+27 58 34.4 0.075926 22762 13.17 25.70 23.15 3.31 + 0.17 285 0.00
13 58 34.28+28 07 09.1 0.070859 21243 14.65 4.38 20.83 3.53 + 0.36 275 12.43
13 59 36.63+28 05 31.4 0.073786 22120 15.03 4.76 21.26 1.23 + 0.08 256 8.42
13 58 03.79+28 04 36.4 0.079988 23980 15.14 3.32 20.41 1.23 + 0.09 - 16.85
13 59 14.19+28 01 04.5 0.080415 24108 15.16 3.57 20.87 2.14 + 0.19 230 2.51
13 59 08.37+27 55 01.2 0.075645 22678 15.75 2.62 20.62 1.36 + 0.16 162 3.85
3.2. Параметры галактик ранних типов по каталогу SDSS
Нами составлена выборка галактик ранних типов в скоплениях Ai83iA и Ai83iB по данным каталога SDSS DR6 (фильтр r) для построения фундаментальной плоскости (ФУП). Галактики были отобраны по тем же критериям, что и в наших предыдущих работах [i] и [2]. Для того, чтобы уменьшить влияние ошибок определения дисперсии скоростей звезд и параметров профиля де Вокулера, мы отбирали только объекты с а>100км/с и эффективным радиусом, превышающим 1". Кроме того, мы взяли недостающие измерения дисперсий скоростей звезд для 17 галактик из работы [17], с рекомендованной поправкой (А log а = —0.026) для учета систематического отличия этих измерений от данных SDSS, и привели их к круглой апертуре (описано в следующем разделе). Всего отобрано 10 галактик в A1831A и 37 в A1831B в пределах соответствующих радиусов R200. В Таблице 3 приведены следующие данные для этих галактик: экваториальные координаты на эпоху J2000; гелиоцентрическое красное смещение; центральная дисперсия скоростей звезд а; параметры профиля де Вокулера: полная величина и эффективный радиус, умноженный на \/{Ъ/а)', fracDeVr >0.8 — величина характеризующая вклад балджа де Вокулера в полную
светимость галактики; r90/r50 > 2.6 — индекс концентрации равный отношению радиусов, содержащих 90% и 50% потоков Петросяна; eClass < 0 — параметр характеризующий спектр галактики: отрицательные величины соответствуют спектрам без заметных эмиссионных линий; расстояние галактики от центра скопления в угловых минутах.
4. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО ПОДСИСТЕМ В A1831
Как и в предыдущих работах, для определения расстояний до исследуемых скоплений мы использовали параметры галактик ранних типов и зависимости между ними: соотношение Корменди, фотометрическую плоскость (ФОП) и фундаментальную плоскость (ФУП). Соотношение Кормен-ди в фильтре Rc для большой выборки галактик имеет вид: log Re = 0.3S^e + y. На Рис. 4 (слева) показано это соотношение для 7 наблюдавшихся нами галактик в A1831A и 6 галактик в A1831B. Определение расстояний до скоплений по соотношению Корменди [18], исправленному за зависимость остаточных отклонений от величины галактики, подробно описано в нашей работе [19], где мы аппроксимировали зависимость остаточных отклонений от величины галактики полиномом второй степени и вводили соответствующую поправку в определяемые нуль-пункты (расстояния). На Рис. 4 (слева) построено это соотношение для
і
03
w
о
+
ею
_о
СЧ2
1Л
о
logRe,arcsec
logRe,arcsec
Рис. 4. Соотношение Корменди (слева) и фотометрическая плоскость (справа) для галактик ранних типов в A1831A и A1831B, по измерениям на 1-м телескопе. Штриховая линия соответствует среднему нуль-пункту для A1831A, сплошная — A1831B.
7 наблюдавшихся нами галактик в A1831A и 6 галактик в A1831B. По оси абсцисс указаны определенные по данным наших наблюдений log Re в угловых секундах, исправленные за качество изображения. В поверхностные яркости (ось ординат) введена космологическая поправка 10 log(1 + z). К-поправка и поправка за эволюцию для z ~ 0.0Т примерно равны по абсолютной величине, но имеют разные знаки, поэтому они не учитывались. Линии на рисунке соответствуют усредненным (по всем галактикам соответствующей подсистемы) нуль-пунктам соотношений, которые представлены в Таблице 4. Разность нуль-пунктов для соотношения Корменди равна Ajkr = 0.031 ± 0.0Т3. После введения поправки за зависимость от величины галактики получаем A^KRm = 0.089 ± 0.052. Если мы построим фундаментальную плоскость (ее форму в фильтре R мы взяли из [20]) для тех же галактик, добавив третий параметр — их дисперсии скоростей из работы [17] (они даны в Таблице 2), то получим следующую разность нуль-пунктов (Рис. 5) AjFP(R) = 0.149 ± 0.04Т.
Соотношение Корменди и без поправки и с поправкой не позволяет с достаточной точностью определить расстояния до подсистем, чтобы можно было сделать выбор в пользу одного из двух вариантов: 1) скопления находятся приблизительно на одном расстоянии и движутся с большой относительной скоростью и 2) разность расстояний скоплений соответствуют разности их лучевых скоростей в согласии с хаббловским законом
(около 50Мпк в данном случае). Промежуточные варианты — скопления достаточно удалены друг от друга, но тем не менее имеют заметные пекулярные скорости — гораздо менее вероятны a priori, поскольку известно, что пекулярные скорости изолированных скоплений невелики (порядка 300 км/с). Использование ФУП позволяет с уровнем достоверности 99% заключить, что подсистемы находятся не на одном и том же расстоянии. При этом разность средних нуль-пунктов превосходит ожидаемую в том случае, если подсистемы находятся на хаббловских расстояниях. Для наблюдаемой разности лучевых скоростей разность нуль-пунктов должна составлять Ayh = 0-078.
Фотометрическая плоскость (ФОП) получается из фундаментальной плоскости галактик ранних типов, если спектрально измеряемый параметр, центральную дисперсию скоростей звезд в галактике, заменить на фотометрически измеряемый параметр Серсика п, который характеризует форму профиля поверхностной яркости. В наших предыдущих работах ([1] и [2]) мы подробно описали применение ФОП для определения расстояний. На Рис. 4 (справа) приведена ФОП для 7 галактик в A1831A и 6 галактик — в A1831B, а значения средних нуль-пунктов приведены в Таблице 4. Разность средних нуль-пунктов равна Ajpp = —0.027 ± 0.063. ФОП, как и соотношение Корменди, не позволяет с достаточной точностью определить разность расстояний подсистем в скоплении A1831.
Таблица 3. Параметры галактик ранних типов из каталога SDSS
С ко пл. а (72000) (5 а тг Де /гасОеУг г90/г50 И
НИттээ ёёттээ км/с км/с зв.вел. угл.сек. угл.мин.
А1831А 13 59 07.59+27 56 24.6 0.060735 18208 206* 15.704 3.388 1.000 3.373 - 0.68
13 59 04.33+27 56 39.0 0.060815 18232 154 16.451 1.528 0.892 2.795 -0.144 1.42
13 59 17.26+27 56 05.7 0.060450 18122 270 14.695 3.447 0.934 3.126 -0.172 1.49
13 58 54.64+27 57 38.0 0.063010 18890 102 16.901 1.797 1.000 3.105 -0.179 3.74
13 58 53.04+27 59 06.0 0.059654 17884 141 16.271 1.689 1.000 3.211 -0.142 4.72
13 59 08.74+28 01 21.3 0.064485 19332 238 14.166 10.168 0.567 2.957 -0.154 4.94
13 58 45.74+27 57 05.8 0.061859 18545 158 15.787 3.740 0.925 3.055 -0.170 5.55
13 59 08.86+28 03 23.6 0.065669 19687 202 14.703 5.643 1.000 2.663 -0.177 6.98
13 58 59.89+28 04 04.3 0.062835 18837 164* 15.832 3.102 1.000 3.126 -0.153 8.00
14 00 15.17+28 00 56.1 0.065273 19568 112 17.316 1.943 0.942 3.126 -0.254 14.94
А1831В 13 59 15.09+27 58 34.4 0.075926 22762 285* 14.040 11.916 0.892 2.769 - 0.00
13 59 12.45+27 58 48.3 0.076782 23019 105 17.282 2.062 0.968 3.122 -0.104 0.63
13 59 17.27+27 59 39.0 0.080451 24119 200 16.772 1.149 0.919 2.791 -0.166 1.18
13 59 22.19+27 59 46.3 0.077290 23171 206* 16.953 1.162 1.000 2.905 - 1.97
13 59 24.64+27 59 34.3 0.071891 21552 117 17.261 1.506 0.977 2.832 -0.131 2.33
13 59 14.19+28 01 04.5 0.080415 24108 230* 15.530 2.801 1.000 3.345 -0.151 2.51
13 59 24.49+27 57 05.7 0.079198 23743 186 17.117 1.265 1.000 2.911 -0.143 2.55
13 59 08.37+27 55 01.2 0.075645 22678 162* 16.011 2.555 1.000 3.168 -0.133 3.85
13 59 22.46+28 02 10.1 0.075758 22712 108 17.539 1.456 0.887 2.730 -0.115 3.94
13 58 59.98+27 56 13.7 0.073430 22014 134 16.955 2.609 1.000 3.018 -0.105 4.08
13 59 02.98+28 05 16.8 0.075409 22607 117* 16.808 1.414 1.000 2.940 - 7.22
13 59 45.74+28 01 17.0 0.078222 23450 151* 16.420 1.596 0.987 2.915 -0.122 7.29
13 59 48.66+27 57 51.1 0.071710 21498 158* 16.345 2.613 0.869 3.044 -0.177 7.45
13 59 17.21+28 07 23.8 0.072680 21789 117 17.323 1.420 0.866 2.706 -0.117 8.84
13 58 52.54+27 48 34.8 0.077145 23127 230 16.729 1.190 0.989 2.719 -0.143 11.17
13 58 33.84+27 50 42.6 0.069875 20948 192* 15.588 3.269 0.986 3.172 - 12.04
13 58 21.53+28 01 19.1 0.071795 21524 148* 16.530 1.318 0.983 2.859 -0.125 12.14
13 58 36.88+28 07 26.8 0.071205 21347 136 17.128 1.284 0.975 2.739 -0.129 12.24
13 59 08.28+28 10 46.0 0.075840 22736 177* 15.589 4.771 1.000 2.625 -0.164 12.29
13 58 34.31+28 07 09.2 0.070859 21243 275* 14.999 3.938 1.000 3.375 - 12.43
13 59 57.87+27 49 45.7 0.080998 24283 161* 16.008 3.188 0.972 3.245 -0.140 12.92
13 58 36.78+28 08 23.0 0.072731 21804 122* 16.768 1.345 0.944 2.710 -0.115 12.95
13 58 29.53+27 47 14.0 0.078230 23453 216 15.898 2.456 1.000 2.971 -0.156 15.16
Таблица 3. (Продолжение)
С ко пл. а (J2000) (5 Zh czh a mr Re fracDeVp г90/г50 eClass R
hhmmss ddmmss км/с км/с зв.вел. угл.сек. угл.мин.
13 59 55.07+27 46 12.0 0.078913 23658 177 17.117 1.212 1.000 3.148 -0.114 15.21
А1831В 13 58 11.61+28 05 30.8 0.077488 23230 101 16.886 2.319 1.000 2.727 -0.116 15.63
13 57 57.54+28 02 18.0 0.081349 24388 ИЗ* 16.879 1.916 1.000 2.629 -0.108 17.52
13 59 14.42+28 16 36.1 0.078426 23512 125 16.776 1.708 1.000 2.923 -0.126 18.03
14 00 19.30+27 47 08.8 0.073575 22057 162 15.889 2.910 0.835 2.736 -0.135 18.22
13 58 10.96+28 10 36.8 0.070459 21123 119 16.639 2.338 1.000 2.752 -0.124 18.57
13 58 43.14+28 16 06.5 0.076937 23065 127 16.992 1.436 1.000 3.038 -0.104 18.90
13 58 29.77+28 17 39.2 0.073459 22022 149 16.407 2.402 0.831 2.843 -0.137 21.54
13 57 57.93+28 11 49.6 0.071440 21417 205 16.427 1.102 1.000 2.834 -0.155 21.57
13 58 47.08+27 36 59.8 0.076658 22981 146 16.973 1.125 1.000 2.918 -0.099 22.45
14 00 55.04+27 54 02.5 0.076229 22853 220* 15.476 3.438 1.000 3.058 -0.192 22.54
13 58 47.63+27 34 21.0 0.076729 23003 176* 16.511 1.436 1.000 3.105 -0.152 24.97
13 57 47.16+28 15 22.3 0.073418 22010 182 16.297 4.453 1.000 3.247 -0.212 25.65
14 00 10.25+27 35 11.9 0.068409 20509 201 15.537 4.729 1.000 3.130 -0.188 26.37
Поскольку статистическая точность оценки расстояния зависит от числа используемых галактик, наиболее надежный результат может быть получен с помощью ФУП, построенной по данным SDSS. Для построения ФУП средняя эффективная поверхностная яркость вычислялась по формуле:
< >= mr + 2.5log(27r^2) — 10 log(1 + z).
Центральная дисперсия скоростей а и эффективный радиус приведены к круглой апертуре согласно [21]: acorr = aest(rfiber/то/8)°м, где aest — измеренное значение дисперсии, rfiber равен для
данных SDSS 1."5 и r0 = re\JJb/a), где г0 — эквивалентный эффективный радиус круга, а re — эффективный радиус вдоль большой оси галактики. На Рис. 6 приведена ФУП для 10 и 37 галактик скоплений A1831A и A1831B, отобранных в пределах соответствующих радиусов R200. Для демонстрации типичной внутренней точности метода по галактикам более близкого скопления, на измерения которых в меньшей степени влияет качество изображений, на Рис. 6 дополнительно показаны галактики скопления A1314 (z = 0.033). Их параметры определены также по данным SDSS DR6. Линии на Рис. 6 соответствуют усредненным нуль-пунктам прямой регрессии относительно log Re из работы Бернарди и
др. [22], полученной по 9000 галактик из каталога SDSS: log Re = 1.17log а + 0.30 < fxe > +7. На Рис. 7 приведены индивидуальные расстояния (нуль-пункты y) галактик в зависимости от лучевой скорости. Жирной кривой показана ожидаемая хаббловская зависимость между лучевой скоростью и расстоянием. Разность средних нуль-пунктов скоплений A1831A и A1831B (их значения даны в Таблице 4) равна AYFP(r) = 0.092 ± 0.031.
Это позволяет с уровнем достоверности 99% отвергнуть предположение, что скопления находятся близко друг к другу и наблюдаемая относительная скорость обусловлена их гравитационным взаимодействием.
Наше измерение разности расстояний скоплений с помощью ФУП по данным SDSS находится в хорошем согласии с ожидаемой хаббловской зависимостью между скоростью и расстоянием (Ayh = 0.078). Это позволяет с большой уверенностью сделать вывод, что подсистемы в скоплении A1831 находятся примерно на своих хаббловских расстояниях и являются гравитационно несвязанными, независимыми скоплениями, расположенными практически точно друг за другом по лучу зрения. Скопление A1831A является фоновым для более богатого рентгеновского скопления A1831B.
КОПЫЛОВ, КОПЫЛОВА Таблица 4. Относительные расстояния субскоплений
А1831А А1831В А-В
Нуль-пункт теап гтов N теап те N
ІКЕ -7.327i0.065 0.172 7 -7.358i0.034 0.083 6 0.03ІІ0.073
7К Пт -7.270i0.036 0.095 7 -7.359i0.038 0.093 6 0.089І0.052
7 ^р(д) -9.085i0.035 0.085 6 -9.234i0.031 0.069 5 0.149І0.047
1РР -5.645i0.050 0.133 7 -5.618i0.038 0.092 6 -0.027i0.063
7^р(г) -8.133i0.028 0.090 10 -8.225i0.013 0.079 37 0.092І0.031
І
со
о
+
ь
ао
1о£ Ие, агсэес
logRe .агсэес
Рис. 5. Фундаментальная плоскость галактик ранних типов в A1831A и A1831B (фильтр Ес). Обозначения те же, что и на Рис. 4.
5. ВНУТРЕННЯ СТРУКТУРА СКОПЛЕНИЙ A1831A И A1831B
Анализ Рис. 2 и 3 позволяет сделать вывод в пользу того, что в обоих скоплениях еще не наступила полная релаксация. На Рис. 2 можно видеть, что в центре скопления A1831A внутри области радиусом 10' преобладают галактики с лучевыми скоростями меньше, чем средняя лучевая скорость в пределах Я200. Галактики основного пика в распределении скоростей отсутствуют в центре, образуя две довольно компактные группы к северу и югу от центра. Это является признаком того, что скопление находится в процессе формирования и еще не достигло вириального равновесия, поэтому, вероятно, что для него дисперсия скоростей и оценка массы могут быть несколько завышены. Не исключено также, что пространственно и кинематически обособленные группы, из которых состоит
Рис. 6. Фундаментальная плоскость галактик ранних типов, расположенных в пределах радиуса К200, в A1831A и A1831B (данные SDSS DR6). Значками меньшего размера показаны галактики в A1831A, находящиеся между радиусом Я2оо и радиусом Эйбелла (2.143 Мпк). Остальные обозначения те же, что и на Рис. 4. Плюсами показаны галактики более близкого скопления A1314 (г = 0.033).
скопление Л1831Л, могут быть достаточно далеко разнесены вдоль луча зрения, то есть скопление ложное — результат случайной проекции.
В скоплении Л1831В (Рис. 3) на расстоянии от 10' до 22' от центра (1—2 Мпк) практически отсутствуют галактики со скоростями близкими к средней скорости скопления (Аег < 500 км/с), но много галактик с большим отклонением в обе стороны от средней скорости скопления (Аег & 1000 — 1500 км/с). Такая кинематическая структура может указывать на то, что только в пределах 10' от центра скопление вириали-зовано (в пользу этого предположения также то, что именно в этой области сосредоточено
cz, km/s
Рис. 7. Зависимость индивидуальных расстояний, нуль-пунктов фундаментальной плоскости y, от лучевой скорости для галактик ранних типов, расположенных в пределах R200, в A1831A и A1831B (данные SDSS). Обозначения те же, что и на Рис.4. Кружками большего размера обозначены галактики с log Re > G.4. Жирная кривая линия соответствует хаббловской зависимости между лучевой скоростью и расстоянием. Горизонтальной пунктирной линией показано среднее расстояние A1831A, сплошной — A1831B.
рентгеновское излучение, достаточно симметрично распределенное вокруг центральной ярчайшей галактики скопления), а во внешних областях преобладают движения направленные к центру скопления, причем преимущественно под малыми углами к лучу зрения. В этом случае динамика скопления далека от равновесной и оценка массы скопления по дисперсии скоростей может быть сильно завышена. Это подтверждается независимыми оценками массы скопления с использованием корреляционных соотношений между массой и некоторыми другими характеристиками скоплений.
В [11] нами было определено соотношение между массой и светимостью для скоплений галактик из сверхскопления Большая Медведица. Оно имеет вид: log Lk = 0.75 log M + 1.8. Для A1831B вычисленная по светимости масса в 3 раза меньше массы, определенной по дисперсии скоростей. Оценки массы по соотношениям между рентгеновской светимостью и массой [23] и температурой газа и массой [24] также получаются в 2—3 раза ниже. Таким образом, имеется достаточно оснований для вывода о том, что скопление A1831B в целом еще не сформировалось и продолжает в настоящий момент времени наращивать массу за счет аккреции галактик извне.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В данной работе мы исследовали скопление A1831, чтобы прояснить вопрос о гравитационной связанности его подсистем, оценив расстояние между ними. Мы получили фотометрические параметры (шд, /ле, log(Re), n) 13 галактик ранних типов в полосе Rc для подсистем A1831A и A1831B на 1-м телескопе САО РАН. По этим данным построены соотношение Корменди и фотометрическая плоскость для галактик ранних типов, а также фундаментальная плоскость с привлечением данных по дисперсии скоростей из литературы. По данным каталога SDSS DR6 определены основные параметры подсистем и построена фундаментальная плоскость для галактик ранних типов в фильтре г. Расстояния до подсистем, измеренные тремя способами (наиболее надежно с помощью фундаментальной плоскости) позволили нам определить пространственную структуру скопления A1831. С уровнем значимости 1 % отвергнута гипотеза, что подсистемы расположены на одном и том же расстоянии и гравитационно связаны. Скопление A1831 состоит из двух независимых скоплений, A1831A и A1831B, которые находятся на соответствующих их лучевым скоростям хабб-ловских расстояниях.
В обоих скоплениях нами выявлена сложная внутренняя структура. Поэтому оценки массы, полученные в предположении о вириальном равновесии, должны рассматриваться только как ограничения сверху. В A1831A достаточно уверенно выделяется несколько кинематически обособленных групп галактик. Они могут либо находиться в процессе слияния в единое скопление, либо представлять случайную проекцию. В случае A1831B есть основания считать, что это скопление находится в динамически активной фазе эволюции. Особенности кинематической структуры скопления можно объяснить тем, что происходит анизотропная аккреция галактик из окрестностей скопления на его вириализованное ядро, преимущественно вдоль луча зрения.
Исходя из втрое большей населенности скопления A1831B и того, что с ним связано рентгеновское излучение, именно A1831B должно рассматриваться как основное скопление — собственно A1831, а A1831A как бедное фоновое скопление или даже как случайная проекция нескольких групп галактик.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарны Российскому Фонду Фундаментальных Исследований за частичную 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 Aky Survey (2MASS, http://www.
.ipac.caltech.edu/2mass/releases/allsky/).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 62, 311 (2007), astro-ph/09122501.
2. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 64, 207 (2009), astro-ph/09122506.
3. M. Einasto, E. Tago, J. Jaaniste, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 123, 119(1997).
4. J. K. Adelman-McCarthy et al., Astrophys. J. Suppl. 175,297(2008).
5. G. 0. Abell, H. G. Jr. Corwin, and R. P. Olowin, Astrophys. J. Suppl. 70, 1 (1989).
6. J. G. Hoessel, J. E. Gunn, and T. X. Thuan, Astrophys. J. 241,486(1980).
7. I. D. Karachentsev and A. I. Kopylov, Pis’ma Astronom. Zh. 7,515(1981).
8. I. D. Karachentsev and A. I. Kopylov, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 243, 390 (1990).
9. S. Maurogordato, D. Proust, A. Cappi, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 123, 411 (1997).
10. M. F. Struble and H. J. Rood, Astrophys. J. Suppl. 125,35(1999).
11. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astrophysical Bulletin 64, 1 (2009), astro-ph/09122503.
12. H. Ebeling, W. Voges, H. Bohringer, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 281, 799(1996).
13. C. Shang and C. Scharf, Astrophys. J. 690, 879 (2009).
14. A. U. Landolt, Astronom. J. 104, 340(1994).
15. J. L. Sersic, Bol. Asoc. Argent. Astron. 6, 41 (1963).
16. R. P Saglia, E. Bertschinger, G. Baggley, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 264, 961 (1993).
17. R. J. Smith, M. J. Hudson, J. E. Nelan, et al., Astronom. J. 128,1558(2004)
18. J. Kormendy, Astrophys. J. 218,333(1977).
19. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astron. Lett. 27, 345 (2001).
20. J. P Blakeslee, J. R. Lucey, J. L. Tonry, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 330, 443 (2002).
21. M. Bernardi, R. K. Sheth, J. Annis, et al., Astronom. J. 125, 1817 (2003a).
22. M. Bernardi, R. K. Sheth, J. Annis, et al., Astronom. J. 125, 1866 (2003b).
23. E. S. Rykoff, A. E. Evrard, T. A. McKay, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 387, L28 (2008).
24. P Popesso, A. Biviano, H. Bo hringer, et al., Astronom. and Astrophys. 433, 431 (2005).
STRUCTURE OF CLUSTERS WITH BIMODAL DISTRIBUTION OF GALAXY LINE-OF-SIGHT VELOCITIES III: A1831
A.I. Kopylov, F.G. Kopylova
We study the A1831 cluster within the framework of our program of the investigation of galaxy clusters with bimodal velocity distributions (i.e., clusters where the velocities of subsystems differ by more than Acz ~ 3000 km/s). We identify two subsystems in this cluster: A1831A (cz = 18970km/s) and A1831B (cz = 22629 km/s) and directly estimate the distances to these subsystems using three methods applied to early-type galaxies: the Kormendy relation, the photometric plane, and the fundamental plane. To this end, we use the results of our observations made with the 1-m telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences and the data adopted from the SDSS DR6 catalog. We confirmed at a 99% confidence level that (1) the two subsystems are located at different distances, which are close to their Hubble distances, and (2) the two subsystems are located behind one another along the line of sight and are not gravitationally bound to each other. Both clusters have a complex internal structure, which makes it difficult to determine their dynamical parameters. Our estimates for the velocity dispersions and masses of the two clusters: 480 km/s and 1.9 x 1014 MQ for A1831A, 952 km/s and 1.4 x 1015 MQ for A1831B should be viewed as upper limits. At least three spatially and kinematically distinct groups of galaxies can be identified in the foreground cluster A1831A, and this fact is indicative of its incomplete dynamical relaxation. Neither can we rule out the possibility of a random projection. The estimate of the mass of the main cluster A1831B based on the dispersion of the line-of-sight velocities of galaxies is two-to-three times greater than the independent mass estimates based on the total K-band luminosity, temperature, and luminosity of the X-ray gas of the cluster. This fact, combined with the peculiarities of its kinematical structure, leads us to conclude that the cluster is in a dynamically active state: galaxies and groups of galaxies with large line-of-sight velocities relative to the center of the cluster accrete onto the virialized nucleus of the cluster (possibly, along the filament directed close to the line of sight).
Keywords: Galaxies: groups: general
