CC BY
37
УДК 524.77-325.4
СТРУКТУРА СКОПЛЕНИЙ С БИМОДАЛЬНЫМ РАСПРЕДЕЛЕНИЕМ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ ГАЛАКТИК. IV: A1569
2012 А. И. Копылов, Ф. Г. Копылова
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 1 августа 2011 г.; принята в печать 23 августа 2011 г.
В рамках программы изучения скоплений галактик с бимодальным распределением лучевых скоростей (с разностью скоростей между подсистемами Аег ~ 3000 км/с) нами исследовано скопление А1569 (12^36^3, +16°35/), а также соседнее скопление А1589 (12^417*3, +18°34/), образующее вместе с А1569 пару (сверхскопление) размером в проекции около 10Мпк. В скоплении А1569 выделены две подсистемы: А1569А (ег = 20613 км/с) и А1569В (ег = 23783 км/с). Эти подсистемы, при дисперсии лучевых скоростей 484 км/с и 493 км/с, имеют динамические массы, в пределах радиуса Д200, 1-8 х 1014 и 2.0 х 1014 Мд. Получены оценки прямых расстояний до подсистем по галактикам ранних типов с помощью соотношения Корменди, фотометрической плоскости и фундаментальной плоскости. Для этого использовались данные наших наблюдений на 1 -м телескопе САО РАН и данные каталога БЭББ ЭК7. Мы нашли, что скопление А1569 состоит из двух независимых скоплений. Скопление А1569В расположено на хаббловском расстоянии, соответствующем его лучевой скорости. Скопление А1569А имеет пекулярную скорость —1290 ± 630 км/с, которая может объясняться влиянием более массивного скопления А1589 (с массой 7.9 х 1014 Мд) и сверхскопления, в котором оно расположено. Во всех четырех изученных нами бимодальных скоплениях, А1035, А1775, А1831 и А1569, их подсистемы являются независимыми скоплениями, лежащими вблизи хаббловской зависимости между красным смещением и расстоянием.
Ключевые слова: галактики: скопления галактик: А1569
1. ВВЕДЕНИЕ
Это четвертая, завершающая, статья нашей се-
рии работ, посвященной изучению скоплений галактик с бимодальным распределением лучевых
скоростей, в которой мы исследуем скопление А1569. Его бимодальность была установлена в
работе [1] по 56 галактикам, для которых были из-
мерены лучевые скорости. Ранее нами была определена структура скоплений А1035 [2], А1775 [3] и А1831 [4]. Все они оказались проекцией вдоль луча
зрения двух независимых скоплений. Скопление А1569 вместе с более богатым скоплением А1589
образуют небольшое сверхскопление БС271 [5]
размером (в проекции) около 10Мпк. Это сверх-
скопление было также выделено в [6] как объект с достаточно высоким контрастом плотности по рас-
пределению галактик в обзоре БЭББ, а его мор-
фология изучена в [7]. Имея ввиду, возможно, до-
статочно сильное гравитационное взаимодействие между членами сверхскопления, мы определили расстояние и массу также для скопления А1589.
Основной целью данной работы было определение структуры скопления А1569 — расстояния между его подсистемами вдоль луча зрения с
применением нескольких способов оценки прямых расстояний по галактикам ранних типов. Кроме того, мы оценили динамическую массу подсистем скопления A1569 и скопления A1589, а также отношение массы к K-светимости. Нами использовался наш собственный наблюдательный материал, полученный на 1 -м телескопе САО РАН, и данные из каталога SDSS DR7 (Sloan Digital Sky Survey Data Release 7) [8]. Для определения инфракрасной светимости скоплений мы привлекали данные каталога 2MASX [9].
Статья организована следующим образом. Во втором разделе представлены основные характеристики двух подсистем скопления A1569, соответствующих пикам в распределении лучевых скоростей: A1569A и A1569B, а также скопления A1589. В третьем разделе представлены выборки галактик ранних типов, использовавшиеся для измерения расстояний. В четвертом определяются прямые расстояния до подсистем в A1569 и относительное расстояние между ними и скоплением A1589. В заключении обсуждаются результаты данной работы и кратко подводятся итоги всей серии наших работ. В работе мы использовали следующие
19
2*
cz, km/s
Рис. 1. Распределение лучевых скоростей галактик в А1569 в пределах 45' от ярчайшей галактики скопления (12^36т08в, +16°38'29''). Штриховой гистограммой показано распределение в пределах К200 для каждой из подсистем.
космологические параметры: Qm = G^3, Qa = GJ, H0 = 7G км с-1 Мпк-1.
2. ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ СКОПЛЕНИЙ A1569 и A1589
В каталоге Эйбелла [10] скопление A1569 имеет класс богатства 0 (N^ = 40) и z = 0.0784. Начиная с 1981 года скопление изучалось в основном в рентгеновском и радио- диапазонах.
В рентгеновском диапазоне скопление наблюдалось на обсерватории Einstein [11, 12] и со спутника ROSAT [13]. Была обнаружена сложная многокомпонентная структура, дававшая основание рассматривать скопление как объект, находящийся в процессе формирования — слияния субскоплений. Интегральная светимость скопления по разным измерениям (Einstein, ROSAT) составляет (0.2—0.6)х1044 эрг/с, при пересчете в диапазон 0.1— 2.4 keV для определенного нами красного смещения. Но, основываясь на данных с более высоким угловым разрешением из архива рентгеновского телескопа Chandra, полученным по программе [14], можно грубо оценить, что около половины излучения связано с точечными источниками, а не с горячим газом скопления. По наблюдениям с Chandra в субскоплении A1569B доминирует точечный источник, связанный с ярчайшей галактикой этого субскопления IC3557, а основной протяженный источник ассоциируется с
центральным сгущением галактик в субскоплении A1569A.
В области обоих субскоплений располагаются источники радиоизлучения, которые связаны с ярчайшими центральными галактиками A1569A и A1569B. Причем радиоисточник в субскоплении A1569A по своей морфологии относится к объектам с отклоняющимися в одну и ту же сторону протяженными “хвостами” (WAT — wide-angle tailed), но при этом имеет небольшую лучевую пекулярную скорость относительно средней скорости скопления. Это объясняется, согласно [1], тем, что в этом скоплении в результате столкновения скопления с субскоплением происходит натекание газа на медленно движущуюся радиогалактику, то есть скопление A1569A находится в динамически активной фазе своей эволюции.
Данные каталога SDSS DR7 позволяют достаточно надежно, по большему, чем в [1], числу галактик с измеренными лучевыми скоростями, выделить двe основные подсистемы в скоплении: A1569A и A1569B. Это видно из распределения лучевых скоростей в области скопления, в пределах 45; от выбранной в качестве центра ярчайшей галактики A1569B (Рис. 1).
Скопление A1589 в каталоге Эйбелла [10] имеет класс богатства 0 (N^ = 38), z = 0.0718 и тип II-III по классификации Bauts-Morgan. Скопление хорошо изучено в оптической, радио и рентгеновской областях и, по данным SDSS, является более богатым скоплением, чем по оценке Эйбелла.
Таблица 1. Данные для скоплений
Свойства скоплений А1569А А1569В А1589
а (Л2000), Ы1 тт ээ 12 36 25.78 12 36 08.14 12 41 17.47
(5 (Л2000), (Мттзз +1632 18.3 +16 38 29.2 +18 34 28.5
2/1 0.068759 0.079331 0.071955
сг^, км/с 20613 23783 21571
а, км/с 484 ± 84 493 ± 99 778 ± 74
Д2оо, Мпк 1.16 1.18 1.86
N200 32 25 109
М200,1014 М0 1.84 ±0.96 2.00 ± 1.20 7.89 ±2.25
^200, 1012 Ь© 2.71 ±0.3 2.86 ±0.4 10.99 ±0.4
М/Ьк, Лі©/£© 68 ±37 70 ±44 72 ±21
Ьх(0.1 - 2.4 кеУ), 1044 эрг/с 0.2: - 1.7
Чтобы детальнее охарактеризовать структуру и кинематику каждого из скоплений, а также его ближайших окрестностей, на Рис. 2, 3,4 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; наклонная прямая линия проведена на глаз через точки распределения во внешней области, ее наклон характеризует среднюю плотность фона (число галактик на квадратную угловую минуту), а пересечение с осью ординат — населенность скопления; они составляют 0.0142 и 30 (А1569А), 0.0020 и 33 (А1569В) и 0.0076 и 106 (А1589);
3) расположение галактик в картинной плоскости в экваториальных координатах;
4) гистограмма распределения лучевых скоростей для всех галактик в пределах радиуса ^200 (для нее показана функция Гаусса, соответствующая дисперсии скоростей скопления из Табл. 1). Штриховой линией показано распределение галактик ранних типов.
Динамическая масса скоплений определялась по дисперсии лучевых скоростей галактик в предположении, что скопления находятся в вириальном равновесии. Согласно [15], радиус скопления, в пределах которого плотность превышает критическую в 200 раз, близок к вириальному, и его можно оценить по формуле ^200 = \/3<т/(10Я(,г)) Мпк. В предположении Му1Г ~ М200 масса в пределах Е2оо равна М200 = 3С-1 К200а|00. Таким образом, сначала мы оценивали среднюю лучевую скорость скопления ег и ее дисперсию а, потом по дисперсии — радиус К200. Галактики со скоростями больше 2.7а считались фоновыми. Итеративным способом мы нашли все параметры скопления в пределах данного радиуса. Средняя лучевая скорость скопления и среднеквадратичная дисперсия скоростей давали для А1569А завышенную массу (а именно, при а = 621 км/с отношение массы скопления к К-светимости равно 126, что гораздо выше, чем обычно получается (50—60) для скопления такой светимости, поэтому мы в данном случае использовали медианные оценки этих параметров. Негауссовость распределения лучевых скоростей в А1569А может быть связана с тем, что скопление находится в богатом филаменте, включающем два сгущения галактик к западу и востоку от А1569А (правая верхняя панель Рис. 2), и не имеет четкой внешней границы (левая нижняя панель Рис. 2) в отличие от А1569В и А1589. Вследствие продолжающейся аккреции галактик на скопление вдоль филамента и/или возможного недавнего столкновения с субскоплением в А1569А наблюдаются галактики, которые по их кинематике (большому отклонению лучевой скорости от средней для скоп-
г2, sq.arcmin cz, km/s
Рис. 2. Распределение галактик в А1569А. На левой верхней панели показано отклонение лучевых скоростей галактик от средней лучевой скорости скопления, определенной по галактикам в пределах радиуса К200. Горизонтальные штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.9а, вертикальной штриховой линией отмечен радиус К200, пунктирной — радиус Эйбелла (2.143Мпк). 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 левой нижней панели дано интегральное распределение полного числа галактик в зависимости от квадрата углового расстояния от центра скопления. Кружки соответствуют кружкам на левой верхней панели, звездочки — галактикам фона. На правой верхней панели показано распределение на небе в экваториальной системе координат галактик, которые представлены на верхней левой панели (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. Три соседних сгущения галактик очерчены кругами с радиусом, равным 12'.7 (1.0 Мпк). На правой нижней панели представлено распределение по лучевым скоростям всех галактик в пределах радиуса К200 (сплошной линией для членов скопления показана гауссиана, соответствующая дисперсии скоростей скопления) и галактик ранних типов (штриховая линия). Сплошная вертикальная линия указывает среднюю лучевую скорость скопления, штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.9а.
ления) не могут быть отнесены к вириализован-ной части скопления. Медианная оценка дисперсии скоростей позволяет получить физически более оправданную величину вириальной дисперсии, поскольку она лучше согласуется как с отношением массы к K-светимости, так и с температурой рентгеновского газа в скоплении (2.51 keV, [16]).
В Таблице 1 представлены следующие параметры скоплений, определенные нами для области радиусом R200, по данным каталога SDSS, дополненным тремя измерениями лучевых скоростей в скоплении A1569A, двумя измерениями в скоплении A1569B и одним измерением в A1589 из базы данных NED: экваториальные координа-
ты галактик на эпоху Л2000; гелиоцентрические красное смещение и лучевая скорость галактик; дисперсия лучевых скоростей с космологической
поправкой (1 + г)-1; радиус К200 в мегапарсеках; количество галактик с измеренными лучевыми скоростями (гр^ < 17т.77); масса скопления М200 и светимость Ь200 в фильтре К3 (далее просто К); отношение массы скопления к полной К-светимости; рентгеновская светимость в полосе
0.1— 2.4 кеУ. Приведенные ошибки соответствуют ошибке определения а. Полные светимости скоплений в К-полосе вычислены по галактикам ярче
DEC
3000
2000
1000
0
N
< -1000
-2000
-3000
Iі ' ' 1 - 1 - 1 1 8° 1 Via® * 1 1 1 0 I 1 + э 1 1 1 + 1 1 ' 1 + ■ 5 1 III 1 Н--
о 1 1 • 1 :*!х* ^х> -ХХІХХ Х*Хх I# I V О О ° ° 0 © © _ о ж X х X- 1
12h38m 12h36m 12h34m
RA
О 400 800 1200 1600 2000
r2, sq.arcmin
cz, km/s
Рис. 3. То же, что и на Рис. 2, для А1569В. Ограничения по скорости штриховыми линиями на левой верхней и правой нижней панелях соответствуют отклонениям ±2.7а.
Мк,Ит = —21т. Методика определения светимости описана в [17].
3. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК РАННИХ ТИПОВ
В этом разделе мы описываем наблюдательные данные — параметры галактик ранних типов, которые были использованы нами для определения расстояний до подсистем в скоплении А1569.
3.1. Параметры галактик ранних типов, полученные на 1-м телескопе
Мы определили фотометрические характеристики 19 галактик в А1569 по прямым снимкам в фильтре Ес (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 работы [1].
Снимки были получены при среднем качестве изображений 1"5 Использовалась ПЗС-матрица
типа ISD015A 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 Лан-долта [18] проводились несколько раз в течение каждой ночи, чтобы обеспечить фотометрическую привязку снимков.
Наблюдательный материал обрабатывался с помощью MIDAS. Применялась стандартная процедура обработки снимков: вычитание медианного темнового кадра, деление на плоское поле и вычитание фона неба, аппроксимированного поверхностью второй 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 [19] R1/n к наблюдаемому профилю в диапазоне от радиуса, равного 3 FWHM (для уменьшения влияния качества изображения), до радиуса, на котором поверхностная яркость составляла
r2, sq.arcmin
Рис. 4. То же, что и
24—25 mag/u". Полученные фотометрические параметры галактик Re, це были скорректированы за качество изображения методом, описанным в работе [20]. Таким образом, в нашей работе использованы модельно независимые параметры галактик (Re, /ле), определенные по полной асимптотической величине, и модельно зависимая величина n.
Результаты наших фотометрических измерений приведены в Табл. 2. В ней представлены следующие данные для галактик: номер скопления по каталогу [10]; экваториальные координаты галактик на эпоху J2000; гелиоцентрические красное смещение и лучевая скорость (по данным SDSS или NED); полная асимптотическая величина в фильтре Rc; эффективный радиус галактики в дуговых секундах; эффективная поверхностная яркость на эффективном радиусе; параметр формы профиля Серсика n с его ошибкой.
3.2. Параметры галактик ранних типов по каталогу SDSS
Нами составлена выборка галактик ранних типов в скоплениях A1569A и A1569B по данным
RA
сг, кш/э
і Рис. 2, для А1589.
каталога БЭББ ЭР7 (фильтр г) для построения фундаментальной плоскости (ФУП). Галактики были отобраны по тем же критериям, что и в наших предыдущих работах [2—4]. Для того, чтобы уменьшить влияние ошибок определения дисперсии скоростей звезд и параметров профиля де Во-кулера, мы отбирали только объекты с а>100 км/с и эффективным радиусом более 1". Всего отобрано 16 галактик в А1569А и 10 в А1569В в пределах соответствующих радиусов К200. В Табл. 3 приведены следующие данные для этих галактик: экваториальные координаты на эпоху Л2000; гелиоцентрические красное смещение и лучевая скорость; центральная дисперсия скоростей звезд а; параметры профиля де Вокулера: полная величина с вычетом поглощения в фильтре г и эффективный радиус, равный размеру большой полуоси, умноженному на д/(Ь/а); /гасОеУг > 0.8 — величина, характеризующая вклад балджа де Вокулера в полную светимость галактики; г90/г50 > 2.6 — индекс концентрации, равный отношению радиусов, содержащих 90% и 50% потоков Петросяна; еСїазз < 0 — параметр, характеризующий спектр галактики: отрицательные величины соответствуют спектрам без заметных эмиссионных линий; рас-
Таблица 2. Параметры галактик ранних типов, полученные на 1-м телескопе
Скопл. а, (5( J2000) Zh czh mR Re Me n R
hh mmss ddmmss км/ с зв.вел. угл.сек. зв.вел./Ш" угл.мин.
А1569А 123625.78+163218.3 0.068464 20525 14.76 3.86 20.82 4.16 + 1.08 0.00
123624.53+163222.7 0.066616 19971 15.43 2.91 20.85 5.03 + 1.53 0.31
123627.87+163204.1 0.068017 20391 16.00 2.07 20.63 2.14 + 0.46 0.55
123630.72+163119.1 0.064523 19344 16.19 2.54 21.13 - 1.54
123614.69+163255.7 0.069464 20825 15.81 1.97 20.11 1.63 + 0.17 2.67
123613.78+163242.3 0.068754 20612 16.51 1.97 20.81 - 2.90
123637.50+163344.6 0.073327 21983 15.04 3.91 20.90 2.14 + 0.8 3.16
123605.13+163219.1 0.070494 21134 16.26 1.90 20.56 - 4.95
123637.63+163629.9 0.071303 21376 16.84 1.65 20.66 - 5.06
123637.29+163857.4 0.069234 20756 15.58 3.40 20.94 2.75 + 0.43 7.20
123617.71+162426.8 0.070999 21285 15.16 4.66 21.38 1.73 + 0.10 8.09
123524.29+163511.3 0.071161 21334 15.59 2.44 20.35 1.14 + 0.11 15.01
А1569В 123608.13+163829.2 0.078900 23654 13.23 20.98 22.90 3.18 + 0.20 0.00
123608.50+163850.6 0.075320 22580 15.96 2.46 20.67 - 0.37
123607.92+163851.8 0.080666 24183 16.42 1.90 20.55 - 0.38
123554.29+163939.1 0.081094 24311 15.98 1.96 20.29 3.38 + 0.65 3.52
123626.33+163658.0 0.081302 24374 15.59 3.03 20.86 3.75 + 2.89 4.62
123632.21+163923.4 0.078082 23408 16.18 2.12 20.73 - 5.84
123624.31+162320.6 0.078812 23627 16.42 1.82 20.74 - 15.63
стояние галактики от центра скопления в угловых минутах; расстояние галактики, определенное по
фундаментальной плоскости. Звездочками в Таблице помечены три галактики, которые нами не использовались для определения расстояния скопления А1569А. Эти три галактики (одна яркая и две слабые), имеющие сильно отклоняющиеся расстояния (приведены в Таблице), расположены вблизи центра скопления А1569А. Возможное объяснение их отклонения состоит в том, что при слиянии субскоплений (об этом упоминалось выше) галактики,
проходящие вблизи центра скопления, где высока плотность галактик, в результате приливного взаимодействия могут потерять свои внешние области и будут выглядеть более компактными, чем ожидается для их центральной дисперсии скоростей звезд, которая практически не изменяется при приливном
взаимодействии.
4. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ПОДСИСТЕМ В A1569
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 Корменди в фильтре Rc для большой выборки галактик имеет вид: log Re = 0.3S^e + y. На Рис. 5 (слева) показано это соотношение для 12 наблюдавшихся нами галактик в A1569A и 7 галактик в A1569B. Определение расстояний до скоплений по соотношению Корменди [21], исправленному за зависимость остаточных отклонений от величины галактики, подробно описано в нашей работе [22], где мы аппроксимировали зависимость остаточных отклонений от величины галактики полиномом второй степени и вводили соответствующую поправку в определяемые нуль-пункты (рассто-
КОПЫЛОВ, КОПЫЛОВА Таблица 3. Параметры галактик ранних типов из каталога БЭББ
С ко пл. а, 6{ J2000) Zh czh a mr Re frDeVr r90/r50 eClass R 7
hh mmss ddmmss км/с км/с 3B.B. угл.с. угл.м.
* 123626.71 + 163112.0 0.068162 20434 135 17.42 1.30 1.00 2.87 -0.15 1.13 -8.419
А1569А 123624.76+163048.8 0.066213 19850 154 16.85 1.22 1.00 3.03 -0.14 1.51 -8.301
123630.72+163119.1 0.064523 19344 143 16.55 1.92 1.00 3.09 -0.14 1.54 -8.264
* 123615.66+163131.5 0.068025 20393 140 17.47 1.32 0.95 2.91 -0.14 2.55 -8.456
* 123622.42+162947.8 0.069262 20764 203 16.39 2.38 1.00 3.08 -0.16 2.63 -8.436
123614.69+163255.7 0.069464 20825 225 15.92 2.03 0.89 3.01 -0.16 2.67 -8.316
123613.78+163242.3 0.068754 20612 131 16.62 1.78 1.00 3.01 -0.13 2.90 -8.224
123637.50+163344.6 0.073327 21983 265 15.33 3.84 1.00 3.39 -0.16 3.16 -8.347
123637.31+163351.9 0.072812 21828 126 16.89 1.83 1.00 3.32 -0.11 3.17 -8.293
123615.80+163535.1 0.069263 20765 105 17.44 1.67 1.00 2.84 -0.15 4.06 -8.346
123605.13+163219.1 0.070494 21134 143 16.48 1.64 1.00 2.89 -0.13 4.95 -8.211
123646.64+163154.6 0.064256 19263 128 16.80 2.16 0.81 2.86 -0.13 5.02 -8.305
123559.72+163533.7 0.070434 21116 136 15.85 3.90 0.88 2.88 -0.16 7.04 -8.167
123617.71+162426.8 0.070999 21285 192 15.53 4.22 1.00 2.98 -0.18 8.09 -8.264
123539.80+162626.5 0.068688 20592 163 15.97 3.42 0.93 3.28 -0.16 12.48 -8.269
123704.12+162310.0 0.068354 20492 113 17.56 1.03 0.95 2.74 -0.12 12.96 -8.324
А1569В 123605.74+163828.8 0.078273 23466 120 17.43 1.62 1.00 2.92 -0.12 0.57 -8.406
123614.49+163902.8 0.080492 24131 122 16.65 1.80 0.96 2.99 -0.11 1.62 -8.200
123554.29+163939.1 0.081094 24311 176 16.15 2.23 0.86 2.99 -0.15 3.52 -8.280
123626.33+163658.0 0.081302 24374 234 15.92 2.48 1.00 3.18 -0.15 4.62 -8.376
123554.62+164203.6 0.080468 24124 145 17.04 1.75 1.00 3.11 -0.13 4.82 -8.399
123632.21+163923.4 0.078082 23408 155 16.63 1.60 1.00 2.77 -0.11 5.84 -8.293
123553.56+163258.0 0.079508 23836 107 17.60 1.56 1.00 2.88 -0.12 6.53 -8.390
123603.69+164458.9 0.079550 23848 117 17.17 1.43 0.86 2.61 -0.11 6.58 -8.290
123543.11+164419.2 0.079679 23887 156 16.15 3.19 0.96 2.76 -0.12 8.36 -8.290
123645.73+164132.0 0.077869 23345 114 17.25 1.36 1.00 2.78 -0.10 9.51 -8.291
яния). По оси абсцисс на Рис. 5 указаны определенные по данным наших наблюдений log Re в угловых секундах, исправленные за качество изображения. В поверхностные яркости (ось ординат) не введены космологические поправки. Линии на Рисунке соответствуют усредненным (по всем галактикам соответствующей подсистемы) нуль-пунктам соотношений, которые представлены в Табл. 4. Разность нуль-пунктов для соотноше-
ния Корменди равна А^кк = 0.032 ± 0.045. После введения поправки за зависимость от величины галактики — А^кят = 0.071 ± 0.027. Для хаббловской зависимости наблюдаемой разности лучевых скоростей соответствует разность нуль-пунктов А7н = 0.069.
Фотометрическая плоскость (ФОП) получается из фундаментальной плоскости галактик ранних типов, если спектрально измеряемый пара-
logRe .arcsec
logRe .arcsec
Рис. 5. Соотношение Корменди (слева) и фотометрическая плоскость (справа) для галактик ранних типов в Л1569Л и Л1569В, по измерениям на 1-м телескопе. Сплошная линия соответствует среднему нуль-пункту для Л1569Л, штриховая — для Л1569В.
Таблица 4. Относительные расстояния скоплений
А1569А А1569В А-В
Нуль-пункт Среднее Среднее
1KR -7.581 + 0.033, N = 12 -7.613 +0.031, N = 7 0.032 + 0.045
iKRm -7.423 + 0.018, N = 12 -7.494 +0.020, N = 7 0.071 + 0.027
ІРР -5.812 + 0.045, N = 8 -5.869 +0.096, N = 3 0.057 + 0.106
lFP{r) -8.279 + 0.015, N = 13 -8.322 + 0.021, N = 10 0.043 + 0.026
метр, центральную дисперсию скоростей звезд в галактике, заменить на фотометрически измеряемый параметр Серсика n, который характеризует форму профиля поверхностной яркости. В наших предыдущих работах [2, 3] мы подробно описали применение ФОП для определения расстояний. На Рис. 5 (справа) приведена ФОП для восьми галактик в Л1569Л и трех галактик в Л1569В, а значения средних нуль-пунктов приведены в Табл. 4. Разность средних нуль-пунктов равна Aypp = +0.057 і 0.106.
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: < це >= (шг — extinction) + 2.5log(27rR2). Центральная дисперсия скоростей а и эффективный радиус приведены к круглой апертуре согласно [23]: ararr = aest(rflber/r0/8)a04, TO^st — измеренное значение дисперсии, rfiber равен для
данных SDSS 1."5 и г0 = гед/(Ь/а), гдега—
эквивалентный эффективный радиус круга, а re — эффективный радиус вдоль большой оси галактики. На Рис. б приведена ФУП для ІЗ (3 галактики, обозначенные звездами, мы не использовали) и 10 галактик скоплений Л1569Л и Л1569В, отобранных в пределах соответствующих радиусов R200. На Рис. б также показаны галактики скопления ЛІ589 (N=31), отобранные аналогичным образом. Их параметры определялись так же, как для галактик Л1569. Линии на Рис. б соответствуют усредненным нуль-пунктам скоплений прямой регрессии относительно log Re. В работе Бернарди и др. [24] форма этой регрессии получена по 9000 галактикам из каталога SDSS: log Re = 1.17 log а + 0.30 < це > +y. 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, рассчитанная для принятой нами модели и общего нуль-пункта ФУП, равного —8.042 для изучаемых бимодальных скоплений галактик, привязанного к нуль-пункту[24]. Разность
а.
п
о
+
ь
ас
о
9.0
8.5
0.080
0.070
0.060
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0
logRe .arcsec
Рис. б. Фундаментальная плоскость для галактик ранних типов, расположенных в пределах радиуса R200, в ЛІ569Л и ЛІ569В (данные SDSS DR7). Остальные обозначения те же, что и на Рис. 5. Звездочками показаны галактики скопления ЛІ569Л, отклоняющиеся от среднего нуль-пункта более, чем на 3а. Плюсами показаны галактики скопления ЛІ589, а пунктирной линией — его нуль-пункт.
-8.5
-8.0
Рис. 7. Зависимость индивидуальных расстояний, нуль-пунктов фундаментальной плоскости 7 от лучевой скорости для галактик ранних типов, расположенных в пределах Я200, в Л1569Л, А1569В и А1589 (данные БЭББ). Обозначения те же, что и на Рис. 6. Жирная кривая линия соответствует хаббловской зависимости между лучевой скоростью и расстоянием. Вертикальными линиями показаны средние лучевые скорости скоплений (Табл. 1), горизонтальными — средние нуль-пункты скоплений.
cz, km/s
0.060 0.070 0.080
г_рЬо1
Рис. 8. Диаграмма Хаббла для бимодальных скоплений: квадратами обозначены скопления А1035А, А1035В; кружками — А1569А, А1569В; треугольниками — А1775А, А1775В; звездочками — А1831А, А1831В; большой звездой показано положение скопления А1589.
средних нуль-пунктов скоплений для исследуемых радиусов равна А^ррг = 0.013 ± 0.029 (Ж =16). Если исключить три галактики в А1569А (помеченные звездочкой в Табл. 3), отклоняющиеся больше, чем на 3а от среднего значения, то А^рРг = +0.043 ± 0.026 (Ж =13) (эти значения даны в Табл. 4). Скопление А1589 имеет 7РРг = —8.274 ± 0.014 (N=31) и располагается практически на хаббловской зависимости.
Таким образом, два метода с наилучшей точностью измерения разности расстояний:соотношение Корменди с поправкой за величину и фундаментальная плоскость,— позволяют с уровнем значимости 1% и 5%, соответственно, отвергнуть предположение, что подсистемы в скоплении А1569 находятся приблизительно на одном и том же расстоянии и составляют гравитационно взаимодействующую пару субскоплений. Исходя из того, что А1569В и А1589 находятся на хаббловской зависимости, а А1569А находится ближе к А1589 и по лучу зрения и по лучевой скорости, чем к А1569В, можно предположить, что скопление А1569А находится, главным образом, под гравитационным влиянием более массивного скопления А1589, а также связанного с последним сверхскопления. В этом случае находит естественное объяснение также пекулярная скорость скопления А1569А относительно А1589, равная —960 км/с. Тогда как для объяснения разности скоростей 3170 км/с в системе А1569А и А1569В требуется масса в несколько раз превышающая суммарную вириальную массу этих скоплений.
5. ВНУТРЕННЯЯ СТРУКТУРА СКОПЛЕНИЙ А1569А И А1569В Анализ Рис. 2 и 3 позволяет предположить, что в обоих скоплениях еще не наступила полная релаксация. А1569А находится в стадии формирования в богатом филаменте в окружении нескольких крупных сгущений галактик, и, видимо, продолжается падение галактик и групп галактик из фила-мента в центр скопления. На Рис. 2 (слева вверху) в центре А1569А видны две галактики, отклоняющиеся от средней лучевой скорости скопления более, чем на 2.7а. Это пара галактик, расположенная в 3' от ярчайшей галактики скопления, на конце северного хвоста WAT-радиоисточника, и имеющая пекулярную скорость примерно 1300 км/с. Возможно, она является центральной частью группы, недавно прошедшей через ядро скопления А1569А. Эллиптическая галактика в этой паре сравнима по яркости с ярчайшей галактикой центрального сгущения скопления, является слабым радиоисточником, а в рентгене [14] содержит компактный центральный источник и небольшую асимметричную протяженную оболочку — возможный остаток газовой атмосферы группы, внешние части которой были потеряны при пролете через скопление.
Хотя скопления А1569А и А1569В имеют примерно равные массы, вычисленные по дисперсии скоростей, они очень сильно различаются по светимости горячего газа в рентгеновском диапазоне. В А1569В доминирует точечный источник, связанный с активным ядром ярчайшей галактики, а протяженное рентгеновское излучение этого скопления очень слабое [14]. Возможное объяснение этому состоит в том, что скопление А1569В лишь частично вириализовано — на это указывает двугорбое распределение скоростей на Рис. 3 (справа внизу), а также тот факт, что рядом с ярчайшей галактикой скопления имеется две галактики с большой пекулярной скоростью —1200 км/с. Таким образом, несоответствие массы и светимости в рентгене можно, по крайней мере частично, объяснить переоценкой массы вириализованной части скопления, если ее оценивать по дисперсии скоростей галактик формирующегося скопления. Если исключить две указанные галактики, то получаем дисперсию скоростей 389 км/с, массу 1.0 х 1014М& и М/Ьк = 43. Полученные значения массы и светимости скопления соответствуют друг другу и результатам, приведенным нами для выборки скоплений галактик в [17].
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ И ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ В данной работе мы исследовали скопление А1569, чтобы получить ответ на вопрос о пространственной близости его подсистем, оценив расстояние между ними. Мы измерили фотометрические
параметры (mR, це, log(Re), п) девятнадцати галактик ранних типов в полосе Rc для подсистем A1569A и A1569B на 1-м телескопе САО РАН. По этим данным построены соотношение Корменди и фотометрическая плоскость для галактик ранних типов. По данным каталога SDSS DR7 были определены основные физические параметры подсистем скопления A1569, а также соседнего более массивного скопления A1589, и построена фундаментальная плоскость для галактик ранних типов в фильтре г. Измеренные с помощью соотношения Корменди, фотометрической и фундаментальной плоскостей расстояния позволили нам определить взаимное пространственное расположение трех скоплений. Основной вывод относительно скопления A1569 заключается в том, что оно с большой вероятностью состоит из двух независимых скоплений, A1569A и A1569B (с уровнем значимости 5% отвергается гипотеза, что подсистемы расположены на одном и том же расстоянии, для наиболее надежного способа определения расстояний — с помощью фундаментальной плоскости). При этом A1569B находится на соответствующем его лучевой скорости хаббловском расстоянии, а A1569A, вероятнее всего, находится в сфере влияния более массивного скопления A1589.
Статья завершает наше исследование четырех эйбелловских скоплений A1035, A1569, A1775 и A1831 с бимодальным распределением лучевых скоростей галактик, с красными смещениями подсистем в диапазоне z = 0.063—0.079 и разностью скоростей между подсистемами 2700—3500 км/с. Скопление A1035 — изолированное скопление, A1775 и A1831 расположены в сверхскоплении Волопас, а A1569 вместе с A1589 составляют небольшое сверхскопление.
На Рис. 8 мы приводим сводную диаграмму Хаббла для всех изученных нами скоплений. Ее анализ позволяет сделать вывод, что все скопления находятся на расстояниях, соответствующих хаб-бловской зависимости между лучевой скоростью и расстоянием, и показывают незначительные пекулярные скорости (< 500 км/с), за исключением скоплений A1775A и A1569A. Скопление A1775A расположено в непосредственной близости от богатого скопления A1795 (около 5Мпк в проекции на небо) и поэтому могло приобрести пекулярную скорость 720 ± 780 км/с под влиянием массивного соседа. Скопление A1569A находится (в проекции) на расстоянии примерно 10 Мпк от богатого скопления A1589 и при этом расположено в окружении трех сгущений галактик, которые вместе с ним, возможно, сливаются в одно большое скопление. Довольно большая пекулярная скорость A1569A, равная —1290 ± 630 км/с, в принципе, может быть
объяснена при помощи модели достаточно массивного сжимающегося сверхскопления, но детальное рассмотрение такой модели выходит за рамки нашего исследования.
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 Sky Survey (2MASS, http://www. ipac.caltech.edu/2mass/releases/allsky/). Работа проводилась при финансовой поддержке Министерства образования и науки РФ (госкон-тракт 16.518.11.7073).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. P. L. Gomez, M. J. Ledlow, J. O. Burns, et al., Astronom. J. 114,1711 (1997).
2. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 62, 311 (2007), astro-ph/09122501.
3. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 64, 207 (2009), astro-ph/09122506.
4. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 65,205(2010)
5. M. Einasto, J. Einasto, E. Tago, et al., Astronom. J. 122,2222(2001).
6. L. J. Liivamagi, E. Tempel, E. Saar, et al., ArXiv:1012.1989 (2010).
7. M. Einasto, L. J. Liivama gi, E. Tago, et al., ArXiv:1105.2124 (2011).
8. K. N. Abazajian et al., Astrophys. J. Suppl. 182,543 (2009).
9. M. F. Skrutskie et al., Astronom. J. 131,1163(2006).
10. G. O. Abell, H. G. Jr. Corwin, and R. P. Olowin, Astrophys. J. Suppl. 70, 1 (1989).
11. G. O. Burns et al., Astrophys. J. 423,94(1994).
12. C. Jones and W. Forman, Astrophys. J. 511, 65 (1999).
13. P. L. Gomez, J. Pinkney, J. O. Burns, et al., Astrophys. J. 474,580(1997).
14. S. Murray, Chandra Proposal, ID 06800010,9 (2004).
15. M. R. Carlberg, H. K. C. Yee, E. Ellingson, et al., Astrophys. J. 485, L13 (1997).
16. K. W. Cavagnolo, M. Donahue, G. K. Voit, and M. Sun, Astrophys. J. Suppl. 182, 12 (2009).
17. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astrophysical Bulletin 64, 1 (2009), astro-ph/09122503.
18. A. U. Landolt, Astronom. J. 1O4, 340(1994).
19. J. L. Sersic, Bol. Asoc. Argent. Astron. 6, 41 (1963).
20. R. P. Saglia, E. Bertschinger, G. Baggley, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 264, 961 (1993).
21. J. Kormendy, Astrophys. J. 218,333(1977).
22. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astron. Lett. 27, 345 (2001).
23. M. Bernardi, R. K. Sheth, J. Annis, et al., Astronom. J. 125, 1817 (2003a).
24. M. Bernardi, R. K. Sheth, J. Annis, et al., Astronom. J. 125, 1866 (2003b).
STRUCTURE OF CLUSTERS WITH BIMODAL DISTRIBUTION OF RADIAL VELOCITIES OF GALAXIES. IV: A1569
A. I. Kopylov, F. G. Kopylova
We report the results of study of the A1569 cluster (12^36^3, +16°35/) and the neighboring A1589 cluster (12^41^3, +18°34/), making up a pair (a supercluster) with a projected size of about 10Mpc. This study is done within the framework of our program for investigating the galaxy clusters with bimodal velocity distributions (i.e., clusters where the velocities of subsystems differ by more than Acz ~ 3000 km/s). In the A1569 cluster we have identified two subsystems: A1569A (cz = 20613 km/s) and A1569B (cz = 23783 km/s). These subsystems have the line-of-sight velocity dispersions of 484 km/s and 493 km/s, and dynamic masses within the R200 radius equal to 1.8 x 1014 and 2.0 x 1014 Mq, respectively. We directly estimate the distances to these subsystems using three methods applied to early-type galaxies: the Kormendy relation, photometric plane, and fundamental plane. To this end, we use the results of our observations made with the 1-m telescope of the SAO RAS and the data adopted from the SDSS DR7 catalog. We found that A1569 consists of two independent clusters. The A1569B cluster is located at the Hubble distance corresponding to its radial velocity. The A1569A cluster has a peculiar velocity of —1290 ± 630 km/s, which can be explained by the effect of the more massive A1589 cluster (with a mass of 7.9 x 1014 Mq) and of the supercluster where it resides. In all the four bimodal clusters that we studied within the framework of our program, A1035, A1775, A1831, and A1569, the subsystems are independent clusters lying close to the Hubble relation between redshift and distance.
Keywords: galaxies: clusters: individual: A1569
