CC BY
84
УДК 524/72-33:524.78; 524.85
СТРУКТУРЫ НИЗКОЙ ПЛОТНОСТИ В МЕСТНОЙ ВСЕЛЕННОЙ. II. БЛИЗКИЕ КОСМИЧЕСКИЕ ПУСТОТЫ
© 2013 А. А. Элыив1,2, И. Д. Караченцев3,
В. Е. Караченцева1, О. В. Мельник4,2, Д. И. Макаров3
1Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев, 03680 Украина 2Institut d’Astrophysique et de Geophysique, University de Liege, B5C Belgium 3Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия
4Астрономическая обсерватория Киевского национального университета им. Тараса Шевченко, Киев, 04053 Украина Поступила в редакцию 13 ноября 2012 года; принята в печать 27 ноября 2012 года
Мы представляем результаты поиска в Местном сверхскоплении и его окрестностях сферических объемов, где отсутствуют галактики со светимостью ярче Магеллановых Облаков. В пределах расстояния 40 Мпк обнаружено 89 космических пустот (войдов) с диаметрами от 24 до 12 Мпк, которые не содержат галактик с абсолютными величинами MK < —18.4. Приведен список этих войдов и карты распределения на небе. Оказалось, что 93% сферических войдов пересекаются друг с другом, образуя три более протяженные перколированные пустоты (гипервойды). Самый крупный из них, HV1, насчитывает 56 исходных сферических ячеек и простирается в виде подковы, огибающей Местный объем и скопление Virgo. Местный войд Tully в области Hercules-Aquila является ближайшей частью HV1. Другой гипервойд, HV2, объединяет в себе 22 сферических войда в созвездии Eridanus, а третий компактный (HV3) — 6 сферических ячеек в Bootes. Суммарный объем указанных пустот занимает около 30% объема Местной вселенной. Среди 2906 карликовых галактик, исключенных из исходной выборки (п = 10502) при поиске сферических пустот, только 68 попадают в обнаруженные нами пустоты. Они характеризуются поздними морфологическими типами (85% — Ir, Im, BCD, Sm), абсолютными звездными величинами MB от —13.0 до —16.7, умеренным звездообразованием (log SSFR ~ —10 Mq yr-1L—1) и запасами газа на единицу светимости в 2—3 раза больше, чем у других карликовых галактик в нормальном окружении. Карликовое население войдов показывает определенную тенденцию располагаться неглубоко вблизи поверхности космических пустот.
Ключевые слова: космология: крупномасштабная структура Вселенной
1. ВВЕДЕНИЕ
В картине крупномасштабной структуры Вселенной, часто называемой Космической Паутиной, основным элементом являются обширные области низкой плотности, отделенные друг от друга “стенками” и волокнами. Первые наблюдательные свидетельства существования гигантских пустот (войдов) появились около 30 лет назад [1—3], но в прочный обиход понятие космических пустот внедрилось с появлением массовых обзоров красных смещений галактик. По современным данным, размеры этих пустот лежат в широком диапазоне от супервойдов диаметром около 200 Мпк [4] до мини-войдов диаметром около 3—5 Мпк [5]. Сложилось представление, что характерная плотность числа галактик в космических пустотах по крайней мере на порядок ниже глобальной средней плотности.
В литературе можно найти немало работ, где рассматривается статистика размеров и формы войдов, а также особенности их населения. Недавний обзор этих исследований был представлен в [6]. Разными авторами были использованы различные алгоритмы выделения войдов в массовых обзорах неба. Некоторые из них предполагали полное отсутствие в войдах галактик до фиксированного уровня светимости. Другие критерии допускали возможность наличия в областях низкой плотности малого числа галактик нормальной светимости. В последнем случае эти области следовало бы называть скорее не войдами, а лакунами.
До сих пор остаются невыясненными два важных вопроса: 1) существуют ли космические объемы, полностью лишенные галактик, 2) видны ли признаки расширения войдов в кинематике
галактик, которые его окружают. Ответы на эти вопросы тесно связаны с выбором наиболее правдоподобного сценария формирования крупномасштабной структуры [б, 7]. Очевидно, что наилучшие возможности исследовать карликовое население войдов и кинематику галактик вокруг них предоставляют самые близкие войды. Составляя атлас близких галактик, Талли и Фишер [8] обнаружили гигантскую пустую область в созвездиях Aquila—Hercules, которая начинается сразу за порогом нашей Местной группы галактик и занимает около четверти всего неба. Внутри этого Местного войда пока обнаружено всего две карликовые галактики: KK 24б [9] и ALFAZOA J1952+1428 [10] с абсолютными B-величинами, соответственно, — 1ЗmТ и —1Зm5. Анализ данных о лучевых скоростях и расстояниях галактик в окрестностях Местного войда указывает на расширение его границ со скоростью около 300 км/с [11].
Используя обзоры красных смещений галактик 2dFGRS [12] и SDSS1 [13], Патири и др. [14] и Хойл и др. [15] выделили большое количество далеких войдов на типичных расстояниях z ~ 0.1. Однако, мы не обнаружили в литературе систематического списка войдов в более близком объеме, на шкале z ~ 0.01. Перечисление близких пустот на южном и северном небе с указанием их приблизительных контуров можно найти в манускрипте [1б]. Пустильник и Теплякова [17] исследовали свойства карликовых галактик в области близкого войда Lynx—Cancer. Сэйнтонг и др. [18] отметили наличие близкого (V ~ 2000 км/с) войда в созвездии Pisces по данным ALFALFA обзора [19].
В первой статье цикла [20] мы выделили методом перколяции диффузные агломераты галактик Местного сверхскопления, находящиеся в областях пониженной плотности материи, и обсудили свойства наиболее населенных невириализованных структур. В настоящей работе мы описываем алгоритм выделения пустот в Местном сверхскоплении, приводим список близких (до 40 Мпк) войдов и кратко обсуждаем свойства карликовых галактик, находящихся в близких войдах.
2. ИСХОДНАЯ ВЫБОРКА ГАЛАКТИК
Для поиска войдов в Местной вселенной мы использовали выборку 10 502 галактик с лучевыми скоростями 0 < Vlg < З500 км/с относительно центроида Местной группы. Выборка охватывает как северное, так и южное небо, за исключением низких галактических широт I bI < 150. Для этих галактик, представленных в последних
1 Sloan Digital Sky Survey (http://www.sdss.org).
версиях HyperLeda2 [21] и NED3 были уточнены их видимые величины и морфологические типы. Поскольку звездная масса галактики наилучшим образом выражается через ее светимость в K-полосе, мы использовали Ks-светимости галактик из 2MASS обзора [22]. При отсутствии этих данных, видимые K-величины определялись нами по видимым B-величинам и среднему показателю цвета {B — K) в отдельности для каждого морфологического типа, согласно [22]. Из исходной выборки мы исключили слабые галактики с K > 15m0, а также объекты с отрицательными лучевыми скоростями. При параметре Хаббла Н0 = 73 км/с/Мпк модуль расстояния для дальней границы нашей выборки соответствует m — M = 33 m4. Чтобы условия, используемые для выделения войдов, были подобными как в близких, так и в далеких областях нашего объема, мы исключили из анализа карликовые галактики с абсолютными величинами слабее Mk = —18.4. Этот порог приблизительно соответствует светимости карликов типа Малого Магелланова Облака. При этом, расстояния до галактик определялись по их лучевой скорости с приведенным выше значением Н0.
Верхняя и нижняя панели Рис. 1 показывают, соответственно, распределение на небе 7596 ярких галактик с Mk < —18.4 и 2906 карликовых галактик, исключенных из процедуры выделения войдов. Обе подвыборки демонстрируют эффекты скучи-вания в группы и скопления, а также концентрацию к экватору Местного сверхскопления. На распределении карликов сказывается их избыточная перенаселенность в объемах близкого скопления Virgo и облака Canes Venatici I, а также повышенная плотность галактик с известными красными смещениями в области обзора SDSS [13].
3. АЛГОРИТМ ВЫДЕЛЕНИЯ ВОЙДОВ
Для каждой из 7596 галактик с Mk < —18.4 в пределах расстояния D = Vlg/73 = 48 Мпк мы вычисляли декартовы экваториальные координаты X, Y, Z. Затем в этом объеме, с учетом ограничения по галактической широте, проводился поиск сферы максимального радиуса R, в которой нет ни одной галактики. С этой целью осуществлялся перебор всех возможных координат центра сферы и ее радиуса. Дискретность перебора была выбрана равной 1.5 Мпк из соображений времени счета (компромисс между точностью и необходимым компьютерным временем). Граничные условия выражались в том, чтобы центр искомого войда
2Lyon Database for Physics of Galaxies
(http://leda.univ-lyon1.fr).
3NASA/IPAC Extragalactic Database
(http://nedwww.ipac.caltech.edu).
лежал внутри D = 48 Мпк и не попадал в конус Млечного Пути I b I < 150.
Далее мы искали следующий войд максимального радиуса, внутри которого нет ни одной галактики. К граничным условиям добавлялось новое: чтобы центр искомого войда находился вне объема предыдущего войда. Эта процедура повторялась многократно с учетом положений и размеров всех предыдущих войдов. Данный процесс продолжался по достижении числа войдов n > 100. В результате мы получили совокупность 179 пустых сферических объемов с радиусами от 12 до б Мпк, многие из которых частично перекрываются друг с другом.
Очевидно, что в использованном алгоритме имеется несколько параметров, выбор которых влияет на конечный список войдов. Одним из них является принимаемое минимальное расстояние центра войда от границ объема, а также минимальное расстояние между центрами войдов. Другим параметром выступает пороговая абсолютная величина карликовых галактик (Mk = —18.4), возможное попадание которых в пустой объем игнорируется. Третьим параметром является минимальный радиус сферического войда (Rmin = 6.0 Мпк), на котором обрывается применение алгоритма.
Попытка отказаться от сферичности выделяемых пустых объемов, как это делали Тихонов и Караченцев [5], значительно усложняет алгоритм. Кроме того, на основе сравнения данных SDSS DR7 c распределением галактик модельного каталога Millenium 1 Тавасоли и др. [23] показали, что форма войдов тяготеет к сферической. При необходимости несферические пустоты в нашем подходе могут быть получены объединением двух или нескольких пересекающихся сферических объемов в их ассоциацию: “гантель”, “бумеранг” или “цепочку”.
4. СПИСОК ПУСТЫХ ОБЪЕМОВ В МЕСТНОЙ ВСЕЛЕННОЙ
Результаты поиска близких сферических войдов с помощью использованного алгоритма представлены в Таблице 1. Колонки таблицы содержат: (1) порядковый номер войда в принятой нами процедуре, когда на каждом последующем шаге выделяются пустоты все меньшего радиуса; (2) расстояние до центра войда в Мпк; (3, 4) экваториальные координаты центра войда в градусах; (5, б) линейный и угловой диаметр войда; (7) примечания, которые фиксируют расположение 12 самых близких вой-дов в созвездиях, а также принадлежность данного пустого объема к более протяженным образованиям — гипервойдам (HV).
Следует отметить, что в таблице представлено только 89 войдов, ранжированных по расстоянию
90°
■90°
Рис. 1. Распределение 7596 ярких (верхняя панель) и 2096 карликовых (нижняя панель) галактик с Уьс = 0—3500 км/с в экваториальных координатах. Зона сильного поглощения с Лв > 2та0 изображена серой клочковатой полосой.
от наблюдателя до 40 Мпк, из общего числа 179.4 Мы исключили из списка половину самых далеких по следующей причине. Распределение интегрального числа войдов в зависимости от расстояния их центров О показывает, что вблизи дальней границы рассматриваемого объема в интервале О = 40—48 Мпк, имеется избыток числа войдов примерно в два раза по сравнению с однородным распределением п ~ О3. Этот избыток возникает из-за уменьшения плотности числа галактик с измеренными лучевыми скоростями в самых дальних частях Местной вселенной. Кроме того, отсутствие информации о галактиках вне радиуса 48 Мпк приводит к увеличению вероятности обнаружить пустой объем и “налипанию” этих избыточных войдов на дальней границе.
Как следует из данных последнего столбца Таблицы 1, 83 войда из 89 пересекаются друг с другом, образуя три группировки гипервойдов: ИУ1, ИУ2 и ИУ3 с числом сферических войдов, соответственно, 56, 22 и 5. Некоторые параметры этих гипер-войдов: суммарный объем, минимальное и максимальное расстояние поверхности гипервойда от наблюдателя, расстояние до центроида гипервойда, а также его положение на небе приведены в Таблице 2. Самый близкий гипервойд ИУ1 фактически является протяженной изогнутой гроздью пустых
4Полный список 179 войдов можно получить отправив запрос первому автору.
Таблица 1. Список сферических пустот в Местной вселенной
No. А Мрс RA, deg Dec, deg R, Мрс Г, deg Note No. A Mpc RA, deg Dec, deg R, Mpc r, deg Note
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)
38 8.7 301 0 7.5 59 HV1 Aqr 47 30.9 8 47 7.5 14 HV1
9 16.1 288 -28 9.0 34 HV1 Sgr 122 31.2 279 29 6.0 11 HV1
116 16.6 85 -5 6.0 21 HV1 Ori 26 31.5 141 -72 7.5 14 HV2
34 17.6 275 20 7.5 25 HV1 Her 161 31.8 16 -28 6.0 11 HV2
27 18.4 117 24 7.5 24 HV1 Gem—Leo 117 31.9 278 -45 6.0 11 HV1
136 19.1 360 45 6.0 18 HV1 And 159 32.0 329 -8 6.0 11 HV1
147 20.1 347 4 6.0 17 Psc—Peg 100 32.1 258 25 6.0 11 HV1
144 21.0 18 25 6.0 17 HV1 Psc 114 32.3 83 68 6.0 11 HV1
90 21.5 238 -25 6.0 16 HV1 S со—Lib 35 32.4 79 -76 7.5 13 HV2
119 21.5 283 50 6.0 16 HV1 Dra 146 32.4 347 -52 6.0 11 HV2
135 21.8 309 12 6.0 16 HV1 Del 148 32.7 35 43 6.0 11 HV1
31 23.9 248 -70 7.5 18 HV1 Aps 157 32.8 32 -30 6.0 11 HV2
120 25.3 68 -71 6.0 14 HV2 156 32.9 29 33 6.0 11 HV1
107 25.6 265 50 6.0 14 HV1 2 33.1 339 39 12.0 21 HV1
118 25.6 279 -45 6.0 14 HV1 49 33.3 319 27 7.5 13 HV2
130 26.0 299 -44 6.0 13 HV1 165 33.5 22 -16 6.0 10 HV2
39 26.1 80 7 7.5 17 HV1 56 33.7 3 -21 7.5 13 HV1
123 26.6 288 58 6.0 13 HV1 124 34.0 291 -68 6.0 10 HV1
42 27.0 60 26 7.5 16 HV1 166 34.3 337 -3 6.0 10 HV1
140 27.1 29 46 6.0 13 HV1 51 34.6 3 -34 7.5 13 HV2
111 27.6 90 -45 6.0 13 HV2 13 34.7 50 18 9.0 15 HV1
96 27.7 249 22 6.0 13 HV1 40 34.7 77 12 7.5 13 HV1
154 27.7 22 29 6.0 12 HV1 3 34.7 59 -60 10.5 18 HV2
143 28.0 14 -49 6.0 12 HV2 104 34.8 263 0 6.0 10 HV1
150 28.0 319 -9 6.0 12 HV1 112 35.0 90 -47 6.0 10 HV2
99 29.0 254 -15 6.0 12 HV1 44 35.4 65 10 7.5 12 HV1
151 29.1 23 -38 6.0 12 HV2 75 35.4 205 10 6.0 10 HV3
86 29.5 125 -9 6.0 12 85 35.5 239 -10 6.0 10 HV1
79 29.7 204 6 6.0 12 HV3 108 35.6 265 62 6.0 10 HV1
8 30.1 101 40 9.0 17 HV1 141 35.6 60 -22 6.0 10 HV2
95 30.5 252 11 6.0 11 HV1 72 35.7 158 0 6.0 10
Таблица 1. (Продолжение)
+90
-90
+90
No. А RA, Dec, Д, Note
Мрс deg deg Mpc deg
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)
106 35.8 257 -67 6.0 10 HVI
15 35.9 324 10 9.0 15 HVI
102 35.9 106 53 6.0 10 HVI
145 35.9 303 -5 6.0 10 HVI
5 36.2 306 12 10.5 17 HVI
139 36.7 294 -10 6.0 9 HVI
4 37.2 40 -47 10.5 17 HV2
105 37.4 263 50 6.0 9 HVI
80 37.6 225 16 6.0 9 HV3
18 37.6 152 31 7.5 11
109 37.7 117 -85 6.0 9 HV2
11 37.7 288 -23 9.0 14 HVI
12 37.9 56 31 9.0 14 HVI
91 38.0 210 71 6.0 9
53 38.1 329 23 7.5 11 HVI
126 38.1 27 -80 6.0 9 HV2
60 38.3 2 -11 7.5 11 HV2
168 38.3 0 31 6.0 9 HVI
173 38.4 5 11 6.0 9
97 38.6 257 33 6.0 9 HVI
160 38.7 13 -44 6.0 9 HV2
115 39.0 84 67 6.0 9 HVI
48 39.1 51 -32 7.5 11 HV2
74 39.4 216 11 6.0 9 HV3
153 39.4 18 -53 6.0 9 HV2
54 38.5 39 13 7.5 11 HVI
69 39.7 209 4 6.0 9 HV3
сферических объемов, которая начинается сразу за границей Местной группы (Ат;п = 1.4 Мпк). Верхняя панель Рис. 2 представляет распределение на небе 56 войдов, входящих в ИУІ. Размеры кружков соответствуют угловым размерам сфери-
+90
-
и ol8\ \
•147T Q72, t 173fl
г
v \ 7 ^
^
I '9°
О 5 10 15 20 25 30 35 40 Мрс
Рис. 2. Распределение войдов в проекции на небо в экваториальной системе координат: гипервойд HVi (верхняя панель), гипервойды HV2 и HV3 (средняя панель), отдельные войды (нижняя панель). Размеры кругов соответствуют реальным угловым размерам войдов.
ческих войдов. Чтобы не заслонять другие войды, контур самого близкого войда № 38 (передняя часть Местного войда Талли [8]) изображен толстой прерывистой линией. Гипервойд HVi, отходя от Местной группы в области Hercules—Aquila, достигает границы рассматриваемого объема и, огибая в виде подковы Местный объем, приближается к нему со стороны Gemini—Leo. Подковообразная форма зоны низких плотностей, охватывающих скопление Virgo, хорошо видна на Рис. б в [24].
Рис. 3 более детально показывает HVi в трех проекциях относительно сверхгалактической плоскости. Поскольку гипервойд имеет сложную структуру, мы показали его со стороны отрицательных и положительных направлений осей, перпендикулярно к рассматриваемой плоскости, на левой и правой панелях рисунка, соответственно. Рассто-
Рис. 3. Проекция гипервойда HVi на сверхгалактическую плоскость SGX—SGY (верхняя панель), SGX—SGZ (средняя панель), SGY—SGZ (нижняя панель). Вид с отрицательных (слева) и положительных (справа) направлений осей Z, Y, Х показан на трех панелях, соответственно. Квадратиком обозначен центр скопления Virgo.
яния до определенной плоскости характеризуются шкалой под рисунком. Верхняя панель показывает проекцию на плоскость SGX—SGY, средняя — на SGX—SGZ, нижняя — на SGY—SGZ. Концентрические окружности имеют шаг i0 Мпк. Можно видеть, что HVi отходит от сверхгалак-тической плоскости довольно далеко вплоть до 40 Мпк. В проекциях SGX-SGZ и SGY—SGZ четко видно, что гипервойд огибает Местную группу. Сравнивая проекции гипервойда HVi на Рис. 3 с соответствующими отображениями Местного и Virgo войдов из работы [24], можно заключить, что примерно 2/3 объема HV i совпадает с суммарным объемом Местного и Virgo войдов.
Средняя панель Рис. 2 воспроизводит распределение на небе 22 сферических пустот, сливающихся в гипервойд HV2 в области Eridanus и 5 войдов, входящих в более компактный гипер-войд HV3 в созвездии Bootes. На нижней панели Рис. 2 представлены б обособленных сферических войдов, поверхности которых не соприкасаются с другими пустыми объемами, выделенными нашим алгоритмом. Здесь уместно напомнить, что мы ограничились поиском войдов с линейным радиусом не менее б Мпк. Можно предполагать, что существует еще множество мелких пустот, которые пересекаются с уже выделенными войдами и увеличивают их общий объем.
5. КАРЛИКОВОЕ НАСЕЛЕНИЕ БЛИЗКИХ ВОЙДОВ
Суммируя объем войдов, представленных в Таблице i, мы получаем, что они занимают около 30% рассматриваемого объема Местной вселенной до 40 Мпк. Эта оценка учитывает факт перекрытия сферических пустот, входящих в гипервойды. При поиске близких войдов мы исключили из рассмотрения 290б карликовых галактик. Если бы эта популяция была распределена в пространстве Местной вселенной равномерным образом, то ожидаемое число карликовых галактик в войдах составило бы около i000. Реальное же их число, N = 48 до 40 Мпк и N = 68 до 48 Мпк, не достигает даже i/i0 от ожидаемого. То есть пустые объемы, свободные от галактик нормальной светимости, остаются почти пустыми и при рассмотрении карликовых галактик.
Список карликовых галактик, оказавшихся внутри 89 из выделенных нами войдов, представлен в Таблице 3. В столбцах таблицы содержатся следующие сведения о галактиках: (i) имя галактики или ее наличие в обзорах неба SDSS, 6dF, 2MASX, KUG, HIPASS, APMUKS; (2) экваториальные координаты на эпоху J 2000.0; (3) лучевая скорость относительно центроида Местной
Таблица 2. Свойства трех местных гипервойдов
Hypervoids
HVI HV2 HV3
Number of voids 56 22 5
Volume, Mpc3 68469 23767 3440
-Dmin, Mpc 1.4 19.4 23.8
Dcen, Mpc 13.8 30.5 35.8
^maxi MpC 46.9 47.6 45.6
RAC, deg 22.2 2.4 14.2
Decc, deg +32 -51 +10
Sky region Pegasus Eridanus Bootes
группы (в км/с), использованная для определения расстояния при параметре Н0 = 73 км/с/Мпк; (4) морфологический тип; (5) видимая величина в B-полосе; (6) видимая ультрафиолетовая величина mFUV, (Aeff = 1539 A, FWHM = 269 A) по данным GALEX [27, 28]; (7) логарифм потока FHI в линии нейтрального водорода (Fhi в единицах Янхкм/с); (8) абсолютная величина; (9) логарифм водородной массы MHI = 2.36 х 105D2FHI, где D — расстояние в Мпк; (10) логарифм темпа звездообразования log SFR = 2.78 — 0.4mFUV + 2log D в единицах Mq/yr, где mFUV — ультрафиолетовая величина, исправленная за поглощение [29], а расстояние D выражено в Мпк; (11) глубина залегания галактики под поверхностью гипервойда (в Мпк); прочерк в этом столбце означает, что галактика находится на дальней окраине рассматриваемого объема (D > 40 Мпк), где становятся значимыми различные краевые эффекты; (12) примечания: крестиком (х ) отмечены галактики из каталога близких изолированных галактик LOG [25], плюсом (+) — из списка изолированных карликовых галактик в Местном сверхскоплении [26]. Из анализа представленных в Таблице 3 данных можно сделать следующие заключения.
а) Распределение галактик в войдах по морфологическим типам резко сдвинуто в сторону самых поздних типов: Im, BCD, Ir по сравнению с выборками карликов в группах и общем поле. Карликовые галактики типов Im, BCD и Ir составляют примерно 65%, а вместе с Sm — до 85% выборки Таблицы 3. Заметим, что среди очень
Таблица 3. Карликовые галактики в близких войдах
№те .12000.0 УЬс Туре Вт триу 1с^ Мв 1с^ МН1 ОерШ
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (П) (12)
Е80149—018 000714.5-523712 1744 Бёт 15.9 17.51 0.74 -16.04 8.87 -1.43 0.5 X
КК261 004058.7-261605 2726 1г 17.6 18.20 0.42 -15.31 8.94 -1.32 1.1
Ь8ВСЕ682-01 005731.9+102148 2936 БВт 17.9 19.47 0.40 -15.40 8.98 -1.58 -
ЕБ0541-005 005918.1-203444 2006 Бёт 15.8 17.39 0.91 -16.49 9.16 -1.23 0.4
ШС00655 010401.2+415035 1084 Бс! 14.4 16.30 1.21 -16.75 8.93 -1.17 0.6 X
Ь8ВОЕ352—021 012658.6-350542 2068 всэ 17.5 19.18 0.36 -14.85 8.63 -1.92 4.3 X
ШС01038 012747.4+431506 1473 Бт 17.0 18.67 0.14 -14.79 8.12 -1.87 0.6
БЭББ 013708.1-003354 3044 Бт 17.1 18.68 0.00 -16.12 < 8.61 -1.36 -
ЕБ0355-005 021839.7-363152 2399 Бт 17.2 18.45 0.58 -15.46 8.98 -1.50 0.5 X
Е80298—033 022128.7-384814 2142 1т 16.8 18.53 0.51 -15.62 8.81 -1.64 0.2 +
ЬСИБ 025224.5-411633 3470 ВСЭ 18.1 19.33 < 0.00 -15.37 < 8.72 -1.54 -
6с1Е 051556.2-364418 1867 1г 16.7 18.30 0.14 -15.51 8.33 -1.59 0.3
ЕБОЗОб—010 053415.6-391010 1921 Бт 16.7 17.91 0.76 -15.54 8.97 -1.44 2.4
Е80554—017 053557.2-211451 1385 Бс! 16.7 - < 0.00 -14.83 < 7.93 - 0.6
ШС03672 070627.6+301919 964 1т 15.4 17.23 1.23 -15.52 8.84 -1.62 1.6 Х +
ШС03876 072917.5+275358 811 Бсс! 13.7 - 1.06 -16.72 8.52 - 0.3 X
БЭББ 080158.9+212219 1343 1г 17.7 19.69 < 0.00 -13.84 < 7.90 -2.40 6.1
ЬСЗВБШЗР 081715.9+245357 1832 с1Еп 17.3 >23 0.38 -14.88 8.55 -3.48 0.5
БЭББ 082712.8+265127 1779 1т 17.4 - - -14.76 - - 0.7 X
БЭББ 083641.1+051625 2933 ВСЭ 17.8 18.94 < 0.00 -15.34 < 8.58 -1.50 -
2МАБХ 083735.5+074831 1280 ВСЭ 16.7 17.93 0.43 -14.66 8.29 -1.80 1.3 *
САМ0840+1044 084236.6+103314 3437 ВСЭ 17.6 19.21 < 0.00 -15.98 < 8.72 -1.39 -
БЭББ 091001.7+325660 1388 1г 17.1 18.95 - -14.39 - -2.17 1.0
2МАБХ 091448.8+330115 1446 всэ 16.8 18.52 - -14.76 - -1.97 0.5
Ки 01028+412 103118.4+410226 2568 всэ 17.6 - - -15.18 - - 0.4 X
БЭББ 103950.9+564403 1216 1г 17.5 17.87 - -13.64 - -1.90 -
НБ1059+3934 110209.9+391846 3267 всэ 17.7 18.51 - -15.63 - -1.26 -
АРМиКБ 110541.0-000602 3160 Бт 18.0 19.47 < 0.00 -15.42 < 8.64 -1.55 - **
БЭББ 112149.2+585434 1596 1г 17.0 18.65 - -14.73 - -1.98 -
БЭББ 124459.3+525203 2808 всэ 18.4 19.45 - -14.59 - -1.78 -
АВЕЬЬ1656:3237 125941.3+275015 3224 всэ 19.7 >23 - -13.57 - -3.10 -
АВЕЬЬ1656:2538 130040.1+274851 3495 всэ 20.3 >23 - -13.14 - -3.03 -
БЭББ 130905.4+134819 3223 1г 18.0 20.16 -0.38 -15.32 8.28 -1.92 -
Таблица 3. (Продолжение)
№те .12000.0 УЬс Туре Вт триу 1с^ Мв 1с^ МН1 ОерШ
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (П) (12)
БЭББ 131011.7+135116 3279 всэ 18.1 20.51 -0.25 -15.26 8.42 -2.04 -
БЭББ 133753.5+635510 2813 всэ 17.8 20.52 - -15.21 - -2.19 1.0
БЭББ 135031.2-013758 2366 1т 19.0 19.80 < 0.00 -13.80 < 8.39 -1.93 0.8
ККЖ2 140626.9+092133 3213 Бт 17.6 19.17 0.26 -15.74 8.92 -1.51 0.6 +
БЭББ 151454.6+341439 2910 1т 18.3 19.66 - -14.79 - -1.81 -
2МАБХ 151844.7-241051 1881 БЬ? 16.6 >23 - -16.13 - -3.08 0.9
БЭББ 151939.3+385255 3122 ВСЭ 17.5 19.44 - -15.73 - -1.68 -
БЭББ 152013.6+400301 2823 ВСЭ 17.8 19.55 - -15.22 - -1.80 -
БЭББ 152644.5+403448 2890 всэ 17.8 20.16 - -15.26 - -2.03 -
ККЯ26 161644.6+160509 2347 1т 17.8 19.03 0.45 -14.93 8.83 -1.67 0.8 х +
Ь8ВСЕ585—У01 162558.6+203949 2106 1г 17.9 18.98 0.11 -14.65 8.40 -1.70 4.1 х +
БЭББ 163424.7+245741 1131 всэ 18.1 20.40 < 0.00 -13.03 < 7.75 -2.86 0.4 X
БЭББ 170517.4+355222 1184 1т 17.5 18.69 - -13.65 - -2.20 0.7
ШРАБ Б1752-59 175251.4-594049 2596 1г 17.2 - 0.52 -15.89 8.99 - 0.6
иОС11109 180414.0+464414 1820 Бт 17.2 18.25 0.72 -14.97 8.88 -1.58 3.9 X
иОС11220 182325.5+405643 1706 Бт 16.7 17.00 0.98 -15.34 9.08 -1.13 1.7 X
ШРАББ1926—74 192727.1-740458 2444 ВСЭ 17.0 - 0.36 -15.91 8.78 - 2.4 X
КК246 200357.4-314054 572 1г 17.1 20.01 0.90 -13.70 8.06 -2.43 4.5
6с1Е 210804.9-471941 832 всэ 15.9 18.12 < 0.00 -14.53 < 7.48 -2.24 0.8
Ь8ВСЕ743—01 211845.4+082202 3203 Бт 17.5 18.13 0.46 -16.00 9.11 -0.96 0.6
С0С0426—040 212006.0+115506 1415 ВСЭ 16.4 18.64 0.34 -15.41 8.28 -1.82 1.7
БЭББ 212202.3+095311 3237 ВСЭ 17.7 - < 0.00 -15.77 < 8.66 - 0.4
Е80531—001 213152.0-235632 2668 Бт 17.1 18.47 0.09 -15.92 8.59 -1.32 -
иОС11771 213527.5+232805 1951 Бс! 16.4 18.60 0.64 -16.17 8.86 -1.47 0.5
иОС11813 214731.1+220951 2124 Бт 17.3 19.07 0.71 -15.51 9.01 -1.54 1.5
БЭББ 223036.8-000637 1758 ВСЭ 17.4 - -0.22 -14.81 7.92 - 0.4
АОВБ 225558.3+261011 2930 ВСЭ 17.7 19.21 0.35 -15.79 8.93 -1.33 0.9
Ь8ВСЕ469—02 225721.5+275852 3233 Бт 18.3 18.25 0.46 -15.21 9.12 -1.01 - X
БЭББ 230511.2+140346 1801 ВСЭ 17.3 19.38 < 0.00 -15.52 < 8.15 -1.52 0.3
6с1Е 231803.9-485936 2275 ВСЭ 16.9 18.42 < 0.00 -15.62 < 8.36 -1.56 3.8 X
ККИ75 232011.2+103723 1703 1г 18.0 19.48 0.54 -14.05 8.65 -2.11 1.9 Х +
Ь8ВСЕ750—04 234420.2+100705 1726 Бс! 17.3 18.62 0.40 -14.80 8.51 -1.74 0.7
ШС12771 234532.7+171512 1535 1т 16.9 18.35 0.46 -14.96 8.48 -1.72 0.4 Х +
ЭЛЫИВ и др. Таблица З. (Продолжение)
Name J 2000.0 Vlg Type Bj1 tofuv log Fm Mb log Mm log SFR Depth Notes
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12)
APMUKS 234650.9-301106 2926 BCD 18.2 19.61 < 0.00 -14.89 < 8.58 -1.80 0.7
LSBCF750—V01 235419.6+105636 1164 Ir 18.0 19.66 < 0.00 -13.41 < 7.78 -2.37 0.4
Notes: * LEDA фиксирует значительное различие в оценках гелиоцентрической скорости этой галактики по оптическим
данным SDSS (+1452 ± 19 км/с) и по HI измерениям в HIPASS (+2006 ± 8 км/с). Повторная обработка оптического спектра дает значение +2004 ± 15 км/с, близкое к оценке HIPAS S.
** Значение лучевой скорости этой галактики, полученное [45] нуждается в подтверждении.
*** В колонке (3) указано формальное значение лучевой скорости, соответствующее расстоянию галактики 7.83 Мпк [9] и параметру Но = 73 км/с/Мпк. Имея лучевую скорость VLG = +436 км/с, эта галактика движется к нам из глубины войда с пекулярной скоростью —130 км/с.
изолированных галактик каталога LOG [25] иррегулярные, BCD и Sm объекты составляют 51%. Только у двух галактик, J 0817+24 (тип dEn) и J 1518—24 (тип Sb?), их желтоватый цвет указывает на преобладание старого звездного населения. Обе они находятся возле поверхности вой-дов и имеют соседей с близкими значениями лучевых скоростей, т.е. входят в рассеянные группы, соприкасающиеся с войдами. Избыток иррегулярных голубых галактик среди выборок галактик в войдах и изолированных был отмечен также в работах [30—32].
b) Среди 60 карликовых галактик в близких войдах, наблюдавшихся с GALEX, только у четырех не были детектированы FUV-потоки. Две из этих галактик упомянуты выше как члены
мв, mag
групп, а две другие проектируются на центр богатого скопления Coma ( = Abell 1656). Остальные объекты нашей выборки следуют довольно четкой корреляции между SFR и абсолютной величиной галактики (см. Рис. 4) с коэффициентом корреляции R = —0.82 и медианным значением удельного темпа звездообразования SSFR = 1 x 10-10 Mq yr-1^1, типичным для карликов поздних типов в Местном объеме [33].
c) Распределение карликовых галактик в войдах по логарифмам водородной массы и B-светимости представлено на Рис. 5 сплошными кружками. Верхние пределы оценки массы водорода Mhi показаны незаполненными кружками. Как следует из этих данных, карлики в войдах обладают повышенным содержанием водорода на едини-
log LB, Lq
Рис. 4. Зависимость между логарифмом темпа звездообразования ЯРИ и абсолютной величиной Мв для 60 карликовых галактик в войдах. Незаполненными кружками показаны галактики с верхними оценками триу, которые не учитывались в параметрах регрессии: 1с^8РК = —0.39Мв — 7.65, Я = -0.82, ЯБ = 0.22, где Я — коэффициент корреляции, а ЯБ — среднеквадратичное отклонение.
Рис. 5. Распределение 51 карликовой галактики в войдах по логарифму водородной массы и В-светимости. Открытыми символами отмечены объекты с верхним пределом оценки Мні. Прямая линия соответствует Мш/Ьв = 1 М®/Ь®.
цу светимости. Медианное значение для них, Мні/LB = 2.1 Mq/Lq оказывается примерно в три раза выше, чем для Ir, Im, BCD-галактик в группах и общем поле [34]. Другими словами, карликовые галактики в войдах обладают повышенными запасами газа по сравнению с галактиками таких же типов в более плотном окружении, что неоднократно отмечалось разными авторами [17,26,35—37,43,44]. Имея обычные темпы звездообразования на единицу светимости, log SSFR ~ —10, карлики в войдах способны поддерживать наблюдаемый темп звездообразования на шкале около 20—30 млрд. лет. В то же время в работах [31, 38], где рассматриваются свойства галактик в войдах в гораздо больших объемах (z < 0.09), показано, что хотя в целом галактики в войдах голубее и слабее, чем галактики в скоплениях, но в одинаковом диапазоне светимостей различий в цветах и темпах звездообразования не наблюдается.
d) Рис. 6 показывает распределение 48 галактик в близких (D < 40 Мпк) войдах по абсолютной величине и глубине нахождения под поверхностью гипервойда. Как видим, только четверть этих галактик залегает в войдах на глубине более 1.5 Мпк. Напомним, что в нашем алгоритме точность, с которой определялось положение центра сферического войда, составляла как раз 1.5 Мпк. Следовательно, многие карликовые галактики в этом пограничном слое могут находиться за пределами войдов. В любом случае, популяция карликовых галактик в сердцевинах войдов (Depth > 1.5 Мпк) оказывается представленной буквально единичными объектами типа их ближайшего и самого известного представителя KK246 [39—41]. Заметим, что только 4 из 13 галактик, находящихся в середине войдов, являются “новыми”. Остальные 9 указаны как изолированные в списках [25, 26]. Поскольку критерии отбора в настоящей и двух вышеназванных работах были абсолютно разными, то следует ожидать, что эти 9 галактик являются очень обособленными объектами. На Рис. 6 и в Таблице 3 все галактики, отождествленные с объектами списков [25, 26], отмечены соответствующими знаками.
Несмотря на малую статистику, отметим некоторую тенденцию уменьшения светимости карликовых галактик с ростом их глубины под поверхностью гипервойдов. Эта же особенность была отмечена ранее в [42]. Из общих соображений можно полагать, что такие объекты имеют рекордно низкую металличность. Это делает их интересными для спектральных наблюдений.
e) Все обнаруженные нами карликовые галактики в близких войдах имеют абсолютные величины ярче —13™. Распределение их по расстояниям и абсолютным величинам на Рис. 7 показывает, что
I - 11
S А * -
. ' А ' и її -
1 • Б *Ч.£> в 4 • в ■ ш _
11 •
0 1 2 3 4 5 6 Depth, Мрс
Рис. 6. Распределение 48 карликовых галактик в близких (Б < 40 Мпк) войдах по абсолютной величине Ыв и глубине нахождения под поверхностью гипервойда. Квадратами обведены объекты, общие с галактиками из каталога близких изолированных галактик [25], треугольниками обозначены карликовые галактики поздних типов из списка [26].
й, Мрс
Рис. 7. Распределение 68 карликовых галактик по абсолютной величине Ыв и расстоянию от наблюдателя. Параметры регрессии: Ыв = —0.02 • Б — 14.53, К = -0.26, ЯБ = 0.8.
этот предел может быть вызван эффектом избирательности по расстоянию. Однако, характер данных на Рис. 7 не противоречит и предположению о существовании порога светимости, Мв — —13т0, у карликового населения войдов. Это обстоятельство может иметь существенное значение для понимания природы пустых космических объемов.
6. ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ
Для поиска пустых объемов в Местной вселенной мы использовали алгоритм, аналогичный подходу Патири и др. [14], только с гораздо более жестким ограничением по светимости галактик, избегающих войды. В результате мы полу-
чили список близких сферических войдов, типичный диаметр которых (около 15 Мпк) примерно в три раза меньше, чем у войдов [14]. Тем не менее, суммарный объем наших войдов составил около 30% объема Местной вселенной до 40 Мпк. Распределение центров сферических войдов оказалось весьма далеким от пуассоновского. Более 90% войдов пересекаются друг с другом, образуя три гипервойда с числом исходных войдов, соответственно, 56, 22 и 5. Самый близкий и населенный гипервойд НУ 1 включает в себя Местный войд Талли и простирается в виде подковы, охватывающей центральную область Местного сверхскопления галактик.
В 89 выделенных нами войдах с расстояниями центров < 40 Мпк попадают 48 карликовых галактик поздних типов с абсолютными величинами в диапазоне Мв = [—13.0, —16.7]. Эти галактики обладают активным звездообразованием и запасами газа на единицу светимости примерно в 2—3 раза выше, чем у карликовых галактик такого же типа в более плотном окружении. Обилие нейтрального водорода у галактик в войдах неоднократно отмечалось разными авторами [17, 26, 35—37, 43, 44]. Карлики в войдах показывают тенденцию избегать глубин войдов и гипервойдов. Фактически, в центральных областях войдов отсутствуют не только нормальные, но и карликовые галактики. По грубой оценке, в сердцевинах войдов размером в половину их диаметра средняя плотность звездной массы на два порядка меньше средней космической плотности.
Здесь следует отметить следующее важное обстоятельство. Определение контуров близких вой-дов и отождествление карликового населения в них выполнялось нами в пространстве лучевых скоростей, а не истинных расстояний. Наличие коллективных движений галактик с амплитудами около 300 км/с может приводить к существенному искажению формы войдов и глобальной картины их распределения. Очевидно, что эта ситуация будет постепенно проясняться по мере накопления данных об индивидуальных (не кинематических) расстояниях галактик.
Как видно из данных Таблицы 3, около 1/3 карликовых галактик в близких войдах имеет своим источником фотометрический и спектральный обзор неба БЭББ [13]. Продолжение этого продуктивного обзора на другие остающиеся области северного неба, а также проведение аналогичного массового обзора на южном небе позволит в скором времени лучше понять особенности карликового населения войдов, в частности, выяснить существуют ли в пустых космических объемах ультраслабые карликовые объекты со светимостями слабее 3 х 107 Ь® и водородными массами менее 107 М®.
БЛАГОДАРНОСТИ
В работе были использованы базы данных SDSS (http://www.sdss.org),
HyperLeda (http://leda.univ-lyon1.fr) и NED (http://nedwww.ipac.caltech.edu). Эта работа поддержана грантами РФФИ 12-02-91338-НнИО, 11-02-00639, 11-02-90449-Укр-ф-а, ГФФИ Украины Ф40.2/49, программой НАН Украины “Космомикрофизика”, а также грантом Министерства образования и науки Российской Федерации (госконтракт 14.740.11.0901) и проектом 2012-1.5-12-000-1011-004.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. M. Joeveer, J. Einasto, and E. Tago, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 18Б, 357 (1978).
2. S. A. Gregory and L. A. Thompson, Astrophys. J. 222, 784(1978).
3. R. P. Kirshner, A. Oemler, P L. Schechter, and S. A. Shectman, Astrophys. J. 248, L57 (1981).
4. U. Lindner, J. Einasto, M. Einasto, et al., Astronom. and Astrophys. 301, 329 (1995).
5. A. V. Tikhonov and I. D. Karachentsev, Astrophys. J. 653, 969 (2006).
6. R. van de Weygaert and E. Platen, arXiv:0912.2997 (2009).
7. P J. E. Peebles, Astrophys. J. 557, 495 (2001).
8. R. B. Tully and J. R. Fisher, Nearby Galaxies Atlas, (Cambridge Univ. Press, Cambridge, 1987).
9. I. D. Karachentsev, A. E. Dolphin, R. B. Tully, et al., Astronom. J. 131, 1361 (2006).
10. T. P. McIntyre, R. F. Mibchin, E. Momjian, et al., Astrophys. J. 739, 26 (2011).
11. O. G. Nasonova and I. D. Karachentsev, Astrophysics 54, 1 (2011).
12. M. Colless, G. Dalton, S. Maddox, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 328, 1039 (2001).
13. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy, M. A. Aqueros, et al., Astrophys. J. Suppl. 182, 543 (2009).
14. S. G. Patiri, J. Betancort-Rijo, F. Prada, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 369, 335 (2006).
15. F. Hoyle, M. S. Vogeley, and D. Pan, arXiv:1205.1843 (2012).
16. A. Fairall, Large-Scale Structures in the Universe (Wiley, New York, 1998).
17. S. A. Pustilnik and A. L. Tepliakova, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 415, 1188 (2011).
18. A. Saintonge, R. Giovanelli, M. P Haynes, et al., Astronom. J. 135, 588 (2008).
19. R. Giovanelli, M. P Haynes, B. R. Kent, et al., Astronom. J. 130, 2598 (2005).
20. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, O. V. Melnyk, et al., Astrophysical Bulletin 67, 353 (2012).
21. G. Paturel, C. Petit, P. Prugniel, et al., Astronom. and Astrophys. 412, 45(2003).
22. T. N. Jarrett, T. Chester, R. Cutri, et al., Astronom. J. 119,2498(2000).
23. S. Tavasoli, K. Vasei, and R. Mohayaee, arXiv:1210.2432; submited to Monthly Notices Roy. Astronom. Soc..
24. H. M. Courtois, Y. Hoffman, R. B. Tully, and
S. Gottloeber, Astrophys. J. 744, 43 (2012).
25. I. D. Karachentsev, D. I. Makarov, V. E. Karachentseva, and O. V. Melnyk, Astrophysical Bulletin 66, 1 (201l).
26. V. E. Karachentseva, I. D. Karachentsev, and M. E. Sharina, Astrophysics 53, 462 (2010).
27. D. C. Martin, J. Fanson, D. Schiminovich, et al., Astrophys. J. 619, L1 (2005).
28. Gil de Paz A., S. Boissier, B. F. Madore, et al., Astrophys. J. Suppl. 173, 185(2007).
29. J. C. Lee, A. Gil de Paz, R. C. Kennicutt, et al., Astrophys. J. Suppl. 192,6(2011).
30. F. Hoyle, R. R. Randall, M. S. Vogeley, and J. Brinkmann, Astrophys. J. 620, 618 (2005).
31. S. G. Patiri, F. Prada, J. Holtzman, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 372, 1710 (2006).
32. I. B. Vavilova, O. V. Melnyk, and A. A. Elyiv, Astron. Nachr. 330, 1004(2009).
33. I. D. Karachentsev, D. I. Makarov, and E. I. Kaisina, submitted to Astrophys. J. Suppl..
34. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. K. Huchtmeier, and D. I. Makarov, Astronom. J. 127, 2031 (2004).
35. W. K. Huchtmeier, U. Hopp, and B. Kuhn, Astronom. and Astrophys. 319, 67 (1997).
36. S. A. Pustilnik, J. M. Martin, W. K. Huchtmeier, et al., Astronom. and Astrophys. 389, 405, (2002).
37. S. A. Pustilnik, J. M. Martin, A. L. Tepliakova, and A. Y. Kniazev, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 417, 1335 (2011).
38. G. Sorrentino, V. Antonuccio-Delogu, and A. Rifatto, Astronom. and Astrophys. 460, 673 (2006).
39. A. Begum, J. N. Chengalur, I.D. Karachentsev, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 386, 1667 (2008).
40. K. Kreckel, P J. E. Peebles, J. H. van Gorkom, et al., Astronom. J. 141,204(2011).
41. G. Gentile, G. V. Angus, and B. Famaey et al., Astronom. and Astrophys. 543, A47 (2012).
42. J. N. Chengalur and S. A. Pustilnik, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. (in press).
43. R. Stanonik, E. Platen, M. A. Aragon-Calvo, et al., Astronom. Soc. Pacific Conf. 421, 107 (2010).
44. K. Kreckel, E. Platen, M. A. Aragon-Calvo, et al., Astronom. J. 144, 16(2012).
45. C. Impey, V. Burkholder, and D. Sprayberry, Astronom. J. 131,2341 (2001).
Low-Density Structures in the Local Universe.
II. Nearby Cosmic Voids
A. A. Elyiv, I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, O. V. Melnyk, D. I. Makarov
We present the results of the search of spherical volumes containing no galaxies with luminosities brighter than the Magellanic Clouds in the Local Supercluster and its vicinity. Within a distance of 40 Mpc from us, 89 cosmic voids were discovered with the diameters of 24 to 12 Mpc, containing no galaxies with absolute magnitudes brighter than MK < —18.4. A list of these voids and the sky distribution maps are given. Itwas found that 93% of spherical voids overlap, forming three more extended percolated voids (hypervoids). The largest of these, HV1, has 56 initial spherical cells and extends in a horseshoe shape, enveloping the Local Volume and the Virgo cluster. The Local Void (Tully, 1988) in the Hercules—Aquila region is the closest part of the HV1. Another hypervoid, HV2, contains 22 spherical voids in the Eridanus constellation, and the third compact hypervoid (HV3) comprises 6 spherical cells in the Bootes. The total volume of these voids incorporates about 30% of the Local universe. Among 2906 dwarf galaxies excluded from the original sample (n = 10502) in the search for spherical volumes, only 68 are located in the voids we have discovered. They are characterized by late morphological types (85% are Ir, Im, BCD, Sm), absolute magnitudes Mb ranging from —13.0 to —16.7, moderate star formation rates (logSSFR ~ —10 Mq yr-1L—1) and gas reserves per luminosity unit twice to three times larger than in the other dwarf galaxies located in normal environments. The dwarf population of the voids shows a certain tendency to sit shallow near the surfaces of cosmic voids.
Keywords: cosmology: large-scale structure of Universe
