CC BY
48
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2017, том 72, № 2, с. 122-133
удк 524.74-32
БЛИЗКИЕ ГРУППЫ ГАЛАКТИК В СОЗВЕЗДИЯХ HERCULES-BOOTES
© 2017 И. Д. Караченцев1*, О. Г. Кашибадзе1, В. Е. Караченцева2
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев, 03143 Украина Поступила в редакцию 2 марта 2017 года; принята в печать 17 марта 2017 года
Мы рассматриваем выборку 412 галактик с лучевыми скоростями vlq < 2500 км с-1, расположенных в области неба RA = 13 m0—19 m0, Dec = +10°.. .+40° между Местным войдом и сверхгалактической плоскостью. Индивидуальные оценки расстояний получены для 181 галактики из 412. Пекулярные скорости галактик как функция сверхгалактической широты SGB показывают признаки падения на центр скопления Virgo при SGB < 10° и движение от Местного войда при SGB > 60°. Половина галактик Hercules—Bootes входит в 17 групп (из которых наиболее населенная — это группа вокруг NGC 5353) и 29 пар. Типичная группа характеризуется дисперсией скоростей 67 км с-1, гармоническим радиусом 182 кпк, звездной массой 4.3 х 101ОМ0 и отношением вириальной массы к звездной, равным 32. Двойные галактики имеют разность лучевых скоростей 37 км с-1, проекционное расстояние 96 кпк, среднюю интегральную звездную массу 2.6 х 109М0 и среднее отношение вириальной массы к звездной около 8. Отношение темной материи к звездной массе в рассмотренной области неба достигает 37, т.е. почти такого же значения, что и в Местном объеме.
Ключевые слова: галактики: кинематика и динамика — галактики: расстояния и красные смещения — галактики: группы
1. ВВЕДЕНИЕ
Массовые измерения лучевых скоростей галактик в недавних оптических и радиообзорах неба SDSS [1], HIPASS [2-4], ALFALFA [5, 6] привели к значительному обогащению наших представлений о крупномасштабной структуре и движениях галактик в близкой вселенной. Основываясь на данных о примерно 104 галактик с лучевыми скоростями относительно центроида Местной группы VLG < 3500 км с-1, Караченцев и Макаров [7-9] составили каталоги систем галактик разной кратности по всему небу общим числом около тысячи объектов. Для кластеризации галактик был применен новый алгоритм, который учитывал индивидуальные массы (светимости) галактик. С использованием взаимных расстояний, лучевых скоростей и светимостей галактик в K-полосе были определены вириальные и звездные массы систем галактик в объеме радиусом 48 Мпк, который охватывает все Местное сверхскопление и его ближайшие окрестности.
Одним из важных результатов этих исследований стала оценка средней плотности материи, заключенной в системах галактик Q™ = 0-08 ± 0.02,
E-mail: [email protected]
которая оказалась в 3—4 раза меньше средней глобальной плотности материи 0,т = 0.26 ± 0.02 [10]. Для объяснения этого несоответствия выдвигались различные предположения, перечисленные в [11]:
a) группы и скопления окружены протяженными темными гало, и основная их темная масса локализована за пределами вириального радиуса системы;
b) рассматриваемый объем Местной вселенной не является репрезентативным, будучи расположенным в гигантском космическом войде;
c) большая часть темной материи во Вселенной заключена не в группах и скоплениях, а распределена между ними в диффузных крупномасштабных структурах (волокнах, сгустках).
Однако ни одно из этих предположений не получило пока убедительных наблюдательных подтверждений. Очевидно, что необходимо дальнейшее накопление данных о лучевых скоростях и расстояниях галактик, а также проверка того, насколько эффективно работал критерий объединения галактик в группы. Следуя этой идее, мы провели анализ наблюдательных данных о галактиках в пяти площадках с достаточно представительным числом объектов. Три из них расположены вдоль плоскости Местного сверхскопления к северу [12, 13] и
Рис. 1. Распределение на небе галактик Местного сверхскопления в экваториальных координатах. Область Hercules-Bootes и пять других ранее изученных нами областей выделены темным цветом. Кольцеобразная клочковатая полоса обозначает зону сильного поглощения.
югу [14] от скопления Virgo. Две другие — область Bootes [15] и область Leo—Cancer [16] — охватывают зоны на высоких сверхгалактических широтах. Расположение исследованных площадок неба показано на карте рис. 1 в экваториальных координатах. Точками отмечены положения 5725 галактик с лучевыми скоростями Vlg < 3000 км с-1, клочковатая кольцеобразная полоса обозначает зону сильного поглощения в Млечном Пути. В дополнение к пяти прежним зонам (отмечены светло-серым тоном) мы рассматриваем здесь новую область, ограниченную координатами по RA от 13 ^0 до 19 ^0 и по Dec от +10° до +40°. Поскольку относительное число галактик с оценками расстояния круто падает с ростом лучевой скорости галактик, мы ограничились рассмотрением только объектов со скоростями Vlg < 2500 км с-1, что соответствует несколько большему объему, чем для зон, исследованных ранее.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Рассматриваемая область частично перекрывается с зонами обзоров неба SDSS, HIPASS и ALFALFA. В качестве основного источника данных о галактиках мы использовали NASA Extragalactic Database (NED)1 с дополнениями из HyperLEDA [17]. Каждый объект с оценкой лучевой скорости Vh осматривался визуально, при этом было отбраковано большое количество ложных «галактик» с лучевыми скоростями в окрестности нуля. Для многих галактик нами были
1http://ned.ipac.caltech.edu
уточнены морфологические типы и интегральные Б-величины. При отсутствии фотометрических данных видимые величины ряда галактик, как правило, карликовых, были оценены при сравнении их с изображениями других объектов, имеющих сходную структуру и надежную фотометрию.
Всего в данной области неба находится 412 галактик с лучевыми скоростями Vlg < 2500 км с-1. Список их представлен в таблице 1, полная версия которой доступна в электронном виде в базе данных Vizier2. В столбцах таблицы содержатся: (1) имя галактики или ее номер в известных каталогах; (2) экваториальные координаты на эпоху (2000.0); (3) лучевая скорость (в км с-1) относительно центроида Местной группы с параметрами апекса, принятыми в NED; (4) морфологический тип галактики по классификации de Vaucouleurs; (5) интегральная видимая величина галактики в Б-полосе; (6) ширина радиолинии 21 см (в кмс-1), измеренная на уровне 50% от максимальной интенсивности; (7) модуль расстояния с учетом поправки за поглощение в Галактике [18] и внутреннее поглощение [19]; (8) метод, которым определен модуль расстояния; (9) имя ярчайшей галактики в группе/паре, к которой принадлежит данная галактика согласно [8, 9] или [7].
Рассматриваемая область неба содержит всего одну галактику с высокоточным измерением расстояния по цефеидам («cep»). Для четырех галактик ранних типов расстояния определены по
2 http://cdsarc.u-strasbg.fr//viz-bin/qcat?J/
other/
КАРАЧЕНЦЕВ и др. Таблица 1. Галактики в области Hercules—Bootes
Name RA (2000.0) Dec Vlg T Вт Wso (то - M) Method Group
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)
UGC8085 125817.3+143325 1971 Scd 14.5 204 32.37 t! N4866
NGC4866 125927.1+141016 1911 Sb 12.14 514 32.21 t! N4866
NGC4880 130010.6+122900 1293 SOa 13.12
AG С 233925 130015.7+292859 2482 dlr 18.08 90
AG С 239030 130018.9+293305 970 dlr 18.7 40 31.57 bTF
AG С 233574 130022.1+125525 1838 dlr 17.6 70 32.74 TF N4866
UGC08114 130025.0+134013 1909 Sm 15.85 130 32.91 TF N4866
PGC 1876816 130242.8+294458 2520 dim 18.30
AG С 732482 130336.8+243132 816 Sm 16.2 97 32.15 TF
AG С 233930* 130402.7+281833 674 dim 17.17 98
КК181 130433.8+264627 1916 dlr 16.88 86 32.74 TF
KUG 1302+329 130439.4+324054 2372 BCD 16.6
SDSS J130440 130440.0+184439 766 BCD 17.73
1С 4171 130518.8+360610 1026 Sdm 15.9 89 31.73 TF
UGC 08181 130524.6+325400 900 Sdm 15.59 84 31.30 TF
1С 4178 130541.5+360103 1215 dim 16.53 64 31.48 TF
N4961 130547.6+274400 2525 Scd 13.7 216 33.00 t! N4961
1С 4182 130549.6+373618 357 Sm 12.00 35 28.36 cep N4736
BTS 165 130549.8+274240 2516 dlr 17.0 N4961
AG С 230077 130623.3+102600 841 dim 15.66 46 30.79 TF
КК 183 130642.5+180008 1496 dlr 17.90 75 31.98 bTF
AG С 230084 130656.0+144826 915 dim 16.39 49 30.40 TF
PGC 2134801 130717.2+384321 2423 dim 17.1
AG С 239031 130812.3+290517 822 dlr 18.3 23 29.96 TF
AG С 742775* 130828.4+200202 1430 dlr 18.2 146
PGC 1958740 130936.9+314034 1449 BCD 17.8
AG С 742788* 131000.8+185530 2365 BCD 18.1 157
UGC 08246 131004.9+341051 825 SBc 14.82 116 30.90 t! U 8246
2MFGC 10495 131024.2+213434 2547 Se 16.28
[MU 2012] J13 131029.2+341413 873 dim 17.4 U 8246
NGC 5002 131038.2+363804 1125 Sm 14.69 90 30.42 t! N5005
PGC 2089756 131051.1+365623 1061 dlr 17.8
NGC 5005 131056.3+370333 983 Sb 10.54 490 31.54 t! N5005
UGC 08261 131101.0+353008 881 Sm 16.36 94 31.70 bTF N5005
SDSS J131115 131115.8+365912 992 dlr 18.43
PGC 2097739 131126.8+371843 998 dim 17.48
флуктуациям поверхностной яркости («бЫ» [20]), борки модули расстояния определены по соотно-
и для девяти очень близких галактик расстояния шению Талли-фишера [21 ] с калибр°вк°й го [22]: измерены по светимости вершины ветви красных
гигантов («^Ь»). У остальных галактик нашей вы- Ив = — 7.27(^ — 2.5) — 19.99,
где Mb — абсолютная величина в B-полосе, а ширина H I-линии (в км с-1) исправлена за наклон галактики. Эти оценки обозначены в таблице i как «TF». Для галактик поздних типов (dIr, dIm, Sm), у которых HI-величина m21 = — 2.5lgF(HI) + 17.4 ярче видимой величины, m21 < B, мы вводили «ба-рионную поправку», заменяя в модуле расстояния B-величину на m21. Эти случаи обозначены нами как «bTF». Галактики со средним значением модуля расстояния из NED отмечены в колонке (В) прописными буквами «tf». Всего в рассматриваемой области имеется i В7 галактик с оценками расстояния по Талли—Фишеру, среди них наши новые оценки составляют около 70%.
Из H I-обзора ALFALFA [5, В] у некоторых галактик ширина радиолинии W50 не соответствует структурному типу галактики T и ее видимой величине Bt. Причиной этого несоответствия может быть путаница при оптическом отождествлении радиоисточника или же низкое отношение сигнал/шум в линии H I. Такие галактики отмечены в таблице i звездочкой.
Распределение 412 галактик по лучевым скоростям и 1В1 галактики по расстояниям представлено на рис. 2a и 2b соответственно. Несколько галактик со скоростями более 2500 км с-1 относятся к членам групп NGC5353 и NGC 6181, средняя скорость которых лежит на рубеже выбранного диапазона VLG. На рис. 2a заметен локальный избыток галактик со скоростями около 1000 км с-1, что, очевидно, вызвано наличием в рассматриваемой области галактик, ассоциирующихся с отрогами скопления Virgo. Часть этих галактик, по-видимому, обуславливает пик, который заметен на распределении N(D) при расстоянии D ~ 1S Мпк (рис. 2b).
Рисунок 2с воспроизводит распределение 181 галактики области Hercules—Bootes по величине пекулярной скорости Vpec = VLG — H0 х D при
значении параметра Хаббла H0 = 73 км с-1Мпк-1. Гистограмма имеет вполне симметричный вид со средним значением Vpec = —179 км с-1 и дисперсией 425 км с-1. При среднем расстоянии галактик выборки около 2В Мпк и типичной ошибке определения расстояния примерно 20% ожидаемая погрешность пекулярной скорости составляет 380 км с-1. Превышение наблюдаемой дисперсии скоростей над ожидаемой может указывать на существование крупномасштабных движений галактик в области Hercules—Bootes. Заметим, что в рассматриваемом нами объеме количество галактик с оценками пекулярных скоростей примерно в два раза выше, чем содержится в сводках «Cosmicflows-2» и «Cosmicflows-3» [23, 24].
Общее распределение 412 галактик Hercules-Bootes в экваториальных координатах представлено на рис. 3. Галактики с оценками расстояния и без них отмечены соответственно темными и светлыми кружками. Наиболее населенные группы обозначены именами их ярчайших членов. Эта диаграмма демонстрирует скучивание галактик в системы различной кратности, а также глобальное увеличение плотности числа галактик от левого края к правому с приближением к экватору Местного сверхскопления.
3. ГРУППЫ И ПАРЫ ГАЛАКТИК
При объединении галактик в системы разной кратности мы руководствовались критерием, предложенным в работе [9]. Согласно ему каждая виртуальная пара ] должна удовлетворять условию отрицательной полной энергии
у£Кг]/(2СЩ) < 1,
где С — постоянная тяготения, и условию нахождения ее компонентов внутри «сферы нулевой скорости», которая обособляет эту пару относительно глобального Хаббловского расширения
пИ1к1 /(8СЩ) < 1,
где Н0 — параметр Хаббла. Здесь V^ и К^ означают разности лучевых скоростей и проекции взаимных расстояний компонентов виртуальной пары, И^ — их суммарную массу, выражаемую через К-светимость: И/Ьк = кИ©/Ь©. Для оценки полной массы галактики принималось значение безразмерного параметра к = 6, при котором наилучшим образом воспроизводятся структура и ви-риальная масса хорошо изученных близких групп. Алгоритм кластеризации подразумевает последовательный пересмотр всех галактик исходной выборки и последующее объединение в группу всех пар, имеющих общие члены.
Таким образом, в рассматриваемой области неба были выделены 17 групп галактик с населением из трех и более членов. Основные данные о них представлены в столбцах таблицы 2: (1) — имя ярчайшего члена группы; (2) — экваториальные координаты центра группы; (3) — число членов с измеренными лучевыми скоростями; (4) — средняя лучевая скорость группы (км с-1); (5) — среднеквадратичная скорость галактик относительно средней (км с-1); (6) — средний гармонический радиус группы (кпк); (7) — логарифм суммарной звездной массы группы (в единицах И©), определенной по светимости ее членов в К-полосе при
45 40 35 30 25
20
500
1000
1500
V km s-1
2000
2500
0 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50
D, Mpc
п-1-1-1-1-r
(c)
11—1.1 11—I.
ПП.Г~1г
-1200 -1000 -800 -600 -400 -200 0 200 400 600 800 1000
У , km s-1
pec
Рис. 2. Распределение числа галактик в области Hercules—Bootes (а) по лучевым скоростям относительно центроида Местной группы, (b) по расстояниям и (с) по пекулярным скоростям.
0
М*/Ьк = М©/Ь©; (8) — логарифм проекционной (вириальной) массы в единицах М©:
N
Мр = (32/пС)(И - 3/2)-1^ ДУ^Щ,
г=1
где ДУг и Кг — радиальная скорость и проекционное расстояние г-й галактики относительно центра системы; (9) — число членов с измеренными расстояниями; (10) — средний модуль расстояния группы; (11) — дисперсия модулей членов группы; (12) — линейное расстояние в Мпк при
среднем модуле (ш — М); (13) — пекулярная скорость центра группы Урес = (Уьс) — 73{Б), км с-1. Последняя строка таблицы соответствует средним значениям параметров.
Как следует из этих данных, характерный радиус группы (182 кпк) и характерная дисперсия лучевых скоростей (67 км с-1) оказываются типичными для Местной группы и других близких групп в Местном объеме [25]. Характерная звездная масса группы в таблице 2 М* ~ 4 х 1010М© и отношение вириальной массы к звездной массе Мр/М* ~ 32
N5582 N5353
Рис. 3. Распределение галактик в области Hercules—Bootes в экваториальных координатах. Галактики с оценками расстояния изображены темными кружками, остальные галактики со скоростями vlg < 2500 км с-1 показаны светлыми кружками. Ярчайшие члены некоторых групп отмечены их именами.
Таблица 2. Свойства групп галактик в области Hercules-Bootes
Group J2000.0 Nv (Vlg) oy Rh lg M* lg Mp Nd (m - M) cr(m - M) D ^pec
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (H) (12) (13)
NGC 4736 125053.1+410714 13 352 50 338 10.64 12.33 13 28.28 0.14 4.5 24
NGC 4866 125927.1+141016 5 1909 58 156 11.21 12.68 4 32.56 0.28 32.5 -464
NGC 5005 131056.2+370333 13 1010 114 224 11.48 12.97 9 31.24 0.41 17.7 -282
NGC 5117 132256.4+281859 4 2414 27 424 9.97 11.95 2 32.80 0.09 36.3 -236
NGC 5353 135539.9+402742 62 2593 195 455 12.07 13.69 16 32.73 0.39 35.2 16
NGC 5375 135656.0+290952 3 2311 47 66 10.62 11.68 1 32.94 - 38.7 -514
NGC 5582 142043.1+394137 6 1685 106 93 10.60 12.44 2 31.82 0.54 23.1 -1
NGC 5600 142349.5+143819 6 2295 81 275 10.69 12.38 3 32.05 0.91 25.7 419
UGC9389 143533.2+125429 4 1822 45 204 9.68 12.08 4 32.54 0.19 32.2 -529
PGC 55227 152929.2+260024 3 2119 14 17 9.21 10.05 2 32.34 0.17 29.4 -27
NGC 5961 153516.2+305152 5 1891 63 86 10.14 12.20 1 32.51 - 31.8 -430
NGC 5962 153631.7+163628 8 1996 97 60 11.23 13.01 6 32.60 0.35 33.1 -420
NGC 5970 153830.0+121110 4 1949 92 141 10.81 12.54 3 32.45 0.28 30.9 -307
U10043 154841.3+215210 5 2214 67 65 10.37 11.88 1 33.03 - 40.4 -735
NGC 6181 163221.0+194936 4 2568 53 196 11.06 12.14 3 32.65 0.19 33.9 93
U10445 163347.4+285904 3 1118 23 230 9.92 11.60 1 31.57 - 20.6 -386
NGC 6574 181151.2+145854 3 2456 15 70 11.08 10.71 2 32.36 0.43 29.6 295
Average 9 1924 67 182 10.63 12.14 4 32.15 0.34 29.2 -205
также являются типичными для хорошо исследованных близких групп.
Если алгоритм кластеризации галактик выбран правильно, то дисперсия модулей расстояния членов групп должна определяться ошибками измерения расстояний. В нашем случае расстояния большинства галактик измерены методом Талли—
Фишера, погрешность которого составляет приблизительно 20%, или 0™4. Средняя дисперсия модулей для членов 17 групп составляет 0™34, т.е. находится в согласии с ожидаемой величиной.
Среди 17 групп, перечисленных в таблице 2, группа галактик вокруг NGC 5353 выделяется высокими значениями звездной массы и вириальной
КАРАЧЕНЦЕВ и др. Таблица 3. Пары галактик в области Hercules-Bootes
Name <vlg> AV D Rp lg m* lgMorb A(m - M)
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
U 8246 849 48 15.1 27 8.48 10.86 -
U 8318 2417 18 41.5 56 9.71 10.22 -
А 732599 1902 24 26.1 55 8.13 10.57 -
U 8507 980 29 12.6 132 9.25 11.11 0.87
Р169748 728 13 14.6 77 7.87 10.18 -
U 8667 1417 26 19.4 13 8.63 10.02 -
N5303 1473 22 18.7 15 9.81 9.93 -
1С 4341 2386 39 38.4 103 10.06 11.26 -
N5611 2076 80 25.2 54 10.23 11.61 -
U 9274 1162 12 15.4 42 8.82 9.85 0.10
1С 1014 1278 2 18.3 73 9.37 8.53 0.43
U 9320 864 8 12.6 133 7.08 9.99 -
U 9356 2181 56 35.0 61 9.76 11.35 0.96
N5727 1578 4 23.5 55 9.20 9.01 -
U 9504 1592 11 21.8 8 8.98 9.05 -
U 9519 1711 18 23.4 101 10.00 10.58 -
N5762 1798 7 29.1 218 9.92 10.10 0.32
Р 2080256 1978 1 27.1 10 8.70 7.07 -
U 9562 1334 112 18.3 21 9.19 11.49 -
N5798 1881 24 25.1 152 9.98 11.01 -
А 733735 2100 42 38.3 106 8.90 11.34 -
N5958 2119 12 29.0 43 10.17 9.86 -
N5956 1905 70 26.1 143 10.59 11.91 -
N6012 2012 175 21.7 48 10.50 12.24 -
U10086 2378 166 32.6 9 10.18 11.44 -
N6207 1035 4 17.5 360 10.16 9.83 0.28
N6255 1100 23 19.9 194 9.60 11.08 -
U10625 2256 1 33.3 16 9.03 7.27 -
N6550 2410 15 24.2 454 10.85 11.08 0.21
Average 1686 37 24.3 96 9.42 10.34 0.45
массы. Структура и морфологический состав этой группы были исследованы в [26]. По лучевым скоростям пятнадцати наиболее ярких членов группы авторы определили вириальную массу этой системы как 2.1 х 1013Mq . Наша оценка полной массы группы NGC 5353 по 62 галактикам с измеренными скоростями дает в два раза большее значение. При этом отношение Mp/М* = 47 для нее также выглядит типичным для богатых групп, подобных близкой группе LeoI. Рассматривая филаментар-ные структуры галактик в широких окрестностях
скопления Virgo, Ким и др. [27] предположили, что группа NGC 5353 соединена с Virgo длинным (около 25°) тонким филаментом. Однако наши данные о скоростях и расстояниях галактик в этой области не подтверждают такое предположение.
Помимо 17 групп рассматриваемая область содержит 29 пар галактик, сводка которых представлена в таблице 3. Обозначения столбцов в ней аналогичны предыдущей таблице. Типичная пара имеет разность лучевых скоростей компонентов (AV12) = 37 км с-1, проекционное расстояние
D, Mpc
Рис. 4. Хаббловская диаграмма "скорость—расстояние" для центров групп (квадраты) и пар галактик (треугольники). Системы с оценками расстояния для двух и более членов выделены сплошными символами с обозначением ошибок среднего.
между компонентами (R12) = 96 кпк и звездную массу (lg M*/MQ) = 9.42. Значение проекционной (орбитальной) массы пары
Mp = (16/nG)(AVi2 )2Ri2
в среднем в восемь раз больше суммарной звездной массы: (lg(Mp/M*)) = 0.92. Средняя разность модулей расстояния компонентов пар 0m45 свидетельствует о незначительной доле фиктивных, оптических пар среди них.
На рис. 4 представлена хаббловская диаграмма «скорость—расстояние» для центров групп и пар галактик в области Hercules—Bootes. Группы с индивидуальными оценками расстояния для двух и более членов обозначены сплошными квадратами, а группы с Nd = 1 показаны пустыми квадратами. Пары галактик с ND = 2 и ND = 1 изображены соответственно сплошными и пустыми треугольниками. Прямая линия соответствует параметру Хаббла 73 кмс_1Мпк_1. Из этих данных следует, что увеличение числа членов группы с оценками расстояния по Талли—Фишеру способствует уменьшению дисперсии пекулярных скоростей центров групп. Мы ожидаем, что группы галактик, выделенные критерием [9] с Nd > 4, имеют типичную погрешность определения среднего расстояния около 10%, т.е. их средние скорости и средние оценки расстояния по методу Талли— Фишера могут быть успешно использованы для трассирования поля пекулярных скоростей наряду
с другими высокоточными методами («cep», «SN», «rgb»).
4. ПЕКУЛЯРНЫЕ ДВИЖЕНИЯ В ОБЛАСТИ HERCULES-BOOTES
Рассматривая наблюдательные данные о лучевых скоростях и расстояниях галактик в Местном сверхскоплении и его окрестностях, Талли и др. [28] выделили два главных фактора, формирующие местное поле пекулярных скоростей: падение галактик к центру скопления Virgo с характерной скоростью около 180 км с-1 и удаление галактик от центра расширяющегося Местного войда с типичной скоростью примерно 260 км с-1. Очевидно, что оба эти эффекта должны влиять на поле пекулярных скоростей в области Hercules-Bootes, простирающейся между Местным войдом и скоплением Virgo.
Поскольку предполагаемый центр Местного войда располагается вблизи северного сверхгалактического полюса на широте SGB ~ +77° [29], а центр Virgo находится почти на экваторе Местного сверхскопления (SGB ~ —2°), то приблизительная ортогональность этих направлений облегчает анализ поля пекулярных скоростей между ними.
Для всех галактик в зоне RA = [13 ^0,19 ^0], Dec = [+10°, +40°] с оценками D и Vpec мы определили сверхгалактические координаты SGL и SGB. Для полноты картины к этой выборке
1000 500 0
40 50
SGB, deg
О HerBoo О Bootes
80
90
Рис. 5. Пекулярная скорость галактик Hercules—Bootes (темные кружки) и Bootes strip (светлые кружки) в зависимости от сверхгалактической широты. Ломаная линия соответствует бегущей медиане с окном 2 ?5.
была прибавлена 161 галактика из Bootes strip: RA = [13h0,18h0], Dec = [-5o, +10°], c лучевыми скоростями Vlg < 2000 км с-1. Поведение медианного значения пекулярной скорости галактик вдоль сверхгалактической широты показано на рис. 5. Сплошная ломаная линия соответствует скользящей медиане с окном усреднения 2°5. Чтобы сделать объединенную выборку более однородной, мы исключили из нее галактики Hercules—Bootes с Vlg > 2000 км с-1. Галактики областей Hercules-Bootes и Bootes strip изображены на рисунке соответственно темными и светлыми кружками.
Как следует из этих данных, на средних сверхгалактических широтах SGB = [+10°, +60°] значения медианной пекулярной скорости галактик варьируются в узком диапазоне от -200 до -400 км с-1. На низких сверхгалактических широтах, SGB < 10°, медианное значение Vpec опускается до минимальной величины — около -700 км с-1. Большинство галактик в зоне SGB < 10° имеют расстояния D > 16 Мпк, т.е. они находятся позади скопления Virgo. Падая в направлении скопления Virgo — массивного местного аттрактора, эти галактики приобретают значительную отрицательную пекулярную скорость по лучу зрения. Наблюдаемая амплитуда потока к Virgo оказывается сравнимой с вириальной дисперсией скоростей скопления ау — 650 км с-1.
На другой стороне диаграммы при SGB > 60° статистика данных о пекулярных скоростях невелика. Тем не менее видна тенденция роста медианной скорости галактик в область положительных значений. Интерпретация этого эффекта зависит от модельных предположений о структуре и кинематике Местного войда. Если центр его расположен на расстоянии Dc — 10 Мпк [30] при SGBc = +77°, то галактики с типичным расстоянием D — 26 Мпк вокруг расширяющегося войда
будут иметь положительную компоненту пекулярной скорости по лучу зрения. Однако реальная конфигурация Местного войда по данным [31] выглядит более сложной. По мнению авторов указанной работы, Местный войд представляет собой цепочку пустых объемов, которая, изгибаясь подобно подкове, охватывает как Местный объем, так и скопление Virgo.
Недавно Рицци и др. [32] измерили с высокой точностью rgb-расстояния до двух близких карликовых галактик, расположенных невдалеке от направления к центру Местного вой-да: KK246 (D = 6.95 Мпк, SGB = +40°), а также ALFAZOA1952+1428 (D = 8.39 Мпк, SGB = +76°). Галактики имеют среднюю пекулярную скорость —90 ± 24 км с-1. С учетом скорости удаления самого Млечного Пути от центра Местного войда около 230 км с-1 это соответствует скорости удаления данных галактик от центра войда примерно 320 км с-1. Таким образом, четыре различных набора наблюдательных данных ([28,30,32], настоящая статья) о пекулярных скоростях галактик в окрестностях ближайшего войда показывают, что стенки войда движутся наружу от его центра с характерной скоростью несколько сотен километров в секунду.
5. дискуссия
Как неоднократно отмечалось (см. [9, 11 ]), суммарная вириальная масса групп и скоплений в Местной вселенной диаметром около 100 Мпк составляет всего 8—10% от критической плотности, что примерно в три раза меньше глобальной плотности темной материи Qm = 0.26 ± 0.02. Значительное расширение наблюдательной базы за счет недавних оптических и H I-обзоров неба это противоречие не устранило. В этой связи полезно
Таблица 4. Сравнительные свойства трех изученных участков неба
Parameter Leo—Cancer Bootes strip Hercules-Bootes
Sky area, sq.deg 1477 1121 2447
F^.kms"1 2000 2000 2500
Volume, Mpc3 3084 2337 9975
nv 543 361 412
nd 290 161 181
Number density, Mpc~3 0.176 0.154 0.042
A^groups+pairs) 23+20 13+11 17+29
Fraction of isolated 0.51 0.44 0.50
£Ms*yst,1012Mo 3.50 2.63 2.62
p*sysJ{p*) 2.47 2.45 0.57
j2 mp, io13MQ 9.10 8.80 9.58
E mp/ E M* 26 33 37
рассмотреть, как выглядит проблема потерянной темной материи по данным для различных областей Местного сверхскопления.
В таблице 4 представлены основные характеристики трех изученных нами участков неба: Leo-Cancer, Bootes strip и Hercules-Bootes, расположенных вне плоскости Местного сверхскопления, которая отягощена эффектами проекции. Первые три строки таблицы содержат площадь каждой области в квадратных градусах, максимальную величину скорости рассматриваемых галактик и объем каждой области в Мпк3 при H0 = T3 км с-1 Мпк-1. Две следующие строки (4 и 5) содержат число галактик в этих зонах с измеренными лучевыми скоростями (Nv) и расстояниями (Nd). Как показано в строке б, плотности числа галактик с измеренными скоростями примерно одинаковы в областях Leo-Cancer и Bootes, а в зоне Hercules-Bootes эта плотность оказывается существенно ниже других. Количество групп и пар галактик (строка 7) заметно меняется от зоны к зоне, причем наименее плотная область Hercules-Bootes содержит повышенное количество парных систем, состоящих из галактик низкой светимости. Относительное число одиночных (некластеризо-ванных) галактик (строка В) составляет около половины в каждой области, при этом в населении поля превалируют карликовые галактики. В строке 9 показана суммарная звездная масса галактик, входящих в системы разной кратности. Строка 10 содержит значение звездной плотности, выраженной в отношении к средней космической плотности {p*) = {jK) = 4.3 x 1O8Mo Мпк-3 согласно [ЗЗ] при M*/LK = Mo/Lo [З4]. Как видим, область Leo-Cancer и Bootes имеют среднюю звездную плотность в 2.5 раза выше глобальной, а область
Hercules—Bootes находится ниже уровня средней космической плотности. В двух последних строках представлены суммарная вириальная (проекционная) масса всех групп и пар, а также ее отношение к сумме звездных масс этих систем. Заметим, что отношение Е Mp/Yl M * меняется в небольшом диапазоне от 26 до 37, несмотря на значительные различия средней звездной плотности от одной области к другой.
При глобальной средней плотности звездной материи (р*) = 4.3 x 108MQ Мпк-3, которая известна в настоящее время с погрешностью около 30%, безразмерное отношение критической плотности материи к звездной составляет рс/(р*) = 350 ± 100 [35]. Наблюдаемые значения
Mp/Yl M * в трех рассматриваемых областях оказываются на порядок ниже критического отношения.
Заметим, что мы не принимали во внимание одиночные некластеризованные галактики, которые составляют около половины общего числа галактик в каждой области. Однако дополнительный анализ показывает, что их вклад в общую звездную массу не превышает 20%, поскольку большинство галактик поля имеет низкую светимость. Кроме того, одиночные галактики с их темными гало привносят вклад как в знаменатель, так и в числитель отношения Mdm/M*. Поэтому учет одиночных галактик не может существенно повлиять на величины, представленные в последней строке таблицы 4. Важно подчеркнуть, что значение Mdm/M * ~ 30 является типичным для темных гало Млечного Пути, M 31, M 81 и других ярчайших галактик Местного объема [25]. Таким образом, наблюдаемый недостаток вириальной массы в близких системах
галактик все еще остается актуальной проблемой для космологии Местной вселенной.
БЛАГОДАРНОСТИ
В данной работе были использованы базы данных NASA Extragalactic Database (NED) и HyperLEDA, а также данные обзоров неба HIPASS, ALFALFA и SDSS. ИДК и ОГК благодарят Российский научный фонд за поддержку грантом 14-12-00965.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy, M. A. Agüeros, et al., Astrophys. J. Suppl. 182, 543 (2009).
2. B. S. Koribalski, L. Staveley-Smith, V. A. Kilborn, et al., Astron. J. 128, 16(2004).
3. O. I. Wong, E. V. Ryan-Weber, D. A. Garcia-Appadoo, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 371, 1855(2006).
4. L. Staveley-Smith, R. C. Kraan-Korteweg, A. C. Schroder, et al., Astron. J. 151, 52 (2016).
5. R. Giovanelli, M. P. Haynes, B. R. Kent, et al., Astron. J. 130,2598(2005).
6. M. P. Haynes, R. Giovanelli, A. M. Martin, et al., Astron. J. 142, 170(2011).
7. I. D. Karachentsev and D. I. Makarov, Astrophysical Bulletin 63, 299 (2008).
8. D. I. Makarov and I. D. Karachentsev, Astrophysical Bulletin 64, 24 (2009).
9. D. Makarov and I. Karachentsev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 412,2498(2011).
10. N. A. Bahcall and A. Kulier, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 439, 2505 (2014).
11. I. D. Karachentsev, Astrophysical Bulletin 67, 123 (2012).
12. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and H. M. Courtois, Astrophys. J. 743, 123(2011).
13. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and H. M. Courtois, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 429,2264(2013).
14. I. D. Karachentsev and O. G. Nasonova, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 429, 2677 (2013).
15. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, and O. G. Nasonova, Astrophysics 57, 457 (2014).
16. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and V. E. Karachentseva, Astrophysical Bulletin 70, 1 (2015).
17. D. Makarov, P. Prugniel, N. Terekhova, et al., Astron. and Astrophys. 570, A13 (2014).
18. E. F. Schlafly and D. P. Finkbeiner, Astrophys. J. 737, 103(2011).
19. M. A. W. Verheijen and R. Sancisi, Astron. and Astrophys. 370,765(2001).
20. J. L. Tonry, A. Dressler, J. P. Blakeslee, et al., Astrophys. J. 546,681 (2001).
21. R. B. Tully and J. R. Fisher, Astron. and Astrophys. 54, 661 (1977).
22. R. B. Tully, L. Rizzi, E. J. Shaya, et al., Astron. J. 138, 323 (2009).
23. R. B. Tully, H. M. Courtois, A. E. Dolphin, et al., Astron. J. 146, 86 (2013).
24. R. B. Tully, H. M. Courtois, and J. G. Sorce, Astron. J. 152,50(2016).
25. I. D. Karachentsev and Y. N. Kudrya, Astron. J. 148, 50 (2014).
26. R. B. Tully and N. Trentham, Astron. J. 135, 1488 (2008).
27. S. Kim, S.-C. Rey, M. Bureau, et al., Astrophys. J. 833,207(2016).
28. R. B. Tully, E. J. Shaya, I. D. Karachentsev, et al., Astrophys. J. 676, 184(2008).
29. A. V. Tikhonov and I. D. Karachentsev, Astrophys. J. 653, 969 (2006).
30. O. G. Nasonova and I. D. Karachentsev, Astrophysics 54, 1 (2011).
31. A. A. Elyiv, I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, et al., Astrophysical Bulletin 68, 1 (2013).
32. L. Rizzi, R. B. Tully, E. J. Shaya, et al., Astrophys. J. 835,78 (2017).
33. D. H. Jones, B. A. Peterson, M. Colless, and W. Saunders, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 369, 25 (2006).
34. E. F. Bell, D. H. McIntosh, N. Katz, and M. D. Weinberg, Astrophys. J. Suppl. 149, 289 (2003).
35. M. Fukugita and P. J. E. Peebles, Astrophys. J. 616, 643(2004).
Nearby Groups of Galaxies in the Hercules—Bootes Constellations
I.D. Karachentsev, O. G. Kashibadze, and V.E. Karachentseva
We consider a sample of 412 galaxies with radial velocities vlg < 2500 kms-1 situated in the sky region of RA = 13m0-19m0, Dec = +10°.. .+40° between the Local Void and the Supergalactic plane. One hundred and eighty-one of them have individual distance estimates. Peculiar velocities of the galaxies as a function of Supergalactic latitude SGB show signs of Virgocentric infall at sgb < 10° and motion from the Local Void at sgb > 60°. A half of the Hercules-Bootes galaxies belong to 17 groups and 29 pairs, with the richest group around NGC 5353. A typical group is characterized by the velocity dispersion of 67 kms-1, the harmonic radius of 182 kpc, the stellar mass of 4.3 x 1010MQ and the virial-to-stellar mass ratio of 32. The binary galaxies have the mean radial velocity difference of 37 kms-1, the projected separation of 96 kpc, the mean integral stellar mass of 2.6 x 109M0 and the mean virial-to-stellar mass ratio of about 8. The total dark-matter-to-stellar mass ratio in the considered sky region amounts to 37 being almost the same as that in the Local Volume.
Keywords: galaxies: kinematics and dynamics—galaxies: distances and redshifts— galaxies: groups
