CC BY
125
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2015, том 70, № 1, с. 1-15
УДК524.8; 524.72-32
КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА И ДВИЖЕНИЯ ГАЛАКТИК
В СОЗВЕЗДИЯХ LEO/CANCER
2015 И. Д. Караченцев1*, О. Г. Насонова1, В. Е. Караченцева2
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев, 03680 Украина
Поступила в редакцию 14 ноября 2014 года; принята в печать 4 декабря 2014 года
В области неба, ограниченной координатами RA = 7h0—12h0, Dec = 0°...+20° и простирающейся от скопления Virgo до южного полюса Местного сверхскопления, рассмотрены данные о галактиках с лучевыми скоростями VLq < 2000 кмс-1. Для 290 из них определены индивидуальные расстояния и пекулярные скорости. В этой области, известной как зона «местной аномалии скоростей», находятся 23 группы и 20 пар галактик, для которых получены оценки вириальных/орбитальных масс. Близкие группы вокруг NGC3379 = LeoI и NGC3627, как и Местная группа, показывают движение от Местного войда в сторону Leo cloud с характерной скоростью порядка 400 кмс-1. Другая богатая группа галактик вокруг NGC3607 обнаруживает пекулярную скорость примерно —420 кмс-1 в системе отсчета, связанной с реликтовым излучением. Необычная рассеянная ассоциация карликовых галактик Gemini Flock на расстоянии 8 Мпк имеет дисперсию лучевых скоростей всего 20 кмс-1 и размер примерно 0.7 Мпк. Вириальная оценка массы для нее в 300 раз больше суммарной звездной массы. Отношение суммы вириальных масс групп и пар в области Leo/Can к сумме звездных масс входящих в них галактик равно 26, что эквивалентно локальной средней плотности (local) = 0.074,
в 3—4 раза меньшей, чем глобальная средняя плотность материи.
Ключевые слова: галактики: кинематика и динамика — галактики: расстояния и красные смещения — галактики: группы
1. ВВЕДЕНИЕ
Современная космологическая парадигма предполагает, что образование галактик происходит в областях концентрации темной материи, куда стекает барионное вещество, в котором включаются процессы звездообразования. В этой концепции видимое распределение галактик повторяет распределение темной материи, но с несколько меньшей степенью контраста (так называемый biasing effect).
Анализ распределения темной (вириальной) материи в наиболее близкой и изученной части Вселенной с лучевыми скоростями галактик Vlg < 3500 км с-1 был проведен Макаровым и Караченцевым [1—3]. Главный и парадоксальный результат этих исследований заключается в том, что средняя плотность темной материи в Местном сверхскоплении и его окрестностях, Qm(local) = 0.08 ± 0.02, оказалась в 3—4 раза меньше глобальной средней плотности, Qm(global) = 0.28—0.30 [4, 5]. Указания
E-mail: [email protected]
на низкую плотность темной материи в местной вселенной отмечались и ранее [6, 7]. Обзор различных объяснений парадокса «потерянной темной материи» содержится в [8]. Одним из них является предположение, что значительная часть темной материи находится в пространстве между известными скоплениями и группами галактик, в «летаргических» зонах, где по каким-то причинам не включился процесс звездообразования. Такие темные элементы крупномасштабной структуры (массивные сгустки, протяженные волокна), если они существуют, могут проявлять себя как по эффектам слабого гравитационного линзирова-ния [9, 10], так и по пекулярным движениям соседних с ними галактик [11].
Чтобы определить пекулярную (не-хабблов-скую) скорость галактики, Vpec = Vlg — H0 D, необходимо измерить ее лучевую скорость относительно центроида Местной группы, Vlg, и расстояние D, принимая фиксированное значение параметра Хаббла H0. Наиболее детально поле пекулярных скоростей можно изучить в самых близких объемах, где количество и качество данных о расстояниях галактик гораздо выше,
1
2
КАРАЧЕНЦЕВ и др.
90°
Рис. 1. Распределение галактик Местного сверхскопления в экваториальных координатах. Зона Leo/Can и изученные нами ранее области выделены темным.
чем в далеких областях. В серии предыдущих работ мы рассмотрели данные о скоростях и расстояниях галактик в трех областях, расположенных вдоль экватора Местного сверхскопления: области Coma I [11] c VLG < 3000 км с 1 и координатами [RA = 11h5—13h0, Dec = +20°...+40°], области UrsaMajor [12] c VLG < 1500 км с-1 и [RA = 11h0—13h0, Dec = +40°...+60°] и области Virgo Southern Extension [13] c VLG < 2000 км с-1 и [RA = 12 h5-13 h5, Dec = -20°-0°], а также в зоне Bootes [14] c VLG < 2000 кмс-1 и [RA = 13h0-18h0, Dec = —5°...+10°], вытянутой перпендикулярно экватору Местного сверхскопления. В трех рассмотренных областях оценки средней вириальной плотности материи оказались в интервале Qm(local) = 0.08-0.11, а в области Coma I было заподозрено существование темного аттрактора с массой примерно 2 х 1014 MQ на расстоянии порядка 15 Мпк.
Распределение галактик Местного сверхскопления с лучевыми скоростями Vlg < 2000 кмс-1 представлено в экваториальных координатах на рис. 1. Зона сильного поглощения в Млечном Пути изображена клочковатой серой полосой. Изученные нами ранее области ComaI, UrsaMaj, Virgo SE и Bootes, а также новая область нашего интереса в созвездиях Leo и Cancer с координатами [RA = 7h0-12h0, Dec = 0°...+20°], отмечены темными прямоугольниками.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ ДЛЯ ВЫБОРКИ LEO/CAN
Рассматриваемая область шириной 20° простирается от вириальной границы скопления Virgo до зоны Млечного Пути, в которой находится южный полюс Местного сверхскопления. Основная часть этой области охвачена оптическим обзором неба SDSS [15]. Около 40% области Leo/Can покрыто обзором неба ALFALFA в линии 21 см на радиотелескопе Arecibo [16]. Полностью пояс Leo/Can лежит в северной зоне HIPASS-обзора, выполненного на Паркском радиотелескопе [17]. Обилие данных о лучевых скоростях галактик, их фотометрии и ширине линии H I позволило определить расстояния до галактик методом Талли-Фишера [18] и получить локальное поле пекулярных скоростей с высокой плотностью.
Согласно HyperLeda1, область [RA = 7h0-12 h0, Dec = 0°...+20°] содержит 1918 объектов с лучевыми скоростями в системе Местной группы VLG < 2000 кмс-1. Распределение их по значениям лучевых скоростей показано на рис. 2. Большинство объектов имеют скорости вблизи нуля, являясь звездами нашей Галактики. Проделанный нами анализ данных HyperLeda показал, что только 543 из 1918 объектов оказались реальными галактиками. Они отмечены на рис. 2 темным тоном. В выборку объектов с VLG < 2000 кмс-1 попали не только звезды фона, но и большое
1http://leda.univ-lyon1.fr
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1 2015
КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА И ДВИЖЕНИЯ ГАЛАКТИК
3
Таблица 1. Исходные наблюдательные данные для 543 галактик в области Leo/Can
Name RA (2000.0) Dec Ulg, km c_1 Узк, KM c_1 Bu mag W50, KM c_1 D, Мпк Method Type Group
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
UGC 03630 070103.3+015441 1607 1929 13.98 342 27.1 tf Sb
UGC 03658 070440.0+173457 1091 1330 16.80 146 35.8 TFb Sdm
PGC 2802325 070538.7+023720 1590 1918 18.30 Ir
NGC2350 071312.2+121558 1793 2082 13.30 345 31.8 TF SOa
UGC 03755 071351.7+103116 186 486 14.10 7.4 rgb Im
UGC 03775 071552.6+120654 2019 2314 16.40 Sm
UGC 03830 072330.5+023657 1232 1595 14.99 16.7 tf Scd
PGC 020981 072539.0+091059 1064 1394 16.29 94 Ir
ACC 171494 072753.6+044146 1928 2288 18.00 120 33.0 TFb Sd
ACC 171462 073059.7+075935 1737 2084 17.20 84 Sm
UGC 03895 073123.4+000312 1276 1666 16.17 38 Sm
UGC 03912 073412.6+043247 1063 1435 14.72 154 20.0 TF Sd
ACC 174585 073610.3+095911 217 562 17.90 21 7.9 rgb Ir
UGC 03946 073759.6+031858 1026 1411 14.29 90 12.7 TF Sm
UGC 3974 074155.4+164809 160 471 13.60 55 8.1 rgb Sm U 3974
количество различных фрагментов галактик, принимаемых в SDSS за отдельные объекты. Немалую долю нашего начального списка составили также «духи» — фиктивные H I-источники обзора ALFALFA с низким отношением сигнал/шум, не отождествляемые с галактиками. Заметим, что база данных NED (http://ned.ipac.caltech.edu) содержит в рассматриваемой области еще более 1000 фиктивных «галактик» с VLG < 2000 км с-1. Все это указывает на то, что автоматическое использование данных HyperLeda и NED без их тщательного визуального анализа может привести к грубым искажениям исследуемого поля пекулярных скоростей галактик.
Отбирая галактики в наш список, мы также проверяли и уточняли различные их характеристики. Сводка использованных нами данных представлена в таблице 1.2 Столбцы таблицы содержат: (1) имя галактики или ее номер в известных каталогах; (2) экваториальные координаты на эпоху J 2000.0; (3) лучевую скорость относительно центроида Местной группы с параметрами апекса, использованными в NED; (4) скорость галактики
2Полная версия таблицы представлена в электронном виде
в базе данных VizieR: http://cdsarc.u-strasbg.fr/
/viz-bin/qcat?J/other/AstBu/70.1
относительно трехградусного реликтового излучения с параметрами апекса из NED; (5) интегральную видимую величину галактики в B-полосе по данным NED или HyperLeda, при наличии сильных расхождений в значениях B мы прибегали к собственным визуальным оценкам видимой величины, опираясь на фотометрию других галактик сходной структуры; (6) полуширину W50 линии 21 см, изме-
Рис. 2. Распределение 1918 объектов Leo/Can из HyperLeda по лучевым скоростям в системе Местной группы. Реальные 543 галактики показаны темным.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1
2015
4
КАРАЧЕНЦЕВ и др.
40
30
20
0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
Vlg, km s-1
60
0
Рис. 3. Распределение 543 галактик в полосе Leo/Can по лучевым скоростям. Темным выделены 290 объектов с измереннымирасстояниями.
Рис. 4. Распределение 290 галактик в области Leo/Can по расстояниям. Темным выделено 39 галактик с высокоточными оценками расстояния.
ренную на уровне 50% от максимальной интенсивности, основными источниками данных о ней служили H I-обзоры ALFALFA [16, 19] и HIPASS [17] с добавлением данных из более поздних публикаций [20]; (7) расстояние до галактики в Мпк; (8) метод, которым было измерено расстояние: rgb — по вершине ветви красных гигантов; cep — по цефеидам; SN — по светимости сверхновых; sbf — по флуктуации поверхностной яркости; mem — по очевидному членству галактики в известных группах; tf, TF, TFb — по зависимости Талли—Фишера между W50 и светимостью галактики, буквами tf обозначены медианные оценки расстояния, взятые из NED, заглавными буквами TF обозначены наши оценки D по соотношению [21]
Mb = —7.27(lg W5o - 2.5) - 19.99, (1)
где ширина W50 исправлена за наклон галактики к лучу зрения; как было отмечено в [22], богатые газом галактики низкой светимости систематически отклоняются от зависимости (1), нуждаясь в так называемой «барионной поправке»; у галактик поздних типов (Ir, Im, Sm) с H I-величиной Ш21 < тв, где m2i = —2.5lgF(HI) + 17.4, а F (HI) — поток в линии 21 см в Ян км с-1, водородная масса превышает звездную массу, поэтому в случаях т21 < тв мы определяли расстояния по соотношению
lg D = 0.2(m — М) — 5, (2)
используя величину т21 вместо тв; два десятка таких богатых газом галактик отмечены буквами TFb; (9) морфологический тип галактики, определявшийся нами независимо от данных NED и HyperLeda; (10) имя ярчайшей галактики в группе, к которой принадлежит данная галактика согласно [1—3].
Распределение 543 галактик нашей выборки по лучевым скоростям Vlg представлено на рис. 3. Галактики с индивидуальными оценками расстояния выделены черным. В последний интервал гистограммы VLG = 2000—2100 км с-1 попало несколько галактик из-за различия параметров апекса в NED и HyperLeda. Как видно из рис. 3, относительное количество галактик в нашей выборке с известными расстояниями и пекулярными скоростями довольно велико, но доля их систематически падает с ростом лучевой скорости (расстояния).
Рисунок 4 показывает распределение 290 галактик в области Leo/Can по оценкам расстояния. Черным отмечено 39 галактик, у которых расстояния измерены методами rgb, cep, SN, sbf с погрешностью приблизительно 5—10%. Резкий максимум на гистограмме приходится на члены близких групп: NGC 3379 = Leo I и NGC 3627 с расстояниями порядка 10—11 Мпк. В более широкий вторичный максимум на D = 18—32 Мпк дают преимущественный вклад группы вокруг галактик NGC2962, NGC3166, NGC3227, NGC3686 и NGC3810.
Карта распределения галактик в полосе Leo/Can по морфологическим типам представлена на рис. 5. Галактики ранних типов E—S0a, спиральные галактики типов Sa— Sm и объекты поздних типов Irr, Im, BCD отмечены кружками разной плотности. Галактики низкой светимости с Мв > —17m0 изображены мелкими кружками. В соответствии с известной общей закономерностью, карликовые системы поздних типов распределены более однородно по сравнению с галактиками нормальной светимости. Большинство галактик ранних типов сконцентрировано в группах. Однако и среди галактик поля встречаются изолированные E и S0
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1 2015
КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА И ДВИЖЕНИЯ ГАЛАКТИК
5
о Early types [-5 ... +1] о Intermediate types [+2 ... +8] • Late types [+9 ... +10]
Рис. 5. Морфологические типы галактик в области Leo/Can. Галактики низкой светимости, Mb > —17m, показаны кружками меньшего диаметра.
галактики, обычно имеющие низкую светимость и признаки эмиссии (UGC5923, UGC6233, IC676, IC 745). Наличие в этой области компактной изолированной dE-галактики CGCG 036-042 = PGC 029471 было предметом специального обсуждения в [23].
Панорама распределения галактик нашей выборки по экваториальным координатам и лучевым скоростям относительно центроида Местной группы показана на рис. 6. Верхняя панель рисунка представляет всю рассматриваемую область с обозначением имен наиболее населенных групп, а нижняя панель дает в более крупном масштабе область, занимаемую близкими группами NGC3379 и NGC3627. Лучевые скорости галактик маркированы согласно шкале плотностей, приведенной между панелями. Члены богатых групп соединены линиями с соответствующей главной галактикой группы. Как видим, большинство галактик с лучевыми скоростями Vlg < 1000 км с-1 располагаются в левом верхнем углу рассматриваемой области, в непосредственном соседстве с западной границей скопления Virgo. Галактики со скоростями Vlg > 1500 км с-1 доминируют в правой половине общей карты Leo/Can.
Рисунок 7 представляет распределение галактик в этой области по расстояниям согласно шкале под верхней панелью. На нижней панели показано поведение скользящей медианы с окном усреднения 0.5. Распределение галактик по расстояниям выглядит довольно пятнистым. Тем не менее, в зоне, примыкающей к скоплению Virgo (RA > 10h4), среднее расстояние галактик полосы Leo/Can приблизительно соответствует расстоянию самого скопления, приблизительно 17 Мпк. Типичные расстояния галактик в серединной зоне RA = 8h3—10h3 превышают 25 Мпк, что, вероятно, обусловлено наличием цепочки далеких групп (NGC2648, NGC2894, NGC2962,
NGC3023), пересекающих по диагонали эту зону. В самой правой области рис. 7 число галактик с измеренными расстояниями невелико, но среди них выделяется необычная диффузная структура, которую мы назвали Gemini Flock. Семь галактик, входящих в нее, соединены на рисунке общим периметром. Члены этой «стаи» являются карликовыми галактиками с активным звездообразованием, все они имеют аномально малые значения лучевых скоростей порядка 180 км с-1 и rgb-расстояния около 8—9 Мпк. Впервые на эту систему как ассоциацию четырех карликов обратил внимание Б. Талли [24]. Затем ее состав пополнился еще тремя членами [25, 26], два из которых были недавно обнаружены и исследованы в обзоре SHIELD [26].
Как следует из данных таблицы 1, около 80% оценок расстояния сделано методом Талли-Фишера. Погрешность этого метода для нормальных по светимости галактик составляет приблизительно 0m4, или примерно 20%. В применении к карликовым галактикам точность метода падает из-за неопределенности поправки W50 за наклон галактики и других факторов. Однако, при усреднении по многим членам одной группы среднее ее расстояние может быть определено TF-методом с вполне приемлемой точностью. Оценки расстояний методами rgb, cep, SN и sbf дают точность в 2-4 раза лучше, чем TF-метод, т.е. одно измерение «точным» методом статистически эквивалентно примерно 5-15 TF-оценкам. Но нам встречались случаи, когда оценка расстояния точным методом значительно расходилась с TF-оценками для других членов той же самой группы. К примеру, расстояние до NGC 3626 по флуктуациям поверхностной яркости, 20.0 Мпк [27], выглядит заниженным по сравнению со средним расстоянием остальных членов группы, 26.3 Мпк. Очевидная причина недооценки sbf-расстояния вызвана нали-
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1
2015
6
КАРАЧЕНЦЕВ и др.
km s-1 0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
Рис. 6. Распределение галактик Leo/Can по лучевым скоростям в соответствии с указанной шкалой (вверху). Нижняя панель представляет область близких групп NGC 3379 и NGC 3627 крупным планом. Члены групп соединены с главной галактикой линиями.
чием у этой SB-галактики пылевых полос, которые приводят к завышению измеряемых флуктуаций яркости. Другим примером является Sc-галактика NGC 3389, где расстояние 32.8 Мпк по SN Ia [28] оказалось на 10 Мпк больше, чем определенное другими методами. Обе эти галактики отличаются большими пекулярными скоростями, которые нивелируются при использовании альтернативных оценок расстояния.
3. пекулярные движения галактик
В ОБЛАСТИ LEO/CAN
Поле пекулярных скоростей галактик в рассматриваемой полосе при значении параметра
Хаббла Н0 = 72 км с-1 Мпк-1 представлено на рис. 8. Верхняя половина рисунка соответствует пекулярным движениям относительно центроида Местной группы, нижняя — относительно микроволнового трехградусного излучения. Разметка пекулярных скоростей соответствует шкале плотностей, которая в первом случае охватывает диапазон от —2000 км с-1 до +800 км с-1, а во втором — от —1400 км с-1 до +1400 км с-1. Ломаные линии под панелями Vpec показывают изменение медианной пекулярной скорости вдоль полосы с окном 0 h5.
При среднем расстоянии галактик порядка 25 Мпк и погрешности измерения расстояния
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1 2015
КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА И ДВИЖЕНИЯ ГАЛАКТИК
7
m
m
Рис. 7. Распределение галактик Leo/Can по расстояниям сообразно представленной шкале. Нижняя панель показывает ход медианного расстояния вдоль RA с окном 0 15.
методом Талли—Фишера примерно 20% ожидаемая погрешность в оценке пекулярной скорости составляет приблизительно 360 км с-1. Наблюдаемые вариации Vpec значительно превышают эту величину. В системе Местной группы медианная пекулярная скорость остается отрицательной во всем диапазоне RA от скопления Virgo до зоны Млечного Пути на высоких сверхгалактических широтах, меняясь от —300 км с-1 до —700 км с-1. Это обстоятельство известно как феномен «местной аномалии скоростей» (local velocity anomaly) [29] и объясняется движением Местной группы к скоплению Virgo (12h5, +12°) со скоростью приблизительно 190 км с-1 и удалением от расширяющегося Местного войда в направлении (7h0, —3°) со скоростью примерно 260 км с-1 [30]. Объем пространства и число галактик, которые участвуют в этом движении, остаются весьма неопределенными.
В системе отсчета, связанной с микроволновым излучением, медианная пекулярная скорость меняется более симметрично: от +200 км с-1 до —200 км с-1. Положительные значения Vpec(3K) в области 10 h5—12 h0 в основном обусловлены двумя богатыми близкими группами вокруг NGC3379 и NGC 3627, которые движутся от нас к скоплению Virgo, показывая положительную компоненту скорости по лучу зрения относительно наблюдателя. Заметим, что в полосе Bootes, которая расположена по другую сторону от Virgo и простирается
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1
вплоть до Местного войда, также отчетливо виден эффект падения галактик на скопление Virgo [14].
Согласно анализу, сделанному в [30], картина движений в области Leo/Can выглядит в грубых чертах как сближение двух элементов локальной крупномасштабной структуры: Местного объема и облака Leo со взаимной скоростью порядка 500 км с-1. Новые массовые измерения лучевых скоростей и расстояний галактик в Leo/Can подтверждают существование близких крупномасштабных течений галактик с амплитудами, которые сопоставимы с вириальными скоростями в богатых скоплениях.
4. СИСТЕМЫ ГАЛАКТИК В ОБЛАСТИ LEO/CAN
Алгоритм кластеризации галактик, использованный в [1—3], привел к обнаружению в рассматриваемой области 23 групп галактик, большинство из которых было известно ранее. С учетом новых данных о лучевых скоростях и расстояниях галактик список этих групп представлен в таблице 2. В колонках таблицы содержатся следующие основные характеристики групп: (1) имя главной галактики; (2) число членов с измеренными лучевыми скоростями; (3, 4) средняя лучевая скорость группы (км с-1) относительно центроида Местной группы и относительно трехградусного реликтового излучения; (5) расстояние до группы (Мпк), соответствующее среднему модулю (m — M) ее
2015
КАРАЧЕНЦЕВ и др.
V
'pec (LG)J
km s-1 -2000 -1800 -1600 -1400 -1200 -1000 -800 -600 -400 -200 0 200 400 600 800
Vpec ........
km s-1 -1400 -1200 -1000 -800 -600 -400 -200 0 200 400 600 800 1000 1200 1400
Рис. 8. Распределение галактик Leo/Can по шкале пекулярных скоростей. Верхняя и нижняя панели соответствуют Vpec в системе Местной группы и в системе трехградусного реликтового излучения. Ломаные линии показывают поведение медианы пекулярной скорости вдоль полосы.
членов; (6) дисперсия лучевых скоростей (км с-1);
(7) средний гармонический радиус группы (кпк);
(8) логарифм суммарной звездной массы группы, оцененной по светимости галактик в K-полосе в предположении М*/LK = 1 х MQ/L©; (9) логарифм проекционной (вириальной) массы группы, которая характеризует массу гало группы, Мн,
N
Mp = (32/nG)(N - 3/2)-1^2 AV?Ri, (3)
i=1
где AVi и Ri — лучевая скорость и проекционное расстояние г-го члена группы относительно центра группы [31], N — число членов, а G — постоянная тяготения; (10) логарифм отношения проекционной и звездной массы; (11) число членов группы с оценками расстояния; (12, 13) средний модуль расстояния и средний квадратичный разброс модулей. Последняя строка таблицы содержит средние значения представленных величин.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1 2015
КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА И ДВИЖЕНИЯ ГАЛАКТИК
9
Таблица 2. Характеристики групп галактик
Group Nv (Vlg), км с 1 (Узк), км с-1 D, Мпк G V ) км с-1 Rh, КПК lg М*, [М0] lg мн, [М0] lg Мн/М* Nd {га — М), mag а(т — М), mag
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (П) (12) (13)
N2648 8 1933 2348 36.0 55 128 11.09 11.98 0.89 2 32.78 0.10
N2775 9 1249 1740 26.9 89 296 11.37 12.99 1.62 2 32.15 0.10
N2894 7 1952 2483 39.6 50 458 11.32 12.23 0.91 4 32.99 0.10
N2962 10 1778 2304 31.6 53 161 10.99 11.94 0.95 6 32.50 0.32
N2967 6 1654 2262 35.8 62 507 11.03 12.75 1.72 1 32.77 -
U5228 4 1683 2231 32.7 40 188 10.31 11.90 1.59 2 32.57 0.05
N3023 5 1667 2222 28.8 21 35 10.44 11.40 0.96 3 32.30 0.17
N3020 3 1240 1723 30.2 45 44 10.24 11.53 1.29 2 32.40 0.06
N3049 3 1297 1805 30.2 15 144 10.29 11.31 1.02 1 32.40 -
U5376 4 1847 2393 45.3 66 253 10.87 12.23 1.36 1 33.28 -
N3166 10 1104 1742 20.5 44 126 11.36 11.97 0.61 5 31.56 0.35
N3227 6 1054 1495 25.7 74 128 11.27 12.50 1.23 5 32.05 0.27
N3338 7 1105 1594 20.1 50 112 10.77 11.05 0.28 3 31.52 0.33
N3379 36 702 1198 10.8 193 191 11.53 13.10 1.57 14 30.18 0.31
N3423 4 850 1389 23.1 21 570 10.64 12.14 1.50 4 31.82 0.25
N3521 3 593 1160 10.7 37 132 11.10 12.52 1.42 2 30.15 0.00
N3596 3 1009 1483 14.0 42 41 10.13 11.43 1.30 0 30.73 -
N3607 45 928 1377 25.0 115 471 11.77 13.29 1.52 12 31.99 0.28
N3626 5 1387 1833 25.6 86 187 11.06 12.75 1.69 4 32.04 0.39
N3627 20 697 1182 10.8 136 201 11.47 12.96 1.49 15 30.09 0.38
N3640 14 1240 1785 27.2 134 252 11.34 12.66 1.32 4 32.17 0.08
N3686 10 1057 1508 21.9 91 175 10.97 12.65 1.68 5 31.70 0.37
N3810 5 844 1328 17.7 43 360 10.67 12.12 1.45 5 31.24 0.23
Mean 10 1255 1765 25.7 68 224 10.86 12.23 1.28 4 31.89 0.22
4.1. Группы NGC3,379 = Leo In NGC3627
Обе группы на расстоянии 10.8 Мпк являются самыми близкими и богатыми системами в области Leo/Can. Недавние измерения расстояний у главных галактик в этих группах методом rgb: 10.7 Мпк и 10.8 Мпк [32] находятся в замечательном согласии с данными таблицы 2. Общий вид обеих групп показан на нижней панели рис. 6. Группа Leo I содержит значительное количество галактик типов E, S0, dSph, что указывает на ее продвинутый эволюционный статус. В литературе имеется несколько оценок вириальной массы группы Leo I: 0.72 х 1013 M0 [33], 1.7 х 1013 M0 [1] и 1.7 х 1013 MQ [34], которые удовлетворительно согласуются с оценкой массы 1.26 х 1013 MQ
в таблице 2. На северо-западную окраину LeoI проектируется компактная группа NGC3338 со средней лучевой скоростью VLG = 1105 км с-1 и расстоянием 20.1 Мпк. Объединение членов этой более далекой группы с членами Leo I привносило бы асимметрию в профиль скоростей группы Leo I и завышало оценку массы ее гало. Еще одной особенностью группы Leo I является наличие в ее центре водородного кольца диаметром приблизительно 200 кпк [35]. Проектируясь на карликовые dSph—члены группы, HI-облака приводят к фиктивным значениям лучевых скоростей карликов. Соседняя группа NGC3627 имеет несколько меньшую массу гало и меньший процент галактик ранних типов. Примечательной
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1
2015
10
КАРАЧЕНЦЕВ и др.
особенностью этой группы является карликовая галактика экстремально низкой поверхностной яркости AGC 215414, у которой более 95% барионов содержится не в звездной, а в газовой компоненте [36, 37]. Радиус «сферы нулевой скорости» для групп NGC 3379 и NGC 3627 составляет R0 ~ 1.8 Мпк, что превышает проекционное расстояние между центрами групп. Из этого можно заключить, что со временем обе группы сольются в единую динамическую систему.
4.2. Группа NGC 3607
Согласно Талли [38], эта группа, наряду с группой NGC3686 и другими более северными группами, входит в состав рассеянной ассоциации Leo cloud под номером 21-1. Как видно из нижней панели рис. 6, на западной стороне этой группы имеется подгруппа галактик (NGC 3454/55/57), которая вероятно пребывает в процессе слияния с основным телом группы. По своей светимости и по вириальной массе группа NGC 3607 является самым значительным объектом в области Leo/Can.
4.3. Другие группы
Обращает на себя внимание, что некоторые группы галактик, определенные в [1] как динамически обособленные, ассоциируются друг с другом, образуя иерархические структуры более высокого уровня. К примеру, группы галактик вокруг NGC 2962, NGC 2967, UGC 5228 и NGC 3023 имеют сходные значения лучевых скоростей и оценок расстояния. Все эти четыре группы ассоциируются также с группой NGC2974, которая находится вне южной границы нашей области. По очевидным причинам динамический анализ таких иерархических структур сталкивается с трудностями.
4.4. Gemini Flock
В области Leo/Can имеется 13 галактик с лучевыми скоростями Vlg < 300 км с-1. Помимо четырех членов Местной группы (Leo-T, Segue-1, Leo-I, LeoV) и двух соседствующих с ней карликов (SexB, LeoP), остальные 7 объектов с такими скоростями сосредоточены на небольшом участке неба, который занимает 1/10 площади рассматриваемой зоны. Вероятность такого события составляет примерно 10-6. Принимая неслучайный характер этой конфигурации, мы получаем крайне странную, эфемерную систему, в которой присутствуют только карликовые галактики. При средней лучевой скорости (Vlg) = 190 км с-1 среднее расстояние до этой группы равно 8.5 Мпк,
следовательно она приближается к Местной группе с пекулярной скоростью —423 км с-1. Эта «стая» галактик в созвездии Gemini имеет дисперсию лучевых скоростей av всего 20 км с-1 и проекционный радиус примерно 5°, или 740 кпк. Этим параметрам соответствует вириальная масса группы Mvir ~ 3 х 1011 MQ. При суммарной звездной массе группы M* = 0.96 х 109 MQ отношение вириальной массы к звездной достигает Mvir/M* ~ 300, т.е. средняя плотность темной материи в ней близка к Qm ~ 1. Однако, полученные значения следует воспринимать скорее как формальные, поскольку время пересечения для такой рыхлой системы превышает возраст вселенной в
2.5 раза, означая, что члены Gemini Flock не могут быть связаны друг с другом причинным образом. Исключением является тесная пара UGC3974 и KK65 с разностью лучевых скоростей 10 км с-1 и проекционным расстоянием компонентов 38 кпк. Заметим, что при переходе к системе отсчета микроволнового космического излучения дисперсия лучевых скоростей членов группы возрастает до av = 55 км с-1, а средняя пекулярная скорость падает до Vpec(3K) = —73 км с-1 (т.е. система практически покоится относительно реликтового излучения).
4.5. Пары галактик
Из списка 509 пар галактик в Местном сверхскоплении [2] 20 пар находятся в области Leo/Can. Основные характеристики их представлены в таблице 3, столбцы которой содержат: (1) имена компонентов пары; (2, 3) среднюю лучевую скорость относительно центроида Местной группы и относительно реликтового излучения; (4) разность лучевых скоростей; (5) среднее расстояние компонентов; (6) проекционное расстояние между компонентами; (7, 8) суммарную звездную массу и орбитальную массу, Morb = (16/nG) ДУ^ R12;
(9) отношение орбитальной массы к звездной массе; (10) число компонентов с индивидуальной оценкой расстояния; (11) разность модулей расстояния у компонентов пары. Последняя строка таблицы содержит средние значения указанных параметров для двойных систем.
Как следует из этих данных, типичная пара галактик имеет разность лучевых скоростей компонентов примерно 30 км с-1, проекционное расстояние между ними приблизительно 160 кпк и отношение массы гало (орбитальной массы) к звездной массе порядка 9.
В случае пар галактик, как и в случае групп, большинство оценок расстояний было сделано методом Талли—Фишера, погрешность которого принимается равной a(m — M) ~ 0m4. Средняя квадратичная разность модулей расстояния в последней
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1 2015
КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА И ДВИЖЕНИЯ ГАЛАКТИК
11
Таблица 3. Характеристики пар галактик
Name (Vlg), km c_1 (Уз к), км с-1 AUl2, км с-1 Д Мпк -^12, КПК lg М*, [MQ] lg мя, [Mq] lg Мн/М* nd а(т — Af), mag
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (п)
UGC 3974 КК65 165 476 10 8.0 38 8.63 9.65 1.02 2 0.01
КК 67 ККН43 1860 2216 9 39.2 540 8.92 10.71 1.79 1 —
1C 2329 Р1590056 1954 2307 43 29.8 57 9.57 11.09 1.52 1 —
Р1331483 А 182493 1832 2283 3 42.0 516 9.05 9.74 0.69 2 0.25
UGC 04524 NGC2644 1776 2248 3 27.0 343 10.05 9.56 -0.49 2 0.49
А 193802 SDSS0944 1308 1806 10 25.5 36 8.36 9.63 1.27 2 0.17
NGC3044 PGC 135730 1142 1694 86 22.8 42 10.44 11.56 1.12 1 —
AGC 192959 NGC3055 1623 2162 31 35.0 129 10.61 11.16 0.55 2 0.23
LSBCL 1-099 Ark 227 1599 2151 21 21.2 232 9.75 11.08 1.33 1 —
UGC 05401 UGC 05403 1918 2360 52 43.0 ПО 10.46 11.55 1.09 2 0.16
UGC 05633 UGC 05646 1231 1714 15 31.6 271 10.03 10.86 0.83 2 0.30
NGC3246 VIII Zw 081 1954 2504 6 31.2 350 10.03 10.17 0.14 2 0.28
UGC 5708 SDSS 10313 1000 1547 26 21.3 53 9.79 10.62 0.83 1 —
MGC 0013223 PGC 032664 1588 2158 38 20.8 24 8.78 10.63 1.85 1 —
PGC 135768 PGC 032687 857 1414 12 18.6 48 8.57 9.91 1.34 1 —
AGC 213796 PGC 034135 1219 1740 9 24.1 26 9.62 9.40 -0.22 2 0.13
UGC 06306 NGC3611 1513 2052 132 21.0 18 10.15 11.58 1.43 1 —
PGC 034965 AGC 214317 1419 1959 6 19.4 161 9.34 9.84 0.50 — —
IC 2828 NGC3705 875 1381 18 16.1 255 10.56 10.99 0.43 2 0.28
PGC 1218832 PGC 1218144 818 1345 43 11.2 9 8.28 10.28 2.00 — —
Mean 1383 1876 29 25.4 163 9.55 10.50 0.95 1.6 0.23
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1 2015
V3K, km s 1 VLG, km s 1
12
КАРАЧЕНЦЕВ и др.
Рис. 9. Хаббловская диаграмма для групп и пар галактик области Leo/Can в системе Местной группы (верхняя панель) и реликтового излучения (нижняя панель). Ошибки среднего расстояния показаны горизонтальными отрезками.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1 2015
КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА И ДВИЖЕНИЯ ГАЛАКТИК
13
колонке таблиц 2 и 3 составляет, соответственно, 0m25 и 0m26. Из этого можно заключить, что членство галактик в группах и парах, отобранных с применением алгоритма [1, 2], убедительно подтверждается последующими независимыми оценками их расстояний. Каталоги групп, триплетов и пар галактик в Местном сверхскоплении [1—3] очевидно содержат лишь небольшой процент фиктивных членов.
5. ДИАГРАММА ХАББЛА В ОБЛАСТИ LEO/CAN
Соотношение между лучевыми скоростями и расстояниями галактик в рассматриваемой полосе представлено на рис. 9. Верхняя панель рисунка соответствует скоростям в системе Местной группы, нижняя — относительно микроволнового космического излучения. Квадратами обозначены группы галактик с числом индивидуальных оценок расстояния ud > 2, треугольниками — пары с измеренными расстояниями для обоих компонентов, мелкими кружками изображены одиночные галактики с высокоточными оценками расстояния (rgb, cep, SN, sbf). Прямая линия на панелях соответствует параметру Хаббла Н0 = 72 км с-1 Мпк-1. Из представленных данных можно сделать следующие заключения.
• Почти все группы и пары галактик имеют лучевые скорости Vlg существенно меньше ожидаемых при Но = 72 км с-1 Мпк-1. Типичный сдвиг по скорости относительно ожидаемой составляет AV ~ 500 км с-1. В системе 3К уклонения от линии Н0 = 72 км с-1 Мпк-1 не так велики, что свидетельствует о наличии у Местной группы большой пекулярной скорости относительно реликтового излучения.
• Некоторые группы и пары с хорошо определенными средними расстояниями обладают значительными пекулярными скоростями относительно 3К-системы. В частности, богатые близкие группы NGC3379 и NGC3627, а также близкая тройная система NGC3521 имеют пекулярные скорости около +410 км с-1, тогда как богатая группа NGC3607 имеет Vpec(3K) ~ —420 км с-1. Большие пекулярные скорости у этих групп являются реальными, они не вызваны ошибками измерения расстояний.
• Самая близкая к нам диффузная группа карликовых галактик Gemini Flock на высокой сверхгалактической широте практически покоится в системе 3К. Этим она отличается от других близких групп: NGC3379, NGC3627 и NGC3521, которые расположены вблизи экватора Сверхскопления. Как показывает дополнительный
Рис. 10. Соотношение между вириаль-ной/орбитальной массой гало и суммарной звездной массой для групп и пар галактик. Крестом показано отношение Мн/^М* =26 для всего объема
Leo/Can. Сплошная линия соответствует глобальному значению Мн/М* = 97 при Qm = 0.28.
анализ, объем вокруг Местной группы, который удаляется с большой пекулярной скоростью от Местного войда, имеет уплощенную форму и ограничен радиусом порядка 10 Мпк.
6. ЛОКАЛЬНАЯ ПЛОТНОСТЬ МАТЕРИИ В ОБЛАСТИ LEO/CAN
Распределение 23 групп галактик из таблицы 2 в рассматриваемой полосе по вириальным оценкам массы гало и суммарной звездной массе представлено на рис. 10 в логарифмической шкале. Несмотря на разброс оценок Мн, вызванный в основном фактором проекции, имеет место положительная корреляция между массой темной и массой светлой материи в группах. Она выражается регрессией lg Мн = 1.15 lg М* — 0.30, показанной на рисунке штриховой линией. Отношение суммы орбитальных масс двойных галактик из таблицы 3 к сумме их звездных масс, изображенное треугольником в левом нижнем углу рисунка, также следует указанной зависимости.
Суммарная масса гало, заключенная в группах и парах Leo/Can, составляет 0.91 х 1014 MQ, а суммарная звездная масса их равна 3.5 х 1012 MQ.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1
2015
14
КАРАЧЕНЦЕВ и др.
Отношение этих величин, Мн/^М* = 26 по-
казано на рис. 10 крестом. Как следует из данных таблицы 1, только 51% галактик рассматриваемой области являются членами групп и пар. Однако среди галактик поля преобладают объекты низкой светимости. Подсчет показывает, что дополнительный вклад одиночных галактик в суммарную звездную массу составляет всего 13%. Очевидно, что они привносят некоторый вклад и в суммарную массу темной материи, но при этом мало влияют на отношение JO Mh/Y^ М*.
По данным [39], средняя плотность звездной материи в Местной вселенной составляет
4.5 х 107 8 * Mq Мпк-3 при Н0 = 72 км с-1 Мпк-1, а средняя космическая плотность материи Qm = 0.28 при Но = 72 соответствует значению
4.5 х 1010 * * * Mq Мпк-3. Отношение этих глобальных величин, равное 97, показано на рис. 10 сплошной линией. Как видим, все системы галактик в Leo/Can располагаются ниже линии Qm = 0.28. Отношение ^ Мн/^М* = 26 для них соответствует локальной средней плотности Qm(local) = 0.074, что существенно ниже глобальной плотности. Этот результат находится в согласии с оценкой средней локальной плотности ви-риальных масс, сделанной нами в других участках структуры Местного сверхскопления [11 —13, 34].
Любопытно отметить, что линия регрессии lg Mh = 1.15 lg М* — 0.30 пересекает линию Qm =
= 0.28 при значениях lg(M* /Mq) — 15.3 и lg(MH/MQ — 17.3, которые примерно соответствуют параметрам «ячейки однородности» диаметром 200 Мпк. Этот факт может иметь более глубокий смысл, чем простое случайное совпадение.
7. ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ
Область неба в созвездиях Leo, Cancer и Gemini, простирающаяся между центром Мест-
ного сверхскопления и его южным полюсом,
известна как зона «местной аномалии скоростей». Мы построили карту распределения пекулярных
скоростей галактик в ней, используя оценки расстояний для 290 галактик. Более половины оценок расстояния сделаны нами методом Талли-
Фишера, опираясь на данные о ширинах H I-линии для галактик, детектированных в HI-обзорах
HIPASS и ALFALFA. В полосе размером 75° х 20° с медианной глубиной примерно 25 Мпк имеется 23 группы и 20 пар галактик, для которых определены вириальные/орбитальные массы. В системе отсчета, связанной с центроидом Местной группы, большинство групп и пар имеют негативные пекулярные скорости порядка 500 км с-1.
Относительно системы космического микроволнового излучения скорости большинства удаленных
групп невелики, но близкие группы NGC 3379 и NGC3627, наряду с Местной группой, движутся в сторону Leo cloud с характерной скоростью 400-500 км с-1. Значительная часть этой скорости вызвана удалением Местного плоского «блина» диаметром приблизительно 20 Мпк от центра Местного Войда и падением «блина» в сторону скопления Virgo [30].
На высокой сверхгалактической широте, SGB — —50°, на расстоянии D — 8 Мпк отмечена необычная диффузная группа Gemini Flock, состоящая из семи карликовых галактик. Характерный размер группы примерно 740 кпк и дисперсия лучевых скоростей приблизительно 20 км с-1 приводят к оценке ее вириальной массы, Mvjr — 3 х 1011 Mq , которая в 300 раз больше суммарной звездной массы.
Суммарная масса гало, заключенная во всех группах и парах области Leo/Can, составляет
0.9 х 1014 Mq, а отношение этой массы к суммарной звездной массе равно 26. Такое отношение оказывается значительно ниже глобальной величины Мн/М* = 97, которое следует из стандартной космологической модели с параметром Qm = 0.28. Из представленных данных мы заключаем, что проблема «потерянной темной материи» в Местной вселенной продолжает оставаться нерешенной загадкой.
) -
БЛАГОДАРНОСТИ
Эта работа поддержана грантом РФФИ 13-02-90407 и фондом фундаментальных исследований Украины, грант F53.2/15. О. Насонова благодарит фонд Дмитрия Зимина «Династия» и грант Российского научного фонда (14-12-00965) за финансовую поддержку.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. D. I. Makarov and I. D. Karachentsev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 412, 2498 (2011).
2. I. D. Karachentsev and D. I. Makarov, Astrophysical Bulletin 63, 299 (2008).
3. D. I. Makarov and I. D. Karachentsev, Astrophysical Bulletin 64, 24 (2009).
4. D. N. Spergel, R. Bean, O. Dore, et al., Astrophys. J. Suppl. 170,377(2007).
5. D. N. Spergel, R. Flauger, and R. Hlozek, arXiv:1312.3313 (2013).
6. J. Vennik, Tartu Astron. Obs. Publ. 73, 1 (1984).
7. R. B. Tully, Astrophys. J. 321,280(1987).
8. I. D. Karachentsev, Astrophysical Bulletin 67, 123 (2012).
9. S. Vegetti, L. V E. Koopmans, A. Bolton, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 408, 1969 (2010).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1 2015
КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА И ДВИЖЕНИЯ ГАЛАКТИК
15
10. H. Y. Shan, J. P Kneib, C. Tao, et al., Astrophys. J. 748,56(2012).
11. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and
H. M. Courtois, Astrophys. J . 743, 123(2011).
12. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and
H. M. Courtois, Monthly Notices Royal Astron.
Soc. 429,2264(2013).
13. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and
H. M. Courtois, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 429,2677(2013).
14. I. D. Karachentsev, V E. Karachentseva, and
O. G. Nasonova, Astrophysics 57, 457 (2014).
15. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy, M. A. Agtieros, et al., Astrophys. J. Suppl. 182, 543 (2009).
16. M. P Haynes, R. Giovanelli, A. M. Martin, et al., Astron. J. 142,170 (2011).
17. O. L. Wong, E. V. Ryan-Weber, D. A. Garcia-Appadoo, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 371, 1855(2006).
18. R. B. Tully and R. Fisher, Astron. and Astrophys. 54, 661 (1977).
19. S. Stierwalt, M. P Haynes, R. Giovanelli, et al., Astron. J. 138, 338 (2009).
20. K. Lee-Waddell, K. Spekkens, M. P Haynes, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 427, 2314 (2012).
21. R. B. Tully, L. Rizzi, E. J. Shaya, et al., Astron. J. 138, 323 (2009).
22. S. S. McGaugh, Astrophys. J. 632, 859 (2005).
23. S. Paudel, T. Lisker, K. S. A. Hansson, and A. P. Huxor, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 443,446(2014).
24. R. B. Tully, L. Rizzi, A. E. Dolphin, et al., Astron. J. 132, 729(2006).
25. I. D. Karachentsev, A. Dolphin, R. B. Tully, et al., Astron. J. 131, 1361 (2006).
26. K. B. W. McQuinn, J. M. Cannon, A. E. Dolphin, et al., Astrophys. J. 785,3(2014).
27. J. L. Tonry, A. Dressler, J. P Blakeslee, et al., Astrophys. J. 546,681 (2001).
28. B. R. Parodi, A. Saha, A. Sandage, and
G. A. Tammann, Astrophys. J. 540, 634 (2000).
29. R. B. Tully, E. J. Shaya, and M. J. Pierce,
Astrophys. J. Suppl. 80,479(1992).
30. R. B. Tully, E. J. Shaya, I. D. Karachentsev, et al., Astrophys. J. 676, 184 (2008).
31. J. Heisler, S. Tremaine, and J. N. Bahcall, Astrophys. J. 298, 8 (1985).
32. M. G. Lee and I. S. Jang, Astrophys. J. 773, 13L (2013).
33. I. D. Karachentsev and V. E. Karachentseva,
Astronomy Reports 48, 267 (2004).
34. I. D. Karachentsev and Y. N. Kudrya, Astron. J. 148, 50 (2014).
35. S. E. Schneider, Astrophys. J. 343, 94 (1989).
36. I. D. Karachentsev, D. I. Makarov,
V. E. Karachentseva, and O. V. Melnik, Astronomy Letters 34, 832 (2008).
37. B. Nikiel-Wroczynski, M. Soida, D. J. Bomans, and M. Urbanik, Astrophys. J. 786, 144 (2014).
38. R. B. Tully, Nearby Galaxy Catalog (Cambridge Univ. Press, Cambridge, 1988).
39. D. H. Jones, B. A. Peterson, M. Colless, and
W. Saunders, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 369, 25 (2006).
Large-Scale Structure and Galaxy Motions in the Leo/Cancer Constellations
I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and V. E. Karachentseva
In the region of the sky limited by the coordinates RA = 7h0—12h0, Dec = 0°...+20° and extending from the Virgo Cluster to the South Pole of the Local Supercluster, we consider the data on the galaxies with radial velocities VLG < 2000 kms-1. For 290 among them, we determine individual distances and peculiar velocities. In this region, known as the local velocity anomaly zone, there are 23 groups and 20 pairs of galaxies for which the estimates of virial/orbital masses are obtained. A nearby group around NGC 3379 = Leo I and NGC 3627 as well as the Local Group show the motion from the Local Void in the direction of Leo cloud with a characteristic velocity of about 400 kms-1. Another rich group of galaxies around NGC 3607 reveals peculiar velocity of about —420 km s~1 in the frame of reference related with the cosmic background radiation. A peculiar scattered association of dwarf galaxies Gemini Flock at a distance of 8 Mpc has the radial velocity dispersion of only 20 kms-1 and the size of approximately 0.7 Mpc. The virial mass estimate for it is 300 times greater than the total stellar mass. The ratio of the sum of virial masses of groups and pairs in the Leo/Can region to the sum of stellar masses of the galaxies contained in them equals 26, which is equivalent to the local average density Qm(local) = 0.074, which is 3—4 times smaller than the global average density of matter.
Keywords: galaxies: kinematics and dynamics—galaxies: distances and redshifts— galaxies: groups
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №1 2015
