CC BY
28
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2018, том 73, № 2, с. 129-147
УДК 524.72-32
ОБЗОР ПЛОСКОСТИ МЕСТНОГО СВЕРХСКОПЛЕНИЯ
©2018 О. Г. Кашибадзе1, И. Д. Караченцев1*, В. Е. Караченцева2
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев, 03143 Украина Поступила в редакцию 22 марта 2018 года; принята в печать 23 апреля 2018 года
Мы рассматриваем распределение и поле скоростей галактик, расположенных в полосе размером 100 на 20 градусов с центром в M87, которая ориентирована вдоль плоскости Местного сверхскопления. Наша выборка насчитывает 2158 галактик с лучевыми скоростями менее 2000 кмс-1. Из них 1119 галактик (52%) имеют оценки расстояния и пекулярной скорости. Примерно три четверти галактик ранних типов сконцентрированы в пределах ядра скопления Virgo, а большинство галактик поздних типов в полосе расположены за пределами вириального радиуса. Распределение богатых газом карликовых галактик с Mhi > M* выглядит нечувствительным к присутствию скопления Virgo. Среди 50 групп, расположенных в экваториальной полосе сверхскопления, шесть групп обладают пекулярными скоростями порядка 500—1000 кмс-1, что сравнимо с вириальными движениями в богатых скоплениях. Наиболее загадочным случаем является семейство примерно 30 галактик вокруг NGC4278 (облако Comal), двигающееся к нам со средней пекулярной скоростью —840 кмс-1. Это облако (или филамент) находится на расстоянии 16.1 Мпк от нас и примерно 5 Мпк от центра Virgo. Галактики вокруг скопления Virgo демонстрируют падение на его центр с характерной скоростью около 500 кмс-1. Предполагая это падение радиальным и сферически симметричным, мы оценили радиус поверхности нулевой скорости как R0 = 7.0 ± 0.3 Мпк, а соответствующую этому значению полную массу скопления Virgo как (7.4 ± 0.9) х 1014Mq, что прекрасно согласуется с вириальными оценками его массы. Мы делаем заключение, что окрестности Virgo вне вириального радиуса не содержат значительного количества темной материи.
Ключевые слова: галактики: кинематика и динамика — галактики: расстояние и красное смещение — галактики: группы
1. ВВЕДЕНИЕ
Формирование элементов крупномасштабной структуры Вселенной — космических пустот, стенок и волокон — сопровождается когерентными нехаббловскими движениями галактик с амплитудой в несколько сотен км с-1 на масштабах 10— 100 Мпк. Такая картина следует из результатов численного моделирования в рамках стандартной космологической модели ЛСЭМ [1—3]. Фактически и наша Галактика, вкупе с десятками других окрестных галактик, образующих плоскую систему Местный лист (или Местный блин), движется относительно космического микроволнового излучения со скоростью 630 км с-1 [4]. Согласно Талли и др. [5, 6], этот вектор скорости складывается из трех приблизительно взаимно-перпендикулярных компонент: (1) падения Местного листа к центру ближайшего скопления Virgo со скоростью 185 км с-1, (2) удаления от расширяющегося
E-mail: [email protected]
Местного войда со скоростью 260 км с-1 и (3) движения в сторону скоплений Hydra—Centaurus и сверхскопления Шепли [7] с амплитудой около 450 км с-1. Сложный узор разнонаправленных течений не позволяет использовать для оценки расстояний близких галактик линейное соотношение Хаббла: VLG = H0 D, где D — расстояние близкой галактики, Vlg — ее лучевая скорость относительно центроида Местной группы и H0 — параметр Хаббла. Даже модели нехаббловских движений вокруг скопления Virgo, но без учета других компонент [8, 9] оказались слишком упрощенными, чтобы определить расстояния галактики по ее лучевой скорости в пределах Местного сверхскопления (LSC).
Благодаря обзорам больших областей неба в линии нейтрального водорода HI 21 см — HIPASS [10], ALFALFA [11], WSRT-CVn [12] — появилась возможность массового определения расстояний галактик с погрешностью примерно 20—25%, используя соотношение Талли—Фишера [13] между светимостью галактики и
шириной ее линии H I. В настоящее время оценки расстояний методом Талли—Фишера известны для нескольких тысяч галактик с характерными скоростями около 6000 км с-1 [6], что служит основой для изучения космических течений на шкале порядка 100—200 Мпк.
Внутри Местного сверхскопления (D < 30 Мпк), ядром которого является скопление Virgo на расстоянии 16.7 Мпк [14], имеется множество спиральных и иррегулярных галактик с измеренной шириной W5Q линии H I, но без оценок расстояния. Для многих из них мы впервые определили расстояния методом Талли—Фишера, что увеличило плотность поля пекулярных скоростей в Местном сверхскоплении более чем в 2 раза.
В наших предыдущих статьях мы рассматривали движения галактик в нескольких областях вдоль экватора LSC: ComaI [15], Ursa Major [16], Virgo Southern Extension [17], а также в широких полосах Leo—Cancer [18], Bootes [19] и Hercules—Bootes [20], перпендикулярных к экватору LSC. В последних случаях были получены новые свидетельства в пользу расширения Местного войда и падения галактик, соседних с Virgo, к центру этого скопления. Кроме того, кинематическая ситуация вокруг скоплений Virgo, Fornax и вокруг Местного войда рассматривалась нами отдельно [21—23], что позволило оценить полную массу обоих скоплений, а также контраст плотности Местного войда. Карта распределения этих областей в экваториальных координатах показана на рис. , где точками изображены 5180 галактик с лучевыми скоростями Vlg < 2000 км с-1, а лохматая кольцевая полоса отмечает зону сильного поглощения в Млечном Пути.
2. ВЫБОРКА ГАЛАКТИК В ПЛОСКОСТИ МЕСТНОГО СВЕРХСКОПЛЕНИЯ
В качестве основных источников наблюдательных данных о галактиках LSC мы использовали сводки HyperLEDA1 [24] и NASA Extragalactic Database2 (NED), дополняя их самыми свежими оценками расстояний галактик. Отбор объектов проводился нами в полосе ±10° по сверхгалактической широте (SGB) и ±50° по сверх-
'http://leda.univ-lyon1.fr/ 2http://ned.ipac.caltech.edu/
3При анализе движений галатик в самой вириальной зоне скопления, мы отодвинули предел по скоростям до 2600 км с-1 [25].
галактической долготе (SGL) относительно центра скопления Virgo, который мы отождествляем с радиогалактикой M87 = NGC 4486 (SGL = = 102 ◦ 88, SGB = -2 ◦ 35). Основанием для такого выбора послужила близость положения M87 к геометрическому центру рентгеновского излучения скопления. В нашу выборку включались галактики с лучевыми скоростями Vlg < 2000 км с-1. Это условие позволяет охватить существенную долю населения скопления Virgo и примыкающих к нему структур, но избежать большого числа галактик далекого фона3.
Всего по данным HyperLEDA и NED этим условиям удовлетворяет 3995 объектов. Мы осмотрели изображения всех объектов на снимках Digital Sky Survey (DSS), Sloan Digital Sky Survey (SDSS) [26] и Panoramic Survey Telescope and Rapid Responce System (PanSTARRS) [27], проверяя и уточняя морфологическую классификацию галактик. В результате мы исключили из этой выборки 1837 ложных объектов, оказавшихся случаями проекции звезды на далекую галактику, отдельными фрагментами одной и той же галактики или сомнительными отождествлениями радиоисточника с оптическим объектом. Подчеркнем, что некритическое, формальное использование исходных данных содержало бы в рассматриваемой выборке около 46% «мусора», сильно искажая результаты последующего анализа.
Для 563 галактик из этого списка нами были получены новые оценки расстояния. 386 оценок получены из соотношения Талли и Пирса [28]:
Mb = 7.27(2.5 - lg W50) - 19.99;
ширина линии водорода корректировалась за наклон галактики, при этом источником данных об отношении осей послужила HyperLEDA. Для оставшихся 177 карликовых галактик, богатых газом, оценки расстояний были получены из бари-онной зависимости Талли—Фишера [29]. Как было показано авторами, учет наклона карликовых галактик не приводил к существенному уменьшению дисперсии на диаграмме Талли—Фишера. Поэтому в случае барионной зависимости Талли—Фишера поправки за наклон галактики не вводились.
■ю
-90
Рис. 1. Распределение 5180 галактик с лучевыми скоростями VLG < 2000 кмс-1 на небе в экваториальных координатах. Область сильного поглощения в Млечном Пути затенена. Рассматриваемая полоса вдоль экватора Местного сверхскопления показана зеленым. Другие участки неба, изученные нами ранее, выделены желтым. (Цветные иллюстрации см. в электронной версии статьи.)
Таблица 1. Галактики LSC-полосы
Name RA( J2000.0) Dec SGL SGB deg VLG, kms-1 Type Вт > mag wso, kms-1 m2i, mag m - M, mag D, Mpc Method
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11)
UGC 05460 100809.2+515040 54.42-10.53 1146 Sd 13.88 93 14.87 31.23 17.80 tf
UGC 05459 100810.1+530501 53.50-09.68 1170 Scd 13.19 274 13.61 31.56 20.50 tf
PGC 2427800 101306.5+525646 54.11-09.23 1545 BCD 17.40 - - - - -
SDSS J101540.57 +523202.4 101540.6+523202 54.69-09.21 1206 I 18.15 37 18.40 31.27 17.99 TF
UGC 05571 101942.4+520356 55.46-09.06 724 Im 16.45 51 15.34 29.58 8.24 TFb
SDSS J102225.42 +475218.3 102225.5+475218 59.01-11.42 1650 Sm 18.14 - - - - -
PGC 030715 102701.8+561614 52.90-05.53 914 BCD 16.08 58 16.24 30.18 10.84 TF
UGC 05676 102904.9+544301 54.30-06.29 1499 Sdm 14.81 123 16.05 31.72 22.08 TF
PGC 2381991 103108.9+504709 57.60-08.49 983 Sm 16.58 - - - - -
NGC 3264 103219.6+560502 53.51-05.08 1010 Sd 12.61 143 14.47 31.40 19.43 tf
UGC 05720 103231.9+542404 54.86-06.09 1510 BCD 13.16 142 15.92 31.50 20.00 TF
UGC 05740 103445.9+504606 57.97-08.05 698 Sm 15.59 138 14.91 32.29 28.73 TFb
PGC 2277751 103512.1+461412 61.68-10.71 530 BCD 17.46 - - - - -
PGC 2368186 103559.8+501631 58.48-08.19 896 I 17.64 - - - - -
Таблица 1. (Продолжение)
№те ИА(Л2000.0) Эес 80Ь 80В с^ ктэ-1 Туре Вт У тщ ктэ-1 'т-21, та§ то - М, та§ А Мрс МеШсх!
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (П)
РОС 2302764 103625.0+474153 60.62-09.67 1590 всэ 18.08 86 17.10 32.76 35.6 ТРЬ
РОС 2425292 103636.3+525101 56.47-06.56 1043 всэ 16.08 124 16.31 32.66 34.1 ТР
РОС 2302994 103825.7+474236 60.81-09.39 1611 всэ 16.73 69 16.59 31.78 22.70
N00 3310 103845.9+533012 56.14-05.91 1055 8Ьс 11.28 190 13.29 - - -
иОС 05791 103926.9+475650 60.72-09.12 890 8Ьс 14.50 157 15.98 32.11 26.40
иОС 05798 103947.1+475557 60.76-09.08 1574 Эсс! 14.45 184 15.76 32.54 32.30
SDSS.J103950.97 +564402.9 103951.3+564401 53.63-03.85 1216 8т 16.90 - - - - -
РОС 2336386 104042.4+491224 59.81-08.21 1544 1т 17.10 117 16.20 32.72 34.9 ТРЬ
РОС 031888 104214.2+474600 61.14-08.84 1562 80 15.29 - - - - -
РОС 2362930 104251.9+500619 59.28-07.40 1670 ВСЭ 16.94 - - - - -
8088 Л 04407.79 +474242.1 104407.8+474242 61.37-08.61 1570 ВСЭ 17.63 - - - - -
иОС 05848 104423.1+562517 54.25-03.53 902 8т 15.14 133 15.41 31.98 24.9 Тр
ККН 062 104455.7+541225 56.11-04.76 1070 I 18.2 41 17.11 30.66 13.55 ТРЬ
N00 3353 104522.4+555737 54.71-03.69 1020 8Ь 13.22 90 14.94 31.42 19.30 «
иОС 05883 104719.3+540216 56.45-04.57 844 1т 15.51 65 15.62 30.45 12.30 Тр
иОС 05888 104745.7+560529 54.80-03.34 1319 1т 15.19 104 15.34 31.59 20.78 Тр
РОС 2288707 104747.1+465246 62.42-08.58 1521 8(1 17.99 - - - - -
иОС 05917 104853.8+464315 62.66-08.51 768 8т 15.17 98 15.75 31.10 16.60 Тр
БОББ Л05107.83 +512013.3 105107.8+512013 59.01-05.62 862 I 18.24 - - - - -
иОС 05953 105118.1+443419 64.71-09.34 1819 80 13.34 - - - - -
РОС 2457837 105129.6+540205 56.80-04.07 1400 I 16.59 - - - - -
РОС 2554441 105132.9+570027 54.34-02.39 1950 Эсс! 16.82 - - - - -
иОС 05976 105202.8+553604 55.54-03.12 1289 8с1т 15.12 93 15.35 - - -
иОС 05996 105257.4+402242 68.47-11.35 1627 8(1 16.44 60 15.16 31.04 16.14 ТРЬ
иОС 05998 105308.4+501705 60.07-05.94 1437 8т 14.74 173 15.82 32.34 29.44 Тр
иОС 06005 105327.7+460111 63.69-08.24 748 8(1 16.80 - - - - -
иОС 06016 105412.8+541714 56.81-03.60 1583 1т 16.10 139 14.60 32.00 25.11 ТРЬ
N00 3448 105439.4+541818 56.83-03.53 1443 8Ь 12.41 258 12.85 31.33 18.45 Тр
иОС 06029 105502.3+494334 60.71-05.99 1418 I 14.19 153 14.78 31.85 23.4 Тр
РОС 2389897 105508.2+511119 59.48-05.18 1423 ВСЭ 17.73 - - - - -
N00 3458 105601.5+570701 54.58-01.83 1856 80 13.05 - - - - -
иОС 06041 105617.5+413603 67.75-10.17 1472 8(1 16.95 95 16.54 32.57 32.7 ТРЬ
иОС 06039 105620.9+564535 54.91-01.99 1932 Бсс! 16.23 - - - - -
РОС 032915 105658.7+500826 60.53-05.51 1427 ВСЭ 17.20 63 16.33 31.08 16.44 ТРЬ
Таблица 1. (Продолжение)
Name RA(J2000.0) Dec SGLSGB deg vLG, kms-1 Type В J1 у mag wso, kms-1 »7121, mag m-M, mag A Mpc Method
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И)
PGC 2351264 105849.6+494258 61.05-05.48 880 BCD 16.79 - - - - -
PGC 033085 105918.9+423523 67.19-09.18 1567 BCD 17.34 - - - - -
PGC 033137 110000.2+542532 57.15-02.81 1077 Sdm 16.79 39 16.41 30.46 12.34 TFb
SDSS J110006.06 +541620.1 110006.1+541620 57.29-02.88 1509 Im 17.71 - - - - -
PGC 2301841 110203.2+473847 63.10-06.13 1969 Im 17.50 - - - - -
UGC06113 110248.3+520655 59.34-03.68 1010 I 18.2 46 15.86 31.26 17.90 TFb
NGC 3499 110311.0+561318 55.87-01.48 1602 SO 14.20 - - - - -
AGC 219661 110422.8+360604 73.39-11.62 742 I 18.0 55 17.58 31.69 21.78 TFb
PGC 3096015 110541.7+462449 64.48-06.23 1830 BCD 21.7 - - - - -
PGC 033544 110544.6+444957 65.85-07.03 811 Im 17.53 - - - - -
UGC 06161 110649.1+434323 66.92-07.42 767 Sm 15.66 112 14.25 30.97 15.65 TFb
UGC 06182 110803.0+533659 58.46-02.23 1304 BCD 15.24 102 15.11 32.23 27.92 TFb
Итоговый список 2158 галактик представлен в таблице 1, полная машинно-читаемая версия которой доступна в SIMBAD Astronomical Database4. В столбцах таблицы содержатся: (1) имя галактики; (2) экваториальные координаты на эпоху J2000.0; (3) сверхгалактические координаты; (4) лучевая скорость (км с-1) относительно центроида Местной группы с параметрами апекса, принятыми в NED; (5) морфологический тип по классификации де Вокулера; в дополнение к типам де Вокулера мы также используем следующие обозначения: для компактных объектов — Ec (компактные эллиптические) и BCD (голубые компактные карликовые); для карликовых галактик низкой и очень низкой поверхностной яркости — Ed, Edn (эллиптические), Sph, Sphn (круглые); символ «п» обозначает присутствие звездоподоб-ного ядра; I, Ir (диффузные объекты без областей звездообразования); (6) видимая B-величина из HyperLEDA или NED, здесь видимая величина без сотых долей соответствует нашей визуальной оценке; (7) ширина линии 21 см (км с-1) на уровне половины от максимальной интенсивности; (8) видимая HI-величина m21 = 17.4 — 2.5lgF(HI), где F (HI) — поток в линии HI (Ян км с-1); (9), (10) модуль расстояния и расстояние галактики (Мпк); (11) метод, которым сделана оценка расстояния. Мы различали методы, основанные на светимости сверхновых (SN) и цефеид (cep),
4http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/
на светимости вершины ветви красных гигантов (rgb) [30] и метод флуктуаций поверхностной яркости (sbf) [31]. Оценки расстояния этими методами имеют погрешность 5—10%, и мы обозначаем их в дальнейшем как «accurate». Вторичные, или «supplement», оценки расстояния — по соотношению Талли—Фишера (tf или TF), по фундаментальной плоскости (FP) или светимости шаровых скоплений (gc), калиброванные по цефеидам, — имеют типичную погрешность 20—25%. Оценки расстояний методом Талли—Фишера, взятые из NED, мы обозначали как «tf», наши новые оценки по соотношению Талли и Пирса [28] выделены заглавными буквами «TF»; в случае богатых газом карликовых галактик их расстояние по Караченцеву и др. [29] обозначено как «TFb». Всего имеется 1119 галактик с оценками расстояния, что составляет 52% от общей выборки. Сводка расстояний Cosmicflows-3 Distances [6] содержит в этой области всего 450 оценок расстояния.
Распределение галактик полосы по сверхгалактическим координатам представлено на рис. 2, где объекты с измеренными расстояниями и без них показаны соответственно темными и светлыми кружками. Центральный круг радиусом 6◦ 2 очерчивает вириальную зону скопления Virgo (вири-альный радиус Rv = 1.8 Мпк), а отрезки круга 23 ◦ 6, или Ro = 7.2 Мпк, отделяют область падения вокруг скопления от общего космологического расширения. Как видим, распределение галактик вне вириальной зоны весьма неоднородное и асим-
Virgo SE
КАШИБАДЗЕ и др. Virgo
Coma
Ursa Maj
Рис. 2. Распределение 2158 галактик полосы с лучевыми скоростями VLG < 2000 кмс-1 на небе в сверхгалактических координатах. Галактики с оценками расстояния показаны более темными кружками. Центральный круг и отрезки круга обозначают вириальный радиус Virgo (1.8 Мпк) и радиус сферы нулевой скорости (7.2 Мпк).
Рис. 3. Распределение галактик полосы по расстояниям, оцененным различными способами.
метричное. При этом относительное число галактик с измеренными расстояниями мало меняется от левого (южного) края полосы к правому (северному). Все три динамические области — вириальное ядро, зона падения и общее поле — имеют в нашей полосе хорошее представительство.
Рисунок 3 показывает распределение галактик ЬБС-полосы по расстояниям, определенным разными методами. Три верхние панели соответствуют методам высокой точности. К 80 галактикам
с RGB-расстояниями добавлены 12 галактик, у которых расстояния оценены по их очевидному членству (mem) в группах с надежно измеренным расстоянием других, как правило, более ярких членов. Три нижние панели рис. 3 отображают распределение галактик с менее точными расстояниями. Сравнение между собой этих данных показывает большое различие использованных методов по эффективной глубине: галактики с RGB-расстояниями сосредоточены преимущественно в Местном объеме (D < 11 Мпк), а основная масса галактик с расстояниями, измеренными по соотношению Талли—Фишера, находится позади скопления Virgo. Члены Virgo обусловливают пик распределения N(D) при D ~ 16 Мпк почти на всех панелях. Однако богатые газом карликовые галактики с оценками «TFb» такого пика не показывают. Эти особенности необходимо учитывать при анализе картины падения галактик к центру Virgo с передней и дальней стороны скопления.
Общее распределение галактик LSC-полосы по лучевым скоростям, расстояниям и пекулярным скоростям Vpec = Vlg - HoD, где
H0 = 73 км с-1 Мпк-1, представлено на трех панелях рис. 4. Широкий пик в N (Vlg) при VLG = 1000 ± 500 км с-1 сформирован членами скопления Virgo и примыкающими к нему структурами. Относительное число галактик без оценок расстояния слабо растет в сторону бс)льших лучевых скоростей. Как видно из данных средней панели, более 99% галактик имеют расстояния в пределах 40 Мпк. На хвосте распределения (D = 40—60 Мпк) могли оказаться галактики, к примеру, UGC 6372, у которых измеренные ширины W50 отягощены систематическими ошибками.
Пекулярные скорости галактик полосы распределены в широком диапазоне [-2300, +1300] км с-1 с максимумом вблизи нуля. Гистограмма N(Vpec) имеет асимметричный вид со смещением в сторону
200 160 ^ 120 80 40 0
200 160 120
■
80 40 0
I
200 160 120 80 40 0
I Accurate (N = 226) : Supplement (N = 893) : No distances (А/ = 1037)
аВоонВВВ::
2000
500 V, „, km s"1
I Accurate (N = 226) H Supplement (N = 893)
'■jäm
) 10 20
ПГТПпПпП
30 D, Mpc
40
50
60
I Accurate (N = 226) D Supplement (N = 893) _
-2000 -1500 -1000
-500 V , km s"1
pec
MdL
0 500
1000
1500
Рис. 4. Распределение числа галактик полосы по лучевым скоростям (вверху), расстояниям (посередине) и пекулярным скоростям (внизу). Галактики с аккуратными оценками расстояния помечены темно-серым.
отрицательных Vpec. Причинами наблюдаемой асимметрии могут быть:
(a) движение Местной группы к центру Virgo со скоростью около 200 км с-1;
(b) наличие предела VLG < 2000 км с-1, который срезает часть галактик на передней границе скопления, падающих к центру скопления, но пропускает галактики, падающие к Virgo с дальней стороны;
(c) эффект Малмквиста, когда симметричные ошибки модуля расстояния Д(т — M) превращаются в асимметричные ошибки самого расстояния ДБ (этот эффект менее значим для галактик с аккуратными оценками расстояния);
(d) наличие в LSC-полосе ассоциаций галактик с большими пекулярными скоростями: при этом случаи больших положительных пекулярных скоростей отсекаются условием Vlg < 2000 км с-1 ,а случаи больших отрицательных пекулярных скоростей удовлетворяют указанному ограничению.
150° 140° 130° 120° 110° 100° 90° 80° SGL
Рис. 5. Бегущая медиана и квартили лучевой скорости вдоль полосы для галактик с измеренными (вверху, посередине) и неизмеренными (внизу) расстояниями.
3. НАБЛЮДАЕМЫЕ ТРЕНДЫ ВДОЛЬ СВЕРХГАЛАКТИЧЕСКОЙ ДОЛГОТЫ
3.1. Кинематические и геометрические тренды
В стандартной космологической модели ЛС0М скопления галактик формируются в виде узлов на пересечении филаментов и стенок, по которым галактики втекают в вириальную зону скопления. При малом угле наклона филамента к лучу зрения поток галактик вдоль филамента должен отражаться на распределении галактик по расстояниям и лучевым скоростям. Талли и др. [6] предположили, что основным каналом, питающим вириальную зону скопления Virgo, является южный филамент Virgo Southern Extension (VirgoSE) на сверхгалактических долготах SGL > 110°. Рисунки 5 и 6 показывают распределение скоростей и расстояний галактик вдоль SGL. Учитывая отмеченные выше эффекты избирательности, мы разделили галактики полосы на две подвыборки: с высокоточными и вторичными индикаторами расстояния. Жирная линия на рисунках отражает поведение бегущей медианы с окном усреднения ASGL = 4°, а тонкие линии сверху и снизу соответствуют бегущим квартилям.
Как видим, у галактик с высокоточными расстояниями (верхняя панель рис. 5 и 6) характерная скорость и характерное расстояние имеют тенденцию возрастать от левого и правого края полосы к скоплению Virgo. Именно такой эффект можно ожидать, если галактики движутся вдоль
Рис. 6. Бегущая медиана и квартили расстояния галактик полосы вдоль сверхгалактической долготы.
южного и северного волокон, дальний конец которых примыкает к скоплению. Однако отмеченный феномен может быть вызван и эффектом селекции: Феррарезе и др. [32] и Мей и др. [14] предприняли специальные усилия, чтобы измерить расстояния галактик в центре Virgo методами RGB и SBF, а на окраинах нашей полосы методом RGB охвачены только близкие группы (NGC 4244, NGC 4631, NGC 5236). Иначе выглядит дрейф медианы для галактик с TF-оценками расстояния (средняя панель рис. 5). Заметим также, что поведение бегущей медианы скорости Vlg для галактик без измеренных расстояний (нижняя панель рис. 5) повторяет в общих чертах ход медианы на средней панели.
Как следует из данных верхней панели рис.6, разброс расстояний, измеренных высокоточными методами в вириальной зоне скопления (SGL = 97—110°), удивительно мал и сравним с вириальным радиусом скопления. В среднем по полосе интерквартильная ширина высокоточных оценок расстояния в 2—3 раза меньше аналогичной ширины для оценок низкой точности, что грубо согласуется с отношением погрешностей этих методов (5-10% и 20-25%).
Рисунок 7 показывает поведение бегущей медианы и квартилей для пекулярных скоростей галактик вдоль сверхгалактической долготы. На краях полосы SGL < 80° и SGL > 130° галактики с аккуратными оценками расстояний демонстрируют малое смещение и малый разброс пекулярных скоростей. Это вызвано тем, что большинство из них входит в состав «холодного» Местного листа, где хаотические нехаббловские движения невелики. В отличие от них, галактики с TF-расстояниями располагаются в основном на дальней стороне объема за пределами Местного листа, имея преимущественно отрицательные пекулярные скорости. Обе выборки на верхней и нижней панелях фиксируют
ожидаемое увеличение дисперсии Vpec в центре полосы из-за вириальных движений в скоплении.
Среди особенностей, заметных на верхней панели рис. 7, отметим избыток галактик с положительными пекулярными скоростями вблизи Virgo на южной стороне (SGL ~ 113°). Он, вероятно, обусловлен падением к скоплению Virgo ассоциации галактик вокруг NGC 4527, расположенной на передней границе скопления. Другая особенность, а именно зона отрицательных Vpec, видна на интервале SGL = 83 — 90°. Она соответствует аномалии скоростей в ComaI [15], к которой мы вернемся ниже.
Как следует из данных обеих панелей рис. 7, глобальный тренд средней пекулярной скорости вдоль полосы невелик, что можно ожидать, если филаментарные структуры вблизи Virgo ориентированы перпендикулярно лучу зрения.
,3.2. Морфологический ландшафт
Распределение в полосе галактик разных морфологических типов представлено на рис. 8, где также указана шкала лучевых скоростей. Галактики ранних типов демонстрируют сильную концентрацию к ядру скопления Virgo (верхняя панель рис. 8). Около трех четвертей из них располагаются внутри вириального радиуса скопления, а остальные ассоциируются с группами галактик. Группа на экваторе при SGL ~ 86° соответствует облаку Coma I вокруг NGC 4278 с большими отрицательными пекулярными скоростями.
Распределение галактик поздних типов на средней панели показывает значительно меньшую концентрацию к вириальной зоне Virgo. Этот эффект хорошо известен как сегрегация галактик по типам в зависимости от плотности окружения.
Рис. 7. Бегущая медиана и квартили пекулярных скоростей галактик вдоль полосы.
<-800 -600 -400 -200 0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
• .................г.........i........vs: ч ~
........... Ч* о°
b •
-ого-
/
150°
140°
> : •>
ütf
120°
100°
80°
70°
60°
LG km s
<-800 -600 -400 -200
200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
5 0° -5" -10'
1 :' • : • • -:-i-!- • i * с • « •
"1 N 177 1...... о ; .1.1 • • • •• • • • < • • % • О ......... • - : ci i • : :
; «о : О О : • • • #» О • о .........i........ • • • S Í
• ••о u •J» /л • i : : •: С • • : ; í * i
* - .........:........*.........:........ - ....... • •
150
140
130
120
110
100
90"
80"
70"
60"
D i Мрс I
8 10 12 14 16 18 20 22 24 26 28 30 32 34 36 38 >40
Рис. 8. Распределение вдоль полосы галактик ранних типов (вверху), поздних типов (посередине) и карликовых галактик, богатых газом (внизу). Шкалы лучевых скоростей либо расстояния приведены под каждой панелью.
Хайнес и Джованелли [33] показали, что спиральные галактики фиксированного морфологического типа в центре скопления характеризуются дефицитом содержания нейтрального водорода по сравнению с галактиками того же типа в общем поле. Выметание газа из дисков галактик в плотной вириальной зоне скопления является очевидным механизмом, объясняющим причину HI-дефицита.5 Наиболее эффективно процесс выме-
5Planck Collaboration [34] сообщили о детектировании сигнала от скопления Virgo, вызванного эффектом Сюняева—Зельдовича. По их оценке масса обобществленного горячего газа в Virgo составляет (1.5 ± 0.1) х 1014Mq, что в 17 раз (!) превышает суммарную звездную массу скопления.
тания газа происходит в иррегулярных карликовых галактиках из-за их мелкой потенциальной ямы. На нижней панели рис. 8 приведено распределение богатых газом карликовых галактик, у которых m21 < BT, а расстояния определены по барионному соотношению Талли—Фишера. Шкала расстояний указана под панелью. У этих объектов концентрация к скоплению Virgo едва заметна, что является независимой и выразительной иллюстрацией феномена H I-дефицита. Некоторая неоднородность распределения богатых газом галактик в рассматриваемой полосе вызвана границами, в пределах которых проводились H I-обзоры HIPASS и ALFALFA.
3.3. Близкие группы в полосе LSC
Макаров и Караченцев [35] (MK 11) опубликовали список 350 групп, состоящих из галактик с лучевыми скоростями Vlg < 3500 км с-1. В этом списке, охватывающем все небо, содержится 50 групп, координаты которых попадают в LSC полосу, а средняя лучевая скорость группы не превосходит 2000 км с-1. Перечень этих групп представлен в таблице 2. В ее столбцах содержатся: (1) имя ярчайшего члена группы; (2), (3) сверхгалактические координаты центра группы; (4) число галактик с измеренными лучевыми скоростями; (5) средняя лучевая скорость группы (км с-1); (6) среднее расстояние (Мпк); (7) пекулярная скорость центра группы (км с-1).
Следует отметить, что в критерии кластеризации, использованном в MK11, расстояния галактик определялись по их лучевым скоростям, поскольку прямых оценок расстояния было известно очень мало. По этой причине результаты кластеризации в зоне больших вириальных движений скопления Virgo оказались не вполне надежными. Основной массив галактик в Virgo кластеризовался вокруг гигантской эллиптической галактики NGC4472, а не NGC 4486. При этом некоторые группы галактик с малыми лучевыми скоростями (NGC 4216, NGC 4342, NGC 4402, NGC 4552) оказались фиктивными структурами.
Рисунок 9 показывает распределение 50 групп из MK 11 в рассматриваемой полосе. Группы обозначены кружками, размер которых пропорционален логарифму числа членов с измеренными лучевыми скоростями, а цвет кружка отражает среднюю лучевую скорость группы по представленной внизу шкале.
Как следует из данных последнего столбца таблицы 2, некоторые группы галактик имеют большие пекулярные скорости |Vpec| > 500 км с-1: -749 км с-1 (NGC 3838), -518 км с-1 (NGC 3900), -972 км с-1 (NGC 4150), +534 км с-1 (NGC 4527), -542 км с-1 (NGC 4636) и -754 км с-1 (NGC 4900). Если погрешность определения индивидуального расстояния галактики примерно равна 20%, а группа содержит более четырех членов с оценками расстояния, то ожидаемая погрешность пекулярной скорости группы на типичном расстоянии около 20 Мпк составляет менее 150 км с-1. Следовательно, большие пекулярные скорости у ряда групп в окрестностях Virgo не вызваны ошибками измерения расстояний галактик, а имеют физическую природу.
4. АНОМАЛИЯ СКОРОСТЕЙ В ОБЛАСТИ COMAI
Наиболее выразительным примером наличия у галактик больших пекулярных скоростей является ассоциация галактик вокруг NGC 4278, называемая облаком Comal. Рассматривая кандидаты в галактики Местного объема со скоростями VLG < 600 км с-1, Караченцев и др. [15] обратили внимание, что далекие галактики среди них с D > 13 Мпк распределены на небе крайне неравномерно. Появление новых данных из HI-обзора ALFALFA сделало эту картину еще более контрастной.
Распределение галактик с Vlg < 600 км с-1 и D > 13 Мпк в нашей полосе представлено на верхней панели рис. 10. Галактики с аккуратными и с менее точными оценками расстояния изображены соответственно кружками и звездочками. Как и следовало ожидать, центр этого рисунка заполняют члены скопления Virgo с большими вириаль-ными скоростями, направленными к наблюдателю. Помимо них на диаграмме имеется только облако галактик вокруг массивной эллиптической галактики NGC 4278 вблизи SGL = 86o и SGB = 0o. Вероятность того, что все 23 галактики за пределами ядра Virgo располагаются справа от скопления, не превышает 10-6.
Мы рассмотрели широкие окрестности NGC 4278 и выделили 28 галактик с малыми лучевыми скоростями и большими оценками расстояния как вероятные члены облака Coma I. К ним мы добавили еще десять галактик, которые не имеют пока оценок расстояния, но по своей фактуре могут принадлежать этому облаку. Сводка их представлена в таблице 3. Столбцы ее содержат: (1) имя галактики; (2) экваториальные координаты;
(3) цифровой морфологический тип по де Вокулеру;
(4) лучевую скорость (км с-1); (5), (6) расстояние галактики (Мпк) и способ его оценки; (7) видимую В-величину; (8) пекулярную скорость (км с-1). Распределение этих галактик на небе показано на нижней панели рис. 10. Галактики с измеренными расстояниями обозначены сплошными кружками, а галактики без расстояний — открытыми кружками. Малый и большой круг обозначают вириальный радиус (270 кпк) и радиус сферы нулевой скорости (1.0 Мпк) вокруг NGC4278 при ее расстоянии 16.1 Мпк.
Как видим, облако Coma I представляет собой довольно рыхлое образование, где только треть галактик находится внутри вириального радиуса. С другой стороны, наличие в Coma I галактик раннего типа (T < 0) свидетельствует о продвинутой стадии эволюции группы. Вероятно, NGC 4278 с ее спутниками входит в состав протяженного фи-ламента или листа, средняя пекулярная скорость
Таблица 2. Галактики в LSC-полосе
Group SGL, deg SGB, deg Nv (Vlg), kms-1 A Mpc ^pec kms-1 Group SGL, deg SGB, deg Nv (Vlg), kms-1 A Mpc Vpec kms-1
NGC 3458 54.59 -1.83 6 2000 - - NGC 4402 101.86 -3.24 4 117 - -
NGC 3610 54.68 1.57 19 1794 28.3 -272 NGC 4472 107.02 -3.85 355 992 16.5 -212
NGC 3665 72.93 -6.81 11 2038 30.8 -210 NGC 4490 74.79 5.94 8 583 8.9 -67
NGC 3769 65.71 -0.73 6 780 15.1 -322 NGC 4527 112.47 -4.30 18 1592 14.5 534
NGC 3838 56.91 4.25 11 1368 29.0 -749 NGC 4535 107.15 -2.71 23 1747 - -
NGC 3877 66.64 0.40 21 955 16.4 -242 NGC 4546 118.80 -5.72 4 879 11.9 10
NGC 3900 85.83 -6.90 4 1745 31.0 -518 NGC 4552 103.06 -1.17 12 230 - -
NGC 3992 61.87 4.30 72 1097 18.5 -253 NGC 4565 90.21 2.76 11 1191 14.0 169
NGC 4062 82.41 -2.13 4 736 14.5 -322 NGC 4594 126.69 -6.68 11 856 9.6 155
NGC 4111 72.11 2.22 20 851 16.8 -375 NGC 4631 84.22 5.74 28 635 7.4 95
NGC 4123 110.43 -10.46 5 1150 16.9 -84 NGC 4636 113.03 -2.20 32 757 17.8 -542
NGC 4151 75.78 1.63 16 1031 14.7 -42 NGC 4643 113.75 -2.27 9 1195 - -
NGC 4150 84.29 -1.32 4 211 16.2 -972 NGC 4666 116.23 -2.50 16 1427 16.7 208
NGC 4157 65.30 5.29 8 834 17.5 -443 NGC 4697 121.60 -3.11 37 1175 14.9 87
NGC 4189 100.66 -6.01 6 1987 30.0 -203 NGC 4753 117.43 -0.96 23 992 19.7 -446
NGC 4217 68.78 4.98 5 1085 19.1 -309 NGC 4808 112.36 1.36 5 591 - -
NGC 4216 101.08 -5.60 16 55 - - NGC 4856 131.23 -3.02 5 1189 19.4 -227
NGC 4244 77.73 2.41 8 291 4.3 -23 NGC 4866 103.07 4.84 5 1909 30.1 -288
NGC 4258 68.74 5.55 15 551 7.7 -11 NGC 4900 114.42 2.03 8 779 21.0 -754
NGC 4261 108.38 -6.94 87 2060 29.4 -86 NGC 4995 124.98 1.38 4 1569 21.3 14
NGC 4274 85.67 0.34 14 990 16.3 -200 NGC 5054 133.93 0.61 7 1556 - -
NGC 4303 109.86 -6.72 23 1387 - - NGC 5078 144.44 -1.85 26 1849 26.7 -100
NGC 4321 99.03 -3.18 17 1515 - - NGC 5084 139.13 -0.13 12 1560 22.4 -75
NGC 4346 69.26 6.19 5 787 16.4 -410 NGC 5170 136.11 3.15 4 1313 - -
NGC 4342 107.50 -5.57 5 596 - - NGC 5236 147.93 0.99 12 321 4.9 -37
которого составляет —840 км с-1, что сравнимо с вириальными скоростями в богатых скоплениях галактик.
Облако Coma I расположено на угловом расстоянии около 18° от центра Virgo, т.е. вблизи радиуса сферы нулевой скорости скопления (23°). Расстояния обеих структур от наблюдателя примерно одинаковы: 16.1 Мпк и 16.7 Мпк. Поэтому ожидаемое радиальное падение Coma I к Virgo соответствует его движению почти перпендикулярно к лучу зрения. В этом случае пекулярная скорость
Coma I относительно наблюдателя была бы незначительной.
Ранее мы предположили [15], что большие пекулярные движения в области Coma I могут быть вызваны наличием там темного аттрактора с массой примерно 2 х 1014 MQ .Другое объяснение этого загадочного феномена предполагает быстрое когерентное движение всего филамента вместе с группой NGC 4278 в сторону наблюдателя. Но причина такой высокой скорости остается неясной. Заметим, однако, что в системе микроволнового
Таблица 3. Галактики в окрестностях NGC 4278 с большими пекулярными скоростями и некоторые другие вероятные члены NGC 4278
Ñame RA (2000.0) Dec T Vlg, kms-1 A Mpc Method Bj1 y mag ^pec) kms"1
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
DD097 114857.2+235016 10 452 13.7 bs 15.1 -548
UGC6881 115444.7+200320 10 522 16.4 TF 15.8 -675
PGC 4561602 115504.2+282053 -2 458 - - 17.8 -
AG С 731823 115522.5+282030 9 512 23.8 TF 16.4 -1225
KDG82 115539.4+313110 8 558 16.6 TF 14.8 -654
BTS76 115844.1+273506 10 407 15. rgb 16.5 -688
KUG1157+31 120016.2+311330 8 582 14.8 TF 15.1 -498
NGC 4080 120451.8+265933 8 517 15.0 TF 13.7 -578
LV1205+28 120534.2+281355 8 462 19.5 TF 16.7 -962
PGC 4560429 120633.5+303716 -2 464 - - 18.2 -
UGC7131 120911.8+305424 8 224 16.8 TF 15.7 -1002
NGC 4150 121033.6+302406 -1 210 13.7 sbf 12.5 -790
KK127 121322.7+295518 9 103 17.3 TF 15.6 -1160
AGC 732009 121348.4+295731 10 196 16.5 TF 17.4 -1008
LV 1217+32 121732.0+323157 9 433 15. rgb 18.4 -662
UGC7321 121734.0+223225 7 339 17.2 TF 14.1 -917
AGC 229053 121815.5+253406 10 376 17.9 TF 17.9 -931
KKH07J1218+30 121831.5+300340 10 600 - - 17.0 -
BTS 116 121857.3+283311 -3 289 - - 16.2 -
1С 779 121938.7+295300 -1 187 16.7 sbf 15.2 -1032
PGC 0213976 121943.6+293932 -2 549 - - 17.3 -
NGC 4278 122006.8+291651 -2 588 16.1 sbf 11.1 -587
NGC 4286 122042.1+292045 2 611 14.7 TF 14.5 -448
PGC 1853813 122116.6+290221 -2 588 - - 16.5 -
NGC 4308 122156.9+300427 -1 612 - - 14.1 -
PGC 4323538 122216.7+305324 -1 545 - - 17.1 -
UGC 07438 122219.5+300341 6 678 22.3 TF 15.8 -950
PGC 040195 122309.7+292059 -2 524 - - 15.6 -
1С 3247 122314.0+285338 7 546 24.4 TF 15.4 -1235
AGC 749235 122409.9+261352 10 246 - - 19.8 -
1С 3308 122517.9+264253 8 277 12.8 TF 15.4 -657
AGC 749236 122542.4+264836 10 234 15.1 TFb 16.6 -868
NGC 4414 122627.1+311324 5 719 17.9 сер 11.0 -588
NGC 4448 122815.5+283713 2 659 23.8 tf 12.0 -1078
UGC 7699 123248.0+373718 7 514 14.5 TF 13.3 -544
UGC 7774 123622.5+400019 7 563 22.6 TF 14.6 -1087
FGC1497 124700.6+323905 8 522 23.4 TF 16.8 -1186
UGC 7990 125027.2+282110 10 495 20.4 TF 16.2 -994
• \ •
• о о /о •. « с \ •• • • • • •
1 • * • • г) • • • .....• • { • • •
• < о 1
\ К .......* /
LG km
150°
140
130°
120
110
100
90°
80°
70°
60°
0 100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000 1100 1200 1300 1400 1500 1600 1700 1800 1900 >2000
Рис. 9. Группы галактик в рассматриваемой полосе. Размер кружка пропорционален логарифму числа членов группы с измеренными лучевыми скоростями, цвет кружка обозначает среднюю лучевую скорость группы по шкале внизу. Большой и малый круги соответствуют радиусу сферы нулевой скорости и вириальному радиусу скопления Virgo.
космического излучения (СМВ) средняя пекулярная скорость облака Coma I оказывается заметно меньшей (—526 км с-1), чем в системе отсчета Местной группы (—840 км с-1).
5. ПАДЕНИЕ ГАЛАКТИК К ЦЕНТРУ VIRGO
Близкое массивное скопление Virgo производит значительные отклонения в скоростях окружающих галактик относительно невозмущенного хаббловского потока. Динамические модели и наблюдательные проявления этого эффекта, называемого Virgocentric infall, рассматривалось Хофф-маном и др. [36], Тонри и Дэвисом [37], Хофф-маном и Солпитером [38], Талли и Шайя [39], Теерикорпи и др. [40], Экхольмом и др. [41], Тонри и др. [31, 42] и Караченцевым и Насоновой [21]. Используя высокоточные измерения расстояний на космическом телескопе Хаббла для галактик вблизи передней границы Virgo, Караченцев и др. [43] определили радиус сферы нулевой скорости, Ко = 7.2 ± 0.7 Мпк, которая отделяет зону падения от общего космического расширения. Полная масса скопления, заключенная внутри радиуса До, связана с ним соотношением
Mt = (n2/8G)K0 H2/f 2(fim), где безразмерный параметр
1
f (fim) = (1 - fim)"
3
О -- 9
- 2со8Ь-1(-^-1)
2 1 ¿т
уменьшается от 1 до 2/3 при изменении 1т от 0 до 1. В стандартной космологической модели с параметрами 1т = 0.24 и Н0 = 73 км с-1 Мпк-1 этому соответствует полная масса скопления МТ = (8.3 ± 2.3) х 1014М©, которая хорошо согласуется с вириальными оценками массы:
6.2 х 1014MQ [44], 7.5 х 1014MQ [39] и 7.2 х 1014MQ [45].
Новые данные о расстояниях галактик, расположенных вдоль экватора Местного сверхскопления, дают нам повод снова вернуться к оценке параметров R0 и MT скопления Virgo. Рисунок 11 представляет распределение галактик LSC-полосы в декартовых сверхгалактических координатах в проекции на плоскость Местного Сверхскопления. Верхняя и нижняя панели соответствуют галактикам с аккуратными и менее точными оценками расстояния. Конфигурация галактик внутри радиуса R0 показана на вставках рисунка справа. Красными и синими символами мы обозначили галактики с пекулярными скоростями Vpec < -300 км с-1 и Vpec > +300 км с-1 соответственно. Галактики с малыми (промежуточными) скоростями помечены серым цветом.
В картине сферически симметричного падения окрестных галактик на Virgo галактики с положительными пекулярными скоростями должны располагаться на передней стороне скопления, а с отрицательными пекулярными скоростями — на дальней стороне. Такой эффект действительно виден на рис. 11 для обеих подвыборок. Некоторые галактики на нижней панели отклоняются от указанной закономерности, поскольку типичная ошибка определения их расстояний по Талли— Фишеру составляет 3—4 Мпк, что сравнимо с ви-риальным диаметром Virgo (3.6 Мпк).
«Серые» галактики на верхней панели с |Vp,ec| < 300 км с-1 образуют Местный лист, вытянутый в сторону Ursa Major. Размеры этого «холодного» домена составляют около 5 х 15 Мпк. На нижней, более населенной панели заметны признаки пустого сектора позади скопления Virgo в направлении VirgoSE. Представленные в таблице 1 данные явно недостаточны, чтобы обнаружить дальнюю границу этой пустоты.
н- • Accura * Supple * * *
ment % * * L ** * % • *
** * * * ** *
** : * ** M F* * *
150° 140° 130° 120° 110° 100° 90° 80° 70° 60°
МР°10 12 14 16 18 20 22 24 26 28 30 32 34 36 38 >40
т0°
• U7990 • F1497 • U7774 •
U7699
S N4448 IC779 V
• U7321 w X. N415^0 N4080 e :
BTS76™ 1
« U6881 • DD097
95° 90° 85° 80° 75°
SGL
Рис. 10. Распределение галактик полосы с расстояниями D > 13 Мпк и лучевыми скоростями VLG < 600 кмс-1 (верхняя панель). Галактики с аккуратными и менее точными оценками расстояния обозначены соответственно кружками и звездочками. Нижняя панель: распределение галактик облака Coma I вокруг NGC 4278 в сверхгалактических координатах. Размер символа пропорционален логарифму звездной массы галактики. Светлыми кружками помечены галактики без индивидуальных оценок расстояния.
Преобладание на рис. 11 галактик с отрицательными пекулярными скоростями обусловлено как падением Местной группы в сторону скопления с характерной скоростью около 200 км с-1, так и движением массива галактик позади Virgo к центру скопления, т.е. к наблюдателю.
Чтобы определить радиус сферы нулевой скорости R0, мы вычисляли расстояние галактики от центра Virgo
D
vc = D2 + D2 — 2DgDe cos в,
(1)
где Dg и Dc — расстояния галактики и центра скопления от наблюдателя, а в — угловое расстояние галактики от центра Virgo. Скорость галактики относительно центра скопления определялась нами в модели «малого аттрактора»
Vvc = Vg cos Л - Vc cos(A + в), (2)
где Л — угол между лучом зрения и направлением от центра скопления на галактику:
tg Л = Dc sin6/(Dg — Dc eos©), или в модели «большого аттрактора»
Vvc = [Ve cos в — Va]/ cos Л.
(З)
В первом случае предполагается, что пекулярные скорости галактик в окрестности скопления невелики по сравнению со скоростями регулярного хаббловского потока. Во втором случае подразумевается, что у большинства галактик преобладает скорость падения к центру скопления (см. детали в [21]). Различие между двумя моделями становится малым, когда галактика находится строго позади (Л ~ 0) или впереди (Л ~ 180°) центра скопления.
Для построения зависимости Vvc от Dvc необходимо фиксировать как расстояние, так и лучевую скорость центра Virgo. Согласно Мей и др. [14],
De
16.7 ±0.2 Мпк.
Определение Ус представляет собой более трудную задачу. Как известно, средняя лучевая ско-
-30 -20 Virgo SE
-10 0 SGX, Мрс
-10 -8 -6-4-2 0 SGX, Мрс
Рис. 11. Распределение галактик с большими и малыми пекулярными скоростями в декартовых сверхгалактических координатах. Круг соответствует радиусу сферы нулевой скорости.
рость и дисперсия лучевых скоростей Virgo зависят от морфологического состава выборки [46]. Поскольку разные методы определения расстояний опираются на выборки разного морфологического состава, а в самом скоплении имеет место эффект морфологической сегрегации, то возникает значительный разнобой при разных подходах к оценке Vc. Дополнительные сложности возникают из-за наличия в Virgo известных субструктур: скопления M 87, скопления M 49, на которые проектируются структуры дальнего фона: облако W, облако M, группа NGC 4636 [47, 48].
Небогатая сводка оценок Vc, известных из литературы, представлена в верхней части таблицы 4. Одни значения Vc в ней определены только по центральной части Virgo, другие — для всего тела скопления. Числа галактик в выборках различаются на порядок. Бинггели и др. [46] использовали только данные о лучевых скоростях галактик, тогда как Мей и др. [14] принимали во внимание измеренные ими расстояния галактик. В двух случаях ([5, 31]) пекулярная скорость скопления Vc, pec = Vc — 73Dc была получена из модельных соображений.
Мы определили величины Vc,Dc и Vc,pec, используя лучевые скорости и расстояния галактик, тобранные в таблице 1. Для галактик, расположенных внутри вириального радиуса скопления, а также внутри сферы радиуса R0, средние значения представлены в нижней части таблицы 4. При этом мы отдельно учитывали члены Virgo с аккуратными и со вторичными оценками расстояний. Различия между приведенными величинами лежат в пределах статистических погрешностей. В наши оценки Vc была внесена поправка +40 км с-1, которая учитывала ограничение галактик по скоростям: Vlg < 2000 км с-1 при дисперсии лучевых скоростей у членов Virgo 600 км с-1. В качестве оптимальных параметров мы принимаем значения Vc = 984 км с-1, Dc = 16.65 Мпк и Vc, pec = —231 км с-1.
Число галактик с аккуратно измеренными расстояниями позади скопления Virgo невелико. Галактики с TF-оценками расстояния, расположенные позади скопления, имеют линейную погрешность расстояния около 4—8 Мпк, сравнимую с R0. Поэтому главным источником данных, харак-
Таблица 4. Средняя лучевая скорость и среднее расстояние скопления Virgo
Sample Number VC(LG), Dc, Reference
kms-1 Mpc kms-1
All members (V) 385 956 ± 55 [16.5] -248 [46]
Core members (V) 271 935 ± 35 [16.5] -270 [46]
All members (D) 79 1034 ±61 16.5 ±0.1 -170 [14]
Core members (D) 32 984 ± 105 16.7 ± 0.2 -235 [14]
Infall pattern 189 - - -139 [42]
Cosmic flow - - - -185 [5]
Within Ry, accur 75 950 ± 62 16.45 ±0.08 -251 present paper
Within i?0, accur 119 975 ± 46 16.32 ±0.16 -216 present paper
Within i?0, suppl 372 996 ± 27 16.44 ±0.16 -204 present paper
Within i?0, all 491 985 ± 23 16.38 ±0.14 -211 present paper
Adopted 984 16.65 -231
на SGX = -3.7 Мпк, SGY = 16.1 Мпк. Данные об индивидуальных пекулярных скоростях галактик усреднены гауссовым фильтром с параметром а = 0.75 Мпк. Значения усредненных пекулярных скоростей показаны линиями с цифрами (в км с-1). Положения трех близких групп: M83, NGC 4244 и NGC 4258 обозначены эллипсами.
Как видим, зона максимальных положительных значений Vpec имеет сложную форму, несколько вытянутую в направлении на центр Местного Сверхскопления. Амплитуда скорости падения достигает приблизительно 500 км с-1. С ростом углового расстояния от центра Virgo амплитуда уменьшается из-за эффекта проекции, теряясь среди неизвестных возможных вариаций поперечной компоненты потока.
Среди галактик, которые имеют аккуратные оценки расстояния, мы отобрали объекты с подходящим ракурсом: Л =[0—45°] и Л =[135—180° ], где Л — угол между лучом зрения и линией, соединяющей галактику с центром скопления. Хаббловская диаграмма для них относительно центра скопления представлена на рис. 13. Верхняя и нижняя панели рисунка соответствуют модели малого и большого аттрактора. Галактики, расположенные впереди и позади скопления, показаны сплошными и пустыми кружками соответственно. Кроме них квадратами мы нанесли на диаграммы центры тех групп, средние расстояния которых определены с хорошей точностью, а углы Л лежат в указанном выше интервале. Центральная зона Dvc < 3.5 Мпк, исключенная из анализа пекулярных скоростей, затемнена. Линии прямой и обратной регрессии для
SGX, Мрс
Рис. 12. Поле пекулярных скоростей на передней стороне скопления Virgo.
теризующих картину падения на Virgo, остаются пока галактики с высокоточными расстояниями на передней стороне скопления. Распределение галактик в этой области в декартовых сверхгалактических координатах в проекции на плоскость Местного Сверхскопления представлено на рис. 12. Дуга окружности обозначает радиус сферы нулевой скорости R0 с центром скопления
Рис. 13. Хаббловская диаграмма «скорость—расстояние» относительно центра скопления Virgo. Верхняя и нижняя панели соответствуют модели малого и большого аттрактора. Центральная зона, исключенная из анализа пекулярных скоростей, отмечена серым. Отдельные галактики показаны кружками, группы галактик — квадратами. Сплошные и пустые символы соответствуют галактикам впереди и позади скопления Virgo.
возмущенного хаббловского потока пересекают уровень нулевой скорости при 6.52 и 7.00 Мпк (малый аттрактор) и 6.97 и 7.49 Мпк (большой аттрактор).
В качестве средней оценки радиуса сферы нулевой скорости мы принимаем R0 = (7.0 ± 0.3) Мпк, чему соответствует полная масса скопления MT = (7.4 ± 0.9) х 1014Mq. Эта оценка находится в хорошем соответствии с оценками вириаль-ной массы Virgo: (7.5 ± 1.5 х 1014Mq [39] и 7.0 х 1014Mq [42], приведенным к значению параметра H0 = 73 км с-1 Мпк-1. Замечательное согласие оценок массы скопления Virgo, сделанных по внутренним (вириальным) и внешним движениям галактик, свидетельствует о том, что на периферии скопления между Rv ~ 2 Мпк и R0 ~
~ 7 Мпк не содержится значительного количества темной материи.
6. ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ
Мы рассмотрели область неба размером 100° х 20°, расположенную вдоль экватора Местного сверхскопления симметрично по отношению к M 87 как центру скопления Virgo. На этой площади, занимающей 5% всего неба, находится 2158 галактик с лучевыми скоростями Vlg < 2000 км с-1, что составляет около 40% их общего числа на небе с такими скоростями. Для 567 галактик мы определили расстояния D по соотношению Талли— Фишера. Вместе с другими оценками расстояния из литературы, суммарная доля галактик полосы с пекулярными скоростями Vpec = VLG — 73D достигла 52%. В рассматриваемой полосе хорошо
представлено как вириальное ядро Virgo и зона падения вокруг него, так и обширные области общего поля.
Распределение галактик ранних типов (E, S0) показывает известную сильную концентрацию к ядру скопления. Галактики поздних типов (S, I, BCD) больше представлены за пределами вири-ального радиуса Virgo. Богатые газом карликовые галактики фактически не проявляют заметной концентрации к скоплению.
Среди 50 групп галактик в нашей полосе 6 групп имеют средние пекулярные скорости 500—1000 км с-1, сравнимые с дисперсией ви-риальных скоростей у галактик Virgo. Облако из 20—30 галактик вокруг NGC4278 (Comal) находится на расстоянии около 16 Мпк от нас и около 5 Мпк от центра Virgo, имея скорость движения к наблюдателю 840 км с-1. Природа такой аномалии скоростей неясна и заслуживает самого пристального изучения.
Галактики, близкие к скоплению Virgo, участвуют в падении на него с характерной амплитудой около 500 км с-1. Используя галактики с высокоточными расстояниями, мы оценили радиус сферы нулевой скорости Virgo как R0 = (7.0 ± 0.3) Мпк. Эта величина соответствует полной массе скопления MT = (7.4 ± 0.9) х 1014MQ в хорошем согласии с вириальной оценкой массы. Такое согласие означает, что периферийные области скопления Virgo вплоть до расстояния около 4Ry не содержат значительного количества темной материи. Аналогичный результат мы получили для Местной группы и других соседних групп [25].
Готовя эту статью, мы ознакомились с работой Шайя и др. [49] по динамике Местного сверхскопления, в которой авторы приводят оценки радиуса R0 и полной массы скопления Virgo, совпадающие с нашими оценками в пределах статистических ошибок.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают признательность Российскому научному фонду (грант РНФ 14-12-00965-П). В данной работе были использованы базы данных HyperLeda (http://leda.univ-lyon1.fr) и NED (http://ned.ipac.caltech.edu). Авторы благодарят Д. И. Макарова за ценные замечания.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. A. Klypin, Y. Hoffman, A. V. Kravtsov, and S. Gottlober, Astrophys. J. 596, 19 (2003).
2. W. E. Schaap, Ph.D. Thesis (University of Groningen, 2007).
3. L. Ceccarelli, A. N. Ruiz, M. Lares, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 461,4013(2016).
4. A. Kogut, C. Lineweaver, G. F. Smoot, et al., Astrophys. J. 419, 1 (1993).
5. R. B. Tully, E. J. Shaya, I. D. Karachentsev, et al., Astrophys. J. 676, 184-205(2008).
6. R. B. Tully, H. M. Courtois, and J. G. Sorce, Astron. J. 152,50(2016).
7. R. Scaramella, Astrophys. Lett. Commun. 32, 137 (1995).
8. R. C. Kraan-Korteweg, Astron. and Astrophys. Suppl. 66,255(1986).
9. K. L. Masters, Ph.D. Thesis (Cornell University, New York, USA, 2005).
10. B. S. Koribalski, L. Staveley-Smith, V. A. Kilborn, et al., Astron. J. 128,16(2004).
11. M. P. Haynes, R. Giovanelli, A. M. Martin, et al., Astron. J. 142,170 (2011).
12. K. Kovac, T. A. Oosterloo, and J. M. van der Hulst, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 400, 743 (2009).
13. R. B. Tully and J. R. Fisher, Astron. and Astrophys. 54,661 (1977).
14. S. Mei, J. P. Blakeslee, P. Co te, et al., Astrophys. J. 655, 144(2007).
15. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and H. M. Courtois, Astrophys. J. 743, 123 (2011).
16. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and
H. M. Courtois, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 429,2264(2013).
17. I. D. Karachentsev and O. G. Nasonova, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 429, 2677 (2013).
18. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and V. E. Karachentseva, Astrophysical Bulletin 70, 1 (2015).
19. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, and O. G. Nasonova, Astrophysics 57, 457 (2014).
20. I. D. Karachentsev, O. G. Kashibadze, and V. E. Karachentseva, Astrophysical Bulletin 72, 111 (2017).
21. I. D. Karachentsev and O. G. Nasonova, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 405, 1075(2010).
22. O. G. Nasonova, J. A. de Freitas Pacheco, and
I. D. Karachentsev, Astron. and Astrophys. 532, A104 (2011).
23. O. G. Nasonova and I. D. Karachentsev, Astrophysics 54, 1 (2011).
24. D. Makarov, P. Prugniel, N. Terekhova, et al., Astron. and Astrophys. 570, A13 (2014).
25. O. G. Kashibadze and I. D. Karachentsev, Astron. and Astrophys. 609, A11 (2018).
26. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy, M. A. AgUeros, et al., Astrophys. J. Suppl. 182, 543-558 (2009).
27. K. C. Chambers, E. A. Magnier, N. Metcalfe, et al., arXiv:1612.05560 (2016).
28. R. B. Tully and M. J. Pierce, Astrophys. J. 533, 744 (2000).
29. I. D. Karachentsev, E. I. Kaisina, and O. G. Kashibadze, Astron. J. 153, 6 (2017).
30. M. G. Lee, W. L. Freedman, and B. F. Madore, Astrophys. J. 417,553(1993).
31. J. L. Tonry, A. Dressler, J. P. Blakeslee, et al., Astrophys. J. 546,681 (2001).
32. L. Ferrarese, P. Cote, J.-C. Cuillandre, et al., Astrophys. J. Suppl. 200, 4 (2012).
33. M. P. Haynes, R. Giovanelli, and G. L. Chincarini, Annual Rev. Astron. Astrophys. 22, 445 (1984).
34. P. A. R. Ade et al. (Planck Collab), Astron. and Astrophys. 596, A101 (2016).
35. D. Makarov and I. Karachentsev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 412,2498(2011).
36. G. L. Hoffman, D. W. Olson, and E. E. Salpeter, Astrophys. J. 242,861 (1980).
37. J. L. Tonry and M. Davis, Astrophys. J. 246, 680 (1981).
38. G. L. Hoffman and E. E. Salpeter, Astrophys. J. 263, 485 (1982).
39. R. B. Tully and E. J. Shaya, Astrophys. J. 281, 31 (1984).
40. P. Teerikorpi, L. Bottinelli, L. Gouguenheim, and G. Paturel, Astron. and Astrophys. 260, 17 (1992).
41. T. Ekholm, P. Lanoix, P. Teerikorpi, et al., Astron. and Astrophys. 351,827(1999).
42. J. L. Tonry, J. P. Blakeslee, E. A. Ajhar, and A. Dressler, Astrophys. J. 530, 625 (2000).
43. I. D. Karachentsev, R. B. Tully, P.-F. Wu, et al., Astrophys. J. 782,4(2014).
44. G. de Vaucouleurs, Astrophys. J. 131,585(1960).
45. E. Giraud, Astrophys. J. Lett.524, L15(1999).
46. B. Binggeli, C. C. Popescu, and G. A. Tammann, Astron. and Astrophys. Suppl. 98, 275 (1993).
47. E. Kourkchi and R. B. Tully, Astrophys. J. 843, 16 (2017).
48. S. Kim, S.-C. Rey, H. Jerjen, et al., Astrophys. J. Suppl. 215,22(2014).
49. E. J. Shaya, R. B. Tully, Y. Hoffman, and D. Pomare de, Astrophys. J. 850, 207 (2017).
Surveying the Local Supercluster Plane O. G. Kashibadze, I. D. Karachentsev, and V. E. Karachentseva
We investigate the distribution and velocity field of galaxies situated in a band of 100 by 20 degrees centered on M87 and oriented along the Local supercluster plane. Our sample amounts 2158 galaxies with radial velocities less than 2000 kms-1. Of them, 1119 galaxies (52%) have distance and peculiar velocity estimates. About 3/4 of early-type galaxies are concentrated within the Virgo cluster core, most of the late-type galaxies in the band locate outside the virial radius. Distribution of gas-rich dwarfs with MH i > M* looks to be insensitive to the Virgo cluster presence. Among 50 galaxy groups in the equatorial supercluster band 6 groups have peculiar velocities about 500—1000 km s~1 comparable with virial motions in rich clusters. The most cryptic case is a flock of nearly 30 galaxies around NGC 4278 (Coma I cloud), moving to us with the mean peculiar velocity of —840 km s~1. This cloud (or filament?) resides at a distance of 16.1 Mpc from us and approximately 5 Mpc away from the Virgo center. Galaxies around Virgo cluster exhibit Virgocentric infall with an amplitude of about 500 kms-1. Assuming the spherically symmetric radial infall, we estimate the radius of the zero-velocity surface to be R0 = (7.0 ± 0.3) Mpc that yields the total mass of Virgo cluster to be (7.4 ± 0.9) x 1014M0 in tight agreement with its virial mass estimates. We conclude that the Virgo outskirts does not contain significant amounts of dark mater beyond its virial core.
Keywords: galaxies: kinematics and dynamics—galaxies: distances and redshifts— galaxies: groups
