CC BY
23
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2017, том 72, № 4, с. 399-412
УДК 524.77
ПЕКУЛЯРНЫЕ ДВИЖЕНИЯ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК В ОБЛАСТЯХ СВЕРХСКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК CORONA BOREALIS, BOOTES, Z 5029/A 1424, A 1190, A 1750/A1809
©2017 Ф. Г. Копылова*, А. И. Копылов
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 11 мая 2017 года; принята в печать 9 августа 2017 года
Мы представляем результаты исследования пекулярных движений 57 скоплений и групп галактик в областях сверхскоплений галактик Corona Borealis (CrB), Bootes (Boo), SC124, SC138, SCl61 и скоплений галактик, расположенных вне массивных структур (0.05 < z < 0.10). По данным каталога SDSS (Data Release 8) составлена выборка галактик ранних типов в исследуемых системах, построены их фундаментальные плоскости, определены относительные расстояния и пекулярные скорости. В пределах сверхскоплений галактик наблюдаются значительные пекулярные движения вдоль луча зрения со среднеквадратичными отклонениями (СКО) 652 ± 50 км с-1 — в CrB, 757 ± 70 км с-1 — в Boo. У самого массивного скопления A 2065 в сверхскоплении CrB пекулярная скорость не обнаружена. Пекулярные движения остальных скоплений галактик могут быть вызваны их гравитационной связанностью как с A 2065, так и со сверхскоплением A 2142. Найдено, что в области сверхскопления Bootes есть два сверхскопления, проецирующиеся друг на друга, с разницей лучевых скоростей примерно 3000 км с-1. В сверхскоплении Z 5029/A 1424, около богатого скопления Z 5029, наблюдаются самые большие пекулярные движения со СКО 1366 ± 170 км с-1. СКО пекулярных скоростей 20 скоплений, не входящих в крупные структуры, равно 0 ± 20 км с-1. Вся выборка исследуемых скоплений галактик имеет среднюю пекулярную скорость относительно трехградусного микроволнового фона 83 ± 130 км с-1.
Ключевые слова: галактики: скопления: индивидуальные: Corona Borealis, Bootes, Z 5029/A ¡424, A 1190, A 1750/A 1809, A 2142 — крупномасштабная структура Вселенной
1. ВВЕДЕНИЕ
В крупномасштабной структуре Вселенной самые большие системы галактик — сверхскопления — связаны между собой филаментами из галактик и располагаются по границам разреженных (пустых) областей. Такие большие системы (или их отдельные части) могут быть гравитационно связанными, если в их пределах достаточен контраст средней плотности галактик (см., например, [1]). Если в сверхскоплениях скопления галактик расположены достаточно компактно в проекции на небесную сферу, можно ожидать наличия в них больших пекулярных скоростей, которые можно измерить, определив расстояния до скоплений галактик. Такими компактными сверхскоплениями в пределах 0.05 < z < 0.1 являются сверхскопления Corona Borealis (CrB), Ursa Major (UMa) и Bootes (Boo). Наиболее изученными являются сверхскопления CrB и UMa, а наименее изученным — сверхскопление Boo.
E-mail: [email protected]
В результате детального исследования семи скоплений галактик А 2061, А 2065, А 2067, А 2079, А 2089, А 2092, А 2124 в СгВ [2] получено, что при дисперсии лучевых скоростей 1300 км е-1 и размере 18.6 Мпк масса сверхскопления составляет 1.2 х 1016 М©. Этой массы достаточно для того, чтобы система была гравитационно связанной, и пекулярные скорости не превышали 2200 км е-1. Смолл и др. [3], существенно увеличив количество галактик с измеренными красными смещениями, на основе моделирования сверхскопления с такими же параметрами, как у СгВ, определили массу сверхскопления равной 4.3 х 1016 М© и подтвердили идею, высказанную Постманом и др. в статье [2] о гравитационной связанности сверхскопления. Они также предположили, что сверхскопление находится в динамической фазе начального гравитационного сжатия. Справедливость последнего предположения мы попытались продемонстрировать в работе [4], проведя измерения с использованием соотношения Корменди [5]
расстояний скоплений галактик, входящих в сверхскопление. Недавние исследования пекулярных движений скоплений галактик в сверхскоплении с помощью фундаментальной плоскости (ФП) и соотношения Корменди (данные SDSS, DR7) выявили в CrB большие пекулярные скорости, указывающие на гравитационную связанность скоплений галактик [6]. В работе [7] оценена масса сверхскопления по вириальной теореме, методом каустик и с помощью модельных расчетов (модель сферического коллапса) и получено, что центральная область сверхскопления (A 2056, A 2061, A 2065, A 2067, A 2089) с массой около 1.43 х 1016 Mq гравитационно связана, достигла радиуса поворота («turnaround») и находится в состоянии коллапса.
Изучение распределения гравитационного потенциала по данным SDSS (DR10) в области CrB выявило две глубокие потенциальные ямы, которые соответствуют системам скоплений галактик на z ~ 0.074 и на z ~ 0.09: одна система находится вблизи сверхскопления CrB, в другой системе имеется очень богатое скопление A 2142 [8]. Определенная по теореме вириала масса системы с A 2142 превышает массу системы с CrB в 1.4 раза. Найдено, что эти системы скоплений галактик связаны филаментом из галактик и, возможно, гравитационно связаны. По данным SDSS (DR8, DR10) в области скопления A 2142 найдено сверхскопление, состоящее из 14 систем галактик (с десятью и больше членами), которое имеет оцененную массу Mest = 6.2 х 1015 Mq [9]. Обнаруженное сверхскопление, видимо, является частью еще большей системы на z ~ 0.09.
Подобный метод исследования, примененный к другому массивному сверхскоплению — Shapley, позволил обнаружить, что центральное ядро Shapley, состоящее из пяти скоплений галактик, также находится в стадии начального гравитационного коллапса [10].
Модельные расчеты пекулярных движений скоплений галактик (с учетом ошибок) для модели CDM с Q = 0.3 показали, что распределение одномерных пекулярных скоростей скоплений имеет пик на 400 rnc"1 и протягивается до 1500 rnc"1. Их среднеквадратичное отклонение (СКО) {VD)1/2 = 544 mc"1, а в наблюдениях
получено 725 ± 50 rnc"1 [11]. В работе также отмечено, что, несмотря на регистрируемые пекулярные скорости свыше 2000 rnc"1, наблюдательные данные согласуются с модельными предсказаниями на уровне примерно 1—3а.
Соотношение Талли—Фишера между параметрами спиральных галактик позволило в работе [12] найти СКО пекулярных скоростей вдоль луча зрения 31 скопления галактик, равное 368 ± 40 км c"1
(для «^»-выборки членов скоплений галактик), что близко к модельным вычислениям.
Воспользовавшись результатами изучения структуры, динамики и пекулярных скоростей скоплений галактик (z = 0.22, SDSS DR10 [13]), составляющих сверхскопление SC 0028-0005, мы получили оценку СКО одномерных пекулярных скоростей с квадратичным учетом ошибок, равную примерно 540 i 50 км c-1 (поскольку в указанной работе это не сделано). Пекулярные скорости там определены с помощью ФП галактик ранних типов.
Определение пространственной структуры и пекулярных движений в области сверхскопления Ursa Major (SDSS DR4) показало, что в картинной плоскости сверхскопление имеет размеры 40 x 15 Мпк и выглядит компактным [14]. Оно состоит из трех волокнистых структур, которые не пересекаются и не воздействуют друг на друга, и поэтому в сверхскоплении не наблюдаются значительные пекулярные движения: СКО наблюдаемых пекулярных скоростей {V2)1/2 = 290 i 120 rnc-1 с учетом ошибок измерений [14]. Пекулярные движения определены также с помощью ФП галактик ранних типов.
Нами исследованы пекулярные движения 26 групп и скоплений галактик в областях сверхскоплений галактик Hercules и Leo (0.027 < z < 0.045) по данным SDSS (DR8) с помощью ФП галактик ранних типов. Найдено, что, хотя для исследуемых сверхскоплений галактик выполняется закон Хаббла, в их пределах наблюдаются значительные пекулярные скорости скоплений галактик вдоль луча зрения с СКО 736 i 50 rnc-1 (Hercules) и 625 i 70 rnc-1 (Leo) [15]. Эти результаты получены с помощью прямой («forward») ФП, без учета смещения Малмквиста.
Целью данной работы является изучение пекулярных движений групп и скоплений галактик, расположенных в областях массивных сверхскоплений галактик Corona Borealis и A 2142, Bootes, в областях более мелких сверхскоплений галактик, таких как SCl 24, SCl 38, SCl 61 [16], пар скоплений галактик. Кроме того, в нашей выборке имеется 20 скоплений галактик, практически не принадлежащих таким крупным сверхскоплениям галактик на красных смещениях O.05 < z < 0.10. Эти скопления могут образовывать пары или мелкие сверхскопления, но, по крайней мере, не имеют крупных спутников в пределах cz ±3000 км с-1 и на расстоянии около 4 Мпк в картинной плоскости. При этом скопления A 1035A и A 1035B не являются гравитационно связанными системами [17]. В скоплениях A 1691, A 1024 и Anon1 имеются небольшие падающие на них группы галактик. Работа выполнена нами с привлечением данных
каталогов SDSS (Sloan Digital Sky Survey, DR7, DR8), NED.
Статья организована следующим образом. Во втором разделе описан отбор галактик ранних типов, построены ФП и определены относительные расстояния групп и скоплений галактик. В разделе 3 вычислены пекулярные скорости, определены их СКО в сверхскоплениях. В Заключении перечислены полученные результаты. В работе мы использовали следующие космологические параметры: Qm = 0.3, Ол = 0.7, H0 = 70 км с"1 Мпк"1.
2. ПОСТРОЕНИЕ ФУНДАМЕНТАЛЬНОЙ ПЛОСКОСТИ ГАЛАКТИК РАННИХ ТИПОВ
2.1. Описание выборки
Наша выборка составлена из 57 скоплений галактик, имеющих красные смещения z > 0.05. Часть скоплений галактик расположена в областях богатых сверхскоплений CrB, Bootes, несколько систем галактик — в областях менее богатых сверхскоплений Z5029/A1424 (SC124), A1190 (SC138), A 1750/A 1809 (SC161) (сверхскопления названы по самому богатому скоплению в них, в скобках указаны их номера из [18]). Нами включены в выборку две пары систем галактик A 2244+A 2245 и A2029+A2033, оставшиеся 20 скоплений галактик не входят в крупные структуры, а представляют собой поле из систем галактик. Оценки динамических характеристик систем галактик основаны на измерении одномерной дисперсии лучевых скоростей, по которой вычисляется вириальная масса в пределах эмпирического радиуса R200 в предположении M(r) гс r. Радиус R200 близок (но меньше) к вириальному, и в его пределах плотность системы превышает критическую плотность Вселенной в 200 раз. R200 можно оценить по формуле R2oo = V3a/lOH(z) Мпк [19].
В предположении M200 ~ Mv-ir масса в пределах R200 равна M200 = 3G"1 R200а2,00. Сначала мы оценили среднюю лучевую скорость скопления cz и ее дисперсию а, потом по дисперсии — радиус R200. Галактики со скоростями больше 2.7а считались фоновыми. Для остальных галактик опять определяли cz, а, R200. Итеративным способом мы нашли все характеристики скоплений галактик в пределах данного радиуса. Как правило, в качестве центра скопления галактик нами бралась ярчайшая галактика, вблизи которой расположен центр рентгеновского излучения. Скопления галактик, не относящиеся к крупным сверхскоплениям, подобным CrB и Boo, имеют а > 500 км с"1, а в CrB и Boo взяты все принадлежащие им скопления галактик, с меньшей дисперсией также. В таблице 1 представлены измеренные динамические параметры скоплений галактик для радиуса R200:
имя скопления, координаты центра, красное смещение в системе CMB (поправка взята из базы данных NED), радиус R200 в Мегапарсеках, количество галактик с измеренными лучевыми скоростями (rpet < 17m77), дисперсия лучевых скоростей с космологической поправкой (1 + z)-1 и с ошибкой, масса M200 с ошибкой, соответствующей ошибке определения а. Для скоплений галактик, помеченных звездочкой, в качестве центра взят центроид, поскольку в центральной области у них расположено несколько ярких галактик.
2.2. Комментарии к выборке
Сверхскопление Corona Borealis. Первое исследование динамики скоплений галактик в области сверхскопления CrB опиралось на шесть систем: A 2061, A 2067, A 2065, A 2079, A 2089, A 2092 [2]. Для более детального исследования этой области в обзоре Norris Survey [3, 20, 21] Смолл и его коллеги включили в сверхскопление еще две системы: A 2056 и CL 1529+29. В каталоге сверхскоплений галактик [18] к скоплениям галактик [2] добавлены A 2019 и A 2124. В работе [4] для определения динамического состояния сверхскопления CrB были использованы восемь скоплений галактик из каталога [2] и соотношение Корменди для галактик ранних типов. Для определения динамического состояния сверхскопления с помощью ФП галактик ранних типов по данным каталога SDSS (DR7) в работе [6] рассматривались шесть систем галактик, как в исследовании [2], а затем, в работе [7] — восемь, как в статье [3].
Для того чтобы получить новые измерения пекулярных скоростей, мы сначала определили динамические характеристики самих скоплений галактик по данным SDSS (DR7), поскольку, например, в области A 2067 мы, в отличие от многих других авторов, не находим такую богатую систему галактик. Чтобы детальнее охарактеризовать структуру и кинематику скопления A 2067, а также его ближайших окрестностей, на рис. 1 в качестве примера представлены:
а) отклонение лучевых скоростей галактик—членов скопления и галактик, отнесенных к фону, от средней лучевой скорости скопления в зависимости от квадрата радиуса (расстояния от центра скопления);
б) интегральное распределение числа галактик в зависимости от квадрата радиуса;
в) расположение галактик в картинной плоскости в экваториальных координатах;
г) гистограмма распределения лучевых скоростей всех галактик в пределах радиуса R200.
КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ Таблица 1. Положение систем галактик на небе и их динамические свойства
Cluster a (J2000), hh mmss.s <5( J2000), ddmmss ^spec R200, Мрс Nz <7, kms-1 М2оо, 1014 М0
SCICrB
А2019 15 03 28.9 +2709 16 0.0817 0.82 14 345 + 92 0.68 + 0.50
А 2056 15 19 02.8 +28 20 32 0.0754 0.57 5 237 + 106 0.22 + 0.30
А 2061 15 21 20.6 +30 40 15 0.0782 1.70 121 712 + 65 6.03 + 1.65
А 2065 15 22 29.2 +27 42 27 0.0726 2.64 210 1104 + 76 22.53 + 4.29
А 2067 15 23 02.0 +30 52 39 0.0733 0.68 14 286 + 76 0.39 + 0.31
А 2079 1523 45.1 +28 55 43 0.0661 1.48 85 618 + 67 3.96 + 1.29
А 2089 15 32 49.8 +28 02 22 0.0739 1.27 51 531+74 2.50 + 1.05
А 2092 15 33 15.4 +31 08 42 0.0669 1.17 37 486 + 80 1.93 + 0.88
А2124 15 44 59.0 +36 06 34 0.0660 1.77 85 736 ± 80 6.70 + 2.18
CL 1529+29* 15 30 28.4 +28 57 03 0.0845 0.98 19 411+94 1.16 + 0.80
А2142 15 58 20.0 +27 14 00 0.0904 2.28 190 963 ± 70 14.82 + 3.23
SCI Bootes
А1775А 13 42 42.0 +26 14 23 0.0656 0.78 18 324 ± 76 0.57 + 0.40
А 1781* 13 44 45.5 +29 44 44 0.0630 0.87 25 362 + 72 0.80 + 0.48
А 1795 13 48 52.5 +26 35 34 0.0632 1.86 125 775 ± 70 7.83 + 2.12
А 1825 13 58 03.3 +20 37 08 0.0641 1.52 40 633 + 100 4.26 + 2.02
А 1828 13 58 14.7 +18 20 46 0.0634 0.80 13 335 + 93 0.63 + 0.52
А 1831А 13 59 10.7 +27 56 26 0.0637 1.15 34 480 + 82 1.86 + 0.95
А 1775В 1341 49.1 +26 22 24 0.0759 1.39 62 581+74 3.28 + 1.25
А 1800 13 49 23.6 +28 06 26 0.0761 1.68 67 705 ± 86 5.86 + 2.14
А 1831В 1359 15.1 +27 58 34 0.0762 2.27 89 952 + 101 14.43 + 4.59
А 1898* 14 20 38.9 +25 15 28 0.0792 1.04 21 434 + 95 1.36 + 0.89
CL 1350+29 13 50 15.5 +29 13 17 0.0772 0.86 23 359 + 75 0.77 + 0.48
SCI Z 5029/А 1424
А 1424 11 57 29.0 +05 0 5 21 0.0771 1.51 63 632 + 80 4.22 + 1.60
А 1516 12 18 52.4 +05 14 44 0.0773 1.58 61 660 ± 84 4.80 + 1.83
Z4905 12 10 16.8 +0523 10 0.0780 1.36 42 568 + 88 3.06 + 1.42
Z 5029 12 1741.1 +03 39 21 0.0785 2.18 126 912 + 81 12.67 + 3.38
SC1A1190
А 1173 11 09 15.3 +41 33 41 0.0770 1.23 35 516 + 87 2.30 + 1.16
А 1190 11 11 43.6 +40 49 15 0.0762 1.60 79 670 ± 75 5.03 + 1.69
А 1203 11 13 48.2 +40 17 09 0.0761 0.99 42 416 + 64 1.20 + 0.55
SCI А 1750/А 1809
А 1750 13 30 50.6 -015143 0.0869 1.78 93 747 ± 77 6.93 + 2.14
А 1773 13 42 09.6 +02 13 38 0.0784 1.98 83 832 + 91 9.62 + 3.16
А 1780 13 44 40.6 +02 51 43 0.0788 1.13 37 474 ± 78 1.78 + 0.88
А 1809 13 53 06.4 +05 08 59 0.0802 1.74 84 729 ± 80 6.46 + 2.13
0.0 2.0 4.0 20000 22000 24000
г®, Мрс8 cz, km s_1
Рис. 1. Распределение галактик в скоплении А2067 (треь < 17™77). На левой верхней панели показано отклонение лучевых скоростей галактик от средней лучевой скорости скопления, определенной по галактикам в пределах радиуса К200. Горизонтальные штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.7а, вертикальной штриховой линией отмечен радиус К200, пунктирной линией — радиус Эйбелла КА (2.14 Мпк). Кружками большего размера отмечены галактики ярче Мк < -24.5, плюсами — галактики заднего фона (из скопления А2061), крестиками — галактики переднего фона. На левой нижней панели дано интегральное распределение полного числа галактик в зависимости от квадрата расстояния от центра скопления. Кружки соответствуют галактикам, обозначенным кружками на левом верхнем рисунке, звездочки — галактикам фона. Штриховая и пунктирная линии обозначают то же, что и на панели вверху. На правой верхней панели показано распределение на небе в экваториальной системе координат галактик, которые представлены на верхнем левом рисунке. Кругами выделены области с радиусом К200, КА. Обозначения те же. Область исследования ограничена 25 .'5. Большим крестом отмечен центр скопления А 2067, ниже звездочкой помечен центр рентгеновского излучения согласно работе [22]. В правом углу сплошной линией показана область с радиусом К200 скопления А 2061, крестом указан его центр. На правой нижней панели представлено распределение по лучевым скоростям всех галактик в пределах радиуса К200. Сплошной линией для членов скопления показана гауссиана, соответствующая а скопления. Сплошная вертикальная линия указывает среднюю лучевую скорость скопления, штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.7а.
На правой верхней панели рис. 1 большие кресты соответствуют центрам скоплений A 2061 (в нижнем углу) и A 2067 (в центре), а найденные нами радиусы R200 показаны сплошной и штриховой линиями соответственно. Можно заметить, что A 2067 является небольшой группой в филамен-те, протянувшемся от богатого скопления A 2061. Поскольку у системы зарегистрировано рентгеновское излучение, она не является случайной проекцией галактик, а стала обособляться из фила-мента в отдельную группу (верхняя левая панель рис. 1). Система галактик A 2056 также является небольшой группой, но без зарегистрированного рентгеновского излучения. Система галактик CL 1529+29 является двойной не вириализованной системой с двумя ярчайшими галактиками примерно одинаковой яркости. В качестве центра этой системы взят центроид галактик.
Сверхскопление Bootes. В каталоге сверхскоплений галактик [18] сверхскопление Bootes
определено как состоящее из 12 членов. Данные SDSS показывают, что два скопления из каталога Эйбелла: A 1861 и A 1927 — более далекие системы, а два — A 1827 и A 1873 — очень бедные группы, которые мы в своем исследовании не стали рассматривать. Кроме того, мы определили, что скопления A 1775 и A 1831 являются бимодальными скоплениями галактик [23, 24], где основные скопления, обозначенные нами как A 1775B и A 1831B (поскольку они более далекие), имеют зарегистрированное рентгеновское излучение. Область сверхскопления Bootes представляет собой слоистую структуру: в ближнем слое с z ~ 0.064 нами найдено шесть систем галактик, среди которых самым богатым скоплением является A 1795, в дальнем слое с z ~ 0.077 — пять систем галактик с самым богатым скоплением A 1831B. Скопления A 1825 и A 1828 в ближней системе расположены несколько в стороне от основной выборки, а скопление A 1898 — в стороне от дальней выборки.
404
копылова, копылов
Сверхскопление Z 5029/A 1424 — часть сверхскопления SCl24. В каталоге сверхскоплений галактик [16] к этой системе отнесены два эй-белловских скопления A 1424 и A 1516, но самой массивной системой в этой области является скопление Z 5029 (на рис. 10 в статье [16] это скопление ошибочно обозначено как A1516). Скопление A 1516 располагается в картинной плоскости выше Z 5029, а рядом с ним находится скопление Z 4905. Согласно полученным динамическим параметрам этих скоплений галактик (таблица 1), у них близкие лучевые скорости.
Сверхскопление A 1190 — часть сверхскопления SCl38. В каталоге сверхскоплений галактик [16] и в более ранних каталогах в этой области найдено пять скоплений галактик: A 1155, A 1173, A 1187, A 1190, A 1203. Мы определили параметры этих систем и нашли, что скопления A 1155 и A 1187 соответствуют бедным группам галактик с дисперсией лучевых скоростей меньше 200 mc"1, поэтому здесь мы их не рассматриваем. Реально в этом сверхскоплении расположены три богатых скопления галактик, из которых A 1190 является самой массивной системой.
Сверхскопление A 1750/A 1809 — часть сверхскопления SCl 61. Мы определили пекулярные движения только для самых массивных систем галактик в этом сверхскоплении [16]. Все три сверхскопления имеют близкие красные смещения и характеризуются тем, что в распределении лучевых скоростей составляющих их скоплений присутствуют несколько пиков, то есть они являются формирующимися системами.
Кроме крупных сверхскоплений галактик нами рассмотрены также пары скоплений галактик A 2029 и A 2033, A 2244 и A 2245.
2.3. Отбор галактик ранних типов
В настоящей работе для определения относительных расстояний скоплений галактик мы использовали параметры галактик, представленные в каталоге SDSS Data Release 8 [25]. По данным этого выпуска, в котором учтены ошибки обработки изображений галактик большого размера, допущенные в предыдущих выпусках, была построена ФП 93 000 галактик ранних типов с z< 0.2 во всех фильтрах [26]. Мы воспользовались формой полученной ФП, уточнив при этом нуль-пункт для нашей выборки. При отборе галактик ранних типов в исследуемых группах и скоплениях мы использовали следующие критерии, немного отличающиеся от критериев работы [26]:
1) центральная дисперсия скоростей звезд — 100 <а < 420 км с"1;
2) параметр, характеризующий вклад профиля Вокулера в профиль поверхностной яркости — fracDeVr > 0.8;
3) индекс концентрации, равный отношению радиусов, содержащих 90% и 50% потоков Петро-сяна — т9о/т5о > 2.6;
4) ограничение по цвету — A(u — r) > -0.2, чтобы исключить галактики поздних типов, где A(u — r) = (u — r)+ 0.108 Mr — 0.3 [27];
5) соотношение осей галактик — deVAB > 0.3;
6) отношение S/N в спектрах галактик — snMedian > 10;
7) предельная величина, которая для нашей выборки соответствует спектроскопическому пределу SDSS, равному неисправленной за поглощение величине, rPet = 17m77 [28].
Количество используемых галактик играет ключевую роль в определении относительных расстояний скоплений галактик, поскольку стандартная ошибка среднего расстояния равна стандартному отклонению, деленному на s/{N). Однако при этом важно, чтобы галактики были отобраны однородным способом. Наши критерии близки к критериям, примененным в [7]. Основными у нас являются критерии (1) и (2). Из-за галактик с а < 100 км с-1 разброс в определяемых расстояниях возрастает [29]. Точность измерения таких а ниже, чем точность измерения больших скоростей. Критерий (4) позволяет исключить галактики поздних типов, оставшиеся после применения критерия (2). Остальные критерии обеспечивают более жесткий отбор галактик ранних типов. Кроме того, при одной и той же дисперсии лучевых скоростей а у галактик могут быть небольшие популяционные различия (металличность, возраст) [29]. Такие галактики мы исключили по их остаточным отклонениям от ФП (рис. 3, пункт 2.4).
Нами взяты параметры галактик, которые получены путем подгонки профиля Вокулера к наблюдаемому профилю галактик. Все поправки: апер-турные поправки (а0 = o-sdss (/fiber/(jcor/8))0'04, где rCoY = ?^dev \Др/a) — модельный радиус галактики из SDSS с учетом ее эллиптичности), поправки за поглощение в Галактике (по данным SDSS), K-поправка [30] — сделаны в соответствии с работой [26]. Лучевые скорости скоплений галактик приведены к системе трехградусного реликтового фона: поправки взяты из базы данных NED. В поправке за космологическое потускнение средней
1.2 1.0 0.8
а 0.6
0? 0.4 со о
0.2 0.0 -0.2 -0.4
-0.4 -0.2 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.0341og(T+0.30 l<)i>e-7.775
Рис. 2. Проекция ФП галактик ранних типов вдоль длинной оси, эффективного радиуса, для скоплений галактик. Линия соответствует общему нуль-пункту выборки y = -7.775.
поверхностной яркости («dimming»)
Ve = mdev + 2.5 lg (2n rjev)
- K (z) - 5 lg (1 + zph) - 5 lg (1 + zsp)
учтено, что zsp — измеренное красное смещение, в которое входит и пекулярная скорость объекта, а zph — красное смещение, соответствующее истинному космологическому расстоянию [31]. В оценке поверхностной яркости учтена только первая часть поправки, ее вторая часть учтена в нуль-пункте при определении зависимости Хаббла (Подраздел 2.4).
2.4. Фундаментальная плоскость
На рис. 2 приведена полученная ФП в фильтре r (SDSS) для 1732 галактик ранних типов, отобранных по приведенным выше критериям. Линия соответствует прямой («forward») регрессии [26] относительно lg Re и имеет вид:
lg Re [kpc] = 1.034 lg a + 0.301 (v)e + Y, (1)
где Re — эффективный радиус галактики в килопарсеках, (ve) — средняя поверхностная яркость в пределах этого радиуса и a — центральная дисперсия лучевых скоростей звезд. Мы уточнили величину нуль-пункта y для нашей выборки и получили y = -7.775. Среднеквадратичное отклонение нуль-пункта ФП равно 0.068 ± 0.003, что эквивалентно примерно 16% ошибке определения расстояния для одной галактики. Формальная ошибка определения расстояния скопления зависит от числа используемых галактик и меняется от 2% до 12%. Ошибки измерения параметров
галактик, входящих в ФП, дают вклад в среднеквадратичное отклонение на ФП 0.045 (данные SDSS [6]). Дополнительный разброс могут вносить возраст и металличность галактик, определяемые по линии Mg2, но, согласно [32], при сравнении остаточных отклонений от ФП и от зависимости Mg2—a сильная корреляция между ними не обнаружена. Найдено небольшое влияние галактик Е и БО по отдельности на коэффициенты и нуль-пункт ФП [32]. Кроме того, разброс галактик на ФП увеличивают подсистемы, присутствующие в изучаемых скоплениях галактик [33]. Значительный вклад в разброс галактик на ФП вносит однородный сдвиг Малмквиста, поправку за него мы внесли согласно [34]. Нуль-пункт изменяется с расстоянием галактик, если ^ Ке измеряется в угловых секундах, поскольку другие параметры — (ц,е) и а — с расстоянием не меняются. Согласно [34], при использовании«forward» ФП для оценки расстояний нужно учитывать поправки за однородный сдвиг Малмквиста (уравнение ^3) в этой работе). Мы учли это смещение при определении расстояний скоплений галактик.
Остаточные отклонения от ФП
Д7 = ^ Ее [агевее] - 1.034 ^ а - 0.301 (^) -1
не зависят от центральной дисперсии звезд в галактиках. Мы использовали этот факт для уточнения выборки отобранных ранее галактик в каждом из скоплений (рис. 3). Эмпирическим путем мы нашли, что практически все отклонения нуль-пунктов 7 галактик от среднего нуль-пункта скопления не превышают 2а. На рисунке в качестве примера приведено скопление A2065, в котором галактики, выходящие за 2а (горизонтальные линии на рисунке), не учитывались при вычислении среднего нуль-пункта скопления.
3. пекулярные СКОРОСТИ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК
На рис. 4 приведены индивидуальные наблюдаемые расстояния (нуль-пункты 7, рассчитанные при ^ Ее в секундах дуги) галактик в скоплении A 2065 (заполненные кружки) и более далекого скопления A2142 (пустые кружки) в зависимости от их лучевых скоростей относительно микроволнового фона. Жирной линией показана ожидаемая хаббловская зависимость между лучевой скоростью и расстоянием, рассчитанная для принятой нами модели и нуль-пункта ФП, равного -7.775. При этом сопутствующее радиальное расстояние Б = (вг/Ио) (1 - 0.225г)/(1 + z) подсчитано при qo = -0.055, а в нуль-пункт ФП введена поправка за эволюцию звезд в галактике Q = 1.07г [26] и учтена часть геометрического потускнения света галактик 5^(1 + грь). Сплошные вертикальные
0.5 0.4 0.3
о.г 0.1 -0.0 -0.1 -о.г -о.з
-0.4 -0.5
юо 120 140 160 1во гоо гго 240 гво гво зоо
а, кш б-1
Рис. 3. Остаточные отклонения ФП Д7 в зависимости от центральной дисперсии звезд а для скопления A2065. Горизонтальные линии соответствуют отклонениям от средней величины 7 на уровне ±2а.
cz, km s-1
Рис. 4. Зависимость индивидуальных расстояний, нуль-пунктов ФП 7 от лучевой скорости галактик, расположенных в пределах радиуса К200 в скоплениях A2065 (заполненные кружки) и A2142 (пустые кружки). Жирная линия соответствует хаббловской зависимости между лучевой скоростью и расстоянием. Сплошными вертикальными линиями показаны средние лучевые скорости скоплений егсмв, которые на пересечении с хаббловской кривой дают соответствующие расстояния, штриховыми линиями — средние расстояния скоплений, найденные по ФП, и соответствующие им лучевые скорости егрр.
линии у каждого скопления показывают их средние лучевые скорости относительно микроволнового фона, определенные для области радиусом Е2оо-Штриховые (горизонтальные) линии показывают средние расстояния скоплений галактик, определенные по ФП, и соответствующие им лучевые скорости (вертикальные линии). Разница лучевых скоростей характеризуется как пекулярная скорость группы или скопления галактик вдоль луча
зрения. То есть Урес = с (¿омб - zрр)/(1 + 2рр), где с — скорость света, сг0МБ — лучевая скорость скопления относительно реликтового фона, а с 2рр — лучевая скорость скопления, соответству-
ющая расстоянию, определенному по ФП. Полученные результаты для исследуемых систем галактик представлены в таблице 2. В первой колонке дано имя системы галактик; во второй — среднее расстояние системы (наблюдаемый нуль-пункт 7 с ошибкой); в третьей колонке приведено количество используемых галактик; в четвертой — красное смещение 2рр, соответствующее 7; в пятой — расстояние О в Мпк, соответствующее 2рр; в шестой колонке дана пекулярная скорость с ошибкой; в седьмой колонке — отношение пекулярной скорости к ее ошибке. В таблице 3 приведены средние пекулярные скорости систем скоплений галактик и
их СКО вдоль луча зрения с квадратичным учетом ошибок.
Таблица 2. Пекулярные скорости групп и скоплений галактик
Cluster 7 NF Р Zpp D, Мрс Vpeckms 1 Vpec/AVp
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)
SCICrB
А2019 -7.958 + 0.016 9 0.0760 319.9 1591+810 1.96
А 2056 -7.898 + 0.032 3 0.0660 278.5 2645 + 1530 1.73
А 2061 -7.945 + 0.009 40 0.0739 311.1 1197 + 470 2.55
А 2065 -7.940 + 0.007 66 0.0728 306.9 -58 + 340 0.17
А 2067 -7.956 + 0.008 7 0.0758 319.3 -700 + 420 1.67
А 2079 -7.891 + 0.012 24 0.0649 273.9 347 + 520 0.67
А 2089 -7.929 + 0.014 17 0.0710 299.3 814 + 650 1.25
А 2092 -7.899 + 0.015 15 0.0662 279.3 205 + 680 0.30
А2124 -7.915 + 0.012 32 0.0687 289.5 -747 + 550 1.36
CL 1529+29 -7.980 + 0.008 18 0.0801 337.5 1203 + 900 1.34
А2142 -8.052 + 0.007 67 0.0953 399.5 -1343 + 510 2.63
SCI Bootes
А1775А -7.895 + 0.037 6 0.0655 276.6 241 + 1720 0.14
А 1781 -7.910 + 0.019 12 0.0678 281.7 -1349 + 910 1.48
А 1795 -7.930 + 0.003 29 0.0712 299.9 -2223 + 540 4.12
А 1825 -7.862 + 0.018 11 0.0605 255.7 1006 + 780 1.29
А 1828 -7.881 + 0.014 7 0.0634 267.5 12 + 640 0.02
А1831А -7.858 + 0.019 10 0.0599 253.2 1063 + 820 1.30
А 1775В -7.966 + 0.009 27 0.0776 326.4 -446 + 500 0.89
А 1800 -7.977 + 0.010 30 0.0797 335.2 -999 + 570 1.75
А 1831В -7.941 + 0.009 34 0.0731 307.8 881+500 1.76
А 1898 -7.944 + 0.024 7 0.0735 309.7 1586 + 1290 1.23
CL 1350+29 -7.994 + 0.021 13 0.0830 348.9 -1615 + 1220 1.32
SCI Z 5029/А 1424
А 1424 -7.945 + 0.011 30 0.0738 310.6 931+580 1.60
А 1516 -7.948 + 0.012 26 0.0744 313.2 820 + 650 1.26
Z 4905 -8.001 + 0.014 25 0.0845 354.9 -1794 + 1040 1.72
Z 5029 -7.980 + 0.009 39 0.0802 337.2 -461+520 0.89
SC1A1190
А 1173 -7.984 + 0.016 20 0.0810 340.7 -1112 + 960 1.16
КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ Таблица 2. Продолжение
Cluster 7 NF Р zFP D, Мрс Vpeckms 1 Vpec/AVp
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)
А 1190 -7.979 ±0.011 38 0.0801 337.0 -1098 ±630 1.74
А 1203 -7.952 ±0.013 12 0.0751 316.2 289 ±690 0.37
SC1А 1750/А 1809
А 1750 -8.006 ±0.008 45 0.0854 358.8 418 ±490 0.85
А 1773 -7.940 ±0.013 30 0.0730 307.4 1515 ±680 2.23
А 1780 -7.946 ±0.025 14 0.0740 311.5 1352 ±1320 1.02
А 1809 -7.976 ±0.010 37 0.0794 334.0 223 ±550 0.40
А 0602 -7.870 ±0.017 14 0.0617 260.5 -142 ±740 0.19
А 0671 -7.783 ±0.016 30 0.0497 210.5 238 ±590 0.40
А 1024 -7.964 ±0.014 14 0.0772 325.0 -762 ±800 0.95
А1035А -7.913 ±0.010 37 0.0683 288.1 143 ±480 0.30
А 1035В -7.954 ±0.018 17 0.0754 317.4 1014 ± 910 1.11
А 1066 -7.939 ±0.012 25 0.0728 306.8 -747 ±600 1.24
А 1205 -7.992 ±0.013 27 0.0833 349.9 -1645 ±770 2.14
А 1238 -7.946 ±0.010 16 0.0740 311.4 386 ±560 0.68
А 1371 -7.913 ±0.014 20 0.0684 288.3 465 ±710 0.65
А 1589 -7.938 ±0.012 34 0.0726 305.7 —28 ± 610 0.04
А 1668 -7.898 ±0.011 25 0.0660 278.3 -363 ±520 0.70
А 1691 -7.925 ±0.008 40 0.0703 296.7 832 ±380 2.19
А 1767 -7.940 ±0.009 30 0.0730 307.5 -641 ±480 1.34
А 1904 -7.931 ±0.006 40 0.0714 301.0 200 ± 300 0.67
А 1991 -7.832 ±0.011 28 0.0564 238.5 756 ±450 1.68
А 2029 -7.980 ±0.009 61 0.0803 337.8 —518 ±410 0.75
А 2033 -7.989 ±0.015 26 0.0820 344.6 -372 ±900 0.41
А 2064 -7.964 ±0.022 13 0.0773 325.2 -921 ±1230 0.75
А 2244 -8.063 ±0.007 33 0.0981 410.9 229 ±510 0.45
А 2245 -7.979 ±0.008 37 0.0800 336.6 2185 ±470 4.65
RXC J1022 -7.825 ±0.014 19 0.0554 234.5 -127 ±580 0.22
RXC J1351 -7.870 ±0.013 24 0.0617 260.7 493 ±570 0.86
SHK352 -7.796 ±0.015 23 0.0518 219.2 -409 ±550 0.74
Z 6718 -7.938 ±0.017 12 0.0726 305.8 -225 ±910 0.25
На рис. 5 приведена диаграмма Хаббла для си- Borealis и скопления A2142 на фоне всей выборки. стем галактик из области сверхскопления Corona Нами было показано ранее на рис. 1, что система
Zyp
Рис. 5. Диаграмма Хаббла (скорость — zSpec, расстояние — zFP) для области сверхскопления галактик Corona Borealis: члены сверхскопления A2061, A2065 и A2089 показаны большими, а остальные скопления — маленькими заполненными кружками. Пустые кружки — вся рассматриваемая выборка.
A 2067 является небольшой группой с дисперсией лучевых скоростей меньше 300 км с-1. Система A2056 является также бедной группой с небольшим количеством членов (таблица 1). Если их не рассматривать, то средняя пекулярная скорость A2061+A2065+A2089, гравитационно связанного ядра сверхскопления [7], положительна и равна 651 ± 290 км с-1. Система скоплений галактик удаляется относительно микроволнового фона со скоростью, превышающей ошибку измерений в 2.2 раза. СКО их пекулярных скоростей равно 668 ± 150 км с-1 (таблица 3).
Однако поскольку самое богатое скопление в CrB A 2065 не имеет пекулярной скорости (таблица 2), то можно предположить, что только самые далекие скопления в CrB, имеющие большие положительные пекулярные скорости, A 2019, A 2061 и CL 1529+29, движутся по направлению к массивному сверхскоплению галактик с A2142 вдоль соединяющего их филамента [8]. По данным SDSS DR8 и DR10 найдено, что это сверхскопление с центром в A2142 является сверхскоплением с коллапсирующим ядром [16].
A2142 — массивное скопление (по нашим оценкам масса M200 = 1-5 х 1015 M©) на z = 0.09 с самой высокой рентгеновской светимостью [22] из всей выборки. На рис. 4 оно показано пустыми кружками, и можно отметить, что основная масса галактик находится дальше (7 меньше), чем должна по хаббловской зависимости (жирная линия). Скопление A2142 имеет отрицательную
zFP
Рис. 6. То же, что на рис. 5, но для области сверхскопления Bootes.
пекулярную скорость, превышающую ошибку в 2.6 раза, то есть, возможно, скопление движется по направлению к сверхскоплению к CrB. Таким образом, гравитационная связанность больших систем скоплений галактик сверхскопления CrB и сверхскопления с A 2142 [8] подтверждается.
Скопления A 2079, A 2092 и A 2124 показывают небольшие пекулярные скорости, скорее всего, на них не оказывает существенного влияния центральная часть сверхскопления. Но в целом в пределах CrB наблюдаются значительные пекулярные движения вдоль луча зрения с СКО 652 ± 50 км с-1, значительно превышающим движения скоплений галактик, не входящих в крупные структуры, 0 ± 20 км с-1. В более ранней работе [4] с помощью соотношения Корменди (двухпарамет-рического) нами найдены значительные отрицательные пекулярные скорости у скоплений галактик A 2089 и A 2092, в результате чего был сделан вывод о гравитационном сжатии ядра сверхскопления. В данной работе, выполненной с помощью ФП (трехпараметрической плоскости) и большего числа галактик, таких скоростей у этих систем галактик мы не находим. У остальных скоплений галактик знаки пекулярных скоростей, определенных двумя методами, совпадают, кроме бедной группы A 2067. Если сравнить полученные пекулярные скорости с результатами работы [7] по данным SDSS (DR7), то можно отметить, что знаки пекулярных скоростей совпадают у всех скоплений галактик, кроме систем A 2067 и A 2092.
На рис. 6 приведена диаграмма Хаббла для области сверхскопления Bootes. Сверхскопление состоит из двух сверхскоплений галактик, проецирующихся друг на друга, и имеющих разницу
Таблица 3. Пекулярные скорости и СКО пекулярных скоростей в системах скоплений галактик
Sample N <^pec> <^p2ec>1/2 Ref.
SCICrB 9 428 ±210 652 ± 50 this work
А 2061,А 2065,А 2089 3 651 ± 290 668 ±150 this work
SCIBoo 11 -168 ±280 757 ± 70 this work
6 -208 ± 400 728 ±150 this work
5 -118 ±400 791 ±120 this work
SCI Z5029/A 1424 4 535 ± 360 1366 ±170 this work
SCI А 1190 3 -640 ± 450 496 ±130 this work
SCI А 1750/А 1809 4 877 ± 420 630 ±170 this work
Her 13 -72 ± 240 736 ± 50 [15]
Leo 13 168 ± 320 625 ± 70 [15]
А2244+А 2245 2 1473 ±540 this work
А2029+А2033 2 -445 ± 700 0 ± 170 this work
field 20 -59 ±140 0 ± 20 this work
total 57 83 ± 130 646 ±10 this work
лучевых скоростей около 4000 км с-1. Можно отметить, что пекулярные движения в обеих системах значительные, и их СКО больше, чем в сверхскоплении CгB. У большинства скоплений пекулярная скорость незначительно превышает точность измерений (Урес/ДУР < 1.8). Неожиданно большой оказалась пекулярная скорость у самого богатого скопления в ближней подсистеме, Л 1795, имеющего в пределах Е2оо оценку массы 7.8 х 1014 М®. Она равна примерно 2223 км с-1 и превышает ошибку измерения в четыре раза. Л 1795 является мощным источником рентгеновского излучения [22], содержит активную еЭ-галактику с пекулярной скоростью (относительно средней скорости скопления) 245 км с-1 и имеет в распределении лучевых скоростей галактик еще два пика, кроме центрального пика с еЭ-галактикой.
Самые большие СКО (^р2ес)1/2 одномерных пекулярных скоростей наблюдаются в системе скоплений Л1750/Л1809 и паре богатых скоплений галактик Л 2244 и Л 2245. Скопление Л 2244 является основным в этой паре, поскольку имеет рентгеновскую светимость на порядок больше, чем Л 2245 [22]. При разнице лучевых скоростей между этими скоплениями 3310 км е-1 и расстоянии между ними около 45 Мпк скопление Л 2245, находясь ближе к нам, чем скопление Л 2244, движется по направлению к нему с большой положительной пекулярной скоростью. В
A 2245 имеется провал в распределении лучевых скоростей, то есть оно состоит из двух компонентов, имеющих разницу лучевых скоростей около 1714 км е-1. Нами найдено, что оба компонента имеют положительные пекулярные скорости. В паре скоплений галактик A2029 и A2033 (Vp2ec)1/2 равно нулю. Основной системой является A 2029 с очень высокой рентгеновской светимостью [22], а A2033 — гравитационно связанная с ней система меньшего размера. Оба скопления находятся на одинаковом расстоянии 7, и их небольшие пекулярные скорости имеют одинаковый знак, они удаляются от нас. Вся выборка систем скоплений галактик имеет незначительную пекулярную скорость относительно микроволнового фона 83 ± 130 км е-1. СКО (Vp2ec)1/2 пекулярных скоростей 20 скоплений галактик вне массивных структур е а > 500 км е-1 равно 0 ± 20 км е-1; если взять в сверхскоплениях такие же скопления, то получим СКО 876 ± 30 км е-1.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ И ВЫВОДЫ
Модельные расчеты показывают, что большие пекулярные скорости, Vpec > 103 км е-1, возникают в плотных сверхскоплениях галактик [11]. В настоящей работе мы анализируем динамику скоплений галактик в богатых сверхскоплениях Corona
Borealis и Bootes, а также в более бедных сверхскоплениях Z 5029/A 1424, A 1190, A 1750/A 1809, в парах и в скоплениях галактик, не входящих в крупные структуры и не имеющих соседей сравнимых размеров в пределах примерно 4 Мпк в картинной плоскости в диапазоне лучевых скоростей i 3000 кме-1. Работа выполнена с привлечением данных каталогов SDSS (DR8) и NED. Сверхскопления галактик CrB и Bootes — протяженные структуры в проекции на небесной сфере, занимающие примерно 50 x 45 Мпк и 50 x 5З Мпк. В этих пределах расположены в проекции десять и одиннадцать систем галактик соответственно, которые протянулись по третьей координате на 76 и 68 Мпк. Чтобы найти пекулярные движения скоплений галактик (57 систем), мы определили их относительные расстояния с помощью ФП галактик ранних типов и сравнили их с расстояниями, найденными по закону Хаббла.
Полученные нами пекулярные скорости по модулю варьируются от 12 до 2200 rnc-1. Пять скоплений галактик имеют пекулярные скорости, превышающие ошибки измерений более чем в два раза (A2061, A 2142, A 1773, A 1205, A1691), два скопления, A1795 и A 2245 — в четыре раза. СКО пекулярных скоростей максимально в сверхскоплении A 1750/1809 и в паре скоплений A 2244 и A 2245. В сверхскоплении CrB СКО пекулярных скоростей также велико и равно 652 i 50 км с-1, а в компонентах сверхскопления Boo — 72S i 150 км с-1 и 791 i 120 км с-1. В сверхскоплениях галактик Hercules и Leo нами ранее были получены аналогичные результаты по данным SDSS (DR7) [15]. Эти результаты представлены в таблице 3. В сверхскоплении CrB самое массивное скопление A 2065 не имеет пекулярной скорости. Для объяснения наблюдаемых пекулярных скоростей остальных систем галактик возможны два варианта: коллапсирующая центральная область CrB, состоящая из A 2056, A 2061 A 2065, A 2067, A 2089 и, возможно, A 2092 [7], и движение самых далеких скоплений галактик A 2019, A 2061 и CL 1529+29 по направлению к сверхскоплению галактик, содержащему A 2142. Скопление A 2142, отстоящее от скопления A 2061 на 50 Мпк, в свою очередь, движется по направлению к сверхскоплению CrB, что подтверждает существование гравитационной связи этих систем скоплений галактик [8].
Основной вывод нашего исследования состоит в том, что СКО пекулярных скоростей скоплений галактик в сверхскоплениях больше 500 км c-1 и намного выше, чем СКО пекулярных скоростей систем галактик, не принадлежащих крупным структурам. Средняя пекулярная скорость всей выборки
скоплений галактик относительно трехградусного микроволнового фона составляет 83 ± 130 км е-1.
БЛАГОДАРНОСТИ
В работе были использованы базы данных NASA/IPAC Extragalactic Database (NED,
http://nedwww.ipac.caltech.edu)и Sloan Digital
Sky Survey (SDSS, http://www.sdss.org).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. R. Dûnner, P. A. Araya, A. Meza, and A. Reisenegger, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 366,803 (2006).
2. M. Postman, M. J. Geller, and J. P. Huchra, Astron. J. 95,267(1988).
3. T. A. Small, C.-P. Ma, W. L. W. Sargent, and D. Hamilton, Astrophys. J. 492, 45 (1998).
4. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astronomy Letters 24,491 (1998).
5. J. Kormendy, Astrophys. J. 218, 333(1977).
6. M. Batiste and D. J. Batuski, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 436,3331 (2013).
7. D. W. Pearson, M. Batiste, and D. J. Batuski, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 441, 1601 (2014).
8. G. C. Baiesi Pillastrini, Astrophys. and Space Sci. 361, 176(2016).
9. M. Einasto, M. Gramann, E. Saar, et al., Astron. and Astrophys. 580, A69 (2015).
10. A. Reisenegger, H. Quintana, E. R. Carrasco, and J. Maze, Astron. J. 120, 523 (2000).
11. N. A. Bahcall, M. Gramann, and R. Cen, Astrophys. J. 436,23(1994).
12. K. L. Masters, C. M. Springob, M. P. Haynes, and R. Giovanelli, Astrophys. J. 653, 861 (2006).
13. A. L. O'Mill, D. Proust, H. V. Capelato, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 453,868 (2015).
14. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astronomy Letters 33,211 (2007).
15. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astronomy Letters 40, 595(2014).
16. M. Einasto, L. J. Liivamagi, E. Tago, et al., Astron. and Astrophys. 532, A5 (2011).
17. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 62,311 (2007).
18. M. Einasto, J. Einasto, E. Tago, et al., Astron. J. 122, 2222(2001).
19. R. G. Carlberg, H. K. C. Yee, E. Ellingson, et al., Astrophys. J. Lett. 485, L13(1997).
20. T. A. Small, W. L. W. Sargent, and D. Hamilton, Astrophys. J. Suppl. 111, 1 (1997).
21. T. A. Small, W. L. W. Sargent, and D. Hamilton, Astrophys. J. 487,512(1997).
22. H. Ebeling, A. C. Edge, H. Bohringer, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 301,881 (1998).
23. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 64, 207 (2009).
24. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 65,205(2010).
25. H. Aihara, C. Allende Prieto, D. An, et al., Astrophys. J. Suppl. 193, 29 (2011).
26. C. Saulder, S. Mieske, W. W. Zeilinger, and I. Chilingarian, Astron. and Astrophys. 557, A21 (2013).
27. F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 68,253 (2013).
28. M. A. Strauss, D. H. Weinberg, R. H. Lupton, et al., Astron. J. 124, 1810(2002).
29. I. Jorgensen, M. Franx, and P. Kjaergaard, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 280, 167(1996).
30. I. V. Chilingarian, A.-L. Melchior, and I. Y. Zolotukhin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 405, 1409(2010).
31. J. J.Mohr and G. Wegner, Astron. J. 114,25(1997).
32. M. J. Hudson, R. J. Smith, J. R. Lucey, and E. Branchini, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 352, 61 (2004).
33. R. A. Gibbons, A. S. Fruchter, and G. D. Bothun, Astron. J. 121,649(2001).
34. N. Kaiser and M. J. Hudson, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 454,280(2015).
Peculiar Motions of Galaxy Clusters in the Regions of the Corona Borealis, Bootes, Z 5029/A1424, A 1190, A 1750/A1809 Superclusters of Galaxies
F. G. Kopylova and A. I. Kopylov
We present results of the study of peculiar motions of 57 clusters and groups of galaxies in the regions of the Corona Borealis (CrB), Bootes (Boo), Z 5029/A 1424, A 1190, A 1750/A 1809 superclusters of galaxies and the galaxy clusters located beyond massive structures (0.05 < z < 0.10). Using the SDSS (Data Release 8) data, a sample of early-type galaxies was compiled in the systems under study, their fundamental planes were built, and relative distances and peculiar velocities were determined. Within the galaxy superclusters, significant peculiar motions along the line of sight are observed with rms deviations of 652 ± 50 kms_1—in CrB, 757 ± 70 kms_1—in Boo. In the most massive A2065 cluster in the CrB supercluster, no peculiar velocity was found. Peculiar motions of the other galaxy clusters can be caused by their gravitational interaction both with A 2065 and with the A 2142 supercluster. It has been found that there are two superclusters projected onto each other in the region of the Bootes supercluster with a radial velocity difference of about 4000 kms-1. In the Z 5029/A 1424 supercluster near the rich Z5029 cluster, the most considerable peculiar motions with a rms deviations of 1366 ± 170 kms-1 are observed. The rms deviations of peculiar velocities of 20 clusters that do not belong to large-scale structures is equal to 0 ± 20 kms-1. The whole sample of the clusters under study has the mean peculiar velocity equal to 83 ± 130 km s_1 relative to the cosmic microwave background.
Keywords: galaxies: clusters: individual: Corona Borealis, Bootes, Z5029/A 1424, A 1190, A 1750/A 1809, A 2142—large scale structure of the Universe
