CC BY
68
УДК 524.74-323.3
РАССТОЯНИЯ ДО КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК ОБЛАКА ГОНЧИХ ПСОВ I
2013 Д. И. Макаров*, Л. Н. Макарова**, Р. И. Уклеин***
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 3в91в7 Россия
Поступила в редакцию 29 января 2013 года; принята в печать 14 марта 2013 года
Определена пространственная структура рассеянной концентрации галактик в созвездии Гончих Псов. Мы уточнили расстояния для 30 галактик этой области, используя глубокие изображения из архива наблюдений, произведенных на космическом телескопе Хаббла с инструментами WFPC2 и ACS. Нами проведена высокоточная звездная фотометрия разрешенных звезд в этих галактиках и определены фотометрические расстояния по вершине ветви красных гигантов с использованием улучшенной методики и современных калибровок. Высокая точность полученных результатов позволяет нам выделить зону хаотических движений вокруг центра системы. Группа галактик вокруг M94 характеризуется медианными скоростью VLG = 287 км/с, расстоянием D = 4.28 Мпк, дисперсией внутренних скоростей а = 5l км/с и полной светимостью LB = l.6l x lO10 Lq. Проекционная масса системы равна Mp = 2.56 x lO12 Mq, что соответствует отношению масса—светимость (M/L)p = l59 (M/L)q. Полученная нами оценка отношения масса—светимость существенно превышает типичное отношение M/LB ~ 3O для близких групп галактик. По сравнению с хорошо известными близкими группами, такими как Местная Группа, M81 и Центавр А, облако галактик CVnI содержит в 4—5 раз меньше светящегося вещества, а M94 как минимум на lm слабее любой другой центральной галактики этих групп. Тем не менее, концентрация галактик в Гончих Псах может иметь сопоставимую полную массу.
Ключевые слова: галактики: расстояния и красные смещения—галактики: карликовые— космология: тёмная материя
1. ВВЕДЕНИЕ
Распределение близких галактик Местного Объема по небу показывает значительную концентрацию объектов в малой области неба в созвездии Гончих Псов (Рис. 1). Эта особенность отмечалась еще в работах [1, 2]. В данном комплексе обнаруживаются в основном карликовые галактики поздних морфологических типов. В области неба
а = (11h5,14h0), 5 = (+20°, +60°) выделяется два пика в распределении галактик по лучевым скоростям (Рис. 2). Первый пик в районе Vlg = 300 км/с соответствует облаку CVn I, в то время как концентрация CVnII имеет среднюю скорость в районе 560 км/с. От других ближайших групп галактик, таких как Местная группа, M81 или группы в Центавре, облако Гончих Псов I отличается отсутствием ярко выраженного гравитационного центра и выглядит рассеянным. Концентрация галактик в созвездии Гончих Псов I неоднократно привлекала к себе внимание исследователей. В
E-mail: dim@sao.ru E-mail: lidia@sao.ru E-mail: uklein.r@gmail.com
серии работ [3—6] структура комплекса изучалась по фотометрии ярчайших голубых звезд этих галактик. Использование космического телескопа Хаббла (НБТ) позволило существенно улучшить точность определения расстояний и исследовать кинематику СУпІ облака галактик [7]. Недавно в области близких групп галактик в Гончих Псах был проведен слепой обзор неба в нейтральном водороде [8] с целью изучения функции НІ-масс карликовых галактик. Только один объект из этого обзора не имеет оптического отождествления. Кроме того, в работе [9] исследовалось текущее звездообразование галактик в Гончих Псах по данным На обзора. Авторами не было обнаружено значимой корреляции между темпом звездообразования в галактиках и их окружением.
Быстрый прогресс в глубоких наблюдениях галактик в Гончих Псах, выполненных на НБТ/ЛСБ и HST/WFPC2, а также существенное улучшение метода определения расстояний по вершине ветви красных гигантов (TRGB) позволяют нам уточнить структуру этой необычной концентрации галактик. В данной работе мы уточнили расстояния для 30 галактик облака СУпІ, с использованием
131
9*
о
25
Рис. 1. Распределение галактик в Гончих Псах на небесной сфере. Размер кружков обратно пропорционален абсолютной звездной величине объектов. Оттенками серого показана лучевая скорость галактик облака СУпІ с Уъс < 400 км/с,
галактик, полученные с ЛСБ/НБТ и WFPC2/HST, были взяты из архива Хаббловского телескопа. Изображения всех галактик были получены в фильтрах F606W и F814W, за исключением NGC4214, которая наблюдалась в F555W и F814W. Стандартная первичная обработка изображений проводится “на лету.” Таким образом, пользователь получает изображения, из которых вычтены темновые кадры, проведено исправление за плоское поле и учтено наличие “плохих” столбцов и отдельных “горячих”/“холодных” пикселей. Изображения исследуемых галактик приведены на Рис. 3.
Фотометрия разрешенных звезд в галактиках проводилась с помощью специальных программных пакетов HSTphot [27] и DOLPHOT [28], предназначенных для обработки густых звездных полей изображений, полученных с WFPC2/HST и оптимизированного метода определения [10] ACS/HST. Процедуры фотометрической обработ-
и новых калибровок нуль-пункта [11]. ки включали маскирование “плохих” столбцов и
пикселей, удаление следов космических частиц с
2 ЗВЕЗДНАЯ ФОТОМЕТРИЯ ГАЛАКТИК изображений и °дн°временную pSF-фотометрию
ОБЛАКА ГОНЧИХ ПСОВ I детектированных звезд в двух фильграх, исполь-
зуя рекомендованные параметры [27, 28]. Только
Выборка галактик из комплекса Гончих Псов I звезды, фотометрия которых удовлетворяет ряду
представлена в Таблице 1. Прямые изображения критериев качества, были использованы для даль-
белые кружки соответствуют галактикам дальнего фона.
18 16 14 12 10
г
8 6 4 2 о
200 400 600 800 1000
V кт/Б І-&
Рис. 2. Распределение галактик по лучевым скоростям в направлении созвездия Гончих Псов І.
СУп I
шь
СУп II
і
Таблица 1. Параметры HST-наблюдений для 30 галактик облака Гончих Псов I
№те ИА (Л2000) Эес Сатега Ргорозаі РШегэ Texp,Э
иОС 6541 113328.9+491418 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
ШС 3738 113548.6+543122 асбЛурс 12546 Р814\У/Р606\У 450/450
ШС3741 113606.0+451708 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
иОС 6817 115052.9+385251 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
ЫОС 4068 120401.9+523519 асбЛурс 9771 Р814\У/Р606\У 900/1200
ЫОС 4163 121209.2+361010 асбЛурс 9771 Р814\У/Р606\У 900/1200
ШСА276 121458.1+361306 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
ЫОС 4214 121539.2+361939 \VFPC2 6569 Р814\У/Р555\У 1300/1300
ШС 7298 121630.1+521340 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
ШС4244 121729.5+374826 АСБ/ШРС 10523 Р814\У/Р606\У 735/735
ШС 7559 122705.0+370836 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
иОС 7577 122741.7+432939 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
ШС4449 122811.0+440535 \VFPC2 5971 Р814\У/Р606\У 1400/1400
ШС 7605 122838.7+354304 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
ІС 3687 124215.1+383010 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
КК166 124913.1+353646 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
М94 125053.0+410712 асбЛурс 10523 Р814\У/Р606\У 730/730
ІС4182 130549.6+373618 \VFPC2 8584 Р814\У/Р606\У 2600/2600
иОС 8215 130803.6+464941 АСБ/ШРС 9771 Р814\У/Р606\У 900/1200
иОС 8308 131322.7+461913 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
иОС 8320 131428.2+455511 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
иОС 8331 131529.8+472959 асбЛурс 10905 Р814\У/Р606\У 1148/938
ШС 5204 132936.5+582510 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
иОС 8508 133044.4+545441 \VFPC2 8601 Р814\У/Р606\У 600/600
иОС 8638 133919.6+244631 АСБ/ШРС 9771 Р814\У/Р606\У 900/1200
иОС 8651 133953.8+404421 АСБ/ШРС 10210 Р814\У/Р606\У 1209/1016
иОС 8760 135051.2+380116 асбЛурс 10210 Р814\У/Р606\У 1189/998
иОС 8833 135448.5+355016 Дезире 10210 Р814\У/Р606\У 1189/998
КК230 140710.4+350340 АСБ/ШРС 9771 Р814\У/Р606\У 900/1200
иОС 9128 141556.5+230320 АСБ/ШРС 10210 Р814\У/Р606\У 1174/985
UGC6817
NGC4068
NGC4163
UGCA276
NGC4214
UGC7298
UGC7559
UGC7577
&JGC4244 halol .
NGC4449
halo
IC3687
UGC7605
Рис. 3. Изображения исследованных галактик облака Гончих Псов I, полученные на HST с WFPC2 или ACS.
Рис. 3. Продолжение.
Таблица 2. Расстояния до галактик в облаке CVn I
Name Bt* mag T r ** Vh , км/с E(B-V), mag TRGB,*** mag Color,**** mag (m - M)0, mag D, Mpc Vlg, км/с ді mag Mb, mag Ref
UGC6541 14.44 249 і 2 0.019 24 1 5+0'10 — 0.10 П Q77+0-034 ' ' -0.010 28.15l°;i22 4 26+°'23 4-zd-0.23 303 0.00 -13.79 ь А
NGC3738 11.87 225 і 8 0.010 24.7lig.o6 1 1 qq + 0.004 l.loo_QQQ4 28.76!°;“ 5 65+°'22 O.OO —0 22 306 0.02 -16.95 ь D
NGC3741 14.40 229 і 2 0.025 23.481°;°? 0-9371°;°“ 27.48!°;°99 q 1 q+0.14 °-io-0.13 263 0.00 -13.18 ь А
UGC6817 13.70 251 і 2 0.026 24 14+0-05 Z3.14_o.o6 0.9421°;°“ 97 1 Q + 0-08 z 1 -1О-0.08 2 66+°'10 Z.DD —0 10 257 0.00 -13.54 a А
NGC4068 13.19 201 і 2 0.022 24 14+0-02 14 — 0.02 1.056l°;°°57 28 20+0'06 Z©.ZU_0.06 4 Qf)+0'12 4-*3d-0.12 281 0.00 -15.10 a C
NGC4163 13.63 162 і 5 0.020 oo qi +0.02 zo.oi_o.o2 1 144+0-004 — 0.005 97 Qc: + 0-06 z і .oo_0 06 2 96+°'°8 z-yu-0.08 163 0.00 -13.81 a H
UGCA276 15.86 285 і 5 0.020 oo qc + 0.07 Zo.oO_o.Qg 1 nQQ + 0.030 1 .Uoo_o.o57 27 Ч4+0-10 Z і .O4_0.09 2 94+°'13 ^•y,3-0.12 288 0.00 -11.56 g E
NGC4214 10.24 291 і 5 0.022 oq qi +0.06 ZO.Ol_0.06 1 6^2+a014 l.UOZ_0.045 97 ОЛ + 0-05 Z і .ZO_0.04 2 84+°'°6 Z'O4-0.06 295 0.01 -17.13 c F
UGC 7298 15.95 174 і 2 0.023 24 17+0-29 * -0.23 0 QQ2+0'043 U.yyZ_0.138 28 1 6+0'23 Zo.lD_o.3o 4 28+°'46 4-zo-0.59 256 0.00 -12.31 a А
NGC4244 10.88 248 і 17 0.021 24 1 f>+0-09 Z4.10_o. io 1.206l°;°sj 28.19іоЛі2і 4 Q4+0'24 4-d4-0.21 260 0.68 -18.08 c B
UGC 7559 14.12 217 і 17 0.014 24.311°;» 0.9561°;°“ 90 qr>+0.08 Zo.oZ_0.08 4 61 +°'16 4-Di-0.16 230 0.00 -14.26 d B
UGC 7577 12.95 206 і 2 0.020 23.08t°;°! 1 OzLQ-^^' 007 1 .U4y_QQQ8 27 06+0-06 Z і .UD_0.06 2.58!°;°! 251 0.00 -14.20 a А
NGC4449 10.06 202 і 33 0.019 24 1 ^+0-06 Z4.10_o.o6 l.l/U-0.055 28 11 +0-09 Zo* 11 — 0.09 4.19l°;“ 250 0.07 -18.21 a B
UGC 7605 14.76 310 і 2 0.014 24.30l°;°| 0-8991°;°!® 28.321°; “ 4 61 +0-22 —0.21 317 0.00 -13.62 d А
IС 3687 13.79 350 і 33 0.020 24.081°;°® 0.956!°;°“ 28.08!°;°o88 4 1 2+°'15 — 0.15 377 0.00 -14.37 a B
KK166 17.62 0.015 24.12l°j® 1 144+°'104 — 0.055 28 10+°-31 Zo.lU_o.26 4 1 7+О.6О — 0.50 0.00 -10.54 f
M94 8.74 308 і 8 0.018 24.291°;°! 2 106+°-033 Z.lUD_o 045 28 14+0-07 ZO.14_o.08 4 25+°'“ 4-zo-0.16 352 0.14 -19.62 f C
IC 4182 12.02 321 і 2 0.014 24 21 +0-04 Z4.Zl_o.o4 1 441 +0'015 — 0.012 28 1 ^+0-07 ZO.lO_0.07 4.26!°;“ 357 0.00 -16.19 a G
UGC 8215 16.03 224 і 2 0.011 24 17+0-05 * -0.06 1.093!°-™ 28 24+0'08 ZO.Z4_o.o8 4.441°; “ 303 0.00 -12.25 h ,А
UGC 8308 15.45 150 і 2 0.010 24 07+0-21 Z4.U/-0.24 0.969!°;°?! 28.08!°;! 4 1 4+0-47 — 0.42 230 0.00 -12.68 a А
UGC 8320 12.97 191 і 8 0.015 24 11 +0-07 Z4.11-0.07 0.914l°;°!i 90 1 9+0.09 ZO.lZ_o.o9 4 20+°'“ 4-zu-o.ir 270 0.00 -15.21 a D
UGC 8331 14.46 262 і 5 0.009 24 14+0-03 Z4.14-0.03 1 П79+0.008 1 .U I Z_0.oo9 90 99+О.О6 ZO.ZZ_0.06 4 40+°'13 4'4U-0.13 348 0.00 -13.80 a H
NGC5204 11.73 201 і 2 0.013 24 qi+0-18 Z4-ol _o. is 111 7+0-024 1.111 -0.024 28.301°; “ 4 c;7+0'40 -0.40 339 0.11 -16.73 c C
UGC 8508 14.12 57 і 2 0.015 oq і O+0.05 Zo. 1Z_0.os П noq+0-016 U.yzo_QQ26 97 1 q+0-08 z 1 -1О-0.08 2 67+0'09 -0.09 181 0.00 -13.07 a А
UGC 8638 14.44 276 і 2 0.013 24 1 1 +0 03 Z4.ll—о 03 1 1 ОО+0- 005 1. lZZ_0.oo5 28 1 7+0-06 ZO.l і _o.06 4 qi +0.13 4-di-0.13 275 0.00 -13.79 d А
UGC 8651 14.22 214 і 2 0.006 oq qc+0.03 ZO.OU_0.03 1 004+ao14 l.UU4_o_oi2 27 4^+0-07 Z і .4D_0.o7 З.ЮІо.ш 284 0.00 -13.26 e А
UGC 8760 14.47 188 і 2 0.016 oq m +0.04 Zo.01_o.o4 1 ПЧ7+1-’-1-’24 l.uo/ _o.029 27 ^8+0'07 z і .OO_0.07 3.28!°;“ 254 0.00 -13.18 e А
UGC 8833 15.30 221 і 2 0.012 23.481°;“ 1 077+0'011 l.U/ <_0.011 97 t^+O.OS z і .OO_0.07 0 24+0-11 — 0.11 280 0.00 -12.30 e А
KK230 17.50 63 і 2 0.014 22.46l°;2<3 0 9 -I Ю 1 + оо оо to to СЛ to 26.551^27 2 04+°-14 z-U4-0.25 127 0.00 -9.11 i А
UGC 9128 14.38 160 ± 2 0.023 oo 71 +0.04 1 -*--0.04 0 9 to to 1 + 0 0 1—^ 0 O Cft 0 -<r 26.79!°;°7r 9 90 + 0.08 z-zo-0.07 180 0.00 -12.51 d А
Notes: * Ссылки на фотометрию: aMakarova, 1999 [12]; bTaylor et al.,2005 [13]; cVaucouleurs et al., 1991 [14];
d Makarova et al., 1998 [5]; eMakarova et al., 2009 [15]; f Karachentsev et al., 2004 [16]; g Jerjen et al., 2001 [17]; ^Bremnes et al., 1999 [18]; lKarachentsev et al., 2013 (in press).
** Ссылки на измерения лучевых скоростей: ABegum et al., 2008 [19]; BKovac et al., 2009 [20]; C Springob et al., 2005 [21]; DStil and Israel, 2002 [22]; EHuchtmeier and Richter, 1986 [23]; FHuchtmeier and Seiradakis, 1985 [24]; GTifft and Cocke, 1988 [25]; HSimpson and Gottesman, 2000 [26].
*** Положение TRGB, измеренное в фильтре F814Wtrgb.
**** Практически для всех случаев имеется ввиду величина (F814W—F606W)trgb, за исключением галактики NGC4214, для которой использовался цвет(F814W—F555W)trgb.
нейших измерений и анализа. А именно, отбирались звезды с соотношением сигнал—шум Б/Ы > 5 в обоих фильтрах, %2 < 2.5 и ^Иагр) < 0.3.
В процессе фотометрии мы уделяли особое внимание определению фотометрических ошибок. Поскольку в густых звездных полях на качество измерений сильно влияет наличие близких соседей, мы провели тесты с использованием искусственных звезд. Для каждой галактики мы создали большую библиотеку искусственных звезд, чье распределение по цветам и звездным величинам соответствует реальному. К этим искусственным звездам на изображениях галактик были применены в точности те же процедуры фотометрии, что и к реальным. Этот процесс, требующий большого времени счета на компьютере, является, по общему мнению, наилучшей возможностью оценить реальные фотометрические ошибки с учетом неполноты фотометрии, очень близких соседей и сливающихся звездных изображений.
3. ДИАГРАММЫ “ЦВЕТ-ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА”
Диаграммы “цвет-звездная величина” (CMD) звезд в исследованных галактиках приведены на Рис. 4. Иррегулярные карликовые галактики составляют подавляющее большинство объектов нашей выборки. На всех диаграммах хорошо заметна верхняя часть Главной последовательности — голубые звезды, средний показатель цвета которых находится около нуля. Правую верхнюю часть CMD занимают красные сверхгиганты и звезды асимптотической ветви гигантов (AGB), обе эти ветви населены по-разному для разных галактик. Самая многочисленная популяция на каждой диаграмме — это звезды RGB. Нами были выбраны из Хаббловского архива лишь те экспозиции, которые достаточно глубоки, чтобы надежно прописать RGB в галактике и, следовательно, оценить расстояние методом TRGB с хорошей точностью.
4. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ
Для того, чтобы достоверно определить структуру облака галактик в созвездии Гончих Псов, необходимо знание точных фотометрических расстояний до этих галактик, оцененных единообразно. Оценки расстояний до многих галактик облака проводились и раньше, в том числе используя вершину ветви красных гигантов, как один из наиболее точных индикаторов расстояния. Однако, единообразная оценка таких расстояний проводится впервые. Более того, существенным фактором уточнения расстояний является улучшение самого метода, проведенное авторами. Для определения значений TRGB мы использовали нашу программу
TRGBTOOL, основанную на алгоритме максимального правдоподобия для функции светимости звезд в галактике и аккуратном учете фотометрических ошибок, определенных из тестов с искусственными звездами [10]. Калибровка метода TRGB также была нами в значительной мере улучшена [11]. В этой работе были оценены зависимость абсолютной величины TRGB от показателя цвета и новые нуль-пункты в фотометрической системе фильтров ACS и WFPC2. Положение обрыва функции светимости и соответствующая 1а ошибка показаны на CMD исследованных галактик горизонтальными линиями (Рис. 4).
Новые фотометрические расстояния до галактик облака Гончих Псов I собраны в Таблице 2. В ней приведены: (1) имя галактики в известных каталогах; (2) полная видимая звездная величина Bt в B-фильтре; (3) гелиоцентрическая скорость Vh; (4) избыток цвета в направлении на галактику E(B - V), согласно [29]; (5) положение TRGB, определенное нами с помощью программы TRGBTOOL; (6) средний цвет (F814W — F606W)TRGB звезд в области TRGB (для галактики NGC4214 вместо фильтра F606W использовался фильтр F555W); (7) (m — M)0 — измеренный модуль расстояния галактики в mag; (В) D — соответствующее фотометрическое расстояние в Мпк; (9) радиальная скорость относительно центроида Местной группы Vlg, согласно [30]; (10) Агв — внутреннее поглощение в галактике в B-фильтре, согласно [31]; (11) Мв — абсолютная звездная величина галактики в B-фильтре; (12) ссылки на литературу по фотометрии и лучевым скоростям галактик. Полная видимая звездная величина галактики, TRGB и средний цвет RGB звезд в области обрыва не исправлялись за галактическое поглощение. Заметим, что проведенные измерения являются частью значительно более обширной программы единообразного измерения расстояний до близких, в основном карликовых, галактик методом TRGB с помощью программы TRGBTOOL [32].1
4.1. Расстояние до M 94
М 94 — гигантская спиральная галактика, которая расположена в пределах облака Гончих Псов I и могла бы претендовать на роль гравитирующего центра. Таким образом, очень важно оценить точное фотометрическое расстояние до этого объекта. Впервые М94 была разрешена на отдельные звезды в ходе наших SNAPshot наблюдений на HST/WFPC2 (Prop. В601). Модуль расстояния, оцененный по вершине ветви красных гигантов
1http://edd.ifa.hawaii.edu/
F606W-F814W
22
23
24
25
26
27
0 1 2 F606W-F814W
20
21
I
£
22
23
24
25
■ 1ЮС7559 ' ■ 1 1 1 1.
■ -
<1 * .-ь -
ЁН 24.31 ^ - 7 - Ч-'У' *28 - жйё Л.
УжКа?,,- ННШ Ж: |— 1 1 1 1 г
0 1 2 F606W-F814W
20
21
I
£
22
23
24
25
0 1 2 F606W-F814W
Рис. 4. Диаграммы “цвет—звездная величина” для звезд галактик облака Гончих Псов I. Кресты указывают характерные ошибки звездной фотометрии. Положение TRGB указано прямой линией, соответствующие ошибки измерения — прерывистыми.
F814W F814W
22
23
24
25
26
20
21
24
25
20
21
22
3
оэ
и_
23
24
25
21
22
23
3
оэ
и_
24
25
26
0 1 2 0 1 2 0 1 2 0 1 2 F606W-F814W F606W-F814W F606W-F814W F606W-F814W
22
23
’ 24
со 25
26
27
21
22
23
3
4
оэ
и_
24
25
26
22
23
26
27
1 2 3 4 0 1 2 0 1 2
F606W-F814W (mag) F606W-F814W F606W-F814W
0
20
21
22
23
24
25
^24.11
і;1
22
23
24
25
26
27
UGC833^■ ■
К- 24.14
20
21
22
23
24
25
F606W-F814W
0 1 2 F606W-F814W
0 1 2 F606W-F814W
0 1 2 F606W-F814W
Рис. 4. Продолжение.
0 1 2 0 1 2 0 1 2 F606W-F814W F606W-F814W F606W-F814W
Рис. 4. Продолжение.
по результатам фотометрии этих изображений, равен 28m34 ± 0m29 [7]. Однако, экспозиции с WFPC2 (600 с в фильтре F606W и б0о с в фильтре F814W) дают достаточно густое звездное поле, причем вершина ветви красных гигантов расположена всего на 1m выше фотометрического предела. Оценка фотометрического расстояния в гигантских галактиках встречает ряд технических сложностей ввиду наличия внутреннего поглощения и высокой поверхностной яркости. Мы уточнили расстояние до М94, используя более глубокие экспозиции, полученные с HST/ACS (Prop. 10523). В рамках этого проекта были выполнены наблюдения трех полей М94, расположенных далеко от центра галактики, так что влияние упомянутых выше сложностей сводится к минимуму.
Функция светимости RGB-звезд в галактике M 94 оказывается существенно более сложной, чем в обычных карликовых галактиках. Вблизи обрыва
она выходит на протяженное “плато.” Вероятно, это связано со сложной историей звездообразования и обогащения металлами в этой галактике. Такое поведение функции светимости отличается от простого степенного закона, которым обычно описывается ветвь красных гигантов, что делает невозможным использование техники максимального правдоподобия для определения TRGB в галактике М94. Поэтому мы использовали классическую технику выделения границ, описанную в работе [33] и те же современные калибровки метода TRGB [11], что и для остальных галактик.
Наши измерения дают модуль расстояния 28т 14 ± 0т08 и расстояние до гигантской спирали М 94 Б = 4.25 ± 0.15 Мрс. Это значение имеет лучшую точность и хорошо согласуется как с более ранней оценкой, так и с оценками, выполненными [34] по тем же изображениям. В последней
Рис. 5. Трехмерная структура облака Гончих Псов I. Размер шариков обратно пропорционален абсолютной звездной величине галактик. Для наиболее ярких галактик с Ыв < — 16т указаны их названия.
работе приводится модуль расстояния, равный 28т 17 ± 0т 13.
4.2. Расстояние до NGC 5204
В центре галактики ЫСС5204 идет активное звездообразование. Густое звездное поле, большое количество молодых звезд и близость ТНОВ к фотометрическому пределу (около 1т) делают задачу определения расстояния до галактики чрезвычайно сложной. Чтобы избавиться от “засорения” диаграммы большим количеством молодых звезд, а также избежать излишнего влияния тесных звездных полей на результаты фотометрии, для анализа функции светимости НОВ мы отбирали только звезды, находящиеся вдали от областей звездообразования. Данный подход позволил повысить контраст ветви красных гигантов и определить положение ее обрыва. Как и в случае М94, мы использовали метод выделения границ. Модуль расстояния до галактики ЫСС5204
получился равным (т — М)0 = 28т30 ± 0 т 19, что находится в отличном согласии с оценкой (т — М)0 = 28т34 ± 0 т27, полученной в работе [7] по тем же данным.
5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ И ВЫВОДЫ
На Рис. 5 в сверхгалактических координатах показано пространственное распределение галактик, полученное по нашим измерениям расстояний. Размер шариков пропорционален логарифму светимости галактик. Выделяется концентрация галактик вокруг М 94 — ярчайшего члена СУп I.
Сравнение наших оценок расстояний с измерениями других авторов [7, 35—38], показывает очень хорошее согласие при, как правило, лучшей точности (Рис. 6). Повышение точности измерений связано как с более глубокими наблюдениями тех же самых галактик, проведенными в более позднее
Рис. 6. Сравнение расстояний, полученных в данной работе, с более ранними измерениями. Использованы данные из работ [7, 35—38].
время, так и с применением более совершенной методики оценки расстояний.
Хаббловская диаграмма разбегания галактик в направлении Гончих Псов показана на Рис. 7. Отметим, что в предыдущем исследовании структуры этого облака галактик данная область выглядит существенно более “размытой” (Рис. 6 из работы [7]), что не позволяло сделать вывод о вириализованном состоянии этой группы галактик. Более высокая точность наблюдений позволяет нам выделить зону хаотических движений вокруг центра системы. Группа галактик вокруг М94 характеризуется медианной скоростью Рьо = 287 км/с, медианным расстоянием Б = 4.28 Мпк, дисперсией лучевых скоростей а = 51 км/с, скорректированной за ошибки измерений, средним проекционным расстоянием галактик от центра системы (Я) = 455 кпк и полной светимостью Ьв = 1.61 х 1010 Ь®. Масса системы, оцененная по теореме вириала, равна Му1Г = 1.93 х 1012 М®, что соответствует отношению масса—светимость (М/Ь)Ч[Г = 120 (М/Ь)®. Проекционная [39] оценка массы данной системы равна Мр = 2.56 х 1012 М® и, соответствующее отношение масса—светимость (М/Ь)р = 159 (М/Ь)®. Отметим, однако, что время пересечения облака галактик СУп I
Тсг = Нн/с = 6.5 Gyг составляет примерно половину возраста Вселенной Т = 13.7 Gyг. Поэтому вопрос о близости системы к стационарному состоянию требует дополнительного рассмотрения, а использовать теорему вириала для оценки массы системы стоит с определенной осторожностью.
Как было отмечено в работе [7], практически все галактики, расположенные ближе центральной концентрации СУп I, имеют положительные пекулярные скорости и формируют характерную “волну”, вызванную натеканием вещества на массивные группы галактик (см., к примеру, [40]). К сожалению, современные данные о расстояниях галактик, расположенных за исследуемым облаком СУпІ, не позволяют однозначно утверждать о существовании аналогичного натекания с противоположной стороны группы, хотя определенные намеки на это и заметны. Среди наших данных только галактика NGC3738 имеет достаточно глубокую СМД, чтобы измерить расстояние в 5.65 Мпк. По всей видимости, эта галактика “падает” на облако Гончих Псов I с противоположной стороны и обладает большой отрицательной пекулярной скоростью Урес = —95 км/с. Если предположить, что наблюдаемое распределение галактик на хабблов-ской диаграмме на расстоянии менее 3.5 Мпк вызвано гравитационным влиянием группы галактик вокруг М94, мы можем оценить радиус сферы нулевой скорости Н0 = 1.04 ± 0.15 Мпк как среднее между прямой и обратной регрессиями скорости и расстояния галактик. Это соответствует массе Ыи0 = 2.38 х 1012 М© (формула 6 из работы [40]). Данная величина находится в хорошем согласии с проекционной оценкой массы. Анализ пекулярных скоростей галактик поля является независимым от теоремы вириала методом измерения массы систем. Более точная оценка массы облака СУп I должна включать моделирование распределения галактик по пекулярным скоростям и распределению в пространстве.
Полученная нами оценка отношения масса-светимость, (М/Ь)р = 159 (М/Ь)©, для облака галактик СУпІ существенно превышает типичное отношение М/Ьв ~ 30 для близких групп галактик, таких как Местная Группа (М/Ьв = 15-20) и группа М81 (М/Ьв = 19—32) [4і]. Отметим, что по сравнению с хорошо известными близкими группами, такими как Местная Группа (Ьв = 10.1 х 1010Ь©), М81 (Ьв = 6.1 х 1010 Ь©) и Центавр А (Ьв = 5.5 х 1010 Ь©), облако галактик СУпІ (Ьв = 1.61 х 1010 Ь©) содержит в 4-5 раз меньше светящегося вещества, а М 94 как минимум на 1т слабее любой другой центральной галактики этих групп [41]. Тем не менее, концентрация галактик в Гончих Псах может иметь сопоставимую полную массу.
Distance, Mpc
Рис. 7. Диаграмма скорость—расстояние для галактик в области Гончих Псов I. Линейный закон Хаббла с Но = 71 км/(схМпк) обозначен сплошной линией. Галактики внутри 1 Мпк от центра системы выделены темно-серым цветом. Медианное среднее расстояний центральной концентрации показано штриховой линией.
В каталоге групп галактик в Местном Сверхскоплении [42] было показано, что средняя плотность гравитирующей материи на шкале 80 Мпк примерно в 2.5 раза меньше стандартного космологического значения От = 0.27. Одним из вероятных объяснений этой поразительной разницы между глобальной и локальной оценкой плотности Вселенной может быть наличие значительной части темной материи вне вириализованных областей, связанных со светящейся материей. Такие “темные агрегаты” могут быть довольно многочисленны. К примеру, в работе [37] были выделены ассоциации близких карликовых галактик по высокоточным фотометрическим расстояниям, полученным на космическом телескопе Хаббла. Более того, в этой работе было отмечено, что на шкале до 3 Мпк, за исключением галактики ККН 25, все известные галактики объединены либо в группы, либо в ассоциации. Подобные разреженные структуры могут иметь отношение масса—светимость в диапазоне от 100 до 1000 (Ы/Ь)&. В работе [43] было показано, что группы, состоящие исключительно из карликовых галактик, могут быть много-
численны, и они имеют более высокое отношение масса—светимость, чем типичные группы галактик в Местном Сверхскоплении. Возможно, что облако галактик в Гончих Псах представляет собой одну из подобных концентраций темного вещества, в котором отношение темной материи к светящейся существенно превышает аналогичную пропорцию в типичных группах галактик.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарят проф. И. Д. Караченцева за конструктивную дискуссию. Работа была поддержана грантами РФФИ 11-02-00639, и грантом Министерства образования и науки Российской Федерации 8523. Данное исследование также поддерживалось программой Отделения физических наук РАН ОФН-17 “Активные процессы в галактических и внегалактических объектах.” В работе использовалась база данных HypeгLEDA (http://leda.univ-lyon1.fr).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. I. D. Karachentsev, Astrophysics 2, 39 (1966).
2. G. de Vaucouleurs, Nearby Groups of Galaxies (the University of Chicago Press, 1975), p. 557.
3. L. N. Makarova, I. D. Karachentsev, and T. B. Georgiev, Astron. Lett. 23, 378 (1997).
4. N. A. Tikhonov and I. D. Karachentsev, Astronom. and Astrophys. Suppl. 128,325(1998).
5. L. Makarova, I. Karachentsev, L. O. Takalo, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. 128, 459 (1998).
6. I. D. Karachentsev and I. O. Drozdovsky, Astronom. and Astrophys. Suppl. 131, 1 (1998).
7. I. D. Karachentsev, M. E. Sharina, A. E. Dolphin, et al., Astronom. and Astrophys. 398, 467 (2003).
8. K. Kovac, T. A. Oosterloo, and J. M. van der Hulst, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 400, 743 (2009).
9. S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev, Astronom. and Astrophys. 479, 603 (2008).
10. D. Makarov, L. Makarova, L. Rizzi, et al., Astronom. J. 132, 2729 (2006).
11. L. Rizzi, R. B. Tully, D. Makarov, et al., Astrophys. J. 661,815(2007).
12. L. Makarova, Astronom. and Astrophys. Suppl. 139, 491 (1999).
13. V. A. Taylor, R. A. Jansen, R. A. Windhorst, et al., Astrophys. J. 630, 784 (2005).
14. G. de Vaucouleurs, A. de Vaucouleurs, H. G. Corwin, et al., VizieR Online Data Catalog 7155, 0 (1995).
15. L. Makarova, I. Karachentsev, L. Rizzi, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 397, 1672 (2009).
16. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. K. Huchtmeier, and D. I. Makarov, Astronom. J. 127, 2031 (2004).
17. H. Jerjen, R. Rekola, L. Takalo, et al., Astronom. and Astrophys. 380, 90 (2001).
18. T. Bremnes, B. Binggeli, and P Prugniel, Astronom. and Astrophys. Suppl. 137, 337 (1999).
19. A. Begum, J. N. Chengalur, I. D. Karachentsev, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 386, 1667 (2008).
20. K. Kovac;, T. A. Oosterloo, and J. M. van der Hulst, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 400, 743 (2009).
21. C. M. Springob, M. P. Haynes, R. Giovanelli, and B. R. Kent, Astrophys. J. Suppl. 160, 149(2005).
22. J. M. Stil and F. P. Israel, Astronom. and Astrophys. 389, 29 (2002).
23. W. K. Huchtmeier and O. G. Richter, Astronom. and Astrophys. Suppl. 63, 323(1986).
24. W. K. Huchtmeier and J. H. Seiradakis, Astronom. and Astrophys. 143,216(1985).
25. W. G. Tifft and W. J. Cocke, Astrophys. J. Suppl. 67, 1 (1988).
26. C. E. Simpson and S. T. Gottesman, Astronom. J. 120,2975 (2000).
27. A. E. Dolphin, Publ. Astronom. Soc. Pacific 112, 1383(2000).
28. A. E. Dolphin, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 332, 91 (2002).
29. D. J. Schlegel, D. P. Finkbeiner, and M. Davis, Astrophys. J. 500,525(1998).
30. I. D. Karachentsev and D. A. Makarov, Astronom. J.
111,794(1996).
31. I. D. Karachentsev, D. I. Makarov, and E. I. Kaisina, Astronom. J. 145, article id. 101 (2013).
32. B. A. Jacobs, L. Rizzi, R. B. Tully, et al., Astronom. J. 138, 332(2009).
33. S. Sakai, B. F. Madore, and W. L. Freedman, Astrophys. J. 461, 713 (1996).
34. D. J. Radburn-Smith, R. S. de Jong, A. C. Seth, et al., Astrophys. J. Suppl. 195, 18 (2011).
35. I. D. Karachentsev, M. E. Sharina, D. I. Makarov, et al., Astronom. and Astrophys. 389, 812 (2002).
36. I. D. Karachentsev, A. Dolphin, R. B. Tully, et al., Astronom. J. 131, 1361 (2006).
37. R. B. Tully, L. Rizzi, A. E. Dolphin, et al., Astronom. J. 132, 729 (2006).
38. J. J. Dalcanton, B. F. Williams, A. C. Seth, et al., Astrophys. J. Suppl. 183, 67 (2009).
39. J. Heisler, S. Tremaine, and J. N. Bahcall, Astrophys. J. 298, 8 (1985).
40. I. D. Karachentsev, O. G. Kashibadze, D. I. Makarov, and R. B. Tully, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 393, 1265(2009).
41. I. D. Karachentsev, Astronom. J. 129, 178 (2005).
42. D. Makarov and I. Karachentsev, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 412, 2498 (2011).
43. D. I. Makarov and R. I. Uklein, Astrophysical Bulletin 67, 135(2012).
Distances to Dwarf Galaxies of the Canes Venatici I Cloud
D. I. Makarov, L. N. Makarova, R. I. Uklein
We determined the spatial structure of the scattered concentration of galaxies in the Canes Venatici constellation. We redefined the distances for 30 galaxies of this region using the deep images from the Hubble Space Telescope archive with the WFPC2 and ACS cameras. We carried out a high-precision stellar photometry of the resolved stars in these galaxies, and determined the photometric distances by the tip of the red giant branch (TRGB) using an advanced technique and modern calibrations. High accuracy of the results allows us to distinguish the zone of chaotic motions around the center of the system. A group of galaxies around M94 is characterized by the median velocity VLG = 287 km/s, distance D = 4.28 Mpc, internal velocity dispersion a = 51 km/s and total luminosity LB = 1.61 x 1010 Lq. The projection mass of the system amounts to Mp = 2.56 x 1012 Mq, which corresponds to the mass—luminosity ratio of (M/L)p = 159 (M/L)q. The estimate of the mass—luminosity ratio is significantly higher than the typical ratio M/LB ~ 30 for the nearby groups of galaxies. The CVnI cloud of galaxies contains 4—5 times less luminous matter compared with the well-known nearby groups, like the Local Group, M81 and Centaurus A. The central galaxy M94 is at least 1m fainter than any other central galaxy of these groups. However, the concentration of galaxies in the Canes Venatici may have a comparable total mass.
Keywords: galaxies: distances and redshifts—galaxies: dwarf—cosmology: dark matter
