CC BY
5
УДК 524.77; 524.7-54; 524.7-52
СКОПЛЕНИЕ ГАЛАКТИК A2142: ГРАНИЦА ГАЛО, «КРАСНАЯ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ», СВОЙСТВА ГАЛАКТИК
ПО ДАННЫМ SDSS
© 2022 Ф. Г. Копылова1*, А. И. Копылов1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 05 июля 2021 года; после доработки 15 ноября 2021 года; принята к публикации 16 ноября 2021 года
Мы представляем результаты изучения динамики галактик, свойств галактик ранних типов, свойств галактик с подавленным звездообразованием (QGs) в скоплении A2142 по архивным данным Sloan Digital Sky Survey Data (SDSS DR10). Нами найдена наблюдаемая граница гало, «splashback»-радиус Дзр, по интегральному распределению числа галактик от квадрата расстояния от центра, равная 4.12 Мпк(Мг < -20m3)и4.06Мпк(Мг < -21m5). Мы изучили, как галактики ранних типов распределены в центре и в окрестностях скопления (R/R200<3, Mr < -20 m3), построили «красную последовательность» в форме (g - r) = (-0.024 ± 0.001)Mr + (0.441 ± 0.005). Среди всех галактик скопления галактик с подавленным звездообразованием, QGs, (-12 yr-1 < lg sSFR < 10.75 yr-1) составляют примерно одну треть. Нами найдено, что доля QGs за «splashback-радиусом Rsp такая же, как в поле на тех же z с координатами центра 16 h5,31° и размером 300'. У галактик со звездными массами lg М*/М© = [10.5; 11.0] — это основной диапазон масс QGs — при попадании в скопление наблюдается уменьшение радиусов Rg0,r примерно на 30% при движении к центру.
Ключевые слова: галактики: скопления: общие сведения — галактики: эволюция — галактики: звездообразование — галактики: скопления: отдельные: A 2142
1. ВВЕДЕНИЕ
Скопления галактик — самые большие гравитационно-связанные системы во Вселенной — являются основными объектами наблюдательной космологии (Vikhlinin et al. 2014), позволяющими изучать иерархический рост структур. Для подобных исследований одной из наилучших целей в локальной Вселенной (z < 0.1) является скопление A 2142 c самой большой светимостью в рентгеновском диапазоне и с большим количеством групп галактик в его окрестностях, которых оно притягивает. При наблюдениях скопления в рентгеновском диапазоне (Chandra, XMM-Newton) найдены множественные концентрические холодные фронты поверхностной яркости (Markevitch et al. 2000, Rossetti et al. 2013), которые указывают на плещущуюся активность ядра (Markevitch and Vikhlinin 2007, Tittley and Henriksen 2005) (a core sloshing activity), тянущуюся до 1 Mpc от центра скопления (Rossetti et al. 2013). В радиодиапазоне (наблюдения на LOFAR и VLA) обнаружено двухкомпонентное радиогало (Venturi et al. 2017). Eckert et al. (2014)также нашли признаки аккреции
E-mail: flera@sao.ru
газа и галактик на скопление: была открыта группа галактик на расстоянии 1.5 Mpc на северо-восток от основной системы.
Центральная область скопления изучена в оптическом диапазоне. В Owers et al. (2011) в распределении галактик около скопления (до 2 Mpc) выделили несколько субскоплений, падающих на него. Einasto et al. (2020) показали, что скопление A 2142 представляет собой результат слияний групп галактик в прошлом и настоящем. Liu et al. (2018) нашли в пределах 3.5 Мпк 19 субскоплений и изучили множественные слияния более мелких подсистем с основным скоплением, повлиявшие на его комплексную динамику. Кроме того, в указанной работе найдены кольца газа возле двух холодных фронтов, открытых в рентгеновской области. Скорости колец превышают среднюю лучевую скорость скопления на 810 ± 330 км с-1 и 660 ± 300 км с-1. Эти особенности газа Liu et al. (2018) объясняют в рамках модели плещущейся активности ядра (a core sloshing activity).
Целями данной работы являются определение границы скопления A 2142 и характеристик входящих в него галактик: долей галактик ранних типов на «красной последовательности» и галактик
Таблица 1. Некоторые характеристики А 2142
a, kmc 1 Rc, Мрс Й200, Мрс Дзр,МРС Nz Zh М200, ю14 Mq bo.l-2.4keV, 1044 ergs 1
963 ± 70 1.52 2.28 4.12 191 0.090135 14.82 ±3.23 10.58
с подавленным звездообразованием вдоль нормированного радиуса, а также выявление изменений радиуса Rg0;r галактик вдоль радиуса скопления.
Работа выполнена нами с привлечением данных каталога SDSS (Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 (Abazajian et al. 2009), 10 (Aihara et al. 2011)), и NED (NASA Extragalactic Database). Статья организована следующим образом. В разделе 2 описана процедура измерения динамических характеристик скопления галактик и определения его окрестностей. В Разделе 3.1 представлена построенная последовательность «цвет—величина» галактик ранних типов системы, приведены оценка доли галактик ранних типов вдоль радиуса и их характеристики при фиксированной звездной массе, дано сравнение этой доли со значениями, полученными для объектов поля. В разделе 3.2 рассмотрен удельный темп звездообразования галактик, найдены галактики с подавленным звездообразованием (QGs). Определена доля QGs вдоль радиуса при фиксированной звездной массе галактик, даны их характеристики и приведено сравнение с удельным темпом звездобразования в поле. В разделе 4 перечислены основные результаты. В работе мы использовали следующие космологические параметры: Qm = 0.3, Ол = 0.7, H0 = 70 км с-1 Мпк-1.
2. ДИНАМИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ
Полнота изучаемого нами скопления галактик определяется полнотой спектральных данных каталога SDSS. Strauss et al. (2002) при отборе галактик (The Main galaxy sample) применили следующие условия: rPet < 17m77 и
) < 24m5 угл. сек.-2, где rPet — петросянов-ская звездная величина галактики в фильтре r, исправленная за поглощение в Галактике, а ) — петросяновская средняя поверхностная яркость, соответствующая эффективному радиусу. При выполнении этих условий полнота галактик SDSS составила 99%, а для ярких галактик — 95%.
Обычно при изучении скоплений галактик для повышения спектральной полноты ярких галактик при отсутствии в SDSS измерений их лучевых скоростей мы добавляли данные из базы NED. Если таких измерений не было и в NED, мы отбирали яркие галактики ранних типов «красной последовательности» в качестве вероятных членов скоплений
(от одной до пяти галактик) по диаграммам «цвет-величина» ((u — r),Mr; (g — r),Mr; (r — i),Mr) (Kopylova and Kopylov 2018; 2019).
Определение динамических характеристик системы галактик: лучевой скорости, дисперсии лучевой скорости, массы выполнено для области радиусом R200C. Радиус R200C (далее R200) — это эмпирический радиус, в пределах которого плотность в системе превышает критическую плотность Вселенной в 200 раз и его можно оценить по формуле Д200 = л/Зсг/(10H(z)) Мпк (Carlberg et al. 1997). Тогда, предполагая, что в пределах этого радиуса скопление вириализовано, M200 ~ Mvjr, находим массу M200 = 3G-1 R200ct|00. То есть измеряемая нами масса скопления M200 а а3. Массу M200, заключенную в области радиусом R200, можно определить непосредственно через критическую плотность, которая зависит от z:
4 3
М200 = -7тЩ00 х 200рс.
В модельных расчетах часто используется радиус R200m — это радиус, в пределах которого плотность в системе превышает среднюю плотность Вселенной в 200 раз.
Основные параметры скопления для области радиусом R200 (по данным SDSS DR7) — дисперсия лучевых скоростей галактик, радиусы (Rc, R200, Rsp), гелиоцентрическое красное смещение, динамическая масса, рентгеновская светимость — с соответствующими ссылками приведены нами в статье Kopylov and Kopylova (2015) и представлены в колонках таблицы 1. Наши оценки R200 и M200 для скопления хорошо согласуются с данными из работы (Tchernin et al. 2016), в которой собраны результаты определения этих параметров разными методами, отличными от нашего.
Детальнее охарактеризовать структуру и кинематику A 2142, а также его ближайших окрестностей позволяют представленные на панелях рис. 1: (a) — отклонение лучевых скоростей галактик — членов скопления и галактик, отнесенных к фону — от средней лучевой скорости в зависимости от квадрата радиуса (расстояния от центра скопления); (b) — интегральное распределение числа галактик в зависимости от квадрата радиуса; (c) — расположение галактик в плоскости неба в экваториальных координатах; (d) — гистограмма распределения лучевых скоростей всех галактик в пределах радиуса R200.
Рис. 1. Распределение галактик в скоплении А 2142: (а) — отклонение лучевых скоростей галактик от средней лучевой скорости скопления, определенной по галактикам в пределах радиуса Я200. Горизонтальные штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.7^, вертикальными штриховыми линиями отмечены радиусы Я200 (короткие штрихи), Яс (длинные штрихи), штрихпунктирной линией показан радиус Язр. Кружками большего размера отмечены галактики ярче МК + 1 = —24т, плюсами — галактики заднего фона, крестиками — галактики переднего фона. (Ь —интегральное распределение полного числа галактик (верхняя кривая) в зависимости от квадрата расстояния от центра группы. Нижняя кривая соответствует галактикам ранних типов «красной последовательности» (—0.075 < (д — г) < 0.075) ярче Мг < —20т3. Кружки соответствуют галактикам, обозначенным кружками на панели (а), звездочки — галактикам фона. (с) —распределение на небе в экваториальной системе координат галактик, которые представлены на панели (а) (обозначения те же). Кругами выделены области с радиусами Яс, Я200 (штриховая линия) и радиусом Язр (штрихпунктирная линия). Область исследования ограничена кругом с радиусом 3.5Я200 (сплошная линия). Большими плюсом и крестами отмечены соответственно центр скопления (ярчайшая галактика БС01 с Мг = —23т82), и две другие ярчайшие галактики (БС02 с Мг = —23т49, БСО3 с Мг = —23т27). (ё) —распределение по лучевым скоростям всех галактик в пределах радиуса Я200 (сплошной линией для членов скопления показана гауссиана, соответствующая дисперсии лучевых скоростей скопления). Сплошная вертикальная линия указывает среднюю лучевую скорость скопления, штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.7^.
Отметим (см. рис. 1a), что скопление расположено вдоль луча зрения, за исключением группы галактик с cz < 2500 км с-1 в нижней части панели. На рис. 1b приведен профиль скопления в проекции (интегральное распределение числа галактик в зависимости от квадрата радиуса от центра). Он показывает, что у скопления сначала наблюдается крутой рост числа галактик, а затем число галактик, расположенных за пределами вириализован-ной области, растет линейно (прямая линия на рисунке). В нашей статье Kopylov and Kopylova (2015) был определен ограничивающий гало скопления радиус Rh, который позднее мы отождествили со «splashback-радиусом. При более детальном рассмотрении оказалось, что для массивных скопле-
ний галактик типа A 1656, A 2142 надо использовать 3—4 радиуса R200, чтобы найти точку выхода распределения на линейный участок. Поэтому в данной работе мы взяли 3.5R200, что примерно равно 8 Mpc, и переопределили для скопления A 2142 радиус Rsp. В скоплении A 2142 радиус Rsp = 4.12 Мпк (Mr < -20m3), Rsp/R200c = 1.81 или Rsp/R200m = 1.13. По более ярким галактикам с Mr < -21m5 мы нашли Rsp = 4.06 Мпк. Согласно результатам статьи (см. Kopylova and Kopylov 2022, рис. 5), для скопления A 2142 справедлива следующая зависимость:
lg Rsp = (0.24 ± 0.03) lg LX - (7.39 ± 0.33).
-23.0
-21.0
-1—ï—р—1—Г"
^ о I ; (Ь)
I
-4.0
j_I_i__l_i_L
0.0
Mr
1.0 2.0
3.0
1-1-р-1-Г
f* V«-
J_I_i_Ll_I_L
0.0 1.0 2.0 3.0
R/R200
Рис. 2. (а) — зависимость «цвет—абсолютная звездная величина» скопления галактик А2142. Галактики «красной последовательности» (Я8) (-0.075 < (д — г) < 0.075): показаны заполненными кружками. (Ь) и (с) — фазовые диаграммы «скорость—радиус», где скорость является отношением разности лучевых скоростей галактик и средней лучевой скорости скопления к дисперсии лучевых скоростей, а Я/Я2оо — расстояние галактики от центра скопления, нормированное на радиус Я200. Штриховой и штрихпунктирной линиями показаны соответственно радиусы Я2оо и Дзр. Заполненные кружки на панели (Ь) — Я8-галактики, как и на панели (а). На панели (с) заполненные кружки соответствуют галактикам с подавленным звездообразованием (—3 Оуг-1 < ^ < —1.75 Оуг-1). Наклонные
штриховые линии — модельные расчеты из БагеапИ е! а1. (2018)) — отделяют вириализованные члены скопления.
На рис. 1 линией с короткими штрихами показан радиус вириализованной области R200, линией с длинными штрихами — радиус центральной области, штрихпунктирная лини соответствует «splashbaek^-радиусу Rsp, за которым крутой рост числа членов скопления сменяется линейным. На рис. 1 ниже также показано распределение ярких галактик ранних типов (на этих z нами оценена для A 2142 предельная Mr, примерно равная 0 m3, по которой этот радиус уточнен). Наблюдаемый радиус Rsp (как правило, Rsp > R200) является радиусом апоцентра первых орбит галактик, на который вылетают галактики из вириализованной области после первого прохождения через центр скопления. То есть радиус Rsp отделяет большинство галактик, которые впервые падают на скопление, от коллапсирующих галактик, которые уже участвуют в установлении вириального равновесия. В работе Haines et al. (2013, рис. 13) приведено расположение галактик всех видов, в том числе вылетевших из скопления, на фазовой диаграмме, полученное в результате моделирования скоплений галактик.
Нами измерены радиусы Rsp для выборки из 157 скоплений галактик. Они варьируются в диапазоне от 1.02R200 до 3.64R200 в зависимости от динамической массы и рентгеновской светимости (Kopylova and Kopylov 2022) и в среднем равны 1.54R200.
3. ВЫБОРКИ ГАЛАКТИК И ИХ СВОЙСТВ 3.1. Галактики ранних типов
Известно, что основным населением скоплений галактик на малых красных смещениях (0 < z < 0.1) являются галактики ранних типов,
которые располагаются в основном в центральных вириализованных областях и являются самыми яркими членами. Галактики ранних типов подчиняются зависимости между цветом и звездной величиной, «цвет—величина», называемой «красной последовательностью» (RS). В группах и скоплениях галактик RS имеет небольшой разброс, поскольку галактики находятся на одном расстоянии. Нами найдено, что такие галактики в вириализованных областях скоплений галактик (например, в сверхскоплениях галактик Hercules и Leo) составляют порядка 60—70% среди галактик ярче MK = -23m3 (Kopylova and Kopylov 2013).
Галактики ранних типов в данной работе отобраны по следующим критериям (фильтр r):
• fracDeV > 0.8, где параметр fracDeV (по каталогу SDSS) характеризует вклад балджа в профиль поверхностной яркости галактики;
• индекс концентрации c > 2.6, где c = r90/r50 (равен отношению радиусов, ограничивающих 90% и 50% потоков Петросяна).
Кроме того, мы сделали ограничения по цвету (и — r), чтобы исключить спиральные галактик: Д(и — r) > —0.2, которое следует из полученной нами зависимости цвета (u — r) oт абсолютной звездной величины (u — r) = — 0.108Mr + 0.63 c 2a = 0.2. Можно также сделать ограничения по цвету (g — r), чтобы сузить RS: Д|(g — r)|> 0.075. Мы взяли цвета галактик из каталога SDSS, вычисленные по модельным звездным величинам, исправленным за поглощение в Галактике.
Полученная для скопления A 2142 RS показана на рис. 2а на фоне остальных галактик. На рис. 2b приведена фазовая диаграмма скопления галактик
Таблица 2. Скопление A 2142: галактики ранних типов на RS и их свойства вдоль радиуса
Properties 0-0.25Й2ОО 0— 1Д200 1—2i?200 2—ЗД200 0-li?sD 1 ЗД200 Field
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
fracm 0.51 ±0.14 0.50 ±0.06 0.35 ±0.05 0.27 ±0.05 0.44 ±0.04 0.26 ±0.05 0.27 ±0.03
fracE2 0.78 ± 0.19 0.61 ±0.07 0.36 ±0.05 0.29 ±0.06 0.51 ±0.05 0.28 ±0.05 0.30 ±0.04
Age, Gyr 9.48 ±0.20 9.38 ±0.07 9.32 ±0.09 9.60 ± 0.16 9.35 ±0.06 9.60 ± 0.14 9.94 ± 0.11
Mr —20.76 ±0.10 -20.79 ±0.04 -20.82 ±0.04 -20.78 ±0.09 -20.81 ±0.03 -20.78 ±0.08 -20.71 ±0.03
4{z/zQ) -0.26 ±0.02 -0.24 ±0.01 —0.28 ± 0.01 -0.31 ±0.01 —0.26 ± 0.01 -0.31 ±0.01 -0.25 ±0.02
(g-r) 0.96 ± 0.01 0.94 ±0.01 0.92 ± 0.01 0.92 ± 0.01 0.93 ± 0.01 0.92 ± 0.01 0.92 ± 0.01
Re, kpc 2.73 ±0.40 2.84 ± 0.14 3.03 ± 0.17 2.88 ±0.25 2.92 ± 0.11 2.84 ±0.23 2.58 ± 0.12
в проекции, где AV/ct — отношение разности лучевых скоростей галактик и средней лучевой скорости скопления к дисперсии лучевых скоростей, R/R200 — расстояние галактики от выбранного центра скопления, нормированное к радиусу R200. В качестве центра системы галактик нами взята самая яркая галактика, координаты которой близки к координатам центра рентгеновского излучения. Заполненными кружками показаны галактики RS в пределах радиуса 3.5R/R200 (рис. 2a), пустыми кружками отмечены остальные галактики. Штриховая модельная линия (Barsanti et al. 2018, Oman et al. 2013) примерно ограничивает вириализован-ные члены скопления. В качестве членов скопления за пределами радиуса R200 нами взяты галактики с —2 < AV/ct < 2, поэтому падающая группа галактик (рис. 1) c Acz около —2500 км с-1 на фазовой диаграмме не приведена.
Некоторые характеристики галактик ранних типов и оценки их доли /racE вдоль радиуса скопления приведены в таблице 2. В первой строке представлены результаты для выборки галактик на RS, ограниченной цветом A|(g — r)| < 0.075, как в работах Kopylova and Kopylov (2018; 2019), выполненных по 40 близким скоплениям галактик c z < 0.045. Во второй строке даны результаты без ограничения по (g — r). Всего в скоплении A 2142 (R/R200 < 3) нами найдено 214 галактик ранних типов на RS. Если ввести ограничения по цвету (g — r), то получим 189 галактик. Можно отметить, что доли галактик ранних типов на RS изменяются вдоль радиуса скопления A 2142 аналогичным образом, как и в среднем у близких скоплений галактик (Kopylova and Kopylov 2019). Для того, чтобы сравнить полученные результаты по очень богатому скоплению A 2142 с результатами для низкоплотных области вблизи скопления, мы взяли на тех же красных смещениях (0.0815 < z < 0.0988) поле размером 300' с координатами центра (16h5,31°). При таком же от-
боре галактик ранних типов (и с учетом того же условия Mr < —20m3), как и для скопления, мы получили, что в поле доля галактик ранних типов равна 0.28 ± 0.05. Это согласуется со значениями, приведенными в таблице 2 для области за пределом Rsp = 1.81R200 или в пределах 2—3R/R200. В этой таблице также даны средние характеристики галактик ранних типов для основного диапазона звездных масс lgM*/MQ = [10.5; 11.0]. Можно отметить, что возраст галактик (в SDSS DR10 определяется как взвешенный по массе средний возраст звездного населения в Gyr) незначительно уменьшается, средний эффективный радиус растет на 10%, средняя металличность (Z© = 0.019) звездного населения изменяется незначительно за пределами радиуса скопления R200. Можно также отметить, что галактики ранних типов в центре скопления более красные, эффективный радиус у них меньше, они старше и более богаты металлами, чем галактики в пределах радиуса 1—2R200. Характеристики галактик за радиусом Rsp отличаются от значений, приведенных для поля. Галактики в поле незначительно старше, более богаты металлами и радиус Re у них меньше. Построенная по 214 галактикам RS описывается выражением
(g — r) = —0.023(±0.003)Mr + 0.455(±0.067)
c rms = 0.032. В пределах ошибок форма и нуль-пункт практически не изменяются с радиусом скопления.
3.2. Галактики с подавленным звездообразованием
Так называемая «главная последовательность» («main sequence») связывает темп звездообразования спиральных галактик со звездной массой. В результате истощения газа в галактиках темп звездообразования падает, и галактика движется к пассивному состоянию, проходя через промежуточное состояние, которое характеризуется подавленным звездообразованием.
В пределах скоплений галактик действуют разные механизмы, приводящие к подавлению звездообразования. В центральных областях это приливные эффекты, в результате воздействия которых галактики лишаются газа, звезд и темной материи (например, Mayer et al. (2006)). Некоторые из галактик теряют вещество, находясь в составе мелких групп галактик, еще до попадания в скопление, то есть они испытывают «предварительную обработку», «pre-processing» (см., например, Haines et al. (2018), Poggianti et al. (1999), Wetzel et al. (2013).
На рис. 1c можно заметить, что изучаемое нами богатое скопление A 2142 окружено множеством групп галактик, в которых, вероятнее всего, происходит «pre-processing» галактик. Ранее, в работе Kopylova and Kopylov (2019), для 40 близких скоплений галактик (0.02 < z < 0.045) мы получили, что даже в пределах радиуса 2 < R/R200 < 3 (в окрестности рассмотренных скоплений) доля галактик с подавленным звездообразованием на 27% больше, чем в поле.
Удельный темп звездообразования sSFR в галактике определяется через интегральный темп звездообразования, поделенный на ее звездную массу, sSFR = SFR/M*. В каталоге SDSS DR10 приведены результаты определения удельного темпа звездообразования, звездная масса галактик и другие параметры галактик, которые получены подгонкой моделей FSPS (Conroy et al. 2009) к SDSS-фотометрии в фильтрах u, g, r, i, z. Нами использованы исправленные за поглощение модельные величины и версия «early-star formation with dust». В распределении галактик по удельному темпу звездообразования lg sSFR обычно находят минимум, отделяющий галактики c активным звездообразованием (active galaxies), от галактик, у которых оно подавлено (quenched galaxies—QGs) (Wetzel et al. 2012). Вообще, распределение галактик по удельному темпу звездообразования lg sSFR имеет длинный хвост, тянущийся в область галактик без звездообразования (passive galaxies). B наших работах (Kopylova and Kopylov 2018; 2019) мы отобрали QGs и «passive»-галактики, исходя из условия lg sSFR < -10.75 yr-1. Если исключить из выборки галактики без звездообразования (lg sSFR < -12 yr-1, согласно Oemler et al. (2017)), останутся галактики с подавленным звездообразованием, то есть удовлетворяющие условию -12 yr-1 < lg sSFR < -10.75 yr-1.
В исследуемом скоплении A 2142 (R/R200 < 3) мы нашли 188 галактик с подавленным звездообразованием, из них 147 являются галактиками ранних типов с параметром fracDeV > 0.8, остальные 41 — галактики позднего типа. Из
188 галактик 120 имеют звездные массы в пределах lg M*/M© = [10.5; 11.0], у 61 галактики lg M*/MQ = [11.0; 11.5], и еще семь не входят в этот диапазон, то есть изучаемые нами галактики относятся к массивным (lg M*/M© > 10.5).
На рис. 2с заполненными кружками показаны QGs на фоне остальных галактик. В таблице 3 в первой строке даны суммарные доли QGs и пассивных галактик (аналогично статье (Kopylova and Kopylov 2019)), во второй строке приведены только доли QGs вдоль радиуса скопления A 2142. Можно отметить, что доля QGs (включая пассивные) максимальна в центральной области, несколько меньше в пределах R200 и падает примерно на 35% за Rsp = 1.81R200. За «splashback-радиусом мы имеем такое же количество QGs, как в поле 0.58 ± 0.10 (285 галактик из 491, Mr < —20m3). В то же время доля QGs без пассивных галактик (вторая строка таблицы 3) минимальна в центре, максимальна в пределах радиуса R200 и уменьшается за радиусом Rsp на 28% по сравнению с вириализованной областью скоплений галактик (0-1R200). Нами получено, что и в поле таких галактик примерно то же количество: 0.31 ± 0.09, 151 галактика из 491 (Mr < —20m3). Среди QGs доля галактик поздних типов, выявленных по параметру fracDeV, незначительна и составляет 22%. В центре скопления R < 0.25R/R200 мы нашли всего три галактики. В таблице 4 приведены некоторые характеристики QGs поздних и ранних типов в скоплении и в поле при фиксированной звездной массе lg M*/M© = [10.5; 11.0]: возраст звездного населения, металличность, цвет (g — r), индекс концентрации c, доля балджа. В последнем столбце таблицы показаны параметры галактик поля (для 52 галактик поздних типов и 48 — ранних). Можно отметить, что галактики поздних типов, попав в скопление (в пределы R200), становятся более красными, более компактными и похожими на галактики ранних типов: растет индекс концентрации c от 2.39 за Rsp до 2.56, доля балджа fracDeV значительно увеличивается, с 0.36 до 0.56 (или на 36%). У галактик ранних типов существенных изменений параметров не наблюдается. Если сравнивать эти параметры QGs (для такого же диапазона масс звезд) с аналогичными из более низкоплотной области (поля), то можно сделать следующий вывод. В области скопления (R < Rsp) QGs поздних типов имеют больший размер балджа, более красный цвет и значительно более низкую металличность по сравнению с галактиками поля.
В работе Kopylova and Kopylov (2020) мы рассмотрели изменения комбинированного (stacked) радиуса Петросяна у галактик в 40 близких
Таблица 3. Скопление A2142: доля галактик с подавленным звездообразованием вдоль радиуса
Fraction 0-0.25Й2ОО 0—li?200 1—2i?200 2—3i?200 0-1Дзр 1 Дзр-3i?200 Field
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
fracq 1 0.92 ±0.22 0.85 ±0.09 0.65 ±0.08 0.63 ±0.09 0.78 ±0.06 0.60 ±0.08 0.58 ±0.10
fracq2 0.30 ±0.10 0.42 ±0.06 0.39 ±0.06 0.32 ±0.06 0.42 ±0.04 0.30 ±0.05 0.31 ±0.09
Таблица 4. Скопление A2142: параметры галактик с подавленным звездообразованием вдоль радиуса (^ М*/М© = [10.5, 11.0]); для галактик поздних и ранних типов раздельно
Properties 0-0.25Й2ОО 0—li?200 1—2i?200 2—3i?200 0-1 Rsp 1 Дзр-3i?200 Field
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
С (i?90,r/Й50,г) 2.65 ± 0.01 2.56 ±0.07 2.53 ±0.06 2.39 ±0.07 2.54 ±0.04 2.39 ±0.07 2.45 ±0.03
fracDeV 0.78 ±0.01 0.56 ±0.08 0.55 ±0.03 0.36 ±0.08 0.55 ±0.04 0.36 ±0.08 0.41 ±0.04
(.g - r) 0.94 ±0.01 0.89 ± 0.01 0.86 ±0.01 0.89 ±0.03 0.88 ± 0.01 0.89 ±0.03 0.80 ±0.01
Age, Gyr 8.88 ±0.28 8.66 ±0.08 8.81 ±0.14 8.70 ±0.12 8.74 ±0.08 8.70 ±0.12 8.91 ±0.06
HZ/Ze) —0.28 ± 0.01 -0.31 ±0.02 -0.32 ±0.03 -0.23 ±0.09 -0.32 ±0.02 -0.23 ±0.09 -0.08 ±0.03
С (i?90,r/Й50,г) 2.69 ±0.03 2.95 ±0.07 2.86 ±0.04 2.85 ±0.06 2.90 ±0.04 2.86 ±0.05 2.86 ±0.02
fracDeV 0.90 ±0.04 0.95 ± 0.01 0.94 ±0.01 0.97±0.01 0.95 ± 0.01 0.97±0.01 0.96 ±0.01
(.g - r) 0.94 ±0.03 0.91 ±0.01 0.89 ±0.01 0.90 ±0.01 0.90 ±0.01 0.89 ±0.01 0.85 ±0.01
Age, Gyr 8.87 ± 0.16 8.92 ±0.05 8.85 ±0.05 8.90 ±0.06 8.89 ±0.04 8.89 ±0.05 9.02 ±0.05
HZ/ZQ) -0.27 ±0.04 -0.25 ±0.02 —0.29 ±0.01 -0.29 ±0.02 —0.27 ± 0.01 -0.29 ±0.02 -0.24 ±0.02
(0.2 < г < 0.45) скоплениях галактик. Для диапазона масс ^ М*/М© = [10.5; 11.0] оказалось, что у галактик поздних типов радиус Ядо,г при движении внутрь скоплений уменьшается примерно на 13%, а у галактик ранних типов — на 11%.
В данной работе мы также изучили изменение среднего радиуса Петросяна Яд0)Г галактик скопления Л 2142 вдоль его радиуса для такого же диапазона звездных масс.
На рис. 3 показано изменение радиуса Яд0)Г галактик с подавленным звездообразованием,членов скопления Л 2142, вдоль нормированного радиуса Я/Я200. Сплошная линия соответствует галактикам поздних типов (/тавОвУ < 0.8), штриховая — галактикам ранних типов (/тавОвУ > 0.8). Такими же горизонтальными линиями показаны значения для галактик поля. Можно сделать следующие выводы. В центральной области Л 2142 РОб мало, но они есть. Возможно, это результат проекции галактик, не принадлежащих скоплению. У галактик поздних и ранних типов, попадающих в ви-риализованную область скопления (Я < К/К200), радиусы Яд0,г постепенно уменьшаются к центру примерно на 30%. Причем можно заметить (рис. 3), что галактики ранних типов имеют максимальный
радиус R90,r вблизи «splashback-радиуса, для галактик поздних типов этого не наблюдается. Таким образом, в богатом скоплении A 2142 все галактики с подавленным звездообразованием при массе lg M*/MQ = [10.5; 11.0] показывают значительные уменьшения радиусов.
Поскольку скопление A 2142 очень массивное и на него падает много групп галактик и отдельных галактик даже возле радиуса 3.5R/R2оо (можно видеть на рис. 2), QGs имеют радиусы R90,r несколько меньшие, чем в поле, хотя и в пределах ошибок. Также мы не обнаруживаем эффекта, найденного нами в статье Kopylova and Kopylov (2020) для близких скоплений галактик, когда комбинированные радиусы R90,r галактик поздних типов максимальны вблизи среднего комбинированного «splashback-радиуса скоплений. Видимо, причина в том, что в A 2142 мы имеем дело только с массивными галактиками (Mr < -20m3), в то время как в работе Kopylova and Kopylov (2020) в близких скоплениях нами изучены в основном более слабые и менее массивные галактики с Mr > -20m3. Их в 1.5 раза больше, чем массивных галактик. То есть найденный нами эффект (хотя на этом не сделан акцент в работе Kopylova and Kopylov (2020)) проявляется в основном у галактик меньшего размера,
Рис. 3. Средний радиус Петросяна Rgo,r в килопарсеках галактик c массами lg М*/М© = [10.5; 11.5] в зависимости от нормированного радиуса R/R200. Штриховая ломаная линия соответствует галактикам ранних типов (fracDeV > 0.8), cплошная — галактикам поздних типов с fracDeV < 0.8. Средние значения R90,r, полученные по галактикам поля, ранних и поздних типов, отмечены горизонтальными линиями того же вида. Вертикальными отрезками показаны средние ошибки измерений радиусов. Вертикальная линия соответствует радиусу Rsp скопления.
поскольку они легче поддаются разрушению в поле действия скоплений галактик. Известно, что вблизи радиуса Rsp происходит скучивание галактик и газа (Adhikari et al. 2014), что влечет за собой ускорение темпов изменения галактик.
Скопления галактик можно рассматривать как лаборатории, где происходят трансформации галактик. В работах Cebrian and Trujillo (2014), Poggianti et al. (2013) показано, что галактики ранних типов в скоплениях меньше размером, чем в поле. Matharu et al. (2019), например, получили, что увеличение размеров пассивных и звездооб-разующих галактик (z~1) в поле по сравнению со скоплениями можно объяснить столкновением и слиянием галактик. Hamabata et al. (2019) нашли радиус скопления (r порядка 0.2h-1 Mpc, где h = 0.7), в пределах которого трансформации спиральных галактик наиболее эффективны.
В работе Pranger et al. (2017) показано, как окружающая среда влияет на спиральные галактики. Для выборки из 700 галактик (z < 0.063, данные SDSS) получено, что размеры спиральных
галактик, по радиусу Re как параметру, на 15% меньше в скоплениях, чем в поле, а параметр
Серсика (Sersic) на 15% больше. Кроме того, цвет галактик (g — r) краснее в скоплениях.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ И ВЫВОДЫ
По данным каталога SDSS для самого яркого в рентгеновской области в местной Вселенной скопления галактик A 2142 нами рассмотрено как меняется: а) вдоль радиуса (в проекции) доля галактик ранних типов; б) доля галактик с подавленным звездообразованием в пределах ближайшей окрестности (до 3R/R200) в сравнении с данными для поля. В работе Kopylova and Kopylov (2020) были показаны изменения доли QGs в зависимости от звездной массы галактик. Массивные галактики ранних типов, как правило, располагаются в центре скопления галактик (Kopylova and Kopylov 2020). Составленная нами выборка QGs имеет звездные массы в диапазоне lgM*/M0 = [10.5; 11.5] (64% из них в диапазоне lg M*/M0 = [10.5; 11.0]), то есть это массивные и яркие галактики. Нами приведены некоторые, полученные в указанной работе, характеристики этих галактик.
Ключевыми результатами этой работы являются следующие:
1. По наблюдаемому профилю скопления — интегральному распределению числа галактик в зависимости от квадрата расстояния от центра — найден «splashback»-радиус Rsp, который совпадает с апоцентрами орбит большинства галактик, уже побывавших в центре системы. Радиус Rsp скопления A 2142 равен 4.12 Mpc, Rsp/R200c = 1.81 для критической плотности или Rsp/R200m = 1.13 для средней плотности Вселенной.
2. Форма зависимости «цвет-величина» («красной последовательности» RS) не меняется в пределах рассмотренных диапазонов радиуса скопления (таблица 2). Мы получили RS в виде
(g — r) = —0.024(—0.023)Mr + 0.441(0.442).
Приведены коэффициенты формы и нуль-пункта для области с радиусом Rsp и за его пределами (в скобках). Доля галактик ранних типов за пределами Rsp равна значению для низкоплотной области, в качестве которой взято поле с координатами (16 h5, 31°) и радиусом 300' на тех же z. Галактики ранних типов в центре скопления являются более красными, имеют меньший эффективный радиус Re, старше и более богаты металлами, чем за пределами вириального радиуса, 1—2R200 (таблица 2).
3. Доля галактик с подавленным звездообразованием ( — 12 yr-1 < lg sSFR < —10.75 yr-1) уменьшается на 28% за радиусом Rsp по сравнению с радиусом R200 и становится такой же, как в поле. Среди QGs только 22% являются галактиками поздних типов. Нами получено, что у таких галактик растут и индекс
концентрации, и доля балджа по направлению к центру скопления, то есть они становятся похожими на галактики ранних типов.
4. Найдено, что характеристики галактик с подавленным звездообразованием со звездной массой lg M*/M© = [10.5; 11.0] при попадании в богатое массивное скопление A 2142 сильно изменяются. Радиусы Rgo,r галактик поздних и ранних типов уменьшаются примерно на 30% в центре скопления по сравнению с радиусами вблизи границы гало скопления.
БЛАГОДАРНОСТИ
В работе использованы базы данных NASA/IPAC Extragalactic Database (NED, http://nedwww. ipac.caltech.edu), Sloan Digital Sky Survey (SDSS, http: //www. sdss . org).
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1.K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy, M. A. Agüeros, et al., Astrophys. J. Suppl. 182 (2), 543 (2009).
2. S. Adhikari, N. Dalal, and R. T. Chamberlain, Journal of
Cosmology and Astroparticle Physics 2014 (11), 019 (2014).
3. H. Aihara, C. Allende Prieto, D. An, et al., Astrophys. J.
Suppl. 193 (2), 29(2011).
4. S. Barsanti, M. S. Owers, S. Brough, et al.,
Astrophys. J. 857 (1), 71 (2018).
5. R. G. Carlberg, H. K. C. Yee, and E. Ellingson,
Astrophys. J. 478 (2), 462 (1997).
6. M. Cebrian and I. Trujillo, Monthly Notices Royal
Astron. Soc. 444 (1), 682 (2014).
7. C. Conroy, J. E. Gunn, and M. White, Astrophys. J.
699 (1), 486 (2009).
8. D. Eckert, S. Molendi, M. Owers, et al., Astron. and
Astrophys. 570, A119 (2014).
9. M. Einasto, B. Deshev, P. Tenjes, et al., Astron. and
Astrophys. 641, A172 (2020).
10. C. P. Haines, A. Finoguenov, G. P. Smith, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 477 (4), 4931 (2018).
11. C. P. Haines, M. J. Pereira, G. P. Smith, et al., Astrophys. J. 775 (2), 126(2013).
12. A. Hamabata, T. Oogi, M. Oguri, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 488 (3), 4117 (2019).
13. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 70 (3), 243 (2015).
14. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astronomy Letters 39 (1), 1 (2013).
15. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astrophysical Bulletin 71 (3), 257 (2016).
16. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astrophysical Bulletin 73 (3), 267 (2018).
17. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astrophysical Bulletin 74 (4), 365 (2019).
18. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astrophysical Bulletin 75 (4), 376 (2020).
19. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov Astrophysical Bulletin, 2022 (in press).
20. A. Liu, H. Yu, A. Diaferio, et al., Astrophys. J. 863 (1), 102 (2018).
21. M. Markevitch, T. J. Ponman, P. E. J. Nulsen, et al., Astrophys. J. 541 (2), 542 (2000).
22. M. Markevitch and A. Vikhlinin, Physics Reports 443 (1), 1 (2007).
23. J. Matharu, A. Muzzin, G. B. Brammer, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 484 (1), 595 (2019).
24. L. Mayer, C. Mastropietro, J. Wadsley, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 369 (3), 1021 (2006).
25. A. Oemler, Jr., L. E. Abramson, M. D. Gladders, et al., Astrophys. J. 844 (1), 45 (2017).
26. K. A. Oman, M. J. Hudson, and P. S. Behroozi, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 431 (3), 2307 (2013).
27. M. S. Owers, P. E. J. Nulsen, and W. J. Couch, Astrophys. J. 741 (2), 122 (2011).
28. B. M. Poggianti, R. Calvi, D. Bindoni, et al., IAU Symp. 295, 151 (2013).
29. B. M. Poggianti, I. Smail, A. Dressler, et al., Astrophys. J. 518 (2), 576 (1999).
30. F. Pranger, I. Trujillo, L. S. Kelvin, and M. Cebria n, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 467 (2), 2127 (2017).
31. M. Rossetti, D. Eckert, S. De Grandi, et al., Astron. and Astrophys. 556, A44 (2013).
32. M. A. Strauss, D. H. Weinberg, R. H. Lupton, et al., Astron. J. 124 (3), 1810(2002).
33. C. Tchernin, D. Eckert, S. Ettori, et al., Astron. and Astrophys. 595, A42 (2016).
34. E. R. Tittleyand M. Henriksen, Astrophys. J. 618 (1), 227 (2005).
35. T. Venturi, M. Rossetti, G. Brunetti, et al., Astron. and Astrophys. 603, A125 (2017).
36. A. A. Vikhlinin, A. V. Kravtsov, M. L. Markevich, et al., Physics-Uspekhi 57 (4), 317 (2014).
37. A. R. Wetzel, J. L. Tinker, and C. Conroy, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 424 (1), 232 (2012).
38. A. R. Wetzel, J. L. Tinker, C. Conroy, and F. C. van den Bosch, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 432 (1), 336(2013).
Galaxy Cluster A2142: Halo Boundary, "Red Sequence", Properties of Galaxies Based on SDSS
F. G. Kopylova1 and A. I. Kopylov1
1 Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia
Here we present results of studying the dynamics of galaxies, properties of early-type galaxies, properties of galaxies with the quenched star formation (QGs) in the A2142 cluster based on the archival data from the Sloan Digital Sky Survey Data (SDSS DR10). We found the observed halo boundary, the "splashback" radius Rgp, which is equal to 4.12 Mpc (Mr < — 20m3) and 4.06 Mpc (Mr < —21 ™5) over the integral distribution of the number of galaxies as a function of the squared distance from the center. We have studied how early-type galaxies are distributed in the center and in the outskirts of the cluster (R/R200i3, Mr < —20™3) and plotted the "red sequence" in the form of (g — r) = (—0.024 ± 0.001)Mr + (0.441 ± 0.005). Among all the cluster galaxies, the galaxies with the quenched star formation (—12 yr-1 < log sSFR < 10.75 yr-1) make up about one third. We have found that the fraction of QGs beyond the "splashback" radius Rgp is the same as in the field at the same z with coordinates of the center of 16h5,31° and a size of 300'. For galaxies with the stellar masses log M*/M© = [10.5; 11.0] (this is the main mass range of QGs), when entering the cluster, there is a decrease in the radii R90,r by about 30% when moving towards the center.
Keywords: galaxies: clusters: general—galaxies: evolution—galaxies: star formation— galaxies: clusters: individual: A 2142
