CC BY
30
УДК 524.77-323.4
СТРУКТУРА СКОПЛЕНИЙ С БИМОДАЛЬНЫМ РАСПРЕДЕЛЕНИЕМ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ ГАЛАКТИК. II: A1775
© 2009 А. И. Копылов, Ф. Г. Копылова
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 10 марта 2009 г.; принята в печать 24 марта 2009 г.
Исследована структура скопления галактик Abell 1775 (а = 13^42™, S = +26°22/, cz « 21000 км/с), показывающего бимодальное распределение лучевых скоростей галактик. Разность скоростей субскоплений равна AV« 2900 км/с. Используя результаты наших собственных фотометрических наблюдений на 1-м телескопе С АО РАН, а также и спектральные и фотометрические данные из каталога SDSS DR6, мы определили прямые расстояния до субскоплений по галактикам ранних типов тремя различными способами: с помощью соотношения Корменди, фотометрической плоскости и фундаментальной плоскости. Установлено, что скопление A1775 состоит из двух независимых скоплений, A1775A (cz = 19664 км/с) и A1775B (cz = 22576 км/с), находящихся на своих хаббловских расстояниях и имеющих небольшие пекулярные скорости. При дисперсии скоростей 324 км/с и 581 км/с и динамических массах в пределах радиуса Я2оо, равных 0.6 х 1014 и 3.3 х 1014 Mq, скопления A1775A и A1775B имеют отношение массы к светимости в K-полосе 29 и 61 соответственно. Радиогалактика с протяженным хвостом принадлежит скоплению A1775B.
Ключевые слова: галактики, группы и скопления галактик, межгалактический газ
1. ВВЕДЕНИЕ
Для тестирования космологических моделей важно знать, как взаимосвязаны скорости пекулярных движений и массы субскоплений на масштабах, превышающих вириализованные области скоплений галактик. Как известно, значительная часть богатых скоплений состоит из субскоплений, расположенных вдоль луча зрения. Особый интерес представляют те случаи, когда распределение скоростей галактик в скоплении имеет бимодальную форму, и разность средних лучевых скоростей субскоплений достигает 2500—3500 км/с. Такие наблюдаемые разности скоростей могут быть либо связаны с гравитационным взаимодействием субскоплений в массивных скоплениях, либо являться результатом проекции на луч зрения не связанных между собой скоплений. Теоретические оценки предельных скоростей при столкновении скоплений галактик в ЛСЭМ-модели получены в работе [1].
Мы отобрали 4 богатых скопления (А1035, А1569, А1775, А1831) с бимодальным распределением лучевых скоростей галактик (АУ 3000 км/с) для определения прямым методом, то есть независимо от определения красных смещений, расстояний до субскоплений и выявления характера взаимодействия между ними. В первой работе
серии [2] мы опубликовали результаты изучения скопления А1035, где показали, что субскопления А1035А и А1035В являются независимыми скоплениями. Изучаемое в данной работе скопление А1775 примечательно тем, что содержит в центре тесную пару гигантских эллиптических галактик [3] с большой разностью лучевых скоростей, около 1900 км/с. Обе эти галактики являются радиогалактиками, причем одна из них имеет очень длинный радиохвост [4—7] вследствие большой скорости движения относительно газа скопления. Наличие двух субскоплений в области скопления А1775 отмечалось в работах [8—10], но небольшое число галактик с измеренными лучевыми скоростями (50) не позволило однозначно ответить на вопрос о возможном взаимодействии (столкновении) субскоплений. Осталось также неясным, к какому из субскоплений принадлежит хвостатая радиогалактика. Вопрос о взаимодействии субскоплений интересен еще в связи с тем, что скопление А1775 является достаточно мощным источником рентгеновского излучения, например [11 — 13].
Основная цель данной работы состояла в определении структуры скопления А1775 (расстояния между субскоплениями вдоль луча зрения) с применением трех способов оценки прямых расстояний по галактикам ранних типов. Нами использовался наблюдательный материал, полученный на
cz, km/s
Рис. 1. Распределение лучевых скоростей галактик в области скопления А1775, расположенных в пределах 45' от двойной галактики (а = 13^41т50е, 6 = +26°22'19'').
1-м телескопе САО РАН, и данные из каталога SDSS DR6 (Sloan Digital Sky Survey Data Release 6). Для определения инфракрасной светимости скоплений мы привлекали данные каталога 2MASS.
Статья организована следующим образом. Во втором разделе представлены выборки галактик ранних типов. В третьем — определяются прямые расстояния субскоплений галактик в A1775. В заключении обсуждаются полученные результаты. В работе мы использовали следующие космологические параметры: Qm = 0.3, Qa = 0.7, H0 = 70 км/с/Мпк.
2. ОПИСАНИЕ ДАННЫХ
В этом разделе мы описываем наблюдательные данные для галактик ранних типов, которые использовались при определении относительных расстояний подсистем в скоплении A1775. Согласно каталогу [14], лучевая скорость скопления cz ~ 21000 км/с, богатство 2 и тип Bautz-Morgan I. Данные каталога SDSS DR6 [15] позволяют выделить два субскопления A1775A
и А1775В. Это видно из распределения лучевых скоростей в области скопления, которое представлено на Рис. 1. Радиогалактика с длинным хвостом имеет ег = 20812 км/с и находится на диаграмме приблизительно посредине между пиками распределения. Если применить критерий отбора галактик “2.5 а”, который мы обычно применяли для отбора членов скоплений [16], то эта галактика оказывается вне скопления А1775В. Однако имеются признаки взаимодействия этой галактики с ярчайшей галактикой в центре скопления А1775В. Горячий газ в скоплении довольно сильно возмущен [17]: наблюдаются неоднородности температуры и поверхностной яркости рентгеновского излучения газа в центральной области, а также несовпадение центра рентгеновского излучения и ярчайшей галактики скопления, вызванное, по всей видимости, пролетом хвостатой радиогалактики с большой скоростью через центр скопления. Поэтому, чтобы включить ее в состав субскопления А1775В, мы использовали менее жесткий критерий “3а”.
На Рис. 2 и 3 представлены основные определенные нами характеристики скоплений: отклонения лучевых скоростей галактик—членов скопле-
Таблица 1. Данные для скоплений
Свойства скоплений A1775A A1775B
a(J2000) 13^42m41 .s99 13/l41m49.s14
<5 (J2000) +26°14/23."2 +26°22/24."5
Zh 0.065591 0.075138
czh, км/ с 19664 22576
<7, км/с 324 ± 76 581 ± 74
i?200, Мпк 0.78 1.39
N200 18 62
М200, Ю14 Mq 0.57 ±0.40 3.28 ± 1.25
¿200, 1012 Lq 1.99 ± 0.11 5.34 ±0.05
М/Lk, Mq/Lq 29 ±21 61 ±24
Lx(0.1 — 2.4кэВ), 1044 эрг/с - 1.6
ния от средней лучевой скорости скопления; интегральное распределение числа галактик в зависимости от квадрата радиуса от центра (для наглядного выявления ядра скопления, внешней границы гало скопления и области преобладания однородного окружения — линейного участка зависимости); расположение галактик в картинной плоскости; распределение лучевых скоростей в пределах R200 всех галактик скопления (для него приведена функция Гаусса) и галактик ранних типов. Центр скопления A1775B совпадает с ярчайшей cD— галактикой UGC 08669. В центре A1775A расположена самая яркая эллиптическая галактика скопления, близкая к его центроиду.
В Таблице 1 представлены параметры скоплений, определенные нами для области радиусом R200, по данным каталога SDSS, дополненного измерениями лучевых скоростей из базы данных NED. R200 — это радиус вириализованной области скопления, на котором плотность массы в 200 раз превышает критическую плотность Вселенной. Для области, ограниченной этим радиусом, масса скопления определяется дисперсией лучевых скоростей галактик [16], которая приводится в Таблице с учетом космологической поправки (1 + z)-1. Ошибка массы скопления определяется ошибкой дисперсии. Кроме того, в Таблице приведены полные светимости скоплений, вычисленные по галактикам ярче Мк,Ит = —21m, в ближней ИК-области и отношение полученной массы к ИК-светимости. Методика определения светимости описана в [16]. Отношение массы к ИК-светимости для A1775A и A1775B не отклоняется значимо от соотношения, полученного нами для большой выборки скоплений
галактик в [16]. Рентгеновская светимость в полосе
0.1— 2.4 кэВ взята из работы [13]. Наша оценка массы скопления A1775B находится в хорошем согласии с массой, измеренной [13] по ренгеновскому излучению, М200 = 4.22-0.4° х 1014 Mq.
2.1. Характеристики галактик ранних типов, полученные на 1-м телескопе САО РАН
Мы определили фотометрические характеристики 19 галактик в исследуемых субскоплениях по прямым снимкам в фильтре Rc (система Крона-Казинса), полученным нами на 1 -м телескопе САО РАН в апреле 1999 года. Снимки получены при среднем качестве изображений і/'бБ, измеренном как FWHM профиля звезд. Использовалась ПЗС матрица типа ISD015A формата 520 х 580 с размером элемента (18 х 24) мкм2, что соответствует
угловому размеру (0.28 х 0.37)а . Время экспозиции составляло 500 сек. Наблюдения стандартных звезд Ландолта [18] проводились несколько раз в течение каждой ночи, чтобы обеспечить фотометрическую привязку.
Наблюдательный материал обрабатывался с помощью пакета MIDAS (Munich Image Data Analysis System). Применена стандартная процедура обработки снимков: вычитание медианного темнового кадра, деление на плоское поле и вычитание фона неба, аппроксимированного поверхностью 2-ой степени. По многоапертурной фотометрии определялась асимптотическая полная величина галактики. Затем по полной величине находился эффективный радиус Re
2000
„ 1000 ч Ё
* 0
N
3 -1000
-2000
-3000
н+W-rt- +++ ++ + Т1++ + - 1 + + _ 1 + + » 1" 9 ■ О © ® t' ' Ч 1 ^ 1 И 1 1 ++ + ++ + *: + о -
V п? ов 00 ®° Й ®о в 0 в . П © = 1 -I х X X ' I - I - I 1 о ® °в о СЬ а -х-*- -**-**£ 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
DEC
26°30'
о & '■
ч/ ®о
+ X М
+И#ь 0 ;
Jf+IV+t ®®;'+°++
26°00
“I----------1--------1--------1-------1--------1--------1--------1--------1-------[
е°ш«*
оgg °s ** *Ис0
*ВВ
-і__________I________і_______і________і________I________i________i_______i________L
13h40m
RA
I I I I I I I I I I I I I
п 5
-лЛ і і і і iN^
і і і і і і
800
1200
1600
2000
18000
г*, sq.arcmin
20000 cz, km/s
22000
Рис. 2. Распределение галактик в А1775А. На левом верхнем рисунке показано отклонение лучевых скоростей галактик от средней лучевой скорости скопления, определенной по галактикам в пределах радиуса К200. Горизонтальные штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.5а, вертикальной штриховой линией отмечен радиус Я200, пунктирной — радиус Эйбелла (2.143 Мпк). Кружками большего размера отмечены галактики ярче МК + 1 = — 23т.29, кружками с точкой внутри — галактики ранних типов, плюсами — галактики заднего фона, крестиками — галактики переднего фона. На левом нижнем рисунке дано интегральное распределение полного числа галактик в зависимости от квадрата углового расстояния от центра скопления. Кружки соответствуют обозначениям на левом верхнем рисунке, звездочки — всем галактикам фона. На правом верхнем рисунке показано распределение на небе в экваториальной системе координат галактик, которые представлены на верхнем левом рисунке (обозначения те же). Кругами выделены области с радиусом К200 (штрихи) и радиусом Эйбелла (пунктир). Область исследования ограничена кругом с радиусом равным 45' (сплошная линия). Большим крестом отмечен центр скопления. На правом нижнем рисунке представлено распределение по лучевым скоростям галактик — членов скопления в пределах радиуса К200 (сплошной линией, для этого распределения показана гауссиана) и галактик ранних типов (штриховой линией). Сплошная вертикальная линия указывает среднюю лучевую скорость скопления.
круга, в пределах которого светимость галактики уменьшается вдвое, и эффективная поверхностная яркость це на этом радиусе. Характеристика формы профиля поверхностной яркости п определялась путем подгонки профиля Серсика [19] Е1/п (профиль де Вокулера [20] имеет п = 4) к наблюдаемому профилю в диапазоне от радиуса равного 3xFWHM до радиуса, на котором поверхностная яркость составляла (24—25) зв.вел./П". Полученные фотометрические параметры галактик для определения расстояний Ее, це были скорректированы за качество изображения методом, описанным в работе Саглиа и др. [21]. Для галактик с эффективным радиусом меньше 3" поправка
равна 19%. Таким образом, в нашей работе использованы модельно независимые параметры галактик (Re, Це), оцененные по полной асимптотической величине, и модельно зависимая величина п.
Результаты наших фотометрических измерений приводятся в Таблице 2. В ней представлены следующие наблюдаемые (неисправленные за качество изображений) характеристики галактик: номер скопления по каталогу [14]; экваториальные координаты галактик на эпоху J2000; гелиоцентрическое красное смещение и лучевая скорость (по данным SDSS или NED); полная (асимптотическая) величина; эффективный радиус галактики в дуговых секундах; эффективная поверхностная яркость на эффективном радиусе; параметр формы
Таблица 2. Параметры галактик ранних типов в А1775,полученные на 1-м телескопе в фильтре Яс
Скопление а (72000) (5 сгн тд Де Ме п
Ыиптзз сісіттзз км/ с зв. вел. угл. сек. зв. вел./ш"
А1775А 13 42 42.01+26 14 23.4 0.065362 19595 14.01 10.30 22.39 5.12 + 0.49
13 42 25.61+26 12 44.7 0.065767 19716 14.68 3.36 20.44 2.56 + 0.17
13 42 59.01+26 15 49.3 0.067281 20170 14.70 4.21 20.95 3.25 + 0.37
13 43 15.28+26 10 02.4 0.064738 19408 14.87 4.17 21.14 3.14 + 0.35
13 40 57.06+26 10 21.5 0.063339 18989 15.77 2.73 20.91 1.02 + 0.08
13 43 18.32+26 14 07.1 0.065951 19772 15.81 2.98 21.21 2.84 + 0.38
13 40 44.89+26 11 11.1 0.064471 19328 15.84 2.94 21.21 1.59 + 0.22
13 43 15.84+26 09 52.8 0.064203 19248 16.79 2.11 21.04 1.48 + 0.99
А1775В 13 41 49.14+26 22 24.5 0.075732 22704 13.48 27.24 23.72 4.78 + 0.33
13 41 50.46+26 22 13.0 0.069420 20812 14.25 9.26 22.18 4.35 + 0.41
13 40 56.59+26 29 12.2 0.075010 22487 14.68 6.75 22.09 2.99 + 0.25
13 42 02.84+26 21 38.2 0.075253 22560 15.36 4.23 21.73 4.24 + 0.81
13 42 05.13+26 34 49.3 0.075582 22659 15.66 2.61 20.73 2.32 + 0.38
13 41 55.13+26 20 35.7 0.073588 22061 15.99 2.13 20.45 2.01 + 0.25
13 42 18.28+26 19 20.2 0.075282 22569 16.15 2.61 21.23 2.08 + 0.30
13 41 50.60+26 21 10.6 0.075899 22754 16.17 2.39 21.04 1.54 + 0.20
13 42 09.78+26 33 44.8 0.074096 22213 16.25 2.42 21.09 2.26 + 0.49
13 43 17.28+26 19 43.2 0.077482 23229 16.30 2.61 21.35 1.18 + 0.17
13 42 02.46+26 20 43.2 0.075025 22492 16.44 2.04 20.83 1.71 + 0.43
профиля Серсика п с его ошибкой. Для пары гигинтских ярчайших галактик скопления А1775В наблюдаемые характеристики определены путем подгонки профиля Серсика к наблюдаемому профилю.
2.2. Характеристики галактик ранних типов по каталогу БОББ
Нами составлена выборка галактик ранних типов в скоплениях А1775А и А1775В по данным каталога БОББ (ЭР6) (фильтр г). Галактики отобраны по критериям, предложенным в работе [22], до видимой петросяновской звездной величины галактики, исправленной за поглощение, равной 17т.77. Кроме того, к этим критериям добавлен дополнительно индекс концентрации галактики в этом фильтре. Для того, чтобы уменьшить влияние ошибок определения дисперсии скоростей звезд в галактике, мы отобрали только объекты с а
больше 100 км/с. Кроме того, мы не использовали галактики с эффективным радиусом меньше 1/;, поскольку в А1775А таких галактик не было, а ошибки определения параметров галактик растут с уменьшением размера галактики. Всего найдена 21 галактика в пределах вириализованных областей скоплений и 32 галактики — в пределах радиуса Эйбелла (2.143 Мпк в принятой нами модели). В Таблице 3 приведены следующие характеристики выборки галактик ранних типов, расположенных в пределах радиуса К200: экваториальные координаты на эпоху Л2000; гелиоцентрические красное смещение и лучевая скорость, центральная дисперсия скоростей звезд а, параметры профиля де Вокулера (полная величина и эффективный радиус, умноженный на л/Ь/а), ¡гасИеУг > 0.8 — величина характеризующая вклад балджа де Во-кулера в профиль поверхностной яркости галактики, гдо/г50 > 2.6 — индекс концентрации равный отношению радиусов, содержащих 90% и 50%
2000
„ 1000 \
Е
о
N
3 -1000
-2000
-3000
1 ■ || 1 1 1 1 1 =- -+-I _• 1 1 |+ 1 1 1 | 1 1 1 | 1 1 1 | + °° ° 0 ®°_ Sf9 І0 ® ' оО О ®
~° •а. і Г 1 х “ X 1 і*, , ^ о С (3D л о ® О о 0 X X X <х
DEC
27°00'
26°30' L
26°00'
120 1 1 || 1 1 1 1 і і і і і і і і і і і і і і
100 1 1 .„о 0*^ ^°°°°°°
во 1 : /ов :
60 ■ Г -
40 -/ \ -
Г 1 1 1 1 1 і і і _ * ~ ж ж ж _
400
800 1200 г2, sq.arcmin
1600 2000
20000
22000 cz, km/s
24000
Рис. 3. Распределение галактик в А1775В. Структура и обозначения те же, что и на Рис.2, кроме верхнего левого рисунка, где горизонтальные штриховые линии соответствуют отклонениям ±3<т.
потоков Петросяна, еС1азз < 0 — параметр характеризующий спектр галактики: минус означает, что в спектре нет заметных эмиссионных линий. В БЭББ для галактики (13^41т50.455 + 26°22' 13") даны ошибочные параметры, поэтому мы взяли полученные нами данные (Табл. 2) для эффективного радиуса, а звездную величину в фильтре г и по ней вычислили среднюю поверхностную яркость (раздел 3): г = Кс + 0.2936 х (г — г) + 0.1439 [23], при типичном для галактик ранних типов цвете г-г = 0т .41.
3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ОТНОСИТЕЛЬНЫХ РАССТОЯНИЙ МЕЖДУ СУБСКОПЛЕНИЯМИ В А1775
Методы определения расстояний до объектов (в данном случае до скоплений галактик) независимо от измерения лучевых скоростей играют фундаментальную роль в космологии. При определении расстояний до скоплений галактик часто используются параметры галактик ранних типов, которых преобладают в центральных областях скоплений.
Эти параметры могут изменяться (радиус или светимость) и не изменяться (поверхностная яркость
или дисперсия скоростей) с расстоянием. В данной работе нами применены три метода, основанные на сочетании этих характеристик галактик ранних типов: соотношение Корменди [24], фотометрическая плоскость (ФОП) [25] и фундаментальная плоскость (ФУП) [26].
В случае исследуемого нами скопления A1775 с бимодальным распределением лучевых скоростей, как мы уже отметили, можно предположить два варианта: субскопления A1775A и A1775B гравитационно связаны, находятся на одном расстоянии и составляют одно большое скопление, либо они не связаны гравитационно, являются независимыми скоплениями, находящимися на разных расстояниях. В этом случае для них выполняется закон Хаббла, связывающий лучевую скорость и расстояние. Определение расстояний до скоплений по соотношению Корменди [24] подробно описано в работе Копыловой и Копылова [27]. Соотношение для большой выборки галактик имеет вид: log Re = 0.38^e + Y. На Рис. 4 (слева) построено это соотношение для 8 наблюдавшихся нами галактик в A1775A и 11 галактик — в A1775B. Галактики были отобраны визуально по картам Паломарского атласа неба в 1999 году из
Таблица 3. Параметры галактик ранних типов в А1775 из каталога БЭББ
Скопление а (J2000) (5 Zh czh a mr Re fracDeVr г90/г50 eClass
hhmmss ddmmss км/с км/с 3B. вел. угл. сек.
А1775А 13 42 25.61+26 12 44.7 0.065767 19716 241 14.914 3.146 1.00 3.34 -0.121
13 42 59.01+26 15 49.3 0.067281 20170 236 14.960 3.861 1.00 3.34 -0.125
13 42 20.84+26 11 50.5 0.066127 19824 104 17.089 1.665 0.96 2.83 -0.124
13 42 42.02+26 17 09.7 0.067674 20288 210 15.882 1.512 0.93 3.16 -0.135
13 43 18.32+26 14 07.1 0.065951 19772 163 15.939 3.086 1.00 3.28 -0.133
13 42 41.39+26 14 23.2 0.066392 19904 119 17.206 1.219 0.98 3.93 -0.091
А1775В 13 41 50.45+26 22 13.0 0.069420 20812 300 14.510 9.260 - - -0.143
13 42 05.13+26 34 49.3 0.075582 22659 191 15.719 2.364 1.00 3.11 -0.141
13 42 26.23+26 32 12.6 0.076281 22868 112 15.984 5.828 1.00 2.96 -0.119
13 42 18.28+26 19 20.2 0.075282 22569 165 16.329 2.411 1.00 3.19 -0.136
13 42 09.78+26 33 44.8 0.074096 22213 149 16.349 2.230 1.00 2.88 -0.128
13 42 02.46+26 20 43.2 0.075025 22492 170 16.584 1.655 1.00 3.02 -0.143
13 41 38.90+26 28 47.3 0.076912 23058 172 16.665 1.197 0.94 2.69 -0.141
1342 50.81+26 1640.5 0.073104 21916 155 16.677 1.456 1.00 3.29 -0.120
13 41 13.43+26 29 33.2 0.073379 21998 107 16.987 1.509 0.98 2.84 -0.100
13 42 57.45+26 25 30.0 0.073298 21974 111 16.698 2.080 1.00 2.98 -0.112
13 42 02.30+26 10 42.7 0.074409 22307 102 17.215 1.598 1.00 2.84 -0.113
13 42 00.48+26 18 38.1 0.078156 23431 135 17.273 1.140 0.97 2.82 -0.130
13 40 42.35+26 24 38.1 0.075034 22495 166 17.344 1.369 1.00 3.25 -0.129
13 41 29.16+26 10 08.1 0.076746 23008 117 17.375 1.903 0.84 2.67 -0.123
13 41 56.48+26 27 16.4 0.073569 22055 110 17.599 1.335 1.00 2.70 -0.097
галактик с морфологическими характеристиками раннего типа и известными на тот момент времени лучевыми скоростями. По оси абсцисс указаны определенные из наблюдений log Re в секундах дуги, исправленные за качество изображения. В поверхностные яркости (ось ординат) введена космологическая поправка 10 log(1 + z). К-поправка и поправка за эволюцию на этих z примерно равны и имеют обратный знак. Нами получены следующие величины нуль-пунктов до введения поправки за величину: ya = —7.389 (rms = 0.148), N = 8; yb = —7.470 (rms = 0.088), N = 11. Разность нуль-пунктов равна yab = +0.081 ± 0.058. После введения поправки за зависимость остаточных отклонений соотношения от величины галактики — ya = —7.372 (rms = 0.087);
YB = —7.458 (rms = 0.072). Разность нуль-
пунктов равна YAB = +0.086 ± 0.038. В случае, если для подсистем выполняется закон Хаббла, эта разность для наблюдающейся разности лучевых скоростей должна быть равна 0.059.
Фотометрическая плоскость получается из фундаментальной плоскости галактик ранних типов, если спектрально измеряемый параметр, центральную дисперсию скоростей звезд в галактике, заменить на фотометрически измеряемый параметр п формы профиля Серсика. ФОП построена, например, в работе Грахама [25]. Мы для ее построения в фильте Кс использовали фотометрические характеристики Ке и /ле из работы Копылова и Копыловой [28] для 12 галактик ранних типов, полученных на 6-м телескопе САО РАН с качеством изображения 1". Параметр п определен по профилю поверх-
0)
а.
оз
см
о
+
ад
о
см
ю
log Re, arcsec
log Re, arcsec
Рис. 4. Соотношение Корменди (слева) и фотометрическая плоскость (справа) галактик ранних типов в А1775А и А1775В по данным, полученным на 1-м телескопе. Штриховая линия соответствует нуль-пункту скопления А, сплошная — нуль-пункту скопления В.
ностной яркости. ФОП по этим данным имеет вид: log Re = 0.52(±0.130) log n + 0.29(±0.03)^e + Y и приведена для исследуемых галактик на Рис.4 (справа). Нами получены следющие величины нуль-пунктов для подсистем в A1775:
YA = -5.712 (rms = 0.108), N = 8; yb = -5.769 (rms = 0.083), N = 11. Разность нуль-пунктов равна YAB = +0.057 ± 0.045.
Данные SDSS для большего числа галактик скоплений A1775A и A1775B позволяют более точно оценить величины нуль-пунктов (расстояний до скоплений) с помощью фундаментальной плоскости, поскольку статистическая точность зависит от числа галактик. Для построения ФУП средняя эффективная поверхностная яркость вычислялась по формуле: < ^е >= r + 2.5log(27rR2) — 10 log(1 + z).
Центральная дисперсия скоростей а и эффективный радиус приведены к круглой апертуре, согласно [29]. На Рис. 5 приведена ФУП отобранных галактик ранних типов, расположенных в пределах радиуса Эйбелла. Галактики, попадающие в R200, показаны более крупными значками. Прямая регрессия относительно log Re из работы Бернардиидр. [30] для 9000 галактик из каталога SDSS имеет вид: log Re = 1.17 log а + 0.30 < це > +y. Нами получены следующие величины нуль-пунктов для субскоплений в A1775 для радиуса R200 и для радиуса Эйбелла (в скобках): ya = —8.130 (—8.129) (rms =
= 0.050 (0.088)), N = 6 (13); yb = —8.202 (—8.206) (rms = 0.090 (0.086)), N =15 (19). Разность нуль-пунктов равна yAB = +0.072 ± 0.030(+0.077 ± ± 0.031). В итоге, в среднем, обе регрессии (прямая и ортогональная, см. работу [30]) дают для R200 значение YAB = +0.060 ± 0.021, то есть оба скопления находятся на разных расстояниях на уровне примерно 3а.
Таким образом, все способы измерения расстояний, хотя и с разной точностью, показывают, что субскопления в скоплении A1775 не выделились из общего хаббловского потока в единую гравитационно связанную систему, а являются независимыми скоплениями. Нами получены также средние пекулярные скорости A1775A и A1775B, соответствующие отклонениям от нуль-пунктов прямой и ортогональной регрессий относительно log Re равных —8.046 и —8.763. Нуль-пункты получены для 423 галактик ранних типов в области сверхскопления Большая Медведица [31] с log Re > 0 и log а > 100 км/с и Mr > —20m. У ближнего скопления A1775A средняя пекулярная скорость, найденная только по галактикам, расположенным в пределах R200, равна (+751 ± 504) км/с, у дальнего A1775B она равна (—99 ± 866) км/с.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Скопление A1775 обладает многими интересными особенностями. Во-первых, распределение
log Re, arcsec
Рис. 5. Фундаментальная плоскость галактик ранних типов скоплений A1775A и A1775B (данные SDSS DR6), расположенных в пределах радиуса Эйбелла. Значки большего размера обозначают галактики, расположенные в пределах радиуса R200. Их параметры представлены в Таблице 3.
лучевых скоростей бимодально (Рис. 1), что указывает на существование двух субскоплений. Во-вторых, в центре скопления находится необычная тесная пара радиогалактик: одна из них является ярчайшей галактикой скопления и расположена вблизи рентгеновского центра A1775B, а вторая, с длинным радиохвостом, имеет промежуточную лучевую скорость между субскоплениями. Мы отнесли ее к скоплению A1775B, поскольку имеются явные признаки ее взаимодействия как с ярчайшей галактикой, так и с горячим газом в центральной области скопления A1775B.
В данной работе мы попытались прояснить вопрос о гравитационной связанности субскоплений, оценив расстояние между ними. Мы измерили фотометрические параметры (mR, /ле, log Re, n) в полосе Rc для 19 галактик ранних типов в субскоплениях A1775A и A1775B по ПЗС-снимкам, полученным нами с помощью 1 -м телескопа САО РАН. По этим данным были построены соотношение Корменди и фотометрическая плоскость галактик ранних типов. По данным каталога SDSS DR6 определены основные параметры этих скоплений и построена фундаментальная плоскость галактик ранних типов в фильтре г. Расстояния до скоплений, измеренные тремя описанными способами позволили нам оценить динамическое состояние A1775 и определить пекулярные скорости его подсистем. Сделан вывод, что скопление A1775 состоит из двух независимых субскоплений, находящихся на своих хаббловских расстояниях. Отметим также, что определенные нами вириальные массы субскоплений недостаточно велики для того, чтобы
при разнице лучевых скоростей порядка 2900 км/с субскопления были бы гравитационно связаны, даже в случае их нахождения на одном и том же расстоянии.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарны Российскому Фонду Фундаментальных Исследований за частичную поддержку этой работы (грант 07-02-01417а). Работа выполнена с использованием баз данных: NASA/IPAC Extragalactic Database (NED, http://nedwww.ipac.caltech.edu/), Sloan Digital Sky Survey (SDSS, http://www.sdss.org/), Two Micron All Aky Survey (2MASS,http://www.ipac. .caltech.edu/2mass/releases/allsky/).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. E. Hayashi, S.D.M. White, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 370, L38 (2006).
2. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 62, 311 (2007).
3. G. Chincarini, H. J. Rood, G. N, Sastry, and G. A. Welch, Astrophys. J. 168, 11 (1971).
4. G. K. Miley and D. E. Harris, Astronom. and
Astrophys. 61, L23 (1977).
5. F. N. Owen and M. J. Lewlow, Astrophys. J.
Suppl. 108,41 (1997).
6. M. Bliton, E. Rizza, J. O. Burns, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 301, 609(1998).
7. G. Giovannini and L. Feretti, New Astron. 5, 335
(2000).
8. A. I. Zabludoff, J. P. Huchra, and M. J. Geller, Astrophys. J. Suppl. 71, 1 (1990).
9. W. R. Oegerle, J. M. Hill, and M. J. Fitchett,
Astronom. J. 110,32(1995).
10. M. Girardi, G. Giurisin, F. Mardirossian, et al., Astrophys. J. 505,74(1998).
11. C. Jones and W. Forman, Astrophys. J. 276, 38 (1984).
12. A. Vikhlinin, B. R. McNamara, W. Forman, et al., Astrophys. J. 502,558(1998).
13. T. H. Reiprich, H. Bohringer, Astrophys. J. 567, 716 (2002).
14. G. O. Abell, H. G. Jr. Corwin, and R. P. Olowin, Astrophys. J. Suppl. 70, 1 (1989).
15. J. K. Adelman-McCarthy et al., Astrophys. J. Suppl. 175,297(2008).
16. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astrophysical Bulletin 64, 1 (2009).
17. K. Andersson, J. R. Peterson, G. Madejski, and
A. Goober, astro-ph/0902.0003.
18. A. U. Landolt, Astronom. J. 104, 340(1994).
19. J. L. Sersic, Bol. Asoc. Argent. Astron. 6, 41 (1963).
20. G. de Vaucouleurs, Ann. d’Astrophys. 11,247(1948).
21. R. P. Saglia, E. Bertschinger, G. Baggley, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 264, 961 (1993).
22. M. Bernardi, R. K. Sheth, R. Nichol, et al., Astronom. J. 129, 61 (2005).
23. R. Lupton, SDSS DR(4), (2005).
24. J. Kormendy, Astrophys. J. 218, 333 (1977).
25. A. W. Graham, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 334,859(2002).
26. S. Djorgovski and M. Davis, Astrophys. J. 313, 59 (1987).
27. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astron. Lett. 27, 345
(2001).
28. A. I. Kopylov and F. G. Kopylova, Astronom. and Astrophys. 382, 389 (2002).
29. M. Bernardi, R. K. Sheth, J. Annis, et al.,
Astronom. J. 125, 1817 (2003a).
30. M. Bernardi, R. K. Sheth, J. Annis, et al.,
Astronom. J. 125, 1866 (2003b).
31. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astron. Lett. 33,211 (2007).
THE STRUCTURE OF CLUSTERS WITH BIMODAL DISTRIBUTIONS OF GALAXY
RADIAL VELOCITIES. II: A1775
A.I. Kopylov, F.G. Kopylova
We analyze the structure of the cluster of galaxies Abell 1775 (a = 13^42™,^ = +26°22/, cz « 21000 km/s), which exhibits a bimodal distribution of radial velocities of the containing galaxies. The difference of the subcluster radial velocities is AV « 2900 km/s. We use the results of our photometric observations made with the 1-m telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences and the spectroscopic and photometric data from the SDSS DR6 catalog to determine independent distances to the subclusters via three different methods: the Kormendy relation, photometric plane, and fundamental plane. We find that the A1775 cluster consists of two independent clusters, A1775A(cz = 19664 km/s) and A1775B (cz = 22576 km/s), each located at its own Hubble distance and having small peculiar velocities. Given the velocity dispersions of 324 km/s and 581 km/s and the dynamic masses within the R200 radius equal to 0.6 x 1014 and 3.3 x 1014 Mq, the A1775A and A1775B clusters have the K-band luminosity-to-mass ratios of 29 and 61, respectively. A radio galaxy with an extended tail belongs to the A1775B cluster.
Key words: galaxies, galaxy groups and clusters, intergalactic gas
