ГАЛАКТИКИ ГРУППЫ M 1011
2015 г. Н.А.Тихонов*, В.С.Лебедев, О. А. Галазутдинова
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз, Россия
Поступила в редакцию 24.12.2014 г.
На основе архивных снимков космического телескопа Хаббл проведена звездная фотометрия галактики M 101, а также других соседних галактик, находящихся на небольшом угловом расстоянии от M 101 и имеющих сходные с M 101 лучевые скорости: M 51, M 63, NGC 5474, NGC 5477, UGC 9405, Ho IV, KUG1413+573 и др. На основе метода TRGB определены расстояния до указанных галактик. Найдено, что группа M 101 расположена на расстоянии 6.8 Мпк и является малой компактной группой галактик, состоящей из четырех галактик: NGC 5474, NGC 5477, UGC 9405 и Ho IV. Яркие массивные галактики M 51 и M 63 расположены существенно дальше (D = 9.0 и 9.3 Мпк), чем группа M 101 и к ней не относятся. Применение теоремы вириала к 27 объектам (HII областям и галактикам) — спутникам M 101, находящимся на разных расстояниях от галактики, позволило выявить увеличение динамической массы M 101 при увеличении размеров системы спутников, используемых при вычислении массы. Максимальное вычисленное значение массы M 101 — 7.5 х х 1011 Mq. Динамическая масса M 101, вычисленная на основе четырех галактик составляющих группу, равна 6.2 х 1011 Mq. Для этого значения массы отношение массы к светимости M/L = 18 (при принятой светимости M 101 — MB = —20.8).
Ключевые слова: индивидуальные галактики: M 101, NGC 5474, NGC 5477, UGC 9405, Ho IV, M 51, M 63, звездная фотометрия галактик: расстояния до галактик, массы галактик, группы галактик, группа M 101.
DOI: 10.7868/S032001081506008X
ВВЕДЕНИЕ
Большинство наблюдаемых галактик объединены в системы разной численности, от бедных групп до богатых скоплений. Процессы происхождения и эволюции одиночных галактик нельзя рассматривать отдельно от процессов эволюции самих систем, поскольку в гравитационно-связанной системе галактики взаимодействуют между собой и изменяют свою морфологию и физические параметры. Для того чтобы изучать системы галактик, необходимо вначале выявить реальные, гравитационно-связанные системы среди множества видимых на небе галактик.
Предварительный отбор вероятных членов групп галактик можно проводить на основе близкого видимого расположения галактик на небесной сфере и сходства их лучевых скоростей. Для удаленных систем галактик такой метод является
Электронный адрес: ntik@sao.ru
xBased on observations with the NASA/ESA Hubble Space Telescope, obtained at the Space Telescope Science Institute, which is operated by AURA, Inc. under contract No. NAS5-26555. These observatio ns are associated with proposals 8584, 8601, 9765, 9771, 10210, 10402, 10904, 10905, 10915, 13364.
практически единственным, и на его основе были получены списки вероятных групп галактик, в которые входила и интересующая нас группа галактик М 101 (Хухра, Геллер, 1982; Геллер, Хухра, 1983; Талли, 1988; Гарсия, 1993; Макаров, Караченцев, 2011; Караченцев, Кудря, 2014).
Кроме лучевых скоростей, связанных с расширением Вселенной, у галактик имеются собственные пространственные скорости, поэтому выделение групп галактик на основе метода скоростей может привести к включению в члены групп и фоновых галактик, имеющих сходные лучевые скорости. Такое фиктивное объединение не связанных между собой галактик ведет к ошибкам в измерении глобальных параметров систем. Если группа галактик расположена от нас на малом расстоянии, то, применяя разнообразные методы, мы можем определить расстояние до каждой отдельной галактики, не используя значения лучевых скоростей, и на основе этих измерений выделить действительные члены группы и определить пространственное строение системы галактик и ее окружения. Понятно, что для получения таких результатов необходимы точные измерения расстояний до отдельных галактик.
60
55
50
45
40
35
—I-1-1-1-г-
(222) (320)
U9405 KUG1413 О,
—I-Г-1-Г"
(201)
' N5585
(293)
О
(304) N5477 0 (273) N5474
N5204
(348) (62)
U8882 U8508
HoIV (144)
M101 (241)
(235) N5238
(150)
О D190
(424) LVJ1342
(364) N5229
(477) MCG+08
LVJ1328 (395) D169 (260)
D169
U82
\(465^?66Щ
N5194 N5023 (407) (463)
215 (218) 0)
(529) UA337
(202) D181 П (562) CGCG2T7_E-(652) D182 M63
(500)
(193) D183 О IC4182
(321)
_I_i_I_I_I_■ » ■ ■ ■
О
14.5
14.0
13.5
13.0
а
Рис. 1. Видимое положение галактик на небесной сфере в окрестностях группы M 101. Чем слабее галактика, тем меньшим кружком она обозначена. Самые слабые галактики обозначены черными квадратиками. Рядом с именем галактики в скобках указана гелиоцентрическая лучевая скорость этой галактики, взятая из NED.
Все ближайшие группы галактик, расстояния до которых можно измерить с необходимой точностью, содержат в своем составе от 5 до 50 галактик. Малая группа галактик обычно состоит из одной или двух ярких массивных галактик, с которыми гравитационно связаны галактики меньших масс. Примером является наша Местная группа, состоящая из двух массивных галактик и примерно 50 галактик меньших масс, а также группы вокруг ярких галактик: M 81, NGC 253, NGC 5128 и др.
ВЫБОР ОБЪЕКТОВ
Наше внимание привлекла малоисследованная группа галактик вокруг массивной спиральной галактики M 101 (рис. 1 и 2). До сих пор точно не известно, какие галактики входят в эту группу, а какие являются фоновыми, поскольку и те и другие имеют почти одинаковые лучевых скорости. На рис. 1 показана карта расположения галактик в окрестностях M 101 с указанием лучевых скоростей этих галактик. Поскольку иногда считают, что M 101 входит в более широкую группу галактик: M 101-M 51-M 63 (Макаров, Караченцев, 2011), то на рис. 1 изображены и эти массивные галактики со своим возможным окружением. Анализ лучевых скоростей галактик вокруг M 101 мало что дает
для понимания пространственной структуры этого образования и выявления действительных членов групп. На рис. 1 видно, что средние скорости галактик около M 51 и M 63 имеют немного большие значения, чем скорости галактик вокруг M 101, но это не является основанием уверенно считать конкретную галактику членом той или иной группы. Таким образом, для выделения действительных членов групп галактик нужны точные измерения растояний до вероятных членов групп и фоновых галактик.
Ранее на основе метода ярчайших звезд были проведены измерения расстояний до отдельных галактик вокруг массивной M 101 и определена динамическая масса группы (Караченцев и др., 1994). Однако на основании полученных к настоящему времени данных видно, что расстояния до вероятных членов группы M 101 были определены Караченцевым и др. (1994) с большими ошибками из-за того, что при определении средней звездной величины трех ярчайших голубых и красных сверхгигантов (что необходимо знать при использовании метода) вместо ярчайших звезд были выбраны незвездные объекты, поэтому полученные Караченцевым и др. (1994) результаты имеют только исторический интерес. Недавно масса группы
Рис. 2. Изображения галактик M 101 и NGC 5477 на снимке DSS-обзора. Квадратами отмечены поля снимков космического телескопа Хаббл с камерой ACS/WFC.
M 101 была определена на основе скоростей шести галактик (Макаров, Караченцев, 2011). Состав группы был определен на основе подобия лучевых скоростей галактик, что привело к включению в состав группы фоновой галактики (NGC 5238) и к дальнейшей ошибке при вычислении глобальных параметров группы. Аналогичные измерения массы группы M 101 провели Караченцев и Кудря (2014), которые повторили ошибку. В состав группы были включены галактики, ей не принадлежащие (UGC 8882 и KUG1413+573, она же KKH 87).
В архиве космического телескопа Хаббл есть глубокие (в фильтрах F606W (V) и F814W (I)) снимки полей гигантских галактик M 101, M 51 и M 63, а также карликовых галактик их окружения. На диаграммах Герцшпрунга—Рессела (СМ-диаграммы) этих галактик видны ветви красных гигантов, поэтому для определения расстояний до отдельных галактик можно использовать метод TRGB (Tip of Red Giants Branch) Ли и др. (1993). Относительная точность TRGB-метода достаточно высока, чтобы сделать выводы о физической принадлежности измеряемой галактики к той или иной группе. Например, точность определения верхней границы ветви красных гигантов достигает значения 0.02 зв. величины, что обеспечивает относительную точность измерения расстояния в 60 Кпк у галактик группы M 101. Абсолютная точность измерения расстояния этим методом зависит в первую очередь от точности калибровки самого TRGB-метода (Ли и др., 1993), а уж потом от влияния других причин, в том числе от
фотометрической точности определения границы красных гигантов.
Чтобы обеспечить однородность результатов измерений расстояний, мы провели звездную фотометрию не только у тех галактик, для которых это делается впервые, а также повторили измерения расстояний и до изученных ранее галактик, например для Ho IV, UGC 8508 и др. (табл. 1).
ЗВЕЗДНАЯ ФОТОМЕТРИЯ
Для изучения звездного населения галактик и определения расстояний мы использовали архивные снимки космического телескопа Хаббл (HST) полученные по нескольким заявкам: ID 8584, 8601, 9765, 9771, 10210, 10402, 10904, 10905, 10915, 13364. В архиве телескопа Хаббл можно найти много снимков разных областей галактики M 101. По причинам, о которых сказано далее, мы выбрали для звездной фотометрии наиболее удаленные от центра галактики поля (рис. 2). На рис. 2 показана галактика NGC 5477, расположенная вблизи M 101.
Фотометрия звезд проводилась стандартным образом в DAOPHOT II (Стетсон, 1987; Стет-сон, 1994). Полученные результаты прошли селекцию по параметрам "CHI" и "SHARP", которые определяют форму профиля звезды (Стетсон, 1987), что позволило нам удалить диффузные объекты — звездные скопления, далекие или компактные галактики, поскольку фотометрические
Таблица 1. Результаты фотометрии галактики M 101 и соседних с нею галактик
Галактика -^щов (то - М) В Ге/Н Вт Ав Мв
М 101 И 25.05 29.12 ±0.14 6.68 -0.80 8.31 0.03 -20.88
М 101 Г2 25.10 29.17 ±0.13 6.81 -0.74
М 101 ГЗ 25.11 29.19 ±0.14 6.89 -0.82
М 101 Г4 25.1
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.