АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2011, том 88, № 7, с. 611-616
УДК 524.7
АБСОЛЮТНАЯ ШКАЛА КОСМОЛОГИЧЕСКИХ РАССТОЯНИЙ И ПОЛЕ ПЕКУЛЯРНЫХ СКОРОСТЕЙ ПО СОБСТВЕННЫМ ДВИЖЕНИЯМ ГАЛАКТИК
© 2011 г. В. Н. Лукаш, С. В. Пилипенко
Астрокосмический центр Учреждения Российской академии наук Физического института им. П.Н. Лебедева РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 30.08.2010 г.; принята в печать 13.01.2011
Предложен метод извлечения важной космологической информации из данных о собственных движениях галактик на небесной сфере. Используя эти данные, можно восстановить трехмерные скорости галактик относительно реликтового излучения (пекулярные скорости) и впервые произвести разделение наблюдаемых красных смещений в большом объеме на хаббловскую и пекулярную части. В результате можно точно и независимо определить постоянную Хаббла по радиальным скоростям сравнительно близких галактик (до 50 Мпк), определить расстояния до галактик, а также распределение массы в окрестностях Местной группы галактик. Предлагаемая задача может быть решена с помощью будущего космического радиоинтерферометра "Миллиметрон".
1. ВВЕДЕНИЕ
В недалеком будущем совершится прорыв в наблюдательной астрофизике в связи с развитием интерферометров, работающих в миллиметровом диапазоне длин волн (ALMA, "Миллиметрон", VSOPII). В современной наземной радиоинтерферометрии достигнута точность порядка миллисекунд дуги, а новое поколение инструментов позволит достичь микросекундной точности.
Такая точность позволит, в частности, измерять собственные движения галактик на небесной сфере на космологических расстояниях. В настоящее время проведены измерения собственных движений нескольких галактик-спутников Млечного пути на телескопе им. Хаббла [1], одной — на наземном оптическом телескопе NTT обсерватории Ла-Силла [2] и одной — (M33) на радиоинтерферометре VLBA [3]. Все эти галактики, за исключением М33, расположены на расстояниях менее 150 кпк. М33 находится примерно на 700 кпк и является самой далекой галактикой с измеренным собственным движением.
Скорости галактик относительно реликтового излучения (РИ) составляют в среднем сотни км/с. Эти скорости называют пекулярными и их следует отличать от хаббловской скорости, связанной с однородным и изотропным движением вещества во Вселенной. Дисперсия пекулярной скорости в одном направлении оценивается в настоящую эпоху в линейной теории развития космологических
неоднородностей как
Оъ = 310 км/с. (1)
Точности измерения 0.1 мсек. дуги достаточно, чтобы зарегистрировать за 1 год смещения галактик на расстояниях до 100 Мпк от Земли, а на расстоянии до 10—50 Мпк возможно будет весьма точно измерить проекцию скорости на небесную сферу.
Поскольку направление и скорость движения Земли относительно РИ известна достаточно точно из последних экспериментов по измерению анизотропии РИ, измеряя скорости галактик относительно Земли, можно найти скорости галактик относительно РИ.
К настоящему времени осуществлено несколько проектов по измерению космологических пекулярных скоростей галактик [4—9]. В этих работах для измерения пекулярной скорости используется красное смещение (полная лучевая скорость) и независимая оценка расстояния для каждой галактики, затем из полной скорости вычитается предполагаемая хаббловская скорость
Уп = Н г, (2)
где г — радиус-вектор от наблюдателя до галактики. Данный метод позволяет установить лишь радиальную компоненту пекулярной скорости, причем с плохой точностью, поскольку малая пекулярная скорость получается вычитанием двух больших величин (т.е. требуется точная величина постоянной Хаббла, которая сегодня неизвестна).
В проекте POTENT [5, 10, 11] полученные радиальные пекулярные скорости в области с красными смещениями менее 6000 км/с используются для реконструкции трехмерной пекулярной скорости, что возможно благодаря потенциальности скоростей. В работах [7—9] на основании данных о расстояниях и красных смещениях нескольких десятков ближайших галактик (r < 3-7 Мпк) проведена оценка массы Местной группы галактик и распределения плотности в Местной группе и ее окресностях.
В работе [12] проведена оценка космологических параметров на основе измерения корреляционной функции лучевых скоростей по данным каталога SFI++ [4]. Каталог состоит из 5000 галактик с медианным красным смещением 0.019 (расстояние примерно 83 Мпк). В результате определена амплитуда спектра космологических флуктуаций с погрешностью более 20%.
В данной работе исследуется возможность получения важной космологической информации по результатам измерения собственных движений галактик на небесной сфере на расстоянии до 50 Мпк.
В линейной теории роста возмущений для пылевидной материи пекулярные скорости пробных частиц потенциальны:
v,
pec
= -Wq,
S =
Р-Р ~Р
гс Aq,
потенциальности — трехмерные пекулярные скорости. Однако известны только красные смещения, поэтому процедура восстановления должна быть итерационной с постепенным уточнением шкалы расстояний.
Восстановленные пекулярные скорости позволяют разделить наблюдаемое красное смещение на хаббловскую и пекулярную части:
zc = Ун + v
pec
r|
Ун = IV н I,
где д — потенциал кривизны, зависящий от пространственных координат [13], V — константа (на самом деле V зависит от возраста Вселенной, но на масштабе 50 Мпк этим можно пренебречь). Поле плотности материи пропорционально лапласиану д:
где р — плотность, р — средняя плотность материи во Вселенной. Наличие связи между скоростью и плотностью позволяет восстановить распределение массы в пространстве по известному распределению скоростей.
Потенциальность скоростей предлагается использовать для восстановления трехмерных пекулярных скоростей подобно тому, как это делалось в проекте POTENT. Если имеется достаточно обширная выборка галактик, они играют роль пробных частиц для поля скорости. В отличии от POTENT, мы можем сразу восстановить радиальную компоненту пекулярной скорости из известных трансверсальных компонент. Заметим, что трансверсальая скорость определяет движение относительно РИ, т.е. является пекулярной по определению. Если были бы известны расстояния до галактик, то по угловому смещению можно было бы найти их трансверсальные скорости, а из условия
где c — скорость света. Зная расстояния до отдельных галактик можно будет нормировать все хаббловское поле скорости и весьма точно найти постоянную Хаббла.
Информацию о скоростях галактик можно также использовать для исследования космологических возмущений. Измерение корреляционной функции скоростей позволит восстановить спектр космологических флуктуаций плотности и независимо определить его амплитуду, обычно характеризуемую величиной а8. Данный метод, в отличии от подсчета плотности числа галактик, позволяет напрямую исследовать распределение полной массы вещества (темного и барионного).
Независимое определение постоянной Хаббла и характеристик космологического спектра возмущений на основании данных об окресностях Местной группы галактик (при красном смещении z ~ 0) является необходимым дополнением к экспериментам по исследованию РИ (z ~ 1000). Определение пекулярной скорости будет являться важным фундаментом для дальнейшего исследования наблюдательных проявлений темной энергии.
Важным является вопрос о так называемых "крупномасштабных потоках" (bulk flows). По результатам работы [14], в сфере радиусом 70 Мпк наблюдается значительная средняя скорость (порядка 400 км/с), что несколько больше, чем предсказывает стандартная ЛCDM-модель с параметрами WMAP5 (порядка 170 км/с). В работе [15] утверждается, что крупномасштабный поток присутствует и на масштабе 1100 Мпк. Однако, в работе [16] на основании других данных не обнаружено крупномасштабных потоков. Измерение собственных движений галактик поможет достоверно определить такие крупномасштабные движения.
Одним из перспективных применений полученного поля скоростей являются построение "ограниченных космологических численных моделей" (constrained simulations), таких как проект CLUES [17]. Эти модели, исходя из современного распределения масс, воспроизводят эволюцию окресностей нашей Галактики.
Кроме исследования крупномасштабного распределения массы в окресностях нашей Галактики
r
и реконструкции пекулярных скоростей представляет интерес измерение собственных движений в отдельных объектах, таких, например, как скопление Пуля (Bullet cluster). Это скопление состоит из двух компонент, претерпевших столкновение менее миллиарда лет тому назад. Относительная скорость компонент по косвенным данным оценивается около 3000 км/с [18]. Для реконструкции истории этого грандиозного события было бы интересно измерить относительную скорость компонент. Для этого объекта при точности определения смещений 0.1 мксек. дуги и времени наблюдения 1 год точность определения скорости порядка 1000 км/с, а при десятилетних наблюдениях — 100 км/с.
В данной работе демонстрируется возможность восстановления полных скоростей по данным о собственных движениях галактик на примере модельного каталога гало темной материи. Кроме того, проведена оценка точности измерения скоростей, оптимального объема и способа построения выборки, влияния нелинейного скучивания объектов. Обсуждается возможность наблюдения собственных движений с помощью "Миллиметрона".
2. ВОССТАНОВЛЕНИЕ ТРЕХМЕРНЫХ СКОРОСТЕЙ
Задача состоит в восстановлении трехмерных скоростей галактик по двумерной проекции. В общем случае такая задача не имеет решения. Однако, если движение галактик описывается полем скоростей и это поле потенциально, решение найти возможно, что будет показано ниже.
Первое требование состоит в том, что движение галактик достаточно точно описывается полем скоростей v(r), полученным путем сглаживания скоростей отдельных галактик vi на масштабе, превышающем характерное расстояние между галактиками. Данные наблюдений и численных моделей указывают, что это требование выполняется в не слишком плотных областях Вселенной, где еще не произошло пересечение движущихся навстречу друг другу слоев вещества. Например, в скоплениях галактик скорости близких галактик могут быть направлен
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.