УДК 524.77
ИССЛЕДОВАНИЕ СВОЙСТВ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК В ОБЛАСТИ СВЕРХСКОПЛЕНИЯ HERCULES
© 2013 г. Ф. Г. Копылова*, А. И. Копылов
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 21.05.2012 г.
Представлены результаты исследования свойств скоплений галактик в области сверхскопления галактик Hercules с использованием наблюдательных данных из каталогов SDSS, 2MASS и базы данных NED. В области сверхскопления размером примерно 100 Мпк х 45 Мпк в картинной плоскости (0.030 < z < 0.041) отобраны 13 скоплений галактик с суммарной динамической массой 4.82 х х 1015 Mq. Кроме того, в нашей выборке 8 скоплений из ближайших окрестностей сверхскопления и 10 скоплений поля на этих же значениях z. Полученные свойства богатого сверхскопления Hercules показаны в сравнении c данными для бедного сверхскопления Leo. Основные параметры вириализованных областей скоплений галактик в ближней инфракрасной области (фильтр Ks ) сверхскопления Hercules отличаются от сверхскопления Leo: количество галактик и полная светимость (до предельной величины — 21™5) растут с массой скопления (Ьк,200 « M2001±0'07 и N200 « M°004±0'07), но зависимости круче на 0.28 и 0.22. В вириализованных областях скоплений доля галактик ранних типов, отобранных по вкладу балджа и уточненных по индексу концентрации и по цвету u — r, среди галактик ярче —23™3 составляет в среднем 66% (60% в системе Leo, 70% в поле) и среди галактик ярче —22™3 — 54% (51% в Leo, 61% в поле). Доля галактик ранних типов в сверхскоплениях не меняется с массой и светимостью скоплений галактик. Составная функция светимости богатого сверхскопления Hercules описывается функцией Шехтера и для интервала светимостей [—26m, — 21™5] не отличается от функции светимости бедного сверхскопления Leo, но отличается от функции светимости поля на этих же z, определенной по 10 скоплениям галактик.
Ключевые слова: массы и светимости галактик, скопления галактик: сверхскопление Hercules.
DOI: 10.7868/S0320010812120042
ВВЕДЕНИЕ
Сверхскопления галактик, представляющие собой области повышенной плотности галактик, которые в крупномасштабной структуре Вселенной располагаются по границам областей пониженной плотности галактик (войдов), состоят из сгущений скоплений галактик, соединенных между собой волокнами (филаментами) из галактик. История исследования скоплений галактик в области сверхскопления Hercules (далее Her) включает в себя несколько этапов. Согласно Эйбеллу (1961) сверхскопление Her определено как группа скоплений галактик вокруг двух центров: один — около скопления A2151, второй — около системы A2197/A2199. В работе Бакал, Сонейры (1984) эти скопления галактик выделены в два разных сверхскопления. Вывод о гравитационной связанности системы, состоящей из A2151 и A2147,
Электронный адрес: flera@sao.ru
сделан в работе Бамби, Хухры (1998) на основе кинематического анализа. Исследуя поле лучевых скоростей и применяя модельные расчеты орбит, Кремпич-Кругер и др. (2002) нашли, что системы скоплений A2197/A2199, A2147/A2151 и A2147/A2151/A2152 гравитационно связаны. По мере накопления измерений лучевых скоростей галактик в этой области размеры сверхскопления уточнялись, и Эйнасто и др. (2001) определили эту систему галактик как состоящую из 12 эйбеллов-ских скоплений. В области двух скоплений из этой выборки A2055, A2148 поданным SDSS располагаются далекие скопления с красными смещениями г ~ 0.09—0.1. В указанной работе исследованы свойства скоплений с рентгеновским излучением и их место среди эйбелловских скоплений галактик в сверхскоплениях. Позднее Эйнасто и др. (2011) также по данным SDSS (DR7) по плотности светимости галактик выделили три сверхскопления в этой области: SCl 010, SCl 060, SCl 350. В
работе изучена тонкая структура сверхскоплений и введены их морфологические типы.
Целью настоящей работы является изучение свойств скоплений галактик в области богатого сверхскопления Her в ближней инфракрасной области и сравнение полученных характеристик с аналогичными для бедного сверхскопления Leo, имеющего лучевые скорости у скоплений, как в системе Her. Работа выполнена с привлечением данных каталогов 2MASS (Two-Micron All-Sky Survey) и SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Основное отличие данного исследования от аналогичных работ состоит в том, что мы дополнили данные каталога протяженных объектов 2MASX (он не является глубоким обзором) более слабыми галактиками каталога SDSS (звездная величина в фильтре Ks вычислена по цвету u — r). Такая процедура позволила нам увеличить количество членов скоплений с измеренными лучевыми скоростями и с измеренными величинами Ks в среднем на 40%.
Статья организована следующим образом. Сначала мы определяем параметры скоплений галактик: дисперсию лучевых скоростей галактик, радиусы вириализованных областей, массу. Затем для вириализованных областей скоплений вычисляются полные светимости в фильтре Ks (далее просто K), составную функцию светимости системы Her, функции светимости галактик ранних и поздних типов, долю галактик ранних типов, светимости ярчайших галактик, а также различные корреляции между полученными характеристиками скоплений галактик. В заключение перечислены полученные результаты. В работе мы использовали следующие космологические параметры: Qm = 0.3, Qa = 0.7, H0 = 70 км с"1 Мпк"1.
ДИНАМИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК
Выборка скоплений галактик, располагающихся в области сверхскопления Her, составлена нами из 13 скоплений центральной области, которая очерчена эллипсом (рис. 1), и 8 скоплений из ближайших окрестностей. На рис. 1 видно, что система Her состоит из трех больших сгущений скоплений, которые соединены филаментами из галактик. Система скоплений расположена практически в картинной плоскости, вытянута на 40 градусов по склонению (это примерно 100 Мпк) и ограничивает большую почти пустую от скоплений галактик область, которая с правой стороны ограничена сверхскоплением Leo (оно показано в правом верхнем углу рис. 1 частью эллипса). Через пустоту между сверхскоплениями проходит длинный филамент из галактик. Кроме эйбелловских скоплений (Эйбелл и др., 1989) мы добавили в исследуемую выборку
рентгеновские скопления, находящиеся в области сверхскопления, и несколько скоплений поля из разных мест на этих же красных смещениях. Красные смещения отобранных скоплений сверхскопления Her заключены в диапазоне 0.0304 <
< z < 0.0414, а скоплений из ближайших окрестностей и поля — в диапазоне 0.0267 < z < 0.0467. Для галактик мы использовали спектральные данные, представленные в каталоге SDSS (Data Release 7 и частично Data Release 8 для скоплений IC 1262 и AWM 5), и дополнили их данными из NASA Extragalactic Database (NED).
Динамическая масса скоплений определялась по дисперсии лучевых скоростей галактик в предположении, что скопления находятся в вириальном равновесии. При этом радиус скопления, в пределах которого плотность превышает критическую в 200 раз, близок к вириальному и его можно оценить по формуле i?200 = VSa/(10H(z)) Мпк. В предположении Mvir ~ M200 масса в пределах R200 равна M200 = 3G"1 R200a2,00. Сначала мы оценили среднюю лучевую скорость скопления cz и ее дисперсию а, потом по дисперсии — радиус R200. Галактики со скоростями больше 2.7а считались фоновыми. Итеративным способом мы нашли все параметры скопления в пределах данного радиуса.
Мы просуммировали массы 13 скоплений галактик в системе Her и получили нижнюю оценку массы сверхскопления, равную 4.82 х 1015 MQ. Масса 14 скоплений в системе Leo равна 1.77 х х 1015 MQ (Копылова, Копылов, 2011). Масса 10 скоплений в центральной области сверхскопления Ursa Major (UMa) равна 2.25 х 1015 MQ (Копыло-ва, Копылов, 2009). Таким образом, сверхскопление Her является более богатой системой, чем Leo и UMa.
В табл. 1 представлены найденные параметры вириализованных областей скоплений с ошибками, соответствующими ошибке определения а: экваториальные координаты на эпоху J2000.0, гелиоцентрическая лучевая скорость, количество галактик с измеренными лучевыми скоростями (rPet <
< 17m77), дисперсия лучевых скоростей с космологической поправкой (1 +z)"1, радиус R200 и масса M200. Центры скоплений галактик совпадают с ярчайшими галактиками скоплений и близки к центрам рентгеновского излучения (если это излучение присутствует), кроме скоплений A2197, где за центр взяты средние координаты двух ярчайших галактик, и RXC 1511, A2151 и NGC 5594, где использовались центроиды координат галактик в пределах радиусов 30'—40'.
В табл. 1 также представлены рентгеновские светимости в полосе 0.1—2.4 кэВ, из составленных по наблюдениям на ROSAT, рентгеновских каталогов скоплений, указанных цифрой в скобках:
Таблица 1. Динамические свойства скоплений
Скопление a (J2000) <5 hh mm ss dd mm ss czh, KM Nz 0"c, KM Й200, Мпк м200, 1014 MQ ¿0.1-2.4 кэВ, 1044 эрге-1
А2052 15 16 44.5+07 01 18 10410 116 623 ± 58 1.52 4.12+1.15 1.29 1)
А2063 15 23 05.3+08 36 33 10392 146 753 ± 62 1.83 7.28+1.80 1.02 1)
А2107 15 39 39.0+21 46 58 12392 113 581 + 55 1.41 3.33 + 0.95 0.59 1)
А2147 16 02 17.0+15 58 29 10846 344 853 ± 46 2.08 10.57+1.71 1.58 1)
А2151 16 05 08.6+17 43 09 10906 255 734 ± 46 1.78 6.74+1.27 0.45 1)
А2162 16 12 35.6+29 29 05 9637 32 346 ± 61 0.84 0.71 + 0.37 0.04 2)
А2197 16 28 43.0+40 52 10 9137 173 547 ± 42 1.34 2.80 + 0.64 0.12 5)
А2199 16 28 38.2+39 33 04 9131 288 746 ± 44 1.82 7.09+1.25 2.02 1)
AWM4 16 04 56.7+23 55 58 9541 37 380 ± 62 0.93 0.94 + 0.46 0.23 1)
NGC 6098 16 15 35.6+19 27 12 9274 19 335 ± 77 0.82 0.64 + 0.44 0.06 3)
NGC 6107 16 17 40.6+35 00 15 9324 99 546 ± 55 1.33 2.78 + 0.84 0.17 3)
NGC 6159 16 27 25.2+42 40 47 9389 19 266 + 61 0.65 0.32 + 0.22 0.06 3)
RXC 1511 15 11 31.8+01 45 50 11689 24 374 ± 76 0.91 0.89 + 0.54 0.09 4)
Al 983* 14 52 55.3+16 42 10 13432 97 460 ± 47 1.12 1.65 + 0.51 0.26 1)
A2040* 15 12 47.5+07 26 04 13563 100 589 ± 59 1.43 3.47+1.04 0.18 2)
A2152* 16 05 29.2+16 26 09 13286 55 354 ± 48 0.86 0.75 + 0.30 0.13 1)
AWM 5* 16 57 58.1+27 51 16 10506 52 528 ± 73 1.29 2.51 + 1.04 0.12 1)
MKW 3s* 15 21 51.8+07 42 32 13476 82
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.