научная статья по теме ПЕКУЛЯРНЫЕ ДВИЖЕНИЯ В ОБЛАСТИ СВЕРХСКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК БОЛЬШАЯ МЕДВЕДИЦА Астрономия

Текст научной статьи на тему «ПЕКУЛЯРНЫЕ ДВИЖЕНИЯ В ОБЛАСТИ СВЕРХСКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК БОЛЬШАЯ МЕДВЕДИЦА»

УДК 524.72

ПЕКУЛЯРНЫЕ ДВИЖЕНИЯ В ОБЛАСТИ СВЕРХСКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК БОЛЬШАЯ МЕДВЕДИЦА

© 2007 г. Ф. Г. Копылова*, А. И. Копылов

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 04.09.2006 г.

Представлены результаты исследования пекулярных движений скоплений галактик в сверхскоплении Большая Медведица (БМ) и его окрестностях. По данным обзора SDSS (Sloan Digital Sky Survey) была составлена выборка галактик ранних типов и использована их фундаментальная плоскость с целью определения расстояний скоплений и пекулярных скоростей. Выборки галактик ранних типов в центральных областях (в пределах R200) 12 скоплений галактик БМ, в трех главных подсистемах сверхскопления — волокнистых структурах, связывающих скопления между собой, и в девяти скоплениях из ближайшей окрестности БМ имеют схожие параметры. Довольно большой контраст плотности (3 по галактикам и 15 по скоплениям) предполагает гравитационную связанность сверхскопления в целом, в то же время значительных пекулярных движений нами не обнаружено: пекулярные скорости не превышают ошибок измерений более чем в 1.5—2 раза. Средние хаотические пекулярные скорости скоплений и систематические отклонения от общего хаббловского расширения в сверхскоплении не противоречат теоретическим оценкам. Для подтверждения возможного сближения трех подсистем БМ необходимо повысить точность измерений в 2—3 раза.

Ключевые слова: галактики, скопления галактик.

PECULIAR MOTIONS IN THE REGION OF THE URSA MAJOR SUPERCLUSTER OF GALAXIES, by F. G. Kopylova and A. I. Kopylov. We have investigated the peculiar motions of clusters of galaxies in the Ursa Major (UM) supercluster and its neighborhood. Based on SDSS (Sloan Digital Sky Survey) data, we have compiled a sample of early-type galaxies and used their fundamental plane to determine the cluster distances and peculiar velocities. The samples of early-type galaxies in the central regions (within R200) of 12 UM clusters of galaxies, in three main subsystems of the supercluster— filamentary structures connecting the clusters, and in nine clusters from the nearest UM neighborhood have similar parameters. The fairly high overdensity (3 for galaxies and 15 for clusters) suggests that the supercluster as a whole is gravitationally bound, while we have found no significant peculiar motions: the peculiar velocities do not exceed the measurement errors by more than a factor of 1.5—2. The mean random peculiar velocities of the clusters and the systematic deviations from the overall Hubble expansion in the supercluster are consistent with theoretical estimates. For the possible approach of the three UM subsystems to be confirmed, the measurement accuracy must be increased by a factor of 2—3.

PACS numbers: 98.62.Py; 98.62.Ve; 98.65 Cw; 98.65.Dx

Key words: galaxies, clusters of galaxies.

ВВЕДЕНИЕ

Сверхскопления галактик — самые большие системы во Вселенной — представляют собой в крупномасштабной структуре гигантские волокнистые структуры (например, такие сверхскопления, как Perseus — Грегори и др., 2000, Pisces—Cetus — Портер, Рейчадхари, 2005) и не являются ви-

Электронный адрес: flera@sao.ru

риализованными структурами. Пекулярные движения в области разных сверхскоплений исследованы во многих работах (в сверхскоплении Hydra—Centaurus — Ааронсон и др., 1989, в сверхскоплении Perseus—Pisces — Хэн, Моулд, 1992; Баффа и др., 1993; Хадсон и др., 1997; Спрингоб и др., 2003). Исследование динамического состояния двух крупных сверхскоплений Shapley (Эттори и др., 1997) и Corona Borealis (Смолл и др., 1998) привело к заключению, что их центральные

Рис. 1. Распределение в картинной плоскости галактик (показаны точками) в интервалах красных смещений: 0.045— 0.055 (а), 0.055—0.065 (б), 0.065—0.075 (в). Скопления галактик обозначены кружками с радиусами, равными 2Я2оо. Центральная часть сверхскопления БМ выделена прямоугольником.

области находятся на стадии гравитационного сжатия. В работе Граманн и Сухоненко (2002) определена (в рамках ACDM моделей с использованием N-тел) доля таких сверхскоплений, которая оказалась незначительной.

Объемный контраст плотности системы Большая Медведица (Ursa Major; БМ) в ее центральной части (11h 12m—12h07m, 53o 35' -56o45', 0.045 < z < 0.075) по сравнению с окружающей областью (09h 23m-10h 54m и 12h 25m-13h 56m, 50o35'-60o 157, 0.045 < z < 0.075) размером около 150 Мпк был определен нами по галактикам с красными смещениями (по данным NED, в основном это данные SDSS DR4) и оказался равен ^3 по числу галактик и ~15 по числу скоплений Эйбелла (Эйбелл и др., 1989) вместе с дополнительными скоплениями (по данным NED), обнаруженными в рентгене. Такого контраста

плотности достаточно, чтобы система была гравитационно связанной, например, согласно работе Дуннера и др. (2006) для сферического случая. Для сравнения, у более богатого сверхскопления Северная Корона контраст плотности по галактикам равен 7 (Смолл и др., 1998). Моделирование, выполненное в этой работе, и построенная в нашей работе диаграмма Хаббла (Копылова, Копылов, 1998) демонстрируют, что ядро системы может находиться на стадии гравитационного сжатия.

Сверхскопление БМ представляет собой большую уплощенную структуру (рис. 1, 2) размерами 40 х 15 х 125 Мпк по прямому восхождению, склонению и лучу зрения соответственно — стену в классификации элементов крупномасштабной структуры (Дорошкевич и др., 2004), которая в направлении луча зрения разделяется на 3 волокнистых подсистемы (рис. 1а,б,вирис. 2). Система БМ

Рис. 1. Продолжение.

располагается достаточно изолированно и представляет интерес как для изучения состава системы и эволюции составляющих ее элементов (галактик, волокон и скоплений галактик), так и динамического состояния системы в целом, характеризующего распределение массы на этих масштабах.

В данной работе мы использовали фотометрические и спектральные измерения из каталога SDSS DR4. Предполагалось измерить с помощью фундаментальной плоскости галактик ранних типов пекулярные движения скоплений галактик внутри волокон, движения самих волокон, а также скоплений, окружающих сверхскопление БМ. Статья организована следующим образом. В первой части составлена и описана выборка галактик ранних типов, дано их распределение в зависимости от разных параметров. Во второй части представлена фундаментальная плоскость галактик ранних типов для созданной выборки и особенности ее использования для определения расстояний. В третьей части определены пекулярные

скорости разных систем БМ и ее окрестностей. В Заключении даны основные результаты исследования. В работе мы использовали следующие космологические параметры: = 0.3, ^д = 0.7, Н0 = 70 км с"1 Мпк"1.

ОТБОР ГАЛАКТИК РАННИХ ТИПОВ

Четвертый выпуск каталога SDSS DR4(Адель-ман-МакКарти и др., 2006) позволил нам создать выборку галактик ранних типов в области сверхскопления (3?2 х 7?9) в фильтре г. Галактики отобраны по следующим критериям: fracDeVr > > 0.8 (параметр характеризует вклад балджа де Вокулера в профиль поверхностной яркости галактики), а> 100 км/с, eClass < 0 (параметр характеризует спектр галактики — в спектре нет заметных эмиссионных линий), гд0/г50 > 2.6 (индекс концентрации равен отношению радиусов, содержащих 90% и 50% потоков Петросяна).

Рис. 1. Окончание.

Рис. 2. Центральная часть сверхскопления БМ. Показаны галактики ранних типов с разбиением на три подсистемы по красному смещению: I) 0.045 < z < 0.055 (полые кружки), II) 0.056 < z < 0.066 (заполненные кружки) и III) 0.066 < z < 0.075 (плюсы). Члены скоплений даны символами меньшего размера в соответствии со средним красным смещением скопления. Скопления обозначены большими кружками с радиусами, равными R200.

Таблица 1. Параметры скоплений галактик сверхскопления БМ и его окрестностей

Скопление НА Л2000.0 DEC Л2000.0 ^эрес N а, км с 1 R200, Мпк

А1270 11ь29т42Ю +54°0Б/56// 0.06890 53 553 1.24

А1291А 11 3221.1 +55 58 03 0.05092 17 424 0.97

А1291В 11 32 02.4 +56 04 12 0.05715 10 450 1.02

А1318 11 36 03.5 +55 04 31 0.05647 37 411 0.94

А1377 11 4721.3 +55 43 49 0.05170 74 613 1.40

А1383 11 48 05.8 +54 38 47 0.05979 55 527 1.20

А1436 12 00 08.8 +56 10 52 0.06517 71 701 1.60

Апоп1 11 15 23.8 +54 26 39 0.06944 41 561 1.25

Апоп2 11 19 46.0 +54 28 02 0.07056 13 253 0.60

Апоп3 11 29 32.3 +55 25 20 0.06806 23 362 0.81

Апоп4 11 39 08.5 +55 39 52 0.06118 24 391 0.89

Sh166 12 03 11.9 +54 50 50 0.04996 18 318 0.73

А1003 102501.6 +47 50 30 0.06282 29 606 1.37

А1169 11 07 49.3 +43 55 00 0.05882 52 581 1.32

А1279 11 31 39.3 +67 13 27 0.05432 6 187 0.43

А1452 12 03 28.4 +51 42 56 0.06186 20 513 1.16

А1461 12 04 24.7 +42 33 43 0.05405 12 317 0.72

А1507 12 14 48.6 +59 54 22 0.06002 34 401 0.91

А1534 12 24 42.8 +61 28 15 0.06999 17 304 0.68

ЯХСЛ010 10 10 16.1 +54 30 06 0.04581 44 407 0.94

ЯХЛ033 103351.2 +57 03 21 0.04598 25 398 0.92

ЯХСЛ053 10 54 11.2 +54 50 18 0.07186 47 506 1.13

НХСЛ122 11 22 15.4 +67 13 19 0.05511 11 236 0.54

Согласно Стратевой и др. (2001) и Кауфману и др. (2003) именно такой индекс выделяет галактики ранних типов. Другие авторы используют другие значения индекса: 2.86 — Шимасаки и др. (2001), 2.5 — Блантон и др. (2003).

Таким образом, были составлены три выборки галактик: одна выборка — галактики ранних типов скоплений БМ, находящиеся в пределах радиусов R200, которые определены нами в работе Копыловой, Копылова (2006). Другая выборка представляет собой галактики, расположенные в трех больших слоях (волокнистых подсистемах) сверхскопления, исключая галактики, принадлежащие вириализованным областям скоплений. В третьей выборке представлены скопления галактик, окружающие сверхскопление и располагающиеся в пределах 80 Мпк от центра системы БМ.

Более подробное исследование этих скоплений будет представлено в последующей работе.

В табл. 1 даны следующие параметры скоплений: экваториальные координаты на эпоху Л2000.0, красное смещение (относительно Солнца), дисперсия лучевых скоростей в пределах R200, радиус R200, в пределах которого плотность галактик превышает критическую в 200 раз, ч

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»