ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2012, том 38, № 4, с. 243-252
УДК 524.7-33
ЗАВИСИМОСТЬ СВЕТИМОСТЕЙ В ПОЛОСАХ и, д, г, г И г ОТ ОКРУЖЕНИЯ ДЛЯ ГАЛАКТИК С АБСОЛЮТНОЙ ЗВЕЗДНОЙ ВЕЛИЧИНОЙ ВЫШЕ И НИЖЕ ЗНАЧЕНИЯ М*г
(© 2012 г. Синь-Фа Дэн*, Цзюнь Сун, И-Цин Чэнь, Пэн Цзян, Ин-ПинДин
Институт естественных наук, Наньчанский университет, Китай Поступила в редакцию 14.06.2011 г.
По данным двух ограниченных по объему выборок основных галактик из шестого релиза данных Слоановского цифрового обзора неба (SDSS DR6) исследованы различия в зависимостях све-тимостей в полосах и, д, г, г и г от окружения между галактиками выше и ниже значения М*. Оказалось, что в ограниченной по объему выборке более ярких галактик во всех пяти полосах значения светимости тесно коррелируют с локальным окружением. Поскольку светимость в полосе и в ограниченной по объему выборке менее ярких галактик также сильно зависит от локального окружения, сделан вывод, что М* не является важным характерным параметром в зависимости светимости в полосе и от окружения. Отмечено, что в полосе и подвыборка для низкой плотности содержит большую долю галактик высокой светимости и меньшую — галактик низкой светимости. Это противоречит широко распространенному выводу о том, что галактики высокой светимости существуют преимущественно в наиболее плотных областях Вселенной, в то время как слабые галактики расположены преимущественно в областях с низкой плотностью. Полученные результаты свидетельствуют о том, что зависимость светимости от окружения не является единой в разных диапазонах светимости и в разных спектральных полосах.
Ключевые слова: галактики, основные параметры, статистика.
ВВЕДЕНИЕ
В течение длительного времени исследование корреляции между свойствами галактик и их окружением является крайне важной проблемой в астрофизике. Беспрецедентный объем Слоановского цифрового обзора неба (SDSS) дает возможность подробно исследовать этот вопрос. Блэнтон и др. (2003) представили зависимость свойств семи галактик от местной плотности галактик. Ба-лог и др. (2004а) исследовали корреляцию между окружением галактик и интенсивностью их Ha-эмиссии. Балог и др. (2004б) проанализировали распределение цвета и-г в зависимости от светимости и окружения. Гото и др. (2003) изучили средние свойства окружения галактик в SDSS в зависимости от светимости в системе покоя и от цвета.
Общепринято, что светимость галактик значимо коррелирует с их окружением (Дейвис и др., 1988; Гамильтон, 1988; Уайт и др., 1988; Парк и др., 1994; Лавдей и др., 1995; Гуццо и др., 1997; Уилмер и др., 1998; Норберг и др., 2001, 2002; Зехави и
* Электронный адрес: xinfadeng@yahoo.com.cn
др., 2002; Дэн и др., 2007, 2008а,б, 2009а): галактики высокой светимости имеют тенденцию находиться в наиболее плотных областях Вселенной, а слабые галактики — в областях низкой плотности. Например, Дэн и др. (2007) сравнили распределение светимостей галактик — членов групп с распределением для изолированных галактик и нашли, что у изолированных галактик выше доля слабых и ниже доля ярких галактик, чем у галактик в группах. Однако зависимость светимости от окружения более сложна. Норберг и др. (2001, 2002) показали, что амплитуда скучивания медленно возрастает с абсолютной величиной у галактик слабее Мъз — — 5 ^Ь = —19.7 (Фолкес и др., 1999), но возрастает более сильно при высоких светимостях. Дэн и др. (2009а) полагали, что галактики с абсолютной величиной выше и ниже величины М*, найденной из общей шехтеровской аппроксимации для функции светимости галактик, могут иметь разную зависимость свойств от окружения.
Используя две ограниченные по объему основные выборки галактик с абсолютной звездной величиной выше и ниже значения М *, Дэн и др. (2009а) нашли, что светимость галактик сильно зависит от локального окружения только для
галактик выше М*, но эта зависимость очень слабая для галактик ниже М*.
Однако большинство предыдущих работ было сосредоточено на исследование зависимости от окружения для светимости в полосе г (например, Дэн и др., 2007, 2008а,б, 2009а). Возникает естественный вопрос: почему зависимость светимости в одной лишь полосе г представляет зависимость для полной светимости галактики? В этой работе мы далее исследуем зависимость от окружения светимости в полосах и, д, г, г и г на основе двух ограниченных по объему основных выборок галактик выше и ниже значения М*.
Структура статьи следующая. Сначала дано описание использованных данных, затем обсуждается зависимость от окружения для светимостей в полосах и, д, г, г и г. В заключение приводятся основные результаты и выводы.
При расчете расстояний мы использовали космологическую модель с плотностью материи О0 = 0.3, космологическую постоянную О а = 0.7, Н0 = 70 км с"1 Мпк"1.
ДАННЫЕ
Многие свойства обзора SDSS подробно обсуждались в статье о раннем релизе данных (Сто-утон и др., 2002). Для спектроскопии галактики выбирались по двум алгоритмам. Основная выборка галактик (Штраус и др., 2002) включает в себя галактики ярче rpetro < 17.77 (видимая величина Петросяна в полосе r). В нашей работе данные загружались с сервера архива каталогов 6-го релиза данных SDSS (Эдельман-МакКарти и др., 2008) при помощи поиска SDSS SQL (с флагом SDSS bestPrimtarget&64 > 0) с надежными красными смещениями (zwarning = 16, zstatus = = 0,1 и доверительный уровень красного смещения zconf > 0.95) (http://www.sdss.org/dr6/).
Шавински и др. (2007) указывали, что при z <
< 0.05 спектроскопия SDSS для ярких галактик становится неполной. Поэтому мы построили ограниченную по объему главную выборку галактик, которая включает 94 954 галактики при 0.05 < z <
< 0.089 с -22.40 < Mr < -20.16. Абсолютная величина Mr вычислялась по видимой величине Петросяна в полосе r с использованием полиномиальной аппроксимации для K-поправки в интервале 0 < z < 0.3 (Парк и др., 2005):
K(z) = 2.3537(z - 0.1)2 + + 1.04423(z - 0.1) - 2.5lg (1 + 0.1).
Нижний предел светимости Mr = -20.16 на 0.33 звездных величины слабее значения M*, найденного из общей шехтеровской аппроксимации для функции светимости галактик (Болл и др., 2006). Таким образом, большинство галактик в этой выборке ярче M*. Мы также построили ограниченную по объему выборку галактик слабее M*, которая сосредоточена в интервале 0.02 < z < 0.0436 и содержит 21878 галактик со светимостями -20.0 < < z < -18.5.
В дальнейшем анализе мы использовали K-поправку из Дополненного каталога галактик
Нью-Йоркского университета — NYU Value-Added Galaxy Catalog (NYU-VAGC, Блэнтон и др., 2005). В этом каталоге K-поправки были получены с помощью программы Kcorrect, версия v4_1_4 (http://howdy.physics.nyu.edu/index.php/Kcorrect). Мы загрузили файл kcorrect.none.petro.z0.1.fits (collision_type: none; flux-type: petro; band_shift: z = 0.1) с сайта http://sdss.physics.nyu.edu/vagc-dr6/vagc0 и рассчитали абсолютные величины в пяти фотометрических полосах (с учетом K-поправок к полосам 0Лп, 0'1g, 0Лг, 0Лг, aiz, соответственно).
ЗАВИСИМОСТЬ ОТ окружения СВЕТИМОСТЕЙ В ПОЛОСАХ u, g, r, i И z ДЛЯ ГАЛАКТИК ВЫШЕ И НИЖЕ ВЕЛИЧИНЫ M*
Следуя работе Дэна и др. (2008а), мы рассчитали для каждой галактики локальную трехмерную плотность галактик в сопутствующей сфере с радиусом, равным расстоянию до пятой ближайшей галактики, и расположили галактики в порядке возрастания плотности от наименьшей к наибольшей. В каждой выборке мы отбирали около 5% галактик, строили две подвыборки для обоих граничных значений плотности в соответствии с плотностью и сравнивали распределения светимостей галактик в окружении с наименьшей плотностью с распределениями в окружении с наибольшей плотностью.
Трехмерная локальная плотность галактик сильно подвержена влиянию пекулярных скоростей галактик, но она менее чувствительна к эффектам проекции. Другой важный метод состоит в измерении спроецированной локальной плотности которая рассчитывается по расстоянию от каждой галактики до пятой ближайшей соседки в интервале красных смещений ±1000 км с-1 (см., например, Гото и др., 2003; Балог и др., 2004а, б). Дэн и др. (2009а) показали, что в ограниченной по объему главной выборке галактик спроецированная локальная плотность 5 сильно подвержена эффектам проекции. Дэн и др. (2008а,
Рис. 1. Распределение светимостей в полосе и при крайних значениях трехмерной плотности для слабой (а) и яркой (б) ограниченных по объему выборок: сплошная линия — подвыборка высокой плотности, пунктирная линия — подвыборка низкой плотности. Для пунктира показаны 1а-ошибки пуассоновской статистики.
-18.0 -18.5 -19.0 -19.5
-19
-20
-21
Ы„
-22
Рис.2. То же, что на рис. 1, но для распределения светимостей в полосе д.
2009б) полагали, что в обеих мерах плотности сказывается влияние двух упомянутых эффектов. Дэн и др. (2009б) провели сравнительное исследование двух мер плотности и нашли, что они приводят к одинаковым выводам в ограниченной по объему главной выборке галактик. Это показывает, что в ограниченной по объему главной выборке галактик влияние селекции в двух мерах плотности менее существенно и что статистические выводы надежны.
На рис. 1—5 показаны распределения светимостей в полосах и, д, г, г и г двух подвыборок при обоих крайних значениях плотности для слабой и яркой ограниченных по объему выборок. Как видно
из рис. 1 б—5б, в яркой ограниченной по объему выборке светимости во всех пяти полосах сильно коррелируют с локальным окружением. Графики слева на рис. 3—5 показывают, что светимости в полосах г, г и г в слабой ограниченной по объему выборке зависят от местного окружения слабо. Дэн и др. (2009а) нашли, что светимость в полосе г сильно зависит от окружения в яркой ограниченной по объему выборке; однако эта зависимость очень слабо выражена в слабой ограниченной по объему выборке. При этом Дэн и др. (2009а) полагали, что М * является важным характерным параметром для зависимости светимости галактик от окружения или для изменений параметров скучивания
ДЭН и др. 0.3
0.2
0.1
1 1 1 1 (б)
- ьЗ_
1 1 1 Ц—1
-18.8 -19.2 -19.6 -20.0 -20.5 -21.0 -21.5 -22.0
Мг
Рис. 3. То же, что на рис. 1, но для
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.