Движения галактик на малых и больших масштабах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

1. Введение

2. Местный объём

2.1. Исходные данные

2.2. Поиск близких галактик.

2.2.1. Наблюдения

2.2.2. Результаты.

2.3. Близкие взаимодействующие галактики

2.3.1. Приливной индекс как мера взаимодействия.

2.3.2. Приливной индекс и другие свойства галактик Местного объёма

2.4. Н1 свойства близких галактик.

2.4.1. Соотношения между основными переменными

2.4.2. Эффекты оптической поверхностной яркости и типа.

2.4.3. Эффекты окружения.

2.4.4. Масса водорода и угловой момент.

3.2. Наблюдательная выборка.43

3.3. Бегущий апекс Солнца, Галактики и Местной группы.46

3.4. Очень близкое поле скоростей.52

3.5. ЗБ панорама Местного объёма.56

3.6. Орбитальная скорость Солнца.58

Заключение

При изучении галактик Местного объёма, большинство из которых имеют фотометрические оценки расстояния, были получены следующие результаты:

• Измерены лучевые скорости для трёх предположительно близких галактик (как выяснилось впоследствии, одна из них оказалась облаком галактического водорода). Выло подтверждено, что галактики Агр 211 и NGC 6789 имеют скорости, приведенные к центроиду Местной группы, менее 500 км/с.

• Для анализа воздействия галактик друг на друга, был построен так называемый "приливной индекс" (©), и на его основе проанализированы свойства галактик Местного объёма. В частности, отмечен эффект сегрегации карликовых галактик в зависимости от плотности их окружения. Все карликовые эллиптические и сфероидальные галактики с log М < 9 имеют индекс в > 0, то есть они встречаются лишь в плотных областях вокруг массивных объектов.

• Были проанализированы глобальные параметры галактик Местного объёма. Показано, что:

1. Во всем диапазоне диаметров от 1 до 40 кпк галактики следуют эмпирической зависимости Талли-Фишера, log/l.25 ^ (0.99 ± 0.06) log Vmax, линейный характер которой имеет глубокий эволюционный смысл.

2. Отношение водородной массы к светимости и водородной массы к полной массе систематически возрастает от гигантских галактик к карликовым. Медианное значение М.т/М-25 составляет 0.25.

3. Для галактик Местного объёма отношение полной массы внутри стандартного оптического радиуса к светимости заключено в интервале от 0.2 до 16 M.q/Cq с медианой 3 A4q/£q. Это соотношение имеет тенденцию слегка уменьшаться от гигантских галактик к карликам, что не согласуется с идеей наличия большого количества тёмного вещества в карликовых системах.

4. Средняя поверхностная яркость для галактик нашей выборки варьируется в 100 раз. Отношение массы HI к светимости> для них показывает отчётливое возрастание с уменьшением поверхностной яркости. Аналогичная, но менее выраженная зависимость наблюдается также для отношения полной массы к светимости. Обе корреляции могут быть вызваны процессом звездообразования в галактиках.

5. Несмотря на различие в приливном воздействии около шести порядков, отношения Мт/£ и А^25/А не показывают заметной корреляции с приливным индексом, аналогичной дефициту HI и морфологической сегрегации, типич-' ной для богатых скоплений. . ,,,

6. Масса водорода в галактике и её угловой момент следуют почти линейной зависимости logA4m ос (0.99 ± 0.04) logCV^^s) в диапазоне угловых моментов около трёх порядков, что может указывать [158] на пребывание газовых дисков как гигантских, так и карликовых галактик на пороге гравитационной неустойчивости, благоприятствующей звездообразованию.

• Оптимальное направление и скорость движения Солнца относительно членов Местной системы галактик характеризуется параметрами {/Q = 93°, bQ = —4°, VQ = 316 км/с} с формальными стандартных!и ошибками 2° и 5 км/с. При этих параметрах, которые заметно отличаются от прежних оценок, центр нашей Галактики движется со скоростью 90 км/с к точке I = 107°, Ь = —18°, что на 14° в стороне от M 31.

• С увеличением глубины рассматриваемого объёма от 1 Мпк до 4-8 Мпк солнечный апекс слегка перемещается и приобретает значения {lQ = 91°, b& = 0°,

V© = 334 км/с}. Скорость центроида Местной группы по отношению к выборкам галактик Местного объёма разной глубины R не превышает 40 км/с. Это указывает на согласованное движение галактик в исследованном объёме. Относительно реликтового излучения Местная группа галактик движется со скоростью 635 км/с в направлении (I = 269°, b = +29°).

• Наиболее вероятное значение круговой скорости вращения Галактики в окрестностях Солнца, полученное из анализа лучевых скоростей и расстояний до галактик Местной группы, равно V0G = 235 км/с. Эта величина находится в хорошем согласии с оценками, полученными по движениям звёзд и газовой подсистемы Млечного Пути.

• Для выборки 145 галактик с расстояниями D < 8 Мпк и скоростями относительно центроида Местной группы < 500 км/с распределение пекулярных лучевых скоростей показывает отчётливые признаки анизотропии. Тензор локальной величины параметра Хаббла Н^ характеризуется главными значениями 81:62:48 км/с/Мпк с 1сг-ошибкой ~ 4 км/с/Мпк. При этом малая ось эллипсоида ориентирована приблизительно вдоль малой оси Местного сверхскопления, а большая ось составляет угол 29° с направлением на центр скопления Virgo. В целом картина пекулярных скоростей галактик Местного объёма неудовлетворительно соответствует сферически-симметричной модели Virgocentric flow [91, 134]. Одной из причин этого различия может быть эффект дифференциального вращения Местного сверхскопления.

• Уточнение параметров солнечного апекса и учёт обнаруженных эффектов локальной анизотропии позволяет использовать лучевую скорость близких галактик в качестве более надёжного индикатора их расстояния. Сочетая такие улучшенные хаббловские расстояния с известными фотометрическими модулями, мы построили трёхмерную карту Местного объёма. Сравнение новой карты с прежней из каталога Tully показывает более чёткую структуру Местного объёма на мелких масштабах. Существование некоторых структурных деталей, типа минипустот (minivoid) размерами ~ 2 Мпк между Местной группой и группой М 81, может оказаться эффективным средством для проверки различных теорий образования галактик.

• В пределах расстояния Б < 8 Мпк, включающего дюжину известных групп галактик, дисперсия лучевых скоростей галактик относительно хаббловской зависимости составляет ~ 75 км/с. Её величина примерно одинакова как у карликовых, так и у гигантских галактик. Основной вклад в неё дают вириальные движения в группах и ошибки измерения расстояний. В непосредственных окрестностях Местной группы дисперсия лучевых скоростей галактик поля не превышает 25 км/с, другими словами "газ" галактик между группами имеет необычайно низкую температуру ■■.:'■■-■

• Наблюдаемое поведение зависимости скорость-расстояние в окрестностях Местной группы показывает ожидаемый эффект гравитационного торможения галактик. Наблюдаемому радиусу сферы нулевой скорости /?,0 = 0.96 ± 0.05 Мпк соответствует масса Л4ъс = (1.2±0.2) -1012 Л4©, которая хорошо согласуется с суммой вири-альных масс подгрупп галактик вокруг М 31 и Млечного Пути. Отношение полной (в пределах Д0) массы Местной группы к её светимости, М./С — 23 ± 4 Л4&/Сф, указывает на отсутствие сверхмассивного тёмного гало вокруг нашей Галактики и М31.

Массовые измерения красного смещения и кривых вращения северных галактик, видимых с ребра, из ЕСС каталога позволили существенно пополнить общее число галактик, участвующих в анализе поля скоростей на масштабе 100 Мпк, улучшить однородность их распределения по всему небу и получить новые оценки движения галактик относительно реликтового фона.

Наблюдения проводились в Специальной Астрофизической обсерватории РАН на 6 метровом телескопе. Обзор был начат во втором полугодии 1995 года и завершен во втором полугодии 1999 года. За это время были получены спектры для 306 галактик. Наблюдательная программа была выполнена на 94%.

Рассмотрение полученных спектральных данных позволяет нам сделать следующие заключения:

• Наблюдения тонких галактик, ориентированных с ребра, обладают высокой эффективностью. Только в двух случаях не удалось определить параметры кривой вращения галактик. Для более 95% объектов ЕСС каталога эмиссионная линия На имеет достаточно высокий контраст над спектром ночного неба, чтобы измерять типичную амплитуду вращения галактики с погрешностью ~ 10%, приемлемой при изучении крупномасштабных течений.

• Протяженность кривой вращения у разных галактик заключена в интервале 0.451.45 с медианным значением, составляющим 0.87 от стандартного радиуса плоской галактики. Практически у всех галактик форма кривой вращения является плосГ ■ кои или возрастающей, что выглядит типичным для изолированных галактик.

• У ряда галактик, ориентированных с ребра, кривые вращения имеют волнистый характер с типичным перепадом скоростей ~ 50 км/с. В некоторых случаях заметна асимметрия между приближающейся и удаляющейся стороной галактики. Эти особенности, вероятно, обусловлены большим поглощением света в плоскости спиральных рукавов галактик, пересекаемой лучом зрения под малыми углами. Тем не менее, сопоставление лучевых скоростей галактик, полученных в линиях На и 21 см, свидетельствует о хорошем согласии между этими оценками. Средняя разность между оптическими и радиоизмерениями составляет +10 ±4 км/с со стандартным отклонением 18 км/с. Исследованные галактики показывают тесную корреляцию амплитуды вращения по IIа. и по линии 21 см со среднеквадратичным отклонением <т(1/тах) = 11.7 км/с. Это делает весьма перспективным использование плоских галактик для определения расстояний по диаграмме Талли-Фишера.

• Медианное значение радиальной скорости галактик обзора, скорректированное за движение Местной группы, равно 7800 км/с. Исследованные галактики, как правило, являются массивными спиралями, с медианным значением максимума кривой вращения около 140 км/с.

На основе 983 галактик с известными лучевыми скоростями и амплитудами вращения, куда вошли и описанные выше наблюдения, были получены параметры коллективного движения ГСС галактик и построена карта распределения пекулярных скоростей. В системе, связанной с реликтовым фоном, упорядоченные движения ГС С галактик характеризуются скоростью V = 300 ± 75 км/с в направлении {I = 328°, Ь = +7°} с ошибкой ±15°.

1. Афанасьев В. JL, Буренков А. Н., Власюк В. В., Драбек С. В. 1995, Отчет CAO, 234

2. Никифоров И. И., Петровская И. В. 1994, Астрон. журн., 71, 725

3. Огородников К. Ф. 1952, в "Проблемы космогонии", Москва, Наука, 1, 150

4. Пиблс 1983, Структура Вселенной в больших масштабах. М.: Мир

5. Aaronson М., Huchra J., Mould J., Schechter P. L., Tully R. B. 1982, ApJ, 258, 64

6. Aparicio A., Dalcanton J. J., Gallart C., Martinez-Delgado D. 1997, AJ, 114, 1447

7. Aparicio A., Tikhonov N. 2000, AJ, 119, 2183

8. Aparicio A., Tikhonov N., Karachentsev I. 2000, AJ, 119, 177

9. Arp H. 1966, Atlas of Pecular Galaxies, ApJS, 14, 1

10. Beers T. C., Sommer-Larsen J. 1995, ApJS, 96, 175

11. Binggeli В., Tarenghi M., Sandage A. 1990, A&A, 228, 42

12. Bórngen F., Karachentseva V. E. 1985, Astron. Nach., 306, 301

13. Bothun G., Impey C., McGaugh S. 1997, PASP, 109, 745

14. Bottinelli L., Gouguenheim L., Paturel G., Teerikorpi P. 1986, A&A, 156, 157

15. Bottinelli L., Gouguenheim L., Fouque P., Paturel G. 1990, A&AS, 82, 391

16. Bresolin F., Capaccioli M., Piotto G. 1993, AJ, 105, 177917 18 [19 I'20 [21 [22 [23 [24 [25 [26 [27 [28 [2930 31 [3233 34 [35 [36

17. Broelis A. 1992, Dark and Visible Matter in Spiral Galaxies, Dissertation, Groningen Broeils A. H., Rhee M. H. 1997, A&A, 324, 877

18. Burkey J. M., Keel W. C., Windhorst R. A., Franklin D. E. 1994, ApJ, 429, 413

19. Burstein D., Heiles C. 1984, ApJS, 54, 33

20. Capaccioli M., Piotto G., Bresolin F. 1992, AJ, 103, 1157

21. Carignan C., Demers S., Cote S. 1991, ApJ, 381, L13

22. Carignan C., Beaulieu S. 1989, ApJ, 347, 760

23. Cook K. H., Aaronson M., Illingworth G. 1986, ApJ, 301, L45

24. Courteau S., van den Berg S. 1999, AJ, 118, 337

25. Côté S., Freeman K. C., Carignan C., Quinn P. J. 1997, AJ, 114, 1313

26. Da Costa G. S., Armandroff T. E. 1990, AJ, 100, 162

27. Dambis A. K., Melnik A. M., Rastorguev A. S. 1995, PAZh, 21, 331

28. Dohm-Palmer R. C., Skillman E. D., Gallagher J., Tolstoy E., Mateo M., Dufour R. J., Saha A., Hoessel J., Chiosi C. 1998, AJ, 116, 1227

29. Dressier A. 1984, ARA&A, 22, 185

30. Dressler A., Faber S. M., Burstein D., Davies R. L., Lynden-Bell D., Terlevich R. J., Wegner G. 1987, ApJ, 313, L37

31. Drozdovsky I. O., Tikhonov N. A. 2000, A&AS, 142, 347 Evans N. W., Wilkinson M. I. 2000, MNRAS, 316, 929 Faber S. M., Jackson R. E. 1976, ApJ, 204, 668

32. Freedman W. L., Madore B. F., Hawley S. L., Horowitz I. K., Mould J., Navarrete M., Sablmen S. 1992, Caltech Astrophis. Abstracts, 2, 9

33. Freedman W. L., Madore B. F., Hawley S. L., Horowitz I. K., Mould J. Navarrete M., Sallmen S. 1992, ApJ, 396, 80

34. Fich M., Tremaine S. 1991, Ann. Rev. A&A, 29, 409

35. Georgiev Ts. B., Karachentsev I. D., Tikhonov N. À. 1997, PAZh, 23, 586

36. Giovanelli R., Avéra E., Karachentsev I. 1997, AJ, 114, 122

37. Giovanelli R. G., Haynes M. P. 1991, ARA&A, 29, 499

38. Giovanelli R., Haynes M. P., Wegner G., da Costa L. N., Freudling W., Salzer J. J. 1996, ApJ, 464, L99

39. Giovanelli R., Haynes M. P., Freudling W., da Costa L. N., Salzer J. J., Wegner G. 1998, ApJ, 505, L91

40. Giovanelli R., Haynes'M. P., Salzer J. J., Wegner G., da Costa L. N., Freudling W. 1998, AJ, 116, 263254 55 [56 [5758 59 [60 [61 [6263 646566 67 [6869 70

41. Giraud E. 1986, A&A, 170, 1 Giraud E. 1990, A&A, 231, 1

42. Grebel E. K., Guhathakurta P. 2001, (private commucation)

43. Griffiths R. E., Casertano S., Ratnatunga K. U., Neuschaefer L. W., Ellis R. S., Gilmore G. F., Glazebrook K., Santiago B., Huchra J. P., Windhorst R. A., Pas-carelle S. M., Green R. F., Illingworth G. D., Koo D. C., Tyson A. J. 1994, ApJ, 435, L19

44. Guhathakurta P., Reitzel D. B., Grebel E. K. 2000, AJ, (in press) Han M., Mould J. 1990, ApJ, 360, 448

45. Heidmann J., Heidmann N., de Vaucouleurs G. 1971, Mem. R. Astron. Soc., 75, 85 Hoffman G. L., Salpeter E. E. 1982, ApJ, 263, 485

46. Hoffman G. L., Salpeter E. E., Fathat B., Roos T., Williams H., Helou G. 1996, ApJS, 105, 269

47. Huchtmeier W. K., Karachentsev I. D., Karachentseva V. E. 1997, A&A, 322, 375

48. Huchtmeier W. K., Karachentsev I. D., Karachentseva V. E., Ehle M. 2000, A&AS, 141, 469

49. Huchtmeier W. K., Lercher G., Seeberger R., Saurer W., Weinberger R. 1995, A&A, 293, L33

50. Huchtmeier W. K., Richter O. G. 1988, A&A, 203, 237 Hudson M. J. 1994, MNRAS, 266, 475

51. Hudson M. J., Smith R. J., Lucey J. R., Schlegel D. J., Davies R.L. 1999, ApJ, 512, L79 ■1.pley C. D., Sprayberry D., Irwin M. J., Bothun G. D. 1996, ApJS, 105, 209 Jergen H., Freeman K. C., Binggeli B. 1998, AJ, 116, 287371 72 [73 [74 [75 [7678 7980