Структура скоплений с бимодальным распределением лучевых скоростей галактик. I. a1035

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Физика


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

УДК 524. 77−325. 4
СТРУКТУРА СКОПЛЕНИЙ С БИМОДАЛЬНЫМ РАСПРЕДЕЛЕНИЕМ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ ГАЛАКТИК. І. А1035
© 2007 А. И. Копылов, Ф. Г. Копылова
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369 167 Россия Поступила в редакцию 9 июля 2007 г.- принята в печать 19 июля 2007 г.
Для исследования структуры скопления галактик A1035 (1032™ + 40°13/, ег ~ 22 000 км с 1), показывающего бимодальное распределение лучевых скоростей галактик (ДУ «3000 км с-1), применены три способа определения относительных расстояний до скоплений по галактикам ранних типов: по соотношению Корменди, исправленному за зависимость остаточных отклонений от звездной величины галактики, по фотометрической плоскости и по фундаментальной плоскости. Используя данные, полученные на 1-м телескопе САО РАН, и данные каталога SDSS (DR5), мы нашли, что скопление A1035 состоит из двух независимых скоплений, не связанных гравитационно. Для этих скоплений, при дисперсии скоростей 566 км с-1 и 610 км с-1 и массах, в пределах Я2°°, 2.7 • 1014 и 3.5 • 1014 М0, выполняется закон Хаббла.
1. ВВЕДЕНИЕ
Различные методы определения масс скоплений галактик (по рентгеновскому излучению, по гравитационному линзированию галактик скоплением, по теореме вириала) дают хорошо согласующиеся между собой результаты для центральных областей регулярных скоплений. Как распределена масса на масштабах, превышающих размеры вириализо-ванных областей скоплений (1−2 Мпк), известно гораздо хуже. В связи с этим представляет интерес изучение динамики взаимодействия соседних скоплений, а также субскоплений в пределах одного скопления. В наиболее богатых скоплениях дисперсия скоростей достигает 1000 — 1500 км с-1 и нередко наблюдается сложная структура в распределении галактик — субскопления. Особый интерес представляют те случаи, когда распределение скоростей в скоплении имеет бимодальную форму. Разница средних лучевых скоростей 3000 — - 3500 км с-1 может быть связана либо с гравитационным взаимодействием предельно массивных скоплений при их столкновении на линии, близкой к направлению луча зрения (теоретические оценки предельных скоростей в ЛС^М-модели получены в работе [1]), либо с проекцией на луч зрения не связанных между собой скоплений.
Достаточно надежные прямые оценки расстояний субскоплений сделаны для двух скоплений с бимодальным распределением скоростей галактик: A3526 (Centaurus) [2] и A2626 [3]. В обоих случаях субскопления находятся на одинаковом расстоянии, и разность скоростей (1500 и 2600 км с-1, соответственно) объясняется гравитационным взаи-
модействием субскоплений. В случае A2626 большая величина разности скоростей субскоплений по сравнению с внутренними движениями в субскоплениях может быть связана с большой массой (темного) вещества на периферии скоплений [3].
Мы отобрали 4 богатых скопления (A1035, A1569, A1775, A1831) с бимодальным распределением лучевых скоростей галактик (AV ~ ~ 3000 км с-1) для определения прямым методом (то есть независимо от определения красных смещений) расстояний до субскоплений и выявления характера взаимодействия между ними. В данной работе определена структура (вдоль луча зрения) скопления A1035 с применением трех разных способов оценки относительных расстояний до скоплений галактик по галактикам ранних типов. Работа выполнена по наблюдательному материалу, полученному на 1-м телескопе САО РАН, а также по данным каталога SDSS (Sloan Digital Sky Survey).
Статья организована следующим образом. В первой части дано введение к работе. Во второй части описаны выборки галактик ранних типов. В третьей приведены особенности использования выборок для определения расстояний скоплений галактик и дан их анализ. В заключение перечислены полученные результаты исследования. В работе мы использовали следующие космологические параметры: Qm = 0. 3, Qa = 0. 7, H0 = = 70 км с-1 Мпк-1.
сг
Рис. 1. Рапределение галактик по лучевым скоростям в скоплении A1035: в области радиусом 30'- (сплошная линия), в пределах радиуса К200 (пунктирная линия). Штриховая линия дает распределение галактик ранних типов в пределах Я200.
А1035А
г**2 (агстіп**2)
Рис. 2. Распределение галактик в A1035A. На верхнем левом рисунке показано отклонение лучевых скоростей галактик от среднего: штриховые линии соответствуют отклонению ±2. 5а, вертикальная штриховая линия соответствует радиусу Я200. Квадратами помечены галактики скопления, плюсами — фоновые. На нижнем левом рисунке показано интегральное распределение числа галактик в зависимости от квадрата углового расстояния от центра скопления. Обозначения те же. На правом рисунке дано распределение галактик скопления в картинной плоскости. Окружностью выделена область радиуса Я200 в дуговых минутах. Крестом отмечен центр скопления.
2. ОПИСАНИЕ ДАННЫХ
В этом разделе мы описываем наблюдательные данные — параметры галактик ранних типов, которые использованы для определения относитель-
ных расстояний подсистем в скоплении A1035 [4]. Согласно каталогу Эйбелла, это скопление имеет сг ~ 24 000 км/с, богатство 2 и тип Bautz-Moгgan II-III. По данным каталога SDSS (DR5) нами
А1035В
3000
2000
1000
о
-1000
-2000
-3000
— І 11 І 1 '- і '- і '- -
Г ++ 1 ++: -1 +
?! фі? ?
ЙР и Ч-ь п
пдгЩщ -в-| с ?? м м 11: п ?
?+++++ |+ ї + і I + 1 I 1+ I:
и
ы
о
ИА
г**2 (агстіп**2)
Рис. 3. То же, что и на рис. 2, для A1035B.
оо и. л о.ц 1-е 1.0 0.0 0.4 ой і.г їв
! одііс (а г с зсс) !о д Лг (а гСїсс)
Рис. 4. Соотношение Корменди (левый рисунок) и фотометрическая плоскость (правый рисунок) галактик ранних типов в A1035A иA1035B, полученных на 1 -м телескопе. Штриховая линия соответствует нуль-пункту скопления A, сплошная — нуль-пункту скопления B.
выделены двє подсистемы в скоплении, Л1035Л и Л1035Б (распределение лучевых скоростей представлено на рис. 1). На рис. 2, 3 представлены основные определенные нами характеристики скоплений: отклонения лучевых скоростей галактик — членов скопления — от средней лучевой скорости скопления- интегральное распределение
членов скопления по расстояниям от его центра
и их расположение в картинной плоскости. Центр
скопления Л1035 В соответствует ярчайшей еЭ галактике и совпадает с пиком рентгеновского излучения. В Л1035Л центр выбран между двумя
наиболее яркими галактиками.
КОПЫЛОВ, КОПЫЛОВА Таблица 1. Параметры галактик ранних типов, полученные на 1-м телескопе
Скопл. Гал. а (72 000) (5 тп Де Ме п
№ км с-1 тад // тад/2& quot-
А1035А 1 10 32 23. 47+40 10 08.6 0. 67 020 20 092 14. 15 10. 33 22. 61 1. 92 + 0. 46
А1035А 2 10 32 15. 27 +40 10 12.5 0. 67 040 20 098 14. 30 14. 06 23. 38 4. 95+1. 26
А1035А 3 10 32 28. 89 +40 08 54.6 0. 68 691 20 593 14. 82 4. 55 21. 26 1. 29 + 0. 19
А1035А 4 10 31 55. 98 +40 06 43.7 0. 68 831 20 635 14. 99 3. 09 20. 45 2. 52+1. 64
А1035А 5 10 32 05. 95 +40 17 25.7 0. 72 430 21 714 15. 20 3. 84 21. 36 2. 07 + 0. 24
А1035А 6 10 32 12. 49 +40 08 08.4 0. 65 940 19 768 15. 55 3. 60 21. 48 1. 52 + 0. 15
А1035А 7 10 32 19. 90 +40 08 26.5 0. 65 582 19 661 15. 50 3. 27 21. 25 2. 48 + 0. 54
А1035А 8 10 31 37. 06+40 07 39.6 0. 71 793 21 523 15. 70 2. 94 21. 14 1. 88+1. 93
А1035А 9 10 31 22. 79 +40 10 09.9 0. 68 496 20 535 16. 08 2. 24 20. 89 1. 15 + 0. 11
А1035 В 1 10 32 13. 92 +40 16 16.4 0. 77 816 23 329 13. 77 11. 64 22. 51 4. 91 + 0. 71
А1035 В 2 10 31 57. 03 +40 18 20.7 0. 78 951 23 669 15. 22 3. 96 21. 59 3. 67 + 0. 43
А1035 В 3 10 32 07. 42 +40 10 30.3 0. 76 860 23 042 15. 42 4. 06 21. 54 2. 48 + 0. 51
А1035 В 4 10 32 10. 77 +40 17 02.4 0. 81 590 24 460 16. 02 2. 77 21. 34 2. 50+1. 51
А1035 В 5 10 31 37. 75 +40 10 32.6 0. 77 238 23 155 16. 17 2. 72 21. 49 1. 34 + 0. 62
А1035 В 6 10 32 07. 52 +40 15 49.7 0. 74 700 22 394 16. 44 2. 21 20. 99 —
А1035 В 7 10 32 18. 29 +40 17 01.5 0. 78 633 23 574 16. 43 3. 16 21. 90 0. 91 + 0. 45
Таблица 2. Параметры галактик ранних типов из каталога БЭББ
Скопл. а (72 000) (5 а г Де? гасПеУг г90/г50 вСІавв
км с-1 км с-1 тад //
А1035А 10 32 15. 27 +40 10 12.5 0. 67 102 20 117 208 15. 18 4. 24 1. 000 3. 49 -0. 159
А1035А 10 32 28. 89 +40 08 54.6 0. 66 943 20 069 196 15. 22 5. 34 0. 907 2. 93 -0. 142
А1035А 10 32 23. 47 +40 10 08.6 0. 66 900 20 056 220 15. 26 4. 47 1. 000 3. 38 -0. 162
А1035А 10 31 55. 98 +40 06 43.7 0. 69 003 20 687 240 15. 30 3. 05 0. 980 3. 11 -0. 143
А1035А 10 32 33. 51 +40 06 41.6 0. 69 241 20 758 199 15. 52 3. 65 1. 000 3. 28 -0. 132
А1035А 10 32 12. 49 +40 08 08.4 0. 65 940 19 768 177 15. 80 4. 24 0. 952 3. 18 -0. 137
А1035А 10 32 19. 90 +40 08 26.5 0. 65 582 19 661 208 15. 85 2. 80 1. 000 3. 17 -0. 142
А1035А 10 33 00. 49 +40 14 50.3 0. 70 582 21 160 163 16. 14 2. 85 1. 000 3. 26 -0. 122
А1035А 10 31 52. 75 +40 10 56.7 0. 68 040 20 398 190 16. 18 2. 78 0. 918 2. 90 -0. 156
А1035А 10 32 24. 94 +40 13 14.6 0. 67 106 20 118 148 16. 33 3. 06 0. 904 3. 02 -0. 140
А1035А 10 32 22. 64 +40 19 58.5 0. 70 606 21 167 129 16. 36 2. 82 1. 000 2. 62 -0. 152
А1035А 10 31 22. 79 +40 10 09.9 0. 68 496 20 535 164 16. 42 1. 50 1. 000 2. 99 -0. 136
А1035А 10 31 56. 77 +40 14 12.7 0. 67 393 20 204 124 16. 46 2. 74 0. 859 2. 88 -0. 129
Таблица 2. Параметры галактик ранних типов из каталога БЭ (Продолжение)
Скопл. а (72 000) (5 а г Де? гасПеУг г90/г50 вСІавв
км с-1 км с-1 тад //
А1035А 10 31 14. 93+40 12 26.9 0. 70 187 21 042 125 16. 54 2. 15 1. 000 3. 12 -0. 126
А1035А 10 32 17. 02 +40 06 42.1 0. 70 001 20 986 132 16. 95 2. 17 1. 000 2. 91 -0. 128
А1035А 10 31 20. 88 +40 16 30.6 0. 68 932 20 665 115 16. 96 1. 73 0. 906 2. 73 -0. 123
А1035А 10 31 45. 59 +40 13 47.7 0. 65 967 19 776 147 17. 07 1. 74 0. 908 2. 84 -0. 150
А1035А 10 32 33. 59 +40 06 21.4 0. 68 162 20 434 114 17. 10 2. 72 0. 831 2. 83 -0. 125
А1035А 10 31 06. 04 +40 11 46.5 0. 68 363 20 495 151 17. 15 1. 36 0. 978 2. 72 -0. 132
А1035 В 10 31 57. 03 +40 18 20.7 0. 79 322 23 780 218 15. 56 4. 25 1. 000 3. 31 -0. 143
А1035 В 10 31 04. 63 +40 12 06.9 0. 80 857 24 240 146 15. 84 4. 89 1. 000 2. 95 -0. 140
А1035 В 10 32 54. 02 +40 17 24.3 0. 75 323 22 581 219 16. 31 1. 85 1. 000 3. 34 -0. 134
А1035 В 10 32 10. 77 +40 17 02.4 0. 81 375 24 396 153 16. 33 3. 20 0. 848 2. 93 -0. 128
А1035 В 10 31 47. 68+40 17 21.7 0. 75 329 22 583 170 16. 36 3. 17 1. 000 2. 94 -0. 157
А1035 В 10 31 48. 12+40 13 36.7 0. 76 802 23 025 134 16. 45 2. 00 1. 000 3. 01 -0. 138
А1035 В 10 32 18. 29 +40 17 01.5 0. 78 633 23 574 121 16. 71 3. 36 0. 997 2. 64 -0. 137
А1035 В 10 32 07. 52 +40 15 49.7 0. 74 700 22 394 195 16. 74 2. 12 0. 817 2. 68 -0. 136
А1035 В 10 32 22. 67 +40 13 28.5 0. 78 169 23 434 159 16. 92 1. 39 1. 000 2. 98 -0. 126
А1035 В 10 33 23. 12+40 09 46.5 0. 78 639 23 575 141 16. 97 1. 93 1. 000 2. 83 -0. 112
А1035 В 10 32 56. 32 +40 17 29.7 0. 75 317 22 579 153 17. 02 1. 21 1. 000 3. 04 -0. 124
А1035 В 10 31 52. 13+40 20 13.4 0. 81 302 24 374 122 17. 10 3. 44 0. 974 2. 82 -0. 106
А1035 В 10 32 20. 82 +40 18 58.5 0. 76 050 22 799 122 17. 17 2. 00 0. 831 2. 67 -0. 137
А1035 В 10 31 58. 21 +40 20 28.3 0. 77 899 23 354 145 17. 44 1. 40 0. 947 2. 69 -0. 136
А1035 В 10 32 22. 02 +40 20 40.8 0. 77 310 23 177 114 17. 45 1. 41 0. 964 2. 66 -0. 097
А1035 В 10 32 38. 02 +40 10 48.7 0. 79 071 23 705 139 17. 45 1. 74 1. 000 2. 72 -0. 099
А1035 В 10 32 21. 50 +40 21 02.7 0. 78 636 23 574 102 17. 47 1. 52 1. 000 2. 93 -0. 021
А1035 В 10 32 23. 81 +40 15 49.0 0. 76 353 22 890 151 17. 47 1. 54 1. 000 3. 03 -0. 111
А1035 В 10 32 40. 81 +40 14 55.0 0. 75 532 22 644 117 17. 69 1. 28 0. 909 2. 77 -0. 104
В табл. 3 представлены параметры скоплений, определенные нами для области, имеющей радиус К200, по данным каталога БЭББ. К200 — это радиус вириализованной области скопления, в которой плотность массы в 200 раз превышает критическую плотность Вселенной. В этом случае масса скопления определяется по Я200 и по дисперсии скоростей а. Среднюю лучевую скорость скопления ег и ее дисперсию, а мы определили итеративно: сначала использовали все галактики с измеренными скоростями (N = 65 в А1035А и
N = 52 в А1035В) в области исследования с радиусом 30-, кроме отклоняющихся более, чем на 2.5 а. Затем, предположив, что скопления находятся в вириальном равновесии и массы растут линейно с радиусом, для полученной диперсии скорости вычислили К2оо = л/3сг (1 + & lt-г)-3/2/(10Яо)Мпк [5] и снова определили среднюю лучевую скорость скопления ег и ее дисперсию а200 в пределах К200. Вириальная масса в пределах этого радиуса равна Мтг, 200 = 3С-1 Я. 200а^. N200 — число галактик с измеренными скоростями в пределах Я200. Рент-
Таблица 3. Данные для скоплений
Скопл. а (J2000) (5 Zh czh a Й200 N200 М200 L х
км с-1 км с-1 Мпк 1014 М© 1043 эрг с-1
А1035А 10 32 13. 95 +40 16 16.5 0. 67 992 20 383 556 + 77 1. 24 52 2. 68 + 0. 74 0. 7
А1035 В 10 32 19. 36 +40 10 10.4 0. 78 216 23 448 610 + 98 1. 35 39 3. 52 + 1. 13 2. 0
геновские светимости взяты из работы [6]. В этой же работе отмечено, что скопление A1035 состоит из двух субскоплений. На рис. 1 показано распределение лучевых скоростей галактик в системах в пределах выбранного радиуса.
2.1. Данные для галактик ранних типов, полученные на 1-м телескопе
Для достаточно далеких областей с z = 0. 05 и больше для определения относительных расстояний скоплений галактик используются параметры галактик ранних типов (например, [7]- [8]). В данной работе применены три метода, основанные на характеристиках галактик ранних типов, для оценки пекулярных движений скоплений A1035A и A1035B: соотношение Корменди [9], фотометрическая плоскость (ФОП) [10] и фундаментальная плоскость (ФУП) [11]. Для решения поставленной задачи мы определили фотометрические параметры 16 галактик в исследуемых системах по прямым снимкам в фильтре Rc (система Крона-Казинса), полученным нами на 1-м телескопе САО РАН в 1998, 1999 и 2003 гг. Снимки получены при среднем качестве изображений 1. 5"-, измеренном как FWHM профиля звезды. В 1998 и 1999 гг. использовалась ПЗС-матрицатипа ISD015A формата (520×580) с размером элемента 18×24 мкм, что соответствует угловому размеру 0. 28"- х 0. 37/-. В 2003 г. использовалась ПЗС-матрица формата 2048×2048 с угловым размером элемента 0. 43"-. Время экспозиции составляло 500 или 600 секунд. Наблюдения стандартных звезд Ландолта [12] проводились несколько раз в течение каждой ночи, чтобы обеспечить фотометрическую привязку.
Наблюдательный материал обрабатывался с помощью пакета MIDAS (Munich Image Data Analysis System, [13]). Применена стандартная процедура обработки снимков: вычитание медианного темнового кадра, деление на плоское поле и вычитание фона неба, аппроксимированного поверхностью 2-ой степени. На основе многоапертурной фотометрии определялась асимптотическая полная величина галактики. Затем по полной величине были найдены эффективный радиус Re круга, в пределах которого светимость галактики
уменьшается вдвое, и эффективная поверхностная яркость /ле на этом радиусе. Характеристика формы профиля поверхностной яркости n определялась путем подгонки профиля Серсика [14] R1/n (профиль де Вокулера [15] имеет n = 4) к наблюдаемому профилю в диапазоне от радиуса равного 3 FWHM до радиуса, на котором поверхностная яркость составляла 24m — 25m arcsec-2. Полученные фотометрические параметры галактик (Re, fie), кроме n, были скорректированы за качество изображения методом, описанным в работе Саглиа и др. [16]. Из сравнения независимых измерений для 15-ти дважды наблюдавшихся нами галактик мы определили, что средняя квадратичная ошибка измерений fxe и log (Re) составила 0. m09 и 0. 02 соответственно. Таким образом, в нашей работе использованы модельно независимые параметры галактик (Re, ?ie), оцененные по полной асимптотической величине, и модельно зависимая величина n. Для трех ярчайших галактик (очень большого размера) асимптотическую величину трудно определить, поэтому все параметры оценены подгонкой профиля Серсика к наблюдаемому профилю.
Результаты проведенных нами фотометрических измерений приводятся в табл. 1. В ней представлены (наблюдаемые характеристики галактик не исправлены за качество изображения): номер скопления по каталогу Эйбелла- номер галактики- экваториальные координаты галактик на эпоху J2000- гелиоцентрические красное смещение и лучевая скорость (по данным NED) — полная (асимптотическая) величина- эффективный радиус галактики в дуговых секундах- эффективная поверхностная яркость на эффективном радиусе- параметр формы профиля Серсика n c его ошибкой.
2.2. Данные для галактик ранних типов из каталога SDSS
Нами составлена выборка галактик ранних типов в скоплениях A1035A и A1035B по данным каталога SDSS DR5 [17] (фильтр r). Галактики отобраны по критериям, предложенным в работе Бернарди и др. [18] (до предела SDSS, равного 17m. 77). Всего найдено по 19 галактик в пределах
logRe (arcsec)
Рис. 5. Фундаментальная плоскость галактик типов в A1035A и A1035B (данные SDSS). Обозн те же, что и на рис. 4.
г_рИо1
Рис. 6. Диаграмма Хаббла для скоплений A1035A и A1035B. Указанные ошибки соответствуют ошибке среднего расстояния до скопления.
вириализованной области каждого из скоплений. В табл. 2 даны следующие характеристики выборки галактик ранних типов, извлеченной нами из каталога: экваториальные координаты на эпоху Л2000- гелиоцентрические красное смещение и лучевая скорость, центральная дисперсия скоростей звезд а, параметры профиля де Вокулера (полная величина и эффективный радиус), ?таеВеУг & gt- & gt- 0.8 — величина, характеризующая вклад балджа де Вокулера в профиль поверхностной яркости галактики, г90/г50 & gt- 2.6 — индекс концентрации, равный отношению радиусов, содержащих 90% и 50% потоков Петросяна, вСІавв & lt- 0 — параметр, характеризующий спектр галактики: минус означает, что в спектре нет заметных эмиссионных линий.
3. АНАЛИЗ ОТНОСИТЕЛЬНЫХ РАССТОЯНИЙ ПОДСИСТЕМ В A1035
В определении расстояний до скоплений галактик (методами, не зависящими от от измерения лучевых скоростей) как правило сочетаются параметры галактик ранних типов, изменяющиеся (Яе) и не изменяющиеся (ре, а) с расстоянием. В случае исследуемого нами скопления A1035 с бимодальным распределением лучевых скоростей можно предположить два варианта: субскопления A1035A и A1035B гравитационно связаны, находятся на одном расстоянии и составляют одно большое скопление, либо они не связаны гравитационно, для них выполняется закон Хаббла, связывающий лучевую скорость и расстояние, и эти субскопления являются независимыми скоплениями.
Определение расстояний до скоплений по соотношению Корменди [9], исправленному за зависимость остаточных отклонений от величины галактики, подробно описано в работе Копыловой и
Копылова [19]. Соотношение имеет вид: log Re = = 0. 38^е + Y. На рис. 4 (слева) дано это соотношение для 9 отнаблюденных галактик в A1035A и 7 галактик — в A1035B. На рисунке приведены определенные нами величины: log Re в дуговых секундах, исправленный за качество изображения, в поверхностные яркости введена космологическая поправка 10log (1 + z). Нуль-пункт соотношения изменяется с расстоянием до галактики, при этом предполагается, что другие факторы (например ме-талличность), мало на него влияют. Нами получены следующие значения нуль-пунктов после введения поправки за величину: ya = -7. 4717 (rms = = 0. 1641), N = 9- yb=-7. 4633 (rms=0. 0474), N = = 7. Разность нуль-пунктов равна yab = -0. 008 ± ± 0. 058, без трех ярчайших галактик — yab = = +0. 058 ± 0. 038. В том случае, если для подсистем выполняется закон Хаббла, то эта разница для соответствующей разницы лучевых скоростей должна быть равна 0. 061.
Фотометрическая плоскость (ФОП) получается из фундаментальной плоскости (ФУП) галактик ранних типов, если спектрально измеряемый параметр — центральную дисперсию скоростей звезд в галактике — заменить на фотометрически измеряемый параметр профиля Серсика п. ФОП построена, например, в работе Грахама [10]. Для ее построения нами использованы фотометрические данные (Re и це) [20] для 12 галактик ранних типов, полученные на 6-м телескопе с экспозицией 200 секунд при изображениях 1& quot-. Параметр п определен по профилю поверхностной яркости.
ФОП относительно log Re имеет вид: logRe = = 0. 521(±0. 130) log п + 0. 291(±0. 026К + Y и на рис. 4 (справа) приведена для исследуемых галактик. Нами получены следующие значения нуль-пунктов для подсистем в A1035: ya = -5. 6905 (rms=0. 1190), N = 9- yb=-5. 7878
(rms=0. 0710), N = 7. Разность нуль-пунктов равна YAB = +0. 097 ± 0. 049, без трех ярчайших галактик — yaB = +0. 129 ± 0. 048.
Данные SDSS для большего числа галактик позволяют более точно оценить величины нуль-пунктов (расстояния скоплений) с помощью фундаментальной плоскости, поскольку статистическая точность зависит от числа галактик. Для построения ФУП средняя эффективная поверхностная яркость вычислялась по формуле: & lt- це & gt-= r+2.5 log (2^R^) — 10 log (1 + z). Центральная дисперсия скоростей, а приведена к стандартной круглой апертуре, равной 1/8Re согласно [18]. На рис. 5 приведена ФУП отобранных 38 галактик с коэффициентами (прямая регрессия относительно log Re) из работы Бернарди и др. [21], где она имеет вид: logRe = 1. 17 log, а + 0. 30 & lt- це & gt- +Y. Нами получены следющие значения нуль-пунктов для подсистем в A1035: YA = -8. 2044 (rms = 0. 0683), N = 19- yb = -8. 2868 (rms = 0. 0844), N = 19. Разность нуль-пунктов равна yaB=+0. 082±0. 025. В итоге, в среднем обе регрессии (прямая и ортогональная) дают yaB = +0. 076 ± 0. 026, то есть на уровне почти 3а оба скопления не находятся на одном расстоянии. Таким образом, все способы измерения расстояний показывают, что подсистемы в скоплении A1035 не выделились из общего Хаббловского потока и являются независимыми скоплениями. Нами получены также пекулярные скорости A1035A и A1035B в той же системе координат, что и в работе Копыловой и Копылова [22], относительно общих нуль-пунктов, равных -8. 093 и -8. 807. У ближнего скопления A1035A пекулярная скорость равна +148 ± 730 км с-1, у дальнего A1035B — -1112 ± 1050 км с-1. На рис. 6 приведена диаграмма Хаббла (для описанного выше наиболее точного способа) для исследуемых скоплений. Фотометрическое красное смещение zphot (0. 67 532 у A1035A и 0. 81 966 у A1035B), соответствующее определенному нами расстоянию до скоплений, вычислено по разнице величин общего нуль-пункта и нуль-пункта каждой системы.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Нами получены фотометрические параметры (mR, це, log (Re), п) 16-ти галактик ранних типов в полосе Rc для скопления A1035 с бимодальным распределением лучевых скоростей (состоящего из двух субскоплений A1035A и A1035B) на 1-м телескопе САО РАН. По этим данным построены соотношение Корменди и фотометрическая плоскость галактик ранних типов в фильтре Rc. По данным каталога SDSS (DR5) определены основные параметры этих скоплений и построена фундаментальная плоскость галактик ранних типов
в фильтре г. Расстояния до скоплений, измеренные описанными способами, позволили нам более точно оценить динамическое состояние А1035 и определить пекулярные скорости его подсистем. Основной вывод состоит в следующем: скопление А1035 состоит из двух независимых систем, находящихся на своих Хаббловских расстояниях. Массы центральных вириализованных областей при разнице лучевых скоростей3000 кмс-1 недостаточно, чтобы скопления были гравитационно связаны.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарны Российскому Фонду Фундаментальных Исследований за частичную поддержку этой работы (грант 07−02−1 417а).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. E. Hayashi, S. D. M. White, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 370, L38 (2006).
2. J. R. Lucey, M. J. Currie, R. J. Dickens, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 221, 453 (1986).
3. J. J. Mohr, G. Wagner, Astronom. J. 114, 25 (1997).
4. G. O. Abell, H. G. Corwin, Jr., R. P. Olowin Astrophys. J. Suppl. 70, 1 (1989).
5. M.R. Carlberg, H.K.C. Yee, E. Ellingson et al., Astrophys. J. Suppl. 485, L13 (1997).
6. K. Rines, A. Diaferio, Astronom. J. 132, 1275 (2006).
7. M. Colless, R. P. Saglia, D. Burstein et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 321, 277 (2001).
8. M. J. Hudson, R. J. Smith, J. R. Lucey, E. Branchini, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 352, 61 (2004).
9. J. Kormendy, Astronom. and Astrophys. 218, 333 (1977).
10. A. W. Graham, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 334, 859 (2002).
11. S. Djorgovski, M. Davis, Astrophys. J. 313, 59 (1987).
12. A. U. Landolt, Astronom. J. 104, 340 (1994).
13. P. Grosbol. in Reviews in modern astronomy, Springer-Verlag Berlin, Heidelberg, 1989, Ed.: Q. Klark, 2,242(2001).
14. J. L. Sersic, Bol. Asoc. Argent. Astron., 6, 41 (1963).
15. G. de Vaucouleurs, Ann. d', Astrophys. 11, 247 (1948).
16. R. P. Saglia, E. Bertschinger, G. Baggley et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 264, 961 (1993).
17. J. K. Adelman-McCarthy et al., Astrophys. J. Suppl., submitted (2007).
18. M. Bernardi, R. K. Sheth, J. Annis et al., Astronom. J. 125, 1849 (2003a).
19. F. G. Kopylova, A. I. Kopylov, Astron. Lett. 27, 345 (2001).
20. A. I. Kopylov, F. G. Kopylova, Astronom. and 22. F. G. Kopylova, A. I. Kopylov, Astron. Lett. 33,211
Astrophys. 382, 389 (2002). (2007).
21. M. Bernardi, R. K. Sheth, J. Annis et al., Astronom.
J. 125, 1866 (2003b).
THE STRUCTURE OF CLUSTERS WITH BIMODAL DISTRIBUTIONS OF GALAXY RADIAL VELOCITIES. I. A1035
A. I. Kopylov, F. G. Kopylova
The structure of the A1035 cluster of galaxies (10h32m + 40°13/, cz ~ 22 000 km s-1), which exhibits a bimodal distribution of galaxy radial velocities (AV «3000 kms-1), is analyzed using three methods of determining the relative distances to clusters from early-type galaxies: the Kormendy relation corrected for the dependence of residuals on galaxy magnitude, the photometric plane, and the fundamental plane.
We use the data obtained with the 1-m telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences and SDSS (DR5) data to show that A1035 consists of two gravitationally unbound independent clusters. These clusters with the velocity dispersions of 566 km s-1 and 610 km s-1 and masses within R2°° equal to 2.7 • 1014 and 3.5 • 1014 MQ, respectively, obey the Hubble law.

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой