СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z <0.027

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2015, том 70, № 2, с. 129-152

УДК 524.77-3

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ

0.012 < z < 0.027

© 2015 Ф. Г. Копылова*, А. И. Копылов

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 19 декабря 2014 года; принята в печать 18 марта 2015 года

С целью продления зависимости между инфракрасной светимостью групп и скоплений галактик и их динамической массой в область масс 1—5 х 1013 Mq мы отобрали из работы Ramella et al. (2004) группы галактик в области 0.012 < z < 0.027. По архивным данным SDSS, NED и 2MASX для этих 34 групп галактик нами определены динамические и фотометрические характеристики. В целом выборка имеет следующие медианные характеристики: z = 0.0226, М200 = 0.58 х 1014 Mq, LK = 1.26 х 1012 Lq и N(Mk < — 21m) = 22. Добавив эту выборку к выборке из 148 групп и скоплений галактик, составленной нами ранее, мы нашли следующие зависимости между динамической массой М2оо, инфракрасной (ИК) светимостью и количеством галактик в пределах радиуса Д200: LK(Mk < — 21m) ж М0 77, N(Mk < — 21m) ж М0 82 и M/Lk ж LK22. Практически все члены изучаемой выборки показывают хорошее соответствие между динамической массой групп М200 и ИК-светимостью галактик, и в итоге — их звездной массой (только группа MKW 12 отклоняется на всех зависимостях больше, чем на 2а).

Ключевые слова: галактики: группы — галактики: скопления

1. ВВЕДЕНИЕ

Основными барионными компонентами групп и скоплений галактик являются звезды в галактиках и горячий газ, заполняющий пространство между галактиками. В их вириализованных областях находятся преимущественно галактики ранних типов со старым звездным населением, излучающим в основном в ИК-области, где эффекты экстинкции намного слабее, и K-поправка слабо зависит от хаббловского типа галактики и изменяется очень медленно с красным смещением (например, [1]). Таким образом, излучение галактик в инфракрасной области наилучшим образом соответствует массе их звезд. Из наблюдений получено, что зависимость между светимостью групп и скоплений галактик в ближней ИК-области и их массой имеет небольшой разброс и может использоваться для первичной оценки их массы [2—7].

Изучение этой зависимости в областях повышенной плотности галактик — сверхскоплений галактик Ursa Major, Leo и Hercules — показало, что и наклон, и разброс зависимости меняются от сверхскопления к сверхскоплению. В сверхскоплении Ursa Major разброс минимален и равен 0.08, а в его окрестности — 0.16 [8,9], в сверхскоплениях Leo и Hercules — 0.12 [10, 11], в окрестности

E-mail: flera@sao.ru

системы Hercules — 0.30. Наклон соотношения также меняется от 0.63 в сверхскоплении Leo [10] и окрестности Ursa Major [8,9] до 0.75 в центральных частях сверхскопления Ursa Major [8, 9] и 0.91 в богатом сверхскоплении Hercules [11]. Скорее всего, полученные различия характеристик сверхскоплений галактик, например, зависимость между ИК-светимостью и динамической массой, говорят об их разной эволюционной истории [12]. Область масс 1—5 х 1013 Mq и меньше в зависимости описана плохо; например, в [11] не хватило данных о массивных и маломассивных группах галактик и маломассивных скоплениях галактик. Изучение этой области масс важно для изучения границы, где кончаются однородные по многим свойствам системы галактик.

Доля галактик со звездообразованием не меняется на z = 0.04—0.08 в скоплениях с дисперсией лучевых скоростей а > 500 км с-1 или массой больше 2 х 1014 Mq [13]. Нами получено, что отношение числа карликовых галактик к гигантским в скоплениях и группах имеет большой разброс при меньших массах и не зависит от массы [14]. В то же время наблюдается рост этого отношения с массой систем при аналогичной а > 500 км с-1. Но в [15] получено, что в группах и скоплениях галактик до масс М ~ 1013 Mq не заметны эффекты трансформации галактик, впервые попавших в них,

9 АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

130

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Характеристики групп галактик

Group BCG Nz Zh си, kmc-1 T?200, Mpc 1—1 AC21 Lk, 200, 1012 Lq M/LK, Mq/ Lq

AWM3 NGC 5629 32 0.014878 269 0.66 0.33 ± 0.18 11 0.48 69 ± 48

NGC 2563 NGC 2563 53 0.015701 369 0.91 0.86 ± 0.39 29 1.40 61 ± 29

SRGbi021 NGC 0533 34 0.018163 442 1.09 1.48 ± 0.76 22 1.83 83 ± 42

SRGb 102 NGC 0533 21 0.018411 404 0.99 1.13 ± 0.74 21 1.79 63 ± 42

SGRb 119 NGC 0741 39 0.018416 368 0.90 0.86 ± 0.41 22 1.27 68 ± 37

SRGb 063 NGC 0080 33 0.019098 296 0.73 0.44 ± 0.23 33 1.94 23 ± 12

MKW12 NGC 5423 28 0.019761 192 0.47 0.12 ± 0.07 16 0.99 12 ± 8

MKW04 NGC 4073 91 0.020208 515 1.26 2.34 ± 0.74 46 2.56 91 ± 31

MKW011 NGC 3090 25 0.020791 346 0.85 0.71 ± 0.42 16 0.75 95 ± 57

MKW01 NGC 3090 16 0.020775 323 0.79 0.58 ± 0.44 16 0.75 77 ± 63

NRGb 025 NGC 2783 35 0.022151 346 0.85 0.71 ± 0.38 15 1.10 64 ± 37

NRGb 184 UGC7115 53 0.022199 334 0.82 0.64 ± 0.26 33 1.32 48 ± 21

SGRb 145 UGC2005 42 0.022342 352 0.86 0.75 ± 0.34 26 1.12 67 ± 33

SS2b 3121 IC 5357 26 0.022444 437 1.07 1.43 ± 0.84 22 1.21 118 ± 70

SS2b 312 IC 5357 21 0.022436 381 0.93 0.95 ± 0.62 21 1.17 81 ± 53

NRGb 0571 NGC 2965 14 0.022182 274 0.67 0.35 ± 0.28 9 0.43 81 ± 68

NRGb 057 NGC 2965 7 0.022468 173 0.42 0.09 ± 0.10 7 0.39 23 ± 28

SGRb 149 NGC 1016 20 0.022581 322 0.79 0.57 ± 0.38 24 1.92 30 ± 20

NRGb 078 NGC 3158 38 0.022630 375 0.92 0.90 ± 0.44 24 1.78 50 ± 25

SRGb 062 NGC 0070 36 0.022645 415 1.02 1.22 ± 0.65 33 2.01 61 ± 34

AWM2 NGC 4213 29 0.022761 293 0.72 0.43 ± 0.24 22 0.93 46 ± 28

NRGb 247 NGC 5171 51 0.023000 371 0.91 0.88 ± 0.37 38 1.50 59 ± 26

NRGb 032 NGC 2832 60 0.023044 331 0.81 0.62 ± 0.24 30 1.76 35 ± 14

NRGb 244 NGC 5129 34 0.023402 290 0.71 0.42 ± 0.22 20 1.28 33 ± 18

SRGb 155 NGC 1132 13 0.023507 210 0.52 0.16 ± 0.13 8 0.62 26 ± 23

SRGb 016 NGC 7436B 28 0.024720 383 0.94 0.96 ± 0.54 27 1.72 56 ± 32

NRGb 251 NGC 5223 28 0.024834 271 0.66 0.34 ± 0.19 19 1.54 22 ± 13

MKW05 NGC 5400 20 0.024858 288 0.70 0.41 ± 0.27 13 0.69 60 ± 43

NGC43251 NGC 4325 27 0.025528 320 0.78 0.56 ± 0.32 17 0.64 88 ± 52

NGC 4325 NGC 4325 15 0.025386 271 0.66 0.34 ± 0.26 15 0.61 56 ± 47

SRGb 009 NGC 7237 52 0.026102 376 0.92 0.91 ± 0.38 42 1.57 58 ± 25

NRGb 043 IC 2476 20 0.026198 243 0.59 0.24 ± 0.16 17 0.76 32 ± 23

NRGb 302 NGC 5627 33 0.026682 314 0.77 0.53 ± 0.28 25 1.38 38 ± 21

HCG42 NGC 3091 16 0.012588 228 0.56 0.20 ± 0.15 11 0.62 32 ± 26

HCG62 NGC 4759 38 0.014345 407 1.00 1.16 ± 0.56 31 2.05 56 ± 28

SS2b 144 NGC 3022 15 0.020959 276 0.68 0.36 ± 0.28 15 0.93 39 ± 31

SS2b 164 MCG-01-29 20 0.023813 334 0.82 0.64 ± 0.43 20 1.04 62 ± 43

SS2b 239 NGC 5306 12 0.024732 305 0.75 0.48 ± 0.42 14 1.16 41 ± 37

SGRb 158 IC 0186 12 0.026023 318 0.78 0.55 ± 0.48 23 1.26 44 ± 39

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

131

то есть системы галактик до этой массы являются однородными объектами по этому параметру.

Основной целью данной работы является изучение выборки групп галактик (выборка из работы [2]): определение их динамической массы и ИК-светимости по архивным наблюдательным данным каталогов SDSS (Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 [16]) и 2MASS XSC (Two Micron All Sky Survey Extended Source Catalog [17]. Поскольку группы галактик, приведенные в [2] отобраны из разных источников, возникла необходимость заново определить их параметры однородным способом по другим наблюдательным данным. Кроме того, метод оценки ИК-светимости групп, используемый нами, отличается от способа, примененного этими авторами. Всего в нашей выборке (z < 0.1) 100 скоплений галактик с а > 400 км с-1 и 48 групп галактик с меньшей дисперсией лучевых скоростей галактик. Результаты по 70 системам галактик опубликованы в [8—11].

Статья организована следующим образом. Во разделе 2 определяются динамические характеристики групп галактик (средняя лучевая скорость, ее дисперсия, радиус R200, масса M200). В разделе 3 вычисляются ИК-светимости групп галактик, приводятся полученные зависимости между массой и светимостью и между соотношением масса— светимость и массой или светимостью, и дается сравнение с имеющимися зависимостями, раннее построенными по большой выборке систем галактик. В заключении приводятся полученные результаты. В работе мы использовали следующие космологические параметры: Qm = 0.3, Пд = 0.7, Н0 = 70 км с-1 Мпк-1.

2. ДИНАМИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ

ГРУПП галактик

Из каталога групп галактик [2] мы отобрали 34 объекта с 0.012 < z < 0.027. Практически все группы имеют фотометрические данные в каталоге SDSS (DR7 и частично DR8), кроме шести систем: HCG42, HCG62, SRGb 158, SS2b 144, SS2b 164, SS2b239, которые приведены в конце таблицы. Спектральная информация взята в основном также из SDSS (rPet < 17m77); если таковой не было, то были привлечены данные только NED (NASA/IPAC Extragalactic Database). Для шести отмеченных систем галактик в качестве членов отобраны только галактики, имеющие данные в каталоге 2MASX. При определении массы групп галактик мы применили тот же метод, который был использован нами в работах [8—11 ].

По одномерной дисперсии лучевых скоростей галактик вычисляется вириальная масса группы в

пределах эмпирического радиуса R200 в предположении M(r) гс r. Радиус R200 близок (но меньше) к вириальному, и в его пределах плотность группы превышает критическую плотность Вселенной в 200 раз. R200 можно оценить по формуле R2oo = л/За/10H(z) Мпк [18]. В предположении M200 ~ Mvir масса в пределах R200 составляет M200 = 3G-1R200 а|00. Сначала мы оценивали 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 групп в пределах данного радиуса. Несколько групп галактик (MKW 1, NGC4325, NRGb057, SRGb 102, SS2b312) показали зависимость дисперсии лучевых скоростей галактик от величины галактики: галактики слабее Mk < — 21m имели большую дисперсию, которая заметно завышала общую массу M200 этих групп на 20%—70%. Для большинства систем этого не наблюдалось, и мы вычислили дисперсию лучевых скоростей для них по всем галактикам разных светимостей. Для вышеперечисленных групп галактик мы использовали галактики ярче Mk < —21m, как и при подсчете ИК-светимости. Эти группы в таблице помечены индексом 1. Для них приведены оба варианта измерения параметров, причем в первой строке даны результаты, полученные по всем галактикам, во второй — только по галактикам с Mk < — 21m. Возможно, найденное нами свойство этих систем характеризует их эволюционный статус, который будет исследован позднее.

В таблице представлены найденные динамические параметры групп галактик для радиуса R200 с ошибками, соответствующими ошибке определения а: имя группы из работы [2], имя ярчайшей галактики, количество галактик с измеренными лучевыми скоростями (rpet < 17m77), гелиоцентрическая лучевая скорость, дисперсия лучевых скоростей с космологической поправкой (1 + z)-1, радиус R200 в мегапарсеках, масса M200. Центры групп галактик совпадают с ярчайшими галактиками, кроме группы NRGb 004 без выделенной ярчайшей галактики. В качестве ее центра мы взяли центроид галактик, расположенных в пределах радиуса R200.

Чтобы детальнее охарактеризовать структуру и кинематику каждой из групп, а также ее ближайших окрестностей, на рис. 1—34 представлены:

(1) отклонение лучевых скоростей галактик— членов групп и галактик, отнесенных к фону, от средней лучевой скорости группы в зависимости от квадрата радиуса (расстояния от центра скопления);

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №2 2015

9

132

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

г*. Мрс cz, km s-1

Рис. 1. Распределение галактик в AWM3. На левой верхней панели показано отклонение лучевых скоростей галактик от средней лучевой скорости группы, определенной по галактикам в пределах радиуса R200. Горизонтальные штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.7а, вертикальной штриховой линией отмечен радиус R200, пунктирной — радиус Эйбелла (2.14 Мпк). Кружками большего размера отмечены галактики ярче MK + 1 = —23К29, кружками с точкой внутри — галактики ранних типов, плюсами — галактики заднего фона, крестиками — галактики переднего фона. На левой нижней панели дано интегральное распределение полного числа галактик в зависимости от квадрата расстояния от центра группы; кружки соответствуют галактикам, обозначенным кружками на левом верхнем рисунке, звездочки — галактикам фона. На правой верхней панели в экваториальной системе координат показано распределение на небе галактик, которые представлены на верхнем левом рисунке (обозначения те же). Кругами выделены области с радиусом R200 (штрихи) и радиусом Эйбелла (пунктир). Область исследования ограничена кругом с радиусом, равным 95' (сплошная линия). Большим крестом отмечен центр скопления. На правой нижней панели представлено распределение по лучевым скоростям всех галактик в пределах радиуса R200 (сплошной линией для членов скопления показана гауссиана, соответствующая дисперсии скоростей группы). Сплошная вертикальная линия указывает среднюю лучевую скорость группы, штриховые линии соответствуют отклонениям ±2.7а. Структура и обозначения на рис.1—34 одинаковые.

(2) интегральное распределение числа галактик в зависимости от квадрата радиуса для наглядного выявления плотного ядра группы, более разреженного гало и внешней области, где распределение выходит на линейную зависимость в выбранных координатах, т.е. наблюдается однородное в среднем распределение галактик окружения;

(3) расположение галактик в картинной плоскости в экваториальных координатах;

(4) гистограмма распределения лучевых скоростей всех галактик в пределах радиуса Е2оо (для нее показана функция Гаусса, соответствующая дисперсии лучевых скоростей группы из таблицы).

Галактики ранних типов отобраны по характе-

ризующим их параметрам SDSS в фильтре г: fracDeV > 0.8, где fracDeV характеризует вклад балджа в профиль поверхностной яркости галактики; c = r90/r50 > 2.6, где c — индекс концентрации, равен отношению радиусов, ограничивающих 90% и 50% потоков Петросяна [16]. Кроме того, мы сделали ограничения по цвету (и — — r): Д(и — г) > —0.2. На рисунках эти галактики помечены кружками с точкой.

Определенные дисперсии лучевых скоростей и массы групп галактик мы сравнили с данными, приведенными в работе [2]. Сравнение показало, что для большинства групп галактик результаты хорошо согласуются друг с другом, кроме двух систем: SRGb 155 и NRGb025, для которых в [2] были приведены ошибочные параметры. В сред-

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

1-S Ш>) ‘ZOV I-S Ш>) ‘zo

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

133

Рис. 2. Распределение галактик в NGC2563.

<

Рис. 3. Распределение галактик в SRGb 102.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

1-S Ш>) ‘ZOV I-S Ш>) ‘zo

134

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Dec p-i 1 1 1—1^-1 1 ч—i—i 1 r

3000

2000

юоо-

0- §-

Со

ъв

-1000-2000 --3000

60

"I---------1--------1---------r-

J_________I________I________L_

2.0

r2, Mpcz

2h00m lh56m lh52m RA

4.0

Рис. 4. Распределение галактик в SRGb 119.

Рис. 5. Распределение галактик в SRGb 063.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2

2015

1-S Ш>| ‘zov I-S Ш>| ‘zo

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

135

Рис. 6. Распределение галактик в MKW 12.

<

12h08m 12h04m 12h00m

RA

Рис. 7. Распределение галактик в MKW 04.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №2 2015

cz, km s-1 b.cz, km s-1

136

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Dec

Г*. Mpc2 cz, km s-1

Рис. 8. Распределение галактик в MKW 01.

Dec

31°30'

9h20m 9h16m 9h12m 9h08m

RA

Рис. 9. Распределение галактик в NRGb 025.

АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №2 2015

1-S Ш>) ‘zov i-S Ш>) ‘zo

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

137

ПН 1 1 1 1 1 —I 1 г

3000 1 Т1-

2000 ' 1 “ 1

1000 4 1

0 и 5° ¥

-1000 1

-2000 1 " 1

1 ill

1 1 1

80 i i

60 _ IJ3

Й; - jjl

40 f 1 # 1

20 0 / 1 I 1 I 1 3» i i

2.0 3.0 4.0

гг, Мрсг

Рис. 10. Распределение галактик в NRGb 184.

<

3000 2000 1000 о

-1000 -2000 -3000

80

60 й;

40 20 О

0.0 1.0 2.0 3.0 4.0 5.0 6.0

гг, Мрсг

1 r-p 1 1 FT 1 1 1 Г " 1 - 1 - 1 + 1 3 - | V 1 1 - B” о о _ © • с

MiH- °° ; °o i  i - i - i 1 l_l_l 1 1 1 1 1 1 L U 0 о О - 1 1

Dec

2°30'

2°00'

1°30'

1°00'

0°30'

0°00'

15 Ч 10 5 О

4000 6000 8000 1000С

cz, km s-1

Рис. 11. Распределение галактик в SRGb 145.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

1-S Ш>) ‘ZOV I-S Ш>) ‘zo

138

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

o.o

1.0 2.0 3.0 4.0 5.0

гг, Мрсг

4000

6000 8000 10000

cz, km s-1

Рис. 12. Распределение галактик в SS2b 312.

Рис. 13. Распределение галактик в NRGb 057.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2

2015

1-S Ш>) ‘ZOV I-S Ш>) ‘zo

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

139

Рис. 14. Распределение галактик в SRGb 149.

0.0 1.0 2.0 3.0 4.0 5.0

гг, Мрсг

4000 6000 8000 10000

cz, km s-1

Рис. 15. Распределение галактик в NRGb 078.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

cz, km s-1 b.cz, km s-1

140

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

3000

2000

1000 •

0 1“

6е

-1000 £

-2000 -X

-3000

60

i—li—i—г

о

"0—

_l_____

T---1--1--H-1--г

^ xx x

_l___I___I__I___I__I___L

X *

J______L_

Dec

31°30'

31°00'

30°30'

30°00'

29°30'

29°00'

28°30'

*/ /  /о „ 9. о

! °

\ : О О 0 X

<Н-\  о/°°

о ч „ /° 0 .* ° / у х *' /

0 .* /

.. • •/

J____I____I___I____L_

_i____i____i___L

0h24m 0h20m 0h16m 0h12m

RA

1.0 2.0 3.0 4.0 5.0 6.0

гг, Мрсг

Рис. 16. Распределение галактик в SRGb062.

Dec

г2, Мрсг cz, km s-1

Рис. 17. Распределение галактик в AWM2.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2

2015

1-S Ш>) ‘ZOV I-S Ш>) ‘zo'

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

141

Рис. 18. Распределение галактик в NRGb247.

I-rj—I-1-1—Р—J—' 1 Н—I

9h24m 9h20m 9hl6m

RA

ш **

1.0 2.0 3.0 4.0 5.0 6.0

гг, Мрсг

Рис. 19. Распределение галактик в NRGb032.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

t-S Ш>| ‘ZOV i-S Ш>| ‘zo

142

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Dec

15°30'

3000

2000

1000

0

-1000

-2000

1 1 1 ' 1 ' 1 ' 1 г ' 1 : ! + * _ 1 |— Ью,|° ° « о • ° —1—I—1— + - + • = =° -

ФЪ\ ^ * О вп *§>Т °оо° 0 _ 1-_ 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 о ч. • 1 1 1

15

10

5

0

13h28m 13h24m 13h20m

RA

_l | I I I I I I I I I | I I I I I I I I I | I I I I I I I I I | l_

I I....................................................................... I I

№

i iN- I.........I i'

0.0 1.0 2.0 3.0 4.0 5.0 6.0

гг, Мрсг

4000

6000 8000

cz, km s-1

10000

Рис. 20. Распределение галактик в NRGb 244.

Рис. 21. Распределение галактик в SRGb 155.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2

2015

1-S Ш>) ‘ZOV I-S Ш>) ‘zo

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

143

Рис. 22. Распределение галактик в SRGb016.

<

3000

2000

1000

о

-1000

-2000

-3000

120

100

80

60

40

20

О

0.0 1.0 2.0 3.0 4.0 5.0 6.0 7.0

гг, Мрсг

6000 8000 10000

cz, km s-1

Рис. 23. Распределение галактик в NRGb251.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

i-SLU>| ‘ZOV i-S Ш>) ‘zo

144

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Dec

3000 1 1

2000 ' 1 - 1

-+ 1

1000 0 _ 1

№

-1000 _-| 1

-2000 1 - 1

-3000 1 i

"I--1-f—I--1--1--1--г

T"—a—

J__I__I__I_I__I__I_L

T------r-

J______I____I____L_

1 1 1 1 1 1 - 1 —1 1

40 й: -! ,f ‘ - \,-' о °

20 -

f 1 1 * * " i. 1 1 1 1 1 Щ 1 1

- -3°00'

14^04m 14h00m 13h56m

RA

0.0 1.0 2.0 3.0 4.0 5.0 6.0 7.0

гг, Mpcz

Рис. 24. Распределение галактик в MKW 05.

Рис. 25. Распределение галактик в NGC 4325.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2

2015

1-S Ш>) ‘ZOV I-S Ш>) ‘zo

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

145

Рис. 26. Распределение галактик в SRGb 009.

Dec

3000 2000 1000 0

< -1000 -2000 -3000

1 П 1 1 1 1 1 1 1 г _ 1 + — | + °° о О» 1 , ! #+ +" о | 1 + 8 ! ' О 1 1 1

Г! о о ° о О, - | * 1 U 1 1 1 1 1 1 1 - XX - 1 1 1 1

28°30'

9h32m 9h28m 9h24m

RA

0.0 1.0 2.0 3.0 4.0 5.0 6.0 7.0

гг, Мрсг

Рис. 27. Распределение галактик в NRGb 043.

10 АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

i-SLU>| ‘ZOV i-S Ш>) ‘zo

146

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Рис. 28. Распределение галактик в NRGb 302.

1 ~+—i 1—1—1—к

/ X" ч \

7 /о

1 / ^ о 1

о / о СУ \> -

- 1 °-tJ f— „ ) -

V 00 /

1 Ч ° / О

/ 7

j

\ о О / _

- \ О ер у' _

10h04m 10h00m gh56m

RA

Рис. 29. Распределение галактик в HCG 42.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2

2015

1-S Ш>) ‘zov I-S Ш>) ‘zo

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

147

Рис. 30. Распределение галактик в HCG 62.

3000 2000 1000 о

< -1000 -2000

-3000

40

1 f 1 1 1 1 1 1 1 г Н тг =о°(У1о 0 „ о 1

0 1 О ° _ Г 1 - ! * - 1 * 1 || 1 1 1 1 1 1 1 L О X - X _ 1

^ 20 -

0.0 1.0

Dec

-4°00'

1—1—1 1 1 1 1 1 —1—

! о «

' о° °

1 сР

J? -

/

I 1 к

Е ! 1 1* LJH 1 1

9h52m gh40m gh44m RA

I I I I I | I I I I I I I II I | II I I I II I I I I | I I I I I I I I

..........................I..................................................... I I

'll

i i hsl i i i i I..............

2.0 3.0

гг, Мрсг

4.0 5.0

4000

6000 8000

cz, km s-1

Рис. 31. Распределение галактик в SS2b 144.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №2 2015

10

1-S Ш>) ‘ZOV I-S Ш>) ‘zo

148

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Рис. 32. Распределение галактик в SS2b 158.

Рис. 33. Распределение галактик в SS2b 164.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2

2015

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

149

г, Мрс2 cz, km s-1

Рис. 34. Распределение галактик в SS2b239.

нем разница дисперсии лучевых скоростей (данная работа—результат [2]) равна Аа = -25 ± 14, разница масс равна

А lg М200 = (-0.08 ± 0.05) х 1014 Mq.

3. ИК-СВОЙСТВА ВИРИАЛИЗОВАННЫХ ОБЛАСТЕЙ ГРУПП ГАЛАКТИК

Для определения полной ИК-светимости групп галактик мы использовали результаты фотометрии галактик, представленной в окончательной версии каталога 2MASS для протяженных объектов. Этот каталог имеет высокую полноту для галактик ярче 13m5 в фильтре Ks (далее просто K). Для более слабых галактик, имеющих фотометрические измерения в каталоге SDSS, мы применили метод, описанный в [19]. Сутью этого метода является определение цвета (г — K) галактики по измерениям ее петросяновских параметров в фильтре r и цвета (u — r). Данный способ применен нами и подробно описан в работах [8—11] применительно к сверхскоплениям галактик. Учитывая, что цвет (r — K) галактик ранних типов, составляющих в пределах R200 большинство, равен в среднем 2m6—2П8, предел нашей выборки галактик с индивидуальными оценками величин в полосе K примерно

равен 15m. Для того чтобы всю нашу выборку групп и скоплений галактик (z < 0.1) исследовать совместно, мы ограничились только галактиками ярче Mk < — 21m. При этом полная светимость группы или скопления оценивается простой суммой светимостей всех галактик, расположенных в пределах радиуса R200 и имеющих z < 0.04, а для более далеких систем галактик определяется поправка к полной светимости по составной функции светимости [2, 9] с параметрами функции Шехте-ра, найденными нами для сверхскоплений Leo и Hercules, MK = —24™97 и а = —1.19 [11] в интервале звездных величин MK = —26™0—21 ™5. В таблице в восьмом столбце приведено количество галактик в группе в пределах радиуса R200 ярче Mk < — 21m, в девятом — полная K-светимость, а в десятом столбце дано отношение динамической массы к K-светимости. Ошибка вычисления Lk также следует из ошибки дисперсии лучевых скоростей, и для этого диапазона масс она меньше

0.1 х 1012. В среднем, разница светимостей групп галактик (данная работа—результат [2]) составляет Alg Lk = (—0.05 ± 0.02) х 1012 Mq. Как уже отмечалось, для шести групп галактик параметры, приведенные в таблице, определены только по ярким галактикам, имеющим ИК-светимости в 2MASX каталоге.

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №2 2015

150

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Л/2оо,1014Л/0

Рис. 35. ^-светимость групп галактик (по галактикам с MK < — 21m) в зависимости от их массы. Пустыми квадратами показана полная исследуемая нами выборка из 148 систем. Заполненными кружками показаны группы, изучаемые в этой работе, имеющие данные в каталогах SDSS и 2MASX. Кресты соответствуют группам, имеющим только NED- и 2MASX-данные. Приведено регрессионное соотношение LK х M00l68±0'002 (сплошная линия). Штриховые линии соответствуют 2а отклонениям.

3.1. Зависимость между K-светимостью и массой

Для изучаемой выборки групп галактик мы оценили медианные характеристики: z = 0.0226, M200 = 0.58 х 1014 Mq, Lk = 1.26 х 1012 Lq и M/Lk = 56 Mq/Lq. На рис. 35 приведена полученная зависимость между K-светимостью и массой групп и скоплений галактик в логарифмической форме для 182 систем галактик:

lg Lk,200 = 0.768(±0.002) lg M200 + 1.549(±0.024).

Приведенная нами зависимость представляет собой среднее между прямой и обратной регрессиями, когда независимые переменные меняются местами. Стандартное отклонение в зависимости равно 0.15. Выборка групп галактик, которую мы изучаем в этой работе, показана на рисунке заполненными кружками; крестиками отмечены группы из этой же выборки, не имеющие данных SDSS, а только данные NED и 2MASX. Аналогичная зависимость получена нами между количеством галактик в системах (Mk < —21m) и динамической массой:

lg N200 = 0.821(±0.002) lg M200 — 9.891(±0.023).

Стандартное отклонение в ней также равно 0.15. Можно отметить, что для изучаемой нами выборки

LK,200, 10 гй<Э

Рис. 36. Соотношение масса—светимость групп и скоплений галактик в зависимости от ^-светимости. Обозначения те же, что на рис. 35. Приведено регрессионное соотношение M200/Lk х l°k220±0'003 (сплошная линия). Штриховые линии соответствуют 2а отклонениям.

групп галактик динамические массы хорошо отслеживают K-светимости галактик, которые соответствуют их звездным массам и которые можно получить из известных соотношений масса—светимость звезд галактик ранних типов. Другая интересная зависимость, N—M200, где N — количество галактик в гало (важная характеристика группы), указывает на то, что массивные группы и скопления имеют меньше галактик на единицу массы, чем менее массивные. Видимо, в массивных системах сильнее проявляются механизмы приливного взаимодействия галактик.

На рис. 36 показана зависимость соотношения масса—ИК-светимость от полной светимости систем галактик, а на рис. 37 — от массы M200. Полученные зависимости в логарифмической форме имеют вид:

lg M/Lk = 0.220 (±0.003) х lg Lk —0.994(±0.032),

lg M/Lk = 0.287 (±0.002) х lg M200 —2.335(±0.022).

Поскольку зависимости имеют небольшой наклон, приведены только прямые регрессионные соотношения. Стандартные отклонения в соотношениях равны 0.18 и 0.14. Разброс в зависимости M/Lk—Lk выше, но светимости групп галактик

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 № 2 2015

СВОЙСТВА 34 МАССИВНЫХ ГРУПП ГАЛАКТИК В ДИАПАЗОНЕ 0.012 < z < 0.027

151

мг00, 10 име

Рис. 37. Соотношение масса—светимость групп и скоплений галактик в полосе K в зависимости от массы. Обозначения те же, что на рис. 35. Приведено регрессионное соотношение М200/Lk х М°о087±0'002 (сплошная линия). Штриховые линии соответствуют 2а отклонениям.

Lk определяются точнее, чем их массы. Группа MKW 12 показывает наибольшее отклонение на всех зависимостях. Она расположена в сложном месте (рис. 6). По нашему определению, это небольшая группа с галактикой NGC5423 в центре и с небольшой дисперсией лучевых скоростей, возможно, просто филамент из галактик.

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В настоящей работе мы исследовали по архивным данным каталогов SDSS, 2MASX и NED выборку групп галактик в области 0.012 < z < 0.027, имеющих дисперсию лучевых скоростей а < 400 км с-1. Только система MKW4 имеет а больше 500 км с-1, характерную для скоплений галактик. Нами измерены такие важные характеристики систем галактик как радиус Я2оо, дисперсия лучевых скоростей и масса в его пределах, количество галактик ярче Mk < —21m, их K-светимость, соотношение масса—ИК-светимость. Полученные динамические и фотометрические характеристики групп и зависимости между ними (М—Lk, М—N, M/Lk—М, M/Lk—Lk ) позволяют сделать вывод, что исследуемая нами выборка по своим свойствам является продолжением выборки скоплений галактик (N = 148) в область малых масс или малых светимостей. По полной выборке, состоящей из

182 групп и скоплений галактик, мы уточнили все зависимости между исследуемыми параметрами. В дальнейшем мы предполагаем определить разнообразные характеристики изучаемых систем галактик с целью уточнения их эволюционного статуса.

БЛАГОДАРНОСТИ

Работа выполнена с использованием баз данных: NASA/IPAC Extragalactic Database (NED, http://nedwww.ipac.caltech.edu/), Sloan Digital Sky Survey (SDSS, http://www.sdss.org/), Two Micron All Sky Survey (2MASS, http://www.ipac.caltech.edu/2mass/releases/ /allsky/).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. B. M. Poggianti, Astron. and Astrophys. Suppl. 122, 399(1997).

2. M. Ramella, W. Boschin, M. Geller, et al., Astron. J. 128, 2022(2004).

3 . Y.-T. Lin, J . J . Mohr, and S. A . Stanford, Astrophys . J .

591,749(2003).

4 . Y.-T. Lin, J . J . Mohr, and S. A . Stanford, Astrophys . J .

610, 745(2004).

5. K. Rines, M. J. Geller, A. Diaferio, et al., Astron. J. 128, 1078(2004).

6. A. Muzzin, H. K. C. Yee, P. B. Hall, and H. Lin, Astrophys. J. 663, 150(2007).

7. M. L. Balogh, P. Mazzotta, R. G. Bower, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 412,947 (2011).

8. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astronomy Letters 32, 84 (2006).

9. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astrophysical Bulletin 64, 1 (2009).

10. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astronomy Letters 37,219(2011).

11. F. G. Kopylova and A. I. Kopylov, Astronomy Letters 39, 1 (2013).

12. M. Einasto, E. Saar, V J. Martinez, et al., Astrophys. J. 685, 83 (2008).

13. B. M. Poggianti, A. von der Linden, G. De Lucia, et al., Astrophys. J. 642, 188 (2006).

14. F. G. Kopylova, Astrophysical Bulletin 68,253 (2013).

15. M. L. Balogh and S. L. McGee, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 402, L59 (2010).

16. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy, M. A. Agtieros, et al., Astrophys. J. Suppl. 182, 543 (2009).

17. T. H. Jarrett, T. Chester, R. Cutri, et al., Astrophys. J. 119,2498(2000).

18. R. G. Carlberg, H. K. C. Yee, E. Ellingson, et al., Astrophys. J. 485, L13 (1997).

19. M. Obric, Z. Ivezic, P N. Best, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 370, 1677 (2000).

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70 №2 2015

152

КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Properties of 34 Massive Galaxy Groups within 0.012 < z < 0.027

F. G. Kopylova and A. I. Kopylov

In order to extend the relationship between the infrared luminosity of groups and clusters of galaxies and their dynamic mass to the 1—5 x 1013 Mq mass region, we selected from the study of Ramella et al. (2004) certain galaxy groups in the region of 0.012 < z < 0.027. Based on the archive data from the SDSS, NED, and 2MASX, for these 34 galaxy groups we determined the dynamic and photometric characteristics. Overall, the sample has the following median characteristics: z = 0.0226, M200 = 0.58 x x 1014 Mq, Lk = 1.26 x 1012 Lq, and N(Mk < -21m) = 22. Having this sample added to the earlier prepared sample of 148 groups and clusters of galaxies, we found the following relationships between the dynamic mass M2oo, infrared (IR) luminosity, and the number of galaxies within the R200 radius: Lk(Mk < -21m) ж M0 77, N(Mk < -21m) ж M0 82, and M/Lk ж Lok22. Practically all the members of the studied sample show a good agreement between the dynamic mass of groups M200 and IR luminosity of galaxies, and eventually their stellar mass (only the group MKW 12 deviates more than 2a in all the dependencies).

Keywords: galaxies: groups: general—galaxies: clusters: general

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 70

№ 2 2015