Содержание к диссертации
Введение
1 Обзор работ по теме "Крупномасштабные течения в Местной вселенной" 16
1.1 Фундаментальное значение задачи 16
1.2 Выбор тонких спиральных галактик для изучения крупномасштабных потоков, их рассеяние на зависимости Талли-Фишера 20
1.3 Инфракрасный обзор 2MASS, каталог XSC и атлас XS 23
1.4 Фотометрические особенности плоских спиральных галактик в 2MASS . 26
1.5 Заключение и выводы 32
2 Использование 2МА88-фотометрии для определения расстояний до плоских галактик RFGC и вычисления фотометрических параметров дисков 34
2.1 Инфракрасная зависимость Талли-Фишера у RFGC галактик 34
2.1.1 Сравнение 2МА88-фотометрии галактик RFGC с глубокой /-фотометрией 35
2.1.2 Определение расстояний до галактик, видимых с ребра, в ИК-диапазоне по методу Талли-Фишера. Зависимость цвет-светимость 44
2.2 Инфракрасные фотометрические параметры дисков галактик, видимых с ребра 51
2.2.1 Выборки галактик и метод, используемые для определения параметров диска 52
2.2.2 Результаты определения радиальных и вертикальных шкал и центральной поверхностной яркости звездных дисков RFGC галактик 56
3 Каталог плоских галактик, отобранных из 2MASS обзора (2MFGC) 62
3.1 Галактики RFGC в обзоре 2MASS 62
3.2 Критерий отбора и статистика основных параметров каталога 2MFGC 64
3.3 Двумерные распределения параметров 2MFGC галактик 74
3.4 Распределение на небе 2MFGC галактик и ИК-диполь 78
4 Каталог пекулярных скоростей плоских 2MFGC галактик 82
4.1 Методика и результаты HI наблюдений плоских галактик 82
4.2 Определение глобальных оптических и HI параметров галактик, видимых с ребра, и их двумерные распределения 91
4.3 Каталог пекулярных скоростей 2MFGC галактик 101
5 Изучение космических течений плоских спиральных галактик на базе 2MASS-pOTOMeTpmi 109
5.1 Выборка RFGC галактик и параметры их коллективного движения НО
5.2 Коллективное движение 2MFGC галактик в объеме z = 0.03 118
5.2.1 Многопараметрические зависимости Талли-Фишера и коллективные движения 2MFGC галактик в системе космического микроволнового излучения(ЗК) 118
5.2.2 Параметры коллективного движения для сферических слоев 121
5.2.3 Коллективные движения в системе Местной группы 122
5.3 Поле пекулярных скоростей и обсуждение результатов 125
Заключение 130
Список литературы 136
- Выбор тонких спиральных галактик для изучения крупномасштабных потоков, их рассеяние на зависимости Талли-Фишера
- Определение расстояний до галактик, видимых с ребра, в ИК-диапазоне по методу Талли-Фишера. Зависимость цвет-светимость
- Двумерные распределения параметров 2MFGC галактик
- Определение глобальных оптических и HI параметров галактик, видимых с ребра, и их двумерные распределения
Введение к работе
Изучение космических течений во Вселенной является одной из фундаментальных задач современной внегалактической астрономии. Хаббловское расширение Вселенной характеризуется скоростью разбегания галактик cz, пропорциональной расстоянию г до них: cz = Ног, где Но - постоянная Хаббла, с - скорость света. Закон справедлив в пределах Хаббловского радиуса, равного с/Щ ~ 4 103 Мпк, и предполагает изотропное расширение однородной Вселенной.
Наблюдательные данные свидетельствуют о том, что структуру Вселенной можно считать однородной только на больших масштабах, с уменьшением масштаба растет вклад местных неоднородностей в распределение вещества.
Отклонения от однородного Хаббловского расширения, вызванного крупномасштабными гравитационными воздействиями, представляют особый интерес для проверки различных космологических моделей (Пиблс 1983). Мерой отклонений является пекулярная скорость галактики, для определения которой необходимо, помимо Хаббловского, иметь независимое определение расстояния.
Основным массовым методом определения расстояний до спиральных галактик является зависимость Талли-Фишера (Tully &; Fisher, 1977), а до галактик ранних типов (Е и SO) с доминирующими балджами — зависимость Фабер-Джексона (ФД) - Faber & Jackson (1976), ее усовершенствованный вариант — метод Фундаментальной плоскости (ФП) (Djorgovski & Davis 1987) и, как разновидность ФП, метод Dn — a (Dressier et al. 1987), которые применяются в основных современных программах (Colless et al. 2001, Smith et al. 2000, Borgani et al. 2001). Точность определения индивидуальных расстояний этими методами составляет порядка 20%, а расстояния, на которых они применимы, могут достигать сотен мегапарсек.
В последние годы разработаны более точные методы определения расстояний, где индикатором расстояния является абсолютная величина сверхновых SNIa (Riess et al. 1997), либо флуктуации поверхностной яркости галактик, SBF (Tonry et al. 2000). По SNIa можно оценивать расстояния в сотни Мпк и с точностью до 8%. Методом SBF можно оценивать расстояния до десятков Мпк с точностью 10-20%. К сожалению, эти методы не могут носить массовый характер: число измеренных сверхновых невелико, а измерения флуктуации поверхностной яркости галактик слишком трудоемки.
Впервые анизотропия движений галактик была обнаружена еще в 1976 г. (Rubin et al. 1976), но только в 80-х годах началось серьезное изучение проблемы (Aaronson et al. 1982, Linden-Bell 1988). В первых работах использовались немногочисленные выборки галактик, случайным образом распределенных по небу; были исследованы галактики разных морфологических классов в общем поле и скоплениях с применением различных методов определения расстояний. Результатами явились параметры коллективного движения галактик в простом диполыюм приближении. Полученные разными авторами координаты апекса коллективного движения сходились с точностью ~ 25, амплитуды отличались в 2-3 раза.
За 20 лет активного изучения нехаббловских течений накоплен огромный наблюдательный материал (см., например, обзоры Willick (2000), Courteau & Dekel (2001), Zaroubi (2002) и цитируемую там литературу), относящийся отдельно к Е и S галактикам, к галактикам поля и членам скоплений и т.д. Работы различных групп отличаются также глубиной изучаемых выборок и особенностями распределения галактик по небу.
При помощи независимого определения расстояния уточняется величина постоянной Хаббла. За последние 30 лет значение Щ изменилось от интервала неопределенности 50 -г-100 км- с-1* Мпк-1 до уверенного значения, равного 70 ±6 км- с-1- Мпк-1 в объеме до 200 Мпк (Theureau et al. 1997, Giovanelli et al. 1999, Sakai et al. 2000, Tully & Pierce 2000, Freedman et al. 2001). В обозначенном интервале находится самая точная на настоящий момент оценка Я0 = 71 ±4 км- с-1- Мпк-1 (Spergel et al. 2003).
По особенностям распределения спиральных галактик на ТФ диаграмме, а также элиптических и линзовидных галактик скоплений на зависимости ФД (Djorgovski & Davis 1987, Hoessel et al. 1987), можно получить указания о количестве темной материи в галактиках разных светимостей (Persic & Salucci 1990). Эта зависимость отражает относительное содержание видимой и темной (невидимой) материи на основе вириаль-ного баланса между кинетической и потенциальной энергией в галактиках.
ВВЕДЕНИЕ
Измерения радиальных компонент пекулярных скоростей галактик позволяют определить модуль скорости и направление их коллективного движения. Для стандартной ACDM модели ожидается, что в системе микроволнового излучения (ЗК-системе) коллективная скорость стремится к нулю с увеличением рассматриваемого объема. Поэтому измерение дипольной компоненты на разных масштабах необходимо ля определения того объема, в котором происходит конвергенция потока.
В итоге многолетних наблюдений были найдены основные компоненты коллективного движения галактик на разных масштабах. Между оценками величины скорости (~ 220 км с-1) и направления коллективных движений галактик, полученных разными авторами на шкале ~60 Мпк, нет существенных противоречий. На этой глубине в пределах ошибок хорошо согласуются данные для Е и S галактик, галактик поля и скоплений, независимо от метода определения расстояний (см. Табл.І в обзоре Zaroubi (2002)). Сейчас эти значения уточняются за счет увеличения объема и качества наблюдательного материала.
На расстояниях 100 - 150 Мпк получены две группы результатов. Результаты первой группы хорошо согласованы: скорость коллективных движений составляет 0 - 200 км с-1, а координаты апекса в пределах ошибок совпадают между собой и близки к направлению на избыток числа точечных источников на небе из PSCz-каталога IRAS (Saunders et al. 2000). По 522 спиральным галактикам в скоплениях Эйбелла методом ТФ Dale et al. (1999) определили модуль коллективной скорости V = 75 ± 92 км с-1 и положение апекса / = 289, Ъ = 25(г ~ 150 Мпк). По 85 SNIa Riess et al. (1997) получили положение апекса I = 282, b = —2 при величине скорости, мало отличающейся от нулевой. Результаты, полученные методом ФП (Colless et al. 2001), относятся к далеким Е галактикам в скоплениях, расположенных в направлениях Hercules-Corona Borealis и Perseus-Pisces-Cetus на расстояниях HQr = 6000 — 15000 км с-1 (EFAR). Авторы получили, что скорость коллективного движения в исследуемых объемах не противоречит гипотезе о нулевом ее значении на 5% уровне значимости. Важно, что конвергенция коллективных потоков в этой группе результатов получена для разных типов объектов и с применением различных методов определения расстояний.
Вторая группа результатов характеризуется высоким значением модуля коллективной скорости (V ~ 700 км с-1) и значительным разбросом положения апекса. Lauer & Postman (1994) по 119 скоплениям галактик Эйбелла со скоростями до 15000 км с-1 (LP), основываясь на фотометрии ярчайших галактик в скоплениях, определили параметры движения относительно ЗК-системы: V = 689 ± 178 км с"1, I = 343, Ъ = 52(±23). Willick (1999) нашел параметры коллективного движения 15-и Эйбелловских скоплений галактик, расположенных на расстоянии 120 Мпк, V = 720±280 км с-1,1 = 272, b = 10 (метод ТФ). В работе Hudson et al. (2004) для 56 скоплений Эйбелла (выборка SMAC), простирающихся до HqT ~ 12000 км с-1 с эффективной глубиной выборки Hore = 6300 км с-1, найдены параметры коллективного движения в ЗК системе: V = 687 ±203 км с-1, I = 260 ± 13, Ъ = 0 ± 11. Авторы считают, что такую высокую скорость, помимо концентрации Шепли, должны обеспечивать еще более далекие аттракторы. Hudson (2003) сделал попытку согласовать противоречивые данные на глубинах от 6600 км с-1 до 11000 км с-1, считая, что разреженность и малочисленность выборки приводит к большим ошибкам пекулярных скоростей. Если исключить выборку LP, то на уровне 2а можно согласовать результаты с большими и малыми коллективными скоростями. Выборка, объединяющая обзор SMAC с другими, дает коллективный поток со скоростью 350 ± 80 км с-1 в направлении I = 288, 6 = 8.
В использовании скоплений галактик для изучения коллективных движений есть свои преимущества и недостатки. Определение расстояний до скоплений базируется на усреднении расстояний, полученных до отдельных его членов, что уменьшает ошибку. Однако число измеренных галактик в скоплениях как правило невелико. Кроме того, остается возможность включения галактик, фоновых по отношению к скоплению. Количество измеренных скоплений по разным работам колеблется примерно от двух десятков до сотни. Даже в случае более или менее равномерного распределения по небу, выборки скоплений сильно разрежены из-за малочисленности.
Ошибки измерений пекулярных скоростей галактик поля достаточно велики и растут с увеличением расстояния и ростом неполноты выборки. Этот недостаток компенсируется возможностью увеличения выборки до сотен и даже тысяч галактик путем
ВВЕДЕНИЕ объединения различных каталогов.
Примером объединения нескольких каталогов пекулярных скоростей для определения параметров коллективного движения является каталог Marklll (Dekel et al. 1999). В этот каталог вошли 2437 Е и S галактик скоплений и поля, расположенных на R < 60 Мпк. Относительно ЗК-системы галактики Marklll движутся с коллективной скоростью V — 370 км с-1 в направлении / = 305, Ь = 14. Такая скорость кажется достаточно высокой по сравнению со значениями V, полученными для других выборок, расположенных в том же объеме. Причина расхождения, как полагают авторы, может быть в неопределенности взаимной калибровки разнородных выборок.
Таким образом, для более определенного решения вопроса о масштабе конвергенции коллективных потоков необходима обширная однородная выборка галактик, равномерно и достаточно плотно распределенных по небу и имеющая большую глубину. Этим условиям удовлетворяет каталог плоских галактик, видимых с ребра, RFGC (Revised Flat Galaxy Catalogue) - Караченцев и др. (1999).
В RFGC входят 4236 галактик с оптическим угловым диаметром а > 0/6 и видимым отношением осей а/Ь > 7. К настоящему времени RFGC является наиболее глубокой, морфологически однородной выборкой спиральных галактик, охватывающей все небо. Она обладает необходимой полнотой (Feldman et al. 2003) для изучения крупномасштабных космических течений галактик. Около 3000 объектов каталога имеют достаточно надежную J, Н, if-фотометрию в обзоре 2MASS (Cutri h Skrutskie 1998), а 1327 из них — оценки лучевых скоростей Vh и ширин водородной линии И^о (Караченцев и др. 2000b), необходимые для построения диаграммы ТФ.
Пополнение выборки RFGC для изучения космических потоков предполагает новые измерения Vh и W$q у галактик RFGC. Такая программа, в частности, ведется с 2001 года на 100-метровом радиотелескопе в Эффельсберге Huchtmeier et al. (2005), Митроновой и др. (2005). Принципиально другая возможность — это создание более глубокой однородной выборки поздних спиралей на основе инфракрасного обзора 2MASS (2MFGC) (Митронова и др. 2004).
Поскольку отношение осей, а/Ь, характеризует соотношение дисковой и сферической составляющей галактик, то галактики, ориентированные с ребра, привлекательны и для изучения структуры галактических дисков. Только при такой ориентации галактик возможно изучение их вертикальных структур. В видимом диапазоне такую работу провели van der Kruit & Searle (1981a, 19816,1982), в радиодиапазоне - Mathewson et al. (1999), van der Kruit (2001). Структуре и кинематике дисков галактик, ориентированных с ребра, посвящена работа Kregel (2003). Данные RFGC каталога были использованы в работах Bizyaev & Mitronova (2002), Mitronova & Bizyaev (2005), Засова и др. (2002) при изучении структуры дисков спиральных галактик в ближнем ИК диапазоне. Поиску и изучению свойств гало плоских галактик посвящена работа Dalcanton & Bernstein (2002).
Актуальность проблемы
Актуальность изучения коллективных движений галактик во Вселенной обусловлена прежде всего тем, что результаты представляют ценную информацию для проверки различных космологических моделей (Peebles, 1983). Уточняются наши представления о крупномасштабных структурах (сверхскопления, пустоты, стены и волокна) в распределении галактик. Неоднородности плотности и скорости, вероятно, проявляются и в характере космического микроволнового излучения. Причем, температура реликтового излучения зависит от направления движения, амплитуда же этих вариаций связана с амплитудой неоднородностей плотности и скорости вещества в современной Вселенной. Решение данной проблемы представляет особый интерес, так как содержит информацию об относительном содержании и распределении темного вещества и его вкладе в общую кинематику крупных объектов в Местной вселенной. Полученный в работе каталог пекулярных скоростей 2680 "плоских" галактик на материале однородного ИК обзора 2MASS и построенная сглаженная картина поля пекулярных скоростей с рекордной точностью по координатам и глубине является существенным шагом наблюдательной астрофизики.
Цели и задачи исследования
Целью данного диссертационного исследования является составление обширной и однородной выборки плоских галактик, построение поля пекулярных скоростей и изучение коллективных движений спиральных галактик в Местной вселенной (z < 0.1). Работа выполнена на основе однородного фотометрического материала 2MASS обзора
ВВЕДЕНИЕ 7 (Two Micron All Sky Survey) с использованием радио- и оптических- данных по лучевым скоростям и амплитуде вращения галактик, полученных на различных телескопах. В ходе исследований были решены следующие задачи:
Изучение свойств плоских галактик в ИК-диапазоне на примере RFGC галактик, видимых в 2MASS обзоре.
Исследование особенностей зависимости Талли-Фишера для плоских галактик в J-, Н- ,KS- полосах и сравнение их параметров с голубой (Bt) и красной (/) ТФ-зависимостыо.
Изучение свойств дисков спиральных галактик и их параметров на материале 2MASS-RFGC галактик.
Создание каталога плоских галактик, отобранных из 2MASS обзора (2MFGC).
Проведение наблюдений плоских галактик на волне 21 см.
Создание каталога пекулярных скоростей плоских галактик, отобранных из 2MASS обзора (2MFGC).
Построение сглаженного поля пекулярных скоростей плоских галактик и определение параметров их коллективного движения.
Научная новизна работы
Составлен новый каталог 18020 плоских галактик, видимых в 2MASS. К настоящему времени каталог является наиболее обширным и однородным по морфологии и распределению объектов на небе для определения параметров коллективных движений галактик. По DSS картам и при помощи системы Aladin sky atlas впервые измерены угловые размеры, позиционные углы и определены морфологические типы более тысячи галактик.
По результатам J,H,KS 2МА88-фотометрии построены ИК зависимости Талли-Фишера и впервые определены расстояния до ~ 4000 спиральных галактик каталогов RFGC и 2MFGC.
На распределении 1100 RFGC галактик по абсолютным величинам и показателям цвета Мк ос В — К впервые показана довольно тесная корреляция "цвет-светимость" со стандартным отклонением 0?86. Поскольку цвет галактики не зависит от ее расстояния, то соотношение "цвет - светимость" для галактик с ребра может использоваться для определения расстояния в той же манере, что и обычная зависимость ТФ. Такая возможность обсуждалась ранее Tully et al. (1982).
Исследовано поле пекулярных скоростей 2395 плоских спиральных галактик, отобранных по данным инфракрасного обзора неба 2MASS. Построена наиболее подробная и однородная карта пекулярных скоростей. Найдены параметры диполя коллективного движения галактик в объеме z = 0.03. Определен масштаб и величина возможного затухания пекулярных скоростей (конвергенция) плоских галактик из 2MFGC каталога.
При помощи 100-м радиотелескопа в Эффельсберге впервые измерены потоки, лучевые скорости и ширины линий НІ для 81 галактики. Уточнены параметры излучения линии НІ у более 300 галактик. Для всех детектированных галактик определены глобальные HI характеристики.
Впервые найдены параметры дисков 153 спиральных галактик на базе 2MASS фотометрических данных. Определены радиальные и вертикальные шкалы, а также депроектированные центральные поверхностные яркости галактических дисков. Замечена сильно выраженная корреляция между центральной поверхностной яркостью и отношением вертикальной шкалы к радиальной.
Научная и практическая ценность работы
1. Составленный из 2MASS обзора каталог 18020 плоских галактик (2MFGC), содержащий J-, Н- и /^"-величины, размеры, позиционные углы, величины сжатия и отождествления с известными оптическими каталогами, является наиболее однородной и обширной выборкой для использования его в космологических задачах. Специфика отбора галактик в каталог позволяет использовать его в исследовании
ВВЕДЕНИЕ параметров дисков спиральных галактик, в поиске и изучении гало спиральных галактик.
Каталог пекулярных скоростей 2680 спиральных галактик поздних типов из 2MFGC, содержащий сводную таблицу оптических характеристик и радиоданных, полученных на крупнейших телескопах мира, может быть использован для массового определения расстояний, изучения космических (не-хаббловских) течений галактик, проверки теоретических моделей образования и эволюции крупномасштабной структуры. В ходе выполнения работ по составлению каталога 2MFGC и каталога пекулярных скоростей плоских галактик были приведены к единой системе многочисленные наблюдательные данные; проведены измерения угловых размеров, позиционных углов и морфологических типов более 1000 галактик по DSS картам и при помощи системы Aladin sky atlas.
Построенная наиболее подробная и однородная карта пекулярных скоростей, и найденные с достаточно высокой точностью (~ 10 по координатам и ~ 15% по скоростям) параметры диполя имеют важное значение для современного представления о крупномасштабной структуре Местной вселенной и ее динамике.
По наблюдениям на 100-м радиотелескопе в Эффельсберге измерены потоки, лучевые скорости и ширины линий НІ для 81 галактики. Уточнены параметры излучения линии НІ у более 300 галактик. Для всех детектированных галактик определены глобальные НІ характиристики.
На примере 153 наиболее крупных RFGC галактик показана уникальная возможность измерения параметров дисков спиральных галактик в 2MASS полосах.
На защиту выносятся:
1. Определение расстояний и пекулярных скоростей у 1200 плоских галактик RFGC каталога, видимых с ребра, по инфракрасной зависимости Талли-Фишера (ТФ) с использованием данных 2MASS обзора. Определение величины и направления их коллективного движения в объеме ~ 100 Мпк. Зависимость "цвет - светимость" как новая возможность массового определения расстояний до спиральных галактик.
Создание каталога 18020 плоских спиральных галактик (2MFGC), отобранных из 2MASS обзора по ИК отношениям осей Ь/а < 1/3. Каталог содержит J-, Н-, Ка-величины, размеры, позиционные углы и видимые сжатия галактик. В настоящее время, каталог 2MFGC представляет собой самую обширную и однородную выборку спиральных галактик позднего типа, которая охватывает все небо.
Результаты наблюдений на 100-м радиотелескопе в Эффельсберге (Германия) около 400 плоских спиральных галактик из каталогов RFGC и 2MFGC. Определение их лучевых скоростей, амплитуд вращения, водородной массы, светимости и других глобальных характеристик.
Определение параметров вертикальной шкалы звездных дисков спиральных галактик, ориентированных "с ребра" по результатам анализа их 2MASS изображений с применением оригинальных программ обработки.
Создание самой представительной выборки пекулярных скоростей 2680 спиральных галактик, распределенных по всему небу.
Определение параметров апекса коллективного движения плоских спиральных галактик из нового 2MFGC каталога. Построение карты усредненных пекулярных скоростей с разрешением ~ 20 в объеме z < 0.03. В системе космического микроволнового излучения (ЗК) коллективное движение плоских 2MFGC галактик характеризуется амплитудой (224 ± 36) км с-1 в направлении с галактическими координатами I = 302 ±9, b = —8 ±7, что согласуется с положением центроида близких массивных рентгеновских скоплений, а также близких скоплений в Гидре, Центавре и сверхскопления Шепли.
ВВЕДЕНИЕ
Структура и объем диссертации
Общий объем диссертации составляет 219 страниц, 54 рисунка и 19 таблиц. Список литературы содержит 177 наименований.
Диссертация состоит из Введения, пяти Глав, Заключения, списка литературы и четырех Приложений.
Во Введении обосновывается актуальность работы; формулируются основные цели и задачи исследования, научная и практическая значимость работы, выносимые на защиту положения; дано краткое содержание диссертации и список опубликованных работ.
Выбор тонких спиральных галактик для изучения крупномасштабных потоков, их рассеяние на зависимости Талли-Фишера
Изучение коллективных движений галактик во Вселенной как отклонений от однородного хаббловского расширения, вызванных крупномасштабными гравитационными воздействиями, является одной из фундаментальных задач современной внегалактической астрономии. Такие отклонения важно учитывать при проверке различных космологических моделей (Peebles 1980), представлении о крупномасштабных структурах (сверхскопления, пустоты, стены и волокна) в распределении галактик1, изучении их динамики, массы и других глобальных параметров. Наблюдательным проявлениям крупномасштабной структуры галактик и скоплений посвящены обзоры Oort (1981), Шандарина и др. (1983), Пиблса (1983).
Хаббловское расширение Вселенной характеризуется скоростью разбегаиия галактик cz, пропорциональной расстоянию г до них: cz = Ног, где Но - постоянная Хаб-бла, с - скорость света. Закон справедлив в пределах Хаббловского радиуса, равного с/Но 4 103 Мпк, и предполагает изотропное расширение однородной Вселенной. Однако, наблюдательные данные свидетельствуют о том, что структуру Вселенной можно считать однородной только на больших масштабах, с уменьшением масштаба растет вклад местных неоднородностей в распределении вещества, что влечет за собой возникновение локального поля пекулярных скоростей (Peebles 1983). В линейном приближении пекулярная скорость пропорциональна гравитационному ускорению и напрямую связана со средней плотностью вещества в рассматриваемом объеме.
В настоящий момент красные смещения измерены для более двухсот тысяч галактик и квазаров. Измерения пекулярных скоростей возможны при наличии методов независимого от хаббловского определения расстояния. Таким методом для галактик ранних типов (Е и SO) с доминирующими балджами является метод Фабер-Джексона (ФД), который связывает дисперсию лучевых скоростей звезд в центре галактики с ее интегральной светимостью (Faber & Jackson 1976). Поскольку эллиптические (Е) и линзовид-ные (SO) галактики вносят основной вклад в светимость скоплений и преимущественно расположены в их центральных областях, то эту методику применяют и для определения расстояний до скоплений, разумеется, если нет существенных эволюционных различий между галактиками. Разработан метод "Фундаментальной плоскости" (Djorgovski & Davis 1987) и, как разновидность его, метод Dn — a (Dressier et al. 1987), которые применяются в современных наблюдательных программах (Colless et al. 2001, Smith et al. 2000, Borgani et al. 2001).
Возможность массового определения расстояний до спиральных галактик независимо от красного смещения была предложена Талли и Фишером (1977). Они обнаружили корреляцию между абсолютной звездной величиной (или фотометрическим диаметром) спиральных галактик и их скоростью вращения, определяемой по ширине линии нейтрального водорода (HI). Зависимость Талли-Фишера (ТФ), как эффективный механизм независимого определения расстояния до галактик, успешно применяется для изучения пекулярных скоростей движения спиральных галактик относительно Хаббловского расширения (Aaronson & Mould 1986, Bottinelli et al. 1984).
Одной из важных задач, которые решаются при помощи независимого определения расстояния, является уточнение величины постоянной Хаббла. За последние 30 лет изменилось значение #о от интервала неопределенности 50-т-100 км с-1 Мпк-1 до уверенного значения, равного 70 ±6 км- с"1- Мпк-1 в объеме до 200 Мпк (Theureau et al. 1997, Giovanelli et al. 1999, Sakai et al. 2000, Tully & Pierce 2000, Freedman et al. 2001). В обозначенном интервале находится самая точная на настоящий момент оценка Н0 = 71 ± 4 км- с-1- Мпк-1 (Spergel et al. 2003).
В итоге многолетних наблюдений были найдены основные компоненты коллективного движения галактик на разных масштабах. В Местном сверхскоплении было установлено наличие крупномасштабного потока галактик с характерной амплитудой около 200 км- с-1, направленного к центру скопления в Virgo (Pierce &; Tully 1988). За пределами Местного сверхскопления на масштабе 50 Мпк были обнаружены упорядоченные (коллективные) движения галактик в направлении "Великого аттрактора" в созвездии Centaurus с амплитудой 200-г 600 км- с-1. Сейчас эти значения уточняются за счет увеличения объема и качества наблюдательного материала. Например, Tonry et al. (2000) по 300 близким (V/i 3000 км- с-1) галактикам поздних типов с хорошей точностью (±10%) определили составляющие коллективного движения Местной группы: на центр скопления в Virgo (I = 274, Ъ = 75) с амплитудой 139 км- с-1; в направлении на "Великий аттрактор" (Гидра-Центавр) I = 291, b = 17, со скоростью 289 км- с"-1 и от Местной космической пустоты (D 20 Мпк) с галактическими координатами I = 228, b = —10 со скоростью 200 км- с-1. Сложение этих трех компонент движения Местной группы дало результирующее направление (I = 281, b = 43) и скорость 166 км- с-1. Величину коллективного течения галактик относительно космического микроволнового фона измеряли Giovanelli et al. (1998) в объеме D 90 Мпк, Dekel et al. (1999) - до D 70 Мпк, Караченцев и др. (2000) расширили горизонт исследования до D 100 Мпк, а Кудря и др. (2003) - до D 150 Мпк. Сводка результатов этих и других исследований коллективного движения галактик приведена в работе Караченцев и др. (2003).
Важное значение в представлении о структуре и развитии Вселенной приобрели результаты экспериментальной и теоретической физики элементарных частиц. Изменилось само понятие о природе вещества во Вселенной. Стало очевидным, что, наряду с видимой (светящейся) материей, есть невидимая (темная) материя и темная энергия. По особенностям распределения спиральных галактик на ТФ-диаграмме, а также эллиптических и линзовидных галактик скоплений на зависимости ФД (Djorgovski к, Davis 1987, Hoessel et al. 1987) можно получить указания о количестве темной материи в галактиках разных светимостей (Persic &; Salucci 1990). Эти зависимости отражают относительное содержание видимой и темной (невидимой) материи, т.е. демонстрирует вириальный баланс между кинетической и потенциальной энергией в галактиках.
Теорема вириала в общем виде известна как соотношение трех глобальных параметров в самогравитирующей системе: средней скорости внутренних движений, эффективного размера системы и ее полной массы. В применении к ТФ-зависимости это ширина эмиссионной линии (в частности ширина линии HI), эффективный диаметр и интегральная светимость (Tully & Fouqe 1985). Особенности распределения галактик на зависимости ТФ исследовались и обсуждались в работах многих авторов, таких как Burstein (1982), Bottinelli et al. (1984), Giraud (1987), Караченцев (1991) и прочие.
Разброс галактик на диаграмме ТФ имеет важное значение, поскольку от него зависит точность определения пекулярных движений галактик. Анализу причин, вызывающих рассеяние галактик на диаграмме ТФ, были посвящены работы Bothun & Mould (1987), Pierce & Tully (1988), Freudling et al. (1988), Караченцев (1989, 1991) и др. Многочисленные попытки улучшить зависимость ТФ основывались на более строгом отборе галактик по морфологическим признакам и переходе в более красную область спектра (Aaronson et al. 1979), повышении точности фотометрических измерений и лучевых скоростей, а также надежности данных о ширинах линий HI. Главным условием исследования крупномасштабных течений является составление обширных и однородных выборок галактик, которые охватывали бы все небо. Перечислим основные из них.
Определение расстояний до галактик, видимых с ребра, в ИК-диапазоне по методу Талли-Фишера. Зависимость цвет-светимость
Изучение видимых с ребра галактик обеспечивает уникальную возможность получить информацию о вертикальной структуре галактических дисков. Начиная со статей van der Kruit и Searle (1981а, 1981b, 1982), исследование видимых с ребра галактик продолжается сегодня как в оптической полосе (см. van der Kruit 2001 и ссылки там), так и в радиодиапазоне (Matthews и др. 1999; van der Kruit и др. 2001). Эти исследования помогают нам понять законы, управляющие распределением звездных и газовых компонент дисков, и проливают свет на роль темных гало в эволюции спиральных галактик.
Главной трудностью в изучении структуры видимых с ребра дисков в оптике является необходимость учета внутреннего поглощения пылью. В плоскости галактики величина поглощения в оптических полосах может быть огромной (порядка нескольких десятков звездных величин для нашей Галактики), и даже далеко за пределами плоскости они существенны (см. Xilouris и др. 1999). По этой причине для исследования структуры видимых с ребра галактик предпочтительно использовать красные и инфракрасные данные. Библиотека 2MASS (Two Micron All Sky Survey) изображений обеспечивает выборку видимых с ребра галактик данными по ближней инфракрасной фотометрии. К сожалению, время экспозиции для 2MASS объектов было слишком мало, чтобы отобразить внешние части спиральных галактик, но допускает возможность изучения структуры тонких дисков.
В работе мы использовали 2MASS данные для получения информации о фотометрических параметрах звездных дисков: размерах их радиальных и вертикальных шкал и депроецированных центральных поверхностных яркостях для максимально возможного числа галактик. Мы выбрали инфракрасную фотометрическую полосу К3, поскольку величина поглощения в ней минимальна.
Мы использовали данные из центра прямого доступа 2MASS изображений (Public Release Image Server). Все изображения и калибровочные данные (Nikolaev et al. 2000) были отобраны с использованием web-интерфейса NASA/IPAC внегалактической базы данных (http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/2MASS/ReleaseVis/). Для этого анализа были выбраны изображения областей неба, содержащие объекты из обновленного каталога плоских галактик, RFGC (Караченцев и др. 1999), что гарантирует наличие тонких и сильнонаклоненных дисков в отобранных галактиках.
Наша начальная выборка включала более 700 объектов RFGC каталога, которые были детектированы в 2MASS обзоре. Однако, как оказалось, видимый размер объекта на 2MASS картах приблизительно в два-три раза меньше, чем максимальный размер тех же объектов в 5-полосе (см. раздел 2.1). Самым же критическим параметром для анализа вертикальной структуры диска галактики является размер объекта в вертикальном направлении, т.е. параллельный малой оси. Плоские галактики, имеющие а 40", не позволяют проводить анализ вертикальных срезов с достаточной точностью из-за тонкости диска. Поэтому для анализа можно было выделить только 153 галактики, у которых размеры на снимках в фильтре Ks больше предельного (40") 3.
Из основной выборки мы отобрали подвыборку, состоящую из 60 плоских галактик RFGC, угловые диаметры которых в 2MASS больше 1 . Галактики из этой подвыборки, по-видимому, более надежны для нашего анализа из-за большего размера. Они исследованы совместно с основной выборкой 153 галактик для поиска возможных различий в фотометрических параметрах между основной выборкой и подвыборкой, а также для оценки вероятных систематических ошибок, вызванных небольшими размерами некоторых объектов.
На время выполнения работы 2MASS обзор не был завершен, атлас обзора охватывал около 70% неба. В настоящий момент готовится работа по полному объему полученной в 2MASS информации (Mitronova к Bizyaev 2006) ребра, мы использовали модифицированный классический способ (van der Kruit & Searle 1981a, 1981b, 1982; de Grijs &c van der Kruit 1996). Мы проследили изменения размера вертикальной шкалы на различных расстояниях от центра галактики, анализируя отдельно каждый фотометрический срез. Число срезов, проведенных параллельно малой оси с интервалом в 1 пиксел, было выбрано приблизительно 20-30 4 таким образом, чтобы охватить большую часть тонкого звездного диска. Поскольку 2MASS обзор не чувствителен к слабым периферийным частям галактик, то излучением толстого звездного диска вблизи галактической плоскости можно пренебречь. Чтобы оценить размер радиальной шкалы и центральную поверхностную яркость, мы анализируем срезы, проведенные параллельно большой оси и расположенные на некотором удалении от галактической плоскости, т.к. величина внутреннего поглощения остается относительно высокой даже в инфракрасном спектральном диапазоне. При анализе радиальных профилей поверхностных яркостей исключались их центральные области (как правило 1/3 - 1/4 от максимальной величины радиального профиля) для того, чтобы уменьшить влияние излучения балджа на результаты.
При выделении видимых размеров галактик из предварительного просмотра каждого изображения, были сделаны начальные предположения о положении центра галактики, а также о приблизительном размере и ориентации эллипса. Эллипс был проведен по уровню самых слабых изофот галактики, соответствующих S/N 3. Срезы проводились параллельно большой и малой оси эллипса. Чтобы исследовать профиль поверхностной яркости по большой оси, проводились срезы, параллельные ей и равномерно удаленые (в обоих направлениях) на 12-15% от размера малой оси.
Двумерные распределения параметров 2MFGC галактик
Как можно видеть из Рис. 18, средняя величина dz0/dr в большой степени близка к нулю (0.001), что согласуется с выводами многих предыдущих исследований (см. ранее цитированные ссылки). Подвыборка галактик имеет среднюю величину dzo/dr — 0.0003 (практически нуль). Стандартное отклонение dzo/dr на Рис. 18 равно 0.006 для всех галактик и - 0.005 для 60 самых больших галактик в этой выборке. Это свидетель-свует о том, что на самом краю звездного диска на расстояниях 3.5і?е от центра (из Рис. 15) наблюдается всего 10%-ое изменение взвешенной вертикальной шкалы. Однако заметим, что хотя видимое изменение zo с радиусом и имеет всего 10%-ый рост на краю, в реальности оно может быть в 2-3 раза более существенным из-за проекции различных частей диска на луч зрения.
В результате проведенного анализа вертикального и радиального распределения ближней инфракрасной поверхностной яркости в дисках плоских галактик, наблюдаемых в 2MASS обзоре, выявлена сильно выраженная зависимость отношения вертикальной шкалы к радиальной, Zo/Re с депроецированной центральной поверхностной яркостью SQ. Галактики с более низкой центральной поверхностной яркостью выглядят более тонкими, имея более низкие отношения Za/Re. Однако сами линейные значения радиальной и вертикальной шкал в отдельности в гораздо меньшей степени зависят от центральной поверхностной яркости. Мы можем также заключить, что в нашей выборке вертикальная шкала тонких звездных галактических дисков почти не зависит от радиуса галактик и практически не меняется в широком диапазоне расстояний от центра.
Успешное применение RFGC каталога плоских спиральных галактик для поиска параметров коллективного движения в Местной вселенной с применением искусственной звездной величины Bt (Кудря и др. 1997b), а затем однородного фотометрического материала 2MASS обзора показало правильность подхода Караченцева и др. (1989) к формированию выборки галактик. Помимо изучения крупномасштабных потоков видимые с ребра галактики оказались наиболее пригодными для изучения особенностей структур у дисковых систем (Bizyaev &; Mitronova 2002; Mitronova к, Bizyaev 2005; Засов и др. 2002), а также для поиска и изучения гало галактик Dalcanton к, Bernstein (2002).
Смещение внимания в ближнюю ИК область было не случайным. Хорошо известно, что пик излучения спиральных галактик приходится на ИК диапазон. Всестороннее изучение свойств плоских галактик RFGC (см. выше) в 2MASS обзоре естественным образом вывели нас на идею составления новой выборки плоских галактик более обширной по числу и равномерной по распределению на небе.
Сопоставление инфракрасных диаметров с оптическими для галактик RFGC показало, что в среднем 2MASS - диаметры вдвое меньше стандартных оптических (см. Главу 2). На это есть по крайней мере две причины. Во-первых: сферическая составляющая галактик, состоящая в основном из старых красных звезд, проявляет себя таким образом, что средние "синие" отношения осей а/Ь видимых с ребра спиральных галактик превышают соответствующие "красные" отношения осей галактик (Караченцев и др. 1997). Эта особенность усиливается при переходе к инфракрасному диапазону.
Вторая причина состоит в том, что обзор 2MASS слабо чувствителен к галактикам поздних типов, особенно имеющим низкую поверхностную яркость (Jarrett 2000). Этот эффект обусловлен высокой яркостью ночного неба в близком ИК-диапазоне и в коротких временах экспозиции ( 8сек/объект). Поэтому периферия дисков спиральных
галактик обычно не видна на изофотах слабее К = 20т/П". ЭТОТ вывод был подтвержден и расширен для выборки галактик RFGC (Karachentsev et al. 2002). Взаимное отождествление объектов из RFGC и 2MASS XSC показало, что в XSC отождествленно 2996 из 4236 (т.е. 71%) RFGC-галактик. Доля RFGC галактик в 2MASS уменьшается: 1) при переходе от ярких галактик к слабым (100% обнаружения на Bt 14.5 и 38% — на Bt = 17.5), 2) от галактик с высокой поверхностной яркостью к галактикам с низкой поверхностной яркостью (89% обнаружения у RFGC с классом поверхностной яркости SB=I и 57% — с классом SB=IV), 3) от ранних морфологических типов к поздним (100% обнаружения для типа Sab и 22% — для Sm).
Выполненное сравнение инфракрасных и оптических характеристик галактик RFGC позволило создать обобщенный "портрет" плоских спиральных галактик в инфракрасном диапазоне. На следующем этапе мы применили данные 2MASS - фотометрии RFGC галактик для вычисления параметров коллективных движений. Для галактик RFGC с известными ширинами водородных линий были построены В, I, J,H,K - зависимости Талли-Фишера (Karachentsev et al. 2002). Затем в работе Kudrya et al. (2003) по J,H,K -зависимостям Талли-Фишера были получены значения модуля коллективной скорости и параметры апекса для выборки 971 RFGC галактик с лучевыми скоростями VZK 18000 км с-1: V = 199±61 км с-1,1 = 301±18, b = —2±15 и дисперсией на диаграмме Талли-Фишера a = 0742. Это хорошо согласуется с нашими прежними оценками, полученными при использовании зависимости ТФ для оптических диаметров (Караченцев и др. 2000а), а также с результатами других авторов.
Таким образом, декларированная создателями каталога 2MASS - XSC однородность по небу и хорошая точность его фотометрических данных подтверждены на примере плоских галактик каталога RFGC. Это побудило нас к созданию более представительного и глубокого каталога "уплощенных" галактик на материале инфракрасного каталога 2MASS - XSC.
Определение глобальных оптических и HI параметров галактик, видимых с ребра, и их двумерные распределения
Как видно из Рис. 31-33, каталог 2MFGC содержит большое число галактик, распределенных по всему небу на достаточную глубину (типичное красное смещение составляет z 0.05). Это, а также фотометрическая однородность каталога 2MFGC позволяет вычислить дипольный момент в распределении галактик (как положение на небе центроида каталожных галактик) и сравнить его с результатами, полученными при обработке данных из других каталогов (BRAS, RFGC). Используя координаты 2MFGC галактик, мы вычислили положение их центроида на разных глубинах (разных срезах по видимой величине), без учета веса галактик по их яркости. Результаты представлены в Таб. 4. Здесь в соответствующих столбцах приведены: К — предельная величина, до которой выполнялся расчет диполя, N — число галактик в подвыборке, X, Y и Z — средние галактические декартовы координаты для центроида галактик и их ошибки, Z, b, SGL, SGB — направления векторов ИК-диполя в галактических и сверхгалактических координатах, соответственно. Видно, что с увеличением глубины и ростом неполноты 2MFGC каталога галактическая долгота I диполя испытывает сильный тренд, а галактическая широта меняется незначительно. Если принять, что 2MFGC каталог полон до К = 11т, то вычисленные положения диполя для К = 10т и К = 11т, неплохо согласуются с данными по IRAS-диполю I = 250, Ъ = 38 (Lahav et al. 1988).
Mailer et al. (2003) определили положение диполя I = 278, b = +38 для объектов ярче К = 13.5m из XSC каталога (с учетом взвешивания по светимости). Как видно из нашей таблицы 4, положение диполя (центроида), определенное по самым ярким (К 10m) 2MFGC галактикам, также хорошо совпадает с результатами Mailer et al. (2003).
Для сравнения приведем также положение диполя (центроида) микроволнового фонового излучения (ЗК-диполя) I = 268, Ъ = +27, или SGL = 138, SGB = -38 (Kogut et al. 1993).
Положение найденного нами ИК-диполя можно сравнить с результатами вычисления оптических центроидов. Например, для объединенного UGC+ESO каталога (N = 23984) с минимальным ацт = 1(03 положение центроида выборки находится в направлении I = 261, Ь = +29 (Lahav et al. 1998), а для 4236 галактик RFGC — I = 273, Ъ = +19 при ацт = Of б (Караченцев и др. 1999а). Таким образом положение ИК-диполя, полученное по ярким (К 11т) объектам 2MFGC каталога, в пределах ±30 согласуется как с положением ЗК-диполя, так и со значениями диполя по оптическим каталогам.
Для определения расстояний до галактик по методу Талли-Фишера необходимы массовые высокоточные измерения лучевых скоростей, Vh, и ширины линий HI, W. С этой целью проводились наблюдения плоских галактик на 305-м радиотелескопе в Ареси-бо (Giovanelli et al. 1997), а также измерения кривых вращения 300 плоских галактик (Макаров и др. 2001) на 6-м оптическом телескопе САО РАН. На основе оригинальных наблюдений и литературных данных был создан сводный список пекулярных скоростей 1327 RFGC галактик (Караченцев и др. 2000b).
В октябре 2001 г. нами была начата программа HI наблюдений плоских галактик на 100-м телескопе в Эффельсберге (Германия). Результаты нескольких сетов наблюдений 268 RFGC галактик, проведенных в интервале с октября 2001 г. по апрель 2002 г., опубликованы в работе Huchtmeier et al. (2005). В работе Митроновой и др. (2005) приведены результаты наблюдений 94 RFGC и тестовые наблюдения 14 2MFGC галактик, выполненных осенью 2004 года.
Используя оптические и инфракрасные характеристики плоских галактик, мы оценили их ожидаемые лучевые скорости и отобрали для наблюдений объекты в рабочем диапазоне телескопа Vh 9500 км- с"1. В наблюдательную заявку кроме того были включены галактики, для которых были известны лучевые скорости из оптических наблюдений с точностью хуже 30 км- с-1, но отсутствовали измерения ширины HI линии. В этот список включались также галактики, для которых было необходимо уточнить Vh и (или) W, т.к. на зависимости ТФ они отклонялись от линии регрессии больше, чем на Зет или же модуль их пекулярной скорости оказывался больше 3000 км- с-1.
Спектральные наблюдения на 100-м телескопе проводились в полной энергетической моде (ON-OFF), сочетая измерения в поле источника с полем сравнения, положение которого по прямому восхождению на 5 минут раньше положения галактики. Размер пучка половинной мощности телескопа на длине волны 21 см равен 9.3 . Температура системы, состоящей из двух приемников, равна ЗОК. 1024-канальный автокоррелятор разделен на 4 полосы по 256 каналов каждый, смещенные по частоте на 11 МГц. Для покрытия всего диапазона скоростей от 250 км» с-1 до 9050 км- с-1 использовалась ширина полосы 12.5 МГц. Результирующее разрешение на канал в этом случае равно 10.4 км- с-1. Для галактик с известными лучевыми скоростями мы использовали полосы шириной 6.25 МГц, создающие разрешение на канал 5.2 км- с-1. Чтобы улучшить отношение сигнал/шум, для большинства галактик применялось взвешенное (или эквивалентное ему) сглаживание. Для каждой галактики было проведено от одного до пяти сканирований, общее время накопления составило около 2 часов на галактику. На Рис. 34 приведены профили линии НІ у детектированных RFGC галактик, а профили 2MFGC галактик представлены на Рис. 35. Для двух RFGC галактик (2553, 4160) с зашумленными спектрами профили линии НІ на Рис. 34 не приведены.
В таблицу 1 (см. Приложение С) мы включили результаты радионаблюдений всех де тектированных RFGC галактик, а также некоторые каталожные (оптические) данные. Содержание столбцов следующее: (1) - номер галактики в каталоге RFGC; (2) - эквато риальные координаты на эпоху J2000.0; (3) - большой и малый диаметры (а х Ь) в угловых минутах, соответствующие изофоте 25m/D" в В полосе; (4) - интегральные звездные величины в В полосе; (5) - морфологический тип в Хаббловской системе, где Sb = 3, Sc = 5, Sd = 7; (6) - поток излучения в линии НІ в Ян- км- с-1, исправленный за соотношение углового диаметра галактики и апертуры телескопа; (7) - значение мак симального потока излучения и среднеквадратичная ошибка шумовой дорожки (rms) в мЯн; (8) - средняя гелиоцентрическая лучевая скорость и ее ошибка в км- с-1; (9 - 11) - ширина линии НІ на 50%, 25% и 20% уровнях от пикового излучения в км- с-1. Сим волами " " в таблице 2 помечены слабо заметные линии, а значком ":" — неуверенные результаты измерений, для которых отношение сигнал/шум невысоко, а профиль линии нейтрального водорода имеет сложную структуру.
