Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.astro.spbu.ru/staff/viva/Book/Galaxies/LV.html
Дата изменения: Fri Nov 19 19:21:15 2010 Дата индексирования: Tue Oct 2 04:35:36 2012 Кодировка: koi8-r |
Местное Сверхскопление (MC) -- скопление скоплений галактик диаметром около 30 Мпк. Принято разделять МС на: Местный Комплекс галактик, частью которого является Местная Группа, и скопление галактик в Деве. Местная Группа находиться на периферии сверхсистемы, на расстоянии примерно 10 Мпк от его центра.
Местный Комплекс (МК) галактик представляет собой уплощенное образование.
Анализ скоростей, расстояний и положений галактик в Местном Комплексе показал, что в настоящее время происходит дальнейшее уплощение структуры -- т.е. галактики на полюсе и на экваторе изучаемой структуры имеют разные скорости движения от центра (на полюсе эти скорости меньше), что позволяет выбрать эволюционную модель МК галактик.
Уточнение расстояний до галактик позволило более аргументировано выделить гравитационно связанные группы галактик и на этой основе проверять существование в них темной материи. По мере уточнения действительной структуры групп происходит смягчение противоречия между вириальными и фотометрическими массами, т.е. уменьшается так называемый парадокс масс.
Полученные к настоящему времени данные позволяют выявить структуру Местного Комплекса, несмотря на то что изучение структуры Местного Комплекса усложняется сильным поглощением излучения вблизи плоскости нашей Галактики. В структуре МК прослеживаются "узлы","волокна" и "пустоты", которые характерны для крупномасштабной структуры Вселенной.
Распределение галактик по морфологическим типам имеет ассиметрию с минимумом на типах S0-Sa. Иррегулярные карликовые галактики (T = 9,10) составляют более половины населения МК. Если учитывать оценку полноты выборки галактик МК (около 70%), то можно получить оценку плотности галактик в нем 0.25 гал./Мпк3.
Ниже перечислены основные группы из Местного Cверхскопления, в порядке возрастания прямого восхождения.
В то же время в структуре рассматриваемых групп и морфологии их членов существуют значительные различия. Системы галактик вокруг Галактики и M31 выделяются своей вытянутой формой, в группе M81 все 6 сфероидальных карликов концентрируются в ее юго-восточной секторе. Морфологическая сегрегация E+Sph и S+Irr галактик вдоль радиусов групп четко выражена только в подгруппе M31. Две из трех слившихся галактик (M82, NGC 3077 и NGC 5128) принадлежит группе M81. Специальные поиски карликовых галактик показали, что группы NGC 5236 и M101 не содержат объектов с диаметрами больше 1 кпк. Это может быть сязано с большими линейными размерами разницами в светимостях между доминирующих галактиками и вторыми по яркости.
Как было отмечено Арпом (1982) лучевые скорости спутников групп M31 и M81 распределены асимметрично с преобладанием положительных пекулярных скоростей. Допущение о больших значениях полных масс этих галактик приводит к возможности включения в группы новых галактик, что увеличивает асимметрию лучевых скоростей. Однако существует простое объяснение данного явления, если связать лучевые скорости всех галактик с барицентром системы "доминирующая галактика -- вторая по массе галактика в группе". По отношению к центроидам M31+M33 и M81+M82 распределение пекулярных скоростей остальных компаньонов выглядит совершенно симметрично. Стоит подчеркнуть, что подобное объяснение не проходит, если рассматривать темную материю, концентрирующуюся не на членах, а распределенную по всему объему между галактиками. Суммарная по этим 6 группам форма распределения галактик по их потенциальному фактору g1k имеет максимум, соответсвующий модели с более вытянутыми по сравнению с круговой орбитами (эксцентриситет орбит e=0.6). Значение средного эксцесса "орбитальных" масс изменяется от группы к группе от dex(-0.29) до dex(+0.52) со средним значением около 0. Эти различия можно объяснить случайными вариациями проекций орбит. Другими словами, динамическую ситуацию в близких группах галактик можно объяснить без требований наличия значительного количества темной материи, находящейся внутри 2-3 стандартных оптических радиусов (R25) у доминирующих галактик. Сравнивая типичные отношения полных масс к полным светимостям в доминирующих галактиках M/L=18 Msun/Lsun со значениями вириальных отношений масс к светимостям для этих же групп Mvir/L=90 Msun/Lsun из работы Tully (1987), видно существенное расхождение между ними. Вероятно, значения вириальных масс были периоценены в группах, отобранных по критериям Талли, за счет включения спорных галактик.
Название | ВВ | Арп | Замечания | |
---|---|---|---|---|
M 32 | -- | 168 | 5.97 | Компактная |
N 1313 | 436 | -- | -1.58 | Иррегулярная |
N 1569 | -- | 210 | 0.36 | Слившаяся? двойное ядро |
N 2537 | 138 | 6 | -1.58 | Иррегулярная, HSB |
Holmb. II | -- | 268 | 0.61 | Иррегулярная |
DDO 53 | 499 | -- | 0.56 | Иррегулярная |
M 81 | -- | -- | -1.01 | Слившаяся, петля Арпа |
M 82 | -- | 337 | 2.30 | Слившаяся? |
N 3077 | -- | -- | 2.27 | Слившаяся, "Гарланд" |
VII Zw403 | 574 | -- | -0.08 | Иррегулярная |
N 3738 | -- | 234 | -0.40 | Иррегулярная |
N 4190 | 104 | -- | 0.19 | Иррегулярная |
P 42134 | 42 | 211 | -1.04 | Иррегулярная |
GR 8 | 558 | -- | -1.12 | Иррегулярная |
N 5128 | -- | 153 | 0.38 | Слившаяся! |
N 5238 | 828 | -- | -0.58 | Иррегулярная |
U 8638 | 133 | -- | -1.15 | Иррегулярная |
M 101 | 344 | 26 | 0.70 | Взаимодействующая с N 5474 |
N 5474 | 344 | 26 | 1.91 | Взаимодействующая с M 101 |
Галактика | -- | -- | 2.71 | Слившаяся, полярное Магелл. кольцо |
N 6946 | -- | 29 | -1.35 | Иррегулярный рукав |
В таблице приведены галактики Местного Комплекса, входящие в каталоги Воронцова-Вельяминова или Арпа. Первые три колонки содержат общее имя галактики и ее название в обеих каталогах, четвертая -- Приливной Индекс, в последней колонке даны краткие замечания о деталях взаимодействия. На основании этих данных и учитывая неполноту обеих обзоров для южного неба мы можем сделать заключение что для Местного Комплекса относительное содержание взаимодействующих галактик составляет int(0) = (5-6)%. Отметим, что довольно редко совпадают заключения о взаимодействии конкретных галактик между двумя авторами. Это может быть следствием субъективности классифицирования признаков взаимодействия систем. Например, крупномасштабные кадры "взаимодействующих" галактик NGC 4190 = VV 104 и Arp 211 = VV 42, которые разрешаются на звезды, показывают, что эти иррегулярные галактики с клочковатой структурой в действительности представляют собой единые объекты. Фактически, только две галактики -- M 101 и ее спутник NGC 5474 можно уверенно считать взаимодействующей системой, с характерным приливным искажением их спиральных структур. Поэтому, после исключения случаев принятия единых объектов иррегулярной формы за кратные взаимодействующие, мы получаем оценку int(0) ~ 1%.
Кроме int(0), представляет также интерес относительное число слившихся галактик ("merger'ы") в МК merg(0). Это довольно сложный вопрос, потому что практически нет работ посвященных этому вопросу. На основе фотографий и ПЗС-кадров галактик МКс большим масштабом, мы можем уверенно говорить о наличии 6 слившихся близких галактик, отмеченных в таблице. Среди них есть классические примеры merger'ов -- NGC 5128 = Центавр А, а также наша Галактика, с ее полярным магеллановым кольцом. Поэтому, в первом приближении, можно принять merg(0) = (2-3)% в качестве относительного числа слившихся галактик МК. Необходимо отметить, что признаки слияния, как и взаимодействия, наблюдаются наиболее часто среди наиболее ярких галактик. Для взаимодействующих двойных галактик этот эффект был описан в работе Караченцева (1987).
Распределение галактик МК по приливному индексу имеет асимметричную форму с максимумом около -1. Более половины галактик (55%) находятся в области с приливным индексом < 0, т.е. являются скорее изолированными. Галактики же ранних морфологических типов (T<0) в среднем имеют высокое значение приливного индекса, что демонстрирует известный эффект сегрегации эллиптических и спиральных галактик в зависимости от плотности их окружения. Все карликовые эллиптические и сфероидальные галактики с lg M < 9 имеют приливные индексы >0, т.е. они наблюдаются только в плотных областях вокруг массивных главных возмущений. Наблюдаемое отсутствие изолированных объектов среди сфероидальных карликов можно рассматривать как аргумент в пользу теории об их происхождении из богатых нейтральным водородом иррегулярных карликовых систем вследствии приливных эволюционных явлений.
Распределение галактик МК по массам и приливным индексам не коррелируют между собой.
Представляет также интерес распределение галактик МК по их приливным индексам и расстояниям до плоскости Местного Сверхскопления . Из наблюдательных данных следует, что галактики ранних морфологических типов концентрируются к плоскости Местного Сверхскопления сильнее, чем спиральные и иррегулярные, что снова подтверждает морфологическую сегрегацию внутри Местного Сверхскопления. Также наблюдается еще одна картина. Среди галактик, имеющих высокий (положительный) приливной индекс, более 90% находятся в узком слое, | SGZ | <0.5 Мпк, в то время как изолированные объекты распределены по всему Местному Комплексу. Подобная структура может указывать на существование двух подсистем в МК: "диск" и "балдж", в которых условия для взаимодействия галактик сильно различаются.
Как было упомянуто ранее, относительное число галактик, которые являются главными возмущениями (MD) для одной или нескольких галактик, составляет 24%. Это значение определяется 3D-строением МК и функцией масс его галактик. Отсортированные по их главным возмущениям, галактики МК формируют "гнезда", с населением k от 1 до 34 членов. Наиболее населенные "гнезда" наблюдаются вокруг наиболее массивных MD. Зависимость k от M можно приблизить прямой k ~ M1/2. В частности, всего 7 наиболее массивных галактик контролируют 51% всего населения МК, внутри зон их гравитационного влияния.
Однако, необходимо сказать, что большинство членов гнезд вокруг MD имеют приливные индексы < 0, т.е. их время пересечения по отношению к MD превышает космологическое время 1/H. Если рассматривать в качестве реальных компаньонов MD только галактики, у которых приливные индексы > 0, то типичное число населения гнезд уменьшаются примерно в 2 раза.
Наиболее выдающиеся группы Местного Комплекса -- Млечный Путь, M 31, M 81, Центавр А (NGC 5128). Наиболее массивная галактика NGC 5128 имеет наибольшее число членов (N = 34) в зоне своего влияния. Внутри наиболее надежных границ, т.е. для приливного индекса > 0, профили их приливных индексов в зависимости от N приблизительно следуют линейной зависимости с разным углом наклона. В отличии от групп вокруг нашей Галактики и M 31, группы вокруг NGC 5128 и M 81 выглядят заметно менее концентрированными.
Местный Комплекс содержит некоторые объекты, которые невозможно различить являются ли они взаимодействующими или просто пекулярные сами по себе, тем не менее факт их существования требует специального объяснения. В качестве примера, рассмотрим случай галактики NGC 404. Эта компактная яркая (BI = 10.96 зв.вел.) линзовидная галактика имеет исправленную лучевую скорость Vo = +195 км/с или кинематическое расстояние 2.8 Мпк. Внутри области размером ~2 Мпк вокруг нее нет других галактик. NGC 404 имеет сравнительно низкий приливной индекс (-0.78) и ее ближайший MD -- M 31. Судя по ее потоку в HI, NGC 404 умеренно богата нейтральным водородом, кроме того несколько пылевых облаков наблюдается недалеко от ее ядра. Природа образования подобной очень изолированной компактной галактики загадочна. Вероятно, эта галактика находится на финальной стадии последовательных слияний членов бывшей группы. Подобные близкие необычные объекты заслуживают более пристального внимания как наблюдателей, так и теоретиков.
Arp H., 1966, Atlas of Pecular Galaxies, ApJS., 14, p.1
Binggeli B., Tarenghi M., Sandage A., 1990, A&A, 228, p.42
Borngen F., Karachentseva V.E., 1985, Astron.Nachr., 306, p.301
Cote S., Freeman K.C., Carignan C., Quinn P.J., 1997, AJ, в печати.
Drozdovsky I.O., Tikhonov N.A., 2000, A&AS, 142, 425
Drozdovsky I., Schulte-Ladbeck, R.E., Hopp, U., Greggio, L., Crone M., 2001, ApJL, в печати
Huchtmeier W.K., 1998, частное сообщение
Huchtmeier W.K., Karachentsev I.D., Karachentseva V.E., 1997, A&A, 322, p.375
Impey C.D., Sprayberry D., Irwin M.J., Bothun G.D., 1996, ApJS, 105, 209
Karachentsev I.D., 1987, Binary galaxies, Moscow, Nauka
Karachentsev I.D., Makarov D.I., 1997, AJ, ???, ???
Karachentseva V.E., Karachentsev I.D., 1998, A&AS, 127, p.409.
Kraan-Korteweg R.C., Tammann G.A.; 1979, Astron. Nachr., 300, p.181
Kraan-Korteweg R.C. et al., 1994, Nature, 372, p.77
McCall M.L., Buta R.J., 1995, AJ, 109, p.2460
Paturel G., et. al., Principal Galaxy Catalogue, PGC-ROM, 1996, Observatoire de Lyon
Tully R. B., 'The Nearby Galaxies Catalogue', Cambridge, Cambridge Univ.Press
Tully R.B., Fisher J.R. 'The Nearby Galaxies Atlas'
Schmidt K.-H. et al.; 1993, Astron. Nachr. 314, p.371
Schombert J.M. et al., 1992, AJ, 103, p.1107
van den Berg S., 1966, AJ, 71, p.33
Vorontsov-Velyaminov B., 1959, Atlas and Catalog of Interacting Galaxies, Part I, Moscow Univ.
Vorontsov-Velyaminov B., 1977, A&AS, 28, 1
Использованы материалы из WWW:
Text & HTML by Igor Drozdovsky
Последнее обновление: