CC BY
21
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2016, том 71, № 2, с. 139-149
УДК 524.726
УЛЬТРАПЛОСКИЕ ГАЛАКТИКИ, ОТОБРАННЫЕ ИЗ КАТАЛОГА RFGC. II. ОРБИТАЛЬНЫЕ ОЦЕНКИ МАССЫ ГАЛО
©2016 И. Д. Караченцев1*, В. Е. Караченцева2, Ю. Н. Кудря3
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев, 03680 Украина 3Астрономическая обсерватория Киевского национального университета им. Тараса Шевченко, Киев,
04053 Украина
Поступила в редакцию 21 января 2016 года; принята в печать 25 февраля 2016 года
Мы использовали «Revised Flat Galaxy Catalog» (RFGC) для выделения 817 ультраплоских (UF) галактик, ориентированных с ребра, чьи диски имеют видимые синие и красные отношения осей (a/b)B > 10.0 и (a/b)R > 8.5. Эта выборка охватывает все небо, кроме зоны Млечного Пути, и содержит 490 UF-галактик с измеренными лучевыми скоростями. Обзор окрестностей этих галактик выявил всего 30 компаньонов с разностью лучевых скоростей | AV \< 500 км с-1 в пределах проекционного расстояния Rp < 250 кпк. При этом более широкая область вокруг UF-галактики радиусом Rp = 750 кпк не содержит других соседей ярче самой UF-галактики в том же интервале скоростей. UF-галактики полученной выборки принадлежат в основном морфологическим типам Sc, Scd, Sd. Они имеют умеренную амплитуду кривой вращения приблизительно 120 км с-1 и умеренную светимость в K-полосе порядка 101OL0. Медианная разность лучевых скоростей их спутников равна 87 км с-1, что соответствует медианной оценке орбитальной массы приблизительно 5 х 1011М0. За исключением шести вероятных неизолированных пар, типичное отношение массы гало к звездной массе UF-галактик составляет примерно 30, почти такое же, как у главных спиральных галактик типа М31 и М81 в ближайших группах. Мы отмечаем, что ультраплоские галактики выглядят гораздо менее «запыленными» чем другие спирали той же светимости.
Ключевые слова: галактики: спиральные — галактики
1. ВВЕДЕНИЕ
Популяция тонких (плоских) спиральных галактик представляет собой наиболее подходящую лабораторию для изучения физических процессов формирования и эволюции дисков галактик. Как было отмечено многими авторами [1—3], простые диски галактик без видимых признаков балджа избегают областей с высокой плотностью окружения. Очевидной причиной этого предполагается отсутствие у изолированных дисков заметного приливного возмущения от близких соседей, способного «разогревать» звездные диски в вертикальном направлении. Согласно [4—7], тонкие диски выделяются среди других спиральных галактик пониженной средней поверхностной яркостью, голубым цветом и невысокой амплитудой кривой вращения. Спектральные наблюдения нескольких сверхтонких галактик [8] показали, что в них слабо выражены эффекты возбуждения эмиссионных линий крупномасштабными ударными волнами.
E-mail: [email protected]
Корменди [9] неоднократно подчеркивал, что само наличие значительной популяции массивных галактик, лишенных балджей, представляет собой большую проблему для современных теорий формирования галактик, где многочисленные слияния мелких объектов приводят к последовательному росту балджей. Сравнивая изображения плоских галактик, полученные на космическом телескопе Хаббла, с изображениями из Слоуновского обзора неба, Сачдева и др. [10] установили, что за последние 8 миллиардов лет с эпохи г ~ 1 до настоящего времени линейные размеры и массы дисков галактик увеличились примерно в два раза. Из этого авторами сделан вывод, что доминантной модой роста тонких дисков является аккреция межгалактического газа, а не процесс иерархического слияния карликовых галактик.
Выявление сверхтонких дисков среди галактик, ориентированных под произвольными углами к лучу зрения, является непростой задачей. Самый надежный способ для этого — использовать выборку спиралей, ориентированных с реб-
Рис. 1. Схема, поясняющая отбор физических спутников вокруг ультраплоской галактики.
ра. В нашей предыдущей работе [11] мы провели отбор наиболее плоских галактик, взяв за основу «Revised Flat Galaxy Catalog» [12]. Среди 4236 объектов RFGC было выделено 817 ультраплоских (ultraflat = UF) галактик, чьи видимые синие (B) и красные (R) отношения осей удовлетворяют условию (a/b)в > 10.0 и (a/b)R > 8.5. Эта выборка охватывает все северное и южное небо, кроме области Млечного Пути (|b| < 10°) и имеет полноту приблизительно 90% до углового диаметра aB = 1 '2 [11]. Из анализа данной достаточно представительной выборки мы сделали вывод, что около 60% UF-галактик не имеют близких соседей в пределах проекционного расстояния Rp = 750 кпк и разности лучевых скоростей | AV < 500 км с-1. Остальная часть UF-выборки (примерно 30%) входит в состав рассеянных ассоциаций и волокон наряду с другими более яркими соседями, и только порядка 10% UF-галактик являются доминирующими объектами в динамически связанных кратных системах. Последнюю категорию мы используем ниже для оценки массы темного гало ультраплоских галактик, которая, насколько нам известно, никем пока не проводилась.
2. ОЦЕНКА ОРБИТАЛЬНОЙ МАССЫ UF-ГАЛАКТИК
Ярчайшие спиральные галактики в близких группах, такие как M 31, M 81, NGC 253, имеют характерную звездную массу M* ~ 8 х 1010MQ, типичную амплитуду кривой вращения Vm ~ 250 км с-1 и радиус гало приблизительно
250 кпк [13, 14]. У этих галактик, которые динамически доминируют в своем окружении, имеются довольно заметные балджи. Отношение массы гало к звездной массе у них составляет Mh/M* ~ 30 [15]. Ультраплоские спирали по величинам M* и Vm значительно уступают «хозяйским» спиральным галактикам в близких группах. Это дает нам основание предполагать, что характерный радиус гало вокруг UF-галактик не превышает 250 кпк.
Для поиска физических спутников, связанных с UF-галактиками, мы использовали следующий простой алгоритм, иллюстрацией к которому служит рис. 1. Рассматриваемая ультраплоская галактика не должна иметь других более ярких галактик с разностью скоростей | AV < 500 км с-1 в пределах радиуса Rp = 750 кпк. Среди соседних более слабых галактик в заданном интервале лучевых скоростей мы считали физически связанными спутниками только те, которые располагаются в пределах проекционного расстояния Rp = 250 кпк. Таким образом, на схеме рис. 1 галактика I является спутником UF, а галактика 2 может быть или спутником UF, или же компаньоном более массивной галактики 3. Разумеется, используемый нами критерий нельзя назвать идеальным. Ему может удовлетворять пара «UF + близкий в проекции сосед», компоненты которой входят в состав рассеянной (невириализованной) ассоциации или цепочки галактик.
Поиск спутников вокруг 490 ультраплоских галактик с измеренными лучевыми скоростями проводился нами с использованием опций NASA Extragalactic Database (NED)1. Линейное проекционное расстояние соседей определялось в предположении, что их радиальные расстояния равны расстоянию UF-галактики, Duf = Vh/H0 с параметром Хаббла H0 = 73 кмс-1 Мпк-1. Результатом этого массового поиска стало обнаружение всего лишь 30 предполагаемых физических спутников, данные о которых представлены в таблице 1. Малое количество спутников еще раз свидетельствует о том, что ультраплоские галактики без балджей располагаются в областях очень низкой плотности числа галактик.
В столбцах таблицы 1 указаны: (1) номер UF-галактики по каталогу RFGC; (2) сокращенное имя галактики-спутника или название обзора неба, в котором измерена ее лучевая скорость; (3) гелиоцентрическая лучевая скорость из NED (кмс-1) и гелиоцентрическая скорость спутника (кмс-1) с ошибками измерения; (4) морфологический тип: для RFGC-галактики — по данным каталога, для спутника — по нашей оценке; (5, 6) видимые отношения осей в синем и
1www.ned.ipac.caltech.edu
красном фильтрах согласно RFGC; (7) видимая величина RFGC-галактики в B из NED и B-величина спутника; (8) Галактическое поглощение в B-полосе; (9) видимая величина в К^-полосе из обзора 2MASS [16, 17], а там, где данные 2MASS отсутствовали, мы использовали для ее оценки соотношение между амплитудой кривой вращения, Vm и K-светимостью (см. раздел 4); (10) H I-поток ), выраженный в звездных величинах со-
(Ян км с ь
гласно HypeгLeda(http://leda-univ-lyon1.fr)
как т21 = — 2.5^+ 17.4; (11) амплитуда кривой вращения из HypeгLeda (км с-1); (12) проекционное расстояние спутника в кпк; (13) логарифм орбитальной оценки массы (в М©); (14) логарифм звездной массы ультраплоской галактики (в М©); (15) логарифм отношения орбитальной массы к звездной массе.
Таблица 1. Ультраплоские галактики с оценками орбитальной массы
RFGC Neighb Vh±a T (■a/V)B (a/b)R В AB Ks m21 vm Rp lg(Morb) lg M* lg(Morb/M*)
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12) (13) (14) (15)
99 2dF 5339 ± 6 5306 ±89 Sc BCD 11.2 10.2 15.03 18.2 0.09 10.19 14.6 190 33 10.64 10.99 -0.35
124 2MASX 7170± 12 7225 ± 64 Sb BCD 10.0 8.7 14.64 17.3 0.07 9.83 16.5 294 68 12.03 11.36 0.67
166 GALEX 9448 ± 53 9500 ± 89 Sc BCD 14.1 11.1 16.29 18.6 0.07 114 11.56 11.01 0.55
239 SDSS 7083 ± 45 6935 ± 5 Sc Im 10.1 10.4 16.0 17.6 0.13 12.15 94 12.39 10.44 1.95
365 MCG-2-5-36 5439± 15 5456 ±4 Scd Sm 10.0 10.7 16.5 16.5 0.10 13.66 16.1 93 175 10.78 9.60 1.18
625 SDSS 4955± 13 5042± 18 Sd Im 11.2 11.2 16.3 18.4 0.33 11.92 16.1 128 167 12.17 10.22 1.95
627 UGC2397 5279 ± 6 5117 ± 9 Sd Sm 13.7 12.3 16.5 16.9 0.42 13.86 16.3 87 100 12.50 9.50 3.00
722 MCG-3-9-37 1873 ±2 1866 ±5 Sd Sm 11.5 8.6 15.33 16.5 0.15 11.27 14.2 101 39 9.34 9.60 -0.26
1000 MCG+13-5-3 4121 ±11 4267 ± 25 Scd dE 12.5 11.5 15.3 16.0 0.47 9.63 14.1 250 216 12.73 11.00 1.73
1236 UGC 3940 2475± 14 2453 ± 6 Sd Im 11.2 11.2 16.5 16.5 0.09 14.07 16.2 84 189 11.03 8.80 2.23
1462 SDSS 596 ±6 588 ± 34 Sdm Im 10.1 9.3 15.0 17.2 0.11 11.24 14.0 48 48 9.46 8.62 0.84
1522 2MASX 7698 ±31 8082±17 Sd BCD 11.2 11.8 16.7 16.8 0.07 13.58 90 13.17 9.93 3.24
1567 SDSS 3219 ± 10 3505 ± 1 Sd BCD 14.1 9.8 16.6 18.1 0.16 12.77 15.4 84 182 13.24 9.44 3.80
1716 SDSS MCG8-18-65 7905 ± 33 7933 ± 25 7956 ±28 Scd Im Sd 13.1 10.2 16.3 17.9 17.0 0.05 12.09 58 65 10.73 11.30 10.55 10.55 0.18 0.75
1744 SDSS 3150 ±34 3127 ± 14 Sd BCD 10.2 9.0 17.0 18.2 0.05 13.10 16.7 78 157 11.00 9.34 1.66
Таблица 1. Продолжение
Neighb 14 ± а Т (■а/Ь)в (а/Ь)д В Ав Ка то21 Кг Кр 1ё(МогЬ) 1ёМ* 1ё(МогЬ/М*)
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12) (13) (14) (15)
1782 БОББ 9722 ± 4 9674 ± 28 Бсс! ВСЭ 11.5 11.2 16.2 17.6 0.05 12.87 16.8 184 117 11.49 10.40 1.09
1880 БОББ 5612 ± 5 5528 ± 34 Бс! 1т 13.9 11.2 15.75 18.1 0.05 12.11 15.8 132 190 12.20 10.25 1.95
1925 иб054Ыо11 4162 ± 1 4270 ± 8 Бс! Бт 11.7 11.7 16.1 18.0 0.10 13.23 15.7 88 13 11.23 9.51 1.72
2111 БОББ 5254 ± 4 5146± 10 Бс! Бёт 12.2 11.0 16.1 17.9 0.10 13.24 15.8 105 99 12.11 9.70 2.41
2210 иОС 7133 2452 ± 2 2567 ± 7 Бсс! Бс! 11.6 10.1 14.9 14.9 0.11 12.37 13.9 94 204 12.51 9.38 3.13
2474 ОАЬЕХ ОАЬЕХ 1642 ±3 1450 ±45 1509 ±45 Бт 1т ВСЭ 15.5 14.0 16.04 16.8 16.9 0.38 12.10 16.1 65 74 199 12.50 12.62 9.07 9.07 3.43 3.55
2546 БОББ 6724 ± 6 6857 ± 30 Бс Бт 11.7 9.5 15.9 18.4 0.08 11.93 183 12.58 10.46 2.12
2819 БОББ 5832 ± 2 5746 ±30 Бсс! 1г 11.7 10.5 15.58 18.8 0.11 11.50 15.7 144 107 11.97 10.52 1.45
3021 иОС 9979 1915 ± 3 1961 ±3 Бс 1т 10.6 8.5 13.9 14.6 0.41 10.6 14.5 113 116 11.46 9.91 1.55
3087 БОББ 5694 ± 3 5728 ± 27 Бс ВСЭ 11.2 10.2 16.7 18.7 0.23 13.60 15.6 99 68 10.97 9.68 1.29
3444 2МАБХ 7178 ± 10 7074 ± 45 Бс БЬ 11.1 9.6 16.2 16.2 0.50 11.74 14.4 199 94 12.08 10.61 1.47
4081 ИГОС 4082 4839 ± 6 4720 ± 3 Бс Бёт 10.4 9.1 14.53 16.0 0.39 10.38 14.3 236 192 12.50 10.84 1.66
4091 2МАБХ 4961 ±2 4739 ± 235 Бсс! Бт 11.1 10.1 15.4 16.0 0.20 11.30 14.8 134 80 12.68 10.49 2.19
Для оценки орбитальной массы мы использовали выражение
Могь = (16/пС)(ДУ )2КР, (1)
справедливое при случайной ориентации орбит спутников и среднеквадратичном значении эксцентриситета орбит (в2) = 1/2 [18]; здесь С — постоянная гравитации, а ДУ — разность лучевых скоростей спутника и UF-галактики.
При вычислении светимости галактики в К-полосе
^ Ьк = 0.4(5^ £мро - К
+ 28.28 + Е(В - У)/2.93)
(2)
мы принимаем абсолютную К-величину Солнца тК = 3.28 [19] и поправку за поглощение света в Галактике согласно [20].
Как видно из таблицы 1, только две ультраплоские галактики (RFGC 1716 и 2474) имеют по два спутника в пределах Кр = 250 кпк, у остальных же 26 UF-галактик «свита» представлена всего одним спутником.
Распределение ультраплоских галактик и их спутников по проекционному расстоянию и модулю разности лучевых скоростей показано на рис. 2. Вертикальные отрезки на нем соответствуют квадратичной сумме ошибок ач у компонентов пары.
400
300
2? 200 ■о
100
I
;1
i fi
Д т
'I
i
if
ill-
50
100
150
200
250
Rp, kpc
Рис. 2. Распределение 30 спутников ультраплоских галактик по модулю разности лучевых скоростей и проекционному расстоянию.
350
300
250
сл 200
m
150
100
50
0
Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sdm Sm
"Г
T
"Г
T
"Г
>
• Î
1 2 3 4 5 6 7 T
T
"Г
9 10
Рис. 3. Распределение 23 UF-галактик из таблицы 1 по амплитуде кривой вращения и морфологическому типу.
В некоторых случаях ошибка разности скоростей превышает сам модуль разности. Как видно из рис. 2, разности лучевых скоростей невелики. Только в двух случаях они превышают 250 км с-1. Медианное значение модуля разности скоростей составляет 87 км с-1. Орбитальные оценки массы UF-галактик, представленные в столбце (13) таблицы 1, характеризуются большой дисперсией, значительная часть которой обусловлена случайными факторами проекции. Среднее значение логарифма орбитальной массы равно 11.77 ± 0.18, что близко к значению логарифма медианы, 12.04. Насколько нам известно из литературы, эти оценки являются первыми оценками массы гало вокруг ультраплоских галактик, сделанными на шкале эффективного радиуса гало.
3. МОРФОЛОГИЧЕСКИЕ ТИПЫ УЛЬТРАПЛОСКИХ галактик
Как было показано Эйдманом и др. [21], максимальное видимое отношение осей (а/Ь)тах у спиральных галактик возрастает вдоль Хаббловской последовательности от типа Sa к типу Sd, а затем резко падает для спиралей иррегулярной структуры Sm. По данным [22] максимальное видимое и максимальное истинное отношение осей для разных типов спиралей характеризуются значениями: 13.0 и 14.1 15.3 и 17.2 19.2 и 22.0 19.5
и 22.4 (Scd), 22.4 и 27.0
Среди 30 рассматриваемых пар «UF-галактика + спутник» в 26 случаях ультраплоская галактика
относится к морфологическому типу Sc, Scd, Sd или Т = 5, 6, 7 по шкале de Vaucouleuгs. При средней ошибке классификации галактик в RFGC ДТ = ±1 [23] можно предполагать, что почти все ультраплоские галактики обладают единообразным строением дисков.
Рисунок 3 представляет распределение UF-галактик из таблицы 1 по морфологическому типу и амплитуде кривой вращения Ут. Несмотря на малую статистику, на рисунке видно уменьшение амплитуды кривой вращения от ранних типов к поздним. Для спиралей типов Sdm, Sm амплитуда регулярного движения Ут ~ 60 км с-1 становится сопоставима со средней скоростью турбулентных движений КигЬ ~ 15 км с-1, которые затрудняют формирование сверхтонких дисков.
Морфологические типы у спутников UF-галак-тик в столбце (4) таблицы 1 относятся к еще более поздним типам, чем у самих ультраплоских галактик. Более половины спутников классифицированы нами как Sm и BCD, что указывает на пребывание их в фазе активного звездообразования.
4. ЗВЕЗДНЫЕ МАССЫ УЛЬТРАПЛОСКИХ ГАЛАКТИК
Для определения полной звездной массы галактики обычно используют ее светимость в -полосе, полагая М*/Ьк = 1.0М©/Ь© [24]. Каталог 2MASX [16] содержит данные о ^-величинах для примерно 70% UF-галактик. Однако, будучи неглубоким обзором неба, 2MASS недооценивает светимость периферийных областей
0
0
галактик, особенно голубых объектов низкой поверхностной яркости, к которым относятся многие UF-галактики. Верхняя панель рис. 4 представляет зависимость Талли-Фишера [25] между К-светимостью по данным 2MASS и логарифмом амплитуды кривой вращения для 24 галактик из таблицы 1. Линия регрессии для них (показана штрихами) выражается как
12
^(Ьк/Ьо) = 3.57(±0.21)^ Уп + 2.55(±0.44),
(3)
а среднее квадратичное отклонение от линии регрессии составляет 0.20. Параметры этой регрессии близки к параметрам, полученным по более обширной выборке RFGC-галактик [5].
Далкантон и Бернштейн [26] выполнили глубокую фотометрию 49 RFGC-галактик в полосах В, Я и К8. Среди них оказалось 25 ультраплоских галактик, данные о которых представлены в таблице 2. В ее столбцах содержатся: (1) номер галактики в каталоге RFGC; (2) гелиоцентрическая лучевая скорость; (3) морфологический тип; (4, 5) видимое отношение осей в В -и Я-полосах из RFGC; (6) амплитуда кривой вращения и ее ошибка из HypeгLeda; (7) видимая В-величина в пределах изофоты 27тв/П"; (8) видимая К8-величина в пределах изофоты 22тк/П" и ее погрешность; (9) избыток цвета Е(В — У) из-за Галактического поглощения; (10) логарифм К-светимости при тК = 3т28; (11) Ш-поток из HypeгLeda, выраженный в звездных величинах.
Диаграмма Талли—Фишера для 18 галактик с индивидуальной К8-фотометрией из [26] представлена на средней панели рис. 4. Линия регрессии на ней (штрихи) имеет вид
^(Ьк/Ьо) = 3.37(±0.22)^ Уп + 2.96(±0.45)
(4)
с дисперсией Ьк) = 0.167. Ошибки измерения Ут и Ьк показаны горизонтальными и вертикальными барами. Средние квадратичные ошибки измерения светимости и амплитуды кривой вращения для этих галактик составляют соответственно Ьк) = 0.149 и а(^ Ут) = 0.043, что с учетом наклона линии регрессии 3.37 дает суммарную погрешность 0.207. Таким образом, наблюдаемый разброс галактик относительно регрессии (4) почти целиком обусловлен ошибками измерения Ьк и Ут. Принимая во внимание структурное единообразие UF-галактик, мы можем ожидать, что истинная (космическая) дисперсия их на диаграмме Талли-Фишера крайне мала, а соотношение типа (4) пригодно для надежного определения индивидуальных расстояний UF-галактик.
1.6
17 1.8 19 2.0 2.1 22 2.3 2.4 2.5 2.6
\ogVm
11.5 11.0 у 10.5 10.0 9.5 9.0
-I—г
I I I
-|-1-г
I I I
-I-1-г
1.6
1.8
20 , 2.2
2.4
2.6
Рис. 4. Соотношение Талли—Фишера для ультраплоских галактик. Сверху вниз: 23 ^-галактики из таблицы 1 с оценками Ут и 2MASS-фотометрией; 18 ^-галактик из таблицы 2 с аккуратной К-фотометрией; барионное соотношение Талли-Фишера для 17 ^-галактик с аккуратной К-фотометрией и оценками водородной массы.
Соотношение (4) было использовано нами для определения К -светимости ультраплоских галактик в таблице 1 по величине Ут в тех случаях, когда отсутствовали данные 2MASS обзора.
МакГаух [27, 28] неоднократно обращал внимание на то, что более определенный физический смысл имеет соотношение между амплитудой кривой вращения Ут и полной барионной массой галактики, Мьагу = М* + Мёа8. С учетом поправки за обилие гелия Мёа8 = 1.33 х Мн I и соотношения М*/Ьк = 1Мо/Ьо [24] мы получаем выражение
^(Мёаз /М *) = 0.4(К5 — т21 + 2.86), (5)
из которого следует, что при т21 < К + 86 масса газовой компоненты галактики превышает ее звездную массу. Такие объекты составляют более 40% как в таблице 1, так и в таблице 2. Барионная
Таблица 2. Ультраплоские галактики с К8-фотометрией по Далкантон и Бернштейн
14 Туре (а/Ъ)в (а/Ъ)я Ут±а в 27 К22 ± 0" Е{В — V) ЫЬК) т21
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (П)
73 5287 Бёт 12.4 9.9 66±3 17.52 15.42 ±0.27 0.053 8.87 16.94
267 16186 Б(1 11.0 9.1 - 17.72 12.86± 0.07 0.049 10.86 -
415 11430 Б(1 11.4 10.0 146± 5 17.20 13.33±0.16 0.051 10.38 16.69
430 5620 Бсс! 10.1 11.0 106± 4 17.19 13.39 ±0.07 0.112 9.74 16.63
500 4316 Б(1 11.2 8.9 84 ±6 17.94 14.10± 0.12 0.201 9.24 16.08
676 7619 Б(1 15.1 13.1 - 17.71 13.50 ± 0.11 0.126 9.96 -
769 6101 Б(1 13.9 10.5 160± 5 16.15 11.36± 0.14 0.234 10.64 14.97
1587 4329 Б(1 11.0 9.6 83 ± 3 17.02 13.91 ±0.22 0.038 9.30 16.74
1672 2156 Бсс! 11.8 8.6 97 ± 3 15.39 11.81 ±0.14 0.057 9.54 15.38
1761 3755 Б(1 17.1 14.9 131 ±3 15.33 11.41 ±0.12 0.010 10.17 14.89
2260 1598 Б(1 13.3 11.9 81 ± 3 15.16 12.04 ±0.37 0.023 9.18 15.54
2295 4240 Б(1 20.4 15.9 142± 5 15.72 11.52 ± 0.15 0.020 10.23 14.80
2928 2023 Б(1 14.8 13.0 62 ±2 15.24 12.53 ±0.93 0.051 9.19 15.20
3064 10387 Бсс! 10.9 9.7 228 ±8 16.64 12.54 ±0.28 0.042 10.60 16.04
3274 2781 Б(1 10.2 9.1 67 ±2 16.70 12.91 ±0.40 0.167 9.33 16.20
3385 4500 Бсс! 13.8 11.9 234 ±7 15.74 9.86 ± 1.4 0.294 10.98 14.75
3468 - Бсс! 10.2 8.6 - 17.94 12.57± 0.15 0.247 - -
3515 6008 Б(1 14.3 10.4 138± 10 16.89 12.27 =Ь 0.21 0.225 10.26 -
3516 - Бс 11.1 9.7 - 17.79 14.07± 0.14 0.169 - -
3549 - Бс 10.0 9.3 - 17.78 14.35 ±0.22 0.146 - -
3558 - Бс 12.3 9.1 - 18.59 13.59 ± 0.10 0.057 - -
3659 5563 Бсс! 11.2 8.7 80 ± 3 17.58 14.16± 1.13 0.100 9.42 16.07
3779 - Бсс! 11.7 8.7 - 18.17 13.67 ± 0.10 0.045 - -
3879 7827 Бсс! 10.6 10.2 79 ± 3 17.84 15.02 ± 0.16 0.067 9.37 17.06
4209 3865 Б(1 11.2 10.1 66±3 17.29 14.06± 0.12 0.089 9.15 16.68
версия зависимости Талли-Фишера для UF-га-лактик из таблицы 2 приведена на нижней панели рис. 4. Линейная регрессия для них имеет вид
^(МЬагу/Ие) = 2.78(±0.23) ^ Ут + 4.44(±0.47)
(6)
c дисперсией МЬагу) = 0.172. Более пологий наклон в соотношении (6) по сравнению с (3) и (4) обусловлен известным фактом, что карликовые спирали содержат гораздо больше газа на единицу
звездной массы, чем диски галактик высокой светимости.
Таблица 3 содержит сводку различных средних характеристик UF-галактик из выборок таблиц 1 и 2 с ошибками среднего. Как следует из этих данных, выборки имеют примерно одинаковую глубину (У^), морфологический состав, видимое отношение осей, амплитуду кривой вращения, К-светимость и показатель цвета (В — К), исправленный за Галактическое поглощение. Поэтому обе выбор-
9.5 10.0 10.5 log (М */Msun)
11.5 12.0
Параметр Галактики Галактики
табл. 2 табл. 1
V^kms"1 5100 ±620 5040 ±440
Туре 6.72 ±0.14 6.23 ±0.23
(а/Ъ)в 12.77 ±0.63 11.90 ±0.28
(a/b)R 10.90 ± 0.51 10.52 ±0.25
Vmax, kms"1 114 ±12 129 ± 13
lg(WL0) 9.76 ±0.15 10.03±0.13
(в - К) - Е[в_к) 3.33 ±0.16 3.54 ± 0.13
Ш21 - К 3.02 ±0.20 3.23 ±0.18
ки вполне могут рассматриваться как взятые из единой генеральной совокупности.
Распределение 30 пар «UF-галактика + спутник» по орбитальным и звездным массам представлено в логарифмической шкале на рис. 5 кружками. Распределение их числа по отношению ^(Могь/М*) показано на рис. 6. В области значений Могь/М* ~ 103—104 имеется шесть пар, состоящих из карликовых галактик, светимость которых слабее, чем у Большого Магелланового облака. Согласно [29] подобные ассоциации карликовых галактик являются несвязанными системами с
1 2 3
log(Morb/М *)
30 27 24 21 18
15 S« 12 9 6 3 0
Рис. 5. Соотношение между звездной массой и орбитальной оценкой массы для UF-галактик таблицы 1. Сплошная линия соответствует значению МоЛ/М* =30, а штриховая МотЪ/М* = 2000 для темного гало вокруг массивных спиралей и для ассоциаций карликовых галактик, соответственно.
Таблица 3. Средние параметры для двух выборок UF-галактик из таблиц 1 и 2
Рис. 6. Распределение 30 пар «UF-галактика+спутник» по отношению орбитальной массы к звездной массе.
формальным отношением вириальной массы к звездной массе примерно 2 х 103. Ближайший пример такой системы — карликовый квартет NGC3109+SexA+SexB+Antlia. На рис. 5 эти шесть пар выделены перечеркнутыми символами. Для остальных пар «UF-галактика + спутник» видна тенденция следовать соотношению Mhaio/М* ~ 30, найденному для ярчайших спиралей в близких группах [15]. В значительной степени дисперсия на этой диаграмме обусловлена эффектом проекции.
При наличии в выборке примеси фиктивных несвязанных пар наиболее устойчивой оценкой отношения Morb/M* является медианная оценка, которая составляет 49 или 32 в зависимости отуче-та или же игнорирования шести предполагаемых несвязанных пар.
Здесь следует отметить два фактора, содействующих снижению оценки Morb/M*. Определяя Morb, мы пренебрегали ошибками измерения лучевых скоростей галактик. При медианной разности скоростей в парах 87 км с-1 и медианной ошибке разности 34 км с-1 несмещенная оценка Morb оказывается меньше указанной в таблице 1 на 15%.
Вычисляя светимость сверхтонких галактик, мы игнорировали поправку за внутреннее поглощение света. Согласно [30] эта поправка зависит как от отношения осей галактики, так и от амплитуды кривой вращения:
Ab (int) = (1.54 + 2.54(lg Vm - 2.2)) lg(a/b). (7)
При указанных в таблице 3 средних амплитудах кривой вращения 114—129 км с-1 и средних видимых сжатиях 10.52—12.77 типичное
0
внутреннее поглощение в UF-галактиках составляет AK(int) = 0.083AB = 0m 10-0m 12 или AB (int) = 1™22-1™41. Учет внутреннего поглощения повышает звездную массу в среднем примерно на 11%. С принятием обеих поправок медианное отношение Morb/M* снижается до значений 36-24, в согласии с характерным отношением приблизительно 30 для массивных спиралей в близких группах.
Как следует из данных таблицы 3, средний морфологический тип UF-галактик по шкале де Во-кулера равен для двух подвыборок 6.5 ± 0.22. Согласно [17], этому типу соответствует средний истинный показатель цвета {Б — K)о = 2.85 ± 0.10. Сравнивая это значение со средним значением (Б — K) — Е(Б — K) в предпоследней строке таблицы 3, мы получаем средний наблюдаемый избыток цвета в UF-галактиках из-за внутреннего поглощения
Е(Б—K )int = 3.12(±0.10)—2.85(±0.10)=0.27±0.14
или же среднюю величину внутреннего поглощения AB(int) = Е(Б — K)/0.917 = 0.29 ± 0.15. Как видим, наблюдаемое поглощение в диске типичной ультраплоской галактики оказывается примерно в 4 раза меньше ожидаемого по соотношению (7). Это значимое различие может свидетельствовать о дефиците пылевой компоненты в UF-галактиках из-за особенностей их эволюции или же о неприменимости соотношения Верхейна [30] к очень тонким дискам галактик.
5. БЛИЖАЙШИЕ ПРЕДСТАВИТЕЛИ УЛЬТРАПЛОСКИХ галактик
Рассматривая случаи самых близких сверхтонких галактик, мы имеем возможность в деталях оценить особенности окружения, в котором они находятся. С этой целью мы выделили четыре UF-галактики с лучевыми скоростями относительно центроида Местной группы Vlg < 600 км с-1.
RFGC1462 = UGC4704. У этой изолированной галактики типа Sdm с лучевой скоростью Vlg = 584 км с-1 и видимой величиной Б = 15 ™0 имеется близкий карликовый спутник (Б = 17™2) на проекционном расстоянии 48 кпк с разностью скоростей AV = 8 км с-1. Помимо него, на расстоянии Rp = 574 кпк находится другой карликовый спутник (Б = 17™8) с разностью лучевых скоростей 18 км с-1, который мы не включили в таблицу 1 из-за большого проекционного расстояния.
RFGC1561 = UGC 5047. Спиральная галактика типа Sdm с видимой величиной Б = 16™0 и лучевой скоростью Vlg = 552 км с-1 имеет 17 соседей в пределах Rp = 750 кпк в интервале лучевых скоростей \ AV \< 500 км с-1. Некоторые галактики
в группе ярче самой UF-галактики, что делает некорректной оценку ее массы по орбитальным движениям соседей.
RFGC1700 = UGCA193. Карликовая спираль типа Sdm с лучевой скоростью Vlg = 426 км с-1 и видимой величиной B = 14™7. Имеет 16 соседей в указанном выше интервале Rp и | AV |. Эта UF-галактика является периферийным спутником массивной S0 галактики NGC 3115, расположенной на расстоянии D = 9.7 Мпк.
RFGC2246 = UGC7321. Одна из самых тонких галактик типа Sd c лучевой скоростью Vlg = 344 км с-1 и видимой величиной B = 14™ 1. Подсистема областей H II у нее имеет рекордно большое отношение осей: (a/b)Hn = 38 [35]. Галактика находится на далекой окраине скопления Virgo на расстоянии D = 17.2 Мпк в рассеянной группе с другими более яркими членами [36].
RFGC2937 = ESO274-01. Эта обособленная Scd-галактика с лучевой скоростью Vlg = 337 км с-1 и видимой величиной B = 11™7 не входит в список UF-галактик, поскольку находится на низкой галактической широте b = 9°. Отношение синих диаметров у нее составляет (а/Ь)в = 10.34, но отношение красных диаметров 8.18, что несколько меньше принятого нами [11] предела 8.5. Тем не менее эта «почти-UF» галактика интересна своим малым расстоянием, D = 3.1 ± 0.3 Мпк, измеренным с высокой точностью по вершине ветви красных гигантов [37]. На проекционном расстоянии от нее 160', или 144 кпк, находится более слабая Im-галактика ESO 223-09; разность их лучевых скоростей составляет AV = 64 кмс-1. По принятому нами критерию эту галактику следовало бы считать физическим спутником RFGC2937. Однако, расстояние ESO 223-09, D = 6.4 ± 0.6 Мпк, также измеренное по ветви красных гигантов [37], указывает на случайную оптическую близость этих галактик, разделенных пространственным расстоянием в 3.3 ± 0.7 Мпк. Наличие такой плоской галактики в сфере радиусом всего 3.1 Мпк вокруг Млечного Пути может свидетельствовать о значительном обилии тонких дисковых галактик в местной вселенной.
6. ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ
Изучение свойств сверхтонких спиральных галактик, видимых с ребра, не обладает пока необходимой систематичностью. Избранные UF-галактики наблюдались разными авторами в оптическом и радио диапазонах [4,26,38-41]. Высказывалось предположение [42], что экстремальная уплощенность UF-галактик вызвана
особенным строением их темного гало, в частности, высоким отношением массы гало к массе звездного диска. Однако представленные нами первые оценки отношения Morb/M* у сверхтонких галактик по движению их спутников не отличаются существенно от типичных значений Mhajo/M* ~ 30 для ярчайших спиралей типа M 31, M 81 в близких группах. Заметим, что примерно такие же отношения Morb/M* ~ 17—63 имеют изолированные спиральные и эллиптические галактики каталога 2MIG [43], которые расположены в областях низкой плотности числа галактик или же входят в состав диффузных облаков и филаментов. Для уточнения величины Morb/M* у сверхтонких галактик необходимы систематические поиски вокруг них карликовых спутников с измерением лучевых скоростей как в линии H I по типу обзора AGES [44], так и по оптическим спектрам. Как было отмечено выше, среди спутников UF-галактик преобладают карликовые BCD, Im-галактики, богатые газом и молодыми звездами, что делает их удобными объектами для измерения лучевой скорости. Представленный нами список 817 ультраплоских галактик [11] является подходящей основой для такой программы.
БЛАГОДАРНОСТИ
В работе были использованы базы данных NED (www.ned.ipac.caltech.edu) и HyperLeda (http://leda.univ-lyon1.fr). ИДК благодарит за поддержку Российский научный фонд (грант 14-02-00965).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. I. Karachentsev, Astron. J. 97, 1566(1989).
2. S. J. Kautsch, Publ. Astron. Soc. Pacific 121, 1297 (2009).
3. X. Shao, K. Disseau, Y. B. Yang, et al., Astron. and Astrophys. 579, A57 (2015).
4. L. D. Matthews and W. van Driel, Astron. and Astrophys. Suppl. 143,421 (2000).
5. I. D. Karachentsev, S. N. Mitronova, V. E. Karachentseva, et al., Astron. and Astrophys. 396,431 (2002).
6. S. J. Kautsch, J. S. Gallagher, and E. K. Grebel, Astronomische Nachrichten 330, 1056 (2009).
7. M. Kregel, P. C. van der Kruit, and K. C. Freeman, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 358, 503 (2005).
8. J. W. Goad and M. S. Roberts, Astrophys. J. 250, 79 (1981).
9. J. Kormendy, Secular Evolution in Disk Galaxies (2013), p. 1.
10. S. Sachdeva, D. A. Gadotti, K. Saha, and H. P. Singh, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 451, 2 (2015).
11. V. E. Karachentseva, Y. N. Kudrya, I. D. Karachentsev, et al., Astrophysical Bulletin 71, 1 (2016).
12. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, Y. N. Kudrya, et al., Bull. Spec. Astrophys. Obs. 47 (1999).
13. I. D. Karachentsev, E. I. Kaisina, and D. I. Makarov, Astron. J. 147, 13(2014).
14. I. D. Karachentsev and Y. N. Kudrya, Astronomische Nachrichten 336,409(2015).
15. I. D. Karachentsev and Y. N. Kudrya, Astron. J. 148, 50 (2014).
16. T. H. Jarrett, T. Chester, R. Cutri, et al., Astron. J. 119,2498 (2000).
17. T. H. Jarrett, T. Chester, R. Cutri, et al., Astron. J. 125, 525(2003).
18. I. D. Karachentsev, Dvojnye galaktiki (Double galaxies). (1987).
19. J. Binney and M. Merrifield, Galactic Astronomy (1998).
20. D. J. Schlegel, D. P. Finkbeiner, and M. Davis, Astrophys. J. 500, 525(1998).
21. J. Heidmann, N. Heidmann, and G. de Vaucouleurs, Mem. R. Astr. Soc. 75, 85 (1972).
22. Y. N. Kudrya, I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, and S. L. Parnovskii, Astronomy Letters 20,8(1994).
23. Y. N. Kudrya, V. E. Karachentseva, and I. D. Karachentsev, Astronomy Letters 23, 633 (1997).
24. E. F. Bell, D. H. McIntosh, N. Katz, and M. D. Weinberg, Astrophys. J. Suppl. 149, 289 (2003).
25. R. B. Tully and J. R. Fisher, Astron. and Astrophys. 54,661 (1977).
26. J. J. Dalcanton and R. A. Bernstein, Astron. J. 120, 203 (2000).
27. S.S. McGaugh, Astrophys. J. 632, 859 (2005).
28. S. S. McGaugh and J. M. Schombert, Astrophys. J. 802, 18(2015).
29. R. B. Tully, L. Rizzi, A. E. Dolphin, et al., Astron. J. 132,729(2006).
30. M. A. W. Verheijen, Astrophys. J. 563, 694 (2001).
31. L. D. Matthews, J. S. Gallaher, and W. van Driel, Astron. J. 118,2751(1999).
32. L. D. Matthews, Astron. J. 120, 1764 (2000).
33. J. M. Uson and L. D. Matthews, Astron. J. 125, 2455 (2003).
34. L. D. Matthews and K. Wood, Astrophys. J. 593, 721 (2003).
35. I. D. Karachentsev, S. S. Kaisin, and E. I. Kaisina, Astrophysics 58, 453 (2015).
36. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and H. M. Courtois, Astrophys. J. 743, 123(2011).
37. I. D. Karachentsev, R. B. Tully, A. Dolphin, et al., Astron. J. 133, 504 (2007).
38. W. K. Huchtmeier, I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, et al., Astron. and Astrophys. 435, 459 (2005).
39. D. I. Makarov, A. N. Burenkov, and N. V. Tyurina, Astronomy Letters 25, 706(1999).
40. D. I. Makarov, A. N. Burenkov, and N. V. Tyurina, Astronomy Letters 27, 213 (2001).
41. M. Kregel, P. C. van der Kruit, and W. J. G. de Blok, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 352, 768 (2004).
42. A. Banerjee and C. J. Jog, Monthly Notices Royal 44. R. F. Minchin, E. Momjian, R. Auld, et al., Astron. J.
Astron. Soc. 431,582(2013).
43. V. E. Karachentseva, I. D. Karachentsev, and
O. V. Melnyk, Astrophysical Bulletin 66,389(2011). 140, 1093(2010).
Ultra-Flat Galaxies Selected from RFGC Catalog. II. Orbital Estimates of Halo Masses
I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, and Yu. N. Kudrya
We used the Revised Flat Galaxy Catalog (RFGC) to select 817 ultra-flat (UF) edge-on disk galaxies with blue and red apparent axial ratios of (a/b)B > 10.0 and (a/b)R > 8.5. The sample covering the whole sky, except the Milky Way zone, contains 490 UF galaxies with measured radial velocities. Our inspection of the neighboring galaxies around them revealed only 30 companions with radial velocity difference of \ AV \< 500 kms-1 inside the projected separation of Rp < 250 kpc. Wherein, the wider area around the UF galaxy within Rp < 750 kpc contains no other neighbors brighter than the UF galaxy itself in the same velocity span. The resulting sample galaxies mostly belong to the morphological types Sc, Scd, Sd. They have a moderate rotation velocity curve amplitude of about 120 km s_1 and a moderate K-band luminosity of about 1010Lo. The median difference of radial velocities of their companions is 87 km s_1, yielding the median orbital mass estimate of about 5 x 1011Mo. Excluding six probable non-isolated pairs, we obtained a typical halo-mass-to-stellar-mass of UF galaxies of about 30, what is almost the same one as in the principal spiral galaxies, like M31 and M81 in the nearest groups. We also note that ultra-flat galaxies look two times less "dusty" than other spirals of the same luminosity.
Keywords: galaxies: spiral—galaxies
