Местная Группа Галактик

Местная Группа Галактик

---

Местная Группа Галактик

Игорь Дроздовский

"Обзоры неба показывают, что туманности разбросаны по одиночке и группами различной величины, вплоть до неожиданно больших скоплений. Мелкомасштабное распределение галактик похоже на распределение звезд в звездных системах. [...] Наша Галактика является членом типичной небольшой группы туманностей, которые выделяются на общем фоне. Известный члены "Местной Группы" являются наша Галактика с Магеллановыми Облаками -- двумя ее спутниками; M31 со спутниками M32 и NGC205; M33, NGC6822 и IC1613. Три туманности, NGC6946, IC10 и IC342, могут быть членами группы, но они столь слабы, что расстояние др них невозможно определить." Э.Хаббл, "Царство Туманностей" (1936) [E.Hubble, "The Realm of the Nebulae" (1936)].

M31 M32 M33 БМО ММО NGC6789 Динамика МГ

Местная Группа в цифрах

Число членов: около 40; Радиус половины массы:Rh=350 кпк; Поверхность нулевой скорости, которая отделяет МГ от поля, расширяющегося с "хаббловским потоком":Ro=1.18+-0.15 Мпк; Полная масса МГ: MLG=(2.3+-0.6)x1012 Msun; Полная светимость МГ:MV=-22.0: Масса/светимость:M/LV=44+-12Msun/Lsun Скорость Солнца по отношению к МГ: 306+-18 км/с, по направлению к апексу: l=99o+-5o и b=-4o+-4o; Дисперсия скоростей ее членов: 61+-8 км/с Функция светимостей в МГ имеет наклон: -1.1+-0.1 Данные взяты из ...

Местная Группа (МГ) - скопление галактик (всего более 40), к которому принадлежит наша Галактика. Эти галактики распределены в объеме диаметром около 3 Мпк Поскольку масса M31 в полтора раза больше массы нашей Галактики, центр масс МГ находится в направлении M31 на 2/3 расстояния до нее, т.е. в 0.48 Мпк от Галактики. Принадлежность к МГ очевидна не для всех галактик, но в то же время несомненно существуют еще не обнаруженные члены МГ. Термин был впервые использован Хабблом, во время первых определений расстояний до галактик и их красных смещений.

Среди членов МГ Млечный Путь и M31 -- наиболее массивные, доминирующие члены. Каждая из этих гигантских спиралей собрала вокруг себя системы спутниковых галактик. Рассмотрим их.

Подгруппа нашей Галактики

Система Млечный Путь содержит много карликовых галактик (62% из которых E+Sph), распределенных по всему небу, а именно: Sag DEG, LMC , SMC и карликовые галактики в созвездиях Ursa Minor, Draco, Carina, Sextans (dwarf), Sculptor, Fornax, Leo I и Leo II, и, возможно, Tucana dwarf.
В 1999 году была обнаружена новая карликовая сфероидальная галактика Cetus (Whiting, Hau & Irwin).

Подгруппа MW имеет линейный размер порядка 140 кпк, дисперсия лучевых скоростей галактик в ней -- 68 км/с.

• Как видно из Таблицы 1 карликовые диффузные (сфероидальные) галактики типа Sculptor dSphсоставляют более половины объектов подгруппы нашей Галактики.
• За исключением наиболее далеких карликовых галактик NGC 6822+SagittariusDIG и Tucana (которые могут быть несвязанными спутниками Галактики) все остальные галактики имеют приливной индекс > 0, т.е. являются гравитационно связанными, так что подгруппа занимает в пространстве объем, границы которого можно представить эллипсоидом с соотношением осей Z:Y:X=8:3:1. Вместе с облаками нейтрального водорода из Магелланова Потока эту структуру следовало бы называть полярным эллипсоидом, а не полярным кольцом.
• Сфероидальная карликовая галактика Лев-I на расстоянии 0.27 Мпк ( Lee et. al., 1993) имеет лучевую скорость +176 км/с (Zaritsky et. al., 1989) по отношению к центру Галактики, что значительно больше чем параболическая скорость 118 км/с. В соответствии со сценарием описанным в работе Byrd et.al. (1994) галактика Лев-I была выброшена из из окрестности M31, когда галактики M31 и Млечный Путь отдалились друг от друга.
• Распределение сфероидальных и иррегулярных спутников не показывает заметной сегрегации с расстоянием от нашей Галактики.
• Судя по средней лучевой скорости спутников +19±20 км/с, подгруппа Млечный Путь не испытывает значительного сжатия или расширения.

Подгруппа M31

Подгруппы Месной Группы

Система галактики туманность Андромеды, видимая извне, группируется вокруг ее главной галактики М31, содержащая ближайшие к ней галактики с большой поверхностной яркостью М32 и М110, а также более слабые и более далекие NGC147 и NGC185, очень слабые системы And I, And II, And III.
Летом 1998 года двумя группами наблюдателей (И.Д.Караченцев иВ.Е.Караченцева; T.Armandroff, J.Davies и G.Jacoby) были обнаружены по крайней мере еще 3 карликовые сфероидальные галактики -- возможно, далекие члены подгруппы M31 ( одна из этих галактик была независимо открыта обеими группами): Pegasus DEG (And VI), Cassiopea Dw и And V. Третьяя по величине галактика Местной Группы - M33 (Triangulum), которая может быть, а может и не быть далеким гравитационно связанным компаньоном M31, сама имеет карликовый спутник LGS 3.

• Спутники галактики в Андромеде формируют плоскую систему с соотношением осей 5:2:1. Ее большая полуось и большая (полярная) ось подгруппы Млечный Путь образуют угол около 57^o.
• Морфологическая сегрегация в подгруппе уверенно прослеживается. Все семь ближайших спутников M31 имеют типы E и Sph, в то время как на периферии обнаружены только спиральные и иррегулярные галактики.
• Как было отмечено Арпом (1982), распределение лучевых скоростей спутников M31 сильно асимметрично. При использовании нашего критерия членства галактик разница лучевых скоростей снижается по сравнению с Арпом до +46±29 км/с. Однако, если считать полную массу M31 больше; скажем к=3.0 вместо 2.5, то то в зону влияния M31 попадут и др. галактики (WLM, Pegasus и NGC 404), которые увеличивают асимметрию до +70 км/с.
• Ассиметрия лучевых скоростей значительно уменьшается, если рассматривать систему относительно центра массM31+M33. Это может служить доводом в пользу того, что главная масса этой подгруппы заключена в ее членах, а не распределена по всему объему группы.
• Число спутников, находящихся на Севере и на Юге от M31 несколько асимметрично. Если это вследствии поглощения излучения нашей Галактикой, то следует ждать открытия новых членов подгруппы вблизи галактики IC 10. Справедливость этого предположения была показана совсем недавно.

Галактики NGC3109, Antlia,Sextans A и Sextans B, по-видимому, формируют, отдельную подгруппу с V_r=+114+-12 км/с, которая располагается вне так называемого "нулевого расстояния Местной Группы" 1.7 Мпк от центроида Местной Группы (van den Bergh, 1999).

Другие члены не могут быть отнесены к какой-либо главной подгруппе и двигаются совершенно изолированно в гравитационном поле членов гигантских групп. Подструктуры в группе вероятно не стабильны. Наблюдения и расчеты дают основания полагать, что группы очень динамичны и изменялись в прошлом значительно: галактики вокруг большой эллиптической галактики Maffei 1 по всей видимости были когда-то членами группы нашей галактики.

Все вышесказанное показывает, что МГ не изолирована, а находиться в гравитационном взаимодействии и обмене членами с ближайшими окружающими группами галактик. Особенно заметно взаимодействие с:

• группой IC342/Maffei, которая кроме гигантской эллиптической галактики также содержит меньшую по размерам Maffei 2, и взаимодействует с комплексом вокруг IC 342. Сильно поглощается пылью, так как находится вблизи экваториальной плоскости Млечного Пути.
• группа Sculptor'a или группа Южного Полюса (с членами, находящимися вокруг Южного Галактического Полюса), в которой доминирует галактика NGC 253
• группа M81
• группа M83

Ниже вы можете видеть таблицу всех известных членов МГ галактик. В то время как позиции известны очень точно, расстояния для некоторых членов известны очень неопределенно, причем даже для наиболее выдающихся членов вроде М 31 и М33 разные источники дают разные значения. Имейте в виду, что данная таблица вскоре будет пересматриваться, так как новые данные (расстояния по наблюдениям спутника Hipparcos, открытие новых членов) требует переоценки наших знаний. Члены Местной Группы и ее близжайших окрестностей

Галактика	Альт. имя	RA (2000.0)	Dec (2000.0)	Тип	V_r	Расст.	Диам.	VBtot	AB
WLM	DDO221	00:01:58	-15:27:51	IB(s)m IV-V	- 116	950	11.5x4.0	11.03	0.09
IC 10	UGC192	00:20:24	+59:17:30	IBm?	-344	660	6.3x5.1	11.80
Cetus				dSph		775
NGC 147	DDO 3	00:33:12	+48:30:29	dE5 pec	-193	660	13.2x7.8	10.47	0.70
And III	A0032+36	00:35:17	+36:30:31	dSph		760	4.5x3.0	15.00	0.19
NGC 185	UGC396	00:38:58	+48:20:12	dE3 pec + Sy	-202	620	11.7x10.0	10.10	0.78
NGC205	M 110	00:40:22	+41:41:26	E5 pec	- 241	725	21.9x11.0	8.92	0.14
M32	NGC 221	00:42:42	+40:51:52	E2 (cE2)	-205	725	8.7x6.5	9.03	0.31
M31	NGC 224	00:42:44	+41:16:09	SA(s)b Liner	-300	725	190x60	4.36	0.10
And I	A0043+37	00:45:44	+38:00:23	dE3 pec ?		810	2.5x2.5	13.6	0.20
SMC	NGC292	00:52:45	-72:49:43	SB(s)m pec	+158	58	320x185	2.7	0.17
Scl dw Irr	E349-G31	00:08:13	-34:34:42	dIBm	+207		1.1x0.9	15.48
Scl dSph	E351-G30	01:00:09	-33:42:33	dE3 pec	+110	84	39.8x30.9	10.50
LGS 3	Psc dw	01:03:53	+21:53:05	dIr/dSph	-277	810	2x2	18.00	0.10
IC1613	DDO 8	01:04:54	+02:08:00	IAB(s)m V	-234	720	16.2x14.5	9.88	0.02
And V		01:10:17	+47:37:41	dSph		810
And II		01:16:11	+33:21:43	E?		680	3.6x2.52	13.5	0.14
M33	NGC 598	01:33:51	+30:39:37	SA(s)cd II-III	-179	795	70.8x41.7	6.27	0.18
Phe dw	E245-G07	01:51:06	-44:26:41	IAm	+56	417	4.9x4.1	13.07
For dw	E356-G04	02:39:59	-34:26:57	dE4	+53	140	17.0x12.6	9.04
LMC	E056-G115	05:23:34	-69:45:22	SB(s)m	+278	55	645x550	0.9	0.25
Car dw	E206-G220	06:41:37	-50:57:58	dE3	+229	100	23.4x15.5	22.14	0.10
Leo A	DDO 69	09:59:24	+30:44:42	IBm V	+20	690	5.1x3.1	12.92	0.07
Sex B	DDO 70	10:00:00	+05:19:42	Im+ IV-V	+301	1370	5.1x3.5	11.85	0.05
NGC 3109	DDO 236	10:03:07	-26:09:32	SB(s)m	+403	1260	19.1x3.7	10.39	0.14
Antlia	A1001-27	10:01.8*	-27:05*	dE3	+361	1320	1
Leo I	Regulus G.	10:08:27	+12:18:27	dE3	+168	270	9.8x7.4	11.8	0.09
Sex A	DDO 75	10:11:06	-04:42:28	IBm+ V	+324	1420	5.9x4.9	11.86	0.06
Sex dw		10:13:03	-01:36:53	dE3	+230	87			0.07
Leo II	DDO 93	11:13:29	+22:09:17	dE0 pec	+90	215	12.0x11.0	12.6	0.00
GR 8	DDO 155	12:58:39	+14:13:02	Im V	+214	1700	1.1x1.0	14.68	0.04
E269-G70		13:10.6*	-43:07*		-8
IC 4247		13:24.0*	-30:06*		+274
UMi dw	DDO 199	15:09:11	+67:12 :52	dE4	-209	60	30.2x19.1	11.9	0.04
Dra dw	DDO 208	17:20:19	+57:54:48	dE0 pec	-281	76	35.5x24.4	10.9	0.08
Млечный Путь		17:45.6	-28:56	SAB(s)bc I-II ?	0	10	30
SagDEG		18:55	-30:30	dE7		24
Sgr dw	SagDIG	19:29:59	-17:40:41	IB(s)m V	-77	1180	2.9x2.1	15.5	0.52
NGC6822	Barnard's	19:44:56	-14:48:05	IB(s)m IV-V	-57	540	15.5x13.5	9.31	0.86
Aqr dw	DDO 210	20:46:52	-12:50:53	Im V	-137	950	2.2x1.1	14.0	0.14
IC5152		22:02:42	-51:17:44	IAB(s)m IV	+124	950	5.2x3.2	11.06	0.00
Tuc dw		22:41:50	-64:25:11	dE5	+130	830	2.9x1.2	15.7	0.00
Cass DEG	And VII	23:26:31	+50:41:31	dSph		690	2.5x2.0	12.9	0.84
Peg DIG	DDO 216	23:28:34	+14:44:50	Im V	-183	760	5.0x2.7	13.21	0.09
Peg DEG	And VI	23:51:46	+24:34:57	dSph		780	4.0x2.0	14.5

Замечания к таблице:

RA, Dec:

Прямое восхождение и склонение для эпохи 2000.0 (* --для 1950.0)

Тип:

Классификация по типам из RC3

V_r:

Радиальная гелиоцентрическая скорость центра галактики

Дист:

Расстояние (в кпк) до нас.

• "WLM" - "Wolf-Lundmark-Melotte"
• "LGS" - "Local Group (suspected)" (LGS 3) - название, которое уже следовало бы переделать на "Local Group (member)" (LGM 3).
• "SagDEG" - "Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy" (открыта в 1994, также содержит M54)
• "SagDIG" - "Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy"

Ниже мы приводим список близких, но не являющихся по всей видимости членами МГ галактик поля (которые также не являются соседних с МГ групп, приведенных выше), в том же виде, что и верхняя таблица: Близкие галактики не являющиеся (?) членами МГ

Галактика	Альтерн.имя	RA	Dec	Тип	V_r	Расст.	Диам.	VBtot
NGC 404		01:09.4	+35:43	S0	+178	2000:
Argo dw		07:04.5*	-58:27*	Irr
2318-42		23:18.1*	-42:00*	Irr
UGCA438	UKS2323-326	23:26.5	-32:23	dIr	+62

Так как наша Галактика поглощает излучение части неба, до сих пор открывают галактики, с координатами на низких галактических широтах (т.е. вблизи экваториальной плоскости нашей Галактики, где поглощение пылью наиболее интенсивно). Другая часть открываемых галактик имеют экстремально низкую поверхностную яркость (Low Surface Brightness - LSB), так что только недавно с введением в наблюдательную астрофизику новых приборов стало возможно зарегистрировать их. Поэтому можно ожидать, что существует большее число галактик принадлежащих к МГ, свет которых либо настолько поглощается пылью или/и настолько экстремально слаб, что еще не поднимается выше предела яркости, который можно зарегистрировать современными телескопами.

http://www.astronet.ru/db/