4.3 Местное поле скоростей и
анизотропия хаббловского потока

  

Рисунок: Распределение галактик Местного объёма на небе в экваториальных координатах. Галактики с отрицательными и положительными пекулярными скоростями обозначены, соответственно, чёрными и светлыми кружками. Квадрупольный эффект анизотропии показан линиями постоянной величины параметра Н от 50 до 80 км/с/Мпк.

Отношение лучевой скорости галактики, исправленной за движение к апексу, к её расстоянию можно рассматривать как индивидуальную оценку параметра Хаббла, H_i=V_i/D_i. Распределение величин H_i по небу в экваториальных координатах представлено на рисунке 4.2. Галактики с величинами H_i больше или меньше среднего показаны, соответственно, светлыми и чёрными кружками. Звездочкой отмечено направление на центр скопления в Virgo. Рисунок 4.2 обнаруживает значительные вариации H_i от одной области неба к другой, которые указывают на анизотропный характер местного поля скоростей.

Для описания анизотропного поля скоростей у близких галактик мы использовали следующую модель. Радиальная скорость галактики V представлялась соотношением

$$V=10^{0.2(\mu-25)} n^T Hn - n^TV_{\odot},$$ (4.1)

где $\mu$ -- модуль расстояния галактики, H -- симметричный (H_ij= H_ji) тензор локальной величины параметра Хаббла, n -- единичный вектор, указывающий направление на галактику, а $V_\odot$ -- вектор скорости Солнца относительно цетроида Местной группы. Наблюдаемая (гелиоцентрическая) скорость галактики $V_{\rm h}$и измеряемый модуль расстояния $\mu_0$ выражались как:

$$V_{\rm h}=V+\epsilon_v,\;\; \mu_0=\mu+\epsilon_{\mu},$$ (4.2)

где случайные ошибки измерения скорости (включая вириальные движения) и модуля расстояния считались взаимно независимыми с параметрами:

$$E(\epsilon_v)=0,\;\; E=(\epsilon_v^2)=\sigma^2_v,\;\; E(\eps... ...\mu})=\sigma^2_{\mu},\;\; E(\epsilon_v\cdot\epsilon_{\mu})=0.$$ (4.3)

Значения тензора H_ij и компоненты вектора движения Солнца определялись методом наименьших квадратов из условия:

$$\min\left\{\sum(\epsilon_v/\sigma_v)^2+\sum(\epsilon_{\mu}/\sigma_{\mu})^2\right\}.$$ (4.4)

При этом мы игнорировали отклонения, превышающие $4\sigma$, и исключали несущественные предикторы на уровне значимости 95%. (Всего было отброшено четыре галактики: K 61, K 63, K 73 и NGC 5237, входящие в близкие группы вокруг М 81 и Centaurus A). Принимая для двух параметров в уравнении (4.4) значения $\sigma_v=80$ км/с и $\sigma_{\mu}=0.4^m$, мы получили величину и направление апекса Солнца относительно галактик Местного объёма:

$$V_a=(325\pm11)\;{\rm км/с},\;\; l_a=(95\pm2)^\circ,\;\; b_a=-(4\pm1)^\circ,$$ (4.5)

что в пределах $1\sigma$-ошибок согласуется с прежними параметрами апекса, полученного в разделе 3.3. Для компонентов тензора H_ij в сверхгалактических декартовых координатах нами получены следующие значения:

$$H_{xx}=71\pm3,\;\; H_{yy}=73\pm3,\;\; H_{zz}=48\pm5,\;\; H_{xy}=-10\pm3,$$ (4.6)

где сами значения и их стандартные отклонения выражены в км/с/Мпк, а компоненты, незначимые на уровне 95%, опущены. Таким образом, эллипсоид, характеризующий анизотропию местного хаббловского потока, имеет главные оси:

$$H_{\alpha}=81\pm3,\;\; H_{\beta}=62\pm3,\;\; H_{\gamma}=48\pm5,$$ (4.7)

с направлением большой оси ( $l_{\alpha}=310^\circ$, $b_{\alpha}=49^\circ$) в галактических координатах. Построенные для этого решения ``изохабблы'' показаны на рисунке 4.2. Один из ``горячих'' полюсов располагается в созвездии Pisces, другой -- в южной части созвездия Virgo на расстоянии $29^\circ$ от направления на центр Местного сверхскопления.

  

Рисунок: Зависимость параметров апекса Солнца (три верхних панели), дисперсии лучевых скоростей $\sigma _V$ и главных значений тензора H_ijот внешнего радиуса Местного объёма.

  

Рисунок: Зависимость тех же параметров, что и на рисунке 4.3, от внутреннего радиуса Местного объёма.

Чтобы проверить устойчивость полученного решения, мы повторили вычисления, варьируя положение радиуса внешней границы Местного объёма при одинаковом $D_{\min}=1.5$ Мпк. Результаты представлены на рисунке 4.3. Как следует из этих данных, параметры апекса Солнца (5) мало зависят от изменения $D_{\max}$в диапазоне от 5 до 10 Мпк. Соотношение осей эллипсоида $H_{\alpha}: H_{\beta}:H_{\gamma}$ также остаётся приблизительно постоянным, хотя и наблюдается слабая тенденция к вытягиванию ``фасолины'' анизотропии с ростом $D_{\max}$. Дисперсия пекулярных лучевых скоростей галактик $\sigma _V$ обнаруживает плавный подъем от 75 до 85 км/с при $D_{\max}>8$ Мпк, что, вероятно, вызвано ограничением галактик выборки по максимальной лучевой скорости $V_{\rm LG}<500$ км/с. Аналогичным образом рисунок 4.4 показывает вариацию основных параметров решения с изменением радиуса внутренней границы объёма $D_{\min}$ при постоянном $D_{\max}=8.0$ Мпк. Эти данные показывают, что на рубеже $D_{\min}=2.1$ Мпк зависимости у большинства параметров испытывают заметный скачок. Такое поведение может быть обусловлено галактиками группы Maffei/IC 342, расстояния до которых измерены с невысокой точностью из-за сильного галактического поглощения. В целом наблюдается тенденция возрастания локальной величины параметра Хаббла на $\sim10$% при вариации $D_{\min}$ от 1.0 до 2.5 Мпк.

  

Рисунок: Эффект анизотропии местного поля скоростей в сверхгалактических координатах. Линии постоянной величины параметра Хаббла такие же, как и на рисунке 4.2. Положение центра скопления Virgo отмечено звёздочкой.

Как было отмечено выше, в сверхгалактической системе координат недиагональные компоненты тензора H_ij относительно невелики. Это указывает на то, что природа локальной анизотропии поля скоростей связана с Местным сверхскоплением. Карта квадрупольной анизотропии в сверхгалактических координатах, обрисованная ``изохабблами'', представлена на рисунке 4.5. Положение центра скопления Virgo указано звёздочкой. Как видно из этих данных, ``горячие'' полюса с H>80 км/с/Мпк располагаются вдоль экватора сверхскопления с той точностью ( $\sim2^\circ$), с которой известно положение на небе сверхгалактической плоскости.

В моделях нелинейного сферически симметричного торможения галактик скоплением Virgo [91,134] картина отклонения лучевых скоростей галактик от идеального хаббловского потока должна зависеть симметричным образом от углового расстояния галактики $\phi$ относительно направления на центр Virgo. Согласно Kraan-Korteweg [91], для галактик с идеальной хаббловской скоростью V=500 км/с, расположенных в двух конусах: $\phi<28^\circ$ и $\phi>132^\circ$ (на Virgo и анти-Virgo), должны наблюдаться избыточные лучевые скорости. В промежуточной зоне ( $28^\circ<\phi<132^\circ)$, охватывающей области сверхгалактических полюсов, наблюдаемые скорости ожидаются меньше идеальных хаббловских. Максимальная амплитуда анизотропии параметра H при V=500 км/с составляет $\pm16$%, а средняя амплитуда по всему Местному объёму -- менее 10%.

В самых общих чертах наблюдаемый эффект квадрупольной анизотропии у близких галактик сходен с ожидаемым в модели Virgocentric flow [91]. Основные различия заключаются в том, что наблюдаемая амплитуда анизотропии больше ожидаемой в 2-3 раза, а положение большой оси эллипсоида H_ijотклоняется на $(29\pm5)^\circ$ от направления на центр Virgo. Указания на эту особенность (как местную аномалию скорости) были получены ещё de Vaucouleurs & Peters в 1985 [36]. Необходимо отметить, что квадрупольная анизотропия скоростей может возникать при дифференциальном вращении Местного сверхскопления. Эту идею ещё в 50-х годах высказывали Огородников [3] и de Vaucouleurs [30]. В случае чистого вращения (без падения на центр Virgo) ожидаемое направление большой оси эллипсоида пекулярных скоростей будет составлять угол $\phi=45^\circ$ с направлением на центр сверхскопления. Поскольку наблюдаемое удаление горячего полюса от центра Virgo составляет $29^\circ$, можно предположить, что пекулярные движения близких галактик отражают сумму двух глобальных эффектов: дифференциального сжатия и вращения Местного сверхскопления. Однако существующие сценарии образования галактик и их систем не предсказывают наличия громадного момента вращения на масштабе сверхскоплений галактик.