1. Введение

Закон Хаббла утверждает, что для расстояний значительно меньше хаббловского радиуса, $cH^{-1}\sim(3\div6)\cdot10^3$ Мпк, расширение Вселенной приводит к тому, что скорость разбегания галактик cz пропорциональна расстоянию r до них:

 

cz = H₀r (1.1)

где H₀ -- постоянная Хаббла. Величина H₀ до недавнего времени оставалась неопределённой в интервале 50-100 км/с/Мпк, но за последние годы разброс значений, получаемых сторонниками длинной и короткой шкалы расстояний, существенно сократился, и с большой уверенностью можно считать, что она равна $H_0=70\pm10$ км/с/Мпк.

Для малых красных смещений, которые, как правило, изучаются в большинстве современных обзоров движений галактик, релятивистские эффекты несущественны и закон Хаббла является превосходной аппроксимацией. Однако хаббловский изотропный закон расширения справедлив только в идеализированной картине совершенно однородной Вселенной. В действительности наблюдаемые скорости галактик могут существенно отличаться от теоретических, что вынуждает модифицировать уравнение (1.1):

$$cz = H_0r + \left(\mbox{\boldmath$n$ },\mbox{\boldmath$V$ }(\... ...ldmath$r$ })-\mbox{\boldmath$V$ }(\mbox{\boldmath$o$ })\right)$$ (1.2)

где n -- единичный вектор в направлении на галактику, $\mbox{\boldmath$V$ }(\mbox{\boldmath$r$ })$ -- вектор пекулярной скорости в точке r и $\mbox{\boldmath$V$ }(\mbox{\boldmath$o$ })$ -- пекулярная скорость наблюдателя. Операция $(\mbox{\boldmath$a$ },\mbox{\boldmath$b$ })$ обозначает скалярное произведение векторов. Предположение, что наблюдаемая структура Вселенной сформировалась за счёт гравитационного увеличения малых флуктуаций в изначально однородном веществе, приводит к прямой связи между крупномасштабными неоднородностями в распределении вещества и крупномасштабным полем пекулярных скоростей. В линейном приближении она выражается уравнением [4, II.14]:

$$\mbox{\boldmath$V$ }(\mbox{\boldmath$r$ })=\frac{H_0f}{4\pi} ... ...$ })}{\vert\mbox{\boldmath$r'$ }-\mbox{\boldmath$r$ }\vert^3},$$ (1.3)

которое показывает, что в линейном случае пекулярная скорость пропорциональна гравитационному ускорению. В этом уравнении $\delta$ -- безразмерный контраст относительно средней плотности вещества $\rho_0$ во Вселенной:

$$\delta(\mbox{\boldmath$r$ })\equiv\frac{\rho(\mbox{\boldmath$r$ })-\rho_0}{\rho_0},$$ (1.4)

а хорошим приближением для функции f в общем случае может служить [96]:

$$f(\Omega_0,\Lambda)=\Omega_0^{0.6}+ \frac{\Omega_\Lambda}{70}\left(1+\frac{1}{2}\Omega_0\right),$$ (1.5)

где безразмерные параметры плотности вещества $\Omega_0$ и плотности энергии вакуума $\Omega_\Lambda$, связанной с космологической константой $\Lambda$, определяются из уравнений:

$$\rho_{\rm crit} \equiv \frac{3H_0^2}{8\pi G},$$ (1.6)

$$\Omega_0 \equiv \frac{\rho_0}{\rho_{\rm crit}},$$ (1.7)

$$\Omega_\Lambda \equiv \frac{\Lambda}{3H_0^2}.$$ (1.8)

Здесь $\rho_{\rm crit}$ -- критическая плотность Вселенной.

Существенное развитие за последние десятилетия методов определения расстояний до галактик независимо от красного смещения позволяет нам измерить поле пекулярных скоростей $\mbox{\boldmath$V$ }(\mbox{\boldmath$r$ })$. Анализ пекулярных движений галактик является ключевым методом для решения проблемы происхождения и эволюции крупномасштабной структуры Вселенной и позволяет наложить ограничения на космологические модели.

Tully & Fisher [147] обнаружили существование тесной корреляции между интегральной светимостью спиральных галактик и амплитудой внутреннего движения в них, определяемой по ширине эмиссионной линии нейтрального водорода 21 см. С тех пор соотношение Талли-Фишера стало эффективным инструментом для массового определения расстояний до спиральных галактик независимо от их лучевых скоростей. Аналогичное соотношение между глобальными параметрами было установлено Faber & Jackson [44] для эллиптических и линзовидных галактик. Применение этих зависимостей позволило оценивать пекулярные скорости S и Е галактик и тем самым исследовать поле нехаббловских движений галактик. Усилиями многих авторов [144,5,91] было установлено наличие в Местном сверхскоплении крупномасштабного потока галактик с характерной амплитудой $\sim300$ км/с, направленного к центру скопления в Virgo. За пределами Местного сверхскопления на масштабе 50 Мпк были обнаружены упорядоченные (коллективные) движения галактик в направлении ``Великого аттрактора'' в созвездии Centaurus с амплитудой $\sim200\div600$ км/с [41,103,109].

Однако вплоть до недавнего времени характер коллективных движений у самых близких галактик в окрестностях Местной группы оставался неизвестным. Причина такого пробела вызвана тем, что выборка галактик, ограниченная расстоянием 5-10 Мпк, состоит на 90% из карликовых галактик, для которых модули расстояния по зависимости Талли-Фишера определяются с большой погрешностью, $\sigma(m-M)\ge1.0^m$. Ситуация кардинально изменилась в 90-х годах. Во многом это было связано с изучением в Специальной астрофизической обсерватории РАН близких галактик с лучевыми скоростями V<500 км/с. В результате около 100 карликовых галактик были впервые разрешены на звезды. Для большинства из них были впервые определены фотометрические модули расстояния по светимости ярчайших голубых и красных сверхгигантов с погрешностью $\sigma(m-M)\simeq0.4^m$. Благодаря этому стало возможным исследовать поле скоростей в Местном объёме. Как подчеркивал Peebles [117,118,119], знание точно измеренных расстояний и радиальных скоростей близких галактик позволит нам экстраполировать их траектории в прошлое и, следовательно, делать выбор между разными сценариями формирования галактик. Такая задача представляется пока недостижимым идеалом, поскольку расстояния многих близких галактик либо неизвестны, либо оценены с низкой точностью.

 

 

Таблица: Параметры апекса по данным разных авторов

V	$l^\circ$	$b^\circ$	N	Глубина	Выборка
570	307	+9	400	3200-8000	E	[103]
455	299	+8	689	0-8000	E+S	[67]
689	343	+52	124	0-15000	скопления	[99]
200	295	+25	1289	0-6500	S	[52]
310	337	-15	374	1000-9200	S в 24 скопл.	[53]
630	260	-1	699	3000-14000	E,S в скопл.	[68]
370	305	+14	$\sim$3000	0-5000	Mark III	[29]
300	328	+7	983	0-18000	FGC	[78]

Сюрпризом современной наблюдательной космологии оказалось обнаружение коллективных движений галактик на масштабах $\sim100\div200$ Мпк. Первые модели, предполагавшие существование Великого Аттрактора (``Great Attractor'') в созвездиях Гидры-Центавра на расстоянии 40 Мпк, оказались непригодными, когда наблюдениям стал доступен объём пространства до 100 Мпк. В настоящее время нет единого мнения ни о величине и направлении коллективных движений галактик, ни о характерном пространственном масштабе этого явления. Параметры дипольного решения для крупномасштабного потока галактик, которые были получены разными авторами, приведены в таблице 1.1. Здесь V, $l^\circ$, $b^\circ$ -- величина и направление апекса в галактических координатах, N -- количество объектов в выборке, ``Глубина'' -- диапазон исследованных скоростей, ``Выборка'' -- тип объектов. Willick [153] и Mathewson et al. [108] показали, что спиральные галактики в сфере радиусом $\sim100$ Мпк имеют характерную скорость движения относительно системы отсчёта, связанной с реликтовым излучением, около 500 км/с. Согласно Lauer & Postman [98], совокупность богатых скоплений в том же объёме имеет амплитуду когерентных движений около 800 км/с, причем апекс этого потока лежит далеко в стороне от апекса для спиральных галактик, а амплитуда космического потока возрастает с увеличением масштаба. С другой стороны, Giovanelli et al. [51] приводят аргументы в пользу уменьшения амплитуды потока почти до нуля при достижении масштаба 100-200 Мпк. Последний результат как будто снимает противоречие между наблюдениями и основными моделями образования крупномасштабной структуры. Подробный обзор исследований поля пекулярных скоростей можно найти в работе Strauss & Willick [138]. Выходом из создавшейся ситуации может быть исследование и сравнение по возможности полных, однородных и независимых выборок галактик.

В связи со всем вышесказанным становится очевидной актуальность изучения поля пекулярных скоростей галактик как на малых, так и на больших масштабах.