3.4 Очень близкое поле скоростей

  

Рисунок: Бегущее локальное значение параметра Хаббла, соответствующее выборкам различной глубины.

Решая регрессионную задачу (3.2), мы определяли не только параметры апекса Солнца относительно ближайших k галактик, но также и текущую величину постоянной Хаббла H_k. Результат представлен в столбце H таблицы 3.1 и на рисунке 3.5. Зависимость H(R) обнаруживает всплеск до величины $\sim90$ км/с/Мпк на расстоянии $\sim2$ Мпк, затем плавный спуск к значению (70-65) км/с/Мпк на границе рассматриваемого объёма. Такое поведение локальной величины параметра Хаббла представляется неожиданным и ранее неизвестным. К примеру, de Vaucouleurs & Peters [34,35] отмечали постоянство величины H на интервале 6-36 Мпк. Bottinelli et al. [14] наоборот обнаружили, что H(R) возрастает на шкале $\sim20$ Мпк, но объяснили это как влияние селекционных эффектов (Malmquist bias). Tully [145] и Giraud [55] нашли возрастание H от $\sim63$ до 90 км/с/Мпк в диапазоне расстояний 7-30 Мпк и интерпретировали это как реальный феномен, вызванный торможением хаббловского расширения массивным Местным Облаком галактик, на краю которого мы находимся. Более того, притяжение Местной группы также должно приводить к возрастанию H(R), заметному на расстояниях $R=1\div2$ Мпк [127]. Таким образом, наблюдаемый ход H(R) на рисунке 3.5 выглядит загадочным.

Тем не менее, как следует из данных таблицы 3.1, основной вклад в пик H(R) дают галактики из двух групп: IC 342+Maffei (четыре галактики) и Sculptor (три члена). Случай систематических ошибок в оценках расстояний до этих галактик можно рассматривать как вероятную причину пика в H(R). Возможное объяснение укороченной шкалы времени H^-1 внутри объёма R<3 Мпк можно найти в ``Local Big Bang'' сценарии, предложенном Zheng et al. [160] и Valtonen et al. [150]. Заметим, что пик на рисунке 3.5 становится меньше и уже, если галактоцентрическое расстояние заменить на расстояние, отсчитываемое от центра масс системы Milky Way и M 31.

И наконец, мы должны помнить, что наша выборка была ограничена по условию V₀<500 км/с. В ограниченной по скоростям выборке галактик, ранжированной по измеренным расстояниям, ошибки измерений приводят к систематическому смещению, которое ответственно за падение зависимости H(R) на шкале R>5 Мпк.

  

Рисунок: Местное поле пекулярных радиальных скоростей в декартовых сверхгалактических координатах.

Помимо отмеченного отклонения от идеального равномерного хаббловского расширения в радиальном направлении, местное поле скоростей обнаруживает также признаки угловой анизотропии. Принимая для галактик рассматриваемого Местного объёма медианный апекс Солнца:

$$\{l_{\odot}=91^\circ,\,b_{\odot}=0^\circ,\,V_{\odot}=334\,\mbox{км/с}\},$$ (3.5)

и учитывая тренд H(R), мы вычислили для каждой галактики пекулярную лучевую скорость $V_{\rm pec}$ относительно сопутствующей системы отсчёта, а также дисперсию пекулярных скоростей $\sigma_V^2$ в пределах сферы радиуса R. Эти величины представлены в двух последних колонках таблицы 3.1. Распределение пекулярных лучевых скоростей у 103 галактик показано на рисунке 3.6 в декартовых сверхгалактических координатах.

Как было заподозрено Караченцевым [72], галактики, удаленные от плоскости Местного Сверхскопления, имеют преимущественно отрицательные пекулярные скорости. Новые измерения расстояний у галактик с $\vert Z_{\rm SG}\vert>1$ Мпк подтверждают этот эффект: из 20-и таких галактик только 4 лежат в области с $V_{\rm pec}>0$, причем 3 из них являются членами группы M 101. В среднем эффект торможения галактик перпендикулярно сверхгалактической плоскости выражается регрессией (в км/с):

$$\left\langle V_{\rm pec}\right\rangle=-(18\pm5)\left\vert Z_{\rm SG}\right\vert$$ (3.6)

Распределение пекулярных скоростей в сверхгалактической плоскости также показывает признаки анизотропии: направление на центр Местного Сверхскопления (ось `` $+Y_{\rm SG}$'') характеризуется преобладанием отрицательных пекулярных скоростей. На шкале $\sim30$ Мпк эта особенность уже была отмечена de Vaucouleurs & Bollinger [33] и de Vaucouleurs & Peters [36]. Используя выборку 500 галактик, последние авторы построили карты хаббловского параметра в сверхгалактической плоскости и обнаружили область пониженных значений $H\simeq70$ км/с/Мпк, при среднем $H\simeq100$ км/с/Мпк, в направлении $l_{\rm SG}\simeq90^\circ$ (к Virgo). Направление и амплитуда этого эффекта хорошо согласуются с нашими данными, несмотря на различие в исследованных масштабах.

Угловая анизотропия поля лучевых скоростей получила название ``Local Velocity Anomaly''. Её природа была предметом обсуждения разных авторов. Giraud [55] объясняет происхождение аномалии гравитационным торможением галактик внутри Местного Облака. Han & Mould [59] видят причину этого в отталкивании окружающих нас галактик от зоны Местной Пустоты (Local Void), занимающей область { $l<90^\circ$, $\vert b\vert<60^\circ$}. Tully et al. [149] связывают явление ``Local Velocity Anomaly'' с существованием дискретных облаков: Coma+Sculptor и Leo Spur, которые сближаются друг с другом со скоростью $\sim200$ км/с.

 Мы хотим подчеркнуть здесь удивительное постоянство дисперсии пекулярных скоростей независимо от радиуса сферы, внутри которой $\sigma_V^2$ вычисляется. Как видно из столбца $\sigma _V$ таблицы 3.1 и рисунка 3.2, относительная вариация $\sigma _V$ за пределами Местной группы не превышает 3%. Даже переход через сферу нулевой скорости Местной группы (R₀=1.5 Мпк) также не приводит к скачку на зависимости $\sigma_V(R)$. Более того, дисперсия пекулярных лучевых скоростей оказывается практически одинаковой как для гигантских ( ${\cal M}>3\times10^{11}{\cal M}_\odot$), так и для карликовых ( ${\cal M}<3\times10^7{\cal M}_\odot$) галактик. Температура ``газа'' галактик, характеризуемая величиной $\sigma_V=(72\pm2)$ км/с, выглядит неким универсальным параметром, вероятно связанным с условиями формирования мелкомасштабной структуры, наблюдаемой во Вселенной.