星系团Abell2199的动力学子结构

星系团Abell 2199的动力学子结构

李 峰， 袁启荣

（南京师范大学物理科学与技术学院，210097，南京）

[摘要]  近年来Sloan巡天的光谱观测使近邻富星系团Abell 2199的成员星系数目增加了近两倍。基于该星系团1.5 h^－1Mpc范围内的366颗成员星系的位置和红移信息，我们对其动力学结构进行了分析。我们计算出中心cD星系的本动速度为189±45 km s^-1，说明cD星系在星系团完全维力化之前就形成了。从这些星系的空间分布和局域视向速度分布中,我们发现了三个明显的子团。这些子团的并合现象表明，星系团Abell 2199远未达到动力学平衡状态,从而支持了星系团形成的等级模型。

[关键词]  星系团，cD星系，动力学子结构

[中图分类号] [文献标识码] [文章编号]

0 引言

作为宇宙中较大的引力束缚系统，人们对星系团的关注越来越多^[1-2]。根据宇宙大尺度结构的等级模型理论，大的星系团是由诸多较小的星系团并合形成。由于邻近富星系团Abell 2199（z＝0.030）的中心主导星系NGC 6166是一颗巨椭圆星系（简称cD星系），并且其周围存在红移相近的星系团（如Abell 2197）、射电源（如3C 338）和一些X-ray辐射源(如NRGs 396，NRGs388和NRGs385)，因此Abell 2199一直是进行近邻星系团的多波段观测的重要目标^[3-6]。总的来说，针对Abell 2199的观测研究主要分为两类：一类是根据该星系团在某波段的观测特征，探讨该星系团的整体结构或者与周围星系团的动力学演化过程^[3-8]；另一类则重点分析其小尺度核区（r <100 kpc）的动力学演化性质与其中心cD星系NGC 6166之间的演化联系^[9-11]。

星系团Abell 2199的空间结构和视向速度分布最早被Zabludoff等人^[7]研究，当时在一个Abell特征半径（即1.5 h^-1Mpc）内只发现了71颗亮于16.0星等的成员星系。Oegerle和Hill近年来对25个近邻cD星系团（z<0.095）进行了光谱巡天，旨在测量这些星系团中心的cD星系相对于星系团整体的本动速度^[8,10]。其中，他们将Abell 2199的成员星系数目增加到139颗，测得该星系团的中心cD星系具有最大的相对本动速度，这意味着该星系团尚未达到动力学平衡，且中心cD星系在子团并合时期已经形成了^[4]。值得关注的是，刚刚释放的Sloan 数字巡天（Sloan Digital Sky Survey, 简称SDSS）观测资料完全覆盖了星系团Abell 2199, 贡献了大量r < 17.77（此处的r指的是Sloan巡天中u、g、r、i、z五个波段中的r波段的视星等）的星系的视向速度信息^[12], 使得在距离cD星系1.5 h^-1Mpc的范围内的成员星系数目达到了366颗。该成员星系样本在r波段的绝对星等M_r 亮于 -17.75的范围内具有较高的完备性（>92%）, 非常适合于星系团动力学方面的研究。

模型是,和，该星系团对应的距离模数是35.53,其空间比例尺为

1 成员星系的速度分布

由于SDSS的最新数据已经被河外数据库NED（NASA/IPAC Extragalactic Database）所收录，因此我们从NED中获取了Abell 2199中心位置（，，J2000.0）附近59.13 arcmin（对应于~1.5 h^-1 Mpc）天区范围内的所有河外源的信息，扣除其中没有红移信息的河外源以及74颗类星体，我们获得了590颗星系的样本。图1给出了这590颗已知红移的星系样本的视向速度分布直方图，我们发现有366颗星系（约占62％）的视向速度集中在6000 km s^-1 < cz < 12000 km s^-1的范围内。这些星系应该属于星系团Abell 2199的成员，该样本中来自北面～1.3º邻居星系团Abell 2197（z=0.0308）的混淆基本上可以忽略不计（参见文[4]中图2）。

位置（相当于中心值）和尺度(相当于弥散度)分别为

40 km s^-1和

其最佳高斯拟合的中心值和速度弥散分别是

和

的视向速度为

 km s^-1,

图1. 与cD星系的投影距离小于59.13角分的590颗已知红移的星系样本的视向速度分布直方图（大窗口）；

视向速度集中在6000 km s^-1 < cz < 12000 km s^-1范围内的366颗星系的视向速度分布直方图（小窗口）。

2 动力学子结构

根据星系并合理论^[14]，由于星系团Abell 2199的cD星系具有显著的本动速度，而且星系团的整体速度分布严重偏离高斯分布，这说明该cD星系在星系团尚未达到维力化之前已经形成，而且该cD星系应该处在某子团的引力势阱中心，并且与其他的子团正在相互并合。从图1的速度分布图可以发现，视向速度处在8800 km s^-1左右的成员星系数目相对高斯分布有显著的超出。为了更好地研究该星系团的动力学子结构，我们在图2中给出了这些成员星系的空间分布以及面密度的等强度图，图中我们采用了宽度为2.5 角分的高斯平滑窗，面密度轮廓对应的值为0.05, 0.09, 0.13, 0.17, 0.21和0.25 arcmin^-2。从图2我们可看到，星系的二维分布并非球对称，其面密度梯度沿东北方向较小，且距中心区域东北方向较远处（约32角分）有明显的面密度子结构。

为了探讨这366颗成员星系在速度空间的子结构，我们采用文[15]中的-test方法来量化速度分布的局域变化。该方法中定义了统计量

，

其中n 、N分别是局域星系数和星系团中的成员星系总数，是K-S（Kolmogorov-Smirnov）统计检验中大于其观测值的概率。越大，表明邻居数目为n的局域速度分布与整体速度分布的差异程度越大。为了定量描述这种差异的显著度水平，我们用蒙特卡洛法模拟出1000组成员星系样本，每组样本中含有366颗星系，其空间位置与真实星系分布一致，只是每颗星系的视向速度被随机分配，但样本的总体速度分布和观测分布（见图1）一致。图3给出局域星系数目n = 6时的泡泡图（bubble plot），泡的中心正是该星系的位置，泡直径正比于-log[P_ks(D>D_obs)]，因而越大的泡表示该星系处的局域视向速度分布与整体速度分布之间的差别越大。随后的蒙特卡洛模拟表明，当局域星系取3 < n < 18时，在随机产生的1000组星系样本中没有发现一组样本的统计量大于真实样本的统计值, 这说明星系团Abell 2199的局域速度分布和星系团整体有非常显著的差异，即该星系团的动力学演化远远没有达到完全的维力化。

图2．366颗成员星系的空间分布面密度等强度图。采用的高斯平滑窗宽度为2.5arcmin。

   图3．显示局域速度分布与整体速度分布偏离程度的泡泡图。局域星系数目取6。

从图3中可以发现，在 投影平面上相对中心位置北偏东约、距离8.0角分的A处，在北偏东约、距离15.2角分的B 处，以及在北偏东约、离中心位置约30.5角分的C处有明显的泡泡成团现象，而且每个成团区域含有至少10颗星系。我们提取出A、B、C三处的成员星系分别进行视向速度分析，发现这三处的星系的确构成了显著的动力学子结构。表1列出了各个子团的成员星系名称、位置和视向速度信息。A、C两个子团的视向速度的中心位置（C_BI）分别为和km s^-1，明显小于星系团整体的速度中心40 km s^-1，更小于团中心cD星系的视向速度20 km s^-1，而B团的视向速度的中心值则高达km s^－1。这些动力学子结构表明该星系团仍处在子团并合阶段，远远没有达到动力学平衡。

3 讨论

应该指出，本文第一次从光学观测上揭示了Abell 2199的动力学子结构，而且这些子团的空间分布和动力学图像正好与近年来对星系团Abell 2199的X-ray观测研究相吻合。天文卫星ROSAT的PSPC数据给出了Abell 2199天区的X-ray图像，图像清楚地显示了团内气体沿东北-西南方向的延展^[3]。Rines等选择的大天区对Abell 2199及周围的星系团进行了研究，表明Abell 2199和Abell 2197及X-ray群（NRGs 396，NRGs388和NRGs385）沿东北-西南方向大致在一条直线上，这种直线排列也许是巧合，但或许揭示了星系或暗物质线性排列的存在^[5] 。

这些子团的存在恰好和中心cD星系本地速度显著的发现相一致，从另一个方面支持了该星系团正处在剧烈的动力学演化阶段。由于子团A和B在投影平面上靠得很近，但它们的视向速度相差约1100 km s^－1，在真实的三维空间中重叠在一起的概率非常小。假如这些子团正在向星系团中心聚集，那么子团A、C应该比子团B距离观测者近些。

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Dynamical substructures of galaxy cluster Abell 2199

Li Feng , Yuan Qirong

(School of Physical Science and Technology , Nanjing Normal University , 210097 , Nanjing , PRC）

Abstract:  The spectroscopy by the recent Sloan Digital Sky Survey triples the number of member galaxies in the nearby rich cluster of galaxies Abell 2199. Based on the position and redshift information of 366 member galaxies within 1.5 h^－1Mpc, the dynamical structure of this cluster is analyzed. The peculiar velocity of the central cD galaxy is estimated as 189±45 km s^-1, indicating that the cD galaxy was formed before the complete virialization. From the spatial distribution and localized velocity variation, three subclusters are found. The merging picture of these subclusters suggests that the galaxy cluster Abell 2199 is far from the status of dynamical equilibrium, thus supports the hierachical model of cluster formation.

Keywords:  clusters of galaxies, cD galaxies, dynamical substructures

表1：子团A、B、C的成员星系的动力学数据

硕士论文选