Абай атындағы

 
 
208
Distribution function for projections of the double systems on the perspective plane was 
determined. Authors believe, the bare fact that, majority of the pairs is observed on the 
perspective plane may have influence on accuracy of evaluating the double galaxies mass. 
One of the conclusions of the article: correction factor for the projection effect used in 
evaluating the double systems virial mass should be decreased. 
 
Введение.
  С  обнаружением  темной  энергии  во  Вселенной  роль  темной  материи 
отодвинулась  на  второе  место.  Если  до  конца  ХХ  века  считалось,  что  основной 
движущейся силой динамического развития галактик и их скоплений является темная 
материя,  то  ускоренное  расширение  вещества  во  Вселенной,  оказывается,  связано  с 
темной  энергией,  способной  создать  анти-гравитацию [1, 2] и  это  антитяготение 
«перевешивает» тяготение на расстояниях, больших 1.3—1.5 Мпк [3-4]. Это значит, что 
в системах двойных галактик, где расстояние меньше чем 1 Мпк, основную роль играет 
темная материя.  
Еще  в 70-х  годах  прошлого  века  было  известно,  что  проблема  существования 
темной  материи  в  самых  простых  системах  малых  групп - двойных  галактиках - 
вызывает  особый  интерес  и  является  предметом  интенсивных  наблюдательных  и 
теоретических исследований, так как около 12% всех галактик входят в состав двойных 
[5]. Кроме того, эволюция галактик в тесных парах происходит более интенсивно, чем 
у  одиночных  галактик.  В  эволюции  галактик  вследствие  взаимной  близости большую 
роль играют приливные силы, динамическое трение. Они ускоряют звездообразование 
в тесных парах. Как и у звезд, случайные образования двойных галактик очень редки. 
Поэтому  есть  основание  полагать,  что  образование  двойных  галактик  происходило 
совместно  и  их  дальнейшая  эволюция  продолжалась  параллельными  путями. 
Возможно,  двойные  галактики  оказывают  заметное  влияние  на  ход  развития  более 
крупных систем - скоплений и сверхскоплений галактик в целом [6-8].  
Одним  из  эффективных  методов  оценки  (а  не  для  определения)  массы  систем 
кратных  галактик  является  изучение  каталогов  кратных  галактик.  При  составлении 
каталогов  не  определяется  степень  физической  связанности  систем,  даются  только 
наблюдательные  данные  о  взаимных  угловых  расстояниях,  лучевых  скоростях 
компонентов и другие характеристики галактик. Какие системы являются связанными, 
а  какие  случайно  близко  проецированными,  определяется  с  помощью  специальных 
критериев,  которые  основаны  на  вероятностном  подходе.  Одним  из  таких  критериев 
является обобщенный статистический критерий [9]. 
Каталог двойных галактик и статистический критерий. 
Критерии отбора двойных галактик в каталогах И.Д.Караченцева [6] и Э.Тернера 
[10] являются почти одинаковыми: расстояние между компонентами пары 
12
x
 должно 
быть  намного  меньше  расстояния  до  третьей  (
i
x
1
  и 
i
x
2
), «значимой»  по  массе, 
галактики, т.е. 
2
1
1
x
x
i
⋅
≥
η
 и 
2
1
2
x
x
i
⋅
≥
η
. В каталоге И.Д.Караченцева 
η
 принимает 
значения 5 и 10, а в каталоге Э.Тернера 
η
 = 5. Кроме этого общим условием для всех 
каталогов является малость углового расстояния между компонентами пары 
'
8
12
≤
x
.  
Применяемые  до  сих  пор  критерии  определения  физически  связанных  систем 
среди кратных галактик обычно требуют выполнения следующих условий:  
1) изолированность данной системы от галактик фона;  
2) близость лучевых скоростей ее компонентов, т.е. разность лучевых скоростей 
V
Δ
 должна быть меньше некоторой критической величины 
∝
Δ
V
.  

 
 
209
Разные  авторы  при  изучении  кратных  галактик  используют  различные, 
значительно отличающиеся друг от друга значения 
∝
ΔV
, их величина может лежать в 
пределах  от 300 до 1000 км/с.  Естественно,  такие  ограничения  могут  отбросить 
множество  двойных  галактик  из  ряда  физически  связанных  систем.  Поэтому 
обобщенный  статистический  критерий  является  более  справедливым  среди  известных 
критериев. 
Для  двойных  галактик  данный  критерий  определяет  вероятность  попадания  в 
область  К  только  рассматриваемых  двух  галактик  и  довольно  далекого  расположения 
от  них  третьей, «значимой»  по  массе,  галактики  (Рис.1).  Вероятность  попадания  в 
рассматриваемую  область    любых  двух  из N галактик,  расположенных  внутри  сферы 
радиуса 
a
R
,  вычисляется  по  формуле: 
2
)
1
(
)
1
(
−
−
⋅
⋅
−
=
N
B
B
N
P
,  где N – среднее 
число  галактик  внутри  сферы  радиуса   
a
R
  (принимается,  что  средняя  плотность 
галактик равна 
1
05
,
0
−
Mпк
), 
a
R
, 
i
R
 - расстояния от наблюдателя, соответственно, 
до далекой и близкой из галактик в паре, определенные по закону Хаббла:  
(
)
,
/
1
1
H
V
V
R
i
Δ
−
=
    
(
)
,
/
2
2
H
V
V
R
a
Δ
+
=
 
3
3
3
2
12
/
)
(
062
,
0
a
i
a
R
R
R
x
B
−
⋅
=
 - вероятность того, что вторая галактика попадает в 
область  К,  а  коэффициент 0,062 показывает  пространственную  ориентацию  пары  по 
отношению к наблюдателю.  
Далее по значению математического ожидания Е оценивается степень физической 
связанности двойной галактики. 
 
 
Сопоставляя  значения  математических  ожиданий  Е  систем  кратности n (из 
общего числа N наблюдаемых объектов) с данными наблюдений, можно сделать вывод 
о наличии или отсутствии физической связи компонентов рассматриваемой n-кратной 
системы  с  помощью  следующих    условий: 1) если  для  математических  ожиданий  Е 
числа оптических систем имеет место неравенство 
1
≤
E
, то кратная система является 
уверенно  физической  системой; 2) если  выполнено  условие  Е 
≥ N/n , то  кратная 
А
В
R
a
 
R
i
O
 
K
Рисунок 1. Пространство двойной галактики (К): ОА = R
a
 - 
расстояние до далекой компоненты, ОВ = R
i
 
- расстояние до 
близкой компоненты, x
12
- угловое расстояние между 
x
12
 

 
 
210
система является уверенно оптической; 3) если выполнено условие 1 < E < N/n, нельзя 
делать  уверенный  вывод  о  наличии  или  отсутствии  физической  связи  для 
рассматриваемой  кратной  системы.  В  этом  случае  группу  условно  можно  отнести  к 
«вероятно  физической»  или  «вероятно  оптической»,  в  зависимости  от  значения 
математического ожидания Е. 
Применение  статистического  критерия  для  изучения  каталога  двойных  галактик 
И.Д.Караченцева,  определение  физических  и  вероятно  физических  пар  каталога,  дает 
возможность  определить  наличие  скрытых  масс  в  двойных  системах  и  оценить,  если 
они имеются, величину скрытой массы в системе. 
Статистика взаимодействующих пар. 
Из 585 пар  каталога 310 показывают  следы  взаимодействий.  Почти  все 
иррегулярные  галактики (Sm) взаимодействуют  со  вторым  компонентом.  Возможно 
галактики  типа Sm образовались  после  тесного  взаимодействия  или  слияния  двух 
галактик? 
Количественный  состав  взаимодействующих  пар  по  типам  галактик  приведен  в 
таблице 1.  
 
Таблица 1. Количественный состав взаимодействующих пар по типам галактик. 
Типы галактик  
в парах 
Sa 
Sa 
Sa 
Sb 
Sa 
Sc 
Sb 
Sc 
Sc 
Sc
Sb 
Sb
Sa 
S0
Sb 
S0
Sc 
S0
Е 
S0
Sa
E 
Sb 
E 
Sc
 E
E  
E 
Sm 
Sa 
Sm 
Sb 
Sm
Sc 
Sm
Sm
Sm
E 
Количество пар  38 78 30 63 45 58 20 20 10 24 30 39 21 56  3  9  17 15 3 
Из них взаимо-
действующие 
 
21 
 
32 
 
20 
 
28 
 
31
 
28
 
9 
 
4 
 
5 
 
13
 
14
 
13
 
8 
 
36 
 
3 
 
8 
 
15 
 
13
 
1 
 
На  рисунке 2 показана  гистограмма  распределения  взаимодействующих  пар  в 
процентном  отношении (N%) в  зависимости  от  морфологического  типа  галактик  в 
паре, в которой тип взаимодействия между компонентами взят из каталога. 
 
 
 
E
 
E
 
E
E
 
E
 
Sa
 
Sa Sa
S
S
a 
S
b
S
b
S
c 
S
c 
S
m
S
m
S
m 
10
 
20
 
30
 
40
 
50
 
60
 
70
 
80
 
90
 
N%
 
0
 
Морфолог. 
тип пары
 
Рисунок 2. Распределение взаимодействующих пар в процентном 
отношении. По оси  абсцисс указан морфологический тип компонентов 
S
b

 
 
211
Примерно 50% спиральных (Sa, Sb, Sc), эллиптических  (Е)  и  чечевицеобразных 
(S0)  галактик  показывают  следы  взаимодействия.  Около 90% иррегулярных (Sm) 
галактик взаимодействуют с галактиками других типов, а 66% эллиптических галактик 
взаимодействуют  между  собой.  Кроме  того,  почти  у  всех  ЕЕ-галактик  имеется  общая 
«атмосфера» (Aam или Ash), что явно указывает на физическое взаимодействие между 
компонентами. У спиральных галактик преобладают взаимодействия типа D-1, D-2, Lb 
или Lbt. Такие  типы  взаимодействия  могут  иметь  место  при  близком  взаимном 
прохождении компонентов пар. 
Если  искажение  спиральной  структуры  компонентов  пары (D-1, D-2), наличие 
приливных  структур  в  виде  “хвостов” (Lt) или  перемычек (Lb) можно  объяснить 
действием  приливных  сил  при  случайном  близком  взаимном  прохождении  галактик 
пары,  то  наличие  общей  «атмосферы» (Aam) трудно  согласовать  с  их  случайным 
близким  взаимным  прохождением.  Оно  говорит  о  том,  что  галактики  совместно 
существуют и взаимодействуют друг с другом довольно долгое время. Такие двойные 
галактики существуют и среди оптических пар, например, пары с номерами 18 и 599. 
Этот факт указывает на то, что, возможно, имеются среди двойных галактик такие 
массивные, масса которых на два-три порядка выше звездной массы Местной группы. 
Возможно,  они  не  являются  такими  широкими,  как  Местная  группа,  но  имеют 
большую относительную скорость. 
Распределение пар галактик по проекциям.  
Одним  из  существенных  вопросов  при  изучении  динамики  двойных  галактик 
является характер относительных движений компонентов. Если орбитальное движение 
компонентов  близко  к  круговому,  то  относительная  скорость  компонентов  будет 
маленькой, а движение – более замедленным. Наоборот, более вытянутая орбита делает 
динамику  двойной  галактики  более  интенсивной,  относительную  скорость 
компонентов довольно большой.  
Сравнение  орбитальных  оценок  массы  с  суммой  индивидуальных  масс  двойных 
галактик  показывает,  что  наилучшее  согласие  орбитальных  и  индивидуальных  масс 
имеет место при е = 0.25, т.е. движение галактик в парах близки к круговым [11].  
К  альтернативному  выводу  пришли  Э.Тернер  и  др. [12]. Численные 
эксперименты,  проведенные  ими,  привели  к  заключению,  что  пары  галактик, 
образующиеся  в  процессе  гравитационного  скучиванья,  имеют  сильно  вытянутые 
орбиты с эксцентриситетами 
9
.
0
7
.
0
÷
≈
e
.  
Определение  массы  систем  галактик  по  формуле,  типа  вириальной  теоремы, 
недостаточно  надежно  из-за  низкой  точности  оценки  радиальной  скорости  отдельных 
галактик и трудности определения внутренних движений компонентов системы.  Кроме 
этого  существует,  так  называемый,  эффект  проекций.  Наблюдаемые  пары  не  всегда 
лежат  на  картинной  плоскости.  В  зависимости  от  угла 
α
  между  радиус-вектором 
какой-либо  из  галактик  и  прямой,  соединяющей  компоненты  пары,  взаимное  угловое 
расстояние меняется (см. рис.3.а). Естественно, в зависимости от угла зрения, меняется 
и проекция взаимного расстояния пары на картинную плоскость. 
В  связи  с  этим  интересным  является  вопрос,  в  каком  плане  мы  видим  двойные 
системы на небе, каково соотношение галактик, лежащих на картинной плоскости и на 
одной  прямой  с  наблюдателем.  По  этой  причине  можно  поставить  задачу  об 
определении  функции  распределения  двойных  систем  в  зависимости  от  проекций  их 
взаимных расстояний на картинную плоскость.    
Как было изложено выше, наблюдаемое взаимное расстояние двойной галактики 
является  проекцией  истинного  взаимного  расстояния  компонентов  на  картинную 
плоскость.  Поэтому  отношение  проекции  взаимного  расстояния  пары  на  картинную 

 
 
212
плоскость  к  истинному  их  взаимному  расстоянию  лежит  в  интервале  от 0 до 1. Если 
проекция пары равна истинному взаимному расстоянию, то проекция равна единице, и 
наоборот,  если  два  наблюдаемых объекта  лежат  на  одной  прямой с  наблюдателем,  то 
проекция  равна  нулю.  Нормы  всех  остальных  конфигураций  лежат  между  ними 
(рис.3, а).  
 
 
Разделим  ось  ОХ  и  дугу  четверти  круга  по dX и dS на  равные  части.  Тогда  на 
равные дуги dS приходится количество пар 
(
)
dS
N
dn
⋅
=
π
/
2
0
, проекции которых лежат 
в  интервале  от X до X+dx. Число  пар,  проекции  которых  лежат  в  интервале  от X до 
X+dХ, пропорционально отношению dХ/dx и равно 
(
) (
)
dS
dx
dX
N
dx
dX
dn
dN
⋅
⋅
=
⋅
=
/
/
2
/
0
π
                             (1) 
Очевидно, что 
,
sin
,
cos
α
α
=
⋅
=
X
dS
dx
 то подставляя эти выражения в (1) получим   
(
)
(
)
2
0
1
/
/
2
X
dX
N
dN
−
⋅
=
π
                                      (2) 
Функция распределения имеет вид 
( ) (
)
2
0
1
/
/
2
X
N
x
f
−
=
π
                                         (3) 
Это  выражение  определяет  искомую  функцию  распределения  пар  по  проекциям.  На 
рис.3, б  показан график этого распределения. 
Таким  образом,  большинство  пар  мы  наблюдаем  на  небе  почти  плашмя.  Это 
значит,  что  наблюдаемые  расстояния  пар  в  большинстве  случаев  можно  считать 
«истинными».  
 
 
1.  Чернин  А.Д.  Физический  вакуум  и  космическая  анти-гравитация //УФН. 2001. 
T.171. C.1153. 
2.  Караченцев  И.Д.,  Чернин  А.Д.  Галактики  в  океане  темной  энергии. //В  мире 
науки. – 2006. - №11. С. 30-37. 
3.  Караченцев  И.Д.,  Чернин  А.Д.  Темная  энергия  в  ближней  Вселенной. 
http://www.inauka.ru/astrophisics/article94216.html 
Y 
X
dX 
dx 
0 
N
dS 
X
0
1 
X
a)
б)
Рисунок 3. Проекция истинного взаимного расстояния на картинную плоскость 
(а) и вид функции распределения пар по проекциям (б).
 
б 
Луч
зр
ения
Луч
зр
ения

 
 
213
4.  А.Д. Чернин 
Темная 
энергия 
вблизи 
нас. //ГАИШ 
МГУ 
http://www.astronet.ru/db/msg/1210535 
5.  Воронцов-Вельяминов  Б.А. Внегалактическая  астрономия.- М.: Наука, 1978. 
6.  Караченцев И.Д. Двойные галактики. М.: Наука, 1987.- 248 c. 
7.  Чернин  А.Д.,  Киселева  Л.Г.,  Аносова  Ж.П.,  Орлов  В.В.  Динамическая  эволюция 
тесных пар  в системе нескольких тел: численный эксперимент. /В кн: Динамика 
гравитирующих систем и методы аналитической небесной механики.- Алма-Ата: 
Наука, 1987.- C.58-59. 
8.   Горбацкий  В.Г.,  Крицук  А.Г.  Динамические  процессы  в  скоплениях  и  группах 
галактик. //Итоги  науки  и  техники.  Астрономия. /ВИНИТИ - М.,  1987.-  Т.29. 
Скопления галактик.- С.62-110. 
9.  Аносова  Ж.П.  Обобщенный  статистический  критерий  выделения    оптических  и 
физических  кратных  систем – случайных  и  неслучайных  группировок  объектов. 
//Астрофизика.- 1987.- Т.27, вып.3.- С. 535. 
10.  Turner E.L. Binary Galaxies. I. A well-defined statistical sample. //Ap.J.- 1976, No.1.- 
P.20-29. 
11.   Минева  В.А.  Индивидуальные  и  орбитальные  массы  двойных  галактик. 
//Астрофизика.- 1987.- Т.26, вып.2.- С.335-349. 
12.   Turner E.L., Sverre J., Aarseth J., Gott III.R., Blanchard N.T., Mathieu R.D. N-body 
simulations of Galaxy Clustering. II. Groups of Galaxies.//Ap.J.- 1979.- V.228,No.2.- 
P.684. 
 
 
 
 

ҚҰРМЕТТІ ОҚЫРМАНДАР! 
 2005 
жылы 09 маусым  жұлдызындағы  ҚР  Білім  жəне  ғылым  саласындағы  қадағалау  жəне 
аттестациялау  Комитеттің  №476  бұйрығымен  диссертацияның  негізгі  ғылыми  нəтижелерін  жариялау 
үшін  Абай  атындағы  ҚазҰПУ  Хабаршы  журналы  келесі  мамандықтар  бойынша  басылымдар  Тізіміне 
енгізілгенін хабарлаймыз: 
- 01.01.00 топ мамандықтары бойынша – физика-математика ғылымдары (математика); 
- 01.02.00 (01.02.01, 01.02.04, 01.02.06) мамандқтары  бойынша – физика-математика  ғылымдары 
(механика); 
- 05.00.00 (05.02.18) мамандықтары бойынша – техникалық ғылымдар; 
- 13.00.00 (13.00.02) мамандықтары  бойынша – педагогика  (оқыту  жəне  тəрбиелеу  теориясы  мен 
əдістемесі /математика, физика, информатика/) ғылымдары; 
- 01.04.00 топ мамандықтары бойынша - физика-математика ғылымдары (физика). 
2009  жылдан  бастап  Инжениринг  жəне  Технология  Институтымен  (Ұлыбритания) 
ақпараттық-қолдау  қызмет  көрсетуге  жасалған  келісім-шарттың  (№2, 12.01.2009ж.)  негізінде 
Абай  атындағы  ҚазҰПУ  «Физика-математика  сериясы»  бойынша  Хабаршы  журналында 
жарияланатын  мақалалардың  реферативті  ақпараты INSPEC электронды  мəлімтер  қорына 
енгізіледі. 
 
«ХАБАРШЫ. ФИЗИКА-МАТЕМАТИКА ҒЫЛЫМДАРЫ СЕРИЯСЫ» ЖУРНАЛЫНА 
БАСЫЛАТЫН МАҚАЛАЛАРДЫ БЕЗЕНДІРІЛУГЕ ҚОЙЫЛАТЫН ТАЛАПТАР  
I. Қажетті материалдар 
1.Парақтары төменгі жағында карандашпен нөмірленген мақаланың қатты көшірмесі (5 парақтан аспау 
керек);  
2.Мақалаға жазылған қысқаша түйіндердің қатты көшірмесі (1 дана). Ағылшын тілінде жазылған андатпа 
міндетті түрде берілуі керек. Сонымен қатар, ағылшын тілінде жазылған мақаланың аты, автор (-лар) 
туралы мəліметтер: фамилиясы, аты, əкесінің аты, аббревиатурасыз (қысқартылмаған) жұмыс орыны 
беріледі ;  
3 Мақаланың жəне мақалаға жазылған түйіннің электрондық түрі; 
4.Автор  (авторлар)  жайында  мəліметтердің  қатты  көшірмесі (1 дана):  Ф.А.Ə.  толығымен,  жұмыс  орны 
(ұжым  аты,  жоғары  оқу  орынның  толық  аты,  жəне  қысқартылған  аты),  атқаратын  қызметі,  жұмыс 
телефоны, үйдің мекен-жайы, үй телефоны, ғылыми дəрежесі, ғылыми атағы, e-mail. 
II. Мақаланы безендіру ережесі  
1.Мақала мəтіні Word 97, 2000, 2003 ХР редакторында бір интервал арқылы  терілу керек; 
2.Парақ пішімі : 210 x 297 mm (A4); 
3. Жоғары, төменгі, оң жақтағы, сол жақтағы  бос өрістері: – 2,5 см; 
4.Парақ беттері нөмірленбейді;  
5.Шрифт: Times New Roman (қазақ, орыс, ағылшын тілдері үшін);   
6. Мақала мəтіні ендігі бойынша форматталуы керек. 
III. Формула жазуға қойылатын талаптар 
Өлшемдері : Обычный – 11 пт, Крупный индекс – 6 пт, Мелкий индекс – 5 пт, Крупный символ – 24 пт,  
Мелкий символ – 4 пт (математикалық редактор 
α ). 

жүктеу/скачать 5,32 Mb.

Достарыңызбен бөлісу: