Астрономический журнал, 2024, № 8

Российская академия наук
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ 
ЖУРНАЛ
Том 101   № 8   2024   Август
Основан в январе 1924 г.
Выходит 12 раз в год 
ISSN: 0004-6299
Журнал издается под руководством 
Отделения физических наук РАН
Главный редактор 
Д. В. Бисикало
Редакционная коллегия:
Г.  С.  Бисноватый-Коган, Д.  З.  Вибе (ответственный секретарь), 
Р.  Д.  Дагкесаманский, А.  Г.  Косовичев, А.  В.  Тутуков, 
А.  М.  Черепащук (заместитель главного редактора)
Зав. редакцией В.  Р.  Соколова
E-mail: astrojourn@pran.ru
Москва 
ФГБУ «Издательство «Наука»
©  Российская академия наук, 2024  
©  Редколлегия “Астрономического журнала”  
(составитель), 2024 

СОДЕРЖАНИЕ
Том 101, номер 8, 2024
Относительные расстояния и пекулярные скорости 140 групп  
и скоплений галактик на малых масштабах и Н0
А.И. Копылов, Ф.Г. Копылова	
682
Обзор областей образования массивных звезд в линии однократно дейтерированного 
аммиака NH2D
Е.А. Трофимова, И.И. Зинченко, П.М. Землянуха, М. Томассон	
693
Определение структуры атмосферы экзопланеты HD 189733  b на основе многоцветных  
фотометрических наблюдений транзита
Е.В. Бекесов	
715
Аэрономия атмосферы ультра-горячего юпитера Kelt9B  
с учетом кинетики уровней атома водорода
И.Ф. Шайхисламов, И.Б. Мирошниченко, М.С. Руменских, А.В. Шепелин, А.Г. Березуцкий,  
С.С. Шарипов, М.П. Голубовский, А.А. Чибранов, М.Л. Ходаченко	
725
Анализ градиентных профилей и морфологии остатка сверхновой Vela Jr.
С.А. Проничева, А.Ф. Июдин 	
743
Вариации интенсивности излучения пульсара В0950+08: 9 лет мониторинга  
на частоте 110 МГц
Т.В. Смирнова, М.О. Торопов, С.А. Тюльбашев	
753
Межзвездные мерцания источников В0821+394 и В1812+412 по наблюдениям  
на радиотелескопе БСА ФИАН
С.А. Тюльбашев, И.В. Чашей, И.А. Гришанова, Г.Э. Тюльбашева, И.А. Субаев	
764
Нетепловые процессы образования окиси азота при высыпании авроральных электронов  
в верхние атмосферы планет земного типа
В.И. Шематович, Д.В. Бисикало, Г.Н. Цуриков, А.Г. Жилкин 	
770
 

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2024, том 101, № 8, с. 682–692
ОТНОСИТЕЛЬНЫЕ РАССТОЯНИЯ И ПЕКУЛЯРНЫЕ  
СКОРОСТИ 140 ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК  
НА МАЛЫХ МАСШТАБАХ И H0
© 2024 г.  Ф. Г. Копылова1,*, А. И. Копылов1
1Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, Россия
*E-mail: flera@sao.ru
Поступила в редакцию 04.04.2024 г. 
После доработки 30.05.2024 г. 
Принята в печать 04.06.2024 г.
Мы использовали фундаментальную плоскость (ФП) галактик ранних типов (данные Sloan Digital 
Sky Survey (SDSS)) для определения относительных расстояний и пекулярных скоростей 140 групп и 
скоплений галактик на малых масштабах, z < 0.12. Построена диаграмма Хаббла между относительными 
расстояниями систем галактик и лучевыми скоростями в системе трехградусного реликтового фона 
(CMB) в стандартной ΛCDM модели (Ωm = 0.3, H0 = 70 км · с–1 Мпк–1). Найдено, что логарифмическое 
стандартное отклонение групп и скоплений галактик (N = 140) на диаграмме Хаббла (с вычетом 
пекулярных скоростей) равно ±  0.0173, что соответствует разбросу постоянной Хаббла 
70 ± 2.8 км · с–1 Мпк–1. Для выборки систем галактик (N = 63) c рентгеновской светимостью в интервале 
(0.151 ÷ 4) × 1044 эрг/с мы получили 70 ± 2.1 км · с–1 Мпк–1. Среднеквадратичные отклонения 
пекулярных скоростей с квадратичным учетом ошибок равны 〈
〉
Vpec
2
1/2 = 714 ± 7 км/c и 600 ± 7 км/c 
соответственно. Пять больших сверхскоплений галактик из области SDSS показывают среднюю 
пекулярную скорость +240 ± 250 км/c относительно CMB. Мы не нашли оттока систем галактик из 
воида (Giant Void, α ≈ 13h, δ ≈ 40°, z ≈ 0.107), образованной группами и скоплениями галактик. 
Ключевые слова: галактики, группы и скопления, галактики ранних типов, фундаментальные параметры, 
расстояния и красные смещения, космология, крупномасштабная структура Вселенной
DOI: 10.31857/S0004629924080014   EDN: ITXYCE
1. ВВЕДЕНИЕ
Крупномасштабная структура Вселенной имеет 
ячеистую структуру. Основными ее элементами являются гало темной материи — галактики, группы и 
скопления галактик, сконцентрированные в виде 
филаментов, стенок вокруг низкоплотных областей, 
воидов. Первые исследования элементов крупномасштабной структуры выполнены в работах [1–7]. В 
работе [8] приведены сценарии, объясняющие формирование и развитие крупномасштабной структуры, 
и указано, что основным ее элементом являются пустые области — воиды. Изучение воидов в распределении скоплений галактик выполнены, например, в 
работах [9–13].
Гравитационное притяжение элементов крупномасштабной структуры является основной причиной 
пекулярных скоростей галактик, скоплений галактик. 
Пекулярную скорость скоплений галактик на малых 
z можно оценить следующим образом: 
	
   V
cz
cz
cz
H D
p
H


obs
obs
-
-
0 , 	
     
(1)
где D — сопутствующее расстояние галактики, H0 — 
постоянная Хаббла.
Чтобы определить пекулярные скорости скоплений галактик относительно Хаббловского потока 
необходимо измерить относительные расстояния 
систем галактик каким-нибудь методом, чувствительным к расстоянию. Фундаментальная плоскость 
(ФП) галактик ранних типов [14, 15] широко используется для исследования свойств галактик ранних 
типов, для определения относительных расстояний 
и пекулярных скоростей скоплений галактик (см., 
напр., [16–19]). ФП является эмпирическим соотношением между центральной дисперсией звезд в галактике σ, физическим эффективным радиусом Re и 
средней поверхностной яркостью e в пределах эффективного радиуса.
Ранее, с помощью ФП для большой выборки 
систем галактик нами уже были определены относительные расстояния и пекулярные скорости скоплений галактик в сверхскоплениях Leo, Hercules (Her), 
Bootes (Boo), Corona Borealis (CrB) по данным ката 

лога SDSS (DR8 [20]) в работах [21, 22, 23]. По данным 
каталога SDSS DR4 мы опубликовали результаты 
аналогичных измерений для сверхскопления Ursa 
Major (UMa) [24].
В каталоге Data Release 8 учтены ошибки обработки изображений, особенно больших галактик, 
допущенных в предыдущих релизах. Для измерения 
наблюдаемых относительных расстояний систем галактик в приведенных выше работах [22, 23] мы воспользовались ФП, уже полученной в работе [25], где 
учтена эволюция светимости галактик ранних типов 
и получен эволюционный параметр Q
z
m
=1.07
.
Известно, что в расширяющейся Вселенной поверхностная яркость объекта изменяется как 
SB
z
∝
+
−
(1
) 4 (z — красное смещение объекта, SB — 
поверхностная яркость), происходит космологическое ослабление поверхностной яркости. Множитель 
(1
) 2
+
−
zH
 возникает из-за расширения пространства 
Вселенной, множитель (1
) 2
+
−
zobs
 — из-за релятивистских эффектов вследствие радиального собственного движения. Отсюда вытекает поправка в логарифмической форме за ослабление поверхностной 
яркости галактик в расширяющейся Вселенной, например [26]: 
	
   C
z
z
H
=5
(1
)
5
(1
).
log
log
+
+
+ obs
	
      (2)
Кроме того, в работе [25] была определена эволюция средней поверхностной яркости галактик ранних 
типов с красным смещением, эволюционный параметр Q
z
r = 2.2  [mag/arcsec2], с учетом космологического ослабления поверхностной яркости с изменением z как 10
(1
)
10
log
+ zCMB , и без учета эволюции 
звездных величин галактик.
Математически учет обеих поправок Q и Qr в SB 
одинаков. В данной работе мы показываем, что если 
учесть только первую часть поправки в поверхностной яркости, вызванной движением галактик 
5
(1
)
log
+ zobs , то эволюция средней поверхностной 
яркости с ростом z равна Q
z
r =3.76  [mag/arcsec2].
Кроме сверхскоплений галактик в нашу выборку 
мы включили группы и скопления галактик, расположенные в области большого воида в распределении 
скоплений галактик (Giant Void (GV), α »13h, δ » 40 , 
z » 0.107). Диаметр GV — максимальный диаметр 
сферы, в которой нет скоплений галактик R ³1 — 
равен 214 Мпк. Результаты, полученные ранее по 
наблюдениям на 6-м и 1-м телескопах САО РАН с 
помощью соотношения Корменди, опубликованы в 
работе [12], где было показано по 17 скоплениям галактик, чтo оттока систем галактик, вызванных дефицитом массы в воиде, не наблюдается.
В данной работе мы заново определяем относительные расстояния и пекулярные скорости скоплений галактик вокруг GV с помощью другого метода — 
ФП галактик ранних типов. Предполагается рассмотреть всю выборку одинаково выполненных измерений относительных расстояний 140 групп и скопления галактик целиком. Одна из основных целей 
работы — протестировать стандартную космологическую модель с помощью расстояний и пекулярных 
скоростей большой выборки систем галактик (диаграмму Хаббла). Работа выполнена нами с привлечением данных каталогов SDSS (Sloan Digital Sky 
Survey Data Release 7, 8), NED.
Статья организована следующим образом. В секции 2 описаны этапы построения ФП: выборка, отбор 
галактик ранних типов, приведена общая фундаментальная плоскость. В секции 3 определены относительные расстояния групп и скоплений галактик. В 
секции 4 мы вычислили пекулярные скорости групп/
скоплений галактик вокруг воида, пекулярные скорости сверхскоплений галактик. В секции 5 приведена диаграмма Хаббла для всей выборки и оценены 
отклонения от нее. В заключении перечислены полученные результаты. В статье мы использовали стандартную ΛCDM космологию с параметрами: 
H0 = 70 км · с–1 Мпк–1, Ωm = 0.3, ΩΛ = 0.7.
2. ФУНДАМЕНТАЛЬНАЯ ПЛОСКОСТЬ 
ГАЛАКТИК РАННИХ ТИПОВ
2.1. Описание выборки
Всего в нашей выборке 140 групп и скоплений c 
числом галактик ранних типов больше 3 в пределах 
выбранного нами радиуса R200. Выборка имеет следующие параметры: 0.020 <
<0.12
zCMB
 (дополнительно 3 скопления с zCMB > 0.12) и 200 <
<1104
σ
 км/с. 
В данной работе самые далекие системы галактик 
расположены в области Giant Void, изученного нами 
ранее. В работе [12] нами было отобрано 17 скоплений галактик. Но по данным SDSS оказалось, что 
три скопления (A 1298, A 1700, A 1739) имеют мало 
галактик со спектральной информацией. Поэтому 
их мы не рассматривали, но добавили еще 5 скоплений галактик, расположенных в этой области. Всего 
вокруг Giant Void была составлена выборка из 19 
групп и скоплений галактик, имеющих красные 
смещения 0.07 <
<0.15
zCMB
.
Динамические характеристики систем галактик 
основаны на измерении гелиоцентрической лучевой 
скорости, одномерной дисперсии лучевых скоростей, по которой вычисляется вириальная масса в 
пределах эмпирического радиуса R200, в предполоАСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 8  2024
ОТНОСИТЕЛЬНЫЕ РАССТОЯНИЯ И ПЕКУЛЯРНЫЕ СКОРОСТИ 140 ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК...
683

жении M r
r
( )µ . Радиус R200 близок к вириальному, 
и в его пределах плотность систем галактик превышает критическую плотность Вселенной в 200 
раз. Радиус R200 можно оценить по формуле 
R
H z
200 =
3 /(10
( ))
σ
 Мпк [27]. В предположении 
M
Mvir
200 
 масса в пределах R200  равна 
M
G
R
200
1
200
200
2
=3
-
σ
. Подробно измерение параметров скоплений галактик описано, например, в 
работе [22].
2.2. Отбор галактик ранних типов
Отбор галактик ранних типов в пределах радиуса 
R200 осуществлен одинаковым образом для всех скоплений галактик. Как и в работе [22] мы применили 
следующие критерии к параметрам галактик.  
•	центральная дисперсия скоростей звезд: 
100 <
<420
σ
 км/с;
•	параметр, характеризующий вклад профиля Вокулера в профиль поверхностной яркости: 
fracDeVr ³0.8;
•	индекс концентрации, равный отношению радиусов, содержащих 90% и 50% потоков Петросяна: r
r
90
50
/
2.6
³
;
•	ограничение по цвету: ∆(
)>
0.2
u
r
-
-
, чтобы 
исключить галактики поздних типов, где 
∆(
)=(
)
0.108
0.3
u
r
u
r
Mr
−
−
+
−
 [28];
•	соотношение осей галактик: deV AB ³0.3;
•	отношение сигнала к шуму в спектрах галактик: 
snMedian>10;
•	предельная звездная величина нашей выборки 
соответствует спектроскопическому пределу 
SDSS, который равен звездной величине Петросяна (т. е. неисправленной за поглощение) 17.77m 
в фильтре r [29]. 
Количество используемых галактик играет ключевую роль в определении относительных расстояний скоплений галактик, поскольку стандартная 
ошибка среднего расстояния равна стандартному 
отклонению, деленному на N . Из каталога SDSS 
мы взяли параметры галактик, которые получены 
путем подгонки профиля Вокулера к наблюдаемому 
профилю галактик. Все поправки: (1) апертурная 
поправка к дисперсии лучевых скоростей 
σ
σ
=
(
/(
/8))0.04
sdss
fiber
cor
r
r
 (здесь r
r
b a
cor
dev
=
/
 — 
радиус галактики с учетом ее эллиптичности, rdev — 
модельный радиус галактики раннего типа), (2) 
поправка за поглощение в Галактике (данные SDSS), 
(3) K-поправка [30], сделаны в соответствии с работой [25]. Лучевые скорости скоплений галактик 
приведены в систему реликтового фона (CMB), поправки взяты из базы данных NED.
Обычно, средняя эффективная поверхностная 
яркость записывается в виде 
〈
〉
+
−
−
+
µ
π
e
m
r
K z
z
=
2.5
(2
)
( )
10
(1
).
2
dev
cor
log
log
   (3)
Как мы уже отметили, поправку за космологическое ослабление SB, (10
(1
)
10
log
+ z ), мы разделили 
на два компонента (см. уравнение (2)), в которых 
учтены релятивистские эффекты и изменение геометрии Вселенной, где zobs — измеренное красное 
смещение, в которое входит пекулярная скорость 
объекта, и zH  (в нашем случае zFP) — красное смещение, соответствующее истинному космологическому расстоянию, определенному по ФП.
В SB мы учли только первую часть поправки, 
вторая ее часть учтена в нуль-пункте ФП при определении зависимости Хаббла (следующий пункт), 
аналогично работе [22]. Мы определили для нашей 
выборки галактик ранних типов (N = 2654) зависимость 〈
〉
µe  с первой частью поправки 5
(1
)
log
+ zobs  
от красного смещения в виде: 〈
〉
±
+
µe
z
=3.76( 0.56)
+
±
19.285( 0.04) . На рис. 1 приведена полученная 
зависимость для диапазона красных смещений zCMB 
от 0.02 до 0.145.
2.3. Определение расстояний с помощью ФП
Для отобранных нами 2654 галактик ранних типов (по приведенным критериям) построена общая 
фундаментальная плоскость в сопутствующей сисzСМВ
surface brightness, mag/arcsec2
0.027
0.053
0.080
0.107
0.133
22.0
20.0
18.0
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 8  2024
684	
КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ
Рис. 1. Зависимость средней поверхностной яркости галактик ранних типов от zCMB. Линия  
соответствует регрессионному соотношению 
〈
〉
±
+
±
µe
z
=3.76( 0.56)
19.285( 0.04).

теме координат методом наименьших квадратов. 
Уравнение для ФП имеет вид: 
	
 log
log
Re[кпк]=(0.991
0.124)
±
+
σ
	
     
(4)
	
            
e
(0.318
0.020)
,
+
±
〈
〉+
µ
γ
где Re — эффективный радиус галактики в килопарсеках, 〈
〉
µe  — средняя эффективная поверхностная 
яркость в пределах этого радиуса, σ — дисперсия 
лучевых скоростей звезд и γ — нуль-пункт ФП, зависящий от расстояний галактик. Значение нульпункта нашей выборки γ =
8.066
-
 получено для 
принятой стандартной ΛCDM космологии. Стандартное отклонение нуль-пункта ФП равно 0.071, 
что эквивалентно 16% — ошибке определения 
расстояния одной галактики.
Формальная ошибка определения расстояния 
скопления зависит от числа используемых галактик 
и меняется от 2% до 12%. Нуль-пункт изменяется с 
расстоянием галактик, если logRe измеряется в угловых секундах. Остаточные отклонения от ФП, 
∆γ
σ
µ
γ
=
[
]
0.991
0.318
log
log
Re
e
arcsec −
−
〈
〉−, не зависят от центральной дисперсии звезд в галактиках. 
Мы использовали этот факт для уточнения выборки 
отобранных ранее галактик в каждом из скоплений [22]. Эмпирическим путем мы нашли, что практически все отклонения нуль-пунктов γ галактик от 
среднего нуль-пункта скопления не превышают 2σ .
Предельная звездная величина нашей выборки 
изменяется от системы к системе. Мы взяли одинаковый предел для всех систем галактик, Mr
m
=
21
-
 , 
определили расстояния и сравнили их с расстояниями, полученными при использовании индивидуальных пределов. Различия между расстояниями 
находятся в пределах ±5.7%, а среднее отклонение 
от этого значения равно нулю. Таким образом, вариации предельной величины систем галактик не 
оказывают существенного влияния на определяемые 
пекулярные скорости и, практически, находятся в 
пределах их ошибок. Особенно, это касается далеких 
скоплений галактик нашей выборки, в которых пекулярные скорости с большой ошибкой измеряются 
только по ярким галактикам. В нашей выборке 
только 10 систем галактик с количеством галактик 
меньше 7, поэтому мы не учитывали в расстояниях 
эффект Малмквист байес (Malmquist bias). Для 
систем галактик с числом членов больше семи однородный эффект Малмквист байес меньше 
1.5% [31].
На рис. 2 методика определения пекулярных скоростей показана графически. На ней приведены 
наблюдаемые расстояния (нуль-пункты γ, рассчитанные для logRe в угловых секундах) галактик в 
скоплении A 1656 (заполненные кружки) и в скоплении A 2107 (пустые кружки) в зависимости от их 
красных смещений относительно CMB. Жирной 
линией показана ожидаемая Хаббловская зависимость между расстоянием и красным смещением, 
рассчитанная для принятой нами модели Ωm = 0.3, 
H0 = 70 км · с–1 Мпк–1, ΩΛ = 0.7 (эквивалентно параметру q0 =
0.55
-
) и нуль-пункта ФП, равного 
-8.066. Угловые расстояния галактик γ преобразованы в красные смещения с помощью аппроксимация Пибблса [32]: 
     
D
cz
H
q
z
cz
H
z
≈
−
+





≈
−
(
)
0
0
0
1
(1
)
2
1
0.225
,
     D
cz
H
z
z
≈
−
+






0
1
0.225
1
.
В нуль-пункте ожидаемой Хаббловской зависимости мы учли поправку за космологическое ослабление поверхностной яркости галактик 5
(1
)
log
+ zFP  . 
Сплошные вертикальные линии у каждого скопления показывают их средние красные смещения 
относительно микроволнового фона, сплошные 
горизонтальные линии — соответствующие им расстояния, определенные относительно ожидаемой 
Хаббловской зависимости. Штриховые (горизонтальные) линии показывают средние расстояния 
скоплений галактик, измеренные по ФП, и соответствующие им красные смещения — штриховые вертикальные линии, также определенные относительно ожидаемой Хаббловской зависимости.
На рис. 3 приведена диаграмма Хаббла (верхняя 
панель): относительные расстояния, нуль-пункты γ, 
в зависимости от лучевых скоростей (CMB). Скопления, относящиеся к воиду, показаны пустыми 
синими кружками. Таким образом, можно отметить, 
что на рис. 3 ожидаемая Хаббловская зависимость 
практически правильно описывает расстояния групп 
и скоплений галактик, начиная от скопления Coma 
(z = 0.024) и до Giant Void (z 0.15 ). На нижней панели показаны отклонения групп и скоплений от 
Хаббловского потока.
На рис. 4 показана та же диаграмма, но с учетом 
эволюции светимости галактик ранних типов 
Q
z
m
=1.07
. Можно отметить, что модельная хаббловская зависимость хуже описывает данные при 
cz <15000 км/с и cz >30000 км/с. Если взять другую 
поправку, найденную в работе [25], а именно, поправку за эволюцию средней поверхностной яркости Q
z
r = 2.2  [mag/arcsec2], то ситуация улучшается 
незначительно.
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 8  2024
ОТНОСИТЕЛЬНЫЕ РАССТОЯНИЯ И ПЕКУЛЯРНЫЕ СКОРОСТИ 140 ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК...
685

z (СМВ)
A 1656
γ (Re-arcsec)
A 2107
0.013
0.020
0.027
0.033
0.040
0.047
–8.4
–8.2
–8.0
–7.8
–7.6
–7.4
–7.2
–7.0
cz km s–1
γ (Re, arcsec)
∆γ (Re, arcsec)
6000
12000
18000
24000
30000
36000
42000
0.24
–0.24
0.12
–0.12
0.00
–8.4
–8.8
–8.0
–7.6
–7.2
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 8  2024
686	
КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ
Рис. 2. Зависимость угловых расстояний галактик, нуль-пунктов фундаментальной плоскости γ, от красного смещения zCMB. Галактики расположены в скоплениях A 1656 (заполненные кружки) и A 2107 (пустые кружки) в пределах радиуса R200. Жирная кривая линия соответствует Хаббловской зависимости между красным смещением и 
расстоянием. Сплошными линиями показаны средние красные смещения скоплений, zCMB, которые на пересечении 
с Хаббловской кривой дают соответствующие расстояния. Штриховые линии соответствуют средним расстояниям 
систем галактик, найденным по ФП, и соответствующим им красным смещениям, zFP.
Рис. 3. Верхняя панель: зависимость угловых расстояний 140 групп и скоплений галактик, нуль-пунктов ФП γ, от 
лучевой скорости cz (диаграмма Хаббла), полученных с учетом эволюционного параметра Q
z
r =3.76  [mag/arcsec2]. 
Пустыми кружками показаны системы (N =19), расположенные вокруг GV. Жирной линией показана ожидаемая 
зависимость Хаббла в ΛCDM космологической модели с Ωm = 0.30. Нижняя панель: кривая остаточных отклонений.

3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПЕКУЛЯРНЫХ 
СКОРОСТЕЙ С ПОМОЩЬЮ ФП
Приведенная Хаббловская зависимость позволяет 
по наблюдаемому расстоянию в угловых секундах, 
logRe, определить соответствующее красное смещение скопления zFP (рис. 2). Пекулярные скорости в 
сопутствующей системе координат равны разнице 
между спектроскопическим и фотометрическим 
красными смещениями, то есть, 
	
            
V
c z
z
z
pec
CMB
FP
FP
= (
1
),
−
+
	
                     
(5)
где c — скорость света, zCMB — красное смещение 
скопления относительно реликтового фона, zFP — 
красное смещение скопления, соответствующее 
расстоянию, определенному по фундаментальной 
плоскости.
Комментарии к скоплению A 1656 (Coma)
Скопление Coma не имеет пекулярной скорости, 
покоится в системе CMB (см., напр., [33–36]), и этот 
факт часто используется для привязки пекулярных 
скоростей других скоплений галактик, (напр., [31, 
37]). В нашем исследовании мы проанализировали, 
как влияет учет эволюции светимости на результаты 
по Come. В работе [21] мы определили относительные расстояния скоплений в сверхскоплениях с помощью ФП, построенной по данным SDSS [25], в ней 
использована эволюция светимости галактик ранних 
типов Q
z
m
=1.07
. Если учесть это значение, ослабление поверхностной яркости галактик 10
(1
)
log
+ z  и 
ограничение 
Mr <
20.6
-
, то мы полу- 
чим для скопления Coma Vpec =
388
120
−
±
 км/с [21].  
Если взять все галактики ранних типов, то получим 
Vpec =
840
120
−
±
 км/с. Если учесть значение Q
z
r = 2.2  
[mag/arcsec2] и ослабление поверхностной яркости 
галактик 10
(1
)
log
+ z , мы получим для скопления 
Coma Vpec =
724
80
−
±
 км/с. В принятом нами случае — эволюции средней поверхностной яркости 
галактик ранних типов с z, Q
z
r =3.76  [mag/arcsec2], 
и ослаблении SB 5
(1
)
log
+ zobs  — мы получаем для 
скопления Coma (N =107) минимальную пекулярную скорость Vpec =
40
70
+
±
 км/с.
Комментарии к скоплению Virgo
Скопление Virgo — ближайшее скопление галактик (zh = 0.003821). В статье [38] мы представили 
динамические параметры скопления, определенные 
по данным SDSS. В настоящей работе в пределах 
1.3
200
R
 мы нашли только 8 галактик ранних типов с 
параметрами, необходимыми для измерения расстояний по ФП. Используя эти галактики, мы изcz km s–1
γ (Re, arcsec)
6000
12000
18000
24000
30000
36000
42000
–6.8
–8.4
–8.0
–7.6
–7.2
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 8  2024
ОТНОСИТЕЛЬНЫЕ РАССТОЯНИЯ И ПЕКУЛЯРНЫЕ СКОРОСТИ 140 ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК...
687
Рис. 4. Зависимость угловых расстояний 140 групп и скоплений галактик, нуль-пунктов ФП γ, от лучевой скорости 
cz, полученных с учетом эволюционного параметра Q
z
m
=1.07
. Обозначения такие же, как и на предыдущем рисунке.

мерили пекулярную скорость скопления Virgo 
Vpec =
240
260
−
±
 км/с. Полученное расстояние нанесли на диаграмму Хаббла на рис. 3. В работе [39] 
дана подобная пекулярная скорость относительно 
наблюдаемого расстояния скопления.
В итоге, нами получено, что вся выборка групп 
и скоплений галактик (N =140) имеет пекулярную 
скорость относительно CMB Vpec =
192
90
+
±
 км/с. 
Если взять только системы галактик c числом членов N ³7 [31], то Vpec =
172
95
+
±
 км/с (N =130). В 
нашей выборке всего 10 систем галактик с числом 
членов N <7. Кроме того, в нашей выборке 106 
систем галактик имеют измеренное излучение в 
рентгеновской области [40], а 34 системы галактик 
не имеют. Мы нашли небольшую зависимость 
измеренных относительных расстояний γ (и пекулярных скоростей) от рентгеновской светимости 
в полосе 0.1–2.4 кэВ: группы и скопления с 
LX ≤
×
0.151 1044  эрг/с показывают, в основном, 
положительные пекулярные скорости (34 системы), а скопления с LX > 4 1044
´
 эрг/с показывают 
отрицательные пекулярные скорости (A 1795, 
A  2142, A  2244). Для выборки в интервале 
LX =(0.151
4) 1044
÷
×
  эрг/с мы получили 
Vpec =
80
100
−
±
 км/с (N =63). Все системы галактик 
с измеренным рентгеновским излучением (N =106 ) 
показывают Vpec =
160
90
+
±
 км/с.
Эти 34 системы галактик представляют собой 
группы и скопления с признаками невириализованности в пределах радиуса R200 — несколько пиков в 
распределении лучевых скоростей (например,  
A 1142, A 1898, A 2019), или группы, подобные  
NGC 5098. Информации об изменении параметров 
галактик ранних типов и их ФП в скоплениях галактик в зависимости от излучения в рентгеновской 
области в литературе не обнаружено. Что касается 
вообще изменения параметров скоплений галактик, 
в работе [41] нами было получено, что галактики 
ранних типов (с log M* =[10
11]
-
) с подавленным 
звездообразованием (без звездообразования также) 
уменьшаются в размере при попадании в межгалактическую среду скопления галактик. Ясно, что, чем 
больше масса скопления (чем больше рентгеновское 
излучение), тем сильнее галактика раннего типа 
подвергается воздействию. От других параметров 
систем галактик — количества используемых галактик, дисперсии лучевых скоростей, динамической 
массы в пределах радиуса R200, z (хотя при z > 0.1 в 
системах галактик мало галактик ранних типов, и 
системы имеют большие ошибки определения пекулярных расстояний) — такой зависимости мы не 
обнаружили.
Среднеквадратичное отклонение радиальных 
пекулярных скоростей с квадратичным учетом ошибок всей выборки 〈
〉
±
Vpec
2
1/2 =714
7 км/c, выборка 
с N ³7 составляет 〈
〉
±
Vpec
2
1/2 =740
7 км/c. Для выборки в интервале LX =(0.151
4) 1044
÷
×
 эрг/с мы 
определили 〈
〉
±
Vpec
2
1/2 =600
7 км/с.
3.1. Пекулярные движения групп/скоплений  
галактик вокруг воида Giant Void
На рис. 5 приведено распределение групп и скоплений около GV на диаграмме относительные расстояния (нуль-пункты систем галактик с logRe в кпк) 
в зависимости от лучевой скорости (CMB). Сплошная линия на рисунке соответствует линейной регрессии, определенной по всем скоплениям  
(N =19 ): γ = 0.17( 0.29)
8.08( 0.03)
±
−
±
z
, штриховые 
линии соответствуют 1.5 σ  отклонениям от нее.
Можно отметить, что за эти линии отклоняется 
только одно скопление A 1609. Линейная регрессия 
для этого случая равна γ = 0.05( 0.26)
8.07( 0.03)
±
−
±
z
 . 
Для этих случаев скорости оттока скоплений галактик из воида примерно равны 250
410
±
 км/c и 
70
370
±
 км/c соответственно.
Полученный нами наклон регрессионного соотношения больше, 0.17 против 0.033, чем было нами 
определено в работе [12] с учетом эволюции светимости галактик. Соответственно, скорости оттока скоплений галактик из пустоты равны 250
410
±
 км/c 
и 47
447
±
 км/c.
Другими словами, результаты, приведенные в данной работе и в работе [12], не противоречат друг другу, 
хотя и получены разными методоми. Основные выводы состоят в следующем: (1) мы не нашли оттока 
групп и скоплений галактик из Giant Void; (2) пекулярные движения скоплений вокруг GV незначительны, не превышают ошибок измерений, кроме 
скопления A 1609, у которого отношение пекулярной 
скорости к ошибке измерения равно 2.2.
3.2. Пекулярные движения сверхскоплений галактик
В области нашего исследования (z <0.09) расположены 5 больших сверхскоплений галактик: 
Hercules (Her, zh = 0.035, N =11), Leo (zh = 0.036, 
N =9), Ursa Major (UMa, zh = 0.060, N =11), Bootes 
(Boo, zh = 0.070, N =11), Corona Borealis (CrB, 
zh = 0.072, N =8). Пекулярные скорости скоплений 
галактик в их пределах приведены нами в работах 
[21, 22, 24].
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 8  2024
688	
КОПЫЛОВА, КОПЫЛОВ

Нами получены следующие пекулярные скорости 
самих сверхскоплений галактик как средние значения составляющих их групп и скоплений галактик 
относительно СMB: Vpec =
4
380
+ ±
 км/с (Her), 
Vpec =
385
560
+
±
 км/с (Leo), Vpec =
467
660
+
±
 км/с 
(UMa), Vpec = +97±640 км/с (Boo), Vpec = +239±510 км/с 
(CrB). Средняя пекулярная скорость всех сверхскоплений галактик равна +
±
240
250  км/с. Небольшой 
избыток положительных пекулярных скоростей связан 
с тем, что в сверхскоплениях много групп галактик с 
LX ≤
×
0.151 1044 эрг/с (Секция 4).
Недавно, в работе [42] нами впервые были построены фундаментальные плоскости самих групп 
и скоплений галактик по аналогии с эллиптическими галактиками. Мы показали, что их расстояния 
соответствуют ожидаемой зависимости Хаббла, хотя 
разброс на ней в три раза больше, чем это получено 
в данной работе по эллиптическим галактикам. Мы 
также измерили среднюю пекулярную скорость всех 
сверхскоплений галактик, которая оказалась равна 
+
±
75
360 км/с.
4. ДИАГРАММА ХАББЛА  
И ОТКЛОНЕНИЯ ОТ НЕЕ
Существует противоречие в определении константы 
Хаббла H0, одной из фундаментальных космологических параметров. Константа H0, оцененная по локальной лестнице расстояний (Cepheid-supernova distance 
ladder), расходится со значением, экстраполированным 
из данных CMB, предполагая стандартную космологическую модель, 74.0
1.4
±
 км · с–1 Мпк–1 [43] и 
67.4
0.5
±
 км · с–1 Мпк–1 [44] соответственно.
На рис. 3 жирной зеленой линией показана зависимость Хаббла между лучевой скоростью в системе CMB и угловым расстоянием. Линия соответствует плоской ΛCDM модели ΩΛ = 0.7, Ωm = 0.3 и 
постоянной Хаббла H0 = 70 км · с–1 Мпк–1.
На нижней панели рис. 3 показаны отклонения 
полученных нами расстояний систем галактик от 
Хаббловской зависимости. Мы получили среднее 
отклонение от зависимости Хаббла всей выборки (
N =140) 〈
〉
−
±
∆γ =
0.0066
0.0023 (N =140) и систем 
галактик с числом членов больше семи (N =130) 
〈
〉
−
±
∆γ =
0.0065
0.0023 . Соответствующие стандартные отклонения равны 0.0275 и 0.0264, которые 
соответствуют отклонению постоянной Хаббла в 
6.3% (±4.4 км · с–1 Мпк–1) и 6.08% (±4.2 км · с–1 Мпк–1). 
cz km s–1
γ (Re, kps)
24000
30000
36000
42000
–8.4
–8.3
–8.2
–8.1
–8.0
–7.8
–7.9
–7.7
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ  ТОМ 101  № 8  2024
ОТНОСИТЕЛЬНЫЕ РАССТОЯНИЯ И ПЕКУЛЯРНЫЕ СКОРОСТИ 140 ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК...
689
Рис. 5. Зависимость индивидуальных расстояний групп и скоплений галактик вокруг GV (logRe [кпк]) от лучевой 
скорости cz . Сплошная линия на рисунке соответствует линейной регрессии, определенной по всем скоплениям  
(N =19): γ = 0.17( 0.29)
8.08( 0.031)
±
−
±
z
, штриховые линии показывают отклонения от нее на уровне 1.5 σ .