ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 1, с. 3-14

ИЗМЕРЕНИЯ КРАСНЫХ СМЕЩЕНИЙ ГАЛАКТИК

В СКОПЛЕНИЯХ МЕТОДОМ МНОГОЩЕЛЕВОЙ СПЕКТРОСКОПИИ

НА 1.5-м ТЕЛЕСКОПЕ РТТ-150

М. В. Глушков^2,3, С. С. Мельников^2,3, А. Р. Ляпин⁴

¹Государственная обсерватория ТЮБИТАК, Анталья, Турция

²Казанский федеральный университет, Казань, Россия

³Академия наук Татарстана, Казань, Россия

⁴Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 04.12.2019 г.

После доработки 04.12.2019 г.; принята к публикации 05.12.2019 г.

Представлен пример одновременного спектроскопического измерения красных смещений большого

числа галактик в скоплении методом многообъектной спектроскопии, при помощи спектрографа сред-

него и низкого разрешения ТФОСК на 1.5-м Российско-Турецком Телескопе (РТТ-150). Получены

измерения красных смещений галактик скопления 0301.6 + 0156, расположенного на z = 0.17057 ±

± 0.0004, обнаруженного ранее по наблюдению сигнала Сюняева-Зельдовича в обзоре всего неба

обсерватории им. Планка. В одном наблюдении с экспозицией 3 ч получены спектры 16 галактик

скопления, 9 из которых определены как эллиптические, и для них произведены высококачественные

измерения красных смещений. Показано, что при помощи спектрографа ТФОСК с использованием

многообъектных масок в одном наблюдении можно измерять красные смещения галактик с вели-

чинами до m_r = 20.0, число которых в поле спектрографа может составить до нескольких десятков

в зависимости от богатства и расстояния до скопления. Такие измерения могут потребоваться для

уточнения красных смещений скоплений, а также для оценок их масс динамическим способом.

Ключевые слова: скопления галактик, многообъектная спектроскопия, оптические наблюдения.

DOI: 10.31857/S0320010820010040

ВВЕДЕНИЕ

На Российско-Турецком 1.5-м Телескопе (РТТ-

150) проводится большой объем работ по опти-

ческому отождествлению и измерению красных

Исследование скоплений галактик занимает

смещений богатых сколений галактик в больших

важное место в изучении крупномасштабной

обзорах, таких как рентгеновский обзор площадью

структуры Вселенной. Наблюдаемое число скоп-

400 кв. градусов по данным спутника РОСАТ

лений галактик определенной массы оказывается

(Буренин и др., 2007), а также обзор скоплений

очень чувствительным к параметрам космологиче-

галактик, обнаруженных по наблюдению сигнала

ской модели, таким как средняя масса вещества

Сюняева-Зельдовича (Сюняев, Зельдович, 1972)

во Вселенной и амплитуда возмущений плотности

при помощи космической обсерватории им. Планка

(см., например, Вихлинин и др., 2014). Поэтому

(Сообщество Планка, 2014а, 2015а,б, 2016а,б;

скопления галактик представляют собой мощный

Воробьев и др., 2016; Буренин, 2017; Буренин и

инструмент в космологических исследованиях,

др., 2018; Зазнобин и др., 2019).

который дает один из основных способов измере-

ния космологических параметров (см., например,

Спектроскопические измерения красных сме-

Боргани и др., 2001; Вихлинин и др., 2003, 2009;

щений отождествленных скоплений галактик про-

Манц и др., 2010; Розо и др., 2010; Пьер и др., 2011;

водятся на 1.5-м телескопе РТТ150 в основном

Буренин, Вихлинин, 2012; Сообщество Планка,

для систем с красным смещением z < 0.4. Оцен-

2014б, 2016в).

ки красного смещения определяются посредством

спектральных наблюдений нескольких самых яр-

^*Электронный адрес: irek_khamitov@hotmail.com

ких членов в центре скопления, либо ограничиваясь

ХАМИТОВ и др.

наблюдением одной ярчайшей галактикой в центре

ОТБОР ГАЛАКТИК И ПОСТРОЕНИЕ

скопления регулярной формы. Такой подход об-

МАСКИ

условлен эффективностью использования наблю-

За последние несколько десятилетий активно

дательного времени телескопов среднего класса

развивается эффективная техника спектральных

с диаметрами зеркал 1-2 м для таких объектов.

наблюдений одновременно большого числа внега-

Достигаемая таким образом точность измерений

лактических объектов с помощью мультиобъект-

красных смещений (δz ∼ 0.001) изучаемых скоп-

ных спектрометров (МОС). Например, наземные

лений галактик достаточна для использования в

приборы, такие как OSIRIS 10-м телескопа GTC

исследованиях по ограничению космологических

(Хорди, 1998) или SCORPIO 6-м телескопа БТА

параметров.

(Афанасьев и Моисеев, 2005), а также МОС го-

Поскольку ярчайшая галактика находится

товящегося к запуску космического 6.5-м теле-

практически в центре масс скопления, измеряемое

скопа Джеймс Уэбб с управляемым микрозатвор-

красное смещение соответствует красному смеще-

ным массивом, основанным на технологии MEMS

нию скопления. Более слабые галактики исполь-

(Джабвала и др., 2008).

зуются только для подтверждения красной по-

В скоплении основной массив галактик сосре-

следовательности на диаграмме цвет-светимость,

доточен в области до 1 Мпк с максимумом около

по которой проводится предварительное отож-

0.5 Мпк (Капассо и др., 2019). Таким образом, на

дествление скопления и его членов. Однако если

z > 0.17 максимальное количество членов скопле-

учесть индивидуальные лучевые скорости движе-

ния сосредоточено на расстояниях менее 3 угл. мин

ния галактик по отношению к ярчайшей галактике,

от ярчайшей галактики скопления (BCG). Техни-

то характерные детали в спектрах эллиптических

ка спектральных наблюдений скоплений галактик

галактик скопления можно использовать для

с помощью МОС является наиболее эффектив-

повышения эффективности и точности опреде-

ной в смысле затрат телескопного времени. Мас-

ления красного смещения системы. Выделяя из

штаб изображения в фокальной плоскости 1.5-м

общего массива галактик эллиптические галактики

российско-турецкого телескопа РТТ150 в фокусе

красной последовательности, можно построить

Кассегрена (F/7.7) составляет 17.8^′′/мм (Аслан и

составной спектр с лучшим отношением сигнала

др., 2001). Таким образом, в исследовании скопле-

к шуму, т.е. собрать фотоны скопления с большей

ний галактик методом МОС на РТТ-150 возможно

площади. Таким образом, можно получить более

использование только коротких щелей в стацио-

точную оценку красного смещения скопления при

нарной маске.

значительно более эффективном использовании

Действительно, установка оптоволоконного за-

телескопного времени.

бора света от одновременно большого количества

Кроме того, при одновременном спектральном

источников из-за геометрических размеров опто-

наблюдении большого числа галактик скопления

волоконных головок физически не осуществима.

методом многощелевой спектроскопии может ре-

Размер щелей поперек дисперсии спектрометра

шаться задача оценки дисперсии скоростей членов

также ограничивает число источников для спектро-

скопления. Такие измерения требуются как для

скопии. Понятно, что максимальное число одно-

оценок полных гравитационных масс отдельных

временно наблюдаемых объектов с неперекрыва-

скоплений, так и для калибровки масштаба масс

ющимися дисперсионными кривыми достигается в

скоплений галактик при измерениях другими спо-

случае, когда вертикальный и горизонтальный раз-

собами (см., например, Саро и др., 2013; Олд и

меры щели совпадают. То есть когда используется

др., 2014; Хо и др., 2019).

либо квадратная, либо округлая апертуры.

В этой статье приводится описание методики

В наших наблюдениях мы изготовили маску с

многообъектных спектроскопических наблюдений,

округлыми апертурами. Использованный размер

которые можно проводить при помощи спектро-

отверстий в маске (200 мк), устанавливаемой в

графа среднего и низкого разрешения ТФОСК, на

фокальной плоскости телескопа РТТ-150, соот-

1.5-м Российско-Турецком Телескопе (РТТ-150).

ветствует 3.5^′′ в поле зрения светоприемника си-

В статье приводятся методическое описание выбо-

ра апертурных отверстий для построения маски ис-

стемы ТФОСК. Кандидаты подбирались по крас-

следуемого скопления, описание выбора апертур-

ной последовательности в пределах 2^′ от ярчайшей

ных отверстий для построения маски исследуемого

галактики скопления таким образом, чтобы цвет

скопления, описание спектрофотометрической об-

r^′-i^′ был менее

0.05

от линейной подгонки, и

работки спектров многощелевого массива данных,

чтобы в маску попали по возможности самые яркие

а также измерение красного смещения и диспер-

галактики.

сии скоростей галактик на примере наблюдения

Апертуры маски определялись согласно следу-

скопления галактик 0301.6 + 0156 из расширенного

ющему алгоритму. Центр маски выбирается цен-

каталога скоплений галактик обзора обсерватории

тром изображения ПЗС приемника и соответ-

им. Планка (Буренин, 2017).

ствует положению ярчайшей галактики скопления

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020

ИЗМЕРЕНИЯ КРАСНЫХ СМЕЩЕНИЙ

0301.6 + 0156 — таким образом, выбирается пер-

вая апертура. Оставшиеся апертуры определяются

следующим образом:

Используя фотометрический каталог SDSS

DR12 (Алам и др., 2015), отбираются все

галактики, отличающиеся от BCG по цвету

r^′-i^′ не более 0.05^m и находящиеся на угло-

вых расстояниях в пределах 1^′ по склонению

и 3^′ по прямому восхождению от нее и блес-

ком не слабее 21^m в полосе r^′.

Из полученной выборки исключаются все

источники, лежащие в пределах 1.5 радиуса

отверстий по прямому восхождению от BCG.

Таким образом, исключались все источники,

спектр от которых мог бы частично перекры-

Рис. 1. Изображениескопленияcl0301.6 + 0156 в поле

вать спектр ярчайшей галактики скопления.

зрения ТФОСК. Север (N) слева, восток (E) вверху.

Синими кружочками показаны отобранные источники

Из оставшегося списка выбиралась ярчай-

для построения маски МОС и соответствующие им

шая галактика, и ее положение определяло

дополнительные отверстия для учета фона неба.

следующее положение отверстия.

Из списка исключались все источники, ле-

источников. Далее определялись и маски-

жащие в пределах 1.5 радиуса отверстий

ровались все области радиусом 5^′′ вокруг

по прямому восхождению по отношению к

всех идентифицированных источников поля

выбранному в пункте 3 источнику.

на уровне 3 стандартных отклонений фо-

на неба. Из оставшегося немаскированного

Пункты 3-4 выполняются до тех пор, пока

изображения выбирались положения апер-

не будет исчерпана вся выборка.

тур фона неба наименее удаленные от ото-

бранного источника.

В поле скопления галактик выбираются как

минимум две опорные звезды по возможно-

8. Используя масштабный множитель между

сти раннего спектрального класса, чтобы в

угловой мерой в поле зрения изображений

области сильных теллурических линий по-

ТФОСК и линейной мерой в фокальной

глощения спектр звезды был гладким, без

плоскости телескопа, строится таблица по-

особенностей. Спектры этих звезд исполь-

ложений апертур в микронах. Определенный

зуются в качестве опорных для суммирова-

из наблюдений масштабный множитель ра-

ния спектров объектов, полученных в разные

вен 54.3 микрон/угл.сек.

эпохи наблюдений, а также для учета теллу-

рических линий поглощений.

9. С помощью таблицы апертур составляет-

ся файл в формате “.dxf” системы автома-

Поскольку в округлую апертуру попадает

тизированного проектирования с заданным

как свет от источника, так и фона неба, то

шаблоном маски, пригодной для установки в

стоит задача учета уровня последнего. Она

колесо апертур системы TFOSC.

решается добавлением в список к отобран-

ным источникам апертур в областях неба

без ярких источников в радиусе 10 угл.сек,

На рис. 1 кружочками показаны отобранные

расположенных на тех же самых значениях

вышеописанным алгоритмом апертуры источников

координат по прямому восхождению, что и

и соответствующие им дополнительные апертуры

отобранные источники. Для отбора апертур

для учета фона неба скопления 0301.6 + 0156.

неба использовалось суммарное изображе-

ние поля SDSS, полученного в фильтрах

НАБЛЮДЕНИЕ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

g^′r^′i^′. Вначале из изображения исключались

МОС

все области, лежащие в полосе 3 радиусов

отверстий по прямому восхождению по от-

Наблюдения скопления 0301.6 + 0156 с маской

ношению к отобранным источникам. Цен-

из 18 источников (16 кандидатов в члены скопления

тры полос соответствуют координатам этих

и две звезды поля: одна — как опорная, а вторая —

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020

ХАМИТОВ и др.

В центральной зоне снимка выделялась по-

лоса шириной 10 пикселей и высотой во

всю длину изображения поперек направле-

ния дисперсии. По медианным значениям на

данной высоте полосы строится профиль,

который является вертикальным разрезом

(a)

(б)

регистрируемых спектров (рис. 3)

На профиле определяются положения ло-

кальных максимумов.

Интервал с центром с наибольший из макси-

мумов подгоняется гауссианой. Центр запи-

(в)

(г)

сывается в список положений дисперсион-

Рис. 2. Поле зрения скопления cl0301.6 + 0156 (а).

ных кривых, и из профиля вычитается полу-

Снимок поля через маску (б). Спектр галогеновой

ченная подгонка, чтобы уменьшить влияние

лампы, полученной с маской и гризмой 15 (в). Спектр

крыльев на соседние максимумы при опреде-

скопления, полученный с маской и гризмой 15 (г).

лении точного положения. Также запомина-

ется полная ширина на половине максимума

гауссианы (F W HM).

10⁴

Из оставшихся локальных максимумов про-

10⁴

филя выбирается наибольший, и повторяет-

10⁴

ся процедура 4 до тех пор, пока из списка не

будут уточнены все положения дисперсий на

10⁴

вертикальном разрезе (рис. 3).

600

800

1000

1200

1400

1600

Далее процедуры 2-5 выполняются для зон

Y-координата

в сторону уменьшения и увеличения по оси

ординат относительно центрального поло-

Рис. 3. Профиль поперек дисперсии для определения

жения с шагом по 100 пикселей.

положения спектров.

Центральное положение дисперсии (Y_c) для

данной апертуры по координате Y хорошо

в качестве звезды-сравнения) проводились 13 но-

описывается полиномом второй степени от

ября 2018 г. Получено 6 спектральных кадров с

координаты X.

экспозицией по 1800 с и на воздушных массах

от 1.3 до 2.4. Ввиду слабо накопленного сигнала

Находится среднее значение F W HM_avg по

и сильного отклонения поглощения в атмосфере

всем значениям F W HM, определяемым в

от закона Бугера на воздушных массах более 2,

процедуре 4.

последний кадр был исключен из анализа. Для дис-

персионной калибровки снимались спектры лампы

Поток F (X, Y_c) на данной координате X и

Fe-Ar с линейчатым эмиссионным спектром, а

центрального положения Y_c для каждой дис-

для учета в длинноволновой части спектров ин-

персионной кривой, который определяется

терференционных структур и нахождения положе-

из полиномиальной подгонки в процедуре 7,

ний дисперсионных кривых — спектры галогено-

определялся как полный поток изображения

вой лампы. Все спектральные кадры как от источ-

Im(X, Y ) на вертикальном интервале [Y₁, Y₂]

ников, так и калибровочные были исправлены за

средневзвешенного по гауссиане G с пол-

ток смещения, и после из них вычитались темновые

ной шириной на середине максимума, равной

снимки, масштабированные на время экспозиции

FWHM_avg и центрированной на Y_c:

кадра.

Извлечение спектров. Процедура поиска по-

∑Y2

ложений и извлечение спектров проводились по

(Im(X, Y_i)G_iW_i(X, Y_i))

Y₁

следующему алгоритму:

F (X, Y_c) =

∑_Y

(G_iW_i(X, Y_i))

1. Регистрируется спектр галогеновой лам-

где Y₁

и Y₂

есть целые значения выражений

пы с маской и дисперсионным элементом

Y - FWHM_avg и Y + FWHM_avg соответственно.

(рис. 2в).

Такое взвешивание целесообразно для уменьшения

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020

ИЗМЕРЕНИЯ КРАСНЫХ СМЕЩЕНИЙ

влияния крыльев сильных теллурических линий

Таблица 1. Определение координаты(X_line) эмиссион-

на соседние спектры при наблюдении слабых

ной линии калибровочного спектра FeAr, полученного

объектов со смещенными друг относительно друга

с гризмой 15 системы ТФОСК, по линейной зависи-

дисперсионными кривыми. Смещение имеет место

мости от Х-координаты отверстия X_pinhole : X_line = a₀ +

из-за того, что от разных апертур свет попадает на

+a₁X_pinhole

диспергирующий элемент под разными углами. Для

учета того, что реальный интервал, внутри которого

Длина

Линия

a₀

a₁

происходит суммирование потока, попадает на

волны (A)

дробное значение пиксела, введена функция W (Y_i),

ArI

4158.6

-697.8

1.00649

которая определяется следующим образом:

ArII

4481.8

-559.3

1.00451

W (Y ) =

⎧

ArII

4545.1

-530.4

1.00308

⎨1, если Y1 < Yi < Y2,

ArII

4657.6

-481.2

1.00090

1 - {Y - FWHM_avg}, если Y_i = Y₁,

⁼⎪⎩

ArII

4764.9

-436.1

1.00031

{Y + F W HM_avg}, если Y_i = Y₂,

ArII

4806.0

-418.7

0.99989

где выражение, заключенное в фигурные скобки

ArII

4879.9

-387.3

0.99967

{ }, — дробная часть числа.

ArII

4965.1

-352.2

0.99902

ArII

5062.0

-312.0

0.99823

ДИСПЕРСИОННАЯ КАЛИБРОВКА

FeI

5269.5

-226.1

0.99707

FeI

5328.0

-201.5

0.99693

В зависимости от положения отверстия мас-

ки в поле зрения приемника излучения видимые

ArI

5495.9

-131.7

0.99528

спектры регистрируются в различных диапазонах

ArI

6032.1

87.1

0.99072

длин волн. Рисунок 2б соответствует положению

ArII

6114.9

117.1

0.99062

отверстий, а на рис. 2г изображены полученные

спектры небесных источников, соответствующие

FeI

6172.3

141.6

0.99009

этим отверстиям. На каждом спектре явно выде-

ArII

6416.3

240.0

0.98782

ляется сильная эмиссионная теллурическая линия

нейтрального кислорода (5577.2

A, [OI]). Хорошо

ArI

6677.3

343.0

0.98733

видно, что она смещается в зависимости от поло-

ArI

6871.3

421.7

0.98395

жения отверстия. Как уже было отмечено выше,

данное смещение имеет место из-за того, что от

ArI

6965.4

459.0

0.98305

разных апертур свет попадает на диспергирующий

ArI

7067.2

499.5

0.98197

элемент под разными углами.

ArI

7147.0

531.3

0.98100

На основе спектров калибровочной лампы Fe-

ArI

7272.9

580.8

0.98005

Ar, полученных с использованием маски с отвер-

стиями и гризмы #15 системы ТФОСК и веб-

ArI

7384.0

624.4

0.97933

ресурса обсерватории NOAO¹ , измерялись поло-

ArI

7635.1

723.5

0.97673

жения некоторых самых ярких и малоблендирован-

ArI

7948.2

846.0

0.97393

ных линий железа и аргона для спектров соответ-

свующего отверстия. Оказалось, что в первом при-

ArI

8264.5

969.5

0.97071

ближении, с точностью 1-2 пикселя, положение

ArI

8521.4

1069.1

0.96849

линий лампы описывается линейной зависимостью

от координаты X отверстия. Это позволило на-

ArI

8667.9

1126.0

0.96694

писать программу автоматической дисперсионной

калибровки спектров, которой мы и пользовались

в дальнейшем. В табл. 1 приведены отождеств-

Более точное положение линий рассчитывается

ления использованных нами линий лампы Fe-Ar,

с использованием непосредственно спектров Fe-

их длины волн и соответствующие коэффициенты

Ar. Для определения точного максимума соответ-

линейной зависимости от координаты X отверстия.

ствующей линии было использовано параболиче-

ское приближение в районе ±4 пиксел вокруг пред-

¹ http://iraf.noao.edu/specatlas/fear/fear.html

вычисленного по коэффициентам линейной зави-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020

ХАМИТОВ и др.

3.0

2.5

2.0

1.5

1.0

0.5

4000

5000

6000

7000

8000

9000

4000

5000

6000

7000

8000

9000

Wavelength (Angstroms)

Рис. 4. Инструментальный спектр опорной звезды.

Рис. 5. Инструментальный спектр опорной звезды

после учета интерференции.

симости из табл. 1 приближенного значения по X-

малым отверстием, фон неба не может быть учтен

координате отверстия. Для всех спектров диспер-

сионное решение описывается полиномом третьей

непосредственно его оцениванием в окрестностях

степени, среднеквадратичное отклонение состави-

источника. Поэтому мы сделали дополнительные

отверстия в маске, которые расположены на тех же

ло менее 2˚A.

координатах вдоль дисперсии, что и источники, но

смещены поперек дисперсии. Также имеются огра-

УЧЕТ ИНТЕРФЕРЕНЦИИ НА СТРУКТУРЕ

ничения по точности в изготовлении одинаковых по

ПЗС-МАТРИЦЫ

размеру отверстий. Кроме того, возможно наличие

микропылинок на краях отверстий. Эти вариации

В использованном нами ПЗС-приемнике

в площади отверстий приводят к различному реги-

DW436N-BV Andor наблюдается интерференция

стрируемому потоку фона неба, что ставит задачу

на структуре ПЗС-матрицы в красной области

масштабирования регистрируемых спектров.

спектра на длинах волн более 7000

A. Вариации

Поскольку фон неба равномерно заполняет от-

регистрируемого сигнала из-за интерференции

верстие, и исследуемые источники достаточно сла-

значительно осложняют обработку спектров в

бы — на уровне фона неба или слабее, то полный

ближнем инфракрасном диапазоне электромагнит-

поток в сильной теллурической эмиссионной линии

ного излучения. Для учета влияния интерференции

нейтрального кислорода OI (5577.2

A) можно ис-

нами был использован стандартный подход, ос-

пользовать для учета вариаций потока фона из-за

нованный на использовании спектра галогеновой

отличия в площади отверстий и соответствующего

лампы (S_hal). Получаемый спектр галогеновой

масштабирования двух различных спектров. Для

лампы для данного отверстия сглаживался сколь-

оценки потока в линии OI спектр подгонялся гаус-

зящим средним с окном 30 пиксел, который в

сианой и линейной зависимостью от длины волны

области длин волн более

7000

A подгонялся

в области на расстояниях менее 80

A от центра

полиномом 5-й степени (P₅). Искажение спектра

этой линии. Поток принимался как интеграл от

за счет интерференции (K_fringe) определяется как

гауссианы в выбранной области, в то время как

отношение подгонки и спектра галогеновой лампы:

члены линейной зависимости являются оценкой

P₅

континуума спектра. Все спектры от дополнитель-

K_fringe =

ных отверстий были пересчитаны на целочислен-

S_hal

ные значения длин волн в ангстремах и приведены

В дальнейшем все спектры для данной апперту-

к единому потоку. В качестве опорного спектра для

ры исправлялись простым домножением на K_fringe.

масштабирования по потоку был выбран спектр

фона неба с наибольшим значением потока в линии

На рис. 4 и рис. 5 показаны инструментальный

спектр звезды сравнения и результат исправления

OI. Далее строился составной спектр фона неба

следующим образом:

интерференционной картины в красной области

⎧

этого же спектра соответственно. Видно, что зна-

⎨F1(λ), если N = 1,

чительное уменьшение вариаций потока в спектре

звезды в этой области спектра.

Sky(λ) =

0.5(F₁(λ) + F₂(λ)), если N = 2,

⎪

^⎩median(F

(λ)), если N > 2,

(1,N)

УЧЕТ ФОНА НЕБА

где λ пробегает все значения от наименьшей до

наибольшей длины волны из всех спектров с шагом

В отличие от спектральных наблюдений с длин-

ной щелью в спектрах, полученных от аппертур с

A; N — общее число спектров на данной длине

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020

ИЗМЕРЕНИЯ КРАСНЫХ СМЕЩЕНИЙ

3.0

O₃

1.02

2.5

1.00

2.0

0.98

0.96

1.5

0.94

1.0

400

600

800

1000

O₂

0.5

1.1

1.0

4000

5000

6000

7000

8000

9000

0.9

Wavelength (Angstroms)

0.8

0.7

Рис. 6. Инструментальный спектр опорной звезды

0.6

400

600

800

1000

после учета фона неба.

H₂O

1.1

волны. Перед вычитанием из спектра объекта со-

1.0

ставной спектр фона неба масштабировался к по-

0.9

току спектра объекта в линии OI. На рис. 6 пока-

0.8

зан инструментальный спектр звезды сравнения с

0.7

вычетом фона неба.

400

600

800

1000

Wavelength (nm)

УЧЕТ ТЕЛЛУРИЧЕСКИХ ЛИНИЙ

Рис. 7. Атмосферное пропускание в теллурических

ПОГЛОЩЕНИЯ H₂O, O₂, O₃

линииях О3, О2 и Н2О.

При спектральных наблюдениях небесных ис-

точников с Земли в спектрах присутствуют силь-

Mg и NaD, а также скачок около длины волны

ные теллурические линии поглощения, возникаю-

щие на молекулах земной атмосферы. Для высоко-

4000

A, несколько зашумляют оценки. В спектрах

горных обсерваторий, в число которых входит На-

звезд главной последовательности спектрального

циональная обсерватория ТЮБИТАК, где распо-

класса F и более ранних в области окон прозрач-

ложен 1.5-м телескоп РТТ-150, основными источ-

ности атмосферы и самих теллуричеcких линий от

никами поглощения в теллурических линиях явля-

7000

до 9000

A нет выраженных особенностей.

ются молекулы воды (H₂O), молекулярного кисло-

Ввиду относительной узости этих линий измене-

рода (O₂) и озона (O₃). Если О₃ создает широкую

ние чувствительности ПЗС-приемника и влияние

от 5000

A до 7000

A гладкую линию поглощения

оптики телескопа и спектрографа можно принять

и снижает поток приходящего излучения всего на

линейными. Следовательно, можно уверенно по-

несколько процентов, то влияние О₂ и Н₂О имеет

строить континуум в данной спектральной области,

более сложный и выраженный характер. На рис. 7

а отклонения от него будут обусловленны только

показаны зависимости атмосферного пропускания

атмосферным поглощением. Таким образом, атмо-

для О₃, О₂ и Н₂О соответственно. Зависимости

сферное пропускание в линиях Н₂О и О₂ может

построены на основе веб-ресурса TAPAS² (Берто

быть получено путем сравнения спектров звезд

и др., 2014) обсерватории Пик дю Миди на момент

класса F и зависимости, построенной на основе

наших наблюдений.

TAPAS.

Полученные с высоким спектральным разре-

При одновременных наблюдениях большого

шением зависимости атмосферного пропускания

числа источников все спектры регистрируются в

были свернуты с широкополосной гауссианой (σ ∼

одинаковых атмосферных условиях. Поэтому на-

∼ 10

A), характеризующей аппаратную функцию

личие среди источников звезды соответствующего

системы ТФОСК. Сильное атмосферное поглоще-

спектрального класса позволяет восстанавливать

спектральное распределение всех исследуемых

ние в линиях О₂ и Н₂О в области выше 6700˚A за-

источников до входа излучения в атмосферу

мывает спектральные особенности эллиптических

галактик скопления, попадающие на эти линии.

Земли в области теллурических линий Н₂О и О₂.

При определении красного смещения этих источ-

При выборе звезды сравнения мы использовали

ников света методом кросс-корреляции с шаб-

условие: g-r < 0.34, что соответствует звезде

лонным спектром исключение хорошо выражен-

главной последовательности более ранней, чем

ных особенностей, таких как линии поглощения G,

F9V. Теллурическая линия О₃ является достаточно

широкой, поэтому определение континуума в этой

² http://cds-espri.ipsl.fr/tapas/

области затруднено из-за того, что предположе-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020

ХАМИТОВ и др.

3.0

1500

2.5

2.0

1000

Na D

1.5

1.0

500

0.5

CaII

4000

5000

6000

7000

8000

9000

4000

5000

6000

7000

8000

9000

Wavelength (Angstroms)

Рис. 8. Инструментальный спектр опорной звезды

Рис. 9. Составной спектр опорной звезды.

после учета теллурических линий поглощения.

массах менее 2. На рис. 9, 10 и 11 приведены

ние о линейной зависимости инструментальной

составные спектры опорной звезды, звезды срав-

чувствительности оказывается неверным. Однако

нения и BCG.

поскольку линия образуется в верхних слоях

атмосферы Земли, то без большой потери точ-

Спектр опорной звезды соответствует звезде-

ности можно принять эту зависимость как и для

гиганту спектрального класса F. Наблюдаются хо-

обсерватории Пик дю Миди. На рис. 8 показан

рошо выраженная серия поглощения Бальмера,

инструментальный спектр опорной звезды после

а также триплет CaII и линия поглощения Mg.

удаления вклада теллурических линий поглощения.

Судя по полученному спектру, температура звезды,

определенная по данным GAIA DR2 (T_eff = 5112 K,

d = 500 пк), была определена ошибочно. На рас-

ПОСТРОЕНИЕ СОСТАВНОГО СПЕКТРА

стоянии опорной звезды в линию поглощения NaD

При наблюдениях слабых источников требует-

существенный вклад добавляет межзвездное по-

ся длительное накопление сигнала, следователь-

глощение — в направлении на скопление оно со-

но, регистрируемые спектры будут соответствовать

ставляет A_V = 0.243 (Шлегель и др., 1998).

различным атмосферным условиям. Наличие среди

Cпектры звезды сравнения показывают пере-

источников опорной звезды позволяет получать ко-

менный характер — наблюдается изменение пото-

эффициенты учета инструментальной чувствитель-

ка континуума примерно в 1.5 раза за время на-

ности и атмосферной прозрачности, даже если на-

блюдений порядка 3 ч. Также зарегистрировано

блюдения проводились не в спектрофотометриче-

смещение в линии Нα — источник приближается

ских условиях. Для этого необходимо иметь спек-

со скоростью порядка 300 км/с. Определенный

тральное распределение опорной звезды в энерге-

по данным GAIA параллакс дает оценку порядка

тических единицах, которое получается стандарт-

10 кпк с такой же ошибкой. Возможно, большая

ным способом с наблюдением спектрофотометри-

ошибка связана с двойственностью системы. С

ческого стандарта с длинной щелью в благопри-

другой стороны, на таком расстоянии звезда срав-

ятных атмосферных условиях. В предположении,

что за время наблюдений поток от опорной звезды

нения была бы на 2-3 звездной величины слабее

наблюдаемой (∼20m.0 для звезды класса G). Во-

не меняется, приведенные за атмосферу и с уче-

прос о двойственности звезды сравнения остается

том инструментальной чувствительности спектры

открытым.

далее можно обрабатывать и получить составной

спектр с лучшим отношением сигнала к шуму.

Спектр BCG получен с хорошим накоплением,

Даже если наблюдения проводились в различ-

и основные детали — линии поглощения — отчет-

ные ночи, уровень потока опорной звезды мож-

ливо видны. Причем оказалось, что линия NaD

но контролировать фотометрически с помощью

практически в точности попадает на сильную тел-

дополнительных наблюдений в широкополосных

лурическую линию О₂. Видно, что, несмотря на это

фильтрах. Для спектрофотометрической калибров-

обстоятельство, ее удалось эффективно восстано-

ки опорной звезды использовался спектрофото-

вить. В кружочке отмечена узкая линия погло-

метрический стандарт HR718³ . При получении со-

щения NaD, образованная веществом Млечного

ставного спектра мы использовали медианные зна-

Пути на луче зрения в направлении на ярчайшую

чения из 5 спектров, полученных при воздушных

галактику скопления. Также видны сильные эмис-

сионные линии Нα и однажды ионизованного азота

³ https://www.eso.org/sci/observing/tools/standards

NII, указывающие на процессы звездообразования

/spectra/hr718.html

в галактике.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020

ИЗМЕРЕНИЯ КРАСНЫХ СМЕЩЕНИЙ

200

120

HNII

100

NII

150

Mg Na D

100

Na D

CaII

4000

5000

6000

7000

8000

9000

4000

5000

6000

7000

8000

9000

Wavelength (Angstroms)

Рис. 10. Составной спектр звезды сравнения.

Рис. 11. Составной спектр BCG.

ОТОЖДЕСТВЛЕНИЕ ГАЛАКТИК —

Оценка красного смещения ярчайшей галактики

ЧЛЕНОВ СКОПЛЕНИЯ, ИЗМЕРЕНИЕ

скопления, которое мы принимаем за красное сме-

КРАСНЫХ СМЕЩЕНИЙ И ДИСПЕРСИИ

щение скопления, составляет z_BCG = 0.16987 ±

СКОРОСТЕЙ

± 0.0005. Красное смещение скопления можно

уточнить по многообъектным данным. Для этого

Визуальной инспекцией из кандидатов в члены

надо просуммировать все спектры эллиптических

скопления были выделены 9 галактик Е-типа. Из-

галактик скопления, т.е. собрать фотоны с большей

мерение красного смещения проводилось тем же

площади и тем самым увеличить отношение сигна-

способом, что мы использовали в нашей работе по

ла к шуму составного спектра. В итоге строится

измерению красных смещений скоплений галактик

средневзвешенный по яркости спектр по большому

из обзора Планка (Сообщество Планка, 2015а;

количеству галактик с усреднением их лучевых

Воробьев и др., 2016; Зазнобин и др., 2019) — ме-

скоростей. По этому спектру получается более

тодом кросс-корреляции с шаблонным спектром.

точное измерение z скопления, которое, как и

В качестве шаблона можно взять спектр близкой

ожидалось, получилось с лучшей точностью z_cl =

эллиптической галактики с высоким отношением

= 0.17057 ± 0.0004.

сигнал-шум, либо воспользоваться синтетическим

спектром. Спектр-шаблон смещается относитель-

но спектра интересующей нас галактики с опреде-

УТОЧНЕНИЕ КРАСНОЙ

ленным шагом, на каждом этапе вычисляется зна-

ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ И

чение χ² как квадрат разницы спектра галактики и

ПОТЕНЦИАЛЬНОЕ ЧИСЛО КАНДИДАТОВ

смещенного спектра-шаблона. Таким образом, ве-

На основе отождествленных членов скопления

личина χ² определяется как функция от смещения

также можно уточнить зависимость красной по-

спектра-шаблона. Вычисляя минимум χ², находим

следовательности. Для данного скопления она опи-

искомое смещение и ошибку его измерения.

сывается выражением:

В табл. 2 приведены высококачественные изме-

рения красного смещения и соответствующие им

r^′ - i^′ = 0.704-0.009r^′.

ошибки для этих объектов. Точность определения

красных смещений δz/z ≈ 0.001 достигается для

Измеренное среднеквадратичное отклонение

эллиптических галактик с блеском до 19m. 5 в поло-

положений галактик от красной последователь-

се r Слоановской фотометрической системы. Кро-

ности составляет 0m. 02 по цвету r^′-i^′. На риc. 12

ме эллиптических галактик, 4 идентифицированы

показана диаграмма блеск (r^′) — цвет (r^′-i^′) всех

как спиральные галактики, а 2 объекта из-за недо-

галактик до 22^m в радиусе 3^′ от BCG. Кружочками

статочто накопленного сигнала отождествить не

отмечены галактики, которые вошли в список

удалось. Один спектр оказался зашумлен линиями

источников, для которых были получены спектры.

неба от соседнего отверстия из-за технологической

Кружочками большего размера отмечены отож-

неточности при производстве маски. Видно, что при

дествленные галактики скопления Е-типа. Пунк-

помощи спектрографа ТФОСК с использованием

тиром отмечены зоны на расстоянии 3 стандартных

многообъектных масок в одном наблюдении можно

отклонений от центральной линии красной по-

измерять красные смещения галактик с величина-

следовательности. Ограничиваясь блеском m_r ≤

ми до m_r = 20.0.

≤ 21.0, было подсчитано общее число галактик в

На основе полученых измерений красного

зависимости от разности между заданным блеском

смещения мы оценили дисперсию скоростей ис-

и блеском BCG. Данная зависимость хорошо под-

следуемого скопления как σ_v = 530 ± 60 км/с.

гоняется показательной функцией с показателем,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020

ХАМИТОВ и др.

Таблица 2. Результаты измерений красных смещений кандидатов в члены скопления cl0301.6 + 0156. Фотометри-

ческие оценки красного смещения объектов (z_phot) взяты из каталога SDSS DR12

RA(J2000)

DEC(J2000)

g-r

r-i

z_phot

z_err

Примечание

03 01

31.20

+01

26.1

18.65

1.29

0.54

0.214

0.17026

0.0008

03 01

34.36

+01

55.7

18.31

1.29

0.56

0.197

0.17591

0.0006

03 01

37.54

+01

21.9

18.17

1.21

0.52

0.182

0.16543

0.0009

03 01

37.80

+01

32.3

18.08

1.29

0.52

0.212

0.16523

0.0006

03 01

38.20

+01

14.6

16.55

1.31

0.56

0.175

0.16987

0.0005

BCG

03 01

38.48

+01

18.9

17.49

1.26

0.52

0.176

0.16902

0.0005

03 01

38.96

+01

35.5

19.50

1.34

0.53

0.233

0.17309

0.0008

03 01

39.33

+01

04.0

18.69

1.25

0.58

0.195

0.16918

0.0006

03 01

40.98

+01

31.6

18.21

1.34

0.53

0.192

0.17004

0.0006

03 01

32.52

+01

36.0

20.39

0.97

0.55

0.298

faint

03 01

35.43

+01

32.6

19.41

1.23

0.55

0.222

S-type

03 01

36.99

+01

46.4

20.23

1.33

0.52

0.257

S-type

03 01

39.97

+01

49.4

19.16

1.25

0.53

0.202

bad pinhole position

03 01

42.67

+01

46.3

20.76

1.09

0.54

0.362

faint

03 01

47.67

+01

42.3

20.04

1.36

0.54

0.241

S-type

03 01

48.01

+01

27.4

19.34

1.34

0.55

0.247

S-type

RA(J2000)

DEC(J2000)

g-r

r-i

Star

03 01 29.62

+01 55 51.0

15.31

0.32

0.11

опорная

03 01 43.38

+01 54 11.4

17.09

0.33

0.15

сравнения

близким к 3/2. На рис. 13 показан результат под-

поля зрения 11^′ можно потенциально получить до

гонки общего числа галактик, лежащих в пределах

100-110 спектров. Причем для оценки фона неба

3σ внутри красной последовательности, функцией

необязательно делать отверстие, соответствующее

объекту. Достаточно по всему полю равномерно

Ngal = 10Δm2r . Используя данную зависимость,

можно оценить потенциальное число кандидатов в

определить десяток апертур и по ним построить

маске в поле зрения ТФОСК.

составной спектр фона неба, как было определе-

но в настоящей статье в разделе по учету фона

Оптимальное расстояние между отверстиями

по оси, перпендикулярной направлению диспер-

неба. С другой стороны, скопление галактик —

сии, для того чтобы получать неперекрывающие-

это компактное образование, которое ограничено в

ся спектры, — это 6^′′. Таким образом, на размере

среднем размером области 1 Мпк, а также в ви-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№1

ИЗМЕРЕНИЯ КРАСНЫХ СМЕЩЕНИЙ

1.5

маски, возможно провести высокоточные измере-

ния красных смещений от 15 до 50 галактик.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

1.0

В работе представлен пример одновременного

спектроскопического измерения красных смеще-

ний большого числа галактик в скоплении ме-

тодом многообъектной спектроскопии. Получены

0.5

измерения красных смещений галактик скопления

0301.6 + 0156, расположенного на z = 0.17057 ±

± 0.0004, обнаруженного ранее по наблюдению

сигнала Сюняева-Зельдовича в обзоре всего неба

обсерватории им. Планка (Буренин, 2017).

С помощью спектрографа среднего и низко-

го разрешения ТФОСК, на

1.5-м Российско-

Рис. 12. Красная последовательность в области скоп-

Турецком Телескопе (РТТ-150), используя мно-

ления cl0301.6 + 0156 и спектрально идентифициро-

ванные эллиптические галактики скопления (отмечены

гообъектные маски поля, в одном наблюдении с

кружочками).

экспозицией 3 ч получены спектры 16 галактик

скопления, 9 из которых определены как эллип-

тические, и для них произведены высококачествен-

ные измерения красных смещений. Еще 4 опреде-

лены как спиральные галактики, 2 объекта из-за

недостаточно накопленного сигнала отождествить

не удалось, а один спектр оказался зашумлен

линиями неба от соседнего отверстия.

Показано, что при помощи спектрографа

ТФОСК с использованием многообъектных масок

в одном наблюдении можно измерять красные

смещения галактик с величинами до m_r = 20.0. В

поле размером около 11^′ × 11^′, в зависимости от

богатства и расстояния до скопления, общее число

одновременных спектральных измерений может

составить от 15 до 50 галактик для скоплений на

z < 0.3. Такие измрения могут потребоваться в

m_r

будущем для уточнения красных смещений скоп-

Рис. 13. Общее число галактик, определенноепо крас-

лений, а также для оценок их масс динамическим

ной последовательности, скопления cl0301.6 + 0156 в

способом.

зависимости от разности между заданным блеском и

Авторы благодарят ТЮБИТАК, ИКИ, КФУ

блеском BCG.

и АН РТ за частичную поддержку в использо-

вании РТТ150 (Российско-Турецкий 1.5-м теле-

димой нами проекции галактики распределены по

скоп в Анталии). Работа выполнена при поддержке

обеим координатам. Следовательно, общее число

гранта РНФ 18-22-00520. Paбота С. Мельнико-

галактик в одной маске будет вдвое меньше об-

ва выполнена частично за счет средств субси-

щего числа. Либо посредством двух масок можно

дии 3.6714.2017/8.9, выделенной Казанскому фе-

покрыть значительную часть кандидатов. Начиная

деральному университету для выполнения госуда-

с z < 0.1, угловой размер 1 Мпк более 10^′, и может

ственного задания в сфере научной деятельности.

быть использовано все поле матрицы. Общее число

галактик в этом случае составляет около 100 кан-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

дидатов. Для скоплений с z > 0.3 угловой размер

1. Алам и др. (S. Alam, F.D. Albareti, C.A. Prieto,

скопления уменьшается до 2 угл. мин и общее

F. Anders, S.F. Anderson, T. Anderton,

число галактик ниже установленного нами предела

B.H. Andrews, E. Armengaud, et al.), Astrophys.

для РТТ-150 (m_r ≤ 20.0) ограничивается 30 кан-

J. Suppl. Ser. 219, 12 (2015).

дидатами. Таким образом, можно заключить, что в

2. Аслан и др., Письма в Астрон. журн. 27,

464

случае массивных скоплений галактик на красных

(2001). [Z. Aslan, I.F. Bikmaev, E.A. Vitrichenko,

смещениях z < 0.3, по данным наблюдений РТТ-

R.I. Gumerov, L.A. Dembo, S.F. Kamus, V. Keskin,

150, выполненных с использованием только одной

U. Kiziloglu, et al., Astron. Lett. 27, 398 (2001)].

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020

ХАМИТОВ и др.

Афанасьев В.Л., Моисеев А.В. Письма в Астрон.

17.

Манц и др. (A. Mantz, S.W. Allen, D. Rapetti, and

журн. 31, 214 (2005). [V.L. Afanasiev, A.V. Moiseev,

H. Ebeling), MNRAS 406, 1759 (2010).

Astron. Lett. 31, 194 (2005)].

18.

Олд и др. (L. Old, R.A. Skibba, F.R. Pearce,

Берто и др. (J.L. Bertaux, R. Lallement, S. Ferron,

D. Croton, S.I. Muldrew, J.C. Mu ˜noz-Cuartas,

C. Boonne, and R. Bodichon, et al.), Astron.

D. Gifford, M.E. Gray, et al.), MNRAS 441, 1513

Astrophys. 564, A46 (2014).

(2014).

Боргани и др. (S. Borgani, P. Rosati, P. Tozzi,

19.

Пьер и др. (M. Pierre, F. Pacaud, J.B. Juin,

S.A. Stanford, P.R. Eisenhardt, C. Lidman,

J.B. Melin, P. Valageas, N. Clerc and P.S. Corasaniti,

B. Holden, R.D. Ceca, et al.), Astrophys. J. 561,

et al.), MNRAS 414, 1732 (2011).

13 (2001).

20.

Розо и др. (E. Rozo, R.H. Wechsler, E.S. Rykoff,

Буренин и др.

[R.A. Burenin, A. Vikhlinin,

J.T. Annis, M.R. Becker, A.E. Evrard, J.A. Frieman,

A. Hornstrup,

H. Ebeling, H. Quintana,

S.M. Hansen, et al.), Astrophys. J. 708, 645 (2010).

A. Mescheryakov] Astrophys. J. Suppl. Ser. 172, 561

21.

Саро и др. (A. Saro, J.J. Moh, G. Bazin, and

(2007).

K. Dolag), Astrophys. J. 772, 17 (2013).

Буренин Р.А., Вихлинин А.А. Письма в Астрон.

22.

Сообщество Планка (Planck 2013 Results XXIX:

журн. 38, 395 (2012). [R.A. Burenin, A.A. Vikhlinin,

P.A.R. Ade, N. Aghanim, C. Armitage-Caplan,

Astron. Lett. 38, 395].

et al.), Astron. Astrophys.

571, A29

(2014a);

Буренин Р.А. Письма в Астрон. журн. 43, 559

arXiv:1303.5089.

(2017). [R. A. Burenin, Astron. Lett. 43, 507 (2017)].

23.

Сообщество Планка (Planck

2013

Results XX:

Буренин Р.А., Бикмаев И.Ф., Хамитов И.М., Зазно-

P.A.R. Ade, N. Aghanim, C. Armitage-Caplan, et al.),

бин И.А., Хорунжев Г.А., Еселевич М.В., Афана-

Astron. Astrophys. 571, A20 (2014б).

сьев В.Л., Додонов С.Н. и др. Письма в Астрон.

24.

Сообщество Планка (Planck Intemediate Results

журн. 44, 297 (2018). [R.A. Burenin et al., Astron.

XXVI: P.A.R. Ade, N. Aghanim, M. Arnaud,

Lett. 44, 297 (2018)].

et al.), Astron. Astrophys.

582, A29

(2015a);

10.

Вихлинин и др. (A. Vikhlinin, A. Voevodkin,

arXiv:1407.6663.

C.R. Mullis, L. van Speybroeck, H. Quintana,

25.

Сообщество Планка (Planck 2013 Results XXXII:

B.R. McNamara, I. Gioia, A. Hornstrup, et al.),

P.A.R. Ade, N. Aghanim, C. Armitage-Caplan,

Astrophys. J. 590, 15 (2003).

et al.), Astron. Astrophys.

581, A14

(2015б);

11.

Вихлинин и др. (A. Vikhlinin, A.V. Kravtsov,

arXiv:1502.00543.

R.A. Burenin, H. Ebeling, W.R. Forman,

26.

Сообщество Планка (Planck Intermediate Results

A. Hornstrup, C. Jones, S.S. Murray, et al.),

XXXVI: P.A.R. Ade, N. Aghanim, M. Arnaud,

Astrophys. J. 692, 1060 (2009).

et al.), Astron. Astrophys.

586, A139

(2016a);

12.

А.А. Вихлинин, А.В. Кравцов, М.Л. Маркевич,

arXiv:1504.04583.

Р.А. Сюняев, Е.М. Чуразов, Успехи физических

27.

Сообщество Планка (Planck 2015 Results XXVII:

наук 57, 317 (2014).

P.A.R. Ade, N. Aghanim, M. Arnaud, et al.), Astron.

13.

Воробьев В.С., Буренин Р.А., Бикмаев И.Ф., Хами-

Astrophys. 594, A27 (2016б); arXiv:1502.01598.

тов И.М., Додонов С.Н., Жучков Р.Я. и др., Письма

28.

Сообщество Планка (Planck 2015 Results XXIV:

в Астрон. журн. 42, 81 (2016). [V.S. Vorobyev et al.,

P.A.R. Ade, N. Aghanim, M. Arnaud, et al.), Astron.

Astron. Lett. 42, 63 (2016)].

Astrophys. 594, A24 (2016в); arXiv:1502.01597.

14.

Джабвала и др. (M.D. Jhabvala, D. Franz, T. King,

29.

Сюняев и Зельдович (R.A. Sunyaev and

G. Kletetschka, A.S. Kutyrev, M.J. Li, S.E. Meyer,

Ya.B. Zeldovich), Comm. Astrophys. Sp. Phys.

S. Moseley, et al.), Proc. SPIE 6959, 17 (2008).

4, 173 (1972).

15.

Зазнобин И.А., Буренин Р.А., Бикмаев И.Ф., Ха-

30.

Хо и др. (M. Ho, M.M. Rau, M. Ntampaka, A. Farahi,

митов И.М., Хорунжев Г.А., Коноплев В.В., Еселе-

H. Trac and B. P ´oczos, et al.), Astrophys. J. in press

вич М.В., Афанасьев В.Л. и др., Письма в Астрон.

(2019); arXiv:1902.05950.

журн. 45, 2 (2019) [Zaznobin et al., Astron. Lett. 45,

31.

Хорди (C. Jordi), Astrophys. Space Sci. 263, 369

2 (2019)].

(1998).

16.

Капассо и др. (R. Capasso, J.J. Mohr, A. Saro,

32.

Шлегель и др. (D.J. Schlegel, D.P. Finkbeiner,

A. Biviano, N. Clerc, A. Finoguenov, S. Grandis,

M. Davis), Astrophys. J. 500, 525 (1998).

C. Collins, et al.), MNRAS 486, 1594 (2019).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№1

2020