ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 1, с. 3-11

ОЦЕНКА МАССЫ ОЧЕНЬ МАССИВНОГО СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК

SRGe CL2305.2-2248 ПО СИЛЬНОМУ ЛИНЗИРОВАНИЮ

А. А. Круглов⁵, Р. А. Буренин^5,4, М. Р. Гильфанов^5,7, А. А. Гроховская^8,9,

С. Н. Додонов^8,9,4, С. Ю. Сазонов⁵, А. А. Старобинский¹⁰,

Р. А. Сюняев^5,7, И. И. Хабибуллин^11,5,7, Е. М. Чуразов^5,7

¹Государственная обсерватория ТЮБИТАК, Анталья, Турция

²Казанский федеральный университет, Казань, Россия

³Академия наук Татарстана, Казань, Россия

⁴Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

⁵Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

⁶Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Астрокосмический центр, Москва, Россия

⁷Институт астрофизики общества им. Макса Планка, Гархинг, Германия

⁸Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия

⁹Институт Прикладной Астрономии РАН, Санкт-Петербург, Россия

¹⁰Институт теоретической физики им. Ландау РАН, Черноголовка, Россия

¹¹Обсерватория Мюнхенского Университета им. Людвига и Максимилиана, Мюнхен, Германия

Поступила в редакцию 01.12.2021 г.

После доработки 03.12.2021 г.; принята к публикации 03.12.2021 г.

Cкопление галактик SRGe CL2305.2-2248 (SPT-CL J2305-2248, ACT-CL J2305.1-2248) является

одним из наиболее массивных скоплений на больших красных смещениях (z ≃ 0.76) и представляет

большой интерес для космологии. Для задачи оптического отождествления данного скопления на

1.5-м Российско-Турецком телескопе РТТ-150 были получены глубокие снимки, которые совместно

с открытыми архивными данными космического телескопа Хаббла позволили выделить кандидаты

в гравитационно-линзированные изображения далеких голубых галактик в виде арок и арклетов.

Наблюдаемая гигантская арка вблизи ярчайших галактик скопления позволяет оценить радиус кольца

Эйнштейна, который составляет 9.8 ± 1.3 угловых секунд. Было получено фотометрическое красное

смещение линзированного источника (z_s = 2.44 ± 0.07), использование которого совместно с оценкой

радиуса кольца Эйнштейна позволило получить независимую оценку массы SRGe CL2305.2-2248,

экстраполируя результаты по сильному линзированию на большие радиусы, а также используя

модельные профили распределения плотности в релаксированных скоплениях. Такая экстраполяция

приводит к оценкам массы в ∼1.5-3 раза меньше полученных по наблюдениям в рентгеновском и

микроволновом диапазонах. Вероятной причиной такого расхождения может быть процесс слияния

скоплений, что также подтверждается морфологией SRGe CL2305.2-2248 в оптическом диапазоне.

Ключевые слова: скопления галактик, скопление галактик SRGe CL2305.2-2248, сильное линзиро-

вание.

DOI: 10.31857/S0320010822010041

ВВЕДЕНИЕ

неба телескопа еРОЗИТА на борту космической

обсерватории СРГ, который завершился в июне

Очень массивное скопление галактик SRGe

2020 г. По результатам оптических наблюдений

CL2305.2-2248 было обнаружено в рентгенов-

на Российско-Турецком 1.5-м телескопе РТТ-150

ских лучах по результатам первого обзора всего

и 6-м телескопе БТА было выполнено оптиче-

^*Электронный адрес: irek_khamitov@hotmail.com

ское отождествление скопления, а также получено

ХАМИТОВ и др.

Таблица 1. Журнал наблюдений SRGe CL2305.2-2248

ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ

на РТТ-150

Глубокие прямые изображения поля скоп-

ления SRGe CL2305.2-2248 были получены

Дата

F, SDSS N

T,с

σ,^′′

на Российско-Турецком 1.5-м телескопе РТТ-

150

в рамках наземной поддержки источни-

2020-08-23

2400

2.4

ков рентгеновского обзора телескопа еРОЗИТА

на борту космической обсерватории Спектр-

2020-08-23

2400

2.0

Рентген-Гамма (СРГ). Наблюдения проводились

на приборе TFOSC в период с 23 по 26 августа

2020-08-23

2400

1.7

2020 г. в фильтрах g, r, i, z Слоановского обзора.

В качестве приемника излучения использовалась

2020-08-23

2400

1.7

ПЗС-камера Andor iKon-L 936 BEX2-DD-9ZQ

размером 2048 × 2048 пикселей с элементом раз-

2020-08-24

2400

1.6

решения 0′′. 326. Квантовая эффективнось ПЗС-

приемника порядка

90% и выше в диапазоне

2020-08-24

2400

1.7

длин волн от 4000 до 8500˚A. В табл. 1 приведен

2020-08-24

2400

1.6

журнал выполненных наблюдений. Суммарные

экспозиции умеренного качества составили 13 200,

2020-08-24

3000

1.6

13800,

8400

с в фильтрах g, r, i, z

Слоановского обзора соответственно. Полная

2020-08-25

2400

2.0

экспозиция в каждом фильтре разбивалась на экс-

позиции по 600 с, между которыми ось наведения

2020-08-25

3000

2.2

телескопа смещалась на 10-20^′′ в произвольном

направлении. Обработка прямых изображений

2020-08-25

3600

2.1

проводилась стандартным образом с помощью ПО

IRAF, а также при помощи собственного ПО с

2020-08-25

3000

2.0

применением стандартного набора калибровок.

Фотометрическая калибровка изображений бы-

2020-08-26

6000

2.0

ла получена с помощью наблюдений фотометриче-

ских стандартов (Смит и др., 2002).

2020-08-26

6000

2.2

Примечание. F — фильтр SDSS, N — количество изоб-

ражений, T — общая экспозиция в секундах, σ — качество

ВЫДЕЛЕНИЕ ЛИНЗИРОВАННЫХ

изображений в угловых секундах.

ИЗОБРАЖЕНИЙ

Для задачи оптического отождествления иссле-

дуемого скопления на телескопе РТТ-150 были

получены глубокие снимки с пределом до 23-24

спектроскопическое измерение красного смеще-

звездной величины в четырех фильтрах g, r, i,

ния скопления, z = 0.7573 (Буренин и др., 2021).

z фотометрической системы SDSS. При красном

В табл. 8 работы (Блим и др., 2020) о раннем об-

смещении z = 0.76 основной поток излучения от

наружении этого скопления (SPT-CL J2305-2248)

галактик скопления попадает в фильтры i, z. Изоб-

в мм-диапазоне обзора Южнополярного телескопа

ражения в фильтрах g, r были использованы для

отмечено наличие в поле скопления сильного гра-

отсекания фоновых галактик на меньших красных

витационного линзирования. В настоящей рабо-

смещениях. Число фоновых галактик, выделенных

те мы провели фотометрическую оценку красного

по цветам (g - r), (r - i) на снимках РТТ-150 и

смещения линзированного источника и получили

не принадлежащих скоплению, в поле размером

независимую оценку массы скопления в кольце

9 × 9 угл. мин составило около 1000. Анализ

Эйнштейна. При аппроксимации массы скопления

изображений показал, что кроме большого числа

фоновых галактик, детектируемых во всех филь-

на расстояние R₅₀₀ было рассмотрено распределе-

трах g, r, i, в областях, близких по положению

ние плотности, подчиняющееся модели Наварро-

к двум ярчайшим галактикам скопления (BCG),

Френка-Уайта (Наварро и др., 1996). В проведен-

обнаруживается около десятка голубых источни-

ных оценках мы предполагаем стандартную космо-

ков, видимых только в фильтре g. Поскольку в

логическую модель ΛCDM со следующими пара-

работе (Блим и др., 2020) было отмечено наличие в

метрами: Ω_m = 0.3, Ω_Λ = 0.7, H₀ = 70 км/с/Мпк.

поле данного скопления сильного гравитационного

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

ОЦЕНКА МАССЫ ОЧЕНЬ МАССИВНОГО СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК

ARC

Рис. 2. Цветное изображение поля скопления, сфор-

Рис. 1. HST-изображение поля скопления. Отмечены

мированное по данным РТТ-150 в полосах g, r, i.

положения центров двух ярчайших галактик скопле-

Отмечены отобранные голубые источники, имеющие

ния.

вид арок и арклетов на HST-изображении.

линзирования, то мы предположили, что голубые

область в полосах g, r, i, z. Синим и красным кру-

источники на кадрах РТТ-150 вблизи BCG могут

гами показаны подгонки положения кольца Эйн-

быть связаны с деталями (дугами) гравитационно-

штейна, полученные, соответственно, по анализу

го линзирования. Для выделения линзированных

HST-изображения арки и юго-восточных арклетов

изображений далекого источника мы использовали

и отождествленных источников по данным РТТ-

глубокие изображения поля скопления в полосах

150. Радиус окружности определяет параметр уг-

g, r, i, z, полученные на телескопе РТТ-150, и

лового расстояния Θ_arc, соответствующего ради-

изображения с высоким пространственным разре-

усу Эйнштейна. Также отмечены центры окруж-

шением из открытого архива данных космического

ностей: синий — по данным HST, красный — по

телескопа Хаббла (HST) (Уайтмор и др., 2016),

данным РТТ-150. Видно, что радиусы окружностей

полученные 23 апреля 2018 г. в фильтре F110W с

и их центры находятся в хорошем согласии друг

детектором WFC3/IR, экспозиция 758.81 с (рис. 1)

с другом. Таким образом, показана возможность

и в фильтре F200LP с детектором WFC3/UVIS,

использования РТТ-150 в такого рода оценках.

экспозиция 741 с.

Расстояние между центром окружности и BCG,

мы приняли за ошибку определения Θ_arc в

Линзированные кандидаты отбирались по мор-

данной системе.

фологии источников на HST-изображении и по

превышению блеска в полосе g по сравнению с

полосами r, i, z. На рис. 2 отмечены отобранные

ОЦЕНКА КРАСНОГО СМЕЩЕНИЯ ЛИНЗЫ

кандидаты, имеющие вид арок и арклетов. Блеск

источников близок к пределу регистрации на g-

Времена суммарной экспозиции для глубоких

изображении и составляет порядка 24^m. Наблю-

полей в полосах g и r одинаковы. Следовательно,

даемая гигантская арка вблизи ярчайших галактик

принимая во внимание одинаковую квантовую эф-

скопления зарегистрирована на g-снимке в виде

фективность детектора и пропускание фильтров в

трех отдельных источников. Арка лежит практиче-

ски на одной окружности вместе с двумя источни-

этих полосах, глубина полей также приблизительно

ками юго-восточнее (концентрически согласован-

одинаковая. Отсутствие сигнала в полосах r, i, z

позволило нам ограничить красное смещение лин-

ные c аркой на HST изображении), что говорит

зированного источника. С большой вероятностью

о высокой степени круговой симметрии линзы и

ее превосходном расположении на луче зрения

это галактика с интенсивным звездообразовани-

между наблюдателем и линзированной галактикой.

ем. Поэтому регистрируемый в полосе g сигнал

соответствует попаданию в эту область спектра

Таким образом, при оценке массы линзы можно

рассматривать концентрически-симметричное 2D

эмиссионной линии L_α (1215˚A). Причем в эту

распределение ее массы. На рис. 3 показана данная

же область должна попасть и сильная линия CIV

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

ХАМИТОВ и др.

Рис. 3. Глубокие g, r, i, z-изображения в области 30^′′ × 30^′′ вокруг BCG. Красными крестиками отмечены положения

двух ярчайших галактик скопления.

(1549Å). Иначе сигнал от нее был бы зарегистри-

ходя из этих соображений и анализируя функцию

рован в полосе r. Также CIV не может быть един-

пропускания фильтра g, используемого на РТТ-

ственной линией, попадающей в область полосы g.

150, мы определили нижнюю и верхнюю границы

В этом случае сильная эмиссионная линия MgII

красного смещения линзированной галактики. На

(2799Å) была бы зарегистрирована в полосе i. Ис-

рис. 4 красной штриховой линией показана область

длин волн положения линии L_α далекого источ-

ника, при которой линии L_α и CIV одновременно

100

попадают в область данной полосы. При оцен-

ке интервала длин волн рассматривалась область

пропускания фильтра выше 70%.

Таким образом, было определено красное сме-

щение линзированного источника: z_s = 2.44 ± 0.07,

которое было использовано при оценке масс.

ОЦЕНКА МАССЫ ПО СИЛЬНОМУ

ГРАВИТАЦИОННОМУ ЛИНЗИРОВАНИЮ

В данной работе мы использовали тот же са-

мый подход к оценке массы, что и в работе Дали

и др. (2016), выполненной для скопления PSZ1

3500

4000

4500

5000

5500

6000

G311.65-18.48, открытого обсерваторией им. Мак-

Wavelength, Å

са Планка, в поле которого было обнаружено

гравитационно-линзированное изображение дале-

Рис. 4. Пропускание фильтра g, используемого на

кой галактики в виде гигантской арки. Параметры

РТТ-150. Отмечена область длин волн положения

линзированной системы (радиус Эйнштейна в уг-

линии Lα далекого источника, при которой линии Lα и

ловых Θ_arc и физических единицах R_Ein, красные

CIV одновременно попадают в область данной полосы.

смещения до источника и линзы и соответствующие

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

ОЦЕНКА МАССЫ ОЧЕНЬ МАССИВНОГО СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК

Таблица 2. Параметры гравитационно-линзированной

случае масса скопления внутри сферы радиусом

системы

1110

кпк равна M = (3.3 ± 0.4) × 10¹⁴M_⊙, что

в ∼3 раза меньше массы, полученной на основе

соотношения между рентгеновской светимостью и

Параметры

Значения

массой в работе (Буренин и др., 2021).

Θ_arc

Несомненно, предположение о наклоне γ = 2 на

всем диапазоне радиусов от ∼0.07RX500 до RX500 —

R_Ein

72.2 ± 9.6 кпк

это грубая аппроксимация реально наблюдаемых

профилей плотности, которая может использо-

ваться только для оценок по порядку величины.

z_d

0.7573 ± 0.0006

Лучшим приближением являются аппроксимации

профилями Наварро-Френка-Уайта (Наварро и

z_s

2.44 ± 0.07

др., 1996) или Эйнасто (Эйнасто и др., 1965),

которые хорошо описывают численные расчеты

D_d

1519 ± 0.44 Мпк

формирования скоплений, когда вкладом обычного

вещества (барионов) можно пренебречь. В случае

D_s

1674-9.9+9.6 Мпк

чуть более простого профиля Наварро-Френка-

Примечание. Радиус Эйнштейна в угловых Θarc и физических

Уайта наклон профиля плотности меняется от γ =

единицах R_Ein, красные смещения до источника zs и линзы zd

= 1 на малых радиусах до γ = 3 на больших.

и соответствующие угломерные расстояния Ds и Dd.

Получим оценку на массу скопления, предпо-

лагая, что плотность задана моделью Наварро-

угломерные расстояния¹) для расчета массы при-

Френка-Уайта:

ведены в табл. 2.

δ_cρ_crit

Оценка массы скопления внутри цилиндра ра-

ρ(r) =

(

)(

)₂ ,

(2)

диусом R_Ein = 72.2 кпк составляет

1+^r

M^cylEin = πR^2EinΣ_crit = 3.3+0.95-0.8 × 10¹³M_⊙,

(1)

где ρ_crit = 3H²(z)/(8πG) — критическая плот-

где Σ_crit — критическая поверхностная плотность

ность, H(z) = H₀(Ω_m(1 + z)³ + Ω_Λ)1/2 — посто-

(формула (4) в Приложении).

янная Хаббла на красном смещении скопления,

Оценка массы скопления M₅₀₀ ∼ 9.03 × 10¹⁴M_⊙

G —гравитационная постоянная. Характерный

в работе Буренина и др. (2021) означает, что ра-

радиус скопления R_s = R₂₀₀/c, где c — безраз-

диус сферы, внутри которой средняя плотность в

мерный параметр концентрации, который входит в

500 раз превышает критическую плотность на z =

нормировку профиля плотности как

= 0.7573, составляет RX500 ∼ 1110 кпк, что соот-

200

c³

ветствует угловому размеру ∼2.5^′. Таким образом,

δ_c =

(3)

ln(1 + c) - c/(1 + c)

для пересчета массы, определенной по сильному

линзированию, на значение M(<RX500) необходима

Размер скопления R₂₀₀ определяется как радиус

сферы, внутри которой средняя плотность гало

экстраполяция по радиусу на фактор RX500/R_Ein ∼

∼ 15, что ограничивает точность подобных вычис-

составляет 200ρcrit. Соответственно, масса гало

лений.

M₂₀₀ ≡ M(R₂₀₀) =

πR³²⁰⁰ × 200ρ_crit.

Грубую оценку массы скопления, заключенной

внутри сферы радиусом RX500, можно получить,

Как показывают исследования свойств гало

темной материи в численных симуляцих (см., на-

предполагая, что скопление-линза описывается

моделью изотермической сферы с распределением

пример, Даффи и др., 2008), параметры c и M₂₀₀

тесно связаны друг с другом в широком диапазоне

плотности ρ(r) ∝ r^-γ, где γ = 2, по аналогии

масс гало. Для дальнейших оценок мы исполь-

с расчетами, выполненными для эллиптических

зуем соотношение между параметром концентра-

галактик в работе (Лыскова и др., 2018). Для

ции и массой гало (с учетом красного смещения

заданного γ значение массы (1) в пределах ци-

скопления) из работы Даффи и др. (2008). Та-

линдра с радиусом R_Ein может быть пересчитано

ким образом, в модели Наварро-Френка-Уайта

в массу в пределах сферы того же радиуса. Для

остается один свободный параметр — масса га-

γ = 2 эта масса составляет 2 × 10¹³M_⊙. В таком

ло. Для сферически-симметричной линзы поло-

жение тангенциальной арки должно быть близко

¹Угломерное расстояние (angular diameter distance) опре-

деляется как отношение поперечного размера объекта в

к тангенциальной критической кривой (свойства

физических единицах к его угловому размеру в радианах.

линзы, профиль плотности которой подчиняется

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

ХАМИТОВ и др.

15.0

12.5

M^lens

M X

500

10.0

7.5

5.0

2.5

Рис. 5. Зависимость размера тангенциальной критической кривой для сферически-симметричного профиля Наварро-

Френка-Уайта от массы скопления, оцененной внутри сферы радиусом RX500 = 1110 кпк. Параметр концентрации c

связан с массой соотношением из работы Даффи и др. (2008), полученным из анализа космологических симуляций

без учета барионов. Серым крестиком обозначена масса скопления, при которой радиус Эйнштейна совпадает с

радиусом окружности Θarc. При оценке неопределенности на массу учитывалась только погрешность определения Θarc.

Вертикальная штриховая линия и затененная область показывают оценку на массу скопления SRGe CL2305.2-2248 по

данным СРГ/еРОЗИТА.

закону Наварро-Френка-Уайта, описаны в ра-

ложением тангенциальной арки, отмечена серым

боте Бартелманн, 1996, см. также Приложение).

крестом. Для сравнения также показана масса

Приравнивая Θ_arc к размеру критической кривой

скопления, полученная в работе Буренина и др.

в плоскости линзы, мы получаем независимую

(2021) из рентгеновских наблюдений в рамках об-

оценку на массу гало. В рамках вышеописанных

зора СРГ/еРОЗИТА и соответствующая значению

предположений наилучшее согласие с наблюда-

RX500 = 1110 кпк. Имеющиеся на данный момент

емым положением арки достигается при M₂₀₀ =

оценки массы M₅₀₀ (при этом физический размер

= 7.1 × 10¹⁴M_⊙ (R₂₀₀ = 1388 кпк). При этом па-

сферы, внутри которого определена масса, для раз-

раметр концентрации равен c = 3.8, R_s = R₂₀₀/c =

ных методов может быть разным) скопления SRGe

= 365 кпк. Таким образом, для сравнения с оцен-

CL2305.2-2248 собраны в табл. 3. Как следует из

ками массы, полученным из рентгена и по эффекту

табл. 3 и рис. 5, оценка массы скопления из гра-

Сюняева-Зельдовича, мы можем посчитать массу

витационного линзирования в ∼1.5-2 раза меньше

значений массы из литературы.

гало темной материи M₅₀₀ = (4.9 ± 0.7) × 10¹⁴M_⊙

в пределах радиуса, внутри которого средняя плот-

Стоит отметить, что размер критической кри-

ность гало составляет 500ρ_crit(z = 0.7573), а так-

вой в значительной степени зависит от произ-

водной гравитационного потенциала в централь-

же массу внутри RX500 = 1110 кпк, которая со-

ной части скопления, и, как следствие, оценка

ставляет M(<RX500) = (5.9 ± 0.6) × 10¹⁴M_⊙. По-

массы по эффекту сильного линзирования может

грешности в значениях массы получены на осно-

оказаться чувствительной к вкладу центральных

ве неопределенности положения центра гало, т.е.

галактик и, возможно, горячего газа в профиль

центра окружности (рис. 3). Зависимость радиуса

плотности вещества в скоплении. Как показывают

тангенциальной критической кривой для профиля

численные расчеты, учет барионов действительно

Наварро-Френка-Уайта от массы темного гало

может значительно изменить профиль плотности

M (<RX500) приведена на рис. 5. Оценка массы,

в центральной области скопления (см., например,

которая наилучшим образом согласуется с по-

Хенсон и др., 2017; Ширасаки и др., 2018), главным

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

ОЦЕНКА МАССЫ ОЧЕНЬ МАССИВНОГО СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК

образом за счет охлаждения и “адиабатическо-

столь массивных скоплений на красных смещениях

го сжатия” (см., например, Гнедин и др., 2004).

z > 0.7 на всем небе. В данной работе были

Частично эти эффекты можно учесть, сохраняя

исследованы глубокие прямые изображения поля

радиальный профиль как в формуле (2), но меняя

скопления SRGe CL2305.2-2248, полученные на

значение параметра концентрации c по сравнению

Российско-Турецком 1.5-м телескопе (РТТ-150) в

с численными расчетами без учета барионов. Выше

рамках задач наземной поддержки рентгеновского

получена оценка на массу скопления в предпо-

обзора телескопа еРОЗИТА на борту космической

ложении, что параметр концентрации выражается

обсерватории СРГ. По изображениям РТТ-150

через массу гало, согласно соотношению из работы

и изображениям с высоким пространственным

Даффи и др. (2008). Однако наблюдения сильного

разрешением из открытого архива данных кос-

и слабого линзирования нескольких хорошо изу-

мического телескопа Хаббла (HST) были выде-

ченных скоплений из выборки CLASH (Мертен и

ленены вероятные гравитационно-линзированные

др., 2015) дают заметно б ´ольшие значения c, чем

источники, в числе которых и гигантская арка

предсказывают расчеты Даффи и др. (2008), ос-

вблизи ярчайших галактик скопления. Получена

нованные на космологических симуляциях, вклю-

оценка фотометрического красного смещения

чающих в себя только темную материю. Если за-

арки z_S = 2.44 ± 0.07. Арка и несколько других

фиксировать значение параметра концентрации на

линзированных изображений лежат практически

величине, в два раза превышающей предсказания

на одной окружности радиусом

9.8 ± 1.3 угл.

из работы Даффи и др. (2008), то оценка массы

сек, что позволило сделать предположение о

гало M₂₀₀ = 2.6 × 10¹⁴M_⊙, c = 8.3, M₅₀₀ = 2.1 ×

сферической симметрии линзы и получить прямое

× 10¹⁴M_⊙, M(<RX500) = 2.8 × 10¹⁴M_⊙. Таким об-

измерение массы внутри цилиндра с радиусом,

разом, существует заметная неопределенность при

равным радиусу окружности (= радиусу Эйн-

экстраполяции от R_Ein = 72 кпк до больших ради-

штейна R_Ein). Экстраполяция измерений массы

усов ∼1000 кпк в силу того, что реальные профили

по сильному линзированию, использующая при-

полной плотности скоплений галактик могут быть

ближение изотермической сферы или профиля

значительно сложнее, чем предсказывают числен-

Наварро-Френка-Уайта для разумного диапазона

ные расчеты формирования скоплений без барио-

значений параметра концентрации c, приводит

нов, и в силу возможных отклонений от сфериче-

к оценкам M₅₀₀ приблизительно в 1.5-3 раза

ской симметрии.

ниже, чем оценка по соотношению M - L_X . Для

согласования этих оценок требуются значения

ОБСУЖДЕНИЕ

c, которые заметно ниже характерных величин

Массивное скопление галактик SRGe CL2305.2-

для релаксированных скоплений. Возможное

2248

на красном смещении z ≃ 0.76 является

объяснение — это слияние скоплений, которое

очень редким объектом в наблюдаемой Вселенной.

привело к более пологому распределению массы

Его масса, полученная на основе наблюдений в

в центральной части скопления. Присутствие

рентгеновском диапазоне и по эффекту Сюняева-

двух массивных галактик в центре также может

Зельдовича, M₅₀₀ ∼ 9 × 10¹⁴M_⊙ сравнима с массой

свидетельствовать в пользу этой гипотезы. Дру-

скопления Эль Гордо. В рамках стандартной кос-

гим объяснением может быть пекулярно высо-

мологической модели ΛCDM ожидается всего ∼10

кая рентгеновская светимость этого скопления.

В принципе, светимость может заметно возрастать

в определенных фазах слияния. Следовательно,

Таблица 3. Оценка массы скопления SRGe CL2305.2-

эффект слияния может одновременно приводить

2248 по наблюдениям в рентгеновском и микроволновом

и к завышению светимости, и занижению пара-

диапазонах и по эффекту сильного линзирования

метра концентрации c. Детальные наблюдения

в рентгеновском и микроволновом диапазонах

Параметр M₅₀₀, 10¹⁴M_⊙

Источник

необходимы для того, чтобы надежно определить

динамическое состояние скопления. Построение

точной модели линзы методами сильного и слабого

еРОЗИТА

9.0 ± 2.6

Буренин и др. (2021)

линзирования также позволит сделать выводы о

том, наблюдаем мы одно массивное скопление

ACT

9.2 ± 1.5

Хилтон и др. (2021)

или слияние нескольких, и оценить массы гало

независимо от динамического состояния. Однако

SPT

7.4 ± 0.8

Блим и др. (2020)

для этого требуются измерение/оценка красных

смещений большого числа источников и измерение

Сильное лин-

степени вытянутости фоновых объектов (для

4.9 ± 0.7

Данная работа

зирование

слабого линзирования).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022

ХАМИТОВ и др.

Настоящее исследование основано на наблю-

x— координата вдоль радиуса в единицах R_s, c —

дениях телескопа еРОЗИТА на борту обсерва-

скорость света, G — гравитационная постоянная,

тории СРГ. Обсерватория СРГ изготовлена Рос-

D_d, D_s — угломерное расстояние от наблюдателя

космосом в интересах Российской академии на-

до линзы и до источника соответственно, D_ds —

ук в лице Института космических исследований

угломерное расстояние от линзы до источника.

(ИКИ) в рамках Российской федеральной науч-

Масса, заключенная внутри круга радиусом x, за-

ной программы с участием Германского центра

дается выражением

авиации и космонавтики (DLR). Рентгеновский

∫

телескоп СРГ/еРОЗИТА изготовлен консорциу-

m(x) ≡ 2

dyyκ(y).

(5)

мом германских институтов во главе с Институтом

внеземной физики Общества им. Макса Планка

(MP E) при поддержке DLR. Космический ап-

В случае сферически-симметричных линз изобра-

парат СРГ спроектирован, изготовлен, запущен и

жения источника в виде тангенциальных арок воз-

управляется НПО им. Лавочкина и его субпод-

никают близко к тангенциальной критической кри-

рядчиками. Прием научных данных осуществляет-

вой, которая определяется условием m(x) = x².

ся комплексом антенн дальней космической связи

Объемной плотности ρ(r), определяемой форму-

в Медвежьих озерах, Уссурийске и Байконуре и

лой (2), соответствует безразмерная поверхностная

финансируется Роскосмосом. Использованные в

плотность

настоящей работе данные телескопа еРОЗИТА

f (x)

обработаны с помощью программного обеспечения

κ(x) = 2κ_s

(6)

x² - 1

eSASS, разработанного германским консорциу-

мом еРОЗИТА, и программного обеспечения, раз-

где κ_s ≡ ρ_sr_sΣ-1cr. Безразмерная масса m(x) зада-

работанного российским консорциумом телескопа

ется выражением

СРГ/еРОЗИТА. Авторы благодарны ТЮБИТАК,

m(x) = 4κ_sg(x),

(7)

ИКИ, КФУ и АН РТ за частичную поддержку

где

в использовании РТТ-150 (Российско-Турецкий

⎧

√

1.5-м телескоп в Анталии).

⎪

x-1

⎪√

arctg

x > 1,

Исследование выполнено на основе наблю-

⎨

x² - 1

x+1

√

дений, сделанных с помощью космического те-

g(x) = ln

1-x

⁺⎪⎪√

arth

x < 1,

лескопа Хаббла NASA/ESA, и полученных из

⎪

1-x²

1+x

⎩

Архива наследия Хаббла, который является ре-

1, x = 1.

зультатом сотрудничества между Научным ин-

(8)

ститутом космического телескопа (STScI/NASA),

Европейским координационным центром кос-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

мического телескопа (ST-ECF/ESAC/ESA) и

Канадским центром астрономических данных

1. Бартелманн (M. Bartelmann), Astron. Astrophys.

313, 697 (1996).

(CADC/NRC/CSA).

2. Блим и др. (L.E. Bleem, S. Bocquet, B. Stalder,

Работа ИФБ, РАБ, СНД выполнена при

M.D. Gladders, P.A.R. Ade, S.W. Allen, et al.),

поддержке гранта РНФ 21-12-00210. ААС был

Astrophys. J. Suppl. Ser. 247, 25 (2020).

частично поддержан проектом

0033-2019-0005

3. Буренин Р.А., Бикмаев И.Ф., Гильфанов М.Р., Гро-

Минобрнауки РФ.

ховская А.А.,Додонов С.Н.,ЕселевичМ.В.,Зазно-

бин И.А., Иртуганов Э.Н., Лыскова Н.С., Медве-

дев П.С., Мещеряков А.В., Моисеев А.В., Сазонов

ПРИЛОЖЕНИЕ

С.Ю., Старобинский А.А., Сюняев Р.А., Уклеин

Р.И., Хабибуллин И.И., Хамитов И.М., Чуразов

Аналитические выражения, описывающие по-

Е.М., Письма в Астрон. журн. 47, 467 (2021)

ложение тангенциальных арок в сферически-

[R.A. Burenin et al., Astron. Lett. 47, 443 (2021)].

симметричной гравитационно-линзированной си-

4. Гнедин и др. (O.Y. Gnedin, A.V. Kravtsov,

стеме, в которой профиль плотности линзы опи-

A.A. Klypin, and D. Nagai), Astrophys. J. 616,

сывается моделью Наварро-Френка-Уайта, пред-

16 (2004).

ставлены в работе Бартелманн (1996). Свойства

5. Дали и др. (H. Dahle, N. Aghanim, L. Guennou,

гравитационных линз с осевой симметрией опре-

P. Hudelot, R. Kneissl, E. Pointecouteau, et al.),

деляются их поверхностной плотностью κ(x) =

Astron. Astrophys. 590, L4, 1 (2016).

6. Даффи и др. (A.R. Duffy, J. Schaye, S.T. Kay, and

= Σ(x)/Σ_cr, где

C. Dalla Vecchia), MNRAS 390, L64 (2008).

D_s

7. Лыскова и др. (N. Lyskova, E. Churazov, and

Σ_cr =

(4)

4πG D_dD_ds

T. Naab), MNRAS 475, 2403 (2018).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№1

2022