Представлены кривые блеска компонентов А и B гравитационно-линзированной системы SBS в фильтре R c, полученные в течение г.г. на 1.5-м Российско-Турецком телескопе RTT150 в Национальной обсерватории ТЮБИТАК (Турция). На основе анализа данных за гг. определено значение времени задержки флуктуаций блеска между компонентами квазара А и В в 128 дней. Оно согласуется с опубликованными ранее значениями за периоды г.г. и г.г. Используя все опубликованные данные о блеске компонентов А и В SBS за 6-ти летний период, обнаружены, по крайней мере, два события микролинзирования. Одно имеет характер долговременного линейного изменения, второе - продолжительностью несколько сот дней. 1. Введение Явление гравитационной линзы является одним из важных инструментов исследования Вселенной на космологических расстояниях. Система SBS является типичным примером из числа известных на сегодня гравитационно-линзированных квазаров (ГЛК). Этот объект был обнаружен Чавушян и др. (1997) как двойной квазар с угловым разделением 1.56, со спектрально-идентичными компонентами на красном смещении Z= После обнаружения система мониторилась в оптике несколькими группами наблюдателей (Дудинов и др., 2001; Буруд и др., 2002; Железняк и др., 2003; Гайнуллина и др., 2005). По этим наблюдениям было обнаружено, что компоненты системы проявляют заметные изменения блеска на временных масштабах порядка 100 дней. Данное обстоятельство позволило определить из кривых блеска время задержки сигнала между компонентами квазара дней (Буруд и др., 2002, и подтвержденное Гайнуллина и др., 2005). Этот параметер крайне важен для изучения расспределения массы в линзирующей галактике, а также для оценки постоянной Хаббла H 0 методом Рефсдала (Рефсдал, 1964). На рабочем совещании GLITP-2001 Буруд по данным наблюдений на телескопе NOT вместе с измерением времени задержки сообщила об обнаружении свидетельства наличия микролинзирования в системе, проявляющегося в виде линейного тренда в разности кривых блеска компонентов (Буруд и др., 2002). Обнадежившись этими результатами, мы решили наблюдать SBS на Национальной обсерватории ТЮБИТАК (TÜBİTAK), гора Бакырлытепе, Турция. Целью наблюдений стало выявление возможных событий микролинзирования, которые в принципе позволяют исследовать структуру излучающих областей квазара с угловым разрешением порядка угловых микросекунд дуги. 2. Наблюдения Наблюдения ГЛК SBS проводились на 1.5 м Российско- Турецком телескопе РТТ150 (Аслан и др., 2000) в полосе R c каждую ясную ночь с качеством изображения лучше чем 1.8 в период между 14 июня 2001 г. и 29 августа 2002 г., используя ПЗС-камеру ST-8E формата 1024*1050 (режим группировки 2*2, 0.32 на элемент изображения). Из- за обнаруженной ранее нелинейности ПЗС-камеры ST-8E на сигналах выше АЦЕ, выпонялись серии 60 с экспозиций с общим временем накопления минут. В полосе V ГЛК наблюдался раз в месяц. С 2003 г. по настоящее время наблюдения продолжаются в VR c полосах с использованием ПЗС-камеры Аndor формата 2048*2048 (0.24 на элемент изображения) со скважностью 3-4 наблюдения в год; каждое наблюдение состоит из серии в 5-10 экспозиций длительностью 300 с. Рис.01 Часть поля изображения SBS , полученного 6 июня 2003 г. в R c полосе. На увеличенном изображении отмечены компоненты квазара А и B, и звезды переднего плана SE и NW. Также показан обработанный снимок космического телескопа им. Хаббла с отмеченной линзирующей галактикой G. 3. Фотометрия Все данные были предварительно обработаны с использованием стандартного пакета IRAF.NOAO.CCDRED (вычитание медианных кадров смещения нуля и темнового тока, коррекция за неравномерность чувствительности). SBS является компактной системой (Рис.01). Детальное описание фотометрической обработки системы дано в работе Хамитов и др. (2006). Общий объем обработаных данных включает 64 ночи в R с полосе и 13 ночей в V полосе. Рис.03 Кривая блеска разности m B -m A, кривая блеска В смещена на время задержки 128 дней. Показан линейный спад m в год с 1999 г. до начала 2003 г. Примечательной деталью на разностной кривой блеска является уярчание и последующий спад блеска между г.г. Похоже, что это событие действительно имеет место, так как удовлетворяет прямым (без интерполяции А к моментам B) разностям m B -m А, полученным по перекрывающимся моментам кривых блеска А и B (красные точки ). наблюдений в месяц вполне достаточно для использования простой полиномиальной подгонки кривой блеска. 5. Заключение Мы представляем результаты оптических VR с наблюдений гравитационно-линзированного квазара SBS , полученных на Российско-Турецком телескопе РТТ150 обсерватории ТНО в течение г.г. Собственные изменения блеска квазара наблюдаются на уровне 0.1 m -0.2 m на временных масштабах порядка ста дней. Изменения в компоненте А воспроизводятся в кривой блеска компонента B с задержкой в 128 дней. Значение времени задержки было определно по данным ТНО в период г.г. Оно хорошо согласуется с определенными ранее по другим наблюдательным периодам значениями: дней (Буруд и др., 2002) и дней (Гайнуллина и др., 2005). Наши наблюдения, приходящиеся на пробел в опубликованных данных между г.г., позволили получить почти непрерывную кривую блеска квазара между 1999 и 2005 г.г. В результате сшивки всех опубликованных данных фотометрии окончательно было подтверждено долговременное падение блеска компонента B по отношению к А. Такое падение блеска можно объяснить продолжающимся событием микролинзирования телом солнечной массы (Сергеев и др., 2004). Уярчание и спад блеска компонента B, некоррелированное с поведением кривой блеска А, между г.г. длительностью около 700 дней, выглядит реально значимым и может быть объяснено как микролинзирование телом массой 0.01M. В 2005 г. различие в блеске между компонентами квазара достигло 0.9 m, что соответствует отношению потоков F А /F В =2.29. Для потверждения наблюдаемого изменения блеска компоненты B и поиска момента завершения предполагаемого микролинзирования, необходимо продолжить наблюдения в г.г. Мы планируем наблюдать систему SBS с частотой 6-8 ночей за 100 дней в V и R с полосах. Благодарности. Мы благодарим инженеров КГУ, ИКИ РАН и ТНО за автоматизацию процесса наблюдений на Российско-Турецком телескопе РТТ150. Мы благодарны научному комитету ТНО за наблюдательное время на РТТ150. Мы также благодарны ночным ассистентам ТНО Пармаксызоглу М. и Улуч К. за помощь в наблюдениях. Бикмаев И.Ф. и Сахибуллин Н.А. благодарят за поддержку ГНТП Астрономия. Данный проект получил частичную поддержку гранта НАТО N0.PST.CLG Железняк А.П. благодарит за поддержку Украинский научно- технологический центр, грант U127k. Мы благодарны Инганн Буруд и Роберту Шмидту за данные фотометрии в CDS. Литература. Аслан и др., 2001 (Aslan Z., et al., 2001, AstrL 27, 398) Буруд и др., 2002 (Burud I., et al., 2002, A&A 391, 481) Гайнуллина и др., 2005 (Gaynullina E.R., et al., 2005, A&A 440, 53 ) Дудинов и др., 2001 (Dudinov V., et al., 2001, Proc. of Internat. Conf. Kinemat. And Phys. Of Celest. Bodies Spec. Issue, 170) Железняк и др., 2003, АЖ, том 80, No.9, с Рефсдал, 1964 (Refsdal S., 1964, MNRAS 128, 307) Сергеев и др., 2004 ( Sergeev A.V., Zheleznyak A.P., Konichek V.V., Burkhonov O., e-Proc. of the GLQ Workshop ( C2 (2005) Фюр и др., 2002 (Faure C., et al., 2002, A&A 386, 69) Хамитов и др., 2006 (готовится к печати) Чавушян и др., 1997 (Chavushyan V.H., et al., 1997, A&A 318, L67) 4. Результаты и обсуждение Кривые блеска. Переменность блеска порядка 0.1 m -0.2 m на временных масштабах нескольких сот дней присутствует в обоих кривых блеска. Примечательно, что эти изменения скоррелированы и смещены по времени. Какого-либо существенного изменения показателя цвета V-R с не обнаружено. Средние значения показателей цвета те же, что и найденные Гайнуллина и др. (2005): (V-R) A =0.15 m и (V-R) В =0.18 m. Время задержки. Для того чтобы оценить время задержки t, мы использовали наиболее плотный период наблюдений в г.г. длительностью около 400 дней. Дополнительно мы приняли во внимание тот факт, что блеск самого квазара меняется на временных масштабах порядка ста дней. Предполагается, что кривые блеска А, B отражают лишь переменность блеска самого квазара без наличия микролинзирования и, следовательно, кривая блеска B, смещенная на время задержки, просто смещена относительно кривой блеска А на величину m B. Таким образом, для востановления собственных изменений блеска квазара были использованы все имеющиеся данные, даже с перерывами более 50 дней. Использованный для поиска времени задержки алгоритм описан в работе Хамитов и др. (2006). В результате были получены следующие значения t=128 дней и m B =0.84 m. Определенное нами время задержки хорошо согласуется с дней (Буруд и др., 2002) и дней (Гайнуллина и др., 2005), полученным по неперекрывающимся с нашим периодом наблюдений данным. Рис.02 Кривые блесков компонентов квазара, со смещением кривой блеска B по временной оси на время задержки и смещением на –0.84 m по оси Y. Также показана полиномиальная подгонка наиболее заполненного периода наблюдений длительностью около 400 дней в г.г., период, по которому было определено время задержки (см. текст). Микролинзирование. На Рис.02 показаны кривые блесков компонентов квазара, со смещением кривой блеска B по временной оси на время задержки и смещением на –0.84 m по оси Y. Также показана вычисленная полиномиальная подгонка, на основе которой было определено время задержки (Хамитов и др., 2006). В целом обе кривые достаточно хорошо повторяют друг друга за исключением последних точек между JD (конец 2004 года). Обнаруженные некоррелированные изменения могут быть проявлением микролинзирования. Для исследования такого поведения кривых блеска мы использовали все опубликованные данные - каталоги J/A+A/391/481/table2, J/A+A/440/53/table1 из CDS и таблица с фотометрией из Железняк и др. (2005). Данные, полученные в различных обсерваториях и в различные периоды, выравнивались по частично перекрывающимся сериям данных. Составная кривая блеска компонента А подгонялась серией полиномов с годовой длительностью для перекрытия длительных пробелов кривых блеска. Подгонка использовалась для оценки блеска компонента А на временах соответствующих моментам времени смещенной кривой блеска В. Таким образом была вычислена наиболее полная за г.г. разность m B -m А (Рис.03). На рисунке хорошо виден линейный спад m в год с 1999 г до начала 2003 г, достигающий 0.90 m. Впервые на такое поведение указано в работе Буруд и др. (2002) и интерпретировано как возможное проявление микролинзирования. Сергеев и др. (2004) объяснили его как продолжающееся долговременное событие микролинзирования телом солнечной массы. Малые отклонения от линейного тренда могут быть объяснены недостаточной плотностью данных (Буруд и др., 2002). Еще одной примечательной деталью на разностной кривой блеска является уярчание и последующий спад блеска между г.г. Похоже, что это событие действительно имеет место, так как удовлетворяет прямым (без интерполяции А к моментам B) разностям m B -m А, полученным по перекрывающимся моментам кривых блеска А и B (красные точки на Рис.03). Если такое изменение блеска интерпретировать событием микролинзирования, то используя модельные параметры линзы SBS (Фюр и др., 2002, Железняк и др., 2003, Сергеев и др., 2004) и принимая относительную скорость между квазаром и линзой =600 км с -1, масса микролинзы оценивается как M l 0.01M, что соответствует телу 10 масс Юпитера. Также из наблюдений можно определить важный для моделирования линзы параметр – отношение потоков компонентов. Различие в блеске на 0.90 m соответствует F А /F Б =2.29. Однако, для подтверждения этих значений крайне важно продолжить наблюдения в г.г. Поскольку временной масштаб собственных изменений блеска квазара порядка 100 дней, то х АСТРОФИЗИКА ВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ СЕГОДНЯ И ЗАВТРА (HEA-2005) ВСЕРОССИЙСКАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ Москва, ИКИ РАН, декабря 2005 г. Результаты анализа оптических кривых блеска гравитационно-линзированного квазара SBS по наблюдениям на 1.5-м телескопе RTT150 в гг. Хамитов И.М. 1, Бикмаев И.Ф. 2,3, Аслан З. 1,4, Сахибуллин Н.А. 2,3, Власюк В.В 5, Железняк А.П Национальная Обсерватория ТЮБИТАК, Анталия, Турция 2. Казанский Государственный Университет, Казань, Россия 3. Академия наук Татарстана, Казань, Россия 4. Университет Акдениз, Анталия, Турция 5. Специальная Астрофизическая Обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия 6. Институт Астрономии Харьковского Национального Университета, Харьков, Украина