События микролинзирования в гравитационно-линзированом квазаре Q – звезды или темное вещество. Вакулик В.Г., Смирнов Г.В. Институт астрономии Харьковского национального университета Содержание доклада: 1.ГЛК Q – лаборатория по исследованию микролинзирования 2.Интерпретация наблюдательных данных ГЛК 3.Некоторые основные результаты исследования ГЛК Q Результаты наблюдений ГЛК Q в г.г. на 1.5-метровом телескопе на г.Майданак (Узбекистан) 5. Некоторые проблемы и возможные гипотезы

ГЛК Q ЛАБОРАТОРИЯ ПО ИССЛЕДОВАНИЮ МИКРОЛИНЗИРОВАНИЯ Из-за чрезвычайной близости линзирующей галактики: Частота микролинзирования в выше в 10 раз Высока вероятность микролинзирования всех четырех компонентов По темпу поступления информации наблюдения эквивалентны одновременным наблюдениям примерно 50 других ГЛК

Линзирующая галактика ГЛС Q

Активность микролинзирования в ГЛС Q в течение further Изображения в фильтре R получены на 1.5 метровом телескопе на г.Майданак в рамках совместной программы мониторинга ГЛС, проводимой ГАИШ МГУ (Москва, Россия), Институтом астрономии ХНУ и Радиоастрономическим институтом НАНУ (Харьков, Украина), а также Астрономическим институтом АН РУз (Ташкент, Узбекистан)

Составная кривая блеска компонентов Q в R-фильтре по результатам наблюдений в г.г. Результаты фотометрии изображений, полученных на 1.5-м телескопе на г.Майданак (Узбекистан), представлены на сером фоне.

Микролинзирование

«Детерминированный» подход

Моделирование кривой блеска компонента C Lee et al., astro-ph/

Статистический подход

Моделирование распределения плотности вероятности флуктуаций блеска компонентов ГЛК Моделирование распределения плотности вероятности флуктуаций блеска компонентов ГЛК Q

Q от рентгена до радио Chandra, keV HST, R-filter Keck, 10 microns WHT, line C III] CFHT, line H - alpha VLA, 3.6 cm WHT, line C III] CFHT, line H - alpha VLA, 3.6 cm

Некоторые основные результаты Построены модели линзирующей галактики (Scheider et al. 1988, Rix et al. 1992, Kent & Falco 1988, Schmidt et al. 1998). Получена оценка массы линзирующей галактики внутри кольца Эйнштейна ( радиус 0.9 или 700 пк ) 1.5x10 10 М. Оценена масса бара галактики 7.5x10 8 М (Schmidt et al. 1998) Ожидаемые отношение потоков компонентов для нескольких моделей линзы и оценки, полученные из наблюдений в IR и радио диапазонах Ожидаемые отношение потоков компонентов для нескольких моделей линзы и оценки, полученные из наблюдений в IR и радио диапазонах M1 M2 M3 IR Radio M1 M2 M3 IR Radio A A B ± ±0.27 B ± ±0.27 C ± ±0.21 C ± ±0.21 D ± ±0.23 D ± ±0.23 Tot Tot M1-Scheider et al. 1988, M2-Rix et al. 1992, M3-Schmidt et al M1-Scheider et al. 1988, M2-Rix et al. 1992, M3-Schmidt et al Обнаружено несколько событий микролинзирования (Corrigan et al. 1982, Racine 1994, Ostensen et al. 1997, Wozniak 2002). Получены оценки размера излучающей области квазара в предположении моделей источника в виде однородного, гауссова или аккреционного диска. Получены оценки массы центральной черной дыры от 3x10 7 М. (Goicoechea 2002) до 5.8x10 8 М (Кoсhanek 2004). до 5.8x10 8 М (Кoсhanek 2004).. Модель Радиус Событие Скорость Од. диск 1.2x10 15 см 1988 г, ком. А 5000 км/c Corrigan et al Од. диск 1.2x10 15 см 1988 г, ком. А 5000 км/c Corrigan et al Акк. диск 3.0x10 15 см 1999 г, ком. А,С ????? Yonehara 2001 Акк. диск 3.0x10 15 см 1999 г, ком. А,С ????? Yonehara 2001 Гаус. диск 2.3x10 15 см Статистич kм/c Koсhanek 2004 Гаус. диск 2.3x10 15 см Статистич kм/c Koсhanek 2004 Акк. диск 1.9x10 15 см Статистич kм/c Koсhanek 2004 Акк. диск 1.9x10 15 см Статистич kм/c Koсhanek 2004

Некоторые основные результаты Обнаружено заметное различие показателей цвета компонентов, причем величина покраснения обратно пропорциональна их удалению от ядра линзирующей галактики (Yee, 1988). Оценен закон селективного поглощения в линзирующей галактике, который близок к закону в нашей Галактике (Nadeau et al. 1991, Falco et al. 1999). Определены коэффициенты ослабления блеска компонентов A V веществом линзирующей галактики (Agol et al. 2000). E(g-i) A V r E(g-i) A V r A ± A ± B +0.08± ± B +0.08± ± C +0.33± ± C +0.33± ± D +0.19± ± D +0.19± ± Наблюдения в эмиссионных линиях обнаруживают незначительные, по сравнению с континуумом, вариации коэффициентов усиления. Наблюдения в линии С III] (Yee & De Robertis 1992, Racine 1992, Fitte & Adam 1994, Saust 1994) показывают, что размер «облачной» оболочки в 6-40 раз превышает размер компактной области, излучающей в континууме. Спектральные наблюдения показывают сходные вариации эффективной ширины разных эмиссионных линий при микролинзировании, что указывает на их происхождение в одной и той же пространственной области (Lewis et al. 1998). Коэффициенты усиления компонентов, определенные по наблюдениям в радио (3.6 см) (Falco et al. 1996) и далеком инфракрасном диапазоне (10 микрон) (Agol et al. 2000) хорошо согласуются с их теоретическим оценками. Излучение в ИК интерпретируется авторами как излучение пылевого облака с температурой 2000 К и размером 2x10 18 см.

Некоторые основные результаты Наблюдения в рентгене показывают вариации блеска компонентов на масштабах порядка нескольких часов. Определенные значения ослабления потоков компонентов и сравнение их с экстинкцией в оптическом диапазоне указывает на более высокое значение отношения пыль/газ в линзирующей галактике по сравнению с нашей Галактикой. (Dai et al. 2003). Обнаружены заметные вариации показателей цвета компонентов (Vakulik et al. 1997, Burud et al. 1998). Установлена тесная корреляционная связь вариаций блеска и цвета компонентов (Vakulik et al.2004). Обнаружены квазисинхронные вариации блеска всех четырех компонентов ГЛС Q , что является отражением собственной переменности линзируемого источника. Оценен верхний предел задержки вариаций блеска компонентов меньше трех суток (Vakulik et al. 2006).

Кривые блеска компонентов ГЛК Q , полученные по наблюдениям в гг. в фильтре R на 1.5м телескопе (г.Майданак - темные символы) и в фильтре V (OGLE III - светлые символы).

Кривые блеска компонентов ГЛК Q , полученные по наблюдениям в гг. в фильтре V на 1.5м телескопе (г.Майданак - темные символы) и в фильтре V (OGLE III - светлые символы).

Диаграмма блеск R - показатель цвета (V-I) компонентов Q по результатам наблюдений в гг. Точки компонента А образуют отдельный кластер.

где m(t) – экспериментальная, а M(t, p) – модельная кривая блеска, рассчитанная для набора параметров p, значения которых можно варьировать. Величина σ 2 obs характеризует дисперсию значений экспериментальной кривой блеска, обусловленную всевозможными ошибками измерений этой кривой. Вероятность того, что для данного набора параметров p, модельная кривая блеска окажется похожей на экспериментальную, т.е. значение χ 2 модельной кривой окажется меньше некоторого порогового значения χ o 2, задаётся выражением: При применении статистического подхода для анализа модельных кривых блеска, в качестве параметра, характеризующего подобие модельной и экспериментальной кривых, обычно используют значение χ 2 : где N (χ 2 < χ o 2 ) – число удачных реализаций, а N общ – их общее число. Статистический анализ кривых блеска Q

Распределение вероятностей того, что модельная кривая блеска, рассчитанная для фиксированных значений относительного размера источника r/r E и вклада протяжённой оболочки ε, будет хорошо описывать экспериментальные данные OGLE. Диаграммы построены как для каждого из компонентов по отдельности, так и для A, B, C и D одновременно.

Вероятности обнаружения реализаций модельных кривых блеска, похожих на экспериментальные данные. По горизонтальной оси отложен относительный интегральный размер протяжённой части источника ε, а по вертикальной – размер его компактной части r/r E. От предыдущего рисунка эти диаграммы отличаются тем, что они построены для случая, когда направление движения компонентов A и B перпендикулярно направлению параметра сдвига γ, а компонента C и D – параллельно.

Показаны некоторые из подобранных реализаций модельных кривых блеска (линии), а также экспериментальные данные OGLE (символы). Некоторые реализации модельных кривых блеска

Оценки линейного размера источника и типичных масс микролинз

Проблемы и возможные гипотезы Несоответствие модельных и наблюдаемых в оптическом диапазоне относительных потоков компонентов Сравнение модельных отношений потоков компонентов (Schmidt et al. 1998) и наблюдаемых в полосе R (среднее за гг., поглощение учтено) k c k o ( m o -m c) A m m 26 B m m 47 C m m 28 D m m 15 Дополнительная линзирующая галактика, локальное линзирование компонентов шаровым скоплением или черной дырой или…..??? Малые массы микролинз (

Проблемы и возможные гипотезы В кривых блеска ГЛС Q наблюдаются вариации двух характерных масштабов –порядка нескольких месяцев и порядка нескольких лет. При моделирование кривых блеска с источником, размеры которого определены по событиям микролинзирования, в модельных кривых блеска наблюдаются вариации, заметно превышающие вариации, наблюдаемые в экспериментальных кривых ГЛС Q Заметные вариации показателей цвета компонентов, которые не могут быть удовлетворительно объяснены микролинзированием стандартного аккрекционного диска (Shakura & Sunyaev 1973) с температурным (и цветовым) градиентом вдоль радиуса. Сложная пространственно-спектральная структура линзируемого источника или …???

Микролинзирование Двойная звезда в гравитационном поле галактики СПАСИБО ЗА ВНИМАНИЕ!!!

Модель макролинзы

«Детерминированный» подход Yonehara, Astrophys.J

Вариации блеска источника в ГЛК Q Квазисинхронные вариации блеска R компонентов Q в июне-октябре 2003 г., 1.5 метровый телескоп, г. Майданак. Верхняя кривая –интегральный блеск квазара.

Оценки временных задержек вариаций блеска компонентов Q Слева –ожидаемые, согласно некоторым моделям линзы, временные задержки в часах относительно компонента А, справа – их оценки, полученные из анализа кривых блеска в фильтрах R (Майданак) и V (OGLE-III) МОДЕЛЬОЦЕНКИ

Вариации избытков показателей цвета ( С X- CA ) компонентов Q относительно компонента А (g-i) (V-I) (V-I) (V-I) Yee, Maid., Burud, Maid., A B ± ± ± ± 0.05 C ± ± ± ± 0.04 D ± ± ± ± 0.06

Вариации показателя цвета (V-I) и блеска в R компонентов Q по результатам наблюдений в Угол наклона зависимости (V-I) - R 0.31 ± 0.08

(V-I) colors vrs R magnitudes diagram, calculated from observations of Note a separate cluster of points for the A component. A regression line slope for B, C and D components is of 0.33±0.08. Variations of color indices of the Q components