Определение времен запаздывания и отношения блеска компонентов линзированных квазаров для оценки постоянной Хаббла и содержания темной материи А.А.Минаков. - презентация

1 Определение времен запаздывания и отношения блеска компонентов линзированных квазаров для оценки постоянной Хаббла и содержания темной материи А.А.Минаков 1, В.М.Шульга 1, В.С.Цветкова 1 В.Н.Дудинов 2, В.Г.Вакулик 2, А.Е.Кочетов 2, А.П.Железняк 2, А.А.Сергеев 1. 1 – Радиоастрономический институт НАН Украины 2 – НИИ Астрономии Харьковского национального университета имени В.Н. Каразина,

2 Использование эффекта гравитационной фокусировки для решения космологических задач Гравитационно линзированые квазары (ГЛК) предоста- вляют возможность определения величины постоянной Хаббла H 0 без необходимости привлечения какой-либо промежуточной шкалы расстояний (S.Refsdal 1964). Метод основан на измерении времени запаздывания между вариациями собственного блеска квазара, наблюда- емыми в двух его изображениях. Значение H 0 может быть затем получено, в рамках принятой космологической мо- дели, из наблюдаемой геометрии системы, при известных красных смещениях линзы и источника и с использова- нием физически обоснованной модели распределения массы в галактике. Время запаздывания измерено примерно у 20 ГЛК. Полученные оценки H 0 колеблются от 50 до 70 км с- 1 Mпс- 1, в то время как последняя оценка в рамках успешно выпол- ненного проекта по измерению H 0 по цефеидам (HST Hubble Constant Key Project) составляет H 0 =72±8 км с- 1 Mпс- 1, и это расхождение нуждается в объяснении.

3 Решение обратной задачи – комплексная проблема !

4 Источники ошибок при решении обратной задачи Недостаточно плотные и отягощенные ошибками фотометрии ряды данных, используемые при построении кривых блеска изображений квазара; события микролинзирования и, как правило, малые амплитуды вариаций блеска квазара. Недостаточно плотные и отягощенные ошибками фотометрии ряды данных, используемые при построении кривых блеска изображений квазара; события микролинзирования и, как правило, малые амплитуды вариаций блеска квазара. Неопределенности в выборе глобальной модели Вселенной Неопределенности в выборе глобальной модели Вселенной Отутствие данных об истинном распределении массы в линзирующих галактиках (проблема скрытой массы). Отутствие данных об истинном распределении массы в линзирующих галактиках (проблема скрытой массы). Способы уменьшения ошибок: Способы уменьшения ошибок: - Получение более детальных кривых блеска и более точной - Получение более детальных кривых блеска и более точной фотометрии; фотометрии; - Уточнение космологической модели Вселенной; - Уточнение космологической модели Вселенной; - Проблема оценки H 0 пересекается с проблемой наличия темной - Проблема оценки H 0 пересекается с проблемой наличия темной материи в линзирующих галактиках. материи в линзирующих галактиках.

5 Влияние модельных представлений ГЛ на оценки времен запаздывания Модели линзы с большей степенью концентрации массы к центру (например, наиболее популярная изо- термическая сфера), предсказывает более низкие вре- мена задержки, а следовательно, меньшие значения H 0, что противоречит результатам других методов, в то время как модели с постоянным отношением масса- яркость (отсутствие гало темной материи в линзирую- щей галактике), дают оценки H 0, лучше согласующие- ся со значением H 0 =72±8 km s-1 Mpc-1, полученным в рамках проекта HST. Содержание темной материи не обязано быть ни нулевым и ни одинаковым для различных галактик. Оценка вклада темной материи в каждом конкретном случае представляет собой отдельную задачу.

6 Квадрупольно линзированный квазар PG Конфигурация системы типична для положения источника вблизи «скла- дки» макрокаустики. Согласно теории, компоненты тесной пары А1 и А2 должны иметь примерно одинаковый блеск, что не наблюдается. Система весьма перспективна как для измерений времен задержки, так и для оце- нок содержания темной материи, основанных на анализе поведения ано- мального отношения блеска А1/A2 во времени и с длиной волны. Квазар с z=1.722 линзирован галак- тикой с z d =0.31 (Weymann 1980). Измеренные времена запаздывания Δτ CB 25 и Δτ СА 11 дней (Schechter et al. 1997, Barkana 1997) Расстояние между компонентами А1 и А2 тесной пары 0.5". Изображение на слайде – результат усреднения 10 ПЗС-кадров с последующей обработкой метровый телескоп АЗТ-22, г.Майданак, март 2006г.

7 Что известно о системе PG ? Относительные координаты компонентов квазара извес- тны с точностью 0.003", (Сourbin et al. 1997). Линзирующая галактика впервые обнаружена в 1987 г. (Christian et al.). Дальнейшие наблюдения (Tonry et al. 1998) показали ее принадлежность к небольшой группе. Точность координат центра основной линзирующей галактики " (Tonry). Времена задержки между компонентами ВС и АС опреде- лялись Schechter et al. (1997): ( Δ τ СВ =23.7 дня и Δ τ ВА =9.4 дня). Переобработка тех же данных Barkana (1997) дала τ СВ =25 дней и Δ τ ВА =10-14 дней (компонент С - ведущий). По наблю- дениям в рентгене время задержки для компонентов А1 и А ±0.006 дней (Chartas et al. 2004). Отношения блеска компонентов А1 и А2 не соответствует предсказаниям различных регулярных моделей распре- деления масс в линзирующей галактике, (так называемые аномалии отношений блеска).

8 PG : кривые блеска в полосе R Система наблюдалась в фильтрах V, R и I на 1.5-м телескопе (Майданак) в 2001, 2002 и гг. Видны заметные вариации блеска квазара в гг. Колебания блеска проявляются сначала в компоненте С, затем с некоторой задержкой в В.

9 PG : к измерению времени запаздывания между компонентами С и В Кривые блеска компонентов С и В после сдвига по оси ординат на величину разности блеска и по горизонтальной оси – на величину времени запаздывания. Предварительная обработка с использованием корреляционного анализа дает 17 ± 2 дня для компонентов С и В.

10 PG : результаты анализа Наши наблюдения дают заметно меньшие оценки времен запаздывания, чем результаты наблюдений Schechter et al. (1997) и их переобработки Barkana (1997). Известно (Refsdal & Surdej 1994), что для изотермической моде- ли (SIS) распределения массы в галактике время запаздывания между двумя изображениями определяется только геометрией системы и величиной H 0 : Здесь - угловые расстояния изображений относительно центра линзы.

11 Что могут дать новые оценки времен запаздывания? Использование единственных до недавнего времени значений времен запаздывания Шехтера (1997) и Баркана (1997) дают оценки Н 0 от 51 км с -1 Мпс -1 (Keeton & Kochanek 1997, SIS модель) до 59 км с -1 Мпс -1 (Treu&Koopmans 2002, модель с распределе- нием массы, промежуточная между SIS и постоян- ным отношением масса-яркость). Новые значения времен запаздывания для PG1115, меньшие принятых в настоящее время, при прочих равных условиях должны приводить к более высоким значениям Н 0, что существенно уменьшило бы раз- рыв между оценками Н 0 методом временных запаз- дываний и другими методами. В принципе может отпасть необходимость в моделях распределения массы в галактике, отличных от изо- термической, которая достаточно хорошо описывает радиальные профили плотности массы в других га- лактиках раннего типа и допускает присутствие темной материи.

12 Аномалии взаимного блеска компонентов А1 и А2 в системе PG : микролинзирование или влияние субструктур? Отношение блеска А2/А1 меняется во времени: амплитуда изменения взаимного блеска составила в течение 25 лет ~ 0.3 m, ч то само по себе является аргументом в пользу микро- линзирования. Против влияния субструктур свидетельствует также почти невозмущенная форма кольца Эйнштейна, обнаруженная в ближнем ИК диапазоне (Impey et al. 1998). Характер изменений отношения блеска С/А1 такой же, как для А2/А1. Так как для компонента С ожидается наименьшая актив- ность микролинзирования, изменения А2/А1 можно считать обу- словленными микролинзированием компонента А1. Качествен- но это видно и из сравнения кривых блеска всех компонентов, приведенных ранее. В полосе I отношение блеска А2/А1 примерно на 6% выше, чем в V, и эта разница сохраняется во времени. Тенденция отноше- ний блеска компонентов приближаться с увеличением длины волны к модельным предсказаниям неоднократно отмечалась для многих систем, и, в частности, для PG : на длине волны 11.67μm отношение А2/А1 по измерениям 2004 года на Subaru составляло 0.93 (Chiba et al. 2005).

13 Выводы и предложения по дальнейшему исследованию PG : Система PG является весьма перспективной как для уточнения величины постоянной Хаббла, так и для оценки относительного вклада темной материи в вещество галактики- линзы. Представленный анализ результатов наблюдений квадруполь- ной системы PG является предварительным, однако уже сейчас можно утверждать, что полученные ранее Шехтером и др. (1998) оценки времен запаздывания являются завышенны- ми. Открытой в настоящее время остается проблема выбора модели распределения масс в галактике-линзе, тесно связан- ная с проблемой темной материи.

14 Cильноe и слабоe линзированиe скоплени е м галактик Моделирование эффекта слабого линзирования для случайного поля галактик. Слева – исходное поле,, справа - линзирующая масса в центре картинки Сильное линзирование: дуги в скоплении галактик Abell 2218 (Космический телескоп им. Хаббла)

15 Изолинии распределения масс в скопле- нии галактик CL , полученные методом слабого линзирования ( Jee M.J. et. all ApJ, 618, 1, pp.46-67) Сглаженное распределение интенсив- ности излучения (цвет) и изолинии распределения масс в Скоплении галактик CL

16 ПЗС-камера Spectral Instruments (4x4K), установленная в фокусе Ричи- Кретьена телескопа АЗТ-22) Башня 1.5- метрового телескопа АЗТ22 Майданакской высокогорной обсерватории (Узбекистан )

17 Наблюдения ГЛК за гг. Обозначение ГЛ Количество ночей наблюдений 2007 Количество ночей наблюдений 2008 SBS SBS SDSS PG SDSS SDSS SDSS Q H SDSS B Q UM SDSS Всего261144

18 Предложения для будущих исследований Представляет интерес продолжить исследование имеющегося материала, с целью повышения точности оценки времен запаздывания и отношений блеска между компонентами, необходимых для проверки модели распределения массы в галактике. Получение новых наблюдательных данных послужит основой для сравнения различных моделей линзирования, которые будут разрабатываться путем цифрового моделирования. Планируемые исследования предполагают обработку и дальнейший анализ результатов уже выполненных наблюдений квадрупольных систем В , (система с аномальным отношением блеска тесных компонентов), Н и, наконец, недавно открытого квадрупольно линзированного квазара SDSS (также система с аномалией взаимного блеска тесных компонентов). Совместный анализ результатов наблюдения всех перечисленных систем позволит получить более точное представление о распределении масс в линзирующих галактиках и, следовательно, приблизиться к правильной оценке обилия темной материи во Вселенной.