ГРАВИТАЦИОННО-ЛИНЗИРОВАННЫЙ КВАЗАР Q2237+0305 - РЕЗУЛЬТАТЫ И ПРОБЛЕМЫ

1. ГРАВИТАЦИОННО-ЛИНЗИРОВАННЫЙ КВАЗАР Q2237+0305 - РЕЗУЛЬТАТЫ И ПРОБЛЕМЫ В.Г.Вакулик, Г.В.Смирнов НИИ астрономии Харьковского Национального университета

2. ГРАВИТАЦИОННО-ЛИНЗИРОВАННЫЙ КВАЗАР Q2237+0305 - РЕЗУЛЬТАТЫ И ПРОБЛЕМЫ В.Г.Вакулик, Г.В.Смирнов НИИ астрономии Харьковского Национального университета • Схема доклада • Введение: ГЛС Q2237+0305 – лаборатория по исследованию микролинзирования • Некоторые основные результаты • Вариации показателей цвета в ГЛС Q2237+0305 • Вариации блеска источника-квазара и оценка временных задержек • Проблемы и возможные предположения

3. Схема ГЛС Q2237+0305 и обозначение компонентов. Открыт Huchra (1985), Z линзы=0.0394, Z источника=1.695

4. Линзирующая галактика ГЛС Q2237+0305

5. Активность микролинзирования в ГЛС Q2237+0305 в течение 1995-2001 further Изображения в фильтреR получены на 1.5 метровом телескопе на г.Майданак в рамках совместной программы мониторинга ГЛС, проводимой ГАИШ МГУ (Москва, Россия), Институтом астрономии ХНУи Радиоастрономическим институтом НАНУ (Харьков, Украина), а также Астрономическим институтом АН РУз (Ташкент, Узбекистан)

6. Составная кривая блеска компонентов Q2237+0305 по результатам наблюдений в 1986-2003 в фильтре R

7. Q2237+0305 от рентгена до радио Chandra, 0.2-10 keV HST, R-filter Keck, 10 microns WHT, line C III] CFHT, line H - alpha VLA, 3.6 cm

8. 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) 1.5x1010М.Оценена масса бара галактики 7.5x108 М(Schmidt et al. 1998) Ожидаемые отношения потоков компонентов для нескольких моделей линзы и оценки, полученные из наблюдений в IR и радио диапазонах M1 M2 M3 IR Radio A 1.00 1.00 1.00 1.00 1.00 B 0.96 0.64 1.08 1.11±0.09 1.08±0.27 C 0.75 0.37 0.61 0.59 ±0.14 0.55±0.21 D 0.76 0.88 1.26 1.01±0.10 0.77 ±0.23 Tot. 7.86 4.63 16.00 M1-Scheider et al. 1988, M2-Rix et al. 1992, M3-Schmidt et al. 1998 • Обнаруженонесколькособытиймикролинзирования(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 3x107М.(Goicoechea 2002) до 5.8x108М(Кoсhanek 2004). . Модель Радиус Событие Скорость Од. диск 1.2x1015см 1988 г, ком. А 5000 км/c Corrigan et al. 1982 Акк. диск 3.0x1015см 1999 г, ком. А,С????? Yonehara 2001 Гаус. диск 2.3x1015см Статистич. 3300 kм/c Koсhanek 2004 Акк. диск 1.9x1015см Статистич. 3300 kм/c Koсhanek 2004

9. 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 AV веществом линзирующей галактики (Agol et al. 2000). E(g-i) AVr A 0.00 0.88±0.21 0.’’ 942 B +0.08±0.03 0.84±0.20 0.’’ 966 C +0.33±0.05 1.30±0.31 0.’’ 760 D +0.19±0.07 1.15±0.27 0.’’ 891 • 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 линийпри 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 теоретическими оценками. Излучение в ИК интерпретируется авторами как излучение пылевого облака с температурой 2000 К и размером 2x1018 см.

10. Некоторые основные результаты • Наблюдения в рентгене показывают вариации блеска компонентов на масштабахпорядка 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 Q2237+0305, что является отражением собственной переменности линзируемого источника. Оценен верхний предел задержки вариаций блеска компонентов меньше трех суток (Vakulik et al. 2006).

11. Вариации избытков показателей цвета ( С X- CA ) компонентов Q2237+0305относительно компонента А (g-i) (V-I) (V-I) (V-I) Yee, 25.09.87 Maid., 17.09.95 Burud, 10.10.95 Maid., 22.07.99 A 0.00 0.00 0.00 0.00 B +0.08 ± 0.03 -0.12 ± 0.05 -0.08 ± 0.02 +0.08 ± 0.05 C +0.33 ± 0.05 +0.23 ± 0.13 +0.12 ± 0.03 - 0.16 ± 0.04 D +0.19 ± 0.07 +0.12 ± 0.12 +0.15 ± 0.03 +0.29 ± 0.06

12. Вариации показателя цвета (V-I) и блеска в R-фильтре компонентов Q2237+0305 по результатам наблюдений в 1995-2000.Угол наклона зависимости (V-I)- R 0.31 ± 0.08

13. Двухцветная диаграмма (V-I )–(V-R) компонентов Q2237+0305. Угол наклона зависимости - 1.31 ± 0.14.

14. Сравнение длиннопериодических вариаций блеска R и показателя цвета (V-I).Каждая точка-результат усреднения по наблюдательному циклу

15. Моделирование вариаций цвета в ГЛС Q2237+0305Модель аккреционного диска Распределение энергии в составном спектре квазара аппроксимировано спектром стандартного аккреционного диска , рассчитанным для нескольких значений эффективной температуры Зависимость температуры и поверхностной яркости источника вдоль радиуса при наблюдении в BVRI фильтрах, вычисленные для стандартного аккреционного диска.

16. Кривая блеска компонента С в 1997-2000 гг. Точки на графике –данные фотометрии OGLE в фильтре V, сплошная линия – модельная кривая блеска. Внизу – карта усиления с треком источника, соответствующим модельной кривой блеска

17. Вариации блеска источника в ГЛС Q2237+0305 Квазисинхронные вариации блеска R компонентов Q2237+0305 в июне-октябре 2003 г., 1.5 метровый телескоп, г. Майданак. Верхняя кривая –интегральный блеск квазара.

18. Кривые блеска компонентов ГЛС Q2237+0305, полученные в фильтре V в течение 2001-2005 гг.в рамках программы OGLE-III

19. Кривые блеска компонентов Q2237+0305 после вычитания интегрального блеска квазара Возможные эффекты микролинзирования в этот период аппроксимированы линейными трендами. Наибольший градиент (для компонента С) не превышает 0.05 зв. величины за 100 суток.

20. Коэффициенты корреляции вариаций блеска компонентов ГЛС Q2237+0305 в июне-октябре 2003 г. по наблюдениям в фильтрах R (Майданак) и V (OGLE-III )

21. Вариации блеска компонента А ГЛС Q2237+0305 в июне-октябре 2003 г. по наблюдениям в фильтрах R (Майданак) и V (OGLE-III )

22. Оценки временных задержек вариаций блеска компонентов Q2237+0305 МОДЕЛЬ ОЦЕНКИ Слева –ожидаемые (согласно некоторым моделям линзы) временные задержки в часах относительно компонента А, справа – их оценки, полученные из анализа кривых блеска в фильтрахR (Майданак) и V (OGLE-III)

23. Проблемы и возможные гипотезы • Несоответствие модельныхи наблюдаемых в оптическом диапазоне относительных потоков компонентов Сравнение модельных отношений потоков компонентов (Schmidt et al. 1998)и наблюдаемых в полосе R (среднее за 1985-2003гг., поглощение учтено) kc ko( mo-mc)  A 1.00 1.00 0.m00 0.m26 B 1.08 0.56 +0.m64 0.m47 C 0.61 0.56 +0.m10 0.m28 D 1.26 0.39 +1.m27 0.m15 Дополнительная линзирующая галактика, локальное линзирование компонентов шаровым скоплением или черной дырой или…..??? • Малые массы микролинз (<0.1 М), получаемые из анализа кривых блеска - где объекты солнечной массы? Поперечная относительная скорость существенно больше принимаемых обычно значений 3000-6000 км/с (в плоскости источника) или …??? • Средние значения показателей цвета компонентов (покраснение) не соответствуют их удалению от ядра галактики В результате заметного наклона линзирующей галатики к картинной плоскости проекция фотоцентра (ядро галактики) не совпадает с центром масс системы, локальные вариации экстинкции или…?

24. Проблемыи возможные гипотезы • В кривых блеска ГЛС Q2237+0305 наблюдаются вариации двух характерных масштабов –порядка нескольких месяцев и порядка нескольких лет. • При моделировании кривых блеска с источником, размеры которого определены по событиям микролинзирования, в модельных кривых блеска наблюдаются вариации , заметно превышающие вариации, наблюдаемые в экспериментальных кривых ГЛС Q2237+0305. • Заметные вариации показателей цвета компонентов, которые не могут быть удовлетворительно объяснены микролинзированием стандартного аккреционного диска (Shakura & Sunyaev 1973)с температурным (и цветовым) градиентом вдоль радиуса. Сложная пространственно-спектральная структура линзируемого источника или …???

25. МикролинзированиеДвойная звезда в гравитационном поле галактики СПАСИБО ЗА ВНИМАНИЕ!!!

26. Normalized cross-correlation function (NCCF-method)

27. Joint fitting method(JF-method)

28. выводы Впервые в оптическом диапазоне обнаружены квази-синхронные вариации блеска всех четырех компонентов гравитационно-линзированого квазара Q2237+0305 . Сам этот факт представляет фундаментальный интерес, так является наиболее убедительным подтверждением гравитацинно-линзированного происхождения системы четырех наблюдаемых изображений. Получены оценки временных задержек блеска компонентов (по отношению к компоненту А), однако их точность пока не позволяет сделать определенный выбор в пользу какой-либо из известных моделей макролинзы. Тем не менее, показано, что временные задержки блеска действительно малы и не превышают нескольких суток для всех компонентов. Обнаружено, что несмотря на высокую степень подобия кривых блеска компонентов, наблюдается некоторое различие их амплитуд (до 15 %). Не исключая факт, что эти различия могут быть следствием некоторых систематических ошибок фотометрии, предложена гипотеза, что подобные различия амплитуд могут действительно наблюдаться, если источник-квазар имеет сложную пространственную структуру, а некоторые компоненты его изображения микролинзированы.

29. Сравнение результатов фотометрии компонентов Q2237+0305 в фильтре R (Майданак) и в фильтре V (OGLE). Кривые блеска в R сдвинуты на произвольную величину.

30. Кривые блеска компонентов Q2237+0305по результатам фотометрии изображений, полученных в июле – сентябре 2000г. в фильтре R на 1.5 метровом телескопе (г. Майданак)

31. (V-I) и (V-R) показатели цвета компонентов Q2237+0305, 1995-2000 гг. , Майданак, 1.5 метровый телескоп

32. Observations • June 27 - October 12, 2003 • 1.5-m telescope on Mt. Maidanak • LN-cooled BroCam CCD camera with a SITe ST 005A chip was used • The scale is of 0.26’’/pix • The images were obtained in the R filter by series 5-15 frames per night.

33. Формула для расчета радиуса кольца Эйнштейна, являющегося масштабным фактором для уравнения линзы: здесьDLS , DOL и DOS – космологические расстояния между линзой, источником и наблюдателем, рассчитываемые по изменению углового размера объекта, M– масса линзы,G – гравитационная постоянная, а c– скорость света в вакууме. Формула линзы, используемая для построения картин усиления методом обратной лучевой трассировки: В этой формулеx – координаты точки в плоскости линзы, y – координаты точки в плоскости источника после преобразования линзой, mi– масса i-й звезды, σc – пространственная плотность пыли и газа, распределённого в центральной части галактики, а γ – параметр сдвига (shear), характеризующий асимметрию распределения гравитационного поля в области галактики, на которую проецируется рассматриваемый компонент Креста Эйнштейна. Суммирование производится по всем звёздам.

34. При применении статистического подхода для анализа модельных кривых блеска, в качестве параметра, характеризующего подобие модельной и экспериментальной кривых, обычно используют значение χ2: где m(t) – экспериментальная, а M(t, p) – модельная кривая блеска, рассчитанная для набора параметров p, значения которых можно варьировать. Величина σ2obs 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 χ2 модельной кривой окажется меньше некоторого порогового значения χo2, задаётся выражением: где N (χ2 < χo2) – число удачных реализаций, а Nобщ – их общее число.

35. Показатель цвета (V-I) и звездная величина в R компонентов Q2237+0305 по результатам наблюдений в 1995-2000.

36. Распределение вероятностей того, что модельная кривая блеска, рассчитанная для фиксированных значений относительного размера источника r/rE 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.

37. 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/rE. 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.

38. На этом рисунке показаны некоторые из подобранных реализаций модельных кривых блеска, а также экспериментальные данные OGLE. Полученные флуктуации модельных кривых блеска всё же превосходят те, которые наблюдаются для экспериментальных данных, однако не так сильно, как в кривых блеска, полученных автором работы [Kochanek C.S. 2004, Ap.J., 605, 58].

39. Сравнение модельных и экспериментальных кривых блеска компонентов2237+0305 (Kochanek 2002).Вне области подгонки данных флуктуации модельных кривых блеска заметно превосходят наблюдаемые в этойв этой системе на протяжении почти 20-ти лет.