Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
величина должно соответствовать распределению наблюдаемых звої
і Д На
этой диаграмме. 4
Распределение величины максимального коэффициента усиления пр микролинзировании Tlmax должно соответствовать равномерному распре делению величины Urnin-
Распределение величин Ат&х и T должно быть некоррелировано.
Основной проблемой микролинзирования является ТО, ЧТО вероятность этого события события крайне мала. Нетрудно получить простую оцен ку для оптической толщины для наблюдения БМО, поскольку в преды, дущей главе была получена оценка г a V2/с2, и тогда для случая гало имеем Thalo — 5 X Ю-7 (Руле и Моллерах (1996)). Среднее квадра-тическое отклонение связано со средним значением скоростей гало как a ~ Re/er ~ 100 дней у/т/Mq (в предположении, что х = DijDs = 1/4) Отсюда следует, что линзам с массами в диапазоне от IO-2 — 10 Mq соответствует характерное время микролинзирования от недели до года. Исходя из этих оценок, можно сделать вывод, что необходимо следить за светимостью нескольких миллионов звезд в течение характерного времени порядка года (или нескольких лет), т.е. измерять наблюдаемую светимость звезд с характерным интервалом порядка дней. В случае, если микролинзы имеют массы в диапазоне 10-7-10-4Mq, то события имеют продолжительность менее, чем один день, поскольку частота появления таких событий Г ос т/(T) много больше в этом случае, т.е. много больше, чем частота событий для линзы звездной массы. Для того, чтобы могли быть обнаружены линзы в этом диапазоне масс, необходимо иметь лучшее временное разрешение, т.е. проводить несколько раз измерение светимости звезды за ночь наблюдений. Т.о., для исследования возможного диапазона масс линз IO-7 < тп/Mq < 10 необходимо наблюдать одни и те же поля звезд несколько раз за ночь и с интервалом порядка дней.
Руле и Моллерах (1996) приводят простую оценку оптической толщины для звезд балджа, линзируемых маломассивными звездами в балдже и диске, т a IO-6 с характерной продолжительностью таких событий порядка нескольких недель, тем самым, и в этом случае необходимо вести наблюдения за миллионами звезд в течение более, чем года, для получения надежных статистических данных.
Поскольку для поиска микролинз необходимо вести наблюдения за миллионами звезд в течение года или нескольких лет, проводимые исследования главным образом были сосредоточены а) на наблюдениях звезд в БМО и MMO (Малое Магелланово Облако), поскольку эти галактики являются ближайшими, и направление луча зрения находится вне Галактической плоскости и проходит через гало; б) на наблюдениях звезд в Галактическом
'Однако, как замечают Руле и Моллерах (1996), поскольку наблюдаемые звезды имеют ненулевую протяженность вдоль луча зрения, и, тем самым, оптическая толщина существенно больше для звезд, лежащих за балджем, и, следовательно, вероятность обнаружения микролинзирования более тусклых звезд должна возрасти. j? j. Наблюдения звезд БМО
291
03ДДЖЄ, что может позволить оценить распределение линз в окрестности ралактической плоскости.
jO.3. Наблюдения звезд БМО
р настоящее время существуют два крупных проекта, связанных с поискали микролинзирования посредством слежения за кривыми блеска звезд в БМО.
jO.3.1. Эксперимент EROS
Один из этих проектов проводит французская группа EROS, которая в обсерватории ESO JIa Силла (Чили) осуществляет две различные программы, первая из которых использует CCD-камеры1 на 40-сантиметровом телескопе, полностью предназначенного для поисков событий микролинзирования, что позволяет производить снимки с короткой экспозицией (10 мин. каждый). Это дает возможность обнаружить (по крайней мере, в принципе) события с короткой продолжительностью (тем самым, возможно, относительно маломассивные линзы); вторая программа, проводимая этой группой, связана с анализом пластин, полученных на 1-метровом телескопе Шмидта. Из анализа данных этих пластин, накапливаемых с 1990 года, может быть построено несколько миллионов кривых блеска. Фотографические пластины были получены на телескопе Шмидта с апертурой 1 м и фокусной длиной 3 м. Каждая из этих пластин, размером 30 см х 30 см, соответствовала элементу небесной сферы с размером 5° х 5°, что покрывает большую часть БМО. За ночь наблюдений обычно получали по две пластины (использовались красный и голубой фильтры), каждая из которых имела время экспозиции 1 час. За первую зиму наблюдений (1990-1991) было получено 28 пар пластинок (всего 56). К концу 1994 г. было отснято примерно 200 пар пластин. Информация с пластин переводилась в цифровую информацию, используя прибор MAMA2 Парижской Обсерватории, с плотностью цифровой информации IO4пикселей/мм2. Перевод информации с одной пластины в цифровую форму занимает 6 часов (объем информации равен 1.6 Гигабайт), каждое изображение делится на 784 кадра, каждое из которых содержит 1024 х 1024 пикселей, одному пикселю соответствует 0.67 угловых секунд на небесной сфере. Из анализа 1 см2 пластины может быть оценена светимость примерно 10000 звезд. Тем не менее, только около 50 % данных наблюдений звезд (Ансари (1995), примерно 4 х IO6) оказываются пригодными для поиска микролинз.
