Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
тМЛСНО = 2 9+1.4 х 10-7 (10 2)
Заметим, что ранее, основываясь на данных первого года наблюдений группы MACHO (3 события), для величины тМАСНО было приведено значение примерно в три раза меньшее (Руле и Моллерах (1996)).
Руле и Моллерах (1996) отмечают, что оценки для т из соотношений (10.1) и (10.2) необходимо воспринимать весьма критически не только потому, что объем статистических данных невелик, но и потому, что эффективность обнаружения линз с массами, большими ~ Mq, невелика. С другой стороны, возможно, что некоторые из событий на самом деле не связаны с реальными событиями микролинзирования. В этом случае величина оптической толщины должна быть меньше.
В случае наблюдения стандартной кривой блеска невозможно определить, на каком расстоянии от наблюдателя находится линза. Т. о., ми-кролинзирование может быть вызвано как тусклыми звездами в диске нашей Галактике, так и звездами БМО (как считал Caxy (1994)) или объектами гало. Однако, как отмечали Алкок и др. (1996а), линзирование только известными звездами могло бы привести к появлению примерно 1.1 событий в эксперименте МАСНО, или этим звездам должна соответствовать оптическая толщина r3tars ~ 0.5 х IO-7. Тем самым, наблюдаемая величина оптической толщины существенно превышает величину оптической толщины, соответствующую наблюдаемым звездам. Беннетт и др. (1996) приводят более консервативную оценку оптической толщины гало - 7Tiaiol = 2.ІІ07 х Ю-7, получающуюся из анализа данных, из которых исключены событие # 9, т.к. соответствующая этому случаю линза может быть в БМО, и событие # 10, т.к. соответствующая фоновая звезда может быть переменной. Сазерленд и др. (1996) приводят оценку массы линз, исходя из наблюдаемой продолжительности событий, т.к. одна наблюдаемая величина t зависит от трех неизвестных: массы линзы, расстояния до линзы и величины трансверсальной скорости. Поэтому оценка массы имеет только статистическую значимость и, вообще говоря, зависит от выбранной модели гало. Для стандартной модели гало, используя метод максимального правдоподобия, можно определить наиболее вероятный диапазон масс линз 0.5Іц;f Mg (рис. 10.5). Если эти линзы находятся в гало, то они не могут быть звездами, в которых происходит горение водорода, поскольку в этом случае они могли бы быть обнаружены (Флин и др. (1996)). Т.о., Сазерленд и др. (1996) считают, что остывшие белые карлики могут быть наиболее естественными источниками микролинзирования. Рис. 10.5. Толстые линии изображают линии уровня (со значением доверительной вероятности внутри кривой 34,68,90,95,99%) для массы линзы и вклад линз в массу гало для стандартной модели гало для случаев обнаружения 6 и 8 событий. Тонкая линия показывает линию уровня, соответствующую доверительной вероятности 90% из анализа данных первого года наблюдений. (Рисунок из работы Сазерленда и др. (1996)).
Несмотря на то, что формальная,значимость эксперимента достаточно высока, Сазерленд и др. (1996) не утверждают, что ими обнаружено скрытое вещество, поскольку несколько ранее предполагаемых событий микролинзирования оказались переменными звездами. Зао (1996) предположил, что причина (довольно искусственная по мнению Сазерленда и др. (1996)) наблюдаемой оптической толщины может быть связана с тем, что между БМО и наблюдателем на Земле находится карликовая галактика, хотя априорная вероятность такого события ~ 1%.
10.4. Наблюдения в направлении балджа
Широкомасштабные наблюдения Галактического балджа проводят уже упомянутые выше группы MACHO, OGLE, а также французская группа DUO (Disk Unseen Objects), проводившая наблюдения, начиная с 1993 года, в обсерватории ESO JIa Силла в Чили на телескопе Шмидта. Как сообщает Ферле (1995), основываясь на сообщениях участников этой группы, группа DUO получила кривые блеска примерно 15 млн. звезд и обнаружила несколько событий микролинзирования. Ниже обсудим некоторые результаты наблюдений групп OGLE и МАСНО. IQ.4- Наблюдения в направлении балджа
301
jO.4.1. Результаты наблюдений OGLE
1996 г. были известны три группы, проводившие наблюдения Галактического балджа с целью обнаружения микролинзирования. Этими группами долучено довольно много событий микролинзирования (больше, чем оценивалось до проведения наблюдений). Первая группа, начавшая проводить подобные наблюдения - группа OGLE, которая проводит наблюдения за более чем IO6 звезд, начиная с 1992 г. Большая часть наблюдений этой Группы проводилась в I-диапазоне, но некоторые делались также в диапазоне V. Первое событие микролинзирования (если упорядочить события по времени достижения максимальной светимости кривой блеска, подобно Па-чинскому (1996)) было событие OGLE #10, которое достигло максимальной светимости 29 июня 1992 (Удальский и др. (1994а)). Это событие было обнаружено группой вслед за другими шестью событиями, которые наблюдались тем же летом. Тем не менее, обнаружено это событие было только весной 1994, когда были обработаны на компьютере наблюдательные данные. Группа OGLE обнаружила первое событие (OGLE #1) 22 сентября 1993, пик кривой блеска для которого наблюдался 15 июня 1993, т. е. почти через год после события OGLE #101. Пример события микролинзирования OGLE #2 показан на рис. 10.6. Данные наблюдений этого события были получены в 1992 г. Это событие наблюдалось на двух независимых полях наблюдений, тем самым, получено довольно много данных, в 1-диапазоне было получено: 93, 187, и 94 значений в течение наблюдательных сезонов 1993, 1994, и 1995 соответственно. Пачинский (1996), основываясь на частном сообщении М. Шиманского, указывает, что светимость этого объекта в Г диапазоне равна 19.07, 19.10 и 19.13 соответственно, выраженное в звездных величинах стандартное отклонение было равно 0.13, 0.10 и 0.09.
