Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
Оптическая толщина в направлении БМО мала по сравнению с оцениваемой ранее величиной, ~ Ю-7. Напомним, что группа MACHO приводит значение 3 X Ю-7, более ранняя оценка группы MACHO (основанная на трех событиях) и оценка группы EROS (основанная на двух событиях) чудесным образом совпадали - 8 х Ю-8.
Множество интересных научных результатов может быть извлечено из гигантских баз данных, накопленных в процессе проведения эксперимента, тем самым, имеется, по словам Шнайдера (1995), "эльдорадо" для спе-
^андидаты микролинзирования, предложенные ранее группой EROS #1 и #2 и группой MACHO #2 и #3, считаются проявлением звездной переменности.308
Глава 10. Наблюдения миKpojntlri
циалистов по звездной переменности, поскольку уже найдено множество новых типов переменных звезд, но, по-видимому, эти данные имеют суще. ственно большую значимость. Получены детальные данные о диаграмме цвет-звездная величина.
Однако существуют различные ответы (не противоречащие в настоящее время данным наблюдений) на следующие вопросы:
Где расположена большая часть объектов, вызывающих микролинзирование, при наблюдениях Галактического балджа? Кирага и Пачинский (1994), Пачинский и др. (1994), Зао и др. (1995а,Ь) считают, что большая часть линз находятся в балдже, а Алкок и др. (1995b), что большая часть линзы расположены в Галактическом диске.
Где расположены большая часть линз в случае, когда наблюдаются звезды БМО? В принципе, не исключено, что они расположены в Галактическом диске, Галактическом гало, гало БМО и в самом БМО. Какова их масса (характерная звездная масса или масса порядка массы коричневого карлика)?
Какова часть событий микролинзирования, вызываемых двойными линзами? Какова часть событий микролинзирования для двойных звезд?
Пачинский (1996) считает, что часть вопросов через несколько лет будет иметь определенные ответы, причем поскольку оптическая толщина в направлении Галактического балджа существенно больше толщины в направлении БМО, то большая определенность будет достигнута относительно распределения линз в направлении балджа, однако по мере получения новых данных скорее всего возникнут и новые проблемы теоретической интерпретации.
10.6. Микролинзирование в направлении М31
В настоящем разделе обсудим метод наблюдения микролинзирования неразрешенных звезд в направлении Андромеды (М31). Недавно несколько групп (Ансари и др. (1995с:); Кроттс (1992); Шульга и др. (1995)) предложили вести систематические наблюдения Андромеды. Ангари и др. (1995с) называют свой проект AGAPE := Andromeda GeJeay and Amplified Pixel Experiment.
10.6.1. Причины выбора галактики М31
Укажем основные причины выбора галактики М31 в качестве объекта наблюдений:
Галактика М31 - ближайшая крупная галактика после БМО и MMO (расстояние ~ 690 кпк). Тем самым, как замечают Шульга и др. (1995), возможно наблюдать все (по крайней мере, в принципе) линзы в гало нашей Галактики, а не только те, которые находятся внутри шара с радиусом ~ 52 кпк, как в случае наблюдения звезд БМО. Галактика М31 - гигантская галактика, грубо говоря, примерно в 2 раза большая, чем Млечный Путь. Вероятно, что М31 имеет собственное гало, и объекты этого гало могут вызывать эффект микролинзирования. Кроме того, как заметил Кроттс (1992), есть указания на то, что Андромеда вытянута вдоль лучаlO-?- Микролинзирование в направлении М31
309
зрения, тем самым, для звезд, находящихся с дальней стороны диска, более вероятно наблюдать микролинзирование, чем для звезд с ближней стороны- С другой стороны нет аргументов для того, чтобы это свойство имело место для переменных звезд. Следует заметить, что, наблюдая микролинзирование в направлении М31, можно измерить оптическую толщину в направлении, отличном от направлений на БМО, MMO или на балдж.
Гоулд (1994b) оценил величину оптической толщины в направлении М31 для известных звезд, находящихся в диске М31 - т ~ 2 х 10_7e_r^d, где d - характерный размер диска, а г - расстояние вдоль большой оси. Тем самым, можно ожидать существенного эффекта при наблюдении диска М31. Оптическая толщина довольно сильно зависит от азимутального угла: при фиксированном значении радиуса т ос [1 + (/i/d)tg г cosф]~2, где h - характерная толщина диска, i0 = 75° - угол наклонения М31, ф - азимутальный угол относительно ближайшей малой оси. По результатам измерений оптической толщины в зависимости от радиальной и азимутальной координаты возможно оценить величины h и d и определить, действительно ли распределению светимости галактики соответствует распределение массы. Гоулд (1994) привел следующую оценку: если проводить наземные наблюдения (один раз в неделю) с угловым разрешением 0."5 и наблюдаемым полем с площадью 0.8 град2, то может быть обнаружено примерно 3 события в год. Широкоугольная камера-WFC на космическом телескопе Хаббл (HST) с полем наблюдений 4.4 угловых минут не подходит для реализации этой программы, поскольку необходима камера с большим полем наблюдений.
Если события микролинзирования главным образом вызываются объектами в сфероиде М31 (в большей степени, чем объектами в диске), то частота событий должна быть выше, и параметры сфероида могут быть определены. Распределение оптической толщины существенно различается для модели микролинзирования в диске и сфероиде М31.