Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
Используя моделирование по методу Монте-Карло, Беллон и др. показали, что наблюдения в направлении М31 наиболее чувствительны в диапазоне масс 1О-3-1О-5М0, причем большей части детектируемых событий соответствует умеренное усиление ярких звезд, а меньшей части соответствует относительно большое усиление тусклых звезд. Эти авторы указали наблюдательные программы, которые могут приводить к обнаружению нескольких десятков линз в диапазоне масс IO-1 IO-5 Mq в предположении, что линзы имеются в гало нашей Галактики и в гало М31.
В настоящее время кроме группы AGAPE, проводившей наблюдения в 1994 - 1995 г. в обсерватории Дю Пик Дю Миди во Французских Пиренеях, наблюдения М31 проводит группа Columbia - VATT, использующая Телескоп Ватикана в Аризоне. 10.6.2. Первые наблюдения М31
Первые попытки наблюдения галактики М31, цель которого заключалась в поиске событий микролинзирования, были проведены в 1990 - 1992 году (общая продолжительность наблюдений примерно 1.5 года) на горе Май- 310
Глава 10. Наблюдения миKpojntlri
данак в обсерватории Государственного астрономического института им П.К. Штернберга, и предварительные результаты этих наблюдений пред, ставлены в работе Шульги и др. (1995). Поле наблюдений каждой пластины составляло 2.25° х 3°. Было получено 196 пластин. Стандартное время экспозиции составляло 30 мин. Среднее угловое разрешение ~ 1."4. Обнаружено 75 событий, которые, возможно, связаны с микролинзированием. 10.6.3. Проект AGAPE
Проблема обнаружения микролинзирования при наблюдении М31 связана с тем, что весьма трудно разрешить отдельные звезды. Другое предложение (отличное от идеи наблюдения кривых блеска большого количества звезд), высказанное Беллоном и др. (1993), Кроттсом (1992), Ансари (1995с), заключается в том, что необходимо вести изучение светового потока, который приходит на каждый отдельный пиксель CCD-камеры, а не световой поток, который соответствует каждой отдельной звезде. Такой подход позволяет определить коэффициент усиления, соответствующий одной из множества звезд, находящихся в группе, соответствующей наблюдаемому пикселю, даже в том случае, если соответствующая звезда не разрешена. Световой поток, приходящий на пиксель, чаще всего испускается группой звезд, поэтому этот поток складывается из светимости звезд пятна и фонового излучения. Свет отдельной звезды распределен по всем пикселям, соответствующим пятну и только часть - "видимая часть" (в терминологии Ансари и др. (1995с)) этого света достигает центрального пикселя. Если светимость звезды значительно увеличивается, то ярчайший пиксель может быть выделен над фоновым излучением. Итак, поток в пикселе
Fpixel = {видимая Часть}F3Iir + (F,pyrHe звезд) + F1J1oh, (1°-3)
где поток Fgtar - поток микролинзируемой звезды. Если коэффициент усиления при микролинзировании решен А, то поток в пикселе изменяется на величину
AFpixei = (А — 1){видимая 4acTb}F3tar. (10-4)
Считается, что событие обнаружено, если AFpixei в Q раз превосходит естественную флуктуацию этого пикселя <rpiXei при нескольких последовательных экспозициях, т.е.
AFpixeI > Qffpixei ¦ (10.5)
Например, в эксперименте AGAPE (Ансари и др. (1995с)) требуется для выделения сигнала, чтобы величина Q была больше 3 во время трех последовательных экспозиций и больше 5, по крайней мере, для одной из трех экспозиций.
Основным фоном для обнаружения событий микролинзирования являются переменные звезды. Для того, чтобы отличить микролинзирование от различных типов переменности звезд, и в этом случае, как замечают 10.7. Эксперименты по микролинзированию в будущем
311
Днсари и др. (1995а, 1995b), можно использовать обычные характерные свойства микролинзирования (симметричность, события одиночные, ахроматичная кривая блеска).
На первый взгляд, можно подумать, что эффект усиления получаемого в пикселе потока не ахроматичен, однако, если вычесть средний фоновый поток из светимости, то отношение
постоянно (не зависит от времени).
Для того, чтобы исключить влияние фона различных типов переменных звезд, надо потребовать, чтобы было достаточно большое усиление микро-линзируемой звезды ((Л) ~ 6), что исключает большую часть переменных звезд. С другой стороны, даже в случае столь большого изменения светимости некоторые звезды (например, сверхновые) могут удовлетворять этому критерию и, тем не менее, не быть связанными с проявлением микролинзирования.
Группа AGAPE провела первую серию наблюдений осенью 1994 г. в течении 57 полуночей. Поле наблюдений было 4' х 4', покрывалось 800 х 800 пикселей с угловым размером 0.3" х 0.3" тонкой CCD-камеры. Однако данных было явно недостаточно для обнаружения микролинзирования. Полученные данные, а также некоторые данные эксперимента EROS использовались для тестирования методов обработки данных (Ансари и др.
10.7. Эксперименты по микролинзированию
в будущем
Пачинский (1996) обсудил возможные эксперименты, которые могут дать дополнительную информацию, помогающую ответить на ряд вопросов, возникающих после проведенных (и проводимых) экспериментов, связанных с поисками микролинзирования. Одна из возможных целей будущих экспериментов - проведение наблюдений с помощью космического телескопа. Имеются достаточно естественные аргументы для проведения таких экспериментов: отсутствует згшисимость от погодных условий и влияние атмосферы, имеется возможность проведения наблюдений независимо от дневного времени и времени года (что может быть реализовано лишь при создании глобальной сети для наблюдения микролинзирования) и возможность проводить ультрафиолетовые и инфракрасные наблюдения. Кроме того, имеются дополнительные преимущества того, что микролинзирование будет наблюдаться не только с Земли, но и из космоса, поскольку если космический телескоп будет находится, например, на расстоянии 1 а.е. от наземного, то возможно обнаружение эффекта параллакса. Наблюдения микролинзирования с помощью только одного телескопа позволяют определить только одну величину - характерное время события to. В свою очередь, величина to зависит от массы линзы, расстояния до нее и трансвер-
