Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
В рамках большей Части моделей галактик можно предсказать существование слабого центрального изображения, наблюдаемый поток излучения от которого зависит от радиуса ядра галактики. Это центральное изображение фактически отсутствует в известных примерах кратных изображений квазаров. Как замечали Уоллингтон и Нарай-ан (1993), Кассиола и Ковнер (1993), Грогин и Нарайан (1995), в этом случае радиус ядра очень мал, гс < 200 пк.
Кочанек (1993а) показал, что из наблюдаемого распределения следует, что большая часть галактик должна иметь гало из скрытого вещества с характерными значениями среднего квадратического отклонения скоростей с^агк ~ 220±20 км-с-1. Маоз и Рикс (1993) заметили, что если подобное гало отсутствует, то угол между изображениями квазаров не может составлять более, чем 2". В то же время имеются примеры кратных изображений с большим значением углового расстояния между изображениями, откуда следует необходимость существования гало для такой галактики-линзы. В общем случае из анализа кратных изображений квазара нельзя получить ограничение на размер гало, поскольку обычно можно говорить только о величине радиуса Эйнштейна, который равен ~ 10 кпк. Грогин и Нарайан (1995) считают, что довольно протяженное гало имеет галактика-линза, соответствующая двойному квазару QSO 0957+561; это гало имеет радиус, по крайней мере, 15h~l кпк (где h = Яо/100 км-с-1 • Мпк-1).
Нарайан и Бартельманн (1996) приводят только два случая, в которых возможно получить существенные ограничения на вариации распределения радиальной плотности масс. Предполагая следующую зависимость плотности массы от радиуса S <х г~а, можно получить j ралактики как гравитационные линзы 199
^лучшие приближения значений параметра а для двух примеров
Л й»з:
(0.9-1.1) MG 1654+134 (Кочанек 1995а)
а=\ (1.0-1.2) QSO 0957+561 (Грогин & Нарайан 1995). ^8'1)
ДдЯ обоих источников имеются достаточно качественные наблюдения. Так, в частности, наблюдения квазара QSO 0957+561 проведены с домошью радиоинтерферометров со сверхдлинной базой (VLBI), а наблюдения радиокольца MG 1654+134 проведены с помощью радиотелескопа VLA. Можно заметить, что распределение плотности линз в данных случаях довольно близко к распределению для изотермической сферы.
Наблюдаемая форма изображений квазаров имеет довольно сложную форму, откуда следует, что, скорее всего, довольно часто линзы не являются симметричными. Как заметил Кочанек (1996), в случае, если несимметричность линзы вызывает наблюдаемую форму изображений, то характерная эллиптичность довольно велика ~ ЕЗ — Е4. Однако возможно, что на сложную форму изображений квазаров влияет также внешний сдвиг. Имеющихся в настоящее время наблюдательных данных недостаточно, чтобы отличить влияние эллиптичности и внешнего сдвига на форму изображений. Тем не менее, Кочанек (1996) и Бар-Кана (1995) отмечали, что для достаточно точных моделей линз эллиптичность распределения массы, требуемая для соответствия формы изображений квазаров наблюдаемой, должна быть больше, чем эллиптичность изофот галактик. Отсюда можно сделать вывод, что или распределение скрытого вещества более асимметрично, чем распределение светящегося вещества, или имеется существенное влияние внешнего сдвига.
8.1.2. Образование галактик и их эволюция
Ранее уже отмечалось, что угловое расстояние между кратными изображениями Зависит OT массы линзы, а число наблюдаемых кратных изображений квазаров с заданным угловым расстоянием зависит от распределения галактик с заданной массой. Обычный подход к Установлению ограничений на параметры распределения галактик Заключается в анализе видимого распределения галактик и экстраполяции этого распределения к большим значениям красного смещения, Используя некоторое параметризованное описание эволюции. Тогда ПаРаметры модели ограничиваются, исходя из сравнения наблюдаемой статистики линз и предсказаний модели (Кочанек 1993b; Маоз & рикс 1993; Рикс и др. 1994; Мао & Кочанек 1994).
Если галактики образованы недавно, то большая часть оптиче- 200 Глава 8. Гравитационные линзы - природные телескоп
————— " — -і...... - - — - - — - >. ¦ - ¦ » >. ¦ —.-^^bj
ской толщины, связанной с образованием кратных изображений, Со ответствует галактикам с небольшим значением красного смещенця Мао и Кочанек (1994) пришли к заключению, что существенная часть галактик сколлапсировала и образовалась при значении г ~ 0.8, <->рЛ1) Вселенная описывается моделью Эйнштейна-де Ситтера, и учитьша ются также значения красного смещения линз и источников наблк>да_ емой части кратных изображений квазаров и распределения углового расстояния между кратными изображениями.
Если эллиптические галактики образуются из сливающихся спиральных галактик, то при увеличении значения красного смещения наблюдаемое распределение эллиптических галактик постепенно сменяется распределением спиральных галактик. Этот факт не меняет вероятность образования кратных изображений квазаров, поскольку увеличение числа линз-галактик компенсируется уменьшением сечения линзирования этими галактиками. Однако поскольку спиральные галактики характеризуются меньшим значением дисперсии скоростей, то спиральным галактикам соответствует больший угол между изображениями (например, в модели изотермической сферы угол пропорционален <т^). В рамках такого сценария можно предсказать меньшие значения угла расщепления для квазаров с большим красным смещением. Используя этот сценарий, Рикс и др. (1994) получили ограничения на частоту слияния эллиптических галактик, исходя из наблюдаемого распределения угла расщепления изображений. Предполагая, что масса галактик пропорциональна величине ст\ и сохраняется при слияниях, Мао и Кочанек (1994) пришли к выводу, что не происходило никаких существенных слияний до значений г ~ 0.4 во вселенной Эйнштейна-де Ситтера.
