Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
Если, аналогично Нарайану и Бартельманну (1996), предположить, что космологическая постоянная велика, например, Л > O-B1 то объем на единицу красного смещения больше, чем во вселенной Эйнштейна-де Ситтера. Тогда для фиксированного распределения плотности галактик общее число линз значительно увеличивается. В этом случае наблюдаемая статистика линз должна быть согласована с недавней быстрой эволюцией галактик. Однако изучение пр0' цесса образования структур показывает, что галактики образовали0, при больших значениях красного смещения в случае, если величин' космологической постоянной достаточно велика. Если включить ( рассмотрение это дополнительное ограничение, то оказывается, ч'1' отсутствует или сценарий образования галактик при малых значені'' ях красного смещения, или модель эволюции вселенной.
Поскольку статистика линзирования полностью согласована с и3 стным локальным распределением галактик, экстраполированным значений красного смещения г ~ 1, то можно получить довольно ctporoe ОГРанИчеНие на распределение "невидимых" галактик. Мао Кочанек (1994) получили ограничение на распределение галактик в зависимости от дисперсии скоростей (или среднего квадратического отклонения О-*)
Ограничение на CDM-модель
Один из самых популярных космологических сценариев, CDM-модель (CDM:= Cold Dark Matter), в рамках "стандартной" формулировки которой (По = 1, A0 = О и учитываются результаты СОВЕ) можно предсказать образование большого числа гало из скрытого вещества в диапазоне масс между массами галактик и скоплениями галактик. Как заметили Нарайан и Уайт (1988), Вамбсгансс и др. (1995) и Кочанек (1995b), в рамках стандартной CDM-модели предсказывается значительно больше пар квазаров с большим расстоянием между изображениями, чем наблюдается. Для того, чтобы спасти CDM-модель, необходимо, чтобы параметр нормализации, характеризующий смещение, был уменьшен до величины сг8 ~ 0.5 ± 0.2, или степенной показатель спектра должен быть понижен до величины (для длинноволновой части спектра) п ~ 0.5 ± 0.2. Проблема большего (по сравнению с наблюдаемым) числа пар изображений квазаров с большим угловым расстоянием между ними является проявлением хорошо известной проблемы, что в рамках CDM-модели образуется слишком большое количество конденсаций с характерным значением массы, порядка скопления галактик. Модели, которые подобраны для того, чтобы соответствовать наблюдаемому распределению скоплений, Удовлетворяют ограничению, полученному из рассмотрения распределения линз.
Если гало из скрытого вещества имеет достаточно большой радиус ядра, то его центральная плотность может стать меньше критической величины для линзирования, и число предсказываемых пар изображений квазаров с большим углом расщепления изображений Уменьшится. Как заметили Флорес и Примак (1996), большой радиус ядра может спасти стандартную CDM-модель, но имеются некоторые тРудности в таком объяснении, поскольку ядра галактик довольно мajIbi, поэтому необходимо согласовать в этой модели увеличение ра-Диуса ядра с увеличением массы гало.
при <т, = 100 км с , при Crt = ISOKMC""1, при <т„ = 200 км с""1.
-і
-і
(8.2) 202
Глава 8. Гравитационные линзы - природные телескоп^,
Большая постоянная Хаббла О
Малая постоянная Хаббла
Рис. 8.1. Иллюстрация зависимости характерного масштаба системы гравитационной линзы от величины постоянной Хаббла. (Рисунок из обзора Нарайана и Бартельманна (1996)).
Постоянная Хаббла
Одно из наиболее интересных применений гравитационных линз -это возможность определить постоянную Хаббла. Уравнение линзы является безразмерным, и, тем самым, положения изображений и их усиления являются безразмерными величинами. Поэтому из анализа изображения невозможно получить информацию об общей геометрии линзы или значение постоянной Хаббла. Рефсдал (1964b) заметил, что временная задержка пропорциональна характерному масштабу системы и зависит от постоянной Хаббла Hо (см. рис. 8.1). Для того, чтобы убедиться в этом, заметим, что геометрическая временная задержка пропорциональна длинам траекторий, которые пропорциональны Hq1 . Временная задержка, связанная с влиянием гравитационного потенциала, также пропорциональна Hq1 . Поэтому величина H0 At зависит только от модели гравитационной линзы и геометрии системы. Имеются довольно хорошие модели линз, в рамках которых оказывается возможным определить положения изображений и их коэффициенты усиления, что позволяет определить величину нормированного времени задержки Я о Дт между изображениями. Поэтому, измеряя временную задержку Дг, можно определить постоянную Хаббла Hо (Рефсдал 1964b, 1966а). Ясно, что для измерения временной задержки необходимо наблюдать за кратными изображениями (например, квазаров) в течение периода, существенно превосходящего время задержки. Фактически необходимо проводить довольно тщательный и сложный анализ данных, поскольку в них может быть j ралактики как гравитационные линзы
о •і'______
203
таТочно большое влияние шума. Квазар QSO 0957+561 наблю-яЛся в оптическом диапазоне Вандерристом и др. (1989), Шилдом и ^омсоном (1993) и в радиодиапазоне Лехаром и др. (1992). Анализ анных приводит к двум возможным значениям временной задержки: Ar = (148± 0 03) лет (Пресс и др. 1992а,Ь) и At ~ 1.14 лет (Шидд и Томсон 1993; Пелт и др. 1994, 1996). Нарайан и Бартель-ианн (1996) считают, что для временной задержки более вероятным окажется меньшее значение.
