Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
Кочанек (1992) рассмотрел независимое приближение, основанное на анализе распределении красного смещения линз. Для заданного значения красного смещения источника распределение вероятности имеет максимум при большем значении красного смещении при Увеличении Ло- Поэтому, сравнивая наблюдения с предсказываемым Распределением, можно получить верхний предел на величину Ло. Как заметили Нарайан и Бартельманн (1996), этот метод менее точный, чем описанный ранее, однако результаты, полученные с помощью этих методов, согласованы.
Линзирование скоплениями галактик
Нарайан и Бартельманн (1996) отмечают два типа линзирования ско-плениями галактик.
Богатые сконденсированные (к центру) скопления могут образовывать гигантские дуги в случае, если фоновая галактика совпадает с Каустиками скопления. Параметризованная модель линзы выбирайся т.о., чтобы соответствовать наблюдательным данным. 206_Глава 8. Гравитационные линзы - природные телескп
-------------
Каждое скопление образует слабо искаженные изображения б0,-|Ь шого числа фоновых галактик. Эти изображения называются дужКа ми, а явление называется слабым линзированием. Кайзер и Сквайерс (1993) предложили (непараметрический) алгоритм определения Иц вариантов отображения линзы и распределения массы.
8.2.1. Сильное линзирование скоплениями
Основные понятия
Напомним, что отображение линзы определяется поверхностной плотностью массы ?(0). Для сильного линзирования, которое связано с появлением кратных изображений, требуется, чтобы поверхностная плотность массы, была больше, чем критическая плотность массы
S > Scr = 0.35 гем"3 , (8.4)
где D = DdDds/Ds - эффективное расстояние линзы. Линзы, для которых выполнено приведенное условие, могут образовывать каустики. Источники вне каустических кривых образуют одно изображение, количество изображений увеличивается на два при пересечении каустики. Наиболее вытянутое изображение образуется в случае, если источник находится на особенности типа сборки. Масса скопления внутри гигантской дуги
Положение дуги в скоплении позволяет получить оценку массы скопления, спроектированную на плоскость, находящуюся внутри окружности, соответствующей дуге. Для сферически симметричной плотности средняя величина поверхностной плотности массы (T1), ограниченная тангенциальной критической кривой, равна критической поверхностной плотности массы Scr. Тангенциально ориентированные гигантские дуги расположены приблизительно вблизи тангенциальных критических кривых (Нарайан и Бартельманн (1996)). Т.о., ра-диус багс окружности, определяемой дугой, дает оценку величины радиуса Эйнштейна (?е скопления (рис. 8.2). Следовательно, получаем следующее соотношение:
<?(0агс)> м <?(0е)> = Scr (8.5)
и оценку массы внутри окружности с радиусом 0 = 0атс
M(O) = Scr 7г (DdO)2 и 1.1 X IO14 Mq ш2 . (8.6) g 2 Линзирование скоплениями галактик
207
Рис. 8.2. Тангенциальные дуги дают ограничения массы скопления внутри окружности, определяемой дугой. (Нарайан и Бартельманн (1996)).
Предполагая, что распределение массы в скоплении определяется изотермическим распределением, получим оценку для среднего квадра-тического отклонения скопления
'.-IO1-C-' (wT(kY- (87)
Нарайан и Бартельманн (1996) напоминают две другие методики определения массы скопления, одна из которых основана на использовании теоремы вириала и получаемой из наблюдений величины дисперсии скоростей галактик скопления, а второй метод основан на наблюдениях газа (по испускаемому им рентгеновскому излучению и Условии гидростатического равновесия скопления). Результаты, получаемые с помощью трех указанных методов, отличаются друг от Друга на множитель порядка ~ 2 — 3.
Оценка массы (8.6) основана на некоторых (простых) предположениях. Эта оценка может быть уточнена при использовании параметрического распределения массы линз, параметры которого определяются из условия наилучшего соответствия наблюдательных данных предсказаниям модели. Нарайан и Бартельманн (1996) привели в таблице 8.1 следующие величины, характеризующие скопления: масса, отношение массы к светимости ( в голубом фильтре), и диспе- 208 Глава 8. Гравитационные линзы - природные телескоп^,
рсия скоростей (средние квадратические отклонения) трех скоплен -с большими дугами.
ий
Таблица 8.1. Массы, отношения массы к выраженной в солнечных едини цах светимости (в голубом фильтре) и дисперсии скоростей (средние ква
Скопление M (Me) М/ Lb сг KM с-1 Ссылка
А 370 ~ IO14 ~ 200 ~ 1350 Гроссман и Нарайан 1989 Бергманн и др. 1990 Кнайб и др. 1993
А 2390 ~ 1.5 X IO14 ~ 120 ~ 1250 Пелло и др. 1991
MS 2137-23 ~ 5 ж IO13 ~ 250 ~ 1100 Мелье и др. 1993
Несферичность распределения массы скопления
Гроссман и Нарайан (1988) и Ковнер (1989) заметили, что никогда противоположные изображения - дуги не имеют сравнимую яркость и редко имеется четное число небольших дуг, расположенных с противоположных сторон от линзы. Поэтому потенциал скопления должен иметь существенный квадрупольный момент (и, возможно, более высокие моменты). Гроссман и Нарайан (1989) проанализировали А 370, где имеются две галактики cD-типа, и заметили, что квадрупольный потенциал соответствует наблюдаемой гигантской дуге. Кнайб и др. (1993) построили детальную модель А 370, в которой получено соответствие между потенциалом линзы и сильно несимметричным рентгеновским излучением скопления. Большие отклонения от сферической симметрии могут увеличить вероятности формирования гигантских дуг. Бергманн и Петросян (1993) показали, что если рассматривать несимметричные модели гравитационных линз, то наблюдаемое количество гигантских дуг относительно количества небольших дуг и дужек согласуется с теоретическими предсказаниями. Бартельманн и Вайсс (1994) и Бартельманн и др. (1995) показали, что вероятность образования гигантских дуг может вырасти более, чем на порядок, если рассматривать существенно несферические модели скоплений вместо обычных сферических моделей. Нарайан и Бартельманн (1996) заметили, что существенной причиной использования несимметрических моделей является тот факт, что наибольшие дуги возникают в том случае, если особенность типа сборки находится внутри проекции источника (на небесную сферу), а несимметрич- g 2 Линзирование скоплениями галактик
