Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
209
дОСТЬ приводит к увеличению количества сборок каустик скопления. раряус ядра скопления
jJcjjH скопление образует гигантские дуги, то в этом случае распределение поверхностной плотности массы в ядре должно быть выше критического (Нарайан и Бартельманн (1996)), ?> Scr. Если использовать модель смягченной изотермической сферы (модель изотермической сферы с ядром), то можно получить следующее условие:
Vy \2 f Ddsy -IO3KM C-1J \DS
Нарайан и др. (1984) показали, что если рассматривать условие возникновения эффектов сильного линзирования, то распределение массы скопления характеризуется меньшим значением радиуса, чем значения, полученные из результатов оптических и рентгеновских наблюдений. Это утверждение Нарайана и др. (1984) было подтверждено в дальнейшем на основе анализа моделей формирования гигантских дуг. Нарайан и Бартельманн (1996) считают, что в любом случае оценка для радиуса ядра существенно больше, чем оценка, полученная из данных оптических и рентгеновских наблюдений. Некоторые результаты оценок радиуса ядра скоплений, основанных на анализе сильного линзирования, которые соответствуют значению постоянной Хаббла Hq = 50 км • с-1 • Мпк \ приведены в таблице 8.2.
<15
(8.8)
Таблица ? ских дуг.
.2. Ограничения на размер ядра, полученные из моделей гигант-
Скопление Г соте (кпк) Ссылка
А 370 <60 < 100 Гроссман и Нарайан (1989) Кнайб и др. (1993)
MS 2137-23 ~ 50 Мелье и др. (1993)
Cl 0024+1654 < 130 Бойне и др. (1994)
MS 0440+0204 «90 Луппино и др. (1993)
Статистический анализ, основанный на сферически симметричных моделях, приводит к аналогичным заключениям. В работах Миралда-Эскуде (1992, 1993) показано, что радиус ядра скопления вРяд ли может быть больше радиуса кривизны большой дуги. By и Хаммер (1993) показали, что или скопления имеют сингулярные ядра, ®ли профиль плотности должен быть значительно более крутой, чем в Модели изотермической сферы, для того, чтобы модель была согласо-Вана с наблюдаемым количеством больших дуг. Хотя Бартельманн и '4-2441 210 Глава 8. Гравитационные линзы - природные телескоп
¦----------
др. (1995) заметили, что это заключение может существенно мен яті, ся в случае, если рассмотреть отклонения от сферической симметрии однако эти авторы считают, что должно быть выполнено условие vcore > 100 кпк во всех примерах дуг. Ядра такого размера согласо. ваны со статистикой больших дуг (Нарайан и Бартельманн (1996))
Нарайан и Бартельманн (1996) указывают два случая, в которых оказывается возможным определить радиус ядра скопления, которое хотя и мало, но должно быть ненулевым. Форт и др. (1992) обнаружили радиальную дугу вблизи центра MS 2137—23, и Смейл и др. (1995b) нашли радиальную дугу в А 370. Для того, чтобы радиальная дуга возникла в модели изотермической сферы с ядром, радиус ядра должен быть, грубо говоря, равен расстоянию между центром скопления и радиальной дугой.
Мелье и др. (1993) приводят оценку радиуса ядра гсоге > 40 кпк в MS 2137-23, а Смейл и др. (1995b) - гсоге ~ 50 кпк для А 370, Бергманн и Петросян (1993) привели статистические аргументы для предпочтения моделей с конечным ядром, поскольку сингулярные модели линз образуют меньшее число больших дуг (относительно числа малых дуг), чем наблюдаемое число больших дуг. Однако Нарайан и Бартельманн (1996) считают, что эти результаты должны восприниматься с осторожностью, поскольку модель изотермической сферы с ядром может не быть адекватной для описания внутренней части скопления. Если использовать модель изотермической сферы, то радиус ядра должен быть порядка радиуса критической кривой, В рамках других моделей радиальные дуги могут возникать даже в том случае, если ядра нет, а Миралда-Эскуде (1995) и Бартельманн (1996) привели примеры того, как, используя модели с сингулярным распределением плотности, можно объяснить возникновение радиальных дуг.
Радиальное распределение плотности
Как замечают Нарайан и Бартельманн (1996), множество наблюдаемых гигантских дуг неразрешаемы в радиальном направлении, причем некоторые из них даже в идеальных условиях наблюдения илис помощью космического телескопа Хаббла (HST). Поскольку тусклЫ? фоновые голубые галактики, которые являются источниками для д}'1, видимы, то гигантские дуги в радиальном направлении сжаты (сравнительно с радиальным размером источника). Хаммер и Риго (1989' отметили, что сферически симметричные линзы могут сжимать изо бражения в радиальном направлении только в том случае, если про филь радиального распределения плотности более крутой, чем про филь для сингулярной изотермической сферы. Максимальное сжат#' g 2 Линзирование скоплениями галактик
211
^зображений в радиальном направлении происходит в модели линзы доварццшльда. Ковнер (1989) и Хаммер (1991) показали, что, независимо от распределения массы и симметрии линзы, в направлении лалой полуоси коэффициент сжатия дуги равен яа 2(1 — к), где к - схо-димость в месте расположении дуги. Дуги тоньше источника в том случае, если к < 0.5. Поскольку гигантские дуги должны быть расположены вблизи тех критических кривых, для которых 1 —к —7 = 0, то для больших и тонких дуг возникает дополнительное условие 7 > 0.5.
