Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Захаров А.Ф. -> "Гравитационные линзы и микролинзы " -> 83

Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.

Захаров А.Ф. Гравитационные линзы и микролинзы — M.: Янус-К, 1997. — 328 c.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка): gravitacionnielinzi1997.djvu
Предыдущая << 1 .. 77 78 79 80 81 82 < 83 > 84 85 86 87 88 89 .. 127 >> Следующая


Vk= ^71,1+72,2^ (8 23)

\72,1 71,2/

получил зависимость сходимости в любой точке в через величину Динзирование скоплениями галактик

—•---

219

димости в точке во плюс криволинейный интеграл вдоль любой С ИВОЙ, соединяющей эти две точки, т.е.

к{в) = к{во)+( dl Vk[0(/)]. (8.24)

Je о

JJcji11 начальная точка в0 находится вдали от центра скопления, величина к{в0) может быть достаточно малой, и ей можно пренебречь, для любой выбранной начальной точки в0 соотношение (8,24) мо-экет быть использовано для оценивания величины к(в) — к(во) путем усреднения по всевозможным значениям во. Шнайдер (1995), Кайзер и ДР- (1995), Бартельманн (1995), Зайц и Шнайдер (1996) приводят различные модификации KS-метода. При этом могут выбираться различные начальные значения во¦ Например, можно разделить наблюдаемое поле на внутреннее поле, где находится большая часть скопления, и выбирать точки в0, находящиеся вне этой области. Другая возможность состоит в том, что начальные точки во могут выбираться из всего поля наблюдений. В обоих случаях можно определить величину к(в) — к, где к - средняя сходимость в области, для которой выбраны точки во. Средняя сходимость к, неизвестна, и, т.о., метод восстановления, основанный на соотношении (8.24), определяет величину к с точность до константы.

Бартельманн и др. (1996) предложили другой подход, основанный на том, что /с и 7 - линейная комбинация вторых производных потенциала линзирования ф. В этом методе восстанавливается потенциал Ф, а не поле сдвига к. Если и к, и 7 могут измеряться через величины искажения изображений и их усиления, то можно использовать метод максимального правдоподобия для того, чтобы восстановить потенциал линзирования ф(в) на конечной сетке, который наилучшим образом соответствует наблюдаемым значениям усиления и искажения изображений. Нарайан и Бартельманн (1996) отмечают, что в таком подходе могут быть учтены ошибки измерений, корреляции Данных, эффекты селекции и т.д.

Результаты, полученные из анализа слабого линзирования

KS-метод и его модификации использовались для восстановления поверхностной плотности массы достаточноболыпого числа скоплений. Нарайан и Бартельманн (1996) приводят некоторые результаты в таблице 8.3, причем даются, главным образом, данные об отношении Масса-светимость скоплений и степени соответствия анализа скопления с помощью слабого линзирования и других независимых методов изучения тех же самых скоплений. 220

Глава 8. Гравитационные линзы - природные телескоп^,

Таблица 8.3. Отношения масса-светимость некоторых скоплений, по. ченные из анализа слабого линзирования. (Таблица из обзора Нарайан, Бартельманна (1996)).

Скопление Ссылка MjL Замечание
MS 1224 Фолман и др. (1994) 800 h Вириальная масса в ~ 3 меньше (crv =770 км с"1) (1994) точность восстановления ~ 3'
А 1689 Тайсон & Фишер (1995): Кайзер (1995) (400 ± 60) h Вблизи центра распределение массыГ более гладко, чем распределение яркости: распределение массы более крутое,, чем изотермическое от (200- 1000)/1-1 кпк
Cl 1455 Смейл и др. (1995а) 520 Л Скрытое вешество в большей степени сконцентрировано; чем галактики
Cl 0016 Смейл и др. (1995а) 740 Л Скрытое вешество в большей степени сконцентрировано,, чем галактики
А 2218 Сквайерс и др. (1996а) 440 Л Доля газа в массе < 4% h-3I2
А 851 Зайц и др. (1996) 200 Л Распределение массы согласовано с распределением галактик и рентгеновским излучением

Отношение масса-светимость (в солнечных единицах), оцениваемое из анализа слабого линзирования, довольно велико, ~ 400 h. JIyn-пино и Кайзер (1996) недавно обнаружили довольно существенное поле сдвига в скоплении MS 1054—03, красное смещение которого равно 0.83. Отсюда следует, что или фоновым галактикам соответствуют очень большие значения красного смещения z > (2 — 3), или что отношение масса-светимость в этом скоплении предельно велико; еслй красные смещения галактик г < 1, то необходимо, чтобы отношение масса-светимость было !> 1600/г.

Проведенные Бонне и др. (1994) измерения сдвига на расстоянии почти 1.5 Мпк от центра скопления Cl 0024+1654 позволили получить ограничения на возможные профили распределения массы скопления. Наблюдения показали, что плотность довольно быстро уменьшается с увеличением расстояния от центра, хотя данные не противоречат ни изотермической модели, ни модели де Вокулера. Тайсон и Фишер (1995) обнаружили, что профиль массы в скоплении А 1689 более кру- g 2 Линзирование скоплениями галактик 221

^gj чем изотермический. Сквайерс и др. (1996b) получили профиль jjaccbi для скопления А 2390 и показали, что это распределение плот-я0сти массы не противоречит ни модели изотермической сферы, ни моделям с более крутыми профилями массы. В целом, как замечают Нарайан и Бартельманн (1996), из анализа слабого линзирования скоплениями следует, что распределение массы соответствует сглаженному распределению яркости, а Сквайерс и др. (1996а,Ь) замечают, что оценки массы, полученные из слабого линзирования и из анализа рентгеновского излучения, интерпретируемого на основе модели гидростатического равновесия скопления в целом оказываются согласованными.
Предыдущая << 1 .. 77 78 79 80 81 82 < 83 > 84 85 86 87 88 89 .. 127 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed