Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
Ранее было показано, что угловое расстояние между изображениями (при малом значении у) ~ 2?о, т.е. порядка тысячной угловой секунды (мае), тем самым, отдельно наблюдать эти два изображения с помощью оптических телескопов невозможно, но можно заметить изменение светимости фоновой звезды. Действительно, поскольку все астрономические объекты движутся, то имеется относительное угло-Boe движение линзы
У А оо -if У \ КШЛ
г = — = 4.22 мае • лет
Dd V2OOkmc-VV Dd J'
гДе V - относительная трансверсальная скорость линзы. Используя последние два соотношения, вычислим характерный временной масштаб для микролинзирования, определяемый как время, необходимое 232
Глава 9. Микролинзиров^щ Jte
ДЛЯ ТОГО, чтобы ИСТОЧНИК, движущийся ПО отношению К линзе, пере сек расстояние, равное радиусу кольца Эйнштейна (все эти расстоя ния можно рассматривать на небесной сфере):
Большая часть специалистов по микролинзированию пользуется этим определением, кроме одного (но важного) исключения: группа МАСНО считает, что характерное время, определяемое соотношением (9.10) должно быть удвоено, т.е. характерное время микролинзирования - это время, необходимое для того, чтобы источник пересек на небесной сфере угловой диаметр Эйнштейна (Пачинский, (1996)).
В случае, если линза движется относительно источника, то два изображения меняют свое положение и яркость (характеризуемую в данном случае величиной телесного угла, соответствующего изображениям), как это показано на рис. 9.1. Когда угловое расстояние между источником и линзой становится достаточно малым, то изображения становятся сильно вытянутыми, и их собственная скорость становится много больше, чем собственное движение источника. Ранее было показано, что точка источника, гравитационная линза и два ее изображения находятся на одной прямой. В случае, если гравитационная линза имеет звездную массу, то угловое расстояние между изображениями порядка тысячной угловой секунды, тем самым, прямые наблюдения подобной геометрии невозможны (по крайней мере, в настоящее время). Тем не менее, изменение интенсивности фоновой звезды (источника) можно наблюдать, и соответствующая кривая блеска может быть получена из выражения коэффициента усиления в зависимости от прицельного параметра (9.7). Если переменную « определить следующим образом
где р - безразмерный прицельный параметр: наименьшее угловое расстояние между источником и линзой, измеренное в единицах угла Эйнштейна, tmax - момент времени, которому соответствует максимальное значение коэффициента усиления гравитационной линзы.
to --=4- = 0.214 лет
г
(9.11) Основы стандартной модели
233
¦1,1
M
-V-O
-I-O
-1-0
-J- о
-і—О
-О
-О
-1
Рис. 9.2. Изображена геометрия микролинзирования. Гравитирующая масса расположена в центре окружности Эйнштейна, обозначаемой штриховой линией. Двенадцать горизонтальных прямых обозначают относительные траектории источника, характеризуемые значением безразмерного прицельного параметра р, измеряемого в единицах радиуса Эйнштейна. (Рисунок из обзора Пачинского (1996)).
3
2 ОХ)
я
в <
1
о
Рис. 9.3. Изменение коэффициента усиления, связанное с влиянием точеч-н°й гравитационной линзы, изображенное в звездных величинах, в зависимости от времени. Величина to определена как время, необходимое источнику, чтобы пройти угловое расстояние, соответствующее величине угла Эйнштейна 0о- Шесть кривых блеска соответствуют шести значениям безразмерного параметра: р = 0.1, 0.3, 0.5, 0.7, 0.9, 1.1. (Рисунок из обзора Пачинского (1996)). 234
Глава 9. Микролинзиров^щ Jte
Геометрия микролинзирования для шести значений прицельного раметра и соответствующие кривые блеска (т.е. зависимость Коэ/ фициента усиления в звездных величинах от времени) показаны щ рис. 9.2 и 9.3. Напомним, что Am = 2.5 log Л.
Крайне важно определить сечение гравитационного микролинзи рования, которое соответствует площади круга Эйнштейна. Если ис точник находится внутри круга Эйнштейна, то общий коэффициент усиления источника, соответствующий двум изображениям, больще чем
т.е. в этом случае можно обнаружить соответствующее изменение интенсивности с помощью фотометрических измерений.
9.2. Проблема скрытой массы
Поиск гравитационных микролинз тесно связан с проблемой скрытой массы, которая является одной из самых важных в современной физике и астрофизике. Вследствие несомненной важности проблемы скрытой массы не только для космологии, но и для всей современной физики и астрономии, кратко изложим суть проблемы. 9.2.1. Основы проблемы скрытой массы
Приведенное в данном разделе рассмотрение тесно связано с так называемой проблемой скрытой массы, см. например, статью Дорош-кевича (1986) или книгу Долгова и др. (1988). Современное изложение этой проблемы можно найти в обзорах Kappa (1994) и Тернера (1995) и в книге Пибблса (1993), где наряду с обстоятельным анализом проблемы имеется интересное историческое введение. Связь этой проблемы с микролинзированием обсуждалась в обзоре Ферле (1995).
