fian-inform

Switch to desktop Register Login

Модель гравитационной линзы позволит заглянуть в тайны загадочных квазаров

Для объяснения результатов наблюдений изображения гравитационно-линзированного квазара с релятивистскими выбросами построена модель линзы, согласующаяся с наблюдениями формы, яркости и кинематики. На примере гравитационно-линзированной системы В0218+357 показано, что существует большое число наборов параметров, адекватно описывающих ее наблюдаемую крупномасштабную структуру. При этом имеет место существенный разброс значений постоянной Хаббла.

 

    При наблюдениях астрофизических объектов необходимо учитывать, что потоки частиц и лучи света – прежде чем попасть к наблюдателю на Землю – проходят гигантские расстояния и испытывают воздействия множества факторов. И далее надо разделить информацию о наблюдаемом объекте и воздействия, накапливающиеся «по дороге». Прелесть настоящей ситуации – наличие на орбите телескопа РадиоАстрон с базой интерферометра, которая до сих пор была недостижима.    Это позволяет строить модели гравитационных линз, роль которых играют галактики, находящиеся на пути попадающих на Землю частиц.

    Специалистами ФИАН была рассмотрена возможность использования наблюдений линзированных релятивистских струй на малых угловых масштабах с целью построения модели линзы и независимого определения важнейшего космологического параметра – постоянной Хаббла[1].

 

quazar 2015 

Рисунок 1. Квазар, художественное изображение (источник)

 

    Для ограничения моделей, описывающих рассматриваемую гравитационно-линзированную систему, предлагается использовать дополнительный наблюдаемый параметр – позиционный угол изображения струи при выходе из сопла.

    Установлено, что при наблюдениях на сверхмалых угловых масштабах, доступных при использовании наземно-космического интерферометра РадиоАстрон, возможно различить модели системы, для которых позиционные углы изображений струй отличаются более чем на 40 градусов.

    Наблюдения событий сильного гравитационного линзирования внегалактических объектов могут быть использованы для оценки важнейшего космологического параметра – постоянной Хаббла – в том случае, если наблюдатель знает распределение поверхностной плотности галактики-линзы, временнóе запаздывание между изображения линзированного источника и относительное положение линзы и источника.

    Источник В0218+357, имеющий крупномасштабную релятивистскую струю и находящийся на космологическом расстоянии с красным смещением z = 0.96, явился удобным объектом для независимого измерения постоянной Хаббла, т.к. для него с высокой точностью измерено временное запаздывание между его компактными изображениями. Кроме того, он расположен вдалеке от других внегалактических источников, которые могут значительно искажать наблюдаемое гравитационное поле.

   В то же время существует значительная неопределенность в поиске относительного положения линзы – спиральной галактики и источника, которое не может быть измерено с имеющимися в настоящее время оптическими и инфракрасными приборами. Следовательно, чтобы измерить постоянную Хаббла с заданной точностью, необходимо построить точную модель гравитационно-линзированной системы.

    В одной из работ ученых Астрокосмического центра ФИАН было показано, что существуют несколько наборов параметров, адекватно описывающих наблюдаемую крупномасштабную структуру, а именно, отношение интенсивности излучения компактных изображений А и В IA/IB ~ (3.1 – 3.7), угловое расстояние между изображениями ~ 0.335 угловой секунды, позиционный угол крупномасштабной струи. Однако каждый набор параметров определяет свое значение постоянной Хаббла, которое существенным образом отличается от значений, полученных для других наборов параметров.

    Важно отметить, что крупномасштабная кольцеобразная структура, наблюдаемая у исследуемого источника в радиодиапазоне длин волн и являющаяся результатом линзирования крупномасштабной струи (см. рисунок 2, левая панель), может возникнуть только для очень ограниченного набора параметров системы и ориентации струи. Но даже для этого ограниченного набора параметров разброс значений постоянной Хаббла остается весьма значительным.

 

larch

Рисунок 2. Левая панель: радиокарта В0218+357, полученная на VLA на частоте 15 ГГц. Четко видны два компактных ядра (А – слева), кольцо Эйнштейна и нелинзированная крупномасштабная релятивистская струя, направленная с севера на юг. Средняя панель: начальная фаза релятивистской струи (30 мкс дуги), истекающая из изображения А, для трех разных позиционных углов. Правая панель: функция видности для четырех наборов параметров модели с позиционными углами, изображенными на средней панели, с базами наземно-космического интерферометра РадиоАстрон в сети с радиотелескопами в Эффельсберге, Аресибо и Евпатории на частоте 5 ГГц (заштриховано серым) в январе 2014 года. Характерные ошибки наблюдений показаны вертикальными линиями (изображения предоставлены Т.А. Ларченковой)

 

    Учёными ФИАН предложено использовать позиционный угол изображений струи на малых угловых масштабах (порядка микросекунды дуги) в качестве дополнительного наблюдательного параметра для ограничения количества моделей системы, полученных после проведения анализа ее крупномасштабной структуры. Основная идея заключается в измерении позиционного угла линзированной струи на таких масштабах, на которых ее собственная топология остается еще свободной от искажений, вызываемых гравитационной линзой. На этих масштабах (десятки угловых микросекунд) струя меняет только свою ориентацию в зависимости от модели системы.

   На рисунке 2 (правая панель) показана функция видности для четырех наборов параметров с разными позиционными углами струи (рисунок 2, средняя панель), истекающей из наиболее яркого изображения компактного ядра – изображения А в январе 2014 года.

    Серая область соответствует проекциям баз наземно-космического интерферометра РадиоАстрон в сети с крупнейшими радиотелескопами в Эффельсберге, Аресибо и Евпатории на частоте наблюдения 5 ГГц.

    На рис. 2 хорошо видно, что возможность отличить одну модель от другой зависит от соотношения сигнал-шум. Предполагая значимость детектирования сигнала порядка 7 сигма, становится возможным отличить модели, для которых позиционные углы изображения струи отличаются более чем на 40 градусов.

    Наблюдения источника В0281+357, проведённые на частоте 15 ГГц на (440 × 106 длин волн) интерферометром VLBA (Very Long Baseline Array, США) показали, что коррелированный поток не падает до нуля даже на максимальных базах этого наземного интерферометра, а составляет около 250 мЯн.

    На частоте 5 ГГц компоненты источника могут быть более протяженными, но известно, что они хорошо наблюдаются на частоте 8.4 ГГц.

    Представитель Астрокосмического центра ФИАН, к.ф.-м.н. Татьяна Ларченкова так прокомментировала полученные результаты:

 

    «Наблюдения источника B0218+357 на наземно-космическом интерферометре являются важными для определения структуры и ориентации релятивистской струи на сверхмалых угловых масштабах от сопла (эжектора релятивистских частиц). Важно отметить, что неоднородность распределения излучения вдоль струи практически не оказывает влияния на сформулированное выше заключение».

 

В. Жебит, АНИ «ФИАН-Информ»

 

______________________________

    [1] Постоянная Ха́ббла (Н)— коэффициент, который связывает расстояние до внегалактического объекта (галактики, квазара) со скоростью его удаления. Имеет размерность, обратную времени (H = 2,3·10−18 с−1), выражается в км/с на мегапарсек. К тексту

ФИАН - Информ © 2012 | All rights reserved.

Top Desktop version