Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
Для определения постоянной Хаббла необходимо, кроме измерения временной задержки, построить реалистичную модель гравитационной линзы для того, чтобы вычислить величину HqAt. Используя модель квазара QSO 0957+561, Фалько и др. (1991), Грогин и Нарайан (1995) привели оценку для величины постоянной Хаббла
H0 = (82 ± 6) (1 — к) (—^ KMC-1MnK-1, (8.3) V114 лет /
где к обозначает (неизвестную) сходимость, появление которой обусловлено влиянием скопления в окрестности галактики-линзы. Так как величина к не может быть отрицательной, то из полученного результата можно получить оценку сверху на постоянную Хаббла [Но < 88 кмс-1 Мпк-1 при At — 1.14 лет). Следует заметить, что величина к может меняться крупномасштабной структурой (флукту-ациями распределения плотности), расположенной вдоль луча зрения. В отличие от влияния скопления, эти флуктуации могут иметь любой знак, но, как оценили Селиак (1994) и Бар-Кана (1995), средние квадратические отклонения амплитуды этой флуктуации составляют лишь несколько процентов.
Для того, чтобы получить оценку постоянной Хаббла не только сверху, но и снизу, необходимо получить независимую оценку величины к. Из анализа скопления может быть получена приблизительная оценка 0.1 < к < 0.2. Грогин и Нарайан (1995) предложили более точный способ оценки величины к, заключающийся в измерении дисперсии скорости галактики-линзы. В большей части моделей линзы QSO 0957+561 рассматривается сферически симметричная галактика, помещенная во внешнее гравитационное поле (главным образом создаваемое скоплением), задающее сдвиг. Замечено, что введение Эллиптичности галактики, размещение точечной массы в ядре галактики или рассмотрение дополнительных структур внутри скопления оказывает небольшое влияние на величину постоянной Хаббла #0 (Грогин и Нарайан 1995).
Китон и Кочанек (1996), используя значения временной задержки 204
Глава 8. Гравитационные линзы - природные телескоп^,
для изображений PG 1115+080, полученной Шехтером и др.
Атвс = 23.7 дня, Дт^с = 9.4 дня, с точностью ~ 3.4 дня, Вь; числили постоянную Хаббла для четырех различных моделей лиц3. H0 = 100/123.7 KMC-1MnK""1, где /123.7 = 0.84 для модели точечцой ЛИНЗЫ С внешним СДВИГОМ, /і23.7 = 0.44 для модели сингулярной H3a термической сферы C внешним СДВИГОМ, /ї23.7 = 0.64 для модели ц3о_ термического эллиптического потенциала, /123.7 = 0.41 для модели изотермической сферы совместно CO второй изотермической сферой описывающей ближайшую группу галактик. Китон и Кочанек (1996) приводят значение Но = 60 ± 17 км с-1 Мпк-1 на уровне значимости Icr для некоторого разумного диапазона выбранных моделей линз. Для повышения точности определения постоянной Хаббла необходимо существенно уменьшить ошибки определения положения галактики, уменьшить погрешность определения временной задержки и получить более сильные ограничения на распределение массы линзы, например, используя интерферометрию космического телескопа
Измерение временной задержки было сделано в системе с кольцом Эйнштейна В 0218+357. В этом случае влияние одиночной галактики приводит к небольшому расщеплению изображения (угол между изображениями - 0.3"). На основе статистического анализа кривых блеска изображений квазара Корбет и др. (1996) привели значение временной задержки, равное 12±3 дням (на уровне значимости 1 <т), откуда была получена оценка постоянной Хаббла Я о ~ 60 км с-1 Мпк-1.
Нарайан и Бартельманн (1996) приводят следующие преимущества (по сравнению с другими методиками) использования гравитационных линз для определения Но-
Данный метод используется для источников с большими значениями красного смещения г ~ 0.5, в то время как другие методы являются локальными (наблюдения в пределах ~ 100 Мпк), где пекулярные скорости оказываются сравнимыми со скоростями закона Хаббла.
В то время как другие методы определения постоянной Хаббла основаны на последовательном движении к большим характерный масштабам по шкалам расстояний, измерение через временную задержку есть прямая процедура. В рамках этого метода непосредственно измеряется геометрический масштаб системы с линзой, что означает абсолютную независимость от всякого другого метода, тем самым, такое определение постоянной Хаббла является ценным тестом для других методов.
Метод использования гравитационной линзы основан на закона*
Хаббл (HST). g 2 Линзирование скоплениями галактик 205
фуцдаментальной физики (теории распространения света в ОТО), котрая полностью тестирована в пределах слабого гравитационного поЛЯ- Другие методы определения расстояний основаны на феноменологических моделях переменных звезд (цефеид), или теории вспышек сверхновых (типа II), или на эмпирической калибровке стандартных свечей (соотношение Талли-Фишера, сверхновые типа I). При использовании метода гравитационной линзы требуется некоторая информация о типе галактик-линз, которая может использоваться для выбора параметризованной модели линзы.
8.1.3. Космологическая постоянная
Как уже отмечалось ранее, при большом значении космологической постоянной Ло объем на единицу красного смещения при большом значении красного смещения увеличивается (сравнительно с моделью с нулевой космологической постоянной). Как заметил Тернер (1990), это означает, что относительное число линзируемых источников для заданного распределения галактик (задаваемого в сопутствующих координатах) быстро растет с увеличением величины Ло. Отсюда следует, что можно использовать наблюдаемую вероятность линзирова-ния для получения ограничения на величину Ло. Тернер (1990); Фу-кугита и Тернер (1991); Фукугита и др. (1992); Маоз и Рикс (1993); Кочанек (1995с) использовали этот метод для получения ограничений на космологическую постоянную. Нарайан и Бартельманн (1996) приводят оценку (следующую из этого анализа) Ло < 0.65 (уровень значимости - 2<т) для модели вселенной с ограничением По + Ло = 1.
