УДК 524.7-423
ГРАВИТАЦИОННАЯ ЛИНЗА Ц2237+0305: МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ И АНАЛИЗ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ
© 2007 г. Е. Д. Коптелова, Б. П. Артамонов, Е. В. Шимановская, В. В. Бруевич, А. С. Гусев, О. В. Ежкова
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 06.12.2006 г.; принята в печать 05.04.2007 г.
Представлены результаты VRI-фотометрии гравитационно-линзовой системы Q2237+0305 по данным наблюдений на 1.5-м телескопе Майданакской обсерватории в период 2004—2005 гг. Подробно описана методика обработки наблюдательных данных. Проведен анализ вариаций блеска и цвета компонентов системы.
PACS: 98.54.Aj, 95.75.De, 98.62.Sb
1. ВВЕДЕНИЕ
Данные программ долговременного мониторинга гравитационно-линзированных квазаров позволяют исследовать наиболее удаленные объекты во Вселенной — квазары и галактики. Наблюдаемые вариации блеска изображений квазара являются основным источником информации о системе и связаны с процессами, происходящими в самом источнике, и микролинзовыми вариациями на компактных объектах линзирующей галактики.
С момента открытия в 1985 г. Хукрой и др. [1] гравитационно-линзовая система Q2237+0305, известная также как "Крест Эйнштейна", стала объектом пристального исследования. Высокая поверхностная плотность и близость спиральной галактики (zi = 0.039 — это в 10 раз ближе самого квазара, для которого zq = 1.695), приводят к тому, что микролинзовые вариации, в том числе и вариации с высоким усилением яркости, в данной системе происходят в несколько раз чаще, чем в других известных системах. Кроме того, продолжительность событий позволяет наблюдать микролинзовую активность за разумные промежутки времени.
Первый международный проект длительностью три года был выполнен на двух различных телескопах с перерывами между наблюдениями чуть меньше года [2]. С 1990 г. в течение пяти лет проводились регулярные наблюдения системы в фильтрах V, R, I на Скандинавском оптическом телескопе NOT [3]. В 2002 г. появились данные мониторинга группы GLITP (Gravitational Lens International Time Project), продолжавшегося в период с октября 1999 г. по февраль 2000 г. [4].
C 1998 г. регулярный мониторинг Q2237+0305 в фильтре V ведется группой OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment). Данные мониторинга отличаются высокой плотностью и общедоступны. С 1995 г. регулярные наблюдения системы ведутся также на 1.5-м телескопе Майданакской обсерватории. Получен большой массив данных в фильтрах V, R и I. Результаты VRI-фотометрии системы за 1995—2000 гг. опубликованы в работе [5]. Кривые блеска компонентов в фильтре R на основе последующих наблюдений, выполненных в 2002—2003 гг., получены в работе [6].
Накопленный разными наблюдательными группами материал наглядно демонстрирует, что в системе происходят заметные вариации блеска компонентов с временны ми масштабами от нескольких месяцев до нескольких лет, никак не коррелируемые между собой. За время наблюдений в системе зафиксировано несколько событий микролинзи-рования с высоким усилением яркости. Ирвин и Вебстер [7], имея в своем распоряжении только две ночи наблюдений (18 августа и 16 сентября 1988 г.), представили первое свидетельство микролинзиро-вания с высоким усилением компонента A системы. Обобщенные кривые блеска, построенные Корри-ганом [2] по данным наблюдений нескольких групп в течение лета—осени 1988 г., подтвердили эти наблюдения. Амплитуда переменности составила 0.16т, продолжительность события — 100 дней. В 1999 г. наблюдались два события микролинзирова-ния с высоким усилением в компонентах A и C системы. Событие микролинзирования компонента C в 1999 г. сопровождалось увеличением его яркости на 1т в фильтре R и изменением показателя цвета
Таблица 1. Звездные величины опорных звезд а и в в фильтрах I, R, V, по данным работы [2]
Звезда I R V
а 17.26 17.28 17.50
в 17.70 17.83 18.18
V—I на 0.42т. Во время события микролинзиро-вания 1999 г. компонент A увеличил свою яркость на 0.45т в фильтре R и его показатель цвета V—I изменился на 0.15т. События наблюдались группой OGLE в фильтре V [8, 9] и группой GLITP в фильтрах V и R [4]. Полученные данные характеризуются высоким качеством наблюдательного материала и высокой плотностью наблюдений.
Одновременно с наблюдениями развиваются методы фотометрической обработки системы [3, 10—14]. Выбор метода диктуется условиями наблюдений системы, качеством наблюдательного материала и требуемой точностью определения фотометрических и астрометрических характеристик. В данной работе обработка данных, полученных в рамках мониторинга системы Q2237+0203 в 2004—2005 гг., проводилась методом, предложенным в работах [6, 15].
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ПЕРВИЧНАЯ ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Наблюдательные данные были получены на 1.5-м телескопе АЗТ-22 Майданакской обсерватории в период с июня 2004 г. по ноябрь 2005 г. Объект наблюдался в фильтрах V, R и I с использованием ПЗС-камеры, установленной в коротком (1:8) фокусе телескопа АЗТ-22. Полученные изображения содержат, помимо самого объекта, три звезды сравнения (а, в, y), для которых независимыми методами измерены звездные величины [2, 10]. Звездные величины звезды сравнения а и опорной звезды в приведены в табл. 1. Время экспозиции не превышало 3 мин.
Для предварительной обработки данных нами использовались возможности пакета MIDAS (Munich Image Data Analysis System). Первичная обработка включала в себя вычитание кадра сдвига, коррекцию за плоское поле с использованием суперфлэта с высоким отношением сигнала к шуму, учет фона неба, чистку космических лучей. Малое значение темнового тока, вследствие низкой температуры, при которой работает матрица, позволяет исключить вычитание кадров темного поля из процесса предварительной обработки данных. Из исходного изображения вырезался кадр размером 64 х 64 пикс. (17.1" х 17.1"), центрированный на ядро линзирующей галактики.
3. ФОТОМЕТРИЯ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ
Модель изображения, снятого на ПЗС-матрицу наземного телескопа, обычно описывается уравнением свертки:
* z(i,j) = п(1,з), (1)
где i и j — координаты пиксела, z(i,j) — неизвестное распределение яркости, — функция рассеяния точки (ФРТ), п^^) — наблюдаемое распределение яркости. Фотометрические измерения сводятся к тому, чтобы по наблюдаемому размытому изображению п^, j), а также по заданной функции рассеяния точки ) найти по возможности
более полные характеристики исходного объекта z(i,j).
Фотометрия компонентов системы Q2237+0305 затруднена в силу ряда причин. Расстояние между компонентами квазара Q2237+0305 порядка 1", т.е. оно сравнимо с качеством изображений, характеризуемым шириной точечного источника на половине интенсивности (FWHM). Даже при хорошем качестве изображений крылья распределений яркостей компонентов перекрываются. В течение наблюдательного сезона величина FWHM не остается постоянной и меняется в среднем в диапазоне 0.8"—2.0". Малые расстояния между компонентами системы, присутствие яркого ядра галактики и размытие вследствие ограниченной разрешающей способности прибора и турбулентности атмосферы приводят к тому, что потоки компонентов перекрываются. Методы апертурной фотометрии, которую используют в областях с малой концентрацией звездообразных источников и равномерным подстилающим фоном, в данном случае оказываются непригодными.
Модель искомого распределения яркости z(i,j) в уравнении (1) может быть представлена как сумма точечных звездообразных компонентов квазара (5-функций) и распределения яркости линзирующей галактики д^^): 4
z(i,j) = ^1к — — Ук ) + ), (2) к=1
где 5 — функция Дирака. Суммирование производится по количеству точечных источников с координатами (хк, Ук) и интенсивностями 1к. Неизвестными параметрами являются координаты компонентов квазара (хк, Ук), их интенсивности 1к и распределение яркости галактики д^^). Даже если не принимать во внимание присутствие неравномерного фона галактики (слагаемое д^^) в уравнении (2)), точное определение положений компонентов и их интенсивностей представляет весьма сложную задачу. Общая стратегия может
ГРАВИТАЦИОННАЯ ЛИНЗА Q2237+0305 (а) (б)
Рис. 1. Линии одинаковой яркости исходного (а) и восстановленного, свободного от ФРТ (б), изображения 02237+0305 в фильтрах R, V, I. Размер области кадра 64 х 64 пикс. (17.1" х 17.1").
быть определена следующим образом: получение точность астрометрических измерений существенным образом влияет на конечный результат.
модели подстилающей галактики, определение по-
Присутствие яркой галактики и различный под-ложений и интенсивностей компонентов. При этом ход к ее описанию и учету при фотометрических
Таблица 2. Звездные величины линзирующей галактики в фильтрах R, V, I по данным работы [20] в апертуре 18.2" х 18.2" и полученные на основе наблюдений на телескопе АЗТ-22 Майданакской обсерватории в апертуре 17.1" х 17.1"
Телескоп R V I
NOT 15.10 ± 0.03 15.53 ± 0.04 14.87 ± 0.03
АЗТ-22 14.61 ± 0.08 15.03 ± 0.09 14.24 ± 0.06
измерениях являются причиной несоответствия результатов различных программ мониторинга, а также приводят к различным результатам фотометрии при применении различных методов к одним и тем же данным [4, 11]. Определение соотношения вкладов точечных источников и фона в результирующее изображение является одной из проблем фотометрической обработки системы.
Для описания закона распределения яркости галактики обычно используют аналитическую [3— 5] или численную модель [10, 11]. Преимуществом использования аналитической модели является существенно меньшее число неизвестных параметров задачи, что значительно сокращает время вычислений. Уменьшение временных затрат особенно важно при обработке больших массивов данных, полученных в рамках мониторинга системы. Однако распределение яркости спиральной галактики с баром трудно описать аналитической моделью. Неадекватная модель галактики ведет к систематическим ошибкам фотометрии компонентов.
Определение численной модели галактики представляет собой самостоятельную задачу. Численное описание галактики использовалось в работах [7, 10], а также в работе [2] для построе
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.