АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 1, с. 15-28
УДК 524.7-423
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВРЕМЕН ЗАПАЗДЫВАНИЯ В ГРАВИТАЦИОННОЙ ЛИНЗЕ PG 1115+080
2015 г. Е. В. Шимановская, В. Л. Окнянский, Б.П.Артамонов*
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 19.04.2014 г.; принята в печать 21.05.2014 г.
Проводится статистический анализ опубликованных результатов долговременных фотометрических наблюдений гравитационно-линзированного квазара PG 1115+080 в оптическом диапазоне с целью определения времен запаздывания между проявлениями внутренней переменности квазара в его компонентах. В частности, рассматриваются кривые блеска компонентов PG 1115+080, полученные в 2001—2006 гг. в Майданакской обсерватории (Узбекистан). Обнаружено, что в кривых блеска всех четырех компонентов за 2006 г. наблюдается линейный тренд с быстрыми вариациями блеска только в компонентах A1 и C, что может быть следствием микролинзирования и ошибок наблюдений. Применение модифицированного метода кросскорреляционной функции к фотометрическим данным, полученным в 2004—2005 гг., дает значения времен запаздывания tbc = 22+3 сут, tac = 12+1 сут и tba = 10+3 сут, согласующиеся с результатами, полученными ранее в работах Шехтера и др. и Барканы для кривых блеска за 1995—1996 гг. с использованием двух разных методов статистического анализа. Однако полученные нами значения tba и tbc отличаются от значений, полученных Вакуликом и др. по тем же Майданакским данным. Отношение tac/tba составляет ~1.2, что близко к значению, полученному Барканой (^1.13) и предсказанному моделями линзы (~1.4), в отличие от значений, полученных Шехтером и др. (~0.7) и Вакуликом и др. (~2.7).
DOI: 10.7868/s0004629915010090
1. ВВЕДЕНИЕ
В соответствии с общей теорией относительности луч света отклоняется от прямолинейной траектории под действием гравитационного поля массивного объекта [ 1]. Если между далеким квазаром и наблюдателем близко к лучу зрения расположена галактика, свет от квазара проходит разные пути, что приводит к формированию нескольких изображений квазара. Внутренняя переменность квазара проявляется в кривых блеска всех этих изображений, но в разное время. Время запаздывания между проявлением внутренней переменности квазара в паре его изображений обусловлено геометрической разностью путей прохождения света для каждого изображения и разностью гравитационного потенциала в точках, соответствующих положению изображений квазара.
Еще до открытия первой гравитационной линзы — двойного квазара QSO 0957+561 — Рефсдал показал, что по времени запаздывания между проявлениями изменений блеска источника (сверхновой или квазара), находящегося за удаленной
E-mail: artamon@sai.msu.ru
галактикой-линзой и расположенного близко к лучу зрения, можно определять постоянную Хаббла H0 для заданной модели гравитационного потенциала галактики-линзы [2, 3]. И наоборот, можно исследовать модели распределения масс в галактике-линзе, используя измеренные времена запаздывания и оценку постоянной Хаббла, полученную другими методами.
Например, по измеренным временам запаздываниям в 5 линзах (RXJ 0911+0551, PG 1115+ +080, SBS 1520+530, B 1600+434 и HE 21492745) Кочанек получил H0 = 48+4 км с-1 Мпк-1, если галактика-линза имеет изотермическое распределение масс, и H0 = 71 ± 6 км с-1 Мпк-1, если галактика-линза имеет постоянное отношение массы к светимости [4]. Современное значение постоянной Хаббла, полученное по наблюдениям цефеид в рамках проекта HST Key Project, равно H0 = 73.8 ± 2.4 км с-1 Мпк-1 [5]. Объединение данных наблюдений спектра реликтового излучения в рамках проектов WMAP и SDSS в предположении плоской Вселенной дает значение H0 = 7О+0:0з км с-1 Мпк-1 [6]. Новые результаты проекта Plank Европейского косми-
ческого агентства свидетельствуют о меньшей скорости расширения Вселенной H0 = 67.3 ± ± 1.2 км с-1 Мпк-1 [7], однако недавно появились работы, где этот результат ставится под сомнение из-за ошибок в калибровке одного из частотных каналов телескопа Planck [8]. Еще один метод определения постоянной Хаббла на основе наблюдений эффекта Сюняева—Зельдовича дает значе-
i-inrandom losystematic _i
ния Ho = 59_9random,Ljsystematic км с"1 Мпк для стандартной холодной темной материи с Qm = 1.0, Qл = 0.0 или H0 = 66-1--9 км с-1 Мпк-1, если Qm = 0.3, Qл = 0.7 [9]. '
Проведенный краткий обзор показывает, что линзирование дает значение H0, близкое к значению, получаемому другими методами, только в предположении, что галактика-линза содержит мало темного вещества или оно вообще отсутствует. Таким образом, времена запаздывания между проявлениями внутренней переменности линзиро-ванного квазара в компонентах гравитационно-линзовой системы дают возможность измерять не только постоянную Хаббла, но и вклад темной энергии и темной материи.
Число открытых гравитационных линз постоянно растет, и каждая из них может стать кандидатом для измерения постоянной Хаббла, что позволит свести к минимуму систематические ошибки. К настоящему моменту запаздывание между компонентами измерено для более 20 линз. Трудности измерения запаздывания в гравитационно-линзовых системах связаны с тем, что большинство гравитационно-линзированных квазаров обладают сравнительно малой внутренней переменностью, на проявления которой могут накладываться эффекты микролинзирования, связанные с прохождением отдельных звезд галактики-линзы около световых путей, формирующих изображения квазара. Поэтому важны долговременные однородные наблюдения гравитационных линз с высоким качеством изображения (для каждой линзы требуется 5-летняя программа мониторинга на выделенном телескопе [10]) и надежные методы определения запаздывания между проявлением внутренней переменности линзированного квазара в компонентах гравитационной линзы.
В данной работе мы анализируем на предмет определения времен запаздывания кривые блеска компонентов гравитационно-линзированного квазара PG 1115+080. Это второй из открытых гравитационно-линзированных квазаров и первый из них, имеющий квадрупольную структуру. При первых наблюдениях было обнаружено три компонента A, B и C с относительно большим (порядка 2") угловым расстоянием [11]. Впоследствии самый яркий компонент A был разрешен на два компонента A1 и A2, расположенных на
расстоянии 0.48" друг от друга [12], что подтвердило предположения, высказанные в работе [13]. Конфигурация системы соответствует положению источника вблизи складки макрокаустики. Красное смещение источника и галактики-линзы составляет соответственно zs = 1.722, zg = 0.31 [14— 16]. Благодаря хорошо изученной геометрии [17, 18], наличию заметной внутренней переменности источника и предварительным оценкам, говорящим о том, что время запаздывания не превышает нескольких десятков дней [19, 20], эта система стала второй гравитационно-линзовой системой, использованной для оценки постоянной Хаббла [21,22].
Для определения запаздывания необходимы долговременные ряды наблюдений. Впервые такие ряды для квазара PG 1115+080 были опубликованы Шехтером и др. [22] в 1997 г. Квазар наблюдался в фильтре V с ноября 1995 г. по июнь 1996 г. Для определения запаздывания использовался метод Пресса и др. [23]. Было получено, что изменения блеска компонента B следуют за изменениями блеска компонента С с запаздыванием 23.7 ± ± 3.4 сут, а изменения блеска компонентов A1 и A2 следуют за изменениями блеска компонента C с запаздыванием 9.4 ± 3.4 сут.
Те же наблюдательные данные были проанализированы Барканой [24] с использованием другого статистического подхода. Используя аналитическое представление кривых блеска и учтя коррелированные ошибки фотометрии, он получил тсв = = 25.0+1! сут, что совпадает в пределах ошибок с оценкой Шехтера, и tca = 13.4+2 2 сут, что существенно больше, чем получено Шехтером.
К этим же данным Пельтом и др. [25] был применен еще один метод определения запаздывания — метод минимума дисперсии, который дал следующие значения запаздывания: tab = 15.5 ± ± 1.8 сут, tca = 10.3 ± 1.9 сут, tcb = 25.8 ± 2.4 сут.
Новые оценки времен запаздывания для PG 1115+080 были опубликованы в 2009 г. после анализа данных, полученных на 1.5-м телескопе Май-данакской обсерватории (Узбекистан) [26]. Авторы применили собственный метод определения запаздывания и получили tcb = 16.4+2'f сут и tac = = 12.0+2'5 сут. Эти результаты существенно отличаются от значений, полученных ранее Шехтером и Барканой, и могут свидетельствовать о большей величине постоянной Хаббла.
Еще одна попытка определения запаздывания между компонентами PG 1115+080 по данным за 1995—1996 гг. была предпринята в 2011 г. Еулаерс и Мэгэйном [27]. Применив к кривым блеска два разных по своей природе метода, они получили
значения запаздывания тсВ = 23.8+3'q сут и tca = = 11.7 ± 2.2 сут модифицированным методом построения численной модели [28] и tcb = 17.9 ± ± 6.9 сут и tca = 7.6 ± 3.9 сут методом минимума дисперсии [29]. Однако из-за такого существенного расхождения в значениях, полученных разными методами, они пришли к заключению, что определить запаздывание по имеющимся данным невозможно.
Отметим, что запаздывание между компонентами A1 и A2 составляет меньше суток — по наблюдениям в рентгеновском диапазоне было получено значение tAiA2 = 0.149 ± 0.004 сут [30], поэтому при определении запаздывания кривые блеска компонентов A1 и A2 обычно объединяют.
Поскольку отличия в измеренных разными методами временах запаздывания существенно влияют на оценку постоянной Хаббла, мы решили более тщательно изучить опубликованные наблюдательные данные и применить к ним собственный метод определения запаздывания.
В следующих разделах анализируются доступные ряды наблюдений PG 1115+080 и опубликованные оценки времен запаздывания, описывается модифицированный метод кросскор-реляционного анализа (метод MCCF — Modified Cross-Correlation Function) неравномерных рядов Гаскелла—Питерсона [31] и результаты его применения к опубликованным рядам наблюдений.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ПРЕДВАРИТЕЛЬНАЯ ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Из долговремен
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.