CC BY
0ИССЛЕДОВАНИЕ ИЗБРАННЫХ ГРАВИТАЦИОННО ЛИНЗИРОВАННЫХ
КВАЗАРОВ
*Ахунов Т.А., 2Бурхонов О.А., *Беков Д.Х., 1 Алимова Н.Р.
1 Национальный университет Узбекистана им. Мирзо Улугбека.
2Астрономический институт АНРУз. https://doi.org/10.5281/zenodo.11162488
Введение. Одной из активно действующих областей современной астрофизики является исследование гравитационно линзированных систем (ГЛС) и их частного случая линзированных квазаров (ГЛК) в виде кратных изображений одного источника. Это есть результат влияния гравитационного поля достаточно массивного промежуточного тела, например галактики или их скопления на излучение фонового источника. Долговременные наблюдения и исследования переменности таких объектов позволяют познавать самые далекие объекты в космосе и получать физически выводы о характеристиках объектов, принимающих участие в гравитационном линзировании - квазарах, галактиках, так и Вселенной в целом. Наиболее важными целями в данной области являются определение параметров Вселенной, в частности значения постоянной Хаббла, выявление характеристик микролинз (например их продолжительности, массы и т.д.), построение моделей отдельных ГЛС и приложение их к определение физических свойств составляющих системы, например красного смещения линзирующих галактик [1].
Наблюдения перспективных ГЛК. Со времени открытия первой ГЛК в 1979 году, идут целенаправленные поиски и исследования подобных объектов. В настоящий момент число надежно установленных ГЛК превысило 220 [2]. Причем их число постоянно возрастает за счет анализа данных космических телескопов, таких как Gaia.
При отборе перспективных ГЛК, подходящих для долговременного мониторинга, мы следуем 3-м критериям:
1. Условия видимости телескопа АЗТ-22 в Майданакской обсерватории ограничены по склонению от -100 до +660. По данному критерию подходили ~70% таких объектов.
2. Второй критерий - это угловое расстояние между линзированными изображениями источника-квазара. Атмосферное качество обсерватории дает на телескопе АЗТ-22 угловое разрешение 0.9-1.0 угловых секунд (это одно из лучших в мире разрешений). Поэтому мы исключали
объекты, у которых угловое расстояние между компонентами меньше 1 секунды.
3. Третьим критерием была видимая звездная величина компонентов ГЛС. Мы должны были выбрать те объекты, яркость которых должна быть не меньше 19-20 mag.
Исходя из этих критериев из всего списка каталога линзированных квазаров мы выбрали следующие объекты.
Таблица. Список наблюдаемых ГЛС на телескопе АЗТ-22
Name zs zi RA (J2000) Dec (J2000) ms (mag) ml (mag) size (") Nim
SDSS J2124+1632 1.034 1.28 321.0702 16.5381 19.10 19.51 3.01 2
SDSS J0806+2006 1.540 0.573 121.59867 20.10874 19.29 20.05 1.49 2
HS2209+1914 1.07 nan 332.87625 19.4869 15.9 16.33 1.04 2
GraL J024848.7 +191331 2.424 nan 42.20292 19.22528 ~19.50 ~20.2 1.7 4
GraL J065904.1+162909 3.083 0.766 104.7671 16.48583 ~18.9 ~19.2 5.2 4
GraL J165105.3-041725 1.451 0.591 252.7721 -3.70972 ~19.1 ~20.1 10.1 4
GraL J210329.0-085049 0.768 nan 315.8708 5.846944 ~19.8 nan
В таблице приведен список приоритетных ГЛК с указанием их основных параметров: координаты, видимые звездные величины изображений квазаров и линз, угловое разделение, красное смещение источника и линзы. Остальную информацию можно найти в соответствующих источниках [3].
Наблюдения избранных ГЛК выполнены на 1.5-м телескопе АЗТ-22 Майданакской обсерватории Астрономического института АН РУз. В качестве приемника излучения мы использовали ПЗС камеру SNUCAM (4096 4096). В изображениях, полученных этой камерой размер пикселя 0."266, а поле зрения 18.'1х18.'1. Особенности и использование SNUCAM на телескопе АЗТ-22 подробно обсуждены в работе [4]. Предварительная обработка выполнена в пакете программ IRAF/CCDPROC. ФРТ фотометрия компонентов ГЛС также выполнено в пакете ШАБЮАОРНОТ. В этой статье мы опишем наши основные результаты, полученные в послениее время.
ГЛК SDSS J2124+1632. ГЛК SDSSJ2124+1632 (рис. 1) является новым объектом, открытым в 2018 году [5]. Система состоит из компонентов А и В, угловое расстояние между ними 0=3.02", красное смещение линзирующей галактики = 1.28. В момент открытия видимый блеск составлял т4=18т.11 и тВ =18т.40. Из-за того, что изображение галактики было расположено очень близко к компоненту В, измерить его блеск и красное смещение не удалось.
Однако на основе внешнего вида системы были проведены модельные расчеты на основе сингулярной изотермической серы. Получено, что радиус кольца Эйнштейна ¿=1.41", позиционный угол РА=176°, отношение осей д=0.39, усиление блеска ц=2.7. Заметим еще, значения ошибок измерения каждой из этих величин сопоставимы с самой величиной. Больше работ по этому объекту не публиковали.
Кривые блеска. Выяснилось, что источник-квазар в целом испытывает заметные изменения блеска, связанные, скорее всего, с ее внутренней переменностью: в течение 5 сезонов блеск системы непрерывно увеличивался до ~ 0.50т звездных величин. Такое значительное изменение общего блеска источника-квазара объясняется, по-видимому, тем, что мы имеем дело не только с внутренней переменностью квазара (например, падение аккреционного вещества на центр, прецессионное вращения его оси), но микролинзированием (рис 2).
Мы получили кривые блеска А и В компонентов (рис. 2). Хотя блеск компонентов увеличивается в течение 2018-2022 непрерывно увеличивается, в деталях между ними есть отличия: темп увеличения блеска между двумя компонентами, из-за микролинзирования, разный. Если блеск компонента А увеличился на ~0.70т, у компонента В этот показатель равен ~0.45т Подобные изменения блеска явно указывают на наличие долгопериодического события микролинзирования. Такое явление наблюдалось ранее и в других двойных ГЛК, например, в SBS0909+532, SBS1520+530.
Рисунок 1. ГЛК 808812124+1632 с Рисунок 2. Кривая блеска окружающими опорными звездами в Я компонентов ГЛК SDSS фильтре. 81 - опорная звезда. Размер J2124+1632 в течение поля 3.45'х 1.73'. наблюдательных сезонов 2018-
2022 гг
Рисунок 3. Восстановленная кривая блеска источника-квазара SDSS J2124+1632 с учетом времени задержки и разницы звездных величин между компонентами
Время задержки. Взяв за основу полученные нами кривые блеска линзированных изображений SDSS J2124+1632, мы измерили время задержки между изменениями их видимого блеска. При этом мы использовали два метода - стандартную минимизацию х2 и формулы Пельта. В результате вычисления времени задержки на основе искусственных кривых блеска, генерировавшихся способом Монте-Карло, для каждого метода мы получили 1000 вероятных значений времени задержки. Среднее из них оказалось равным Д/ав = 105.3±18.8 с доверительным интервалом 68%. Относительно большое значение ошибки измерения объясняется, с одной стороны, большим разбросом фотометрических точек в компоненте В, а с другой, большим перерывом между наблюдательными сезонами.
На рис. 2 показана комбинированная кривая блеска источника в ГЛК SDSSJ2124+1632. Видно, что система с 2019 года находится в стадии увеличения блеска. Это есть результат совпадения микролинзирования в компоненте В, а также процессов в самом источнике-квазаре. Скорее всего, здесь мы опять имеем дело с явлением долгопериодического микролинзирования, которое наблюдается в некоторых двойных ГЛК [6].
Рисунок 4. ГЛК Рисунок 5. Кривая блеска
SDSSJ2124+1632 с компонентами и линзированных компонентов SDSS
окружающими опорными звездами в Я фильтре.
«3.15
X 3.2 £ 3.25 1 3.3 п ъ-
% 3.35 В
1 34 се •1
7500
8000
8500
9000
9500
J0806+2006 в течение 2017-2022 гг.
Рисунок 6. Обобщенная кривая блеска источника-квазара БОБ Б 10806+2006 с учетом времени задержки и разницы блеска между двумя компонентами
р•2450000
Кривые блеска. Выяснилось, что блеск самого квазара меняется незначительно, попеременно относительно сезонов с амплитудой ~ 0.10т. Большой разброс измерений объясняется относительной слабостью системы. Явных признаков микролинзирования здесь не обнаружено. В течение 20172021 г.г. изменения блеска компонентов более явны, а амплитуда составляет ~ 0.25т (рис.5). На что еще надо обратить внимание - то, что компоненты меняют свой блеск почти синхронно друг к другу. А это указывает на то, что время задержки в этой системе должен быть относительно небольшим (см. напр. [7]) и влияние микролинзирования практически отсутствует.
Время задержки. В нашем же случае мы имеем примерно по 15-20 наблюдений в сезон, практическое отсутствие микролинзирования и равномерное изменение блеска компонентов. С учетом этого мы решили применить несколько иной подход - сдвигает звездные величины компоненты В по оси времени и видимого блеска, образуем объединенную кривую блеска, получаем сглаженную кривую блеска путем интерполяции обычным полиномом. Применив этот подход к 1000 синтетических кривых блеска, сгенерированных методом Монте-Карло, мы нашли, что наиболее вероятное значение времени задержки между двумя компонентами равно № = -17.0 ± 2.50 дням (А компонента лидирующая), а разница звездных величин между ними = 0.592т ± 0.0011т с 68 % достоверностью.
На рис. 6 показана обобщенная кривая блеска источника в ГЛК SDSSJ0806+2006. Видно, что система с 2017 года претерпевает периодические изменения. Этот период приблизительно равен 3 годам, если обратить внимание на два последовательных увеличения блеска примерно в ГО = 8140 и ГО = 9240. В течение всех наблюдательных сезонов разница звездных
величин между компонентами А и В не меняется, что позволяет нам утверждать об отсутствии в этой системе влияния микролинзирования.
Этим аспектом данный объект напоминает характеристики другого двойного ГЛК UM673 [8], где в течение более 10 лет не было зарегистрировано ни одного события микролинзирования. Поэтому и SDSSJ0806+2006 и UM673 удобны при моделировании системы для вычисления постоянной Хаббла, либо определения красного смещения линзирующей галактики.
GRAL J024848.7+191331. ГЛК GRAL J024848.7+191331 (рис. 7) это новый объект, открытый различными исследовательскими группами в 2018
[9]-__
Рисунок 7.
Крупномасштабные изображения GRAL
J024848.7+191331, полученные на телескопе АЗТ-22 (слева) и Гавайской обсерватории (справа).
У этого объекта расстоянием между компонентами Д0 = 1.67 угловых секунд. На момент открытия источник имел видимый блеск шА=19.88Ш, Шв=20.41т, шс=19.91т и шв=20.13т звездных величин. Согласно модельным расчетам линзирующая галактика может описываться моделью Серсика с эллиптическим распределением массы, красные смещения источника и линзирующей галактики равны 0.5 и 2 соответственно. Были также предложены модельные значения временных задержек между тремя парами компонентов: ДtAB = 2.7 ± 0.2, ДtAC = 20 ± 2 и Д^в = - 5.9 ± 0.4 дней.
Рисунок 8. Кривые блеска Рисунок 9. Объединенная линзированных компонентов GRAL кривая блеска квазара GRAL J024848.7+191331 в R-полосе. J024848.7+191331
Фотометрия и время задержки. Кривые блеска компонентов показаны на рис. 8. Видно, что амплитуда изменений блеска небольшая, порядка 0.2m звездных величин. Вместе с тем заметно, что компоненты ведут себя отлично друг от друга. Также можно отметить, что влияние микролинзирования в данный период наблюдений не значительно. На этом основании мы можем попробовать вычислить временные задержки между мнимыми компонентами. Применяя полиномиальное мы нашли экспериментальные значения вреемнных задержек между тремя парами компонентов: AtAB = -1.7 ± 1.6, AtAc = -2.2 ± 1.8 и AtAD = - 4.8 ± 2.8 дней.
На рис. 9 показана комбинированная кривая блеска источника в ГЛК GRAL J024848.7+191331. Видно, что в период наблюдений в течение 20212022 годов видимый блеск системы меняется с амлитудой до 0.25m звездных величин: в первый период блеск увеличивается, в следующем году остаётся примерно одинаковой. Явных признаков микролинзирования в кривых блеска линзированных компонентов не обнаружены.
Литература:
1. P. Schneider, J. Ehlers, E. Falco. Gravitational lenses. Astronomy and Astrophysics Library, pp. XIV, 560 (1993).
2. C. Lemon, et al., Space Science Reviews (2024) 220:23
3. Stern D., et al., ApJ, 921, 42 (2021)
4. Im M., Ko J., Cho Y., et al., JKAS, 43, 75 (2010)
5. Lemon C., Anguita T., et al., MNRAS, 520, 3305-3328 (2023)
6. Ullan A., Goicoechea L.J., et al., A&A 452, 25-35 (2006)
7. Sluse D., Courbin F., et al., A&A, 492, L39-L42 (2008)
8. Koptelova E., Chen W.P., et al., A&A, 544, id. A 51, 11 pp. (2012)
9. A. J. Shajib, et al., MNRAS, 483, 5649-5671 (2019)
