Исследование гравитационно-линзовой системы QSO2237+0305 : Крест Эйнштейна

• Автор: Коптелова, Екатерина Александровна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 131 с. : ил.

1 Задачи долговременного мониторинга гравитационнолинзовых систем

1.1 Кривые блеска компонентов квазара

1.2 Определение времени запаздывания и

постоянной Хаббла

1.3 Наблюдения гравитационных линз на АЗТ

Майданакской обсерватории

1.4 Методы фотометрии гравитационно-линзовых систем

2 Наблюдения и редукция

2.1 Наблюдательный материал

2.2 Предварительная обработка данных

2.2.1 Вычитание байса

2.2.2 Коррекция за плоское поле
2.2.3 Удаление космических лучей
2.2.4 Вычитание фона неба
2.3 Функция рассеяния точки
2.4 Отношение сигнала к шуму
2.5 Дифференциальная фотометрия
3 Двухступенчатый алгоритм восстановления изображений
3.1 Математическая постановка задачи

3.2 Метод регуляризации
3.3 Априорная информация
3.4 Описание алгоритма
4 Фотометрия компонентов гравитационной линзы QSO2237+0305
4.1 Краткий обзор исследований QSO2237+0305
4.2 Выбор модели изображения
4.3 Численная модель галактики
4.4 Восстановление отдельных кадров
4.5 Фотометрия
4.6 Астрометрия
4.7 Сравнение с методом CLEAN
5 Наблюдаемые кривые блеска
5.1 Краткий обзор наблюдений Q2237+0305
5.2 Наблюдаемые события микролинзирования
5.3 Кривые блеска компонентов QSO2237+0305,
полученные в диссертации за период 2001-2003гг
5.4 Сравнение с результатами группы OGLE
5.5 Вариации блеска и цвета компонентов квазара
QSO2237+0305
Заключение
Приложение
А Результаты фотометрии компонентов
квазара QSO2237+0305
В Описание пакета программ
В.1 Интерфейс программного комплекса
Список литературы

За последние десятилетия гравитационное линзирование перестало быть просто одним из тестов общей теории относительности. В настоящее время оно является инструментом широкой области астрофизических приложений, от космологии до исследования компактных объектов в нашей и других галактиках.
Эффект гравитационного линзирования основан на преломлении световых лучей в поле тяготения массивных тел [1]. Преломление луча света может быть рассчитано по формулам классической механики [2]. Впервые угол отклонения луча света для Солнца был получен в работе немецкого астронома Зольднера [3]. Однако его точное значение предсказано в рамках общей теории относительности (ОТО) А.Эйнштейна [4] и подтверждено экспериментально во время солнечного затмения 1919 года [5|. На возможность наблюдения эффекта гравитационной линзы, порождаемого протяженными объектами, указал Цвикки [6, 7].
Спустя 42 года после предсказания Цвикки была открыта первая гравитационная линза (3800951+561 [8]. Через несколько месяцев К. Чанг и С. Рефсдал, исследуя природу переменности компонентов 0300951+561, высказали предположение о том, что-звезды линзи-руюгцей галактики, встречающиеся на пути распространения световых лучей, могут приводить к усилению потоков изображений квазара продолжительностью до одного года [9]. Впоследствии Р. Готт показал, что гало, состоящее из звезд с массами (4 • 10-4 - 0.1)Ме может приводить к вариациям интенсивностей изображений квазаров на временных масштабах от 1 года до 14 лет [10] и только долговременные

Таблица 3.1: Неизвестные параметры на предварительном этапе вычислений начального приближения распределения интенсивности в галактике.
Gq интенсивность д-го компонента
Cq) координаты д-го компонента
Ге эффективный радиус
/е интенсивность в пределах ге
п показатель степени
(%С, Ус) координаты центра галактики
&Х) большая и малая полуоси галактики
ф угол поворота
3.4 Описание алгоритма
Применение метода регуляризации к каждому отдельно взятому кадру неэффективно вследствие малых значений величины отношения сигнала к шуму, что затрудняет обработку каждого, отдельно взятого кадра. Для оптимизации процедуры обработки кадров процесс разбит на два этапа: 1) получение численной модели галактики по суммарному кадру с использованием регуляризирующего алгоритма;
2) использование численной модели для обработки каждого отдельно взятого кадра с получением астрометрических и фотометрических параметров гравитационной линзы. Описание алгоритма и сравнение с традиционным методом CLEAN описано в работе [101].
Первый этап. На первом этапе производилось суммирование кадров с наилучшим качеством. Для суммарного кадра решалась конечно-параметрическая обратная задача восстановления изображения гравитационной линзы QSO2237+0305 в предположении, что восстанавливаемое изображение может быть разделено в соответствии с (3.17), а линзирующая галактика описывается моделью Серсика (3.14). Для поиска параметров модели выполнялась минимизация записанного в сеточном виде функционала у;2 (3.16). Минимизирующая последовательность строилась методом Пауэлла [100]. Затем по