Статистика и физические свойства гравитационно линзированных систем - Дипломная работа

МИНИСТЕРСТВО ВЫСШЕГО И СРЕДНЕГО СПЕЦИАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ РЕСПУБЛИКИ УЗБЕКИСТАН НАЦИОНАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ УЗБЕКИСТАНА ИМЕНИ МИРЗО УЛУГБЕКА КАФЕДРА «АСТРОНОМИИ И ФИЗИКИ АТМОСФЕРЫ»Гравитационное линзирование (ГЛ), связанное с преломлением лучей света в поле тяготения промежуточного тела, стало одним из первых подтверждений общей теории относительности. Гравитационно линзирование интересно те только само по себе, но и тем, что позволяет решать многие, еще не решенные, проблемы астрофизики космологии: наблюдать квазары - самые далекие объекты Вселенной, определять распределение массы в линзирующих галактиках, исследовать природу темной материи, получить независимые значения постоянной Хаббла, другие космологические параметры и т.п. Актуальность данной темы продиктовано тем, что за последнее время собралось достаточное количество информации по отдельным гравитационно линзированным системам (ГЛС). Тем самым появилась возможность исследовать эту проблему в целом путем сбора всей имеющейся информации по этим объектам и статистического анализа. Данная квалификационная выпускная работа имеет связь с фундаментальным проектом «Физика гравитационных линз, компактных астрофизических объектов и нестационарных дисковых систем» (тема Ф2-ФА-Ф029).При этом угол преломления лучей и видимое расстояние между кратными изображениями зависит, прежде всего, от массы и формы его распределения в линзирующем теле [1]. Если вблизи луча зрения расположена гравитирующая масса L, лучи испущенные источником S, преломляются, и наблюдатель видит изображения источника S в направлении касательных OS1 и OS2 к действительным траекториям лучей (обозначены непрерывной линией). В случае точечной массы L наблюдается (как минимум) два изображения, при наличии внешнего гравитационного поля, влияющего на симметрию поля массы L, изображений может быть больше. Свет, идущий к наблюдателю от удаленного источника, в принципе, испытывают возмущение от всей материи, распределенной в пространстве - времени между источником и наблюдателем, однако, для большинства практически интересных случаев, можно предположить, что преломление обусловлено компактной локализованной массой (L, рис 2.б); такой подход называется приближением тонкой линзы. Плоскость, проходящая через массу L и перпендикулярная к оси линзы OM называется плоскостью линзы, параллельная ей плоскость в точке наблюдения - плоскостью наблюдателя, и соответствующая плоскость, проходящая через источник - плоскостью источника.Так, астрономы могут наблюдать самые далекие объекты Вселенной, которые в иных случаях не возможно было бы увидеть - квазары. Особо важную роль в исследовании глубокой Вселенной играет время задержки. Изза различных факторов очень трудно, а порой и невозможно непрерывные наблюдения многих квазаров, в кривых блеска получаются продолжительные перерывы - за счет сезонов видимости, доступа к телескопам и других факторов. В этой работе было показано, что постоянную Хаббла и массу галактики можно выразить через время задержки , красные смещения сверхновой и галактики, яркостью изображений сверхновой и углом меду ними: (1.27) Эти различия обусловлены рядом факторов: неопределенность параметров при моделировании распределения масс в галактике-линзе, влияние неравномерности кривых блеска при определении и др.Объекты, находящиеся очень далеко от Земли, такие, как удаленные галактики или квазары, являются наиболее перспективными для поисков эффектов ГЛ, поскольку очевидно, что с увеличением расстояния во Вселенной вероятность того, что два объекта окажутся на одном луче зрения, возрастает. Следует отдать должное смелости авторов открытия, решившихся выдвинуть гипотезу ГЛ в этом случае, поскольку вначале было совершенно непонятно, является ли открытая пара квазаров физически двойным объектом, случайной оптической парой, или же имеет место расщепление удаленного источника на два изображения полем массивного объекта, находящегося на промежуточном расстоянии. Идея метода заключается в регистрации событий микролинзирования компактными массам гало звезд Большого и Малого Магеллановых Облаков (карликовые галактики, спутники Галактики). Если компактный объект проходит вблизи направления на звезду с прицельным параметром меньшим радиуса кольца Эйнштейна его массы, происходит заметное усиление, выражение и наблюдается увеличение блеска звезды. Изза взаимного перемещения звезд в БМО, линзирующей массы и наблюдателя величина усиления изменяется со временем, давая характерную кривую блеска микролинзирования; расчетное изменение конфигурации ГЛ в этом случае иллюстрируется рис.6.Как видно из первой главы данной выпускной работы, исследования гравитационно линзированных систем и гравитационного линзирования в целом является одной из активно разрабатываемых направлений современной астрофизики и космологии.

Оглавление

Введение

Глава I. Природа гравитационного линзирования

1.1 Основные свойства гравитационно линзированных систем

1.2 Наблюдаемые типы гравитационно линзированных систем

1.3 Гравитационное линзирование в качестве космических телескопов

1.4 Наблюдательные проблемы исследования гравитационно линзированных квазаров

Глава II. Анализ наблюдательных данных

2.1 Постановка задачи

2.2 Вероятность гравитационного линзирования

2.3 Сбор каталога наблюдательных данных

2.4 Анализ результатов

Заключение

Литература