Основные свойства и наблюдаемые типы гравитационно-линзированных систем. Гравитационное линзирование в качестве космических телескопов. Наблюдательные проблемы исследования гравитационно-линзированных квазаров. Вероятность гравитационного линзирования.
При низкой оригинальности работы "Статистика и физические свойства гравитационно-линзированных систем", Вы можете повысить уникальность этой работы до 80-100%
МИНИСТЕРСТВО ВЫСШЕГО И СРЕДНЕГО СПЕЦИАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ РЕСПУБЛИКИ УЗБЕКИСТАН НАЦИОНАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ УЗБЕКИСТАНА КАФЕДРА «АСТРОНОМИИ И ФИЗИКИ АТМОСФЕРЫ» СТАТИСТИКА И ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА ГРАВИТАЦИОННО ЛИНЗИРОВАННЫХ СИСТЕМГравитационное 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).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. В случае, когда источник расположен точно за линзой (? = 0), в силу симметрии возникает кольцеобразное изображение, угловой радиус которого называется радиусом кольца Эйнштейна ?Е: Радиус кольца Эйнштейна определяет угловой масштаб наблюдаемой картины расщепления изображений и может служить естественной единицей масштаба при изучении ГЛ. Следовательно, для достаточно малого источника коэффициент усиления ? может быть представлен как отношение телесных углов, охватывающих источник D?S и изображение D?I: В общем случае, если наблюдается источник с угловыми координатами, задаваемыми вектором , и его изображение с координатами , отношение соответствующих телесных углов выражается как то есть изменение телесного угла вследствие преломления в ГЛ дается матрицей Якоби отображения .Так, астрономы могут наблюдать самые далекие объекты Вселенной, которые в иных случаях не возможно было бы увидеть - квазары. 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. Если имеется надежно установленное событие микролинзирования, то можно делать выводы о природе как источника - размер и радиальное распределение яркости, так и микролинз - массы, плотность, поперечные скорости.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.
