Q2237 0305 structura sursei și dimensiunile din simularea curbei de lumină Notificări lunare ale Royal

VG Vakulik, RE Schild, GV Smirnov, VN Dudinov, VS Tsvetkova, Q2237 + 0305 structura sursei și dimensiunile din simularea curbei de lumină, Notificări lunare ale Societății Astronomice Regale, Volumul 382, ​​Ediția 2, Decembrie 2007, Paginile 819– 825, https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2007.12422.x

dimensiunile

Abstract

1. INTRODUCERE

Deoarece microlensarea cuasarului are potențialul de a dezvălui detalii despre structura quasarurilor, au fost asamblate baze de date mari de observație la raze X, lungimi de undă optice și chiar radio pentru sistemul Q2237 + 0305 pentru a le compara cu modelele teoretice. Abordările de a deduce parametrii de microlensare din curbele de lumină ale componentelor imaginii Q2237 pot fi împărțite în două clase. Una dintre ele se bazează pe analiza evenimentelor individuale de microlensare interpretate ca încrucișare a unei pliuri caustice sau a cuspidei de către sursă (de exemplu, Webster și colab. 1991; Yonehara 2001; Shalyapin și colab. 2002; Gil-Merino și colab. 2006). A doua abordare, denumită în continuare cea statistică, utilizează toate datele observaționale disponibile pentru a deduce parametrii statistici intrinseci. Această abordare este reprezentată, de exemplu, de analiza funcției structurii de Lewis & Irwin (1996) sau de analiza distribuției derivatelor curbei de lumină Q2237 de Wyithe, Webster & Turner (1999, 2000). Recent, Kochanek (2004) a aplicat o metodă de studii statistice pentru a analiza curbele de lumină bine eșantionate de Q2237 obținute în cadrul campaniei de monitorizare a experimentului de lentilare gravitațională optică (OGLE).

Ambele abordări au punctele lor slabe și avantajele intrinseci. În special, în analiza unui eveniment individual de microlentificare, este necesar să presupunem că sursa traversează de fapt un singur caustic și că dimensiunea sursei este semnificativ mai mică decât raza Einstein a microlentilelor tipice. Mai mult, trebuie să existe o oarecare complexitate cauzată de diferența vectorială necunoscută între traiectoria microlentelor și forfecarea macrolenilor.

În aplicarea abordării statistice, parametrii de microlensare sunt obținuți prin analiza curbelor de lumină cu lentile în ansamblu și sunt necesare presupuneri mult mai puțin specifice cu privire la particularitățile evenimentului de microlensare. Cu toate acestea, această abordare poate întâmpina problema insuficienței statistice, iar Q2237 este exact cazul: conform lui Wambsganss, Paczynski & Schneider (1990) și Webster și colab. (1991), sunt necesare curbe de lumină cu o durată mai mare de 100 de ani pentru a obține estimări statistice fiabile ale parametrilor de microlensare.

Se consideră că mecanismul de acumulare către gaura neagră masivă asigură cea mai eficientă sursă de alimentare în nucleele galactice active (AGN) și quasare și, în mod eficient, toți cercetătorii folosesc diverse modele de discuri de acumulare atunci când interpretează evenimente de microlensare în quasarele cu lentile gravitaționale (de exemplu, Rauch & Blandford 1991, Jaroczyński, Wambsganss & Paczyński 1992 și publicații mai recente de Yonehara 2001, Shalyapin și colab. 2002, Gil-Merino și colab. 2006). Cu toate acestea, discul de acumulare fiind acceptat în general ca motor central în quasare, dificultățile în explicarea polarizării observate și a proprietăților spectrale ale radiației quasarului și a varietății lor rămân în continuare (Ferland & Rees 1988; Laor & Netzer 1989), precum și amplitudinile curbelor de lumină microlensate pe termen lung, pe care le vom discuta în prezenta lucrare.

Există dovezi observaționale pentru existența acestor structuri extinse în quasarul Q2237 + 0305. Observațiile cu infraroșu mediu realizate de Agol, Jones și Blaes (2000) pentru Q2237 favorizează existența unei cochilii de praf fierbinte care se extinde între 1 și 3 buc din nucleul quasar și interceptează aproximativ jumătate din luminozitatea obiectului cvasi-stelar (QSO). Raporturile de flux ale celor patru macroimagini Q2237 măsurate la 3,6 și 20 cm de Falco și colab. (1996) au fost, de asemenea, interpretate ca provenind dintr-o sursă mult mai mare decât cea care radiază în lungimile de undă optice. Observațiile din liniile largi de emisie sugerează, de asemenea, că acestea provin dintr-o structură foarte mare în Q2237, mult mai mare decât cea care emite continuumul optic (Racine 1992; Saust 1994; Lewis și colab. 1998; Mediavilla și colab. 1998), deși cele mai recente observații ale lui Wayth, O'Dowd și Webster (2005) indică o regiune largă cu linii de emisie mult mai mici, poate de trei ori mai mare decât regiunea continuumului. Constatăm că modelele de ieșire se potrivesc cu ușurință acestor observații.