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.

Curbele de lumină microlensante ale acestor structuri complicate ale sursei pot diferi în mod deosebit de cele pentru o structură simplă a sursei reprezentată doar de un disc de acumulare. În special, discul de acumulare singur nu poate reproduce în simulare amplitudinile observate ale curbelor de lumină Q2237. Deși oferă potriviri bune pentru vârfuri, care sunt cele mai sensibile la efectul sursei centrale, nu reușește să furnizeze amplitudinile reale ale restului curbelor de lumină (Jaroczyński și colab. 1992). În acest sens, rezultatele lui Yonehara (2001), Shalyapin și colab. (2002) și Gil-Merino și colab. (2006), care au analizat regiunile curbelor de lumină din apropierea vârfurilor HME, furnizează estimări reușite ale sursei centrale, dar ignoră efectul unei posibile caracteristici externe a quasarului.

Trebuie remarcat faptul că, încă din 1992, Jaroczyński, Wambsganss și Paczyński au recunoscut existența unei caracteristici externe a quasarului care reprocesează emisiile de pe disc și poate contribui până la 100% lumină în B sau V. Simulează curbe de lumină microlensificate pentru modelul subțire de disc de acumulare termică. Puțin mai târziu, Witt & Mao (1994) au demonstrat în simulările lor de curbe de lumină microlensate ale Q2237 că un model de sursă constând dintr-o mică sursă centrală înconjurată de o structură de halo mult mai mare ar explica mai bine amplitudinile observate ale curbelor de lumină Q2237.

De asemenea, existența unuia sau mai multor „puncte fierbinți” care apar în discul de acumulare a fost discutată de Gould & Miralda-Escudé (1997) și susținută de Schechter și colab. (2003) mai târziu, în analiza curbelor de lumină HE1104-1805. Recent, s-a arătat cum curbele de lumină microlensante pot fi afectate de o presupusă structură fractală în regiunea emitentă de raze X (Lewis & Ibata 2004) și în regiunea liniei largi (Lewis & Ibata 2006). În 2003, Schild și Vakulik au arătat cum modelul cu inel dublu al distribuției luminozității suprafeței Q0957, rezultat din modelul de structură spațială Elvis (2000) cuasar, explică cu succes fluctuațiile rapide ale luminozității cu amplitudine mică în Q0957 + 561. Referința la modelele de microlensare a lui Schild și Vakulik (2003) a permis inferențe despre dimensiunile structurii, iar Schild (2005) a arătat chiar că orientarea quasarului pe planul cerului poate fi determinată. Interesant este că Abajas și colab. (2002) și Abajas și colab. (2007) au simulat recent linia de emisie și curbele de lumină continuum produse prin microlensarea unei regiuni de ieșire bi-conice pentru o varietate de orientări biconice în ceea ce privește forfecarea, direcția de mișcare și linia de vedere.

Modelul standard de disc de acumulare nu poate explica, de asemenea, efectele mari de culoare asociate cu microlensarea descoperite de Vakulik și colab. (2004). Variațiile de culoare în microlensarea unui disc de acumulare cu o temperatură radială - gradient de culoare au fost prezise de Kayser, Refsdal și Stabell (1986) și simulate ulterior de Wambsganss și Paczyński (1991). O simulare excelentă și atentă de Jaroczyński și colab. (1992) au arătat că efectele de culoare microlensante comparabile cu cele observate sunt posibile cu modelul lor clasic de disc de acumulare subțire geometric, optic gros, dar au prezis o sursă destul de mică și fluctuații de luminozitate prea mari în curbele de lumină simulate.

În secțiunile de urmat, analizăm curbele de lumină microlensare Q2237 utilizând un model cu două componente ale structurii quasarului și aplicăm o abordare statistică pentru a determina parametrii acestui model sursă cu două componente. Abordarea pe care am aplicat-o este în general similară cu cea a lui Kochanek (2004). Spre deosebire de modelul nostru de inel propus mai devreme (Schild & Vakulik 2003), am folosit un model simplificat, format dintr-o sursă centrală compactă și o structură exterioară extinsă cu o luminozitate a suprafeței mult mai mică. Un astfel de model, fiind mult mai ușor pentru calcule, posedă principala proprietate a modelului inelar de a produce vârfuri ascuțite ale curbelor de lumină simulate, în timp ce amortizează amplitudinile întregii curbe de lumină a evenimentului de microlensare.

Astfel, abordarea noastră de bază este să acceptăm existența elementelor structurale interioare și exterioare așa cum este detaliat mai sus și să derivăm din parametrul care se potrivește numai cu dimensiunea caracteristicii luminoase interioare și fracția energiei optice UV totale din caracteristica exterioară extinsă. în comparație cu luminozitatea provenită din caracteristica centrală compactă. Vom arăta că elementele structurale ale acestui model cuasar cu două componente explică în mod satisfăcător curbele de luminozitate observate la microlensare.