Q2237 0305 структура та розміри джерела з моделювання кривої світла Щомісячні повідомлення Королівської

В. Г. Вакулік, Р. Є. Шильд, Г. В. Смирнов, В. Н. Дудінов, В. С. Цвєткова, Q2237 + 0305 структура та розміри джерела при моделюванні кривої світла, Щомісячні повідомлення Королівського астрономічного товариства, том 382, ​​випуск 2, грудень 2007, сторінки 819–825, https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2007.12422.x

q2237

Анотація

1. ВСТУП

Оскільки мікролінзування квазарів має можливість розкрити деталі про структуру квазарів, для системи Q2237 + 0305 для порівняння з теоретичними моделями було зібрано великі спостережні бази даних на рентгенівських, оптичних і навіть радіохвилях. Підходи до виведення параметрів мікролінзування за кривими світла компонентів зображення Q2237 можна розділити на два класи. Один з них заснований на аналізі окремих подій мікролінзування, що інтерпретуються як перетинання каустичної складки або капи джерелом (наприклад, Webster et al. 1991; Yonehara 2001; Shalyapin et al. 2002; Gil-Merino et al. 2006). Другий підхід, надалі згадуваний як статистичний, використовує всі наявні дані спостережень для виведення внутрішніх статистичних параметрів. Цей підхід представлений, наприклад, аналізом структурної функції за Льюїсом та Ірвіном (1996), або аналізом розподілу похідних кривої світла Q2237 за Wyithe, Webster & Turner (1999, 2000). Нещодавно Кочанек (2004) застосував метод статистичних випробувань для аналізу добре відібраних кривих світла Q2237, отриманих в рамках моніторингової кампанії оптичного гравітаційного лінзуючого експерименту (OGLE).

Обидва підходи мають свої внутрішні слабкі місця та переваги. Зокрема, при аналізі окремої події мікролінзування необхідно припустити, що джерело насправді перетинає одну їдку речовину і що розмір джерела значно менший за радіус Ейнштейна типових мікролінз. Більше того, повинна бути певна складність, спричинена невідомою різницею у векторах між траєкторією мікролінз та зсувом макролінз.

Застосовуючи статистичний підхід, параметри мікролінзування отримують шляхом аналізу кривих об'єктивного світла в цілому, і потрібні набагато менш конкретні припущення щодо особливостей події мікролінзингу. Однак такий підхід може зіткнутися з проблемою недостатності статистики, і Q2237 - це якраз той випадок: згідно з Wambsganss, Paczynski & Schneider (1990) та Webster et al. (1991), криві світла тривалістю понад 100 років необхідні для отримання надійних статистичних оцінок параметрів мікролінзування.

В даний час вважається, що механізм нарощування масивної чорної діри забезпечує найефективніше джерело живлення в активних галактичних ядрах (АГН) і квазарах, і фактично всі дослідники використовують різні моделі акреційних дисків при інтерпретації подій мікролінзування в гравітаційно лінзованих квазарах (наприклад, Раух & Blandford 1991, Jaroczyński, Wambsganss & Paczyński 1992 та новіші публікації Yonehara 2001, Shalyapin et al. 2002, Gil-Merino et al. 2006). Однак, оскільки акреційний диск загальноприйнятий як центральний двигун у квазарах, труднощі в поясненні спостережуваних поляризаційних та спектральних властивостей квазарного випромінювання все ще залишаються (Ferland & Rees 1988; Laor & Netzer 1989), а також амплітуди довготривалих мікролінзованих кривих світла, про які ми поговоримо в цій роботі.

Є спостережні докази існування цих розширених структур у квазарі Q2237 + 0305. Середні інфрачервоні спостереження за Q2237, проведені Agol, Jones & Blaes (2000), сприяють існуванню оболонки з гарячим пилом, що простягається від 1 до 3 шт від ядра квазара і перехоплює близько половини яскравості квазізоряного об'єкта (QSO). Коефіцієнти потоку чотирьох макрозображень Q2237, виміряні на 3,6 та 20 см за Falco та співавт. (1996) також трактувались як джерела, що надходять значно більше, ніж джерело, що випромінює довжину оптичних хвиль. Спостереження на широких лініях випромінювання також свідчать про те, що вони беруть початок у дуже великій структурі в Q2237, набагато більшій, ніж у тієї, що випромінює оптичний континуум, (Racine 1992; Saust 1994; Lewis et al. 1998; Mediavilla et al. 1998), хоча Останні спостереження Wayth, O'Dowd & Webster (2005) вказують на значно меншу область широких ліній викидів, можливо, втричі більшу, ніж область континууму. Ми виявили, що моделі відтоку легко пристосовують ці спостереження.