[論文レビュー] A Time Delay for the Largest Gravitationally Lensed Quasar: SDSS J1004+4112

J. Fohlmeister, C. S. Kochanek+13 more|arXiv (Cornell University)|Jul 21, 2006

Astrophysical Phenomena and Observations被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、1000日間の光学モニタリングから、重力レンズ効果を受けるクェザーSDSS J1004+4112のAおよびB像の間で38.4 ± 2.0日間の時間遅れを測定した。この遅れは、クラスタ内メンバー銀河を無視した従来のモデルを無効にするものであり、これらの銀河はレンズ効果ポテンシャルを顕著に摂動させる。これらの銀河を含めることで、像の位置と時間遅れを正確にフィッティング可能となるが、CおよびD像のより長い遅れはまだ確認されていないが、560日以上であることが制限されている。

ABSTRACT

We present 426 epochs of optical monitoring data spanning 1000 days from December 2003 to June 2006 for the gravitationally lensed quasar SDSS J1004+4112. The time delay between the A and B images is 38.4+/-2.0 days in the expected sense that B leads A and the overall time ordering is C-B-A-D-E. The measured delay invalidates all published models. The models failed because they neglected the perturbations from cluster member galaxies. Models including the galaxies can fit the data well, but strong conclusions about the cluster mass distribution should await the measurement of the longer, and less substructure sensitive, delays of the C and D images. For these images, a CB delay of 681+/-15 days is plausible but requires confirmation, while CB and AD delays of >560 days and > 800 days are required. We clearly detect microlensing of the A/B images, with the delay-corrected flux ratios changing from B-A=0.44+/-0.01 mag in the first season to 0.29+/-0.01 mag in the second season and 0.32+/-0.01 mag in the third season.

研究の動機と目的

• 長期間にわたる光学モニタリングを用いて、強力にレンズ効果を受けるクェザーSDSS J1004+4112のAおよびB像間の時間遅れを測定すること。
• 既存のレンズモデルが、クラスタ内メンバー銀河による屈折を無視している場合に、時間遅れを正確に予測できるかどうかを検証すること。
• クェザー像の光学的連続スペクトルにおけるマイクロレンズ効果を調査し、それらが源構造および変動性に与える影響を検討すること。
• 時間遅れおよび像位置のデータを用いて、特にメンバー銀河による小構造の役割を含めた、レンズクラスタの質量分布を制約すること。
• レンズ効果とX線質量推定値を組み合わせて、赤方偏移に伴うエインシュタイン半径のスケーリングを用いた、宇宙論的テストの可能性を評価すること。

提案手法

• Apache Point Observatory、MDM、WIYN、およびハッブル宇宙望遠鏡を含む複数の望遠鏡を用いた1000日間の光学モニタリングキャンペーンを実施し、クェザー像の変動を追跡した。
• 426回の観測エポックの光曲線を相互相関させることで、AおよびB像間の時間遅れを測定した。
• 小構造効果を考慮するため、11個の最も質量の大きなクラスタ内メンバー銀河による屈折を含むレンズモデルを構築した。
• 時間遅れと像位置を用いて、クラスタの質量分布を制約し、モデル予測と観測データを比較した。
• 時間遅れが光の伝播時間差を補正する前提で、AおよびB像間の光度比の変動を分析し、マイクロレンズ効果を検出する。
• 時間遅れが宇宙論的モデルと整合するかを評価し、将来的なX線モニタリングによる質量分布の比較改善の可能性を検討した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SDSS J1004+4112のAおよびB像間の真の時間遅れは何か？ また、クラスタ内メンバー銀河を無視したモデルの予測と比べてどう異なるか？
• RQ2 クラスタ内メンバー銀河による屈折は、レンズモデルの正確性にどのように影響を与えるのか？ なぜ標準的なモデルは観測された時間遅れを再現できないのか？
• RQ3 観測されたAおよびB像間の光度比の変動のうち、どれくらいが内在的源の変動や吸収効果ではなく、マイクロレンズ効果によるものなのか？
• RQ4 CおよびD像を含むより長い時間遅れの妥当な範囲は何か？ 今後の観測でどのようにして確認できるか？
• RQ5 レンズ効果、X線、光学モニタリングのデータを組み合わせることで、赤方偏移に伴うエインシュタイン半径のスケーリングを用いて、宇宙論的モデルを精密にテストできるか？

主な発見

• BおよびA像間の時間遅れはΔt_BA = 38.4 ± 2.0日と測定され、BがAより先に到来する。全体の像の順序はC-B-A-D-Eである。
• すべての従来のモデルが無効である。これは、クラスタ内メンバー銀河による屈折を無視していたためであり、それらは時間遅れの予測を顕著に変化させる。
• 11個の最も質量の大きなクラスタ内メンバー銀河を含むモデルは、妥当なパrameterを用いて、観測された像位置と測定されたA/B時間遅れを同時にフィッティング可能である。
• C/Bペアの妥当な時間遅れはΔt_CB ≈ 681 ± 15日と推定されるが、確認が必要である。データから560日以上の遅れが要求されている。
• A/B像では明確にマイクロレンズ効果が検出された。光度比はシーズン1で0.44 ± 0.01 mag、シーズン2で0.29 ± 0.01 mag、シーズン3で0.32 ± 0.01 magに変化した。
• 観測された光度比の変動は、吸収の変動のみでは説明できず、発光線プロファイルの観測された変動の主な要因がマイクロレンズ効果であるという強い証拠を示している。