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퀘이사 렌즈시스템 Q0957 + 561이 처음으로 중력렌즈 천체로 인정받은 후 다른 많은 다중상 퀘이사 렌즈시스템이 발견되어 은하의 특성 및 진화 그리고 허블 상수 등을 계산하는데 응용되었다. 초거대질량 블랙홀의 존재는 그 성장 과정 및 질량 그리고 다른 많은 은하의 특성과 관련이있어천문학에서매우중요한천체이다. 하지만렌즈은하에대한중력렌즈효과를계산할 때 그 ...

퀘이사 렌즈시스템 Q0957 + 561이 처음으로 중력렌즈 천체로 인정받은 후 다른 많은 다중상 퀘이사 렌즈시스템이 발견되어 은하의 특성 및 진화 그리고 허블 상수 등을 계산하는데 응용되었다. 초거대질량 블랙홀의 존재는 그 성장 과정 및 질량 그리고 다른 많은 은하의 특성과 관련이있어천문학에서매우중요한천체이다. 하지만렌즈은하에대한중력렌즈효과를계산할 때 그 은하 중심에 있는 초거대질량 블랙홀의 질량의 영향력을 고려한 경우가 거의 전무하기 때문에 이에 대한 연구가 필요하다고 생각하였다. 대부분의 은하들은 타원형이며 그 중심에 초거대질량 블랙홀이 존재한다. 우리는 많은 타원 모형 중 하나인 호모에오이드와 중력렌즈에서 가장 널리 쓰이는 밀도 분포인 등온 질량 분포로 렌즈 은하를 근사하였다. 그리고 은하의 중심에 있는 초거대질량 블랙홀의 영향력을 보기 위하여 블랙홀이 존재할 때와 하지 않을 때 두 가지 모델에 대하여 렌즈시스템 Q0957 + 561에 우리의 모델을 적용하였다. 관측자료들과 가장 잘 부합하는 모형을 찾았고 이 모형에서 세 번째 이미지의 존재를 확인하였으며 그 차이로 초거대질량 블랙홀의 영향력을 확인하였다. 초거대질량 블랙홀의 질량은 블랙홀 질량과 속도 분산의 관계식으로부터 얻을 수 있다. 하지만 두 가지 모델의 결과로부터 나온 속도 분산 값은 Q0957 + 561이 속해있는 은하단의 영향력을 단일 렌즈 은하가 모두 고려한 것이기 때문에 보통 은하가 가질 수 없는 큰 값 (602.7 km/s)이 나왔다. 그래서 수많은 퀘이사 블랙홀들의 질량으로부터 얻는 질량 범위로 초거대질량 블랙홀의 질량을 제한하였다 (Vestergaard et al. 2008). 초거대질량 블랙홀을 모델에 추가하였을 때 차이는 중심부 반지름이 0.32 킬로파섹이 초거대질량 블랙홀의 포함한 경우에서 크고 나머지 은하의 특성들은 모두 동일하였다. 초거 대질량 블랙홀의 질량이 9.76·10^9M⊙인 경우에 대한 세 번째 이미지의 위치와 밝기 차이가 너무 작기 때문에 그 영향력이 Q0957 + 561의 경우에는 거의 없다고 예상하였다. 그리고 그 이미지의 밝기가 거의 렌즈 은하와 동일하고 은하 중심에 가깝게 위치하기 때문에 관측하기 힘들 것으로 예상된다. 앞으로 블랙홀의 줄력렌즈 영향을 확인하는데 더 적합한 렌즈시스템과 더불어 은하단의 영향력을 함께 고려한 연구가 필요하다고 생각한다.

Abstract ▼ AI-Helper

Because most galaxies are elliptical and have a SMBH at its center, we modelled the lensing galaxy as an isothermal homoeoidal ellipsoid with a core and a SMBH and derived the lens equation using various features of homoeoid. Then we applied the model to Q0957 + 561 a SMBH or not to confirm the infl...

Because most galaxies are elliptical and have a SMBH at its center, we modelled the lensing galaxy as an isothermal homoeoidal ellipsoid with a core and a SMBH and derived the lens equation using various features of homoeoid. Then we applied the model to Q0957 + 561 a SMBH or not to confirm the influence of SMBH. We adjusted model parameters until solution satisfies all observational requirements. Additoinally, we calculated the third image for each cases to check its observability. The mass of SMBH can be determined fromthe M•–σ relation,The best-fit model has the Einstein radius ofθ_E =4".2 (602.7 km/s). But the velocity dispersion σ is excessive. So we used the mass range of 10^8M⊙ ∼ 10^10M⊙ (Vestergaard et al. 2008) for SMBH corresponds to the deflection by SMBH of 0".000076 ∼ 0".0076. The core radius of isothermal ellipsoid with core and SMBH model is 0".02 (0.32kpc) lager than the other model and the rest of the parameters are equal. The observational constraints allow a SMBH of up to about 9.76·10^9M⊙. But the change in the position of the third image due to the presence of SMBH is minimal and the third image is located very close to the center of the lensing galaxy to be visible.

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