Nutzung der neuen Generation von Radioteleskopen für die Gravitationslinsenforschung

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1 Nutzung der neuen Generation von Radioteleskopen für die Gravitationslinsenforschung Olaf Wucknitz JIVE, Dwingeloo, NL JOINT INSTITUTE FOR VLBI IN EUROPE Frankfurt, 17. November 2006 Utilising the new generation of radio telescopes for gravitational lens research

2 Nutzung der neuen Generation von Radioteleskopen für die Gravitationslinsenforschung Gravitationslinsen, eigene Arbeiten Geschichte, Idee klassische Linsenmodellierung Modellentartungen Entfernungsbestimmung, Kosmologie B als Beispiel Clean und LensClean zum geplanten Projekt Struktur und Entwicklung von Galaxien Suche nach neuen Linsen mit LOFAR neue Analysemethoden Modellierung der Linsen 1

3 Gravitationslinsen: Geschichte 1704 Isaac Newton: Do not bodies act upon light at a distance, and by their action bend it s rays; and is not this strongest at the least distance? ca Henry Cavendish: Erste Berechnungen zur Lichtablenkung im Gravitationsfeld 1801 Johann Soldner: Über die Ablenkung eines Lichstrahls von seiner geradlinigen Bewegung durch die Attraktion eines Weltkörpers, an welchem er nahe vorbeigeht 1964 Refsdal: Bestimmung der Hubble- Konstante möglich 1979: Entdeckung der ersten Linse 2

4 Gravitationslinsen: Die Idee α Soldner 1801 (Newton) α = 2 G c 2 M r Einstein 1915 (ART) α = 4 G c 2 M r 3

5 Anwendungen Quellen Vergrößerung Verstärkung Linsen Massenverteilung sonstige Effekte auf die Strahlung Absorption Streuung Raumzeit Kosmologie Relativität 4

6 Linsengleichung α α ~ D s D ds scheinbarer Ablenkwinkel Linsengleichung α = D ds D s α θ s = θ α(θ) Umkehrung nicht eindeutig! Vergrößerung (magnification) Verstärkung (amplification) Erhaltung der Flächenhelligkeit M 1 = θ s θ µ = M 5

7 Linsenmodelle, mehr Theorie Linsenmodell: α(θ) Potential: α = φ Flächenmassendichte Poisson-Gleichung: φ(z) = 1 π dz κ(z )ln z z κ = Σ/Σ crit κ = φ Singuläre isotherme Sphäre (SIS): κ r 1 α z r Verallgemeinerungen Potenzgesetze Elliptizität externe Scherung 6

8 Linsenmodellierung (klassisch) Unbekannte Quelle: punktförmig, nur Position und Fluß parametrisches Modell der Linse Beobachtungsdaten (constraints) Positionen der Bilder (relative) Flüsse der Bilder Vorhersage der Beobachtungsdaten aus Modell Quantifizierung der Abweichungen Variation der Parameter zur Minimierung der Abweichungen 7

9 Beispiele HE RX J HE B

10 Modellentartungen Bilder: α(θ i ) und Ableitungen Position (2) und Fluß (1) Modellparameter Linse: Position, Masse, Elliptizität (2), radiales Profil (1 2) externe Scherung (2) Quelle: Position (2) und Fluß (1) wichtige Entartungen radiales Profil Elliptizität externe Scherung [ Wucknitz (2002), MNRAS 332, 951 ] mehrkomponentige (ausgedehnte) Quellen 9

11 Entfernungsbestimmung, Kosmologie Linsenebene Quelle Linse Beobachter D ds D d D s Maßstab a priori unbekannt time delay meßbar Bestimmung der Entfernungen Hubble-Konstante cz H 0 D [ Refsdal (1964), MNRAS 128, 307 ] 10

12 Bestimmung von time delays Beiträge zum Laufzeitunterschied geometrisch potentiell (Shapiro delay) meßbar, wenn Quelle veränderlich H 0 1/ T B A 11

13 Zum time delay B B : T = (10.5 ± 0.4)d [ Biggs et al. (1999), MNRAS 304, 349 ] bekannte time delays: ca eigener Beitrag: HE [ Wisotzki et al. (1998), A&A 339, L73 ] 12

14 B : eine Goldene Linse 13

15 Radiointerferometrie inverse FT der Daten: dirty map Punktquelle: dirty beam allgemein: Faltung mit dirty beam dirty map dirty beam 14

16 Interferometrie: Grundlagen Signal von einer Quelle in Richtung k: E(r,t) = E 0 e i(k r+ωt) Korrelation der Signale zweier Teleskope: E(r 1 )E (r 2 ) = E 0 2 }{{} I 0 e ik (r1 r2) k = 2π λ (l, m, 1 l 2 m 2 ) 2π λ (l, m, 1) (u, v, w) = r 1 r 2 λ visibilities: Ĩ(u,v) = e 2πiw E(r 1 )E (r 2 ) = I 0 e 2πi(ul+vm) 15

17 Interferometer mißt Fourier-Transformation Quelle mit Helligkeitsverteilung I(l, m): Ĩ(u,v) = inverse Transformation: I(l,m) = dl dm I(l,m)e 2πi(ul+vm) dudv Ĩ(u,v)e 2πi(ul+vm) dirty map Very Large Array (VLA) 16

18 Clean und LensClean Interferometer mißt Faltung mit dirty beam Clean: Kombination von Punktquellen starte mit dirty map Iteration: suche Maximum subtrahiere dirty beam an dieser Position addiere alle Komponenten falte mit Gauß LensClean Kombinationen von Komponenten, durch Linsenmodell eingeschränkt zwei Ebenen bestimme Quelle für festes Linsenmodell variiere Linsenmodell, min. Residuen optimales Modell für Linse und Quelle [ Wucknitz (2004), MNRAS 349, 1 ] 17

19 Clean uv coverage dirty beam dirty map Clean nach 0, 100 und 2500 Iterationen: 18

20 LensClean start scan of all lens positions start initial model for LensClean: classical fit of remaining parameters vary model parameters select next lens position LensClean with fixed lens model load uv data and calc./select Stokes fit compact components vary source position of compact comp. (re)grid and invert subtract all components from ungridded visibilities image plane loop find max. in residual dirty map find secondary images for all pixels (LenTil) calc. image positions & magnifications fit source flux analytically calculate residuals position converged? no convolve and grid visibilities inverse FFT divide by inv. FT of gridding conv. function calc. optimal source flux S for this position yes regrid? no subtract shifted beams from dirty map calc. final residuals yes continue? no yes (convolve with clean beam, build maps) self calibration loop self calibration with LensClean emission model build LensClean emission model no lens pos. converged? yes smooth residual function and fit for minimum lens mod. converged? yes no yes selfcal converged? no finished inspect maps of residuals as function of lens position yes all positions done? no [ Wucknitz (2004), MNRAS 349, 1 ] 19

21 Invertierung der Linsengleichung Linsengleichung: z s = z α(z) eindimensionale Nullstellensuche: f (x) f (x)=0 0 a b c x LenTil: [ Wucknitz (2004), MNRAS 349, 1 ] 20

22 Ergebnisse für B H 0 = (78 ± 6) km s Mpc erste Bestimmung der Galaxienposition Bestätigung durch optische Messung [ York et al. (2005), MNRAS 357, 124 ] radiales Profil gemessen (VLBI) β = 1.04 ungefähr isotherm [ Wucknitz et al. (2004), MNRAS 349, 14 ] 21

23 B : Quellenrekonstruktion Linsenebene Quellenebene [ Wucknitz et al. (2004), MNRAS 349, 14 ] 22

24 Weitere Arbeiten B Flußverhältnisse, Absorption [ Mittal et al. ] 90 cm VLBI Beobachtungen 90 cm wide-field VLBI survey [ Lenc et al. ] Extinktion in HE extragalaktisches Microlensing Galaxienhaufen als Linsen [ Berciano Alba et al. ] Theorie Bewegung von Linsen Sagnac Effekt, Zwillingsparadoxon fokussieren Gravitationslinsen Gravitation? AGN und BL Lacs [ Beckmann et al. ] Radiointerferometrie bandpass fitting für Kontinuum-VLA Bi-Spektrum und Optimierungen Kohärenz zwischen gelinsten Bildern 23

25 Frei-frei Absorption in B Centroid A Centroid A GHz 1.65 GHz 3 3 Dec. (mas) 2 1 Dec. (mas) GHz 4.96 GHz 2.25 GHz 4.96 GHz GHz 8.4 GHz GHz 8.4 GHz R.A. (mas) R.A. (mas) [ Mittal et al. (2006), A&A 447, 515 ] Flux density (mjy) obs F B mod F A obs F A ff F A Frequency (GHz) [ Mittal et al., A&A eingereicht, astro-ph/ ] 24

26 B bei 90 cm mit VLBI 90cm VLBI 2cm VLA + Pie Town 25

27 90 cm wide-field VLBI survey 26

28 Differentielle Extinktion HE [ Wucknitz et al. (2003), A&A 405, 445 ] unterschiedliche Extinktion in A and B unterschiedliche Staubeigenschaften unterschiedlicher Metallgehalt ( Staub) [ Lopez et al. (2005), ApJ 626, 767 ] 27

29 Extragalaktisches Microlensing [ Wambsganß ] 28

30 Galaxienhaufen als Gravitationslinsen 29

31 Galaxienhaufen als Lupe [ Berciano Alba et al. (2006), A&A im Druck, astro-ph/ ] 30

32 Theorie: Bewegung von Linsen u.a. y light ray w=1 r v α radial z lens α w (v) / α w (0) w = f v w w v v α transversal [ Wucknitz & Sperhake (2004), Phys. Rev. D 69, ] mehr Esoterik : fokussieren Gravitationslinsen Gravitation? 31

33 Warum (mehr) Linsen? bisher bekannte Linsen: davon Radiolinsen: 50 beste Auflösung kaum Extinktion oder Microlensing strukturierte Quellen repräsentative Stichprobe verschiedene Linsentypen Entfernungen ( Entwicklung) auch für exotischere Situationen andere Goldene Linsen Linsen mit ausgedehnten Quellen! 32

34 Struktur und Entwicklung von Galaxien globales Dichteprofil wie genau isotherm? Zusammenhang mit leuchtender Materie? Elliptizität, externe Scherung zentrale Konzentration Skalen? zentraler Dichteverlauf? zentrale schwarze Löcher? CDM Substruktur direkter Nachweis durch VLBI Struktur Abhängigkeit vom Abstand vom Zentrum? Abhängigkeit von Rotverschiebung? 33

35 Millennium-Simulation [ Springel et al. (2005), Virgo Consortium & MPA ] 34

36 Das geplante Emmy-Noether-Projekt Suche nach neuen Radiolinsen LOFAR surveys als Grundlage Nachbeobachtungen radio und optisch Linsen mit ausgedehnten Quellen Entwicklung neuer Analysemethoden Weiterentwicklung von LensClean neue Ansätze (Regularisierung) detaillierte Untersuchung von Radiolinsen Nutzung der neuen Radioteleskope Nutzung der neuen Methoden detaillierte Massenmodelle vieler Linsen Struktur und Entwicklung von Galaxien 35

37 LOFAR LOw Frequency ARray ASTRON, NL Frequenzen MHz ca. 100 Stationen (oder mehr) NL, Deutschland, UK, Schweden,... Basislinien km oder mehr Software-Teleskop Stationen aus 200 Dipolantennen elektronisches beam-forming 36

38 LOFAR in Bonn 37

39 LOFAR surveys 38 survey frequency area definition number of sources resolution array rms/flux limit density LOFAR MHz half-sky /43 µjy / deg 2 LOFAR MHz 250 deg /14 µjy / deg 2 FIRST, 1.4 GHz galactic caps VLA B 0.15/1 mjy deg 2 90/ deg 2 NVSS 1.4 GHz δ > VLA D/DnC 0.45/2.5 mjy 53/ deg 2 WENSS+WISH 330 MHz δ > WSRT 4/18 mjy 26 < δ < 9 22/ deg 2 VLSS 74 MHz δ > VLA BnA/B 0.1/0.5 Jy 3/ deg 2

40 Suchstrategien Suche nach gelinsten Quellen (z.b. CLASS) untersuche alle Quellen aus Survey wähle die gelinsten aus Erfolgsrate 1 : 1000 LOFAR direkte Vorauswahl möglich Auflösung < 1 nötig Suche nach Linsen (z.b. SLACS) suche um Linsenkandidaten nach Hintergrundquellen benötige Quellen- und Galaxiensurvey Galaxien: SDSS LRG größere Erfolgsrate LOFAR großer Katalog nötig Auflösung > 1 ausreichend 39

41 Erwartete Anzahl von Linsen quellengerichtete Suche 10 % aus LOFAR-200: 3 Mio Kandidaten ca. 1 : 2000 gelinst: 1500 Linsen effektive Vorauswahl nötig! realistisch für > Linsen linsengerichtete Suche Wirkungsquerschnitt LRG: Radius 0. 6 Produkt mit Anzahl und Quellendichte in LOFAR Linsen Kandidaten: % der Quellen ausgedehnt (1 2 ) höherer Wirkungsquerschnitt Galaxienhaufen, jeweils gelinst: > 12 aus LOFAR-120 > 33 aus LOFAR

42 Linsen und LOFAR surveys CLASS Bildabstände: simulierte Linse, Einsteinradius 1. 5 und 0. 7: [ Jackson (2003), LOFAR and gravitational lenses, LOFAR Science Memo No. 4 ] 41

43 Neue Analysemethoden LensClean nicht regularisiert zu viel Freiheit für Quellenmodell schlechtere Empfindlichkeit für Linsenmodell übliche Regularisierungsmethoden (optisch) maximiere Glattheit Radiointerferometrie: reduziere nichtgemessene Teile der Fouriertransformation Ringe um helle Quellen Ansatz: gemessene und nicht gemessene Bereiche statistisch gleich multi-resolution Ansatz verwende Komponenten unterschiedlicher Ausdehnung Regularisierung durch Minimierung der Anzahl der Komponenten Integration über mögliche Quellenmodelle vermeide fine-tuning der Quelle 42

44 Modellierung der Linsen bekannte und neue Linsen insbesondere ausgedehnte Quellen archivierte und eigene Beobachtungen EVLA, e-merlin, VLBI, optisch Massenmodellierung mit LensClean, optischen und neuen Verfahren Rekonstruktion der Quellen Nutzung der Vergrößerung durch die Linse Kombination mit Galaxiendynamik systematische Untersuchung der Struktur und Evolution von Galaxien 43

45 Aufbau der Arbeitsgruppe Leiter Koordination Entwicklung der Surveystrategien Simulationen Entwicklung neuer Methoden 1 Postdoc Koordination optischer Beobachtungen Mitarbeit Entwicklung neuer Methoden optische Modellierungsmethoden Mitarbeit Surveystrategien 1+1 Doktorand(in) Auswertung von Archivbeobachtungen eigene Beobachtungen Modellierung der Linsen 44

46 Bonn Kollaborationen Prof. Peter Schneider (Linsengruppe) Dr. Thomas Reiprich (Galaxienhaufen) MPIfR, ANGLES (Anupreeta More, Dr. John McKean, Dr. Richard Porcas) MPIfR, German LOFAR: Dr. Rainer Beck Hamburg: Dr. Dieter Engels (Surveys) Jodrell Bank, UK: Prof. Ian Browne, Dr. Neal Jackson (Linsensurveys) JIVE, NL: Dr. Mike Garrett (VLBI, tiefe Surveys) Groningen, NL: Dr. Leon Koopmans (Galaxiendynamik, Methoden), Alicia Berciano Alba, Dr. Oliver Czoske (Cluster lensing) LOFAR Surveys: Dr. Huub Röttgering (Leiden, NL), Dr. Raffaela Morganti (ASTRON, NL) 45

47 Zusammenfassung > 1000 neue Linsen durch LOFAR Vorbereitung jetzt nötig Entwicklung neuer Analysemethoden Beobachtungen mit neuen Radioteleskopen Ausnutzung völlig neuer Möglichkeiten Modellierung der Linsen einmalige Informationen zur Stuktur und Entwicklung von Galaxien Erfahrung vorhanden realistische Ziele 46