English version

Галактики Сейферта



Введение

Активные ядра галактик (АЯГ) - это самые яркие долгоживущие объекты во Вселенной, которые излучают в широком диапазоне электромагнитного спектра от радио волн до гамма лучей. Согласно общепринятой модели АЯГ, в центрах галактик с активными ядрами находится сверхмассивная черная дыра с массой порядка 106–109 масс Солнца, окруженная ярким аккреционным диском. Излучение аккреционного диска ионизирует и разогревает окружающий газ, который вследствие этого светится в широких спектральных линииях (т.н. область свечения широких линий или BLR-область). Масса черной дыры и темп аккреции (падения) газа на черную дыру являются наиболее важными параметрами, определяющими структуру и динамику АЯГ. Из центральных частей аккреционного диска истекает узкий релятивистский джет, являющийся источником синхротронного излучения. Магнитное поле контролирует практически все основные физические процессы в джетах. Вследствие чрезвычайно малого углового размера активного ядра, его структуру невозможно рассмотреть непосредственно и определить ее можно только косвенными методами, наблюдая излучение АЯГ и переменность этого излучения в разных диапазонах длин волн.

Подробнее об активных ядрах галактик


История исследований АЯГ в КрАО

Традиционно одну из лидирующих в мире позиций в исследовании АЯГ занимает Крымская астрофизическая обсерватория (КрАО), ведущая свои исследования в этой области с 1960-х г.г. Е.А. Дибай и В.И. Проник начали исследование физических условий в ядрах активных галактик в 1964г. В то время это были передовые работы. Наблюдения проводились на спектрографе, установленном на 1.2-м телескопе южной станции института им. Штернберга Московского университета. Анализируя полученные спектры, они предложили двухкомпонентную модель области свечения эмиссионных линий в АЯГ (Dibai & Pronik 1967). Эти компоненты получили название область широких линий (broad-line region, BLR) и область узких линий (narrow-line region, NLR).

В 1972г. К.К. Чуваев впервые в мире начал систематические спектральные наблюдения (мониторинг) избранных АЯГ на 2.6-м телескопе ЗТШ став, таким образом, пионером спектрального мониторинга АЯГ. Наблюдения проводились на специально разработанном и изготовленном в КрАО спектрографе "СПЭМ" (см. Изв. КрАО.–1967.–Т. XXXVI.–С. 277-280), который был установлен в фокусе Нэсмита. Более двадцати АЯГ наблюдалось Чуваевым на протяжении 20-ти лет. Результаты многолетнего мониторинга профилей и интенсивностей спектральных линий Hβ и [OIII] 5007Å в ядрах галактик NGC 7469, NGC 5548, NGC 4151, NGC 1275, 3C 120 и других были опубликованы им с коллегами в работах: Doroshenko et al. (1976), Chuvaev (1980), Lyutyj et al. (1984), Chuvaev (1985, 1987, 1991) и некоторых других.

Фотоэлектрический мониторинг АЯГ начался в КрАО в 1982г. с помощью сканирующего спектрометра в режиме счета фотонов (например, Merkulova 1986), а с 1989г. Н.И. Меркулова и И.И. Проник начали одновременные фотоэлектрические UBVRI наблюдения АЯГ на 1.25-м телескопе АЗТ-11 с уникальным пятиканальным фотометром-поляриметром конструкции проф. Piirola (например, Merkulova & Metik 1993, 1996; Merkulova et al. 1999; Merkulova 2000).

В 1983г. КрАО начала свою космическую программу: с космодрома Байконур была выведена на орбиту ультрафиолетовая космическая обсерватория "Астрон" с 80-см. телескопом на борту, который был создан в КрАО. Эта космическая обсерватория успешно работала около семи лет, наблюдая, в том числе, и активные ядра галактик. Результаты наблюдений АЯГ были опубликованы в нескольких работах (например, Merkulova et al. 1990).

Большой шаг вперед был сделан с заменой устаревших фотографических и фотоэлектрических приемников света на новые ПЗС камеры. КрАО стало пионером использования таких камер для астрономических наблюдений среди астрономических учереждений Советского Союза. Спектральные наблюдения с ПЗС камерой Astromed-2000 начались на 2.6-м телескопе ЗТШ в 1985г. В феврале 1988г. на этой камере В.И. Проником и С.Г. Сергеевым были получены первые спектры АЯГ (Sergeev 1990, 1991, 1992, 1994a и др.). В 1991г. эта ПЗС камера была заменена на камеру Astro-550, которая была установлена на спектрографе СПЭМ и интенсивный спектральный мониторинг с которой (один-два раза каждый месяц) продолжался более 13 лет. За этот период K. Chuvaev, Yu. Malkov, V. Pronik, and S. Sergeev наблюдали и исследовали спектры около 20-ти АЯГ, включая NGC 4151, NGC 5548, NGC 7469, Mrk 6, Arp 102B и 3C 390.3 (например, Malkov et al. 1997; Sergeev et al. 1999a, 2000, 2001, 2002, 2007b). Была создана база данных, состоящяя из более чем 2500 спектров этих объектов (см. здесь).

Наконец в 2001г. вступил в строй BVRI фотометр на базе ПЗС камеры AP7p, установленный в первичном фокусе 70-см телескопа АЗТ-8, а в 2005г. новая ПЗС камера SPEC-10 заменила для спектральных наблюдений старую камеру Astro-550. Обе новые камеры были приобретены за счет фонда гражданских исследований и развития США (CRDF). Уже к настоящему времени с новой камерой накоплен еще больший наблюдательный метериал, чем со старой камерой (см. здесь).

В 1988г., когда были получены первые ПЗС спектры АЯГ, основными научными задачами являлись исследование долговременной (годы и десятилетия) переменности профилей широких спектральных линий, а также проверка наличия быстрой переменности узких линий, возможность которой тогда бурно дискутировалась в КрАО. В последующие годы проблема переменности узких линий отодвинулась на второй план, а появились новые научные задачи: определение размеров области свечения широких линий и масс центральных черных методом эхо-картирования, изучение корреляций между свойствами спектральных линий и континуума и некоторые другие, детально описанные ниже.

к содержанию

Наблюдения АЯГ

На телескопах НИИ «КрАО» ведутся систематические фотометрические, спектральные и поляризационные исследования  выборки АЯГ из нескольких десятков объектов. Оптические наблюдения АЯГ в КрАО проводятся, в основном, на двух телескопах: фотометрические наблюдения – на 70-см телескопе АЗТ-8, а спектральные – на 2.6-метровом телескопе им. Шайна (ЗТШ). Инструменты и приемники излучения, а также методика наблюдений описана в приведенных ссылках на эти телескопы. Кроме самостоятельных наблюдений, КрАО неоднократно принимало участие в международных программах наблюдений АЯГ и, в том числе, в программах с использованием космических обсерваторий (наблюдения на космических телескопах International Ultraviolet Explorer и Hubble Space Telescope, например: Korista et al. 1995, Onken et al. 2007).

к содержанию

Цели и задачи исследования. Научные результаты.

Целью исследований АЯГ, проводимых в КрАО, является комплексное изучение их стуктурных особенностей в ближайших окрестностях сверхмассивных черных дыр:

  1. Определение размеров области излучение широких линий (т.н. BLR-область), кинематики газа в этой области и масс центральных черных дыр.
  2. Уточнение фундаментальных зависимостей «масса-светимость» и «размер-светимость» для АЯГ.
  3. Изучение долговременной эволюции профилей широких эмиссионных линий в спектрах АЯГ
  4. Изучение корреляций между свойствами широких эмиссионных линий и континуума.
  5. Дальнейшее развитие т.н. модели «репроцесинга» (переработки рентгеновского излучения в оптическое в аккреционном диске)

Многие работы выполняются в тесной международной кооперации  с участием ученых из многих стран мира.


Определение размеров, геометрии и кинематики BLR-области и масс центральных черных дыр: Определяют по времени запаздывания изменений потока в спектральных линиях (и в отдельных участках профилей линий) по отношению к континууму с помощью т.н. метода эхо-картирования. Факторами, которые мешают определению времени запаздывания с достаточно высокой точностью являются: (i) “дыры” в кривых блеска из-за погодных условий,  (ii) “дыры” из-за недостатка наблюдательного времени и (iii) недостаточно большая амплитуда переменности данного объекта за время наблюдений. Поэтому международная кооперация с участием многих обсерваторий особенно важна для успешного выполнения этой задачи. Важным для этой задачи также являются одновременные наблюдения с космических обсерваторий, где нет “дыр” из-за погодных условий и где возможно наблюдать спектральные линии в недоступных с Земли диапазонах длин волн. Наблюдательная программа собственно КрАО в основном рассчитана на АЯГ средней и высокой абсолютной светимости, для которых достаточно проводить наблюдения с временным разрешением порядка десяти-двадцати дней чтобы определить время запаздывания. Метод эхо-картирования является наиболее прямым методом определения масс черных дыр в активных ядрах галактик. Он основан на изучения динамики газа, излучающего широкие линии в BLR-области (подробнее см. здесь).

Научные цели: (i) Методом эхо-картирования получить оценки размера BLR-области и массы центральных черных дыр для еще нескольких АЯГ, по возможности расширяя диапазон абсолютных светимостей и типов таких АЯГ; (ii) Определить кинематику газа в BLR-области для еще нескольких АЯГ; (iii) Вяснить, насколько полученная из наблюдений кинематика околоядерного газа соответствует случаю, когда основной силой приводящей газ в движение является гравитация центральной черной дыры. Этот соответствие напрямую связано с точностью определения масс центральных черных дыр в АЯГ методом эхо-картирования; (iv) Сравнить оценки массы, полученные по методу эхо-картирования, с оценками, полученными другими методами.

Наиболее важные научные результаты:

Методом эхо-картирования были впервые определены либо уточнены размеры BLR-области и массы центральных черных дыр для ряда АЯГ. Эта работа проводилась как в рамках самостоятельных исследований, так и в тесной международной кооперации. В частности, в рамках международной кооперации с зарубежными коллегами из США, Израиля и других стран получены значительно более надежные оценки размеров BLR-области и масс центральных черных дыр для ядер галактик NGC 4051, NGC 3227, NGC 3516, NGC 5548, Mrk 335, 3C 120, PG 2130+099. Впервые определены размеры BLR-области в ядрах галактик Mrk 817, Mrk 1501 и Mrk 290. В рамках самостоятельных исследований получены оценки размеров и масс для ядер галактик: NGC 4151 (Sergeev 1994a), Mrk 6 (Sergeev et al. 1999a, 1999b; Doroshenko et al. 2012), Ark 120 (Doroshenko et al. 2008), Arp 102B (Sergeev et al. 2000), 3C 390.3 (Sergeev et al. 2002, 2011) и 1E 0754.6+3928 (Sergeev et al. 2007b). Массы черных дыр еще нескольких АЯГ были оценены в работе Sergeev et al. (1999b). Для ядер галактик Mrk 6, Arp 102B и 1E 0754.6+3928 такие оценки были сделаны впервые. Результаты измерений размеров и масс подитожены в Таблице 1.

Таблица 1: Оценки размеров BLR-области и масс центральных черных дыр
Объект Размер
BLR-области
(св. дней)
Масса ч.д.
(107 масс
Солнца)
Ссылка
NGC 5548 6–30a 6.54±0.25b Bentz et al. 2007
Peterson et al. 2002
NGC 4151 6.6

+1.1

−0.8    

4.57

+0.57b

−0.47    

Bentz et al. 2006
NGC 4051 1.75

+0.50

−0.68

0.158

+0.050

−0.065

Denney et al. 2009
NGC 4593 3.73±0.75 0.98±0.21 Denney et al. 2006
Mrk 279 16.7

+5.3

−5.6

··· c Santos-Lleo et al. 2001
3C 390.3 94±6 196±30 Sergeev et al. 2002
Sergeev et al. 2011
Ark 120 72±7 ··· c Doroshenko et al. 2008
Mrk 6d 21.1±1.9 18±2 Sergeev et al. 1999a
Sergeev et al. 1999b
Doroshenko et al. 2012
1E 0754.6+3928 112

+215

−67

~10 Sergeev et al. 2007b
Arp 102B 13

+14

−105

~35 Sergeev et al. 2000
Mrk 290 8.72

+1.21

−1.02

2.43±0.37 Denney et al. 2010
Mrk 817 14.04

+3.41

−3.47

4.33

+1.05

−1.07

Denney et al. 2010
NGC 3227 3.75

+0.76

−0.82

0.763

+0.162

−0.172

Denney et al. 2010
NGC 3516 11.68

+1.02

−1.53

3.17

+0.28

−0.42

Denney et al. 2010
Mrk 335 14.3±0.7 2.5±0.3 Grier et al. 2012a
Grier et al. 2012b
Mrk 1501 12.6±3.9 18.4±2.7 Grier et al. 2012a
3C 120 25.9±2.3 6.7±0.6 Grier et al. 2012a
PG 2130+099 9.6±1.2 4.6±0.4 Grier et al. 2012a

a - Приведены размеры для минимальной и максимальной яркости ядра.
b - Средневзвешенное значение с учетом предыдущих оценок.
c - В данной работе оценка массы не делалась.
d - Согласно Grier et al. 2012a размер BLR-области в ядре Mrk 6 составляет
     10.1±1.1 св. дня,а масса черной дыры – (13.6±1.2)´107 масс Солнца.

Впервые сделан большой шаг вперед на пути определения кинематики BLR-области из переменности широких линий и континуума. Получены оценки времени запаздывания на разных лучевых скоростях профиля линии Hβ для нескольких АЯГ, а для некоторых из них восстановлены т.н. y-функции отклика этой линии. В частности, для ядра 3C 120 найдено, что кинематика BLR-области согласуется как с наклонным диском, так и с падающим газом, но результаты, полученные по линии He II l4686Å, согласуются только с падением. Линии водорода в ядрах Mrk 335, Mrk 1501 и PG 2130+099 показывают признаки падающего газа, но линия He II l4686Å в Mrk 335 согласуется только с наклонным диском. Кинематика BLR-области в Mrk 6 вероятно является комбинацией диска и падающего газа. Полученные результаты накладывают существенные наблюдательные ограничения на масштабный множитель f, который необходим для определения масс центральных черных дыр методом эхо-картирования. (Sergeev et al. 1999a; Denney et al. 2009; Doroshenko et al. 2012; Grier et al. 2013)

Впервые по линии He II l4686Å получена надежная оценка размера BLR-области и массы центральной черной дыры в АЯГ типа NLS1. Размер области свечения этой линии оказался много меньшим, чем для линии Hβ. Оценки массы, полученные по обеим линиям хорошо согласуются друг с другом. (Grier et al. 2012b)

Показано, что размер области широких линий r в ядре NGC 5548 изменяется со светимостью ядра L как: ~ L0.5. Подтверждено обнаруженное ранее вириальное отношение между временем запаздывания линии и её шириной, что свидетельствует о гравитационно-доминированном движении газа в BLR-области. (Bentz et al. 2007)

к началу раздела
к содержанию

Зависимости "размер-светимость" и "масса-светимость": Наблюдаемые зависимости между размером BLR-области, массой центральной черной дыры и абсолютной светимостью ядра связаны с разработкой различных моделей АЯГ, поэтому изучение этих зависимостей является весьма актуальной проблемой. Высокая степень корреляции зависимости "размер-светимость" позволяет приближенно оценить размер BLR-области по светимости ядра и определить массу черной дыры по единственному спектру (т.н. метод "single-epoch spectrum"). Положение АЯГ на диаграмме "масса-светимость" зависит (кроме эффекта ориентации аккреционного диска и ошибок измерений) от темпа аккреции газа на черную дыру, что позволяет оценить этот темп у разных АЯГ. Чем сильнее светит данное ядро при данной массе черной дыры, тем темп аккреции ближе к предельно возможному.

Научные цели: На основе новых оценок размеров BLR-области и масс центральных черных дыр для все большего числа АЯГ, планируется заметно уточнить диаграммы "размер-светимость" и "масса-светимость", а также положение на этих диаграммах отдельных типов АЯГ.

Наиболее важные научные результаты:

Найдено, что ядра галактик типа NLS1 находятся на нижней кромке диаграммы “масса–светимость”, что соответствует повышенному темпу аккреции газа на черную дыру у этого типа АЯГ, который близок к предельно возможному при данной массе (т.н. эддингтоновский предел). Напротив, АЯГ с широкими двугорбыми профилями водородных линий (такие как 3C 390.3) попадают на верхнюю кромку диаграммы “масса–светимость” и имеют очень низкий при данной светимости темп аккреции (Sergeev et al. 2007b, 2011; Doroshenko et al. 2012).

Оценены показатели степенных зависимостей "размер-светимость" и "масса-светимость" (Sergeev et al. 1999b).

После проведенного уточнения массы черной дыры и размера BLR-области в ядре NGC 4051, это ядро более не является самым уклоняющимся от общей завимости объектом на диаграмме “радиус-светимость” (Denney et al. 2009).

Cущественно уменьшен разброс зависимости "размер-светимость" в области малых светимостей (Denney et al. 2010).

Fig.1: "Radius-Luminosity" and "Mass-Luminosity" diagrams. Top: BLR size vs. luminosity at 5100Å according to Bentz et al. (2009) and Denney et al. (2010). The solid line is the best fit to the relationship log(RBLR)=−21.3+0.519 log(L). Bottom: the Mass–Luminosity diagram. The black hole masses were taken from Peterson et al. (2004) and Denney et al. (2010). Solid lines show the Eddington limit and its 100%, 10%, and 1% fractions. The position of Mrk 6 nucleus according to Doroshenko et al. 2012 is indicated on both plots.
к началу раздела
к содержанию

Долговременная (годы и десятки лет) эволюция профилей широких линий:  Профили широких эмиссионных линий в спектрах АЯГ отражают геометрическую структуру, кинематику и физические условия в BLR-области. Эти профили обладают широким диапазоном характеристик: различной шириной, характером ассиметрии, наличием "бугров" или "полок". Кроме того, широкие эмиссионные линии сильно переменны не только по яркости, но также и по форме профиля, что было замечено еще в 70-е годы прошлого века. В литературе обсуждаются следующие модели BLR-области для объяснения переменности формы профилей этих линий: (i) Двойная черная дыра, каждая со своей BLR-областью; (ii) Небольшое количество крупных газовых облаков, вращающихся вокруг черной дыры и освещенных узконаправленным лучем центрального источника; (iii) Биконические выбросы; (iv) Дисковая модель BLR-области с неоднородностями поверхностной яркости диска; (v) Многокомпонентная модель BLR-области. Мониторинг изменений потоков и формы профилей широких эмиссионных линий в спектрах АЯГ является важным инструментом, который может помочь сделать выбор среди предложенных моделей BLR-области.

Научные цели: Проводить долговременный спектральный мониторинг избранных АЯГ. На основании данных наблюдений изучить характер и закономерности наблюдаемой переменности профилей широких линий и их соответствие предлагаемым моделям BLR-области.

Наиболее важные научные результаты:

Впервые был применен статистический подход для анализа переменности формы профилей широких эмиссионных линий в АЯГ. В этом подходе статистические закономерности переменности, рассчитанные в рамках данной модели, сравниваются с наблюдаемыми закономерностями, чтобы подтвердить либо опровергнуть данную модель. (Sergeev et al. 2000)

Для объяснения переменности профилей широких линий в ядре Arp 102B предложена модель BLR-области в виде относительно небольшого числа крупных облаков, вращающихся преимущественно в одной плоскости вокруг черной дыры. (Sergeev et al. 2000)

Разработана двухкомпонентная модель BLR-области. Получено, что для некоторых АЯГ эта модель хорошо объясняет наблюдаемую переменность профилей широких линий на ограниченных интервалах времени. Однако эта модель плохо работает на более длительных интервалах времени (десятки лет) и применима лишь к некоторым АЯГ (Sergeev et al. 1994b; Malkov et al. 1997; Sergeev et al. 2001).

Подтверждено, что изменения формы профилей широких линий происходят независимо от потока в континууме. В частности, ширина линий слабо зависит от светимости ядра. Сделан вывод, что BLR-область является устойчивым образованием не меняющим своих физических и кинематических свойств на протяжении по крайней мере десятков лет. (Sergeev et al. 2007a)

Обнаружено, что как общий поток в линии He II l4686Å, так и профиль этой линии изменяются со временем совершенно иначе, чем линии водорода. (Sergeev et al. 2001)

Fig.2: 12-years variability of the broad line profiles in NGC 4151. Averaged Ha, Hβ, and He II l4686Å line profiles for 11 groups of spectra and a single profile obtained in 1999 December. Mean epochs of observations and their standard deviations for each group are shown in each panel (Sergeev et al. 2001).
к началу раздела
к содержанию

Корреляции линия-континуум: Фотоионизационная природа излучения широких линий в BLR-области предполагает, что должна существовать тесная связь между свойствами этих линий и свойствами континуума. Наблюдаемые корреляции такого рода позволяют проверить механизмы образования линий и уточнить параметры фотоионизационных моделей BLR-области.

Наиболее важные научные результаты:

Получены эмпирические зависимости и закономерности переменности излучения активных ядер галактик (АЯГ) в широких линиях и континууме, которые могут быть использованы при построении модели области свечения широких линий. В частности:

  • Для двух АЯГ определены коэффициенты регрессии, связывающие логарифмы потоков линии и континуума. (Sergeev et al. 2007a, 2011)
  • Подтверждено, что бальмеровский декремент становится более пологим с увеличением яркости ядра и что он является более крутым для средних значений потоков, чем для амплитуд переменности потоков. (Sergeev et al. 2001; Sergeev 2006)
  • Впервые обнаружен т.н. эффект Болдуина в линии Hβ и оценена величина этого эффекта. (Sergeev et al. 1999b)
  • Были обнаружены изменения в зависимости между потоками в бальмеровских линиях и оптическом континууме в ядрах NGC 4151, NGC 5548, Ark 120 и 3C 390.3. Сделан вывод, что эти изменения вызваны изменениями спектрального распределения энергии. (Malkov et al. 1997; Sergeev et al. 2007a; Doroshenko et al. 2008; Sergeev et al. 2011)
  • Впервые обнаружено, что отклики широких эмиссионных линий в ядре NGC 4151 зависят от продолжительности событий в кривой блеска континуума. (Sergeev et al. 2001; Sergeev 2006)
  • Показано, что потоки в линиях на отдельно взятых лучевых скоростях часто коррелируют с континуумом много хуже чем поток линии в целом. В профилях бальмеровских линий в NGC 4151 обнаружены такие участки, где в отдельные годы наблюдалось практические полное отсутствие корреляции с континуумом либо даже антикорреляция. (Sergeev et al. 2001; Sergeev 2006)

Рис. 3: Бальмеровский декремент (отношение потоков линий Hα и Hβ) в зависимости от потока в оптическом континууме в ядре 3C 390.3. Масштаб по обеим осям логарифмический. Кружки обозначают наблюдения в 1992–2002гг., а крестики – в 2003–2007гг. Сплошные линии показывают линейную регрессию отдельно для этих двух интервалов времени.
к началу раздела
к содержанию

Модель репроцессинга:  Для объяснения наблюдаемой корреляции между изменениями рентгеновской, ультрафиолетовой и оптической светимостями АЯГ, широкое распространение получила т.н. модель репроцессинга, в которой аккреционный диск излучает не только за счет вязкого трения, но, в основном, за счет разогрева диска рентгеном.

Научные цели: Дальнейшее развитие модели репроцессинга. На основе фотометрических и спектральных наблюдений АЯГ определить время запаздывания между изменениями в фотометрических полосах BVRI для еще большего количества АЯГ. Имеющиеся оптические, ультрафиолетовые и рентгеновские данные наблюдений сопоставить с модельными расчетами.

Наиболее важные научные результаты:

Впервые на выборке из 14-ти АЯГ, а не отдельных АЯГ, было обнаружено запаздывание между изменениями потока в фотометрических полосах B, V, R и I и показано, что это запаздывание согласуется с моделью репроцессинга. Обнаружена зависимость между временем запаздывания τ и светимостью ядра L: τ ~ Lb, где b ≈ 0.4–0.5. Эти результаты и данные наблюдений привлекались в дальнейшем другими авторами в ряде работ. Время запаздывания может быть использовано для расчета светимости АЯГ и поэтому имеет важный космологический аспект. (Sergeevet al. 2005, 2006)

В рамках модели репроцессинга проведено моделирование оптических кривых блеска ядер Mrk 79 и NGC 4051 исходя из наблюдаемой кривой блеска рентгена. Показано, что модель находится в согласии снаблю дениями, если у Mrk 79 происходят долговременные (год от года) изменения темпа аккреции газа на черную дыру либо изменения высоты источника рентгена, а у ядра NGC 4051 часть оптического излучения возникает в более протяженной системе чем аккреционный диск. Времена запаздывания между рентгеновскими и оптическими изменениями потока у обеих ядер согласуются с запаздываниями ожидаемыми из модели репроцессинга, причем у ядра NGC 4051 запаздывание значимо больше нуля, то есть оптика запаздывает относительно рентгена в полном согласии с моделью. (Breedt et al. 2009, 2010)

Проведено сравнение характеристик оптической и рентгеновской переменности АЯГ и показано, что для рентгена свойственна переменность на более коротких шкалах времени, в то время как оптические кривые блеска часто имеют долговременный тренд, которого нет в рентгеновской кривой. Это проявляется в более узкой автокорреляционной функции и в меньшем показателе степени структурной функции для рентгена. Долговременный тренд в оптике может привести к тому, что относительная rms амплитуда изменений оптического потока может оказаться даже больше рентгеновской амплитуды. Однако отношение максимального потока к минимальному всегда больше для рентгена, чем для оптики (Sergeev 2008; Breedt et al. 2009; Chesnok et al. 2009; Doroshenko et al. 2009, 2010).

Filter b
R 0.50±0.09
R1 0.46±0.06
I 0.49±0.09
Fig.4:  Left: Lag-luminosity relationship from cross-correlation results for the I, R1, R, and V filters (left-to-right). The y-axes are log for a given filter with respect to the B filter, while x-axes are absolute magnitudes in the B filter. Solid lines show the ordinary y|x unweighted regression. Dashed lines show the lag-luminosity relationship as expected from the model. Right: Power index b for the lag-luminosity relation. (Sergeev et al. 2005)
к началу раздела
к содержанию