• Введение
• История исследований АЯГ в КрАО
• Наблюдения АЯГ
• Цели и задачи исследования. Научные результаты.

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. 1999b, 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.

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).

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.  Определение, по данным наблюдений, параметров аккреционных дисков в рамках т.н. модели «теплового репроцесинга».

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.

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, Mrk 290 и др. 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, 2017) 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 сделанные с нашим участием подытожены в Таблице 1.

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, а кинематика BLR-области в NGC 5548 согласуется с Кеплеровским вращением. Полученные результаты говорят о сложности и многообразии движения газа в этой области и накладывают существенные наблюдательные ограничения на масштабный множитель f, который необходим для определения масс центральных черных дыр методом эхо-картирования. Получены свидетельства того, что BLR-область является многокомпонентной и эти компоненты могут быть представлены диском и дисковым ветром. Вероятно кинематика газа в АЯГ с широкими двугорбыми профилями линий является комбинацией Кеплеровского вращения и аккреции (Sergeev et al. 1999b, 2020; Denney et al. 2009; Doroshenko et al. 2012; Grier et al. 2013; Pei et al. 2017; De Rosa et al. 2018).

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: r ~ L^0.5. 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)

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.

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, 2017; 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).

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.

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)

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.

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, 2017)
• 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. Сделано предположение, что эти изменения вызваны изменениями спектрального распределения энергии. (Malkov et al. 1997; Sergeev et al. 2007a; Doroshenko et al. 2008; Sergeev et al. 2011; Goad et al. 2016). Такие изменения могут оказывать существенное влияние на результаты эхо-картирования BLR-области. Чтобы уменьшить это влияние, в ряде случаев необходимо учитывать долговременный тренд в кривых блеска АЯГ (Denney et al. 2010; Pei et al. 2017;  Sergeev et al. 2017 ).
• 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)

Модель репроцессинга:  Для объяснения наблюдаемой корреляции между изменениями рентгеновской, ультрафиолетовой и оптической светимостями АЯГ, широкое распространение получила т.н. модель теплового репроцессинга, в которой аккреционный диск излучает не только за счет вязкого трения, но, в основном, за счет разогрева диска рентгеном. Предполагается, что источник рентгеновского излучения расположен на некоторой высоте над центром диска.

Научные цели: В рамках модели теплового репроцессинга получить из данных наблюдений параметры аккреционного диска для нескольких АЯГ. Для этого на основе фотометрических и спектральных наблюдений АЯГ определить время запаздывания между изменениями в фотометрических полосах BVRI и других для еще большего количества АЯГ. Имеющиеся оптические, ультрафиолетовые и рентгеновские данные наблюдений сопоставить с модельными расчетами. Учесть всевозможные подводные камни.

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 ~ L^b, 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). Аналогичные результаты по еще трем АЯГ были получены в работе Sergeev (2014).

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).

В рамках международной программы STORM (Space Telescope and Optical Reverberation Mapping Project) оценены параметры аккреционного диска в ядре NGC 5548. Наблюдения проводились как с наземных, так и с космических обсерваторий (Hubble Space Telescope, Swift). Радиус диска получился равным 0.35±0.05 св. дней на длине волны 1367Å. Сопоставление кривых блеска ядра NGC 5548 во многих диапазонах длин волн от рентгена до ближней инфракрасной области позволило построить модель диска в этом ядре. Согласно этой модели наклон диска составляет i=36±10° (i=0° соответствует диску видимому плашмя), температура диска составляет (44±6°)×10³K на расстоянии 1 св. дней от черной дыры и меняется с расстоянием как T ~ r ^{–0.99±0.03} (Fausnaugh et al. 2016; Starkey et al. 2017 ).

В рамках международной кооперации определены размеры аккреционных дисков в двух АЯГ. Найденные размеры согласуются со стандартной зависимостью размера от длины волны t^4/3, однако они больше ожидаемых из стандартной модели в 2-3 раза. Согласие может быть достигнуто путем увеличения темпа аккреции (Fausnaugh et al. 2018).