English version

2.6-м Телескоп ЗТШ

Общее описание

2,6 метровый рефлектор ЗТШ, названный в честь Г.А. Шайна, является вторым крупнейшим оптическим телескопом России. Телескоп был построен в 1961 году Ленинградским Оптико-Механическим Объединением (ЛОМО). Он имеет главный фокус, кассегреновский, нэсмита и куде.

             

Монтировка: Экваториальная
Главное зеркало: Параболоид, D = 2.6 м, F = 10.0 м, материал: стеклокерамика (ситалл)
Оптические системы: Главный фокус (F/3.85), Кассегрен (F/16), Нэсмит (F/16)
и Кудэ (F/40)
Полный список приборов: Спектрограф СПЭМ в фокусе Нэсмита
Спектрограф АСП-14 в фокусе куде
Эшелльный спектрограф в фокусе куде (ESPL)
ПЗС камера в первичном фокусе
Нажмите здесь для просмотра подробного описания приборов

к содержанию

Инструменты и приемники излучения для наблюдений АЯГ

В настоящее время набор инструментов включает в себя современную ПЗС-матрицу SPEC-10 и компьютер, управляющий спектрографом (СПЭМ). Спектрограф установлен в фокусе нэсмита. Матрица SPEC-10 была приобретена благодаря US Civilian Research and Development Foundation.

     

Спектрограф "СПЭМ" установленный в фокусе нэсмита 2.6-м Телескопа им. Г.А. Шайна.
Цифрами обозначены: 1 -  блок управления ПЗС камерой SPEC-10; 2 - ПЗС камера для подсмотра щели и гидирования объектов;  3 - шаговый двигатель меняющий угол поворота дифракционной решетки; 4 - коллиматор; 5 - 12 В блок питания; 6 - блок управления спектрографом;  7 - маховик изменения позиционного угла; и  8 - ПЗС камера SPEC-10.

Оптическая схема спектрографа "СПЭМ".

Шум считывания: 1.50 ADU = 2.98 e-
Усиление: 1.99 e-/ ADU
Квантовый выход: максимальный 95% на длине волны λ 5500Å
Размер кадра и пикселя: 1340×100 пикселей, 20×20 микрон
Глубина потенциальной ямы: 262,000 e-
Динамический диапазон: 16 бит, 100 кГц
Охлаждение: до -100C независимо от температуры окружающей среды

Характеристики ПЗС камеры SPEC-10.

Масштаб: 0.78 угловых секунды/пиксель
Дисперсия вблизи линии Hβ с решеткой
651 штр/мм:		 1.86 Å/пиксель. 2300Å на кадр
Дисперсия вблизи линии Hα с решеткой
651 штр/мм:		 1.76 Å/пиксель. 2465Å на на кадр
Разрешение спектра с входной щелью
3 угл. секунды и решеткой 651 штр/мм:		 7.5 Å

Характеристики спектрографа в фокусе нэсмита (спектрограф "СПЭМ") с ПЗС камерой SPEC-10.

к содержанию

Наблюдения АЯГ

Систематические наблюдения эмиссионных линий в АЯГ были начаты в КрАО пионером спектроскопических исследований этих объектов К.К. Чуваевым в 1972 году (Проник и Чуваев 1972; Чуваев 1987; Чуваев 1991). Спектры АЯГ были получены при помощи электронно-оптического преобразователя (советского производства) и самодельного спектрографа с высокой пропускной способностью, установленного в фокусе нэсмита 2,6-м телескопа. В качестве приемника использовались высокочувствительные фотопленки. Чуваев продолжал спектральные наблюдения АЯГ с этим инструментом около 20 лет, вплоть до 1991 года.

ПЗС-наблюдения АЯГ были инициированы В.И. Проником, который для этой цели разработал спектрограф для фокуса кассегрена (спектрограф Проника). Первые ПЗС-спектры АЯГ были получены в феврале 1988 года В.И. Проником и С.Г. Сергеевым. В течение нескольких последующих лет ПЗС-наблюдения спектров были продолжены на регулярной основе (примерно раз в месяц). Основным объектом наблюдений было ядро галактики NGC 4151 (например, Сергеев 1994).

Опыт этих первых наблюдений АЯГ позволил нам выявить основные источники ошибок ПЗС данных (таких как, эффект качесва изображения "seeing", эффект атмосферной дисперсии и т.д.), а также трудности с методикой наблюдений. В результате в начале 1990-х годов была разработана методика ПЗС наблюдений АЯГ, а также алгоритмы и программное обеспечение для обработки спектров АЯГ, которые существенно не изменились до настоящего времени. В результате этих разработок качество ПЗС спектров значительно возросло.

С ноября 1991 года на протяжении более чем 13 лет проводились интенсивные спектральные наблюдения при помощи спектрографа СПЭМ и ПЗС-камеры Astro-550 (для детального описания камеры и ее характеристик см. Березин и соавт. 1991).  С этой ПЗС-камерой была получена база данных, содержащая более чем 2500 спектров для более чем 20 АЯГ.

С июля 2005 года инструментальный набор для спектральных наблюдений АЯГ включает в себя современную ПЗС-камеру SPEC-10 и спектрограф СПЭМ, управляемый компьютером. При помощи этой ПЗС-камеры получено уже более чем 1500 спектров около 30 АЯГ.

В начале нашей программы мониторинга АЯГ при помощи ПЗС-камеры мы получали не более одного сета (около 2-3 наблюдательных ночей) в месяц, угловая ширина щели спектрографа составляла 2,0-2,3 угловых секунды. С 1993 года частота наблюдений была увеличена до 2-х сетов в месяц, а ширина щели до 3 угловых секунд. Спектры снимались в двух отдельных спекральных областях в районе линий Hβ и Hα. Ширина окна для извлечения спектра составляла 11 угловых минут. В большинстве случаев позиционный угол составлял 90 градусов. Большая часть спектров в обеих спектральных областях была получена в течение одной экспозиции за ночь. Как правило, получали четыре коротких экспозиции (~ 5-30 сек) ярких звезд-стандартов к каждой экспозиции галактики примерно на том же зенитном расстоянии. Распределение энергии в спектре для этих звезд взято из работы Харитонов, Терещенко и Князева (1988). Спектры звезд-стандартов использовались для вычитания линий поглощения земной атмосферы и калибровки потока. Используя стандартные звезды мы также вычисляли качество изображения "seeing", как FWHM кросс-дисперсионного профиля ПЗС-кадра. Окончательная калибровка потоков проводилась исходя из предположения о постоянстве потоков в узких эмиссионных линиях.

Комната наблюдателя 2.6-м Телескопа им. Г.А. Шайна. Справа: компьютер для управления ПЗС-камерой SPEC-10 и спектрографом в фокусе Нэсмита для проведения спектральных наблюдений АЯГ. Слева: компьютер для управления ПЗС-камерой MEADE для просмотра фокальной плоскости входной щели и гидирования объекта.

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)
Объект α2000
 (hh:mm:ss) 		 δ2000
 (dd:mm:ss) 		 z Класс Количество
ночей		 Var
(%)		  Babs
1E 0754.6+3928 07:58:00.1 +39:20:29 0.0956 NLS1 39 68 12.6 −23.04
3C 120 04:33:11.1 +05:21:16 0.033 Sy1.5 22 83 22.6 −20.73
3C 332 16:17:42.7 +32:22:34 0.152 Sy1 2 30 45.4 −21.76
3C 390.3 18:42:03.0 +79:46:09 0.0555 Sy1 163 258 32.5 −21.63
Ark 120 05:16:10.1 −00:08:57 0.0327 Sy1 101 108 13.3 −21.81
Ark 564 22:42:39.3 +29:43:32 0.0245 NLS1 96 46 2.9 −20.00
Arp 102 B 17:19:14.5 +48:58:50 0.0244 Sy1.2 62 149 1.8 −19.07
I Zw1 00:53:35.0 +12:41:36 0.061 NLS1 11 62 7.0 −22.02
III Zw 2 00:10:31.0 +10:58:28 0.0894 Sy1.2 33 77 15.2 −21.72
MCG 08-11-011 05:54:53.6 +46:26:22 0.0204 Sy1 3 21 32.5 −19.98
Mrk 110 09:25:12.9 +52:17:11 0.0354 Sy1.5 3 14 42.3 −20.46
Mrk 279 13:53:03.8 +69:18:28 0.0301 Sy1 11 77 24.1 −20.98
Mrk 335 00:06:19.5 +20:12:11 0.0258 Sy1.2 21 112 8.8 −20.61
Mrk 509 20:44:09.7 −10:43:24 0.0345 Sy1 78 80 13.8 −22.01
Mrk 590 02:14:33.6 −00:46:00 0.0265 Sy1 34 64 4.1 −19.98
Mrk 6 06:52:12.3 +74:25:38 0.0190 Sy1.5 216 211 24.9 −19.65
Mrk 668 14:07:00.6 +28:27:20 0.0766 Sy1.5 3 27 17.4 −21.66
Mrk 704 09:18:26.0 +16:18:20 0.0292 Sy1.2 1 31 10.6 −20.33
Mrk 766 12:18:26.7 +29:48:47 0.0129 NLS1 15 36 3.9 −18.94
Mrk 79 07:42:32.8 +49:48:35 0.0216 Sy1.2 2 67 16.3 −20.00
NGC 1275 03:19:48.2 +41:30:42 0.0176 Sy1.5? 63 78 4.0 −20.50
NGC 3227 10:23:30.6 +19:51:56 0.00345 Sy1.5 74 115 6.6 −16.85
NGC 3516 11:06:47.4 +72:34:07 0.0088 Sy1.5 6 78 15.7 −19.34
NGC 4051 12:03:09.6 +44:31:53 0.00201 NLS1 68 173 5.8 −15.67
NGC 4151 12:10:31.1 +39:24:31 0.00320 Sy1.5 407 370 32.1 −17.99
NGC 4593 12:39:38.5 −05:20:50 0.0090 Sy1 15 17 12.7 −18.91
NGC 5548 14:17:59.6 +25:08:13 0.0168 Sy1.5 341 246 13.6 −19.56
NGC 6814 19:42:40.5 −10:19:10 0.0052 Sy1.5 4 49 12.5 −17.00
NGC 7469 23:03:15.6 +08:52:26 0.0161 Sy1.5 208 183 8.4 −20.32
NGC 7603 23:18:56.7 +00:14:38 0.0293 Sy1 54 120 13.7 −21.64
OX 169 21:43:35.6 +17:43:49 0.211 Sy1 1 7 6.7 −23.37

Статистика спектральных наблюдений активных ядер галактик. Приведен список постоянно наблюдающихся объектов. Количество ночей наблюдений для каждого объекта приведено в следующих столбцах: (6) спектральные наблюдения с ПЗС Astro-550 в 1991-2005 гг; (7) спектральные наблюдения с ПЗС SPEC-10 в 2005-2018 гг.

Окно управляющей программы для спектральных наблюдений.

к содержанию

Научные результаты спектральных наблюдений АЯГ

Программа спектроскопических наблюдений избранных АЯГ в КрАО имеет три основные цели:

  1. Применение методов эхо-картирования к изучению АЯГ, позволяющих определить размер, геометрию и кинематику области широких линий (BLR) и массу центральной черной дыры, исходя из запаздывания изменений потока в линиях и в континууме.
  2. Изучение долговременной эволюции профилей широких линий для понимания причин этой эволюции и получение наблюдательных ограничений на модели области широких линий.
  3. Изучение наблюдаемых корреляций между линиями и континуумом, а также между переменностью потока континуума в разных спектральных диапазонах в рамках общепринятой модели, согласно которой оптическое и ультрафиолетовое излучение АЯГ производится путем нагрева рентгеновским излучением. Спектральные наблюдения являются поддержкой рентгеновским наблюдениям и широкополосной оптической фотометрии.

Международное сотрудничество:   Для получения надежных оценок размеров BLR-области, масс центральных черных дыр и других результатов, особенно для относительно быстро переменных АЯГ с низкой светимостью, необходимо международное сотрудничество. Крымская обсерватория принимает участие в международных программах спектральных и фотометрических мониторингов АЯГ, таких как AGN Watch и STORM (Space Telescope and Optical Reverberation Mapping), см. например Peterson et al. (2002), Denney et al. (2010), Starkey et al. (2017), Kriss et al. (2019), в которых участвует множество различных научных учереждений из разных стран (США, Великобритания, Германия, Израиль и многие другие).

Определение размеров области широких линий (BLR-область) и масс центральных черных дыр:   Крымская команда приняла участие в определении размеров и масс в общей сложности четырнадцати активных ядер галактик (например, Denney et al. 2010; Grier et al. 2012). ). Только благодаря усилиям крымской команды впервые были получены размеры и массы ядер галактик Mrk 6 (Sergeev et al. 1999a; Doroshanko et al. 2012) и 1E 0754.6+3928 (Sergeev et al. 2007). Наши результаты эхо-картирования ядра 3C 390.3 (Sergeev et al. 2002; 2011; 2017) показывают, что масса черной дыры (1.87±0.26 миллиардов масс Солнца) больше и, следовательно, темп аккреции ниже, чем считалось ранее и таким образом обеспечивают дополнительные доказательства в пользу анти-корреляции между шириной миссионных линий и величиной отношения Эддингтоновской светимости (Sergeev et al. 2011; 2017). Размеры областей широких линий и массы черных дыр позволяют определить одни из наиболее важных зависимостей для АЯГ: диаграммы размер-светимость и масса-светимость (Peterson et al. 2004; Bentz et al. 2009). Эти отношения часто используются для построения моделей АЯГ. Связь между эквивалентной шириной линии Hβ, шириной профиля, размером области широких линий и светимостью континуума в опическом диапазоне была исследована на примере небольшой выборки довольно хорошо изученных АЯГ (Sergeev et al. 1999b). Подтверждены зависимости радиус-светимость r ~L0.7 и масса-светимость L~M1.9. Также был обнаружен эффект Болдуина в линии Hβ.

Геометрия и кинематика газа в BLR-области:   Получены оценки времени запаздывания на разных лучевых скоростях профиля линии Hβ, а в нескольких случаях линий Hα, Hγ и He II λ4686Å для более десятка АЯГ. Для нескольких АЯГ восстановлены двумерные Ψ-функции отклика этих линий. Полученные результаты свидетельствуют о сложности и многообразии кинематики газа в BLR-области, с преобладанием вириального движения (Кеплеровского вращения) для большинства АЯГ. 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. 1999a, 2001, 2020; Denney et al. 2009; Doroshenko et al. 2012; Grier et al. 2013; De Rosa et al. 2018).

Долговременная эволюция профилей широких линий:   Крымской командой было предпринято неcколько попыток объяснить долговременную эволюцию профилей широких линий. Объяснение такой эволюции для ядра галактики NGC 4151 было дано с точки зрения многокомпонентной области широких линий, которая производит двухкомпонентные профили линии (Sergeev et al. 2001). Для ядра Arp 102B область широких линий представлена большим количеством газовых облаков, вращающихся главным образом в одной плоскости. Эта модель объясняет как профили Бальмеровских линий с двумя пиками, так и дрейф эмиссионных деталей вдоль профиля линии (Sergeev et al. 2000).

Корреляции линия-континуум:   Результаты исследования зависимости линия-континуум для ядер галактик NGC 4151, NGC 5548, Mrk 6, 3C 390.3, и Ark 120 показали, что отклик потоков в эмиссионых линиях на изменения потока в континууме подвержен долговременным изменениям и сильно отличается для линий Hβ, Hα и He II λ4686Å. В частности, для ядра 3C 390.3 степенная зависимость Fline = Facont между потоками в континууме (Fcont) и линии (Fline) имеет показатель степени a равный 0.54, 0.77 и 1.03 для линий Hα, Hβ и He II λ4686Å соответственно. То есть наибольшая амплитуда переменности наблюдается в линии гелия, меньшая в линии Hβ и еще меньшая в линии Hα, что согласуется с предсказанифми фотоионизационных моделей. Возможно, отклик потока в эмисионных линиях на события в континууме разной длительности также различен. (Sergeev et al. 1994, 1999a, 2001, 2011, 2017, 2020; Malkov et al. 1997; Doroshenko et al. 2008, 2012).

См. также Цели и задачи исследования. Научные результаты.

к содержанию