УДК 524.7-423
КОРРЕЛЯЦИЯ БЛИЖНЕЙ ИНФРАКРАСНОЙ И ОПТИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ NGC 4151 В 2008-2013 гг.
© 2014 г. В. Л. Окнянский1*, Н. В. Метлова1, О. Г. Таранова1, В. И. Шенаврин1, Б. П. Артамонов1, K. М. Гаскелл2
Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга
2Отдел астрономии и астрофизики, Университет Калифорнии, Санта Круз
Поступила в редакцию 24.03.2014 г.
Исследована корреляция между инфракрасной (JHKL) и оптической (B) переменностью ядра сейфертовской галактики NGC 4151, используя частично опубликованные данные за последние 6 лет (2008—2013 гг.). Найдено, что запаздывания инфракрасной переменности во всех фильтрах относительно оптической совпадают в пределах точности измерения и составляют 40 ± 6 дней. Переменность в фильтрах J и K происходит не совсем синхронно, что, возможно, связано с различным вкладом излучения аккреционного диска в этих фильтрах. Найденное запаздывание для переменности в фильтре K значимо не отличается от полученного нами ранее значения в интервале 2000—2007 гг. Примерно одинаковое запаздывание переменности во всех ИК-фильтрах отличается от прежних результатов в других интервалах времени, когда запаздывание росло с увеличением длины волны. Почти одинаковые запаздывания в разных ИК-фильтрах известны для некоторых активных ядер, но в случае NGC 4151 оказалось, что эта особенность может возникать в отдельных интервалах времени. Имеющиеся данные, к сожалению, не позволяют исследовать возможное изменение величины запаздывания в течение исследуемого интервала времени. Полученные результаты обсуждаются в рамках стандартной модели, где переменное ИК-излучение, в основном, связано с тепловым переизлучением от наиболее близких к центральному источнику областей пылевого тора. Частично в это ИК-излучение вносит вклад также тепловое излучение аккреционного диска, причем этот вклад растет с уменьшением длины волны.
Ключевые слова: NGC 4151, ИК и оптическая переменности, кросс-корреляционный анализ, пылевой тор.
DOI: 10.7868/S0320010814090010
ВВЕДЕНИЕ
Ядро NGC 4151 — одно из самых ярких и переменных во всех диапазонах, за исключением радио. Благодаря этому, оно интенсивно исследуется с момента открытия переменности в 1967 г. (Фитч и др., 1967). Наиболее интенсивный и продолжительный UBV фотометрический мониторинг ее оптической переменности проводился с 1968 по 2008 г. В.М. Лютым. Исторические кривые блеска объекта с 1906 г. известны по архивным фотографиям (Окнянский, 1978; Пахольчик, 1971; Окнянский и др., 2012, 2013). Спектральная переменность NGC 4151 была открыта Черепащуком и Лютым (1973). Затем она детально исследовалась, как на основе долговременных спектральных
Электронный адрес: oknyan@mail.ru
наблюдений, так и в интенсивных коротких программах (Маоз и др., 1991; Антонуччи, Кохен 1983; Креншоу и др., 1996; Чуваев, Окнянский, 1989; Лютый и др. 1984; Шаповалова, и др., 2008).
Первый ИК-мониторинг NGC 4151, позволивший предположить запаздывание переменности в фильтре K около 1—2 месяца, был осуществлен Пенстоном и др. (1991). Это запаздывание было интерпретировано как следствие пространственной удаленности пыли, нагреваемой переменным излучением центрального источника. Более подробно обзор и анализ первых ИК-мониторингов представлен в работах Окнянского (1993)и Окнянского и др. (1999). Анализ этих ранних наблюдений позволил сделать первое определение запаздывания ИК-переменности на основе кросскорреляционно-го анализа. Используя эти новые ИК-данные, было найдено, что запаздывание в фильтре K оказалось
несколько меньше (18 дней), чем предположено Пенстоном и др. (1971), но оно было получено на основе более полных данных и с применением более объективного метода кросскорреляционного анализа. Используя эти ИК-данные, а также наши новые наблюдения (Окнянский и др., 1999), было найдено, что величина запаздывания в ИК растет с увеличением светимости центрального источника. Эти результаты были интерпретированы в модели пылевого тора, ориентированного поперек луча зрения. Внутренний радиус этого тора увеличивается при росте светимости центрального источника из-за процесса сублимации пыли.
Наиболее продолжительный и интенсивный мониторинг ближней ИК-переменности объекта ведется Тарановой и Шенавриным (2013). C момента публикации нашей статьи в 1999 г. (Окнянский и др., 1999) отмечается значительный рост интереса к исследованию ИК-переменности активных галактических ядер (АЯГ) в целом, и особенно NGC 4151, что проявляется в росте числа публикаций результатов наблюдений и теоретических исследований (Кошида и др., 2009; Кишимото и др.: 2013; Хониг, Кишимото, 2011; Шнулле и др., 2013).
Общепринятой моделью АЯГ является сверхмассивная черная дыра, окруженная аккреционным диском (АД). ЛД излучает, в основном, мягкий рентген, УФ, оптический континуум, а также дает некоторый вклад в ближнее ИК-излучение. До недавнего времени размеры компонентов структуры ядерной области могли быть исследованы только на основе анализа переменности в разных длинах волн и эмиссионных линиях. На основе этих исследований было найдено, что переменность ЛД в УФ, оптике и ИК происходит практически синхронно (Эделсон и др., 1996), но более длинноволновое излучение может иметь небольшое запаздывание (Вандерс и др., 1997; Коллиер и др., 1998; Окнянский и др., 2003; Сергеев, 2005).
За ЛД в плотных облаках излучаются широкие эмиссионные линии. За областью излучения широких эмиссионных линий начинается область излучения узких эмиссионных линий. Между этими областями локализируется область, с которой связано переменное ближнее ИК-излучение. Эту область, как правило, ассоциируют с ближайшими к центральному источнику областями оптически толстого пылевого тора, имеющего облачную структуру (Хониг, Кишимото, 2011). Наличие такого тора является ключевым моментом для объяснения затмения области излучения широких линий и наблюдаемого различия спектров Сейфертовских ядер 1 и 2 типов. Считается, что пылевой тор излучает в ИК-диапазоне, в результате его нагрева более коротковолновым излучением от центрального источника и ЛД. На более близких расстояниях пыль полностью (или в значительной степени)
сублимировала, и запаздывание ИК-переменности дает нам оценку радиуса "пылевой дыры" (Окнянский, Хорн, 2001) вокруг центрального источника, т.е. радиуса области, где пыль отсутствует. На этом расстоянии от центрального источника начинается область сублимации пыли. Наиболее близкими к центральному источнику должны быть графитовые пылинки, которые могут сохраняться до температуры около 1800 К (Руди, Пуеттер, 1982). Излучение этих пылинок дает наибольший вклад в переменное излучение в фильтре K (около 2.2 мк). На больших расстояниях, где температура пыли ниже, могут сохраняться и другие типы пылинок, у которых температура сублимации существенно ниже, а их теплое излучение доминирует в более длинноволновом диапазоне, в частности, в средней ИК-области. Первое измерение величины запаздывания переменности в фильтре K относительно оптической в NGC 4151 дало значение 18 дней (Окнянский, 1993). В фильтре L (в том же интервале времени и на основе тех же данных) запаздывание оказалось больше: 26 дней (Окнянский, Хорн, 2001). Из табл. 1 в этой работе, где приведены сводные данные об обнаруженных запаздываниях ИК-переменности в АЯГ на момент публикации, видно, что запаздывание в фильтре L, как правило, значительно больше, чем в фильтре K, в соответствии с предсказанием модели Барвейнис (1992). Однако у некоторых объектов (Fairal 9, NGC 7469) эти запаздывания практически совпадают. Из теоретических рассуждений сразу стало понятно, что радиус "пылевой дыры" в активном ядре должен зависеть от светимости центрального источника. Это было подтверждено для ряда активных ядер, имеющих разную светимость, причем оказалось, что запаздывание в фильтре K растет пропорционально корню квадратному из светимости в УФ (Окнянский, Хорн, 2001; Суганума и др., 2007; Гаскелл и др., 2007). Изменение величины запаздывания переменности в фильтре K из-за значительных вариаций УФ-светимости в отдельно взятом объекте тоже должно наблюдаться, и действительно было впервые обнаружено в NGC 4151 (Окнянский и др., 1999, 2006), а затем независимо подтверждено (Кошида и др., 2009). Теоретическая интерпретация этого факта имеет известные проблемы (Барвейнис, 1992). Если светимость ядра возрастает, то увеличивается радиус области, где пыль сублимировала. Для того чтобы величина запаздывания уменьшилась при снижении светимости, необходимо появление пыли на более близких расстояниях к центральному источнику. Соответственно должны быть какие-то механизмы восстановления пыли и (или) возможности для ее частичного сохранения. Существуют два возможных механизма образования пыли: 1) механизм, аналогичный образованию пыли в оболочках новых
и сверхновых звезд; 2) поступление пыли с более далеких расстояний от центрального источника. Кроме этих двух механизмов, возможно, что часть пыли сохраняется во время вспышек УФ во внутренних самых плотных частях облаков, а затем перемещается оттуда в менее плотные наружные части облаков. В любом случае, очевидно, что пыль не может восстановиться мгновенно и на это может понадобиться некоторое время. Оценку времени, необходимого на восстановление пыли, также можно сделать на основе измерений величины запаздывания в фильтре K в разных интервалах времени. Первая оценка времени, необходимого на восстановление пыли (Окнянский и др., 2006, 2008) в NGC 4151, дала значение около нескольких лет. В последние годы стало возможным определять размеры пылевой области в близких активных ядрах на основе ИК-интерферометрических наблюдений (Яффе и др., 2004; Тристрам др., 2007; Бекерт и др., 2008; Буртсчерт и др., 2009; Потт и др., 2010). Эти измерения прекрасно согласуются с оценками размеров по анализу запаздываний, хотя и дают чуть большие значения, что легко объяснить (см. Кишимото и др., 2013). Величина запаздывания ближнего ИК-излучения относительно переменности в оптике обычно интерпретируется как о
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.