УДК 524.7
СЕЙФЕРТОВСКАЯ ГАЛАКТИКА ПЕРВОГО ТИПА Ark 120. СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ В 1992-2005 гг.
© 2008 г. В. T. Дорошенко12, С. Г. Сергеев2, В. И. Проник2
1 Крымская лаборатория Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ
им. М.В. Ломоносова, Научный, Крым, Украина
2НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", Научный, Крым, Украина Поступила в редакцию 17.04.2007 г.; принята в печать 26.10.2007 г.
На основе спектральных наблюдений ядра сейфертовской галактики Аракелян 120, сделанных в Крыму в 1992—2005 гг., с привлечением литературных данных за 1988—1996 гг., исследована переменность линии Ив и континуума вблизи нее. На фоне неправильной переменности на разных временных масштабах (годы—дни), возможно, присутствуют еще и периодические изменения блеска в континууме и в линии Ив с периодом P ~ 430 сут и амплитудой Дш ~ 0.2m в континууме, которые прослеживаются в течение более 13 циклов. Запаздывание изменений потоков в линии относительно изменений потоков в континууме за время 1988—2005 гг. составляет в целом по пику кросс-корреляционной функции 55 ± 9 сут, а по центроиду кросс-корреляционной функции 72 ± ± 7 сут. Запаздывание коррелирует с яркостью континуума: при возрастании потока в континууме запаздывание увеличивается. Контуры Ив показывают не только большое разнообразие, но и присутствие деталей, повторяющихся через разные длительные промежутки времени. Однако если анализировать эволюцию разностей между каждым индивидуальным нормированным контуром и средним нормированным контуром, то проявляется систематическое движение избытков относительно среднего контура от отрицательных лучевых скоростей в сторону положительных лучевых скоростей, в то время как участки линии Ив с пониженным излучением относительно среднего нормированного контура эволюционируют в обратном направлении (от красного крыла Ив к синему). Эта картина характерна для вращающейся области формирования широких линий, если эта область имеет форму диска. Период вращения составляет не менее 9000—10000 сут, или 25—27 лет. Размер области формирования широких линий, вычисленный по этому периоду, соответствует реверберационному времени не менее 30 дней, что не противоречит результатам кросс-корреляционного анализа.
PACS: 98.54.Cm, 95.85.Kr
1. ВВЕДЕНИЕ
В 1974 г. Ark 120 была классифицирована как
сейфертовская галактика первого типа (Sy1) [1].
С тех пор спектр ядра этой галактики исследо-
вался довольно интенсивно. Была выявлена значительная переменность потока и в континууме, и в эмиссионных линиях [2—7]. Было вычислено время
запаздывания изменения потока в линии Ив отно-
сительно изменения потока в континууме, которое оказалось довольно большим (<^39—60 сут) и, возможно, переменным во времени [8—15]. На основании времени запаздывания т = 39 сут была определена масса центрального тела Mrev = 1.93 х
х 108 MQ [16]. В оптическом спектре Ark 120 присутствуют сильные эмиссионные линии Fell. Выяснилось, что некоторые из них заметно искажают вид эмиссионной линии Ив с длинноволновой стороны, что привело к введению термина "красный шельф". Поведению линий Fell и их взаимосвязи с
линией Ив посвящено несколько работ [2, 15, 17— 20]. Была обнаружена не только сложная структура профиля разрешенных эмиссионных линий водорода, но и переменность профиля во времени. В контуре линии Ив временами присутствуют два максимума, отстоящие друг от друга примерно на 2000 км/с [2, 7,21,22].
Анализ контура Ив и других широких эмиссионных линий показал, что зачастую можно наблюдать воспроизводимость некоторых деталей профиля через довольно длительные интервалы времени (годы) [23, 24]. По этой причине наличие двухпиковой структуры профиля Ив не может быть связано ни с локальными неоднородностями в области формироваия широких линий (BLR) [11], ни с результатом столкновения облаков [18]. Идея о том, что два пика могут быть связаны с аккреционным диском, тоже была отвергнута [24], так как тогда интенсивности пиков менялись бы
в фазе, чего не наблюдается. Отношение интенсивности двух пиков не коррелирует также и с полной оптической светимостью континуума [24]. Некоторые исследователи пытались связать два пика с двухсторонним джетом [25]. В этом случае должно было бы наблюдаться запаздывание красного пика относительно синего при малом угле наклона биконической структуры по отношению к лучу зрения. Если бы этот угол был велик, то изменения пиков должны были бы происходить одновременно. Однако предыдущие исследования показали, что синее крыло линии Нв, возможно, запаздывает по отношению к красному крылу, что может указывать на аккрецию вещества в области излучения широкой линии Нв [15], хотя точность этой оценки невысокая. Двухпиковую структуру пытались связать и с излучением двух отдельных BLR, окружающих две черные дыры [26]. Несмотря на то, что для сейфертовских галактик первого типа нижний предел суммарной массы получается вполне разумным (M > 2.3 х 108 MQ), эта идея вряд ли верна, так как, например, у двух галактик IC 4329A и Ark 120, имеющих отношения масс компонентов, различающиеся почти на порядок, контуры Нв оказались очень похожими, и это трудно объяснить [24]. Исследование структуры BLR в Ark 120 по профилям На, Нв, Lya, [CIII] А1909, [CIV] А1549 и MgII А2798 привело Поповича и др. [27] к выводу, что в Ark 120 присутствуют три отдельные BLR, систематические скорости которых сильно различны. Эти авторы считают, что дисковая модель довольно хорошо описывает крылья линий. А наличие двух пиков в контуре Нв, по их мнению, связано с двумя потоками, где голубой компонент обусловлен потоком, направленным к наблюдателю под углом 10°, а красный — потоком от наблюдателя, который частично экранируется аккреционным диском.
С 1970 г. в Крымской астрофизической обсерватории проводится исследование долговременной спектральной переменности ядер в континууме и в эмиссионных линиях на большом временном интервале с целью определить запаздывание потока в эмиссионных линиях относительно потока в континууме для ряда сейфертовских галактик, исследовать природу изменения профилей широких эмиссионных линий и, по возможности, исследовать кинематику в BLR, а также возможные структурные изменения BLR на временно)м масштабе более 10 лет. Некоторые результаты этой программы опубликованы. В частности, исследования архивных спектров Ark 120 с 1974 по 1990 гг., полученных с электронно-оптическими преобразователями на 2.6-м телескопе Шайна, опубликованы в [15]. В настоящей работе приводятся результаты дальнейшего 14-летнего (1992— 2005 гг.) спектрального мониторинга ядра галак-
тики Ark 120 с ПЗС-приемниками. Эта работа является третьей частью из серии наших последних исследований по Ark 120 до 2005 г. Предметом рассмотрения двух предыдущих работ была широкополосная UBVRI-фотометрия этой галактики с 1996 по 2005 гг. [28, 29].
2. НАБЛЮДЕНИЯ, ОБРАБОТКА И ИЗМЕРЕНИЕ ПОТОКОВ
Спектральный мониторинг Ark 120 проводился на 2.6-м телескопе им. Г.А. Шайна в Крымской астрофизической обсерватории. Начиная с 1992 г., спектральные наблюдения проводились в нэсмитовском фокусе телескопа на спектрографе с ПЗС-приемником излучения. Спектральное разрешение с решеткой 650 штр./мм составляло 8 A, а длина спектров — 1200 A. Ширина щели спектрографа была 3", позиционный угол щели всегда был 90°. По спектральному континууму среднее отношение S/N = 55. Только 7 спектров имели отношение S/N в пределах 15—30. Время экспозиции составляло в среднем 64 мин.
Двумерные изображения исправлялись за постоянное смещение (bias) и за плоское поле. Затем из изображений извлекались пять одномерных спектров: спектр ядра Ark 120, два спектра ночного неба и два спектра от неоно-аргоно-гелиевой лампы сравнения с обеих сторон от спектра галактики, которые служили для калибровки спектров по длинам волн. Для извлечения спектров использовалось окно высотой 11". Фон неба выбирался на расстоянии 14" с двух сторон от спектра галактики. После очистки спектров от космических частиц и калибровки по длинам волн два спектра ночного неба усреднялись и вычитались из спектра галактики, в результате чего спектр галактики очищался от фона и эмиссионных линий ночного неба.
Для учета спектральной чувствительности аппаратуры и теллурических линий поглощения проводились наблюдения стандартной звезды 23 Ori, спектры которой обрабатывались таким же образом, как и спектры галактики. Спектральное распределение энергии в звезде было взято из работы [30]. Как правило, 4 спектра звезды 23 Ori с короткими экспозициями (10—15 с) получались примерно на тех же зенитных расстояниях, что и спектры галактики. Стандартная звезда использовалась также для измерения потока в линии N1 [OIII] А5007 в абсолютных единицах и для оценки качества изображения, которое определялось как полуширина на половине интенсивности профиля ПЗС-изображения звезды поперек дисперсии.
Мы ограничимся обсуждением только спектров в области Нв, поскольку спектров в районе На
Таблица 1. Пределы интегрирования для континуума и эмиссионных линий в системе покоя наблюдателя и ошибки измерений
Компонент Зона интегрирования, А Ошибка, %
Континуум-3 4313-4383 8.7
Н7 + [Olli] A4363 4393-4555 7.2
Fell А4570 + Hell А4686 4608-4872 10.6
Континуум-2 4872-4910 3.9
Hß 4919-5100 2.9
Hß ы 4919-5180 3.2
Шельф 4933-5250 8.7
Континуум-1 5250-5280 3.1
Fell А5250 5280-5548 6.0
было получено мало. Наши измерения покрывают интервал 4816 сут, и за это время было получено 89 спектров в линии Нв в разные даты. Средний интервал между наблюдениями составил 54 дня, а медианный интервал — 20 сут.
2.1. Абсолютная калибровка спектров
Одна угловая секунда в Ark 120 соответствует 630 пк, если принять H0 = 75 км/с Мпк. Зона формирования узких линий (NLR) существенно меньше. Поэтому NLR в Ark 120 можно считать пространственно неразрешимой и узкие линии пригодны для калибровки независимо от качества изображений. Абсолютная калибровка спектров была сделана по линии N1 в предположении, что поток от этой линии остается неизменным в исследуемом временном интервале. Для вычисления потока в линии
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.