АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 85, № 9, с. 771-785
УДК 524.7-56
СЕЙФЕРТОВСКАЯ ГАЛАКТИКА ПЕРВОГО ТИПА Ark 120 В 1996-2005 гг. ВРЕМЕННЫЕ СВОЙСТВА ОПТИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ
© 2008 г. В. Т. Дорошенко12, С. Г. Сергеев2, В. И. Проник2
1 Крымская лаборатория Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, п. Научный, Крым, Украина
2НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым, Украина Поступила в редакцию 02.08.2007 г.; принята в печать 18.01.2008 г.
На основе проведенных UBVRI-наблюдений сейфертовской галактики Ark 120 в 1996—2005 гг. продолжено исследование оптической переменности с помощью автокорреляционной и структурной функции, а также проведен периодограммный анализ. Автокорреляционная функция показывает увеличение корреляции до 70% на временнЫх сдвигах около 430 сут. В то же время структурная функция демонстрирует ослабление на таких же временньлх сдвигах, что интерпретируется как указание на наличие периодических явлений на этих временах. Структурная функция показывает увеличение амплитуды переменности при увеличении длительности процесса переменности. На большом временном интервале структурную функцию можно представить в виде степенной функции с показателем степени 0.8—0.9. Такой вид структурной функции соответствует нестабильным процессам в аккреционном диске. Исследование кривых блеска на периодичность выявило возможный период P = 430 сут, который, по-видимому, существует в течение 13 циклов, как следует из анализа с привлечением спектральных данных по континууму с 1988 по 2005 г.
РАС Б: 98.54.Cm, 95.85.Kr
1. ВВЕДЕНИЕ
Как полагают большинство исследователей активных ядер галактик (АЯГ), природа оптической переменности в континууме связана с процессами переработки аккреционным диском рентгеновского излучения от некоторого источника, находящегося либо вне, либо внутри диска вблизи его центра (черной дыры), а также с процессами нестабильности в самом аккреционном диске. Однако детали взаимосвязи физических механизмов, проявляющих себя в разных спектральных областях, еще не вполне ясны, поскольку и временные масштабы, и амплитуда переменности в разных областях спектра сильно различаются. Поэтому долговременные наблюдательные данные о переменности в любой спектральной области и их анализ весьма желателен, так как может привести к более определенным выводам о механизме переменности АЯГ.
Один из самых интригующих вопросов, возникающих при анализе временных рядов у объектов с переменным блеском, является вопрос о наличии или отсутствии периодичности в изменении блеска, поскольку выявление периодического сигнала может сильно сузить круг физических механизмов, ответственных за переменность.
Между процессами, происходящими в АЯГ, и процессами, происходящими в некоторых Галактических объектах, таких как, например, ББ 433, прослеживается сходство [1], хотя массы Галактических черных дыр и черных дыр в центре АЯГ различаются на 5—8 порядков. Полагают, что для Галактических объектов определяющими процессами являются аккреция вещества на черную дыру и образование аккреционного диска вокруг черной дыры с массой порядка нескольких единиц М©, а также наличие джетов, проявляющих себя в разных спектральных диапазонах. Во многих отношениях процессы аккреции у этих объектов и у АЯГ настолько похожи, что Галактические объекты с черными дырами в центре часто называют микроквазарами. Для таких Галактических объектов характерны периодические или квазипериодические изменения блеска. Поэтому вполне логично считать, что периодические или квазипериодические вариации блеска могут существовать и у АЯГ.
Поиском периодической составляющей оптической переменности в АЯГ начали заниматься сразу, как только стали появляться длительные ряды сначала фотографических, а затем и фотоэлектир-ческих наблюдений. Так, Смит и Вольстенкрофт [2],
собрав все имеющиеся до 1970 г. наблюдения квазара 3C 345, объявили об обнаружении периодических компонентов с периодом P = 1025 и 165 сут. В 1971 г. Юркевич [3] указал на наличие периода P = 350 сут в изменении блеска ядра сейфертов-ской галактики 3C 120 по 6-летним (1934—1939 гг.) фотографическим оценкам блеска на основе гарвардских пластинок. В яркой сейфертовской галактике NGC 4151, которую активно наблюдали многие исследователи АЯГ, искали периодические изменения блеска по фотоэлектрическим данным 1968—1975 гг., и был объявлен период 130 сут (или 65.5 сут) [4]. Однако Пахольчик и др. [5], проанализировав все наблюдения этой галактики до 1978 г., включая и фотографические оценки блеска, пришли к выводу об отсутствии какой-либо периодичности. Затем Лютый и Окнянский [6] на основе анализа всех фотометрических данных NGC 4151 за 1906—1984 гг. тоже пришли к выводу об отсутствии строгой периодичности в изменении блеска NGC 4151 в интервале периодов от десятков дней до десятков лет. Правда, они нашли квазипериодические изменения: период P = 130 сут выявлялся в интервале 1967—1973 гг., период P ~ ~ 4 года держался 5 циклов, а период около 14 лет охватывал почти 6 циклов.
Периодические изменения вспышечной активности были обнаружены у ряда объектов типа BL Lac. Так, в 1988 г. Силланпяя и др. [7] обнаружили период у оптических вспышек OJ 287 (P = 11.7 года), который был подтвержден во время международного мониторинга этого объекта в 1994 г. [8]. Было выдвинуто несколько гипотез для объяснения этой периодичности. Большая часть из них сводится к наличию мощных приливных взаимодействий в аккреционных дисках двух черных дыр, вращающихся вокруг общего центра масс. Еще у 9 объектов типа BL Lac и у 3 квазаров в разное время находили периодические изменения блеска: W Com, 3C 66A, PKS 0735+ + 178, PKS 0048-097, BL Lac, Mrk 421, Mrk 501, S5 0716+71, AO 0235+16, 3C 120, 3C 273 и 3C 345. Оценки периодов заключены в интервале от 40 сут до 23 лет (см., например, [9, 10]).
В настоящем исследовании мы продолжаем фотометрический анализ наших данных, основой которого послужили наблюдения 1996—2005 гг., обсуждаемые в первой части нашей фотометрической работы по оптической переменности Ark 120 [11]. В ней мы представили колориметрический анализ наших наблюдений. Был определен вклад галактики в диафрагме A = 15" в полосах UBVRI и вычислены показатели цвета переменного источника. Подтверждено необычное поведение показателя цвета U — B, обнаруженное ранее в [12], и представлены свидетельства того, что показатели
цвета переменного компонента меняются с изменением его блеска. Показано также, что распределение энергии быстрых колебаний блеска является более голубым по сравнению с распределением энергии медленных изменений. Это можно понять, если считать, что медленные изменения блеска связаны с изменением темпа аккреции, а более быстрые вариации потока, возможно, связаны с неустойчивостью внутренних, более горячих частей аккреционного диска.
Представленная работа содержит анализ оптических кривых блеска Ark 120 в 1996—2005 гг. с использованием автокорреляционной (ACF) и структурной функций (SF), а также с применением классического периодограммного анализа.
2. АНАЛИЗ КРИВЫХ БЛЕСКА С ПОМОЩЬЮ автокорреляционной и структурной функций
Как уже упоминалось выше, основой для проводимого здесь анализа служили кривые блеска Ark 120 в 1996—2005 гг., представленные в работе [11]. Медианный и средний интервалы между наблюдениями составляли 8 и 14 сут, соответственно. За подробностями процессов наблюдений и обработки мы отсылаем читателей к работе [11]. Здесь же для наглядности мы воспроизводим кривые блеска из этой работы (рис. 1).
Для анализа временных рядов x(t) часто применяют структурную функцию первого порядка (SF). Ранее мы уже использовали ее для анализа фотометрической переменности сейфертовских галактик NGC 5548, NGC 4151, Mrk 6 и Mrk 335 [1316]. Структурная функция во временно)й области является аналогом спектра мощности в частотной области. Однако SF менее чувствительна к нерегулярности выборки, чем метод Фурье [17]. Структурная функция для случайного стационарного процесса однозначно связана с автокорреляционной функцией соотношением:
SF(r) = 2D[x(t)] х [1 - ACF (г)],
где D[x(t)] — дисперсия процесса, ACF — его автокорреляционная функция, а г — временной сдвиг. Ключевыми параметрами структурной функции, которые определяются природой переменности источника, являются амплитуда переменности, наклон структурной функции в логарифмических осях и время выхода на плато со стороны больших временных смещений, хотя это время определяется довольно грубо. И структурная, и автокорреляционная функции являются одинаково важными характеристиками временных рядов.
1997 1998 1999 2000 2001 2002 2003 2004 2005 2006
12.6 12.9 13.2
13.5 13.8
14.1
13.6
13.8
14.0
3 14.2 w
Е 14.4
<D
3 13.4 х
к
g 13.6 го
13.8
12.7
12.8
12.9
13.0
13.1
13.2
13.3
12.4
12.5
12.6
12.7
12.8 12.9
Рис. 1. Кривые блеска ядра Ark 120 в апертуре А = 15". Фотоэлектрические данные показаны барами, размер которых соответствует ±а, ПЗС-данные — светлыми кружками.
2.1. Автокрреляционные функции
В верхней части рис. 2 показана автокорреляционная функция в разных полосах. Здесь важно отметить, что автокорреляционная функция, построенная по исходным данным, показывает усиление корреляции на временныех сдвигах около 410— 450 сут. Максимум становится особенно заметным, если построить ACF для кривых блеска после удаления долговременного тренда (нижнюю часть рис 2). Виден не только основной пик на смещении 430 сут, но и усиление корреляции на удвоенном смещении. Эта особенность может указывать на периодический процесс с периодом около 430 сут.
I I I I I I I I I i=
^ 1 I I '
U I
—I-1-1-1-1-1-1-
J . х ?
4 4 1 , ^
B
-1-1-ь
ч
V
н-Ь
i
i А if \
Rc .
в »ч a
h
^©i
i9
10500 11000 11500 12000 12500 13000 13500 JD 24400000+
2.2. Структурные функции по иВУ -наблюдениям
Обычно структурные функции представляются в логарифмических осях. Структурные функции для кривых блеска в континууме в полосах и, В, У были рассчитаны для временные смещений, равноотстоящих в логарифмическом масштабе. На р
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.