АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2010, том 87, № 9, с. 835-843
УДК 524.7-823-56-423
АКТИВНОСТЬ ЯДРА СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ NGC 7469 В 1990-2006 гг.: РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ В МАЙДАНАКСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ
© 2010 г. Б. П. Артамонов, В. В. Бруевич, А. С. Гусев, О. В. Ежкова, Л. С. Уголькова, Е. В. Шимановская
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 03.12.2009 г.; принята в печать 05.02.2010 г.
Приводятся результаты UBVRI-наблюдений ядра сейфертовской галактики 1-го типа NGC 7469 с 1990 по 2006 гг., проводившихся в Майданакской обсерватории Астрономического института им. Улугбека в Узбекистане. Для всех фильтров построены кривые блеска для разных апертур. Анализ кривых блеска показывает наличие быстрой (от нескольких дней до нескольких десятков дней) и медленной (^8—9 лет) компонент переменности ядра. Характер переменности во всех фильтрах в оптическом диапазоне спектра одинаков, относительная амплитуда переменности уменьшается от U к V, но в полосе R она больше, чем в фильтре V. Сравнение с более ранними наблюдениями (до 1990 г.) говорит об увеличении длительности медленной компоненты со временем от 3—6 летдо 8—9лет за последний период, что свидетельствует об изменении условий излучения в аккреционном диске. Проводится статистическая обработка кривых блеска, а также исследуются изменения цветовых характеристик излучения в разные периоды активности. Измерение показателей цвета в диафрагмах разного размера показали, что цвет становится более голубым с приближением к ядру галактики.
1. ВВЕДЕНИЕ
Переменность активных ядер галактик (АЯГ) давно находится под пристальным вниманием астрофизиков: ее изучение поможет понять природу и объяснить разнообразие этих удивительных объектов, активность которых связана не со звездами, а с мощным выделением энергии в относительно небольшой центральной области галактики (R < < 1 пк). Галактики с центральными эмиссионными областями были открыты Сейфертом в 1943 г. и получили название сейфертовских (SyG) [1 ]. Главной особенностью SyG является активность центральной области, наблюдаемой как переменный объект, и существование ультрафиолетового избытка в центральной части галактик. К настоящему времени собран значительный наблюдательный материал по SyG, написаны тысячи статей, и тем не менее большой интерес представляет систематическое пополнение существующей базы данных новыми наблюдениями и выявление закономерностей и особенностей излучения во всех длинах волн, что дает возможность провести проверку различных теоретических моделей центрального источника энергии.
Сейфертовская галактика 1-го типа NGC 7469 (Arp 298 = MCG 1-58-25) является спиральной SBa-галактикой, слабо наклоненной к лучу зрения.
Координаты объекта - RA = 23h03m15.75s, Dec = = +08°52'25.9" (2000.0). Расстояние до галактики D = 68 Мпк для H0 = 75 км с-1 Мпк-1, красное смещение z = 0.01639. Области звездообразования располагаются в виде кольца вокруг центральной области галактики. В инфракрасном свете видна еще одна кольцевая группа областей звездообразования на угловом расстоянии 1.5" от ядра галактики. Центральная область галактики NGC 7469 обнаруживает переменность в рентгеновской, ультрафиолетовой, оптической и инфракрасной областях, а также в спектральных линиях. В радиодиапазоне NGC 7469 наблюдается в виде слабого источника, а с 2000 по 2002 гг. она проявляла себя как радиосверхновая [2, 3].
В оптическом диапазоне фотометрия ядра NGC 7469 проводилась Дорошенко и др. [4] с 1967 по 1987 гг., Меркуловой [5] в 19901998 гг. и Сергеевым и др. [6] в 2002-2003 гг. в Крымской астрофизической обсерватории и в Крымской лаборатории ГАИШ. Отметим создание международного проекта AGN Watch [7], результаты которого отражены во многих работах по переменности активных галактических ядер, в том числе по переменности NGC 7469 в оптическом диапазоне [8-10], по быстрой переменности [1113], по данным с Космического телескопа Хаббла
(HST). Японские астрономы провели наблюдения NGC 7469 на телескопе MAGNUM в период с 2001 по 2003 гг. [14].
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ПЕРВИЧНАЯ ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Многоцветные наблюдения сейфертовской галактики NGC 7469 проводились на 1.5-м телескопе АЗТ-22 Майданакской обсерватории с 1997 по 2006 гг. на протяжении 2—3 мес каждый год. C 1997 г. наблюдения проводились с использованием ПЗС-камеры TI 800 х 800, а с 2000 г. - с ПЗС-камерой SIT 2000 х 800. Во всех случаях использовались бесселевские UBVRI-фильтры, и обе камеры охлаждались жидким азотом. Кроме того, для анализа переменности были добавлены данные фотоэлектрических UBVR-наблюдений, полученных О.В. Ежковой и др. в период с 1990 по 2001 гг. в рамках программы ROTOR на двух телескопах: АЗТ-14 (диаметр зеркала — 48 см) и "Цейсс-600" (диаметр зеркала — 60 см).
Наблюдения с 1990 по 2001 гг. Размер диафрагмы на фотометре, установленном на телескопе "Цейсс-600", был равен 28.9", на телескопе АЗТ-14 — 26". В качестве звезды сравнения использовалась звезда SAO 127930: RA = 23h03m30.5s, Dec = +08°48'24" (2000.0), V = 8.749™, U-B = = -0.016™, B-V = 0.496™, V - R = 0.292™. Методика обработки наблюдательных данных описана в статье Бердникова [15]. Погрешность наблюдений составляет AV = B-V = 0.015™, U-B = = 0.04™, V - R = 0.02™.
Наблюдения с 1997 по 2006 гг. ПЗС-наблюдения дали возможность проанализировать данные с различными диафрагмами: 10", 15", 20" и 30". C 2000 г. в качестве звезды сравнения использовалась звезда № 1 из списка звезд сравнения, приведенного в работе [16]: RA = = 23h03m31.3s, Dec = +08°52'00.3" (2000.0), B = = 13.299™ ± 0.011™, V = 12.671™ ± 0.006™, R = = 12.284™ ± 0.014™, I = 11.945™ ± 0.014™; эта звезда сравнима по яркости с галактикой и находится с ней на одном кадре. В 1997—1998 гг. в качестве звезды сравнения использовалась звезда SAO 127930 с координатами RA = 23h03m30.5s, Dec = +08°48'24" (2000.0), звездная величина I которой были определены путем сравнения со звездой № 1, когда они наблюдались на одном кадре. Звезда была исследована на переменность.
Для обработки было использовано в общей сложности более 2000 кадров. Методика обработки разрабатывалась сотрудниками Майданак-ской лаборатории с использованием программного комплекса MIDAS (Munich Image Data Analysis System), со временем она улучшалась, и многие
блоки обработки были частично или полностью автоматизированы, что позволяет более быстро получать конечный результат при обработке данных длительного мониторинга. Вторая часть обработки проводилась с использованием программных систем МА^АВ и IDL. Поскольку задача выявления сверхбыстрой переменности (переменности порядка часов, т.е. меньше суток) не ставилась, то проводилось усреднение данных за каждые сутки (2—10 кадров за ночь). Анализ ошибок наблюдения показал рост погрешности только в дни, близкие к полнолунию, или дни, характеризующиеся ухудшением погодных условий. Ошибка наблюдений находится в пределах от 0.001™ до 0.01™ для фильтров В, V, К, I и составляет 0.02™ для и-фильтра. Звезды сравнения находятся на одном кадре с галактикой на небольшом угловом расстоянии от объекта, так что эффекты атмосферной экстинкции и переменности воздушной массы не учитывались. Все данные исправлены за поглощение межзвездной средой Галактики. Инструментальная система всех наблюдений была приведена к стандартной системе Джонсона—Казинса.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ И ИХ АНАЛИЗ
По всем полученным нами данным построены объединенные кривые блеска ядра галактики в фильтрах UBVRI с использованием диафрагмы 28.9", так как ранние фотометрические наблюдения проводились именно с такой диафрагмой. На рис. 1 представлены результаты наблюдений с 1990 по 2006 гг. в фильтрах UBVRI.
Анализ кривых блеска (рис. 1) показывает наличие двух циклов активности: с 1994 по 2002 гг. и с 2003 по 2007 гг. В большинстве SyG наблюдаются медленные компоненты переменности ядра с длительностью порядка нескольких лет и быстрые изменения вспышечного характера с длительностью от нескольких дней до несколько десятков дней — S- (медленная) и F- (быстрая) компоненты, соответственно. В случае NGC 7469 длительность S-компоненты составляет ^8—9 лет в первом цикле активности и ^4—5 лет в следующем цикле в течение наблюдательного мониторинга. F-компонента наблюдается во всех фазах циклов активности. S-компонента представлена сплошной линией на рис. 2 (левая часть рисунка) для четырех фильтров. Здесь хорошо виден максимум 1997—1998 гг., а также минимум кривой блеска 1994 г. и минимум 2002—2003 гг. Для выделения медленной компоненты использовалась аппроксимация полиномом 5-й и 7-й степени. Справа на рис. 2 представлена остаточная разность потока после вычитания медленной компоненты из общей кривой яркости.
12.2m 12.4 12.6 12.8 13.0 13.2 13.4 13.6
1990 1992 1994 1996 1998 2000 2002 2004 2006
1990 1992 1994 1996 1998 2000 2002 2004 2006
12.1m 12.2
12.3
12.4
12.5
12.6
12.7
12.8 12.9
13.0
13.1
10.8m i i 1 1 1
1991 1993 1995 1997 1999 2001 2003 2005
10.9 - / "
11.0 -
11.1 - -
11.2 _ X X -
11.3 11.4 X * — X X _ 1 * I X g X -
11.5 - * К;
11.6 - "h . !
11.7 - * 1 X -
11.8 1 1 1 1 1
4.8 4.9 5.0 5.1 5.2 5.3 JD 2400000+
1990 1992 1994 1996 1998 2000 2002 2004 2006
5.0 5.1 5.2 JD 2 400 000+
11.3m
11.4
11.5
11.6
11.7
11.8 11.9 12.0 12.1 12.2
12.3 5.4 4.8 x104
5.0 5.1 5.2 JD 2400000+
10.8m 10.9 11.0 11.1 11.2
11.3
11.4
11.5
11.6 11.7
1990 1992 1994 1996 1998 2000 2002 2004 2006
11.8
1991
~~i-1
1993 1995
1997
i-1-1-
1999 2001 2003 2005
4
4.8 4.9 5.0 5.1 5.2 JD 2400000+
5.3
5.4 x104
Рис. 1. Кривые блеска NGC 7469 в фильтрах UBVRI в 1990-2006 гг.
/
F 18
16
14
12
10
8
8.5 8.0 7.5 7.0 6.5 6.0 5.5 5.0 4.5
11.5 11.0 10.5 10.0 9.5 9.0 8.5 8.0 7.5
26 25 24 23 22 21 20 19 18 17 16
U
5.00 5.05 5.10 5.15 5.20 5.25 5.30 JD2400000+ х104
B
г*
ÍÍ
4.95 5.00 5.05 5.10 5.15 5.20 5.25 5.30 JD 2400000+ х104
V
41
-> »
5.00 5.05 5.10 5.15 5.20 5.25 5.30 JD 2400000+ х104
R
**
5.00 5.05 5.10 5.15 5.20 5.25 5.30 JD 2400000+ х104
5.00 5.05 5.10 5.15 5.20 5.25 5.30 JD 24
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.