АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 90, № 5, с. 355-365
УДК 524.7-33
ФУНКЦИЯ СВЕТИМОСТИ АКТИВНЫХ ГАЛАКТИК ТИПА NLSy1 ПО ДАННЫМ ОБЗОРА SDSS DR7
© 2013 г. А. ^ Ермаш*
Астрокосмический центр Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 19.09.2012 г.; принята в печать 31.10.2012 г.
По данным обзора SDSS DR 7 получены функции светимости активных ядер галактик первого типа в запрещенной линии [OШ] А5007 Л. Особое внимание уделено подклассу сейфертовских галактик, называемым NLSy1, определяющим свойством которых является относительная узость широких разрешенных линий в оптическом спектре (РШИМ < 2000 км/с). Обсуждается новая методика получения функции светимости по данным для эмиссионных линий, позволяющая в том числе учесть вариации плотности Вселенной из-за крупномасштабной структуры. Полученные функции светимости сравниваются с таковыми для других типов активных ядер галактик по данным из литературы. Предсказываемая на основе полученных результатов рентгеновская функция светимости демонстрирует хорошее согласие с наблюдениями.
DOI: 10.7868/80004629913050034
1. ВВЕДЕНИЕ
Вопрос об эволюции активных ядер галактик (AGN) и их родительских галактик до сих пор окончательно не ясен. В последние годы существует тенденция придавать все большее внимание различного рода секулярным процессам, т.е. процессам, протекающим медленно в результате различных внутренних неустойчивостей, в противовес так называемым "мерджингам" (слияниям). Так, например, в работах [1,2] показано, что среди далеких ярких квазаров велика доля систем с дисковой морфологией родительских галактик, содержащих большое количество газа.
На красных смещениях z ~ 2, в соответствии с работой [3], галактики c так называемой "clumpy"-морфологией, считавшиеся продуктом активных слияний, оказываются обычными дисковыми системами в соответствии с картами скоростей. Наблюдаемая морфология является следствием очень активного звездообразования в результате интенсивного питания газом вдоль крупномасштабных филаментов.
Принято считать, что рост центральной сверхмассивной черной дыры (SMBH — SuperMassive Black Hole) должен быть связан с ростом родительской галактики или какой-либо из ее компонент — балджа, гало и др. Во множестве работ была
E-mail: aermash@gmail.com
найдена тесная корреляция между массой сферической компоненты галактики и массой черной дыры MBH (см., например, классическую работу [4]). Также считалось, что существует тесная корреляция между массой центральной черной дыры и дисперсией скоростей звезд балджа: MBH гс аЩ, где n> 1 (см., например, [5, 6]). Под сферической компонентой подразумевается вся галактика для эллиптических систем и балдж для дисковых. Однако многие галактики обладают так называемым "псевдобалджем". Отличительными свойствами их являются меньшие отношения светимости балджа к светимости всей галактики B/T по сравнению с "классическими" балджами, меньшее значение индекса Серсика щ < 2, а также значительный момент вращения. Таким образом, динамически такие балджи ближе к дискам, чем к сферическим невращающимся системам. Считается, что возникают такие балджи за счет секулярной эволюции — как различного рода внутренних неста-бильностей, так и внешних воздействий, например, близкого пролета или слияния с очень маленькими галактиками—спутниками [7]. Существенно, что широко известные и считавшиеся тесными корреляции MBH-Mhuige и MBH—а* для таких систем не выполняются.
Характерными представителями таких систем являются сейфертовские галактики первого типа с узкими "широкими" разрешенными линиями в оптических спектрах (NLSyl — Narrow Line Seyfert galaxies type 1), которые впервые были выделены
в отдельный класс объектов еще в работе [8]. Обычные сейфертовские галактики с полушириной разрешенной линии Hß более 2000 км/с в контексте данного разделения называются BLSyl (Broad Line Seyfert galaxies type 1). Формальным критерием для NLSyl служит полуширина широкой компоненты линии Hß менее 2000 км/с. Данный тип активных галактик обладает еще целым рядом интересных свойств. Что касается их родительских галактик, то у них в среднем более поздний хаб-бловский тип, чем у BLSyl, а именно {T) = 3.0 для NLSyl и {T) = 1.0 для BLSyl [9]. Численное значение хаббловских типов соответствует кодировке морфологических типов каталога RC3 (Third Reference Catalogue) [l0], т.е. T = 1 обозначает Sa, T = 2 — Sab, T = 3 — Sb и так далее. Их балджи, если судить по галактикам, для которых доступна фотометрия, всегда являются псевдобалджами, в отличие от BLSyl, у которых встречаются оба типа [ll].
C большой долей достоверности можно считать, что ядра NLSyl аккрецируют с высокими темпами, близкими к эддингтоновскому пределу, и что их черные дыры менее массивные [l2, l3]. Отдельно следует отметить примечательные свойства этих объектов в гамма-, рентгеновском и радиодиапазоне, которым посвящено множество работ. Основной вывод из них — наблюдается релятивистский джет, само существование которого в таких системах представляет собой значительный интерес как с точки зрения теории, так и наблюдений в разных диапазонах длин волн от радио до гамма. Некоторые авторы полагают, что эффективности запуска джета способствует большой вращательный момент центральной черной дыры, набираемый ею за счет аккреции газа с высоким угловым моментом к центру из родительской галактики.
2. ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Нами были использованы данные из обзора SDSS DR7 (Sloan Digital Sky Survey Data Release 7) [14]. Использовать диагностические диаграммы [15, 16] в нашем случае не было необходимости, так как в данной работе мы рассматриваем исключительно AGN первого типа с широкими разрешенными линиями FWHM >1200 км/с, для которых не требуется специальных методов для отделения их от популяций SF (Star Forming) с доминирующим вкладом звездообразования в излучение эмиссионных линий и переходных объектов TO (Transition Objects). Для классификации AGN на NLSyl и BLSyl использовалась линия Ha вместо линии H@. Хорошо известен тот факт, что у линии H^ присутствует ярко выраженная узкая
компонента, что делает оценки ширины этой линии из SDSS, полученные в результате аппроксимации одной гауссианой, не пригодными для классификации AGN. Так, например, на рис. la построена зависимость FWHM(Hß)SDSS от FWHM(Hß)biW, где FWHM(Hß)SDSS — ширина линии Hß по данным из обзора SDSS, а FWHM(Hß)broad — полуширина широкой компоненты по данным аппроксимации из работы [l7], где авторами был проведен доскональный анализ спектров. Как видно, использовать полуширину линии Hß из SDSS невозможно.
Обратим теперь наше внимание на линию Ha, у которой, как правило, не наблюдается такой ярко выраженной узкой компоненты. На рис. 16 представлена зависимость FWHM(Ha)SDSS от FWHM(Hß)broad. Необходимо исключить из рассмотрения объекты, у которых полуширина хотя бы одной из линий меньше порогового значения в 1200 км/с, т.е. объекты без области образования широких линий BLR (Broad Line Region), относящиеся к AGN второго типа. Как видно на рис. 16, есть тесная линейная корреляция FWHM(Ha)SDSS = a • FWHM(Hß)^oad + b со следующими параметрами:
a = 0.499 ± 0.011, b = 906 ± 46.
Отличие коэффициента a от единицы объяснимо. Потенциал возбуждения линий Ha и Hß является различным, что ведет к тому, что линия Ha будет излучаться на большем расстоянии от активного ядра, и, как следствие этого, будет иметь меньшую величину FWHM. Для данной работы важно уверенное наличие корреляции и следующая из этого возможность классифицировать активные ядра с широкими линиями BL AGN (Broad Line AGN) на NLSyl и BLSyl на основе данных о линии Ha.
Задача о вычислении светимости AGN не является до конца решенной. Все описанные в литературе подходы можно условно разделить на два типа: использование различных эмиссионных линий и измерения в континууме. Измерения в континууме проводились, в основном, при получении функции светимости LF (Luminosity Function) для квазаров, для которых, в силу их большой яркости, вкладом излучения от родительской галактики можно пренебречь (см., например, [l8]). При измерении светимости менее ярких AGN авторы прибегают к фотометрическому разделению компонент. Так, в разных работах использовались следующие наборы компонент: функция рассеяния точки PSF (Point Spread Function) + профиль Серсика [2], PSF + два профиля Серсика с различными индексами [l9], PSF + профиль де-Вокулера + экспоненциальный диск [20]. Однако данный метод имеет ряд недостатков. Во-первых, для многих
FWHM(HP)sdss, КМ/С 10000
8000
6000 -
4000 -
2000
FWHM(Ha)sdss, км/с 10000 г
8000
6000
4000
2000
(б)
2000 4000 6000 8000 10000 fwhmhhroad, км/с
Ъ 'шу " -
2000 4000 6000 8000 10000 FWHM(Hp)broad, км/с
0
0
Рис. 1. Зависимости полуширины линии Нв(а) и Иа(б) по данным обзора SDSS, полученной из аппроксимации одной гауссианой, от полуширины широкой компоненты линии Ив по данным из работы [17], полученным подробным анализом спектров. Серые точки соответствуют случаям отсутствия BLR для одной из линий, т.е. FWHM(He) < 1200 км/с или FWHM(Ha) < 1200 км/с (горизонтальная линия).
AGN отсутствуют фотометрические изображения достаточного качества для уверенного разделения компонент. Это особенно относится к данным обзора SDSS, так как разрешающая способность его относительно невысока. Во-вторых, учет наклонения и собственного поглощения в родительской галактике представляет собой сложную и зачастую нерешаемую задачу. Использование эмиссионных линий при оценке светимости AGN имеет ряд преимуществ. В данной работе мы использовали
запрещенную линию кислорода [OIII] А5007 A. В ряде работ утверждается, что вклад звездообразования в излучение данной линии пренебрежимо мал для BL AGN (см., например, [21]). Там же указано, что в силу того, что данная линия образуется в области образования узких линий NLR (Narrow Line Region), находящемся на большем расстоянии от центрального активного ядра, чем BLR, и имеющим геометрию двойного конуса, наблюдаемый поток в линии [OIII] не зависит от ориентации.
Поскольку в данной работе мы не з
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.