рокие (ширина на половине интенсивности около 103—104 км/с) водородные линии образуются в пространственно неразрешенной области, близкой к центральному источнику.
Многочисленные указания на переменность ядер активных галактик в оптике были получены уже несколько десятилетий назад (см., например, Видман, 1977; Лютый, Проник, 1975). Детальное изучение эволюции изменения потоков в оптическом континууме и широких эмиссионных линиях возможно только с помощью проведения регулярного спектрального и фотометрического мониторинга выбранных АЯГ в различных участках спектра. Такие длительные наблюдения осуществляются несколькими группами в разных странах с конца 1980-х гг. Благодаря регулярному мониторингу получено большое количество наблюдательного материала, с помощью которого установлены различные соотношения между многими характеристиками внутренних областей активных ядер галактик, в том числе такие фундаментальные, как соотношения масса черной дыры — светимость и размер области широких эмиссионных линий — светимость, для десятков объектов (Каспи и др., 2005; Петерсон и др., 2004).
В этой статье мы представляем результаты изучения оптической переменности ядра в галактике 1Е 0754.6+3928 на основе фотометрических и спектрометрических наблюдений, выполненных в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО) с конца 1990-х гг. Свойства оптического спектра этой активной галактики еще недостаточно изучены, однако, согласно некоторым данным, ее возможно классифицировать как сейфертовскую галактику I типа с узкими эмиссионными линиями (NLS1) (Вален и др., 2006). Главной наблюдательной особенностью таких объектов является то, что разрешенные линии лишь ненамного превышают по ширине запрещенные (например, ширина линии Н^ на половине интенсивности, как правило, не превышает 2000 км/с). Ядра NLS1 галактик, как и ядра обычных сейфертовских галактик I типа, показывают переменность, что отличает их от сейфертовских галактик II типа. Амплитуда переменности у NLS1 галактик, как правило, мала в оптике и огромная в рентгеновском диапазоне. Спектры NLS1 характеризуются относительно слабыми запрещенными линиями (отношение интенсивно-стей [ОШ] Л5007/Нв < 3), а также присутствием необычно сильных эмиссионных линий FeII и других линий железа с более высокой степенью ионизации (Гудрих, 1989). Следует отметить, однако, что, хотя упомянутые числовые критерии общеприняты, они носят достаточно условный характер.
НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Спектральный мониторинг 1E 0754.6+3928 проводится на 2.6-м телескопе им. Шайна Крымской астрофизической обсерватории, начиная с 1998 г. Методика наблюдений и обработки спектров АЯГ, полученных на этом телескопе, описана в работе Малькова и др. (1997), и мы кратко приводим ее ниже.
В этой статье мы использовали спектры, полученные в 1998—2004 гг. при помощи спектрографа, установленного в фокусе Нэсмита, с ПЗС-матрицей Astro-550 размером 580 х 520 пикселей (Березин и др., 1991). Входная щель спектрографа была направлена вдоль прямого восхождения и ее ширина равнялась 3". Спектральный диапазон составил ~ 1200 A при спектральном разрешении около 8 A. Все спектры были получены в области линии Hß с характерным временем экспозиции 1 ч и не более одного спектра за ночь. Всего за указанный период времени было получено 37 спектров 1E 0754.6+3928. Спектр сравнения от лампы Ne-Ar-He впечатывался в середине экспозиции сверху и снизу от спектра объекта, т.е. по краям входной щели спектрографа. В качестве звезды сравнения использовалась р Gem. Как правило, для каждого спектра объекта получалось четыре экспозиций звезды сравнения с характерным временем 15 с каждая. Абсолютное внеатмосферное распределение энергии в спектре звезды сравнения было взято из работы Харитонова и др. (1988).
Первичная обработка спектров включала в себя вычитание 0-АЦП (bias) и корректировку за плоское поле. Вырезка одномерных спектров ядра галактики, фона ночного неба и спектров сравнения из изображений осуществлялась путем простого суммирования отсчетов поперек дисперсии в окне шириной 11". Области для извлечения спектра фона неба находились по обе стороны от ядра галактики на расстоянии 14". Одномерные спектры были затем прокалиброваны по длинам волн и очищены от космических частиц. Спектр фона ночного неба, осредненный по двум областям, вычитался из спектра ядра галактики. Отношение сигнал/шум (S/N) на один пиксел в континууме составило 15—60 при среднем значении 35.
Как правило, калибровка потоков по звезде сравнения дает достаточно точное относительное распределение энергии в спектре, но не обеспечивает абсолютной точности, поэтому окончательно спектры калибруют по узким линиям, поток в которых считается постоянным. После калибровки наших спектров по звезде сравнения внутренняя калибровка производилась методом разностей (см. ван Гронинген, Вандерс, 1992) по линии
X, А
Рис. 1. Средний спектр 1Е 0754.6+3928. Показаны интервалы длин волн для проведения континуума и интегрирования потоков в линиях [0Ш] А5007 Л и Н^.
[0Ш] А5007 Л, после чего спектры легко перевести в шкалу абсолютных потоков, зная абсолютный поток в этой линии. Этот поток был определен по спектрам, полученным в ночи с фотометрическими условиями (14 ночей), и оказался в среднем равным 2.35 х 10-13 эрг см-2 с-1 с формальной ошибкой одного измерения 7%. Поток в линии [0111] А5007 Л
интегрировался в зоне 5456—5514 Л (здесь и далее интервалы длин волн даются в системе барицентра Солнечной системы).
После калибровки спектров по потоку континуум аппроксимировался прямой линией по пикселам, попадающим в две зоны, наиболее свободные от спектральных линий: 5210—5240 Л и 5586—5613 Л. Область континуума АЯГ на длине
волны А ^ 5100 Л (в системе покоя) обычно считают наиболее чистой зоной континуума в области линии Нв и используют для измерения потоков в континууме. С учетом красного смещения наша
зона 5586—5613 Л примерно соответствует этой самой чистой зоне, однако несколько смещена от оптимального положения для того, чтобы избежать попадания яркой линии ночного неба (см. ниже). Наконец, поток в линии Нв интегрировался в зоне 5246—5412 Л. Описание методов калибровки спектров АЯГ по потоку и измерения потоков в континууме и линиях можно также найти во множестве работ по спектральному мониторингу АЯГ (см., например, ван Гронинген, Вандерс, 1992; Дитрих и др., 1998; Петерсон и др., 1991).
Некоторую проблему калибровки и измерения потоков в спектрах 1Е 0754.6+3928 создают яркие линии ночного неба А5461 Л (от ламп дневного
света) и [01] А5577 Л, так как из-за красного смещения объекта первая линия попадает на синее
крыло линии [0111] А5007 Л, а вторая приходится на самую чистую от линий область континуума (А ^ ^ 5100 Л в системе покоя). Чтобы проконтролировать правильность вычитания линий HgI А5461 Л и [01] А5577 Л, мы отобрали спектры, в которых линия HgI была самой слабой и спектры, где самой слабой была линия [01]. Усреднив спектры в обеих группах, мы создали тем самым два образца, которые использовались для контроля правильности результата вычитания в области длин волн этих линий, а также для его коррекции в тех случаях, когда это было необходимо. Кроме того, как уже говорилось выше, зона континуума была намеренно отодвинута от линии [01] в красную сторону спектра.
На рис. 1 приведен средний спектр 1Е 0754.6+ +3928 и показаны интервалы длин волн для проведения континуума и интегрирования потоков в
линиях [0111] А5007 Л и Нв. В среднем спектре хорошо видны бугры, образованные многочисленными линиями мультиплетов FeII. Подобные и даже много более сильные линии FeII наблюдаются в спектрах ряда АЯГ и особенно свойственны NLS1 галактикам.
Красное смещение ядра 1Е 0754.6+3928 было определено по центру тяжести линии [0Ш] А5007 Л, расчитанному в зоне шириной 10 Л. Среднее по 37 спектрам значение равно 0.09552 ± 0.00001, что хорошо согласуется с данными других авторов (см., например, Шанг и др., 2005).
Таблица 1. Кривые блеска континуума и линии Нв
JD 2450000+ F (A5100 A), 10-15 эрг см-2 с-1 A F (Нв), 10-13 21 эрг см-2 с-1
1141.547 4.617 ± 0.056 4.316 ± 0.082
1218.371 4.701 ± 0.110 4.209 ± 0.139
1278.320 4.872 ± 0.059 4.304 ± 0.085
1465.590 4.684 ± 0.042 4.275 ± 0.068
1485.598 4.679 ± 0.048 4.343 ± 0.073
1497.605 4.489 ± 0.099 4.365 ± 0.134
1516.496 4.562 ± 0.058 4.151 ± 0.083
1548.359 4.634 ± 0.053 4.071 ± 0.077
1557.484 4.666 ± 0.091 4.222 ± 0.121
1586.516 4.664 ± 0.052 4.113 ± 0.076
1606.320 4.545 ± 0.056 4.275 ± 0.082
1608.359 4.552 ± 0.049 4.199 ± 0.073
1636.359 4.564 ± 0.055 4.116 ± 0.079
1691.309 4.447 ± 0.070 4.096 ± 0.097
1822.598 4.785 ± 0.059 4.070 ± 0.083
1840.609 4.436 ± 0.119 3.952 ± 0.153
1848.535 4.600 ± 0.055 4.062 ± 0.078
1878.574 4.418 ± 0.055 4.035 ± 0.078
1901.477 4.414 ± 0.062 4.072 ± 0.086
1926.398 4.324 ± 0.047 3.970 ± 0.072
1999.348 4.307 ± 0.063 3.812 ± 0.086
2049.305 4.198 ± 0.063 3.774 ± 0.087
2174.586 4.385 ± 0.134 3.881 ± 0.168
2176.574 4.404 ± 0.119 3.884 ± 0.152
2193.602 4.422 ± 0.063 3.946 ± 0.087
2223.602 4.386 ± 0.100 3.986 ± 0.131
2321.445 4.425 ± 0.108 3.904 ± 0.139
2403.332 4.403 ± 0.082 3.753 ± 0.110
2404.301 4.454 ± 0.065 3.771 ± 0.090
2614.484 4.643 ± 0.109 3.907 ± 0.135
2619.445 4.665 ± 0.048 3.913 ± 0.071
2635.441 4.782 ± 0.086 3.856 ± 0.113
2675.555 4.782 ± 0.082 3.977 ± 0.108
2697.320 4.810 ± 0.064 4.199 ± 0.089
3090.336 4.537 ± 0.063 4.111 ± 0.089
3119.324 4.830 ± 0.057 4.128 ± 0.082
3318.551 4.541 ± 0.059 3.951 ± 0.083
В табл. 1 приводятся измеренные значения потоков в континууме и линии Нв в спектрах 1E 0754.6+3928 для соответствующей юлианской даты, а также их ошибки (±1ст). Ошибки рассчитывались так, как описано Сергеевым и др. (1999), где рассматривались следующие источники ошибок: отношение S/N, влияние атмосферной дисперсии и влияние качества изображений. Последний источник ошибок имеет место при заметном вкладе пространственно протяженных составляющих потоков, которые принимает входная апертура (звезд галактики и области узких линий) и для близких АЯГ может быть довольно значительным (см., нап
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.