УДК 524.7-7
РЕНТГЕНОВСКАЯ И ОПТИЧЕСКАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ NGC 7469
© 2010 г. В. Т. Дорошенко12*, С. Г. Сергеев2, Е. Ю. Вовк3, Ю. С. Ефимов2, С. А. Климанов2, С. В. Назаров2
1Крымская лаборатория ГАИШ МГУ, пос. Научный 2 НИИ Крымская астрофизическая обсерватория, пос. Научный 3Научный Центр гамма телескопа ИНТЕГРАЛ, Женева, Швейцария Поступила в редакцию 29.10.2009 г.
На основе UBVRI-наблюдений авторов и рентгеновских данных спутника RXTE была исследована переменность галактики NGC 7469 за период 1995—2009 гг. В оптической области в 1995—2000 гг. наблюдалось изменение блеска ядра галактики почти на 1m в полосе U. В 2000—2009 гг. оптические изменения были существенно меньшей амплитуды. Регулярные рентгеновские наблюдения начались только с 2003 г. Относительная амплитуда переменности в рентгеновской области выше, чем в оптической. В оптической области амплитуда переменности убывает с увеличением длины волны. Полуширина автокорреляционной функции в рентгене составляет около 8 сут, а в полосе B — 62 сут. Структурные функции (SF) в рентгеновской области на временах до 7 сут и оптической области на временах до 100 сут имеют степенной вид SF(тb, где т — временное смещение. На временных интервалах более суток, где обе структурные функции определены довольно уверенно, наклоны их заметно различаются: b = 1.34 ± 0.06 для оптики и b = 0.25 ± 0.05 для рентгена. Уплощение структурной функции в рентгене начинается в районе 6—8 сут, а в полосе B — на временах около 90 сут. Наблюдаемые структурные функции можно описать моделью наложения независимых вспышек гауссовской формы, число которых меняется с изменением длительности ш как п(ш) ~ ша, а амплитуды вспышек зависят от длительности как А(ш) ~ . Распределение потоков и соотношение "поток—амплитуда", не противоречат модели кривой блеска в виде суперпозиции случайных вспышек. После фильтрации быстрых вариаций интенсивности на больших временных интервалах рентгеновская кривая блеска хорошо коррелирует с оптической. Запаздывания вариаций блеска в рентгене относительно изменений яркости в полосе B не обнаруживается. Изменения блеска в полосах R и I относительно вариаций в полосе B, вычисленные по центроиду кросс-корреляционной функции, запаздывают на 2.6 и 3.5 сут соответственно на уровне значимости 3а.
Ключевые слова: активные ядра галактик, сейфертовские галактики, фотометрия, NGC 7469.
ВВЕДЕНИЕ Сейфертовские галактики излучают в широком диапазоне длин волн от радио до рентгеновской области. Это излучение переменно. Cравнение характеристик переменности излучения в разных диапазонах в принципе может прояснить механизмы переменности в разных спектральных областях и установить их причинную связь. Согласно наиболее распространенной современной точке зрения излучение в оптическом и УФ-диапазоне в галактиках с активными ядрами имеет тепловое происхождение и возникает в аккреционном диске (АД), окружающем сверхмассивную черную дыру. Рентгеновское излучение приходит из
Электронный адрес: vdorosh@sai.crimea.ua, dorvalen@mail.ru
самых ближайших окрестностей черной дыры, с расстояния нескольких радиусов Шварцшильда от нее, из так называемой "короны". Связь между короной и аккреционным диском обеспечивается либо переработкой рентгеновского излучения в АД (репроцессинг или прямой комптон-эффект), или происходит из-за рассеяния УФ-фотонов из диска горячими электронами короны (обратный комптон-эффект). Большая часть рентгеновского излучения короны, падающего на диск, поглощается диском, частично нагревая его и частично переизлучаясь в линии Ка. Другая часть падающего на диск излучения короны отражается от АД. УФ и оптические фотоны АД, получая от горячих электронов короны дополнительную энергию, начинают излучать в рентгеновском диапазоне. Нагретый диск создает
дополнительное оптическое излучение. Отраженное излучение проявляется в виде дополнительного излучения в области жесткого рентгена c максимумом на 20 кэВ (см. Клавель и др., 1992, и ссылки в этой работе).
С помощью одновременного мониторинга ряда объектов в разных спектральных диапазонах астрономы пытаются выяснить, какова степень кор-релированности излучения в оптическом и рентгеновском диапазонах и насколько важны эти механизмы в формировании непрерывного спектра сей-фертовских галактик. Если преобладают процессы обратного комптоновского рассеяния, то можно ожидать запаздывание рентгеновского излучения относительно оптического. Если преобладает ре-процессинг, то следует ожидать обратной картины, т.е. запаздывания оптического излучения диска относительно рентгеновского излучения короны.
С 1996 г. появилась возможность проводить длительные наблюдения активных ядер галактик c высоким временным разрешением на спутнике RXTE. Одновременно с рентгеновскими наблюдениями проводились УФ-наблюдения с помощью спутников IUE и HST. А для оптических наблюдений привлекались наземные телескопы по всему миру. В июне—июле 1996 г. в течение 30 сут были проведены одновременные наблюдения сейфертов-ской галактики NGC 7469 в рентгеновской, УФ и оптической областях. Эти наблюдения привели к интересным результатам. С одной стороны, излучение в оптическом диапазоне слегка запаздывало относительно излучения в УФ-области (Вондерс и др., 1997; Коллие и др., 1998), что можно было объяснить переработкой УФ-излучения в оптическое в АД. Но сравнение рентгеновского и УФ-излучения (Нандра и др., 1998) озадачило. В то время как амплитуды переменности в рентгеновской и УФ-областях оказались сравнимы (Fvar = = 15.5% в рентгене и 14.7% на А1315 A), однозначной корреляции не получалось. Во-первых, между рентгеном и УФ при нулевом запаздывании корреляция практически отсутствовала. Во-вторых, в максимумах УФ-излучение опережало рентгеновское на 4 сут (r = 0.45), в-третьих, минимумы в УФ и в рентгене наступали одновременно. Таким образом, эти наблюдения отвергали оба указанных выше механизма. Чтобы понять полученный результат, были проведены многочисленные исследования (Беркли и др., 2000; Нандра и др., 2000; Нандра, Пападакис, 2001). Переобработка этих 30-дневных наблюдений, сделанная Петруччи и др. (2004), когда в рамках одной модели объяснялся и УФ, и рентгеновский спектры, показала, что переменность в рентгене является причиной переменности в УФ-излучении через репроцессинг. По мнению этих авторов, переменность в рентгене
может быть вызвана изменениями количества пятен в короне. Кроме того, они пришли к выводу, что за 30 сут меняется конфигурация "диск—корона". Однако опережения рентгеновского излучения относительно УФ, ожидаемого в этой модели, не наблюдалось.
В большинстве случаев на малых временных интервалах (порядка суток или менее) в других сейфертовских галактиках корреляция оптического и рентгеновского излучения или отсутствовала, или была слаба, что, в принципе, не противоречило модели репроцессинга. Однако на больших временах (годы) связь рентгеновского и оптического излучения исследовалась мало, пока лишь для NGC 4051 (Петросян, и др., 2000), NGC 5548 (Уттли и др., 2003), Mrk 79 (Бридт и др., 2009) и 3C 120 (Дорошенко и др., 2009). Например, в NGC 4051 на временной шкале около месяца корреляция между поведением рентгеновского и оптического континуума была слабой (Шеммер и др., 2003). На временах около трех лет, когда была подавлена высокочастотная рентгеновская переменность в NGC 4051, корреляция присутствовала, но относительная амплитуда переменности в оптическом континууме была намного меньше, чем в рентгеновском (Петерсон и др., 2000; Шеммер и др., 2003). В NGC 5548 на интервале около шести лет кривые блеска в оптике и рентгене показали высокую степень кор-релированности (r = 0.95), а после учета вклада материнской галактики относительная амплитуда переменности в оптике оказалась выше, чем в рентгене (Уттли и др., 2003). В Mrk 79 (Бридт и др., 2009) потоки в рентгене и оптике хорошо коррелировали на временах порядка нескольких десятков дней. Однако плавное падение блеска в полосе V в течение нескольких лет отсутствовало в рентгене, что авторы связывают с вариациями темпа аккреции или с изменением размера и положения источника рентгеновского излучения. После учета вклада подстилающей галактики в Mrk 79, так же как в NGC 5548, относительная амплитуда переменности в оптике оказалась выше, чем в рентгене. Анализ переменности в 3C 120 за 2002-2007 гг. (Дорошенко и др., 2009) показал корреляцию потоков в оптической и рентгеновской областях, однако вопрос о запаздывании решается весьма ненадежно.
Как видим, понимание взаимодействия оптического и рентгеновского излучения в сейфертов-ских галактиках далеко от ясности. Поэтому новые наблюдения переменности в этих двух областях спектра весьма желательны.
В Крымской лаборатории ГАИШ и в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО) в течение многих лет проводятся спектральные и фотометрические наблюдения ядер активных галактик
и, в частности, галактики NGC 7469. Здесь мы представляем результаты наших фотоэлектрических UBV-наблюдений NGC 7469 в 1995-2009 гг. и BVRI-наблюдений с ПЗС-матрицей в 20022009 гг. Общедоступные рентгеновские данные за 1996-2009 гг. в области энергий 2-10 кэВ взяты из архива http://heasarc.gsfc.nasa.gov. Мы анализируем наши оптические широкополосные наблюдения 1995-2009 гг. и проводим сравнение оптических и рентгеновских кривых блеска с помощью анализа относительной амплитуды переменности, а также используя автокорреляционную, структурную и кросс-корреляционную функции.
соответственно. Подробности о процессе наблюдений с матрицей, об аппаратуре, методике обработки и анализе ошибок можно найти в работе Дорошенко и др. (2005). Обычно мы делали подряд четыре цикла ВУК1-наблюдений ядра галактики, что занимало около 15 мин, и затем усредняли полученные потоки. Однако, чтобы исследовать вариации блеска внутри ночи, мы провели более длительные ВУК1-наблюдения с временным разрешением 4—6 мин, получая от 10 до 70 точек в каждом фильтре (16 ночей в 2002 г. и одну ночь в 2003 г.). Медианный интервал между двумя соседними наблюдениями с матрицей составлял 1.97 сут.
НАБЛЮДЕНИЯ
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.