Портал | Содержание | О нас | Авторам | Новости | Первая десятка | Дискуссионный клуб | Чат Научный форум Первая десятка "Русского переплета" Темы дня:

Мир собирается объявить бесполётную зону в нашей Vselennoy! | Президенту Путину о создании Института Истории Русского Народа. |Нас посетило 40 млн. человек | Чем занимались русские 4000 лет назад? | Кому давать гранты или сколько в России молодых ученых?

[ ENGLISH ] [AUTO] [KOI-8R] [WINDOWS] [DOS] [ISO-8859]

Следующая часть: в) рентгеновская переменность Вверх: Переменность излучения АЯГ Предудущая часть: а) оптическая переменность

б) спектральная переменность

То, что выше было сказано о спектральной переменности АЯГ, стало известно не сразу. Первое время вообще считалось, что спектры АЯГ стабильны, каждый класс объектов имеет свой тип спектра (отсюда и классификация). Более того, считалось, что природа центральных источников в АЯГ определяется именно их спектральными характеристиками. Соответственно и теоретические модели пытались объяснить прежде всего спектры АЯГ. Даже когда обнаружили оптическую переменность АЯГ, спектральные характеристики оставались на первом месте.

В 1970 г. А.М.Черепащук и автор начали наблюдения сейфертовской галактики NGC 4151 в линии H$\alpha$ с целью попытаться обнаружить возможную переменность интесивности линии. До этого был известен только один случай возможной спектральной переменности: в спектре сейфертовской галактики NGC 3516, снятом в 1967 г., отсутствовала линия H$\beta$, точнее, ее широкая компонента. А в 1942 г. линия H$\beta$ в спектре этой галактики, согласно данным Карла Сейферта, была очень сильной. Если за 25 лет интенсивность линии изменилась на 100%, то можно было ожидать переменность $0^m.04$-$0^m.05$ в год. Конечно, обнаружить такую малую амплитуду обычным фотографическим способом невозможно. Поэтому наблюдения проводились фотоэлектрическим методом с использованием специального прибора -- клинового интерференционного светофильтра.

Результаты оказались настолько неожиданными, что в течение 5 лет со времени публикации (1973) никто не хотел в них верить. И только в 1978 г., когда были опубликованы результаты наблюдений NGC 4151 со специализированного ультрафиолетового спутника IUE (International Ultraviolet Explorer) в линии углерода CIV $\lambda 1550$Å, были признаны и результаты наших наблюдений в линии H$\alpha$. Результаты наблюдений переменности эмиссионных линий оказались одинаковыми: интенсивность линии отвечает на изменения континуума с некоторым запаздыванием. Разница только в том, что изменения в H$\alpha$ запаздывают на 23-25 дней, а в CIV -- на 12 дней.

Эти результаты легко объясняются, если предположить, что эмиссионные линии в АЯГ возбуждаются вследствие фотоионизации, а область формирования линий находится на некотором расстоянии от области формирования континуума. Тогда запаздывание вызвано временем, которое необходимо свету, чтобы достичь области формирования линий. Естественно, что область формирования линий более высокой степени ионизации (CIV), находится ближе к источнику континуума, чем линий более низкой степени ионизации (H$\alpha$), поэтому и запаздывание для них меньше. К настоящему времени переменность эмиссионных линий с запаздыванием относительно континуума обнаружена для многих АЯГ, и возникло даже новое направлении в их исследовании -- эхо-картирование, т.е. по времени запаздывания (световое эхо) для разных линий можно составить карту их пространственного распределения, что невозможно сделать никакими методами прямых наблюдений. В самом деле, запаздывание в 25 дней дает размеры $7\cdot 10^{17}$ см. На расстоянии даже ближайшей сейфертовской галактики (20 мегапарсек) это соответствует 0.0002 угловой секунды, а разрешение даже самых больших телескопов порядка $0''.1$.

[Рис. 2.] Кривая блеска ядра сейфертовской галактики NGC 4151 за последние 40 лет. Видны два цикла активности, разделенные продолжительным минимумом 1984-1989 гг. В первом цикле (до 1984 г.) амплитуды быстрой и медленной компонент примерно одинаковы, но во втором амплитуда медленной компоненты намного больше. Во время минимума почти полностью исчезли широкие крылья водородных линий, и объект стали классифицировать как Sy 2. В максимуме второго цикла активности активности (1990-2000 гг.) интесивность линии H$\alpha$ увеличилась в 6 раз, а линии гелия HeII $\lambda 4686$Å-- в 10 раз. Объект снова стали классифицировать как Sy 1.

[Рис. 3.] Корреляция и запаздывание переменности интенсивности водородной линии H$\alpha$ и линии углерода CIV $\lambda 1550$Å в спектре NGC 4151 относительно континуума: переменность континуума повторяется в линиях с некоторым запаздываем и сглаживанием. Это объясняется тем, что область формирования эмисссионных линий находится на некотором расстоянии от источника континуума и имеет большие размеры.

Время запаздывания переменности линии дает нам эффективные размеры эмиссионной области, а характерное время изменений интенсивности линии -- плотность газа в этой области. Дело в том, что время высвечивания, т.е. падения потока в линии после ее возбуждения, обратно пропорционально плотности (точнее, концентрации частиц) газа. Поэтому, зная время переменности линии, можно определить плотность газа в области, где эта линия формируется. Оказалось, что электронная плотность в BLR достигает величин $N_e=10^{10}$ -$10^{11}$ частиц в кубическом сантиметре ($см^{-3}$), тогда как в NLR, т.е. в области формирования запрещенных линий, $N_e$ не может превышать величины $10^4$-$10^5$ $см^{-3}$: запрещенные линии не могут излучаться при высокой плотности.

При $N_e=10^4$ время высвечивания в линиях составляет порядка 10000 лет, так что интенсивности запрещенных линий можно считать постоянными по меньшей мере в течение сотен лет. Соответственно и размеры NLR должны быть намного больше, чем BLR, что подтверждается непосредственными наблюдениями: в наиболее близких АЯГ небулярные линии видны на расстоянии 1-3$''$ от центра. Для NGC 4151, например, $1''$ соответствует 100 парсекам, т.е. NLR простирается от 1-2 до нескольких сотен парсек.

Существуют, однако, узкие линии, интенсивность которых меняется в 2-3 раза, причем иногда довольно быстро, за десятки дней. Это прежде всего запрещенная линия 9-кратно ионизованного железа [FeX] и узкие линии-спутники, обнаруженные по обеим стронам широкой линии CIV. Интенсивность последних меняется за 3-4 дня. Предполагается, что в отличие от обычных запрещенных линий кислорода, серы и др. эти переменные линии формируются совсем в другой области АЯГ, не связанной с NLR и расположенной гораздо ближе к центральному источнику.

Copyright (c) "Русский переплет"