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

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: б) спектральная переменность Вверх: Переменность излучения АЯГ Предыдущая часть: Переменность излучения АЯГ

а) оптическая переменность

Сразу же после первых отождествлений квазаров со звездами начались поиски их возможной переменности (напомним, что квазар -- это звездообразный источник, а об окружающих их галактиках тогда еще не знали). Специальные наблюдения, а также исследование переменности блеска квазаров по архивным данным (старым снимкам) показали, что блеск квазаров меняется, причем иногда довольно быстро, за несколько дней. Амплитуда изменений блеска у некоторых квазаров достигает нескольких величин (изменение блеска на одну звездную величину соответствует изменению потока в 2.5 раза), хотя есть и малоамплитудные объекты, блеск которых меняется всего на несколько десятых величины. То же относится и к ``лацертидам'', тем более, что некоторые из них, как уже говорилось, были отождествлены с известными переменными звездами. Все ``лацертиды'' имеют большую амплитуду переменности -- до $4^m$.

Сложнее оказалось с ядрами сейфертовских галактик: понятия ``галактика'' и ``переменность'' казались несовместимыми, хотя речь идет о переменности центральных звездообразных источников в ядрах галактик (мини-квазар). Тем не менее, переменность ядер сейфертовских галактик была надежно установлена, как многолетними специальными наблюдениями, так и исследованием архивных данных. Таким образом, получаем второе характерное свойство АЯГ, даже более общее, чем наличие эмиссионных линий в спектре (у ``лацертид'' сильные линии отсутствуют): переменность блеска.

[Рис. 1.] Спектры планетарной туманности, сейфертовских галактик 1-го и 2-го типа (Sy 1 и Sy 2) и квазара. Хорошо видны разрешенные линии водорода и запрещенные линии кислорода [OIII] $\lambda 4959,5007$ -- небулярные линии N$_1$,N$_2$. Линии в спектре планетарной туманности очень узкие, в спектре ядра галактики типа Sy 1 -- широкие с узкими центральными пиками, в спектре Sy 2 -- узкие, но шире, чем в планетарных туманностях. Спектр квазара похож на спектр Sy 1, но линии сильно смещены в красную область, водородная линия H$\alpha$ ушла в ИК диапазон, а в видимом появилась ультрафиолетовая линия Mg II $\lambda 2800$.

Исследование переменности дает нам важнейшую информацию о размерах объекта. Действительно, если интесивность излучения объекта меняется в 2-3 раза за время $\Delta t$, то его размеры не могут превышать $c\cdot \Delta t$, где $c$ -- скорость света. Характерное время оптической переменности АЯГ оказалось от одного до нескольких десятков дней, т.е. их размеры всего лишь порядка 10 световых дней! И это при массе в миллиард солнечных ( $10^9 M_{\odot}$)... Конечно такую массу имеют лишь некоторые квазары с большой светимостью. В среднем массы АЯГ составляют $10^7$-$10^8$ масс Солнца, что кстати на 1-2 порядка больше массы шарового скопления, состоящего из миллиона звезд.

Известный в настоящее время объект с самой высокой светимостью -- квазар 3C 279. Он же имеет и самую большую амплитуду переменности -- около $7^m$: в минимуме блеска звездная величина квазара $B=18^m$, но в 1937 г. он вспыхнул до $B=11^m.3$. При этом была зарегистрирована скорость переменности $2^m.2$ за 13 дней. Во время этой вспышки выделилась энергия $10^{54}$- $10^{55}$ эрг (для сравнения: энергия вспышки сверхновой $10^{50}$ эрг -- на 4-5 порядков меньше). Но в 1988 г. была зарегистрирована еще большая скорость переменности этого квазара -- $2^m$ в сутки (блеск квазара при этом был $B=12^m.1$), т.е. размеры квазара не превышают двух световых дней, а его масса (по светимости) оценивается не менее, чем в $3\cdot 10^9 M_{\odot}$.

По мере накопления данных по переменности АЯГ, их стали пытаться классифицировать по типу переменности (так же, как и переменные звезды вообще). При этом выяснилось, что, во-первых, кривые блеска АЯГ имеют две компоненты -- быструю, с характерным временем переменности дни и десятки дней, и медленную, с характерным временем от 1-2 до 20-30 лет. Во-вторых, по виду кривых блеска можно выделить 3 типа АЯГ: объекты, у которых преобладает быстрая компонента, объекты с доминирующей медленной компонентой и объекты, у которых вклад обеих компонент примерно одинаков. Однако в дальнейшем оказалось, что один и тот же объект может менять как тип переменности, так и спектральный тип: галактика типа Sy 1 может стать галактикой типа Sy 2 и наоборот.

В 1984 г. блеск ядра сейфертовской галактики NGC 4151 сильно упал и в отличие от предыдущих ослаблений оставался низким довольно продолжитеьное время. Полученные в это время спектры показали, что почти полностью исчезла широкая компонента разрешенных линий, и они стали такими же узкими, как и запрещенные, т.е. NGC 4151 по виду спектра в это время следует классифицировать как Sy 2. После минимума, который длился до 1990 г., блеск ядра NGC 4151 стал увеличиваться и в 1995 г., всего через 5 лет, достиг максимума (2-й цикл активности). Уже в 1990 г. снова появились широкие крылья разрешеных линий, т.е. объект опять стал классифицироваться как Sy 1. Изменился и тип переменности: если в первом цикле активности (1968-1983 гг.) амплитуды быстрой и медленной компонент были примерно одинаковы, то во втором (1990-2000) амплитуда медленной компоненты стала значительно больше. Но что особенно интересно, показатели цвета в максимуме блеска остались прежними, хотя светимость переменного источника в максимуме блеска увеличилась вдвое (рисунок 2). Это означает, что температура источника излучения (или, для нетеплового излучения, спектральный индекс) не изменилась, т.е. светимость могла увеличиться только за счет увеличения размеров источника.

Увеличение вдвое светимости в этом случае означает увеличение примерно в два раза излучающей поверхности. Но это относится к максимуму второго цикла активности в NGC 4151, когда светимость переменного источника в ядре в 10 раз превышала светимость галактики в апертуре $27''$ (3 килопарсека). Во время минимума 1984-1989 гг. светимость переменного источника составляла менее 1% от светимости галактики в той же апертуре! И такое увеличение светимости произошло всего лишь за 5-6 лет (на рисунке кривая блеска ядра NGC 4151 представлена в звездных величинах, т.е. в логарифмическом масштабе).

Copyright (c) "Русский переплет"