ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 4, с. 237-248

ОТНОСИТЕЛЬНАЯ НЕЗАВИСИМОСТЬ ИК-ЗАПАЗДЫВАНИЙ

ОТ ДЛИНЫ ВОЛНЫ В NGC 4151 В ТЕЧЕНИЕ 2010-2015 гг.

¹Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

²Отдел астрономии и астрофизики, Университет Калифорнии, Санта Круз, США

Поступила в редакцию 26.09.2018 г.; после доработки 07.12.2018 г.; принята к публикации 25.12.2018 г.

Исследована корреляция между инфракрасным (JHKL) и оптическим (B) потоками переменного

ядра сейфертовской галактики NGC 4151, используя наши данные (частично опубликованные), а

также опубликованные данные Робертс и Рамсти (2012), Гуо и др. (2014) и Шнулле и др. (2013,

2015) за период наблюдений 2010-2015 гг. Найденные запаздывания переменности потока в HKL

относительно оптических вариаций совпадают в пределах точности измерений и равны примерно

37 ± 3 дням. Мы не подтвердили значительное уменьшение запаздывания для HKL в 2013-2014 гг.,

которое было найдено Шнулле и др. (2015), но обнаружили, что компонент с коротким запаздыванием

в J усилился. Мы обсуждаем наши результаты в рамках стандартной модели, где переменное

инфракрасное излучение связано, главным образом, с тепловым переизлучением коротковолнового

излучения пылевыми облаками, близкими к переменному центральному источнику. Существует также

некоторый вклад в ИК-эмиссию от аккреционного диска, причем этот вклад увеличивается с

уменьшением длины волны. Переменность в J и K происходит не совсем синхронно, что, возможно,

связано с различным вкладом излучения аккреционного диска в этих фильтрах. Отсутствие изменений

ИК-запаздывания с длиной волны (HKL) можно объяснить тем, что пылевые облака в течение 2010-

2015 гг. были локализованы дальше, чем радиус области возможной сублимации. Относительная

независимость ИК-запаздывания от длины волны также согласуется с моделью полого биконического

истечения пылевых облаков (Окнянский и др., 2015).

Ключевые слова: NGC 4151, ИК и оптическая переменность, кросс-корреляционный анализ,

пылевой тор.

DOI: 10.1134/S0320010819040065

ВВЕДЕНИЕ

этого объекта была обнаружена еще в 1958 г. по

фотоэлектрическим наблюдениям, но эти резуль-

Ядро NGC 4151 — одно из самых исследо-

таты были опубликованы лишь 10 лет спустя (де

ванных активных ядер галактик (АГЯ), благодаря

Вокулер, де Вокулер, 1968), когда переменность

своей яркости и значительной переменности во

объекта была уже установлена. Этот объект входит

всех диапазонах, за исключением радиодиапазона.

Объект интенсивно исследуется с момента откры-

также в список объектов, наблюдавшихся Сей-

фертом (1943), а первые спектральные наблюдения

тия переменности в 1967 г. (Фитч и др., 1967). Для

были проведены еще 100 лет назад (Кэмпбелл,

него получены наиболее продолжительные среди

Мур, 1918). Черепащук и Лютый (1973) откры-

АГЯ исторические кривые блеска на основе фото-

ли переменность широких эмиссионных линий в

графических архивных данных, начиная с 1906 г.

NGC 4151, а также сделали первое измерение

(Окнянский, 1978, 1983; Окнянский и др., 2016;

запаздываний в переменности АГЯ.

Пахольчик, 1971) и фотоэлектрических наблюде-

ний (в основном наблюдений В.М. Лютого). Отме-

C момента открытия переменности квазаров в

1963 г. астрономы пытались ввести какой-то поря-

тим, что имеется некоторое количество ИК и опти-

док в разнообразие типов АГЯ. Хачикян и Видман

ческих фотоэлектрических наблюдений до 1967 г.

(1971) условно разбили все АГЯ на два типа: тип

(см. ссылки в Окнянский, 1993; Окнянский, Лю-

1 —это объекты, где есть очень широкие эмис-

тый, 2007; Окнянский и др., 2016). Переменность

сионные линии (с допплеровской полушириной от

^*Электронный адрес: oknyan@mail.ru

нескольких до ∼10 тыс. км/c) и относительно узкие

237

238

ОКНЯНСКИЙ и др.

эмиссионные линии с полушириной до 2000 км/c;

измерения времени запаздывания переменности в

тип 2 —АГЯ, в спектре которых наблюдаются

ИК-области относительно вариаций в оптической

только относительно узкие эмиссионные линии.

и/или УФ-областях спектра.

Ядро NGC 4151 было названо типичным объектом

NGC 4151 было первым АГЯ, для которого та-

первого типа или Sy1, а ядро NGC 1068 — типич-

кое запаздывание было сначала предположено на

ным объектом второго типа или Sy2. Прорыв был

основе визуального анализа кривых блеска (Пен-

совершен в 80-е гг. прошлого века, когда благодаря

стон и др., 1971), а затем измерено на основе кросс-

работе Кил (1980) оказалось, что вид оптического

корреляционного анализа рядов наблюдений (Ок-

спектра АГЯ коррелирует с ориентацией. Вскоре

нянский, 1993; Окнянский и др., 1999). Первое

появилась так называемая унификационная модель

измерение величины запаздывания переменности в

АГЯ, которая в упрощенном виде постулирует,

фильтре K относительно оптической в NGC 4151

что АГЯ типов 1 и 2 — фактически одни и те

дало значение 18 дней (Окнянский, 1993). В филь-

же объекты, наблюдательные свойства которых

тре L (в том же интервале времени и на основе

различаются только из-за различной ориентации к

тех же данных) запаздывание оказалось больше —

наблюдателю. Эта модель после работы Антонуччи

26 дней (Окнянский, Хорн, 2001). Оказалось, что

(1993) носит название “модели соломенного чело-

величина запаздывания в NGC4151 меняется в

века” или сокращенно SPM. Важнейшим элемен-

зависимости от уровня светимости центрального

том SPM является гипотеза о существовании оп-

источника, причем это происходит с некоторым

тически толстого пылевого тора, имеющего облач-

запаздыванием около нескольких лет (Окнянский

ную структуру (Хониг, Кишимото, 2011). Наличие

и др., 2008; Кишимото и др., 2013). Это запаз-

такого тора является ключевым моментом для объ-

дывание было интерпретировано как следствие

яснения поглощения излучения в широких линиях

пространственной удаленности пыли, нагреваемой

и наблюдаемого различия спектров cейфертовских

переменным излучением центрального источника.

ядер типов 1 и 2. Несмотря на значительный успех

Изменение величины запаздывания может про-

этой модели, у нее есть и проблемы. В частности, в

исходить в результате процессов сублимации и

1984 г. было обнаружено, что типичное ядро перво-

восстановления пыли при изменениях уровня УФ-

го типа NGC 4151 изменило свой тип от Sy1 к Sy2

излучения ядра. В настоящее время такие иссле-

(Лютый и др., 1984; Пенстон, Перес, 1984; Чуваев,

дования проведены для нескольких десятков АГЯ.

Окнянский, 1989), а затем снова вернулось спустя

Большой интерес представляет исследование за-

время в состояние Sy1 (Окнянский и др., 1991). В

висимости величины запаздывания от длины волны

настоящее время стало известно несколько десят-

в ИК-диапазоне. Для NGC 4151 в наших первых

ков таких случаев смены типа АГЯ, что позволяет

публикациях (Окнянский и др., 1999; Окнянский,

сделать вывод о том, что это не какое-то исклю-

2002; Окнянский, Хорн, 2001) по определению

чительно явление одноразового типа, а достаточно

ИК-запаздывания было отмечено, что запазды-

типичное событие для переменных АГЯ. Очевидно,

что ориентация объекта не может меняться так

вание в фильтре L значительно (в разы) больше

быстро, и эти факты являются серьезной пробле-

запаздывания в K. После яркой вспышки ядра в

мой для унификационной модели. Форма и струк-

1996 г. ИК-запаздывания значительно выросли, и

тура пылевых торов не исследованы достаточно

при этом запаздывания в K и L практически не

хорошо в настоящее время. Хотя этот тор обычно

отличались в пределах точности измерений (Ок-

изображается на схемах и рисунках в виде толстого

нянский и др., 2006). В наших предыдущих рабо-

кольца, проведенные ИК-наблюдения с высоким

тах (Окнянский и др., 2014a, b) мы обнаружили,

разрешением ряда АГЯ, показали, что пылевые

что запаздывания во всех ИК-фильтрах JHKL

облака, преимущественно излучающие в дальнем

совпадают в пределах точности измерений. Прове-

и среднем ИК-диапазонах, концентрируются не в

денный нами анализ опубликованных фотометри-

плоскости галактики или аккреционного диска, как

ческих данных для ряда других АГЯ показал, что

ожидалось, а в полярных областях (Браатз и др.,

относительная независимость величины запазды-

1993; Камерон и др., 1993; Бок и др., 2000; Хониг

вания от длины волны в ИК-диапазоне является

и др., 2012). Считается общепринятым, что ИК-

скорее правилом, чем исключением (Окнянский и

излучение АГЯ главным образом связано с тепло-

др., 2015). Мы предположили, что значительный

вым излучением пыли в газово-пылевых облаках, а

рост величины ИК-запаздывания с длиной волны

нагрев пыли происходит за счет излучения самых

может наблюдаться в период значительного роста

внутренних частей аккреционного диска, которое

светимости центрального источника, когда проис-

энергетически доминирует в УФ. Основным мето-

ходят сублимация пыли и увеличение запаздыва-

дом изучения структуры области пылевых облаков

ния. С учетом отставания на несколько лет изме-

является эхо-анализ на основе данных ИК и оп-

нений величины запаздываний, рост величины ИК-

тической (УФ) переменности, а именно на основе

запаздываний с длиной волны может наблюдаться

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№4

ОТНОСИТЕЛЬНАЯ НЕЗАВИСИМОСТЬ ИК-ЗАПАЗДЫВАНИЙ

239

через некоторое время после значительной вспыш-

наши наблюдения только для интервала 2010-

ки в светимости. Более типичным случаем является

2015 гг., которые опубликованы до 2011 г. вклю-

ситуация, когда пылевые облака находятся дальше

чительно в табличном виде (Таранова, Шенаврин,

области возможной сублимация пыли при текущем

2013), а до 2015 г. — в открытом доступе в архи-

уровне светимости. Очевидно, что для большин-

ве http://www.sai.msu.ru/basa/inf.html. В преды-

ства объектов реализуется именно эта ситуация,

дущих работах мы проводили анализ для 2008-

когда значительные вспышки светимости были в

2013 гг. (Окнянский и др., 2014a, b). Аналогично

прошлом, а не в исследуемом интервале времени.

в данной работе мы добавили новые наблюдения

Возможность определения космологических

за 2013-2015 гг., а также объединили их с опуб-

констант на основе запаздывания инфракрасной

ликованными ИК и оптическими данными Шнулле

переменности была впервые упомянута Кобаяши

и др. (2013, 2015). Эти дополнительные данные

и др., (1998) и была независимо предложена, а

существенно улучшили кривые блеска в исследу-

также реализована Окнянским (1999, 2002). В

емом интервале. Данные за 2008-2009 гг. не были

недавних публикациях Ешии и др. (2014), Хониг

включены в данное исследование ввиду их немно-

(2014), Хониг и др. (2014) и Кошида и др. (2017)

гочисленности и меньшей точности. Кроме того, в

этот метод рассмотрен детально и применен на

отличие от прошлых публикаций, мы не включили в

практике (см. также обсуждение в Окнянский и

исследование данные оптической фотометрии, по-

др., 2014b). Относительная независимость ИК-

лученные (в основном в 2009 г.) на 1.5-м телескопе

запаздываний от длины волны для большинства

Майданакской обсерватории, из-за невозможно-

АГЯ важна при практическом применении этого

сти надежно согласовать эти данные с нашими

метода, так как уменьшает проблему, связанную со

измерениями (в 2009 г. оптическая фотометрия

смещением длин волн излучения АГЯ в зависимо-

объекта нами не проводилась). Большая часть

сти от красного смещения (для небольших z <=

инфракрасных наблюдений имеет точность не хуже

= ∼0.2). Недавнее применение этого метода для

1-2%. Точность наших ИК-измерений стала выше

определения расстояния до NGC 4151 показало,

в исследуемом интервале по сравнению с прошлы-

что объект находится значительно дальше, чем это

ми публикациями, что объясняется рядом модер-

считалось ранее (Хониг и др., 2014).

низаций аппаратуры. В редких случаях ошибки из-

Данная работа является продолжением нашей

мерений были больше, но для дальнейшего анализа

серии работ по исследованию ИК-запаздываний

мы используем только измерения с ошибками не

ближней ИК-переменности относительно оптиче-

хуже 7%. Всего для периода 2010-2015 гг. мы

ской переменности ядра NGC 4151 на основе

использовали 66, 54, 54, 66 средних за ночь наших

наших новых мониторинговых наблюдений в ИК-

измерений соответственно в фильтрах J, H, K и L.

фильтрах JHKL в сочетании с фотоэлектрически-

Наши данные в фильтрах JHK были дополнены

ми и ПЗС-измерениями в оптическом диапазоне в

измерениями Шнулле и др. (2013, 2015) — 29 дат

течение 2010-2015 гг. (см. подробный обзор иссле-

за 2010-2014 гг. Мы редуцировали эти данные в

дований, описание методов наблюдений и анализа

нашу систему. Методика оптических фотоэлектри-

данных в нашей предыдущей публикации Окнян-

ческих наблюдений осталась такой же, что при-

ский и др., 2014a). Дополнительно использованы

менялась В.М. Лютым до 2008 г. включительно

опубликованные ИК и оптические данные Шнулле

(Окнянский и др., 1999), но дополнительно были

и др. (2015), которые помогли сделать кривые

использованы ПЗС-измерения на 60-см телескопе

блеска более полными и соответственно провести

Южной станции ГАИШ (см. описание в Окнянский

более надежное определение ИК-запаздываний. В

отличие от предыдущих публикаций, для анализа

и др., 2012). Поскольку в ПЗС-измерениях отсут-

временных рядов, кроме нашего кода MCCF (см.

ствуют наблюдения в фильтре U, то мы исполь-

подробности в прошлых публикациях), использо-

зовали данные в фильтре B для построения свод-

ван также популярный в последнее время метод

ной оптической кривой блеска. ПЗС-наблюдения

JAVELIN, основанный на численном моделирова-

были редуцированы в систему фотоэлектрических

нии кривых блеска в виде марковских процессов

измерений с апертурой 27^′′. Наши данные, как и

(Зу и др., 2013).

в предыдущих работах (Окнянский и др., 2014a,b,

2015), были дополнены опубликованными ПЗС-

измерениями в фильтре B: 12 дат (Робертс, Рамсти,

НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

2012) и 17 дат (Гуо и др., 2014), которые были

Методика ИК-наблюдений в фильтрах JHKL

редуцированы в нашу систему. Дополнительно мы

была подробно описана нами в предыдущих пуб-

использовали оптические измерения Шнулле и др.

ликациях (см., например, Таранова, Шенаврин,

(2013, 2015) в красном фильтре z (29 дат), которые

2013). В данном исследовании мы используем

также были редуцированы в нашу систему В.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

240

ОКНЯНСКИЙ и др.

2010

2011

2012

2013

2014

2015

6.5

ventral

7.5

8.5

9.5

10.5

11.5

12.5

5000

5500

6000

6500

7000

JD 245+

Рис. 1. Сводные кривые блеска в ИК-фильтрах JHKL и оптическом B в 2010-2015 гг. В ИК-кривых блеска:

заполненные кружки — наши данные, открытые кружки — данные Шнулле и др. (2013, 2015). В кривой блеска

B: точки — наши крымские фотоэлектрические и ССD-измерения, треугольники— редуцированные данные Робертс,

Рамсти (2012), крестики — редуцированные даны Гуо и др. (2014), открытые кружки — редуцированные данные Шнулле

и др. (2015).

Таким образом, все оптические и ИК-данные

блеска. Кроме того, в оптической переменности

сведены в одну систему. Формальная точность фо-

заметны быстрые изменения небольшой амплитуды

тоэлектрических измерений в основном не хуже

с характерным временем порядка нескольких дней.

1-2%, но возможны систематические расхождения

В течение всего интервала времени наблюдаемая

между измерениями, полученными на разных ин-

амплитуда переменности в B была около 0m. 93, то-

струментах. По нашим оценкам эти ошибки не пре-

гда как известная по историческим кривым блеска

вышают 10%. Всего в сводной оптической кривой

(Окнянский и др., 2016) амплитуда переменности

блеска 197 дат измерений величины В. Сводные

составляет почти 2^m. В то же время в начале

кривые блеска NGC 4151 для 2010-2015 гг. в

интервала наблюдался блеск ярче 12^m, что позво-

фильтрах JHKL и B представлены на рис. 1. Как

ляет говорить о высокой активности объекта в это

это видно на рис. 1, вариации блеска в фильтрах

время. В интервале 2010-2015 гг. яркость объекта

JHKL происходили практически синхронно, без

в среднем ослабевала, но при этом наблюдалась

каких-либо заметных на глаз отличий или сдвигов.

переменность на временах порядка нескольких ме-

В фильтре L меньше точек, так как у Шнулле

сяцев. Оценку вклада галактики в диафрагме 27^′′

и др. (2015) нет наблюдений в этом фильтре. В

в данной работе мы не проводили, так как этот

изменениях присутствуют быстрые вариации (с ха-

вклад не имеет значения для проведения кросс-

рактерным временем десятки дней) и долговре-

корреляционного анализа. К тому же оценки это-

менный тренд (с характерным временем несколько

го вклада делались ранее, в частности в работе

лет или более) с максимумом примерно в нача-

Лютого и Дорошенко (1999). Если взять из этой

ле интервала. В оптической кривой блеска также

работы значение блеска галактики B = 12.91, то в

наблюдаются быстрые и медленные изменения с

исследуемом нами интервале вклад ядра галактики

теми же характерными временами, причем мед-

при минимальных значениях B = 12m. 81 составлял

ленный тренд более заметен, чем в ИК-кривых

около 10% регистрируемого потока в B и ∼1/9 от

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№4

ОТНОСИТЕЛЬНАЯ НЕЗАВИСИМОСТЬ ИК-ЗАПАЗДЫВАНИЙ

241

0.9

0.7

0.5

150

100

150

Запаздывание, дни

Рис. 2. Кросс-корреляционные функции для K (сплошная линия), H (пунктирная линия), J (точки) и B в интервале

20010-2015 гг. Вертикальная пунктирная линия отмечает нулевое запаздывание.

вклада галактики. При максимальном блеске около

публикациях (см., например, Окнянский и др.,

B=11m. 88 вклад ядра галактики был в ∼1.5 раза

2014a,b, 2017). В методе MCCF мы стремимся

ярче, чем вклад галактики. Таким образом, поток

вводить минимальное количество произвольных

излучения от центрального источника в B менялся

параметров, а также существенно сокращаем

более чем в 13 раз за время наблюдений в интерва-

вклад, вносимый ошибками интерполирования.

ле 2010-2015 гг. Известно, что нагрев пыли осу-

Подробное обсуждение других методов кросс-

ществляется, главным образом, УФ-излучением,

корреляционного анализа неравномерных рядов,

но мы предполагали, что вариации УФ и оптическо-

и их сравнение с методом MCCF были сделаны

го излучения происходят синхронно (Эделсон и др.,

в наших предыдущих работах (Окнянский и др.,

2017), причем запаздывание оптической перемен-

2014a,b, 2017).

ности относительно УФ незначительно (∼0.5 дня).

В данной работе мы дополнительно проводили

Мы планируем опубликовать в табличном виде

также анализ рядов популярным в последние годы

все используемые ИК и оптические наблюдения в

методом JAVELIN (Зу и др., 2011, 2013). Допол-

самое ближайшее время.

нительные детали и ссылки могут быть взяты в ра-

боте Окнянского и др. (2017). Метод JAVELIN —

не совсем обычный метод кросс-корреляционного

МЕТОДИКА КРОСС-КОРРЕЛЯЦИОННОГО

анализа. В этом методе проводится моделирование

АНАЛИЗА

кривых блеска 10 000 раз на основе предположе-

Кросс-корреляционный анализ астрономиче-

ний о свойствах переменности АГЯ (см., например,

ских временных рядов представляет определенную

Гаскелл, Питерсон, 1987), а затем находятся за-

сложность ввиду их неравномерности. Для анализа

паздывания для каждой пары этих моделирован-

рядов мы применяли наш код MCCF, который

ных кривых блеска. По найденным таким образом

является, по сути, модернизацией метода Гаскелл

запаздываниям строится гистограмма, которая ис-

и Спарк (1986). Методика нашего анализа не

пользуется для нахождения оптимального запаз-

изменилась, и описана в деталях в предыдущих

дывания и его погрешности (см., например, Шап-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

242

ОКНЯНСКИЙ и др.

0.9

0.7

0.5

150

100

150

Запаздывание, дни

Рис. 3. Кросскорреляционные функции для L (пунктирная линия), K (сплошная линия) и B в интервале 2010-2015 гг.

Вертикальная пунктирная линия отмечает нулевое запаздывание.

пии и др., 2014; Зу и др., 2011, 2013). Разумеется,

почти такой же, как было найдено нами для ин-

этот метод имеет те же проблемы, что и любые ме-

тервала 2008-2013 гг. Так же как и в предыдущей

тоды с интерполированием и экстраполированием

публикации, запаздывания в пределах точности

рядов. Тем не менее этот метод часто используется

измерения около трех дней (cм. следующий раз-

в последнее время и обычно дает сходные с другими

дел) практически не зависят от длины волны.

методами результаты. Мы решили использовать

В то же время заметно отличается вид кросс-

этот метод в качестве дополнительного контроля

корреляционных функций в области около нулево-

наших результатов, даваемых методом MCCF, при-

го запаздывания. Там можно отметить вторичный

чем без каких-либо изменений в авторском коде.

максимум, причем значимость его падает вдоль

В дальнейшем мы планируем провести модерниза-

последовательности JHKL. Для J этот максимум

цию JAVELIN, аналогичную той, что была сделана

приходится примерно на 4-6 дней. Этот максимум,

в методе MCCF для уменьшения вклада оши-

возможно, связан с переменностью аккреционного

бок интерполирования при моделировании кривых

диска в ИК. На рис. 4 приведены результаты ана-

блеска с большими пробелами.

лиза методом JAVELIN. Из сравнения рис. 2, 3 и 4

видно, что оба метода дают примерно одинаковые

результаты. Плотность наблюдений, к сожалению,

КРОСС-КОРРЕЛЯЦИОННЫЙ АНАЛИЗ

недостаточна для проведения анализа в более

КРИВЫХ БЛЕСКА

коротких интервалах времени, за исключением

Кросс-корреляционные функции MCCF для

интервала 2013-2014 гг., где оптические и ИК-

сводной кривой блеска в B и переменности в ИК-

данные более однородны. Кросс-корреляционные

фильтрах JHKL в 2010-2015 гг. представлены на

функции МССF для сводных кривых блеска в B

рис. 2, 3. Видно, что основной максимум для всех

и JHK для этого интервала приведены на рис. 5.

этих кросс-корреляционных функций находится в

Максимумы в кросс-корреляционных функциях

области ∼37 дней. Величина запаздывания пере-

для K и H остались примерно там же, что и

менности в K относительно оптической осталась

на рис. 2, но значения корреляции в максимумах

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

ОТНОСИТЕЛЬНАЯ НЕЗАВИСИМОСТЬ ИК-ЗАПАЗДЫВАНИЙ

243

лись, но не показаны, хотя никаких существенных

1.0

(a)

изменений нет по сравнению с рис. 3. Независимый

анализ данных в этом интервале методом JAVELIN

0.8

дал аналогичные результаты (рис. 6). Наш анализ

не подтвердил результат Шнулле и др. (2015) об

0.6

уменьшении запаздывания в этом интервале для

фильтров K и H, но для фильтра J запаздывание

0.4

стало заметно меньше.

На рис. 7 показаны кривые блеска в B и K,

0.2

где точки K были сдвинуты с учетом запаздывания

38 дней (где был формально наибольший коэффи-

циент корреляции) и редуцированы в соответствии

1.0

(b)

с коэффициентами линейной регрессии в шкалу B

измерений. Визуальный анализ показывает хоро-

0.8

шее согласие переменности в этих двух фильтрах

с учетом сдвига, а также не выявляет связи най-

0.6

денного запаздывания с каким-нибудь одним слу-

чайным событием в кривых блеска. Переменности

0.4

в B и K достаточно хорошо согласуются во всем

интервале и в нескольких характерных моментах

0.2

изменений блеска.

1.0

(c)

ОЦЕНКА ПОГРЕШНОСТЕЙ

0.8

Для оценки погрешностей определения величин

запаздывания методом MCCF мы применили ту

0.6

же методику Монте-Карло симуляций, что и ранее

(cм. детали в Окнянский и др., 1999, 2014a,b). На-

0.4

ши оценки погрешности величины запаздывания

дают значение около трех дней. Таким образом,

0.2

запаздывания в фильтрах HKL относительно B

составляют 37 ± 3 дней.

Гистограммы, получаемые в методе JAVELIN,

1.0

могут быть использованы для оценки оптимальных

(d)

запаздываний (τ_JAVELIN) и их среднеквадратичных

0.8

погрешностей (см., например, подробности в Шап-

пии и др., 2014; Зу и др., 2013).

0.6

0.4

ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Данная работа является продолжением серии

0.2

наших исследований корреляции инфракрасной и

оптической переменности в NGC4151, а также

переменности величин ИК-запаздываний и их за-

Запаздывание, дни

висимости от длины волны (Окнянский, 1993; Ок-

нянский и др., 1999, 2006, 2008, 2014a,b). В этих

Рис. 4. Гистограммы запаздываний, полученные мето-

работах было найдено, что величина запаздыва-

дом JAVELIN для JHKL (соответственнона рисунках

a, b, c, d) от В в интервале 2010-2015 гг. Гистограммы

ния в фильтре K различна в разных состояниях

нормированы делением на максимальные значения.

активного ядра, а также, что отношение величин

запаздываний в фильтрах L и K значительно ме-

няется в пределах 1-3. Полученные в этих работах

стали больше. В кросс-корреляции между J и B

результаты были частично независимо подтвер-

есть изменения: максимум на кросс-корреляции

ждены в других исследованиях (Кошида и др., 2009;

сместился в область коротких запаздываний. Для

Кишимото и др., 2013; Шнулле и др., 2013; Хониг,

фильтра L вычисления в этом интервале проводи-

Кишимото, 2011).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

244

ОКНЯНСКИЙ и др.

0.9

0.7

0.5

0.3

0.1

150

100

150

Запаздывание, дни

Рис. 5. Кросскорреляционные функции для K (сплошная линия), H (пунктирная линий), J (точки) и B в интервале

2012-2014 гг. Вертикальная пунктирная линия отмечает нулевое запаздывание.

В настоящее время имеются ИК и оптические

светимости ядра. Относительная независимость

кривые блеска объекта за десятки лет. Использо-

HKL запаздываний от длины волны может быть

вание всех этих данных вместе для исследования

связана с тем фактом, что радиус, на котором могла

ИК-запаздываний не привело бы к лучшей стати-

бы происходить сублимация пыли, меньше, чем

стике по ряду причин. Во-первых, данные неодно-

расстояние до ближайших к центру ядра облаков

родны, во-вторых, за это время происходили зна-

с пылью. В самом деле, если радиус сублима-

чительные вариации светимости ядра, в-третьих,

ции ∼L-1/2UV, то, по сравнению с максимумом в

сами величины запаздываний и форма функций

1996 г., УФ-светимость в течение 2010-2015 гг.

отклика значительно менялись. Нашей задачей бы-

была не менее чем в 10 раз меньше (амплитуда

ло, наоборот, получить оценки запаздываний в как

переменности в УФ, возможно, даже больше, чем

можно более коротких интервалах времени.

в оптике). Соответственно, если запаздывание в K

Подробный исторический обзор и обсуждение

было около 70-100 дней (Окнянский и др., 2008;

полученных ранее результатов приведены в нашей

Кишимото и др., 2013) после вспышки в 1996 г.,

предыдущей публикации (Окнянский и др., 2014a).

то в 2010-2015 гг. радиус сублимации был меньше

В данной работе мы на более полном наблюдатель-

20-30 световых дней. Это означает, что пылевые

ном материале, применяя два независимых мето-

облака локализованы дальше радиуса, где могла

да анализа, подтвердили относительную независи-

бы происходить сублимация. Этим могут объяс-

мость ИК-запаздываний от длины волны в течение

няться наблюдаемая относительная независимость

2010-2015 гг. Мы не подтвердили отмеченного

запаздываний от длины волны и отсутствие значи-

Шнулле и др. (2015) заметного уменьшения вели-

тельной переменности величин запаздываний при

чины запаздываний в 2013-2014 гг. для фильтров

изменениях светимости в 2003-2015 гг. (Окнян-

H и K, но обнаружили заметные изменения для

ский и др., 2008, 2014 a, b; Шнулле, 2013; Хо-

фильтра J, что может быть связано с относитель-

ниг, Кишимото, 2011). Таким образом, восстанов-

но большим вкладом переменности аккреционного

ление пыли после вспышки в 1996 г. привело к

диска в этом фильтре при сильном ослаблении

уменьшению величины запаздывания более чем в

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№4

ОТНОСИТЕЛЬНАЯ НЕЗАВИСИМОСТЬ ИК-ЗАПАЗДЫВАНИЙ

245

ний от длины волны может быть объяснена также

1.0

(a)

в предложенной нами ранее модели биконическо-

го истечения пылевых облаков (Окнянский и др.,

0.8

2015; Гаскелл, Харрингтон, 2018). В этом случае

пылевые облака, излучающие в ИК-диапазоне,

0.6

могут иметь разную температуру пыли, находясь

на разных расстояниях от центрального источни-

0.4

ка, но при этом запаздывания переменности ИК-

излучения от этих облаков будут примерно оди-

0.2

наковыми. Эта интерпретация может также со-

четаться с первым объяснением, то есть пыле-

вые облака движутся от центра в биконических

1.0

(b)

областях, но при этом расположены дальше, чем

текущий радиус зоны сублимации. В этой моде-

0.8

ли находит естественное объяснение изменение

спектрального типа ядра при образовании новой

0.6

пыли в облаках на луче зрения при ослаблении

УФ-излучения. Проведенные в последние годы ИК

0.4

интерферометрические наблюдения АГЯ (Хониг и

др., 2012, Хониг, Кишимото, 2017; Лопез-Гонзага,

0.2

2016; Лефтлей и др., 2018) обнаружили, что из-

лучающие ИК-облака преимущественно вытянуты

вдоль полярных областей, а не расположены в

1.0

плоскости аккреционного диска, где предположи-

(c)

тельно расположен газово-пылевой тор.

0.8

Еще одной возможностью объяснить относи-

тельную независимость запаздываний от длины

0.6

волны является возможность того, что пылинки

могут иметь разную температуру в зависимости от

0.4

их размера, и при этом иметь одинаковую локали-

зацию. Аналогично в модели Ненковой (2008a,b)

0.2

температура в газопылевых облаках может быть

неоднородной, поэтому каждое облако излучает в

широком ИК-диапазоне, что может значительно

Запаздывание, дни

ослаблять зависимость ИК-запаздываний от дли-

ны волны (см. также обсуждение этой проблемы в

Вазкуез и др., 2015; Хониг, Кишимото, 2011; Позо

Рис. 6. Гистограммы запаздываний, полученные мето-

Нуньес, 2014).

дом JAVELIN для JHK (соответственно на рисунках

a, b, c) от B в интервале 2012-2014 гг. Гистограммы

В последние несколько лет (после публика-

нормированы делением на максимальные значения.

ции Окнянский и др., 2014a) был проведен ряд

исследований, в которых были получены новые

результаты об относительной независимости ИК-

2 раза, но на расстояниях ближе чем 30 световых

запаздываний от длины волны в АГЯ и обсуж-

дней пыль не восстановилась. По-видимому, при

дены различные модели для интерпретации этих

сильных вспышках ядра пыль была полностью

результатов (Окнянcкий и др., 2015; Васкуез, 2015;

сублимирована до радиуса 30-40 световых дней.

Васкуез и др., 2015; Алмейда и др., 2017). Наибо-

В более далеких областях пыль смогла частично

лее детальный теоретический анализ с привлечени-

сохраниться в более плотных внутренних частях

ем различных эффектов, связанных с геометрией

облаков (Барвейнис, 1992). Там, где пыль частично

и структурой эмиссионной области, анизотропии

сохранилась, она быстрее восстанавливается при

УФ-излучения, ориентации облаков, проведен Ал-

падении светимости. На более близких к центру

мейда и др. (2017). При учете анизотропии поля

расстояниях восстановление пыли требует больше

излучения AGN, радиус сублимации пыли является

времени, так как она была там полностью суб-

функцией полярного угла, и область, в которой от-

лимирована во время очень яркой и длительной

сутствует пыль, является не шаром, а скорее напо-

вспышки в 1996 г.

минает в разрезе восьмерку (см. рис. 10 в Алмейда

Относительная независимость ИК-запаздыва-

и др., 2017). В этом случае пылевые облака могут

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

246

ОКНЯНСКИЙ и др.

2010

2011

2012

2013

2014

2015

11.8

11.9

12.0

12.1

12.2

12.3

12.4

12.5

12.6

12.7

12.8

12.9

5000

5500

6000

6500

7000

JD 245+

Рис. 7. Кривые блеска в B и K, где точки K (точки) сдвинуты с учетом запаздывания 38 дней и редуцированы в шкалу B

величин (крестики, пунктирная линия), используя линейную регрессию.

находиться ближе к источнику возле экваториаль-

гих публикациях об ИК-переменности NGC 4151 в

ной плоскости, в отличие от ситуации изотропного

течение десятков лет.

излучения центрального точечного источника. Мо-

делирование функций отклика в различных ИК-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

длинах волн показало, что запаздывания в них в

большинстве случаев не меняются значительно с

1. Алмейда и др. (T. Almeyda, A. Robinson,

длиной волны. Отметим, что все эти различные

M. Richmond, B. Vazquez, and R. Nikutta),

интерпретации относительной независимости ИК-

Astrophys. J. 843, 3 (2017).

запаздываний от длины волны могут быть согласо-

2. Антонуччи (R.R.J. Antonucci), Ann. Rev. Astron.

ваны в одной модели, так как модель биконических

Astrophys. 31, 473 (1993).

истечений пылевых облаков предполагает нали-

3. Барвейнис (R. Barvainis), Astrophys. J. 400, 502

чие тора, а также эффектов анизотропии излуче-

(1992).

4. Бок и др. (J.J. Bock, G. Neugebauer, K. Matthews,

ния, эффектов ориентации облаков, существования

B.T. Soifer, E.E. Becklin, M. Ressler, K. Marsh,

дисперсии температуры пылевых частиц в отдельно

M.W. Werner, E. Egami, and R. Blandford), Astron.

взятом облаке. Создание самосогласованной мо-

J. 120, 2904 (2000).

дели ИК-излучения вблизи активного ядра выхо-

5. Браатз и др. (J.A. Braatz, A.S. Wilson, D.Y. Gezari,

дит за рамки данной статьи. Отметим необходи-

F. Varosi, and C.A. Beichman), Astrophys. J. 409, L5

мость дальнейших интенсивных исследований ИК-

(1993).

переменности АГЯ, которые имеют важнейшее

6. Вазкуез (B. Vazquez), Constraining the size

значение для понимания физики этих объектов, а

of the dusty torus in Active Galactic Nuclei:

также имеют космологические применения.

An Optical/Infrared Reverberation Lag Study

Мы благодарны С. Хонигу за полезные об-

(Ph.D. Thesis, Rochester Institute of Technology,

суждения и Д.-Ф. Гуо за предоставление данных

2015), p. 199.

оптической фотометрии.

7. Вазкуез и др. (B. Vazquez, P. Galianni, M. Richmond,

Работа посвящена памяти Ольги Георгиевны

A. Robinson, D.J. Axon, K. Horne, T. Almeyda,

Тарановой (1938-2017), нашего соавтора во мно-

M. Fausnaugh, et al.), Astrophys. J. 801, 127 (2015).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

ОТНОСИТЕЛЬНАЯ НЕЗАВИСИМОСТЬ ИК-ЗАПАЗДЫВАНИЙ

247

Гаскелл, Cпарк (C.M. Gaskell and L.S. Sparke),

31.

Окнянский В.Л., Письма в Астрон. журн. 19, 1021

Astropys. J. 305, 175 (1986).

(1993)

[V.L. Oknyanskij, Sov. Astron. Lett. 19, 416

Гаскелл,

Питерсон (C.M. Gaskell and

(1993)].

B.M. Peterson), Astrophys. J. Suppl. Ser 65,

32.

Окнянский (V.L. Oknyanskij), Odessa Astron. Publ.

(1987).

12, 990 (1999).

10.

Гаскелл, Харрингтон (C.M. Gaskell and

33.

Окнянский (V.L. Oknyanskij), ASP Conf. Proc. 282,

P.Z. Harrington), MNRAS 478, 1660 (2018).

330 (2002).

11.

Гуo и др. (D.-F. Guo, Sh.-M. Hu, J. Tao, H.-X. Yin,

34.

Окнянский, Лютый (V.L. Oknyanskij and

Xu Chen, and H.-J. Pan), Res. Astron. Astrophys. 14,

V.M. Lyuty), Odessa Astron. Publ. 20, 160 (2007).

923 (2014).

35.

Окнянский В.Л., Лютый В.М., Чуваев К.К., Пись-

12.

де Вокулер, де Вокулер (G. de Vaucouleurs and

ма в Астрон. журн. 17, 238 (1991) [V.L. Oknyanskij

A.G. de Vauculeurs), Publ. Univer. Texas, Ser. II 7,

et al., Sov. Astron. Lett. 17, 100 (1991)].

1 (1968).

36.

Окнянский В.Л., Лютый В.М., Таранова О.Г., Ше-

13.

Ешии и др. (Y. Yoshii, Y. Kobayashi, T. Minezaki,

наврин В.И., Письма в Астрон. журн. 25, 563 (1999)

Sh. Koshida, and B.A. Peterson), Astrophys. J. Lett.

[V.L. Oknyanskij et al., Astron. Lett. 25, 483 (1999)]

784, L11 (2014).

37.

Окнянский, Хорн (V.L. Oknyanskij and K. Horne),

14.

Зу и др. (Y. Zu, C.S. Kochanek, and B.M. Peterson),

ASP Conf. Proc. 224, 149 (2001).

Astrophys. J. 735, 80 (2011).

38.

Окнянский и др. (V.L. Oknyanskij, V.M. Lyuty,

15.

Зу и др. (Y. Zu, C.S. Kochanek, S. Kozlowski, and

O.G. Taranova, and V.I. Shenavrin), ASP Conf. Ser.

A. Udalski), Astrophys. J. 765, 106 (2013).

360, 75 (2006).

16.

Камерон и др. (M. Cameron, J.W.V. Storey, and

39.

Окнянский и др. (V.L. Oknyanskij, V.M. Lyuty,

V. Rotaciuc), Astrophys. J. 419, 136 (1993).

O.G. Taranova, et al.), Odessa Astron. Publ. 21, 79

17.

Кил (W.C. Keel), Astron. J. 85, 198 (1980).

(2008).

18.

Кобаяши и др. (Y. Kobayashi, Y. Yoshii,

40.

Окнянский и др. (V. Oknyanskij, N. Metlova,

B.A. Peterson, S. Miyazaki, T. Aoki, T. Minezaki,

B. Artamonov, et al.), Odessa Astron. Publ. 24, 65

K. Kawara, K. Enya, et al.), Proc. SPIE 3352, 120

(2012).

(1998).

41.

Окнянский и др. (V.L. Oknyansky, N.V. Metlova,

19.

Кошида и др. (S. Koshida, Y. Yoshii, Y. Kobayashi,

O.G. Taranova, et al.), Astron. Lett. 40, 527 (2014a).

T. Minezaki, Yu. Sakata, Sh. Sugawara, K. Enya,

42.

Окнянский и др. (V.L. Oknyansky, N.V. Metlova,

M. Suganuma, et al.), Astropys. J. 700, L109 (2009).

O.G. Taranova, et al.), Odessa Astron. Publ. 27, 47

20.

Кошида и др. (S. Koshida, Y. Yoshii, Y. Kobayashi,

(2014b).

T. Minezaki, K. Enya, M. Suganuma, H. Tomita,

43.

Окнянский и др. (V.L. Oknyansky, C. M. Gaskell,

T. Aoki, and B.A. Peterson), Astrophys. J. Lett. 842,

and E.V. Shimanovskaya), Odessa Astron. Publ. 28,

L13 (2017).

175 (2015).

21.

Кишимото и др (M. Kishimoto, S.F. H ¨onig,

44.

Окнянский и др. (V.L. Oknyanskij, N. V. Metlova,

R. Antonucci, R. Millan-Gabet, R. Barvainis,

N.A. Huseynov, et al.), Odessa Astron. Publ. 29, 95

F. Millour, T. Kotani, K.R.W. Tristram, and

(2016).

G. Weigelt), Astrophys J. 775, L36 (2013).

45.

Окнянский и др. (V.L. Oknyansky, C.M. Gaskell,

22.

Кэмпбелл, Мур (W.W. Cambell and J.H. Moore),

N.A. Huseynov, V.M. Lipunov, N.I. Shatsky,

Publ. Lick Observ. 13, 77 (2018).

S.S. Tsygankov, E.S. Gorbovskoy, Kh.M. Mikailov,

23.

Лефтлей и др. (J.H. Leftley, T.R. Tristam, S.F. H ¨onig,

et al.), MNRAS 467, 1496 (2017).

M. Kishimoto, D. Asmus, and P. Gandhi), Astrophys.

46.

Пахольчик (A.G. Pacholczyk), Astrophys. J. 163,

J. 862, L17 (2018).

149 (1971)

24.

Лопез-Гонзага и др. (N. L ´opez-Gonzaga,

47.

Пенстон, Перес (M.V. Penston and E. Perez),

L. Burtscher, K.R.W. Tristram, K. Meisenheimer,

MNRAS 211, 33 (1984).

and M. Schartmann), Astron. Astrophys. 591, L47

48.

Пенстон и др (M.V. Penston M.J. Penston,

(2016).

G. Neugebauer, K.P. Tritton, E.E. Becklin, and

25.

Лютый В.М., Дорошенко В.Т., Письма в Аст-

N. Visvanathan), MNRAS 153, 29 (1971).

рон. журн.

25,

403

(1999)

[V.M. Lyuty and

V.T. Doroshenko, Astron. Lett. 25, 341 (1999)].

49.

Позо Нуньес и др. (F. Pozo Nu ˜nez, M. Haas,

26.

Лютый В.М., Окнянский В.Л., Чуваев К.К., Пись-

R. Chini, et al.), Astron. Astrophys. 561L, 8P (2014).

ма в Астрон. журн. 10, 803 (1984) [V.M. Lyuty et al.,

50.

Робертс, Рамсти (C.A. Roberts and K.R. Rumstey),

Sov. Astron. Lett. 10, 335 (1984)].

J. Southeastern Associat. Res. Astron. 6, 47 (2012).

27.

Ненкова и др. (M. Nenkova, M.M. Sirocky, Z. Ivezi ´c,

51.

Сейферт (K. Seyfert), Astrophys. J. 97, 28 (1943).

and M. Elitzur), Astrophys. J. 685, 147 (2008a).

52.

Таранова О.Г., Шенаврин В.И., Астрон. журн. 90,

28.

Ненкова и др. (M. Nenkova, M.M. Sirocky,

91 (2013) [O.G. Taranova and V.I. Shenavrin, Astron.

R. Nikutta, Z. Ivezi ´c, and M. Elitzur), Astrophys. J.

Rep. 90, 71 (2013)]

685, 160 (2008b).

53.

Фитч и др. (W.S. Fitch, A.G. Pacholczyk, and

29.

Окнянский В.Л., Переменные звезды 21, 71 (1978)

R.J. Weymann), Astrophys. J. 150, L67 (1967)

30.

Окнянский (V.L. Oknyanskij), Astron. Tsirkulyar.

54.

Хачикян, Видман (E.Y. Khachikyan and

1300, 1 (1983).

D.W. Weedman), Astrophysics 7, 231 (1971).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019