ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 8, с. 547-577

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА СИЛЬНО ПОГЛОЩЕННЫХ

CЕЙФЕРТОВСКИХ ГАЛАКТИК ИЗ ОБЗОРА ВСЕГО НЕБА

ОБСЕРВАТОРИИ ИНТЕГРАЛ

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 28.11.2019 г.; после доработки 15.05.2019 г.; принята к публикации 28.05.2019 г.

Исследованы рентгеновские спектральные свойства десяти сильно поглощенных близких (z < 0.1)

активных ядер галактик (АЯГ) IGR J00256+6821, NGC 1194, CGCG 420-015, IGR J09253+6929,

NGC 3281, NGC 4939, IGR J14175-4641, NGC 5643, NGC 5728 и ESO 137-G034 из каталога

жестких рентгеновских источников, обнаруженных в ходе семилетнего обзора всего неба обсерва-

тории ИНТЕГРАЛ. По данным космического телескопа NuSTAR, дополненным на низких энергиях

данными обсерваторий XMM-Newton и Chandra, получены оценки собственной колонки поглощения,

фотонного индекса и внутренней светимости АЯГ. В трех объектах (NGC 5643, NGC 3281 и ESO 137-

-G034) колонка поглощения на луче зрения (N_H) превышает 2 × 10²⁴ см-2, а в наблюдаемом спектре

доминирует излучение центрального источника, рассеянное в окружающем газопылевом торе. В пяти

объектах (IGR J00256+6821, IGR J14175-4641, CGCG 420-015, NGC 1194 и NGC 5728) N_H =

= 1-2 × 10²⁴ см-2, а прошедшее через тор и отраженное от него излучение вносит сравнимые вклады

в регистрируемыйрентгеновский поток. Еще два источника (IGR J09253+6929 и NGC 4939) проявили

себя как комптоновски-тонкие (N_H < 5 × 10²³ см-2) АЯГ во время наблюдений телескопа NuSTAR.

Внутренние светимости исследованных АЯГ превышают наблюдаемые вплоть до 7 раз. С учетом

полученных результатов теперь практически для всей выборки АЯГ из каталога семилетнего обзора

всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ имеются надежные оценки колонки поглощения и внутренней

светимости, что делает ее одной из лучших для исследований популяции АЯГ в местном объеме

Вселенной.

Ключевые слова: NuSTAR, АЯГ, источники IGR J00256+6821, NGC 1194, CGCG 420-015,

IGR J09253+6929, NGC 3281, NGC 4939, IGR J14175-4641, NGC 5643, NGC 5728, ESO 137-G034.

DOI: 10.1134/S0320010819080084

ВВЕДЕНИЕ

обычно наблюдается завал на низких энергиях (из-

за фотопоглощения), которого нет в спектрах боль-

Активными ядрами галактик (АЯГ) называют-

шинства АЯГ 1-го типа. Рентгеновские спектры

ся аккрецирующие сверхмассивные черные дыры

сильно различаются и внутри популяции АЯГ 2-го

(СМЧД) в центрах галактик (Риис, 1984). Иссле-

типа. Особый интерес представляют так называ-

дования АЯГ важны для понимания роста СМЧД,

емые комптоновски-толстые АЯГ, которые харак-

эволюции их родительских галактик и формирова-

теризуются очень большой колонкой поглощения

ния космического рентгеновского фона Вселенной.

на луче зрения (N_H > 10²⁴ см-2) и заметным или

даже доминирующим вкладом излучения, отражен-

В зависимости от ширины разрешенных линий

ного от газопылевого тора, в наблюдаемом спектре.

водорода и других элементов в оптическом спектре

Вид конкретного спектра определяется свойствами

различают АЯГ первого и второго типа. Счита-

тора (в первом приближении — углом раскрытия

ется (Антонучи, 1993), что эта дихтомия связана

и оптической толщиной в экваториальной плоско-

с разной ориентацией объектов относительно на-

сти) и углом, под которым последний наклонен к

блюдателя, так как центральная область энерго-

наблюдателю.

выделения около СМЧД окружена холодной га-

зопылевой структурой в форме тора. По этой же

Из спектра космического рентгеновского фона,

причине в рентгеновских спектрах АЯГ 2-го типа

который, в основном, представляет собой суммар-

ное излучение далеких АЯГ (квазаров), следует,

^*Электронный адрес: san@iki.rssi.ru

что значительная их часть характеризуется сильно

547

548

СЕМЕНА и др.

поглощенными спектрами (Уеда и др., 2003; Трей-

мягком рентгеновском диапазонах и поэтому не

зер и Юри 2005; Джилли и др., 2007; Сазонов

могут считаться надежными. Как известно (см.,

и др., 2008). Для поиска и исследования таких

например, Матт и др., 2000), надежно выделить

объектов в далекой Вселенной хорошо подходят (с

компоненты прошедшего через газопылевой тор

учетом того, что космологическое красное смеще-

и отраженного от него излучения СМЧД мож-

ние приводит к уменьшению влияния поглощения

но лишь по данным широкополосной рентгенов-

на наблюдаемый спектр) наблюдения в стандарт-

ской спектроскопии. Настоящая работа посвяще-

ном рентгеновском диапазоне (на энергиях ниже

на подробному анализу 10 из 17 кандидатов в

10 кэВ) Стефен и др., 2003; Ля Франка и др.,

комптоновски-толстые АЯГ из выборки С15 на

2005; Хазингер, 2008; Бучнер и др., 2015; Аирд и

основе данных космического телескопа NuSTAR.

др., 2015; Калистро Ривьера и др., 2016; Лью и

Их список приведен в табл. 1. Получены уточ-

др., 2016), а в близкой Вселенной — наблюдения

ненные оценки колонки поглощения и внутренней

в жестком рентгеновском диапазоне (E > 10 кэВ)

светимости этих объектов.

(Сазонов и Ревнивцев, 2004; Бэкман и др., 2009;

Бурлон и др., 2011; Уеда и др., 2014).

1. НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ ДАННЫХ

Жесткие рентгеновские обзоры всего неба, про-

веденные обсерваториями ИНТЕГРАЛ (Винклер

Основным инструментом, используемым в этой

и др., 2003) и им. Нила Джерельса Swift (Дже-

работе для определения спектральных свойств

рельс и др., 2004), позволили обнаружить большое

сильно поглощенных АЯГ, является космиче-

количество сильно поглощенных АЯГ в местном

ский телескоп NuSTAR (Nuclear Spectroscopic

объеме Вселенной (Сазонов и др., 2007; Аджелло

Telescope Array, Харрисон и др., 2013). Он поз-

и др., 2008, 2012; Палтани и др., 2008; Бэкман и

воляет проводить наблюдения на энергиях выше

др., 2009; Малициа и др., 2009b; Бурлон и др., 2011;

10 кэВ с рекордным для этих энергий угловым

Баумгартнер и др., 2013; Ричи и др., 2015), однако

разрешением 18^′′ (FWHM). Наблюдения произво-

исследование их спектров было сильно ограничено

дятся двумя идентичными оптическими модулями

возможностями телескопов с кодирующей апер-

FPMA и FPMB, в фокальной плоскости которых

турой. Благодаря запуску орбитального телескопа

расположены твердотельные CdZnTe детекто-

NuSTAR появилась возможность более детально

ры. Рабочий диапазон телескопа — 3-79 кэВ, с

изучать широкополосные рентгеновские спектры

энергетическим разрешением 400 эВ (FWHM) на

АЯГ.

энергии 10 кэВ. Благодаря этим характеристикам,

телескоп NuSTAR является наилучшими прибором

Сазонов и др. (2015, далее С15) исследовали

для спектральных исследований сильно поглощен-

статистические свойства близких (z < 0.2) АЯГ на

ных АЯГ.

основе каталога жестких рентгеновских источни-

ков семилетнего обзора обсерватории ИНТЕГРАЛ

Список наблюдений, использовавшихся в на-

(Кривонос и др., 2010). В частности, было пока-

стоящей работе, приведен в табл. 2. Энерге-

зано, что наблюдаемое уменьшение доли погло-

тические спектры по данным NuSTAR были

щенных АЯГ с увеличением рентгеновской свети-

получены с помощью программного обеспечения

мости может быть частично связано с эффектами

NUSTARDAS (версия 1.5.1), из пакета heasoft

наблюдательной селекции, хотя вполне возможно,

(версия 6.18). При обработке данных NuSTAR

что имеет место и увеличение угла раскрытия газо-

использовалась база калибровок версии 20160824.

пылевого тора с увеличением светимости АЯГ.

Для построения спектров использовались фотоны

из круговой апертуры радиусом 50^′′, центрирован-

Использованная в работе С15 выборка из 151

ной на положении источника. Для оценки фона

АЯГ прекрасно подходит для статистических ис-

использовались фотоны в кольце с тем же центром,

следований близких АЯГ, так как она была ото-

брана в жестком рентгеновском диапазоне и ха-

внутренний радиус задавался равным 90^′′, внешний

рактеризуется высокой статистической полнотой:

выбирался от 280′′ до 310′′ в зависимости от

97% источников 7-летнего обзора обсерватории

близости источника к краю поля зрения.

ИНТЕГРАЛ на |b| > 5^◦ отождествлены, а для всех

Для продления энергетического диапазона

АЯГ имеются оценки колонки поглощения на луче

спектров исследуемых АЯГ в область мягких

зрения (N_H) и внутренней светимости. Семнадцать

энергий мы использовали открытые данные об-

объектов из выборки С15 являются кандидатами

серваторий XMM-Newton и Chandra (табл. 3).

в комптоновски-толстые (N_H > 10²⁴ см-2) АЯГ

Для извлечения спектров использовались соот-

(см. табл. 1 в работе Сазонов и др., 2015), однако

ветствующие пакеты программного обеспечения

некоторые из этих оценок были получены по рент-

SAS (версии 15.0.0) и CIAO (версии 4.8). Спектры

геновским спектрам на энергиях ниже 10 кэВ, либо

источников извлекались внутри круговой апертуры

по соотношению потоков излучения в жестком и

радиусом 25^′′ (XMM-Newton) и 10^′′ (Chandra).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№8

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

549

Таблица 1. Список исследуемых АЯГ, их спектральная классификация, красные смещения, расстояния и колонки

межзвездного поглощения в Галактике в направлении АЯГ

Фотометрическое

N_H,G

Название

Тип

Красное смещение (z)

расстояние (Мпк)

(× 10²⁰ см-2)

IGR J00256+6821

Sy2

0.012 (Мазетти и др., 2008)

51.9

49.05

NGC 1194

Sy1.9

0.014 (Трейзер и др., 2008)

60.6

6.65

CGCG 420-015

Sy2

0.029 (Штраус и др., 1992)

127.0

6.56

IGR J09253+6929

Sy1.5

0.039 (Мазетти и др., 2009)

172.0

4.62

NGC 3281

Sy2

0.011 (Джонс и др., 2010)

47.5

6.62

NGC 4939

Sy2

0.010 (Корибальски и др., 2004)

43.6

3.33

IGR J14175-4641

Sy2

0.076 (Малициа и др., 2012)

344.1

9.04

NGC 5643

Sy2

0.0040 (Корибальски и др., 2004)

17.2

8.18

NGC 5728

Sy1.9

0.0093 (Катинелла и др., 2005)

39.4

7.62

ESO 137-G034

Sy2

0.009 (Баумгартнер и др., 2013)

38.8

23.75

Примечание. При расчете светимости для большинства АЯГ использовались оценки фотометрических расстояний, полученные

на основе измеренных значений красных смещений, исходя из космологической модели ΛCDM с параметрами Ωm = 0.3 и

H0 = 70 км с-1 Мпк-3. Расстояния до источников NGC 4939 и NGC 5728 были получены на основе аппроксимаций кривых

блеска сверхновых в родительских галактиках (Рест и др., 2014; де Ягер и др., 2017. Колонки поглощения на луче зрения в

Галактике получены путем усреднения оценок из работ Кальбера и др., (2005) и Дикки и Локман (1990).

Таблица 2. Наблюдения обсерватории NuSTAR, использованные для спектрального анализа

Источник

Дата

ObsID

Экспозиция, кс

IGR J00256+6821

2014-04-11

60061003002

NGC 1194

2015-02-28

60061035002

31.5

2013-01-26

60061053002

CGCG 420-015

2014-08-13

60061053004

18.3

2014-11-10

60001158002

94.7

IGR J09253+6929

2016-06-30

60201030002

45.5

NGC 3281

2016-01-22

60061201002

NGC 4939

2017-02-17

60002036002

22.0

IGR J14175-4641

2016-05-25

60201033002

21.5

NGC 5643

2014-05-24

60061362002

22.5

2014-06-30

60061256004

19.7

NGC 5728

2013-01-02

60061256002

24.4

ESO 137-G034

2016-06-09

60061272002

18.5

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

550

СЕМЕНА и др.

Таблица 3. Наблюдения обсерваторий XMM-Newton и Chandra, использованные для спектрального анализа

Источник

Дата

ObsID

Экспозиция, кс

Обсерватория

NGC 1194

2006-02-19

0307000701

15.6

XMM-Newton

CGCG 420-015

2005-08-30

0307000401

9.2

XMM-Newton

NGC 3281

2011-01-05

0650591001

XMM-Newton

2002-01-03

0032141201

11.5

XMM-Newton

NGC 4939

2010-06-09

11678

13.6

Chandra

2009-07-25

0601420101

45.5

XMM-Newton

2014-08-28

0744050101

100

XMM-Newton

NGC 5643

2004-12-26

5636

7.6

Chandra

2015-05-22

17031

72.1

Chandra

2015-12-26

17664

41.5

Chandra

NGC 5728

2003-06-27

4077

18.7

Chandra

ESO 137-G034

2006-02-13

0307001901

XMM-Newton

Для анализа полученных спектров использо-

мягкое излучение различной природы (Тёрнер и др.,

вался программный пакет XSPEC (Арно, 1996)

1993), для описания которого будут задействованы

версии 12.9.0. Спектры были сгруппированы та-

дополнительные спектральные компоненты.

ким образом, чтобы каждый энергетический канал

содержал не менее 20 отсчетов. Ниже неопреде-

2.1. PEXRAV

ленности на параметры моделей приводятся (если

не сказано иначе) для доверительных интерва-

В рамках первой модели для описания спек-

лов 90%. Оценки значений потоков и светимостей

тра АЯГ использовалась совокупность следующих

по данным NuSTAR указываются для диапазона

моделей из пакета XSPEC. Предполагалось, что

энергий 3-79 кэВ на основе модельных парамет-

излучение СМЧД описывается степенным законом

ров, полученных для модуля FPMA.

с завалом на высоких энергиях (cutoffpl) (см.,

Ривз и Тёрнер 2000). В большинстве АЯГ завал

расположен на энергиях >150 кэВ (вне энергети-

2. СПЕКТРАЛЬНЫЕ МОДЕЛИ АЯГ

ческого диапазона NuSTAR), мы фиксировали его

Для оценки колонки поглощения, фотонного

на значении 200 кэВ. Поглощение излучения в торе

индекса степенного спектрального континуума и

описывалось моделью zTBabs (Вилмс и др., 2000),

внутренней светимости АЯГ спектры в рабочем

при этом использовались таблица обилия элемен-

диапазоне NuSTAR 3-79 кэВ аппроксимирова-

тов из работы Андрез и Гривз (1989) и таблица

лись двумя моделями. Обе модели описывают

сечений фотопоглощения из работы Балучинска-

спектр АЯГ тремя компонентами, отвечающими за

Чёрч и Маккамон (1992).

(i) прошедшее сквозь газопылевой тор излучение

Для описания отраженного излучения исполь-

СМЧД, (ii) отраженное (в результате компто-

зовалась спектральная модель pexrav, представ-

новских рассеяний) от тора излучение СМЧД и

ляющая собой полуаналитическую модель спектра,

(iii) флуоресцентные эмиссионные линии, возник-

формируемого при отражении изотропного рент-

шие после поглощения рентгеновского излучения

геновского излучения от плоского слоя холодно-

СМЧД в торе (см., например, Кролик и др.,

го неионизованного вещества с бесконечной оп-

1994; Джиселлини и др., 1994). Совокупность

тической толщиной (Магдзярз и Дзярский 1995).

отраженного излучения и эмиссионных линий бу-

Косинус угла, под которым наблюдатель смотрит

дем называть также переработанным излучением.

на плоский слой, был принят равным cos Θ = 0.5,

Кроме того, в области мягких энергий (0.1-5 кэВ)

обилие железа в слое — солнечным. Фотонный ин-

в спектрах АЯГ часто наблюдается избыточное

декс Γ и завал в спектре падающего излучения E_cut

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№8

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

551

задавались такими же, как и для исходного спектра

исходного спектра излучения СМЧД, ко-

излучения СМЧД. При этом, следуя примеру мно-

торый мы описываем степенным законом

гих авторов, были развязаны нормировки компо-

с завалом на высоких энергиях: MYTZ×

нент, отвечающих за излучение СМЧД и отражен-

×[cutoffpl], завал фиксировался на энер-

ное излучение. Отношение этих нормировок опи-

гии 200 кэВ. Помимо параметров исходного

сывается параметром R. Этот коэффициент может

спектра, модель задается двумя свободными

отличаться от единицы из-за переменности СМЧД

параметрами: колонкой поглощения в эк-

и из-за того, что геометрические свойства отража-

ваториальной плоскости тора N^eq.H и углом

ющей среды в АЯГ (газопылевой тор), вероятно,

наклонения тора Θ. В модели MYTZ химиче-

существенно отличаются от модели плоского слоя

ский состав газа зафиксирован на значениях

(Соболевска и Пападакис, 2009).

из работы Андрез и Гривз (1989).

Для описания флуоресцентных линий железа

• MYTS описывает спектр излучения СМЧД,

(Fe Kα и Fe Kβ) использовались две гауссиа-

вышедшего наружу после отражения в торе.

ны. Положения линий (с учетом красного смеще-

Эта компонента определяется тремя сво-

ния АЯГ) фиксировались на значениях 6.402 кэВ

(Fe Kα) и 7.058 кэВ (Fe K_β), отношение пото-

бодными параметрами: N^eq.H, Θ и фотонным

индексом исходного спектра излучения Γ.

ков в линиях — на значении Fe K_β/Fe Kα = 0.135

Завал степенной компоненты зафиксирован

(Пальмэри и др., 2003), ширина линий принима-

на энергии 200 кэВ.

лась равной 0.01 кэВ (Лью 2016).

Описанную модель далее будем называть

• MYTL описывает флуоресцентные линии

PEXRAV. В терминологии XSPEC она имеет вид

железа и никеля, возникающие в результате

wabs × [pexrav + zT Babs × [cutoffpl] + 2zgauss].

фотопоглощения в газе тора рентгеновского

Ее явным недостатком является то, что спектр

излучения СМЧД. Эта компонента име-

отраженного излучения в модели PEXRAV рас-

ет одинаковый с MYTS набор свободных

считывается в предположении плоского, изотропно

параметров (N^eq.H, Θ и Γ). Завал степен-

освещенного слоя, а не для тора, что лучше

ной компоненты зафиксирован на энергии

соответствовало бы геометрии АЯГ. Однако ко-

200

кэВ. Эквивалентная ширина линии

эффициент R, являющийся свободным параметром

Fe Kα оценивалась с помощью алгоритма,

модели, позволяет в какой-то степени компенсиро-

описанного в разделе А1.

вать этот недостаток.

По аналогии с моделью PEXRAV мы ввели

коэффициент R для описания относительных

2.2. MYTORUS

нормировок компонент MYTS, MYTL и MYTZ.

Вторая использованная модель — MYTORUS

По умолчанию, для самосогласованного опреде-

(Мёрфи и Якуб, 2009; Якуб и Мёрфи, 2011) была

ления внутренней светимости АЯГ спектральный

специально создана для описания спектров АЯГ и

анализ проводился при R = 1 (связанный ре-

является физически более обоснованной. Она бы-

жим MYTORUS). Однако в некоторых случаях

ла получена с помощью расчетов методом Монте

это ограничение снималось (свободный режим

Карло взаимодействия излучения точечного рент-

MYTORUS).

геновского источника с окружающим его однород-

ным тором из холодного нейтрального вещества

2.3. Мягкое излучение в спектрах АЯГ

с углом раскрытия 60^◦. Данная модель является

табличной, т.е. форма спектра для заданного набо-

Для того чтобы продлить энергетический диа-

ра параметров получается путем интерполяции из

пазон исследуемых спектров в область мягких

таблицы спектров.

энергий, данные NuSTAR были дополнены дан-

ными обсерваторий Chandra и XMM-Newton (см.

В терминологии XSPEC рассмотренная нами

[

табл. 3). В мягком рентгеновском диапазоне в

модель имеет следующий вид: wabs ×

MYTZ×

]

спектре сильно поглощенных АЯГ часто наблю-

× [cutoffpl] + R × [MY T S + MY T L]

Модель

дается избыточное излучение (Тёрнер и др., 1993;

состоит из трех спектральных компонент:

Бъянчи и др., 2006; Гуанаци и др., 2005b; Гуанаци

и Бъянчи, 2007), как правило, незначимое на фоне

• MYTZ, определяет поглощение излучения

описанных выше основных компонент спектра АЯГ

рентгеновского источника в торе (аналогич-

на энергиях выше ∼3 кэВ. Дополнительное мягкое

но компоненте zTBabs в модели PEXRAV).

излучение может иметь разное физическое проис-

Спектр прошедшего сквозь тор излучения

хождение: это может быть излучение АЯГ, рассе-

рассчитывается как произведение MYTZ и

янное на ионизованном газе вне газопылевого тора,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№8

552

СЕМЕНА и др.

излучение газа, нагретого ударными волнами в ядре

Таблица

Спектральные

параметры

галактики, или излучение, связанное с процессами

IGR J00256+6821, полученные для моделей PEXRAV

звездообразования в галактике.

и MYTORUS по данным NuSTAR

Для описания избыточного мягкого излучения

мы, как правило, использовали две дополнитель-

Параметр

PEXRAV MYTORUS

ные спектральные компоненты: apec — модель,

описывающая тепловое излучение горячей оптиче-

Const (FPMB/FPMA)

0.94+0.07-0.12

0.940.07-0.10

ски тонкой плазмы, и степенной закон с завалом

1.65+0.13-0.28

2.27+0.22-0.08

(cutoffpl). При этом завал степенной компонен-

ты фиксировался на значении

200

кэВ. Этот

N^eq.H, ×10²⁴ см-2

8.5<10(fixed)∗∗-6.3

дополнительный набор компонент соответствует

сценарию, когда излучение АЯГ нагревает и иони-

N_H, ×10²⁴ см-2

>1.7

1.7+0.7∗∗-0.3

зирует вещество снаружи от газопылевого тора и

EWFeKα, кэВ

0.81+0.28-0.37

0.78+0.15-0.28

рассеивается на нем. В некоторых случаях, если

мягкое излучение источника было ранее детально

F, ×10-12 эрг с-1 см-2

6.9+1.2-1.3

6.3+0.8-1.0

исследовано другими авторами, мы использовали

представленные в этих работах спектральные

F_sc, ×10-12 эрг с-1 см-2

4.5+3.1-0.6

3.5+0.9-0.6

модели для описания этого излучения.

F_tr, ×10-12 эрг с-1 см-2

1.9+1.3-1.0

2.8+1.6-0.9

L_obs, ×10⁴² эрг с-1

2.2+0.4-0.2

2.0 ± 0.3

3. СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ

СИЛЬНО-ПОГЛОЩЕННЫХ АЯГ

L_int, ×10⁴² эрг с-1

8.5+4.0∗∗-1.6

Ниже описываются результаты моделирования

3.17.9-1.5

1^∗

широкополосных рентгеновских спектров 10 силь-

но поглощенных АЯГ (см. табл. 1) из выборки,

Θ, град

60^∗

60.9+10.2-0.2

полученной на основе семилетнего обзора неба

Reduced χ² (d.o.f.)

0.92 (70)

0.91 (71)

обсерватории ИНТЕГРАЛ (С15).

^∗ Параметры зафиксированы.

^∗∗ Верхнийпределна параметр N^eq.

определяетсяограничени-

3.1. IGR J00256+6821

ями модели MYTORUS, в связи с чем оценки доверительных

интервалов для внутренней светимости и колонки поглощения

Этот объект был обнаружен в жестких рент-

могут быть смещенными (см. раздел A2).

геновских лучах впервые по данным обсерватории

Примечание. Здесь и далее Fsc — поток переработанного

ИНТЕГРАЛ (Койпер и др., 2006). В ходе исследо-

излучения (отраженного и флуоресцентного), F_tr — поток из-

вания статистических свойств близких АЯГ на ос-

лучения, прошедшего насквозь через толщу газа, F — полный

нове 7-летнего обзора неба обсерватории ИНТЕ-

поток регистрируемого излучения, L_int и L_obs — внутренняя и

ГРАЛ мы провели предварительный анализ данных

наблюдаемая светимости АЯГ, рассчитанные для расстояния,

обсерватории NuSTAR, который выявил сильное

приведенного в табл. 1. L_int рассчитывается исходя из изме-

ренных значений фотонного индекса и нормировки степенного

поглощение в спектре источника IGR J00256+6821

континуума для модели MYTORUS с R = 1. Потоки и свети-

(Сазонов и др., 2015). Ниже представлены резуль-

мости приведены для диапазона энергий 3-79 кэВ.

таты более подробного моделирования имеющихся

спектральных данных.

Полученные при аппроксимации данных

достигает предельного значения, для которого про-

NuSTAR спектральные параметры моделей

изводились расчеты спектров модели (10²⁵ см-2).

PEXRAV и MYTORUS (в связанном режиме)

Тем не менее внутреннее поглощение в АЯГ все же

приведены в табл. 4, модели представлены на

может быть ограничено на основе доверительных

рис. 1. Модель PEXRAV указывает на высокую

интервалов, построенных на плоскости параметров

долю отраженного излучения в спектре источника

N^eq.H и Θ (см. раздел A2 и рис. 2).

(R > 1.7, см. табл. 4). Однако, так как компонента,

Измеренный в модели MYTORUS угол накло-

описывающая отраженное излучение в модели

нения тора оказался близок к углу его раскрытия,

PEXRAV, не зависит от внутреннего поглощения,

который в этой модели зафиксирован на значе-

получить надежную оценку N_H в данном случае

нии 60^◦. Важно отметить, что в рассматриваемой

оказывается невозможно.

модели форма непрерывного спектра, отношение

Модель MYTORUS также указывает на то,

потоков переработанной и прошедшей компонент,

что отраженное излучение дает основной вклад в

а также эквивалентная ширина линии железа ока-

наблюдаемый поток от источника. Следует отме-

зываются сильно чувствительны к углу наклонения

тить, что доверительный интервал параметра N^eq.

в окрестности Θ ≈ 60^◦. Угол наклонения в этой

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

553

0.01

NuSTAR FPMA

NuSTAR FPMB

10-3

zTBabs(cutoffpl)

MYTZ(cutoffpl)

10-4

Pexrav

MYTS

Fe Kα, FeKβ

MYTL

-2

Энергия, кэВ

Рис. 1. Спектр IGR J00256+6821 по данным NuSTAR, восстановленный с помощью модели PEXRAV (слева) и

MYTORUS (справа).

67%

90%

N_H = 2.5 × 10²⁴ cm-2

Θ, deg

Рис. 2. Контуры охватывают 67% и 90% допустимых значений параметров N^eq.H и Θ модели MYTORUS с R = 1 и

получены методом Монте-Карло по схеме марковской цепи. Штрих-пунктирная кривая описывает зависимость N^eq.H (Θ),

при которой колонка поглощения на луче зрения N_H = 2.5 × 10²⁴ см-2.

области работает аналогично параметру R, а полу-

ем фотонного индекса Γ и отношения потоков от-

ченное значение угла около 60^◦ указывает на зна-

раженного и прошедшего излучения R, в то время

чительную долю отраженного излучения, причем

как в модели MYTORUS угол наклонения может

само это значение не может считаться надежным,

влиять как на относительный вклад отраженной

так как получено в рамках жестко заданной геомет-

компоненты, так и на ее спектральную форму.

рии тора.

В частности, при аппроксимации спектра моде-

лью MYTORUS с фиксированным значением угла

В моделях PEXRAV и MYTORUS получены

наклонения Θ > 80^◦ и свободным параметром R

существенно разные значения фотонного индекса,

получается Γ < 1.5 (при этом, однако, качество

что, вероятно, объясняется различиями в конфи-

аппроксимации значительно ухудшается).

гурациях моделей. В модели PEXRAV наилучшая

аппроксимация спектра достигается варьировани-

Большое значение коэффициента R, полученное

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

554

СЕМЕНА и др.

в модели PEXRAV, может быть связано с изме-

зафиксирован на единице, а угол наклонения на

нениями в светимости IGR J00256+6821. Поэто-

90^◦. Авторами были получены следующие оценки

му мы исследовали переменность этого объекта.

на значения фотонного индекса спектрального

Оцененная по кривой блеска Swift/BAT (Баум-

континуума и колонки поглощения Γ = 1.50+0.10-0.09,

гартнер и др., 2013) мощность переменности по-

N_H = (0.8 ± 0.1) × 10²⁴ см-2, при этом каче-

тока IGR J00256+6821 относительно его среднего

ство полученной аппроксимации оказалось низ-

значения на масштабах 4.5 лет и 1 года составляет

ким χ²/d.o.f. = (307.5/243). При аппроксима-

49+21-30% и <20% соответственно (эти значения по-

ции данных XMM-Newton и NuSTAR моделью

лучены интегрированием спектра мощности до со-

MYTORUS в аналогичной конфигурации нами

ответствующих частот). Таким образом, перемен-

были получены согласующиеся результаты (Γ =

ность светимости IGR J00256+6821 действительно

= 1.47 ± 0.11), а качество аппроксимации также

могла влиять на измеряемое отношение потоков

отраженного и прошедшего излучения в спектре.

оказалось низким: χ²/d.o.f. = 522.4/326 (модель

Учитывая переменность IGR J00256+6821,

со свободным углом наклонения лучше описы-

мы дополнительно аппроксимировали спектр

вает данные, см. табл. 5). Полученные низкие

NuSTAR моделью MYTORUS со свободным

значения фотонного индекса, вероятно, связаны

параметром R. Эт привело к незначительному

с невозможностью одновременно описать область

улучшению качества аппроксимации χ²/d.o.f. =

комптоновского бугра и жесткую часть спектра при

фиксированном значении угла наклона тора.

= 63.3/70 при R = 3.9+10.2-1.7 , причем значение

угла наклонения практически не изменилось: Θ =

При анализе данных с помощью моделей

= 61.2+13.6-0.5 ◦. Это указывает на то, что модель

PEXRAV и MYTORUS мы убедились, что пара-

недостаточно хорошо описывает форму спектра, а

метры, получаемые при аппроксимации отдельно

не поток отраженного излучения, т.е. конфигурация

данных XMM-Newton и NuSTAR, согласуются

тора в модели MYTORUS, по-видимому, не вполне

между собой в пределах ошибок. Поэтому был

соответствует реальной геометрии распределения

проведен совместный спектральный анализ этих

холодного газа в IGR J00256+6821.

данных. Для описания избыточного мягкого излу-

чения на энергиях ниже 5 кэВ в обе модели были

3.2. NGC 1194

добавлены компоненты apec и cutoffpl. Следуя

Гринхилу и др. (2008), мы также добавили компо-

В этом АЯГ обнаружен водный мегамазер

ненту zTBabs, действующую на все остальные ком-

(Гринхил и др., 2008), что указывает на большую

поненты, чтобы учесть возможное дополнительное

колонку поглощения в холодном газе. В рентгенов-

поглощение в родительской галактике.

ском диапазоне NGC 1194 исследовался в работах

Гринхил и др. (2008); Масини и др. (2016); Марчези

Обе модели PEXRAV и MYTORUS с дополни-

и др. (2018). Во всех этих работах было выявлено

тельными мягкими компонентами плохо описывают

сильное поглощение в спектре источника: N_H ≈

форму спектра АЯГ (см. табл. 5 и рис. 3), при этом с

≈ 10²⁴ см-2.

помощью модели PEXRAV было получено лучшее

Гринхил и др.

(2008) исследовали спектр

значение χ². Отклонение моделей от данных в

NGC 1194 на энергиях ниже 10 кэВ по данным

основном наблюдается в области линии железа и

XMM-Newton и обнаружили избыточное мягкое

комптоновского бугра. Лучшее качество аппрок-

излучение в спектре. Оцененная для мягкой ком-

симации в модели PEXRAV, вероятно, связано с

поненты колонка поглощения оказалась больше

возможностью варьирования потоков отраженной

колонки поглощения на луче зрения в Галакти-

и прошедшей компонент за счет свободного па-

ке. Авторы предположили, что дополнительное

раметра R. Поэтому мы также аппроксимировали

поглощение, N_H = 1.0+0.3-0.7 × 10²¹ см-2, связано

спектр моделью MYTORUS в развязанном режиме

с межзвездной средой в родительской галактике

(колонка MYTORUS⁽²⁾ в табл. 5). Это модель

АЯГ. Жесткий рентгеновский спектр NGC 1194

значительно лучше описывает данные.

впервые исследовался по данным NuSTAR в

Полученное в моделях MYTORUS и PEXRAV

работе Масини и др. (2016) с помощью моде-

значение коэффициента R ≈ 3 может быть связано

ли MYTORUS в нестандартной конфигурации,

с уменьшением внутренней светимости АЯГ в мо-

при которой потоки отраженного и прошедшего

излучения не связаны между собой. Марчези и

мент наблюдений (хотя кривая блеска Swift/BAT

др. (2018) аппроксимировали совместно спектры

совместима с постоянным потоком от источника)

XMM-Newton, Swift/XRT и NuSTAR моделью

и/или с б ´ольшим углом перехвата излучения хо-

MYTORUS. Использовалось минимальное чис-

лодным газом в NGC 1194 по сравнению с модель-

ло свободных параметров, коэффициент R был

ными предположениями.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

555

Таблица 5. Спектральные параметры NGC 1194, полученные для моделей PEXRAV и MYTORUS по данным

NuSTAR и XMM-Newton

Параметры

PEXRAV

MYTORUS⁽¹⁾

MYTORUS⁽²⁾

Const (FPMB/FPMA)

1.01 ± 0.05

0.97 ± 0.05

1.36 ± 0.09

2.07+0.03-0.02

1.88 ± 0.08

N^eq.H, ×10²⁴ см-2

7.4<10(fixed)-1.8

6.0+0.7-1.1

N_H, ×10²⁴ см-2

1.2+0.5-0.2

1.5+0.2-0.3

1.1+0.2-0.1

Nh.g.H, ×10²¹ см-2

1.2+3.0-0.6

2.3+1.8-1.6

1.2 ± 0.6

EW_FeK

, кэВ

1.09+0.45-0.10

0.69 ± 0.11

0.35+0.11-0.07

F, ×10-11 эрг с-1 см-2

2.2+0.1-0.2

1.9 ± 0.5

2.1+0.1-0.2

F_sc, ×10-11 эрг с-1 см-2

0.7 ± 0.2

1.0 ± 0.1

1.4 ± 0.1

F_tr, ×10-11 эрг с-1 см-2

1.5 ± 0.3

0.9 ± 0.1

0.7+0.1-0.2

L_obs, ×10⁴² эрг с-1

9.1+0.4-0.8

7.9+1.3-1.0

8.6+8.4-2.7

L_int, ×10⁴² эрг с-1

11.4+1.5-1.4

3.2+1.3-0.8

1^∗

2.6+1.0-0.4

Θ, град

60^∗

60.9+0.5-0.4

60.8+0.3-0.4

Const (MOS1/FPMA)^∗∗

1.0 ± 0.1

0.9 ± 0.1

Const (MOS2/MOS1)^∗∗

1.0 ± 0.1

0.9 ± 0.1

Const (PN/MOS1)^∗∗

0.9 ± 0.1

1.0 ± 0.1

0.9 ± 0.1

apec

kT, кэВ

1.1+0.5-0.1

0.9+0.1-0.2

1.0 ± 0.2

Norm,×10-5 см-5

1.0+0.7-0.5

1.3+0.4-0.2

0.9+0.6-0.5

Abundance

1^∗

soft cutoffpl

Γ_s

2.2+0.6-0.5

1.9+0.2-0.3

1.9+1.0-0.5

-1

Norm,×10-5 с-1 см-2 кэВ

2.8 ± 0.5

2.3+1.4-0.2

2.5+2.5-0.7

поток мягких компонент

-2

F0.5-10keV, ×10-13 эрг с-1 см

1.4 ± 0.3

1.3+0.6-0.1

1.2+0.3-0.5

F3-79keV, ×10-13 эрг с-1 см-2

2.2+2.7-1.4

6.5+1.0-2.7

1.6+6.0-0.5

Reduced χ² (d.o.f.)

1.06 (321)

1.18 (322)

1.08 (321)

^∗ Параметры зафиксированы.

^∗∗ Нормировочный коэффициент между детекторами MOS1, MOS2 и PN задан равным единице.

Примечание. Nh.g.H — дополнительная колонка поглощения, связанная, вероятно, с поглощением мягкого излучения АЯГ в

родительской галактике (см. текст).

Модель PEXRAV использовалась с дополнительными компонентами для описания мягкого излучения: wabs × zTBabs ×

× [pexrav + zT Babs × [cutoffpl] + 2zgauss + apec + cutoffpl].

Модель MYTORUS имела вид: wabs × zTBabs × [MY TZ × [cutoffpl] + R × [MY TS + MY TL] + apec + cutoffpl].

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

556

СЕМЕНА и др.

NuSTAR FPMA

0.01

NuSTAR FPMB

XMM EMOS1

XMM EMOS2

XMM EPN

10-3

zTBabs(cutoffpl)

MYTZ

Pexrav

MYTS

10-4

Fe Kα, FeKβ

MYTL

Cutoffpl

10-5

Apec

-2

Энергия, кэВ

Рис. 3. Слева: спектр NGC 1194 по данным NuSTAR и XMM-Newton, восстановленный с помощью моде-

ли PEXRAV с дополнительными компонентами, описывающими мягкое излучение: wabs × zTBabs × [pexrav +

+ zTBabs × [cutoffpl] + 2zgauss + apec + cutoffpl]. Справа: спектр NGC 1194, восстановленный с помощью модели

MYTORUS с дополнительными мягкими компонентами: wabs × zTBabs × [MY TZ × [cutoffpl] + R × [MY TS +

+ MY TL] + apec + cutoffpl].

3.3. CGCG 420-015

такой же конфигурации для полного набора дан-

Северджини и др.

(2011), проанализировав

ных NuSTAR и получили согласующийся набор

значений параметров, при качестве аппроксимации

спектр CGCG 420-015 на энергиях ниже 10 кэВ

по данным XMM-Newton и Swift, получили указа-

χ²/d.o.f. = 1144.7/1069.

ние на большую колонку поглощения: N_H ∼ 1.5 ×

При анализе спектров CGCG 420-015 с по-

× 10²⁴ cм-2. Кроме того, было обнаружено избы-

мощью моделей PEXRAV и MYTORUS (R = 1)

точное мягкое излучение на энергиях ниже ∼2 кэВ,

мы использовали полный набор данных NuSTAR,

спектр которого может быть описан степенным

включающий три наблюдения, разделенных по вре-

законом в сочетании с двумя тепловыми компо-

мени на 1.5 года (первое и второе) и 4 месяца

нентами apec с температурами kT ≈ 0.15 кэВ,

(второе и третье). Сначала аппроксимировались

kT ≈ 0.7

кэВ. Авторы пришли к выводу, что

только данные телескопа NuSTAR, без добавления

мягкое излучение связано со звездообразованием

компонент, описывающих избыточное мягкое из-

в родительской галактике (тепловые компоненты)

лучение. Для обеих использованных моделей нор-

и рассеянием излучения АЯГ в окружающей

мировочные константы между первым и вторым

ионизованной среде (степенная компонента).

наблюдением оказались равны 1.00 ± 0.05, между

Марчези и др. (2018) аппроксимировали спек-

первым и третьим — 1.14 ± 0.05. Затем, чтобы вы-

тры XMM-Newton и NuSTAR (использовалось

явить возможные изменения формы спектра с из-

только первое из трех имеющихся наблюдений, см.

менением потока, мы аппроксимировали отдельно

табл. 1) моделью MYTORUS со свободным пара-

два первых и последнее наблюдение NuSTAR. Все

метром R и фиксированным на 90^◦ углом наклоне-

параметры модели, кроме нормировки, полученные

ния. Были получены следующие значения парамет-

для этих двух наборов данных, оказались совме-

ров: R = 2.7+2.0-1.0 (что свидетельствует об избытке

стимы в пределах ошибок, поэтому дальнейший

анализ был проведен по совокупности всех данных

переработанного излучения), Γ = 1.66+0.11-0.12, N_H =

NuSTAR.

= 0.7 ± 0.1 × 10²⁴ см-2, при плохом качестве ап-

Модель MYTORUS аппроксимирует данные

проксимации χ²/d.o.f. = 268.6/216. При этом дан-

NuSTAR хуже, чем модель PEXRAV (χ²/d.o.f. =

ные на энергиях ниже 2 кэВ были отброшены, а

избыточное мягкое излучение в спектре аппрок-

= 1081.1/1000 и χ²/d.o.f. = 949.5/1000 соответ-

симировалось дополнительной степенной компо-

ственно). Отклонение модели MYTORUS от

нентой со свободной нормировкой и тем же фо-

данных проявляется в области мягких энергий,

тонным индексом, что и для основного степенного

поэтому мы дополнили эту модель компонентами

континуума АЯГ. Мы повторили анализ Марче-

для описания мягкого избыточного излучения

зи и др. (2018), используя модель MYTORUS в

(cutoffpl и apec) и включили в анализ данные

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

557

Таблица 6. Спектральные параметры CGCG 420-015, полученные по данным NuSTAR для модели PEXRAV,

а также по данным NuSTAR и XMM-Newton (MOS1 и MOS2) для модели MYTORUS в разных конфигурациях.

Во втором случае для описания избыточного мягкого излучения использовались дополнительные спектральные

компоненты: wabs × [MY T Z × [cutoffpl] + R ∗ (MY T S + MY T L) + apec⁽¹⁾ + apec⁽²⁾ + cutoffpl]

Параметр

PEXRAV MYTORUS⁽¹⁾ MYTORUS⁽²⁾ MYTORUS⁽³⁾

MYTORUS⁽⁴⁾

1.75 ± 0.03

2.10 ± 0.03

2.06+0.05-0.03

1.90+0.05-0.08

2.02+0.08-0.12

N^eqH, ×10²⁴ см-2

7.7 ± 0.4

4.6 ± 0.3

2.6+0.6-0.4

1.4 ± 0.1

N_H, ×10²⁴ см-2

1.6 ± 0.1

1.1 ± 0.1

0.8 ± 0.1

1.2 ± 0.1

EWFeKα, кэВ

0.52+0.11-0.03

0.53 ± 0.03

0.39+0.12-0.06

0.40 ± 0.05

0.53+0.06-0.04

F, ×10-11 эрг с-1 см-2

2.2 ± 0.2

2.2+0.1-0.2

2.2 ± 0.1

F_sc, ×10-11 эрг с-1 см-2

1.1+0.1-0.3

0.83+0.04-0.05

1.0 ± 0.1

1.2 ± 0.1

1.1 ± 0.1

F_tr, ×10-11 эрг с-1 см-2

0.9+0.1-0.2

1.4 ± 0.1

1.1 ± 0.1

1.0 ± 0.1

0.8+0.1-0.2

L_obs, ×10⁴³ эрг с-1

4.5 ± 0.3

4.5+0.2-0.4

4.4 ± 0.2

L_int, ×10⁴³ эрг с-1

8.1+1.1-0.7

1.6 ± 0.1

1^∗

1.3+0.1-0.2

1.9 ± 0.3

2.4 ± 0.4

Θ, град

60^∗

60.62 ± 0.03

60.9 ± 0.1

61.6 ± 0.5

75^∗

apec⁽¹⁾

kT, кэВ

0.18 ± 0.03

0.22+0.10-0.09

0.22+0.05-0.04

0.21+0.04-0.06

0.22+0.08-0.06

Norm,×10-4 см-5

0.7 ± 0.1

1.2+0.9-0.6

1.4+0.5-0.4

1.3+0.8-0.4

1.5+0.9-0.8

Abundance

1^∗

apec⁽²⁾

kT, кэВ

0.91+0.07-0.06

0.88+0.16-0.11

0.90+0.16-0.09

0.86+0.14-0.10

0.91+0.17-0.18

Norm,×10-5 см-5

5.5 ± 0.4

7.4+2.3-3.3

7.6+1.9-2.4

4.8+1.9-1.6

7.2+4.0-3.3

Abundance

1^∗

soft cutoffpl

Γ_s

2.2+0.3-0.4

1.3 ± 0.4

1.3 ± 0.3

1.90+0.05-0.08(=AGN)

1.3 ± 0.4

Norm,×10-5 с-1 см-2 кэВ-1

5.4 ± 0.5

4.5+3.7-2.2

4.6+1.9-1.6

8.8 ± 0.9

4.5 ± 1.5

поток мягких компонент

F_0.5-10кэВ, ×10-12 эрг с-1 см-2

0.5 ± 0.1

0.9 ± 0.2

0.8+0.2-0.1

0.7+0.2-0.1

1.0 ± 0.1

F_3-79кэВ, ×10-12 эрг с-1 см-2

0.2+0.2-0.1

2.1+1.8-1.0

1.8+1.4-1.2

0.5+0.2-0.1

4.2+2.4-1.2

χ² (d.o.f.)

0.949 (1000)

0.955 (1068)

0.952 (1067)

0.973 (1068)

^∗ Параметры зафиксированы.

XMM-Newton¹ После этого качество аппрокси-

При аппроксимации спектра моделью

мации данных значительно улучшилось (см. модель

MYTORUS с R = 1 угол наклонения тора оказы-

MYTORUS⁽¹⁾ в табл. 6 и рис. 4). Аналогичное до-

вается близок к углу его раскрытия: Θ ≈ 61^◦. Отме-

бавление мягких компонент к модели PEXRAV не

тим также значительный вклад степенного закона,

привело к значительным изменениям спектральных

описывающего мягкое избыточное излучение, в

параметров и качества аппроксимации.

жестком рентгеновском диапазоне. При аппрокси-

мации данных моделью MYTORUS со свободным

¹ Часть данных была отброшена ввиду высокого фона,

параметром R его значение все равно оказывается

полная экспозиция использованных данных составила

9370 сек. Данные EPIC PN были исключены из анализа.

близким к единице, причем угол наклонения и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

558

СЕМЕНА и др.

0.01

NuSTAR

XMM MOS 1

XMM MOS 2

10-3

zTBabs(cutoffpl)

MYTZ(cutoffpl)

Pexrav

MYTS

Fe Kα, Fe Kβ

MYTL

Soft cutoffpl

10-4

Apec¹

Apec²

-2

Энергия, кэВ

Рис. 4. Слева: спектр CGCG 420-015 по данным NuSTAR, восстановленный с помощью модели PEXRAV. Справа:

спектр по данным XMM-Newton и NuSTAR, восстановленный с помощью модели MYTORUS с дополнительными

компонентами (см. значения параметров в табл. 6): wabs × zT Babs × [MY T Z × [cutoffpl] + R × [MY T S + MY T L] +

+ 2apec + cutoffpl] (см. текст). Данные трех наблюдений и двух детекторов NuSTAR сгруппированы в один спектр.

вклад степенной мягкой компоненты практически

3.4. IGR J09253+6929

не меняются (см. модель MYTORUS⁽²⁾ в табл. 6).

Этот источник был найден в обзоре неба об-

Мы также попробовали зафиксировать наклон

серватории ИНТЕГРАЛ и классифицирован как

степенной компоненты избыточного мягкого из-

сейфертовская галактика типа 1.5 (Мазетти и др.

лучения (которое, предположительно, возникает

2009). На основе жесткости рентгеновского спек-

из-за рассеяния излучения АЯГ в окружающей

тра Малициа и др. (2012) оценили колонку погло-

ионизованной среде) на значении наклона ос-

щения N_H = 1.4+3.8-0.9 × 10²³ см-2.

новного степенного континуума. Это привело к

Аппроксимация спектра NuSTAR моделями

ухудшению качества аппроксимации, однако по-

MYTORUS и PEXRAV указывает на оптически

лученное значение фотонного индекса Γ = 1.9+0.05-0.08

тонкую по комптоновскому рассеянию колонку

оказалось ближе к значениям, характерным для

поглощения на луче зрения: N_H ∼ 1-2 × 10²³ см-2

АЯГ (1.7-1.9), при этом вырос вклад отраженного

(см. табл. 7 и рис. 5). Таким образом, прошедшее

излучения в спектре (см. модель MYTORUS⁽³⁾ в

излучение АЯГ дает основной вклад в спектр

табл. 6). Наконец, мы попробовали зафиксиро-

источника (переработанное излучение дает менее

вать угол наклонения тора на значении Θ = 75^◦,

30% потока в диапазоне энергий NuSTAR). Тем

оставив при этом коэффициент R и фотонный

не менее для модели MYTORUS получен угол

индекс мягкой степенной компоненты свободными

наклонения Θ ≈ 60^◦, как и для ряда других рас-

параметрами. Это привело к еще большему росту

смотренных нами АЯГ.

доли отраженного излучения в спектре (см. модель

MYTORUS⁽⁴⁾ в табл. 6).

3.5. NGC 3281

По результатам аппроксимации спектров моде-

Винтэр и др. (2009) исследовали рентгеновский

лью MYTORUS во всех описанных конфигурациях

спектр NGC 3281 по данным ASCA, получен-

можно сделать вывод, что качество аппроксима-

ным в 1996 г., и оценили колонку поглощения:

ции удается улучшить за счет увеличения вклада

N_H = (0.89 ± 0.16) × 10²⁴ см-2. Проанализировав

отраженного от тора излучения в общий поток

спектральные данные обсерватории BeppoSAX,

(т.е. коэффициента R) при практически неизмен-

полученные в 2000 г., Винъяли и Комастри (2002)

ном значении угла наклонения Θ ≈ 60^◦. Как уже

пришли к выводу, что N_H > 10²⁴ см-2. Следует

отмечалось выше, такое поведение, скорее все-

отметить более широкий энергетический диапазон

го, указывает на неадекватное описание геометрии

BeppoSAX (3-100 кэВ) по сравнению с ASCA

распределения холодного газа в АЯГ в модели

(<10 кэВ), позволяющий лучше разделять отра-

MYTORUS.

женное и прошедшее излучение в спектре.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№8

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

559

NuSTAR FPMA

NuSTAR FPMB

10-3

zTBabs(cutoffpl)

MYTZ(cutoffpl)

Pexrav

MYTS

Fe Kα, FeKβ

MYTL

-2

Энергия, кэВ

Рис. 5. Спектр IGR J09253+6929 по данным NuSTAR, восстановленный с помощью моделей PEXRAV (слева) и

MYTORUS (справа).

Проведенный нами анализ данных NuSTAR в

реработанного излучения в рентгеновском спектре

рамках моделей PEXRAV и MYTORUS подтвер-

(см. табл. 8 и рис. 6).

дил присутствие большой колонки поглощения на

луче зрения, что проявляется в преобладании пе-

Мы проанализировали также данные XMM-

Newton, полученные в 2011 г., и обнаружили в

спектре NGC 3281 избыточное мягкое излуче-

ние, дающее незначительный вклад в диапазоне

Таблица

Параметры моделей PEXRAV

NuSTAR. Оба набора данных (XMM-Newton и

и MYTORUS, полученные для IGR J09253+6929

NuSTAR) по отдельности хорошо описываются

в результате аппроксимации данных NuSTAR

моделью MYTORUS в связанном режиме (с

дополнительными мягкими компонентами в случае

Параметры

PEXRAV MYTORUS

XMM-Newton). При этом получить хорошую ап-

проксимацию совокупного спектра XMM-Newton

Const (FPMB/FPMA)

0.94 ± 0.04

(2011 г.) и NuSTAR (2016 г.) не удается (наилучшее

1.78+0.22-0.21

1.77+0.11-0.25

достигнутое значение χ²/d.o.f. = 1.24). По этой

причине мы отдельно приводим результаты анализа

N^eq.H, ×10²⁴ см-2

1.9+3.6-1.3

данных XMM-Newton (колонка MYTORUS⁽²⁾

N_H, ×10²⁴ см-2

0.15 ± 0.04

0.11 ± 0.03

табл. 8 и рис. 7). Из результатов аппроксимации

данных моделью MYTORUS следует, что по

EWFeKα, кэВ

0.14+0.07-0.08

0.08+0.01-0.03

сравнению с наблюдением XMM-Newton (2011 г.)

F, ×10-12 эрг с-1 см-2

11.2+0.8-1.2

11.5+0.8-2.2

в момент наблюдения NuSTAR (2016 год) наклон

степенного континуума стал несколько больше,

F_sc, ×10-12 эрг с-1 см-2

3.0+2.0-1.6

2.4 ± 0.5

а колонка поглощения на луче зрения возросла.

F_tr, ×10-12 эрг с-1 см-2

8.1+1.5-3.0

9.1 ± 1.5

Эти изменения хорошо заметны при сравнении

спектров XMM-Newton и NuSTAR: они имеют

L_obs, ×10⁴³ эрг с-1

4.0+0.3-0.5

4.0+0.3-0.7

разные наклоны в диапазоне

4-7 кэВ и пе-

L_int, ×10⁴³ эрг с-1

4.0 ± 0.2

ресекаются на энергии ∼5 кэВ. Наблюдаемые

≈

изменения колонки поглощения, а именно N_H

0.9+0.8-0.5

1^∗

≈ 0.9 × 10²⁴ см-2 в 1996 г. (ASCA), ≈2 × 10²⁴ см-2

Θ, град

60^∗

60.3+0.3-0.4

в 2000 г. (BeppoSAX), ≈1.0 × 10²⁴ см-2 в 2011 г.

(XMM-Newton) и ≈2.5 × 10²⁴ см-2 в 2016 г.

Reduced χ² (d.o.f.)

0.893 (310)

0.882 (311)

(NuSTAR), позволяют причислить NGC 3281 к так

^∗ Параметры зафиксированы.

называемым “изменчивым” АЯГ.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

560

СЕМЕНА и др.

Таблица 8. Параметры моделей, полученные при аппроксимации спектра NGC 3281. В колонках PEXRAV и

MYTORUS¹ приведены параметры моделей в их стандартной конфигурации, полученные по данным NuSTAR.

Параметры в правой колонке (MYTORUS²) получены для модели MYTORUS с дополнительными мягкими ком-

понентами (wabs × [MY T Z × [cutoffpl] + R ∗ (MY T S + MY T L) + apec + cutoffpl]) по данным XMM-Newton

Параметр

PEXRAV

MYTORUS¹

MYTORUS²

Const (FPMB/FPMA)

0.97+0.05-0.04

0.97 ± 0.05

1.31 ± 0.04

1.97+0.09-0.05

1.73+0.13-0.19

NeqH, ×10²⁴ см-2

9.0<10(fixed)-4.1

9.9<10(fixed)-0.7

N_H, ×10²⁴ см-2

>0.6

2.5+0.6-0.2

1.0 ± 0.1

EWFeKα, кэВ

1.38 ± 0.17

1.08+0.05-0.07

0.51 ± 0.06

F, ×10-11 эрг с-1 см-2

4.3 ± 0.2

4.1 ± 0.2

F_sc, ×10-11 эрг с-1 см-2

3.8+0.6-0.3

2.9+0.5-0.3

2.7+2.2-0.8**

F_tr, ×10-11 эрг с-1 см-2

0.2+0.1-0.2

1.2+0.3-0.5

0.7+0.2-0.1**

L_obs, ×10⁴³ эрг с-1

1.24 ± 0.01

1.2+0.3-0.1

L_int, ×10⁴³ эрг с-1

4.7+0.3-0.2

3.3 ± 0.7

>25

Θ, град

60*

61.3+3.7-0.3

60.9+4.1-0.4

apec

kT, кэВ

0.76+0.12-0.10

Norm, см-5

2.2+0.7-0.6 × 10-5

Abundance

soft cutoffpl

Γ_s

3.1+0.8-1.0

Norm, с-1 см-2 кэВ-1

1.9+0.8-0.6 × 10-5

поток мягких компонент

F0.5-10keV, ×10-13 эрг с-1 см-2

1.0 ± 0.2

F3-79keV, ×10-14 эрг с-1 см-2

0.8+5.0-0.2

Reduced χ² (d.o.f.)

0.95 (254)

0.97 (255)

1.01 (327)

^∗ Параметры зафиксированы.

^∗∗ Значение потока в диапазоне 3-79 кэВ и доверительныйинтервал вычислены с помощью модели по значениям параметров из

марковской выборки.

3.6. NGC 4939

что лучше соответствует более умеренной колон-

Майолино и др. (1998), проанализировав дан-

ке поглощения N_H ≈ 10²⁴ см-2. Позже, в работе

ные обсерватории BeppoSAX, пришли к выводу

Гуанаци и др. (2005a) спектр NGC 4939 иссле-

об очень большом поглощении (N_H > 10²⁵ см-2)

довался по данным обсерватории XMM-Newton.

в рентгеновском спектре этого АЯГ. Правда, из-

Было показано, что в спектре преобладает прошед-

меренная эквивалентная ширина линии железа

шее излучение, а измеренная колонка поглощения

оказалась сравнительно небольшой, 0.48+0.42-0.21 кэВ,

оказалась небольшой: N_H ≈ 1.3 × 10²³ см-2. Вви-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

561

NuSTAR FPMA

NuSTAR FPMB

0.01

10-3

zTBabs(cutoffpl)

MYTZ(cutoffpl)

Pexrav

MYTS

Fe Kα, FeKβ

MYTL

-2

Энергия, кэВ

Рис. 6. Спектр NGC 3281 по данным NuSTAR, восстановленный с помощью моделей PEXRAV (слева) и MYTORUS

(справа).

XMM MOS1

0.01

XMM MOS2

XMM PN

MYTZ(cutoffpl)

10³

MYTS

MYTL

Soft powerlaw

10⁴

Apec

10⁵

Энергия, кэВ

Рис. 7. Спектр NGC 3281 по данным XMM-Newton, восстановленный с помощью модели MYTORUS с дополнитель-

ными компонентами для описания мягкого излучения: wabs × wabs × [MY TZ × [cutoffpl] + R × [MY TS + MY TL] +

+ apec + cutoffpl].

ду явного расхождения с результатами Майолино

один представитель класса “изменчивых” АЯГ в

и др. (1998), авторы повторили анализ данных

исследуемой выборке. Данные XMM-Newton так-

BeppoSAX с помощью тех же моделей, что приме-

же анализировались в работе Ногучи и др. (2009).

нялись ими для анализа данных XMM-Newton, и

Авторы оценили эквивалентную ширину линии же-

подтвердили, что спектр BeppoSAX лучше описы-

леза, которая оказалась меньше <0.22 кэВ, что

вается комптоновски-толстой моделью. Они так-

предполагает небольшую колонку поглощения на

же указали на то, что поток в мягком рентге-

луче зрения. Кроме того, было обнаружено из-

новском диапазоне значительно вырос в момент

быточное мягкое излучение, которое может быть

наблюдения XMM-Newton по сравнению с на-

описано моделью теплового излучения плазмы с

блюдением BeppoSAX, что логично объясняется

температурой ≈0.7 кэВ либо степенным законом с

значительно возросшей долей прошедшего через

фотонным индексом Γ ≈ 2.7.

тор излучения относительно переработанного в нем

Мы использовали набор данных XMM-Newton,

излучения при уменьшении колонки поглощения

Chandra и NuSTAR. Эти наблюдения проводи-

на луче зрения. Таким образом, NGC 4939 — еще

лись с большими перерывами во времени (8.5 и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

562

СЕМЕНА и др.

0.01

NuSTAR FPMA

NuSTAR FPMB

CHANDRA ACIS

10³

zTBabs(cutoffpl)

MYTZ

10⁴

Pexrav

MYTS

Fe, K , Fe, K

MYTL

Cutoffpl

10⁵

Apec

Энергия, кэВ

Рис. 8. Спектр NGC 4939, восстановленный с помощью моделей PEXRAV (слева) и MYTORUS (справа). Для описания

избыточного мягкого излучения были включены дополнительные компоненты: wabs × zTBabs × [pexrav + zTBabs ×

× [cutoffpl] + 2zgauss + apec + cutoffpl],

wabs × zTBabs × [MY TZ × [cutoffpl] + R × [MY TS + MY TL] +

+ apec + cutoffpl].

6.5 лет соответственно). Попытка описать сово-

значительное отклонение модели от данных в обла-

купный набор этих данных с помощью единой

сти линии железа и комптоновского бугра. Как и в

модели (PEXRAV или MYTORUS) не увенча-

случае других исследованных нами АЯГ, получен-

лась успехом, так как данные XMM-Newton явно

ное значение угла наклонения вблизи значения угла

указывают на меньшую колонку поглощения по

раскрытия тора, по-видимому, связано с отличием

сравнению с другими наблюдениями. Результаты

реальной геометрии распределения холодного газа

отдельного анализа спектра по данным XMM-

от заложенной в модели MYTORUS.

Newton (2002 года) совпали с результатами Гуа-

наци и др. (2005a), указывая на колонку поглоще-

3.7. IGR J14175-4641

ния 1.5+0.5-0.6 × 10²³ см-2. Результаты аппроксима-

Этот жесткий рентгеновский источник был об-

ции спектра по совокупности данных NuSTAR и

наружен в обзоре неба обсерватории ИНТЕГРАЛ

Chandra приведены в табл. 9 и на рис. 8. Получен-

и затем был классифицирован как сейфертовская

ное значение колонки поглощения оказалось зна-

галактика 2-го типа (Мазетти и др., 2006). Исходя

чительно выше полученного в наблюдении XMM-

из измеренного значения спектральной жесткости

Newton, но меньше чем в упомянутом выше наблю-

Малициа и др. (2012) оценили внутреннюю колонку

дении BeppoSAX. Эквивалентная ширина линии

железа в наблюдениях Chandra и NuSTAR также

поглощения: N_H = 0.7+2.8-0.4 × 10²⁴ см-2. Марчези и

оказалась значительно больше, чем в наблюдении

др. (2018) исследовали спектр IGR J14175-4641

XMM-Newton. Таким образом, подтверждается,

по данным обсерватории NuSTAR на основе мо-

что NGC 4939 относится к “изменчивым” АЯГ

дели MYTORUS с фиксированным углом накло-

и, как минимум, дважды менял свое состояние

нения тора Θ = 90^◦ и свободным параметром R.

за 27 лет наблюдений: от комптоновски-толстого

Были получены следующие значения параметров:

(BeppoSAX в 1989 г.) до комптоновски-тонкого

Γ = 1.79+0.15-0.14, N_H = (0.8 ± 0.1) × 10²⁴ см-2 и R =

(XMM-Newton в 2003 г.), с последующим но-

= 0.55+1.56-0.55.

вым увеличением колонки поглощения (Chandra в

Мы провели анализ данных NuSTAR с помо-

2010 г. и NuSTAR в 2016 г.).

щью моделей PEXRAV и MYTORUS, в стандарт-

В рамках модели MYTORUS получен угол на-

ной конфигурации последней. Обе модели хоро-

клонения тора Θ ≈ 60^◦. Использование модели

шо описывают спектр, за исключением области

MYTORUS в развязанном режиме (со свобод-

скачка поглощения железа в районе ∼7 кэВ (см.

ным параметром R) не приводит к значительному

рис. 9). Полученные параметры моделей PEXRAV

улучшению качества аппроксимации, при этом R =

и MYTORUS хорошо согласуются между собой.

= 1.4+0.5-0.4, Θ = 60.9 ± 0.4^◦. При фиксировании уг-

По сравнению с Марчези и др. (2018), мы по-

ла наклонения на значениях Θ > 70^◦ наблюдается

лучили несколько большие значения фотонного

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

563

Таблица

Параметры моделей PEXRAV и

Таблица

10. Параметры моделей PEXRAV и

MYTORUS, полученные в результате анализа спектра

NGC 4939 по данным NuSTAR и Chandra/ACIS.

IGR J14175-4641 по данным NuSTAR

К обеим моделям были добавлены дополнительные

компоненты (apec и cutoffpl) для описания мягкой

Параметры

PEXRAV MYTORUS

части спектра

Const (FPMB/FPMA)

0.94+0.09-0.08

0.95 ± 0.08

Параметры

PEXRAV

MYTORUS

+0.17

1.90+0.15-0.12

1.90

-0.15

Const (FPMB/FPMA)

0.94 ± 0.06

<10(fixed)

NeqH, ×10²⁴ см-2

2.9

-1.7

Const (ACIS/FPMA)

1.49+0.13-0.16

1.50+0.17-0.16

N_H, ×10²⁴ см-2

1.9+0.7-0.5

1.0 ± 0.3

1.65+0.07-0.13

1.65+0.15-0.14

+0.21

EW_FeK

, кэВ

0.18+0.57-0.18

0.33

-0.07

N^eq.H, ×10²⁴ см-2

3.0+0.5-0.6

+1.0

F, ×10-12 эрг с-1 см-2

8.9+0.4-0.5

9.5

-5.1

N_H, ×10²⁴ см-2

0.48 ± 0.05

0.44+0.07-0.08

F_sc, ×10-12 эрг с-1 см-2

3.4+1.8-1.3

3.8 ± 0.7

EWFeKα, кэВ

0.13+0.08-0.07

0.14+0.02-0.01

F_tr, ×10-12 эрг с-1 см-2

5.5+1.2-1.3

5.7 ± 0.5

F, ×10-11 эрг с-1 см-2

1.9+0.2-0.1

2.0 ± 0.1

L_obs, ×10⁴⁴ эрг с-1

1.3 ± 0.1

F_sc, ×10-11 эрг с-1 см-2

0.7 ± 0.2

1.4 ± 0.2

+1.0

L_int, ×10⁴⁴ эрг с-1

2.7

-0.4

F_tr, ×10-11 эрг с-1 см-2

1.2+0.3-0.2

0.7 ± 0.1

0.9+0.8-0.5

1^∗

L_obs, ×10⁴² эрг с-1

4.6+0.2-0.5

4.7 ± 0.3

+7.9

Θ, град

60^∗

61.6

-1.2

L_int, ×10⁴² эрг с-1

5.7 ± 0.5

Reduced χ² (d.o.f.)

0.846 (84)

0.935 (85)

0.9-0.3+0.4

^∗ Параметры зафиксированы.

Θ, град

60*

60.7+0.1-0.2

угол наклонения Θ ≈ 60, причем освобождение па-

apec

раметра R не приводит к значимому изменению

kT, кэВ

0.9 ± 0.2

0.8+0.8-0.2

качества аппроксимации и параметров модели.

norm,×10-5 см-5

0.6+0.2-0.1

1.1+0.5-0.3

3.8. NGC 5643

Abundance

1^∗

В близкой сейфертовской галактике NGC 5643

soft cutoffpl

(Филлипс и др., 1983), помимо активного ядра,

также находится ультраяркий рентгеновский ис-

Γ_s

4.0+2.4-1.6

2+1.3-0.9

точник (УРИ), расположенный на расстоянии 50^′′

от АЯГ. Ядро галактики исследовалось в рентге-

Norm ,×10-5 см-5

0.6 ± 0.4

0.6+0.1-0.3

новском диапазоне по данным ASCA (Майолино

поток мягких компонент

и др., 1998), BeppoSAX и ROSAT (Гуанаци и

F_0.5-10keV,

др., 2004), Chandra (Бъянчи и др., 2006), XMM-

0.3+0.6-0.1

11.9+11.9-11.8

×10-13 эрг с-1 см-2

Newton (Гуанаци и др., 2004; Матт и др., 2013) и

F_3-79keV,

NuSTAR (Аннуар и др., 2015; Кривонос и Сазонов,

<0.6

5.8+5.8-5.7

×10-13 эрг с-1 см-2

2016; Марчези и др., 2018). Гуанаци и др. (2004)

показали, что переменность суммарного потока

Reduced χ² (d.o.f.)

0.954 (200)

0.974 (201)

рентгеновского излучения АЯГ и УРИ связана

^∗ Параметры зафиксированы.

со значительными (вплоть до 5 раз) изменениями

потока от УРИ, при этом спектр АЯГ остается

постоянным. В работе Бъянчи и др. (2006) был

индекса степенного континуума и колонки погло-

сделан вывод, что наблюдаемое избыточное мягкое

щения (см. табл. 10). Это, вероятно, связано с

рентгеновское излучение АЯГ связано с фотоио-

разными использованными конфигурациями мо-

низованной средой. Наконец, по данным NuSTAR

дели MYTORUS. Как и для других АЯГ нашей

было показано, что колонка поглощения в АЯГ

выборки, в рамках модели MYTORUS получен

является оптически толстой по комптоновскому

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

564

СЕМЕНА и др.

NuSTAR FPMA

NuSTAR FPMB

10-3

zTBabs(cutoffpl)

MYTZ(cutoffpl)

Pexrav

MYTS

Fe Kα, FeKβ

MYTL

-2

Энергия, кэВ

Рис. 9. Спектр IGR J14175-4641 по данным NuSTAR, восстановленный с помощью модели PEXRAV (слева) и

MYTORUS (справа).

0.01

NuSTAR

zTBabs(cutoffpl)

XMM MOS

Pexrav

XMM PN

Fe Kα, Fe Kβ

Chandra ACIS

10-3

Apec

Soft powerlaw

MYTZ(cutoffpl)

10-4

MYTS

MYTL, Ni Kα

Apec

10-5

Soft powerlaw

-2

Энергия, кэВ

Рис. 10. Спектр NGC 5643 по данным Chandra, XMM-Newton и NuSTAR, восстановленный с помощью моделей

PEXRAV и MYTORUS с дополнительными компонентами, описывающими мягкое излучение и линию Ni Kα на энергии

7.47 кэВ.

рассеянию (Аннуар и др., 2015; Кривонос и Сазо-

спектре АЯГ в ≈2.5 раза по сравнению со стан-

нов, 2016; Марчези и др., 2018).

дартным апертурным подходом.

Однако у этого метода есть и недостаток, ко-

В работе Кривонос и Сазонов (2016), основной

торый заключается в некотором ухудшении энер-

целью которой было исследование спектра УРИ,

гетического разрешения получаемого спектра по

для разделения излучения двух близко располо-

сравнению с оригинальными данными. В част-

женных источников в данных NuSTAR исполь-

ности, по этой причине мы использовали также

зовался метод извлечения спектра, учитывающий

данные Chanrda и XMM-Newton (см. табл. 3).

известную зависимость распределения потока фо-

Для описания избыточного мягкого излучения ис-

тонов от угла отклонения источника от оптической

пользовались дополнительные компоненты apec и

оси телескопа. Мы применили такой же подход для

cutoffpl. Также в результате анализа выяснилось,

извлечения спектра АЯГ (см. раздел A3). Это поз-

что добавление гауссианы для описания линии ни-

волило избавится от сигнала, создаваемого УРИ,

келя (Ni Kα 7.47 кэВ) позволяет существенно улуч-

и увеличить количество фотонов в извлеченном

шить качество аппроксимации данных для модели

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

565

Таблица 11. Параметры моделей MYTORUS(wabs ×

рует данные значительно лучше MYTORUS и ука-

× [MY T Z × [cutoffpl] + R ∗ (MY T L + MY T S) +

зывает на меньшую колонку поглощения. При этом

+ zgauss + apec + cutoffpl]) и PEXRAV(wabs ×

обе модели демонстрируют значительные отклоне-

× [zT Babs × [cutoffpl] + 3 × zgauss + pexrav +

ния от данных NuSTAR (см. рис. 10). Относитель-

+ apec + cutoffpl]), полученные для спектра NGC 5643

ные нормировки между разными наборами данных

по данным Chandra, XMM-Newton и NuSTAR

(относительно первого наблюдения NuSTAR: вто-

рое наблюдение NuSTAR 1.07 ± 0.07, наблюдения

XMM-Newton 0.93 ± 0.05, 0.97 ± 0.05 и наблюде-

Параметры

PEXRAV

MYTORUS

ния Chandra 0.80 ± 0.05, 0.82 ± 0.05) указывают

2.11+0.06-0.05

2.04+0.03-0.04

на отсутствие существенных вариаций светимо-

сти NGC 5643. Форма спектра в наблюдениях

N^eq.H, ×10²⁴ см-2

10.0<10(fixed)-0.9

XMM-Newton и Chandra также не менялась. Вви-

ду значительного отклонения моделей от спектра

N_H, ×10²⁴ см-2

1.9 ± 0.2

5.5+0.9-1.0

NuSTAR мы провели дополнительный анализ этих

EWFeKα, keV

1.27 ± 0.08

1.14 ± 0.03

данных, аппроксимируя спектр моделями PEXRAV

и MYTORUS (R = 1) без компонент, описываю-

F, ×10-11 эрг с-1 см-2

0.67+0.06-0.07

1.06+0.07-0.05

щих избыточное мягкое излучение. Обе модели,

как и раньше, показали большое поглощение, но

F_sc, ×10-11 эрг с-1 см-2

0.30+0.06-0.07

1.01+0.04-0.08

существенно более крутой степенной континуум:

F_tr, ×10-11 эрг с-1 см-2

0.28+0.05-0.06

0.04+0.04-0.02

Γ = 2.38+0.15-0.04.

L_obs, ×10⁴¹ эрг с-1

2.4 ± 0.2

3.7 ± 0.2

L_int, ×10⁴¹ эрг с-1

24.5 ±+6.0-5.0

3.9. NGC 5728

1.4+0.4-0.2

1^∗

В работе Верон-Цетти и Верон (2006) NGC 5728

был классифицирован как сейфертовская галак-

Θ, град

60^∗

65.7+2.4-2.8

тика типа 1.9, что может указывать на умеренную

колонку поглощения (см., например, Ризалитти и

apec

др., 1999). При этом в ядре галактики наблюда-

kT, кэВ

0.83+0.02-0.03

0.81 ± 0.02

ется водный мегамазер, что является признаком

комптоновски-толстого АЯГ (Гринхил и др., 2008).

Norm, 10-5 см-5

3.90.2-0.1

3.8+0.3-0.4

Измеренное значение эквивалентной ширины

линии железа ∼1 кэВ (Шу и др., 2007) также

Abundance

1^∗

указывает на большую колонку поглощения в этом

soft cutoffpl

АЯГ (Жанг и др., 2010). В работе Шу и др. (2007)

на основе данных Chandra была сделана оценка

Γ_s

4.0 ± 0.1

3.8 ± 0.1

колонки поглощения: N_H ≈ 0.8 × 10²⁴ см-2. Позже

Norm,

Марчези и др. (2018), используя данные Chandra

5.4+0.6-0.5

4.6+0.3-0.4

×10-5 с-1 см-2 кэВ-1

и NuSTAR, с помощью модели MYTORUS (с

фиксированным углом наклонения тора

90^◦ и

поток мягких компонент

свободным параметром R) получили следующие

F0.5-10keV,

2.8+0.3-0.2

2.6 ± 0.1

значения спектральных параметров: N_H = (1.4 ±

×10-13 эрг с-1 см-2

F3-79keV,

± 0.1) × 10²⁴ см-2 и Γ = 1.88 ± 0.06.

5.5+1.5-1.0

6.1+1.5-0.9

×10-15 эрг с-1 см-2

Мы начали анализ с аппроксимации данных

NuSTAR моделями PEXRAV и MYTORUS (ко-

Reduced χ² (d.o.f.)

1.27 (1139)

1.57 (1140)

лонки PEXRAV и MYTORUS⁽¹⁾ табл. 12 и рис. 11).

^∗ Параметры зафиксированы.

Обе модели хорошо описывают данные и указыва-

ют на комптоновски-толстую колонку поглощения,

жесткий степенной континуум и доминирование

PEXRAV. При этом поток в линии Ni Kα составил

прошедшего излучения в спектре.

0.09 ± 0.03 от потока в линии Fe Kα.

Следует отметить, что на оптическом изображе-

Набор параметров, полученный при аппрок-

нии галактики NGC 5728 обнаружены два ярких

симации совокупного набора данных моделями

ядра, одно из которых (более яркое в видимом

PEXRAV и MYTORUS, приведен в табл. 11. Эти

диапазоне) ассоциируется с АЯГ (Пеконтал и др.,

значения хорошо согласуются с результатами Ан-

1990; Сон и др., 2009). Сон и др. (2009) иссле-

нуар и др. (2015). Модель PEXRAV аппроксими-

довали кинематику ядер и пришли к выводу, что

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

566

СЕМЕНА и др.

Таблица 12. Параметры моделей PEXRAV и MYTORUS, полученные в результате анализа спектра NGC 5728

по данным NuSTAR. В колонке MYTORUS⁽²⁾ приведен результат анализа данных NuSTAR и Chandra с помощью

модели wabs × [MY T Z × [cutoffpl] + R ∗ (MY T L + MY T S) + apec + cutoffpl]

Параметры

PEXRAV

MYTORUS⁽¹⁾

MYTORUS⁽²⁾

Const (FPMB/FPMA)

1.04 ± 0.04

1.43 ± 0.08

1.59+0.09-0.10

1.52+0.07-0.03

N^eq.H, ×10²⁴ см-2

1.6+1.0-0.2

1.4+0.4-0.1

N_H, ×10²⁴ см-2

2.0 ± 0.2

1.2+0.2-0.1

1.3 ± 0.2

EWFeKα, кэВ

0.64+0.16-0.17

0.61 ± 0.07

0.57+0.06-0.07

F, ×10-11 эрг с-1 см-2

5.9 ± 0.3

6.0 ± 0.3

6.1+0.2-0.3

F_sc,×10-11 эрг с-1 см-2

1.5 ± 0.3

2.7 ± 0.3

2.5 ± 0.3

F_tr,×10-11 эрг с-1 см-2

4.4 ± 0.3

3.3 ± 0.3

3.6+0.3-0.4

L_obs,×10⁴² эрг с-1

11.4+0.5-0.6

11.5 ± 0.6

11.5+0.4-1.0

L_int,×10⁴² эрг с-1

23.7+3.0-3.7

23.8+1.7-1.3

0.44+0.13-0.11

1^∗

Θ, град

60^∗

72.1+3.5-9.0

74.1+4.2-6.3

Const (ACIS/FPAM)

1.0 ± 0.1

apec

kT, кэВ

0.7 ± 0.2

Norm, 10-5 см-5

2.1+0.9-0.6

Abundance

1^∗

soft cutoffpl

Γ_s

2.0+0.9-0.4

norm, ×10-5 с-1 см-2 кэВ-1

3.6+1.1-0.9

поток мягких компонент

F0.5-10keV, ×10-13 эрг с-1 см-2

1.8+0.4-0.3

F3-79keV, ×10-13 эрг с-1 см-2

0.6+3.0-0.4

Reduced χ² (d.o.f.)

0.93 (332)

0.97 (333)

1.00 (383)

^∗ Параметры зафиксированы.

второе ядро также может содержать сверхмассив-

рующее на энергиях ниже 2 кэВ (см. рис. 12). Для

ную черную дыру. Более того, в оптическом спектре

описания этого излучения в модель MYTORUS

второго ядра были обнаружены широкие линии

были добавлены компоненты apec и cutoffpl.

Hα, что может указывать на наличие там АЯГ с

Параметры, полученные при аппроксимации сов-

небольшой колонкой поглощения.

местного набора данных Chandra и NuSTAR этой

При исследовании мягкого рентгеновского

моделью, приведены в колонке MYTORUS⁽²⁾

спектра по данным Chandra (см. табл. 3) мы об-

табл. 12. Результаты анализа отдельно данных

наружили избыточное мягкое излучение, домини-

NuSTAR и данных NuSTAR совместно с Chandra

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№8

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

567

NuSTAR FPMA

NuSTAR FPMB

0.01

10-3

zTBabs(cutoffpl)

MYTZ

Pexrav

MYTS

Fe Kα, FeKβ

MYTL

-2

Энергия, кэВ

Рис. 11. Спектр NGC 5728 по данным NuSTAR, восстановленный с помощью моделей PEXRAV и MYTORUS.

NuSTAR FPMA

NuSTAR FPMB

Chandra ACIS

0.01

10-3

MYTZ

MYTS

MYTL

Apec

10-4

Soft cutoffpl

-2

Энергия, кэВ

Рис. 12. Спектр NGC 5728 по данным Chandra/ACIS и NuSTAR, восстановленный с помощью модели MYTORUS

с дополнительными компонентами, описывающими мягкое излучение wabs × [MY TZ × [cutoffpl] + R ∗ (MY TL +

+ MY TS) + apec + cutoffpl].

хорошо согласуются между собой. Компоненты,

и др. (2012) по данным ИНТЕГРАЛ, Suzaku и

описывающие мягкое излучение, имеют светимость

XMM-Newton. При этом использовалась модель

1.2+4.2-1.0 × 10⁴⁰ эрг с-1 в диапазоне 3-79 кэВ.

PEXRAV в разных конфигурациях с дополнитель-

ными компонентами для описания мягкого излу-

Таким образом, если второе оптически яркое

чения. Комастри и др. (2010) исследовали данные

ядро NGC 5728 тоже является активным, то

оно должно иметь сравнимую с первым колонку

Suzaku с помощью модели PEXRAV, к которой

опционально добавлялась компонента сильно по-

поглощения N_H > 10²⁴ см-2 или гораздо более

глощенного степенного излучения с завалом (таким

низкую светимость ∼10⁴⁰ эрг с-1.

образом, модель должна была описывать спектры,

доминированные рассеянным или прошедшим

излучением). Авторы указали, что спектр может

3.10. ESO 137-G034

быть описан моделью в обеих конфигурациях,

Источник ESO

137-G034

исследовался в

независимо от конфигурации колонка поглощения

рентгеновском диапазоне в работах Малициа и

оказывается комптоновски толстой. дэ Роса и др.

др. (2009a), Комастри и др. (2010) и дэ Роса

(2012) показали, что рассеянное и прошедшее

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

568

СЕМЕНА и др.

Таблица 13. Параметры моделей PEXRAV и MYTORUS, полученные в результате анализа спектра ESO 137-

-G034 по данным NuSTAR (колонки PEXRAV и MYTORUS⁽¹⁾). В колонке MYTORUS⁽²⁾ приведены параметры

модели wabs × [MY T Z × [cutoffpl] + R(MY T L + MY T S) + apec + cutoffpl], полученные при аппроксимации

данных NuSTAR и XMM-Newton

Параметры

PEXRAV

MYTORUS⁽¹⁾

MYTORUS⁽²⁾

Const (FPMB/FPMA)

1.01 ± 0.05

1.01 ± 0.08

1.01+0.09-0.06

1.62+0.24-0.25

1.97+0.17-0.21

1.87+0.08-0.09

N^eq.H, ×10²⁴ см-2

3.7+2.6-0.3

3.7+0.9-0.3

N_H, ×10²⁴ см-2

5.4 ± 1.2

3.0 ± 0.9

2.8+0.5-0.4

EW_FeK

, keV

1.38 ± 0.35

1.22 ± 0.08

1.20 ± 0.06

F, ×10-11 эрг с-1 см-2

2.2 ± 0.2

2.3+0.2-0.3

F_sc, ×10-11 эрг с-1 см-2

0.7+0.3-0.2

1.7 ± 0.2

1.7 ± 0.3

F_tr, ×10-11 эрг с-1 см-2

1.5+0.2-0.3

0.5+0.1-0.2

0.6 ± 0.1

L_obs, ×10⁴² эрг с-1

4.0+0.3-0.7

4.0+0.2-0.3

4.1+0.3-0.4

L_int, ×10⁴² эрг с-1

21.3+14.9-9.2

18.5+3.3-3.2

0.52+0.21-0.20

Θ, град

60*

74.5+4.2-12.5

72.5+1.9-3.4

Const (MOS1/FPMA)

0.80+0.09-0.11

Const (PN/FPMA)

0.78+0.09-0.11

apec

kT, кэВ

0.79+0.07-0.05

Norm, ×10-5 см-5

7.4+1.2-1.8

Abundance

soft cutoffpl

2.7+0.3-0.2

Norm, ×10-5 с-1 см-2 кэВ-1

7.3+2.1-1.0

поток мягких компонент

F0.5-10keV, ×10-13 эрг с-1 см-2

4.5+1.1-0.9

F3-79keV, ×10-13 эрг с-1 см-2

0.5+0.6-0.2

Reduced χ² (d.o.f.)

0.875 (103)

0.843 (104)

0.98(269)

^∗ Параметры зафиксированы.

излучение дают сравнимые вклады в спектр,

излучения, вклад

которого в излучение

АЯГ

-0.6

степенной континуум жесткий (Γ = 1.2 ± 0.1), а

составляет f_sc = 9.0

%. В работе Малициа и

+1.0

колонка поглощения комптоновски-толстая N_H =

др. (2009a) спектр дополнительного мягкого излу-

= 2 × 10²⁴ см-2. Авторы обратили внимание на

чения удалось хорошо описать с помощью слож-

необычайно большой поток избыточного мягкого

ной модели MEKAL + P CF ABS × P CF ABS ×

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

569

NuSTAR FPMA

NuSTAR FPMB

0.01

10-3

zTBabs(cutoffpl)

MYTZ

Pexrav

MYTS

Fe Kα, FeKβ

MYTL

-2

Энергия, кэВ

Рис. 13. Спектр ESO 137-G034, полученныйпо данным обсерватории NuSTAR и восстановленный с помощью моделей

PEXRAV (слева) и MYTORUS (справа).

× powerlaw + zGauss со следующими значениями

наклон степенного континуума и (в рамках са-

параметров: N_H1 = 3.7+4.8-1.7 × 10²⁴ см-2, N_H2 =

мосогласованной модели MYTORUS) внутреннюю

светимость АЯГ.

= (5.8 ± 2.2) × 10²³ см-2, Γ = 1.78+0.08-0.07.

Для объектов NGC 4939 и IGR J09253+6929

Мы начали анализ с аппроксимации данных

колонка поглощения на луче зрения оказалось

NuSTAR моделями PEXRAV и MYTORUS без до-

комптоновски-тонкой (N_H < 5 × 10²³ см-2), а в их

полнительных компонент для описания мягкого из-

спектрах доминирует излучение, прошедшее сквозь

быточного излучения. Для обеих моделей оценен-

газопылевой тор. Однако необходимо отметить,

ные колонки поглощения оказались комптоновски-

что рентгеновский спектр NGC 4939, полученный

толстыми (см. табл. 13 и рис. 13). При этом модель

обсерваторией BeppoSAX почти 30 лет назад (в

PEXRAV указывает на больший поток прошедше-

1989 году), указывал на комптоновски толстую

го излучения, а модель MYTORUS — на больший

колонку поглощения. Таким образом, этот объ-

поток отраженного излучения в спектре. Так как на

ект, по-видимому, относится к так называемым

эти результаты может влиять значительный поток

“изменчивым” АЯГ. Для других пяти объектов

избыточного мягкого излучения (Малициа и др.,

выборки (IGR J00256+6821, IGR J14175-4641

2009a; дэ Роса и др., 2012), мы аппроксимировали

CGCG 420-015, NGC 1194 и NGC 5728) полу-

совместно данные NuSTAR и XMM-Newton моде-

ченные оценки колонок поглощения на луче зрения

лью MYTORUS с дополнительными компонентами

оказались равными 1-2 × 10²⁴ см-2, а прошедшее

(apec и cutoffpl) для описания мягкой части спек-

через тор и переработанное в нем излучение вно-

тра (столбец MYTORUS⁽²⁾ в табл. 13 и рис. 14).

сят сравнимые вклады в наблюдаемые спектры на

Оказалось, что избыточное мягкое излучение до-

энергиях 3-79 кэВ. Спектры еще трех объектов

минирует на энергиях ниже 3 кэВ, однако парамет-

(NGC 3281, NGC 5643 и ESO 137-G034) прак-

ры модели MYTORUS не изменились значительно.

тически полностью определяются переработанным

в торе излучением, для них N_H > 2 × 10²⁴ см-2.

Табл. 14 обобщает полученные результаты.

4. ОБСУЖДЕНИЕ

Для восьми АЯГ из выборки было достиг-

Мы провели анализ широкополосных рентге-

нуто высокое качество аппроксимации спектров

новских спектров десяти близких АЯГ (z < 0.1) из

(χ²/d.o.f. ≈ 1) как для модели PEXRAV, так и для

выборки С15 по данным обсерваторий NuSTAR,

модели MYTORUS. В случае NGC 1194 каче-

XMM-Newton и Chandra. Согласно предыдущим

ство аппроксимации обеими моделями оказалось

(в основном грубым) оценкам, рассматриваемые

низким, значительные отклонения наблюдаются в

объекты являются кандидатами в комптоновски-

области скачка поглощения, эмиссионных линий

толстые (N_H > 10²⁴ см-2) АЯГ. С помощью двух

и комптоновского бугра, т.е. областях спектра,

популярных спектральных моделей PEXRAV и

где ожидается значительный вклад переработан-

MYTORUS мы оценили внутреннее поглощение,

ного в торе излучения. Возможно, этот объект

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

570

СЕМЕНА и др.

NuSTAR FMPA

0.01

NuSTAR FMPB

XMM EMOS1

XMM EMOS2

XMM EPN

MYTZ

10-3

MYTS

MYTL

Powerlaw

10-4

Apec

-2

Энергия, кэВ

Рис. 14. Спектр ESO 137-G034 по данным NuSTAR и XMM-Newton, восстановленныйс помощью модели MYTORUS

с дополнительными компонентами для описания избыточного мягкого излучения (wabs × [MY TZ × [cutoffpl] + R ×

× [MY T S + MY T L] + apec + cutoffpl]).

характеризуется необычной геометрией вещества,

рассмотренных нами спектров угол наклонения то-

в котором формируется переработанное излучение

ра оказался близок к углу его раскрытия: Θ ≈ 60^◦.

АЯГ. Также не удалось удовлетворительно описать

По-видимому, этот результат является артефактом

и спектр NGC 5643, где отклонения в основном

использования модели MYTORUS, так как в ней

предполагается упрощенная геометрия тора с фик-

наблюдаются в области низких энергий 1-6 кэВ,

сированным углом раскрытия.

что, вероятно, связано с недостаточно адекват-

ным выбором спектральной модели для описания

Чтобы лучше продемонстрировать, почему мо-

избыточного мягкого излучения АЯГ. В жесткой

дель MYTORUS стремится описывать различные

части спектра этого источника также наблюдаются

спектры сильно поглощенных АЯГ набором па-

существенные отклонения от модели, что может

раметров с углом наклонения, примерно равным

быть связано с недостаточно точным разделением

углу раскрытия тора, построим зависимость двух

характеристик, описывающих спектр АЯГ в диа-

сигналов от АЯГ и УРИ в этой галактике.

пазоне энергий NuSTAR, а именно эквивалентной

Во многих случаях при аппроксимации дан-

ширины линии железа и спектральной жесткости

ных NuSTAR моделью PEXRAV были получены

(определенной через потоки излучения в диапазо-

большие колонки поглощения и меньшие значения

нах энергий 3-20 и 20-70 кэВ, HR = (f20-70 -

фотонного индекса, чем для модели MYTORUS.

- f3-20)/(f20-70 + f3-20)), от параметров Θ и N^eq.H

Аналогичная ситуация возникает при использова-

(см. рис. 15). Из рисунка следует, что набор пара-

нии модели MYTORUS со свободным парамет-

метров N^eq.H > 2 × 10²⁴ см-2 и Θ ≈ 60^◦ позволяет

ром R, отвечающим за отношение нормировок пе-

описать широкий набор спектров, характеризую-

реработанного и прошедшего излучения, и фикси-

щихся эквивалентной шириной линии железа 0.2-

рованным углом наклонения АЯГ (см., например,

1.0 кэВ и жесткостью 0.2-0.5. Можно заключить,

Марчези и др., 2018). При фиксированном зна-

что при Θ ≈ 60^◦ модель может удовлетворительно

чении угла наклона (тора в модели MYTORUS и

описать спектры, возникающие при существенно

плоского слоя, в котором происходит отражение в

отличной от заложенной в модели MYTORUS гео-

модели PEXRAV) форма спектра переработанного

метрии вещества. При этом удается хорошо огра-

излучения оказывается тоже фиксированной, и при

ничить значение колонки поглощения на луче зре-

описании данных наилучшее качество аппроксима-

ния. Это объясняется тем, что форма прошедшего

ции достигается варьированием отношения пото-

излучения не зависит от геометрии газопылевого

ков переработанной и прошедшей компонент. При

тора и определяется только колонкой вещества

использовании модели MYTORUS с фиксиро-

на луче зрения, в то время как форма отражен-

ванным параметром R наилучшая аппроксимация

ной компоненты может значительно меняться в

спектра АЯГ достигается при варьировании угла

зависимости от геометрии и ориентации вещества.

наклона тора. При аппроксимации большинства

Это дополнительно иллюстрируется на рис. 16, где

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

571

Таблица 14. Параметры моделей MYTORUS (верхняя строка для каждого АЯГ) и PEXRAV (нижняя строка),

полученные по данным NuSTAR, XMM-Newton и Chandra. Параметры модели PEXRAV для объектов NGC 5728,

NGC 3281 и CGCG 420-015

получены только по данным NuSTAR

Объект/параметр

N_H

N^eq.

L_obs

L_int

Fe Kα EW

Θ, град

единицы измерения

10²⁴ см-2

эрг с-1

кэВ

IGR J00256+6821

1.7+0.7-0.3

8.5<10(fixed)-6.3

60.9+10.2-0.2

2.27+0.22-0.08

(2.0 ± 0.3) × 10⁴²

8.5+4.0-1.6 × 10⁴²

0.78+0.15-0.28

>1.7

1.67+0.13-0.28

2.2+0.4-0.2 × 10⁴²

0.81+0.28-0.37

NGC 1194

1.5+0.2-0.3

7.4<10(fixed)-1.8

60.9+0.5-0.4

2.07+0.03-0.02

7.9+1.3-1.0 × 10⁴²

1.1+0.2-0.1 × 10⁴³

0.69 ± 0.11

1.2+0.5-0.2

1.36 ± 0.09

9.1+0.4-0.8 × 10⁴²

1.09+0.45-0.10

CGCG 420-015

1.1 ± 0.1

7.7 ± 0.4

60.62 ± 0.03

2.10 ± 0.03

4.5+0.2-0.4 × 10⁴³

8.1+1.1-0.7 × 10⁴³

0.53 ± 0.03

1.6 ± 0.1

1.75 ± 0.03

(4.5 ± 0.3) × 10⁴³

0.52+0.11-0.03

IGR J09253+6929

0.11 ± 0.03

1.9+3.6-1.3

60.3+0.3-0.4

1.77+0.11-0.25

4.0+0.3-0.7 × 10⁴³

(4.0 ± 0.2) × 10⁴³

0.08+0.01-0.03

0.15 ± 0.04

1.78+0.22-0.21

4.0+0.3-0.5 × 10⁴³

0.14+0.07-0.08

NGC 3281

2.5+0.6-0.2

9.0<10(fixed)-4.1

61.3+3.7-0.3

1.97+0.09-0.05

1.20+0.25-0.05 × 10⁴³

4.7+0.3-0.2 × 10⁴³

1.08+0.05-0.07

>0.6

1.31 ± 0.04

(1.24 ± 0.01) × 10⁴³

1.38 ± 0.17

NGC 4939

0.44+0.07-0.08

3.0+0.5-0.6

60.7+0.1-0.2

1.65+0.15-0.14

(4.7 ± 0.3) × 10⁴²

(5.7 ± 0.5) × 10⁴²

0.14+0.02-0.01

0.48 ± 0.05

1.65+0.07-0.13

4.6+0.2-0.5 × 10⁴²

0.13+0.08-0.07

IGR J14175-4641

1.0 ± 0.3

2.9<10(fixed)-1.7

61.6+7.9-1.2

1.90+0.17-0.15

(1.3 ± 0.1) × 10⁴⁴

2.7+1.0-0.4 × 10⁴⁴

0.33+0.21-0.07

1.9+0.7-0.5

1.90+0.15-0.12

(1.3 ± 0.1) × 10⁴⁴

0.18+0.57-0.18

NGC 5643

5.5+0.9-1.0

10.0<10(fixed)-0.9

65.7+2.4-2.8

2.04+0.03-0.04

(3.7 ± 0.2) × 10⁴¹

2.5+0.6-0.5 × 10⁴²

1.14 ± 0.03

1.9 ± 0.2

2.11+0.06-0.05

(2.4 ± 0.2) × 10⁴¹

1.27 ± 0.08

NGC 5728

1.2+0.2-0.1

1.6+1.0-0.2

72.1+3.5-9.0

1.59+0.09-0.10

(1.15 ± 0.06) × 10⁴³

2.4+0.3-0.4 × 10⁴³

0.61 ± 0.07

2.0 ± 0.2

1.43 ± 0.08

1.14+0.05-0.06 × 10⁴³

0.64+0.16-0.17

ESO 137-G034

3.0 ± 0.9

3.7+2.6-0.3

74.5+4.2-12.5

1.97+0.17-0.21

4.0+0.2-0.3 × 10⁴²

2.1+1.5-0.9 × 10⁴³

1.22 ± 0.08

5.4 ± 1.2

1.62+0.24-0.25

4.0+0.2-0.7 × 10⁴²

1.38 ± 0.35

показаны 90% доверительные интервалы для пара-

независимо для прошедшего (MYTZ)

и перера-

ботанного излучения (MY T L + MY T S). Видно,

метров N^eq.H и Θ для источника IGR J00256+6821,

что колонка поглощения прошедшей компоненты

полученные при аппроксимации его спектра в спе-

√

циальном режиме, когда эти параметры задавались N_H = N^eq.H

1 - 1/2cos2 Θ хорошо определена, в

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

572

СЕМЕНА и др.

2.1

0.8

0.6

0.4

0.3

0.2

0.1

-2

N_e × 1024, см

Рис. 15. Слева: контуры постоянных значений эквивалентной ширины линии Fe Kα (в кэВ) в модели MYTORUS.

Справа: контуры постоянных значений жесткости для энергетических диапазонов 3-20, 20-70 кэВ (HR = (f20-70 -

- f3-20)/(f20-70 + f3-20)). Все контуры получены для значения фотонного индекса Γ = 2. Следует отметить, что

эквивалентная ширина линии железа слабо зависит от фотонного индекса излучения.

то время как параметры угла наклонения и эквато-

не рассмотренные в настоящей работе, были ис-

риальной колонки поглощения в торе оказываются

следованы другими авторами по данным NuSTAR,

плохо ограничены.

XMM-Newton, Chandra и Swift, в том числе с

использованием модели MYTORUS. Основные

спектральные характеристики АЯГ, полученные в

Спектры других сильно поглощенных АЯГ

этих работах, приведены в табл. 15 (светимости

из выборки С15 по данным NuSTAR

пересчитаны в диапазон 3-79 кэВ).

Четыре источника, отмеченные как кандидаты

NGC 1068 исследовался в работе Бауэр и др.

в комптоновски-толстые АЯГ в выборке С15 и

(2015) по данным обсерваторий NuSTAR, Chandra

и XMM-Newton, полученным с 2000 по 2013 гг.

С помощью моделей PEXRAV и MYTORUS в

конфигурациях, аналогичных использованным в

нашей работе, авторам не удалось хорошо опи-

сать спектр АЯГ. Поэтому они использовали также

более сложную конфигурацию модели MYTORUS

с несколькими компонентами переработанного из-

лучения с углами наклонения, зафиксированными

на 0^◦ и 90^◦, что позволило улучшить качество

аппроксимации данных. Тем не менее в табл. 15

приводится результат Бауэр и др. (2015), полу-

ченный при использовании модели MYTORUS в

связанном режиме (R = 1).

Mrk 3 был исследован Гуанаци и др. (2016) по

Θ, град

данным NuSTAR, полученным в девяти наблюде-

ниях, выполненных с сентября 2014 по апрель 2015

Рис. 16. Контуры показывают доверительныеинтерва-

г. Авторы исследовали спектральную переменность

лы (90%) для параметров Θ и N^eq.H, полученные неза-

в широкополосном спектре и обнаружили значи-

висимо для переработанной (красная сплошная линия)

мые изменения фотонного индекса и колонки по-

и прошедшей (черная сплошная линия) спектральных

компонент источника IGR J00256+6821 (см. текст).

глощения. Вариации параметра N^eq.H при использо-

Черная пунктирная кривая соответствует значениям

вании модели MYTORUS в стандартной конфигу-

параметров Θ и N^eq.H, для которых колонка поглощения

рации составили ≈30%. В качестве основной спек-

N_H = 1.7 × 10²⁴ см-2.

тральной модели авторы рассмотрели MYTORUS

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

573

Таблица 15. Спектральные характеристики сильно поглощенных АЯГ из выборки С15, полученные другими

авторами на основе данных NuSTAR с помощью модели

Объект/параметр

С15 N_H

N^eq.

L_obs

L_int

Fe Kα EW

Θ, град

единицы измерения

10²⁴см-2

10²⁴ см-2

эрг с-1

кэВ

NGC 1068¹

>10

8.5∗-3.1

9.4<10(fixed)-3.3

1.40+0.12

≈1.4 × 10⁴²

≈1.5 × 10⁴³

≈0.7

>1.4(fixed)

Mrk 3²

0.75-0.90 ± 0.01

1.66-1.85 ± 0.02

(4-5) × 10⁴³

(1.2-1.6) × 10⁴⁴

≈1.0

NGC 4945³

3.5 ± 0.2

1.77-1.96

≈1.9 × 10⁴²

≈(1.0-2.4) × 10⁴³

0.95 ± 0.30

NGC 6240⁴

2.5

1.39+0.09-0.08

1.6+0.4-0.2

1.7 ± 0.09

≈7 × 10⁴³

≈2.2 × 10⁴⁴

0.37+0.24-0.05

^∗ Верхнийпределна значениеколонки поглощенияне определен,так как значение экваториальнойколонкипоглощенияв модели

достигло предельного значения.

Примечание.¹ Бауэр и др. (2015),² Гуанаци и др. (2016),³ Пучетти и др. (2014),⁴ Пучетти и др. (2016) внутренние и

наблюдаемые светимости NGC 1068, Mrk 3, NGC 4945 и NGC 6240 в диапазоне 3-79 кэВ были рассчитаны на основе

параметров моделей.

с несвязанными нормировками и колонками погло-

и измерить соответствующие спектральные пара-

щения для переработанной и прошедшей компо-

метры (см. табл. 14, а также табл. 15, где приведены

нент. При аппроксимации спектров авторы предпо-

аналогичные оценки для еще четырех объектов

лагали, что колонка поглощения рассеянной ком-

выборки С15, полученные другими авторами).

поненты и фактор R не меняются от наблюдения

Для большинства источников уточненные оцен-

к наблюдению. В табл. 15 приведены диапазоны

ки колонок поглощения и внутренней светимости

значений параметров, полученные в рамках этой

АЯГ согласуются с предыдущими, более грубы-

модели.

ми оценками (см. табл. 1 в работе Сазонов и

NGC 4945 исследовался в работе Пучетти и др.

др., 2015). При этом 8 из 10 объектов оказались

(2014) с помощью модели MYTORUS в различных

комптоновски-толстыми АЯГ (N_H > 10²⁴ см-2),

конфигурациях.

а еще два (IGR J09253+6929 и NGC 4939) —

NGC 6240 — необычная галактика, содержая

комптоновски-тонкими: N_H < 5 × 10²³ см-2. При-

два АЯГ на расстоянии ∼1.5^′′ друг от друга. Пу-

чем NGC 4939, вероятно, является “изменчивым”

четти и др. (2016) исследовали оба АЯГ по данным

АЯГ, так как в 1989 г. с помощью обсерватории

NuSTAR, XMM-Newton и Chandra. В табл. 15

BeppoSAX у него наблюдалось более сильное по-

приведено значение эквивалентной ширины линии

глощение. Один из основных результатов настоя-

железа, оцененное по данным Chandra для более

щей работы состоит в том, что внутренние светимо-

яркого ядра (поток в ∼3 раза выше, чем у второго

сти рассмотренных АЯГ оказались больше наблю-

ядра). Значения остальных спектральных парамет-

даемых до 7 раз (в рамках модели MYTORUS).

ров получены в результате аппроксимации спек-

Однако необходимо отметить, что использо-

тра совокупного излучения пары АЯГ по данным

ванная нами популярная спектральная модель

NuSTAR.

MYTORUS, базирующаяся на геометрии тора

Остальные три сильно поглощенных АЯГ из

с фиксированным углом раскрытия

(60^◦), по-

выборки С15 (NGC

3081, ESO

506-G027

видимому, не совсем соответствует реальной

IGR J14561-3738) пока не наблюдались обсерва-

геометрии распределения холодного газа в АЯГ,

торией NuSTAR.

так как для большинства рассмотренных объектов

требуемый угол наклонения тора оказался очень

близок к углу раскрытия (Θ ≈ 60^◦), что невозможно

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

списать на эффекты наблюдательной селекции.

По данным обсерватории NuSTAR, дополнен-

При этом модель MYTORUS все же позволяет

достаточно надежно измерить колонку поглощаю-

ным на низких энергиях данными обсерваторий

щего вещества на луче зрения.

Chandra и XMM-Newton, детально исследова-

ны рентгеновские спектры 10 из 17 кандидатов

В результате настоящей работы и ряда недав-

в комптоновски-толстые АЯГ из статистически

них исследований, проведенных другими авторами,

полной выборки С15. Благодаря использованию

для практически всех АЯГ из каталога 7-летнего

широкого диапазона энергий (1-80 кэВ) в спек-

обзора обсерватории ИНТЕГРАЛ теперь имеются

трах АЯГ удалось достаточно надежно разделить

достаточно надежные оценки спектральных пара-

компоненты, связанные с прошедшим через газо-

метров и внутренней светимости. Это делает дан-

пылевой тор и переработанным в нем излучением,

ную выборку одной из лучших для исследований

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

574

СЕМЕНА и др.

популяционных свойств АЯГ в местном объеме

A2. КОЛОНКИ ПОГЛОЩЕНИЯ

Вселенной. В качестве возможного направления

В МОДЕЛИ MYTORUS

дальнейших исследований стоит в первую очередь

Модель MYTORUS является табличной: для

отметить необходимость использования для ап-

заданных параметров (N^eqH, Γ и Θ) спектр рассчи-

проксимации спектральных данных более совер-

тывается путем интерполяции из библиотеки спек-

шенных физических моделей, а именно моделей

тров, полученных методом Монте-Карло. В модели

комковатого газопылевого тора, которые активно

предполагается, что точечный источник рентгенов-

развиваются в последнее время.

ского излучения окружен холодным, изотропным

Работа поддержана грантом РНФ 14-22-00271.

газовым тором с углом раскрытия 60^◦. Во многих

случаях при аппроксимации спектров, сильно по-

глощенных АЯГ, моделью MYTORUS нами бы-

ПРИМЕЧАНИЕ

ли получены значения угла наклонения 60^◦ < Θ <

< 62^◦. В этой области параметра Θ спектры, на ос-

нове которых производится интерполяция, рассчи-

A1. ОЦЕНКА ЭКВИВАЛЕНТНОЙ ШИРИНЫ

таны для небольшого числа значений (60.0^◦, 61.1^◦,

ЛИНИИ Fe K_α В МОДЕЛИ MYTORUS

62.2^◦, ...). Поэтому при оценке колонки поглощения

N_H

в торе вместо аналитического соотношения

Используемая в работе модель MYTORUS со-

√

стоит из трех компонент, одна из которых (MYTL)

N_H = N^eq.H

1 - 4cos2 Θ

(1)

описывает спектр излучения, возникающего в ре-

мы использовали значения, получаемые при по-

зультате флуоресценции железа и никеля, а также

мощи линейной интерполяции по углу наклонения

в результате рассеяния этого излучения в веществе

тора:

тора. Флуоресцентные линии в модели не ушире-

ны. Таким образом, компонента MYTL описывает

Θ-Θ₁

Θ₂ - Θ

N_H = N_H1

+N_H2

(2)

четыре узкие флуоресцентные эмиссионные линии

Θ₂ - Θ₁

(Fe Kα1, Fe Kα2 Fe Kβ, Ni Kα) и их компто-

где N_H — колонка поглощения, рассчитываемая

новские плечи. Стоит отметить, что при расчете

для угла поглощения в интервале Θ₁ < Θ < Θ₂,

рассеяния флуоресцентного излучения в торе ли-

для границ которого колонки поглощения N_H1, N_H2

нии Fe Kα1((6.391 кэВ) Fe Kα2(6.404 кэВ) были

рассчитаны по формуле (1).

объединены в одну линию на энергии 6.4008 кэВ.

В некоторых случаях при аппроксимации спек-

Авторы модели MYTORUS указывают, что

тров сильно поглощенных АЯГ доверительные ин-

стандартный подход, используемый в пакете

тервалы для экваториальной колонки поглощения

XSPEC для определения эквивалентной ширины

в торе достигают предельного значения модели

спектральных компонент излучения, не подходит

10²⁵ см-2. При этом оказывается, что доверитель-

для этой модели. Поэтому мы использовали сле-

ные интервалы в плоскости параметров Θ, N^eq.H

дующий подход для оценки эквивалентной ширины

хорошо ограничены кривыми, соответствующими

линии Fe Kα и погрешности на эту величину. Пред-

постоянным значениям N_H (см. рис. 2). В этих

полагалось, что весь поток в линии содержится

случаях мы принимаем, что доверительный ин-

в диапазоне 6.39-6.41 кэВ (таким образом часть

тервал колонки поглощения является интервалом

комптоновски рассеянных фотонов не учитывает-

минимальной ширины, границы которого (N_H =

ся). На основе полученных для каждого набора па-

= const, рассчитывается по формуле (2)) ограни-

раметров модели (N_H, Γ и Θ) потоков компоненты

чивают соответствующий доверительный интервал

MYTL была составлена таблица потоков в линии

в плоскости параметров Θ, Neq.H .

Fe Kα. Поток в линии для любого заданного набора

этих параметров затем оценивался путем интерпо-

ляции значений из этой таблицы. Эквивалентная

A3. ПРОСТРАНСТВЕННО РАЗРЕШЕННЫЕ

ширина линии железа оценивалась как отношение

СПЕКТРЫ NuSTAR

потока линии, рассчитанного для параметров

наилучшей аппроксимации, к плотности потока

В галактике NGC 5643, помимо активного ядра,

энергии остальных компонент модели на энергии

также имеется ультраяркий рентгеновский источ-

6.4 кэВ. Границы доверительного интервала этой

ник (УРИ). Эти два объекта находятся на угловом

величины оценивались по 5% и 95% квантилям

расстоянии 50^′′ друг от друга. На оптической оси

распределения значений эквивалентной ширины

рентгеновская оптика обсерватории NuSTAR об-

линии, полученных описанным выше образом, из

ладает следующими характеристиками: радиус об-

Монте-Карло выборки параметров, полученных по

ласти, на границе которой поток источника падает в

схеме марковской цепи.

два раза по сравнению с максимальным значением

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№8

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

575

(FWHM), составляет 18^′′, размер области, со-

фотонных потоков фона (F_bkg), АЯГ (F_AGN) и УРИ

держащей половину фотонов от источника — 48^′′.

(F_ULX) для каждого наблюдения и детектора, для

Таким образом, при использовании стандартных

заданного диапазона значений PI.

инструментов обработки обсерватории NuSTAR

7. Ошибки на параметры для каждого набора

спектр АЯГ оказывается загрязнен излучением

данных были получены при помощи марковской

УРИ.

цепи. Полученные значения фотонных спектров и

В работе Кривонос и Сазонов (2016) для извле-

их ошибок в выбранных каналах были записаны в

чения спектра УРИ авторы провели анализ данных

fits файлы PHA.

NuSTAR с использованием информации об углах

8. Матрицы перераспределения энергий, полу-

прихода фотонов и функции рассеяния точечного

ченные на шаге 3), были просуммированы внутри

источника (ФРТИ) обсерватории NuSTAR. Мы

заданных интервалов значений PI (таким образом

провели аналогичный анализ данных обсерватории

размерность матрицы стала равна 4096 x 15).

NuSTAR для получения спектра NGC 5643, а

Полученные на шаге 4) эффективные площади

именно:

(ARF) на шаге 7) фотонные потоки PHA и на

1. С помощью стандартного программного обес-

шаге 8) матрицы перераспределения энергии RMF

печения nupipeline были получены: список очи-

использовались в программе XSPEC для стандарт-

щенных событий, изображение неба и карта экс-

ного спектрального анализа.

позиции для каждого наблюдения и каждого детек-

Описанный метод позволяет в ∼2.5 раза уве-

торного модуля.

личить статистику фотонов по сравнению со спек-

2. Были выбраны две круговых апертуры, цен-

трами, извлеченными в 30′′ круговой апертуре.

трированные на положениях АЯГ и УРИ, с радиу-

Параметры спектральных моделей и оцениваемые

сами значительно больше поля зрения NuSTAR.

потоки для АЯГ, получаемые при аппроксимации

3. Для полученных регионов с помощью про-

спектров, полученных таким образом и извлечен-

граммы nuproduct были получены спектры, мат-

ных внутри 30^′′ круговой апертуры с помощью

рицы перераспределения энергии (RMF) и гисто-

стандартных инструментов NUSTARDAS, хорошо

граммы отклонения от оптической оси.

согласуются между собой.

4. С помощью программы numkarf были по-

лучены эффективные площади для наблюдения

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

(ARF). При задании параметров numkarf была

1. Аирд и др. (J. Aird, A.L. Coil, A. Georgakakis,

отключена коррекция по ФРТИ и однократным

K. Nandra, G. Barro, and P.G. P ´erez-Gonz ´alez),

рассеяниям (коррекция по mboxФРТИ не требует-

MNRAS 451, 1892 (2015).

ся, так как она учтена в нашем анализе).

2. Анджело и др. (M. Ajello, A. Rau, J. Greiner,

5. Используя гистограмму отклонений от опти-

G. Kanbach, M. Salvato, A.W. Strong,

ческой оси и форму mboxФРТИ оптики NuSTAR

S.D. Barthelmy, N. Gehrels, et al.), Astrophys.

из библиотеки калибровочных данных (caldb) бы-

J. 673, 96 (2008).

ли построены интегральные функции рассеяния

3. Аджелло и др. (M. Ajello, D.M. Alexander,

mboxФРТИ за наблюдение для АЯГ и УРИ.

J. Greiner, G.M. Madejski, N. Gehrels, and

D. Burlon), Astrophys. J. 749, 21 (2012).

6. После этого все очищенные события были

4. Андрез, Гривз (E. Anders and N. Grevesse),

разбиты на 15 частей на основе значений регистри-

Geochimica Cosmochimica Acta 53, 197 (1989).

руемых энергий PI. Для каждого набора событий

5. Аннуар и др. (A. Annuar, P. Gandhi, D.M. Alexander,

была задана функция правдоподобия:

G.B. Lansbury, P. Arevalo, D.R. Ballantyne,

∑

M. Balokovic, F.E. Bauer, et al.), Astrophys. J.,

L = Ki lnλ_i - λi + lnK_i!

(3)

815, 36 (2015).

6. Антонучи (R. Antonucci), Ann. Rev. of Astron. and

Astrophys. 31, 473 (1993).

λ_i = F_bkg · e_i + F_AGN · PSFAGNi · e_i +

(4)

7. Арно и др. (K.A. Arnaud, G.H. Jacoby, and

J. Barnes), eds, Astronomical Society of the Pacific

+F_X1 ·PSFX1i ·e_i,

Conference Series, Astronomical Data Analysis

Software and Systems 101, 17 (1996).

где K_i — число событий, попавших в элемент X_i,

8. Балучинска-Чёрч, Маккамон (M. Balucinska-

Y_i координатной сетки (имеющих координаты в

Church and D. McCammon), Astrophys. J. 400, 699

диапазоне X_i - 0.5, X_i + 0.5, Y_i - 0.5, Y_i + 0.5),

(1992).

PSFAGNi и PSFx1i — рассчитанные на предыдущем

9. Бауэр и др. (F.E. Bauer, P. Arevalo, D.J. Walton,

шаге ФРТИ для АЯГ и УРИ, e_i — карта экспо-

M.J. Koss, S. Puccetti, P. Gandhi, D. Stern,

зиции, полученная на шаге 1). При минимизации

D.M. Alexander, et al.), Astrophys. J. 812,

116

функции правдоподобия были получены значения

(2015).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

576

СЕМЕНА и др.

10.

Баумгартнер и др. (W.H. Baumgartner, J. Tueller,

31.

Дикки, Локман (J.M. Dickey and F.J. Lockman),

C.B. Markwardt, G.K. Skinner, S. Barthelmy,

Ann. Rev. of Astron. and Astrophys. 28, 215 (1990).

R.F. Mushotzky, P.A. Evans, and N. Gehrels),

32.

Джонс и др. (D.H. Jones, M.A. Read, W. Saunders,

Astrophys. J. Suppl. Ser. 207, 19 (2013).

M. Colless, T. Jarrett, Q.A. Parker, A.P. Fairall,

11.

Бэкман и др. (V. Beckmann, S. Soldi, C. Ricci,

T. Mauch, et al.), VizieR Online Data Catalog 7259

J. Alfonso-Garzon, T.J.-L. Courvoisier, A. Domingo,

(2010).

N. Gehrels, P. Lubinski, et al.), Astron. Astrophys.

33.

Жанг и др. (J.S. Zhang, C. Henkel, Q. Guo,

505, 417 (2009).

H.G. Wang, and J.H. Fan), Astrophys. J. 708, 1528

12.

Бъянчи и др. (S. Bianchi, M. Guainazzi, and

(2010).

M. Chiaberge), Astron. Astrophys. 448, 499 (2006).

34.

Калистро Ривьера и др. (G. Calistro Rivera,

13.

Бучнер и др. (J. Buchner, A. Georgakakis,

E. Lusso, J.F. Hennawi, and D.W. Hogg), Astrophys.

K. Nandra, M. Brightman, M. Menzel, Z. Liu,

J. 833, 98 (2016).

L. Hsu, M. Salvato, et al.), Astrophys. J. 802, 89

35.

Катинелла и др. (B. Catinella, M.P. Haynes, and

(2015).

R. Giovanelli), Astron. J. 130, 1037 (2005).

14.

Бурлон и др. (D. Burlon, M. Ajello, J. Greiner,

36.

Кальбера и др. (P.M. Kalberla W., W.B. Burton,

A. Comastri, A. Merloni, and N. Gehrels), Astrophys.

D. Hartmann, E.M. Arnal, E. Bajaja, R. Morras, and

J. 728, 58 (2011).

W.G.L. P ¨oppel), Astron. Astrophys. 440, 775 (2005).

15.

Верон-Цетти, Верон (M.-P. V ´eron-Cetty and

37.

Комастри и др. (A. Comastri, K. Iwasawa, R. Gilli,

P. V ´eron), Astron. Astrophys. 455, 773 (2006).

C. Vignali, P. Ranalli, G. Matt, and F. Fiore),

16.

Винъяли, Комастри (C. Vignali and A. Comastri),

Astrophys. J. 717, 787 (2010).

Astron. Astrophys. 381, 834 (2002).

38.

Корибальски и др. (B.S. Koribalski, L. Staveley-

17.

Вилмс и др. (J. Wilms, A. Allen, and R. McCray),

Smith, V.A. Kilborn, S.D. Ryder, R.C. Kraan-

Astrophys. J. 542, 914 (2000).

Korteweg, E.V. Ryan-Weber, R.D. Ekers, H. Jerjen,

18.

Винклер и др. (C. Winkler, T.J.-L. Courvoisier,

et al.), Astron. J. 128, 16 (2004).

G. Di Cocco, N. Gehrels, A. Gimenez, S. Grebenev,

39.

Кривонос и Сазонов (R. Krivonos and S. Sazonov),

W. Hermsen, J.M. Mas-Hesse, et al.), Astron.

MNRAS 463, 756 (2016).

Astrophys. 411, L1 (2003).

40.

Кривонос и др. (R. Krivonos, S. Tsygankov,

19.

Винтэр и др. (L.M. Winter, R.F. Mushotzky,

M. Revnivtsev, S. Grebenev, E. Churazov, and

C.S. Reynolds, and J. Tueller), Astrophys. J. 690,

R. Sunyaev), Astron. Astrophys. 523, A61 (2010).

1322 (2009).

41.

Кролик и др. (J.H. Krolik, P. Madau, and P.T. Zycki),

20.

Джерельс и др. (N. Gehrels, G. Chincarini,

Astrophys. J. (Letters) 420, L57 (1994).

P. Giommi, K.O. Mason, J.A. Nousek, A.A. Wells,

42.

Койпер и др. (L. Kuiper, P.R. den Hartog, and

N.E. White, S.D. Barthelmy, et al.), Astrophys. J.

W. Hermsen), The Astronomer’s Telegram,

939

611, 1005 (2004).

(2006).

21.

Джиселлини и др. (G. Ghisellini, F. Haardt, and

43.

Ля Франка и др. (F. La Franca, F. Fiore, A. Comastri,

G. Matt), MNRAS 267, 743 (1994).

G.C. Perola, N. Sacchi, M. Brusa, F. Cocchia,

22.

Джилли и др. (R. Gilli, A. Comastri, and

C. Feruglio, et al.), Astrophys. J. 635, 864 (2005).

G. Hasinger), Astron. Astrophys. 463, 79 (2007).

44.

Лью (J. Liu), MNRAS 463, L108 (2016).

23.

Гринхил и др. (L.J. Greenhill, A. Tilak, and

45.

Лью и др. (Z. Liu, A. Merloni, A. Georgakakis,

G. Madejski), Astrophys. J. (Letters) 686, L13

M. Menzel, J. Buchner, K. Nandra, M. Salvato,

(2008).

Y. Shen, et al.), MNRAS 459, 1602 (2016.

24.

Гуанаци, Бъянчи (M. Guainazzi and S. Bianchi),

46.

Магдзярз, Дзярский (P. Magdziarz and

MNRAS 374, 1290 (2007).

A.A. Zdziarski), MNRAS 273, 837 (1995).

25.

Гуанаци и др. (M. Guainazzi, P. Rodriguez-Pascual,

47.

Майолино и др. (R. Maiolino, M. Salvati, L. Bassani,

A.C. Fabian, K. Iwasawa, and G. Matt), MNRAS

M. Dadina, R. della Ceca, G. Matt, G. Risaliti, and

355, 297 (2004).

G. Zamorani), Astron. Astrophys. 338, 781 (1998).

26.

Гуанаци и др. (M. Guainazzi, A.C. Fabian,

48.

Малициа и др. (A. Malizia, L. Bassani, F. Panessa,

K. Iwasawa, G. Matt, and F. Fiore) , MNRAS

A. de Rosa, and A.J. Bird), MNRAS 394, L121

356, 295 (2005a).

(2009a).

27.

Гуанаци и др. (M. Guainazzi, G. Matt, and

49.

Малициа и др. (A. Malizia, J.B. Stephen, L. Bassani,

G.C. Perola), Astron. Astrophys. 444, 119 (2005b).

A.J. Bird, F. Panessa, and P. Ubertini), MNRAS 399,

28.

Гуанаци и др. (M. Guainazzi, G. Risaliti, H. Awaki,

944 (2009b).

P. Arevalo, F.E. Bauer, S. Bianchi, S.E. Boggs,

50.

Малициа и др. (A. Malizia, L. Bassani, A. Bazzano,

W.N. Brandt, et al.), MNRAS 460, 1954 (2016).

A.J. Bird, N. Masetti, F. Panessa, J.B. Stephen, and

29.

дэ Ягер и др. (T. de Jaeger, S. Gonzalez-Gaitan,

P. Ubertini), MNRAS 426, 1750 (2012).

M. Hamuy, L. Galbany, J.P. Anderson, M.M. Phillips,

51.

Марчези и др. (S. Marchesi, M. Ajello, L. Marcotulli,

M.D. Stritzinger, R.G. Carlberg, et al.), Astrophys. J.

A. Comastri, G. Lanzuisi, and C. Vignali), Astrophys.

835, 166 (2017).

J. 854, 49 (2018).

30.

дэ Роса и др. (A. de Rosa, F. Panessa, L. Bassani,

52.

Мазетти (N. Masetti, L. Morelli, E. Palazzi, G. Galaz,

A. Bazzano, A. Bird, R. Landi, A. Malizia, M. Molina,

L. Bassani, A. Bazzano, A.J. Bird, A.J. Dean, et al.),

P. Ubertini, et al.), MNRAS 420, 2087 (2012).

Astron. Astrophys. 459, 21 (2006).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019

СПЕКТРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА

577

53.

Мазетти и др. (N. Masetti, E. Mason, L. Morelli,

70.

Сазонов, Ревнивцев (S.Y. Sazonov and

S.A. Cellone, V.A. McBride, E. Palazzi, L. Bassani,

M.G. Revnivtsev), Astron. Astrophys.

423,

469

A. Bazzano, A.J. Bird, et al.), Astron. Astrophys. 482,

(2004).

113 (2008).

71.

Сазонов и др. (S. Sazonov, M. Revnivtsev,

54.

Мазетти и др. (N. Masetti, P. Parisi, E. Palazzi,

R. Krivonos, E. Churazov, and R. Sunyaev), Astron.

E. Jimenez-Bailon, L. Morelli, V. Chavushyan,

Astrophys. 462, 57 (2007).

E. Mason, V.A. McBride, et al.), Astron. Astrophys.

72.

Сазонов и др. (S. Sazonov, R. Krivonos,

495, 121 (2009).

M. Revnivtsev, E. Churazov, and R. Sunyaev),

55.

Масини и др. (A. Masini, A. Comastri, M. Balokovic,

Astron. Astrophys. 482, 517 (2008).

I. Zaw, S. Puccetti, D.R. Ballantyne, F.E. Bauer,

73.

Сазонов и др. (S. Sazonov, E. Churazov, and

S.E. Boggs, et al.), Astron. Astrophys. 589, A59

R. Krivonos), MNRAS 454, 1202 (2015).

(2016).

74.

Северджини и др. (P. Severgnini, A. Caccianiga,

56.

Матт и др. (G. Matt, A.C. Fabian, M. Guainazzi,

R. Della Ceca, V. Braito, C. Vignali, V. La Parola, and

K. Iwasawa, L. Bassani, and G. Malaguti), MNRAS

A. Moretti), Astron. Astrophys. 525, A38 (2011).

318, 173 (2000).

75.

Соболевска, Пападакис (M.A. Sobolewska and

57.

Матт и др. (G. Matt, S. Bianchi, A. Marinucci,

I.E. Papadakis), MNRAS 399, 1597 (2009).

M. Guainazzi, K. Iwawasa, and E. Jimenez Bailon),

76.

Сон и др. (D. Son-H., S. Hyung, S. Lee-J., and

Astron. Astrophys. 556, A91 (2013).

P. Ferruit), Journal of Korean Astronomical Society

58.

Мёрфи, Якуб (K.D. Murphy and T. Yaqoob), MNRAS

42, 125 (2009).

397, 1549 (2009).

77.

Стефен и др. (A.T. Steffen, A.J. Barger, L.L. Cowie,

59.

Ногучи и др. (K. Noguchi, Y. Terashima, and

R.F. Mushotzky, and Y. Yang), Astrophys. J. (Letters)

H. Awaki), Astrophys. J. 705, 454 (2009).

596, L23 (2003).

60.

Пальмэри и др. (P. Palmeri, C. Mendoza,

78.

Трейзер и Юри (E. Treister and C.M. Urry),

T.R. Kallman, M.A. Bautista, and M. Mel ´endez),

Astrophys. J. 630, 115 (2005).

Astron. Astrophys. 410, 359 (2003).

61.

Палтани и др. (S. Paltani, R. Walter, I.M. McHardy,

79.

Трейзер и др. (E. Treister, J.H. Krolik, and

T. Dwelly, C. Steiner, and T.J. Courvoisier-L.),

C. Dullemond), Astrophys. J. 679, 140 (2008).

Astron. Astrophys. 485, 707 (2008).

80.

Тёрнер и др. (T. J. Turner, C.M. Urry, and

62.

Пеконтал и др. (E. Pecontal, G. Adam, R. Bacon,

R.F. Mushotzky), Astrophys. J. 418, 653 (1993).

G. Courtes, Y. Georgelin, and G. Monnet), Astron.

81.

Уеда и др. (Y. Ueda, M. Akiyama, K. Ohta, and

Astrophys. 232, 331 (1990).

T. Miyaji), Astrophys. J. 598, 886 (2003).

63.

Пучетти и др. (S. Puccetti, A. Comastri, F. Fiore,

82.

Уеда и др. (Y. Ueda, M. Akiyama, G. Hasinger,

P. Arevalo, G. Risaliti, F.E. Bauer, W.N. Brandt,

T. Miyaji, and M.G. Watson), Astrophys. J. 786, 104

D. Stern, et al.), Astrophys. J. 793, 26 (2014).

(2014).

64.

Пучетти и др. (S. Puccetti, A. Comastri, F.E. Bauer,

83.

Филлипс и др. (M.M. Phillips, P.A. Charles, and

W.N. Brandt, F. Fiore, F.A. Harrison, B. Luo,

J.A. Baldwin), Astrophys. J. 266, 485 (1983).

D. Stern, et al.), Astron. Astrophys. 585, A157

84.

Харрисон и др. (F.A. Harrison, W.W. Craig,

(2016).

F.E. Christensen, C.J. Hailey, W.W. Zhang,

65.

Риис (M.J. Rees), Ann. Rev. of Astron. and

S.E. Boggs, D. Stern, et al.), Astrophys. J. 770,

Astrophys. 22, 471 (1984).

103 (2013).

66.

Ривз, Тёрнер (J.N. Reeves and M.J.L. Turner),

85.

Хазингер (G. Hasinger), Astron. Astrophys. 490, 905

MNRAS 316, 234 (2000).

(2008).

67.

Рест и др. (A. Rest, D. Scolnic, R.J. Foley,

86.

Штраус и др. (M.A. Strauss, J.P. Huchra, M. Davis,

M.E. Huber, R. Chornock, G. Narayan, J.L. Tonry,

A. Yahil, K.B. Fisher, and J. Tonry), Astrophys.

E. Berger, et al.), Astrophys. J. 795, 44 (2014).

J. Suppl. Ser. 83, 29 (1992).

68.

Ричи и др. (C. Ricci, Y. Ueda, M.J. Koss,

87.

Шу и др. (X. W. Shu, J.X. Wang, P. Jiang, L.L. Fan,

B. Trakhtenbrot, F.E. Bauer, and P. Gandhi),

and T.G. Wang), Astrophys. J. 657, 167 (2007).

Astrophys. J. (Letters) 815, L13 (2015).

88.

Якуб, Мёрфи (T. Yaqoob and K.D. Murphy), MNRAS

69.

Ризалитти и др. (G. Risaliti, R. Maiolino, and

M. Salvati), Astrophys. J. 522, 157 (1999).

412, 1765 (2011).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№8

2019