ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 11, с. 774-782

ИЗМЕРЕНИЕ МАСС СВЕРХМАССИВНЫХ ЧЕРНЫХ ДЫР В ЯДРАХ

ДВУХ АКТИВНЫХ ГАЛАКТИК МЕТОДОМ ФОТОМЕТРИЧЕСКОГО

ЭХОКАРТИРОВАНИЯ

¹Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия

Поступила в редакцию 01.09.2020 г.

После доработки 07.10.2020 г.; принята к публикации 27.10.2020 г.

Представлены результаты многолетнего фотометрического мониторинга двух активных ядер галак-

тик — 2MASX J08535955+7700543 (z ∼ 0.106) и VII Zw 244 (z ∼ 0.131), исследуемых методом

эхокартирования в среднеполосных фильтрах. Для оценки размера области формирования широких

линий проведен анализ кривых блеска посредством кода JAVELIN. Ширины эмиссионных линий

измерены с помощью спектральных данных, полученных на 6-м телескопе БТА САО РАН. В статье

даны оценки масс сверхмассивных черных дыр lg(M/M_⊙), равные соответственно 7.398+0.153-0.171 и

7.049+0.068-0.075.

Ключевые слова: активные ядра галактик, сверхмассивные черные дыры, фотометрическое эхокарти-

рование, спектроскопия.

DOI: 10.31857/S0320010820110054

ВВЕДЕНИЕ

широких линий (broad line region, BLR):

Одной из важных характеристик галактик явля-

M_SMBH = f × (R_BLRϑ^2lineG-1),

(1)

ется масса сверхмассивной черной дыры (СМЧД),

где G — гравитационная постоянная, R_BLR — раз-

находящейся в ее центре. Сейчас известно, что

мер BLR, ϑ_line — скорость газа в BLR, излуча-

массы СМЧД коррелируют как со светимостью

ющего исследуемую линию, а f — безразмерный

родительской галактики, так и с дисперсией ско-

фактор порядка единицы, зависящий от структуры

ростей звезд в ней (Гебхардт и др., 2000; Феррарэз

и кинематики BLR, а также наклона системы отно-

и Мэррит, 2000). Также изучается эволюционная

сительно наблюдателя (см., например, Петерсон и

связь между СМЧД и сфероидальными звездны-

др., 2004). Размер BLR определяется как R_BLR ≡

ми компонентами (балджами) галактик, а также

≡ cτ, где c — скорость света, τ — запаздывание во

с галактическими темными гало (см., например,

времени излучения в исследуемой эмиссионной ли-

Засов и др., 2017, и ссылки внутри). Измерения

нии, формирующейся в BLR-области, относитель-

масс СМЧД в ядрах достаточно близких галактик

но континуального излучения аккреционного диска

проводятся с помощью изучения динамики звезд,

(Петерсон, 1993). Чаще всего для эхокартирования

газа и мазерных источников в гравитационном поле

черной дыры. Однако в активных ядрах галак-

используется линия Hβ 4861˚A (Бентц и др., 2013),

тик (АЯГ) околоядерная область пространственно

хотя, например, в пионерской работе (Черепащук

неразрешима и засвечена центральным источни-

и Лютый, 1973) исследование проводилось в линии

ком, из-за чего прямое исследование динамики

Hα 6563˚A. Для более далеких галактик исследу-

гравитируемого вещества невозможно.

ется задержка излучения в линиях Mg II 2798

Одним из наиболее надежных методов измере-

(Хомаюни и др., 2020; Заячек и др., 2020) и C IV

ния масс центральных черных дыр в АЯГ является

1549Å (Шэнь и др., 2019).

световое эхокартирование (reverberation mapping,

Блэндфорд и МакКи 1982) центральных областей.

Для уверенного определения задержки между

Масса определяется в предположении вириализа-

кривыми блеска в линии и в континууме необ-

ции газа, излучающего в области формирования

ходимо проводить продолжительный мониторинг

АЯГ (порядка нескольких лет для характерных

^*Электронный адрес: male@sao.ru

размеров R_BLR ∼ 0.02 пк), что является непростой

774

ИЗМЕРЕНИЕ МАСС СВЕРХМАССИВНЫХ ЧЕРНЫХ ДЫР

775

Таблица 1. Характеристики исследуемых АЯГ. В таблице слева направо даны: название объекта, координаты

на эпоху J2000, звездная величина в полосе V , красное смещение z, эмиссионная линия, в которой проводится

эхокартирование, и используемые для этого фильтры из набора SED, где число соответствует центральной длине

волны пропускания фильтра

Объект

Координаты (RA, Dec, J2000) V

Линия Фильтры (line + cont)

SED725

2MASX J08535955+7700543

08h53m59s.4 + 77^◦00^′55^′′

17.0

0.106

Hα

SED700

SED550

VII Zw 244

08h44m45s.3 + 76^◦53^′

09^′′

15.7

0.131

Hβ

SED525

задачей в смысле затрат телескопного времени. На

изучаемых галактик, охватываемая используемыми

фоне спектрального метода в последнее десятиле-

фильтрами, проиллюстрирована на рис. 3.

тие набирает популярность метод фотометрическо-

За время мониторинга на 1-м телескопе после-

го эхокартирования в средне- или узкополосных

довательно использовались 3 прибора, устанавли-

фильтрах (Хаас и др., 2011).

вающихся в фокусе Кассегрена:

С 2018 г. в рамках программы эхокартирования

проводится фотометрический мониторинг выборки

• MaNGaL (Моисеев и др., 2020) + Andor

АЯГ преимущественно на 1-м телескопе Цейсс-

iKon-M 934/Andor Neo sCMOS (2560 ×

1000 САО РАН (Комаров и др., 2020). В этой ста-

× 2160);

тье мы представляем результаты наблюдений для

двух наиболее ярких галактик с широкими линиями

• MMPP (Емельянов и Фатхуллин, 2019) +

из исследуемой выборки (Уклеин и др., 2019) —

+ Eagle V (2048 × 2048);

2MASX J08535955+7700543 (далее — J0853+77)

• StoP (Афанасьев и др., 2021) + Andor iKon-

и VII Zw 244: их кривые блеска и обнаружен-

L 936 (2048 × 2048).

ные задержки переменности излучения. Для оцен-

ки скоростей газа на БТА были получены спек-

Для получения дополнительных фотометриче-

тральные данные. Результатом работы является

ских данных осуществлялись наблюдения на БТА

измерение масс центральных СМЧД в ядрах двух

с помощью редуктора SCORPIO-2 (Афанасьев,

исследуемых галактик, причем ранее для этих объ-

ектов проводилась оценка M_SMBH лишь на основе

Моисеев, 2011) + E2V 42-90/E2V 261-84.

косвенных методов.

На рис. 1 приведена гистограмма, иллюстриру-

ющая количество наблюденных эпох для каждо-

го объекта исследования на различных приборах.

НАБЛЮДЕНИЯ

Для галактики J0853+77 всего получено 36 эпох

Характеристики исследуемых галактик приве-

наблюдений, для VII Zw 244 получено 30 эпох.

дены в табл. 1. Наблюдения проводились с помо-

Продолжительность мониторинга для J0853+77 и

щью телескопов САО РАН: 1-м Цейсс-1000 и 6-м

VII Zw 244 составляет 814 и 610 дней соответ-

БТА. Первый использовался для ежемесячных фо-

ственно.

тометрических наблюдений, на БТА проводилась

Методика фотометрических наблюдений де-

спектроскопия, а также было получено несколько

тально изложена в статье Малыгин и др. (2020).

фотометрических наблюдательных эпох.

Полученные кривые блеска АЯГ изображены на

рис. 2 (слева).

Фотометрия

Спектроскопия на БТА

Наблюдения каждого объекта подразумевают

использование двух интерференционных свето-

VII Zw

244. Спектр низкого разрешения

фильтров: один соответствует области широкой

VII Zw 244 был получен 9 октября 2019 г. на 6-м

эмиссионной линии бальмеровской серии, дру-

телескопе БТА с использованием SCORPIO-1

гой — континууму в области, близкой к линии.

(Афанасьев и Моисеев, 2005) в режиме длинной

В эксперименте используются среднеполосные

щели для обновления предыдущих спектральных

фильтры с характерными ширинами полос пропус-

данных, полученных более 25 лет назад в работе

кания ∼250

A. Область спектрального диапазона

Боросон и Грин (1992). Более того, спектр Боросон

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

776

МАЛЫГИН и др.

J0853+77

VII Zw 244

MaNGaL MMPP STOP SCORPIO-2

Рис. 1. Количество полученных фотометрических данных с помощью различных приборов.

15.8

SED725

SED700

+8.4

1000

16.0

16.2

600

16.4

16.6

200

J0853+77

SED550

SED525

+2.1

30.7

2.3

16.1

1000

16.2

16.3

600

16.4

16.5

200

VII Zw 244

200

400

600

800

100

150

JD-2458119

lag, days

Рис. 2. Кривые блеска (слева) и соответствующиераспределениязадержек τ (справа) для J0853+77 и VII Zw 244. Синие

треугольникиотражают фотометрическиеизмеренияAB-величин континуума возле линии,красные кружки соответству-

ют фотометрическим измерениям AB-величин спектральной области, в которой находится широкая эмиссионная линия

бальмеровской серии. Отсчет юлианских дат начинается с 1 января 2018 г.

и Грин (1992) указан в диапазоне 4070-5883

;в

чтобы скорректировать кривую чувствительности

данной статье спектр расширен на диапазон 3800-

используемого ПЗС E2V42-40 на аналогичных

зенитных расстояниях и минимизировать эффекты

7700Å.

спектрального пропускания атмосферы. Для учета

Спектр получен со щелью шириной

1′′ и

потерь света на щели и дальнейшей оценки полного

решеткой VPHG

550G. Обратная дисперсия

потока был снят бесщелевой спектр объекта.

2.1

A/пиксель и инструментальный профиль

Полученный спектр VII Zw 244 представлен на

FWHM 10˚A. Для калибровки спектра использо-

рис. 3 (снизу).

вался адаптер первичного фокуса БТА (Афанасьев

2MASX J08535955+7700543. Спектр активной

и др., 2017). Спектр сравнения по He-Ne-Ar

галактики J0853+77 был снят 6 ноября 2019 г. на

лампе и плоские поля были сняты в одном и

БТА с помощью редуктора SCORPIO-2 с ПЗС

том же положении телескопа. Были получены

E2V42-90 в режиме длинной щели для обновления

3 экспозиции по 5 мин. Спектрофотометрический

спектральных данных, полученных в работе Вэй и

стандарт G191B2B наблюдался в ту же ночь,

др. (1999) более 20 лет назад.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

ИЗМЕРЕНИЕ МАСС СВЕРХМАССИВНЫХ ЧЕРНЫХ ДЫР

777

2MASX J08535955+7700543

1.5

1.0

0.5

SEDSED

700

725

4500

5000

5500

6000

6500

7000

7500

Wavelength, Å

VII Zw 244

2.5

2.0

1.5

1.0

SED SED

0.5

525

550

4000

4500

5000

5500

6000

6500

7000

7500

Wavelength, Å

Рис. 3. Спектры J0853+77 и VII Zw 244, полученные на БТА. Поверх нанесены полосы пропускания используемых

фильтров.

Спектр получен со щелью шириной

2′′ и

полей, спектра сравнения и 3-точечного теста

решеткой VPHG

940@600

(обратная диспер-

для исправления геометрии поля. Наблюдения

проводились в серии из 10 экспозиций (300 с + 9 ×

сия 1.16

A/пиксель) в спектральном диапазоне

× 600 с). Длительная суммарная экспозиция поз-

4500-7600

A. Было получено 4 экспозиции по

волила добиться после сложения всех направлений

15 мин. Спектр сравнения и плоские поля сняты

поляризации высокого отношения сигнал-шум как

также с помощью адаптера первичного фокуса.

в линиях, так и в континууме для наблюдаемого

Кривая чувствительности матрицы исправлялась

объекта. Эти спектральные данные использованы

по наблюдениям стандарта G191B2B. Спектр

для декомпозиции профиля и представлены на

представлен на рис. 3 (сверху).

рис. 5 (справа).

При анализе профиля линии Hα точность

спектральных данных оказалась недостаточной

ОБРАБОТКА И АНАЛИЗ ДАННЫХ

(см. ниже), поэтому в дополнение к спектральным

данным были использованы спектрополяримет-

Фотометрические данные

рические данные, полученные

марта

2020

г.

с помощью редуктора SCORPIO-2. В режиме

Для лучшей фотометрической точности, необхо-

спектрополяриметрии в пучок вводились решетка

димой для исследований переменности АЯГ, мы ис-

VPHG1026@735 и двойная призма Волластона,

пользовали метод дифференциальной фотометрии

и на детекторе одновременно регистрировались

относительно локальных стандартов в поле зрения

спектры в четырех направлениях поляризации —

объекта. Независимая обработка каждого кадра

0^◦, 90^◦ и 45^◦, 135^◦. Для подавления второго поряд-

(см. детали в работе Уклеин и др., 2019) обес-

ка решетки использовался блокирующий фильтр

печивает характерную погрешность фотометриче-

GS-17. Ширина щели составляла 2^′′. В том же

. 03. Вторичные стандарты

положении телескопа были сняты кадры плоских

приведены в статье (Уклеин и др., 2019). Кривые

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

778

МАЛЫГИН и др.

J0853+77

0.50

0.45

0.40

0.35

1.05

1.00

0.95

0.90

0.85

200

400

600

800

VII Zw 244

0.275

0.250

0.225

0.200

0.175

0.150

0.125

1.2

1.1

1.0

0.9

200

300

400

500

600

700

800

JD-2458119

Рис. 4. Моделирование кривых блеска методом JAVELIN для J0853+77 и VII Zw 244. Черными точками отмечены

исходные наблюдательные данные с интервалами ошибок. Красные кривые описывают наиболее вероятную модель

изменения излучения в эмиссионной линии с вычтенным континуумом, синие кривые — наиболее вероятную модель

изменения излучения в континууме. Области, обозначенные бледно-красным и бледно-синим, соответствуют областям

допустимых значений для моделей кривых блеска. Отсчет юлианских дат начинается с 1 января 2018 г.

блеска в континууме и линии для VII Zw 244 и

зованного в среде IDL¹ и предоставленного

J0853+77 представлены на рис. 2 (слева).

С.Н. Додоновым. Обработка данных подразуме-

Для оценки временн ´ой задержки между двумя

вает: учет bias, удаление следов космических ча-

кривыми блеска для каждого объекта был приме-

стиц, коррекцию плоского поля, калибровку длин

нен метод с использованием кода JAVELIN (Цзу

волн, вычитание линий ночного неба, коррекцию

и др., 2016; Юй и др., 2020), реализованного на

за пропускание атмосферы и спектрографа по

языке программирования Python. Полученные ре-

спектрофотометрическим стандартам и извлечение

зультаты в виде гистограмм представлены на рис. 2

в одномерный спектр.

(справа), где N — частота встречаемости наборов

Для наиболее корректной привязки абсолютных

значений параметров при MCMC-сэмплировании.

значений потоков спектры сворачивались с кривы-

При моделировании использовалось 10 000 набо-

ми пропускания фильтров, используемых в фото-

ров значений параметров. Моделирование кривых

метрических наблюдениях. Получаемые синтети-

блеска приведено на рис. 4. Полученные значе-

ческие потоки в фильтрах калибровались на реаль-

ния задержек составляют τ = 54.8+8.4-9.4 дней для

ные фотометрические наблюдения, имеющие более

J0853+77 и τ = 30.7+2.1-2.3 дней для VII Zw 244.

высокую точность, чем спектральные, в смысле

абсолютных значений. Таким образом, было до-

стигнуто полное согласие абсолютных значений

Спектральные данные

Спектральные данные VII Zw 244 и J0853+77

¹ Interactive

Data

Language,

https://www.

обработаны c использованием пакета, реали-

harrisgeospatial.com/Software-Technology/IDL

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

ИЗМЕРЕНИЕ МАСС СВЕРХМАССИВНЫХ ЧЕРНЫХ ДЫР

779

VII Zw 244

2MASX J08535955+7700543

Hβ

1.5

[OIII]

1.5

[NII

]

[

NII]

[OIII]

1.0

[SII

][SII]

0.5

5450

5500

5550

5600

5650

5700

7200

7250

7300

7350

7400

7450

Wavelength, Å

0.6

0.8

0.6

0.4

0.2

−4000

-2000

2000

4000

-4000

-2000

2000

4000

Velocity, km/s

Рис. 5. Декомпозиция профилей наблюдаемых эмиссионных линий. Верхняя панель: область линии Hβ в спектре

галактики VII Zw 244 и разложение области на гауссовы компоненты (слева) и область линии Hα в спектре галактики

J0853+77 и разложение на гауссовы компоненты (справа). Узкие компоненты линий [OIII], FeII и Hβ для VII Zw 244

и линий [NII] и Hα показаны пунктиром. Нижняя панель: профиль линии Hβ в спектре галактики VII Zw 244 (слева)

и линии Hα в спектре галактики J0853+77 (справа) с вычтенными узкими компонентами. Красными и синими линиями

показаны широкиегауссовы профили,смещенныев сторонуположительныхи отрицательныхскоростейсоответственно.

потоков, измеренных и в фотометрических, и в

ОЦЕНКА МАСС СМЧД

спектроскопических наблюдениях.

Для оценки масс необходимо оценить скорости

Для анализа профиля линии Hα в спектре

газа в BLR-области. Для этого первым шагом в

J0853+77 использованы интегрированные спек-

анализе профиля эмиссионных линий было вычи-

трополяриметрические данные, дающие более вы-

тание всех узких компонент и получение чистой

сокое отношение сигнал-шум. Редукция данных

включает стандартную процедуру для длиннощеле-

широкой компоненты Hα для J0853+77 и Hβ для

вой спектроскопии: учет bias, плоского поля, гео-

VII Zw 244. Анализ профиля проведен методом

метрической коррекции вдоль и поперек щели, вы-

мультигауссовой декомпозиции.

читания ночного неба, спектральной чувствитель-

Разложенный профиль Hα для J0853+77 пока-

ности прибора и спектральной калибровки длин

зан на рис. 5 (правая панель вверху). Как видно

волн. Метод наблюдений и редукция данных де-

из рисунка, профиль наблюдаемой эмиссионной

тально описаны в Афанасьев и Амирханян (2012).

линии состоит из двух узких линий дублета [NII],

После редукции полученных данных все 4 на-

узкой компоненты Hα и широкой компоненты Hα,

правления поляризации были сложены для по-

описываемой двумя гауссовыми функциями. Ито-

лучения интегрального распределения энергии по

говый профиль широкой компоненты за вычетом

длинам волн. Однако исправление дисперсионной

узких линий представлен на рис. 5 (правая панель

кривой и привязка спектра к абсолютным едини-

внизу). Рассчитаем второй момент скорости 〈ϑ²〉 по

цам оказались неудовлетворительными, из-за чего

широкому профилю линии Hα:

полный спектр не приводится. Данный спектр ис-

пользуется для анализа профиля линии Hα (рис. 5).

^∑ (ϑ - 〈ϑ〉)² × f (ϑ)

Абсолютные значения потоков восстановлены так

〈ϑ²〉 =

(2)

∑ f (ϑ)

же, как и в случае спектральных данных.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

780

МАЛЫГИН и др.

где f(ϑ) — поток в линии в шкале скоростей ϑ, а

и Грин, 1992). Данная в статье оценка составила

первый момент скорости 〈ϑ〉 определяется как

M_SMBH = (6.7 ± 1.5) × 10⁷ M_⊙. Эта оценка хоть и

разнится с полученной в нашей работе в ∼6 раз,

∑ ϑ × f (ϑ)

〈ϑ〉 =

(3)

однако близка в пределах интервала ошибок. Ве-

∑ f (ϑ)

роятно, спектры, данные в статье (Боросон и Грин,

1992), также не позволили провести детальный

Тогда, скорость вращения газа в BLR в наблюдае-

анализ профиля Hβ.

мой линии Hα для J0853+77 принимаем равной

Полученные характеристики исследованных в

ϑ2Hα = 〈ϑ²〉 = 2.3 × 10⁶ км²/с².

статье объектов — J0853+77 и VII Zw 244 — све-

дены в табл. 2. В таблице представлены значения

Аналогичный анализ при помощи мультигауссо-

задержки отклика в эмиссионных линиях τ, равные

вой декомпозиции был проделан и для наблюдае-

размеру области BLR в световых днях, скорость

мой линии Hβ в объекте VII Zw 244. Разложение

газа ϑ^2line, определенная по анализу профилей ли-

профиля представлено на рис. 5 (левая панель

вверху). Из профиля линии Hβ вычтены узкие

ний, а также оценки масс в единицах lg(M/M_⊙),

полученные в данной статье M_SMBH и в более

линии [OIII], FeII, а также вклад узкой компоненты

Hβ. Итоговый широкий профиль, описываемый

ранних работах иных авторов M^calibSMBH .

двумя гауссианами, представлен на рис. 5 (левая

Эмпирическая зависимость

“размер BLR-

панель внизу). Второй момент скорости был рас-

светимость” является одной из целей проведения

считан по формуле (2). Оценка скорости газа в

программ по эхокартированию галактик. Свети-

линии Hβ для VII Zw 244 равна

мость активного ядра при этом определяется либо

в эмиссионной линии, либо на некоторой эффек-

ϑ2Hβ = 〈ϑ²〉 = 1.9 × 10⁶ км²/с².

тивной длине волны в континууме, свободном от

Теперь, определив скорость газа в области, из-

эмиссионных линий. В табл. 2 приводится свети-

лучающей наблюдаемую эмиссионную линию, и

мость двух исследованных галактик на длине волны

расстояние до излучающей области, определенное

5100

A. Поток f_λ был интегрирован в диапазоне

методом эхокартирования, оценим массу СМЧД

5000-5200˚A˚A в системе отсчета галактики и поде-

для двух галактик по формуле (1). Безразмерный

лен на ширину окна интегрирования для получения

коэффициент f будем считать равным единице.

монохроматической светимости. Предварительно

Для галактики J0853+77 M_SMBH ∼ 2.5 × 10⁷ M_⊙.

из спектра в этой области было вычтено остаточное

Для галактики VII Zw 244 измерение показало

влияние профилей Hβ, FeII и приблизительно

M_SMBH ∼ 1.1 × 10⁷ M_⊙.

постоянного [OIII]. Тогда светимость определяется

как

До настоящей работы оценки масс СМЧД для

данных объектов проводились лишь косвенны-

λL₅₁₀₀ = 4πD²f_λ,

ми методами. Массу СМЧД в объекте J0853+77

где D — расстояние до АЯГ. Постоянная Хаббла

оценили в статье Сю и Цхао (2007) по спектру

бралась равной H₀ = 67.4 (км/с)/Мпк. Вклад

из (Вэй и др., 1999), используя калибровочную

галактики-подложки не вычитался. Светимость

зависимость “размер BLR-светимость” из статьи

галактик составила λL₅₁₀₀ = 0.87 × 10⁴⁴ эрг/с

Каспи и др. (2000). Полученная оценка составила

M_SMBH ∼ 1.7 × 10⁸ M_⊙, что отличается от при-

для J0853+77 и λL₅₁₀₀ = 1.67 × 10⁴⁴ эрг/с для

веденной в данной работе в ∼7 раз. Такое отли-

VII Zw 244. По полученным оценкам светимости

чие можно объяснить двумя факторами. Первый

на 5100

A были даны оценки болометрических

из них — недостаточное качество спектра, исполь-

светимостей галактик. Значение болометрической

зованного в статье Сю и Цхао (2007), что не

поправки BC было взято из статьи (Ричардс и

позволило провести детальный анализ профилей

др., 2006): BC = 9.26. Оценки светимостей для

линий и определить скорость газа с минимальной

галактик составили L_bol ≈ 8.1 × 10⁴⁴ эрг/с для

ошибкой. Также существенной может быть неопре-

J0853+77 и L_bol ≈ 15.5 × 10⁴⁴ эрг/с для VII Zw 244,

деленность, вносимая определением светимости по

что составило для галактик 0.27L_Edd и 1.17L_Edd

спектральным данным, от чего в нашей работе мы

(L_Edd — Эддингтоновская светимость) соответ-

ушли благодаря привязке спектральных данных к

ственно. Стоит отметить, что такое значение доли

фотометрическим.

болометрической светимости от Эддингтоновской,

В статье (Тилтон и Шал, 2013) оценка массы

во-первых, априори завышено из-за невычтенного

СМЧД в галактике VII Zw 244 также получена

вклада родительской галактики, а во-вторых,

косвенно с использованием калибровки “размер

зависит от выбранного значения BC. К примеру,

BLR-светимость” из работы (Бентц и др., 2009)

используя значение BC = 7.79 из статьи (Кравчик

и по спектральным данным из статьи (Боросон

и др.,

2013), оценки светимостей получаются

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

ИЗМЕРЕНИЕ МАСС СВЕРХМАССИВНЫХ ЧЕРНЫХ ДЫР

781

Таблица 2. Оценки параметров центральных областей АЯГ. В таблице слева направо даны: название объекта,

задержка отклика в эмиссионной линии τ в днях, квадрат скорости газа ϑ^2line, измеренный по профилю эмиссионной

линии, светимость объекта на длине волны 5100

AλL₅₁₀₀, полученная оценка массы СМЧД M_SMBH и оценка массы

СМЧД M^calibSMBH, данная в статьях^∗Сю и Цхао (2007) и^∗∗Тилтон и Шал (2013)

Объект

τ, дни

ϑ^2line, 10⁶ км²/с²

λL₅₁₀₀, 10⁴⁴ эрг/с

M_SMBH, lg(M/M_⊙) M^calibSMBH, lg(M/M_⊙)

J0853+77

54.8+8.4-9.4

2.3

0.87

7.398+0.153-0.171

8.228^∗

VII Zw 244

30.7+2.1-2.3

1.9

1.67

7.049+0.068-0.075

7.825+0.087∗∗-0.109

равными 0.22L_Edd для J0853+77 и 0.98L_Edd для

Афанасьев и др. (V.L. Afanasiev, V.R. Amirkhanyan,

VII Zw 244, что особенно критично в случае второй

A.V. Moiseev, R.I. Uklein, and A.E. Perepelitsyn),

галактики. Однако в целом значения болометри-

Astrophys. Bull. 72, 458 (2017).

ческой светимости для исследованных объектов

Афанасьев, Моисеев (V.L. Afanasiev and

получаются большими и близкими к критическим,

A.V. Moiseev), Astron. Lett. 31, 194 (2005).

что вызывает интерес к более тщательному иссле-

Афанасьев, Моисеев (V. Afanasiev and A. Moiseev),

дованию АЯГ J0853+77 и VII Zw 244.

Baltic Astron. 20, 363 (2011).

Афанасьев и др. (V. Afanasiev, E. Shablovinskaya,

R. Uklein and E. Malygin), Astrophys. Bull. 76, in

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

print (2021).

Бентц и др. (M.C. Bentz, B.M. Peterson, H. Netzer,

Мониторинг галактик J0853+77 и VII Zw 244

R.W. Pogge, and M. Vestergaard), Astrophys. J. 697,

в течение более двух лет на телескопах САО

160 (2009).

РАН с применением анализа JAVELIN позволил

Бентц и др. (M.C. Bentz, K.D. Denney, C.J. Grier, et

оценить размеры BLR-областей в ядрах этих

al.), Astrophys. J. 767, 149 (2013).

Блэндфорд, МакКи (R.D. Blandford and

активных галактик: R_BLR = cτ, равные 54.8+8.4-9.4

C.F. McKee), Astrophys. J. 255, 419 (1982).

и 30.7+2.1-2.3 св. дней или 0.046+0.007-0.008 и 0.026+0.002-0.002

Боросон, Грин (T.A. Boroson and R.F. Green),

парсеков соответственно. По спектроскопиче-

Astrophys. J. Suppl. Ser. 80, 109 (1992).

ским данным, полученным на

6-м телескопе

10.

Вэй и др. (J.Y. Wei, D.W. Xu, X.Y. Dong, and

БТА САО РАН, были оценены скорости га-

J.Y. Hu), AAPS 139, 575 (1999).

за в BLR-областях. На основе новых наблю-

11.

Емельянов,

Фатхуллин

(E.V.

Emelianov

дательных данных были сделаны оценки масс

and

T.A.

Fatkhullin),

2019,

сверхмассивных черных дыр в центрах галак-

https://doi.org/10.23683/978-5-9275-3228-5-

тик 2MASX J08535955+7700543 и VII Zw 244,

2019-223-228

12.

Засов и др. (A.V. Zasov, A.S. Saburova,

равные lg(M/M_⊙) = 7.398+0.153-0.171 и lg(M/M_⊙) =

A.V. Khoperskov, and S.A. Khoperskov), Phys.

= 7.049+0.068-0.075 соответственно.

Uspekhi 60, 3 (2017).

Работа выполнена при поддержке гранта РНФ

13.

Заячек и др. (M. Zaja ˇcek, B. Czerny, M.L. Martinez-

Aldama, M. Ralowski, A. Olejak, S. Panda,

№ 20-12-00030 “Исследование геометрии и ки-

K. Hryniewicz, et al.), Astrophys. J.

896,

146

нематики ионизированного газа в ядрах активных

(2020).

галактик методами поляриметрии”. Авторы также

14.

Гебхардт и др. (K. Gebhardt, R. Bender, G. Bower, et

благодарят В.Л. Афанасьева, А.Н. Буренкова и

al.), Astrophys. J. Lett. 539, L13 (2000).

С.Н. Додонова за полезные дискуссии и замечания.

15.

Каспи и др. (S. Kaspi, P.S. Smith, H. Netzer,

Наблюдения на телескопах САО РАН выполняют-

D. Maoz, B.T. Jannuzi, and U. Giveon), Astrophys.

ся при поддержке Министерства науки и высшего

J. 533, 631 (2000).

образования Российской Федерации (включая со-

16.

Комаров и др. (V.V. Komarov, A.S. Moskvitin,

глашение № 05.619.21.0016, уникальный иденти-

V.D. Bychkov, et al.), Astrophys. Bull. 75, 547 (2020).

фикатор проекта RFMEFI61919X0016).

17.

Кравчик и др. (C.M. Krawczyk, G.T. Richards,

S.S. Mehta, M.S. Vogeley, S.C. Gallagher,

K.M. Leighly, N.P. Ross, et al.), Astrophys. J. Suppl.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Ser. 206, 4 (2013).

1. Афанасьев, Амирханян (V.L. Afanasiev and

18.

Малыгин и др. (E. Malygin, R. Uklein,

V.R. Amirkhanyan), Astrophys. Bull.

67,

438

E. Shablovinskaya, A. Grokhovskaya, and

(2012).

A. Perepelitsyn), CoSka 50, 328 (2020).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020

782

МАЛЫГИН и др.

19. Моисеев и др. (A.V. Moiseev, A.E. Perepelitsyn, and

27. Хаас и др. (M. Haas, R. Chini, M. Ramolla,

D.V. Oparin), Exp. Astron. 50, 199 (2020).

N.F. Pozo, C. Westhues, R. Watermann,

20. Петерсон (B.M. Peterson), PASP 105, 247 (2013).

V. Hoffmeister, and M. Murphy), AAP 535, A73

21. Петерсон и др. (B.M. Peterson, L. Ferrarese,

(2011).

K.M. Gilbert, S. Kaspi, M.A. Malkan, D. Maoz,

28. Хомаюни и др. (Y. Homayouni, J. Trump, K. Grier,

D. Merritt, H. Netzer, et al.), Astrophys. J. 613, 682

Y. Shen, K. Brandt, G. Fonseca Alvarez, P. Green,

(2004).

J. Hernandez Santisteban, K. Ho, C. Kochanek, B. Li,

22. Ричардс и др. (G.T. Richards, M. Lacy, L.J. Storrie-

D. Schneider, D. Starkey, K. Pan, and A. Oravetz),

Lombardi, P.B. Hall, S.C. Gallagher, D.C. Hines,

Astrophys. J. 901, 55 (2020).

X. Fan, et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 166, 470

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

(2006).

B.M. Peterson), Astrophys. J. 819, 122 (2016).

23. Сю, Цхао (Y. Xu and X.-W. Cao), CJAA 7, 63 (2017).

24. Тилтон, Шал (E.M. Tilton and J.M. Shull),

30. Черепащук, Лютый (A. Cherepashchuk and

Astrophys. J. 774, 67 (2013).

V. Lyutyi), Astrophys. Lett. 13, 165 (1973).

25. Уклеин и др. (R.I. Uklein, E.A. Malygin,

31. Шэнь и др. (Y. Shen, C.J. Grier, K. Horne,

E.S. Shablovinskaya, A.E. Perepelitsyn, and

W. N. Brandt, J.R. Trump, P.B. Hall, K. Kinemuchi,

A.A. Grokhovskaya), Astrophys. Bull.

74,

388

et al.), Astrophys. J. Lett. 883, L14 (2019).

(2019).

32. Юй и др. (Z. Yu, C.S. Kochanek, B.M. Peterson, et

26. Феррарэз, Мэррит (L. Ferrarese and D. Merritt),

Astrophys. J. Lett. 539, L9 (2000).

al.), MNRAS 491, 6045 (2020).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 11

2020