Сейфертовские галактики NGC 5982 и NGC 5985

К. Самарбаев (2011 - 2012 уч. год)

Актуальность

Многое при изучении сейфертовских галактик не ясно. До сих пор не выяснено, почему происходят колебания блеска ядер у таких галактик. Причем колебания значительны – порой до 1 зв. величины в течение месяца. Сейфертовские галактики обладают ядрами, которые значительно голубее, чем ядра большинства других галактик, имеющих такую же форму. Но и это пока не доказано. Хотя исследование сейфертовских галактик имеет богатую историю, природа этих объектов до конца не разгадана до сих пор, несмотря на заметные успехи последних десятилетий. Уже около полувека исследование сейфертовских галактик ведется довольно интенсивно. Однако, основная проблема - проблема активности их ядер остается неразрешенной до сих пор. По каким причинам ядра одних галактик являются активными, а других нет? Что это: короткая стадия в жизни любой галактики или принципиальное отличие ядра? На все эти вопросы пока нет однозначного ответа. По современным представлениям (согласно картине, являющейся практически общепринятой), основной источник энергии в этих объектах - аккреция на сверхмассивную черную дыру, расположенную в центре галактики. Главной проблемой остается механизм транспортировки газа в область контролируемую гравитацией центрального объекта (сверхмассивной черной дыры, по мнению большинства). На протяжении последних десятилетий были предприняты многочисленные попытки связать присутствие сейфертовского ядра с какими-либо свойствами родительской галактики, такими как наличие центральной перемычки или даже двойного бара, либо внутренней мини-спирали.

Многие старались обнаружить связь между наличием у галактики активного ядра и ее окружением: присутствием спутников или следов взаимодействия, однако не было найдено значимой корреляции рассматриваемых выше признаков с активностью. Производилось сравнение их морфологических свойств, и вновь значимых отличий галактик с активными ядрами от "спокойных" найдено не было.

Также высказывалось предположение о том, что механизм возбуждения и поддержания активности может быть многосложным и зависеть сразу от нескольких причин. Пытались непосредственно измерить темп поступления газа к активному ядру. При этом детальное рассмотрение динамики внутренних областей сейфертовских галактик приводит к парадоксальному выводу - несмотря на присутствие бара, распределение гравитационного потенциала в этих объектах сейчас таково, что не дает газу проникнуть в самую внутреннюю область (менее 100-200 пк от центра). До сих пор нет однозначного объяснения этому парадоксу.

Одним из наиболее впечатляющих проявлений активности галактик являются джеты - коллимированные истечения из центральных областей галактик. При этом линейные масштабы этих явлений могут сильно различаться. Так, радиоджеты из гигантских радиогалактик могут наблюдаться на расстояниях до сотен килопарсек от центра (например, в NGC 1316). В сейфертовских галактиках ситуация иная. С одной стороны, значительно меньше (по сравнению с радиогалактиками) энергетика "центральной части”. С другой стороны, в дисковых галактиках радиоджет вторгается в плотную межзвездную среду газового диска и начинает взаимодействовать с ней уже на расстоянии несколько десятков парсек от центра. По этим причинам размеры радиоджетов в спиральных и линзовидных галактиках за редкими исключениями не превышают нескольких килопарсек. Для объектов подобного рода требуются наблюдения в радиодиапазоне с высоким угловым разрешением, поэтому, на сегодняшний момент, джеты в них исследованы гораздо меньше, нежели в радиогалактиках.

Задача изучения сейфертовских галактик не потеряла актуальности. Это один из наименее исследованных и изученных областей космоса. Поэтому необходимо проводить исследования сейфертовских галактик.

Цели и задачи исследования

Подробное изучение и фотометрия сейфертовских галактик на примере галактик NGC 5982 и NGC 5985. Получение таких важных характеристик как распределение яркости и цвета, об её глобальной структуре и геометрических параметрах. Многоцветная фотометрия позволяет сделать заключения о звездном населении галактики, об её пространственной ориентации, о наличии и характеристиках пылевой составляющей. Яркость галактики в различных фотометрических диапазонах определяется общим количеством излучающей материи, а показатели цвета зависят от относительного вклада излучения соответствующего компонента в общую светимость.

Целью данной работы является обработка снимков сейфертовских галактик NGC 5982, NGC 5985, и нормальной галактики NGC 5981, полученных разными авторами на различных телескопах. Требуется получить профили яркости галактики в фильтрах B, V, R, построить карты распределения светимости и показателей цвета, определить блеск ядер и их показатели цвета.

Понятие сейфертовских галактик

До середины ХХ века считалось, что основным источником излучения в галактиках являются звезды, т.е. большая часть энергии, излучаемой галактикой, вырабатывается в результате реакций термоядерного синтеза в звездах. Однако, начиная с 1943 г. были открыты многие типы галактик, активность которых связана не со звездами, а с мощным выделением энергии в относительно небольшой (R < 1пк) ядерной части галактики. Первыми из галактик с активными ядрами были открыты сейфертовские галактики, названные так в честь их первооткрывателя Карла Сейферта (Carl K. Seyfert) (1911-1960 гг.). К числу сейфертовских галактик относится около 1 % наблюдаемых спиральных галактик. Как правило, они не отличаются по виду от обычных спиральных галактик. Однако у них есть некоторые экстраординарные характеристики.

В частности, они обладают спектром излучения, в котором содержатся яркие широкие полосы. Также для них характерны колебания яркости в центральных частях. Всё это свидетельствует о том, что внутри сейфертовских галактик находятся активные ядра. Проще говоря — чёрные дыры, жадно поглощающие материю и заставляющие её интенсивно излучать. Кроме того, судя этим по параметрам, в этих объектах происходит интенсивный выброс газа, движущегося со скоростью до нескольких тысяч километров в секунду.

Однако ж проблема: в теории всё более-менее понятно, но никто не видел, действительно ли такое там происходит.

Рис. 1. Примерно так выглядит взаимодействие обычной (слева) и сейфертовской (справа) галактик. По активности сейфертовские галактики занимают место где-то посередине между обычными малоактивными галактиками и блазарами с квазарами (иллюстрация Kuo et al.).

Согласно наиболее принятой концепции, причиной столь быстрого перемещения газа являются гравитационное воздействие на соседние галактики, которое и ворует у них вещество, заставляя его сдвигаться к центру — чёрной дыры. Однако наблюдения в видимом диапазоне не подтверждают этого. Это естественно, стало серьёзной теоретической проблемой.

Дело с мёртвой точки сдвинули наблюдения, сделанные посредством радиотелескопа VLA. Это ценное астрономическое приспособление (точнее, целая их система, состоящая из 27 параболических антенн диаметром 25 метров, направленных в космос) уже помогло совершить немало впечатляющих открытий, в частности, найти коричневые карлики-пульсары и изучить древний квазар.

Рис. 2. Сейфертовские галактики NGC 7742 и NGC 4258. К этому типу относится около 1% наблюдаемых спиральных галактик (фото с сайтов lsw.uni-heidelberg.de и ccastronomy.org).

За исследование сейфертовских галактик взялись астрофизики-тайваньцы из Китайской академии (Academia Sinica). Они стали исследовать эти объекты в радиодиапазоне посредством VLA. В первую очередь, их заинтересовал самый распространённый во Вселенной элемент — водород, который "в оптике" невидим. Как они и предполагали, его поведение приподняло завесу над процессами в галактиках сейфертовского типа. Согласно анализу полученных данных, водород (самый лёгкий газ) с примесью других газов и пыли перемещается к сейфертовским галактикам от соседних, причём в огромных объёмах. А это значит, что решающую роль в специфике изучаемых явлений, как и предполагалось в теории, играет гравитационное "воровство". Что, в общем-то, и требовалось доказать.

Рис. 3. Несколько снимков разных сейфертовских галактик, нещадно "объедающих" соседей. Слева — ничем не примечательные фотографии в оптическом диапазоне, справа — скопления водорода, замеченные там же в радиодиапазоне на длине волны 21 сантиметр (иллюстрации Kuo et al., NRAO/AUI/NSF).

Интересно, что разница между снимками в обычном свете и в радиоизлучении, как можно судить по иллюстрации (рис. 3), просто гигантская. Так что нет ничего удивительного в том, что сейфертовские галактики более 60 лет заставляли астрономов ломать головы над разгадкой их природы.

Таблица 1. К классическим представителям сейфертовских галактик относят следующие 8 галактик.

Галактика	Морфологич. тип	Видимая звезд. величина галактики	Абс. звезд. величина галактики	Абс. звезд. величина ядра	Масса галактики, ${\mathfrak M}_\odot$
NGC 1068	Sb	8,9	-21,3	-18,3	$3\cdot 10^{11}$
NGC 1275	Пекулярная	12,3	-21,4	-18,7	10¹¹
NGC 3227	Sb	10,9	-19,1	-	$5\cdot 10^{10}$
NGC 3516	E/Sb	12,1	-20,1	-19,0	10¹¹
NGC 4051	Sbc	10,2	-19,0	-15,5	$8\cdot 10^{10}$
NGC 4151	Sab	10,5	-19,5	-18,5	10¹¹
NGC 5548	Sa(?)	12,9	-20,5	-	10¹¹
NGC 7469	Sa	12,0	-21,5	-18,9	10¹¹

К 1983 г. обнаружено около 200 галактик, ядра которых обладают "сейфертовскими" признаками. Большинство из них открыто советскими астрономами при анализе спектров галактик с избытком излучения в УФ-области. Выяснилось, что около 10% галактик с повышенной интенсивностью излучения в УФ-диапазоне (с "УФ-избытком") могут быть отнесены к типу сейфертовских и доля их растет при переходе к галактикам со все большей светимостью.

Сейфертовские галактики – это, как правило, спиральные галактики типов Sa и Sb, среди которых велика доля ( $\approx$ 70%) пересеченных спиралей (SВ). Они часто входят в состав пар и групп галактик, но избегают областей, занятых богатыми скоплениями. (Эти особенности присущи всем галактикам с УФ-избытком.) По отношению к нормальным спиральным галактикам сейфертовские галактики составляют $\approx$ 1%, т.е. можно было бы считать, что продолжительность активной фазы ядра, переводящей галактику в разряд сейфертовских, составляет $\approx 10^8$ лет. Однако выяснилось, что сейфертовские галактики – это не совсем обычные спирали, а спиральные галактики с повышенным ростом светимости к центру. Уменьшение числа типов галактик, среди которых встречаются сейфертовские ядра, говорит, возможно, о том, что время активности ядер сейфертовских галактик составляет в действительности ~ 10⁹ лет.

Рис. 4. Зависимость "абсолютная звездная величина (M_В) - логарифм пространственной концентрации (N)" для галактик, сейфертовских галактик (С.г.) и квазаров.

Средняя пространственная концентрация сейфертовских галактик оценивается примерно в 1 галактику на 10⁴ Мпк³. Функция светимости сейфертовских галактик, характеризующая зависимость числа галактик от их светимости (абсолютной звездной величины), представлена на рис. 1. Она довольно плавно переходит в функцию светимости квазизвездных объектов, слабо излучающих в радиодиапазоне (радиоспокойных квазаров). Интересной особенностью сейфертовских галактик является неслучайная ориентация их плоскостей по отношению к лучу зрения: большинство из них развернуты к нам плашмя. Этот факт не может быть объяснен только за счет ухудшения условий наблюдения ядер сейфертовских галактик при малом угле наклона плоскости галактики к лучу зрения. Дело в том, что есть несколько случаев довольно ярких сейфертовских галактик, развернутых к нам ребром (например, IC 4329 A). Так что, по-видимому, ядра сейфертовских галактик обладают анизотропией излучения.

Ядра сейфертовских галактик – одни из самых мощных (10³⁹-10⁴⁵ эрг/с) источников нетеплового излучения с непрерывным спектром в диапазоне от 10¹² до 10²² Гц. Ответственным за нетепловое излучение ядра является очень компактное ( $\approx$ 0,1 пк), скорее всего единое, тело, о чем свидетельствует характер переменности: наряду с медленной (годы) низкоамплитудной (в оптическом диапазоне $\approx 0,5^m$ ) составляющей имеется быстрая (месяцы и недели) высокоамплитудная ( $\approx 1^m$ ) составляющая. Поперечник D источника переменного излучения можно оценить по самому короткому для него периоду переменности $\tau,\; D\lt c\tau$ . Интересно, что переменность излучения в разных диапазонах сдвинута по времени. Так, радиовспышки могут отставать от оптических вспышек на годы, а интенсивность линий излучения меняется с запаздыванием в месяцы по отношению к непрерывному оптическому излучению. Вид непрерывного спектра сейфертовской галактики NGC 4151 показан на рис. 5. Он в общих чертах похож на спектр квазаров, только энергии в случае сейфертовских галактик выделяется в сотни раз меньше. Это позволяет считать, что в ядрах сейфертовских галактик находится "мини-квазар".

Рис. 5. Спектр сейфертовской галактики NGC 4151 (I типа) в радио-, оптическом и рентгеновском диапазонах. Стрелками показан верхний предел плотности потока излучения f [эрг/(с см² Гц)] на данной частоте.

По виду непрерывного спектра ядер сейфертовских галактик и по соотношению ширин разрешенных водородных линий и запрещенных линий более тяжелых ионов сейфертовских галактик могут быть разделены в первом приближении на два типа. К I типу относят сейфертовские галактики с широкими разрешенными и более узкими запрещенными линиями в спектре, у типа II сейфертовских галактик и разрешенные, и запрещенные линии имеют ширины того же порядка, что и ширины запрещенных линий у сейфертовских галактик I типа. Сейфертовские галактики рассматриваемых двух типов оказались различными и в ряде других отношений. В частности, у галактик I типа (характерный представитель - NGC 4151) излучение сильнее сконцентрировано к центру, ядро ярче, распределение энергии в непрерывном спектре вплоть до УФ-области изменяется по степенному закону. У галактик II типа (характерный представитель - NGC 1068) непрерывный спектр имеет сложный вид с горбами. Один из них приходится на ИК-область длин волн ( $\lambda$ ~ 10 мкм) и, по-видимому, обусловлен излучением пыли, нагретой до нескольких сотен К. Нагрев пыли и ионизация газа в области размером в несколько сотен пк около ядра сейфертовских галактик II типа происходит, вероятно, за счет излучения молодых горячих звезд. В центральной области сейфертовских галактик I типа пыли гораздо меньше, а ионизация газа происходит, скорее всего, за счет мощного УФ- и мягкого рентгеновского излучения самого ядра.

Спектроскопический анализ показал, что широкие крылья разрешенных линий формируются в одной зоне, а более узкие их центральные пики и запрещенные линии - в другой. Параметры газовой среды в этих двух зонах сильно различаются.

Таблица 2. Параметры газовой среды

Характеристики зон	1-я зона	2-я зона
Электронная плотность	10⁹ см^-3	10⁵-10⁶ см^-3
Характерный размер	<1 пк	~ 100 пк
Масса газа	$10-10^2 {\mathfrak M}_\odot$	$10^4-10^5 {\mathfrak M}_\odot$
Дисперсия скоростей облаков газа	10⁴ км/с	1000 км/с

Мощность излучения от центральных областей сейфертовских галактик в разрешенных линиях $\approx 10^{42}$ эрг/с. Формируется это излучение, по-видимому, в многочисленных (~10¹⁰) небольших (~10¹⁴ см) и плотных (~10⁹ см^-3) облаках, перехватывающих и переизлучающих до 10% УФ-излучения ядра. В мощном поле излучения ядра эти облака могут ускоряться и приобретать значительные скорости, что, по-видимому, и обусловливает заметное доплеровское уширение линий в спектрах сейфертовских галактик. К сожалению, пока мало что известно о пространственной картине движения газа вблизи ядер сейфертовских галактик. Не исключено, что движение облаков носит заметно анизотропный характер - от ядра они движутся в пределах двух противоположно направленных конусов с общей вершиной в области ядра. Во всяком случае, гипотеза о круговых движениях излучающих облаков в околоядерных дисках оказалась несостоятельной. Кинетическая энергия облаков газа в сейфертовских галактиках II типа заметно выше, чем в сейфертовских галактиках I типа, и может достигать внушительной величины, ~ 10⁵⁶ эрг. Однако это все же в десятки тысяч раз меньше, чем суммарная энергия, заключенная, к примеру, в кинетической энергии газа и в космических лучах в радиогалактиках и квазарах.

Ядра сейфертовских галактик являются мощными излучателями не только в оптическом, но также в радио-, рентгеновском и даже $\gamma$ -диапазонах. В радиодиапазоне они могут излучать от 10³⁸ до 10⁴¹ эрг/с (область радиоизлучения имеет размеры в сотни пк). Структура радиоизлучающей области наличием двух центров повышенной интенсивности излучения напоминает структуру радиогалактик. Однако радиоизлучение сейфертовских галактик в тысячи раз слабее, чем излучение радиогалактик, а радиокомпоненты в сейфертовских галактиках не выходят за пределы диска С.г. Интересно, что приблизительная пропорциональность между мощностью центрального радиоисточника и кубом полной оптической светимости объекта прослеживается, начиная от сейфертовских галактик до радиогалактик и затем квазаров.

В рентгеновском диапазоне (в интервале энергий фотонов 2-10 кэВ) рентгеновская светимость L_p достигает 10⁴²-10⁴⁵ эрг/с. Обнаружена приближенная квадратичная зависимость между L_p и ширинами разрешенных оптических линий. Именно поэтому сейфертовские галактики I типа мощнее в рентгеновском диапазоне сейфертовских галактик II типа. Пока не совсем ясно, из какой области сейфертовских галактик идет это излучение. Если рентгеновское излучение носит синхротронный характер (аналогично оптическому и радиоизлучению), то оно идет из более глубоких областей сейфертовских галактик, чем оптическое излучение. Но не исключено, что рентгеновское излучение может возникать при рассеянии ИК-фотонов на релятивистских электронах, ответственных за синхротронное радиоизлучение. Тогда рентгеновское излучение будет идти из той же области (размером ~100 пк), где возникает радиоизлучение, и иметь примерно одинаковый с ним наклон спектра.

Пока нет общепринятой точки зрения относительно возможной природы активности ядер галактик разных типов, в т.ч. и сейфертовских. Обнаружение очень своеобразного двойного звездного объекта SS 433 позволило предположить, что аналогичный объект, но большего масштаба, может существовать в галактических ядрах и обусловливать их активность. Нет пока ясного ответа и на вопрос о том, какого типа объекты являются предшественниками сейфертовских галактик. Не исключено, что ими могут быть некоторые из слабоизлучающих в радиодиапазоне квазаров. Данные последних лет показывают, что большая часть из них связана с ядрами не эллиптических систем (как это имеет место в случае квазаров с высокой интенсивностью радиоизлучения), а плоских систем, напоминающих по своим параметрам гигантские спиральные галактики. Вполне возможно, что квазароподобные ядра в этих системах за ~10⁸ лет могут проэволюционировать в ядра сейфертовских галактик.

Отметим в заключение, что ядро Галактики также проявляет признаки активности и не исключено, что его по основным параметрам можно отнести к ядрам слабых сейфертовских галактик.

Параметры исследуемых галактик [9]

Сейфертовская [10] галактика NGC 5982 = PGC 55674

Морфологический тип: Е3;

Размер: 2.26 x 1.39'.

Blue Magnitude: 12.04.

Яркость поверхн.:13.78.

Лучевая скорость: 3017;

J2000 RA: 15h 38m 40.20s; DE: +59° 21' 22".

Bandpass B V R

A_lambda [mag] 0.077 0.059 0.048

Сейфертовская галактика NGC 5985

Созвездие: Дракон;

Морфологический тип: SAB(r)b. Sy1;

Размер: 5.5';

Величина: 11.0;

Яркость поверхности: 14.44;

Лучевая скорость: 2517;

J2000 RA: 15h 39m 36.00s; DE: +59° 19' 60"

Bandpass B V R

A_lambda [mag] 0.074 0.057 0.046

Нормальная спиральная галактика NGC 5981

Морфологический тип: Sс;

Размер: 2.8 x 0.5'

Blue Magnitude: 13.93

Яркость поверхн.:14.06

Лучевая скорость: 1764;

J2000 RA: 15h 37m 53.40s DE: +59° 23' 34"

Bandpass B V R

A_lambda [mag] 0.106 0.082 0.066

Наблюдения

Наблюдения галактик осуществлялись на рефракторе: D = 100 мм. F = 1000 мм и телескопе Фолкеса. Всего было использовано 21 наблюдение в промежутке времени с 17 апреля 2008 г. по 12 апреля 2011 г. То есть интервал времени составлял 3 года (таблица 3).

Масштаб изображений для рефрактора составлял: 1 pix = 1.”5.

Для сравнения результатов наблюдений сейфертовских галактик была выбрана нормальная спиральная галактика NGC 5981 находящаяся рядом (рис. 6).

Рис. 6. Изображение исследуемых галактик, полученное на рефракторе: D = 100 мм.

Таблица 3. Наблюдения галактик

Дата	№	JD:245….	Телескоп и наблюдатели	Галактики
12.04.2011	1	5664	FT. UoG10 Emma Quinlan	NGC 5985
25.02.2011	2	5618	FT. UoG10 Emma Quinlan	NGC 5985
11.09.2010	3	5450	FT. IfA Maui	NGC 5982
04.09.2010	4	5444	FT. IfA Maui	NGC 5982
11.05.2010	5	5328	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
04.05.2010	6	5321	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
25.10.2009	7	5130	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
14.10.2009	8	5119	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
31.08.2009	9	5075	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
24.08.2009	10	5068	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
17.08.2009	11	5061	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
30.06.2009	12	5013	FT Team	NGC 5985
31.10.2008	13	4771	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
30.10.2008	14	4770	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
29.10.2008	15	4769	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
27.10.2008	16	4767	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
23.10.2008	17	4763	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
13.08.2008	18	4692	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
11.08.2008	19	4690	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
10.08.2008	20	4689	Рефрактор. D = 100 мм	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985
17.04.2008	21	4574	FT. Bonhoeffer Schule Weinheim	NGC 5981, NGC 5982, NGC 5985

Обработка наблюдений

Блеск ядер галактик сравнивался со звездами сравнения (рис. 7, 8, 9). Звезды сравнения взяты из The Naval Observatory Merged Astrometric Dataset (NOMAD) [11].

Рис. 7. Звезда сравнения вблизи NGC 5985

Рис. 8 . Звезда сравнения вблизи NGC 5982

Рис. 9. Звезда сравнения вблизи NGC 5981

Таблица 4. Блеск ядра NGC 5981 (рефрактор, радиус апертуры 9“)

JD:245….	В	V	R
5328	15,48	14,35	14,28
5321	15,02	14,28	14,37
5130	15,77	14,37	14,28
5119	15,25	14,37	14,10
5075	15,26	14,39	14,27
5068	15,49	14,39	14,18
5061	15,89	14,34	14,37
4771	15,65	14,37	14,10
4770	15,35	14,39	14,08
4769	15,52	14,35	14,35
4767	15,78	14,27	14,00
4763	15,87	14,38	14,51
4692	15,48	14,33	14,48
4690	15,82	14,25	14,14
4689	15,50	14,50	14,80
Амплитуда	0,87	0,25	0,80
Средняя m	15,54	14,39	14,29

Таблица 5. Блеск ядра NGC 5981 (FT, радиус апертуры 1”.9)

JD:245….	В	V	R
4574	17,73	16,46	16,14

Таблица 6. Блеск ядра NGC 5982 (рефрактор, радиус апертуры 9“)

JD:245….	В	V	R
5328	13,56	12,49	12,13
5321	13,57	12,44	11,85
5130	13,68	12,48	12,16
5119	13,64	12,53	12,20
5075	13,43	12,45	12,08
5068	13,50	12,51	12,19
5061	13,84	12,51	12,27
4771	13,44	12,52	12,18
4770	13,48	12,47	12,23
4769	13,42	12,45	12,19
4767	13,54	12,49	12,18
4763	13,67	12,47	12,23
4692	13,67	12,47	12,23
4690	13,62	12,66	12,10
4689	13,40	12,43	12,04

Таблица 7. Блеск ядра NGC 5982 (FT радиус апертуры 1”.7)

JD:245….	В	V	R
5450	15,23	14,21	13,81
5444	15,25	14,21	13,84
4574			13,77

Таблица 8. Блеск ядра NGC 5985 (рефрактор, радиус апертуры 9“)

JD:245….	В	V	R
5328	15,01	13,82	14,18
5321	14,77	13,72	13,96
5130	15,11	13,94	13,79
5119	14,80	13,83	13,93
5075	15,09	13,92	13,86
5068	15,03	13,90	13,87
5061	15,18	13,92	13,85
4771	14,88	13,94	13,91
4770	15,02	13,93	13,89
4769	14,89	13,96	13,82
4767	14,96	14,00	13,90
4763	14,68	13,82	13,78
4692	14,91	13,90	13,79
4690	15,11	13,88	13,81
4689	14,95	14,00	13,75