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 (MВ) - 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 Lp достигает 1042-1045 эрг/с. Обнаружена приближенная квадратичная зависимость между Lp 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

 

Таблица 9. Блеск ядра NGC 5985 (FT)

JD:245….

В

V

R

Радиус апертуры (“)

5664

16,61

15,40

15,19

2.2

5618

16,94

15,70

15,47

1.9

5013

16,89

15,52

15,41

1.9

4574

 

 

15,44

1.9

Рис. 10. Направление построения профиля NGC 5981

Рис. 11. Профиль NGC 5981

Рис. 12. Направление построения профиля NGC 5982

Рис. 13. Профиль NGC 5982

Рис. 14. Направление построения профиля NGC 5985

Рис. 15. Профиль NGC 5985

Используемые источники

1. http://www.sai.msu.su/ng/hst/2000/hst_2000_1.html

2. http://znaniya-sila.narod.ru/universe/uni001_01.htm

3. http://www.astronet.ru/db/msg/1202017

4. http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/Seyfert_galaxy.html

5. Б. В. Комберг,  "Физика Космоса", 1986

6. Воронцов-Вельяминов Б.А.,  «Внегалактическая астрономия», М., 1972;

7. «Происхождение и эволюция звезд и галактик», М., 1976; Тейлер Р.Дж., Галактики. Строение и эволюция», пер. с англ., М., 1981;        

8. «На переднем крае астрофизики», пер. с англ., М., 1979.

9. Крупный архив NED http://nedwww.ipac.caltech.edu/

10. Optical spectral atlas of Seyfert nuclei (Ho+ 1995).

11. NOMAD Catalog (Zacharias+ 2005)

Hosted by uCoz