CC BY
16
УДК 523.165
ДОЛГОВРЕМЕННЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ NGC 1275 ПРИ СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЯХ ЗЕРКАЛЬНЫМИ ЧЕРЕНКОВСКИМИ ТЕЛЕСКОПАМИ
ШАЛОН
В. Г. Синицина , В.Ю. Синициня
Сейфертовская галактика NGC 1275 является, центральной, доминантной галактикой в скоплении галактик Персея. NGC 1275 известна, как мощный источник радио- и рентгеновского излучений. В 1996 г. в наблюдения,х телескопом ШАЛОН был, обнаружен новый ме-тагалактический источник, гамм,а-излучения, сверхвысоких энергий > 800 ГэВ. Положение источника излучения, зарегистрированного в нашем, эксперименте, согласуется, по своим координатам, с Сейфертовской галактикой NGC 1275. Результаты, полученные при высоких и сверхвысоких энергия,х, необходгшы для, понимания, процессов генерации излучения во всём широк,ом, энергетическом диапазоне.
Ключевые слова: Сейфертовская галактика XGC 1275, гамма-излучение сверхвысоких энергий.
Скопления галактик уже давно рассматриваются как возможные кандидаты в источники ТэВ-ньтх гамма-лучей, излучаемых протонами и электронами, ускоренными на крупномасштабных ударных волнах или галактическим ветром, или активными ядрами галактик [1 7]. Скопление галактик в созвездии Персея является одним из наиболее изученных скоплений благодаря относительной близости (~100 Мпк или г = 0.0179) и яркости. Доминантной галактикой в скоплении Персея является XGC 1275.
NGC 1275. Активная галактика XGC 1275 классифицирована различным образом: например, как Сейфертовская галактика типа 1.5 из-за обнаружения широких эмиссионных линий в ее спектре при длинах волн, соответствующих оптическому диапазону
ФИАН, 119991 Россия, Москва, Ленинский пр-т, 53.
* E-mail: sinits@sci.lebedev.ru.
[8]. Но также, в рамках единой модели Активных Галактических Ядер (АГЯ) [9, 10], она относится и к основному классу блазаров благодаря сильной и быстрой переменности излучения и его поляризации [11]. Следует заметить, что есть свидетельство того, что упомянутая схема объединения АГЯ может быть даже упрощена [12].
XGC 1275 является мощным источником радио- и рентгеновского излучения. В радиодиапазоне объект, найденный в XGC 1275, известный также как Персей А и ЗС 84. имеет мощное и компактное ядро, которое хорошо изучено радиотелескопом VLBI [13 15]. XGC 1275 является чрезвычайно яркой в радиодиапазоне и классифицирована как FR, I радиогалактика; она имеет ярко выраженную структуру, состоящую из компактного центрального источника и протяженного выброса [15, 16]. Также, имея в центре супермассивную чёрную дыру (с массой 3.4• 108 Мсолнца) [17], NGC 1275 обнаруживает прецессию выбросов, которая может быть интерпретирована как возможное проявление того, что XGC 1275 это результат слияния двух галактик [18].
Радиоизлучение простирается на большие расстояния и демонстрирует явное взаимодействие с газом внутри кластера галактик Персея. Наблюдения ROSAT [19], а позднее и Chandra [20] выявили наличие полостей (каверн) в находящемся внутри скопления газе, присутствие которых предполагает, что выбросы ЗС 84 выметают многочисленные “пузыри” в атмосфере скопления Персея (рис. 1).
Окружённый протяжёнными волокнистыми структурами. XGC 1275 исторически вызывал большой интерес благодаря как своему положению в центре Скопления Персея. так и своей возможной “подпитывающей” Скопление роли [21]. Свидетельство “подпитывающей” роли XGC 1275 может быть получено из результатов наблюдений и ROSAT и Chandra, из которых видны оболочки из горячего газа и полости, которые пространственно совпадают с радиоструктурами (рис. 1). тянущимися от центральной, активной части АГЯ. XGC 1275 также вызывает интерес благодаря своему близкому расположению к Земле с красным смещением г = 0.0179 [22], что даёт возможность изучить физику релятивистских выбросов.
Верхние пределы на гамма-излучение кластера галактик Персея и его центральной галактики XGC 1275 были получены в различных экспериментах на спутниках. Первые наблюдения были проведены телескопом COS-В в период с 1975 по 1979 год [23], затем космической установкой EGRET в 1995 [24].
В области сверхвысоких энергий верхние пределы были получены в разные годы на наземных экспериментах, таких как сцинцилляционная установка большой площади Tibet Array при E > 3 ТэВ (1999) [26]; на черенковских телескопах Whipple (2006)
Рис. 1: Изображение источника NGC 1275 в рентгеновском диапазоне (0.1-2.4 кэВ), полученное телескопом ROSAT [19]. Контурами представлена радиоструктура источника по данным радионаблюдений VLA. Максимумы радио- и рентгеновского излучения совпадают с активным галактическим ядром NGC 1275, тогда как рентгеновское излучение практически полностью исчезает в окрестности радиолобов.
[25] при энергиях > 400 ГэВ; MAGIC (2009) [27] при E > 100 ГэВ и Veritas (2009) [28] при E > 188 ГэВ. Недавно NGC 1275 была задетектированна при высоких энергиях 100 МэВ - 300 ГэВ спутниковым телескопом Fermi LAT [29]. Для понимания процессов генерации излучения во всём энергетическом диапазоне необходимо расширение пределов известного спектрального энергетического распределения вплоть до сверхвысоких энергий.
NGC 1275 при сверхвысоких энергиях. В эксперименте ШАЛОН, с самого начала его работы [30], проводятся поиски метагалактических источников гамма-квантов сверхвысоких энергий. В 1996 г. в наблюдениях зеркальным черенковским телескопом ШАЛОН был обнаружен новый метагалактический источник гамма-излучения сверх-(E > 800
рованного в нашем эксперименте, согласуется по своим координатам с Сейфертовской галактикой NGC 1275 [31-37].
NGC 1275 наблюдался телескопом ШАЛОН 263.4 часа в разные годы (с 1996 по 2010) в ясные безлунные ночи под зенитными углами от 3 до 33 градусов. Наблюдения проводились по стандартной для телескопа ШАЛОН методике получения информации
Рис. 2: (а) Спектр гамма-излучения от N00 1275 со степенным показателем к7 = —2.24 ± 0.09. (б) Спектр событий от N00 1275, прошедших критерии отбора, без вычета фона с показателем ко^ = —2.18±0.10 и спектр фоновых событий, наблюдаемых одновременно с источником, с показателем к0рр = —1.75 ± 0.09.
4ІСІ30.0' -
41сВ0.0'
4ІСІ29.4'
і ■ ^ ■ і т 1 т
- [] (б).
о Ґ ® Ап \
-
1,612
8,023 ( 1
14,44 /
20,85 л
- 27,26 0 ■
33,67
40,08
46,49
и 51,80 і . і «_ 1 . 1 1 1 I
4Ы29.4'
ЗЫ9'55.2" ЗЬ19'51.6" ЗЬ19'48.0" ЗЫ9Ч4.4" ЗЬ19'55.2" ЗЫ9'51.6" ЗЫ9Ч8.0" ЗЫ9'44.4"
ЯА ЯА
Рис. 3: (а) Изображение источника гамма-квантов N00 1275 в области энергий > 0.8 ТэВ, полученное с помощью телескопа ШАЛОН. (б) Энергетическое изображение N00 1275. Цветовая шкала: (а) в единицах превышения над минимальным детектируемым сигналом; (б) в ТэВах.
о фоне космических лучей и ливнях, инициированных гамма-квантами, в одном и том же сеансе наблюдений [30, 38]. Гамма-излучение от XGC 1275 было зарегистрировано телескопом ШАЛОН при энергиях больше 800 ГэВ на уровне 29.1а, определяемом по Li&Ma [39]. Среднее значение интегрального потока при энергиях больше 800 ГэВ для NGC 1275 составляет Ingc1275 = (7.8 ± 0.5) • 10“13 см-2 с-1. Наблюдаемые вариации потока гамма-излучения не превышают 20%. На рис. 2(6) представлены вместе спектры ОХ-собьттий и OFF-собьттий. необходимых для получения спектра гамма-квантов, излучаемых XGC 1275. Спектр гамма-квантов, излучаемых XGC 1275, получается вычитанием спектра фоновых событий, полученных одновременно с наблюдениями источника - IOff <х Ekoff, из спектра событий, пришедших от источника IOn ж Ekon. Энергетический спектр гамма-квантов в наблюдаемом диапазоне энергий от 0.8 ТэВ хорошо описывается степенным законом F(E0 > 0.8 ТэВ) Ek , где k = —2.24 ± 0.09 (см. рис. 2(a)). Также представлено изображение источника в ТэВ-ом диапазоне энергий (рис. 3(a)) и его энергетическое изображение (рис. 3(6)). полученное с помощью телескопа ШАЛОН.
Для выяснения механизмов генерации излучения сверхвысоких энергий в источнике и проверки моделей, их описывающих, необходимо установить возможные взаимосвязи между областями излучения ТэВ-ньтх гамма-лучей и фотонов низких энергий: радио-и рентгеновского излучения. Рисунок 1 показывает изображение источника XGC 1275 в рентгене по данным ROSAT контурами представлена радиоструктура источника по данным радионаблюдений VLA. Максимумы радио- и рентгеновского излучения совпадают с активным галактическим ядром XGC 1275, тогда как рентгеновское излучение практически полностью исчезает в окрестности радиолобов [40]. Также были скомбинированы изображения, полученные телескопом ШАЛОН-1 (0.8 40 ТэВ) и телескопом Chandra (рентген. 1.5 3.5 кэВ). На рис. 4 (чёрно-белая тикала) представлено изображение центральной части скопления Персея с центром на XGC 1275 размером ~5.5 arcmin в рентгеновском диапазоне энергий 1.5 3.5 кэВ. полученное телескопом Chandra [41]. В рентгеновской области энергий вид ядра скопления Персея, в целом, представляет собой явную циркулярно-симметричную структуру с выраженным максимумом на XGC 1275. Ясно видимые провалы в интенсивности рентгеновского излучения, так же как и провал на XW от центра, известный ещё из наблюдений Обсерватории Эйнштейна 1979 года [42]. связаны (коррелируют) с внутренними радиолобами ЗС84 (рис. 1). Эти провалы окружены яркими, при энергиях 1.5 3.5 кэВ. областями-дугами с севера и юга. Простейшая интерпретация в том. что яркое излучение этих краёв это оболочки, окружающие радиополости [41]. Также наблюдается яркое пятно излучения к востоку.
Dec -I 4Ы32.4' Л
41d31.2' Н
4Ы30.0' Н
4Ы28.8'
3hl9'55.2” 3hl9'48.0" ЗЫ9Ч0.8" RA
Рис. 4: Изображение источника NGC 1275 в рентгеновском диапазоне (1.5-3.5 кэВ), полученное телескопом Chandra [41], контур - данные телескопа ШАЛОН в области O.8 4O
Наблюдаемые телескопом ШАЛОН области излучения гамма-квантов сверхвысоких энергий NGC 1275 имеют структуру, подобную описанной в [41], и хорошо коррелирует с областями излучения фотонов в диапазоне 1.5-3.5 кэВ (см. рис. 4). Также найдена корреляция излучения с энергиями 0.8-40 ТэВ [34, 35] и рентгеновского излучения и в диапазоне 0.3-7 кэВ [41]. Недавно активная галактика NGC 1275 также была зарегистрирована наземным зеркальным черенковским телескопом MAGIC при энергиях выше 100 ГэВ в наблюдениях 2010-2011 гг. [43]. На рис. 5 представлено сравнение интегрального спектра гамма-квантов NGC 1275 по данным телескопов ШАЛОН (1996— 2010), Fermi LAT (2009-2011) [44] и MAGIC (2010-2011)[43].
Спектральное энергетическое распределение NGC 1275. Описание многочастотного спектрального энергетического распределения NGC 1275 получено в модели СМ [45] и представляет собой композицию компонент обратного комптоновского рассеяния собственного синхротронного излучения релятивистских электронов трёх отдельных сгустков плазмы, выброшенных из внутренних областей ядра NGC 1275 (рис. 6).
Рис. 5: Интегральный спектр гамма-квантов высоких и сверхвысоких энергий от NGC 1275 по данным телескопа ШАЛОН в сравнении с данными, полученными спутниковым телескопом Fermi LAT, наземными зеркальными черепковскими телескопами MAGIC' VERITAS и сцинтилляционной установкой Tibet Array.
Первый сгусток (плазменный шар), имеющий промежуточную энергию и наибольший радиус, излучает фотоны, спектр которых хорошо описывает низкочастотное радиоизлучение, синхротронный пик и соответствующую ему часть высокоэнертичного излучения, рождённого в процессе обратного комптоновского рассеяния, а также исторические данные в рентгеновской области энергий с низким потоком (кривая-----).
Второй, наиболее энергичный и наименьший сгусток, генерирует излучение, спектр которого при высоких частотах описывает данные Fermi LAT и ШАЛОН, но при этом является слабодоминирующим в других областях энергий (кривая Таким об-
разом, имеющиеся данные при высоких энергиях и результаты наблюдений телескопом ШАЛОН при сверхвысоких энергиях хорошо описываются в рамках указанной модели данной компонентой, генерирующей излучение в процессе обратного комптоновского рассеяния собственного синхротронного излучения релятивистских электронов.
Рис. 6: Спектральное энергетическое распределение гамма-излучения от NGC 1275. А - данные наземного черепковского телескопа ШАЛОН. О _ данные телескопа Fermi LAT. Стрелками показаны верхние пределы по данным EGRET, Whipple и VERITAS (см. текст). Штриховая, штрих-пунктирная и штрих-пунктирная с двумя точками кривые - спектральные энергетические распределения NGC 1275; полученные в модели СМ [45] (см. текст). Сплошные кривые - лептонные и адронные модели [45]; описывающие излучение скопления Персея.
Третий, наименее энергичный сгусток плазмы генерирует излучение, которое описывает данные в рентгеновском диапазоне энергий с высоким потоком и соответствующую им часть спектра фотонов, рождённых путём обратного комптонов-ского рассеяния, но не является доминирующим во всём остальном диапазоне частот чёрная кривая).
Данная СМ модель хорошо описывает спектр NGC 1275, наблюдаемый при 800 ГэВ -40 ТэВ телескопом ШАЛОН (рис. 6, кривая и данные при МэВ - ГэВ энергиях
полученным Fermi LAT, а также оно согласуется с верхними пределами VERITAS и Whipple в ТэВ-ых энергиях.
Различные модели, лептонные и адронные [45] (см. рис. 6, сплошные кривые), описывающие излучение самого скопления Персея, дают оценки значений потоков более чем на порядок ниже наблюдаемых, и также не могут описать спектры, полученные при высоких энергиях.
Заключение. Скопление галактик в созвездии Персея, как и другие скопления, уже давно рассматриваются как возможные кандидаты в источники гамма-излучения высоких и сверхвысоких энергий, генерированного различными механизмами. В эксперименте ШАЛОН проводятся долговременные исследования центральной галактики скопления XGC 1275. Представлены результаты пятнадцатилетних наблюдений активной галактики XGC 1275 при энергиях 800 ГэВ 40 ТэВ, обнаруженной телескопом ШАЛОН в 1996 году [31 37]. Для описания свойств XGC 1275 в широком диапазоне энергий, в том числе и в ГэВ ТэВ области, использовалась трёхкомпонентая СМ модель [45]. Имеющиеся данные при высоких энергиях Fermi LAT и результаты наблюдений телескопом ШАЛОН при сверхвысоких энергиях хорошо описываются одной из компонент в рамках указанной модели, генерирующей излучение в процессе обратного комптоновского рассеяния собственного синхротронного излучения релятивистских электронов.
ЛИТЕРАТУРА
[1] В. P. Houston. A. W. Wolfendale, and Е. С. М. Young. J. Phys. G: Xucl. Phys. 10.
LI47 (1984).
[2] B. Dennison. Astrophys. J. 239. L93 (1980).
[3] S. Colafrancesco and P. Blasi. Astropart. Phys. 9. 227 (1998).
[4] C. L. Sarazin. Astrophys. J. 520. 529 (1999).
[5] F. Miniati. T. W. Jones. H. Ivang. and D. Ryu. Astrophys. J. 562. 233 (2001).
[6] A. X. Timokhin. F. A. Aharonian. and A. Yu. Xeronov. Astron. & Astrophys. 417.
391 (2004).
[7] S. Colafrancesco and P. Marchegiani. Astron. & Astrophys. 502. 711 (2009).
M. P. Veron-Cetty and P. Veron, Quasars and Active Galactic Nuclei (8th edition),
1998.
[9] B. L. Fanaroff and J. M. Riley. Mon. Xot. R,. Astron. Soc. 167. 31P (1974).
[10] С. M. Urry and P. Padovani. Publ. Astron. Soc. Pacific 54. 215 (1995).
[11] J.R.P. Angel and H.S. Stockman. Ann. Rev. Astron. Astrophys. 18. 321 (1980).
[12] P. Ivharb. M. L. Lister. X. J. Cooper, et al.. Astrophys. J. 710. 764 (2010).
[13] G. B. Taylor and R,. C. Vermeulen, Astrophys. J. 457. L69 (1996).
[14] Iv. Asada, S. Ivameno. Z.-Q. Sheii, et al.. Publ. Astron. Soc. Japan 58. 261 (2006).
[15] R,. C. Vermeulen et al.. Astrophys. J. 430. L41 (1994).
[16] Iv. Asada et al.. Astron. Soc. Pacific. Conf. Ser. 402. 91A (2009).
[17] R,. J. Wilman. A. C. Edge, and R,. M. Johnstone. Mon. Xot. R,. Astron. Soc. 359. 755
(2005).
[18] F. Iv. Liu and X. Chen, Astrophys. J. 671, 1272 (2007).
[19] Н. Bohringer et al., Mon. Xot. R. Astron. Soc. 264. L25 (1993).
[20] A. C. Fabian et al.. Mon. Xot. R,. Astron. Soc. 366. 417 (2006).
[21] J. S. Gallagher. Astron. Xachr. 220. 1040G (2009).
[22] M. Strauss et al.. Astrophys. J. Suppl. 83. 29S (1992).
[23] A. W. Strong. G. F. Bignami. P. A. Caraveo. et al.. Astron. & Astrophys. 115. 404 (1982).
[24] D. J. Thompson et al.. Astrophys. J. Suppl. 10. 209 (1995).
[25] J. S. Perkins et al.. Astrophys. J. 644. 148 (2006).
[26] M . Amenomori. in: Proc. 20th ICR.C (Ed. by D. Ivieda. M. Salamon. and B. Dingus.
Salt Lake City), 3, 418 (1999).
J. Aleksic et al., Astrophys. J. 710, 634A (2010).
[28] V. A. Acciari et al., Astrophys. J. 706, L275 (2009).
[29] A. A. Abdo et al., Astrophys. J. 699, 31 (2009).
[30] V. G. Sinitsyna, Xouvo Cimento 19C, 965 (1996).
[31] V. G. Sinitsyna, Proc. of Towards a Major Cherenkov Detector- V Ed. O.C. de Jager,
(Wesprint-Potchefstrom, South Africa, 1997), p. 136.
[32] V. G. Sinitsyna et al., Proc. 16th European Cosmic Ray Symposium, Ed. J. Medina,
(Alcala de Henares: Universidad de Alcala, Spain, 1998), p. 367.
[33] V. G. Sinitsyna, AIP (Conf. Proc.), 515, 293 (2000).
[34] V. G. Sinitsyna et al., Xucl. Phys. (Proc. Suppl.), 75A, 352 (1999); 97, 215 (2001);
122, 247, 409 (2003); 151, 108 (2006); 175-176, 463 (2008); 196, 442 (2009).
[35] В. Г. Синицина и др., Изв. РАН. (Сер. Физ.) 66(11), 1654 (2002); 63(3), 608 (1999);
71(7), 941 (2007).
[36] С. И. Никольский; В. Г. Синицина, Ядерная физика 67(10), 1923 (2004).
[37] V. G. Sinitsyna, Rad. Phys. and Chern. 75, 880 (2006).
[38] В. Г. Синицина и В. К). Синицина, Письма в Астрономический Журнал 37(9), 676 (2011).
[39] Т-Р. Li and Y-Q. Ма, Astrophys. J. 272, 317 (1983).
H. Bohringer, W. Voges, A. C. Fabian, et al., Mon. Xot. R. Astron. Soc. 264, L25
(1993).
[41] A. C. Fabian, J. S. Sanders, et al., Mon. Xot. R,. Astron. Soc. 318, L65 (2000).
[42] A. C. Fabian, E. M. Hu, L. L. Cowie, and J. Grindlay, Astrophys. J. 248, 47 (1981).
J. Aleksic et al., Astron. & Astrophys. 539, L2 (2012).
[44] A. M. Brown and J. Adams, Mon. Xot. R,. Astron. Soc. 413, 2785 (2011).
[45] S. Colafrancesco et al., Astron. & Astrophys. 519, A82 (2010).
Поступила в редакцию 8 июня 2012 r.
