文|史说百家

编辑|史说百家

AGN周围粉尘的特性，例如其位置和化学成分决定了AGN的吸积特性，由于在红外（IR）和分子线中对局部活动星系的高角度分辨率观测，现在可以获得尘埃区域的直接图像，而在光学范围内，这种结构仍然无法解析。

观测能力的发展使得确定尘埃区域的几何形状成为可能，结果证明它与环形区域不同，并且还可以从团块和平滑分布尘土飞扬的“环面”的简单模型转移到更复杂的模型。

中频段滤波器中的极化混响映射是如何发生的？这其中又有什么我们所不了解的奥秘？

在1型AGN的许多中心区域的光学范围内观察到的赤道散射也与尘埃区域的存在有关，该过程负责沿发射线剖面的特定偏振特征：偏振角的S形摆动和沿发射线剖面的偏振度下降，这无法用AGN中的任何其他偏振机制来解释。

介质粒子（主要是电子）的散射发生在AGN的旋转平面上，距离南卡罗来纳州南卡罗来纳州，其中光学深度大于1。

基于物理假设，南卡罗来纳州南卡罗来纳州与粉尘升华半径一致，使用 IR 测量值作为南卡罗来纳州南卡罗来纳州用于通过宽线角度摆动的分光极化数据估计超大质量黑洞（SMBH）质量。

然而没有直接观测赤道散射区域，并且在IR中观察到的区域可能位于离AGN中心更远的地方，其光学深度大于光辐射散射区域。

由于散射和发射区域在空间上是分开的，因此可以使用极化混响映射来确定它们的大小，Goosmann等人所做的模拟表明，AGN的赤道散射偏振发射必须落后于连续发射。

NGC 4151的首次观测测试显示南卡罗来纳州<BLR南卡罗来纳州，由于使用了覆盖大部分连续体的宽带滤光片，NGC 25中观察到的偏振不仅由赤道散射贡献，还由偏振连续体的来源（如吸积盘或射流底部）贡献。

Shablovinskaya等人修改了该方法，并提出了在极化宽线中进行AGN混响映射的想法，当在发射线中使用偏振通量并从中减去连续介质通量时，其他偏振机制的影响被最小化，这使我们能够测量由于赤道区域的散射而精确发生的时间延迟。

新方法被应用于分析赛弗特星系Mrk 26的分光极化监测数据，在宽H中检测到的偏振发射之间的延迟α线和波长为5100 Å的连续体约为100天，接近理论值，但比根据红外干涉测量获得的尘埃区域大小的空间估计的预期延迟小约两倍。

这种差异需要详细的分析，但如果没有基于监测其他星系的静态强化，它就无法阐明AGN的物理学，分光极化监测最初是宽线极化混响方法的基础，不仅需要在大型望远镜上使用大量时间，而且还需要使用配备这种模式的设备，这种模式仅在少数天文台实施。

小型望远镜最适合监测大量物体样本，为了使该技术适用于小型仪器，有必要从光谱学切换到直接图像，就像在光度混响映射的情况下所做的那样，同样，小型望远镜偏振宽线中的AGN混响映射可以使用面向发射线和附近连续体的中带滤波器中的图像偏振测量来实现。

在过去的两年中，我们专注于使用赤道散射观测样本中最亮（6-12等）的15个物体，这得到了6米BTA SAO RAS的分光极化观测的证实，在几个中带滤波器中，所有 1 型 AGN 都在偏振模式下依次观察，其通带的光谱方向为宽 H 的发射线和线附近的连续体。

请注意，在所有情况下，它都是宽 H我们观察到的线，因为赤道散射效应在那里最容易检测到，从样品 Mrk 335、Mrk 509 和 Mrk 817 中选择的三个对象的过滤器。

根据可用的滤光片组，使用一个滤光片或两个滤光片的组合来获得发射线通量。观测大约每月进行一次，具体取决于天气条件和分配的望远镜时间，用于实施计划。

Mrk 335 （z=0.025=0.025RA 00 06 19.5 Dec +20 12 10.6 J2000）是一个著名的窄线Sy 1星系，在 Mrk 335 分光极化数据中首次观察到宽线赤道散射的迹象。

总共用MAGIC获得了Mrk 10极化数据的335个时期，用AFOSC获得了13个时期。不幸的是，由于MAGIC和AFOSC中使用的滤光片中场星的亮度不同，我们无法使用相同的本地标准。

对于MAGIC数据缩减，我们使用距离源∼2008′.5的参考恒星[GKG1] 3，以及距离∼1184′.771的恒星TYC 1-2-5用于AFOSC数据。

对于AFOSC数据，宽线通量是在两个滤波器（671和680）中测量的通量总和，在所有情况下，通量均以mJy为单位给出。

可以看到，尽管有宽线曲线，但连续介质通量光曲线在使用MAGIC和AFOSC获得的数据集中似乎以不同的方式表现，这就是不合并光曲线的原因，而不是在相关性分析中引入系统误差。

由于源的FoV中缺乏当地标准恒星，我们无法正确考虑大气去极化，ISM效应等，也不存在磁通量校准，这使得以适当的方式从极化线通量中排除极化连续介质通量变得很复杂。

所以这些数据说明了在2米望远镜上进行中波段偏振测量的可能性，但它没有用于进一步的分析。

为了确定光曲线之间的时间延迟，我们使用两种方法进行了互相关分析，作为主要的分析工具，我们使用了标枪代码，广泛用于AGN混响映射活动。

中标枪分析偏振宽线发射的时间延迟的结果我line我线相对于可变连续介质通量我cont我续提供了AFOSC（红色直方图）和MAGIC（绿色直方图）数据。

我们对两条光曲线进行了联合分析，将它们结合起来，使其中一条光曲线相对于另一条光曲线在时间上偏移超过整个监测周期的持续时间，非偏振宽线发射的时间延迟我line我线相对于连续统我cont我续被分析。

为了估计光曲线之间的延迟，我们使用了代码ZDCF ，分别对MAGIC和AFOSC光曲线，由于点数少导致不确定性大，使用ZDCF的互相关分析没有显示结果。

偏振宽线发射的时间延迟分析我line我线相对于可变连续介质通量我cont我续对于 Mrk 335，直方图显示基于AFOSC数据（红色直方图），MAGIC数据（绿色直方图）和组合时移数据（黑色直方图）的标枪分析结果。

在左侧 y 轴上显示了 MCMC 采样期间参数值集的出现频率，仿真中使用了5000组参数值，灰色曲线显示了组合时移数据的ZDCF分析结果（值在右侧的y轴上给出）。

尽管在分光极化模式下获得的 Mrk 6 的时期数与我们之前获得的 epoch 相当 ，但对line线和cont没有显示 Mrk 335 的明确峰值，AFOSC 和 MAGIC 数据的时间延迟估计直方图非常接近，分别约为 180 天和 150 天，但时滞分布的峰值误差为 25-40%。

合成数据显示，224 天± 24 天和 157 ± 18 天有两个峰，其中给定的误差正式计算为给定高斯类峰的标准偏差，在这里，较大的峰肯定是伪影，因为它在光度数据分析中重复出现。

第二个峰值比第一个弱约4倍，但其位置与其他估计大致一致，因此，我们看到了我line我线光线曲线显示大约 150-180 天的延迟。

这种时间滞后接近半年，这是源观测期典型长度的特征，并且比这些时期之间的间隔短。

这可能将测量值指示为分析伪影，AFOSC和MAGIC数据的标枪直方图，以及ZDCF方法对合成光曲线的分析，表明估计延迟在73±18和87±17天之间，AFOSC数据分别显示峰值为27±17天，接近观测节奏（每月约1次），可以作为分析的人工制品。

为了估计宽极化线的延时，我们将标枪代码应用于接收到的数据，事实证明，尽管有少量的时期，但分析显示，在114+12.7−8.8−8.8+12.7lt 天，我们还将标枪分析应用于仅 2020 年的数据，不包括 2021 年的时期，我们获得了相同的时间延迟。

这个估计对应于尘土飞扬区域的大小∼0.1 pc，ZDCF分析并未显示出显著的相关性。此外，我们还对 2020 年的时间延迟进行了数据分析我line我线相对而言我cont我续估算BLRBLR继Mrk 335案之后。

偏振宽线发射的时间延迟分析line线相对于可变连续介质通量我cont我续对于 Mrk 509，直方图显示了基于MAGIC数据的标枪分析结果。

在y轴上显示了MCMC采样期间参数值集的出现频率，仿真中使用了 10，000 组参数值，延时估计等于 114+12.7−8.8−8.8+12.7天与黄色垂直线一起显示。

宽线发射的延时分析line线相对于可变连续介质通量我cont我续对于 Mrk 509，直方图显示了基于MAGIC数据的标枪分析结果，在y轴上显示了MCMC采样期间参数值集的出现频率。

Mrk 817 （z=0.031=0.031RA 14 36 22.1 +58 47 39.4 J2000）是Sy 1.2 AGN，发现了赤道散射，该工作中发表的数据其中还显示了两个100 Å宽度的过滤器的传输曲线，这些滤波器面向“红色”和“蓝色”宽线翼并选择进行监测。

选择更宽的滤光片进行连续旋光测量，分光偏振数据表明偏振度P的微小变化和偏振角的剧烈切换φ沿线剖面，还绘制了在 MAGIC 817 年 28 月 2021 日设备上获得的 Mrk 2 图像偏振法的数据。

比较在面向线的不同翼的两个滤光片中获得的值，可以看到偏振参数的显着差异，这表明，在图像偏振模式下使用类似的滤光片配置可能是使用小型望远镜或大型仪器识别赤道散射迹象的替代方法，用于观察微弱的AGN，其中分光极化数据显示信噪比太低。

在这种情况下，重要的是要获得更新的分光偏振数据，以确认这种差异是外部因素（例如，大气B波段6917-817 Å的变化）或Mrk光谱在偏振光中的内部变化的影响的结果。

在 Mrk 817 监测期间，在2020年8月至2021年4月期间使用MAGIC 设备获得了 36 个时期的观测，为了减少数据，我们在距离源约06′.7的物体场（中使用了亮度相当的参考星。

数据相对均匀地获得，每两个月一次或两次，不幸的是，在监测期间，Mrk 9在连续统一体或宽线中都没有显示出明显的变异性，可见，line线在整体光中没有显示“红色”和“蓝色”机翼之间的差异。

宽线极化混响映射的新方法看起来很有前途，因为它可以提供有关AGN中结构大小的额外信息，因此可以更好地了解与SMBH吸积相关的过程的性质。

正如我们所展示的，中波段滤光片与单次差分偏振法相结合的技术适用于小型望远镜，但需要仔细调整。

重要的是要注意，与微分光度法相比，微弱偏振源的偏振法对允许的天气条件有很高的限制。

即使是微弱的卷轴或雾霾也可以显着使观测物体的辐射去极化，并且暴露之间大气透明度的变化会显著降低数据质量，在这里，我们考虑与在监测框架内调整观测结果有关的几个问题。

在监测观测开始时，我们从现有集合中选择了滤波器，重点是我们在AGN光度混响映射框架内的观测经验，正因为如此，我们主要旨在使用成对的 250 Å 宽度滤波器，这些滤波器面向宽线和近连续体。

通过滤光片传输对分光偏振数据进行卷积，这种策略似乎并不总是最佳的，因为赤道散射期间偏振参数沿波长的变化很小，并且具有S形轮廓，即使是250 Å宽度的滤光片也可能太宽，滤光片中线偏振的平均值，按波长加起来，与连续体没有明显差异。

这样的节奏可以使用望远镜来实现，望远镜的观测完全定向于这样的任务，根据偏振线混响映射方法对1-m级望远镜观测的适应，这样的项目具有发展前景。

参考文献

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古德里奇，米勒：星系的光谱偏振测量：散射区域的几何和运动学。1994

马林.古斯曼，加斯克尔.波奎特：M.AGN的光学和紫外偏振建模。2012

萨维奇.波波维奇，沙布洛文斯.卡娅：偏振在活动星系核中进行首次超大质量黑洞质量测量。2021

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