Si ritiene generalmente che le ampie linee di emissione a doppio picco provengano da un disco ellittico. La comparsa o la scomparsa delle ampie righe di emissione di Balmer corrispondono ai nuclei galattici attivi (AGN) di tipo 1 e di tipo 2, rispettivamente. Quindi, il nome che cambia aspetto AGN.

L'origine fisica dei cambiamenti di tipo spettrale è ancora dibattuta dai ricercatori. Le osservazioni della mappatura del riverbero (RM) possono far luce su questo problema.

In uno studio pubblicato online su Giornale Astrofisico , FENG Haicheng, Prof. LIU Hongtao, e i loro collaboratori degli Osservatori dello Yunnan dell'Accademia cinese delle scienze hanno studiato l'ampia linea di emissione a doppio picco e l'aspetto mutevole di AGN NGC 2617.

Da ottobre 2019 a maggio 2020, i ricercatori hanno eseguito osservazioni spettroscopiche RM di NGC 2617 con il telescopio ottico da 2,4 m situato presso l'Osservatorio di Lijiang degli osservatori dello Yunnan. La loro campagna di monitoraggio RM intensiva e omogenea è stata condotta durante uno stato di alta attività di NGC 2617. Il campionamento è di ~ 2 giorni.

Per la prima volta, hanno rilevato la firma di riverbero risolta dalla velocità dell'oggetto. Sia Hα che Hβ hanno mostrato un profilo asimmetrico con un picco nei ritardi temporali risolti dalla velocità. Per ciascuna delle due linee, il ritardo del nucleo di linea era più lungo di quelli delle relative ali, e il picco dei ritardi risolti dalla velocità era leggermente spostato verso il blu. Queste caratteristiche non sono coerenti con la previsione teorica dell'afflusso, deflusso o modello del disco kepleriano.

Oltretutto, i ricercatori hanno ottenuto i ritardi di Hα, Hβ, Hγ, e lui io, che indica una struttura stratificata nella regione della linea larga (BLR) di NGC 2617. Questa è la prima volta che sono stati ottenuti i ritardi di Hα e He I. Una massa di circa 20 milioni di masse solari è stata ottenuta per il buco nero supermassiccio centrale in NGC 2617.

interessante, la linea di emissione ampia a doppio picco Hβ è scomparsa nelle osservazioni RM qui riportate, ma è apparso negli spettri osservati nel 2016 dagli altri. Era probabile che la struttura di BLR fosse cambiata. I risultati osservativi implicano la complessità del BLR di NGC 2617. I dati osservativi mostrano che le variazioni del tasso di accrescimento sono probabilmente l'origine del comportamento di cambiamento dell'aspetto di NGC 2617.

Questi risultati sugli AGN che cambiano aspetto con ampie linee di emissione a doppio picco consentono alle persone di comprendere meglio le strutture fisiche centrali e i meccanismi di cambiamento dell'aspetto di queste fonti.