En general, se cree que las líneas de emisión anchas de doble pico se originan en un disco elíptico. La aparición o desaparición de las amplias líneas de emisión de Balmer corresponden a los núcleos galácticos activos (AGN) de tipo 1 y tipo 2, respectivamente. Por eso, el nombre cambia de aspecto AGN.

Los investigadores aún debaten el origen físico de los cambios de tipo espectral. Las observaciones del mapeo de reverberación (RM) pueden arrojar luz sobre este tema.

En un estudio publicado en línea en el Diario astrofísico , FENG Haicheng, Prof. LIU Hongtao, y sus colaboradores de los Observatorios de Yunnan de la Academia de Ciencias de China investigaron la línea de emisión ancha de doble pico y el aspecto cambiante AGN NGC 2617.

De octubre de 2019 a mayo de 2020, Los investigadores realizaron observaciones RM espectroscópicas de NGC 2617 con el telescopio óptico de 2,4 m ubicado en el Observatorio Lijiang de los Observatorios de Yunnan. Su campaña intensiva y homogénea de monitoreo de RM se llevó a cabo durante un estado de alta actividad de NGC 2617. El muestreo es de ~ 2 días.

Por primera vez, detectaron la firma de reverberación resuelta por velocidad del objeto. Tanto Hα como Hβ mostraron un perfil asimétrico con un pico en los retardos de tiempo resueltos por velocidad. Para cada una de ambas líneas, el retraso del núcleo de la línea fue más largo que el de las alas relevantes, y el pico de los retardos resueltos por velocidad se desplazó ligeramente hacia el azul. Estas características no son consistentes con la predicción teórica de la entrada, modelo de flujo de salida o disco kepleriano.

Además, los investigadores obtuvieron los desfases de tiempo de Hα, Hβ, Hγ, y el yo, lo que indica una estructura estratificada en la región de línea ancha (BLR) de NGC 2617. Esta es la primera vez que se obtienen los rezagos de Hα y He I. Se obtuvo una masa de aproximadamente 20 millones de masas solares para el agujero negro supermasivo central en NGC 2617.

Curiosamente, la línea de emisión ancha de doble pico Hβ desapareció en las observaciones de RM que se informan aquí, pero apareció en los espectros observados en 2016 por los demás. Es probable que la estructura de BLR haya cambiado. Los resultados de la observación implican la complejidad del BLR de NGC 2617. Los datos de observación muestran que los cambios en la tasa de acreción son probablemente el origen del comportamiento de cambio de apariencia de NGC 2617.

Estos hallazgos sobre los AGN de ​​apariencia cambiante con líneas de emisión anchas de doble punta permiten a las personas comprender mejor las estructuras físicas centrales y los mecanismos de apariencia cambiante de estas fuentes.