Ниже — краткое, но конкретное сравнение основных наблюдательных методов для изучения активных ядер галактик $AGN$ и практическая схема проектирования мультидлинноволновой кампании, ориентированной на выявление «скрытых» $обусловленныхпылью/газом,Compton‑thickит.п.$ источников аккреции.

1) Сравнение методов $достоинстваиограничения$

Оптическая спектроскопия $включаяИФУ,спектрополяриметрию$

Достоинства:
Хорошая чувствительность к эмиссионным линиям широкой и узкой зон $BLR/NLR$: классификация $Seyfert1/2,LINER$, измерение скоростей, оценки M_BH $ревербёрейшн,шириналиний$.Богатые диагностические диаграммы $BPT$ для отделения звёздообразования и AGN.Спектрополяриметрия может выявить скрытые широкие линии в поляризованном свете $обнаружениескрытогоBLR$.Ограничения:
Сильно чувствительна к поглощению пылью $оптическоевычитание/затухание$, поэтому легко теряет признаки у сильно поглощённых/пыльных AGN.Контаминация со стороны хост‑галактики $звёзды,HII$.Удалённые объекты/малые ядра требуют адаптивной оптики/высокого разрешения.

Радиоинтерферометрия $VLA/EVN/VLBA,mmVLBI;ALMA—mm/submmинтерферометрия$

Достоинства:
Высокое угловое разрешение $VLBI$ — прямое наблюдение компактного радио‑ядра и джетов на парсек/миллипарсекных масштабах; измерение движения, поляризации, магнитного поля.ALMA даёт детальную карту молекулярного газа, крутящегося тора/топливного потока $CO,HCN,HCO+$; позволяет исследовать подвод топлива и связанный с ним динамический контекст.Радио проходит через пыль — полезно для сильно запылённых источников.Ограничения:
Только часть AGN — радио‑громкие; отсутствие яркого радио‑ядра не исключает мощную скрытую аккрецию.Синхротронная эмиссия может маскировать термический компонент; свободно‑свободное поглощение/рамп‑эффекты.Чувствительность и uv‑покрытие могут ограничивать обнаружение слабых ядер.

Рентген $мягкие/жёсткиерентгеновскиелучи;Chandra,XMM‑Newton,NuSTAR,Swift/BAT,INTEGRAL$

Достоинства:
Прямой доступ к первичной акреционной эмиссии $корона$ и отражённому компоненту; быстрые вариации $сек–дни$ дают размеры/физику окрестности BH.Возможность измерять поглощение по N_H; Fe Kα линия и «reflection hump» $20–30keV$ дают диагностические признаки Compton‑thick/Compton‑thin.NuSTAR и орбитальные батч‑детекторы чувствительны к твёрдым (>10 keV) лучам, способным пробить толстую колонку.Ограничения:
Compton‑thick (N_H >~ 1e24 cm^-2) может полностью скрыть прямую компоненту в мягких и даже частично в жёстких рентгенах; наблюдаем только отражённый/флуоресцентный компонент.Ограниченная угловая разрешающая способность $кромеChandra$; статистика счётов может быть низкой для слабых источников.Комплекcный слоистый тор/рефлексия требует комплексного моделирования $MYTorus,borus02ит.п.$.

Инфракрасные наблюдения $near‑IR,mid‑IR;JWST,Spitzerlegacy,ground‑basedAO,SOFIAранее$

Достоинства:
ИК почти не чувствителен к поглощению пылью; горячая пыль тора излучает в NIR/MIR — прямой индикатор переработки аккреционной энергии.Mid‑IR спектроскопия выявляет высокоионизационные линии $[NeV],[OIV]$ не возникающие в HII, сильный признак AGN; силикаты $9.7\mu m$ в абсорбции/эмиссии дают информацию о геометрии и оптической толщине.IR‑континуум + линии помогают разделять вклад звёздообразования и AGN $PAH‑featuresдляSF$.Высокое пространственное разрешение $JWST,groundAO$ позволяет отделять ядро от центра галактики.Ограничения:
Контаминация от звёздообразовательного теплового излучения $PAH,холоднаяпыль$ — нужна спектроскопия и SED‑декомпозиция.Низкое разрешение для наземных инструментов в MIR; интерпретация требует моделей торуса $clumpyvssmooth$.Иногда сильный IR‑фотоны — косвенный индикатор, не даёт прямой информации о первичном рентген/УВ излучении без модели.

2) Какие наблюдательные признаки указывают на «скрытую» аккрецию?

Высокий эквивалент широкой Fe Kα (>~1 keV) и сильный reflection hump при слабом прямом continuum — признак Compton‑thick.Высокое отношение MIR/X‑ray $избыточныйMIRприслабомX‑ray$ — возможная толстая обёртка.Наличие высокоионизационных MIR‑линий $[NeV]$ при слабом оптическом AGN‑сигнале.Скрытые широкие линии в спектрополяриметрии.Центр галактики с компактным горячим IR‑источником $NIR/MIR$ и/или компактным радио‑ядром, при отсутствии оптических признаков.Молекулярный диск/тор с высокой поверхностной плотностью $ALMA$, направляющий газ к малым радиусам.

3) Проект мультидлинноволновой кампании для выявления скрытых источников аккреции — рекомендации

Цель кампании: подтвердить или исключить наличие скрытого AGN, определить степень поглощения $N_H$, природу IR‑эмиссии $AGNvsSF$, структуру окружения $тор,молекулярныйгаз$, и при возможности — измерить параметры аккреции.

A. Базовый $обязательный$ набор наблюдений

Жёсткие рентгеновские наблюдения: NuSTAR глубокий экспозиций $10–100ks,взависимостиотяркости$ + мягкий XMM‑Newton/Chandra $спектроскопияиразрешение$. Цель: измерить N_H, Fe Kα, reflection hump и получить хорошую спектроскопию для моделирования torus.Mid‑IR спектроскопия $JWST/MIRIилиground‑basedMIRIFU$: поиск $$NeV$$, $$OIV$$, измерение силы PAH и силиката, измерение ядерного MIR континуума. Цель: прямой индикатор AGN и декомпозиция вкладов.НИР‑спектроскопия $1–2.5\mu mсAOилиJWSTNIRSpec$ и/или спектрополяриметрия в оптическом/НИР диапазоне: поиск широких линий в Paα, Paβ или скрытых broad‑lines в поляризованном свете.ALMA $CO,HCN,HCO+$ на разрешение ~0.1–0.3" для карты молекулярного газа и оценки запасов топлива, колёсности и возможных поглощающих / концентрирующих компонентов.Высокое разрешение оптическое/NIR‑изображение $HST,JWST,AO$ для разделения ядра и звёздного фона.

B. Дополнительные/целевые наблюдения $приналичииподозренийилидляуглубления$

Радио VLBI $VLBA,EVN$ для поиска компактного ядра/джета и проверки кор‑эмиссии.Длинноволновая спектрополяриметрия $оптика/НИР$ для обнаружения скрытого BLR.Дальнейшие hard X‑ray мониторинги / Swift/BAT для улавливания изменчивости и возможных «разоблачений» при смене N_H.Долгосрочные мониторинги $оптика/Ик/рентген$ для исслед. вариабельности и проведения reverberation mapping, если источник яркий.

C. Тактика наблюдений $координацияивременныеаспекты$

Синхронность: по возможности проводить NuSTAR + XMM/Chandra + JWST/MIRI близко по времени $дни–недели$, чтобы избежать путаницы из‑за переменной поглощённости/лазерного состояния источника.Каденс: для переменных AGN — серия наблюдений $несколькоэпох$ для выявления изменения N_H; для типичных кандидатов — одно глубокое X‑ray + одно глубокое MIR + ALMA достаточно, но лучше добавить повтор.Угловое разрешение: использовать наилучшее доступное $Chandra,VLBI,ALMA,JWST$ чтобы изолировать ядро от звёздного/SF фона.Чувствительность: цель — достать нижние пределы N_H и измерить Fe Kα EW; предусмотреть экспозиции, обеспечивающие S/N > 10–20 в ключевых спектральных регионах.

D. Аналитика и модельная интерпретация

X‑ray спектральные модели torus: MYTorus, borus02, etorus, чтобы оценить N_H, покрывающую фракцию $coveringfactor$ и относительно вклада отражения.SED‑декомпозиция $UV–radio$: выделение AGN‑компонента от звёздного/холодного пыли $использоватьclumpytorusмодели,e.g.CLUMPY,CAT3D$.Линии MIR $[NeV],[OIV]$ и оптические/НИР линии — использовать как независимые индикаторы AGN, сравнивать с X‑ray и MIR continuum.Корреляции: сравнение L_$$OIII$$, L_MIR, L_X; повышенное L_MIR / L_X указывает на сильно поглощённый / Compton‑thick AGN.Поляриметрия: наличие скрытых широких линий в поляризованном свете — «честное» подтверждение скрытого BLR.

E. Практическая «цепочка решений» при анализе данных

Есть ли сильный жёсткий X‑ray (>10 keV)? — да: прямой компонент; нет/слабый: подозрение на Compton‑thick.Fe Kα EW >~ 0.5–1 keV? — указывает на сильный reflection → Compton‑thick вероятен.MIR высокий и/или наличие $$NeV$$? — подтверждение AGN, даже если X‑ray слаб.Спектрополяриметрия показывает broad lines? — скрытый BLR найден.ALMA показывает плотный молекулярный тор/колонну? — подтверждает источник поглощения и механизм питания.

4) Пример минимальной и идеальной кампаний $длятипичногоближайшегоподозрительногообъекта$

Минимальная $ограниченныйресурс$:
NuSTAR $50ks$ + XMM/Chandra $20–50ks$ — N_H, Fe Kα.JWST MIRI $илиgroundMIRспектр$ — $$NeV$$, PAH, силикаты.NIR спектр $AO$ для Paα/Paβ, поиск скрытых BLR.Идеальная $комплексная$:
NuSTAR + XMM + Chandra $синхронно$, JWST MIRI + NIRSpec, ALMA $CO/HCN$, VLBI, оптическая спектрополяриметрия, многопериодный мониторинг $X‑ray+оптика/IR$ для изучения переменности и reverberation mapping.

5) Итоговые практические советы

Комбинация hard‑X $NuSTAR$ + MIR спектроскопия $JWST$ + высокое разрешение ALMA даёт наиболее убедительную и разностороннюю диагностическую базу для обнаружения скрытых/Compton‑thick AGN.Синхронность наблюдений важна для избежания ошибок, связанных с вариабельностью.Не полагайтесь на одну метрику: комбинация признаков $FeK\alpha ,MIR/[NeV],поляризационныеbroadlines,молекулярнаяраспределённость$ — надёжнее.Планируйте модельную интерпретацию заранее $SED+X‑raytorusmodels$, чтобы наблюдения имели нужную чувствительность и спектральное покрытие.

Если хотите, могу:

составить конкретный список инструментов и типичных экспозиций для объектов разной яркости/расстояния;предложить чек‑лист диагностических порогов $L_{M}IR/L_X,EW(FeK\alpha )ит.п.$ с числовыми критериями для выбора Compton‑thick кандидатов.